光赤天連シンポジウム（2022-07-13）

GREX-PLUS：中間赤外線高分散分光による惑星大気観測佐川英夫（京都産業大学）
sagawa@cc.kyoto-su.ac.jp

GREX-PLUSで切り拓く(系内)惑星大気サイエンス
1. 外惑星 (特に Ice Giant) の大気温度構造の高精度・高頻度観測．
2. タイタン大気化学の網羅的観測．
3. 太陽系天体における D/H の包括的観測．(注：観測可能な波長域にも依存)• 外惑星，特にIce Giant は未だ観測的知見が限られている (2030年代の将来探査の対象)．
• 地球近傍とは大きく異なる(極限)環境： 惑星大気の物理・化学過程の天然の実験場．
• 複数の研究コミュニティを繋ぐことが可能な研究テーマ：
系外惑星，(天文学的な)惑星科学，太陽系科学，地球超高層大気や(地球)気象学

惑星大気を研究する意義• 惑星表層 (固体表面と宇宙空間の間) で生じる普遍的な物理 (化学) 過程を理解したい．
• 惑星形成や進化の結果 あるいは 惑星生命圏 (ハビタビリティ)の現場として．
惑星大気 ＝ 個々の惑星を特徴付ける (最も外側の) 環境
様々な物理過程が存在： 中心星や電磁圏からの影響に対する応答，惑星内部からの脱ガス，大気層での物質循環など．

惑星半径

惑星の「環境」によって，これらのプロセスがどう変わるのか？
惑星大気を理解するための幾つかの重要要素 (互いに影響を及ぼし合う)
大気全量

自転速度

大気放射

大気力学

気温構造の決定．
アルベドによる熱(エネルギー) の分配．

物質循環．
熱・運動量の全球輸送．
大気散逸 (大気進化)．

大気化学
大気組成の決定．
温室効果ガス．
エアロゾル・雲．

惑星大気を研究する意義• 惑星表層 (固体表面と宇宙空間の間) で生じる普遍的な物理 (化学) 過程を理解したい．
• 惑星形成や進化の結果 あるいは 惑星生命圏 (ハビタビリティ)の現場として．
地球大気が惑星大気の「代表的な姿」では無いのは確実
惑星半径

大気全量

自転速度

金星大気の高速循環(大気スーパーローテーション) の様子．
自転の60倍もの東西風が存在．
(credit: JAXA/ISAS)

火星の全球ダストストーム期間中の気温の急上昇．
短期間のうちに数十K以上も高温に．(credit:MGS/TES, NASA/ASU)

惑星大気を研究する意義• 惑星表層 (固体表面と宇宙空間の間) で生じる普遍的な物理 (化学) 過程を理解したい．
• 惑星形成や進化の結果 あるいは 惑星生命圏 (ハビタビリティ)の現場として．

現在の火星と昔の火星の想像図(credit : NASA)
現在は地殻(固体内部) 大気宇宙空間の間の揮発性物質のやりとりだが，海が有った時代には大気-海洋間の相互作用も存在．

D/H 同位体比の値から「水」の存在量をバックトレース(Villanueva et al. 2015)
45億年前の火星は水でジャブジャブの惑星だったのかも!?

惑星大気を研究する意義• 惑星表層 (固体表面と宇宙空間の間) で生じる普遍的な物理 (化学) 過程を理解したい．
• 惑星形成や進化の結果 あるいは 惑星生命圏 (ハビタビリティ)の現場として．
火星大気中の水蒸気高度分布(Villanueva et al. 2021)
縦軸：高度，横軸：季節．灰色は観測が無い部分．
通常の場合水蒸気は高度20 km以下の下層に存在(hygropause)．この状況では水蒸気(から解離したH) はあまり効率的には宇宙空間に逃げない．
特定の時期に限って，上空100 kmまで水蒸気が分布．
この特定の時期＝ 大規模なダストストーム (砂嵐)の時期．
ダストの放射特性により高高度の気温が上昇し，大気循環の構造も普段とは大きく変化したことが原因．

→ 現在の惑星大気を観測することで，惑星大気の進化にも制約を与えることが可能．

太陽系内の惑星大気を研究する意義
太陽系の天体 ＝ (in-situ探査も含めて) 実証的な研究が可能な惑星の「リファレンス」
岩石惑星/ガス惑星/氷惑星//強磁場/弱磁場//希薄大気天体/昇華性大気//捕獲大気/二次大気//ヘイズ層/etc.

