View
216
Download
1
Category
Preview:
Citation preview
太陽系惑星の不思議な気象
高木征弘 (takagi@eps.s.u‐tokyo.ac.jp)
理学系研究科・地球惑星科学専攻
2009年度夏学期・全学自由研究ゼミナール・「地球物理入門・いま何がおもしろいのか？」
太陽系の惑星・衛星
• ほとんどすべての惑星に大気が存在
– 水星は大気なし。冥王星は？
– タイタン（土星の衛星）にも濃密な大気
惑星大気のパラメータ
地表面気圧(atm)
組成 平均分子量定圧比熱(103 J/kg K)
アルベド(反射能)
有効放射温度 (K)
金星 92 CO2 44 1.2 0.78 224
地球 1 N2, O2 29 1.0 0.30 255
火星 0.006 (*) CO2 44 0.8 0.16 216
木星 H2, He 2.2 11 0.73 124 (**)
土星 H2, He 2.1 11 0.70 95 (**)
天王星 H2, He, CH4 2.3 10 0.82 59 (**)
海王星 H2, He 2.4 10 0.65 59 (**)
タイタン 1.5 N2, Ar, CH4 28 1 0.20 86
(*) 季節変動が大きい(**) 内部熱源を含む実際の有効放射温度 (Ingersoll, 1990)
松田 (2000) を改変
惑星全体のエネルギー収支
太陽から入射するエネルギー 宇宙空間に射出するエネルギー
このバランスで決まる温度を「有効放射温度」という。
a: 惑星半径A: アルベド (反射能)F: 太陽光の放射フラックスσ: ステファン・ボルツマン定数
金星
可視光で観測した金星 (MESSENGER 2008, NASA/Johns Hopkins Univ.)
紫外光で観測した金星 (Galileo 1990, NASA/JPL)
金星の基本パラメータ
金星 地球
赤道半径 6052 km 6378 km
重力加速度 8.90 m/s2 9.80 m/s2
公転周期 224日 365日
自転周期 –243日 1日
1太陽日 117日 1日
太陽放射量 2617 W/m2 1370 W/m2
アルベド 0.78 0.30
有効放射温度 224 K 255 K
大気組成 CO2, N2 N2, O2
地表気圧 92 bar 1 bar
大気の鉛直構造（温度分布）高
度(k
m)
温度 (K)
地表面温度 730 K
硫酸の雲層（全球をカバー）
太陽光吸収
144 W/m2
17 W/m2
温室効果
松田 (2000)
予想された金星大気大循環
夜昼間対流の模式図
昼側で暖められた空気が上昇 夜側で冷やされた
空気が下降
太陽と金星を結ぶ軸に対して軸対称な循環
観測された東西風分布
• 地表からほぼ線型に増大
– 自転を追い越す流れ
– 雲層上端で 100 m/s
– 自転速度の約60倍
• 全球的に分布
– 剛体回転（等角速度）に近い
– 中高緯度ジェットも存在
• 時間変動
– ジェットの強度・位置
– 夜昼間対流の出現（上層）
– 詳細は不明
• 雲層より上では風速減少
– 減速メカニズムも必要
1.8 m/s
金星の気象
• 下層大気と地表面の高温– 膨大な量の CO2 による温室効果で定性的には説明可能 (Matsuda and Matsuno 1978; Pollack et al. 1980)
• 自転を追い越す平均東西流– 「大気スーパーローテーション」という。
– 何らかの維持メカニズムがなければ、地表面摩擦と粘性の効果で止まる（地表面に対して静止する）はず。
– 気象力学分野における大きな未解決問題。
火星
ダスト・デビル (1)
Mars Exploration Rover Spirit (NASA/JPL/Texas A&M)
ダスト・デビル (2)
MGS/MOC (NASA/JPL/Malin Space Science Systems)
流水地形
Echus Chasma in 3-D (ESA/DLR/Fu Berlin)
氷湖
Water ice in crater at Martian north pole (ESA/DLR/FU Berlin)
火星の気象
• 極域に極冠が存在（CO2 と水の凝結物）– 季節により消長→ 火星の大気量も季節変化
– 乾燥・寒冷な気候
• 惑星規模のダストストーム– 大気中にダストが存在し、小砂嵐は常に存在
– 数年に一度、惑星規模の大砂嵐に発展
• 流水地形の存在– 過去には豊富な水・温暖な気候？
– 温室効果ガス (CO2, H2O)
木星
NASA/JPL/Univ. of Arizona
大赤斑
Voyager 2 の撮影した大赤斑 (NASA/JPL)
木星・土星の内部構造
