高橋康人1, はしもとじょーじ2, 石渡正樹1, 高橋芳幸3, 大西将徳3,倉本圭1
1北海道大学, 2岡山大学, 3神戸大学

2014/01/06-07 系外惑星大気WS/惑星大気研究会@三鷹 太陽系
 木星 土星 天王星 海王星

 太陽系外(EGP) ホットジュピター等

 特徴
 厚い大気▪ H2, He を中心とする組成▪ 地表は無い(見えない)▪ 特異な大気循環

 多様な環境▪ 軌道長半径▪ 形成年代

これらの特徴が測光・分光観測に与える影響のモデリング⇒惑星のキャラクタリゼーションを進める上で不可欠 ホットジュピター
 境界条件が惑星の大気環境を変化させる好例
 若い惑星系
 木星の過去の状態を探る
 惑星と恒星の中間的な天体
 褐色矮星や高温の EGP
 惑星から恒星までの連続性を考察する手掛かり
 EGP のキャラクタリゼーション
 恒星誕生、惑星の形成から進化まで、幅広い知見を与えてくれる赤：放射対流平衡計算
青：ガリレオプローブによる温度構造

 鉛直一次元放射対流平衡モデル

ボイジャーの電波掩蔽観測値
Lindal ( 1992)

 境界条件を与え、それに対応する放射対流平衡な(平均的な)大気構造を求める
 木星を想定した計算
 放射冷却率の推定 木星雲頂高度に関する示唆 系外惑星への応用
 境界条件・大気組成等を与えれば計算可能

対流圏界面
ガリレオプローブのデータ解析値
Sromovsky+(1998)
Sugiyama+(2011)の放射冷却率

ISO, CIRSの観測データ
Spenceretal+ (2004) 2013年にすばるで発見

Kuzuhara+ (2013)

されたEGP 直接撮像 多波長測光 惑星の主なプロパティ
 軌道長半径：43.5 AU▪ 中心星放射の影響は小さい 質量：4 MJup
 有効温度：510 K▪ 最も低温な EGP のひとつ
 重力：79.43 m/s2

プロパティの推定は惑星進化モデル(Baraffe+ 2003)に基づく

Janson+ (2013) 多波長測光から惑星のプロパティを推定可能

 課題
 大気構造, 組成分布は不明▪ メタリシティへの言及は無い

 熱放射のピーク波長ではない どこまで低温の対象に適用できるのか?

大気モデルを用いればメタリシティを含めた詳細な解析が可能になる 木星と高温のガス惑星の違いを探る
 温度の違いが大気構造と赤外放射スペクトルの関係にどう影響するのか 木星で使ってきたモデルを、より高温のガス惑星に適用するテストケース

reference

H2-H2
collision inducedabsorption (CIA)

Borysow 2002

H2-He CIA

Borysow 1989

H2O line absorption

HITRAN2012

Parameter

Value

Vertical range

0.01-5 bar

Total Grids

500

Wavenumber

0-10,000 cm-1
Δ n=10 cm-1
(1 μm～)

CH4 line absorption

HITRAN2012

NH3 line absorption

HITRAN2012

24.82 ms-2(equator)

H2S line absorption

HITRAN2012

GravityOpacity sources

一次元放射対流平衡モデル
非灰色大気
散乱は無視
凝結の効果は体積混合比変化のみ
上部境界

0.01bar・・・

 自由冷却 太陽放射は無視

下部境界

 温度固定 上向き放射を拡散近似で与える

Free cooling

5 bar

500
grids

Diffusion
approximation
Temperature fixed大気組成 大気はH2,He,H2O,CH4,NH3, H2S



混合比計算
 対流圏下部での混合比は以下ののみから成ると仮定
 鉛直分布は体積混合比で与える

通り与える(太陽組成)▪ 高温であり、かつ対流によってかき混ぜられる
from “Jupiter”▪ 単位体積中に占める割合
HeCH4NH3H2O

H2S0.16

7.0x10-4

1.8x10-4

1.5x10-33.1x10-5

 凝結による混合比減少▪ 飽和蒸気圧はクラウジウス=クラペイ
ロン式で導出▪ 凝結物自体の放射特性は無視

NH3 + H2S ⇔ NH4SH(S)Irwin (2003)

AB

H2O

17.4776164.65

CH410.682

1163.8NH3 (195.5K以下)

