%題名  金星現象論  金星大気の組成
%
%履歴  1990-05-04  野村竜一
%      1992-08-06  林祥介
%      1996-07-22  高木征弘       地球流体電能倶楽部資源「金星現象論」へ
%      2003-01-08  林祥介         再整理理論ノートへ
%
%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%
\documentclass[a4j,12pt]{jarticle}
\usepackage{Dennou6}

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\Dtitle{金星大気の組成}
% タイトルが長い時
% \Dtitle[長いタイトル]{とってもとってもとってもながーい理論ノートひながた}
%
\Dauthor{林 祥介}
% 著者が多い時
% \Dauthor[林・竹広・石渡・中島]{林 祥介, 竹広 真一, 石渡 正樹, 中島 健介}
%
\Ddate{2003 年 01 月 08 日}
% 日付は陽に指定 \Dtoday 等を使わない.
%
\Dpath{/riron/venus/atmcomp/src/}
% パス指定通常は
% \Dpath{/riron/mhd/teishiki/src/}
%
\Dnoparindent
% 段落字下げしない.

\begin{document}

\maketitle
\tableofcontents
%\clearpage

%\pagebreak
% 必要な時はページ変える
\begin{abstract}
  ここでは, 
  金星大気の組成に関して得られたデ−タについて述べる.
  内容は 1980 年代後半の知見を主としており, 
  もはや若干古いかも知れないことに注意しておく. 
\end{abstract}

%--------------------------------------------------------------------
\Dparskip
%--------------------------------------------------------------------
\newpage
\section{金星大気の組成の観測方法}

\subsection{直接観測}
       
  \begin{itemize}
    \item 着陸船による観測方法
	\begin{enumerate}
          \item 化学反応
             
                採取した気体を探査機の中で化学反応させて 
                その成分を知る. 
                初期のヴェネラ( 4, 5, 6 号) で行われた.
                   
          \item 質量分析計 (mass-spectrometer)
             
                分子量で物質を分類する機器で, 他の方法に比べて
                精度が高い. ただし欠点として,
                CO とN$_2$ のように同じ分子量の異なる分子同士を
                区別できないことが上げられる.
		この欠点はガスクロマトグラフィ−などで補う.
             
          \item ガスクロマトグラフィ−
             
                測定したい気体とともに, 不活性ガスを固定層に通す.
                すると対象気体中の成分間の化学的性質の違いによっ
		て, 
                固定層上での定着度に違いが生じる. 
                その定着度の違いによって物質の決定, 
                定量解析を行う方法がガスクロマトグラフィ−である. 
                対象気体をガスで移動させるので, 
                ガスクロマトグラフィ−と呼ばれる. 
                 
          \item 分光計(optical spectrometer)
             
                探査機に分光計をのせて, 
                光を吸収する物質の種類・量を測定する. 
                ここにあげた方法の中で最も精度が高く, 
                S$_3$ などはこの方法でしか確認できない. 
                ヴェネラシリ−ズ 11 号以降に搭載. 
                   
        \end{enumerate}
       
    \item 軌道船による方法(直接観測)
        
          軌道船は近金点を通過するあたりで, 
          金星に 150km 位の距離まで近づく. 
          このとき軌道船に搭載した質量分析計
	  によって中性気体の分析を行う\footnotemark[1].
             
             \footnotetext[1]{電離気体の観測も行っているがここでは扱わない.}

  \end{itemize}


\newpage       
\subsection{リモ−トセンシング}           
       
  リモ−トセンシングを使うと広い範囲を見ることができる.
  ただし, 光あるいは電磁波での情報を得ることのできない大気深部
  の観測をおこなうことはできない.
  大気上端から光学的距離が 1 程度の高度までに測定範囲が限定される. 
       
  \begin{itemize}
    \item 軌道船による観測(リモ−トセンシング)
	\begin{enumerate}
          \item 偏光観測
             
                金星の雲で散乱された太陽光の偏光度を
                測ることにより気体成分を知る. 
                金星の雲の主成分が硫酸であることは,
                この方法によってわかった
		(川端 1987 参照).
             
          \item 分光計 
             
                軌道船に分光計を積んで,
                吸収線を調べることにより,
                気体物質を調べる.
        \end{enumerate}

    \item 地球からの観測
       
          地上あるいは気球等で上空に持ち上げた望遠鏡を用いて, 
          分光計や偏光観測器による観測を行う.

