「金星表層環境」

＊金星＊

岩石惑星一般の環境を論じることができる

表面
　コロナとよばれるプルームテクトニクスを示唆する地形
　プレートテクトニクスは確認されず
　表面岩石組成はMORBに似ている

大気
　アルベドが高いので熱圏の温度は地球よりも低い
　地表付近は温室効果が強く効き高温
　濃硫酸の雲
　硫黄(SO2)が重要：雲形成と温室効果の両方に効く

　→金星での硫黄の挙動について考えることが必要である
　　　金星の現在の気候は定常？変動？
　　　硫黄の循環モデルを表面鉱物と大気のバッファ反応に注目して構築したい
　　　　[e.g. Hashimoto and Abe, 2005]

重要な鉱物：CaCO3, CaSO4, FeS2, Fe3O4, Fe7S8

＊バッファ反応＊

カーボネイトバッファ：[Urey, 1952]
　→SO2が過剰になる問題 [Fegley, 1988; Fegley and Prinn, 1989]
　→化学反応と温室効果フィードバックにより不安定となる [Hashimoto and Abe, 2005]

パイライトバッファ：[Wood, 1996]
　存在そのものへの疑問あり、redox状態によっては存在できる
　→このモデルでCO2, SO2ともに説明でき、化学反応とアルベドフィードバックで安定化 [Hashimoto and Abe, 2005]

パイライトの安定性 [Fegley et al., 1995] ←これを改良したものをやりたい
　金星環境下でのパイライトの存在タイムスケールは短いので、現存していないと思われる

[Fegley et al., 1995] に対する批判
　実験はガスを流し続けたので、反応は一方的に進んだ
　１気圧下での実験であった

　→改善の余地
　　　圧力の依存性・適切なガス・熱平衡モデル考え直し

＃再現実験は簡単、でも高圧にするのは難しいかも
＃その他の実験条件をどう決めてどう扱うかはまだよくわからない？

＃結局、何を実験して何の情報を引き出すのか？
＃高圧でCO2の振る舞いが変わるのがクリティカル？工業的にはこうした実験は無い

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「近年の惑星形成論と惑星コア形成」

＊惑星形成論＊

原始惑星の形成環境・形成時間・原始惑星の姿

地球型惑星形成の問題点
　材料物質の量？
　大気・内部構造？
　円盤ガス散逸？
　惑星の多様性の起源？

原始惑星
　0.1地球質量
　0.1AU軌道間隔
　10-100万年で形成

円盤ガスの散逸タイムスケール：10^6-10^7 year
＃観測で、円盤のダスト放射の減衰タイムスケールで見積もる

Giant Impact 後のマグマオーシャン
　深いマグマオーシャン [Abe, 1997]
　　大気が無いと数千年で固化
　　太陽組成大気があると表面は数百万年のマグマオーシャン、下部マントルまで分化
　　脱ガス水蒸気大気だと上部マントルが分化
　＃大気が還元的な場合は何が起こる？

＊古典的コア形成＊

金属鉄単体の融点：1536℃　←軽元素を含むと大きく下がる

コア形成メカニズム
　Droplet沈降 rainout, rainfall ＃違いは？
　大きな金属塊沈降
　金属鉄ネットワーク形成　←界面エネルギーで決まる、低圧化では実現されない

プロトコアからコア形成へ：ここに時間がかかりそう
　[Ida et al., 1987, 1989; Honda et al., 1993]

