電波掩蔽観測と数値モデリングによる惑星大気の研究安藤 紘基(京都産業⼤学 理学部)
E-mail : hando@cc.kyoto-su.ac.jp

金星大気の基本的な鉛直構造
東⻄⾵の直接観測@⾚道(Schubert, 1983)

成層度の直接観測@⾚道(Seiff et al., 1985)

雲層周辺の熱放射のイメージ図

雲層• 全球的に⾃転速度より速い東⾵が吹いており、⾵速が⾼度と共に増⼤する。雲頂⾼度(~70km)では100m/s程度に達し、⾃転速度の60倍の速さで⼤気が運動している(= スーパーローテーション)。
• ⼤気は⾼度50‒55kmで中⽴安定(=鉛直対流が⽣じている)、その上下には⾼安定度層と弱安定度層が存在している。

金星大気の観測的研究の現状
あかつき⾚外線(2µm)カメラで捉えた雲底の雲の動き

あかつき紫外線(283nm)カメラで捉えた雲頂の雲の動きと明暗

あかつき⾚外線(10µm)カメラで捉えた雲頂の気温の⽔平分布Satoh et al. (2017)

Watanabe et al. (2017)

Fukuhara et al. (2017)• あかつきやVenus Expressに搭載されたカメラ・分光器、地上望遠鏡を⽤いた光学機器観測により、主に雲頂と雲底における⾦星⼤気の⽔平構造は理解が進んでいる。
• しかし分厚い雲層のせいで、⾦星⼤気の上下⽅向の構造(鉛直構造)の観測については、光学機器だと難しい。

電波掩蔽観測と金星大気
電波掩蔽観測で得られた気温分布

硫酸の雲層(50-70km)• 受信周波数の時間変化 (ドップラーシフト)→ 気温・気圧の⾼度分布 (気温測定誤差 ~ 0.1 K, 鉛直分解能 ~ 1 km)• 受信強度の時間変化→ 硫酸蒸気混合⽐の⾼度分布本日の内容• ⾦星⼤気の平均的な熱構造 (Ando et al., 2020)• ⾦星極渦の惑星規模擾乱の鉛直構造に関する研究 (Ando et al., 2017)• 数値モデルによる⾦星雲分布の再現 (Ando et al., 2020)

過去の直接観測で得られた成層度の高度分布
PVO probe, Venera landers (Equatorial region)

PVO north probe(59.3˚N, 4.8˚E)

雲層• 過去に⾏われた直接観測により、⾚道と⾼緯度における気温や成層度の⾼度分布が測定された。その結果、
⾼度50‒55kmには低安定度層があり、その上下には⾼安定度層と弱安定度層が存在することが分かった。
• しかし、直接観測の数は極めて少ないため統計的有意性に⽋ける。また、緯度60度以上の領域での観測結果は存在しない。
• あかつき(⾚道軌道)とVenus Express(極軌道)の電波掩蔽観測データを解析して、⾼度40‒85kmにおける⾦星⼤気の平均的な熱構造(気温と安定度の平均分布)を調べた。

金星大気の平均的な熱構造 (Ando et al., 2020)
成層度分布 (= dT/dz + g/Cp)

気温分布808014127070860650404501020304050604070 8010Latitude (degree)[K km-1]

601020 30405060708010.50• 低緯度から中緯度は低安定度層が⾼度50‒55km辺りに存在し、その上下に⾼安定度層と弱安定度層がある。これは過去の直接観測と整合的であり、⾦星⼤気の熱構造が極めて安定な状態を保持していると考えられる。
• ⾼緯度では他の緯度帯に⽐べて低安定度層が深い所(⾼度42kmくらい)まで到達しており、過去の直接観測では⾒られなかった⼤気構造を初めて⾒出した。
• 気温や成層度は⼤気循環の構造と密接に関係するので、数値モデルの結果の妥当性を判断するための良いリファレンスになる。また、雲物理過程にも寄与するため、⾦星の雲分布を考察するのに必要不可⽋な情報を与える（後述）。

電波掩蔽観測とGCMで得られた平均的な熱構造の比較 (Ando et al., 2022)
電波掩蔽観測 (Ando et al., 2020)

85

AFES-Venus (Ando et al., 2022)

7570

Altitude (km)Altitude (km)8060506555454010 20 30 40 50 60 70 80
Latitude (degree)

