大気散逸のソースを表示

[[File:Solar_system_escape_velocity_vs_surface_temperature.svg|thumb|いくつかの太陽系天体の、表面温度と脱出速度、その気体が保持されうるかを示したグラフ。各天体は縮尺通りに描かれており、データ点はその中央に記されている黒い点である。]]
'''大気散逸''' (たいきさんいつ、{{lang-en-short|atmospheric escape}}) とは、[[惑星]]の[[大気圏|大気]]が[[宇宙空間]]へと失われることである。大気散逸を引き起こすメカニズムには様々なものがあり、熱的散逸 ({{lang-en-short|thermal escape}})、非熱的散逸 ({{lang-en-short|non-thermal escape, suprathermal escape}})、衝突による剥ぎ取り ({{lang-en-short|impact erosion}}) に大別される。それぞれの散逸過程の相対的な重要性は、惑星の[[脱出速度]]、大気組成、[[恒星]]からの距離に依存する。散逸は、[[分子]]の[[運動エネルギー]]が[[重力ポテンシャル|重力エネルギー]]を上回った際に発生する。言い換えれば、分子がその惑星の脱出速度よりも速く運動する場合に散逸するということである。[[太陽系外惑星]]における大気散逸率を分類することは、その惑星で大気が持続できるかどうか、ひいてはその[[惑星の居住可能性]]や[[地球外生命|生命]]の存在可能性を決定するために必要である。

== 熱的散逸 ==
熱的散逸は、[[熱エネルギー]]に起因する分子の速度が十分に大きい場合に発生する。熱的散逸は分子レベルで発生するジーンズ散逸から、大量の大気の流出が発生するハイドロダイナミックエスケープまで、全てのスケールで発生する。

大気の熱的散逸の様子を表す指標として、エスケープパラメータ ({{lang-en-short|escape parameter}}) というものがあり、以下のように定義される{{Sfn|松井孝典|2011|p=235}}。
:<math>\lambda = \frac{GMm}{rk_{\rm B}T}</math>.
ここで、<math>\lambda</math> はエスケープパラメータ、<math>G</math> は[[万有引力定数]]、<math>M</math> は惑星質量、<math>m</math> は大気分子の平均質量、<math>r</math> は惑星中心からの距離 (地表の場合は惑星半径に相当する)、<math>k_{\rm B}</math> は[[ボルツマン定数]]、<math>T</math> は大気の温度である。これは、惑星からの脱出速度 <math>\sqrt{2GM/r}</math> と気体分子運動の典型的な速度 <math>\sqrt{2k_{\rm B}T}</math> の比から定義でき、重力エネルギーと分子の熱運動エネルギーの比と言える{{Sfn|松井孝典|2011|p=235}}。エスケープパラメータは大気が惑星にどれだけ強く束縛されているかを示す指標であり、値が大きいほど強く束縛されている、つまり大気散逸を起こしにくいことを意味する{{Sfn|松井孝典|2011|p=235}}。例として、[[地球]]の大気下層でのエスケープパラメータは <math>\lambda\sim 700</math> である{{Sfn|松井孝典|2011|p=235}}。また、惑星の中心を原点とする球座標における大気の[[スケールハイト]] <math>H</math>は
:<math>H=\frac{r^{2}k_{\rm B}T}{GMm}</math>
と表されるため、これを用いるとエスケープパラメータは
:<math>\lambda=\frac{r}{H}</math>
と書け、惑星半径と惑星大気のスケールハイトの比を表すことになる{{Sfn|松井孝典|2011|p=235}}。

=== ジーンズ散逸 ===
[[File:Jeans_escape.png|thumb|ジーンズ散逸の模式図。分子のエネルギーの範囲は大気温度によって決まる。外圏底よりも上空では十分なエネルギーを持った分子は散逸するが、大気低層では他の分子との衝突によって捕獲される。]]
古典的な熱的散逸のメカニズムの一つが、'''ジーンズ散逸''' ({{lang-en-short|Jeans escape}}) である<ref name="CatlingZahnle2009"/>。この名称は、この大気散逸過程を記述したイギリスの天文学者[[ジェームズ・ジーンズ]]から名付けられた<ref name="Gargaud"/>。ジーンズ散逸は、大気の[[静水圧平衡]]が成り立っている状態で発生する熱的散逸である{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。この散逸過程は大気の「蒸発」に喩えられ、後述のハイドロダイナミックエスケープで起きる大気の「流出」とは区別される{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。

大量の[[気体]]が存在する状態では、任意の一つの分子の平均速度は気体の[[温度]]によって測定されるが、個々の分子の速度は他の分子との衝突によって変化し、運動エネルギーを獲得したり失ったりする。分子が持つ運動エネルギーの分布は、[[マクスウェル分布]]によって記述される。分子の運動エネルギー (<math>E_{kin}</math>)、質量 (<math>m</math>)、速度 (<math>v</math>) の間には、<math>E_{\mathit{kin}}=\frac{1}{2}mv^2</math> という関係がある。分布の[[ロングテール]]ではいくつかの粒子は平均的な速度よりもずっと大きな速度を持っており、別の粒子と衝突を起こさなければ、脱出速度に達して大気から散逸する場合がある。この散逸は主に、大気の[[スケールハイト]]と[[平均自由行程]]が同程度になる[[外気圏]]において発生する。散逸することができる粒子の数は{{仮リンク|熱圏界面|en|Thermopause}} (もしくは外圏底) における分子の密度に依存し、これは[[熱圏]]での[[拡散]]によって律速される ({{仮リンク|拡散律速散逸|en|Diffusion-limited escape}})。