太陽系天体の詳細理解をリファレンスとして 系外惑星(大気)の理解に演繹させたい．

(credit : NASA/JPL)

太陽系内の惑星大気を研究する意義面白さ
探査機による高解像度観測・(大型)地上望遠鏡・新規観測波長の開拓によるブレイクスルーこれを GREX-PLUS で！

Juno による木星の極域
画像 (credit:NASA)
直径～数1000 kmの渦が多数存在．
(木星に限らず) 惑星大気の極域を地球から観測するのはほぼ不可能．
金星夜面の雲の濃淡画像(2 µm帯)
2002年に岡山天体物理観測所188cm望遠鏡で取得(佐川修論)．

あかつきによる金星夜面画像
大気波動による渦模様や前線のような構造が見える．雲の微細構造の追跡も可能． (credit:ISAS/JAXA)

新しい中間赤外 (高分散) 分光観測に期待されるもの
1. 外惑星 (特に Ice Giant) の大気温度構造の高精度・高頻度観測．
2. タイタン大気化学の網羅的観測．
3. 太陽系天体における D/H の包括的観測．(注：観測可能な波長域にも依存)
2030年代は 天王星以遠の大型探査ミッションも現実に…
Planetary Science and Astrobiology Decadal Survey 2023 – 2032

Uranus atmosphere• 地球より大きく，木星より小さい惑星サイズ．そこまで速くない自転速度．
• 太陽から遥か遠方：対流圏界面の気温が~50 K (CH4の凝結温度以下)．
• 横倒しの自転軸：極域上空には ~40年間，太陽光が届かない/当たり続ける．
• 内部熱源が大気表層までは届いていない．遅い鉛直対流の存在．
• etc.

→ 天王星大気 ＝ 惑星大気の理解を試す極めてユニークな観測対象
Keck望遠鏡(＋AO) による近赤外画像(ハイパス処理済み)．雲層の縞模様が見える．(Smorovskyet al., 2015)

Uranus atmosphere

Keck望遠鏡(＋AO) による近赤外画像(ハイパス処理済み)．雲層の縞模様が見える．(Smorovskyet al., 2015)

HST/WFPC2, WFC3 による可視画像(OPAL project, Fletcher 2021).．北半球の真冬～春分(2007)～春．
高緯度～極域の明るい部分の成因は未だはっきりとはしていない(Toledo et al. 2018; Smorovskyet al.
2019; Fletcher et al. 2020)．
(おそらく) 成層圏と対流圏を繋ぐ大気循環構造の理解が重要な鍵に．

Uranus atmosphere

Spitzer望遠鏡による天王星大気の赤外スペクトル(Orton et al. 2014, after Fletcher 2021)．

H2 – Heの連続吸収がブロードな構造を決め，成層圏のhydrocarbonなどのラインが存在．H2の四重極モーメントによるラインも観測可能．

「温度計」として利用可能

Uranus atmosphere
H2の連続吸収も四重極放射によるラインも，いずれも気温 (の鉛直構造) の関数
 中間赤外スペクトルから気温構造を推定可能．※ 気温構造： 大気を理解する上での最重要物理量
連続吸収帯 → より低高度 (対流圏)
四重極放射のライン→ より高高度(成層圏) に感度を持つ．

Spitzer/IRS(R = 90 –600)

