GFDセミナー 2024-03-16「あかつき」による金星大気の力学の研究
堀之内武（北大地球環境）目次• 主に：スーパーローテーションの維持機構に関する研究• ちょっとだけ：スーパーローテーションと惑星規模波動の長期変動に関する研究(new)あかつき• 日本の金星探査機• 2015年12月7日軌道投入成功・観測開始• 金星の「気象衛星」• 5つのカメラを搭載。紫外～赤外線で大気・雲・地面を観測。

• これまでに２つのカメラ（1µmカメラと2µmカメラ）が観測を休止。他のカメラの状態は良好。
• 他に電波掩蔽観測も（密度／温度プロファイル）。
• 機器にも北大の貢献大(UVI, LACなど)• 金星大気が観測できる周回衛星としては，Pioneer Venus Orbiter (PVO) (1978-1992)，
Venus Express (VEx) (2006-2014)に続く三機目

from http://akatsuki.isas.jaxa.jp/gallery/spacecraft/Venus clouds &observational
wavelengths

LIR
Thermal IR

UVI, IR1, IR2

IR1, IR2• Reflectedsunlight,
thermal IR 
cloud top
• IR “window”
wavelengths
 silhouetteof clouds,
surface

Added to a figure
from Taylor (1998)

金星大気の超回転（スーパーローテーション）
以後SRとも表記• 固体惑星の数10倍の角速度に達する

70 km
50 km

120 m/s

高度80 m/s

高度

0 km

70 km

30

緯度

70

50 km

100 m/s

直接探査(プローブ)により測定された風速の鉛直分布(惑星気象学,松田,2000,Schubert,1983)

Walterscheid et al (1985)
PVOの伝播掩蔽より求めた旋衡風

あかつきの科学目標（2001年の探査計画書1,2章より）
1. スーパーローテーションのメカニズムの解明
2. 子午面循環の構造の解明
3. メソスケール現象のサーベイ観測
4. 雲生成と雷放電のメカニズムの解明
5. 地表面放射率測定と活火山探索
6. 大気散逸メカニズムの解明と流出量の定量的観測スーパーローテーションの解明って...
• 観測で見える領域、できることは限られる。不安しか... (^_^;)• が、ともかく取り組むとしたらということで、角運動量バランス等の観点から雲追跡による風速導出に求められる精度をあらためて（えいやっと）考えた。
• 2015-04-25（あかつき到着8カ月前）の検討会での私の資料より：• このときまでにベースとなるIkegawa & Horinouchi (2016) Icarus の手法開発はしていたが、まだ性能が足りない気がしていた。
• 村上真也さんが、既存手法（by神山さん小郷原さん）とIH16の差分を実装• 堀之内はさらなる手法開発（後にHorinouchi+ 2017, Meas.Sci.Tech.として出版）Example 2015-12-07 365nm(deviation from a solid-body rotation: 90 m/s at EQ)Example 2016-05-06 365nm(deviation from a solid-body rotation: 90 m/s at EQ)

スーパーローテーションの維持メカニズムに関する研究 Horinouchi+(2020) Science (本文＋オンライン付録)

超回転を理解するとは？

• 生成問題• 例えば「超回転がない(惑星に対し静止した)状態からどうできるか」。但し，そのような状態がそもそもあったのか不明。仮想的な問題ともいえる。

• 維持問題• A: 上空に非常に強い超回転率を含む風速構造がどのように成り立つか。（本研究）• （子午面循環存在下で）一様でない角運動量分布は如何に保てるか。大気内部の問題。時間スケール短• B: それが長期的に保てるか。
• 大気と固体惑星の角運動量バランスの問題：地表面が重要。時間スケール長。

• 参考：放射緩和時定数のオーダー。雲層上部は10日，地表付近は万日変形オイラー平均(TEM)方程式
𝜕𝜕𝜕𝜕= −𝒗𝒗𝑟𝑟 � 𝛁𝛁𝑀𝑀 + 𝜌𝜌0−𝟏𝟏 𝛁𝛁 � 𝑭𝑭,
𝜕𝜕𝜕𝜕(1)

