CPSセミナー（2020-11-27）

金星大気微量成分の観測
近年の観測成果と今後の展開
佐川英夫（京都産業大学）
sagawa@cc.kyoto-su.ac.jp .

今日の内容• 大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか．
• 金星大気における微量成分観測の問題意識．
• 話題１：Encrenaz et al. による赤外分光観測• 話題２：電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 話題３：Greaves et al. (2020) について
• まとめに代えて：微量成分観測の今後の展望．
本発表は 海外研究者との共同研究内容や，佐藤隆雄さん（北海道情報大）や神山徹さん（産総研）などを始めとする方々と議論をしている将来展望の話題を含みます．

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
・ 物質の化学的な生成と消滅 ，光化学による雲・エアロゾル形成

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
・ 物質の化学的な生成と消滅 ，光化学による雲・エアロゾル形成

地球成層圏観測ミッションSMILES (e.g., Kikuchi et al., 2010) の観測データの一例．
北極周辺での成層圏オゾンの減少とオゾン破壊物質の一つである一酸化塩素ClO の濃集が対応している．

また，大気中の塩素の全体的なリザーバーである塩化水素HCl から ClOに塩素が移動している様子も分かる．

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
化学的に安定な物質は大気循環で輸送される

2019/2020のオーストラリアにおける巨大火事によって発生した煙が成層圏まで輸送されていく様子 (Khaykin et al., 2020)
水蒸気でも同様の様子が観測されており，中規模火山噴火と同等の放射強制を及ぼした．

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
化学的に安定な物質は大気循環で輸送される
大気中の分子は赤外線に対して不透明 – 温室効果/放射冷却

GOSAT-2による温室効果ガスのモニタリング (環境研プレスリリース, 2020)

大気微量成分の観測から惑星大気の何が分かるのか
大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
・光化学，熱力学平衡化学，雲・エアロゾル，同位体比分別 など

化学的に安定な物質は大気循環で輸送される
・大気力学，物質輸送，大気散逸 など

大気中の分子は赤外線に対して不透明 – 温室効果/放射冷却・大気放射（気温場），温室効果，放射バランス など

これら各テーマの相互作用を理解していくことが重要（と個人的には考えています）

金星大気科学に当てはめてみると大気微量成分 trace gas の存在量・空間分布・時間変動を知ることで，大気化学の理解
・光化学，熱力学平衡化学，雲・エアロゾル，同位体比分別 など（次スライドに）

化学的に安定な物質は大気循環で輸送される・CO をトレーサーとした雲層下部の大気循環の可視化（e.g., Cotton et al., 2012)
O2 大気光の発光分布による上層大気循環の可視化 (e.g., Gorinov et al., 2017)

大気中の分子は赤外線に対して不透明 – 温室効果/放射冷却・温室効果ガスによる放射強制力 (数値実験 - Lee et al., 2016)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
金星大気化学モデル（観測的には不明の部分の方が多い）

太陽光による光化学
硫酸の雲
熱力学平衡による化学反応
地表-大気の相互作用

Bierson & Zhang (2020)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
① CO2 安定問題
CO2 は光解離により CO と O に分離するが，CO と O の直接的な再結合の反応は遅い(Nair et al., 1994; Mills, 1998) ．
他の複雑な触媒反応を経て，正味として CO+ O → CO2 という復元反応となる（はず）．

②③①④

ClCOx 系の分子が触媒候補（観測例は無し）．
※ 火星にも共通する問題（火星は HOx が触媒？）

Bierson & Zhang (2020)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
② SO2 時間・空間変動・鉛直分布
雲頂（高度 70 km）でのSO2 存在量に大きな時間変化 (e.g., Marcq et al., 2012)
Venus Express②③①④Pioneer Venus
火山噴火によるinjection？

Bierson & Zhang (2020)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
② SO2 時間・空間変動・鉛直分布
高度 85 km以上の上空に SOx のソース？
(Belyaev et al., 2012)
Vex/SOIRの太陽掩蔽＋直下視観測

