全球ダストストーム中の火星地表面放射の観測／佐川 他

277

特集「ALMAで迫る惑星科学」

全球ダストストーム中の火星地表面放射の観測
佐川 英夫 ，青木 翔平 ，前澤 裕之 ，中川 広務 ，笠羽 康正
1

2

3

4

4

2019年6月18日受領，査読を経て2019年8月15日受理．

（要旨）2018 年の 6 月から 9 月にかけて，火星全球が濃いダスト（砂塵）で覆われる全球ダストストーム（globaldust storm：GDS）が発生した．これは 2007 年以来のことであり，地表から撒き上げられた大量のダストによる太陽光吸収や日傘効果によって火星大気および地表面の環境が大きく変化したと考えられる．我々は，
ミリ波・サブミリ波帯ではダストの光学的厚みが無視できる程度に小さくなること，つまり，ダストで覆われた火星大気の内部を見通せることに着目し，GDS 期間中の火星をアルマ望遠鏡のアタカマコンパクトア
レイで観測した．干渉計のビジビリティから地表面放射のディスク平均輝度温度を求めたところ，絶対値に不確定性があるものの，GDS 最盛期の輝度温度が GDS 収束時と比較して 18 % も低下していたことが示された．

1. 火星全球ダストストーム

1973，1977，2001，2007 年 と， 散 発 的 で あ る．GDSが発生すると宇宙から見た火星の姿も様変わりし（図火星は薄い CO2 大気（地表面気圧が 6 hPa 程度．時

1）
，分厚いダストの太陽光吸収による加熱量増大およ間や場所によって大きく変動する）を持つが，その一び日傘効果による反射率増大によって，大気や地表面番の特徴は，大気中に常に浮遊するダスト（砂塵）の存の温度分布が著しく変化することが知られている．実在であろう．粒径が数μ m サイズのダストが地表か際，2001 年の GDS では，高度 25 km 付近の気温が 40

ら撒き上げられ，可視光での光学的厚み τ = 0.1 –

K 以上も昇温したことが探査機からの赤外線観測で示0.5 といった濃度で火星大気中に分布している [1]．こされた [2]．そして，温度場の変化は大気の循環も変のダストは太陽光を吸収し火星大気を暖める役割を果化させる．例えば，火星大気大循環モデルを用いた数たしており，火星気象において重要である．
火星ダストの特筆すべき点として，大気中のダスト濃度が大きく上昇（τ＞～1-2）するダストストーム（砂嵐）という現象がしばしば発生することが知られている．ダストが濃い領域の空間的な広がりは個々の事例
によって様々であるが，それらの中には惑星全体を覆う規模の「全球ダストストーム（global dust storm，以下 GDS）」も存在する．GDS の発生メカニズムは未だ謎が多く，過去の発生時期を見ても，1956，1971，
1. 京都産業大学
2. ベルギー王立宇宙科学研究所
3. 大阪府立大学
4. 東北大学
sagawa@cc.kyoto-su.ac.jp■2019遊星人Vol28-4.indd277

図1： 2018年のダストストームが火星全体を覆っている様子．
Mars Reconnaissance Orbiter探査機搭載の可視光カメラ
MARCIを用いて取得された，ダストストーム発生前と後の画像．NASAウェブサイト[13]に公開されたものを引用（NASA/JPL-Caltech/MSSS）．

2019/12/13

13:28:20

278

日本惑星科学会誌 Vol. 28, No. 4, 2019

値シミュレーションでは，GDS 中は子午面循環の強（Submillimeter Wave Astronomy Satellite：SWAS）

度が強まり，循環構造が高高度まで達するとともに，を用いて観測しており，GDS の発達に伴って地表～

高度 50 km 付近の上層大気における東西風速度が～高度 45 km にかけての気温が 40 K も上昇したのが観-1

100 m s も強まるという結果が示されている [3]．最測され（これは前述の [2] とも整合する），また，火星近の研究 [4] では，GDS による大気循環の強化は，高地表面の輝度温度は逆に 20 K ほど低下したことも示

高度における気温の増加ともあいまって，普段は低高されている．ミリ波・サブミリ波帯で GDS が発生し度にしか存在しない水蒸気をより上空（高度 80 km 付ている火星を観測した事例はこの SWAS の例だけで近まで）へ輸送し，熱圏からの水素散逸の増大にもつあり，その実態を理解するためにも，観測例を増やす

ながりうることが示唆されている．

ことが望まれていた．

こうした GDS に伴う火星大気の変化を観測的に調2007 年以降，GDS が発生しない時期が久しく続い

べていくことは重要であるが，可視光や赤外波長でのていたが，2018 年 5 月にアキダリア平原やユートピア

観測はダストの光学的厚みに阻まれ，火星を覆うダス

平原（いずれも北半球中緯度帯に位置する）に地域的なト層の下を見ることが出来ない．一方，ミリ波・サブ

砂嵐が発生し，その後，南半球で独立的に発生していミリ波帯（波長が 0.1 - 10 mm 付近の電磁波）では，観た砂嵐と合体する形で，6 月中旬には全球的なダスト