17.3473930.6NH3 (195.5K以上)

11.9012850.4

振動と回転のエネルギー準位変化に起因
 不連続(離散的)な吸収特徴

H2O, CH4, NH3, H2S
 H2,He に次いで多い分子
 HITRAN2012 を利用

 Line by Line 法▪ 波数解像度 : 0.01cm-1▪ カットオフ : 25cm-1▪ 吸収線形は Voigt 線形▪ Kuntz (1997), Ruyten (2004)

 放射計算▪ 圧力 4 点から対数的に内挿▪ 波数解像度は平均化 分子間衝突に起因

 H2-H2, H2-He

 極性の無い分子も吸収を持 回転-並進(Roto-つようになる
 並進エネルギーがかかわる
ため連続吸収 あまり強くないが存在量が多
いと有効Translational, RT), 回転-振動(Roto-Vibrational, RV)のモードを持つ
 50K, 10cm-1 毎のテーブルから線形補間▪ Borysow (1989, 2002) 放射による熱輸送
 二方向近似

 下部境界からの上向きフラックス
 温度固定 拡散近似項を導入

 対流不安定の解消
 二層間で対流不安定が存在した場合、ただちに等温位へと調節されるものとする
 対流判定 対流調節 下端から二層毎に調節▪ 比熱一定▪ 圧力等間隔グリッド 対流調節ループ 全層の調節終了後、以下の条件を満たすまで調節を継続▪ 全ての二層間で温位が「ほぼ」保たれているか 放射対流平衡構造

初期温度構造対流圏の各気体分子の体積混合比

 温度変化率10-10K/s 以下=木星の放射の時定数より十分に小さい これを収束条件とする

全層の体積混合比計算
光学的深さ計算
放射伝達計算

対流調節計算
温度変化率判定
Yes

放射対流平衡大気No 木星モデル
 木星の有効温度(120K)を再現できるモデル
 165K@1bar, metallicity = 1x solar 中間モデル 木星と GJ504b の中間の有効温度(295K)となるモデル
 550K@1bar, metallicity = 2x solar
 GJ504bモデル
 有効温度 510K となるモデル
 750K@1bar, metallicity = 4x solar solar ・・・太陽組成比のO,C,N,SをH2O, CH4, NH3, H2S に置き換えた体積混合比

 温度構造 木星モデルの上部は放射平衡で等温
 中間モデル、GJ504bモデル
では放射平衡な温度勾配が断熱温度勾配に近づく 組成分布
 木星モデルでは凝結がおきて混合比減少
 中間・GJ504ｂモデルはmetallicity が大きくても凝結がおきない 木星モデル
 熱放射ピークと大気の窓からの放射 中間モデル 短波長での放射が見え始める GJ504bモデル
 短波長での放射が遠赤外での放射を超える 組成分布 木星では大気深部で凝結していた H2O が上層まで分布
 H2Oの吸収の寄与が顕著に
 赤外放射スペクトル 温度上昇による放射量の増加と短波長での大気の窓の存在 短波長での放射強度が強くなる H2Oの吸収 存在比の上昇で吸収量増加=放射抑制
 温度上昇で放射量増加

 連続吸収の有無による違い・H2O 量変化への応答を調べる▪ 連続吸収によって短波長の放射が抑制される可能性

 計算設定 断熱温度分布▪ 1bar=165K, 500K, 900K

 H2O吸収線データソース▪ HITRAN, HITEMP, HITEMP+MT_CKD

 組成▪ H2O のみ 1x solar, 5x solar, 10x solar 目立った差異は無い
 連続吸収の有無はスペクトルに影響していない
 原因
 温度上昇でH2O雲形成がなくなったとしても H2O 量が少なすぎる

熱放射のピーク波長での寄与に対して、短波長での寄与は顕著となる
 近赤外の観測波長帯に強く寄与している ガス惑星の鉛直一次元大気モデルの開発
 最小限の境界条件で木星について(ある程度は)説明できるようになった モデルを高温のガス惑星に応用し、木星との差異を調べる
 木星と高温ガス惑星の違い
 H2Oの凝結の有無
 近赤外における放射量の増加, H2O量への応答性

 今後導入が必要な要素
 他の分子種▪ 1000K@1barでCOが形成

 雲形成▪ NH3 や H2O 以外の成分による雲