特別講演
Outer Planet Atmospheres Andrew P. Ingersoll Professor of Planetary Science Division of Geological and Planetary Sciences California Institute of Technology
The giant planets are fluid objects, like the Sun and stars. The winds are powered by absorbed sunlight as on Earth, and by internal heat left over from planetary formation. All giant planets, including Uranus, whose spin axis is tipped 98 degrees relative to the orbit axis, are banded, with multiple zonal jet streams. Wind speeds are larger than on Earth and generally increase with distance from the Sun [Ingersoll (1990) Science 248, 308--315].
The Galileo probe measured the composition of the atmosphere below the clouds. The He/H ratio is slightly less than that on the Sun. C/H, N/H, and S/H are 2-3 times the solar values. Such enrichment could reflect larger proportions of ices (CH4, NH3, H2S) relative to gases (H2 and He) in the solar nebula, compared to a mixture of solar composition. Water was initially reported to be anomalously low -- corresponding to an O/H ratio equal to 0.2 times the solar value [Niemann et al. Science 272, 846-849 (1996)]. Further analysis shows that water rises to ~1 times the solar value at the deepest levels sampled -- about 18 bars. The depletion of water at the upper levels is therefore a meteorological phenomenon - the probe hit a dry spot that extends down at least to 12 bars.
The probe entered at a latitude where the cloud features move eastward relative to the interior at speeds of 100 m/s. The Doppler shift of the probe's radio signal revealed that the wind speed increases with depth to 170 m/s at the 5 bar pressure level and then remains constant down to the 20 bar level [Atkinson et al. Science 272, 842-843 (1996)]. Since the probe penetrated to levels below where the sunlight is absorbed, the results seem to imply that the winds are driven by internal heat. The fact that the winds have deep roots has important implications for the meteorology and may help explain the extrordinary stability and longevity of the atmospheric flow features.
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研究発表： Session A
A-1 1997年5月に大赤斑と会合して注目を集めたSTrZの白斑について、月惑星研究会で得られたスケッチ/CMTから、その動きをまとめた。 白斑は1994年春に体系II 300°付近のSTrZに出現した。同じような白斑が1987年から1993年までSTrZで観測されているが、今回のものは発生経度やドリフトから見て同一ではないと考えられる。白斑は発生当初、体系IIに対してほぼ静止していたが、1995年5月以降+4.7°/30日というゆっくりとした速度で後退を始め、1997年5月に大赤斑に到達し、消失した。そのドリフトは、静止期/後退期を含めて典型的な南温帯流(South Tropical Current)の値を示した。白斑の速度変化は、1993年2-3月頃始まったSEBsのジェットストリームの活動の影響による可能性があるが、同様の減速運動は1987-1993年の白斑でも見られる。
Kuniaki Horikawa(ALPO Japan) |
A-2 1994年以降永続している南熱帯の白斑は1997年５月10日前後に大赤斑に到達した。木星会議及び海外の観測結果を総合して大赤斑に対する白斑の運動を解析した結果次の結果を得た。 到達以前の自転周期は9h55m46.19秒であったが、大赤斑領域に到達した後は急激に加速し、自転周期9h56m14.88秒になった。大赤斑は同じ時期9h55m41.07秒であった。白斑は大赤斑を約半周して大赤斑内部と同化して判別不可能となった。
Isshi Tabe(ALPO Japan) The White Spot enduring from 1994 was traveling toward the Great Red Spot had reached to preceding end of GRS in May 10 1997. We analyze the motion of the White Spot relative to GRS by using the CMT data from Jupiter Conference of Japan and photographs opened in many WWW sites. Although the rotation period of the White Spot prior to reaching GRS is 9h55m46.19S, it accelerate rapidly after reaching GRS indicate 9h56m14.86S. In same period, the rotation period of GRS is 9h55m41.07. At last the White Spot merged with GRS. |
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A-3 伊賀 祐一(月惑星研究会) 1997年4月頃から、NTrZに非常に近いNTBsを高速に前進するいくつかの暗斑が活動している。これらの暗斑はPic du Midi天文台が公開している近赤外画像上で発見したが、浅田・奥田の冷却CCDカメラによる画像にも撮影されていた。また、眼視観測でもprojectionとして捉えられる暗斑もあった。 これらの暗斑を追跡したところ７個に分類することができ、体系Iに対して平均-61.0°/30日のドリフトを示すことから、これらが北温帯流−Ｃ(North Temperate Current-C)に属していることがわかった。平均の自転周期は9h49m 8.2sであった。 北温帯流−Ｃの活動は、最近では1964-65年、1970年、1975年、1980年、1990年に観測されていて、5年周期で発生している。これらの活動はNTBs jetstream outbreakと呼ばれ、NTBの濃化を伴う激しい変動であった。今回のNTBsの暗斑は1992年に見られた小規模の活動と同じと思われるが、眼視でも捉えられ、また全周に分布していることから注目していきたい。
