<html><head><meta name="color-scheme" content="light dark"></head><body><pre style="word-wrap: break-word; white-space: pre-wrap;">% 題名   火星現象論: 火星大気の組成
%
% 履歴   89/05/19  石渡正樹
%        92/08/13  林祥介
%        96/05/24  林祥介        地球流体電脳倶楽部資源「火星現象論」へ

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\Dtitle{火星現象論: 火星大気の組成}  
\Dauthor{地球流体電脳倶楽部}
\Ddate[96/05/24]{1996 年 5 月 24 日}
\Dpath{/riron/genshou/mars/atmcomp/}

\begin{document}

%\pagenumbering{roman}
\maketitle
\tableofcontents
%\clearpage
%\pagenumbering{arabic}

\begin{abstract}
  火星の大気成分を概観する.
\end{abstract}

%--------------------------------------------------------------------
\newpage
\section{下層大気の成分の観測方法}

バイキング1号, 2号による大気成分の分析は次のように行われた. 
まず, 着陸船のまわりの気体を採取する. 
採取した気体を質量分析器にかけて, 分子量を測定する. 
質量分析器は真空容器中で走っている気体分子に磁場をかけて走路を曲げ, 
分子の質量によって曲り方が違うことを利用して, 
気体の質量を測定する機械である. 
観測で得られた分子量の値から, 気体の種類を推定することができる. 

バイキングの質量分析器の観測可能範囲は, 分子量にして12$\sim$200である. 
分解能は分子量が200のところで, $1/200$である. 
(Owen et al,1977)

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\section{火星大気の総量}

ここではおおまかに火星大気の質量を見積もる. 
静水圧平衡が成り立つとすると
\[
  p = \int \rho g dz
\]
が得られる. 
ここで,  $p$ は地表面気圧,  $\rho$ は大気の密度,  $g$ は重力加速度, 
$z$ は大気の高さをあらわす. 
仮に火星大気の曲率と重力の変化を無視できるならば, 
\[
  S \int \rho dz = M
\]
が成り立つ. 
ただし, $S$ は火星の表面積,  $M$ は火星大気の質量である. 
この2式から, 
\[
  M = S \frac{p}{g}
\]
が得られる. 
地表面気圧が6mb(600 [Pa])だとして,  $S$, $g$ の値を代入すると
\[
  M = 4 \pi (3.4 \times 10^6)^2 \times \frac{600}{3.72} = 2.34 \times 10^{16}     \ \ \ \ {\rm [Kg]}
\]
が得られる. 
火星の大気が全てCO$_2$だとすると, 得られた値は 
$5.32 \times 10^{17}$ \ [mol] に相当する.            

\newpage

\section{下層大気成分の観測結果}


\begin{tabular}{||c|c||}\hline
気体 &amp; 重量比\\ \hline
${\rm CO}_{2}$  &amp; 95.32\% \\
${\rm N}_{2}$   &amp; 2.7\% \\
Ar   &amp; 1.6\% \\
${\rm O}_{2}$   &amp; 0.13\% \\
CO   &amp; 0.07\% \\
${\rm H}_{2}{\rm O}$  &amp; 0.03\% \\
Ne   &amp; 2.5ppm \\
Kr   &amp; 0.3ppm \\
Xe   &amp; 0.08ppm \\
${\rm O}_{3}$   &amp; 0.03ppm \\ \hline
\end{tabular}
\vspace{5mm}

(Owen et al,1977)

\vspace{1cm}

\section{放射性元素の同位体比}

\begin{tabular}{||c|c|c||}\hline
同位体比     &amp;地球  &amp;火星\\ \hline
$^{12}{\rm C}/^{13}{\rm C}$      &amp; 89   &amp;  90\\
$^{16}{\rm O}/^{18}{\rm O}$      &amp; 499  &amp;  500\\
$^{14}{\rm N}/^{15}{\rm N}$      &amp; 277  &amp;  165\\
$^{40}{\rm Ar}/^{36}{\rm Ar}$    &amp; 292  &amp;  3000\\
$^{129}{\rm Xe}/^{132}{\rm Xe}$  &amp; 0.97 &amp;  2.5\\ \hline
\end{tabular}
\vspace{5mm}

(Owen et al,1977)

%======================================================================
\newpage
\section{参考文献}

\begin{description}
  \item 前田坦, 1982  : 太陽系惑星環境の物理学, 共立出版

  \item Owen,T. et al, 1977 : 
    The composition of the atmosphere at the surface of Mars, 
    {\em J.Geophys.Res.}, {\bf 82}, 4635-4639
\end{description}
\vspace{2em}

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{\Large \bf 謝辞}
\vspace{1em}

本稿は 1989 年から 1993 年に東京大学地球惑星物理学科で行われていた, 
流体理論セミナーでのセミナーノートがもとになっている. 
原作版は石渡正樹による「火星現象論」 (89/05/19) であり,
林祥介によって地球流体電脳倶楽部版「火星現象論」
として書き直された (96/06/23).
構成とデバッグに協力してくれたセミナー参加者のすべてにも
感謝しなければならない.

\end{document}

</pre></body></html>