⽕星北半球における温度擾乱の三次元分布

Three dimensional distribution of the martian atmospheric temperature disturbance in nothern hemisphere.

宇宙惑星科学講座 中村正⼈研究室 大島 亮

イントロダクション

使用したデータ

⽕星は地球型惑星の中でも、固体の表⾯と⽐較的希薄な大気を持つ

本研究では⽕星大気の温度擾乱を議論するため、アメリカの⽕星探こと、自転軸が 25°ほど傾いていて四季が存在すること、自転が⽐較 査機 Mars Global Surveyor (MGS) に搭載された赤外⼲渉分光計的速く (自転周期 24.62 時間) コリオリ⼒が大気の運動で重要な役割 Thermal Emission Spectrometer (TES) の観測データを使用した。

を担っていることなど、地球と多くの共通点を持つ惑星である。その MGS は 1999 - 2006 年にわたって観測を⾏っており、⽕星年に直すため、地球大気の特徴のいくつかは⽕星にも存在することが考えらと約 3 ⽕星年分になる。また、 TES は分光計であり大気の放射スペれ、古くから研究がなされてきた。しかし⼀⽅で、地球大気の運動に クトルを計測する装置であるが、この放射スペクトルは大気の放射輸大きな影響を及ぼしている海が、⽕星には存在しない。また、地球に 送⽅程式を逆算することにより、温度の⾼度分布へと変換することがは対流圏の上に極めて安定に成層した大気である成層圏が存在し、対 可能である。この変換作業をリトリーバル (補償) と呼ぶが、実は流圏はいわば蓋をされた状態になっているが、⽕星では成層圏のよう TES のデータとしては放射スペクトルの他に TES のチームがリトリなものは存在せず上⽅まで単調に温度が下がっていく。このような地 ーバルして得た温度の⾼度分布データも公開されており、今回はこの球との違いが⽕星大気に及ぼす影響についても数多くの研究がなされ リトリーバルされたデータの⽅を使用した。てきた。

さて、大気中でのエネルギーの輸送に重要な要素の⼀つに大気中の様々な波動があるが、これらの波動の研究として、大気の温度の擾乱を考えるという⼿法が存在する。波動は直接⾒えるものではないが、波動が存在すれば大気の温度が⽇々変動し、これが温度の擾乱として観測されるわけである。このように大気温度の擾乱から波動の性質を考えていくという研究は、地球大気では広く⾏われている。⽕星でも同様の研究は既になされており、特に⽕星でも偏⻄風が卓越する冬季の北半球⾼緯度で温度の擾乱が激しいことが知られている。しかしながら、これまでの研究は主に観測データの不⾜から、経度を無視して緯度と⾼度にのみ着目した議論がほとんどであり、温度擾乱の東⻄⽅向の構造はまだ詳しくわかっていない。わずかに Banfield et al.

(2004) で温度擾乱の東⻄構造が議論されているが、この議論も地表⾯付近に限った議論であり、温度擾乱の構造を三次元的に捉えるには⾄っていない。また、温度擾乱と背景の温度場、特に平均的な温度の南北勾配の関係は⽕星では議論がなされていない。このような情報の不⾜があるため、温度擾乱の背景に存在する波動がどのような波動であるのかはまだよくわかっていない。

そこで、本研究では⽕星における温度擾乱の緯度、経度、⾼度という三次元での構造を調べることで、温度擾乱の空間分布の特徴をつかみ、そこから背景に存在する波動がどのようなものであるのかを考察していきたい。

解析⽅法
⽕星大気の温度擾乱を求めるため、解析⼿法の最初の⼿順として、⽕星を緯度経度でマス目 (これを bin と呼ぶ) に区切ることにした。

すなわち、⽕星全体を経度 30°毎、緯度 5°毎の bin に分割し、そのbin の中で温度が約 60 ⽇間でどのくらい変動しているかを計算し、温度擾乱の値とした。また、 1 つの bin の中でも低緯度側と⾼緯度側では温度が異なっており、その温度の南北勾配も計算した。この温度擾乱と南北温度勾配を求める作業を⽕星の各場所について⾏い、約60 ⽇ (実際には 60 ⽇より少し短い) 毎の温度擾乱と南北温度勾配のセットとして地図上にプロットした。 1 ⽕星年は 690 ⽇程度なので、 1 ⽕星年につき 12 個のセットとなる。これを 3 ⽕星年分にわたって⾏った。また、 TES チームのリトリーバルでは⾼度 0 - 40km の範囲で 2.5 km 毎に温度の推定値が与えられており、今回の解析ではこの⾼度 0 - 40 km の中の 17 の⾼度毎にデータの解析を⾏った。