3503060
Latitude (degree)90• ⾦星⼤気⼤循環モデルAFES-Venus (e.g., Sugimoto et al., 2014; Takagi et al., 2018) を⽤いて、電波掩蔽観測と定性的に整合するような気温分布や成層度分布を再現した。
• GCMの計算結果を詳しく解析したところ、⾼度65km以上の熱構造は温度⾵バランス・⼦午⾯循環による熱輸送・放射の三者が同程度に寄与することが分かった。詳しくは Ando et al. (2016, Nature Communications) をご参照ください。
• ⼀⽅、⾼度65km以下では、低緯度は⼦午⾯循環による熱輸送と放射、中・⾼緯度では⼤気波動(傾圧性ロスビー波)による熱輸送・放射・対流が重要であることを⽰した。詳しくは Ando et al. (2022, JGR Planets) をご参照ください。

本日の内容• ⾦星⼤気の平均的な熱構造 (Ando et al., 2020)• ⾦星極渦の惑星規模擾乱の鉛直構造に関する研究 (Ando et al., 2017)• 数値モデルによる⾦星雲分布の再現 (Ando et al., 2020)

金星極域の非軸対称な短周期擾乱
⾚外観測(Taylor et al., 1980; Piccioni et al., 2007)

電波掩蔽観測 (Ando et al., 2020)

南極Warm pole
Cold collar

Warm pole

Cold collar• ⾦星極域には、温暖な極(Warm pole)の⼤気が局所的に冷たい緯度帯(Cold collar)で囲まれるという地球では⾒られない熱構造が、⾼度65km辺りに半永久的に存在する(この熱構造の成因はAndo et al.
(2016 & 2023) にて理論的に⽰された)。
• 温暖な極の中では、⾮軸対称な東⻄波数1‒2の擾乱が周期3地球⽇程度で極を周回することが知られている。この擾乱の⽔平構造は⾚外観測で詳しく研究されているが、鉛直構造は分からず成因も不明。

金星極域の非軸対称な短周期擾乱
⾚外観測(Taylor et al., 1980; Piccioni et al., 2007)

AFES-Venus(Ando et al., 2016 & 2023)

南極Warm pole
Cold collar

Warm pole

Cold collar

Latitude (northern deg.)• ⾦星極域には、温暖な極(Warm pole)の⼤気が局所的に冷たい緯度帯(Cold collar)で囲まれるという地球では⾒られない熱構造が、⾼度65km辺りに半永久的に存在する(この熱構造の成因はAndo et al.
(2016 & 2023) にて理論的に⽰された)。
• 温暖な極の中では、⾮軸対称な東⻄波数1‒2の擾乱が周期3地球⽇程度で極を周回することが知られている。この擾乱の⽔平構造は⾚外観測で詳しく研究されているが、鉛直構造は分からず成因も不明。

非軸対称な短周期擾乱の検出 (Ando et al., 2017)
気温の全プロファイルと平均気温気温擾乱(東⻄平均からのズレ)の時間-⾼度分布Lomb-Scargle法から求めた
卓越周期・位相・振幅のfitting
62 km

53 km

• Venus Expressの電波掩蔽観測で連続的に極域を観測した時期があり、そのときの気温データを⽤いて短周期の気温擾乱について解析した。
• 周期が3.1地球⽇程度の成分が卓越しており、⾚外観測で⾒られる擾乱の周期と整合する。よって、周期3.1地球⽇の成分の鉛直構造に着⽬した。

非軸対称な短周期擾乱の鉛直構造 (Ando et al., 2017)
気温擾乱(東⻄平均からのズレ)の時間-⾼度分布(a)⼤気安定度と周期3.1地球⽇の成分の(b)振幅と(c)位相の⾼度分布• 短周期擾乱の鉛直構造に関する主な特徴として、成層度が急に増⼤する所で振幅が極⼩となり、その⾼度付近で位相が180度ずれる。また、位相がその⾼度の上下で殆ど変わらない。
• 観測だけでは擾乱の成因が分からないので、⾦星⼤気⼤循環モデル(AFES-Venus)を⽤いて擾乱を再現して成因を考察した。

電波掩蔽観測と数値モデルの比較 (Ando et al., 2017)
GCM (AFES-Venus) で得られた気温擾乱と成層度分布

Altitude (km)

電波掩蔽観測048121620Time (Earth days)• AFES-Venusを⽤いて、電波掩蔽観測と定性的に整合する短周期擾乱の鉛直構造を再現した。
• AFES-Venusの計算データを詳しく解析した結果、この擾乱が順圧的かつ中⽴的(運動量も熱も輸送しない)なロスビー波であることが分かった。また、観測とGCMの⽐較から、擾乱の３次元構造を提唱した。詳しくは Ando et al. (2017, JGR Planets) をご参照ください。

