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大気（古代ギリシャ語のἀτμός ( atmós ) 「蒸気、水蒸気」とσφαῖρα ( sphaîra ) 「球」に由来）[1]は、天体を包み込むガスの層であり、天体の重力によって所定の位置に保持されます。重力が大きく、大気の温度が低い場合、惑星は大気を保持します。恒星の大気は恒星の外側の領域であり、不透明な光球の上の層が含まれます。温度の低い恒星は、複合分子を含む外層大気を持つ場合があります。
地球の大気は窒素（ 78%）、酸素（21%）、アルゴン（0.9%）、二酸化炭素（0.04%）、微量ガスで構成されています。 [2]ほとんどの生物は呼吸に酸素を使用します。雷とバクテリアは窒素固定を行い、ヌクレオチドとアミノ酸を作るのに使用されるアンモニアを生成します。植物、藻類、シアノバクテリアは光合成に二酸化炭素を使用します。大気の層状構成により、太陽光、紫外線、太陽風、宇宙線の有害な影響が最小限に抑えられ、生物が遺伝子損傷から保護されます。地球の現在の大気の構成は、数十億年にわたる生物による古大気の生化学的改変の産物です。[3]
発生と構成
起源
大気は、十分な支配的な質量を持つ天体の焦点に結合してそれを包み込み、その質量を増加させ、場合によってはそこから逃げたり、そこに崩壊したりするガスの雲です。後者のため、そのような惑星核は、星間分子雲または原始惑星系円盤から、さまざまな厚さの大気を持つ岩石 天体、ガス巨星、または核融合星に発達する可能性があります。
組成と厚さは、もともと星雲の化学組成と温度によって決まりますが、天体内の生成物プロセスによって異なる大気が放出されることによっても決まります。
作曲
金星と火星の大気は主に二酸化炭素、窒素、アルゴン、酸素で構成されています。[4]
地球の大気の組成は、地球が支える生命の副産物によって決まります。地球の大気の乾燥した空気（混合ガス）には、窒素 78.08%、酸素 20.95%、アルゴン 0.93%、二酸化炭素 0.04%、微量の水素、ヘリウム、その他の「希」ガス（体積比）が含まれていますが、通常は水蒸気も一定量存在し、平均して海面で約 1% です。[5]
太陽系の巨大惑星である木星、土星、天王星、海王星は、低温で重力が高いため、低分子量のガスをより容易に保持できます。これらの惑星は水素とヘリウムの大気を持ち、微量のより複雑な化合物を含んでいます。
外惑星の2つの衛星には、かなりの大気がある。土星の衛星タイタンと海王星の衛星トリトンの大気は主に窒素である。[6] [7]太陽に最も近い軌道の部分では、冥王星はトリトンに似た窒素とメタンの大気を持つが、太陽から遠ざかるとこれらのガスは凍結する。
太陽系内の他の天体には、平衡状態にない極めて薄い大気があります。これには、月(ナトリウムガス)、水星 (ナトリウムガス)、エウロパ(酸素)、イオ(硫黄)、エンケラドゥス(水蒸気) が含まれます。
大気の組成が決定された最初の太陽系外惑星は、ペガスス座の恒星の周りを周回するガス巨星HD 209458bである。その大気は1,000 K以上に加熱され、着実に宇宙に逃げている。惑星の膨張した大気中には、水素、酸素、炭素、硫黄が検出されている。[8]
太陽系の大気
大気の構造
地球
地球の大気は、特定の気体組成、温度、圧力などのさまざまな特性を持つ層で構成されています。
対流圏は大気の最下層です。これは惑星の表面から成層圏の底まで広がっています。対流圏は大気の質量の75～80%を占め、[9]気象が発生する大気層です。対流圏の高さは赤道で17km、極で7.0kmの範囲で変化します。
成層圏は対流圏の上部から中間圏の下部まで広がっており、高度 15 km から 35 km の間にオゾン層があります。これは、地球が太陽から受ける 紫外線の大部分を吸収する大気層です。
中間圏は50 km から 85 km の範囲にあり、ほとんどの流星が地表に到達する前に焼却される 層です。
熱圏は高度 85 km から外気圏の底部690 km まで広がり、太陽放射によって大気がイオン化される電離層を含んでいます。電離層の密度は、昼間は惑星表面から近い距離では高く、夜間は電離層が上昇するにつれて低くなります。そのため、より広範囲の無線周波数がより遠くまで伝わるようになります。