ジーンズ散逸による大気散逸は、ほぼエスケープパラメータで決まる{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。ジーンズ散逸の相対的な重要性には、次の3つの要素が大きく関与する。分子の質量、その惑星の脱出速度、そして主星からの輻射による高層大気の加熱である。同じ大気温度の場合、重い分子は軽い分子よりも低速であるため、散逸しにくい{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。これが[[二酸化炭素]]よりも[[水素]]がより容易に散逸する理由である。二番目に、より重い惑星は重力も強いため脱出速度も大きくなる傾向があり、脱出するための十分なエネルギーを得ることができる粒子は少なくなる。これが、[[地球の大気]]ではより容易に散逸してしまう水素を、[[木星型惑星]]では依然として大量に保持できている理由である。最後に、惑星の恒星からの距離も影響を及ぼす。つまり、恒星に近接する惑星はより高温な大気を持ち分子の速度も大きいため、散逸する可能性が高くなる。遠方にある天体は低温な大気を持ち分子の速度も小さいため、散逸する可能性も低い。

=== ハイドロダイナミックエスケープ ===
[[File:Hydrodynamic_escape.png|thumb|ハイドロダイナミックエスケープの模式図。大気のある高度で、気体全体が加熱されて膨張を始める。気体が膨張するにつれ、加速されて大気が散逸を起こす。この過程においては、軽く高速な分子が、重く低速な分子を引きずるようにして流出していく。]]
圧力と温度が高い大気では、'''ハイドロダイナミックエスケープ''' ({{lang-en-short|hydrodynamic escape}}) と呼ばれる散逸も発生する。この現象はジーンズ散逸の場合とは異なり惑星大気が静水圧平衡になれない状態で発生し、大気が粒子単位ではなく流体として宇宙空間へ流出していく{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。'''流体力学的散逸'''とも呼ばれる<ref name="SasakiAbe2008"/>。この散逸過程は、一般には極端紫外線放射など介した大量の熱エネルギーが大気に吸収されることで発生する。大気分子が加熱されるにつれて大気は上方へと拡大し、さらに脱出速度に到達するまで加速される。この過程においては、大量の気体が散逸する間に、軽い分子が衝突を介してより重い分子を引きずって散逸しうる{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。

ハイドロダイナミックエスケープでの大気の散逸率の上限値は、大気上層に与えられるエネルギーによって決まる。これは、流出していく大気は惑星の重力を振り切るためのエネルギーが必要であり、輻射などで大気に与えられるエネルギーの量を超えて散逸することは出来ないことによる。大気上層の加熱源は主に恒星からの遠紫外線や極端紫外線であるため、この波長域での輻射によって与えられるエネルギーで散逸できる量が、ハイドロダイナミックエスケープでの散逸率の上限値となる{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。

ハイドロダイナミックエスケープは、[[オシリス (惑星)|HD 209458b]] など、主星に近い軌道を公転する[[ホット・ジュピター]]のような[[太陽系外惑星]]で観測されている<ref name="Vidal-MadjarDsert2004"/>。現在の太陽系内の惑星では大気が静水圧平衡を保っており、ハイドロダイナミックエスケープは発生していない。ただし過去には発生していた可能性があり、例えば[[金星]]の大気は過去に起きたハイドロダイナミックエスケープによって[[水]]を失った可能性が指摘されている{{Sfn|松井孝典|2011|pp=259&ndash;262}}。

== 非熱的散逸 ==
大気散逸は非熱的な相互作用によっても発生し、これらを総称して非熱的散逸と呼ぶ。これらの過程の多くは[[光化学]]反応や荷電粒子 ([[イオン (化学)|イオン]]) の相互作用によって引き起こされる。非熱的散逸では散逸過程に荷電粒子が関与する場合が多いが、結果として散逸していくのは多くの場合は中性粒子である{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}。また[[磁気圏|固有磁場]]を持つ天体の場合、磁場の影響を受けない中性粒子は散逸しやすいが、荷電粒子は磁気圏に捉われるため散逸しにくい。ただし荷電粒子が散逸する過程もある{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}。

=== 解離反応 ===
高層大気では、高エネルギーの[[紫外線]][[光子]]はより容易に分子と相互作用を起こすことができる。高エネルギー光子と分子が相互作用を起こして[[光分解|光解離]]し、生成された中性粒子がエネルギーを得て散逸を起こす場合がある。また、高エネルギーの[[電子]]が中性分子に衝突して破壊し、生成した中性の原子がエネルギーを得て散逸していく、衝突解離と呼ばれる散逸過程もある{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}。

高エネルギー光子が分子と衝突して電離を起こす[[光イオン化|光電離]]が起きるとイオンが生成される。このイオンは惑星の磁気圏に捕獲され得るが、後述の極風によって散逸する場合がある。また光電離によって[[分子イオン]]が生成された場合、分子イオンと電子が再結合してから解離し、複数の中性粒子が生成される場合がある。この過程は{{仮リンク|解離性再結合|en|Dissociative recombination}}と呼ばれ、電離エネルギーと解離エネルギーの差が粒子の運動エネルギーとなり、中性粒子が速度を得て散逸を起こす{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}<ref name="ShematovichMarov2018"/>。

=== 電荷交換 ===
[[File:Charge exchange.png|thumb|電荷交換で高速のイオンが低速の中性粒子から電子を捕獲する様子の模式図。新しく生成された高速の中性粒子は大気から散逸でき、同じく生成された低速なイオンは磁力線に捕獲される<ref name="Goldston1995"/>。]]
[[太陽風]]や磁気圏内の高エネルギーイオンは、高層大気の分子と電荷交換を起こす場合がある。高速で動くイオンは大気中の低速の中性粒子から電子を捕獲することで、高速の中性粒子と低速のイオンに変化する{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}。低速のイオンは惑星の磁場に捕獲されるが、高速な中性粒子は散逸し得る{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}<ref name="ShematovichMarov2018"/>。

