[ 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
- 8/30 (木) 13:30 --, Houghton 教科書読み合わせのみ
- 今後の作戦
- Sromovsky et al (1998) で引用された光学係数を持ちいて,
Appleby and Hogan (1984) が行ったような計算が可能な
放射対流平衡モデルを作ってみる
- ステップ1: Appleby and Hogan (1984) の再計算
- H2-He, CH4, C2H6, C2H2 だけ
- ステップ2: 微量成分の吸収を考慮, 雲の吸収散乱はなし
- H2O, NH3, CH3D, PH3, GeH4 を追加
- ステップ3: 雲の吸収散乱も考慮する
- NH3 ice, NH4SH ics, H2O water を追加
- Houghton 4 章のレジュメを作って解説する(徳永)
- 論文調査
- 最低限必要な文献は収集できたので, 今後は最新情報だけチェック (杉山)
- pending 中の光学パラメタ
- NH4SH ice
- NH3 + H2O (アンモニア水)
- モデルのアーカイブ(光田)
- Sromovsky et al (1998) で引用された光学係数の文献をチェック(光田)
- Houghton 4 章解説(徳永)
- 来週は論文調査
- 論文調査 (杉山)
- Sromovsky et al (1998) で引用されている光学係数の論文をあつめた
- GEISA 調査 (光田)
- 惑星大気への適用を念頭に置いたデータベース. C*H* 系の分子種が多く含まれている.
- 無料, データベースは FTP でアクセス可能
- 登録されている吸収線パラメータの内容は HITRAN とはあまり変わらない
- 計算時における吸収線データベースの交換は読み込むサブルーチンを変更することで容易に行えそう
- モデル置き場のディレクトリを作成 (光田)
- モデルアーカイブ(光田)
- line-by-line 法での吸収係数算出プログラム
- Houghton 4 章解説(徳永)
- 4.3 節 (等価幅を用いた平均等価幅の導出まで)
- Houghton 関連の質問
- Appleby and Hogan 1984 要約の手直し (アブストラクトまで)
- 今後の進め方
- Sromovsky et al (1998)
- Appendix A : 太陽放射の放射伝達モデルの詳細
- doubling and adding program
- 物質リスト TABLE 9
- gas: CH4, H2-H2, NH3
- cloud, haze: H2O, NH3, NH4SH, upper haze (Smith 1986)
- Appendix B : 赤外の放射伝達モデルの詳細
- radiative transfer: Toon et al 1998 ( The source function technique )
- 吸収物質リスト TABLE 10
- H2, H2O, NH3, CH4. CH3D, PH3, GeH4
- 主に HITRAN 92 を使用, 一部 GEISA
- リストに載っている論文を集める
- 複素屈折率リスト TABLE 11
- NH3, NH4SH, H2O liquid, H2O ice
- H2O liquid: Palmer and Williams 1974
- NH4SH : Carlson private comunication 1995
- 作戦は ?
- 夏休みあたりで光田モデルを徳永さんへ伝承しはじめる
- その後, 木星雲なしモデルを作る ( リファレンスとして )
- 徳永さん作戦
- Appleby and Hogan を読む
- 木星常識をつかむ
- まずは Introduction を読み終える
- その後は Houghton を読んだ後に
- Houghton 4 章を読む
- 光の気象学(吸収線の章,7,8章)を読む
- 三種の透過率法 (line-by-line, band, k-dis.)
- 光田モデルをどう改良すればよいか ?
- 放射伝達のモデルは流用可能 (放射加熱率計算用としては悪くない精度を持つ)
- 赤外放射伝達: Sromovsky et al (1998) と同様 (Toon et al 1989)
- 可視放射伝達: δ eddington の二方向近似 (Toon et al. 1989)
- 物質の吸収係数を入れ替える必要は有る
- 既にあるサブルーチン
- HITRAN -> バンド法での吸収係数 ( 強吸収近似, Goody, ... )
- HITRAN -> line-by-line 法での吸収係数
- line-by-line 法 -> k 分布法での table 作成
- 複素屈折率 -> 消散効率, 第一次散乱アルベド, 非対称因子 ( by Mie theory )
- 散乱大気の放射伝達モデル
- 温度, 圧力, 光学的厚さ, 第一次散乱アルベド, 非対称因子 -> 放射フラックス
- 可視: 二方向近似, δ eddington
- 赤外: 二方向近似, source function
- 一度モデルの解説が必要 (夏休みあたり ?)
- 赤外 or 可視 どっちを優先するのか
- 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.
- 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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