[ 地球流体電脳倶楽部 / dcrtm / SIGEN ]
- 木星大気の放射伝達を解けるようになる
- そのために必要な事柄
- HITRAN に載っていない吸収係数のデータを集める
- 従来の放射研究をサーベイして, それらの論文で利用している値を把握する
- Appleby and Hogan (1984) をながめてみる(徳永)
- 読書中, 以下 Introduction のメモ
- Kuiper (1952), Lasker (1963)
- 対流平衡だけを仮定して, 木星大気の温度構造を計算
- 大気の放射伝達は考慮していない
- Trafton (1976)
- 最初の放射対流平衡モデル計算
- 赤外放射のみ考慮
- H2 :並進, 並進-回転帯
- NH3: 10, 16 μm 回転帯
- CH4 の吸収と, 太陽放射加熱は考慮していない
- 光学的に厚い領域では対流が生じると仮定
- NH3 の吸収の寄与は木星以外の外惑星では無視できること,
木星においてもその寄与は小さいことを示した.
- 成層圏の温度は等温
- Hogan et al (1969)
- 十分に深い領域で温度圧力を与え, その温度圧力を通る温度分布を求める.
- 赤外波長域の吸収帯として, Trafton (1976) で扱われたもの以下を追加
- 太陽放射加熱を考慮
- 太陽放射加熱を考慮することで, 成層圏の温度逆転を表現
- 太陽放射加熱のないモデルと比べ 40 K 温度が上昇
- Cess and Khetan (1973)
- 放射伝達計算を解析的に行うモデル
- 考慮する赤外放射の吸収帯, 太陽放射加熱は Hogan et al (1969) とほぼ
- 成層圏の温度逆転は, Hogan et al (1969) の計算結果にくらべ, より
高い高度で生じる
- この違いが後日 Hogan 自身によって, Hogan et al (1969) で用いた
プログラムの誤りによるものであることが示された.
- Wallece et al. (1974)
- "illustrative model" (?)
- 以下の太陽放射加熱帯を追加
- CH3: 2.3, 1.7, 0.74-1.5 μm
- 成層圏の温度は Hogan et al (1969) や, Cess and Khetan (1973) に比べ
場所によってはさらに 20 K 上昇
- エアロゾルの加熱効果についても調べる. エアロゾルの加熱は観測される
CH4 7.7 μm 帯の強い放射を説明するために必ずしも必要ないことを示した.
- C2H6, C2H4 の吸収を考慮すると, 成層圏の温度は 10 K くらい下がる.
- 文献収集(徳永)
- Carlson et al. 1994, JGR, VOL 99, 14623
- Carlson et al. 1992, ApJ, VOL 388, 648
- Carlson et al. 1992, ApJ, VOL 393, 357
- Carlson et al. 1993, JGR, VOL 98, 5251
- Hunt 1981 Atmospheres of Jupiter and Saturn
- Hunt 1981 The meteorology of Jupiter's atmosphere
- Downing and Williams 1975, JGR VOL 80, 1856
- Warren 1984, Appl. Opt. VOL 23, 1206
- Appleby and Hogan (1984) をながめてみる(徳永)
- アブストラクトとイントロダクションを訳して持ってくる
- 論文調査
- galileo, Voyager で測定された放射加熱率の論文の収集(杉山)
- それらの論文で使われている雲のモデル・放射モデルを調べる.
- Hunt (1981) も含める
- Carlson et al. 1993
- pending 中の光学パラメタ
- NH4SH ice
- NH3 + H2O (アンモニア水)
- Martonchik, et al. 1984
- 0.14 - 200 micron (紫外- 赤外)
- 複素屈折率の Table が掲載されている (10 -- 100 cm^-1 おき)
- 有効半径を与えて Mie 理論から消散効率, 第一次散乱アルベド, 非対称因子を導出
- Carlson et al. 1994, JGR
- 赤外スペクトルから雲の構造を推定
- 赤外波長の消散効率, 第一次散乱アルベド(図7)を掲載
- 放射モデルは Carlson et al. 1993, Carlson et al. 1992a, b
- NH4SH ice の消散効率も計算
- 5 micron band では NH4SH ice の影響が有る
- 参考文献をさがすと複素屈折率ものっているのでは?