＊G.I.とコア形成＊

シリケイトと鉄の平衡化は結局可能なのか？？
＃ジャイアントインパクトの精密な理解が必要
＃化学情報をどう使っていくか（使えるか）を理論屋も考えないといけない

＊問題＊

親鉄性元素の分配
　高圧実験のデータがそろってきた

Hf-W
　データと現実のつなぎあわせ

コアの軽元素
　物理化学的な必然性を追う

そもそも、何に着目すれば惑星コア形成を解けるか？
原始惑星でのコア形成と Giant Impact でのコア形成をどうつなぐか？

＃全体を説明するのではなく、どこかの物理過程に着目してピンポイントで研究するべき

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「小惑星イトカワについてと粉体に関する研究」

＊小惑星＊

現在までに数十万個確認

地上観測によるスペクトル分類
　C型：炭素質 75%　←メインベルトの外側
　S型：ケイ素質 17%　←メインベルトの内側の大部分
　その他いろいろ

探査した天体
　ガスプラ・イダ・マチルド・エロス・イトカワの５天体のみ
　　高解像度はエロスとイトカワのみ　←近地球小惑星

＊イトカワ＊

ごく小さな重力しかない小惑星上にもレゴリスが存在！

一回の衝突で噴出物が全球に広がる
　→全球のレゴリス分布は一様のはず（エロスでは確かに一様）
　→イトカワ上は不均一、ボルダーが存在
　＃他の小惑星では解像度が足りないので何とも言えない
　＃エロスは定点観測なので全球的な均一性は不明

＊レゴリスの移動と分級＊

たとえばエロスの画像解析を行うと、確かに分級が起きているようにも見える
＃ただしある狭い領域しか撮像していないので何とも言えない

イトカワ上でも衝突・振動による分級が起きている可能性

＊いろいろ＊

レゴリスの偏折がスペクトルに影響？
化学組成の変化が形状等に及ぼす影響？
イトカワ上ではレゴリスが移動しているので、宇宙風化の程度の違いが見られた

＊粉体＊

レゴリスを構成、挙動はよくわかっていない
単一粒子と粒子集合体のそれぞれを考える必要あり
　粒子の大きさと強度の関係
　粒子間に働く力
　粒子集合体の力学特性
　粉体層の流動性

＃詳しくは粉体の教科書あたりを参照

ポイント：粉体層の不均一性は”ブラジルナッツ効果”による偏折で説明可

粉体の実験：多くの因子が絡み合って解析しづらい
シミュレーション：それぞれの因子を独立に調べられる（ex.和田さん）
　→現在まで「形」の影響についてはよく分かっていない

「形」も考慮した簡単な計算
　→それっぽい雰囲気で偏析している

＊課題＊

数値実験と実験を組み合わせて
　小惑星のレゴリス・粉体・スペクトル変化などについて研究したい

＃具体的なプランは？
＃何をやれば何がわかって何がおもしろい？
＃　→いくつかの小惑星表面について粉体工学を適用できればそれぞれの表面について議論できるかも

＃イトカワの振動についての？がたくさん
＃妄想はいろいろできるので楽しそうだけどうまくまとめるのは難しそう？

＃参考サイト：http://www.um.u-tokyo.ac.jp/hp/miyamoto/itokawa.html

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「Habitable Planets with High Obliquities」 [Williams and Kasting, 1997]

月が無いと自転軸変動が大きくて気候変動が激しくなる
　CO2リッチな大気でEBMを解くと気候変動は小さい？
　　→自転軸変動の影響は小さい？？？＃論文を読まないとよくわからん

CO2のサイクルをモデルに組み込む＃組み込み方はよくわからん→論文参照
　→軸の変動のタイムスケールよりもCO2レベルの変化のタイムスケールの方が短いので対応可能？

CO2の雲も考えました＃よくわからん→論文へ

HZの外縁であればCO2リッチな状況になりよりHabitableになりやすい？
＃論文を読まないとわからん

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「海惑星と陸惑星を分ける条件」

＊イントロ＊

海惑星：地球
　大気循環によらずに高度の低い海洋に液体がある
　降水と蒸発は局所的にはバランスしない

陸惑星：火星・タイタン
　地表での液体の分布が大気中での液体輸送で支配される
　降水と蒸発は局所的にバランス

陸惑星の気候 [Abe et al., 2005]

