金星の煙霧粒子のリモートセンシング／佐藤靖彦, 川端潔25
ことにより, 有効半径 eff (粒子の幾何学的断面積を加重にした平均半径)が1.05μm, 粒径の有効分散値
金星の大気全般については他の著者の記述に譲るこeff が0.07であることを見出した. また複素屈折率のとにして, 本稿では金星雲中のエアロゾル粒子のリモー

うちその虚数部 i はほぼ0に近く, 実数部 r は1.45前トセンシングに関する結果について述べる後であることが示され, (H2 O の水滴の屈折率は1.33(Knollenberg et al. [9]参照).ということから)地球における水滴の雲と異なること

まず, 過去の主要な研究を概観してみよう.

はその結果から明白であった. 彼らはさらにこの屈折

1761年にロシアの天文学者 Lomonosov は, 金星が地率の波長変化を調べた結果(λ=0.365μm で1.45, λ=球と太陽の間を通過する際には明るい三日月形を呈す

0.55μm で1.445, λ=0.935μm で1.43), 雲粒子が重るが, その明るい部分が陰になった部分にまで回り込

量比75％以上の濃硫酸でできており, ミー散乱の特性んで見えることを発見した(Hartman[7]). これは金星を備えた球体粒子であることを明らかにした. 球体粒の高層大気やその中の浮遊粒子が太陽光を散乱するた子であるということは, 雲粒子が氷の結晶ではなく液めであり, 金星にかなり厚い大気が存在することを示滴であることを示している. さらに, 観測される雲のす直接的な証拠といえる. 金星を常時覆っている雲の上面(すなわち光学的深さが1になる面)がほぼ 50hPa構成物質に関しては, 実に様々な候補が考えられた.に位置していることも明らかにされた.

H2Oの水滴, H2O の水晶, ドライアイス, C3O２, FeCl2,

濃硫酸雲仮説は金星のスペクトルに見られる

H2O・NaCl, ホルムアルデヒド(CH2O), 塩酸(HCl・n3-4μm と8-13μm の強い吸収帯の存在を合理的に説H2O) , 硫酸(H2SO4) などである. H2O の水滴説はフ明してくれる. 雲頂付近が比較的乾燥状態にあることランスの天文学者 Lyot [16]が位相角を広範囲にカバー

は地上の分光観測から知られていたが, これも濃硫酸した(2°〜175°)偏光観測を行い, 実験室での実験結の吸湿性を考えれば肯ける. 残る問題は, Hansen and果と比較して, 金星の雲の粒子が半径1.2μm の水滴

Hovenier [5]が見出した雲頂での気圧がほぼ50hPa でに類似していることを見出した. 硫酸説は Sill [21]あり, その高度での温度が235K 程度であることであ[22], Young [25], Young and Young [26]等によっる . す な わ ち , 濃 度 70-85% の 硫 酸 の 凝 固 点 は 230-て提唱された. 金星の雲が硫酸でできていることを示250Kであることから, 雲の粒子は氷の固体となってした論文としては Hansen and Hovenier [5]が有名でいるはずにもかかわらず, 液滴粒子の特徴を示していある. Hansen and Hovenier [5]は, 1960年代以前のる点である. このジレンマは通常, 濃硫酸の示す過冷地上観測から得られた金星の全面積算偏光度の位相曲却現象で説明される. このために, そのような低温で線(位相角依存性)を, 雲粒子と CO２ が一様に混合しあっても十分液体で存在できると考えられている. 雲た単層雲による多重散乱モデルの計算結果と比較するの粒子が固体であるとするならば, 赤外領域の吸収ス    

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ペクトルは, 観測されている位置よりもかなり長波長される雲の主構成粒子の正体を明らかにしたが, 同時側にずれてしまうと予測されるが, そのようになってにそれだけでは説明しきれない観測事実も他の研究者いないことも液体であることの傍証である.