本日の内容• ⾦星⼤気の平均的な熱構造 (Ando et al., 2020)• ⾦星極渦の惑星規模擾乱の鉛直構造に関する研究 (Ando et al., 2017)• 数値モデルによる⾦星雲分布の再現 (Ando et al., 2020)

金星大気の基本的な鉛直構造
東⻄⾵の直接観測@⾚道(Schubert, 1983)

成層度の直接観測@⾚道(Seiff et al., 1985)

雲層周辺の熱放射のイメージ図

雲層• 雲は太陽光を吸収し、⼤気循環や⼤気波動の励起を介してスーパーローテーションを駆動する。
• また、下層⼤気からの⾚外放射を吸収し、温室効果の強化に寄与するとと共に、全球的な雲層下部の対流層を形成する。
• 従って、⾦星の分厚い雲層は⾦星⼤気の運動や熱構造の根幹を成している。

赤外観測で見る金星の雲量分布
地上望遠鏡で⾒た雲量の⽇変化 (Crisp et al., 1991)

⾚外分光観測 (Cardesin Moinelo et al., 2020)× 南極
明：雲が少ない
暗 : 雲が多い• 下層からの⾚外放射(2µm帯)を測定して、雲量の⽔平分布を調べることができる。
• 低緯度では雲量が周期5.5地球⽇程度で準周期的に時間変化する、中緯度は雲量が少ない、⾼緯度や極域は雲が分厚いことが知られている。
• このような雲量分布がどのようにして⽣成・維持されるのか、観測結果のみから考察することは難しい。

数値モデルを用いた金星雲研究の現状• 鉛直1次元 & 2次元(緯度-⾼度断⾯)計算• 雲微物理過程や光化学過程を含めて緻密に計算できるが、雲量の３次元分布は得られない。
• ⼤気循環や⼤気波動の影響を考慮できない(２次元計算では⼦午⾯循環の構造を仮定している)。
• 3次元計算(主に⼤気⼤循環モデル)• ⼤気循環や⼤気波動の影響を考慮できる。
• モデルで得られている⾵速分布や気温分布が実際の観測と合わない。
• ⼈⼯的に⼤気波動や擾乱を組み込んだり、硫酸の海があるという仮定をしているなど、恣意的または⾮現実的な設定で計算している。
AFES-Venusでは、観測と整合的な⾵速分布 (e.g., Sugimoto et al., 2014a & 2014b), 熱構造や⼤気波動構造 (e.g., Ando et al., 2016, 2017, 2022, 2023; Kashimura et al., 2017; Takagi et al., 2018, 2022,2023) が再現されている。即ち、雲分布を考える上で根本的に重要な⼤気運動や気温・成層度分布について、AFES-Venusは現実的に計算できていると期待。

AFES-Venusに簡易的な雲物理過程を導⼊して、⼤気運動(⼦午⾯循環・⼤気波動・対流・拡散など)により、雲量分布をどこまで再現できるか考察した。

AFES-Venus金星雲モデルの概要
⾼度(km)

硫酸蒸気
⽔蒸気64
硫酸蒸気の⽣成層 (60‒64km)
60• ⽔蒸気と硫酸蒸気のみを考慮。これらの化学過程は陽に解かない。ただし、硫酸蒸気の熱分解は考慮する。
• ⽔蒸気の層は⾼度0-30kmに常に存在し、硫酸蒸気は昼側の⾼度60-64kmにて⽣成されると仮定する(e.g., Yung &DeMore, 1982; Pollack et al., 1993;
Hashimoto & Abe, 2001)。
• ⽔蒸気と硫酸蒸気が共に飽和した時に雲粒(硫酸液滴)が作られると仮定する。

30⽔蒸気の層 (混合⽐ = 30 ppmv)
0地⾯• 雲粒の重⼒沈降は考えるが、衝突・併合や粒径の時間成⻑は考えない。また、雲が⽔蒸気または硫酸蒸気の飽和混合⽐を下回ると即座に蒸発して⽔蒸気と硫酸蒸気に分解されるとする。

AFES-Venus金星雲モデルの概要
⾼度(km)

硫酸蒸気
⽔蒸気• ⽔蒸気の層は⾼度0-30kmに常に存在し、硫酸蒸気は昼側の⾼度60-64kmにて⽣成されると仮定する(e.g., Yung &DeMore, 1982; Pollack et al., 1993;
Hashimoto & Abe, 2001)。