Habitable Zone の違い [Abe et al., in prep]
　暴走温室効果とアイスアルベドフィードバックの兼ね合い
　　海惑星だと全緯度帯に水が存在するので射出限界を超えられず暴走温室
　　陸惑星だと陸から放射できるので暴走しない
　　陸惑星では赤道に氷ができないのでアイスアルベドフィードバックが効かない
　　　→海惑星の方がHZが小さくなる！

海惑星になる条件：全球的に繋がった海洋があること
陸惑星になる条件：局所的な湖のみがあること

＊Percolation理論＊

「つながりの科学ーパーコレーション理論」小田垣
　繋がりが主要な働きをなす系を扱う理論

参考：http://homepage3.nifty.com/mnakayama/research/0410perco/percolation.htm
参考：http://www.pwri.go.jp/team/dam_str/percolation.html

格子点上の石が互いに接する問題 [Scher and Zallen, 1970]
　臨界値を超えると繋がる（ρc=0.44）
ポテンシャルの谷の中の粒子の運動問題 [Zallen and Scher, 1971]
　海水準にも臨界値がある（φc=0.5）

→どちらで考えても50%ぐらいを境に海が繋がる？
＃結局これをよりどころとするみたい・・・？

＊課題＊

現実的な地形
　＃惑星サイズ的な有限地形を扱うには？
面積比以外の基準
海陸分布と気候の関係

＃まずは現実的な地形そのものについて考察

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「火星DLEタイプクレーターのエジェクタ形成シナリオの理解」

＊火星のクレーターのおもしろさ＊

月や水星のクレーターと比べるとejectaの構造が複雑 [Demura, 1999]
＃月や水星ではクレーター孔からゆるやかに傾斜、端はあやふやになる

ejectaが弾道飛行で到達する距離よりも遠くまで存在
　→なんらかのメカニズムで遠くまで運ばれた（流動？）

先端に畝がある（rampart crater）
止水領域が存在（障害物でせき止められた）

＊流動プロセス＊

lahar
surge
pyroclastic flow
debris avalanche

どのプロセスがどういう割合で効くかを議論したい
流れの気体・液体・固体比が重要

　→堆積物の分布・体積・到達距離などから議論
　　 DLE形成過程の理解を通して、ejecta形成シナリオへ制約を加える

＃なにがおもしろいのか？
＃→地下の揮発性物質への制約につながる、過去の大気の情報が得られる

＊火星ejectaの分類＊

博物学的に分類 [Barlow et al., 2000]

注目するクレーター：Double Layered Ejecta クレーター（DLE）
　２枚のローブからなる
　１回の衝突で異なる２回の堆積過程？
　直線的な放射状の構造あり（溝＋畝） [Mouginis-Mark, 2004]
　微細地形もあり（mオーダー）

北部低地：ほとんど全てのクレーターが lobate ejecta を持つ
DLE：北部地域に多い、しかも集中的に存在
＃南半球に少ないのは、地中の状態の違い？高度（大気圧）の違い？
＃南北の違いを説明するのがたぶん最も本質的な問題だと思う

＊Ejecta Mobility＊

EM = Rejecta/Rcrater：流動化の程度を示す指標 [Barlow, 2004]
　過去の研究ではエネルギーに関しては考慮せず、単純に流動化量の指標として使われていた

　→Ejecta Mobility の直径依存性をエネルギーの出し入れも考慮してモデル化する

Utopia平原の直径>4kmの新しいクレーターを使う

EMの直径依存性
　エネルギー源
　　(1) ejecta自身のポテンシャルエネルギー
　　(2) 衝突がejectaに与える運動エネルギー
　エネルギー消失
　　(3) 底面での摩擦
　　(4) 粘性＝内部摩擦
　＃(1)と(2)はそもそも関係がある、分けて考えるべき？
　＃結果の半径依存性が変わるのは変？