によって指摘された. 例えば, Martonchick and Beer

このようにして, 濃硫酸雲は金星の雲の正体として[17]は1970-1974年に観測をした赤外輝度(λ=3.4μm)

最も有望視されるようになった. 硫酸粒子の生成過程の位相曲線から, 通常見える中層雲の上に半径0.2μmに関してはいまだに様々な説があるが, いずれにしての粒子からなる光学的厚さ0.2程度の層が必要であるも SO2 から SO3 が形成され, これに H2 O が加わってと主張した. Kawabata and Hansen [10]は, 偏光度のH2SO4になると考えられている. しかし, 濃硫酸は紫位相曲線から局所分布の様子を理論モデルと比較し,外線領域では何ら吸収をしない. したがって紫外線波

雲の上端から深さと共に混濁度(turbidity)が増加する長で金星の雲の表面に見られる模様や短波長での金星可能性を指摘した. Devaux et al. [2]は, マリナー10の低い反射率を説明できない. しかしこの問題は濃硫号が近接飛行時に得たテレビ画像から抽出した3波長酸雲の表面付近に別の種類の紫外線吸収源が存在してでの輝度分布の内, 赤道及び中央子午線に沿ったデーいると考えれば回避できる. 事実, SO2や S などが有タをモデル解析し, Hansen and Hovenier [5]の雲粒力な紫外線吸収源の候補として挙げられている. 不適子では観測と合わないと主張した. 彼らも主雲層の上当な波長で光を吸収するよりもかえって吸収しないほに別のタイプの粒子からなる層が必要なことを示唆しうが都合がよいのである. なお, 大気内での硫黄のサたが, 粒子の光学的特性に関しては何の提案もしなかっイクル過程についての詳細は, von Zahn et al. [24]た. Santer and Herman [19]は, 1975-1977年に観測や Esposito et al. [4]に示されている.

をした金星の局所偏光度の地上観測結果に基づいて,濃硫酸の雲は一見不気味に感じられるが, 地球にも主雲層の上に半径0.2μm の粒子からなる薄い層(光学存 在 し て い る . 1950 年 代 の 終 わ り に ユ ン ゲ (C. E.

的厚さが0.02〜0.05)がかなり永続的に存在している可Junge) とその共同研究者達は, 気球に観測装置を載能性を指摘した. 一方, Krasnopol'sky [14]は, ヴェせて地上20km の成層圏高度を飛ばせた際に, 全世界

ネラ9,10号の観測したスペクトルの解析から, 高高度的な規模のエアロゾル層を発見した. これが後にユンにおけるサブミクロン粒子の存在を見出した. また,ゲ層と呼ばれるようになったものである. この層の構

Nagata et al. [18]は地上からの赤外偏光観測データ成粒子の成分はよく分かっていないものの, 当初からに基づき微量のサブミクロン粒子の存在を指摘した.

硫黄は検出されていた. アグング山の爆発後には液滴

Hansen and Hovenier [5]の解析があまりに明快であっ粒子が多くなり, 正体は硫酸であることが明らかになったために, その指摘がさほど注目を浴びなかったことた. 粒径は0.1〜0.35μm 辺りに集中しているが, そは否めない. しかし, 1978年12月に相次いで到達したの存在する高度の気圧も偶然か〜50hPa で金星の雲とパ イ オ ニ ア 金 星 探 査 機 の 観 測 (Knollenberg and

地球のユンゲ層の間には高い類似性が見られる.

Hunten [8]; Travis et al. [23]; Esposito et al. [3])で,なお, Hansen and Hovenier [5]が提唱した有効半Hansen-Hovenier 粒子(モード2粒子)やサイズがさらに径1.05μm の雲粒子の存在は, パイオニア金星2号に大きいと推定される正体不明のモード3粒子に加えて搭載された大気突入機の直接測定でモード2粒子としモード1粒子と呼ばれるサブミクロン粒子が大量に存て確認された. 単純なモデルを用いて本質的な結果を在することが発見されたことを考慮すると, 当時の指導くことに成功したという意味で, 理論解析の手本と摘はかなりの妥当性を持っていたと考えざるを得ない.

いうべき事例である.

Kawabata et al. [11]はパイオニア金星探査機の OCPP

Hansen and Hovenier [5]の研究結果は金星で観測データより極地帯煙霧粒子の光学的特徴を決定した.