測波長がダストの粒径に比べて十分に大きくなり，ダストームへと発展していった．およそ 10 年ぶりに発ストの光学的厚みが無視できるようになる．従って，生したこの大規模な GDS は，7 月上旬に最盛期へと発アルマ望遠鏡（アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計，

達し，9 月下旬に収束した．この間，火星の大気環境

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array：はどのように変化したのであろうか？ この問いに観ALMA）をはじめとするミリ波・サブミリ波の観測を測から制約を与えるため，我々は，海外の研究グルー

用いることで，ダストで覆われた火星大気の内部の観プとも協力しつつ，アルマ望遠鏡を用いて GDS が起測が可能となる．[5] では，2001 年に発生した GDS をきている最中の火星観測を行った．その観測研究の中当時運用されていたサブミリ波天文衛星から，本稿では火星地表面輝度温度の GDS 中の変化

表1：本研究で用いたACAデータの観測日時

観測日
[月/日]

観測時刻
[UT]

6 / 21
6 / 307 / 118 / 128 / 178 / 248 / 289 / 039 / 059 / 109 / 159 / 199 / 239 / 28

10：18
03：43
03：51
05：28
00：43
05：02
05：02
04：04
03：45
23：12
02：37
03：28
21：46
01：18

火星季節
Ls [ ° ]
197
202
209
228
232
236
239
243
244
248
250
253
256
258

視直径
[" ]
19.0
20.7
22.6
23.7
23.2
22.2
21.5
20.5
20.1
19.1
18.4
17.7
16.9
16.3

火星ディスク中心（観測者直下点）
緯度 [° ]

西経 [° ]

－15.0
－14.4
－13.2
－9.8
－9.6
－9.6
－9.8
－10.2
－10.4
－11.1
－11.6
－12.2
－13.0
－13.8

183.4
4.9
267.7
7.0
252.8
252.8
216.6
147.6
124.6
2.6
15.4
350.4
220.2
234.1

ダスト光学
的厚み※

較正天体

7.1
6.0
5.4
2.7
2.3
2.0
1.9
1.7
1.6
1.5
－
－
－
－

[1]・[5][2]・[6][2]・[6][3]・[2][4]・[2][4]・[2][3]・[2][3]・[2][3]・[7][4]・[2][2]・[8][3]・[2][4]・[2][2]・[7]

較正天体（フラックス強度較正用・位相較正用の順に記載）： [1] J2253+1608，[2] J1924-2914，[3] J2258-2758，[4] J1751+0939，[5]J2131-1207，[6] J2000-1748，[7] J2056-3208，[8] J1957-3845．
※ 波長 880 nm での値．詳細は本文を参照のこと．9/15 以降は公開データが無いため，空白にしている．

■2019遊星人Vol28-4.indd278

2019/12/13

13:28:20

全球ダストストーム中の火星地表面放射の観測／佐川 他

279について述べる．なお，2018 年の GDS の詳細は [6] な続波を解析した．この連続波は火星地表面からのサブ

どを参照されたい．

ミリ波放射を見ていることになる．観測した火星デー
タは表 1 に記載されたクエーサーを用いてフラックス

2. ACAによる観測

強度および位相の較正が行なわれている．本研究のように複数日の観測データの輝度温度を比較する場合に本論文で用いる観測データは，2018 年 6 月 21 日かはフラックス強度較正の確度を評価することが重要とら 9 月 28 日にかけて，アルマ望遠鏡のアタカマコンパ

なる．較正用の天体はそれぞれフラックス強度の文献

ク ト ア レ イ（モ リ タ ア レ イ，Atacama Compact

値に不確かさを持っており，その値を参照して較正さ

Array：ACA）を用いて取得された火星観測データ

れる火星輝度温度にも系統的な不確かさが伝播する．

2016.1.01272.T および 2017.A.00043.T である．前者の

この不確かさが観測日によって異なることを防ぐには，

データは我々が観測提案して取得したものであるが，全データに対して単独の較正天体を使用する，あるい

後者のデータに関してはアルマ望遠鏡データアーカイ

は，同一日に複数の較正天体を用いてフラックス強度

ブの公開データから入手した．観測日時およびその時の相互較正を行なうなどの注意が必要である．本研究の火星の情報を表 1 にまとめた．観測期間において，で用いたデータセットでは，6 月 21 日および 9 月 5 日

火星の季節を示す Ls（solar longitude，火星から見たを除いた全データが J1924-2914（表 1 の較正天体 [2]）を

太陽の黄経）は 197°から 258°にかけて変化している（北フラックス強度較正用あるいは位相較正用の天体とし半球の秋に相当）．また，この間，火星視直径は 16 秒て観測していた．そこで，J1924-2914 が利用できる