Yuichi Iga( ALPO Japan) Some fast moving dark spots have been observed on NTBs near by NTropZ from April 1997. These dark spots were found on near-infrared images of Pic du Midi Observatory from WWW, and were also found on CCD images from H. Asada and K. Okuda. Several observers found some of these spots in visible. These dark spots were classified in seven groups, and have the mean drift of -61.0 degrees per 30 days relative to System I. These were belonged to the North Temperate Current-C(NTC-C), and have the mean rotation period of 9h49m8.2s. |
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A-4 竹内 覚・長谷川 均(月惑星研究会) 1995年12月 ガリレオ探査機の一部、プローブが木星大気に突入して、今まで観測できなかった雲層下の組成、温度、風速等が調べられた。ただしプローブ突入地点は赤道帯のfestoon(またはhot spot)と呼ばれる場所であり、必ずしも木星大気を代表する領域ではない。得られた結果の中で注目されているのは、水蒸気の量が予想されていた太陽組成程度よりはるかに少なかったことである。もともと観測場所が乾燥した地点(festoon)なので、水蒸気の凝結高度(約5bar)より上では水が少ないことは納得できるが、それより下 24barの深さでも水蒸気が少ないことは説明できていない。 我々は、この水の欠乏を説明するためには、festoon/plumeの循環(対流)を適切に再現することが必要であると考える。よく知られていることだが、festoon/plumeペアは赤道帯に常時10-15程度存在している。しかし従来のplumeの研究はローカルな積雲対流を扱っており、このような赤道帯の周期的構造を考えていない。 我々は、以前に長谷川によって提案されたfestoon/plumeの対流モデルを再提出する。このモデルは、鉛直方向に東西風のシアーがある状態で発生する熱対流である。この場合 対流セルがシアーの方向に傾き、上昇流と下降流の間隔が上流側と下流側で異なり、これがfestoon/plumeの構造と一致する。このモデルとプローブの結果を比較すると、風速が内部ほど速いことが一致していることがわかる。また対流層の厚さの推測を試みる。さらにこのモデルにより、上記の水蒸気の欠乏が説明できる可能性について考察する。
Satoru Takeuchi, Hitoshi Hasegawa(ALPO Japan) |
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A-5 佐藤 毅彦(東京理科大学 計算科学フロンティア研究センター) 探査機による直接の磁場測定データに、イオ・フラックスチューブの位置を新たな制限として加えて木星磁場モデルを決定しています。 イオ・フラックスチューブは衛星イオの軌道を通る磁力線が木星大気に到達する場所を示しているので、探査機がこれまで測定することのできなかった惑星近傍での磁場の様子を教える貴重な情報源となるものです。 モデルは球面調和関数モデルで、双極、四重極、八重極成分に加えて、さらに高次の係数のいくつかもデータの要求に従い決定しています。講演ではこれまで探査機データから決定された磁場モデルと、この新しいモデルとの違いについて述べます。
Takehiko Satoh(Frontier Research Center for Computational Sciences Science University of Tokyo) Spherical harmonic models of the planetary magnetic field of Jupiter are obtained from in-situ magnetic field measurements and remote observations of the position of the foot of the Io Flux Tube (IFT) in Jupiter's ionosphere. The IFT footprint locates the ionospheric footprint of field lines traced from Io's orbital radial distance in the equator plane, and is a valuable constraint on magnetic field models, providing "ground truth" information in a region close to the planet and thus far not sampled by spacecraft. Dipole, quadrupole, octupole, and a subset of higher degree and order spherical harmonic coefficients are determined and compared with earlier models. |
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ポスターセッション
長谷川 均、竹内 覚、森 淳、山本 直孝、渡部 潤一 Time Variation of the Stratospheric Aerosols Produced by Comet P/Shoemaker-Levy 9 Impact with Jupiter H. Hasegawa, S. Takeuchi, A. Mori, N. Yamamoto, J. Watanabe 研究発表B-1を参照ください。 |
P-2 堀川 邦昭(月惑星研究会)
Motion of STrZ White Oval 研究発表A-1を参照ください。 |
P-3 田部 一志(月惑星研究会)
Interaction of Great Red Spot and the White Spot in STrZ
研究発表A-2を参照ください。
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P-4 竹内 覚・長谷川 均(月惑星研究会)
Equatorial festoon/plume circulation and the Galileo Probe insight
研究発表A-4を参照ください。
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P-5
木星観測で得られたスケッチや画像などをWWW(World Wide Web)を通じて公開しているが、さらに観測の整理や解析を行なうために有用なWWW上でのツールを開発した。WWW Browserを利用して解析のようなインタラクティブな操作やリアルタイムな結果の可視化を実現するために、いくつかのツールはJavaによるAppletとして構築を行なった。
Yuichi Iga(ALPO Japan) In order to analyze Jupiter's observations, four useful tools using World Wide Web(WWW) have been developed. Some tools were programmed by Java language which has been capable of operating interactively and displaying the results of analysis on WWW Browser. Jupiter(Java) calculates the longitudes of Central Meridian Transit(CMT). CMTplot(Java) displays the classified CMT plots and analyzes the rotation period using Least Square Fitting. DBjup(CGI) retrieves drawings and images specified by longitude on WWW server. JupRot(Java) displays the weather forecast of Jupiter on the specified time, and simulates the fade of belts, the drift of features, the appearance and disappearance of features, and so on.
