# 表題: DCRTM for Jupiter ミーティングメモ
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# 履歴: 2007-09-06 小高正嗣
= DCRTM for Jupiter ミーティングメモ (2007/09/06)
== 参加者
* 徳永, 光田, 小高, 齊藤
== 目指すところ
* 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
== 次回打ち合せ日程
* 9/18 (火) 13:30 -- 16:00
== 本日までの作業報告
* Houghton よみ
== 本日の打ち合わせ
* 当面の作戦 (9/28 まで)
* 徳永さん, 齊藤さんは, 現在かかえている論文読みに集中する
* その後の作戦
* Houghton 読みは 10 月一杯
* その後は光田モデルドキュメントを学ぶ
* 年明けには光田モデルソースコードに触れる
== TODO
* dcrtm 文献メモページ置場の整理
* Houghton 4 章のレジュメを作って解説する(徳永)
* 終わったら 6 章へ
* 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, 小高)
* 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)
* プログラムの最低限の説明をプログラム本体のコメント行に書く
* 放射モデルの定式化を文章化する(D 論 Appendix 用に)
== 先週までのうちあわせ
=== 2007/08/21
* 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
=== 2007/08/16
* Sromovsky et al (1998) で引用された光学係数の文献をチェック(光田)
* 木星文献ページにリストは作った
* Houghton 4 章解説(徳永)
* 大気経路の透過率まで
* 来週は論文調査
=== 2007/08/09
* 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
* pdf は格納済み, まだ目を通していない
* 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)
* ((<モデル置き場|URL:../model/SIGEN.htm>))
* 各自の資源はこちらに格納すること
* 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)
=== 2007/07/31
* Houghton 関連の質問
* レイリー散乱係数の導出方針解説
* 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
* 徳永さん
* houghton 4 章を読む
* 齋藤さん
* 徳永さんにつっこむ
=== 2007/07/17
* 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
* 和訳本: 大気物理学も参考に
* (())
* 放射の基礎, バンド法を取得する
* 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.)
* 9 月の中間発表: 放射伝達モデルの解説??
* 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 )
* 散乱位相関数はなし
* 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
=== 2007/07/10
* 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
* CH4: 7.7 μm
* NH3: 6 μm
* 太陽放射加熱を考慮
* CH4: 3.3 μm
* NH3: 3 μm
* 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.
=== 2007/07/04
* 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
* (())
* 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
* 特に hot spot 付近
* 参考文献をさがすと複素屈折率ものっているのでは?
* (())
* shot spot の放射を計算
* 三種類(H2O, NH4SH, NH3)の雲を考慮
* 光学係数
* (())
* NH4SH ice : G. Sill and J. Pearl 1988 Private commnication
* それらしい論文は見当たらない.
* water : Downing and Williams 1975
* 光田モデルでは Hale and Querry 1973 を使用
* water ice : Warren 1984
* (())
* あまり有用な情報は見当たらず.
* (())
* 輝度温度
* 紫外反射率
* 大気組成
* 光学係数
* NH3 ice
* 元論文は (())に収束
* 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|URL:http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19980021234_1998075833.pdf>))
* NH4SH の光学係数はよくわかってない
* 有用そうなサイト
* (())
* (())
=== 2007/06/26
* 文献リストページの作成 (光田)
* とりあえず ((<木星版|URL:../paper/jupiter.htm>)) だけ
* 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
=== 2007/06/19
* JGR Cassini 特集合 quick summary
* (())
* とりあえずタイトルとアブストラクトだけ眺めてみたが, 該当するような論文は
なかった.
* その他の文献調査
* (())
* ((<"Simon-Miller et al. 2006, Icarus, 180, 98"|URL:http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4H4V73F-3&_user=4319518&_coverDate=01%2F31%2F2006&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000009418&_version=1&_urlVersion=0&_userid=4319518&md5=8921c52de7484e5b9f21744d24b3caf3>))
* (())
* (())
* 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) .
=== 2007/06/12
* 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
=== 2007/06/09
* 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?