角から 24 秒角の間で推移した．なお，GDS の発達か

データに関しては，このクエーサーでフラックス強度

ら収束までの経過を知るための参考情報として，火星の較正を行なうことにした．

着陸探査機キュリオシティの搭載カメラで測定した波
長 880 nm での火星大気の光学的厚み [6] も併せて表 1

3. ディスク平均輝度温度の導出に記載した．この光学的厚みのデータはキュリオシテ
ィが調査をしているゲールクレータ（緯度 -5°，西経223°）上空での値であり，火星全球での平均的な描像

3.1

missing fluxの問題とは厳密には一致しないが，Ls = 190° ― 200°の期間

火星（や他の太陽系内の惑星）を干渉計で観測する際（2018 年 6 月 10 日から 6 月 27 日）に火星大気の光学的にしばしば問題になるのが，その見かけの大きさであ厚みが 1 以下から～8 まで急激に増加しており，このる．干渉計は，その観測原理ゆえに，ある空間スケー

時期に GDS が急速に発達したことが分かる．

ルよりも広がった輝度分布構造には感度を持たない

我々が観測に用いた ACA は，口径 7 m の電波望遠（resolve-out や missing flux と呼ばれる）．本研究で用鏡 12 台から構成される干渉計であり，口径 12 m アン

いた ACA の波長λ = 1.36 mm での観測では，最小基テナによる干渉計配列よりもコンパクト（アンテナ基線長 Lmin がおよそ 7 m であり，この場合 0.6 ×λ⁄ Lmin

線長は 7 ― 48 m）な配列が組まれている．そのため，= 24 秒角よりも広がった構造に対しての感度が欠損広がった構造を持つ電波源の観測に強いという特徴をしてしまう（観測できる全フラックスが本来の値より持つ． ACA による火星観測の空間分解能（合成ビー

も 10 % 以上小さくなる）．今回の火星観測でも，特にムの大きさ）は 4 ― 10 秒角前後であったが，本研究で7 月と 8 月の観測データは，このフラックス欠損の問は火星ディスク平均での輝度を議論するため，この空題が含まれていると懸念される．これは，本研究の目

間分解能でも差し支えない．各観測日のデータ積分時的である火星輝度温度の時間変化を議論するうえで大間は，6 月 30 日の観測が 46 分間であり，それ以外はきな誤差要因となる．また，干渉計データから画像合

26 分間である．

成を行なう際に必須となる合成ビームのサイドローブ

火星のサブミリ波スペクトルには CO や H2O などのパターンのデコンボリューションも，火星のような明大気微量成分スペクトルが観測されるが，今回はそれ

るい面光源天体の場合には一筋縄では行かない．そこらの分子スペクトルが含まれていない 220 GHz 帯の連で，本研究では，画像合成されたデータを解析するの■2019遊星人Vol28-4.indd279

2019/12/13

13:28:20

空間周波数であり，𝐽𝐽1 は 1 次のベッセル関数である．火星のディスクの縁の方に行くに従って輝度が徐々に暗くなる効果（周縁減光効果）も考慮すると，1 次のベッセル関数から少し変形したビジビリティ分布となり，式として
𝑉𝑉(𝛽𝛽) = 𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2 Λ 𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)280

