[ English | Japanese ] [ 地球流体電脳倶楽部 / 理論ノート / SIGEN.htm ]
- 肉眼時代(紀元前 3 世紀〜)
- 望遠鏡時代(17 世紀〜)
- 分光器時代(20 世紀〜)
- ソ連のヴェネラ
- 図1. ヴェネラ(「図説 我らの太陽系 1」から)
- アメリカのマリナ−(2,5,10号)
- 図2. マリナー10号(「図説 我らの太陽系 1」から)
- アメリカのパイオニア・ヴィ−ナス
- 図3. パイオニア・ヴィ−ナス
左.軌道船 右.着陸船 (「図説 我らの太陽系 1」から)
- ソ連のベガ
- 観測船の着陸位置
- 図5. 観測船の着陸位置 (子午線は太陽時を示す)
V4 〜 V14 :ヴェネラ, PV :パイオニア・ヴィ−ナス
- 天文学に関する数字
- 惑星本体・衛星
- 軌道要素・自転軸
- 金星の軌道
- 時間
- 太陽定数,アルベド
- 大気科学に関する数字
- 質量・分子量
- 気温・圧力・密度 (表面)
- 定数
- 鉛直構造に関する量
- 光学的量
- Appendix: 軌道要素について
- 太陽系の組成
- 図1. CIタイプの隕石と太陽大気の組成.
どちらもSiの量を1とした (McGetchin et al. 1981).
- モデルによる惑星組成の推定
- 表1. 各モデルによる金星の内部組成.
V1 から V5 はモデルを表す. (McGetchin et al ,1981).
- 表2. 各モデルによる主な鉱石組成,各層の密度,総質量
(McGetchin et al ,1981).
- 鉛直密度分布
- 日射
- 図1. 天頂方向からの日射の波長・高度依存性.
図中の数字は高度 (km) を示す.
縦軸単位中の 1/Sr はは単位立体角あたりを表す.
- 図2. 上向き下向き日射フラックス(0.4 〜 1.0μm)の高度分布.
縦軸がフラックス, 横軸が高さを表す.
図左上にあるのはセンサ−の種類で波長帯域は0.4 〜 1.0μmである
(Tomasuko et al., 1980).
- 図3. net フラックスの高度分布.
上は 0.4 〜 1.8 μm, 下は 0.4 〜 1.0 μm.
- 赤外放射
- 図4. net の赤外放射量.
DAY 探査機は昼側に降りたので, 日射分を補正してある (Suomi et al., 1980).
- 金星大気の温度の観測方法
- 温度の鉛直分布
- 図1. 金星大気の鉛直温度構造.
デ−タは大気中を降下中に温度センサ−によって測られた温度
(Seiff. 1983).
- 図2. 探査船の着陸位置.
経度は,太陽が南中している子午線を12 a.m. として,西向きに24時間で 一周するようにとってある. `PV'がパイオニア・ヴィ−ナスを表す (Shubert, 1983).
- 図3. 着陸船 SOUNDER の気温デ−タと着陸船の気温デ−タの差の高度分布.
高度 50km 以上で各探査船のデ−タの差が大きくなるのがわかる (Schubert et al., 1980).
- 図4. 空気抵抗観測から求められた高度 60km 以上 の温度.
デ−タはパイオニア・ヴィ−ナスの三つの探査船と ヴェネラ11,12 号の一部である (Seiff, 1983).
- 図5. 金星表面から 高度 200km までの温度.
ONMSは PV orbiter neutral mass spectrometer, BNMS は PV bus neutral mass spectrometer, OADは Orbiter atmospheric drag experiment を表す (Seiff, 1983).
- 図6. 地球と金星の鉛直温度構造.
熱圏(100kmより上)の温度は地球の方が高い (Schubert et al., 1980).
- 鉛直温度勾配
- 図7. Tz-Г.
Tz-Г > 0 は安定, Tz-Г = 0 は中立な成層状態の高度を表す. ただし -Г は断熱減率. 対流が起こっているとすれば, Tz-Г = 0 の高度である (Seiff, 1983).
- 赤道面・子午面構造
- 図8. 金星の平均温度断面図(赤道面).
横軸経度,縦軸高度. 横軸の0 が 太陽が南中位置にある経度である (Taylor et al., 1983).
- 図9. 子午面に表した平均温度構造.
デ−タはパイオニア・ヴィ−ナスの軌道船による.
- 図10. 地球の帯状平均温度構造(1月) (Barnett and Corney, 1985).