=== スパッタリング ===
太陽風からもたらされる過剰な運動エネルギーは、大気中の粒子と衝突して散逸させるのに十分なエネルギーを与える場合がある。この過程は、固体表面からの[[スパッタリング]]の過程と類似している。磁気圏を持つ惑星では、太陽風中の荷電粒子の進路は磁場によって曲げられて大気粒子との衝突を起こしにくくなる。そのため、この種の相互作用は磁気圏を持たない惑星において影響が顕著である<ref name="LundinLammer2007"/>。スパッタリングは、後述の太陽風によるイオンピックアップ過程と密接に関連している。

なお、スパッタリングを起こすには衝突する粒子のエネルギーは [[電子ボルト|keV]] のオーダーであることが要求される。より低エネルギーの粒子の場合は、ノックオンと呼ばれる散逸が発生する{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}。

=== 極風 ===
{{See also|:en:Polar wind}}
大気分子は、極風<ref name="SasakiTajika1995"/><ref name="AstroArts20150528"/><ref name="nu20150514"/><ref group="注">同じく極風と呼ばれることがある[[極東風]] ({{lang-en-short|polar easterlies}}) とは異なる。</ref>、あるいはポーラーウィンド<ref name="ISASNews260"/><ref name="AstroArts20150528"/><ref name="nu20150514"/>と呼ばれる過程によって、磁気圏を持つ惑星の極域から散逸する場合がある。磁気圏の極域付近では磁力線が宇宙空間に向かって開いており、大気中のイオンが宇宙空間へ放出し得る経路となる<ref name="physorg20160706"/>。これは非熱的散逸の中でも荷電粒子が散逸を起こす過程である。

=== イオンピックアップ ===
先述の通り、非熱的散逸の過程では多くの場合で荷電粒子が関与しており、これらは光電離や電荷交換、高エネルギーな電子との衝突によって生成される。一般に惑星磁場がある環境下では荷電粒子は磁場に捕獲されるが、固有磁場を持たない環境では太陽風の電磁場が大気に侵入して荷電粒子が捕獲され惑星から散逸していく、イオンピックアップ過程が発生しうる{{Sfn|松井孝典|2011|pp=263&ndash;265}}<ref name="Terada2004"/>。例として、[[金星]]大気ではこのピックアップによって酸素イオンが流出しており、その散逸率は毎秒 10<sup>25</sup> 個である<ref name="Terada2004"/><ref name="ZhangLuhmann1993"/>。

また太陽風によるピックアップを受けたイオンは、磁場との相互作用によってラーモア運動<ref name="astrodic_ Larmor"/>と呼ばれる磁力線に巻き付くようならせん運動を起こす<ref name="Terada2004"/>。この高速な粒子は再び大気に衝突し、上記のスパッタリングによる大気散逸を引き起こすことが知られている<ref name="Terada2004"/>。金星大気では、ピックアップされた荷電粒子によるスパッタリングにより、ピックアップによる散逸そのものより数十倍も多い中性粒子を散逸させることが指摘されている<ref name="Terada2004"/><ref name="LuhmannKozyra1991"/>。

== 衝突による剥ぎ取り ==
[[File:Impact erosion.png|thumb|衝突剥ぎ取りによる大気散逸は、衝突箇所を中心とした円錐状の領域 (赤い一点鎖線) に集中する。この円錐の角度は衝突エネルギーの増加に従って大きくなり、最大の場合は接平面より上部 (オレンジの点線) の大気を放出する。]]
大気散逸は、惑星への[[天体衝突]]によっても発生しうる<ref name="MeloshVickery1989"/>。衝突が十分に高エネルギーであった場合、大気分子を含む放出物が脱出速度に到達する<ref name="Ahrens1993"/>。このような現象は大気の剥ぎ取りと呼ばれる<ref name="KurokawaSakuraba2018"/>。

衝突が大気散逸に大きな影響を及ぼすためには、衝突体の半径が大気の[[スケールハイト]]よりも大きい必要がある。衝突する天体は運動量を与え、主に以下の3つの方法で大気の散逸を促進する。(a) 衝突体が大気中を通過する際に遭遇するガスを加熱して加速する、(b) 衝突[[クレーター]]からの固体放出物が摩擦によって大気粒子を加熱する、(c) 衝突によって蒸気が発生し、表面から離れて膨張する。一番目のケースでは、加熱されたガスはハイドロダイナミックエスケープと類似した形態で散逸するが、発生するスケールはずっと局所的なものである。衝突剥ぎ取りによる散逸の大部分は三番目のケースによって発生する<ref name="Ahrens1993"/>。この過程で放出できる最大の大気量は、衝突地点の接平面よりも上部の大気に相当する量である。

== 太陽系天体の主要な大気散逸過程 ==

=== 地球 ===
[[地球]]における水素の大気散逸は、ジーンズ散逸 (~10 - 40%)、電荷交換 (~60 - 90%)、極風 (~10 - 15%) によって発生しており、1秒あたり 3 [[キログラム|kg]] の水素原子が散逸している<ref name="CatlingZahnle2009"/>。これに加えて、およそ 50 [[グラム|g]] 毎秒のヘリウムが、主に極風によって地球から散逸している。その他の大気成分の散逸はずっと少ない<ref name="CatlingZahnle2009"/>。2017年には日本人の研究チームによって、[[月]]の少数の酸素イオンは地球から散逸した大気が起源であるという証拠が発見された<ref name="TeradaYokota2017"/><ref name="Space.com20170130"/><ref name="AstroArts20170131"/>。

10億年のうちに[[太陽]]は現在よりも10%明るくなる。これにより、地球から十分な水素が宇宙空間へ散逸し、地球上の全ての水が失われるのに十分なほど高温になる。
{{see also|地球の未来#海洋の消失}}

その他、水素原子と同様の過程で[[重水素]]の散逸や、{{仮リンク|地球コロナ|en|Geocorona}} (ジオコロナ) からの解離性再結合による酸素原子の散逸が発生している<ref name="ChamberlainHunten1987"/>。

