初期火星気候の 3 次元モデリング: Forget et al.(2013) のレヴュー

山下 達也 (北大・理)
2013年4月8日 (月)惑星大気研究会オンラインセミナー

初期火星の温暖気候• 初期火星は液体の水が存在するほど温暖だった– バレーネットワーク(Carr, 1996)– 三角州に類似した堆積地形(Malin and Edgett, 2000, 2003)– 液体の水が存在しないと形成されない鉱物: 粘土鉱物・蛋白石
質シリカ etc (Squyres et al., 2008 など)

http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/redplanet
2/images/sred2_s26.jpg

http://themisdata.asu.edu/#/planetview/inst/themis/V11845005

提唱されている様々な温暖化メカニズム• CO2ガス– Pollack et al.(1987) など• CO2氷雲の散乱温室効果– Forget and Pierrehumbert(1997) など• その他の温室効果ガス– H2O, CH4, NH3, SO2, …

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CO2 ガス・氷雲に着目した初期火星気候研究• 1D放射対流平衡モデルを用いた研究
273K を超えるか CO2氷雲の放射

備考

Pollack et al. (1987)○

×Kasting (1991)

××

CO2凝結を考慮

Forget andPierrehumbert(1997)○○

雲の粒径・光学的厚さ・高度・雲量を仮定

Mischna et al. (2000)○○

雲の粒径・光学的厚さ・高度・雲量を仮定

Colaprete and Toon
(2003)

×○

詳細な雲微物理を考慮Forget et al.(2013)の問題意識• 散乱温室効果はCO2氷雲の分布に強く依存• 雲の分布を調べるには大気の運動を考慮することが不可欠– 従来の研究では1D放射対流平衡モデルを適用• 大気の運動を考慮したとき, 初期火星において温暖な気候は実現されるのか?
• CO2ガス・氷雲の放射を考慮したGCM を用いて気候を推定

モデル(LMD GCM)の概要• 力学コア– プリミティブ方程式• 放射過程– CO2ガス・ CO2氷雲・ダストの可視・赤外領域の散乱・吸収• CO2 氷雲物理過程– 飽和調節・重力落下(Stokes則)を考慮• ダスト分布: Forget et al.(1999), 後述• 大気乱流過程– Mellor and Yamada(1982) level 2.5 モデル• 地表面温度– 放射熱フラックス, 顕熱フラックス, 土壌の熱拡散を考慮

標準実験の計算設定
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平均地表気圧: 2.0 bar
熱慣性: 250 J s-1/2 m-2 K-1
地表面アルベド: 0.22
凝結核数密度([CCN]): 1.0e5 /kg
臨界飽和比: 1.0
離心率: 0.0
自転軸傾斜角: 25度
ダスト混合比: 0.0
太陽光度: 現在の 75%
積分時間: 10 火星年
時間ステップ: 凝結・落下は92.5 sec, それ以外は1850 sec
計算領域: 全球, 鉛直約 45 km
解像度: 水平 32x24 or 64x48, 鉛直 15 層

着目するパラメータ
パラメータ

範囲

参考文献

平均地表気圧

0.1 – 7 bar

Phillips et al.(2001) など

熱慣性

250, 1000

地表面アルベド

0.22, 0.4

凝結核数密度

1.0e2 – 1.0e8 /kg

Hudson and Yum(2002) など

臨界飽和比

1.0, 1.35

Glandorf et al.(2002)

自転軸傾斜角

10 – 60 度

Laskar et al.(2004)

離心率0.0 – 0.1

Laskar et al.(2004)

ダスト光学的厚さ

0.0 – 10.0

ダスト層の厚さ
zmax

30, 100 km

標準実験

年平均地表面温度• 年平均地表面温度は273Kを超えない• 地表面温度の最大値は高緯度で273Kを超える
年平均日平均の最大値
273K超最大値

平均温度・東西風• 温度の南北勾配は小さい• 高度0-15km にハドレー循環
北半球の夏(Ls=90-120)

平均温度

平均
東西風

北半球の冬(Ls=270-300)

雲分布• 雲はあらゆる緯度・経度に存在• 雲量は約50%• 解像度を2倍にしても地表温度はほとんど変わらず

雲の可視領域の光学的厚さ

雲分布• 雲はあらゆる緯度・季節に存在• 雲粒はほど良いサイズ(~10ミクロン)だが, 雲の光学的厚さが小さく(~4), 温室効果は思ったほど大きくない– 雲粒半径~10ミクロン, 光学的厚さ~10 が最適(Mischna et al., 2000)

