地上観測による金星夜側大気へのアプローチ／大月祥子, 佐川英夫

他31   

小さく濃硫酸の雲粒による散乱がほぼ保存的な (単散乱アルベド〜1) 近赤外の ｢大気の窓｣ が発見された

金星大気は二酸化炭素を主成分とし, 光化学反応が[2]. 現在では波長1.01μm, 1.10μm, 1.18μm, 1.27μm,活発な熱圏 (高度100km 付近〜) および中間圏 (高1.31μm, 1.74μm, 2.3μm の窓が知られている. これら

度70〜100km), 主に濃硫酸からなる雲層が存在するを利用して, 雲層より下からの熱放射を金星大気圏外領域 (高度50〜70km), そして高温高圧の下層大気から観測することが可能である (図2) . また, 1.27μ(地表〜高度50km) に区分される (図1) . 地球大気

m 窓の波長域には上層大気起源の大気光も重なってとは大きく様相を異にする金星大気の力学・化学を理いる. この大気光によって熱圏付近の大気についても解する為に, 我々の研究グループは金星探査衛星議論が可能となる.

(Venus Climate Orbiter, VCO) の開発と併せて, 地上からの金星観測を実施している.

!

!"#$%&'(!)*+, -.
/011231045678&9:;<=>?@ABC&DEFGHI)"JKL&M)NOP.
P
1/678QRST9:U>?#$V
W&XYZ[\G]I)

本論文は, 2002年12月に国立天文台岡山天体物理観測所 (Okayama Astrophysical Observatory, OAO) を利用した金星夜側大気観測の速報である. 本観測中の金星大気の力学を理解する為には, 下層大気から雲

金星は内合の約一ヶ月後にあたり, 観測時間帯の仰角層にかけての大気循環の三次元構造を把握することがは20°〜35°である. また, 視直径が37″〜43″ (夜不可欠である. しかし, 過去の直接観測はプローブ投側面積70〜77%) と大きく, 金星夜側大気の観測に最下による離散的かつ瞬間的なものに限られ, 大気循環適な時期であった.の空間構造の情報を与えるような観測結果は乏しい.

以下では, 下層大気中の一酸化炭素の観測の観測

金星の分厚い雲層と大気に阻まれて, 下層大気をリモー(第2章) , 熱圏下部の大気光の観測 (第3章) についトセンシングする観測方法がなかった為である.て述べる.

ところが1983年, 二酸化炭素や水蒸気による吸収が      !" #$%&"%
'()%!&
%*#&"
&"
+
#(#,-.
%$%
(")
$%&"/0$*)% (1"&+.
(2(,3 45 6 7" 8 9 1():")-;%
%:%()$<&%*;7")% ) =% %*():&%*;7")% )32

日本惑星科学会誌Vol.13.No.1,2004





与えるのである.
以下では, 地上観測による CO 分布の緯度による違

本章では2.3μm の窓を取り上げる. 図3は, 挟帯域いについて報告する.

フィルター (2.28±0.02μm) を用いて撮像した金星画像である. ディスク下半分の昼面は, 雲層によって散

乱した明るい太陽光を観測しているのに対し, 上半分観測には OAO の口径188cm 反射式望遠鏡のカセグの夜側は, 高度26〜45km の下層大気 (400〜500K)

レン焦点に装着された近赤外分光撮像装置を光源とする熱放射を観測している. 夜側の明暗は,SuperOASIS (検出器は HgCdTe 256×256 pixel, 視野光源とされる高度より上方に位置する金星雲層の光学約4分角, 波長域1〜2.5μm) を用いた[7]. 分光撮像的厚さを表している. 図3では, ｢中緯度で雲が薄く,では空間情報がスリット方向にしか得られないので,赤道域で厚い｣ という緯度分布を確認できる.

分光情報の二次元分布を得る為には, スリットを金星ディスク上で移動させて連続的にスペクトルを取得する必要がある. 今回は特に, 地球と金星の公転速度差を利用する ｢公転差スキャン (drift scan) ｣ を使用した. 本手法では, 望遠鏡は恒星の日周運動を追尾させ,惑星である金星の天球上での移動を利用して, 相対的にスリット位置を変化させる (図4) . 今回の観測では, 夜面全体のスキャンに必要な時間は10分程度であ    !  "    # $ %   &''()(*'+),-./0

り, シーイング (観測時は2″〜3″) とスリット幅(2.4″) で規定される空間分解能はディスク中心で〜700km であった.