SO2②③①④SO

Bierson & Zhang (2020)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
③ HCl 鉛直分布問題
雲頂での HCl の混合比にVExと地上観測とで大きな不一致．鉛直分布も高高度に高濃集？
Vex/SOIRの太陽掩蔽観測．黒は地上観測とモデル．

Mahieux et al. (2015)②③①④Bierson & Zhang (2020)

金星大気化学
地球の大気化学とは異なる化学反応系（火星とも異なる）．
④ 雲の（化学的な）生成・消滅
加えて，未知の紫外吸収物質の問題も．
Zhang et al. (2010)
SO2SO

SO3

H2SO4②③①④

Bierson & Zhang (2020)

金星大気微量成分の観測方法• 直接観測：大気中への投下プローブや気球
Pioneer VenusやVega以来，ここ20年以上は実現していない．

• 探査機や地上望遠鏡によるリモートセンシング
Venus Express探査機の分光観測装置（紫外線，近赤外）… 2014まで．
あかつきには分光器が搭載されておらず，微量成分の観測は行っていない．

 地上観測を利用した分光観測が今現在可能なアプローチ．
今回の発表では話題に含むことが出来ていませんが，国内では 佐藤隆雄さん（北海道情報大），今井正尭さん（産総研），前澤裕之さん（大阪府立大）なども精力的に金星「地上」観測を展開中です．

リモセンによる金星大気へのアクセス方法
光学的厚みが ~1 より深いところは見えない．基本的には雲より上．

Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 地上観測による雲層付近のSO2およびH2O (HDOから導出) の長期観測• 中間赤外線 (7.4 & 19 µm付近) の高分散分光 (波長分解能 80,000)• 雲層上部からの赤外線熱放射に，それより上空に存在する分子の吸収が重なる．
• 分子の吸収線一本一本を分離して観測可能．
• 「弱いCO2の吸収線」の深さを基準に，SO2やHDOの混合比 @ ~67 km を導出．

Encrenaz et al. (2012)Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動大きな空間構造は4日周期で西に移動．但し，細かな模様は数時間で変化．
Encrenaz et al. (2020)

1地球日ごとの観測結果 (Encrenaz et al., 2013)

長期時間変動の理由は未解明．

Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動「あかつき」の紫外線 (283 nm) 画像と比較してみると…
[ 比較作業のための準備 ]Akatsuki/UVI 283 nm

左：輝度校正済みのあかつき Level-2b画像．
下：金星の緯度経度に展開された L3データ．

「地球から見た金星ディスク上の緯度経度」に焼き直した あかつきUVI画像

Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動「あかつき」の紫外線 (283 nm) 画像と比較してみると… 良い一致

Akatsuki/UVI 283 nm

アルベド明

22 Dec 2016, 00:41:11 アルベド暗IRTF/TEXES 7 micron

22 Dec 2016, 00:33

SO2多SO2少Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動「あかつき」の紫外線 (283 nm) 画像と比較してみると… 良い一致

Akatsuki/UVI 283 nm

13 Jul 2017, 16:01:11

アルベド明

アルベド暗IRTF/TEXES 7 micron

13 Jul 2017, 17:08

SO2多SO2少Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動「あかつき」の紫外線 (283 nm) 画像と比較してみると… 一致しない場合もAkatsuki/UVI 283 nm

アルベド明

23 Dec 2016, 00:06:12 アルベド暗IRTF/TEXES 7 micron

23 Dec 2016, 00:18

SO2多SO2少Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動「あかつき」の紫外線 (283 nm) 画像と比較してみると… 一致しない場合もAkatsuki/UVI 283 nm

12 Jul 2017, 16:01:11

アルベド明

アルベド暗IRTF/TEXES 7 micron

12 Jul 2017, 16:35

SO2多SO2少Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)• 雲層上部のSO2の空間変動と時間変動
SO2 が特に濃い領域 (plume) は赤道域に多く出る傾向．
SO2 と H2O の時間変動の間に逆相関 (？)．尚，短時間スケールでは逆相関は見られない．

