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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012

特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ」

木星における雷放電発光検出器OLD（OpticalLightning Detector）の提案
高橋 幸弘 ，佐藤 光輝 ，福原 哲哉 ，栗原 純一 ，
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34
中島 健介 ，竹内 覚 ，ヨアブ ヤイル ，56
ゲオルグ フィッシャー ，カレン アプリン
1

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2012年7月4日受領，2012年8月1日受理．

（要旨）近年，木星大気の大規模構造を決める力学や，大気組成を決める化学過程を理解する上で，積乱雲や雷放電観測の重要性が指摘されている．しかし，対流強度は雲頂高度など雲本体の観測のみからでは難し
い．雷放電発光の強度，頻度，高度の情報はそれを補う優れた指標のひとつであるが，通常のカメラでは時間分解能が不十分で，積乱雲活動の定量的な評価は困難である．ここで提案する雷放電発光検出器“OLD”
は，高速撮像・画像処理によって雷放電発光の頻度から対流活動強度を求め，また色情報から高度推定することを可能にする．

1. 科学目標の背景ーンを形成する東西風を生み出すというアイデアである．小規模渦と東西風の関係については観測的な検証

近年，ゾーン，ベルト（木星の縞模様のそれぞれ明が進んでいるが，積乱雲の鉛直輸送フラックスとそれるい部分と暗い部分）やオーバル等の木星の大規模構らとの関係については，通常の雲観測のみからは有力造が積乱雲の活動によって形成されているという説がな情報が得られず，研究の進展を阻んでいる．

提案されている．また最新の数値計算は，個々の積乱近年，地球大気観測において，雷放電計測の重要性雲の時間的変動や鉛直構造を予測しつつある．雷放電が急速に認められるようになってきた（例えば [3] 及びの定量的な観測は大規模構造と積乱雲の関係を明らかその引用文献）．放電現象という電磁気現象と，温度，にする鍵である．

風速，雲粒の粒径など一般的な気象学のパラメータと近年，ガリレオ探査機の雲画像観測に基づき，積乱の関係は複雑で，雷放電データを気象学で利用すると雲と大規模構造が一種の共生関係にあるとする，浅いいうのは困難と考える風潮があった．しかし最近の人領域起源説（木星表面に見られる大規模構造が深部の工衛星による放電発光観測や，世界各地域に設置され流体運動の反映ではなく表面近くで作られるとするた，雷放電に伴う放射電波観測網の整備が進むにつれ，説）の改良型アイデアが Gierasch 等他によって提案さ実用的な proxy としての雷放電データが注目されるよ

れている [1,2]．これは，積乱雲の上昇気流が大気表層うになっており，米国等一部では，気象予測モデルへに達したときコリオリ力によって小規模の渦を連続的のデータ同化も始まり，成果をあげている（例えばに生成し，それが結合することによって，ベルト / ゾ[4]）．木星における積乱雲内の電荷分離機構などはま

1. 北海道大学
2. 九州大学
3. 福岡大学
4. イスラエル・オープン大学
5. オーストリア科学アカデミー
6. オックスフォード大学
yukihiro@mail.sci.hokudai.ac.jp■2012遊星人Vol21-3.indd

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だ不明な点が多いが，水雲の存在が予想されていること，また，地球と類似した高高度の雲頂を持つ雲（積乱雲）の近傍で放電発光が観測されていることなどから，同様な使い方ができると期待される．放電現象は，メカニズムの理解の難しさがある一方で，少ないリソ

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クロン帯の赤外線マッパー JIRAM を搭載しており，その目的の一つは，5-7 bar における水蒸気などの存在を計測することである．特に晴れ上がった hot spotと呼ばれる領域における水蒸気の鉛直分布の推定は重要な項目である．こうした，雲のない特定領域での精密測定と，雷放電による積乱雲直下の測定によって，水蒸気の分布やダイナミクスに関する情報が得られると期待される．

2. 科学目標
第一段階パネル報告の中に，「積乱雲と雷の観測による大気の鉛直運動を解明」が挙げられている．木星
内部には重力収縮による熱源が存在するが，この熱の鉛直輸送の相当部分を担うのが積乱雲である．積乱雲は東西風ジェットなどの大規模運動と相互作用し，温度・物質の平均鉛直分布も制約していることが推測さ
図1：木星における積乱雲と大規模構造の関係．

