% 表題: これまでの観測 (物質に関して)
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% 履歴: 2001/01/30 杉山耕一朗


\chapter{今までの木星対流圏研究}

今まで木星の観測に関しては, 探査機や地上・地球周回軌道からの観測や
理論的研究が行われてきた. ここでは「物質の存在度」と「温度構造」という
点から今までの木星対流圏研究をまとめ, 木星対流圏に関する大まかなイメージ
をつかみたいと思う. 


\section{木星対流圏の観測}

今までの木星観測の中で, 飛躍的な知識の増加をもたらしたのはボイジャーの観
測である. 1979 年から 1989 年に行われた赤外分光計及び紫外分光計を用いた
ボイジャーのフライバイ観測によって, 木星型惑星の大気組成に関する最も包括
的なデータがいくつも提供された. 
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ボイジャーの観測の確認は, 地球周回軌道上にある赤外宇宙天文台
(ISO;Infrared Space Observatory)による 1995 年から 1998 年までの観測によっ
て行われた. ISO の観測はボイジャーの観測の確認に留まらず, 成層圏での
新たな物質の検出にも成功した. 4 つの木星型惑星に
おいて水蒸気が, 木星・土星・海王星において CO${}_{2}$ が, 木星・土星にお
いてベンゼン(C${}_{6}$H${}_{6}$)が, 土星においてジアセチレン
(C${}_{4}$H${}_{2}$) が検出された. (Encrenaz, {\it et al}., 1999).
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最初の木星深部大気組成の直接観測は, ガリレオプローブ質量分光計 (GPMS) に
よる 0.5 bar から 21 bar までの観測である.  (Niemann {\it et al}.,
1998). この観測によって得られた物質の分布は \Dtabref{niemann} に示されている
が, それまでの予想値から大きくはずれていた. 今までは
木星を形成した元素の種類・量は太陽のそれと同じと考え, 
木星大気中の物質存在度が議論されてきた. しかし観測によって, 
可凝縮物質は上部対流圏において予想よりも大幅に少ない状態にあるが, 
大気深部になるにつれて増加するすることが示された. NH${}_{3}$ や 
H${}_{2}$S の場合, その混合比は大気深部において一定値となったが, 一方で 
H${}_{2}$O の場合, その混合比はおよそ 20 bar 面高度(プローブの落下した高
度)まで増加し続けた.  20 bar 面高度において GPMS の測定した H${}_{2}$O 
の混合比は太陽組成のそれよりも少なく, よく撹拌されている深部大気での
H${}_{2}$O 存在量は未だによくわからない.  
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\begin{table}[h]
 \caption{質量分光計の観測記録 
(table 1 of Niemann {\it et al} 1998, {\it J. Geophys. Res.}, {\bf 103}, p.22,839 )．}
	\begin{center}
\begin{tabular}{|c|c|c|c|} \hline
 分子       &      混合比      &     モル分率    &  標準推定値との比
 \\ \hline
${}^{4}$He  & 0.157 $\pm$ 0.030   &    0.136 $\pm$ 0.026 & 0.8 \\
${}^{3}$He/${}^{4}$He  & (1.66 $\pm$ 0.05) $\times$ 10${}^{-4}$ & & \\
D/H        & (2.6 $\pm$ 0.7) $\times$ 10${}^{-5}$ & & \\
${}^{20}$Ne & $\leq$ 3 $\times$ 10${}^{-5}$ & $\leq$ 2.6 $\times$ 10${}^{-5}$
 & $\leq$ 0.13 \\
${}^{36}$Ar & $\leq$ 10.5 $\times$ 10${}^{-6}$ & 
 $\leq$ 9.06 $\times$ 10${}^{-6}$ & $\leq$ 1.7 \\
${}^{84}$Kr       & $\leq$ 3.7 $\times$ 10${}^{-9}$ & 
 $\leq$ 3.2 $\times$ 10${}^{-9}$              & $\leq$ 5 \\
${}^{132}$Xe     & $\leq$ 4.5 $\times$ 10${}^{-9}$ & 
 $\leq$ 3.8 $\times$ 10${}^{-10}$              & $\leq$ 5 \\
H${}^{2}$O    & & & \\
 3.6 bar   & $\leq$ 8 $\times$ 10${}^{-7}$ & 
 $\leq$ 6.9 $\times$ 10${}^{-7}$ & $\leq$ 4.1 $\times$ 10${}^{-4}$ \\
 12 bar   & $\leq$ (5.6 $\pm$ 2.5) $\times$ 10${}^{-5}$ & 
 $\leq$ (4.8 $\pm$ 2.1)$\times$ 10${}^{-5}$ & $\leq$ 0.0033 \\
 19 bar   & $\leq$ (6 $\pm$ 3) $\times$ 10${}^{-4}$ & 
 $\leq$ (5.2 $\pm$ 2.6)$\times$ 10${}^{-4}$ & $\leq$ 0.35 \\
CH${}_{4}$   & $\leq$ (2.10  $\pm$ 0.4) $\times$ 10${}^{-3}$ & 
 $\leq$ (1.81 $\pm$ 0.34)$\times$ 10${}^{-3}$ & 2.9  \\
${}^{13}$C/${}^{12}$C  & 0.0108  $\pm$  0.0005 & & \\
NH${}_{3}$ ($>$ 15 bar) & $\leq$ 2.3 $\times$ 10${}^{-3}$ & 
$\leq$ 2 $\times$ 10${}^{-3}$ & $\leq$ 10 \\
H${}^{2}$S    & & & \\
 3.6 bar   & $<$  10${}^{-6}$ & 
 $<$ 8.6 $\times$ 10${}^{-7}$ & 0.03 \\
 8.7 bar   & 7 $\times$ 10${}^{-6}$ & 
 6.1 $\times$ 10${}^{-6}$ & 0.23 \\
 $>$ 16 bar   & (7.7 $\pm$ 0.5) $\times$ 10${}^{-5}$ & 
 6.7 $\times$ 10${}^{-5}$ & 2.5 \\
PH${}_{3}$ ($>$16 bar)  &   $\leq$ 6  $\times$ 10${}^{-6}$ & 
 $\leq$ 5.2 $\times$ 10${}^{-6}$ &  $\leq$ 8 \\
Cl & detected & & \\ \hline 
\end{tabular}
	\end{center}
\Dtablab{niemann}
\end{table}