松田 (2000)気体層の厚さは 1000 km 程度
木星の気象
• 帯状（縞状）構造– 白い部分 (帯, zone) は低温・高気圧
– 赤茶色の部分 (縞, belt) は高温・低気圧
– 高速の平均東西流 (>100 m/s) に対応
• 渦（大赤斑・白斑）の存在– 大赤斑は帯中に存在する巨大な高気圧
• 東西 26200 km, 南北 13800 km の楕円形
– 300年以上に渡り存在 (Cassini, 1664)– 維持メカニズムは未解明
浅い現象 v.s. 深い現象
• 地面がないので現象の範囲が不明確
– 帯状構造や大赤斑の及ぶ深さ
• 上層の浅い大気の範囲に限られる (Williams, 1978)
• 木星内部の深い層に及んでいる (Busse, 1970)
• Galileo 探査機の観測
– 24 気圧まで観測
– 表面の風速は24気圧程度まで及んでいる
– 深い現象と考えた方がよい？
回転球面上の2次元乱流
• 2次元流体– 鉛直方向の構造を考えない
仮想的な流体。
– 「エンストロフィー」と呼ばれる量が保存し、運動エネルギーは小さな渦から大きな渦に移っていく。
• エネルギーのアップワードカスケードという。
• 3次元乱流の場合はエンストロフィーが保存せず、エネルギーはダウンワードカスケードする。
• 小さな渦が合体し、大きな渦 (帯状構造) が作られる。
Williams (1978)
深い対流とテイラー柱
• テイラー・プラウドマンの定理– 回転効果により、ある条件の下では回転軸方向の運動が一様になる。
– 「テイラー柱」という。
• 木星内部の対流はテイラー柱で表現される。– 表面には帯状構造と平均東西流が形成される。
Busse (1970)
土星
東西風速の分布
Ingersoll et al. (1984)
土星の気象
• 木星同様の帯状構造
– バンド数は木星より少ない。
• 東西風速分布
– 赤道域にスーパーローテーション (> 500 m/s)• 木星より4倍程度高速。
• 太陽から受けるエネルギーは木星より小さい。
– バンド構造と東西風速分布の対応は木星ほどよくない。
系外惑星
HD 80606b, NASA/JPL-Caltech/UCSC
ハビタブル
• 生命の存在可能な環境
– 過去の火星
– 系外惑星にも候補
– 生命の存在を可能にする条件は何か？
• アストロ・バイオロジー
– 宇宙における生命の起源と分布、進化、未来
– 「金星の雲層に生息する細菌」など
– 詳しくは杉田さんの講義で
惑星気象学
• 地球の気象学を惑星大気に応用– 現在の地球の気候とかけ離れた条件（＝惑星大気）では、正しい結果（現実的な解）が得られない。
– 「気象学」の限界に挑戦する学問分野。– 惑星気象の統一的理解＝比較惑星気象学
• 多くの境界領域を含む– 気象学– 雲・放射過程– 惑星形成・大気進化– 地上観測・惑星探査– 宇宙生物学
金星スーパーローテーションの理論
• 夜昼間対流に着目した説
– Moving flame メカニズム
– Thompson メカニズム
• 波による運動量輸送に着目した説
– 熱潮汐波メカニズム
• 子午面循環に着目した説
– Gierasch メカニズム
Moving flame （動く炎）メカニズム
傾いた対流による運動量輸送
Thompson メカニズム
夜昼間対流が不安定化し、平均東西流が生成される。熱源（太陽）は静止していてもよい。
対流の不安定
熱潮汐波メカニズム
太陽光吸収による加熱
熱潮汐波は位相速度方向の運動量を伴う
• 熱潮汐波とは– 太陽加熱によって励起される重力波
• 東西波数1=一日潮
• 東西波数2=半日潮
– 金星大気中では雲層による太陽光吸収で強く励起される。
• 熱潮汐波に伴う運動量– 励起される領域（雲層）では位相速度と逆方向（自転の方向）の平均流が誘導される。
Eliassen‐Palm の第１定理
• エネルギーフラックスと運動量フラックス
• 金星熱潮汐波の場合– U < 0, c > 0 → p’w’ と u’w’ は同符号
• 雲層以下の領域– p’w’ < 0 → u’w’ < 0 → 正の運動量を下向きに輸送
• 雲層以上の領域– p’w’ > 0 → u’w’ > 0 → 正の運動量を上向きに輸送
– 雲層での運動量収支: dU/dt < 0
Eliassen‐Palm の第２定理
• 運動量フラックスの収束
• 非加速定理が破れる条件
– ダンピングがある場合
– （局所的な）熱強制がある場合
– 臨界高度 (critical level) がある場合
D: 鉛直変位J: 局所加熱
熱潮汐波による平均流生成（模式図）
雲層（加熱層）
u’w’ = 0
u’w’ > 0
金星の条件: U < 0, c > 0 の場合
散逸
自転方向
?
