大気散逸

大気散逸とは

大気散逸とは、惑星や衛星が持つ大気が、宇宙空間へと失われていく現象です。この現象は、惑星の進化や居住可能性に大きな影響を与えるため、天文学や惑星科学において重要な研究テーマとなっています。大気散逸のメカニズムは多岐にわたり、大きく分けて熱的散逸、非熱的散逸、そして衝突による剥ぎ取りの3つに分類されます。これらの散逸過程の相対的な重要性は、惑星の脱出速度、大気組成、そして恒星からの距離によって大きく変動します。

大気散逸のメカニズム

熱的散逸

熱的散逸は、大気分子が持つ熱エネルギーによって、その運動速度が惑星の重力を振り切るほど大きくなることで発生します。この現象は、分子レベルで起こるジーンズ散逸から、大気全体が流出するハイドロダイナミックエスケープまで、様々なスケールで観測されます。

エスケープパラメータ

大気の熱的散逸の度合いを示す指標として、エスケープパラメータ（λ）があります。これは、以下の式で定義されます。

math
\lambda = \frac{GMm}{rk_{\rm {B}}T}


ここで、

G は万有引力定数
M は惑星の質量
m は大気分子の平均質量
r は惑星中心からの距離
kB はボルツマン定数
T は大気の温度

エスケープパラメータは、惑星の脱出速度と大気分子の熱運動速度の比を表しており、大気が惑星にどれだけ強く束縛されているかを示します。値が大きいほど、大気は散逸しにくいことを意味します。地球の大気下層では、λは約700と非常に大きな値を示します。

また、エスケープパラメータは、惑星半径（r）と大気のスケールハイト（H）の比としても表すことができ、以下のようになります。

math
\lambda = \frac{r}{H}

ジーンズ散逸

ジーンズ散逸は、熱的散逸の古典的なメカニズムの一つです。これは、大気が静水圧平衡にある状態で、大気分子の速度がマクスウェル分布に従うことにより、一部の分子が脱出速度に達して宇宙空間に散逸する現象です。この過程は、大気の「蒸発」に例えられ、ハイドロダイナミックエスケープとは対照的に、個々の分子が独立して散逸していきます。ジーンズ散逸の起こりやすさは、分子の質量、惑星の脱出速度、そして大気の温度に大きく依存します。

ハイドロダイナミックエスケープ

ハイドロダイナミックエスケープは、大気が静水圧平衡を保てないほど高温・高圧な状態で発生する散逸現象です。この過程では、大気全体が流体のように宇宙空間へ流れ出します。大量の熱エネルギーが大気に吸収されることで、大気が上方へ膨張し、分子が加速されて脱出速度に達します。この時、軽い分子が重い分子を引き連れて散逸していくこともあります。ハイドロダイナミックエスケープの散逸率は、大気上層に与えられるエネルギーによって制限されます。主に、恒星からの極端紫外線がエネルギー源となります。

非熱的散逸

非熱的散逸は、光化学反応や荷電粒子の相互作用によって引き起こされる大気散逸のメカニズムです。この過程では、荷電粒子が関与することが多いですが、最終的に散逸するのは中性粒子であることがほとんどです。

解離反応

高エネルギーの紫外線光子が分子と相互作用して光解離を起こしたり、高エネルギー電子が衝突して衝突解離を起こしたりすると、生成された中性粒子がエネルギーを得て散逸します。また、光電離によって生成されたイオンは、極風やイオンピックアップによって散逸することがあります。

電荷交換

太陽風などの高エネルギーイオンが、大気中の分子と電荷交換を起こすことで、高速な中性粒子が生成され散逸します。一方で低速のイオンは惑星の磁場に捕捉されます。

スパッタリング

太陽風の粒子が、大気中の分子と衝突することで、分子が散逸する現象です。この過程は、磁気圏を持たない惑星で特に重要となります。

極風

磁気圏を持つ惑星の極域から、大気中のイオンが宇宙空間へ放出される現象です。

イオンピックアップ

磁気圏を持たない惑星では、太陽風の電磁場が荷電粒子を捕獲し、惑星から散逸させる現象です。この過程によって、スパッタリングが引き起こされることもあります。

衝突による剥ぎ取り

惑星への天体衝突も、大気散逸を引き起こす原因となり得ます。衝突体が大気中を通過する際に、大気分子を加熱したり、衝突によって生成された物質が摩擦を起こすことで、大気が宇宙空間へ放出されます。特に大きな衝突の場合、大量の大気が失われる可能性があります。

太陽系天体における大気散逸の例

地球

地球では、水素がジーンズ散逸、電荷交換、極風などによって散逸しています。また、ヘリウムも主に極風によって散逸しています。地球の歴史の中で、太陽の活動が活発化すると、より多くの水素が散逸し、地球上の水が失われる可能性も指摘されています。

金星

金星では、主に非熱的散逸によって水素が失われています。酸素の散逸は、電荷交換やスパッタリングが主な要因です。

火星

火星では、過去に何度も衝突による大気剥ぎ取りが起こり、現在の希薄な大気に至ったと考えられています。現在でも、ジーンズ散逸や非熱的散逸によって、大気が失われ続けています。

タイタンとイオ

土星の衛星であるタイタンと木星の衛星であるイオも、大気散逸にさらされています。タイタンでは、太陽風によるスパッタリングが、中性水素の散逸を引き起こしています。イオでは、木星のプラズマとの相互作用により、ナトリウム粒子が放出されています。

太陽系外惑星における大気散逸

太陽系外惑星の研究では、大気散逸の観測が、惑星の組成や居住可能性を決定する上で非常に重要です。ライマンα線の吸収などを利用して、惑星周辺の水素量を測定し、大気散逸の度合いを調べることができます。

その他の大気損失機構

炭素隔離のように、大気から分子が惑星内部に移動する現象も、大気損失に影響を与えます。これは、散逸とは異なり、大気中の分子が惑星の外に失われるのではなく、惑星内部に蓄積される現象です。


大気散逸は、惑星の進化を理解する上で欠かせない現象です。今後も、さまざまな観測や研究を通じて、大気散逸のメカニズムがさらに解明されることが期待されます。

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