          探査機が飛ぶ前にこの方法で
          いくつかの成分はわかっていた
          \footnotemark[3].
          \footnotetext[3]{シリ−ズ`金星の観測史'参照}
       
  \end{itemize}                       

%-------------------------------------------------------------------       
\newpage
\section{大気組成とその鉛直分布}

  金星大気の代表的組成は, 
  種々の測定方法, 測定器を用いて得られてきた数少ない観測データを
  集積して決められている. 
  時間的, 空間的に隔たりがあり, 異なる測定器から得られた
  観測結果には, 大きなばらつきがみられる. 
  したがって, 代表的値を決定するにおいては, 
  データを編集する者の主観が大きく影響していることに注意しておく
  必要があるだろう. 
  ここでは Moroz\footnotemark[1]
  による金星大気のレビュ−を参考にした. 
  \footnotetext[1]{ソビエトの科学者}

\newpage
\subsection{高度 70km 以下の大気組成}

  \begin{table}[h]
    \begin{center}
    \begin{tabular}{|c|c|} \hline
       気体        &     体積混合比          \\ \hline \hline
       CO$_{2}$    &  $0.965 \pm 0.001$      \\ \hline
       N$_{2}$     &  $0.035 \pm 0.010$      \\ \hline
       H$_{2}$O     &  $10^{-5}\sim10^{-3}$   \\ \hline
       O$_{2}$     &  $3\sim5 \times10^{-5}$ \\ \hline
       CO$_{2}$    &  $3\sim5 \times10^{-5}$ \\ \hline
       S$_{3}$     &  $2\times10^{-10}$      \\ \hline
       S$_{2}$     &  $2\times10^{-8}$       \\ \hline
       SO$_{2}$(60 km$\sim70$ km)
                   &  $\sim 10^{-4}$         \\ \cline{2-2}
       (50 km 以下)&  $\sim 10^{-7}$         \\ \hline
    \end{tabular} 
    \end{center}           
    \caption{高度 70 km 以下の金星大気組成 (Moroz (1981) による).}
    \Dtablab{組成70}
  \end{table}

  \Dtabref{組成70} についてのいくつかのコメントを以下に記す.
  \begin{itemize}
    \item H$_{2}$O 
       
          観測によってばらつきが大きい(\Dtabref{探査}参照).

    \item CO
       
          高度 85 km $\sim$ 100 km にかけて,
          CO の量の日変化が大きいことが観測されてる
	  (\Dfigref{CO}). 
       
    \item 硫黄
       
          金星大気中ではイオウは殆ど
          SO$_{2}$ として存在している.
  \end{itemize}

\newpage
  \begin{figure}[htbp]
    \begin{center}
	\Depsf[130mm]{atmcomp-1.ps}
    \end{center}
    \caption{
	CO の吸収線の観測によって得られた体積比 ［CO］/［CO$_2$］.
       (a) は金星時間で早朝, (b) は 真夜中 である.
	高度 80km $\sim$ 90km
        の間で CO の 量の日変化が大きいことがわかる. 
        Wilson and Klein (1981) による. 
        図 は von Zahn {\it et al}., 1983 から抜粋).  
        }
    \Dfiglab{CO}
  \end{figure}


\newpage
\subsection{探査船による H$_{2}$Oの観測}
       
  \begin{table}[h]
    \begin{center}
       \begin{tabular}{|c|c|c|c|c|c|} \hline
               &         
       & \multicolumn{4}{|c|}{H$_{2}$Oの体積混合比($\times10^{-6}$)}                                                                       \\ \cline{3-6}
       {\large 探査機}& {\large 測定機器}
                              & 0 km & 22km & 42km & 52 km \\ \hline \hline
       パイオニア・ヴィ−ナス
       & 質量分析計 & $<1000$ & $<1000$  & $<1000$ & $<1000$ \\ \cline{2-6}
       (Large)      
       & ガスクロマトグラフィ− &   & 1350 & 5200 & $<600$ \\ \hline
       ヴェネラ 9,10 号
       & 狭域光度計          &      &      & 300  &       \\ \hline
       ヴェネラ 11,12 号
       & 走査分光計          & 20   & 60   & 150  & 200   \\ \hline
       ヴェネラ11号  
       & 質量分析計          & 76   & 67   &      &       \\ \hline
       ヴェネラ 12 号
       & 質量分析計          & 130  & 52   &       &      \\ \cline{2-6}
       & ガスクロマトグラフィ−& $\leq100$ & $\leq100$ & $\leq100$ & \\ \hline
       \end{tabular}
    \end{center}           
    \caption{金星探査機と搭載大気組成測定機器
	(von Zahn {\it et al}. (1983) による).}
    \Dtablab{探査}
  \end{table}

