\underline{火星現象論: 火星大気の進化目次 1}

火星現象論: 火星大気の進化

地球流体電脳倶楽部

1996 年 5 月 24 日

目次

1 地質学的な証拠 2 2 同位体比の問題 3 3 参考文献 4

Abstract

火星大気の進化を概観する.

/riron/genshou/mars/evol/evol.tex  96/05/24(地球流体電脳倶楽部)

\underline{2  火星現象論: 火星大気の進化  1 地質学的な証拠}

1 地質学的な証拠

現在の地表には , channels,gullies などが存在する。 (詳しく調べていないので channel と gully の違いは良くわからない) 図 1(Carr,1987) は 1 つの channel の写真である。これらの地形が形成されたメカニズムとしてはこれまでに次のようなものが考えられてきた。

• running water

• volcanism による地下の凍土の融解 , 流出

• 隕石の impact

図 1 outflow channel の一例 (Mangala Vallis)(Carr(1987) , fig 2)

しかし , channels の中には液体の H_{2}O の降水 , 流出によって作られたとしか考えようのないものもある。 (例えば , widespread channels) よって , かつて火星には大量の液体の H_{2}O が存在できるような暖かい気候があったことがわかる。温暖な気候が存在するためには温室効果が十分効くような濃い大気がなければならない。そのため火星にはかつて濃い大気が存在したと考えられる。このような濃い大気の主成分としては CO_{2}が考えられている。しかし , まだ次のようなことはわかっておらず , 今後の問題である。

• 現在の火星の表層にはどれくらいの CO_{2}と H_{2}O が存在しているのか？

• 過去の火星にはどれくらいの CO_{2}と液体の H_{2}O が存在したのか?

• 昔存在したと考えられる CO_{2}と H_{2}O はどこにいったのか?

(Leovy,1979)

\underline{火星現象論: 火星大気の進化  2 同位体比の問題  3}

2 同位体比の問題

同位体組成を調べることによって , 火星が形成されたときの揮発性物質の総量を知ることができる。バイキング着陸船による観測から^{15}N/^{14}N の値が地球における値の 1.7 倍であることがわかった。この結果は火星はもともと多量の揮発性物質を持っていたことを示唆する。 (その理由は次の論文に書かれているらしいが調べてない。 Anders and Owen,1977) ところが K^{40}/Ar^{36}の値や炭素 , 酸素などの同位体比の結果は火星は揮発性物質に乏しかったということを示唆する。 (その理由は次の論文に書かれているらしいが調べてない。 Nier and McElroy,1977) このように同位体比によってまちまちの結果が得られる理由については良くわかっていない。 (Leovy,1979)

\underline{4  火星現象論: 火星大気の進化  3 参考文献}

3 参考文献

Anders,E. and Owen,T., 1977 : Mars and Earth: Origin and abundance of volatiles, Science, 198, 453-465

Carr,M.H., 1987 : Water on Mars, Nature, 326, 30-35

Leovy,C.B., 1979 : Martian Meteorology, Ann.Rev.Astron.Astrophys., 17, 387-413

Nier,A.O. and McElroy,M.B., 1977 : Composition and structure of Mars’ upper atmosphere: Results from neutral mass spectrometers on Viking 1 and 2, J.Geophys.Res., 82, 4341-4349

謝辞

本稿は 1989 年から 1993 年に東京大学地球惑星物理学科で行われていた, 流体理論セミナーでのセミナーノートがもとになっている. 原作版は石渡正樹による「火星現象論」 (89/05/19) であり, 林祥介によって地球流体電脳倶楽部版「火星現象論」として書き直された (96/06/23). 構成とデバッグに協力してくれたセミナー参加者のすべてにも感謝しなければならない.