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P-6 安達 誠(月惑星研究会) １９７４年からの23年間の木星スケッチをすべて展示します。初期のものは観測のメモやどうでもよいことをいろいろ書いていて恥ずかしいのですが、長年の観測を見てください。
Makoto Adachi(ALPO Japan)
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P-7 石橋 力(月惑星研究会)
Jupiter's Photographs for twenty years |
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研究発表
長谷川 均、竹内 覚、森 淳、山本 直孝、渡部 潤一 D/Shoemaker-Levy 9彗星の木星への衝突によって成層圏に痕跡粒子の雲が形成された。この雲層は近赤外のメタンバンドで明るく見える。我々は1995年5月と、1996年7月に岡山天体物理観測所のOASISを用いて近赤外分光観測を行った。1995年から1996年にかけて、痕跡粒子層のアルベドの減少が確認された。この分光結果を再現するための雲粒子による多重散乱を考慮した放射伝達モデルを開発し、予備的計算を行った結果を報告する。アルベドの減少は、痕跡粒子の落下によるものと解釈できる。痕跡粒子が2年に渡り観測されたことから、粒子サイズは0.1micron程度と推定できる。
Time Variation of the Stratospheric Aerosols Produced by Comet P/Shoemaker-Levy 9 Impact with Jupiter
Stratospheric aerosol layer was produced by the impact of D/Shoemaker-Levy 9 (SL9) imapct. The aerosol layer is observed as bright clouds at near-infrared methane absorption bands. We observed near-infrared spectra of the layer between 2.0--2.4 micron in May 1995 and July 1996 with the near-infrared camera and spectrometer OASIS at the Okayama Astrophysical Observatory (OAO). We have constructed a radiative transfer model to reproduce the observed spectral reflectance. The model includes multiple scattering by the stratospheric particles and tropospheric ammonia cloud layer, and molecular absorptions by hydrogen and methane. The model can determine the vertical distribution and optical thickness of the layer and their time variation. In this paper, we will present the variations of the column density and the vertical distribution of the aerosol layer after two years from the impact. The column density of the layer decreased one order of magnitude between 1995 and 1996.
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B-2 STBの経年変化 安達 誠（月惑星研究会）
１９７４年から現在までのSTBの変化の様子を一覧できる展開図にまとめてみました。年々変化していく様子が捕えられています。何年かごとに大きく傾向が見られるようです。今回はその傾向について発表します。
Makoto Adachi(ALPO Japan) |
B-3 唐沢 英行（月惑星研究会） ６月１４日から８月２０日までのビデオ画像から比較的シーイングの良かった日の画像を１０分に編集しました。 ７月９日は、シーイング最悪ですがシーイングの悪い日のサンプルとして入れてあります。また、良い日でも時間により大きく変化します。空気のゆらぎで木星像の形まで変化する様子も、そもまま記録されています。これは、ビデオならではの記録といえるでしょう。 ＶＨＳテープの画像は、デジタルテープからのダビングでかなり画質が悪化しています。希望があれば、デジタルカメラからの出力画像との比較もして見てください。
テープカウンタ 撮影日時 シーイング 備 考 00：15〜 6.14.02h52m〜 3/10 ＲＳと永続白斑と衛星の影 00：32〜 7.09.11h10m〜 1/10 シーイング最悪のサンプル 00：44〜 7.22.11h38m〜 6/10 良シーイング時のＲＳ 02：50〜 7.31.09h48m〜 5/10 衛星の影 03：50〜 8.01.09h50m〜 4/10 ＲＳを越えた永続白斑ＢＣ 07：00〜 8.02.10h51m〜 5/10 衛星の影 08：20〜 8.12.11h09m〜 3/10 薄い雲あり 08：53〜 8.19.09h48m〜 4/10 09：32〜 8.20.10h20m〜 4/10 ＲＳを挟む白斑ＢＣとＤＥ ビデオには、年月日と時間が記録されています。時間は、約１０秒遅れです。ＶＨＳテープの画面は、静止画にすると乱れてしまいますが、デジタルビデオカメラの静止画を駒送りすると良い画像を見つけることができます。 この良い画像だけを集めてコンポジットすれば、良いプリント画像を得ることができると考えています。木星会議までには、間に合いませんでしたが、いずれ結果をお知らせいたします。
Hideyuki Karasawa(ALPO Japan) |
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