線型モデルによる熱潮汐波の鉛直伝播の検証
• 雲層で励起された一日潮・半日潮はともに地面付近まで下方伝播する。– 地面から 40 km 付近までの
振幅は雲層での太陽加熱によって決まり、雲層以下での太陽光吸収の効果は小さい。
• 地面加熱の影響も最下層を除きほとんど無視できる。
• 熱潮汐波の運動量輸送により、東西方向の運動量が雲層と地面付近の大気間で交換される。
Takagi and Matsuda (2005a, 2006a)
diurnal semidiurnal
熱潮汐波による平均流加速と減速
• 一日潮– 最下層 (0‐10 km) では平均流を誘導
しない
• 半日潮– 最下層の低緯度域で自転と逆向き
の平均東西流を誘導。
• 結果的に、金星の自転と逆向きの平均東西流が最下層で作られる。
• この反流に地面摩擦が作用すれば、大気スーパーローテーションの生成に必要な正味の各運動量が金星の固体部分から大気に供給される。
Takagi and Matsuda (2006a)
Diurnal tide
Semidiurnal tide
非線型モデルによる検証
• 簡単化した大気大循環モデル– Hoskins and Simmons (1975) – T21L60 (vertical domain: 0‐120 km)– 静止状態から300地球年数値積分を実行
• 太陽加熱– Crisp (1986, 1989), Tomasko (1980).– 東西平均成分のみを考慮– 地表面加熱は無視
• ダンピング– 放射過程はニュートン冷却で簡略化 (VIRA, Seiff et al. 1985)– 最下層のみレーリー摩擦を考慮（地面摩擦を表現）– 鉛直渦粘性は一定 (Ev)
Takagi and Matsuda (JGR, 2007)
生成された平均東西流
250地球年で得られた平均東西流の緯度ｰ高度断面図
赤道における平均東西流の鉛直分布
1050
250 Earth years
臨界高度は雲層より上だけに形成
~70 m/s at 63 km
下層の平均東西流（反流）
65 km
45 km
5 km
50地球年における平均東西流の緯度ー
高度分布。負の平均東西流の分布は線型論で得られた半日潮による平均流加速とよい一致をしめす。
時間積分の初期に U<0 の平均流が下層に現れる。
Alti
tude
[km
]
これで解決？
• まだまだ問題が残っている。
– 平均子午面循環の問題
– 放射過程 (雲を含む) の問題
– 散逸過程の問題
• 観測がないため「答え合わせ」が困難。
– 久々の金星探査機 Venus Express (ESA)
– 日本の金星探査機 PLANET‐C (JAXA) に期待
– アメリカでも金星探査の計画
日本の金星探査計画
http://www.stp.isas.jaxa.jp/venus/
PLANET‐C の概要
• 搭載する観測機器
– 近赤外カメラ1 (IR1)
– 近赤外カメラ2 (IR2)
– 中間赤外カメラ (LIR)
– 紫外イメージャ (UVI)
– 雷・大気光カメラ (LAC)
• 2010年打ち上げ予定(H‐IIA ロケット)
大気の3次元運動を観測
今村ほか (遊星人, 2007)
PLANET‐C の制作風景
今村ほか (遊星人, 2007)
参考図書
• 松田佳久 (2000): 惑星気象学, 東京大学出版会
• 清水幹夫編 (1993): 惑星の科学, 朝倉書店
• 木村竜治 (1982): 地球流体力学入門ー大気と海洋の流れのしくみー, 東京堂出版
• J. K. Beatty, Ed. (1998): The New Solar System, Cambridge Univ. Press
レポート課題
• 木星軌道での太陽光フラックス FJ を求めよ。– 太陽～地球間の距離: 1.50×108 km– 太陽～木星間の距離: 7.78×108 km– 地球軌道での太陽光フラックス FE: 1370 W/m2
• 有効放射温度と太陽光フラックスの関係式を使って、木星の内部熱源の大きさを見積もれ。– 木星のアルベド: 0.73– 木星の現実の有効放射温度: 124 K– ステファン・ボルツマン定数: 5.67×10‐8 W/m2 K4
• 式だけでなく考え方を丁寧に説明すること。
Recommended