外気圏は地表から 690 ～ 1,000 km の高さから始まり、およそ 10,000 km まで広がり、そこで地球の磁気圏と相互作用します。
プレッシャー
大気圧は、大気ガスの垂直柱の重さによって決まる、惑星表面の単位面積に対して垂直な力（単位面積あたり）です。この大気モデルでは、大気圧（ガスの質量の重さ）は、気圧測定点より上のガスの質量が減少するため、高高度では減少します。気圧の単位は標準大気圧（atm）に基づいています。これは 101,325 Pa（760 Torrまたは 14.696 psiに相当）です。大気圧がe（ 2.71828 に等しい無理数）の係数で低下する高さは、スケール高さ（H ）と呼ばれます。均一な温度の大気の場合、スケール高さは大気温度に比例し、乾燥空気の平均分子量と気圧測定点における局所的な重力加速度の積に反比例します。
逃げる
表面重力は惑星によって大きく異なります。たとえば、巨大惑星である木星の大きな重力は、より重力の小さい物体から逃げる水素やヘリウムなどの軽いガスを保持します。次に、太陽からの距離によって、大気ガスを加熱して分子の熱運動の一部が惑星の脱出速度を超え、惑星の重力から逃れることができるまで加熱するのに利用できるエネルギーが決まります。したがって、遠く離れた冷たいタイタン、トリトン、冥王星は、比較的重力が低いにもかかわらず、大気を保持することができます。
ガス分子の集合は広範囲の速度で運動している可能性があるため、宇宙空間にゆっくりとガスが漏れ出すほどの速度の分子が必ず存在する。同じ熱運動エネルギーで、軽い分子は重い分子よりも速く移動するため、低分子量のガスは高分子量のガスよりも急速に失われる。金星と火星は、太陽の紫外線によって水素と酸素に光分解された後、水素が逃げ出した際に、多くの水を失った可能性があると考えられている。地球の磁場はこれを防ぐのに役立っている。通常、太陽風は水素の逃げ出しを大幅に促進するからである。しかし、過去 30 億年の間に、地球はオーロラ活動のために磁気極域を通じてガスを失っており、大気中の酸素の純 2% が失われている可能性がある。[10]最も重要な逃げ出しプロセスを考慮すると、純粋な影響は、固有の磁場は惑星を大気の逃げ出しから保護せず、一部の磁化では磁場の存在が逃げ出し率を高めるように働くことである。[11]
大気の減少を引き起こす可能性のある他のメカニズムとしては、太陽風によるスパッタリング、衝撃による浸食、風化、およびレゴリスと極冠への隔離（「凍結」と呼ばれることもあります）などがあります。
地形
大気は岩石天体の表面に劇的な影響を及ぼします。大気がまったくないか、外気圏しかない天体は、クレーターで覆われた地形になります。大気がなければ、惑星は流星体から守られず、すべてが隕石として表面に衝突してクレーターを形成します。
大気圏のある惑星では、ほとんどの流星体は惑星の表面に衝突する前に流星として燃え尽きる。流星体が衝突しても、その影響は風の作用によって消し去られることが多い。 [12]
風による浸食は、大気のある岩石惑星の地形を形成する上で重要な要素であり、時間の経過とともにクレーターと火山の両方の影響を消し去る可能性があります。さらに、液体は圧力なしでは存在できないため、大気は表面に液体が存在することを可能にし、湖、川、海を形成します。地球とタイタンは表面に液体があることが知られており、惑星の地形は火星の表面に過去に液体があったこと を示唆しています。
太陽系外
- HD 209458 bの大気
循環
対流が熱放射よりも効率的な熱輸送体となったときに、温度差によって大気の循環が発生します。主な熱源が太陽放射である惑星では、熱帯地方の過剰な熱が高緯度に輸送されます。木星の場合のように、惑星が内部で大量の熱を生成する場合、大気の対流によって、より高温の内部から表面まで熱エネルギーを輸送することができます。
重要性
惑星地質学者の観点から見ると、大気は惑星の表面を形成する役割を果たします。風は塵やその他の粒子を巻き上げ、それが地形に衝突すると地形が侵食され、堆積物が残ります(風成作用)。霜や降水は大気の組成によって決まりますが、これも地形に影響を与えます。気候変動は惑星の地質学の歴史に影響を与える可能性があります。逆に、地球の表面を研究することは、他の惑星の大気や気候を理解することにつながります。