𝐽𝐽𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)
但し， Λ 𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋) = Γ(𝑞𝑞)(𝜋𝜋𝜋𝜋)𝑞𝑞⋯ 式(1)と表される[7]．Γ(𝑞𝑞) はガンマ関数，𝑞𝑞 は周縁減光効果の度合いを示すパラメータである．
日本惑星科学会誌 Vol. 28, No. 4, 2019
一見すると複雑な数式に見えるが，これに 𝛽𝛽 = 0 を代入することで 𝑢𝑢 = 𝑣𝑣 = 0 での全フラックス（単一鏡で観測した場合のフラックス）が求められ，ではなく，以下に述べる方法により，干渉計で取得さΓ(𝑞𝑞)𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2れるビジビリティから直接的に火星のディスク平均輝=𝑉𝑉(0) = 𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2𝑞𝑞
Γ(𝑞𝑞 + 1)
度温度を求めた．
となる．𝑅𝑅 の値は既知なので，実際の ACA で観測されたビジビリティに，𝐼𝐼0 と 𝑞𝑞 をパラメとなる．R の値は既知なので，実際の ACA で観測さータとして式(1)をフィッティングすることで，画像合成のプロセスを経ることなくディス
3.2 ビジビリティを用いた解析
れたビジビリティに，I0 と q をパラメータとして式ク一様を仮定した際の輝度温度を推定することが出来る．
干渉計は観測天体の輝度分布が二次元フーリエ変換（1）をフィッティングすることで，画像合成のプロセ式(1)では 𝛽𝛽 < ~0.5 においてビジビリティの振幅が急激に増加するため，なるべく小さなされた情報（振幅と位相）を観測する．これをビジビリ
スを経ることなくディスク一様を仮定した際の輝度温
𝛽𝛽 を含む観測データに理論ビジビリティ曲線をフィッティングすることが望ましい．また，
ティと呼ぶ．ビジビリティは干渉計を構成するアンテ度を推定することが出来る．
𝛽𝛽 が大きくなると観測データのサンプル数は一般的に減少し，且つ，ディスク内で一様輝度
ナが設置されている距離（基線長）に対応する空間周波式（1）ではβ < ～0.5 においてビジビリティの振幅がという仮定と現実との差が大きくなるため，フィッティング解析における誤差の寄与が相数（u, v）の関数として取得されるが，観測天体上の微急激に増加するため，なるべく小さなβを含む観測デ対的に大きくなる．本研究では，𝛽𝛽 < 0.86 のデータのみを利用してフィッティング解析を細な輝度分布ほど，そのビジビリティを得るためにはータに理論ビジビリティ曲線をフィッティングするこ行なった．例として，6 月 30 日の観測データに対するフィッティング結果を図 2 に示した．
大きな空間周波数，つまり長い基線長での観測を必要とが望ましい．また，βが大きくなると観測データの赤線が求めたベストフィットのビジビリティ曲線である．これを見ると，ベストフィットとする．
サンプル数は一般的に減少し，且つ，ディスク内で一として求めたパラメータは 𝛽𝛽 > 0.86 の観測データの振る舞いも大きく外れることなく再火星の連続波輝度分布はディスク状の構造を持つと様輝度という仮定と現実との差が大きくなるため，フ現していることが分かる．
近似できる．ディスク内部の輝度温度分布は現実的にィッティング解析における誤差の寄与が相対的に大きこのフィッティング解析の妥当性を検証するため，疑似火星画像を用いた解析シミュレ
は非一様（太陽直下点付近が比較的高温になっており，くなる．本研究では，β < 0.86 のデータのみを利用しーションを行った．具体的には，先ず疑似火星画像を作成し（疑似火星画像の作成方法はまた，高緯度帯や極域は低温になっているはず）
であてフィッティング解析を行なった．例として，6 月 30

4.2 章に後述する），その画像を実際の ACA 観測と同じ空間周波数
るが，ここでは一様な輝度温度 I0 を仮定する．そうし日の観測データに対するフィッティング結果を図
2 に(𝑢𝑢, 𝑣𝑣) 座標でのビジビリ
ティデータに変換した．この変換にはアルマ望遠鏡データの解析に用いられる
CASA ソフ
た一様な輝度分布を持つディスク構造の天体を干渉計示した．赤線が求めたベストフィットのビジビリティ
や極域は低温になっているはず）であるが，ここでは一様な輝度温度 𝐼𝐼0 を仮定する．そうで観測した際に得られるビジビリティ V（u, v）は，理曲線である．これを見ると，ベストフィットとして求した一様な輝度分布を持つディスク構造の天体を干渉計で観測した際に得られるビジビリ
論的にベッセル関数を用いて下記のように記述される
めたパラメータはβ > 0.86 の観測データの振る舞いもティ 𝑉𝑉(𝑢𝑢, 𝑣𝑣) は，理論的にベッセル関数を用いて下記のように記述される（式導出について（式導出については [7] が詳しい）：
大きく外れることなく再現していることが分かる．
や極域は低温になっているはず）であるが，ここでは一様な輝度温度
𝐼𝐼0 を仮定する．そうは[7]が詳しい）：
した一様な輝度分布を持つディスク構造の天体を干渉計で観測した際に得られるビジビリ
𝐽𝐽1 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)𝑉𝑉(𝛽𝛽) = 𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2
ティ 𝑉𝑉(𝑢𝑢, 𝑣𝑣) は，理論的にベッセル関数を用いて下記のように記述される（式導出について
𝜋𝜋𝜋𝜋
は[7]が詳しい）：√𝑢𝑢2 + 𝑣𝑣 2．
𝛽𝛽 = 𝑅𝑅𝜆𝜆 2 𝐽𝐽1 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)𝑉𝑉(𝛽𝛽) = 𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅
𝜋𝜋𝜋𝜋
ここで，𝛽𝛽 は実空間座標をディスク（惑星）の視半径 𝑅𝑅 および観測波長 𝜆𝜆 で規格化した際のここで，βは実空間座標をディスク（惑星）の視半径 R√𝑢𝑢2 + 𝑣𝑣 2
空間周波数であり，𝐽𝐽1 は 1 次のベッセル関数である．火星のディスクの縁の方に行くに従
𝛽𝛽
=
𝑅𝑅
．
および観測波長λで規格化した際の空間周波数であり，𝜆𝜆って輝度が徐々に暗くなる効果（周縁減光効果）も考慮すると，1次のベッセル関数から少J1 は 1 次のベッセル関数である．火星のディスクの縁
ここで，𝛽𝛽は実空間座標をディスク（惑星）の視半径 𝑅𝑅 および観測波長 𝜆𝜆 で規格化した際のし変形したビジビリティ分布となり，式としての方に行くに従って輝度が徐々に暗くなる効果（周縁1 =次のベッセル関数である．火星のディスクの縁の方に行くに従
空間周波数であり，𝐽𝐽1 は⋯ 式(1)𝑉𝑉(𝛽𝛽)
𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2 Λ 𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)減光効果）も考慮すると，1次のベッセル関数から少って輝度が徐々に暗くなる効果（周縁減光効果）も考慮すると，1次のベッセル関数から少(2𝜋𝜋𝜋𝜋)𝐽𝐽𝑞𝑞
し変形したビジビリティ分布となり，式として(2𝜋𝜋𝜋𝜋)
但し，
Λ
=
Γ(𝑞𝑞)
𝑞𝑞
し変形したビジビリティ分布となり，式として(𝜋𝜋𝜋𝜋)𝑞𝑞
2⋯式（1）
Λ 𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)⋯ 式(1)𝑉𝑉(𝛽𝛽) = 𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅と表される[7]．Γ(𝑞𝑞) はガンマ関数，𝑞𝑞
は周縁減光効果の度合いを示すパラメータである．

