岩波講座地球惑星科学１ 地球惑星科学入門
岩波講座地球惑星科学１２ 比較惑星学
MgO : SiO2 : FeO 〜 1 : 1 : 1 （個数比）そこで、地球はそういう割合の石でできているかというと、そうでもない。
[黒板に図を描く：地球の断面図]
現実の地球は、コアとマントルの２層構造になっている。
全体の半径は 6400 km、コアの半径は 3500 km である。これは
地震波の伝わり方を調べることによって明らかにされたものである。
ちなみに地球の１周が 40000 km であるというのが、もともとのメートル法の
定義である。
マントルは石でできている。
コアは、金属鉄でできている。つまり、地球ができるとき、鉄はそれほど 酸化されていなかった。鉄はそれほど酸化されやすくない。たとえば、 惑星ができつつあるときの大気に原始太陽系成分のガス成分がかなり多ければ、 まわりは水素だらけという状況になる。そういう状況ならば、鉄は酸化されていなくて良い。
コアは、よりちゃんと見ると、液体の外核と固体の内核からできている。
地球の中心は温度が高いが、圧力も高いので、内側が固体、外側が液体になっている。
固体のコアは、地球が冷えてくるにしたがって液体から結晶化してきたものだろう
（地球の冷却については、これ以上言わないが、私の専門分野の一つ）。
Q&A
「外核が液体で内核が固体だとどうして地震学からわかるのか？」
[黒板にイメージ図を描きながら]
そうすると地球のでき方として予想されるシナリオは以下の通り。
原始地球にどんどん石が降ってくる。そのうち、降ってきたときの衝突のエネルギーで
地表が暖まって地表が融けるようになる。これをマグマオーシャンという。
マグマオーシャンでは、鉄成分と石成分（マグマ）が水と油のように混ざらない。
そうすると、重い鉄は下に落ちてゆく。マグマオーシャンの深さをどう考えるかで
その後のシナリオはいろいろ考えられるが、ともかく重い鉄は中心に沈んでコアを作った。
ともかくそういうふうにして地球の大構造ができた。
マントルを構成する元素で主要なものは、そうすると
MgO : SiO2 = 1 : 1である。実際、マントルの主要構成鉱物は MgSiO3 の組成を持つ。
ところで、ことばの説明をしておこう。[岩石、鉱物：違いを知っているか学生に尋ねる]
「岩石」とは、要するに石のこと。岩石は良く見ると（目で見えることもあるし、見えないこともある）、 いろいろな粒からできている。粒のひとつひとつは、化学組成がだいたい一定で結晶になっている。
結晶というのは、原子が整然と並んだ固体だ。そういう粒を「鉱物」という。
MgSiO3という鉱物はの名前はひとことでは言えない。というのは、圧力によって、原子の並び方 （結晶構造）が変わるからだ。地表付近では輝石（pyroxene）という。もう少し圧力が高くなると 柘榴石（garnet）になる。もっと圧力が高くなると silicate perovskite（珪酸塩ペロブスカイト） になる。詳細は省略する。マントルの主要な鉱物はこれである（本当はこれは言いすぎだが、 地球科学に進まない人には、石の名前は嫌われるし不必要なので、これ以上説明しない）。
これが地球内部の大構造だが、地表付近は構造が複雑になっていて、地殻という薄皮ができている。 厚さは場所によって異なり、6-60 km くらい。どうしてこんなものができるかは、 プレートテクトニクスを抜きにしては語れないので、そのときに議論しよう。
[配布表「地球大気の基礎データ：地球大気の元素組成」]
まず、地球大気の組成から見てゆこう（重量比）。
これは非常に変な大気である。そのあたりを考えてゆこう。
(1) 奇妙さその１：原始太陽系星雲のガスとはだいぶん違う
木星や土星には、原始太陽系星雲にあったガス成分（H2, He）が 大量にある。 地球にもちょっとは残っていて良さそうなものだが、実はなくなっている（注１）。 H2, He は軽いので逃げたということもできるが、 Ne, Ar が少ないのが特徴（注２）。
（注１）なくなる原因には、原始太陽系星雲ガスの散逸と、衝突による 原始大気の散逸がある。前者の原始太陽系星雲ガスの散逸メカニズムは よくわかっていない。後者の原始惑星がトラップしていたはずの星雲ガスの 散逸については Genda and Abe (2005) Nature 433 842-844, doi:10.1038/nature03360 の研究がある。