\pagebreak
\subsection{放射性同位体比} 
       
  \begin{table}[h]
    \begin{center}
       \begin{tabular}{|c|c|c|} \hline 
       同位体比  &  地球    & 金星     \\ \hline \hline
       $^{38}{\rm Ar}/^{36}{\rm Ar}$ 
       & 0.187 & 0.194                 \\ \hline
       $^{40}{\rm Ar}/^{36}{\rm Ar}$
       & 295.5 & 1.07                  \\ \hline \hline
       $^{82}{\rm Kr}/^{80}{\rm Kr}$
       & 5.16  & 3.29                  \\ \hline
       $^{83}{\rm Kr}/^{80}{\rm Kr}$
       & 5.11  & 2.00                  \\ \hline
       $^{84}{\rm Kr}/^{80}{\rm Kr}$
       & 25.3  & 6.86                  \\ \hline
       $^{88}{\rm Kr}/^{80}{\rm Kr}$
       & 7.69  & 1.14                  \\ \hline
       \end{tabular}
    \end{center}           
    \caption{放射性同位対比
	(Zahn {\it et al}. (1983) による).}
    \Dtablab{同位体比}
  \end{table}

  同位体比の特筆すべき特徴は $^{36}{\rm Ar}/^{40}{\rm Ar}$
  比が 地球の270 倍 にも達することである.

\newpage       
\subsection{高層大気の組成}

  軌道船が金星に近づいたときに質量分析計で測定した
  中性大気の組成デ−タを下にあげる. 

  \begin{figure}[htbp]
    \begin{center}
	\Depsf[120mm]{atmcomp-2.ps}
    \end{center}
    \caption{
             高層大気(高度 150km$\sim$)の組成密度高度分布.
             点線は真昼,実線は真夜中の領域のデ−タ.
             昼夜で大きな差があるのがわかる.
             デ−タはパイオニア・ヴィ−ナス
             の軌道船のもの.
	     (原図は Niemann {\it et al}. 1980)
        }
    \Dfiglab{高層}
  \end{figure}

%======================================================================
\newpage
\section{参考文献}

\begin{description}
  \item 川端 潔, 1987:
        惑星大気内のエアロゾルのリモ−トセンシング.
        気象研究ノ−ト, {\bf 155}, 1--34.

  \item Moroz, V. I., 1981:
        The atmosphere of venus.
        {\it Space Sci. Rev.}, {\bf 29}, 3--127.

  \item Niemann, H. B., Kasprzak, W. T., Hedin, A. E., 
	Hunten, D. M., Spencer, N. W., 1980:
        Mass spectrometric measurements of
        the neutral gas composition of
        the thermosphere and
        exosphere of Venus.
        {\it J. Geophys. Res}, {\bf 85}, 7817--7827.

  \item Wilson, W. J., Klein, M. J., 1981:
        Carbon monoxide distribution 
        and molecular-line searches.
        {\it Icarus}, {\bf 45}, 624--637.

  \item von Zahn, U., Kumar, S., Niemann, H., Prinn, R., 1983:
        Composition of the Venus atmosphere.
        {\it VENUS}, 
	Hunten, D. M., Colin, L., Donahue, T. M., Moroz, V. I. Eds.
        The University of Arizona Press, 
        299--430. 

\end{description}

%======================================================================
\newpage
\section*{謝辞}
\markright{謝辞}

本稿は 1989 年から 1993 年に東京大学地球惑星物理学科で行われていた, 
流体理論セミナーでのセミナーノートがもとになっているものである. 
原作版は野村竜一による「金星現象論」 (1990-05-04) であり,
高木征弘によって修正 (1996-07-22), 
林祥介によって「金星大気の組成」として整理された (2003-01-08). 

セミナー参加者および校正とデバッグに協力してくれたすべての方々に
感謝するものである. 

本資源は, 
地球流体電脳倶楽部の
インターネット上での学術知識の集積と活用の実験の一環として
\begin{center}
 http://www.gfd-dennou.org/arch/riron/venus/atmcomp/pub
\end{center}
において公開されているものである.
\copyright 林祥介
 (Y.-Y. Hayashi) 2003. 
本資源は, 
著作者ならびに図版等の著作権者の諸権利に抵触しない限りにおいて
自由に利用していただいて構わない. 
なお, 利用する際には今一度自ら内容を確かめることをお願いする
(無保証無責任原則). 

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勝手ながら, 「未来の教育」のための実験という
学術目的であることをご理解いただけるものと信じ, 
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\begin{center}
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まで連絡していただければ幸いである. 

%======================================================================
\end{document}