図2： ACAで観測された火星のビジビリティ（黒丸）に，ディス𝐽𝐽𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋)を代入することで 𝑢𝑢 = 𝑣𝑣 ク一様＋周縁減光の理論モデルビジビリティ曲線をフィッ
一見すると複雑な数式に見えるが，= 0 での全フラッ
但し， Λ 𝑞𝑞 (2𝜋𝜋𝜋𝜋) =これにΓ(𝑞𝑞) 𝛽𝛽 = 0
ティングしたもの（赤線）．縦軸は放射束密度をジャンス(𝜋𝜋𝜋𝜋)𝑞𝑞
1
クス（単一鏡で観測した場合のフラックス）が求められ，
キー単位 で示している．
と表される[7]．Γ(𝑞𝑞) はガンマ関数，𝑞𝑞 は周縁減光効果の度合いを示すパラメータである．
Γ(𝑞𝑞)𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2と表される [7]．Γ
（q）
𝑉𝑉(0)
= はガンマ関数，q𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2 これに 𝛽𝛽== は周縁減光効
一見すると複雑な数式に見えるが，0𝑞𝑞を代入することで 𝑢𝑢 = 𝑣𝑣 = 0 での全フラッΓ(𝑞𝑞 + 1)
果の度合いを示すパラメータである．一見すると複雑
このフィッティング解析の妥当性を検証するため，クス（単一鏡で観測した場合のフラックス）が求められ，となる．𝑅𝑅の値は既知なので，実際の ACA で観測されたビジビリティに，𝐼𝐼0 と 𝑞𝑞 をパラメな数式に見えるが，これにβ = 0 を代入することで疑似火星画像を用いた解析シミュレーションを行った．
Γ(𝑞𝑞)𝐼𝐼0 𝜋𝜋𝑅𝑅 2ータとして式(1)をフィッティングすることで，画像合成のプロセスを経ることなくディス2u = v = 0 での全フラックス=
𝜋𝜋𝑅𝑅
𝑉𝑉(0) = 𝐼𝐼（単一鏡で観測した場合の0𝑞𝑞
Γ(𝑞𝑞 + 1)
ク一様を仮定した際の輝度温度を推定することが出来る．
-26
2
フラックス）が求められ，
1. 1 Jy = 10 W/（m Hz）となる．𝑅𝑅の値は既知なので，実際のACAで観測されたビジビリティに，𝐼𝐼
0 と 𝑞𝑞 をパラメ
式(1)では 𝛽𝛽 < ~0.5 においてビジビリティの振幅が急激に増加するため，なるべく小さなータとして式(1)をフィッティングすることで，画像合成のプロセスを経ることなくディス𝛽𝛽 を含む観測データに理論ビジビリティ曲線をフィッティングすることが望ましい．また，ク一様を仮定した際の輝度温度を推定することが出来る．
𝛽𝛽 が大きくなると観測データのサンプル数は一般的に減少し，且つ，ディスク内で一様輝度式(1)では 𝛽𝛽 < ~0.5 においてビジビリティの振幅が急激に増加するため，なるべく小さなという仮定と現実との差が大きくなるため，フィッティング解析における誤差の寄与が相𝛽𝛽 を含む観測データに理論ビジビリティ曲線をフィッティングすることが望ましい．また，対的に大きくなる．本研究では，𝛽𝛽< 0.86 のデータのみを利用してフィッティング解析を
𝛽𝛽が大きくなると観測データのサンプル数は一般的に減少し，且つ，ディスク内で一様輝度行なった．
例として，6 月 30 日の観測データに対するフィッティング結果を図 2 に示した．