Encrenaz et al. (2020)

Encrenaz et al. (2012; 2013; 2016; 2019; 2020)
今後の課題• 観測の継続 ＋ 化学モデル (Bierson and Zhang, 2020; Shao et al., 2020)
Shao et al. (2020) 一次元化学モデルの数値実験結果．
左：高度 58 km (モデル下端) の SO2 および H2O 混合比をランダムに変えつつ，高度 64 kmでの両分子の相関を計算．

• 他波長の観測データとの比較 (e.g., あかつきUVI 365 nm，19 µmデータ)• 電波掩蔽観測の気温場データなども利用しつつ，放射伝達をしっかりと解く．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測
雲層より上空の大気力学はどのようになっているのか？
夜 昼
昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar?

Hueso et al. (2008)

右上： VEx/VIRTIS で観測されたO2

大気光の強度分布とそれから推定された大気の流れ．

西向き高速帯状流Super-Rotation

昼面でCO2の光解離で生成したO が夜面に輸送され，真夜中点付近で下降流を形成，高度95 km付近で大気光を光らせる．

Schubert et al. (1980)

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測
雲層より上空の大気力学はどのようになっているのか？
夜 昼
昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar

西向き高速帯状流Super-Rotation?

右： VEx/VIRTIS で観測された気温場から旋衡風近似を用いて導出された東西風速．

Piccialli et al. (2008)

Hueso et al. (2008)

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• ALMAなどに代表される電波干渉計 – ヘテロダインによる超高周波数分解能 (~107)．
• 分子の吸収線一本一本の形 (＝圧力広がり) とドップラーシフトも観測可能．
波長 1.3 mmの金星 CO 吸収線のモデルスペクトル．
下図は，各波長での放射がどの高度から射出されているか ＝ どの高度を観測しているのかを示した図．
吸収が及ばない波長域の放射 (連続波) では高度 55 –60 km 付近 (雲層) からの放射が届く．
その高度よりも上空に存在する CO が吸収線を形成．
吸収線の中心付近では高度 ~100 km付近を観測．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• ALMAなどに代表される電波干渉計 – ヘテロダインによる超高周波数分解能 (~107)．
• 分子の吸収線一本一本の形 (＝圧力広がり) とドップラーシフトも観測可能．
吸収に寄与する CO 分子が 観測視線方向に近づくか /遠ざかるかで，吸収線の波長が左右にドップラーシフト．
特に吸収線中心部分がシフトを測定しやすく，~10 – 30m/s 程度の精度で視線方向速度を観測可能．
(視線方向成分のみという条件は付くが)上層大気の風を直接的に観測する効果的手法．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 「視線方向速度」のイメージを持って貰うために…

昼

夜

昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar

西向き高速帯状流Super-Rotation

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 「視線方向速度」のイメージを持って貰うために…

昼

夜

昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar

西向き高速帯状流Super-Rotation

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 「視線方向速度」のイメージを持って貰うために…

昼

夜

昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar

西向き高速帯状流Super-Rotation

夜

昼…この観測ジオメトリでの昼夜間循環は西向き帯状流の視線速度分布と区別困難．

重要： 視線方向速度分布から水平面内の東西・南北風速への変換は (何かしらの仮定無しには) 不可能．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 実際の観測データの例を見てみると… 解釈が難しい．

昼
夜

昼

夜

昼夜間対流
Sub-Solar-to-Anti-Solar

Moullet et al. (2012)

西向き高速帯状流Super-Rotation

重要： 視線方向速度分布から水平面内の東西・南北風速への変換は (何かしらの仮定無しには) 不可能．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 現在取り組んでいる解析：Gabriella Gilliさん（リスボン天文台）らとの共同研究
観測データの視線方向速度分布を水平面内風速に翻訳するのではなく，上層大気GCMで得られる水平面風速を観測ジオメトリの視線方向速度に変換して，観測結果と比較．