=== 金星 ===
最近のモデルでは、[[金星]]における水素の散逸はほとんどが非熱的散逸によるものであり、主に光化学反応および太陽風との電荷交換であることが示唆されている。また酸素の散逸は電荷交換とスパッタリング過程が支配的である<ref name="LammerLichtenegger2006"/>。金星探査機の[[ビーナス・エクスプレス]]によって金星の大気散逸率への[[コロナ質量放出]]の影響が測定され、コロナ質量放出が増加している期間の散逸率は{{仮リンク|宇宙天気|en|Space weather}}が平穏な状態に比べて1.9倍になることが発見された<ref name="EdbergNilsson2011"/>。

=== 火星 ===
初期の[[火星]]は、複数回の小さな衝突による大気剥ぎ取りの累積的な影響にさらされており<ref name="MeloshVickery1989"/>、最近の火星探査機 [[MAVEN]] による観測では、火星大気中の [[アルゴンの同位体|<sup>36</sup>Ar]] の66%が非熱的散逸によってこの40億年の間に失われたことが示唆されている。また、同じ期間に 0.5 [[バール (単位)|bar]] かそれ以上に相当する量の[[二酸化炭素]]が散逸した<ref name="JakoskySlipski2017"/>。

MAVEN のミッションでは、火星の大気散逸の現在の値も探査された。ジーンズ散逸は火星における継続的な水素の散逸に重要な役割を果たしており、毎秒 160 - 1800 g の範囲で変動する散逸率を持つ<ref name="JakoskyBrain2018"/>。酸素の散逸は非熱的散逸が支配的である。光化学反応を介するものが ~ 1300 g/s、電荷交換が ~ 130 g/s、スパッタリングが ~ 80 g/s であり、散逸率の合計は ~ 1500 g/s である。炭素や窒素などのその他の重い原子は、主に光化学反応や太陽風との相互作用によって失われている<ref name="CatlingZahnle2009"/><ref name="LammerLichtenegger2006"/>。

=== タイタンとイオ ===
[[File:Jupiter magnetosphere schematic.jpg|thumb|300px|木星の磁気圏とイオ (画像中央) に起源を持つトーラス構造の模式図。画像中央にある小さい天体がイオである。プラズマトーラス (赤)、中性物質の雲 (黄色)、磁束管 (緑)、磁力線 (青) が描かれている<ref name="SpencerGraphic"/>。]]
[[土星]]の[[衛星]]である[[タイタン (衛星)|タイタン]]と[[木星]]の衛星である[[イオ (衛星)|イオ]]も大気散逸にさらされている。これらの衛星自身は磁場を持たないが、公転している惑星は強力な磁場を持っており、衛星が[[バウショック]]の内側を公転している場合は太陽風の影響から守られる。しかしタイタンは公転周期のおよそ半分の時間をバウショックの外で過ごし、磁場に妨げられていない太陽風にさらされる。太陽風に伴うピックアップとスパッタリングによって得られた[[運動エネルギー]]は全公転周期にわたってタイタンからの熱的散逸を増加させ、中性水素の散逸を引き起こす<ref name="LammerStumptner1998"/>。散逸した水素はタイタンの後を追うような軌道に留まり、土星の周囲に中性水素の[[トーラス]]を形成する。

イオは木星の周囲を公転する際に、プラズマ雲と遭遇する<ref name="WilsonMendillo2002"/>。[[プラズマ]]との相互作用はスパッタリングを引き起こし、[[ナトリウム]]粒子が放出される。相互作用によって、イオの軌道の一部に沿ったバナナ状のナトリウムイオンの雲が生成される。

=== その他の天体 ===
その他の太陽系天体でも大気散逸は発生している。[[水星]]では太陽風によるイオンのピックアップによって、ヘリウムや[[アルゴン]]の散逸が発生している。[[月]]ではジーンズ散逸およびピックアップによって水素原子が散逸している。[[エウロパ (衛星)|エウロパ]]、[[ガニメデ (衛星)|ガニメデ]]、[[カリスト (衛星)|カリスト]]では、水素原子・分子のジーンズ散逸や酸素原子の解離性再結合による散逸が起きている。また[[冥王星]]では[[メタン]]のジーンズ散逸が発生している<ref name="ChamberlainHunten1987"/>。

==太陽系外惑星における大気散逸の観測 ==
[[Image:Transiting planet HD 209458b.png|175px|thumb|right|[[オシリス (惑星)|HD 209458 b]] から散逸する大気の想像図。]]
[[太陽系外惑星]]の研究では、大気の組成や居住可能性を決定する手段として大気散逸が測定されている。もっとも一般的な観測手段は[[ライマンα線]]の吸収を用いるものである。系外惑星の多くが遠方の恒星の明るさが減光すること ([[通過 (天文)|トランジット]]) によって発見されているのと同様に、水素の吸収スペクトルに対応する波長での観測を行うことで、系外惑星の周囲に存在する水素の量を記述することができる<ref name="Owen2019"/>。この手法によって、[[ホット・ジュピター]]の[[オシリス (惑星)|HD 209458 b]]<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>、[[HD 189733 b]]<ref name="Lecavelier des EtangsEhrenreich2010"/>、[[ホット・ネプチューン]]の[[グリーゼ436b]]<ref name="EhrenreichBourrier2015"/>などで、大量の大気散逸が発生していることが確認されている。

== その他の大気損失機構 ==
{{See also|炭素隔離}}
炭素隔離などの隔離は惑星からの散逸過程ではないが、大気から分子が失われて惑星内部へと移る現象である。地球上においては、水蒸気が凝縮して雨や[[氷河]]の氷になるとき、[[炭素循環|二酸化炭素]]が堆積物に隔離されるか{{仮リンク|海洋炭素循環|en|Oceanic carbon cycle}}を起こすとき、また岩石が[[酸化還元反応|酸化]]されるとき (例えば[[第二鉄|鉄]]の[[酸化数]]が Fe<sup>2+</sup> から Fe<sup>3+</sup> へ増加するとき) に発生する。また気体は[[吸着]]によって隔離される場合もあり、例えば[[レゴリス]]内の微粒子が表面粒子に付着する気体分子を捕獲する過程がある。

== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}

=== 注釈 ===
<references group="注"/>

=== 出典 ===
{{Reflist|2|refs=
<ref name="Gargaud">Muriel Gargaud, ''Encyclopedia of Astrobiology, Volume 3'', Springer Science & Business Media, May 26, 2011, p. 879.</ref>

<ref name="SasakiAbe2008">{{Cite journal|和書|author=佐々木貴教, 阿部豊 |title=初期金星大気の流体力学的散逸 |journal=日本地球化学会年会要旨集 |publisher=日本地球化学会 |year=2008 |volume=2008年度日本地球化学会第55回年会講演要旨集 |issue=セッションID: 1E04 02-04 |pages=93-93 |naid=130005053752 |doi=10.14862/geochemproc.55.0.93.0 |url=https://doi.org/10.14862/geochemproc.55.0.93.0 |accessdate = 2021-04-14 |quote = }}</ref>

<ref name="CatlingZahnle2009">{{cite journal |last1=Catling |first1=David C. |last2=Zahnle |first2=Kevin J. |title=The Planetary Air Leak |journal=Scientific American |volume=300 |issue=5 |year=2009 |pages=36–43 |issn=0036-8733 |doi=10.1038/scientificamerican0509-36 |bibcode=2009SciAm.300e..36C}}</ref>

<ref name="Vidal-MadjarDsert2004">{{cite journal |last1=Vidal-Madjar |first1=A. |last2=Dsert |first2=J.-M. |last3=Etangs |first3=A. Lecavelier des |last4=Hbrard |first4=G. |last5=Ballester |first5=G. E. |last6=Ehrenreich |first6=D. |last7=Ferlet |first7=R. |last8=McConnell |first8=J. C. |last9=Mayor |first9=M. |last10=Parkinson |first10=C. D. |title=Detection of Oxygen and Carbon in the Hydrodynamically Escaping Atmosphere of the Extrasolar Planet HD 209458b |journal=The Astrophysical Journal |volume=604 |issue=1 |year=2004 |pages=L69–L72 |issn=0004-637X |doi=10.1086/383347 |arxiv=astro-ph/0401457 |bibcode=2004ApJ...604L..69V}}</ref>

<ref name="ShematovichMarov2018">{{cite journal |last1=Shematovich |first1=V I |last2=Marov |first2=M Ya |title=Escape of planetary atmospheres: physical processes and numerical models |journal=Physics-Uspekhi |volume=61 |issue=3 |year=2018 |pages=217–246 |issn=1063-7869 |doi=10.3367/UFNe.2017.09.038212 |bibcode=2018PhyU...61..217S}}</ref>

<ref name="LundinLammer2007">{{cite journal |last1=Lundin |first1=Rickard |last2=Lammer |first2=Helmut |last3=Ribas |first3=Ignasi |title=Planetary Magnetic Fields and Solar Forcing: Implications for Atmospheric Evolution |journal=Space Science Reviews |volume=129 |issue=1-3 |year=2007 |pages=245–278 |issn=0038-6308 |doi=10.1007/s11214-007-9176-4 |bibcode=2007SSRv..129..245L |s2cid=122016496}}</ref>

<ref name="Goldston1995">{{Cite book |title=Introduction to plasma physics |last=Goldston, R. J. |date=1995 |publisher=Institute of Physics Pub |others=Rutherford, P. H. (Paul Harding), 1938- |isbn=0750303255 |location=Bristol, UK |oclc=33079555}}</ref>

<ref name="SasakiTajika1995">{{Cite journal|和書|author=佐々木晶, 田近英一 |title=希ガス脱ガスモデルに基づく金星・火星の火成活動史 |journal=地震 第2輯 |issn=00371114 |publisher=[[日本地震学会]] |year=1995 |month=may |volume=48 |issue=1 |pages=119-129 |naid=10006083342 |doi=10.4294/zisin1948.48.1_119 |url=https://doi.org/10.4294/zisin1948.48.1_119}}</ref>

<ref name="ISASNews260">{{Cite web|和書| url = https://www.isas.jaxa.jp/ISASnews/No.260/ken-kyu.html | title = 惑星周辺プラズマを写真に撮る | author = 中村正人 | authorlink = | coauthors = | date = 2002-11 | format = | work = ISASニュース | publisher = [[宇宙科学研究所]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-14}}</ref>

<ref name="AstroArts20150528">{{Cite web|和書| url = https://www.astroarts.co.jp/article/hl/a/368_polarwind | title = 地球からのプラズマ大気流出、太陽活動との関連を一歩解明 - アストロアーツ | author = | authorlink = | coauthors = | date = 2015-05-28 | format = | work = | publisher = [[アストロアーツ]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-14}}</ref>

<ref name="nu20150514">{{Cite web|和書| url = https://www.nagoya-u.ac.jp/about-nu/public-relations/researchinfo/upload_images/20150514_stelab.pdf | title =  地球から宇宙空間への極風による大気流出量は太陽活動 に影響されないことを発見 | author = | authorlink = | coauthors = | date = 2015-05-14 | format = | work = | publisher = [[名古屋大学]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-14}}</ref>

<ref name="physorg20160706">{{cite web | url = https://phys.org/news/2016-07-curious-case-earth-leaking-atmosphere.html | title = The curious case of Earth's leaking atmosphere | author = | authorlink = | coauthors = | date = | format = | work = | publisher = phys.org | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-15}}</ref>

