一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その19 ～IR1+IR2 による金星測光データから探る雲層構造～/佐藤 他

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一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その19～ IR1+IR2による金星測光データから探る雲層構造～
佐藤 毅彦 ，大月 祥子 ，岩上 直幹 ，上野 宗孝 ，上水 和典 ，
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鈴木 睦 ，はしもと じょーじ ，坂野井 健 ，笠羽 康正 ，中村 良介 ，
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今村 剛 ，中村 正人 ，福原 哲哉 ，山崎 敦 ，山田 学
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3

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1

（要旨）金星探査機「あかつき」搭載 4 カメラにより実施した 2011 年 2～3 月の金星測光キャンペーン観測から，IR1，IR2 の観測データを解析した．金星輝度の位相曲線は過去に発表されているもの（標準雲モデルで再現できる）と異なり，位相角 20 度以下で輝度が著しく増している（IR1）．これらを解析し雲層構造を決定した
ところ，高空のヘイズ微粒子が減少するとともに中サイズ～大サイズ粒子の密度も増し，それが位相曲線変化の原因であることが分かった．金星雲のこのような変化の原因は不明であるが，大気中 SO2 濃度のトレンド（長期減少傾向ののち，近年，元に戻った）と関係している可能性がある．

1. 小位相角観測の意義体においてよく知られ [3]，位相角 0°に向かい急速に明るさが増すことから，opposition surge とも呼ばれる．

対象物から見て，観測者と光源（太陽）のなす角を位

有名な「イトカワに写ったはやぶさの影」の画像にお相角と呼ぶ．位相角が 0°ということは，観測者と太陽いて，探査機の影の近傍だけ小惑星表面が明るく見えが同方向にあることを意味する．対象物が金星，観測ているのは，まさにこの効果を示しているのである

者が地球ならば，これは地球～太陽～金星の順に並ん[4]．

だときに起き，地球から見て「金星の外合」に相当する．

一方，分厚い大気をもつ惑星においては，このよう当然のことながらその際の金星は太陽にごく近く，強な強い opposition effect は見られないと通常は考えら烈な太陽光のため精密な金星測光は行いにくい．

れている．さまざまなサイズの雲粒子による多重散乱

一方，金星周回軌道投入（VOI-1，2010 年 12 月）に失を受ける過程で，特徴が薄められてしまうからである．

敗した金星探査機「あかつき」[1] は，2011 年 3 月に金しかし，登山のときや，飛行機で旅をする際に，ブロ星より太陽に近い位置を通り抜け，その経路で位相角ッケン現象を見ることがある．これは，サイズのよく0°の金星を観測するチャンスが発生した [2]．そのときそろった水滴が位相角 0°付近の輝度に特徴的な波打ちの並びは，太陽～あかつき～金星であり，太陽光に妨を示すことにより起きる [5]．虹のように色づくのは，げられない金星測光が可能である．このチャンスを活そのピーク位置が波長によって異なるからである．

かして，金星測光キャンペーン観測が計画された [2]．

このように，分厚い大気や雲に被われた惑星であっ小位相角において天体の輝度が得意な振舞いを見せても，小位相角の輝度変化が情報をもたらす場合がある，いわゆる opposition effect は，大気をもたない天る．
「あかつき」4 カメラによる金星測光観測もそう

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
2. 専修大学
3. 東京大学
4. 岡山大学
5. 東北大学
6. 産業総合研究所
7. 北海道大学
satoh@stp.isas.jaxa.jp

した発見を期待しつつ，計画され行われた [2]．本稿
では，IR1，IR2 のデータを解析して得られた結果を報告する．

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 2, 2012&&'$%%'$  

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$ "      $  $  $図2：金星の標準的な雲モデル．

めた．その上で，位相角 0°の絶対光度を幾何アルベド
図1：小位相角における金星位相曲線．IR1（○），IR2（◇）とともに，Mallama et al. (2006)によるIバンドデータ（＋）もプロットしている．

2. 観測データに変換する係数を乗じて得られたプロットが図 1 である．
図 1 には，IR1（波長 0.90 μm），IR2（2.02μm）の測定データ，そして Mallama et al. [8] が報告している I バンド（波長 0.90 μm）のデータをプロットしている．比較してみると，IR1 データと Mallamaet al. の I バンド・