｢窓｣ を用いた分光観測からは,下層大気の熱放射

このようなスキャン観測の最大のメリットは, 簡便のスペクトルを観測する事で雲層より下の大気組成をな操作でディスク全体を分光撮像できる点にある.

定量的に調べることが可能となる.

2.3μm の窓では,VCO 探査機は至近距離からの観測となる為に, 高い一酸化炭素 (CO) の強い吸収帯を利用して CO の存

空間分解能で撮像観測が可能だが, 分光スペクトルを在量が得られる. 金星大気中の CO は, 上層大気 (高取得しない為に化学情報を得ることは難しい. また,度65km 付近以上) での二酸化炭素の光解離で生成す

前述の Galileo 探査機や欧州で計画中の Venus Expressるとされ, 電波観測から推定される混合比は, 高度90

探査機は分光観測を主眼とした/しているが, 前者はkm 付近で〜300ppm である[4]. この CO は, 雲層付フライバイという時間の制約が有り, 後者は近接軌道近の硫黄化合物や水酸基により酸化され, 下層大気へからの探査機直下点の観測となる為に, いずれも全球拡散する迄には大きく減少すると考えられていた[5].

的な分光情報をスナップショット的に取得することはしかし, 近年の近赤外観測では, 下層大気中にも CO出来ない. 地上観測は空間分解能に劣るもののディスが20〜40ppm という比較的大きな混合比で存在する

ク全面の高精度な分光画像を得ることができ, 探査機ことが示唆されている[6]. これを説明する為には,による観測と相補的な役割を果たしうるものである.

上層から下層大気への積極的な CO の輸送機構が必要

図5は, 波長分解能 (λ/⊿λ) 〜500で取得したスとなる. 即ち, 下層大気中の CO 分布の観測は, 上層ペクトルであり, そのスペクトルから2.30μm の光量から下層大気への大気循環の解明に大きな手掛かりをを取り出して,金星の移動方向およびシーイングによ地上観測による金星夜側大気へのアプローチ／大月祥子, 佐川英夫

他

33

る金星の揺らぎを考慮の上,二次元画像化したのが図6

観測者の間で減光を及ぼす物質として雲と CO を考え,である. 図3の挟帯域撮像画像と同様の雲構造が確認

それぞれの透過率を TCL (λ, X) , TCO (λ, X) とす

でき,公転差スキャンの手法が適切に機能しているのる. 光源の高度と CO による吸収が効く高度は分離でが分かる.

きると単純化しているが, CO による吸収が雲層内部でも起きる場合には, 多重散乱によって実効的な光路長が延びる為に, TCL と TCO は独立にはならない. 実
際には, 過去の研究から, CO の数密度は高度30〜50km で圧倒的に大きくなるとされており[5], 雲層とCO による吸収層は高度的に分離しているものと仮定できる. 厳密には CO の熱放射も考慮に入れる必要があるが, 今回は熱放射 I0が二酸化炭素大気にのみ起因

するとしている. この時, 金星大気圏外から観測できる光量 Iobs はIobs (λ,X) = I0 (λ,X) TCO (λ,X) TCL (λ,X)
である.
金星下層大気は熱容量が大きく, 水平面内での温度差が小さい為に, I0は場所によらず波長にのみ依存すると仮定する. また, CO による吸収のある波長は2.32μm よりも長い波長なので,Iobs (λ,X) = I0 (λ) TCO (λ,X) TCL (λ,X) (式2.1)
但し


 

TCO (λ,X) =1[λ＜2.32μm]  !"!""#となる (図7) .
近接した波長間での雲の散乱光学特性には大きな差はない (灰色体) とみなせる為に[6],雲による減光の影
響には X のみが関係するとした上で,以下のような量を考える.

$
 %



&'()*+,

Iobs (λ,X) /Iobs (λa,X)=I0 (λ) /I0 (λa)・TCL (X) /TCL (X)・TCO (λ,X) /1






=I0 (λ) /I0 (λa) ・TCO (λ,X)(式2.2)

CO による吸収量を評価するに際し, 以下のような単純化したモデルを設定した.