気象学者にとって、地球の大気の組成は気候とその変化 に影響を与える要因です。
生物学者や古生物学者にとって、地球の大気の組成は生命の出現と進化に密接に依存しています。
参照
参考文献
- ^ リデル、ヘンリー・ジョージ; スコット、ロバート (2015-09-24). 「ἀτμός」.ギリシャ語-英語辞典.ペルセウスデジタルライブラリ. 2015年9月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ 「地球の大気の組成：窒素、酸素、アルゴン、CO2」Earth How . 2017-07-31. 2022-04-19時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019-10-22閲覧。
- ^ “Evolution of the Atmosphere”. globalchange.umich.edu . 2022年8月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2023年4月30日閲覧。
- ^ ウィリアムズ、マット（2016年1月7日）。「他の惑星の大気はどのようなものか？」。Universe Today。2019年10月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年10月22日閲覧。
- ^ 「大気の組成」。サンフランシスコ州立大学地球・気候科学部。2020年4月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年10月22日閲覧。
- ^ ローレンツ、ラルフ・D. (2014)。「タイタン：内部、表面、大気、宇宙環境、I. ミュラー・ヴォダーグ、CA グリフィス、E. ルルーシュ、TE クレイヴンズ編。ケンブリッジ、イギリス：ケンブリッジ大学出版局、2014年、474ページ。135ドル、ハードカバー」。隕石学と惑星科学。49 (6): 1139–1140。doi : 10.1111 / maps.12317。ISBN 978-0-521-19992-6. ISSN 1945-5100。
- ^インガーソル、 アンドリューP. (1990)。「トリトンの大気のダイナミクス」。ネイチャー。344 ( 6264 ): 315–317。Bibcode :1990Natur.344..315I。doi :10.1038/344315a0。S2CID 4250378。
- ^ Weaver, D.; Villard, R. (2007-01-31). 「ハッブル宇宙望遠鏡、異星人の大気の層状構造を解明」 ハッブル・ニュース・センター。 2007-03-14 にオリジナルからアーカイブ。2007-03-11に閲覧。
- ^ “Atmosphere”. National Geographic Society . 2022年6月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年6月9日閲覧。
- ^ 関和也;エルフィック、RC;平原正人；寺沢 哲也向井哲也（2001）． 「磁気圏プロセスによる地球からの酸素イオンの大気損失について」。科学。291 (5510): 1939 ～ 1941 年。Bibcode :2001Sci...291.1939S。CiteSeerX 10.1.1.471.2226。土井：10.1126/science.1058913。PMID 11239148。S2CID 17644371 。 2007 年 3 月 7 日に取得。
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- ^ 「先週、科学者が車ほどの大きさの小惑星の接近を検知 - それが私たちにとって重要な理由」Forbes。2019年7月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年7月26日閲覧。
さらに読む
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、大気に関連するメディアがあります。
- 大気層の特性 - 大気の飛行環境
- 雰囲気 – 知っておくべきことすべて