%題名 金星現象論 金星の雲 %履歴 90/05/04 野村竜一 % 92/08/06 林祥介 % 96/07/22 高木征弘 地球流体電能倶楽部資源「金星現象論」へ %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% \documentstyle[a4j,12pt,ascmac,twoside,dennou,Depspic]{jarticle} \Dtitle{金星現象論: 金星の雲} \Dauthor{地球流体電脳倶楽部} \Ddate[96/07/22]{1996 年 7 月 22 日} \Dpath{/riron/genshou/venus/cloud/} \begin{document} \maketitle %\pagenumbering{roman} \tableofcontents %\clearpage %\pagenumbering{arabic} \begin{abstract} 金星の雲について. \end{abstract} \newpage %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% \Dchapterhead ここでは,金星に関するトピックスとして,雲について述べる. \section{観測方法} \subsection{雲の存在を確認する方法} \begin{itemize} \item 可視域でみる. 望遠鏡を使って可視域で金星を見ると, 一面が雲におおわれているのがわかる. \item 紫外線域でみる. 紫外線域で金星を見ると, 金星には模様が見える. ただし,これが雲の構造を見ていることになるのか, それともある物質の分布を見ていることになるのか, 確実なところはわかっていないらしい. \end{itemize} \subsection{雲の構成物質を観測する方法} \begin{enumerate} \item 直接観測 \begin{itemize} \item 比濁分析(nepherometry) 大気の濁り度を調べる. 散乱断面積がわかるらしい. \item 粒径分布測定(particle size spectrometer) 雲粒子の粒径分布を測定する. \item 散乱光測定 散乱光を光度計で測る. \end{itemize} \item 間接観測 \begin{itemize} \item 分光観測 吸収線を見る. \item 偏光観測 雲で散乱された太陽光の偏光度 を測る.これにより屈折率が求まり, さらに散乱物質がわかる. 金星の雲の主成分が 硫酸であることを突き止めた方法である. \item 赤外放射観測 雲層の温度がわかる. \end{itemize} \end{enumerate} \section{雲層の分類} 着陸船による高度別の消散係数, 粒径分布観測などから, 金星の雲は3 つの層にわけられ, 雲の上と下には 霞(haze)の層が存在することがわかった. 以下それぞれの層の特徴を述べる. \subsection{粒径分布} \begin{enumerate} \item モ−ド 雲層中の粒子の大きさの分布はおおよそ 3 つのモ−ドに展開できるとされている. ここでは具体的なモ−ドの関数形は出さない. 粒径 r の範囲のみ示しておく. \begin{itemize} \item モ−ド1 ${\rm r}=0.1\sim1.2\mu{\rm m}$ \item モ−ド2 ${\rm r}=0.8\sim2.1\mu{\rm m}$ \item モ−ド3 ${\rm r}=2\sim30\mu{\rm m}$ \end{itemize} 粒径の大きいモ−ドに大きい番号がついている. \item 各雲層とモ−ドの関係 図 1 は各モ−ドの鉛直分布である. 各層の特徴を以下に述べる. \begin{itemize} \item 上層雲(57 km$\sim65$km) 上層域における第 1 の特徴は モ−ド 3 が存在しないことである. モ−ド2, モ−ド3 は同じような分布をしている. \item 中層雲(50 km$\sim57$km) モ−ド 3 が存在する. モ−ド 1, 2 は ともに同じような分布をしているが, 上,下層 に比べて小さくなっている. \item 下層雲(48 km$\sim50$ km) 中層に比べて,モ−ド3 が大きくなる. モ−ド 1,2 も中層に比べて大きい. \item 霞層(48 km 以下\footnotemark[1]) モ−ド 1 しか存在しない. \footnotetext[1] {霞層と呼ばれる層は雲層の上(65 km 以上) にも存在するが,図 1 のデ−タは 雲の下の霞層についてしかないので, 雲の下の霞層に話を限った.} \end{itemize} \end{enumerate} \begin{center} \Depsf[120mm]{fig-prohibited/cloud-1.ps} \end{center} \begin{quote} 図 1. 各モ−ドの高度分布. デ−タは パイオニア・ヴィ−ナスの LCPS \footnotemark[2] による. モ−ド1については粒径が 0.6 $\mu$m 以上 に限ったものについても 表してある (Esposito et al. 1983. ただし 原図はKnollenberg and Hunten 1980). \footnotetext[2]{\underline{L}arge-probe \underline{C}loud \underline{P}article size \underline{S}pectrometer} \end{quote} \newpage \subsection{数密度,消散係数,密度分布} 図 2 は, パイオニア・ヴィ−ナスの粒形分布測定器 (LCPS; 3 ペ−ジ 注2) のデ−タをもとにして得られた 数密度,消散係数,密度分布のグラフである. \begin{itemize} \item 三つの物理量とも下層雲の領域で 最大値をとっている. \item 消散係数,密度分布は上層雲から 下層雲にいたるまで ほぼ単調増加している中で 数密度だけは中層雲において 上,下層雲域より小さくなっている. \end{itemize} \begin{center} \Depsf[140mm]{fig-prohibited/cloud-2.ps} \end{center} \begin{quote} 図 2. 