<ref name="Terada2004">{{cite journal|和書 |author1 = 寺田直樹 |author2 = 品川裕之 |author3 =  阿部琢美 |date = |year = 2004 |month = |title = プラズマと大気の散逸 |journal = 遊・星・人 |volume = 13 |issue = 1 |page = |pages = 12-17 |publisher = [[日本惑星科学会]] |location = |issn = 0918273X |doi = |naid = 110003320350 |pmid = |id = |url = https://www.wakusei.jp/book/pp/2004/2004-1-03/2004-1-03.pdf |format = PDF |accessdate = 2021-04-15 |quote = }}</ref>

<ref name="ZhangLuhmann1993">{{cite journal |last1=Zhang |first1=M. H. G. |last2=Luhmann |first2=J. G. |last3=Nagy |first3=A. F. |last4=Spreiter |first4=J. R. |last5=Stahara |first5=S. S. |title=Oxygen ionization rates at Mars and Venus: Relative contributions of impact ionization and charge exchange |journal=Journal of Geophysical Research: Planets |volume=98 |issue=E2 |year=1993 |pages=3311–3318 |issn=01480227 |doi=10.1029/92JE02229 |bibcode=1993JGR....98.3311Z}}</ref>

<ref name="astrodic_ Larmor">{{Cite web|和書| url = https://astro-dic.jp/larmor-motion/ | title = ラーモア運動 &#124; 天文学辞典 | author = | authorlink = | coauthors = | date = | format = | work = 天文学辞典 | publisher = [[日本天文学会]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-15}}</ref>

<ref name="LuhmannKozyra1991">{{cite journal |last1=Luhmann |first1=J. G. |last2=Kozyra |first2=J. U. |title=Dayside pickup oxygen ion precipitation at Venus and Mars: Spatial distributions, energy deposition and consequences |journal=Journal of Geophysical Research |volume=96 |issue=A4 |year=1991 |pages=5457 |issn=0148-0227 |doi=10.1029/90JA01753 |bibcode=1991JGR....96.5457L}}</ref>

<ref name="Ahrens1993">{{cite journal |last1=Ahrens |first1=T J |title=Impact Erosion of Terrestrial Planetary Atmospheres |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |volume=21 |issue=1 |year=1993 |pages=525–555 |issn=0084-6597 |doi=10.1146/annurev.ea.21.050193.002521 |hdl=2060/19920021677 |bibcode=1993AREPS..21..525A}}</ref>

<ref name="MeloshVickery1989">{{cite journal |last1=Melosh |first1=H. J. |last2=Vickery |first2=A. M. |title=Impact erosion of the primordial atmosphere of Mars |journal=Nature |volume=338 |issue=6215 |year=1989 |pages=487–489 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/338487a0 |bibcode=1989Natur.338..487M}}</ref>

<ref name="KurokawaSakuraba2018">{{cite journal|和書 |author1 = 黒川宏之 |author2 = 櫻庭遥 |date = |year = 2018 |month = |title = 火星大気と表層水の起源と進化：理論モデルと同位体組成からの制約 |journal = 遊・星・人 |volume = 27 |issue = 3 |page = |pages = 127-137 |publisher = [[日本惑星科学会]] |location = |issn = |doi = 10.14909/yuseijin.27.3_127 |naid = |pmid = |id = |url = https://www.wakusei.jp/book/pp/2018/2018-3/2018-3-127.pdff |format = PDF |accessdate = 2021-04-15 |quote = }}</ref>

<ref name="Space.com20170130">{{cite web | url = https://www.space.com/35502-moon-has-oxygen-from-earth-plants.html | title = Moon's Been Getting Oxygen from Earth's Plants for Billions of Years &#124; Space | author = Jesse Emspak | authorlink = | coauthors = | date = 2017-01-30 | format = | work = | publisher = Space,com | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-15}}</ref>

<ref name="TeradaYokota2017">{{cite journal |last1=Terada |first1=Kentaro |last2=Yokota |first2=Shoichiro |last3=Saito |first3=Yoshifumi |last4=Kitamura |first4=Naritoshi |last5=Asamura |first5=Kazushi |last6=Nishino |first6=Masaki N. |title=Biogenic oxygen from Earth transported to the Moon by a wind of magnetospheric ions |journal=Nature Astronomy |volume=1 |issue=2 |year=2017 |issn=2397-3366 |doi=10.1038/s41550-016-0026 |bibcode=2017NatAs...1E..26T}}</ref>

<ref name="AstroArts20170131">{{Cite web|和書| url = https://www.astroarts.co.jp/article/hl/a/8930_oxygen_moon | title = 月まで到達していた地球起源の酸素 - アストロアーツ | author = | authorlink = | coauthors = | date = 2017-01-31 | format = | work = | publisher = [[アストロアーツ]] | pages = | language = | archiveurl = | archivedate = | quote = | accessdate = 2021-04-15}}</ref>

<ref name="ChamberlainHunten1987">{{Cite book |author1= Chamberlain, J. W. |author2 = Hunten, D. M. |authorlink= |coauthors= |title= Theory of planetary atmospheres. An introduction to their physics andchemistry. |publisher= Academic Press Inc. |location= |language= |year= 1987 |page= |id= |isbn= 0-12-167251-4 |quote= |bibcode =1987tpaa.book.....C }}</ref>

<ref name="LammerLichtenegger2006">{{cite journal |last1=Lammer |first1=H. |last2=Lichtenegger |first2=H.I.M. |last3=Biernat |first3=H.K. |last4=Erkaev |first4=N.V. |last5=Arshukova |first5=I.L. |last6=Kolb |first6=C. |last7=Gunell |first7=H. |last8=Lukyanov |first8=A. |last9=Holmstrom |first9=M. |last10=Barabash |first10=S. |last11=Zhang |first11=T.L. |last12=Baumjohann |first12=W. |title=Loss of hydrogen and oxygen from the upper atmosphere of Venus |journal=Planetary and Space Science |volume=54 |issue=13-14 |year=2006 |pages=1445–1456 |issn=00320633 |doi=10.1016/j.pss.2006.04.022 |bibcode=2006P&SS...54.1445L}}</ref>

