氏 榎 本 孝 之
学 専 攻 分 博 士 理 学
学 記 番 総 研 大 第
学 授 与 の 日 付 成 ９ 日
学 授 与 の 要 件 物 理 科 学 研 究 科 宇 科 学 専 攻 学 規 則 第 ６ 条 第 該 当
学 論文題目
論文審査委員 主 査 教 授 早 基 教 授 藤 毅 彦 准 教 授 阿 部 琢 美 准 教 授 生 ち さ
教 授 剛 東 京 大 学
(Separate Form 2)
論 文 の 要 旨
Summary (Abstract) of doctoral thesis contents
Venus is entirely shrouded by thick clouds composed of micron-sized droplets of concentrated sulfuric acid (H2SO4). In addition to the main cloud, it is known that the submicron hazes overlay and vary with time scale of several years. These particles play important roles in the upper atmosphere of Venus by scattering and absorbing the incident sunlight, thereby affecting the temperature and the chemistry. Therefore, studying generation and sustention mechanism of the massive cloud system is essential for deep understanding of the chemical process, radiative balance of the atmosphere, and atmospheric dynamics. With such background, this thesis focuses on spatial and temporal variability of clouds and hazes of Venus. Three major achievements of this thesis are: A) large-scale temporal variations of the haze are detected and characterized by ground-based observations; B) physical parameters are derived by comparing the observations with model simulations; and C) a possible factor for the temporal variations of haze is proposed.
A) Tracking the temporal variations of the haze
To efficiently study variability of submicron hazes, appropriate observing wavelengths (930 nm for haze abundances and 438 nm for cloud-top altitudes) and solar phase angles (～80 degrees) are chosen. Then, strategic imaging-polarimetric observations were carried out from August 2012 to June 2015 with HOPS (Hida Optical Polarimetry System) instrument attached to the 65cm refractor telescope at the Hida Observatory. In addition to the standard processing of polarimetry data, I have developed a procedure to reduce the effect of atmospheric seeing: both disk-integrated polarizations and spatially-resolved polarization maps are produced from raw HOPS data. I measure the disk-integrated polarizations with a technique of aperture photometry, which minimizes the blurring effect due to the atmospheric seeing. Then, I estimate a point-spread function (PSF: a modified-Lorentzian function is introduced) for each image, by blurring a synthetic image to match the observed image, which is used in the model comparisons. In the time series (August 2012, April 2014, and June 2015), a significant change in the disk-integrated polarizations (from -2.2% to -3.6%) is detected. The polarization maps also show large changes in spatial distribution of the haze. The positive polarizations seen in polar regions in August 2012, turned to be negative in April 2014 and June 2015. Such a large-scale variability is reported for the first time since the end of the Pioneer Venus mission.
B) Derivation of physical parameters for the haze variations
To estimate the properties of the haze, I compared observations with theoretical
calculations. For model calculations, I refer to Sato et al. (1996) as the vertical structure model, which approximate well the structure of upper cloud of Venus. Optimal parameter space is searched for by comparing the disk-integrated polarizations and the polarization maps with the model computations after blurring with the measured PSF. From the comparisons of 930nm data, I found optical thickness of upper haze τh=0.15 and fraction of the haze in cloud layer fh=0.047 in August 2012, decreasing to τh=0.02 and fh=0.016 in April 2014, and τh=0.01 and fh=0.01 in June 2015. On the other hand, from 438nm data, the cloud top altitudes are lower in polar region in August 2012 and June 2015, while these are at for the entire planet in April 2014. With these results, I have tested the “Cloud lowering hypothesis" (Braak et al. (2002)); the haze particles are distributed uniformly in certain altitude over the whole altitude, thus the lowering of the cloud top leaves relatively more of sub-micron particles above the cloud. My finding that τh is small while the cloud top altitude on polar region is lower in June 2015 obviously conicts with that hypothesis. For the first time, such discrepancy is observationally and quantitatively indicated.