ここで• 𝑀𝑀 ≡ 𝑎𝑎𝑢𝑢� cos 𝜑𝜑 + 𝑎𝑎2 Ω cos2 𝜑𝜑: 質量あたりの東西（帯状）平均AM（角運動量）• 𝒗𝒗𝑟𝑟 ≡ 0, 𝑣𝑣 𝑟𝑟 , 𝑤𝑤 𝑟𝑟 : 「残差循環」速度：「渦成分」（帯状平均からのずれ＝波や乱流を含む）によるStokesドリフトの効果に対応する項を含む子午面循環速度
� + 𝜌𝜌0 𝑣𝑣 ′ 𝜃𝜃 ′ 𝜃𝜃𝑧𝑧̅ −1 𝑦𝑦• 𝑣𝑣 𝑟𝑟 ≡ 𝑣𝑣̅ − 𝜌𝜌0−1 𝜌𝜌0 𝑣𝑣 ′ 𝜃𝜃 ′ 𝜃𝜃𝑧𝑧̅ −1 𝑧𝑧 , 𝑤𝑤 𝑟𝑟 = 𝑤𝑤

• 𝑭𝑭 ≡ 0, 𝐹𝐹𝑦𝑦 , 𝐹𝐹𝑧𝑧 : Eliassen-Palm (EP) flux：「渦成分」によるAM輸送.
• 𝐹𝐹𝑦𝑦 ≡ 𝜌𝜌0 𝑎𝑎 −𝑢𝑢′ 𝑣𝑣𝑣 +𝜕𝜕 𝑢𝑢 −1 ′𝑆𝑆 𝑣𝑣 𝑇𝑇𝑇𝜕𝜕𝜕𝜕cos 𝜑𝜑, 𝐹𝐹𝑧𝑧 ≡ 𝜌𝜌0 𝑎𝑎 −𝑢𝑢′ 𝑤𝑤𝑤 + ζ𝑎𝑎 𝑆𝑆 −1 𝑣𝑣 ′ 𝑇𝑇𝑇 cos 𝜑𝜑• 𝑆𝑆: 温度勾配＋断熱減率で表した安定度. ζ𝑎𝑎 : 絶対渦度

𝜕𝜕𝜕𝜕
Maintenance problem (where 𝜕𝜕𝜕𝜕 ~ 0)
−𝒗𝒗𝑟𝑟 � 𝛁𝛁𝑀𝑀 + 𝜌𝜌0−𝟏𝟏 𝛁𝛁 � 𝑭𝑭 ~ 0(2)• Since −𝒗𝒗𝑟𝑟 � 𝛁𝛁𝑀𝑀 is always down-gradient and works to homogenize 𝑀𝑀,
the question is how and by what 𝛁𝛁 � 𝑭𝑭 is provided to maintain theinhomogeneity of 𝑀𝑀; a particularly important question is how and by
what 𝑀𝑀’s peak (at ~the cloud top at low lat) is revived.
Dotted contours:approximate
distribution of 𝑀𝑀(schematic)

Solid contours: suggested
stream function of 𝒗𝒗𝑟𝑟
calculated using shortwave heating in VIRA
(based on entry probe obs.
--- Caveat: the obs. is verylimited)

ほぼFig. 1 of H20

Color-shading: advective zonal acceleration − 𝑎𝑎 cos 𝜑𝜑 −1 𝒗𝒗𝑟𝑟 � 𝛁𝛁𝑀𝑀(in m/s/day), which needs to be compensated by div.F

風速成分3分割• 𝑢𝑢 = 𝑢𝑢0 + 𝑢𝑢𝑡𝑡 + 𝑢𝑢∗• 𝑢𝑢� ≡ 𝑢𝑢0 + 𝑢𝑢𝑡𝑡 ： 地方時を固定した時間（移動）平均• うち帯状平均が𝑢𝑢0 ，それからのずれ（潮汐成分）が 𝑢𝑢𝑡𝑡
• 真の 𝑢𝑢0 は不明：範囲で押さえる。

• 𝑢𝑢∗ = 𝑢𝑢 − 𝑢𝑢� は潮汐以外の擾乱（波や乱流）＋誤差• 𝑣𝑣 も同様。ただし以下の見積もりでは𝑣𝑣0 = 0として支障なし（確認済み）。

熱潮汐波• 太陽日は117日太陽直下点の移動はゆっくり• 超回転があるので，背景風に対する位相速度は遅くない（一周4日程度）：地球大気の熱潮汐波（一周1日）とさほど変わらない。