■2019遊星人Vol28-4.indd280という仮定と現実との差が大きくなるため，フィッティング解析における誤差の寄与が相赤線が求めたベストフィットのビジビリティ曲線である．これを見ると，ベストフィット

2019/12/13

13:28:23

全球ダストストーム中の火星地表面放射の観測／佐川 他

(a)

281

(b)

図3：（a）疑似火星画像の例．この輝度温度分布にアンテナの視野感度特性が掛かったものが干渉計で観測される．（b）疑似
火星画像を元にシミュレーションしたビジビリティ（黒丸）にフィッティング解析を適用した例．×印は（a）の画像から求めた全フラックスの真値を示す．

具体的には，先ず疑似火星画像を作成し（疑似火星画
像の作成方法は 4.2 章に後述する），その画像を実際のACA 観測と同じ空間周波数（u, v）座標でのビジビリテ

ッティング解析に不適切だった日）は見られなかった．

3.3

GDS期間中の輝度温度変化

ィデータに変換した．この変換にはアルマ望遠鏡デー

表 1 に記載した観測データに関して，上述の方法でタの解析に用いられる CASA ソフトウェアを利用し求めた地表面放射のディスク平均輝度温度を時系列でた．このビジビリティに適当な観測雑音をランダムノ

示したのが図 4 の■である．誤差はフラックス較正天

イズとして与え，その後，実際の火星データの解析に体のフラックス参照値の不確かさを元に付けた．GDS

適用した手法と同様のフィッティング解析を行い，当の状態を考えるための参考情報として，ゲールクレー

初の疑似火星画像でのディスク平均輝度温度（真値）と

タ上空での波長 880 nm での大気の光学的厚み [6] もプ

整合する結果が得られるかを検証した（図 3a, b）．検ロットしている．得られた輝度温度は最小値が 165 K，

証結果が真値として入力する疑似火星画像に依存しないよう，14 枚の異なる疑似火星画像を用意し，それぞれ真値とフィッティング推定値の差を求めた．これを各観測日の（u, v）座標でのサンプリング条件で調査したところ，いずれもフィッティング推定値が真値よ
りも 4 － 10 K ほど大きな値となった．これは，真値の輝度温度を計算する時と，CASA ソフトウェアを用いたビジビリティの計算時とで，アンテナの視野の感度分布（220 GHz の場合，半値全幅が 45 秒角）の取り扱いに微妙な差があることが原因と考えた．そこで，次節以降で述べる実観測データの解析では，アンテナの感度が掛け合わされた後の全フラックス V（0）では無く，火星ディスクで一様と仮定した輝度温度 I0 の方を議論に用いることにする．また，この検証では，真値と推定値との差が特に大きくなるような missing
flux を伴う観測日（（u, v）空間でのサンプリングがフィ■2019遊星人Vol28-4.indd281

図4： ACAデータから求めた火星地表面のディスク平均輝度温度（■）の時間変化．下軸は火星の季節を示し，上軸には月日を示した．実線はキュリオシティによって測られた波長880 nmでの火星大気光学的厚み[6]（目盛は右軸）．

2019/12/13

13:28:26

282

日本惑星科学会誌 Vol. 28, No. 4, 2019

最大値が 200 K となっており，中低緯度における一般

究では 200 K 程度である．このことは，3.3 章で述べ的な火星の地表面温度（～200 － 280 K）と比較してかたフラックス強度較正の過小評価の問題が主要な原因

なり低めの値となっている．この値の妥当性に関しての一つと考えられる．そこで，以下では，GDS が収

アルマ望遠鏡のデータ較正の専門家らとも議論した結

束したと考えられる時期の輝度温度を基準とした相対果，今回の火星データはフラックス強度が系統的に過的な輝度温度変化による議論を行う．2018 年の ACA小評価されている可能性が指摘された [8]．実際，165

観測結果では 9 月下旬（9 月 23，28 日）の平均値である－ 200 K という輝度温度は，過去（2001 年）の GDS 発

197.2 K を基準値とした．

生時の観測結果や火星大気大循環モデルのモデル計算[5] で示された GDS 期間中の輝度温度の低下は 10%値（詳細は 4 章に後述）と比較しても有意に低い輝度温