λa は CO による吸収を受けない波長であり, 本解析雲を除いた時の光学的深さが1程度となる高度26〜4では2.30μm としている. 式2.2では, CO 吸収外部

5km に光源面があると考え,その光源の地点 X におけ(波長λa) の光量で規格化することで, 雲による減光る波長λの熱放射の強度を I0 (λ,X) とする. 光源との影響を補正した. 異なる二地点 X１, X２での CO に34

日本惑星科学会誌Vol.13.No.1,2004

よる吸収効果 (光学的厚み) の違いは,式2.3で定義さていた. しかし, 今回観測された下層大気の CO 分布れる値を比較することで得られる.

量の緯度による違いがグローバルな構造であるとすれ
ば, 中間圏で生成した CO が中〜高緯度で直接下降し[Iobs (λ,X１) /Iobs (λa ,X１) ]ていることが考えられ, 循環のセルは中間圏と下層大[Iobs (λ,X２) /Iobs (λa ,X２) ]気で一つの大きなセルを形成していると想定される.

＝TCO (λ,X１) /TCO (λ,X２)(式2.3)

これは, 金星の大気力学の鍵である高速の西向き帯状流 (スーパーローテーション) の維持機構として提起されている下層大気から上層大気への角運動量の分配を考える上でも非常に興味深い (前号の山本・高橋の論文を参照). 今回の初期的な解析では二地点の比較のみを示したが, 今後は全球的な CO 量の緯度分布を導出し, より詳細な議論を行いたい.

 

式2.3を用いて異なる緯度の二地点間での TCO を比較する. 今解析では,試験的に金星からの射出角が同じ二点を赤道域および中緯度 (赤道上真夜中点,および北緯48度0100LT) から選定した. 図8は, 式2.3のλを波長2.29〜2.35μm として計算したものである. CO吸収外部 (λ＜2.32μm) では式2.3で定義した値がほ 
"# $%&'()*+,!

ぼ1であるのに対し, 波長2.32〜2.35μm の CO 吸収内部 (式2.3で定義した比が二地点間の TCO の比に相当)

では1より小さくなっている. これは, 赤道よりも中緯度での TCO が小さいということであり, 中緯度の方が CO の吸収量 (∝ (1-TCO ) ) が大きいことを意味する. この結果は, Galileo 探査機の観測結果[6]とも整合するものである.

次に, 中間圏上部〜熱圏での大気の運動や化学に注目する.
上層大気は密度が薄い為, 投下プローブで風を測れない. また, 大気運動に伴うドップラーシフトを地上

金星の雲頂付近では, 過去の研究から, 赤道域で上から観測する方法があるが, 風速の視線方向成分しか昇し,極向きに流れて高緯度側で下降する循環 (ハド得られない. これらの理由から高度100〜200km では

レー循環) の存在が示唆されている[8]. しかし他の風の観測が乏しく, 大気運動の概観を把握することは高度に関しては, 観測で得られている情報が乏しい中難しい. そこで金星熱圏の力学・化学のトレーサーとで, プローブによる風速測定から, 循環セルが下層大して大気光を利用する. 金星の大気光で最初にそのよ気, 雲層, 熱圏でそれぞれ閉じている構造が想像されうに使われたのは紫外の NO δ帯, γ帯である. こ地上観測による金星夜側大気へのアプローチ／大月祥子, 佐川英夫

他

35の大気光は N 原子と O 原子の放射再結合によるもの

1.269μm を中心とする鋭いピークが O2 IRA (0,0)と考えられ, Pioneer Venus によって1978年にマッピ

帯の Q 枝であり, その両側には R,P 枝が存在していングされた. この結果, 真夜中付近に強度のピークをる.

持つ分布が多数得られ, 理論面から存在が予想されて1.277μm 付近の幅広いピークは, 雲の下の下層大気いた昼夜間対流の考えと結びつき ｢昼面で生成されたからの熱放射である.

N,O が夜面へ輸送されて再結合した｣ という考えが生観測波長域全体にわたって昼面からの漏れ込みだとまれた[9].

考えられる連続成分が存在している.

