[論文レビュー] Evolution of Mercury's Earliest Atmosphere

Noah Jäggi, Diana Gamborino+7 more|arXiv (Cornell University)|Oct 15, 2021

Astro and Planetary Science参考文献 103被引用数 10

ひとこと要約

本研究では、マグマオーシャン期における水星の初期大気をモデル化し、内部冷却、大気中成分の化学種、および大気の損失機構を統合的に評価した。連成された内部-大気モデルと揮発性成分の化学種計算を用いて、光分解蒸発による大気損失が、2.3 kmのクライストル相当量未満、すなわちナトリウムと水の初期蓄積量の≤0.02%にとどまることを明らかにした。これは、水星の高いコア・マントル比と揮発性成分を豊富に含む表面が、マグマオーシャン期の後続の大気損失ではなく、太陽に近い環境下での原始的集積条件に起因している可能性を示唆している。

ABSTRACT

MESSENGER observations suggest a magma ocean formed on proto-Mercury, during which evaporation of metals and outgassing of C- and H-bearing volatiles produced an early atmosphere. Atmospheric escape subsequently occurred by plasma heating, photoevaporation, Jeans escape, and photoionization. To quantify atmospheric loss, we combine constraints on the lifetime of surficial melt, melt composition, and atmospheric composition. Consideration of two initial Mercury sizes and four magma ocean compositions determine the atmospheric speciation at a given surface temperature. A coupled interior-atmosphere model determines the cooling rate and therefore the lifetime of surficial melt. Combining the melt lifetime and escape flux calculations provide estimates for the total mass loss from early Mercury. Loss rates by Jeans escape are negligible. Plasma heating and photoionization are limited by homopause diffusion rates of $\sim10^{6}$ kg/s. Loss by photoevaporation depends on the timing of Mercury formation and assumed heating efficiency and ranges from $\sim10^{6.6}$ to $\sim10^{9.6}$ kg/s. The material for photoevaporation is sourced from below the homopause and is therefore energy-limited rather than diffusion-limited. The timescale for efficient interior-atmosphere chemical exchange is less than ten thousand years. Therefore, escape processes only account for an equivalent loss of less than 2.3 km of crust ($0.3\%$ of Mercury's mass). Accordingly, $\leq0.02\%$ of the total mass of H$_2$O and Na is lost. Therefore, cumulative loss cannot significantly modify Mercury's bulk mantle composition during the magma ocean stage. Mercury's high core:mantle ratio and volatile-rich surface may instead reflect chemical variations in its building blocks resulting from its solar-proximal accretion environment.

研究の動機と目的

• 原始水星がマグマオーシャン段階にあった期間における大気質量損失を定量すること。
• 大気損失機構が水星の全量マントル組成を顕著に変化させ得るかどうかを評価すること。
• 光分解蒸発、プラズマ加熱、ジーンス拡散の役割が初期大気の進化にどのように寄与するかを特定すること。
• 水星の現在の高いコア・マントル比と揮発性成分豊富な表面が、大気損失の結果であるのか、それとも原始的集積条件によるものであるのかを評価すること。

提案手法

• マグマオーシャンの冷却、表面温度、大気圧-温度プロファイルを再現するため、SPIDERを用いた内部-大気連成モデルを採用した。
• マグマオーシャン表面における金属を含む化学種（例：SiO、Na、K）の平衡部分圧を計算するためにVapoRockを用いた。
• Si、Mg、Fe、Na、Kおよびその酸化物の大気中化学種をモデル化するため、VULCAN化学ネットワークに12の主要反応を追加した。
• 大気中の放射的伝達およびエネルギー移動をモデル化するため、原子半径および化学結合半径から衝突断面積（CS）を近似した。
• エネルギー制限および拡散制限の制約を用いて、光分解蒸発、プラズマ加熱、光イオン化、ジーンス拡散の各損失フラックスを計算した。
• マグマオーシャンの寿命にわたる総質量損失を統合し、全組成への累積的影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 マグマオーシャン段階における水星の初期大気は、大気損失プロセスによって合計でどの程度の質量を失ったか？
• RQ2 光分解蒸発、プラズマ加熱、光イオン化は、それぞれ大気損失にどの程度の寄与をしているか？
• RQ3 大気損失機構は、マグマオーシャン段階にかけて水星の全量マントル組成をどの程度変化させ得るか？
• RQ4 水星の観測されたナトリウムを豊富に含む表面組成は、マグマオーシャン期の揮発性損失と整合するのか、それとも原始的集積条件を反映しているのか？
• RQ5 水星の内部と大気との間で化学的交換はどの程度の速さで進行するのか？ これは大気組成の進化にどのような意味を持つのか？

主な発見

• 光分解蒸発フラックスは、形成時期や加熱効率に応じて約10^6.6～約10^9.6 kg/sの範囲にあり、拡散制限ではなくエネルギー制限に支配されていた。
• プラズマ加熱および光イオン化は、約10^6 kg/sのホモパウズ拡散率によって制限されていた。
• ジーンス拡散による質量損失は無視できるほど小さく、検出可能な閾値未満であった。
• マグマオーシャンの寿命にわたる総大気質量損失は、2.3 km未満のクライストル厚さ相当、すなわち約10^20 kgにとどまった。
• ナトリウムや水の揮発性元素の損失は最小限にとどまり、初期蓄積量の≤0.02%にとどまり、水星の現在の表面組成を説明するには不十分であった。
• したがって、水星の高いコア・マントル比と揮発性成分豊富な表面は、太陽に近い環境下での原始的集積条件に起因する化学的不均一性によるものであり、マグマオーシャン段階の大気損失とは無関係であると考えるのがより妥当である。