<ref name="EdbergNilsson2011">{{cite journal |last1=Edberg |first1=N. J. T. |last2=Nilsson |first2=H. |last3=Futaana |first3=Y. |last4=Stenberg |first4=G. |last5=Lester |first5=M. |last6=Cowley |first6=S. W. H. |last7=Luhmann |first7=J. G. |last8=McEnulty |first8=T. R. |last9=Opgenoorth |first9=H. J. |last10=Fedorov |first10=A. |last11=Barabash |first11=S. |last12=Zhang |first12=T. L. |title=Atmospheric erosion of Venus during stormy space weather |journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics |volume=116 |issue=A9 |year=2011 |pages=n/a–n/a |issn=01480227 |doi=10.1029/2011JA016749 |bibcode=2011JGRA..116.9308E}}</ref>

<ref name="JakoskySlipski2017">{{cite journal |last1=Jakosky |first1=B. M. |last2=Slipski |first2=M. |last3=Benna |first3=M. |last4=Mahaffy |first4=P. |last5=Elrod |first5=M. |last6=Yelle |first6=R. |last7=Stone |first7=S. |last8=Alsaeed |first8=N. |title=Mars’ atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of38Ar/36Ar |journal=Science |volume=355 |issue=6332 |year=2017 |pages=1408–1410 |issn=0036-8075 |doi=10.1126/science.aai7721}}</ref>

<ref name="JakoskyBrain2018">{{cite journal |last1=Jakosky |first1=B.M. |last2=Brain |first2=D. |last3=Chaffin |first3=M. |last4=Curry |first4=S. |last5=Deighan |first5=J. |last6=Grebowsky |first6=J. |last7=Halekas |first7=J. |last8=Leblanc |first8=F. |last9=Lillis |first9=R. |last10=Luhmann |first10=J.G. |last11=Andersson |first11=L. |last12=Andre |first12=N. |last13=Andrews |first13=D. |last14=Baird |first14=D. |last15=Baker |first15=D. |last16=Bell |first16=J. |last17=Benna |first17=M. |last18=Bhattacharyya |first18=D. |last19=Bougher |first19=S. |last20=Bowers |first20=C. |last21=Chamberlin |first21=P. |last22=Chaufray |first22=J.-Y. |last23=Clarke |first23=J. |last24=Collinson |first24=G. |last25=Combi |first25=M. |last26=Connerney |first26=J. |last27=Connour |first27=K. |last28=Correira |first28=J. |last29=Crabb |first29=K. |last30=Crary |first30=F. |last31=Cravens |first31=T. |last32=Crismani |first32=M. |last33=Delory |first33=G. |last34=Dewey |first34=R. |last35=DiBraccio |first35=G. |last36=Dong |first36=C. |last37=Dong |first37=Y. |last38=Dunn |first38=P. |last39=Egan |first39=H. |last40=Elrod |first40=M. |last41=England |first41=S. |last42=Eparvier |first42=F. |last43=Ergun |first43=R. |last44=Eriksson |first44=A. |last45=Esman |first45=T. |last46=Espley |first46=J. |last47=Evans |first47=S. |last48=Fallows |first48=K. |last49=Fang |first49=X. |last50=Fillingim |first50=M. |last51=Flynn |first51=C. |last52=Fogle |first52=A. |last53=Fowler |first53=C. |last54=Fox |first54=J. |last55=Fujimoto |first55=M. |last56=Garnier |first56=P. |last57=Girazian |first57=Z. |last58=Groeller |first58=H. |last59=Gruesbeck |first59=J. |last60=Hamil |first60=O. |last61=Hanley |first61=K.G. |last62=Hara |first62=T. |last63=Harada |first63=Y. |last64=Hermann |first64=J. |last65=Holmberg |first65=M. |last66=Holsclaw |first66=G. |last67=Houston |first67=S. |last68=Inui |first68=S. |last69=Jain |first69=S. |last70=Jolitz |first70=R. |last71=Kotova |first71=A. |last72=Kuroda |first72=T. |last73=Larson |first73=D. |last74=Lee |first74=Y. |last75=Lee |first75=C. |last76=Lefevre |first76=F. |last77=Lentz |first77=C. |last78=Lo |first78=D. |last79=Lugo |first79=R. |last80=Ma |first80=Y.-J. |last81=Mahaffy |first81=P. |last82=Marquette |first82=M.L. |last83=Matsumoto |first83=Y. |last84=Mayyasi |first84=M. |last85=Mazelle |first85=C. |last86=McClintock |first86=W. |last87=McFadden |first87=J. |last88=Medvedev |first88=A. |last89=Mendillo |first89=M. |last90=Meziane |first90=K. |last91=Milby |first91=Z. |last92=Mitchell |first92=D. |last93=Modolo |first93=R. |last94=Montmessin |first94=F. |last95=Nagy |first95=A. |last96=Nakagawa |first96=H. |last97=Narvaez |first97=C. |last98=Olsen |first98=K. |last99=Pawlowski |first99=D. |last100=Peterson |first100=W. |last101=Rahmati |first101=A. |last102=Roeten |first102=K. |last103=Romanelli |first103=N. |last104=Ruhunusiri |first104=S. |last105=Russell |first105=C. |last106=Sakai |first106=S. |last107=Schneider |first107=N. |last108=Seki |first108=K. |last109=Sharrar |first109=R. |last110=Shaver |first110=S. |last111=Siskind |first111=D.E. |last112=Slipski |first112=M. |last113=Soobiah |first113=Y. |last114=Steckiewicz |first114=M. |last115=Stevens |first115=M.H. |last116=Stewart |first116=I. |last117=Stiepen |first117=A. |last118=Stone |first118=S. |last119=Tenishev |first119=V. |last120=Terada |first120=N. |last121=Terada |first121=K. |last122=Thiemann |first122=E. |last123=Tolson |first123=R. |last124=Toth |first124=G. |last125=Trovato |first125=J. |last126=Vogt |first126=M. |last127=Weber |first127=T. |last128=Withers |first128=P. |last129=Xu |first129=S. |last130=Yelle |first130=R. |last131=Yiğit |first131=E. |last132=Zurek |first132=R. |title=Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time |journal=Icarus |volume=315 |year=2018 |pages=146–157 |issn=00191035 |doi=10.1016/j.icarus.2018.05.030 |bibcode=2018Icar..315..146J}}</ref>

