[P-PS07] 惑星科学

[PPS07-P05] 中型・小型氷天体の熱構造と内部構造の進化：地下海の発生条件と存続期間

*筏 明子¹、木村 淳¹ (1.大阪大学)

キーワード：地下海、熱進化、氷天体

氷天体の内部では岩石核からの熱などによって氷殻の底面が融け、地下海が存在する可能性が指摘されており、地球のような天体表面のハビタブル様式とは異なる様式の、新たなるハビタブル環境として、注目されている。ガリレオやカッシーニミッションなどによる従来の氷天体探査によって行われた、惑星の磁気圏との相互作用で生じる誘導磁場や重力相互作用による潮汐変形(ラブ数)、秤動やオーロラの揺動などの測定に基づいて、木星衛星エウロパやガニメデ、カリスト、土星衛星エンセラダスなど多くの氷天体の内部では全球的な地下海が現在も存在することが強く示唆されている。一方で、天王星系や海王星系など探査機の接近観測が不足する氷天体も数多く残されており、これらの内部では地下海の有無を含めた内部の現状はよくわかっていない。それらを理論的に推定するために従来行われてきたモデル計算では内部熱平衡状態を仮定したものや、熱輸送過程として伝導のみを考慮し対流を無視したものが多く、正しい推定ができていない。
本研究では、半径200～1000 km の様々な表面半径と様々な平均密度を持った氷天体に対して、粘性流体に関する混合距離理論を用いた一次元球対称の熱輸送方程式を数値的に解くことで、長期の熱進化シミュレーションを行う。天体中心から表面までの伝導と対流による熱輸送を追跡することによって、内部の温度構造や地下海の生成消滅、厚さの時間変化などを見出す。天体内部は、岩石核とそれを覆うH₂O層の2層に完全に分化した構造を仮定し、初期に完全固化しているH₂O層はその後の温度変化に従って固液間の状態変化を起こすものとする。熱源は岩石中にCIコンドライトの濃集度で存在するとした長寿命放射性核種の崩壊熱を考える。物性の不定性をあらわすパラメータとして、氷の融点付近における結晶粒径を反映した融点粘性率を10¹³～10¹⁷ Pas の範囲で用いる。また、氷天体の表面温度は50～130 K の様々な値で固定し、表面温度の違いが地下海の構造進化に与える影響を評価する。最後に液体水の凝固点を下げる物質としてアンモニアをさまざまな濃度で与える。
同一の平均密度をもつ天体においては、表面半径が大きいほど岩石核(発熱量)が大きいために地下海が存続しやすい傾向にある。例えば、天体の平均密度を1.5 g/cc とした際、表面半径が400 km の天体では、地下海は全く発生しない一方、表面半径が800 km の天体では約45.6億年前から約9.5億年前にかけて地下海が存在するものの、現在は再びすべて固化して地下海が消滅する。また、表面半径が1000 km の天体では現在も地下海が存続することがわかった。また、同一の表面半径をもつが平均密度が異なる天体では、平均密度が大きいほど岩石核が大きく発熱量が増えるために地下海が存続しやすくなる一方、天体全体に占めるH₂O層が小さい(H₂O層が薄い)ために地下海が全て固化してしまいやすいという相反する傾向が見出された。例えば、表面半径が800 km、平均密度が1.125 g/cc の天体では35.9億年間にわたって地下海が存続し、平均密度が1.25 g/cc の天体では36.4億年間、2.0 g/cc の天体では29.4億年間にわたって存続する。また、氷の融点粘性率が大きいほど氷殻内での対流が発生しにくくなり、地下海は存続しやすくなる。さらに興味深い点は、表面温度が低いほど地下海が存続しやすくなる傾向である。これは温度が低いことによって氷の粘性率が大きくなった結果、氷殻の対流が起こりにくくなり内部の熱輸送効率が下がるためと考えられる。またH₂O層中にアンモニアが存在すると、H₂Oの凝固点が最大で100 K 近く下がることからも、地下海の存続期間が長くなる。