また, 1979年には地上観測により近赤外1.27μm 帯の O2 Infrared Atmospheric(0,0) 帯大気光が観測さ

図 10 は 初 期 の 解 析 か ら 得 ら れ た 12 月 11 日 05:20(JST) 頃の O2 IRA (0,0) 帯大気光 Q 枝 (1.269μm)

れた[10]. この大気光には,における輝度分布である. 複雑な構造が見て取れるが,(1) 大気主成分 CO2 の昼側上層大気での光分解によっ強度のピークは真夜中付近に位置している.て O 原子が生成.
CO2 + hν → CO + O(2) O が昼夜間対流によって輸送されて夜側で沈降する際に, 高度95km 付近で再結合.
O + O + M → O*2 + Mというメカニズムを始め, 様々な励起反応が提案されている[11]が, 結論は出ていない.
既存の観測では O2 大気光の強いところは統計的に真夜中よりも少し朝側に片寄ることが多く, 熱圏でのスーパーローテーション (西向き流) による引きずり効果が示唆されている[12]. また, 強度分布の空間変化が大きく, タイムスケールも数時間程度と短い [11].
これらの理由として重力波による変調が考えられているが, 観測的な証拠は無い. さらに, 金星の O2 IRA

  
 !"#$%&'() !"#$*+,.'/
012
345(0,0) 帯大気光は非常に強く, 既存の励起モデルではまだ説明がつかない[11]という問題もある.
本章では, これらの謎の解明を目標とする1.27μm帯の O2大気光の地上観測について述べる.





OAO での1.27μm 帯観測では, 2.3μm 帯の観測と同様に公転差スキャンを行い, 大気光を捉えることに成功した. 観測時のスリット幅2.4″で, 波長分解能λ/⊿λ〜1000である.
図9 (上) の実線は観測されたスペクトルの一例である. この図は以下の特徴を示している.

678 9:;<#=>%?@/A
BB5CDEFGHIJKL5 

観測データは, 大気光成分・熱放射成分・連続成分(昼面光の漏れ込み) の3成分から構成されていると考えられる. 1000程度の分解能では図9のように P 枝,

36

日本惑星科学会誌Vol.13.No.1,2004

R 枝を確認することが出来, 回転温度から発光層における気温を推定することが可能である. 1.27μm 付近
では熱放射と O2 大気光が互いに重畳しており, ここに連続成分も加わる為に, 回転温度を評価するには先ずこの3者を分解しなければならない.
そこで, 分子線スペクトルデータベース HITRANや高温環境下の分子線データベース HITEMP, 金星大気の経験モデルである VIRA1985を用いて3成分のスペクトルを計算し, 米国標準大気中緯度春秋モデル





(1976) を用いて地球大気による吸収を加えた (図9(下) ). その後, 3成分を合成し, 観測値と比較して各成分寄与率の最適化を試みた (図9 (上) ). 観測値と計算値を比べるとだいたい再現できている.


熱放射成分は金星表面と大気(CO2,H2O)からの寄与を計算することで求めた. 観測スペクトルと合成スペクトル (図9) を比較すると, 1.31μm 付近でのスペク



大気光成分を推定する際に注意が必要なのは地球大トルの形に多少の違いはあるものの, よく再現できている.

気による吸収の扱いである. 単純に考えると, 地球に存在する大量の酸素によって, O2 IRA (0,0) 帯大気

光は吸収され尽くすように思える. しかし実際は, 主この連続成分は昼夜境界に近づくほど指数関数的にに地球と金星の公転運動の違いから生じるドップラー大きくなることから, 昼面光の漏れ込みであると考えシフトによって吸収を免れている. 図11は観測時の金られる. 1μm 付近では昼夜の輝度が3桁以上も違う.

星大気光スペクトル (ドップラーシフト約0.05nm)

昼面光はほぼ太陽光の雲による反射であると単純化を, HITRAN2000と米国標準大気から計算した天頂角して考える. 実際, 観測スペクトルの波長1.29〜1.3070°における地球大気透過率に重ねてプロットしたもμm, 1.32μm 付近には CO2による吸収と考えられる構のである. 波長分解能1000程度では差は見えないが,造が見られる. そこで雲層 (高度60km) までの往復

実際は図 (分解能10万相当) のように吸収のピークに路上の CO2による吸収を考慮した理論スペクトルを,対して輝線の位置がシフトする. このモデル計算によ

VIRA をもとに計算し, 観測結果と合わせた.

ると, シフトの無い地球の IRA (0,0) 帯が2%しか地表に到達しないのに対し, 金星のものは約82%が到達する.





