金星現象論: 金星の雲

目次

11 観測方法
1.1 雲の存在を確認する方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 雲の構成物質を観測する方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

2222 雲層の分類
2.1 粒径分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 数密度, 消散係数, 密度分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

335

3 金星の雲の組成

64 紫外線像

65 地球の雲との比較

76 参考文献

7金星現象論: 金星の雲
地球流体電脳倶楽部

1996 年 7 月 22 日
目次Abstract
金星の雲について.

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96/07/22(地球流体電脳倶楽部)

金星現象論: 金星の雲

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1 観測方法

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.

1 観測方法1.1

雲の存在を確認する方法• 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.

• 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.

1.2

雲の構成物質を観測する方法

1. 直接観測• 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.

• 粒径分布測定 (particle size spectrometer)
雲粒子の粒径分布を測定する.

• 散乱光測定
散乱光を光度計で測る.

2. 間接観測• 分光観測吸収線を見る.

• 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.

• 赤外放射観測
雲層の温度がわかる.

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2 雲層の分類32 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.

2.1

粒径分布

1. 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.

• モ−ド 1r = 0.1 ∼ 1.2µm• モ−ド 2r = 0.8 ∼ 2.1µm• モ−ド 3r = 2 ∼ 30µm
粒径の大きいモ−ドに大きい番号がついている.

2. 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.

• 上層雲 (57 km∼ 65km)
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.

• 中層雲 (50 km∼ 57km)
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.

• 下層雲 (48 km∼ 50 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.

• 霞層 (48 km 以下1 )モ−ド 1 しか存在しない.
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.
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金星現象論: 金星の雲42 雲層の分類

図 1. 各モ−ドの高度分布. デ−タは パイオニア・ヴィ−ナスの LCPS 2
による. モ−ド 1 については粒径が 0.6 µm 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 Hunten1980).

2

Large-probe Cloud Particle size Spectrometer

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2.2

2 雲層の分類

5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.

• 三つの物理量とも下層雲の領域で最大値をとっている.
• 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.

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. Tum は 上層雲と中層雲の境目, Tml 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).

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金星現象論: 金星の雲

4 紫外線像

3 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.
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.

• 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.

• 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.

• 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, NOHSO4 などがあげられているが確実ではないらしい.

4 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, SO2 の < 3200Å の吸収によるものであることがわかった.

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参考文献

75 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.
項目

地球表面を覆う割合 (%)
平均光学的厚さ
最大光学的厚さ
組成
数密度 (cm−3 )40
5-7300-400
H2 O(固体, 液体)
100-1000(液体)0.1-50 (固体)3
密度 (g/cm )0.3-0.53
最大密度 (g/cm )10-20
平均粒径 (µm)
30
主な熱交換過程
潜熱
表 1. (Esposito et al., 1983)

金星

10025-4040
硫酸粒子,etc.
50-300(液体)10-50 (固体)0.01-0.02
0.1-0.2
10放射• 全球平均の光学的厚さは金星の方が大きい.
• 最大の光学的厚さは地球の方が大きい.

6 参考文献Esposito, L. W., et al., 1983: Cloud and hazes. “VENUS”, 484-564, the university ofArizona press.
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.

Knollenberg, R. G., and D. M. Hunten, 1980: Microphysics of the clouds of Venus;
Results of the Pioneer Venus particle size spectrometer experiment. J. Geophys.
Res, 85, 8039-8058.
Moroz, V. I., 1981: The atmosphere of venus. Space Sci. Rev., 29, 3-127.

謝辞
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.
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