れている．しかし，これまでの探査では，積乱雲の底部がどの深度にあるか（大気深部組成と関わる）の情報は不十分であり，また，積乱雲の分布は包括的に決定ースで広域を高時間分解能でカバーできるという代えされているとは言えない．

難いメリットがあり，その威力は，観測網の発達した雷放電発光はボイジャーやガリレオ探査機によって地球よりも，他の惑星でより重要な位置を占めると考夜間に撮影されている．地球での雷放電活動に関するえられる．

研究の類推から，木星あるいは土星においても積乱雲

木星における積乱雲や放電の重要性については数値活動の本質的な情報を提供すると期待される．しかし，シミュレーション等によって指摘されてきた（例えばこれまではおよその空間分布が分かる程度で，時空間[5-8] など）．近年の Sugiyama 等による最新の数値計算変動については殆ど分かっていない．特に，これまで[9,10] では，木星の 3 種類の雲，すなわち H2O，NH3，の観測では個々の放電発光（フラッシュ）が時間的に分及び NH4SH の粒子からなる雲を，水平 1 次元 × 鉛直 1離されていないため，正確な頻度の推定ができていな次元の 2 次元で扱い，対流雲（積乱雲）の統計的な特徴

い．長時間露光によって複数のフラッシュが重なったと平均的な大気構造の理解を目指す段階へと進んでい画像からは光量の時間積分値は求められるが，本質はる．そこから得られる非常に重要な示唆のひとつは，フラッシュの回数と，それらの個々の深度に関する情対流雲の爆発的な活動と静かな期間が繰り返すという報である．なぜならば，表面付近で起きた発光は，エ予想である．さらに，その周期は対流雲下部の水蒸気ネルギーが小さくても明るく観測されるが，対流に重量に依存することが示されている．もしこの周期を雷要な役割を果たす，深部の大規模放電発光は暗くなっ放電観測によって知ることができれば，透視することてしまうからである．ここでは JUICE（2022 年頃の打が難しい，深部の水蒸気量を知るための貴重な情報が上を予定している，欧州の木星及びその衛星系の周回得られるであろう．

機による探査計画）などの探査機に搭載することを想図 1 は，木星における積乱雲と大規模構造の関係を定した，個々のフラッシュを時間的に分離できる高速力学及び組成の観点から示したダイアグラムである．

イメージャー“OLD”（Optical Lightning Detector）をNASA によっ JUNO 探査機が 2011 年 8 月に打上げ提案する．さらに近年，スプライトと呼ばれる積乱雲られ，2016 年 7 月に木星に到着する．JUNO は 2-5 ミの上方に出現する放電発光が存在する可能性 [11] につ■2012遊星人Vol21-3.indd

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いても，数値モデル及び室内実験に基づいて検討がお

デルペイロードの NAC（Narrow Angle Camera: 望遠

こなわれており，OLD で観測できる可能性がある．

光学系を用いた多波長フィルターカメラ）と同等の，木星面で数 10km/ 画素で 50,000km 以下の範囲を集中

3. 提案機器の概要観測する選択もあり，その場合は個々の発光領域のサイズの推定が可能になり，発光エネルギーや深度に関CMOS センサーを用いた雷放電発光検出器によって，木星における雷放電発光の強度，位置，深さを決するより詳しい情報が得られると同時に，ノイズとの区別が容易になる．

定する．想定する雷発光は，これまでの探査機観測

OLD 提案の画期的な点のひとつは，狭帯域フィル（[12] 及びその参考文献など）から，期待される可視光ターのバンド幅を 2 種類用意（二つのイメージャから9のエネルギーを 10 J とし，その 1/10 程度までの感度構成）し，発光輝線幅の情報を得ることで発光高度のを確保する．Borucki 等によるレーザーによる室内実推定を行えることである．深部での発光は大気圧によ験 [13] によると，可視光で最も強い輝線は水素のバルっ て 発 光 輝 線 の 幅 が 広 が る の で，2 つ の 波 長 幅マーアルファー線（H α：656.3 nm）で，波長のプロフ（FWHM）で観測された強度の比から，発光の起きた

