惑星大気研究会 オンラインセミナー第 57 回
2013 年 7 月 11 日

火星のダストと雲に関するレビュー～着陸機によるカメラ観測～野口 克行(奈良女子大学 研究院自然科学系)

本発表の目的• 日本で検討が進められている火星着陸機計画
MELOSにおいて、工学用ナビカメラによる気象観測（特にダスト観測）の可能性が議論されている。
• 本講演では、過去の火星着陸機搭載カメラによる気象観測例を紹介し、今後どのような観測をするべきかの議論に資することを目的とする。

過去の火星着陸機と着陸地点
VikingLanderMars PathfinerMars Exploration
Rover (MER)
Phoenix
Mars Science
Laboratory（MSL）

http://www.lpl.arizona.edu/undergrad/classes/spring2013/Hubbard_195A-1/Jan23/Mars_sci-fi.htm

過去の火星着陸機と搭載カメラ• Viking (1976): Imaging Camera• Mars Pathfinder (1997): IMP• Mars Exploration Rover (MER), Spirit andOpportunity (2004): Pancam• Phoenix (2008): SSI• Mars Science Laboratory（MSL）, Curiosity(2012): Mastcam

各カメラ スペック比較
着陸機
カメラ名

観測開始
年

検出器
素子数

波長

FOV
EL×AZ

SN比

Viking 1,21976

フォトダイオード,

6バンド

100×342.5度

200-32012400-1100nm

CCD、248×256

8バンド14×14度< 350

Imaging Camera

Pathfinder
IMP

1997

MER
Pancam2004

CCD、16バンド1024×1024 400-1100nm

16×16度>200(参考)MER
Navcam

2004

CCD、
1バンド
1024×1024 600-800nm

45×45度>200PhoenixSSI

2008

CCD、
21バンド
1024×1024 450-1000nm

14×14度>100MSL
Mastcam-34

2012

CCD
7バンド
1200×1600 440-1034nm

15×20度MSL
Mastcam-100

2012

CCD
8バンド
1200×1600 440-1035nm

5.1×6.8度

450-990nm

何が観測されてきたか？
• ダスト– 光学的厚さ– 平均粒径、粒径分布関数の幅など– 散乱位相関数– 複素屈折率– 鉛直分布– 時間変化（季節変化・日内変化）• 水蒸気量・雲Mars Pathfinder （MPF）
1996年12月4日打ち上げ、1997年7月4日着陸（19.33N, 33.55W）• IMP (Imager For Mars Pathfinder)• APXS (Alpha Proton X-Ray Spectrometer)• ASI/MET (Atmospheric Structure Instrument/Meteorology Package)

Mars Pathfinder （MPF）
IMPカメラによる観測• ダスト• 太陽直達光・天空光観測によるダスト特性導出• 水蒸気• 太陽直達光観測による水蒸気量導出
Pathfinderの着陸地点の緯度・経度は、Viking 1に近いMPF 直達光によるダスト観測• 太陽の直接観測（直達光観測）による光学的厚さτの導出 [Smith and Lemmon,1999]• Beers' lawによる導出
I=I0 exp(-τ η)
I：観測された太陽光強度、I0：大気圏外太陽光強度、
η：エアマスファクター（平行平面大気なら1/cos(SZA)）• 使用波長[nm]：450（青）, 670（赤）, 883・989（近赤）直達光観測によるダスト光学的厚さ導出 例• MPFと着陸地点の近いVL1と結果を比較• VL1とMPFの結果が驚くほどよく一致（Ls=183以降では差）• それぞれの着陸機のデータも複数の火星年のデータを含むので、年ごとの変化が小さいと言える• 典型的な光学的厚さ：0.4-0.5（Ls=145）
から0.6（Ls=185）

VL1 ■：午前、◆：午後
MPF ＊：午前、●：夕直達光観測による光学的厚さ導出 例（続き）
午前と午後の比較

午前• 光学的厚さは、午前中は波長間の差が大きい。特に青のτが一番大きいことが多い。
• 午後や、青より長波長フィルタ
ではあまり変化が無かった→青の波長域では、小粒径（サブミクロンスケール）の水氷雲による影響（τ＝0.14程度）があったと思われる。