雲粒子の数密度,消散係数,密度 の高度分布. 左から 数密度,消散係数,密度を表す. デ−タは LCPS (3 ペ−ジ 注 1)による. T$_{\rm um}$ は 上層雲と中層雲の境目, T$_{\rm ml}$ は 中層雲と下層雲の境目を表す (Esposito et al., 1983. ただし 原図はKnollenberg and Hunten 1980). \end{quote} \newpage \section{金星の雲の組成} 地球や軌道船からの偏光観測により, 金星の雲成分に硫酸が含まれることはわかっていた. しかし雲で散乱された太陽光の観測からは, 光学的距離1 程度の高度までの情報しか得られない. \vspace{5mm} 大気に突入した探査機によって, より多くのデ−タが得られた. 各モ−ドごとの組成についての情報 (推測の域を出ないものもある)を以下にあげる. \begin{itemize} \item モ−ド 1 雲層によって組成が異なる. 上層雲ではイオウ,下層雲では硫酸といわれている. \item モ−ド 2 硫酸の溶液.これはかなり確実らしい. リモ−トセンシングで見ていたのはこのモ−ドの粒子である. \item モ−ド 3 粒径が大きいので固体 またはモ−ド2 が成長したものといわれている. 固体としては塩化物, NOHSO$_{4}$ などがあげられているが 確実ではないらしい. \end{itemize} \section{紫外線像} 金星を紫外線域でみると, 濃淡がみられる. これは 大気の運動の指標とされが, 実際この濃淡が何を表すのかわからないまま 使われていた. しかし いくつかの実験と観測の結果から, この濃淡のくらい部分は, SO$_{2}$の$<3200$\AA の吸収によるものであることがわかった. \newpage \section{地球の雲との比較} Esposito et al., 1983 による 地球,金星の雲の比較表を下にあげる. \begin{table}[h] \begin{tabular}{|l|c|c|} \hline 項目 & 地球 & 金星 \\ \hline \hline 表面を覆う割合(\%) & 40 & 100 \\ \hline 平均光学的厚さ & 5-7 & 25-40 \\ \hline 最大光学的厚さ & 300-400 & 40 \\ \hline 組成 & H$_{2}$O(固体,液体) & 硫酸粒子,etc. \\ \hline 数密度 (cm$^{-3}$) & 100-1000(液体) & 50-300(液体) \\ \cline{2-3} & 0.1-50 (固体) & 10-50 (固体) \\ \hline 密度 (g/cm$^{3}$) & 0.3-0.5 & 0.01-0.02 \\ \hline 最大密度 (g/cm$^{3}$)& 10-20 & 0.1-0.2 \\ \hline 平均粒径 ($\mu$m) & 30 & 10 \\ \hline 主な熱交換過程 & 潜熱 & 放射 \\ \hline \multicolumn{3}{l}{表 1. (Esposito et al., 1983)} \end{tabular} \end{table} \begin{itemize} \item 全球平均の光学的厚さは金星の方が大きい. \item 最大の光学的厚さは地球の方が大きい. \end{itemize} %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% %題名 金星現象論 金星の雲 %履歴 90/05/04 野村竜一 % 92/08/06 林祥介 %firstname,*.*.,年:題名.雑誌名.,vol(太字(\bf)),ページ-ペ−ジ. % 1983 ``{\em VENUS}'', 1-10, the university of Arizona presss. \section{参考文献} \begin{description} \item Esposito, L. W., et al., 1983: Cloud and hazes. ``{\em VENUS}'', 484-564, the university of Arizona press. \item 川端潔 1987: 惑星大気内エアロゾルのリモ−トセンシング. 気象研究ノ−ト第 155 号, 1-34, 日本気象学会. \item Knollenberg, R. G., and D. M. Hunten, 1980: Microphysics of the clouds of Venus; Results of the Pioneer Venus particle size spectrometer experiment. {\em J. Geophys. Res}, {\bf 85}, 8039-8058. \item Moroz, V. I., 1981: The atmosphere of venus. {\em Space Sci. Rev.}, {\bf 29}, 3-127. \end{description} %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% {\Large \bf 謝辞} \vspace{1em} 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. 原作版は野村竜一による「金星現象論」 (90/05/04) であり, 高木征弘によって地球流体電脳倶楽部版「金星現象論」 として書き直された (96/07/22). 構成とデバッグに協力してくれたセミナー参加者のすべてにも 感謝しなければならない. \end{document}