2016.3.27 月惑例会発表
2018.6.18 修正
三品利郎
何年かに一度、火星全体がダストの雲に覆われる全球的は大規模ダストストームが
発生しています。火星のどこかに明るい雲が現れ、数日のうちに広がり、火星全体を覆うまでに発達して、
一か月以上火星を覆い、やがて晴れ渡り火星の模様が再び見られるようになります。
この写真は、2001年のダストストームの様子をMGS Mars Orbiter Camera (MOC)
で撮影したものです。
(NASA/JPL/MSSS)(出典:http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03170)
下の図は火星の軌道とＬsの関係を示したものです。
下の表は、全球的なダストストームの発生時のLs( solar longitude）をまとめたものです。
火星の近日点,Ls=251°を挟んだ期間に発生しています。これは、近日点付近では火星全体が最も暖かいことに関係して
います。しかしながら、発生と拡大のメカニズムについては、まだ、仮説段階で、確定的なことがわかってはいません。
(出典:出典 :J.H.Shirly,Iacrus 251(2015) 128-140,Solar System dynamics and global-scale dust storms on Mars)
MY24から31の８ＭＹの火星面(610Pa面)のダストの光学的厚さを並べたものです。濃い赤の部分が2.6、水色が1.0、
濃い青が0.2に対応します。因みに地球の高層雲の光学的厚さが約2に相当します。黄砂の影響では光学的厚さが2.4
（出典: エーロゾルの観測：気象庁 http://www.data.jma.go.jp/gmd/env/aerosolhp/aerosol_obs.html）になることもあります。
（出典：L. Montabone他,”EIGHT MARTIAN YEARS OF DUST CLIMATOLOGY RECONSTRUCTED FROM
SPACECRAFT OBSERVATIONS”, Fifth international workshop on the Mars atmosphere: Modelling and
observations Oxford, January 13-16 2014,http://www-mars.lmd.jussieu.fr/oxford2014/program.htm）
上の表と図で"Mars year"という年を表す単位が使われています。この"Mars Year(MY)"について,米国惑星協会の
WEB(http://www.planetary.org/explore/space-topics/mars/mars-calendar.html)に解説があります。それによ
ると、Mars Yearは、1955年4月11日に火星の北半球が春分を迎え,Ls(Solar Longitude)=0になった時点を紀元と
し、火星が太陽の周りを回る期間を1火星年とする火星基準の紀年法です。R.T.Clancyらが2000年に発表した論
文(Journal of Geophysical Research,105,P9553-9572)の中で,マリナー9号,ヴァイキング1号2号、パスファインダー
やＭＧＳによって観測された火星大気のデータを比較し,火星の季節変動を解析するために、このMars Yearを使っ
たことが始まりです。1955年4月11日〜1957年2月25日までがMY1です。2016年はMY33(2015年6月18日〜2017年5月5日)
に相当します。
1956年には、日本で数多くの観測記録が取られました。”佐伯恒夫著、「火星とその観測 改訂増補」,1971年,恒星社厚生閣”に、
その詳しい経過が解説されています。
1971-72年の時は、ちょうどマリナー9号が火星に到着した時期と重なっていました。そのため、火星面の詳しい画像の撮影は後回し
となり、ダストに関する詳しいデータが集められました。下の画像は、マリナー9号が1971年の11月11日に撮影した火星です。
(NASA/JPL)（出典:http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02996)
１９７７年のダストストームの時は、Viking1,2号が気象観測をしており、気圧、気温と風向・風速のデータが得られました。
ワシントン大学,”Live From Earth and Mars Project"のWEB(http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/index.html)にある
”Meteorology Data”のページでViking1,2号が観測した火星の気圧,気温と風のデータが公開されています。
(http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/data.html)
このViking1号のデータで作成したのが下のグラフです。横軸はLsです。
ダストストームの最中は、日中（14時)・夜間(2時）とも風が強くなり、日中は気温が下がり夜間は気温が上昇しています。
昼間は、太陽放射が雲に遮られるため、火星の表面が受ける太陽放射が減る表面付近は気温が上がらないのですが、太陽
放射が吸収される上空のダストの雲が暖まります。夜は、上空で暖まったダストの雲からの放射を表面で受けるため、表面付近
の気温が下がらないと考えられます。
ダストストームになると、20m/secという数字だけみると日本の台風並みの風速が記録されています。この風速を理解する上で、
火星面の大気の密度が地球の100分の1強であることと、火星面の重力は地球の約38%であることを忘れないようにします。風の影響
を風圧で判断すると、風圧の計算式は、
風圧=-(1/2)*大気密度*風を受ける面の面積*係数*風速の二乗
となります。地球面の大気密度は、1.217 kg/m3、対して火星面の大気密度は、0.02 kg/m3ですので、火星面の風圧は、
同じ風速の地球での風圧の約1.6%になります。火星面で風速20m/secの風圧と同じになる地球での風速を逆算すると
約13%の約2.6m/secとなります。これを重力が地球の38%であることを考慮して、補正すると、(2.6m/sec)/0.38≒6.8m/secとなります。
地球で、これくらいの風が吹くと砂埃が舞います。火星でも2.6m/secの風で砂が舞うことが推測できます。
2001年のには火星を周回している探査機、MGSにより観測データが集められました。その結果は、NASA/JPLのWEBで
公開されています。
最初の画像は、MGSが撮影した大気中のダストの量が変化する様子です。2001年6月24日から7月8日にかけて観測された
ものです。赤い部分がダストの濃い部分でダストストームの雲に相当します。ヘラスの縁で発生したダストストームが東西に伸び
南北に広がり、全球に拡がっています。
(the Arizona State University TES Team)(出典:NASA SCIENCE NEWS http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2001/ast16jul_1/)