ァイルは彼らの実験で得られたものを基本に考えるが，場所での圧力が分かるからである．吸収スペクトルの将来的には高圧放電による実験を行って確度を上げる．

形状については，Borucki 等の結果 [13] を参考にすると，1 つの発光の時間変動に関する情報は得られていない

フィルターバンド幅 1 nm と 10 nm では，気圧 1 barが，地球での落雷を参考にすると，雲上部での散乱光と 5 bar での強度比が少なくとも 2 倍以上の違いが出の継続時間は 0.1 ms から数 10 ms のオーダーと予想さることになる．例えば木星からの距離が 1,000,000 kmれる．高速で時間分解された観測がまだないため頻度の 場 合 で も，1 つ の 放 電 発 光 か ら の フ ォ ト ン 数 はの推定は困難だが，これまでの観測結果から推測する10,000-100,000 個になるため，量子効率や光学系の透9と，可視光で 10 J クラスの現象が，惑星面全体で 10過率から最悪その 1/100 の階調になったとしても，そ個 /s のオーダーと予想される．積乱雲は惑星面全体の比率の変化を 10% 以下で捉えるのは困難ではない．

で 10ヶ所弱で活動が認められる．

従って，1 bar 程度以下の高度解像度は達成され，高

ここで提案する“OLD”は，バルマーアルファーの狭帯域干渉フィルターを用い，ノーマルモードではフォーマット 512 × 512 ピクセルで，29 ms 毎に撮像を度毎に組成の違う 3 種類の雲領域のどこで発生したものかを特定するのは十分可能である．
また，サンプリング速度を 0.1 ms まで上げることで，繰り返し，ハイスピードモードでは，30 × 30 ピクセ

S/N（信号対雑音）比を大幅に向上し，また各フラッシ

ルで 0.1 ms まで時間分解能を上げることができる．デュ光度の時間変化からパルスノイズと区別ができるこータは一旦画像として取得されるが，機上処理によっとも大きな特徴である．それにより，これまで成功して，位置，発光強度，及び時刻情報のみを抽出し，デていない，木星昼間に発生する雷放電発光の観測も可ータ量を大幅に減らす．重量は約 1 kg，センサー部能になると期待される．地球では 1 nm のバンド幅の及び電気回路部のサイズはそれぞれ 16 × 7 × 5.5 cm 及フィルターを用い，2 ms の分解能で，高度 700 km かび 16 × 12 × 4 cm，消費電力は 4 W を想定する．レン

ら昼間の雷放電発光が行われている（TRMM 衛星搭載ズ に つ い て は 100 g 以 下 の 広 角 レ ン ズ（焦 点 距 離 50LIS）．報告されている木星雷放電の観測光量は地球mm 以下，距離 100,000 km から解像度 200 km/ 画素での典型の 100 倍程度であり，また背景となる太陽散程度）を想定しているが，JUICE の最終軌道とリソー乱光は地球での 1/25 程度であることから，発光バンスによって，焦点距離（空間解像度）を選ぶこととし，ド幅が狭い場合には，同じ観測条件での S/N 比は数そのサイズと重量も変わる可能性がある．広角レンズ

1000 倍改善されることになる．OLD でのフィルターの場合には，50 － 100 km 程度と言われる発光領域のバンド幅（>10 nm），観測距離（100,000 km），露光時形状を捉えることは目標とせず，10 万キロメートル間などを考慮すると，地球での雷観測とファクターでオーダーの間隔で分布する複数の積乱雲をなるべく短同程度の S/N 比となる．一方，最近土星で昼面の雷時間でカバーすることを目指す．一方，JUICE のモ放電発光がカッシーニ探査機によって撮影された．平■2012遊星人Vol21-3.indd

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図2： 同型のCMOS を用いた衛星搭載用カメラ（外観（左上），図面（右上），ブロックダイアグラム（下））．

均的には土星の雷発光は木星のそれに比べて，夜面で上），RISING-2（2013 年打上）に搭載される．光学系はも長い間撮影できなかったほど極端に暗いことから，市販の CCTV レンズをベースに宇宙利用できるもの

今回は突発的に桁違いに明るい現象が発生したことにを開発し，干渉フィルターはレンズ全面（対物側）に装なるが，そうした現象は条件の似た木星でも起こりう着する．木星探査機搭載のためには，高レベルでの放ると想像され，継続的な探査機観測を行えば，相当数射線試験と低温環境を含む熱サイクル試験をより厳しのそうした明るい現象を捉えられる可能性がある．