IR1，IR2 は「双子のカメラ」であり，その観測波長データはほぼ同波長であるのに，大きな違いが明らか

域はちょうど 1 オクターブ異なる．加えて，金星の輝である．つまり，位相角 30°～50°付近のスロープは良面を観測する波長が IR1 の場合は吸収の少ない連続光く一致している．しかし，小さな位相角では IR1 デー（波長 0.90 μm），IR2 の場合は CO2 吸収波長（2.02 μタが著しく明るく，20°付近に「肩」のような特徴を見m）という違いもある [6,7]．

せている．このことから，「あかつき」観測時の金星

これら二つの観測データを組み合わせることで，雲粒子のサイズのみならず，その大気中の鉛直分布まで雲層構造は，過去のそれとは異なっていたと考えられる．

推定することが可能である．両カメラが稼働した観測期間は，2011 年 2 月 28 日から 3 月 25 日までである．

3. 放射伝達モデルによる解析

それ以外の期間は，IR2 検出器を適切な低温（70K 以下が必要）に保つことができず，両カメラのデータを組み合わせた解析はできない．この観測期間にカバーできた位相角範囲は，0°～56°であった．

3.1標準雲モデル波長 0.90 μm では大気，雲粒子ともにほとんど吸収

IR1，IR2 の画素スケールは 0.012° / 画素である（検をしないから，金星輝度は「雲粒子がどのように成層出器画素はどちらのカメラも一辺 17 μm の正方形）．

しているか」で決まってしまう（雲高度を決定するこ

観測期間中の金星までの距離は最短でも 1,300 万 kmとはできない）．標準雲モデルとして Esposito et al.[9]あまり，金星視直径は 0.055°どまりである [2]．したがを参照（図 2）し，計算は adding-doubling 法により行っって，検出器上での金星像は直径がせいぜい 4.5 画素た．位相角毎にそれに相当する擬似金星ディスクを用であるから，輝度分布ではなくディスク全体の積分輝意し，各画素ごとに散乱幾何学を割り当てる．各散乱度を測定した．日々変わる太陽～金星距離，探査機～幾何学に対する反射光輝度値をモデル計算し，得られ金星距離を補正し，いずれも 1 天文単位に換算した「太た擬似金星画像の全体の明るさの積分値を位相角の関陽系天体に対する絶対光度」を位相角の関数として求数（位相曲線）として表し，観測データと比較する．

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図3：標準雲モデルによる位相曲線とMallama et al. Iバンドデー
タの比較．

図 3 に，標準モデルによる位相曲線と観測データと177

図4：最適モデルによるIR1位相曲線の再現．

を得た．の比較を示す．Mallama et al. データは標準モデルに・サブミクロンのヘイズ粒子は少なくする必要がある

より良好に再現される．逆に，IR1 データを再現する（位相曲線の「肩」を生じる中サイズの粒子をより露ためには，何らかの変化を加える必要があることが分出しなければならない）．

かる．

・IR1 位相曲線の「肩」位置を再現するためには，中サそのヒントとして，図 3 に一つの例を示してある（灰イ ズ 粒 子 は Hansen and Hovenier[10] の 1μm 半 径色の破線）．標準モデルの最上層はサブミクロンの微（モード 2 と呼ばれる）よりも少し大きい 1.4μm 半径粒子（ヘイズ）であるが，その光学的厚さを 1/10 に減（モード 2' と呼ばれる [11]）がより適している．

らしてみたのである．すると，位相角 20°付近に微か・モード 2' 粒子は主雲層より上のヘイズ層にも少し分に「肩」のような構造が見え始めている．これは，標準モデルにおいてはさまざまなサイズの粒子による多重散乱でマスクされていた「金星のブロッケン現象」が，散している（光学的厚さ 0.3 程度）．
・主雲層はモード 2' 粒子：モード 3 粒子＝ 4：6 程度の比率で構成されている．

最上層のヘイズを取り除くことで見やすくなったこと

つまり，モード 2' 粒子によるブロッケン現象が位相角を示している．

20°付近の肩となり，モード 3 粒子が混合することに

3.2

IR1最適モデル

ブロッケン現象のカラー画像を見ると，リングの外側は赤く内側は青い [5]．つまり，同じ粒子サイズを考えたとき，位相曲線の「肩」は短い波長では小さなよって小さな位相角全体の持ち上がりが再現されるのである．IR1 最適モデルと観測データとの比較を図 4に示す．

3.3

IR2最適モデル

位相角に，長い波長では大きな位相角にシフトする．

IR1 データの解析により，雲粒子の「積み重なり方」

光散乱を支配するサイズパラメータは（粒子の周）（波/を決定できた．次に，IR2 2.02 μm データ（CO2 吸収バ長）により表される．したがって，波長を固定すれば，ンド）を用いて，雲粒子の垂直分布を決定する．フィ