C) Possible factor of the temporal variation of haze
In order to explain mechanisms of the variations of haze, I simulated the behavior of τh and fh by altering the cloud top and aerosol scale height profiles by referring to previous studies based on Venus Express [Wilquet et al. (2012), Lee et al. (2012)]. When aerosol scale height is varied, τh does not change over some aerosol scale height and fh increase linearly. From these 2 examinations, I found that the variations of both cloud top altitude and aerosol scale height also cannot explain my observations. However, the simultaneous decrease of fh and τh are realized when the amount of the haze particles is lowered. This shows that the amount of haze itself is the cause of the variation of τh and fh. I propose the relationships to the solar activity as a possible explanation for such variation of haze. To investigate this, I developed a conversion equation from derived τh to SO2 abundance fSO2 of which time history can be found in literature. Esposito et al. (1988) pointed out the correlations in temporal variation of τh and fSO2 during PVO mission, which indicate that the source of the haze is SO2. Using my results and the relationships between them, I estimated the temporal variations of fSO2. The values obtained from the relations are consistent with the temporal variation of fSO2 reported by Marcq et al. (2013), if the decrease of fSO2 from 2007 has been continued. I found that several phenomena, such as increases of haze and SO2, seem to correspond to the solar maxima. The photochemical reactions, thus production of SO2, might become active since the UV flux increase in solar maximum. In order to confirm the relations between solar activity and SO2 or τh, long-term observations over several ten years are needed for the future.
(Separate Form 2)
My observations captured the situation of epic decrease of the haze since 1980's Pioneer Venus mission by ground-based observations for the first time, which provide new information about the temporal variations of upper haze to the history of Venus. The cause of the temporal variations of the haze and proposed factor to them in this thesis should contribute to the science of Venus in understanding the mechanism of generation and sustention mechanism of the upper haze.
博 士 論 文 審 査 結 果 の 要 旨
Summary of the results of the doctoral thesis screening
金 星 は 地 球 と 異 な り 全 球 が 分 厚 い エ ア ロ ゾ ル 層 （ 高 度 お よ そ50～80kmに 存 在 ） に よ り 覆 わ れ て い る た め 、 そ の 高 度 に お け る 太 陽 光 吸 収 が 惑 星 全 体 の 熱 収 支 お よ び 大 気 ダ イ ナ ミ ク ス （ ス ー パ ー ロ ー テ ー シ ョ ン に 代 表 さ れ る ） に 大 き な 影 響 を も つ と 考 え ら れ て い る 。 偏 光 撮 像 観 測 は 、 そ う し た エ ア ロ ゾ ル の 量 や 特 性 （ 粒 径 、 屈 折 率 ） に 敏 感 で あ り 、 金 星 エ ア ロ ゾ ル が 硫 酸 液 滴 で あ る と 示 す こ と に 大 き く 貢 献 し た 歴 史 が あ る（Hansen and Hovenier, 1974な ど ）。 本 論 文 は そ の 手 法 を 現 在 の 金 星 に 適 用 し 、 上 層 エ ア ロ ゾ ル が 増 減 す る メ カ ニ ズ ム を 考 察 し た も の で あ る 。