以上の４通りをエンドメンバーとしてモデルを作る（重ね合わせは考えない）
　→それぞれクレーター半径のべき乗の形で書ける
　＃この結果解釈はよくわからん
　＃どうやってエンドメンバーの混ぜ合わせを行う？
　＃結果はむしろ４つの過程がクレーターごとに複雑に組み合わさったものに見える

inner lobe のEMは月のEMとよく一致
　→inner lobe は ballistic だという主張？＃これはおかしい

＃４つのモデルの見直し・物理的意味の理解が必要
＃やはりエンドメンバーでの解釈・組み合わせには無理がある気がする

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「星周環境推定に向けたフォルステライト蒸発異方性の実験的研究」

＊恒星の進化と物質進化＊

恒星の進化サイクルの中で重要な過程：
　原始惑星系円盤と晩期星：主系列星と分子雲をつなぐ進化段階
　原始惑星系円盤のダスト：惑星の原料

赤外観測による成果：
　星周空間では非結晶質フォルステライトが主成分 [Kemper et al., 2004]
　晩期星や原始惑星系円盤では結晶質フォルステライトも [Malfait et al., 1998; Honda et al., 2003]
　　→ガス・ダストをまとった天体周囲では結晶質フォルステライトが多い
　フォルステライト吸収ピークの位置は天体によっていろいろ
　　→結晶の蒸発・凝縮プロセスによる（温度・組成・結晶度・形状に依存）

星周空間は高温・低圧→凝縮・蒸発ともに起こりうる
　今回は蒸発プロセスを追う
　形状変化による吸収ピーク位置変化に着目

フォルステライト蒸発について
　調和蒸発と非調和蒸発
　　非調和蒸発 [Tachibana et al., 2002]：エンスタタイトなど
　　調和蒸発 [Hashimoto, 1990; Nagahara and Ozawa, 1996]：フォルステライトなど
　　　→フォルステライトは調和蒸発するので扱いやすい
　蒸発異方性がある [Ozawa et al., 1996; Yamada et al., 2006]
　　温度変化によって異方性が変化？

フォルステライト蒸発についての依存性を調べる実験：
　水素圧上昇とともに蒸発速度が上がる [Nagahara and Ozawa, 1996]
　蒸発速度は圧力の1/2乗に比例して上昇 [Hashimoto, 1998]
　温度変化によるトレンド変化はない [Tsuchiyama et al., 1998]
　いろいろ実験したまとめ [Kuroda and Hashimoto, 2002]

　→異方性について考慮した実験はない
　→形状の変化を知るためにはこの実験が必要

＊これまでの試み＊

連合大会での発表参照（圧力は水素を増やして上げる）
1535℃：圧力が増すと異方性が変化
1657℃：異方性はあまり変わらない
＃この温度による違いはよくわからん
＃高温だと面の形状によらずガンガン蒸発するので異方性がなくなる？
自由蒸発＋水素との化学反応による蒸発の２つのモードを持つ？

＊形状と赤外スペクトルの対応＊

以下の３通りを考える
　原始惑星系円盤
　晩期星
　晩期星・高温

定性的なスペクトル変化を見る程度
モデル計算は [Sogawa et al., 2006] を使用
球形から扁平形への変化・水素圧力変化・温度変化の影響を見る
　→スペクトル変化は一方向ではない（相対位置・相対強度がいろんな方向に変化）

＃結局スペクトル変化は複雑な変化が複合的に起きる、どうやって同定する？

＊今後＊

低温での蒸発異方性を実験的に決定する
フォルステライトの凝縮異方性を実験的に求める
現実的な粒子形状に対応するスペクトルを計算する
ある形状に対応する温度圧力範囲を制約する
赤外スペクトル観測→ダストが経験した温度圧力環境を推定（これが最終目標）

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「地球型惑星集積中における親気性元素の挙動について」

＊惑星大気の形成＊

捕獲大気：
　1. 太陽組成大気：円盤ガス組成の大気を集積中に捕獲 H2, He に富む還元大気

脱ガス大気：
　2. 衝突脱ガス大気：惑星集積中に微惑星の脱ガスによって生成
　3. レイトベニヤ大気：惑星集積末期（コア形成後）に揮発性元素に富む隕石の衝突脱ガスで生成
　　　　　　　　　　　　還元大気 [Hashimoto et al., 2007]