午後

MPF 天空光によるダスト観測
1. 朝夕の太陽高度が低い時に、同じ高度で全方位角を観測[Tomasko et al., 1999]– 1997/07/15(MY23, Ls=148.1、火星の5月に相当、Sol314)

2. 正午付近の太陽高度が高い時に、北から南に掛けて大円上を観測[Markiewicz et al.,1999]– Sol56

解析概要• 放射伝達モデルを用いて、天空光画像の光の強度を再現するように、ダスト特性の各パラメータ（平均粒径、粒径分布関数幅etc.）を合わせこむ• ダスト粒径分布は、ガンマ分布[Hansen and Travis, 1974]を仮定• 不規則形のエアロゾルによる単一散乱の解析– Pollack and Cuzzi [1980]の手法に従う。
– 粒径分布、位相関数に関するパラメータの導出• 2次元画像を利用して、画像が空のどこを見ているのか、正確な位置決めに用いている（モデル計算と合うように）天空光観測による各パラメータ導出結果
1．水平方向のスキャン観測による結果

2．鉛直方向のスキャン観測による結果

散乱位相関数と組成推定
火星の天空光観測で推定された散乱位相関数を、他の物質のものと比較• Silicon Carbide• antimony oxide• cerium oxide• calcium carbonate• aluminum silicate

炭酸カルシウムが一番よく一致

MPF 水蒸気量の観測
火星地表面における水蒸気量観測は、MPFが初めて• 観測手法– 低仰角における太陽直達光の観測– 水蒸気の吸収のある波長と連続吸収帯との差（比）から、水蒸気の透過率を計算

Titov et al. [1999, JGR]

直達光観測による水蒸気透過率 導出• 鉛直分布の仮定
・実線→鉛直一様分布
・破線→鉛直不均質分布
高度0-1kmにのみ水蒸気が存在すると仮定• 太陽仰角が小さくなるにつれ、観測では水蒸気の透過率が急激に減尐• 観測により近いのは、不均質分布を仮定した場合• この水蒸気が集中している層の厚さは、ほぼ境界層の厚さ（1-3km）と等しい

Mars Exploration Rover(MER、Spirit and Opportunity)
Spirit: 2003年6月10日打上、2004年1月4日着陸（14.57S, 175.48E）
Opportunity: 2003年7月7日打上、2004年1月25日着陸（1.95S, 354.47E）
••
•
•
•
•
•

Pancam (Panoramic Camera)
MI (Microscopic Imager)
Mini-TES (Miniature Thermal Emission Spectrometer)
MB (Mo"ssbauer Spectrometer)
APX (Alpha Particle X-Ray Spectrometer)
RAT (Rock Abrasion Tool)
Magnet ArrayMER（Spirit and Opportunity）
Pancamカメラ• 直達光観測：ダスト光学的厚さ導出• 天空光観測：– ダストパラメータ（粒径、複素屈折率等）– スケールハイト（鉛直分布）に関する情報
Lemmon et al. [2004, Science]

直達光観測による光学的厚さ導出• 440nmと880nmで観測• 基本的には、日内変化は観測されず– Opportunityにて、午後にτが増大することがあり→局所的なダスト巻き上げかも• 波長依存性：440nmチャンネルに赤の「洩れ」があり、今回のデータでは議論が難しい
440nm+red leak (@L8)

880nm@R8

塗りつぶし無し： 午前
塗りつぶし有り： 午後

天空光観測による粒径・粒径分布幅導出• ガンマ分布を仮定。分布幅は0.2で固定• 粒径のみを変化させ、観測された天空光分布にフィッティング• 各粒径・波長において、さらに下記のパラメータを変化させた。
• 地表面反射率• 複素屈折率の虚部（吸収）• GとΘmin（位相関数を表すパラメータ）• 粒径のベストフィットは、
Spirit： 1.47±0.21um、Opportunity： 1.52±0.18um