- 金星大気の圧力場の観測方法
- 圧力の鉛直分布
- 図1. 金星大気の鉛直圧力分布(高度 0〜67km).
探査機が降下中に気圧計で測ったもの(Seiff et al.).
- 図2. 金星大気の鉛直圧力分布(高度 65 km〜120 km).
探査機の減速率から求めたもの (Seiff et al. 1980).
- 圧力の経度・緯度依存性
- 図3. 各探査機間の気圧差. 横軸は高さを表す.
上段は経度がほぼ同じ探査機, 中段は経度緯度とも異なる場合, 下段は経度は異なり緯度がほぼ同じ探査機間のものである (Seiff et al. 1980).
- 図4. 各探査船の着陸位置.
PV が パイオニア・ヴィ−ナスを表す(Schubert. 1983).
- 遠心力バランス
- 図5. 遠心力バランス.
- 図6. 遠心力バランスを仮定して計算した東西風と,東西風の実測値.
計算値は記号を結んだ線の方で, 差を取るのに使った ふたつの探査機の名前が書いてある.
DLBI は differential long baseline interferometery の略(Seiff ,1983).
- 金星大気の風の場の観測方法
- 風の鉛直構造
- 図1. 風速の西向き成分の鉛直分布.
デ−タは四つのパイオニア・ヴィ−ナスの探査機によるもの (Counselman et al. 1980).
- 図2. 図 1にヴェネラのデ−タを加えたもの
- 図3. 風速の南北成分の鉛直分布
赤道向きが正の方向 (Counselman et al. 1980).
- 風系の模式図
- 図4. 金星の子午面循環(左)と渦の形態(右)の子午面断面模式図.
左図の高度 60km 付近のハドレ−循環の存在はかなり確実であると言われている(Schubert et al, 1980).
- 金星大気の組成の観測方法
- 図1. CO の吸収線の観測によって得られた体積比 ［CO］/［CO2］.
(a) は金星時間で早朝, (b) は 真夜中 である.高度 80km 〜 90km の間で CO の 量の日変化が大きいことがわかる. Wilson and Klein による. (図 は U. von Zahn et al ., 1983 より)
- 高度 70km 以下の大気組成
- 放射性同位対比
- 高層大気の組成
- 図2. 高層大気(高度 150km$\sim$)の組成密度高度分布.
点線は真昼,実線は真夜中の領域のデ−タ. 昼夜で大きな差があるの がわかる. デ−タはパイオニア・ヴィ−ナスの軌道船のもの. (原図は Niemann et al 1980)
- 観測方法
- 雲層の分類
- 図1. 各モ−ドの高度分布.
デ−タは パイオニア・ヴィ−ナスの LCPS による. モ−ド1については 粒径が 0.6 μm 以上に限ったものについても表してある (Esposito et al. 1983. ただし 原図はKnollenberg and Hunten 1980).
- 図2. 雲粒子の数密度,消散係数,密度 の高度分布.
左から 数密度,消散係数,密度を表す. デ−タは LCPS (3 ペ−ジ 注 1) による. Tum は 上層雲と中層雲の境目, Tml は 中層雲と下層雲の 境目を表す (Esposito et al., 1983. ただし 原図はKnollenberg and Hunten 1980).
- 金星の雲の組成
- 紫外線像
- 地球の雲との比較
- 四日循環
- 四日循環に関する理論
- 図1. 傾いた対流.
- 図2. 熱源の移動による対流の傾き.
a, b は 熱源が下端にあり,c, d は上端にある.熱源は 右から左に移動する. a, c は等温線, b, d は 流れの図.
- モデル
- 図3. Chalikov et al の 結果(3 層モデル).
楕円の図は上下が極で全球を表している. 左から 東西風, 南北風で 上から第 1 層, 2 層, 3 層(第 1 層は 最下層). 右上は鉛直流, 右下は 赤道面断面図の模式図.
- 図4.1, 図4.2. Pollack and Shubert の結果.
波数 1 のものを抜き出したもの. a: 鉛直流, b: a:の五日後, c: 温位, d: c:の 5 日後. a,b,c,d とも高度56km.
- 図5, Rossow の結果. 風の東西平均の各成分.
(a) 南北流(斜線部南向き).
(b) 上昇流(斜線部は上昇流).
(c) 東西流(斜線部は西風).
東西流の最大値は 10m/s(図中の数値では 3)しかない.
GFD Dennou Staff 
Last Updated: 1006/07/22, Since: 2014/06/24