次は、これをアニメションにしたものです。
(the Arizona State University TES Team)（出典:NASA SCIENCE NEWS http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2001/07/16/ast16jul_1_resources/dust_movie_med.gif）
火星上空の気温の変化をアニメションにしたものもあります。ダストストームが発生すると約25km上空の気温が30℃も上昇しています。
(the Arizona State University TES Team)（出典:NASA SCIENCE NEWS http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2001/07/16/ast11oct_2_resources/temperature_movie_big.gif)
下のグラフは、1999年から2003年にMGS(Mars Global Surveyor)のTES(Thermal Emission Spectrometer)が観測した、上空(〜25km)
と表面の気温変化です。これは、M.D.Smith著,"Interannual variability in TES atmospheric observation of Mars during 1999-2003"
Icarus167(2004)148-165に掲載されているグラフです。
MY25のLs185からが2001年のダストストームの時期です。ダストストームが起きなかったMY24の気温変化と比べることができます。
右のグラフが表面の気温変化で、上が昼間、下が夜間です。表面では、昼間はMY25はMY24より気温が下がり、夜間はMY25はMY24より気温が
上がっています。青と赤の四角で囲みました。これは、Viking1,2号の観測と符合します。左のグラフは、上空(〜25km)での気温変化で、上が昼間、
下が夜間です。上空(25km)では、昼間の夜間も気温がMY25はMY24よりも高くなっています。その部分を赤い四角で囲みました。これが、上の気
温変化のアニメに相当する部分です。すなわち、上空のダストの雲が太陽放射を吸収して熱を蓄えていることがわかります。
よく見ると、ダストストーム後の昼間の気温は、25km上空も火星表面もともに下がっています。これは、ダストストーム後は、火星表面のアルベド
が大きな部分（暗く見える部分）にダストが薄く積もり、アルベドが高くなるため火星表面の温度がわずかに下がるためだと、論文で考察されています。
（出典:M.D.Smith,"Interannual variability in TES atmospheric observation of Mars during 1999-2003"Icarus167(2004)148-165
<http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..167..148S>)
2007年は、火星の探査機やローバが撮影した様々な画像がNASAのWEBで公開され、全貌を詳らかに知ることができました。
その経過をまとめて、私のWEBで公開しています。その中から興味深いものを抜粋して紹介します。
下の図は、2007年のダストストームの始まりを捉えた、Jim Melkaさんの画像です。
”Well, what may be the dustiest region of Mars, seems to be active."とのコメントを添えmarsobservers-mlに報告されました。
(出典: International Mars Watch http://elvis.rowan.edu/marswatch/images/2007/20070625-Jim-Melka-48-93.jpg)
次は,MROが撮影したダストストムの前とダストストームの最中の画像です。火星全体が、ダストの覆われ、
模様が見えなくなっています。オポテュニテイやスピリットがいる場所も、濃いダストに覆われています。
(NASA/JPL/Malin Space Science Systems)(出典: SERIES OF STORMS SHROUDS MARS IN DUST http://www.msss.com/msss_images/2007/07/19/)
火星面で観測を続けているローバが撮影した火星の空の変化です。光学的厚さ、τは0.94から4.7まで変化しています。
地球でいえば、黄砂で靄ががかった状態から、高層雲に相当する曇天の状態まで変化したのと同等です。
（光学的厚さについては補足説明を参照）
（NASA/JPL-Caltech/Cornell ）(出典: Dust Storm Time Lapse Shows Opportunity's Skies Darken http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/20070720.html)
2007年当時、米国惑星協会のWEBで公開されていた、MROのMars Climate Sounderで観測した火星上空の気温変化をアニメーション
にしたものです。北極と南極付近で気温が特に高く上昇しています。
（出典: 米国惑星協会 http://www.planetary.org）
2014年のEighth International Conference on Mars (2014)(http://www.hou.usra.edu/meetings/8thmars2014/)で,Kleinboehl他が
ポスターセッションで発表した、”TEMPERATURE AND DUST PROFILES DURING THE MARTIAN GLOBAL DUST STORM IN 2007
FROM MARS CLIMATE SOUNDER MEASUREMENTS”に掲載されているものです。2007年のダストストームの際の温度とダストの光学的厚さ
を対比させています。40〜50km上空の気温は90°（北極）付近と-90°（南極)付近で高くなっています。対応する領域のダストの光学的厚さは
小さくなっています。これは、子午線に沿った大気循環の下降気流域のよる昇温だろうと提案しています。
（出典:Kleinboehl他,”TEMPERATURE AND DUST PROFILES DURING THE MARTIAN GLOBAL DUST STORM IN 2007
FROM MARS CLIMATE SOUNDER MEASUREMENTS”,Eighth International Conference on Mars (2014))
[補足説明]
光学的厚さとは、大気による日射の減衰率のことであり、記号、τで表します。
I0は大気上端での太陽光の強さ、
Iは地上に達した太陽光の強さ、
mは天頂方向の気柱の長さを１としたときの各太陽天頂角に対する大気路程
として、
式 I=I0*exp(-mτ）
で定義される。
気象庁 大気の光学的厚さの観測
地球の雲と光学的厚さは、下図のようになっています。
出典 ISCCP (International Satellite Cloud Climatology Project)
以上