Fig. S11 of H20 （あかつきの熱赤外カメラLIRによる雲頂付近の潮汐の温度場）

Horizontal AM transport (by Fy) &acceleration• 𝐹𝐹𝑦𝑦 ≡ 𝜌𝜌0 𝑎𝑎

𝜕𝜕 𝑢𝑢 −1 ′′−𝑢𝑢 𝑣𝑣𝑣 +𝑆𝑆 𝑣𝑣 𝑇𝑇𝑇𝜕𝜕𝜕𝜕cos 𝜑𝜑• The first term is likely dominant at low latitude (from orderestimation etc).

Horizontal AM transport (A,B) and its convergence (C;acceleration at low lat) estimated from UVI images(dayside, near cloud-top). Red: 283 nm; Blue: 365 nm
by thermal tideby other motions(waves & turbulence,resolution ~ 1000 km)

by thermal tide:
accelerating SR

Shading:
intersubperiod
standard
deviation
Effect of theerror
covariancehas been
subtracted

Fig. 2（前半） of H20
Caution: observations areavailable only on dayside

Caution: results arelimited to low lat

by ~5-dayRossby waves
by other motions(waves & turbulence):
decelerating SR

誤差の大きさの見積もり（実線。黒: 365nm,赤: 283 nm）

Fig. S4 of H20

誤差相関（𝜀𝜀𝑢𝑢 ’𝜀𝜀𝑣𝑣 ’）dailymean 適用前
Fig. S5 of H20

Fig. 3 of H20
Example and spectra of wind disturbances (365-nm). (A) daily-mean transient winds (𝑢𝑢# , 𝑣𝑣 # ) andabsolute vorticity (color shading) over Jan 7–10, 2017, overlaid by shifting 90° per day. (B) power spectra of𝑢𝑢# obtained from the second to the fourth subperiods; corresponding ground-based period (days) and zonal
propagation speed at the equator when the disturbance moves westward and zonal wavenumber is 1 areshown on the abscissa. (C) as in (B) but for co -spectra between 𝑢𝑢# and 𝑣𝑣 # .

Vertical AM transport (by Fz) & acceleration• 𝐹𝐹𝑧𝑧 ≡ 𝜌𝜌0 𝑎𝑎 −𝑢𝑢′ 𝑤𝑤′ + ζ𝑎𝑎 𝑆𝑆 −1 𝑣𝑣 ′ 𝑇𝑇𝑇 cos 𝜑𝜑• Gravity waves (incl. Kelvin waves): the u’w’ term is dominant;Rossby waves: the v’T’ term is dominant• The u’w’ term: cannot be directly measured (because w isunavailable).

• By tidal gravity-wave modes (at low lat): estimated from thetheoretical vertical wavelengths (confirmed by Kouyama et al. withLIR for wavnumber=2). (but acceleration is unavailable anyway, so
only a simple order estimation was made.)• By other motions: not available• The v’T’ term: can be estimated by using LIR T (caveat: LIR’smean sensing altitude is lower than UVI when nadir  limit
data at high emission angle).
• By tidal Rossby-wave modes: next page
• Its vertical convergence is not available• By other motions: estimation unsuccessful (results among the subperiods were inconsistent)

S=1 Tidal heat flux (from UVI 365-nm U & LIR T at emission angle 50°-80°) (right)& the v’T’ term in the vertical component of the EP flux (left)

Fig. 2（後半） of H20

Fig. 3. Meridional heat flux associated with thermal tide at the cloud top and vertical AM
flux. (A) Mean tidal heat flux by the diurnal tide obtained by averaging 𝑣𝑣𝑡𝑡 𝑇𝑇𝑡𝑡 1 estimated for thefive subperiods (thick solid curve). Shading shows ± the inter-subperiod standard deviation. Thinsolid curve: 𝑣𝑣𝑡𝑡 𝑇𝑇𝑡𝑡 1 obtained from 𝑢𝑢𝑡𝑡 and 𝑇𝑇𝑡𝑡 derived by averaging over the entire three years. (B)As in (A) but for 𝑓𝑓𝑧𝑧𝑧𝑧𝑧 ≡ ζ𝑎𝑎 𝑆𝑆 −1 𝑣𝑣𝑡𝑡 𝑇𝑇𝑡𝑡 1 cosφ (using ζ𝑎𝑎 in Fig. S1B and S=