金星の煙霧粒子のリモートセンシング／佐藤靖彦, 川端

潔

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さて, 最近の煙霧粒子の研究ではその時間変化を見散乱計算を進めるとしても, 原理的には6個の未知パることも一つの流れになっている. 主雲層より上層にラメータが入ってくる(CO２の一次散乱アルベドω0,R,存在するとされている煙霧粒子層の空間的時間的変化

消散寄与度 R , 煙霧粒子の一次散乱アルベドω0,h , 消についての論文が Braak et al. [1]によって提出され散寄与度 h , 雲粒子の一次散乱アルベドω0,C , 消散寄

たが, この論文ではパイオニア金星探査機が探査を行っ与度 C ). 消散寄与度は, 以下の (1a) 式及び (１b)た1978年から1992年までの14年にわたるデータを解析式で得られる. 光多重散乱計算を行う層に複数の粒子している. それによると煙霧粒子の存在している高度が存在していて, 特定の粒子の消散寄与度 i を求めが年々低くなっていっている様子が示されている.

る場合は, その粒子の散乱断面積σiと粒子の個数密度

煙霧粒子の発生と消滅に関しては未だ多くの謎が残さ

i の積を各粒子の散乱断面積と個数密度の積の和で割っれているので, その種の研究に注目していく必要があたものになっている. 散乱断面積は波長により異なるると思われる.

値をとるので波長により消散寄与度も変化する.





(1a)

  (1b)

金星の煙霧粒子はいつ頃から存在しているのか, 明

解析作業を簡単化するために, ここでは三種類の粒子らかでなかったため, 1974年に金星を探査したマリナーの一次散乱アルベドの値が全て等しいと仮定した

10号の0.360μm および0.585μm の観測データを使い,(ω0,R＝ω0,h＝ω0,C).

少なくとも1974年当時煙霧粒子が存在していたかどう

さらに, このうち消散寄与度に関しては上の式の条件かを調べた.

を満たす必要があり, 波長0.585μm で得たデータで最初に, 研究手法について述べる. 本研究ではまずは, レーリー散乱の影響は無視しえるものとする(
R=

光多重散乱計算プログラムにより, 金星面の各点にお0). すると, 未知数は h または C および気体分子をける輝度を求める. モデルとしては Devaux et al. [2]含む各粒子の一次散乱アルベドの2個になる. これらのモデルに煙霧粒子を加えたものを用いた. 観測デーの値を決定するために最適化法を用いる.

タとしては Devaux et al. [2]中のマリナー10号の赤道に沿った領域の放射輝度分布データを用いた. 粒子
は, 雲粒子として Hansen and Hovenier [5]の雲粒子,煙霧粒子として Kawabata et al. [11]が見い出した半径0.237μm の粒子を用いた.
我々は, Devaux et al. [2]の単層雲モデルに煙霧粒子を加えた一様大気モデル (図１参照) で計算を行った. このような単純なモデルで計算を行うのは, その主目的が煙霧粒子の高度分布に関する知識を得るためよりもむしろ煙霧粒子の存在の有無の探査にあるからである.
大気の光学的厚さτを Devaux et al. [2]にしたがって133.5にとり, 底面の反射率 ground を0ととって多重



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その結果, 0.585μm では雲粒子・煙霧粒子の放射伝達に対する散乱寄与度の比が雲粒子：煙霧粒子=0.55:0.45という結果になった(ωo = 0.9986). 波長を変えて同一条件下で計算をする場合は, 粒子の個数密度は波長が変化しても変わらないものの, 粒子の散乱断面積が変化するので, その散乱寄与度を計算する必要がある.

0.585μm 0.360μm
雲粒子の散乱寄与度 C0.550.43846

煙霧粒子の散乱寄与度 h0.450.56154

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表１の条件を満たすように0.360μm でも計算する.
図３の(a)と(b)の曲線が惑星面の中央部近辺で観測された輝度分布に比較的よく合致している. しかし,

金星の煙霧粒子のリモートセンシング／佐藤靖彦, 川端潔

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単一雲層モデルで赤道帯全般の輝度分布を説明できなとなる. Kawabata et al. [11]は, 波長0.55μm でパイいことは明らかである. 最も安易な解決策は, 場所にオニア金星１号の OCPP(Orbiter Cloud Photopolarimeter)

よって異なる一次散乱アルベド値を持つ雲層をつなぎが得た赤道帯偏光度分布を 0.14の厚い煙霧粒子-雲h合わせることであろう.