ガリレオプローブによって, アンモニア雲層直下の 0.41 bar から 24 bar 面高
度までの温度分布も測定された(Seiff, {\it et al.}, 1996; Seiff {\it et
al.}, 1998). 観測によると, 温度分布はほぼ乾燥断熱温度減率に等しく, 大気
の温度減率の乾燥断熱減率からのズレはおよそ 0.1 -- 0.2 K であった. それは 
\Dfigref{seiff1}, \Dfigref{seiff2} に示されている.  \bigskip


\begin{figure}[h]
	\begin{center}
	\Depsf[120mm]{/home/sugiyama/work/reviews/S.I.1998/src/ps/SKK1998f34.ps}
	\end{center}
	\caption{気温の鉛直プロファイル
(Fig. 34 of Seiff {\it et al}. 1998, {\it J. Geophys. Res.}, {\bf 103},
 p.22878)．}
\Dfiglab{seiff1}
\end{figure}

\begin{figure}
	\begin{center}
	\Depsf[120mm]{/home/sugiyama/work/reviews/S.I.1998/src/ps/SKK1998f36.ps}
	\end{center}
	\caption{大気の温度減率と乾燥断熱減率の差
(Fig. 36 of Seiff {\it et al}. 1998, {\it J. Geophys. Res.}, {\bf 103},
 p.22878)．}
\Dfiglab{seiff2}
\end{figure}
\newpage



赤外, サブミリ波, ミリ波, 電波の波長を用いた地上観測によって, アンモニア
や H${}_{3}^{+}$, さらにいくつかの非平衡物質に関する補足的だが有益な情報
が得られている. 探査機や地上観測の結果をまとめ, 現時点で一番信頼できる木
星大気及び土星大気の物質の混合比データを\Dtabref{AWC1999t1}, 
 \Dtabref{AWC1999t2} に示す. これ
は Atreya {\it et al.} (1999) によって与えられたものである.  \bigskip



\section{対流圏温度構造・流れ場に関する理論的研究}

木星の温度構造を決定しようという試みは, Weidenschilling adn Lewis
(1973), Atreya and Romani (1985) らによって行われてきた. 
彼らは (1) 大気深部 ($\sim$ 10 bar) の状態はほぼ断熱的であり, 
(2) その元素組成は太陽系標準組成からさほど外れておらず, 
(3) 大気は熱的・化学的に平衡状態にあると仮定し, 
アンモニア雲層の下の大気組成と温度構造を計算した. 
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彼らによって, 木星・土星における水雲や硫化アンモニウム(NH$_4$SH)雲の
存在が示唆された. Atreya and Romani (1985) によれば, 
 5 bar 面高度に水雲が形成され, 2 bar 面高度に硫化アンモニウム雲が
形成され, 0.5 bar 面高度にアンモニア雲が形成される. この様子は
\Dfigref{f14} に示されている. 彼らの結果は観測によって得られたアンモニア
雲層高度 750 mbar (Banfield. {\it et al}., 1998)と整合的であるので, 
彼らのモデルは雲の持ち上げ凝結高度の予言に関しては正確であると
考えられている(Atreya {\it et al.}, 1999). 
但し, 彼らのモデルでは凝結成分をすべて雲とみなして降水過程は全く
考えていないので, モデルから得られた雲の存在量は実際の観測よりも
桁で多い. 

\begin{figure}
\begin{center}
\Depsf[120mm]{/home/sugiyama/work/reviews/A.R.1985/src/ps/AR1985f14.ps}
\end{center}
\caption{太陽組成でボイジャーの温度プロファイルを用いた際の
木星大気の雲構造. NH${}_{4}$SH 雲は固体粒子からできている. 
高度は T = 425 K, P = 200 bars からの相対的な値である. 
雲密度は $\log$ (但し底は 10)でとってあり, $g$ = 2325 cm sec${}^{-2}$, 
そして平均温度減率は 1.9 K km${}^{-1}$ である. }
\Dfiglab{f14}
\end{figure}