（注２）Ar の量は 36Ar で見なければならない。 それは 40Ar は 40K から崩壊してくる分があるせいである。 地球では 40Ar が 99.6 % を占め、36Ar が 0.337 % に過ぎない（理科年表）。したがって、大気中では 36Ar は 31 ppm である。質量に直すと、36Ar は、地球には 2.06 × 1014 kg しかなく（地球大気質量 × 31 ppm だと 少し合わないがそのままにしておく。この数字の元は Genda and Abe (2005)）、 金星には 1.0 × 1016 kg もある。Genda and Abe (2005) では、 これを地球には海があったから衝撃波の伝達効率が高くて hydrodynamic escape しやすかったためだと説明している。
したがって、大気は原始太陽系星雲のガスが元になったのではなくて、 少なくとも C, N, O などの元素は固体成分中に取り込まれていたものが 脱ガス（ガス成分が出てくること）してできたと考えられている。 希ガスが少ないのは、それで納得できる。なぜかというと、 希ガスは反応性が少ないので、固体成分中にはもともと入りにくいからだ。
(2) 奇妙さその２：C, N, O から自然にできる大気ではない
仮に solar abundance の C, N, O から大気を作るとすると、量が O > C > N なので、
CO2の大気ができて良さそうである。実際、金星や火星はそういう大気である。
N2 (NO2 よりも安定)
[2009 年度講義の後のメモ]
もう少し詳しく言えば、大部分の H はすでに無くなっていたとしてもそこそこの量が
残っていたかもしれない。そうすると、H2, H2O,
CH4, NH3 の大気が出来ることも考えられる。
しかし、H2 は軽いために宇宙空間に逃げ、H2O からは
光化学反応で OH ラジカルが出来て、それと CH4, NH3
とは光化学反応をして、結局は CO2, N2 大気になってしまうことが
わかっている。[以上、田近英一「地球環境４６億年の大変動史」pp.55,66]
比較：金星と火星の大気 [比較惑星学 第 4 章 表 4.5 その元は Fegley, 1995]
地球大気が今あるようになっているのは、海の存在と生命の存在が関係している。 CO2 は海に溶けて、炭酸塩になるので、現在の大気中にはあまり 存在しない。O2 は生物が作っている。 N2 は生物がいなければ、
金星 火星 CO2 96.5 % 95.3 % N2 3.5 % 2.7 % Ar 70 ppm 1.6 %
2 N2 + 5 O2 + 2 H2O → 4 HNO3(aq)によって硝酸という形で海に溶けているのが平衡状態から言えば自然である。 ただし、N2 は極めて安定な化合物なので、こういう反応はすぐには 起らない。（Lovelock の「ガイア」による。私はそのさらに元があるかどうかを 確認していない）。
というわけで、地球大気がどうして今あるような状態なのかを説明するのは そう簡単ではない。酸素濃度がなぜ 21 % なのかということさえ、はっきりとは わかっていない。後で第 5 章、第 6 章で触れることにする予定。このことは、 「ガイア」「地球と生命の共進化」「地球環境問題」などと深く関連する。 たとえば CO2 がなぜ地球大気に少ないのか、が良くわかっていないと、 CO2 問題はよくわからない。海の役割の評価は今でも難しく、だから CO2 問題はいまだに解決できない。
まず、圧力について。大気は、基本的には自分より上にある空気の圧力を支えている。 力のつりあい：
（圧力）×（面積）＝（自分より上にある空気の重さ）なお、（重さ）＝（質量）×（重力加速度）である。 だから、下ほど圧力が高い。そのために下ほど空気が潰れていて密度が高い。 圧力は高さとともに指数関数的に減少する。それは下ほど空気が潰れている分重いから （もちろんこれは数式で言えるが、省略：図から 20 km あたり、圧力が 約 20 倍になっていることを確認する）。