粒子一様混合層の上に光学的厚さτ=0.048の煙霧層を以上では CO２ 分子によるレーリー散乱の効果を無視載せたモデルで説明できることを示した. このモデルしていたが, 散乱断面積が波長の４乗に逆比例して変は近似的に化することを想起すれば, 0.360μm の場合, この取り扱いは必ずしも妥当とはいえない. 以下ではレーリー
  (5)

散乱が反射光強度を強める効果を持っていることを考慮して, 上記の図３中の４つのモデルの内, (a)のモを持った半無限の深さの煙霧粒子-雲粒子一様混合層デルを採用し, 消散寄与度でパラメータ を用いてモデルに等しい. これらの結果から, 1974年初頭のマ次の形で変化させることにした.

リナー10号金星接近時には1978年暮れのパイオニア金星探査機金星到達時と比較して, 煙霧粒子が約2.5倍 (2) 

この の値を0.05から0.2まで0.025刻みで変化させて輝度分布を計算し, その結果を図４に示した.

多く存在したという結論に導かれる.
さて, λ=0.360μm において, 大気上端から光学的深さ１までの間にある気体分子のτR は約0.075である.
これを Hansen and Travis [6]の圧力公式に適用するとこれらの結果から, =0.075±0.022を採用すると,この波長では h=0.52236,

c=0.40787,

となる.

  [hPa](6)以上の解析結果から, 1974年2月のマリナー10号近となる. 他方, Kawabata et al. [11]によれば, パイ接飛行時に, 金星の赤道地帯には既にかなりの量の煙オニア金星探査機到達時には P〜28[hPa]であった.

霧粒子が存在していた可能性を示すことができた. 煙言い換えれば, 1978年12月13日と比較して, 1974年2霧粒子の個数密度 hと雲粒子の個数密度 c の比は月5日の雲頂高度(光学的深さが１になる高さ)は4.4km 程度低かったことになる.

    






(3)



σc：雲粒子の散乱断面積 σh：煙霧粒子の散乱断面積
以上より, マリナー10号による探査時には既に多量のであったことが分かる. 煙霧粒子も雲粒子も濃硫酸粒

煙霧粒子が存在していることが分かった. 実際, マリ子であるとすると, 雲層中の両者の質量 h と c のナー10号による探査時には, その４年後になされたパ比はイオニア金星探査機の探査時に対し2.5倍もの煙霧粒  子が存在していたことが明らかとなった. 今現在も煙 
c：雲粒子の有効半径  
(4)
 霧粒子が存在していることから, 金星大気の煙霧粒子はかなり恒常的な存在であり, エアロゾルの消長過程

h：煙霧粒子の有効半径がかなり活発に行われていることを示している.
また, 雲頂高度がパイオニア金星探査機の探査時に

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比べ4.4km も低いことも明らかとなった.

8129.

パイオニア金星号の12年分の観測データを解析した[12]Kawabata, K., 1981, Moon and Planets, 24, 291.

Braak et al.[1]は, 雲頂高度の大気圧が10〜30hPa で[13]Kawabata, K., et al., 2001, Proc. 34-th Lunar andあることを示した. その数値と比較してもマリナー10

Planet. Symp., 34, 49.

号の探査時は雲頂高度がその変動幅内になく70.6hPa[14]Krasnopol'sky, V. A., 1983, Venus(ed. Hunten,となっている. こうした高度変化の原因も未だ明らか

D.M., Colin, L., and Moroz, V.I.), 459, Univ. ofではなく, 今後の解明を待つ問題である.

Arizona Press, Tucson, Arizona, p.1143.

ESA で2005年に打ち上げ予定の Venus Express や独立行政法人宇宙航空研究開発機構で2008年に打ち上げ予定の Planet-C などにより金星の雲について貴重な知見が得られることであろう.

[15]Lacis, A.A., 1980, J. Atmos. Sci., 32, 1107.
[16]Lyot, B., 1929, Ann. Observ. Paris(Meudon), 8,161.
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