%表題  2001年 秋期 惑星科学会予稿
%
%履歴  2001/09/06 杉山耕一朗
%履歴  2001/09/08 杉山耕一朗, 林祥介
%
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\pagestyle{empty}
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\begin{document}

\twocolumn[
   \begin{center}
    {\LARGE {\bf 木星型惑星大気の熱力学計算: 大気の静的安定度に関する考
    察} \\
    \vspace{3mm}
    Thermodynamic Calculation of the atmosphere of the Jovian planets: 
    Consideration of the static stability of the atmosphere}
    \vspace{3mm}

    {\bf 
        $\circ$杉山 耕一朗 (北大$\cdot$理),
	    小高 正嗣 (東大$\cdot$数理),
	    倉本 圭 (北大$\cdot$理),
            林 祥介 (北大$\cdot$理)
    }
  \end{center}
  \vspace{5mm}

  {\small \setlength{\parindent}{10pt}
An equilibrium thermodynamic calculation method is newly
	developed to investigate vertical profiles of temperature
	and condensed species of the Jovian planetary
	atmospheres. 
Utilized is the method of minimizing thermodynamic function to 
	obtain equilibrium composition.
Its advantage is that we do not have to know the details of
	corresponding chemical reaction formulae.
Assuming ideal gas and ideal solution, the calculation 
	scheme is greatly simplified so that the atmospheric
	composition can be changed with ease.

By use of our new scheme, we demonstrate the dependence of
	adiabatic lapse rate and static stability on the
	atmospheric composition.
  }
\vspace{5mm}
  ]


{\noindent \bf 1. はじめに}

凝結成分の存在する大気の対流構造を研究する際, 空気塊の断熱変化を
	仮定して大気の温度圧力分布と乾燥静的安定度を見
	積もることは必須の手順である. 
木星型惑星においては複数の成分が凝結に関与し, それに付随する潜熱
	の放出は複雑な静的安定度をもった大気構造をもたらす可能性
	がある.  
ところがまさに複数の成分が凝縮するという理由によって, 大気の力学
	的構造を研究するために必要な熱力学的な考察が十分に行われ
	てこなかった.
木星型惑星大気の元素存在度はまだよくわかっていない.  
そこで本研究では元素存在度をパラメータとして与え, 熱平衡状態にお
	ける木星型惑星大気の温度圧力分布, 凝縮物分布, 断熱温度減
	率, そして乾燥静的安定度を計算する. 



\vspace{1mm} 
{\noindent \bf 2. 計算手法}

{\bf (1)大気の平衡状態の記述}: 
熱力学変数として温度・圧力・物質存在量を選択する. 
この変数に対し大気の状態を与える適切な熱力学関数はギブス自由エネ
	ルギー $G$ である. 
大気の平衡状態は, ギブス自由エネルギー $G$ が最小化された状態であ
	るとする. 
温度・圧力を与えると, $G$ は化学ポテンシャルと物質存在量の積の全
	物質に関する総和として表現される. 
$G$ の最小値は元素組成を固定し条件下において, 
	与えられた温度圧力での各化学種の存在量を
	逐次近似的に最適化させることによって求めることができる.  


{\bf (2)大気の断熱変化の記述}: 
気塊のエントロピー S はギブス自由エネルギー G を温度に関して偏微
	分したものとして与えられる. 
温度・圧力空間で dS = 0 の曲線の通る軌跡を順にたどれば,  気塊に加
	わる圧力を断熱的に圧力変化に伴う温度変化(断熱温度減率)な
	らびに凝結物質の存在量の変化を求めることができる.  
計算の際, 大気成分気体やその凝結物質を理想気体/液体/固体/溶液と仮
	定する.
外部から与えるパラメータは大気の元素組成と基準状態における大気成
	分の化学ポテンシャル, および計算開始温度と圧力である. 

\vspace{1mm}
{\noindent \bf 3. 計算結果}

O の存在度を太陽系元素存在度の 0.1 倍, 1 倍, 10 倍させた場合に実
	現する木星大気の静的安定度を\Dfigref{fig:1}に示す.  
初期の温度・圧力は 245 K, $1.2 \times 10^{6}$ Pa とし, O 以外の元
	素の存在度は太陽系元素存在度とした. 
中立成層からの 3 つのずれは下から順に H$_2$O, H$_2$S, NH$_4$SH の
	凝結に伴うものである. 
大気の成層に与える影響は H$_2$O の凝結に伴うものが最も大きい. 
それゆえ木星型惑星大気の H$_2$O 存在量を左右する O の存在度の変化
	に対し, 大気の成層状態は大きく変化する. 
静的安定度の値から判断するに, 大気表層において, 太陽系元素存在度
	の 10 倍程度に O が濃縮しておれば, そこでの対流は地球的な
	湿潤対流になっていると予想される. 


\bigskip

\begin{figure}[hbt]
\begin{center}
   \Depsf[59mm]{./ps/stability-edit.eps}
\end{center}
\vspace{-5mm}
\caption{{\small 
 O の元素存在度を 0.1 倍(実線), 1 倍(破線), 10 倍(点線) した時の
	木星大気の静的安定度. }}
\Dfiglab{fig:1}
\end{figure}


\end{document}