弱（210 － 220 K に対して～20 K）であったのに対し，度となっており，今回我々が求めた輝度温度の絶対値

本研究では 18 % という，2001 年の結果のおよそ 2 倍は参考値として取り扱うのが適当だと考えられる．

の輝度温度の低下が見られた．輝度温度が著しく低下

次に，時間方向への変化を追うと，6 月 21 日の観測していたのは 7 月 11 日の観測であるが，その日を除い開始から 7 月 11 日の観測にかけてディスク平均輝度温たとしても，9 － 14% の低下が見られ，2001 年の観測度が 185 K から 165 K まで低下している．その後，8

結果よりも低温の結果が得られている．仮に，GDS

月 12 日以降は，全体的なトレンドとして輝度温度が中のダスト濃度に差があれば，日傘効果による地表面

上 昇 し て い る 様 子 が 見 ら れ，170 － 180 K 付 近 か ら

冷却の程度も異なってくる．2001 年の GDS では，火200 K に達した．GDS の発達直後に地表面輝度温度が星探査機からの赤外観測によって波長 9 μm のダスト低下するというのは，先の 2001 年の GDS の際の観測の光学的厚みが平常時の 0.2 以下から 2 以上まで上昇[5] と整合的である．但し，7 月 11 日以降の観測がしばしたことが示されている [2]．波長 880 nm でのダストらく無いため，輝度温度低下の極小がいつであったのの消散断面積は，波長 9 μm のそれと比べて，およそかは判断できない．8 月 12 日以降の全体的に輝度温度1.9 – 2.2 倍になると考えられる [9]．この比を適用するが上昇するトレンドは，[6] の光学的厚みが平常時のと，2001 年 の GDS は 大 気 の 光 学 的 厚 み（波 長 880

値に戻っていく様子とも整合しているように考えられnm）のピークが 5 程度だったと推測され，[6] で示される．9 月下旬には GDS が鎮静したと考えられるが，こた 2018 年の GDS 中の光学的厚みのピーク～8 には若の時期の ACA データから求めた輝度温度は 200 K 前

干及ばない．2018 年の方がより濃いダスト層の中を後でほぼ一定となっている．

観測したと考えると，ACA データの方が地表面輝度
温度の減少幅が大きいという結果に説明が付く．もっとも，ゲールクレータでの定点観測である [6] と周回

4. 考 察衛星からの全球マッピング観測 [2] をもとにした数字

4.1

2001年GDSの際の地表面温度変化との比較を比較するのは些か乱暴な議論であり，今後，現在の2001 年の GDS も火星の季節が Ls = 200°－ 210°付近

GDS における全球平均的なダストの光学的厚みが報においてダストの光学的厚みが極大となっており，今回の GDS と共通する部分が多い．2001 年の GDS 中に
火星地表面の輝度温度を観測した [5] の結果と我々の周回探査機の赤外線観測データなどから 2018 年の告されるのを待って改めて考察する必要がある．

4.2

火星大気大循環モデルとの比較

2018 年の結果を比較すると，絶対値に大きな差が有る．

ACA の観測データから求めた火星ディスク平均の[5] では GDS 中の輝度温度の低下が 190 － 200 K 程度ま連続波輝度温度を，火星大気大循環モデル（generalでであったのに対し，本研究の結果では 165 K まで低circulation model：GCM）から予想される火星地表面下している．しかも，これが輝度温度の極小値であっ放射の輝度温度と比較した．使用した GCM は，フラたかどうかは判断できず，7 月中旬から 8 月中旬の間

ンス気象力学研究所で開発されている Mars Climateに更に減少していたかも知れない．GDS 収束時の輝Database [10]（以下，MCD）であり，これまでに多く度温度も，[5] では 210 － 220 K となっているが，本研の火星研究に利用されてきた実績を持つ．

■2019遊星人Vol28-4.indd282

2019/12/13

13:28:26

全球ダストストーム中の火星地表面放射の観測／佐川 他

283

平均値
（220.5 K）
で規格化している．
時間方向の変化を見ると，6 月下旬から 9 月末の観測期間において，MCD の火星地表面輝度温度はせい
ぜい 7 % 程度の変化（季節変化）となっており，ACAで観測された輝度温度変動はそれよりもやはり有意に大きい．前章で述べたようなフラックス強度較正の系
統誤差の問題は残されてはいるものの，観測された輝度温度変動は（季節変化だけでは無く）GDS による火星地表環境の変化が表れていると考えて良いだろう．
また，MCD の数値実験結果では，ダストストーム
有りの場合は無しの場合と比較して，輝度温度が 9 －
12% 程度低下していることが分かる．これは 7 月 11 日
図5： 火星大気大循環モデルから計算した火星地表面放射のディスク平均輝度温度との比較．輝度温度はGDSが収束した9月末の輝度温度で規格化している．○はダストストームが無いモデル，△はダストストーム有りのモデルによる計算
値を示している．■が今回のACAによる観測結果．実線は図4を参照のこと．

に観測された 18 % の輝度温度低下を説明するには至らず，今回の GDS が MCD に組み入れられた光学的厚
み 5.0 のダストストームよりも激しいものであった可能性を示唆する．