- Carlson et al. 1992a, ApJ, VOL 388, 648
- shot spot の放射を計算
- 三種類(H2O, NH4SH, NH3)の雲を考慮
- 光学係数
- Carlson et al. 1992b, ApJ, VOL 393, 357
- Hunt 1981 Atmospheres of Jupiter and Saturn
- 光学係数
- NH3 ice
- NH4SH ice 光学係数
- 幅広いデータ幅では NH4SH の光学パラメタのデータはない(Sudarsky et al. 2003 P11)
- NASA の文書
- 有用そうなサイト
- 文献リストページの作成 (光田)
- H2-He の吸収線データの調査 (光田)
- Trafton (1973)
- Trafton (1967) で示された光学的厚さの定式化に沿った
吸収係数のパラメータを実験を基に決めている
- 波長域は赤外 (0--1400 cm^-1)
- Appleby and Hogan (1984) では, Trafton (1973) の吸収係数が用いられている
- Trafton and Stone (1974)
- Trafton (1967) の改良版. 吸収係数パラメータを Trafton (1973) のものに
変更した.
- Lindal et al (1981) (光田)
- 吸収係数は Appleby and Hogan (1984) を参照している
- NH3 ice の物性値について(継続中)
- Carlson et al. 1994
- Martonchik, et al. 1984
- JGR Cassini 特集合 quick summary
- その他の文献調査
- Nixon et al. 2007, Icarus, 188, 47
- Simon-Miller et al. 2006, Icarus, 180, 98
- Matcheva et al. 2005
- Kunde et al., 2004, Science, 305, 1582
- 木星の雲の放射モデルについて
- Martonchik, et al. (1984) に NH3 ice
複素屈折率の生データが掲載されている (50-70,000 cm^-1) .
- 最近の論文調査(杉山)
- 放射モデル計算はあまり見つかっていない(DPS, AGS の調査)?
- galileo, Voyager の論文をおさえるのが重要?
- Cassini の結果: JGR / Icarus の Cassini 特集号があるかもしれない(小高)
- Carlson et al. 1994 に NH3 ice の光学係数有
- Carlson の論文を引いて NH3 ice 物性値を探す
- Dlugach and Mishchenko 2004 : 雲およびエアロゾル光学特性の形依存性
- Griffoen 2000 : 三次元放射伝達モデル
- 吸収線の情報が得られそうな論文の目星
- Lindal (1981)
- Appleby and Hogan (1984)
- 吸収線データベース
- Appleby and Hogan (1984) では, H2-He, CH4, C2H6, C2H2 を考慮している.
- C の化合物が結構聞くらしい(倉本さん談)
- NH3 も考慮すべき(倉本さん談)
- CH4 に関しては, 近赤外から可視のデータが集まっている.
- HITRAN 2004: 近赤外 10000 cm^-1 付近まで
- Irwin (2005) の書かれた頃は, 7000 cm^-1 までしか HITRAN に載っていなかった
- Karkoschka (1994): 近赤外から可視(10000 〜 25000 cm^-1)
- H2-He
- Trafton (1973), Trafton and Stone (1974) をチェック
- galileo, Voyager で測定された放射加熱率の論文のチェック
- Sromovsky et al (1998) を読んだ
- 雲のモデルが含まれているようだが, その詳細は? => TODO (杉山)
- 複素屈折率, 散乱アルベド, 非対称因子, をどのようにしたか?
- Sromovsky を引用した論文はあまりない. 探査が終わったから?
dcmodel Development Group / GFD Dennou Staff 
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