次に、温度について。これは結構変てこりんな分布だ。温度が高い場所が３箇所ある。 これがどうして出来ているかをおさえるのがポイント。温度が高いということは 何かで加熱されていることを意味する。そうでなければ、周りに赤外線を放射して 冷えてしまう（以下の「参考」の部分を見よ）。他の部分は、そこから熱が 伝わっている（それについて詳しいことは省略する）。この温度分布によって、 大気が、対流圏、成層圏、中間圏、熱圏と分類されている。
下から考える。一番下（地表）がけっこう温度が高い。なぜだろう？[学生に聞いてみる] 基本的には地表は太陽の光が暖めている。太陽に近い上のほうが暖かくてよいような 気がするが、大気は太陽の光をあまり吸収できない （これは、大気を構成する化学種、大気の厚さ、大気の温度などに依存するが、 詳細は省略する）。これに対し、地面は太陽の光を吸収できる。 そもそも、大気を通して太陽が見えるということは、大気が太陽の光を吸収して いないことを意味する。そこで、太陽の光は直接に地面に降り注ぐというわけだ。
次に、成層圏界面も温度が高い。ここはオゾンが紫外線を吸収するために加熱される。 さきに大気が太陽の光を吸収しないと言ったが、それは可視光の話で、紫外線は ここで吸収される。そのために、地表には生命にとって有害な紫外線が来ない。 地球環境問題のオゾンホール問題もここから発生している。
さらに、超高層の熱圏も温度が高い。ここは、窒素や酸素が光電離によって紫外線を 吸収することによって加熱されている。温度は 〜1000 K になる （ただし、太陽活動によって温度は大きく変わる）。なぜ温度がこんなに高くなるかというと、 大気が非常に薄いので、熱容量が小さく、ちょっとの加熱で大きく温度が上がるからである。
松井孝典「惑星科学入門」（講談社学術文庫）[余談：松井理論とは？]惑星の内部構造の概要 [配布図：Newton 別冊より 太陽系にある惑星とその組成]
別冊日経サイエンス「驚異の太陽系ワールド 火星とその仲間たち」（日経サイエンス社）
Newton 別冊「太陽系グランドツアー」
Newton 別冊「さらに知りたい太陽系 惑星の科学」… Newton 別冊はたくさん出ているので、 これらに限る必要はない。美しい図や写真を鑑賞するための本。
| 地球型惑星 | 内部構造は、地球と大体同じ（マントル＋コアの２層構造） ただし、水星は Fe-Ni コアが相対的に大きいという特徴がある。理由は、惑星ができるときの 大衝突 (giant impact) でマントルが吹き飛ばされたのかもしれないし、太陽に近いので 太陽系形成のときにマントル物質がだいぶん蒸発したのかもしれない。 大気は、水星はほとんど無し（問 3-4-1 参照）、 金星・火星は二酸化炭素＋窒素（ただし、金星は 92 気圧、火星は 0.006 気圧） |
| 木星、土星 | 内部構造は、コア（岩石成分）＋分厚い外層（H2 + He + 氷成分（溶けている）） ガス惑星と言っても、内部は高圧なので、液体だと思った方が良い。 外層のうち、ある深さより内部では、高温高圧のため水素は液体金属の 状態になっている。一般に、高圧で高密度になると、電子雲の重なりが 大きくなるので、物質は金属になりやすい。 液体金属部分があるので、その中の対流により内部磁場が出来ている。 |
| 天王星、海王星 | 内部構造は、岩石成分コア＋分厚い氷層＋あまり厚くない外層（H2 + He） ただし、氷層といっても、イオン液体状になっていると考えられている。 イオン液体部分があるので、その中の対流により内部磁場が出来ている。 |
上の構造がどうしてできたのかを太陽系形成論の立場から復習してみよう。
遠心力＝万有引力密度は（岩石成分）＞（氷成分）＞（ガス成分）なので、 これだけから惑星が主としてどういう成分からできているか想像がつく。
m r ω2 = G M m / r2
ω = 2 π / T
Grotzinger, Jordan, Press Silver "Understanding Earth, 5th edition" (Freeman) 第9章とくに、最近アメリカが火星探査を積極的に進めているので、 火星について詳しく解説しよう。 とくに、最近大きな成果を上げた探査車の Spirit と Opportunity に関する話題を中心に 解説する。Spirit と Opportunity は火星に行ってもう 5 年経っているが、まだしぶとく 生きている。