雲密度(年平均・経度平均)

雲粒半径(年平均・経度平均)

パラメータ実験

平均地表気圧に対する依存性• 地表面温度は 2 bar のときに最大• いずれの地表圧力でも273Kを超えることはない• 3 bar 以上の場合, 放射平衡が成立せず(大気崩壊)

平均地表気圧に対する依存性• 0.3 bar 以下の場
合, CO2 氷の永久氷冠形成

平均地表気圧に対する依存性• 4 bar以上の場
合, 極域以外でも永久氷冠形成

平均地表気圧に対する依存性• 地表圧力の増加とともに雲の光学的厚さは増加, 雲底高度は低下– 光学的に厚い低層雲
は寒冷化をもたらす(Mischna et al., 2000)
気圧(bar)

光学的厚さ 雲底高度(km)0.50.71411.81124.583954160

雲の光学的厚さ(年平均)凝結核数密度・臨界飽和比に対する依存性• 凝結核が多過ぎると雲の光学的厚さが大きくなり過ぎ,寒冷化• 臨界飽和比が1.35の場合, 地表面温度は数K低下

Log
光学的厚さ
[CNN]
54.56167678156

自転軸傾斜角に対する依存性• 35度以上の場合, 0.3bar以下でも永久極冠は生じない• 自転軸傾斜角が大きくなると, 年平均地表温度は若干低下, 日平均最大地表温度は上昇– 年平均値が小さくなるのは季節性極冠が拡大する為

日平均大気崩壊

大気崩壊
年平均

離心率に対する依存性• 離心率0.1, 自転軸傾斜角41.8度(Laskar et al., 2004)の場合について実験• 0.5barの場合, 日平均温度の最大値は北緯70度以北で273K超– 離心率が大きいと近日点付近の太陽入射が増加
273K超0.5bar
日平均温度の最大値2bar
日平均温度の最大値

ダスト混合比に対する依存性• 定常的な分布を与える(Forget et al.,1999)– ダスト層の厚さ(zmax), 光学的厚さをパラメータとする– zmax=030,100km, 光学的厚さを0-10とする
𝑞/𝑞𝑞 = exp{0.007[1 − (𝑝𝑝/𝑝)70𝑘𝑘/𝑧𝑧𝑧𝑧 ]}p/p0zmax=70km
zmax=30km

q/q0

ダスト混合比に対する依存性• ダストの光学的厚さが5の場合に地表面温度は最大– ダストの光学的厚さ~1の高度が上昇, 外向き赤外放射が減少• ダスト層の厚さが30kmの場合の方が地表面温度が高い– 上空の温度が上昇し過ぎると, 雲の光学的厚さが減少
年平均温度(2bar)
年平均温度(2bar)

5結論・議論計算結果のまとめ• どの実験においても, 地表面温度が定常的に273Kを超えることはない– 自転軸傾斜角が40度以上の場合, 夏季の日平均地表面温度が273Kを超える場所は存在– 局所的・一時的にH2Oが存在していた可能性• 大気崩壊により地表気圧は3 bar 以下に維持される可能性• 散乱温室効果の寄与はそれなりに大きいが, 273Kを上回るにはその他の寄与との合わせ技が必要

議論：CO2以外の温室効果• H2O– 実現される温度が低く, H2Oの量が少ない為, 温室効果は数K程度(Wordsworth et al., 2012)• NH3– 光学的に不安定(Kuhn and Atreya, 1979)• CH4– 光学的に不安定• SO2– 火山活動により供給されるが, 定常的に存在出来ない• CO2, H2O 以外の温室効果は無視できないものの, 定常的な寄与は期待できなさそう

議論: 初期太陽は暗くなかった?
• 初期太陽が現在より数%重かったとすれば, 現在と同じ程度の明るさになる– 若くて重い恒星において, 元素組成の観測値と標準モデルの間にずれ(Guzik and Mussack 2010, Turck-Chieze et al. 2011)– 若い恒星の質量損失を測ってみると思ったほど大きくない(Wood et al. 2005, Minton and Malhotra, 2007)• 現時点では結論は出ていない

Appendix

地表面の熱慣性・アルベドに対する依存性• 地表面が氷に覆われた場合を想定• 地表面温度は10K程度低下