<ref name="LammerStumptner1998">{{cite journal |last1=Lammer |first1=H. |last2=Stumptner |first2=W. |last3=Bauer |first3=S.J. |title=Dynamic escape of H from Titan as consequence of sputtering induced heating |journal=Planetary and Space Science |volume=46 |issue=9-10 |year=1998 |pages=1207–1213 |issn=00320633 |doi=10.1016/S0032-0633(98)00050-6 |bibcode=1998P&SS...46.1207L}}</ref>

<ref name="WilsonMendillo2002">{{cite journal |last1=Wilson |first1=Jody K. |last2=Mendillo |first2=Michael |last3=Baumgardner |first3=Jeffrey |last4=Schneider |first4=Nicholas M. |last5=Trauger |first5=John T. |last6=Flynn |first6=Brian |title=The Dual Sources of Io's Sodium Clouds |journal=Icarus |volume=157 |issue=2 |year=2002 |pages=476–489 |issn=00191035 |doi=10.1006/icar.2002.6821 |bibcode=2002Icar..157..476W}}</ref>

<ref name="Owen2019">{{cite journal |last1=Owen |first1=James E. |title=Atmospheric Escape and the Evolution of Close-In Exoplanets |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |volume=47 |issue=1 |year=2019 |pages=67–90 |issn=0084-6597 |doi=10.1146/annurev-earth-053018-060246 |arxiv=1807.07609 |bibcode=2019AREPS..47...67O}}</ref>

<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003">{{cite journal |last1=Vidal-Madjar |first1=A. |last2=des Etangs |first2=A. Lecavelier |last3=Désert |first3=J.-M. |last4=Ballester |first4=G. E. |last5=Ferlet |first5=R. |last6=Hébrard |first6=G. |last7=Mayor |first7=M. |title=An extended upper atmosphere around the extrasolar planet HD209458b |journal=Nature |volume=422 |issue=6928 |year=2003 |pages=143–146 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/nature01448 |pmid=12634780 |bibcode=2003Natur.422..143V |s2cid=4431311}}</ref>

<ref name="Lecavelier des EtangsEhrenreich2010">{{cite journal |last1=Lecavelier des Etangs |first1=A. |last2=Ehrenreich |first2=D. |last3=Vidal-Madjar |first3=A. |last4=Ballester |first4=G. E. |last5=Désert |first5=J.-M. |last6=Ferlet |first6=R. |last7=Hébrard |first7=G. |last8=Sing |first8=D. K. |last9=Tchakoumegni |first9=K.-O. |last10=Udry |first10=S. |title=Evaporation of the planet HD 189733b observed in H I Lyman-α |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=514 |year=2010 |pages=A72 |issn=0004-6361 |doi=10.1051/0004-6361/200913347 |arxiv=1003.2206 |bibcode=2010A&A...514A..72L |s2cid=53408874}}</ref>

<ref name="EhrenreichBourrier2015">{{cite journal |last1=Ehrenreich |first1=David |last2=Bourrier |first2=Vincent |last3=Wheatley |first3=Peter J. |last4=des Etangs |first4=Alain Lecavelier |last5=Hébrard |first5=Guillaume |last6=Udry |first6=Stéphane |last7=Bonfils |first7=Xavier |last8=Delfosse |first8=Xavier |last9=Désert |first9=Jean-Michel |last10=Sing |first10=David K. |last11=Vidal-Madjar |first11=Alfred |title=A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b |journal=Nature |volume=522 |issue=7557 |year=2015 |pages=459–461 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/nature14501 |pmid=26108854 |arxiv=1506.07541 |bibcode=2015Natur.522..459E |s2cid=4388969}}</ref>

<ref name="SpencerGraphic">{{cite web |url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/digipics.html |title=John Spencer's Astronomical Visualizations |date= |accessdate= 2021-04-16 |last=Spencer |first=J. |work= |publisher= |pages=}}</ref>
}}

== 参考文献 ==
{{Refbegin}}
* {{Cite book |和書 |author=松井孝典|authorlink=松井孝典 |coauthors = 永原裕子、藤原顕、渡邊誠一郎、井田茂、阿部豊、中村正人、小松吾郎、山本哲生 |title= 比較惑星学 | publisher= [[岩波書店]] |year= 2011 |isbn= 978-4-00-006988-5 |ref=harv}}
* {{cite journal|first1=Kevin J.|last1=Zahnle|first2=David C.|last2=Catling|date=May 2009|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-planets-lose-their-atmospheres|title=Our Planet's Leaky Atmosphere|journal=[[Scientific American]]}}
* {{cite book |author = Andrew P. Ingersoll |title = Planetary climates | publisher = Princeton University Press. |isbn= 978-0691145051}}
* {{cite journal |last=Hunten |first=D. M. |year=1993 |title=Atmospheric evolution of the terrestrial planets |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=259 |issue=5097 |pages=915–920 |doi=10.1126/science.259.5097.915 |bibcode = 1993Sci...259..915H |s2cid=178360068 }}
* {{cite journal |last1=Lammer |first1=H. |last2=Bauer |first2=S. J. |year=1993 |title=Atmospheric mass-loss from Titan by sputtering |journal= Planetary and Space Science |volume=41 |issue=9 |pages=657–663 |doi=10.1016/0032-0633(93)90049-8 |bibcode = 1993P&SS...41..657L }}
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