1+2：初期大気について考える
＃今回は衝突脱ガス大気のみ

Genda and Abe, 2003, 2005
　ジャイアントインパクト後にも大気は生き残る
Hashimoto et al., 2007
　レイトベニヤ大気の大気形成にもたらす影響は小さい
そもそも初期大気について考えている人がほとんどいない
＃阿部研がやるしかない

　→初期大気の化学組成を考えることが、それ以降の大気の進化についての初期条件を与える

＊Kuramoto and Matsui, 1996（KM96）＊

地球集積中の親気性元素（H, C）の挙動を見た

→わかったこと：
　コアの密度減少についての説明（H, Cが溶けている）
　酸化的マントルへの進化についての説明（マントルに水が溶けている）
　衝突脱ガス大気の化学的組成を大まかに議論

＃KM96では衝突・マグマポンド形成まで、その後の分化は考えていない←ここを拡張

KM96モデル：
　Silicateメルト　→マントル
　Metaric Iron　→コア
　Fluid　→大気

材料物質：
　２成分モデル [Ringwood, 1977; Wanke, 1981]

計算条件：
　圧力：0.2GPa-5.0GPa
　　マグマポンドの大きさに対応（深さ数km-150km）
　　圧力勾配は無視
　温度：2000K
　　微惑星衝突時の温度
　酸素分圧：金属鉄によるIWバッファを元に計算
　均質集積・完全な化学平衡を過程

計算結果・解釈はKM96参照
参考：http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~keikei/study.html

＊拡張＊

KM96の結果を初期状態とし、その後の分化を考える

(i)溶融金属鉄沈降 < 脱ガス速度
(ii)溶融金属鉄沈降 > 脱ガス速度

(i)
惑星表面（1bar）からの脱ガス後に、残った材料でシリケイトメルトと溶融金属鉄間で平衡
酸素分圧はIWバッファを元に計算

マグマポンドが深いほどHは鉄に溶ける
脱ガスはH2, H2Oの順で多い、CH4が少なくなった
炭素はCOの形で脱ガス、残りはコアへ

ほとんど脱ガスして大気へ、あまり惑星内部には持ち込まれない
H, Cともに鉄によく溶ける？
圧力が低いので？CH4が出ない
H2OやCOが出て若干酸化的な大気になる

(ii)
金属鉄がコアへ沈降後に惑星表面でシリケイトメルトとガス間で平衡
酸素分圧はシリケイト・ガス間の酸素分配を元に計算

マグマポンドが深くなると溶融鉄が持ちさるHが増加
　→残る物質中のH/O比が減少
　→脱ガス量減少
マグマポンドが深くなるとH2Oが増える？
　＃要するにH2が減ってるから？

結局、、、高圧だとH, Cがコアへ
　→H2, COが減少、余ったOがH2Oになる、酸化的な大気になる

＃(i)→(ii)→(i)→・・・を繰り返す必要あり
＃そうすると、もともとの大気成分の影響が出る←これはけっこうめんどいね

＊今後＊

捕獲大気との間の平衡も考えたい
材料を変えて計算したい
C, H だけではなく N も考えたい

＃状況の時間変化を追うとかなりめんどい

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「軌道要素が惑星気候に与える影響とそのメカニズムの解明に向けて」

系外惑星：軌道離心率が様々
軌道離心率・自転軸傾斜の変化→日射量の変化

＊手法＊

全球を表現できる気候モデルで数値実験
　1. EBMで多パラメータ、全体の傾向をつかむ（今日はここまで）
　2. GCMで詳細なメカニズムを調べる

南北１次元EBM：小西修論参照
　先行研究
　　[Budyko, 1969; Sellers, 1969; North, 1975]
　　　気候の多重性
　　[Williams and Kasting, 1997; Williams and Pollard, 2002; 小西修論]
　　　軌道要素に対する気候の違いや気候モードの移り変わり
　　[小西修論]
　　　離心率が大きい場合（楕円軌道）の惑星でも、水の蒸発と凝縮の潜熱で温暖な気候が実現