GCMの風速u と v

高度 95 km の視線方向風速

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 現在取り組んでいる解析：Gabriella Gilliさん（リスボン天文台）らとの共同研究
観測データの視線方向速度分布を水平面内風速に翻訳するのではなく，上層大気GCMで得られる水平面風速を観測ジオメトリの視線方向速度に変換して，観測結果と比較．
より正しく解析するため，放射伝達計算を行い CO の疑似観測スペクトルを作成し，その疑似データを 観測データと同様のドップラーシフト導出方法で処理．
GCMのT, P, CO, 風速 u と v

金星COスペクトルをディスク上の各地点で放射輸送計算

観測データと同様に解析して取得した視線方向速度分布

荷重関数の広がりをちゃんと考慮した解析になっている

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測
昼Moullet et al. (2012)
夜

観測データを定性的に説明できる！
ここまでは，Hoshino et al. (2012) の東北大GCMでも同様の結果を得ていた．

観測データと同様に解析して取得した視線方向速度分布

GCMのT, P, CO, 風速 u と v

金星COスペクトルをディスク上の各地点で放射輸送計算
荷重関数の広がりをちゃんと考慮した解析になっている

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測• 現在取り組んでいる解析：Gabriella Gilliさん（リスボン天文台）らとの共同研究
Gilli et al. (2013) のGCMでは非地形性の大気重力波を確率論的に発生させている．
• 重力波の生成パラメータは以下の通り：
発生高度 ～ 55 km．
EPフラックスの最大振幅 0.005 kg/m/s2
水平波長
位相速度
飽和/拡散に関するパラメータ• このうち，水平波長と位相速度に関して幾つか値を振り，観測された視線方向速度分布と比較．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測
比較したデータセット (観測 6 事例，GCM 3 例)

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測

比較的，整合性が良さそうなのは T2 のGCM．Kobs2は良いとは言えない．
一方，T2 で想定している重力波のパラメータは必ずしも現実的では無い．
直ぐには結論が出ない状況．

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測

電波干渉計による金星上層大気のドップラーシフト観測
今後の課題• 観測との比較事例を増やす．GCMの重力波パラメータをもう少し振ってみる．
• GCMの重力波パラメータに対する視線方向風速分布の感度を定量的に示す．
• 観測データから気温場を推定できるデータもあり，GCMと気温場での比較を試みる．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)
データ解析

電波天文屋さん（系外）

化学反応・大気化学モデル（但し地球）アストロバイオロジー専門家（特に系外惑星）

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• そもそも PH3 とは何なのか，なぜ金星でその分子を探したのか．
P = リン．いわゆる地球生命構成元素 CHNOPS の一つ．
PH3 ＝ リン化水素．ホスフィン．木星や土星大気には存在する微量成分．

木星大気の遠赤外線スペクトル (Sagawa et al., in prep.)Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• そもそも PH3 とは何なのか，なぜ金星でその分子を探したのか．
P = リン．いわゆる地球生命構成元素 CHNOPS の一つ．
PH3 ＝ リン化水素．ホスフィン．木星や土星大気には存在する微量成分．
木星などでは大気深部の高温高圧領域で P と H が結合して生成．
その後，大気循環で対流圏上部に輸送されてきたものが観測されている．
一方，地球では… ppt ～ ppb レベルでしか存在しない微量成分．
無機的な生成ソースは極めて限定的で，嫌気性のバクテリアの代謝反応で生成．
酸素が多数存在する大気下では，酸素と結合したリン酸塩として存在．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• そもそも PH3 とは何なのか，なぜ金星でその分子を探したのか．

Sousa-Silva et al. (2020)： PH3 を系外惑星 (岩石型) における生命探査指標として提案．
CH4と異なり，非生命由来による偽陽性の可能性が低い．難点は反応性の高さ．
JWSTを用いても 系外惑星での PH3 の検出には数十時間以上の積分が必要．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• 金星の雲層が生命に適した環境という説は昔からあった．

Limaye et al. (2018)
Morowitz & Sagan (Nature, 1967)