5. まとめ
今回は，オンライン [11] でオープンアクセスが可能な MCD バージョン 5.3 を利用した．用いた火星大気本研究では，アルマ望遠鏡の ACA を用いることで，状態のシナリオは，ダストストームが発生していない

2018 年に発生した火星全球ダストストーム（GDS）に（浮遊ダストは存在）平常的な気候値シナリオと，ダス

伴う火星地表面輝度温度の推移を議論した．得られたトストームを想定（可視光でのダストの光学的厚みを

輝度温度は絶対値が従来考えられていたものよりも小全球で 5.0 に設定）したシナリオの二つである．これら

さく，火星データのフラックス強度を系統的に過小評

二つの大気シナリオに関して，時間・空間方向の非一価している可能性が強い．とはいえ，得られた結果を様性を考慮するため，ACA で観測したタイミングに

時間方向に並べると，6 月から 7 月に掛けて地表面放地球から見える火星ディスク内部の各格子点における射の輝度温度が減少し，8 月から 9 月に掛けて徐々に

緯度経度を求め，その位置情報，現地時刻および季節

輝度温度が上昇していく傾向が示された．これは，に対応した火星地表面温度を MCD から抽出した．地

GDS が 7 月上旬に最大規模となり 9 月下旬に収束した

表を灰色体と仮定すると，地表面の物理的な温度 Tsurf  

事実と整合的である．GDS の最盛期～鎮静期の間にと地表面からの放射輝度 Isurf の間には，射出率を ϵ と見られた輝度温度の変動は 18 % であり，これは 2001

して，Isurf =ϵB（Tsurf）の関係が有る．B はプランク関

年の GDS の際の研究結果よりも大きな変動幅であっ数である．各地点での射出率は，複素誘電率 2.5 を仮た．この 18% もの変動が事実であれば，2001 年の事

定してフレネルの反射係数を求め，それを 1 から引く

例との差は GDS 中のダスト濃度の違いによるものでことで求めた [12]．地表面放射輝度を輝度温度に変換はないかと示唆される．

する際は，レイリージーンズ近似では無く，プランク

本研究では地表面輝度温度の時間変化に注目したが，関数を逆計算することで求めている．こうして得られ

アルマ望遠鏡で取得された一連の火星観測データを用た疑似火星画像を，火星ディスク全域で平均し，観測いたその他の研究課題として，GDS 中の気温の三次

日方向に並べたものが図 5 の○（ダストストームが無元構造，風速場や水蒸気分布などの解析が現在進めらい条件）と△（ダストストーム有りの条件）である．これている．これらの観測データは，分厚いダストスト

れらの MCD のデータは，ACA データと同様に，9 月

ームに覆われた火星大気の変化を知る貴重な手がかり

23，28 日のダストストームが無い条件の輝度温度のとなると期待される．

■2019遊星人Vol28-4.indd283

2019/12/13

13:28:26

284

日本惑星科学会誌 Vol. 28, No. 4, 2019

謝 辞
本研究で使用したデータはアルマ望遠鏡で取得された．アルマ望遠鏡はヨーロッパ南天天文台，米国国立科学財団，日本自然科学研究機構などによって建設された国際共同天文施設であり，合同アルマ観測所（日本からは国立天文台が参加）によって運用されている．
アルマ望遠鏡データの解析には，西合一矢氏（国立天文台），Kazi Rygl 氏（イタリア国立天体物理学研究所）をはじめとする日・欧のアルマ地域センター関係者および Eric Villard 氏（合同アルマ観測所）から多くのサポートを頂いた．東北大学の黒田剛史氏には査読を通して本稿の議論を深めて頂いた．ここに感謝を述
べる．

参考文献
[1] Kahre, M. A. et al., 2017, in The Atmosphere andClimate of Mars (Cambridge University Press).
[2] Smith, M. D. et al., 2002, Icarus 157, 259.
[3] Medvedev, A. S. et al., 2011, Aeolian Research 3, 145.
[4] Heavens, N. G. et al., 2018, Nature Astronomy 2, 126.
[5] Gurwell, M. A. et al., 2005, Icarus 175, 23.
[6] Guzewich, S. D. et al., 2019, Geophys. Res. Letters 46,
71.
[7] Butler and Bastian, 1999, in Synthesis Imaging inRadio Astronomy II, ASP Conf. series 180, 625.
[8] Private communications with Eric Villard.
[9] Mandeleine, J.-B. et al., 2011, J. Geophys. Res. 116,
E11010.
[10] Forget, F. et al., 1999, J. Geophys. Res. 104, 24155.
[11] http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/access.html[12] Rudy, D. J. et al., 1987, Icarus 71, 159.
[13] https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA22487■2019遊星人Vol28-4.indd284

2019/12/13

13:28:26