6460• ⽔蒸気と硫酸蒸気のみを考慮。これらの化学過程は陽に解かない。ただし、硫酸蒸気の熱分解は考慮する。

硫酸蒸気の⽣成層 (60‒64km)
硫酸の雲(硫酸液滴の集まり)• ⽔蒸気と硫酸蒸気が共に飽和した時に雲粒(硫酸液滴)が作られると仮定する。
30硫酸液滴⽔蒸気の層 (混合⽐ = 30 ppmv)
0地⾯• 雲粒の重⼒沈降は考えるが、衝突・併合や粒径の時間成⻑は考えない。また、雲が⽔蒸気または硫酸蒸気の飽和混合⽐を下回ると即座に蒸発して⽔蒸気と硫酸蒸気に分解されるとする。

AFES-Venusによる金星雲量分布の再現 (Ando et al., 2020)
鉛直積算した雲量の時間変化(6時間ごと)

東⻄・時間平均した雲量の緯度-⾼度分布60(mg m-2)

Altitude (km)70504003060
Northern latitude (degree)90※本モデルでは⾦星の⾃転⽅向は地球と同じ。

-3(mg m )• 昨今の⾚外観測や電波掩蔽観測と整合するような、雲量・硫酸蒸気・⽔蒸気混合⽐の分布を再現した (改善の余地あり)。
• 極域で雲が分厚くなる理由として、極域では成層度が弱く上下⽅向の⼤気運動が活発になるので、雲材料物質が効率良く上⽅輸送されるためだと考えられる。

経度0˚Eかつ⾚道における鉛直積算した雲量の⽇変化

雲底付近(⾼度47km)における雲量と気温の⽇変化
20Correlation coefficient = ‒0.99

140

Mass loading (mg m-3)

13012011010090800510152025367

1636512363

8361

43590357

300
Time (Earth days)

510152025

Temperature (K)Column integrated mass loading (mg m-2)

AFES-Venusによる金星雲量分布の準周期変動の再現 (Ando et al., 2021)

30• 低緯度で⾒られる雲量の時間変化に着⽬したところ、雲底付近の雲量が周期5.5地球⽇程度で準周期的に変化することが分かった。これは、過去の⾚外観測 (e.g., Crisp et al., 1991)と良く整合する。
• この準周期的な変動は、雲底付近に捕捉された惑星規模の⼤気波動（⾚道ケルビン波）に伴う気温変化に起因することを⽰した。雲分布と⼤気運動（特に⼤気波動）が密接な関係を持つ可能性を指摘したのは、Ando et al. (2020 & 2021) が初めて。

まとめ• あかつきとVenus Expressの電波掩蔽観測データを解析することで、⾦星⼤気の平均的な熱構造や⾦星極域に⾒られる⼤気擾乱の鉛直構造を明らかにした。また、⾦星⼤気⼤循環モデルAFES-Venusを⽤いてそれらの構造を再現し、成因を解明した。
• 簡易的ではあるが雲物理過程をAFES-Venusに導⼊して、⾦星の雲量分布を再現した。改善の余地はあるものの、昨今の⾚外観測と整合するような平均的な雲量分布や低緯度に⾒られる準周期的な雲量の準周期的変動を再現し、その成因を⽰した。
• 今後は、地球気象と同様に他の惑星でも４次元気象データを取得するため、電波掩蔽の⻑所を最⼤限に引き出せる複数の⼩型衛星を⽤いた
衛星間電波掩蔽観測の実現を⽬標とする。まずは、⾦星⼤気をターゲットにした衛星間電波掩蔽観測 (CROVA) の⽴案を⽬指したい。

金星衛星間電波掩蔽観測(Cross-link Radio Occultation of Venus Atmosphere)
CROVAのイメージ図• 衛星間で電波掩蔽観測をやれば、従来の観測に付随する問題を全て解決できる。
• 地球ではGPS衛星による衛星間電波掩蔽観測が⾏われており、様々な緯度・経度・地⽅時における気温・気圧の⾼度分布を短期間で⼤量に取得している。
• 東⼤航空宇宙グループによって深宇宙⼩型衛星の開発が国内で進んでおり、その技術実証も盛んに⾏われている。その技術・知⾒を⾦星⼤気の衛星間電波掩蔽観測(CROVA)に活⽤する。
• 現実的な条件の下でCROVAが実施できる解が⾒つかり(Yamamoto et al., 2021)、それに基づいて理学・⼯学両⾯から検討を進めている。
• 現段階では親機１機+⼦機２機で構成し、前者はPROCYON, 後者はEQUULEUSをベースに計画。

ご清聴ありがとうございました！