Uranus

どの高度の気温が求まるかを示した図

Spitzerの観測データ(Orton et al. 2014)

GREX-PLUSで外惑星大気の気温を高精度導出が可能に
JupiterSaturnUranus Neptune(Courtesy of Leigh Fletcher)タイタン大気化学：普遍的な惑星大気化学の理解に向けてタイタン大気 ＝ hydrocarbon, nitrile + haze の複雑な大気化学(地球大気では再現できない天然の化学実験室)

N2 & CH4 の還元的大気Titan

 UV や 電子・高エネル
ギー粒子の降り込みにより有機化学反応が駆動．

原始地球大気と類似？
Cousteniset al. (2007)

Cassini/CIRS (R = 1.3 cm-1)

これらの微量成分の分布には大きな季節変動が存在．
 大気化学・大気力学のトレーサーに．

南極域

Cousteniset al. (2018)
北極域

タイタン大気化学：普遍的な惑星大気化学の理解に向けてALMAによる様々な大気分子 (有機分子) の新発見

(e.g., C2H5CN Cordiner+ 2015; C2H3CN Palmer+ 2017; c-C3H2 Nixon+ 2020; CH3C3N Thelen+ 2020 などなど)

中間赤外でしか観測できない分子を併せて押さえることで，タイタン大気化学の詳細理解が可能に．
Post-Cassini時代の季節変化の観測が重要．

(Thelen et al. 2020)

Cousteniset al. (2007)

タイタン大気化学：普遍的な惑星大気化学の理解に向けて高分散分光で，微量な同位体のラインの分離が可能．
(JWST/MIRI との差別化)※ 各分子における同位体比分別：化学反応経路を制約するトレーサーに (e.g., Iino et al. 2020)．
ALMAデータ

CH3C15N

HCNやHC3NのN同位体比
CH3CNのN同位体比(Courtesy of Leigh Fletcher)Iino et al. (2020)

太陽系天体の D/H の包括的理解
外惑星大気の D/H は，値の代表性 (特に時間的な) に常に疑問が付く．今後の複数観測が必要．

R ~ 1000

Herschel/PACS による観測 (Feuchgruberet al. 2013)
これまでの観測で得られている太陽系内部のD/H 分布(地球の水の起源を制約する文脈でよく登場)

太陽系天体の D/H の包括的理解
外惑星大気の D/H は，値の代表性 (特に時間的な) に常に疑問が付く．今後の複数観測が必要．

※ 観測に適したHDのラインは現状の観測波
長域 10 – 18 µmには存在せず．
HD R(3) が 28.5 µmに存在．それよりも短波長側の HD ラインは S/N的に困難．
もう少し短波長側に延びれば，CH3D 8.6 µmが受かるが。。。

これまでの観測で得られている太陽系内部のD/H 分布(地球の水の起源を制約する文脈でよく登場)

まとめ
1. 外惑星 (特に Ice Giant) の大気温度構造の高精度・高頻度観測．
2. タイタン大気化学の網羅的観測．
3. 太陽系天体における D/H の包括的観測．(注：観測可能な波長域にも依存)
観測性能へのリクエストを自由に述べると。。。
• 「分光」観測は惑星大気科学にとって非常に強力な武器．中間赤外は未だ宝の山．
撮像・測光は空間分解能力が伴ってこそだが，分光は空間分解能が多少劣っていても多くの成果が出せる．
• 分光をするのであれば，高分散 (R > ~10,000) の方が嬉しい．但し，感度や観測可能波長域との兼ね合いも．
• 観測波長 10 – 18 µmで満足か？ 興味としては 9.6 µm帯の O3 や 7 – 8 µmの CH4 (CH3D も) が有るが。。。
• 明るすぎる問題，移動天体追尾，観測時期のフレキシビリティ，定期的な繰り返し観測 (季節変動モニター)など，惑星サイエンス特有の問題やニーズを考慮可能であれば嬉しい．