い条件で実施する必要がある．

図 2 に，地球周回衛星搭載用として開発された，同

木星雷放電の 1 つの発光のライトカーブは分かって型の CMOS を用いた宇宙機搭載用の広角カメラの写いないが，地球での放電の類推から，雲上部での散乱

真と簡単な図面とブロックダイアグラムを参考に示す．

光の継続時間は 0.1 ms から数 10 ms のオーダーと予想

同型の機器は地球周回衛星としての環境試験を実施し，される．最大の S/N 比を得るために最速では 0.1 ms

国際宇宙ステーションの雷放電・スプライト観測機器

周期で画素切り出しを行うと共に，標準の 29 ms/ フGLIMS（2012 年打上），超小型衛星 RISING（2009 年打

レームを基本とする．

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[主な仕様]であることから，その高度推定も同じ観測器のデータ

観測波長：バルマーアルファ（Hα）656.3 nmから得られると好都合である．

フィルターバンド幅（FWHM）：1 nm 及び 10 nm
時間及び空間分解能

もうひとつの可能性は地上望遠鏡による観測である．
北海道大学は惑星観測優先の 1.6 m 望遠鏡をこの目的

ノーマルサンプリング：全画素読み出し（512×に利用する計画がある．また国内の大学コンソーシア

512 画素）で 29 ms

ムによる，1 － 2 m クラスの望遠鏡による世界的なネ高速サンプリング：最速～0.1 ms（30 × 30 画素）

ットワークの活用も，ひとつの可能性である．さらに

木星面での解像度：<10 km - 2000 km/ 画素（距近年の高速ビデオ撮像及び最大エントロピー法などを離による）用いた高解像度画像処理技術の向上によって，アマチ

観測カバー範囲：全球（ただし同時である必要はない）

ュア天文家が取得した観測データからも，高い精度であるいは積乱雲近傍（>2000 km）東西風の変動を捉えることが可能になってきている．

重量，サイズ，消費電力：約 1 kg，16 × 7×5.5 cm（センサー部）及び 16 × 12 × 4 cm（電気回路），4W（ただし，参考文献

衛星リソースに応じて変更可能）[1] Gierasch, P. J. et al., 2000, Nature 403, 628.

4. 他の観測機器との相乗効果[2] Ingersoll, A. P. et al., 2000, Nature 403, 630.
[3] Price, C. et al., 2011, Surv. Geophys. 3, 733.

積乱雲と大規模構造の関係を明らかにするためには，雷放電活動，水平風速場，雲頂高度分布の三者をほぼ同時に把握することが本質的である．そのために，探査機には，メタン吸収バンドをカバーする，近赤外撮[4] Mansell, E. R. et al., 2007, Monthly Weather Rev. 135,1732.
[5] Nakajima, K. et al., 2000, Geophys. Res. Lett. 27,3129.

像装置，できればスペクトル観測のできるイメージャ[6] Yair, Y. et al., 1995, J. Geophys. Res. 115, 2421.の搭載が望ましい．メタン吸収バンドは雲頂より上の[7] Schneider, T. and Liu, J., 2009, J. Atmos. Sci. 66, 579.

メタンコラム量から雲頂の気圧を求めることが可能だ[8] Gibbard, S., 1995, Nature 378, 592.

からである．JUICE でいえば，NAC（狭角カメラ）や[9] Sugiyama, K. et al., 2006, Geophys. Res. Lett. 33,WAC（広角カメラ）がそれに相当する．雲の詳細画像から，雲をトラッキングして水平風速ベクトルの分布を出し，小規模渦の強度や大規模構造の風速を定量的

L03201.
[10] Sugiyama, K. et al., 2011, Geophys. Res. Lett. 38,
L13201.に求めることと，スペクトル撮影から雲頂高度を推定[11] Yair, Y. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, E09002.

することが目的である．渦度，水平風速，雲頂高度，[12] Dyudina, U. A. et al., 2004, Icarus 172, 24.

それに雷放電から推定される積乱雲内の鉛直フラック[13] Borucki, W. J. et al., 1996, Icarus 123, 336.

ス変動が，整合的であるかどうかが，Gierasch 等のアイデアを検証する一つの有力な方法になる．雷放電は，積乱雲内での上昇気流のフラックスの指標として，その時間変化を捉えるための有効な指標になることが，地球での観測で指摘されている．積乱雲周辺の雲観測のトラッキングからは，上昇した大気が発散する際に生成する小規模渦を定量的に捉え，さらに大規模構造の雲トラッキングから東西風の時空間変動を計測することで，それらが積乱雲からのエネルギーの流れに整合的かどうかを検証する．さらにその東西風と調和的な子午面循環は大規模構造の雲頂高度を決定する要因■2012遊星人Vol21-3.indd

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