太陽系惑星の不思議な気象

太陽系惑星の不思議な気象

高木征弘

([email protected]‐tokyo.ac.jp)

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

–

–

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/s

9.80 m/s

224

365

–243

1

1

117

1

太陽放射量

2617 W/m

1370 W/m

0.78 0.30

224 K 255 K

大気組成

CO

, N

N

, O

地表気圧

92 bar 1 bar

大気の鉛直構造（温度分布）

高度(km)

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

–

CO

(Matsuda and Matsuno 1978; Pollack et al. 

1980)

• 自転を追い越す平均東西流

–

–

–

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（ CO ₂ と水の凝結物）

–

→ 

–

• 惑星規模のダストストーム

–

–

• 流水地形の存在

–

–

(CO

, H

O)

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

–

(

, zone) 

–

(

, belt) 

–

(>100 m/s) 

• 渦（大赤斑・白斑）の存在

–

•

26200 km, 

13800 km 

– 300

(Cassini, 1664)

–

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

–

•

(Williams, 1978)

•

(Busse, 1970)

• Galileo  探査機の観測

– 24 

–

24

–

回転球面上の 2 次元乱流

• 2

– 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。

•

(

) 

Williams (1978)

深い対流とテイラー柱

•

–

–

•

–

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

–

• 東西風速分布

–

(> 500 m/s)

•

4

•

–

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

–

–

–

• アストロ・バイオロジー

–

–

–

惑星気象学

• 地球の気象学を惑星大気に応用

–

–

–

• 多くの境界領域を含む

–

–

–

–

–

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 

– Thompson 

• 波による運動量輸送に着目した説

–

• 子午面循環に着目した説

– Gierasch 

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

•

–

•

1=

•

2=

–

•

–

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’ 

u’w’ 

•

–

p’w’ < 0 → u’w’ < 0 → 

•

–

p’w’ > 0 → u’w’ > 0 → 

–

: 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

–

–

–

(critical level) 

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

•

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 

•

•

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

•

– Hoskins and Simmons (1975) 

– T21L60 (vertical domain: 0‐120 km)

–

300

•

– Crisp (1986, 1989), Tomasko (1980).

–

–

•

–

(VIRA, Seiff et al. 1985) –

–

(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 10

50

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。

Altitude [km]

これで解決？

• まだまだ問題が残っている。

–

–

(

) 

–

• 観測がないため「答え合わせ」が困難。

–

Venus Express (ESA)

–

PLANET‐C (JAXA) 

–

日本の金星探査計画

http://www.stp.isas.jaxa.jp/venus/

PLANET‐C  の概要

•

–

1 (IR1) –

2 (IR2) –

(LIR) –

(UVI) –

(LAC)

• 2010

(H‐IIA 

)

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 F _J を求めよ。

–

: 1.50

10

km –

: 7.78

10

km

–

F

: 1370 W/m

• 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。

–

: 0.73

–

: 124 K

–

: 5.67

10

W/m

K

• 式だけでなく考え方を丁寧に説明すること。