丸山茂徳、Victor R. Baker、James M. Dohm「火星の生命と大地４６億年」(講談社）
火星は半径が 3400 km、ということは地球の半分くらい（地球のコアくらい）。 体積は地球の 1/7 くらいで、質量は地球の 1/10 程度である。 そこで、2-5 のビデオの言い方では、ミニ惑星１個分くらいということになる。
火星が小さいということは、火星の進化にとって重要である。小さい惑星ほど 内部が速く冷えてしまうので、火山活動などの火星内部の活動の重要な部分は 三十数億年前に終わってしまった。その後の活動は細々としている。
まず、惑星探査の一般的な話をする。惑星探査ミッションには４種類ある。 技術的に簡単な方から難しい方に並べると
探査の歴史 ( NASA 火星探査ホームページによる) [以下、細かすぎるし、専門的な内容も含まれるので、適当に端折る]
| 打ち上げ年 | 探査機 |
|---|---|
| 1964 | Mariner 4 -- flyby 火星の裏側に回り込んで写真撮影に成功 |
| 1969 | Mariner 6, 7 -- flyby |
| 1971 | Mars 2, 3 (ソ連) -- orbiter and lander Mars 3 は、世界で初めて火星に着陸。しかし、おそらく砂嵐のせいですぐに故障。 |
| 1971 | Mariner 9 -- orbiter 写真撮影で、Marineris 峡谷、Olympus 火山などの重要な地形を発見 |
| 1975 | Viking 1, 2 -- orbiter and lander 生命探査実験が目玉だったが、結局生命の存在は確認できなかった。 砂漠のような景色を撮影。土が赤いのも、空がピンクなのも、酸化鉄粒子の色。 岩石や土は主に玄武岩であることがわかった。 洪水地形 (Outflow Channel) や河川地形 (Valley Network) が 南半球（高地）に広くあることがわかった |
| 1996 | Mars Global Surveyor -- orbiter (2006 年まで観測を続けた) 極軌道を回って、火星全面の調査をした。 強い残留磁気を発見。 比較的新しいと見られる河川地形を発見。 |
| 1996 | Mars Pathfinder -- lander and rover
(名前の Sojourner の由来はこちら) エアバック方式で rover を投入することに成功。 rover が調べた場所は、洪水堆積物のようなところで、後背地はタルシス高地。 |
| 2001 | 2001 Mars Odyssey -- orbiter 観測中 ガンマ線、中性子の観測から、今でも地下に大量に氷が存在することを発見 |
| 2003 | Mars Express (ESA) [JPL/NASA page, ESA page] -- orbiter and lander 観測中 着陸機は失敗。可視光・赤外分光計により、水の氷が存在することを確認。迫力あるステレオ画像が撮影されている。 |
| 2003 | Mars Exploration Rovers (Spirit Opportunity)
[JPL/NASA page, ATHENA]
-- rovers 観測中 最低 3 ヶ月稼働していれば良いという設計だったのが 5 年も生きている。 |
| 2005 | Mars Reconnaissance Orbiter -- orbiter 観測中 |
| 2007 | Phoenix -- lander (2008/05/25 着陸、2008/11/02 最後の通信) 極域の調査 |
火星の岩石や表面を覆う soil については 補足ノート参照。
Rovers (Spirit, Opportunity) 以前の探査から水についてわかっていたこと
| Spirit | 2004/01/04 Gusev Crater 着陸 |
| Opportunity | 2004/01/25 Meridiani Planum（メリディアニ平原）着陸 |
写真集
ここで見てほしいことは、地学的研究の進め方にある。 細かい事実は将来どんどん書き換えられるので、あまり重要ではない。 ポイントは、実験ができない科学を実証的にどう進めてゆくか、にある。