Seager et al. (2020)

金星大気の高度 50 – 60 km付近は気温・気圧が摂氏 数十℃前後，1 気圧という環境．
周囲に濃硫酸の雲が広がる酸性度の高さは難点だが，水滴の方に潜り込めば (？) 快適な環境なのかも？

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• ハワイのサブミリ波望遠鏡 JCMT と チリの ALMA望遠鏡での観測．
• 観測したスペクトルデータの解析が非常にテクニカル：
金星大気からの非常に明るい熱放射が，定在波として観測スペクトルに重なる．
 この定在波を除去する方法の信頼性が肝．
(そして，このポイントが現状で多数の反論を受けている所)
左： JCMT で取得された金星スペクトル．ここから 4次式でベースラインを補正したものが右図 (ここまではOKかも)．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• ハワイのサブミリ波望遠鏡 JCMT と チリの ALMA望遠鏡での観測．
• 観測したスペクトルデータの解析が非常にテクニカル：
金星大気からの非常に明るい熱放射が，定在波として観測スペクトルに重なる．
 この定在波を除去する方法の信頼性が肝．
(そして，このポイントが現状で多数の反論を受けている所)

左： そして，メジアンフィルターでノイズを落とし，さらに 9次 (！) の多項式で細かなリップル (うねり) を除去．
観たい PH3 の吸収線と同じような線幅でのうねりを多項式フィットで除去しているため，PH3 のライン部分に artefactを作ってしまうのでは？という懸念も．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• ALMAのデータも，明るい金星本体からの放射の影響を除去するために，細かい空間周波数成分のみを利用．
• それでも観測スペクトルには定在波が乗る．
左： ALMAデータの解析．異なる緯度帯を帯状に平均したデータに，12次 (！) の多項式をフィッティング．
右：最終的なALMAデータ (赤道域)．
縦軸は連続波レベルに対する吸収線の相対的深さ… 0.0001 という微弱な信号．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• 論文発表後，1か月もしないうちに反証論文が arXiv に投稿される．
Snellen et al. (2020) – ALMAデータの検証解析．
多項式フィットの統計的有意性が無いことを指摘．
Thompson (2020) – JCMTデータの検証解析．
同じく多項式フィットに関して，bootstrap法を用いて反証．
Villanueva et al. (2020) – Matters Arisingとして Nature Astron. に投稿．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• 論文発表後，1か月もしないうちに反証論文が arXiv に投稿される．
Villanueva et al. (2020) – Matters Arisingとして Nature Astron. に投稿．

(共著者の顔ぶれがすごい)Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• ALMAデータのキャリブレーションに一部間違いが有ったことが判明
ESOによる再キャリブレーションが行われる．
• Greaves et al. による Matters Arising への反論コメントが投稿．
再キャリブレーションされたALMAデータの再解析を行った結果，PH3 のシグナルは弱くなった (弱いなりに見えているという主張)．

左： ALMAデータの再解析結果．
上の赤いスペクトルが PH3．下の緑はHDO．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)• PH3の存在を支持する (？) 声も：Mogul et al. (2020) – Pioneer Venusプローブの質量分析器データの再確認．

Greaves et al. (2020) について (注：佐川の「個人的な」意見を多々含みます)
今後の課題• 追加観測 (他の波長でも) が重要．
Greaves et al. (2020) も元々は tentative detection という論調だったのに…
• 複数の研究グループによるデータ解析の検証も必要．
Greaves et al. (2020) で良かった (？) は，データ解析のスクリプトを全て公開した点．
• 存在量が微量すぎる  本当にあるかどうかをリモセンで判断するのは難しいというのも率直な感想．

まとめに代えて：今後の展望
光学的厚みが ~1 より深いところは見えない．基本的には雲より上．

観測の未踏波長域
中間赤外・遠赤外・サブミリ波領域

まとめに代えて：今後の展望
将来的には，探査機を利用した大気微量成分観測が実現すると画期的．
佐藤隆雄さん (北海道情報大)提供のスライド