巨大衝突が惑星の大気を救うこともある

小さな系外惑星の大きさを測ると、2つのグループに分かれる。一方のピークは地球半径の約1.3倍、もう一方は約2.4倍にあり、そのあいだの1.75倍にくぼみがある。小さいほうは、むき出しの岩石惑星、つまりスーパーアースだと考えられている。大きいほうのサブネプチューンは、水素に富む原始大気にまだ包まれている岩石惑星だろう。だとすれば、一部の惑星は大量の水素を失ったはずだ。では、どの惑星が、どのようにして失ったのだろうか。

いつもの容疑者

地球と同じかそれより大きい岩石惑星は、形成の終わりに1回以上の巨大衝突を経験すると考えられている。その一部は、若い恒星を囲むガスの円盤が消えたあとに起きる。2つのグループを説明するよく知られた考えは、こうした遅い時期の衝突に原因を求める。衝撃が惑星のマントルを熱し、灼熱の表面がガスを逃がし、大気をもつ惑星がスーパーアースに変わるというのだ。

上海交通大学のDarius Modirrousta-Galianとイェール大学のJun Korenagaは、この描像は帳簿の半分を見落としていると主張する。彼らの研究は、学術誌Nature Astronomyに受理されている。

帳簿のもう半分

衝突は惑星を熱するだけではない。質量を加えもするのであり、その質量はすべて、大気を引き留める重力の井戸を深くする。その一方で、衝突のエネルギーのうち実際にマントルを温めるのは一部にすぎない。

• 衝突天体の金属の核はマントルの中を突き進み、途中でほとんどエネルギーを手放さず、高温のまま深部に落ち着く。
• 溶ける岩石は、温度を上げることなく、潜熱としてエネルギーを吸収する。
• 表面に届いた熱は、大気の高いところで弱められる。大気の散逸を左右する層の温度は、下にある高温の地表ではなく、恒星の光によって決まる。

金属の核が質量の30%を占める惑星では、衝突のエネルギーの約**84%**がマントルに入る。これは詳細な衝突シミュレーションと一致している。衝突天体によって直接はぎ取られるガスはわずかで、衝撃波はふつう大気の10〜20%程度を取り去る。全体として、惑星の重力による引き留めは、マントルが熱せられる以上に強まることを著者たちは見いだした。衝突のあと、大気は以前よりもしっかりと引き留められるのである。

1億個の惑星

これを惑星の集団全体で確かめるため、チームは、質量、温度、金属の核、大気に現実的なばらつきをもたせた1億個の惑星をシミュレーションした。各回の計算で、ガス円盤が消えたあとにそれぞれの惑星が巨大衝突を受ける確率は、回によって52、63、74%のいずれかだ（惑星形成のシミュレーションから取った値）。衝突天体の質量は最大で最終質量の半分になる。モデルはその後、溶けたマントルが冷えていくようすと、大気が漏れ出していくようすを50億年にわたって追跡する。

この結果は、試したすべての衝突の条件で、観測されている2つのピーク、つまり地球半径の約1.3倍と2.4倍のピークと、1.75倍のくぼみを再現した。2つの対照実験がその理由を示している。遅い時期の衝突がまったくないと、むき出しになる惑星が多すぎる。すべての惑星が衝突を受けると、水素を保つ惑星が多すぎる。衝突は、惑星を質量のしきい値の向こうへ押しやることでバランスを決めている。このしきい値を超えると、水素はとどまるのだ。

衝突が大きいほど、大気は安全

大気をまるごと失う確率は、惑星の最初の質量と衝突天体の占める割合が大きくなるほど下がる。著者たちは、惑星の1%だけがすべてを失うときの衝突天体の割合について、単純な曲線を当てはめた。χ = 0.58 − 0.0188 (M/M⊕)^1.794 である。ここでχは衝突天体の質量を最終質量で割ったもの、Mは地球質量を単位とした最初の質量だ。最初に地球質量の5倍をもつ惑星では、これは最終質量の約4分の1の衝突天体にあたる。この曲線より上では、惑星はほぼ必ず原始大気を保つ。

サブネプチューンの重い中心部

衝突が惑星の水素の保持を助けるのなら、サブネプチューンはおそらくより多くの衝突を経て成長し、スーパーアースより重い岩石の内部をもっている。測定された惑星は、すでにその方向を示している。サブネプチューンは地球質量の約4〜5倍より重く、スーパーアースはそれより軽い。著者たちは、この考えを検証できる観測装置を挙げている。大きな惑星の大気に水素を探すJWST、Ariel、Twinkle、それらの質量を測るPLATOとJUST、そしてより小さく遠い世界に手の届くナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡である。