解析結果
まず温度擾乱の大まかな特徴ということで、⾼度 20 km での温度擾乱の季節変化を図 1 に⽰す。顕著な特徴としては、北半球の⾼緯度で冬の時期に温度擾乱が大きくなることがわかる。また、温度擾乱は東⻄に⼀様なわけではなく、南北に蛇⾏もするし、また擾乱の強度も経度によって異なることがわかった。北半球冬季⾼緯度で温度擾乱が大きいこと、また擾乱に地域性があることは先⾏研究でもいわれてい図 1 : ⾼度 20 km における温度擾乱の季節変化

たが、地表⾯から遠く離れた⾼⾼度でも擾乱に地域性があることが今 時期には⽕星全体を覆うような大規模なダストストームが起こってい回わかった。

たことがわかっており、そのダストストームのため他の年で共通して次に、この北半球冬季⾼緯度に焦点を絞って議論を進めたいと思⾒られたパターンが MarsYear 25 では⾒られなかったのではないかう。図 2 は 3 ⽕星年にわたる北半球冬季⾼緯度での温度擾乱と南北と考えられる。

で温度擾乱の大きい帯状の領域 (擾乱帯と呼ぼう) が似た蛇⾏パターの冬の時期の北半球⾼緯度における温度擾乱を⾼度 10 km 毎に並べ温度勾配をプロットしたものである。ここから、 MarsYear 24, 26

最後に、温度擾乱の⾼度変化を図 3 に⽰す。これは MarsYear 24ンを⽰すこと、また擾乱の強度が大きい場所も似ていることがわかたものである。ここから、温度擾乱は⾼度 20 km 以上で顕著に大きる。さらに温度擾乱と南北温度勾配が非常によい相関を持っているこ いことがわかる。また、温度擾乱の蛇⾏パターンや擾乱強度の地域性ともわかる。なお、 MarsYear 24, 26 で共通して⾒られた特徴が

MarsYear 25 では⾒られていないが、ちょうど MarsYear 25 の冬のはどの⾼度でもほぼ同じ特徴を持っていることもわかる。

図 2 : 3 ⽕星年間での北半球冬季⾼緯度での温度擾乱と南北温度勾配

図 3 : ⾼度 10 km 毎の温度擾乱

考察

球とは様相が異なっている。

解析結果より、温度擾乱と南北温度勾配が非常によい相関を持まとめっていることがわかった。大気が同じ距離だけ動いても温度勾配が大きい⽅が温度擾乱は大きくなるので、これはある意味自然なことといえる。逆に⾔えば、温度擾乱の東⻄非⼀様性は直接には南北温度勾配の非⼀様性が原因であり、その南北温度勾配の非⼀様性を作る原因こそが、根源的には温度擾乱の非⼀様性を作る原因といえるだろう。また、温度擾乱の強い場所が MarsYear 24,26 で同じであることもわかった。ここから、この温度擾乱は何か緯度経度に固定された波動が関係していることが考えられる。ということはすなわち、緯度経度に固定された波動は南北温度勾配とも関係があると推測される。そこで、図 4 に⽰すように温度擾乱の等⾼線を⽕星の地形データに重ねたものを作成した。これは MarsYear 24, ⾼度 20 km における温度擾乱である。ここか

今回 MGS/TES の観測データからリトリーバルして得られた温度データを用い、⽕星大気の温度擾乱について解析した。北半球⾼緯度で冬季に温度擾乱が大きくなること、地表⾯付近で温度擾乱に東⻄非⼀様性があることは既にわかっていたが、今回、その東⻄非⼀様性が温度擾乱と南北温度勾配とで非常によい相関を持っていることもわかった。温度擾乱や南北温度勾配が大きくなる場所は MarsYear 24, 26 で共通して⽕星の低地であり、ここから強制プラネタリー波が南北温度勾配の東⻄非⼀様性を作り出し、その結果として温度擾乱にも東⻄非⼀様性が⽣じると考えられる。また、温度擾乱は⾼度 40 km まで同じ東⻄非⼀様性を保ったまま大きな振幅になっており、強制プラネタリー波は少なくとも⾼度 40 km まで伝播している可能性が大きいといえる。

らわかるように、温度擾乱の大きな場所は⽕星の低地に位置していることがわかる。同様に、南北温度勾配の大きな場所も低地に位置している。このように緯度経度に固定されて風下側に大きな振幅を持つ波動として⼀番考えやすいのは、強制プラネタリー波である。このため、⽕星の南北温度勾配や温度擾乱での非⼀様性には強制プラネタリー波が大きな役割を果たしていることが⽰唆される。すなわち、強制プラネタリー波が南北温度勾配の東⻄非⼀様性を作り出し、その非⼀様性が温度擾乱の東⻄非⼀様性に現れていると考えられる。また、温度擾乱は⾼度 20 km 以上で大きな振幅を持つことも今回⽰された。強制プラネタリー波の励起源は地表⾯であるので、このことは、強制プラネタリー波が⾼度40 km まで大きく減衰することなく伝播することを⽰している可能性が大きい。これは、対流圏の上に成層圏が居座っている地

図 4 : ⽕星の地形図と温度擾乱