＊本研究（EBM）＊

小西＋自転軸傾斜でたくさん計算

＊結果＊

自転軸傾斜が大きいと多重解がなくなる（陸惑星の場合）
自転軸傾斜が大きいと温暖になるか寒冷になるかは一概には言えない（軌道長半径による）
　氷が張るとアルベド増加・暴走するとエネルギーを溜め込む、この兼ね合い
　＃よく考えるとわかる
歳差運動によって気候モードが変化する惑星の存在（近点春分と近点夏至での違い）

＃氷の厚さを考えていないことが影響？

＊問題＊

対流を扱えない
　温度差によらず一定の拡散係数による拡散で熱輸送している
　境目となる傾斜角が日射と１対１対応になっている

水の扱い
　水の量が無限で、輸送過程も考慮していない
　水が激しく蒸発すると、上空で光解離・散逸してしまう
　水蒸気による温室効果を考えていない
　雲のアルベドを考えていない

＊GCMへ向けて＊

先行研究：
[Williams and Pollard, 2002; 2003; Abe et al., 2005]

GCMで調べたいこと
　対流による熱輸送の効果
　一時的に暴走温室状態になっているときの水蒸気量
　多重解はあるか
　「夏極が放射限界を超える日射を受けながら冬は凍結している惑星」byEBM の可否

＃使おうとしているモデルは基本的に阿部さんGCMに準拠？地形の効果は無視して単純化
＃CO2の分配（海など）をきちんと考えることも重要？

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「新たな真空実験装置の立ち上げ＆Mg-Si-O-H系での凝縮実験」

＊ダスト観測＊

星周辺のダストの組成・性質を調べることで、その星の物理・化学状態を知ることができる
　→固体物質の進化を推定

星や星間空間の赤外領域のスペクトルを観測 [e.g. Lisse et al., 2007]
　→ダストの組成・形状・温度などがわかる
＃現状は「何があるか」を同定する程度、それも怪しいレベル？

ISOの観測からある程度どのような物質が存在するか分かってきた
　→様々なダストが存在 [Molster and Waters, 2002]
　　 Silicate はほとんどが amorphous >> crystal

晩期星：c+a
ISM：a
DISC：c+a
　→silicateの結晶化プロセスを解き明かすことが重要

円盤内では加熱・冷却プロセスが働く
液層は安定に存在できない
　→物質の固体と気体の反応が相変化を担う重要なプロセス

＊凝縮＊

平衡凝縮モデル [Grossman, 1972; Wood and Hashimoto, 1993; Ferrarotti and Gail, 2001]
AGB星での粒子凝縮を考慮したモデル [Ferrarotti and Gail, 2001]
　→非平衡凝縮を考えると全く異なる結果
　→非平衡反応を速度論的に理解することが必要
＃ここよくわからん、[Ferrarotti and Gail, 2001]を読む
＃シリケイトと鉄の凝縮をまじめに考える必要あり
＃↑これまではシリケイトと鉄は別々にダストを形成すると仮定してきた

Hertz-Knudsen式
　蒸発（凝縮）係数を理論的に求めることは困難
　　→実験的によって決めることが重要

＊本研究の目的＊

silicateの凝縮条件の相違による凝縮物の組成・c/aなどの違いについて実験的に求めたい
　O2ガス中でMgOとSiOを蒸発させ、基盤に凝縮する物質・c/a等を調べる
　気体分子種はMgO/SiO/O, O2
新しい真空実験装置を立ち上げる（今日はここまで）

＊テスト実験＊

真空引き成功・1600℃までの昇温達成
SiO2の蒸発実験
　表面積を適当に仮定して蒸発係数を求めると、一応先行研究と整合的？

＃２成分だとSi/Mg比のコントロールが難しいかも

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