12月11日の結果 (図10) は, 観測時にほぼ真夜中の現時点では, 理論スペクトルを観測にフィッティン

位置で O 原子の沈降, 再結合が起こっていたことをグすることによる回転温度の導出には至っていないが､示唆している. つまりこの時は東西風成分が弱く ｢引VIRA の高度95km での大気温度170K を試験的に採用きずり｣ 現象は起こっていない. しかし翌日の12月12して, 大気光スペクトルを計算してみた. 図9はその日のデータでは, 地球雲の影響で良好な画像は得られ結果であるが, 観測結果を概ね再現できていることがなかったものの, 0200LT 付近にピークがみられ, 1日わかる.

で全く異なった輝度分布パターンに変化したことが確認できた. これらの変動, 及びその原因を議論する為地上観測による金星夜側大気へのアプローチ／大月祥子, 佐川英夫

他

37に, 今後はより高い空間分解能の観測を実施していく

空間分布, O2大気光の輝度分布パターンなどを, 期間とともに, VCO の大気光撮像にも期待がかかるとこ限定ながら VCO に準じたスケールで観測することがろである.

可能となる.

また現段階での概算では, 12月11日における真夜中こうした観測によって, 子午面循環, 昼夜対流や熱付近の O2IRA (0,0) 帯大気光放射強度は2MR 程度で,圏スーパーローテーションといった金星大気力学の鍵

これは O 原子の再結合で生じた酸素分子がほとんどとなるプロセスの原因・過程の解明に貢献していきた１

全て O2 (a △g) という励起状態になる必要がある.

い.

しかし再結合の際には様々な励起状態に分配され, O2(a１△g) に励起される O2は全体の15%ほどでしかない

[11]. 将来的に VCO によって O 558nm や O2 551nmの観測が行われ地上から同時観測できれば, 再結合で今回の観測を行うにあたって, 多くの関係者の助言生じた O2 がどのような励起状態を経て脱励起するのを頂いた.特に, OAO の柳澤顕史助手には観測機器のかに関する情報が得られ, ｢強すぎる1.27μm 帯｣ と言調整に尽力して頂いた. また, 東京大学の上野宗孝氏,う問題を解明する鍵が得られるだろう.

三原ふみ子氏, 熊本大学の佐藤毅彦氏, JAXA の奥村真一郎氏, 中村良介氏には, 共同観測者として協力を

頂いた. 著者一同ここに感謝の辞を述べたい.

今回の観測では, ｢金星と地球との公転運動差を利用した分光マッピング｣ という観測手法を確立した.
現在, データの解析を進めるとともに, 次の金星観測[1] Seiff, A., 1983, VENUS, 215.

期 (2004年6月の内合を挟んで4,5月の夕方と7,8月の明[2] Allen, D. and J. Crawford, 1984, Nature 307, 224.

け方) に向けて以下のような観測を計画している.

[3] Carlson, R. W. et al., 1991, Science 253, 1541.

連続的な観測により時間変動をモニターする. 大気光は数時間以下のタイムスケールも含んでおり, 1
日または2日程度の観測期間でもその変化を捉えられる可能性は十分にある. また, １週間程度の連続観測により, 雲の４日循環を追うことができる. さらに長期に渡る観測が可能であれば, CO や大気光の分布の時間変化から様々な大気波動現象を発見できる可能性もある. その為に, 2003年3月より, 数週間単位の長期的な観測が可能な県立ぐんま天文台において近赤外分光観測環境の整備を行っている.
より空間分解能の高い分光撮像を実施する. これ[4] Clancy, R. T., and D. O. Muhleman, 1985, Icarus
64, 157.
[5 ] Krasnopolsky, V. A. and J. B. Pollack, 1994,
Icarus 109, 58.
[6] Collard, A. D. et al., 1993, Planet. Space. Sci. 41(7), 487.
[7] Okumura, S. et al., 2000, Publ. Astron. Soc. Jpn.
52, 931.
[8] Rossow, W. B. et al., 1990, J. Atmos. Sci. 47,2053.
[9] Bougher, S. W. et al., 1997, VENUS II, 259.には, 晴天率・シーイングの良い海外の観測サイトを[10] Connes, P. et al., 1979, Astrophys. J. 233, L29.

使っての観測が必要である. ハワイのすばる望遠鏡を[11] Crisp, D. et al., 1996, J. Geophys. Res. 101 (E2),利用して同様の観測を行った場合, 最高100km 以下の空間分解能が期待され, CO 分布および雲塊の微細4577.
[12] Allen, D. et al., 1992, Nature 359, 516.