出 願 者 は ま ず 、 小 粒 子 （ ヘ イ ズ ： 粒 径0.25 µm） と 大 粒 子 （ 雲 ： 粒 径1 µm） の 一 次 散 乱 偏 光 度 が 観 測 波 長 や 位 相 角 に ど う 依 存 す る か を 検 討 し た 。 赤 外 線 （ 波 長930 nm）、 位 相 角 80° 付 近 で ヘ イ ズ と 雲 の 識 別 が 最 も 鋭 敏 に で き る と 判 定 し 、2012年 か ら2015年 に か け 京 都 大 学 飛 騨 天 文 台 （ 岐 阜 県 高 山 市 ） に て 偏 光 撮 像 観 測 を 実 施 し デ ー タ を 取 得 し た 。 レ イ リ ー 散 乱 に よ る 偏 光 を 利 用 し 雲 頂 高 度 を 判 別 す る た め の 青 色（ 波 長438 nm）観 測 も 加 え て い る 。 大 気 ゆ ら ぎ は 地 上 観 測 で 不 可 避 で あ る が 、 金 星 を 含 む ア パ ー チ ャ 領 域 を 測 光 し 「 空 間 情 報 は な い が 正 確 な 全 面 積 分 偏 光 度 」 を 得 、 そ れ と 空 間 構 造 を 示 す 偏 光 度 マ ッ プ の 解 析 を 組 合 わ せ て 大 気 ゆ ら ぎ の 影 響 を 低 く 抑 え る と い う 手 法 を 開 発 し 適 用 し て い る 。 こ の よ う な デ ー タ の 扱 い 方 は 、 大 気 ゆ ら ぎ の 影 響 を 伴 う 地 上 観 測 デ ー タ 解 析 に 大 き く 参 考 に な る 、 出 願 者 の 貢 献 で あ る と い え る 。
出 願 者 は こ の 新 た な 解 析 手 法 に よ り 、2012年 か ら2015年 に か け て 、金 星 極 域 の ヘ イ ズ（ 雲 の 上 に 存 在 す る 小 粒 子 の 層 ） 光 学 的 厚 さ0.15か ら0.01へ と が 大 き く 減 少 し て い る こ と を 見 出 し た 。 過 去 に は パ イ オ ニ ア ・ ビ ー ナ ス 周 回 機 （PVO） が そ の10年 以 上 に わ た る 金 星 周 回 中 に ヘ イ ズ の 増 減 を 観 測 し て い る が 、PVO以 来 初 め て こ う し た 大 規 模 な 変 化 を と ら え 定 量 的 に 示 し た こ と は 価 値 が 高 い 。
さ ら に 出 願 者 は 、 そ の よ う な 大 規 模 な ヘ イ ズ の 減 少 （ あ る い は 増 加 ） を 引 き 起 こ す メ カ ニ ズ ム を 探 る た め に 考 察 を 深 め て い る 。Braak et al. (2002)が 提 唱 し た メ カ ニ ズ ム の う ち 、 移 流 ・ 滞 留 モ デ ル は 観 測 を 説 明 し 得 る も の の そ れ を 検 証 す る 情 報 は な い と 指 摘 し た 。 雲 頂 変 動 モ デ ル は「 雲 頂 高 度 が 低 か っ た に も か か わ ら ず ヘ イ ズ は 少 な か っ た 」2015年 の 観 測 に よ り 棄 却 さ れ る こ と を 明 確 に 示 し た 。 さ ら に 出 願 者 は 、 エ ア ロ ゾ ル の ス ケ ー ル ハ イ ト （ 数 密 度 が1/eに な る 高 度 差 ）を 変 化 さ せ モ デ ル 計 算 を 行 う な ど し 、観 測 さ れ た2012年 か ら2015 年 の 変 化 を 説 明 す る た め に は 「 エ ア ロ ゾ ル 粒 子 の 数 密 度 そ の も の が 変 わ る 」 こ と が 必 要 で あ る と 結 論 し て い る 。
そ れ で は な ぜ エ ア ロ ゾ ル 粒 子 の 数 密 度 が 変 わ る の か 、 そ の 答 え は 確 定 し な い が 、 出 願 者 は 太 陽 活 動 度 の 変 動 が 金 星 大 気SO2濃 度 を 変 え 、 そ れ が ヘ イ ズ 粒 子 を 生 成 す る 化 学 反 応 に 影 響 す る の で は な い か と い う 説 を 提 唱 し た 。 本 論 文 で そ の 有 効 性 が 示 さ れ た 偏 光 撮 像 観 測 に よ る 継 続 的 モ ニ タ ー 、 金 星 を 周 回 中 の 「 あ か つ き 」 か ら の デ ー タ な ど を 組 合 わ せ 、 今 後 も 続 け ら れ る べ き 研 究 課 題 で あ ろ う 。
本 論 文 は 、 地 上 か ら の 偏 光 撮 像 と い う 「 探 査 機 の 時 代 で あ っ て も な お 有 効 」な 観 測 手 法
(Separate Form 3)
を 用 い て 金 星 上 層 エ ア ロ ゾ ル を モ ニ タ ー し 、 そ の 大 規 模 な 変 化 を と ら え た 。 モ デ ル 計 算 に よ り 得 ら れ た 物 理 情 報 は 、 探 査 機 （Venus Express、 あ か つ き ） か ら の 情 報 と 相 補 的 に 用 い る こ と で 、 金 星 大 気 ダ イ ナ ミ ク ス の 理 解 に 貢 献 す る 意 義 深 い も の で あ る 。 出 願 者 は 、 飛 騨 天 文 台 に お け る 観 測 、 デ ー タ 処 理 を 自 ら 行 う だ け で な く 、 解 析 ツ ー ル の 核 で あ る 偏 光 を 含 ん だ 放 射 伝 達 計 算 プ ロ グ ラ ム も 一 か ら 開 発 す る な ど 、 本 研 究 の す べ て の 部 分 を 主 体 的 に 実 行 し て い る 。 以 上 の こ と か ら 、 審 査 委 員 全 員 が 博 士 論 文 と し て 合 格 で あ る と 判 断 し た 。