小さな粒子では大きな位相角，大きな粒子では小さなルターは波長 2.02 μm を中心に，0.04 μm の透過幅を位相角に「肩」がシフトする．これらの関係を念頭にもつ．このフィルター関数内で CO2 吸収係数を平均し，置いてさまざまなパラメータ組合せを試し，次の知見

金星大気構造と組み合わせ，「大気頂からの光学的深178

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 2, 2012

Standard Model

This Study

図5：IR2観測波長における大気吸収曲線（高度と光学的深さの関係）を雲層の存在高度と対応させて示している．

図6：最適モデルによるIR2位相曲線の再現．

さ」を得る（図 5）．大気頂から測って光学的深さが 1 とSO2 濃度のトレンドがある．1980 年代以降の長期減少

なる高度は約 65 km であり，第二層（Upper Cloud）の傾向ののち，近年になって元のレベルに戻ったとされ途中に位置する．したがって，この層の上端の高度はている [13]．SO2 は金星雲粒子の材料物質であるから，有意に求められるものの，下端は雲粒子の光学的厚さ

この「復活」と中サイズ粒子・大サイズ粒子の増大がが大きいこともあって，決定することはほとんどでき関係している可能性が考えられよう．今後，分光観測，ない．

さらに粒子サイズに敏感な偏光観測データなどを継続

実際のモデル決定はユニークにできるわけではなく，し，本観測のフォローアップを行うとともに，いつか「第二二つのパラメータ「第一層内の CO2 吸収量τ1」

また減少傾向に転じるのか，それが何にトリガーされ層内の CO2 吸収量τ2」が相補的に変化し，その組合せるのかを調べる必要がある．

が得られることになる（図 6）．ここでは，第二層におけるτ2 を標準，1/2，1/4 と変えながらτ1 の変化を調

4. まとめべた．第二層のτ2 が小さくなる，すなわち雲粒子が濃密になると反射率が高まる．すると，それを打ち消VOI-1 の失敗による落胆の中，あかつきチームは少すようにτ1 による吸収を増す，つまり第二層の上端しでも金星科学データを取得しようと，必死で金星測高度を下げるわけである．モデル曲線のデータに対す光観測を実施した [2]．そこから得られたものは，当る フ ィ ッ テ ィ ン グ は い ず れ も 大 差 な い が，Venus

初予想を上回る興味深い科学データであり，本稿で紹Express データの解析から推定されている雲頂高度 74介したように，十分に最新の金星科学に貢献するもの

km（Ignatiev et al. [12]）と整合性の高いものとして，である．

τ1=0.09, τ2=1.4（標準）を採用することとした．こうし金星到着までは，まだ長く険しい道のりが予想されて決定された雲層構造は図 5 に標準モデルとの比較とる [14]．しかしわれわれは，それを乗り越えて「あかして示されている．

つき」を金星に到着させ，そして重要な科学的知見を

3.4

雲層構造変化の原因

金星雲のこのような変化の原因は，現時点では不明である．関連するかも知れない報告として，大気中得ることを目指したい．

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参考文献[1] 中村正人, 2011, 遊・星・人 20, 68.
[2] 山田学 他, 2011, 遊・星・人 20, 222.
[3] Hapke, B., 2012, Theory of Reflectance and EmittanceSpectroscopy (2nd edition) (Cambridge UniversityPress).
[4] http://spaceinfo.jaxa.jp/hayabusa/photo/images/
itokawa17_large.jpg[5] http://en.wikipedia.org/wiki/Brocken_spectre[6] Iwagami, N. et al., 2011, EPS 63, 487.
[7] Satoh, T. et al., 2012, EPS (submitted).
[8] Mallama, A. et al., 2006, Icarus 182, 10.
[9] Esposito, L. W. et al., 1983, in Venus (The Universityof Arizona Press), 484.
[10] Hansen, J. E. and Hovenier, J. W., 1974, J. Atmos. Sci.
31, 1137.
[11] Grinspoon, D. et al., 1993, Planet. Space Sci. 41, 515.
[12] Ignatiev, N. I. et al., 2009, JGR 114, E00B43, 1.
[13] Na, C. et al., 1994, Icarus 112, 389.
[14] 山田学, 廣瀬史子, 2012, 遊・星・人 21, 71.

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