太陽系惑星の不思議な気象 - 宇宙惑星科学講座

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？」
太陽系惑星の不思議な気象
高木征弘 ([email protected]‐tokyo.ac.jp)
理学系研究科・地球惑星科学専攻
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 (**)
N2, Ar, CH4
28
1
0.20
86
タイタン
1.5
(*) 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
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
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。
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 (km)
144 W/m2
硫酸の雲層
（全球をカバー）
太陽光吸収
地表面温度 730 K
17 W/m2
温度 (K)
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
太陽と金星を結ぶ軸に
対して軸対称な循環
夜側で冷やされた
空気が下降
観測された東西風分布
•
•
•
1.8 m/s
•
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
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
気体層の厚さは 1000 km 程度
松田 (2000)
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
• 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
太陽光吸収
による加熱
– 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。
熱潮汐波は位相速度
方向の運動量を伴う
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
D: 鉛直変位
J: 局所加熱
• 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
熱潮汐波による平均流生成（模式図）
散逸
u’w’ > 0
雲層（加熱層）
u’w’ = 0
?
金星の条件: U < 0, c > 0 の場合
自転方向
線型モデルによる熱潮汐波の鉛直伝播の検証
diurnal
semidiurnal
• 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。
Takagi and Matsuda (2005a, 2006a)
• 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。
熱潮汐波による平均流加速と減速
Takagi and Matsuda (2006a)
•
一日潮
– 最下層 (0‐10 km) では平均流を誘導
しない
Diurnal tide
•
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。
•
•
Semidiurnal tide
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。
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
臨界高度は雲層より上
だけに形成
10
50
~70 m/s at 63 km
250地球年で得られた平均東西流の緯
度ｰ高度断面図
250 Earth years
赤道における平均東西流の鉛直分布
65 km
45 km
Altitude [km]
下層の平均東西流（反流）
5 km
時間積分の初期に U<0 の平
均流が下層に現れる。
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。
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。