天空光観測で得られた複素屈折率（虚部）
過去の観測（Viking、MPF）と整合的
ダストの吸収は、400-600nmで強く、600-750nmに極小がある●：Viking、■・▲：MPF○・□：MER（本研究）ダストの鉛直分布に関する知見• 低仰角（＜10度）の太陽直達光を観測– 下層２，３スケールハイト分の高さの大気に感度有• ダストの鉛直分布が高度に対してスケールハイト依存性を持つ（つまり、指数関数的？）と仮定して、放射伝達モデル計算と比較
スケールハイトの比較• 見積もられたダストのスケールハイト：
11.56±0.62 km• 大気圧のスケールハイト：11.1 km→ほぼ一致、ダストが良く混ざっているという予想とコンシステント

MER Pancam 校正について• 絶対値校正：放射輝度値で10%以下– フライト前の絶対値校正の正確度は、7%以下– フライト中（火星着陸後の観測中）
天空光の観測結果を用いる
特定の観測ジオメトリやダスト混濁度（光学的厚さ）の際の観測結果と、モデル計算結果との比較• モデルと観測の差→Spirit: 0.98±0.06、Opportunity: 1.11±0.08• 相対値校正：校正ターゲットを用いた場合– フィルタ間：3%以下– ピクセル間：1%以下

Bell III et al. [2006, JGR]
In-flight calibration andperformance of the Mars
Exploration RoverPanoramic Camera(Pancam) instruments

Phoenix
2007年8月4日打ち上げ、2008年5月25日着陸（68.22N, 234.25E）•••••••••SSI (Surface Stereo Imager)
MECA (Microscopy, Electrochemistry, and Conductivity Analyzer)
TECP (Thermal and Electrical Conductivity Probe)
RAC (Robotic Arm Camera)
TEGA (Thermal and Evolved Gas Analyzer)
MARDI (Mars Descent Imager)
MET (Meteorological Station)
Lidar
Telltale（風見）Phoenix: SSIカメラによる観測• 連続撮影（アニメーション）が可能• 天頂と地平線付近（低仰角）を撮影– 風向・風速導出（天頂観測）• 風に流されている構造がどの高度にあるのか、ライダーによる高度計測が前提– 光学的厚さの観測（天頂・地平線付近の観測）• 雲形状分類• Phoenixでは、SSIカメラ観測以外にもライダーによる鉛直分布観測を実施（後述）連続撮影（アニメーション） 例
風に舞うダスト
渦巻くダストダスト＆雲の通過
光学的に厚い雲

時間経過雲の連続画像 例綿雲雲生成

高高度雲
筋状雲

尾流雲

雲の形状分類
地球の雲の分類方法を参考に行なわれた

過去の火星ダスト観測による粒径・粒径分布幅 まとめ
Tomasko et al. [1999, JGR]

（Lemmon et al. [2004]
Lemmon et al. [2004]
Komguem et al. [2013]

1.47±0.21um
1.52±0.18um
1.2-1.4um）

0.2(固定)0.2(固定)SpiritOpportunity
Phoenix, lidar

議論：ダスト光学的厚さ 日内変化
• 日内変化ありと結論– Viking：– Pathfinder： 朝は水氷雲の影響で短波長で増加←ダスト自体の日内変化は無い、とも言える• 日内変化は無いと結論– MER：日内変化は、測器の温度依存性で説明可（ただし、午後にダスト巻き上げと思われる局所的現象はあるかも）今後のMELOSカメラ観測に向けて• 過去の観測の時空間パラメータは、断片的– 限られた緯度・経度・Ls・LTST– 南半球中・高緯度は、過去に着陸無し• 工学ナビカメラで何ができるか？
– 天空光観測メインか？（直達光は減光しないと無理）– 波長は1波長でも何とか可、できれば2波長欲しい– 散乱角は90度程度までは取れそう？

→過去の観測に基づき、変化の尐ないパラメータ（粒径等）は仮定して、変動の大きなものを求めるとよい？