飛翔体からの観測データにより解き明かす木星・土星雲層構造の時空間変化

本研究課題は，ガス惑星の特徴である帯状構造とそれを決定する雲物理を飛翔体データから定量的に解明することを目的としている．最終年度は，Mie散乱位相関数ではなく2年目に作成した高屈折率 (nr = 1.85) の回転楕円体の散乱位相関数を木星の雲粒子に適用し，米探査機Cassiniの青色光 (455 nm) と近赤外光 (750 nm) データの解析を行った．しかし，波長毎に最適化される有効半径や長軸短軸比が異なるため，単一の雲粒子によって幅広い太陽位相角の周辺減光曲線を両波長において再現することは，回転楕円体のような非球形粒子にまで視野を広げても困難であることが分かった．この原因が単一の雲粒子によって雲層が構成されるという仮定に起因するのか，雲粒子の形状に起因するのかを判断するだけの観測情報は今のところ存在しない．また，1年目に発生した比較的波長が近い2つの近赤外波長 (750 nm，890 nm) で最適化される屈折率が変化する原因は，仮定した雲層構造が単純すぎる点にあると考え，メタン吸収帯 (890 nm) データの再解析を行った．従来の方法では，上層雲と (半無限の光学的厚さをもつ) 下層雲は高度方向に一様に存在すると仮定していたが，スケールハイトに従って高度が上昇するにつれ減少する (より現実的と考えられる) ものとした．それにも関わらず，こうした試行は雲の屈折率や粒径の最適値を変化させるものではないことを明らかにした．以上のような解析の困難から土星データへの手法の適用及び延長はできなかったものの，2016年夏から木星周回軌道から観測を開始する米探査機Junoのデータを解析し，雲層構造を決定するためのベースとなる知見を獲得できた．

本研究課題は，ガス惑星の特徴である帯状構造とそれを決定する雲物理を飛翔体データから定量的に解明することを目的としている．最終年度は，Mie散乱位相関数ではなく2年目に作成した高屈折率 (nr = 1.85) の回転楕円体の散乱位相関数を木星の雲粒子に適用し，米探査機Cassiniの青色光 (455 nm) と近赤外光 (750 nm) データの解析を行った．しかし，波長毎に最適化される有効半径や長軸短軸比が異なるため，単一の雲粒子によって幅広い太陽位相角の周辺減光曲線を両波長において再現することは，回転楕円体のような非球形粒子にまで視野を広げても困難であることが分かった．この原因が単一の雲粒子によって雲層が構成されるという仮定に起因するのか，雲粒子の形状に起因するのかを判断するだけの観測情報は今のところ存在しない．また，1年目に発生した比較的波長が近い2つの近赤外波長 (750 nm，890 nm) で最適化される屈折率が変化する原因は，仮定した雲層構造が単純すぎる点にあると考え，メタン吸収帯 (890 nm) データの再解析を行った．従来の方法では，上層雲と (半無限の光学的厚さをもつ) 下層雲は高度方向に一様に存在すると仮定していたが，スケールハイトに従って高度が上昇するにつれ減少する (より現実的と考えられる) ものとした．それにも関わらず，こうした試行は雲の屈折率や粒径の最適値を変化させるものではないことを明らかにした．以上のような解析の困難から土星データへの手法の適用及び延長はできなかったものの，2016年夏から木星周回軌道から観測を開始する米探査機Junoのデータを解析し，雲層構造を決定するためのベースとなる知見を獲得できた．