Summary of suggested acceleration due tothe vertical AM transport (order estimationonly)• Thermal tides• Wavenumber-2 gravity-wave mode: accelerates SR on O(1) m/s/day
or smaller (comparable to tidal horizontal acceleration)• Extratropical wavenumber-1 Rossby-wave mode: weak
• Low-latitude wavenumber-1 gravity-wave mode: weak

• Other disturbances: no indication from Akatsuki

AM balance suggested from observation by Akatsuki

Fig. 4A ofH20
Schematic illustration of suggested AM balance in the cloud layer of Venus. A: those quantified ororder-estimated in this study; Wavy arrows indicate eddy transports of SR’s negative AM; items with “tr”
represent transports quantified (black, blue) or order-estimated (gray) in this studyMid-latitude / deep in the clouds(not yet observationally quantified)• AM redistribution by hydrodynamic instability
is expected• Baroclinic-barotropic instability• Inertial instability• Kelvin-Rossby formation

AM balance suggested from observation plus speculation

Fig. 4B ofH20
Schematic illustration of suggested AM balance in the cloud layer of Venus. B: A plus speculation.
Wavy arrows indicate eddy transports of SR’s negative AM; items with “tr” represent transports quantified(black, blue) or order-estimated (gray) in this study, and those with “tr?” (in B) represent suggested ones.

プレスリリース用模式図

まとめ• 「あかつき」のデータを使って金星大気の超回転の維持機構を研究。

• 赤道域雲頂付近の角運動量(AM)極大値がいかに再生されるかに焦点。
• 熱潮汐波：水平及び鉛直にAMを輸送し，再生に貢献（加速センス）• それ以外の波＋大規模水平乱流：その逆（減速センス）• 中低緯度（示唆のみ）：不安定擾乱による角運動量輸送で子午面循
環をショートカット（AM分布形成に貢献）• 全般シナリオ：「潮汐波が重要な役割を果たすnonclassicalなGierasch機構」という言い方ができる• その他の話題：子午面循環の確認（再考），大規模乱流存在の示唆，Rossby波等の役割など。

最近の研究：SRと惑星規模波動の長期変動
Horinouchi+ (2024) JGR-Planets in press

長期平均 平均的SR風 ＆ 潮汐の構造
経度140度分

波数１的→波数２的→南半球のほうが速い。
真の非対称か計測高度の違いかは不明。

365 nm風(283nmは略)東西風（の長期平均からずれ）の推移• 複雑な変動：単純な周期性はない。両波長の結果は同期。赤道域以外でも。

雲頂付近のSRの長期変動 Venus Express + Akatsuki

~全期間の東西風のパワースペクトル (DFT, Lomb&Scargle)• U: redノイズ的内部変動？

点線は主観的 red(Brownian) noisefit
高振動数ではsmoothingあり1000日

100日• V: Uよりホワイト(DFTではデータギャップによりホワイト度減)

高振動数のDFTとLSはデータギャッ
プで乖離惑星規模波動等のスペクトル（90日毎のスペクトルの平均, 365nm）• ~5日波（伝統的にRossby波と解釈されてきた），~4日波（同赤道Kelvin波と），弱いが10~15日周期にもシグナル

赤線は平均風より

東西風スペクトル(from 90日)の推移• ~5日波の周期はほぼ一定，~4日波の周期はSRの回転周期（赤線）をフォ
ロー：主に存在する高度の違いを示唆。

まとめと議論• 雲頂付近の平均東西風(SRの風)は複雑に変動• 南北非対称性（風速の非対称か計測高度の非対称かは不明）• 時間変化はred (Brownian)ノイズ的：内部変動の存在を示唆• 過去の研究は単一周期での変動の有無を議論：周期的外力想定？
実際はそうはなってない• 惑星規模波動• ~4日波の振動数はSRの変動をフォロー：主に雲頂付近に存在？
• ~5日波の振動数はほぼ一定：より深くから存在• 励起源候補（AFES結果等を参考に）： 4日波は主に水平のRossbyKelvin結合（ただし結果に一部矛盾もある），5日波は主に鉛直のそれ