%表題 2002年 合同大会予稿: Mosir プロジェクト技術紹介 % %履歴 2002/02/19 杉山耕一朗 % 2002/02/23 杉山耕一朗 % 2002/02/24 杉山耕一朗, 小高正嗣, 林祥介 % 2002/02/25 杉山耕一朗 % 2002/02/26 杉山耕一朗 % 2002/02/27 杉山耕一朗, 小高正嗣 % 2002/02/28 杉山耕一朗, 林祥介 % 2002/03/01 杉山耕一朗: 登録情報を追加 1. 日本語タイトル(60 文字以内) 「木星型惑星大気の熱力学計算〜温度分布と静的安定度の分布」 2. 英語タイトル(130 文字以内) "A thermodynamic calculation for jovian planetary atmospheres --- vertical profiles of temperature and static stability" 3. 希望セッション名 "P036" 4. URL "http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~sugiyama/" 5. e-mail address "" 6. 著者全員の ID - 杉山耕一朗: 002941 - 小高正嗣: 000695 - 倉本圭: 000014 - 林祥介: 000006 7. 発表者の ID 杉山耕一朗: 002941 8. 発表形態 (口頭 or ポスター) ポスター 9. 発表言語 日本語 10. 発表言語その他 11. プログラム掲載用タイトル(日本語 40 文字以内) 「木星型惑星大気の熱力学計算」 12. プログラム掲載用タイトル(英語 100 文字以内) "A thermodynamic calculation for jovian planetary atmospheres" 13. キーワード(日本語) - 木星型惑星 - 惑星大気 - 断熱温度減率 - 静的安定度 - 熱力学平衡 - 比較惑星学 14. キーワード(英語) - Jovian Planets - planetary atmosphere - adiabatic lapse rate - static stability - the state of themal equilibrium - planetary science 15. 予稿集原稿本文(日本語 2000 文字以内) ----------------------------------------------------------------- 1. はじめに 凝結成分の存在する大気の対流構造を研究する際, 空気塊の断熱変化を仮定し て大気の温度分布と静的安定度の分布を見積もることは必須の手順である. 木 星型惑星においては複数の成分が凝縮に関与し, それに付随する潜熱の放出は 複雑な静的安定度をもった大気構造をもたらす可能性がある. まさに複数の成 分が凝縮するという理由によって, 大気の力学的構造を研究するために必要な 熱力学的な考察が十分に行われてこなかった. 我々の今までの研究(Sugiyama et al., 2001a)によって, 木星大気における温 度分布と静的安定度の分布の元素存在度依存性が得られた. しかし低温での比 熱のデータが不足していた為に, 木星以外の外惑星大気の熱力学的考察を行う ことができなかった. さらに2 つの相に含まれる物質が全く同じ場合に大気の 熱平衡状態を正確に計算することができていなかった. そこで本研究では, 物性データの収集と計算手法の見直しを行い, 木星型惑星 大気全てにおいて温度分布と静的安定度の分布の元素存在度依存性を調べるこ ととする. 2. 計算手法 大気の熱平衡状態を計算する手法としてギブス自由エネルギー最小化法を採用す る. この手法は温度と圧力を与えた時のギブス自由エネルギーの式を大気組成に 関する 2 次の関数に近似し, ギブス自由エネルギーを反復的に最小値に収束さ せるものである. 大気の熱平衡状態はギブス自由エネルギーが最小化された状態 とする. この手法の利点は大気中で生じ得る化学反応を考慮せずに済み, さらに 大気組成を簡単に変更することのできる点にある(Sugiyama et al., 2001b). この手法の欠点は, 2 つの相に含まれる物質が全く同じ場合には適用できないこ とである. 例えば 1 成分 2 相系の場合, 温度と圧力を与えた時のギブスの自由 エネルギーの式はそもそも組成に関する 1 次の関数なので上記の手法は使えな い. この欠点を克服するために, 前もって化学ポテンシャルの値から存在し得る 相を判定することとした. ギブス最小化法で必要とされる物性値は標準状態でのエントロピー及びギブス自 由エネルギー, そして温度の関数としての比熱である. H2 以外の化学種の 100 K 以下の比熱はスプライン補間を用いた外挿により求める. 全ての化学種は理想気体, 理想溶液の法則に従うと仮定する. 3. 計算結果 計算結果の一例として土星大気の静的安定度の分布の元素存在度依存性を示 す. 相変化する成分を含んだ空気塊を湿潤空気, 相変化する成分を除去した空気 塊を乾燥空気と呼ぶことにし, 対流層で期待される静的安定度を湿潤断熱温度勾 配と乾燥断熱温度勾配とのずれから評価する. 凝縮性元素の存在度は太陽系元素 存在度の 1 倍, 3 倍と変化させ, 非凝縮性元素の存在度は太陽系元素存在度と 同程度とした. ボイジャーの観測結果に合うように基準圧力を p = 1.2 bar, 基準温度を T = 143 K とした. 静的安定度の 4 つのピークは大気上層から順に NH3(s), NH4SH(s), H2O(s), H2O-NH3(aq)の凝結に伴うものである.大気の成層に与える影響は H2O-NH3(aq) の凝縮に伴うものが最も大きい.しかしその値は O の存在量を太陽 系元素存在度の 3 倍とした時でも 1.4x10^{-5} 程度であり, 地球の 静的安定度の 1/10 程度でしかない. 計算手法の見直しの結果, 例えば H2O-NH3(aq) から H2O(s) への相変化をな めらかに表現することが可能となった. 4. 参考文献 Sugiyama, et al., 2001a: Proceedings of the 34th ISAS Lunar and Planetary Sympo., 53-56. Sugiyama, et al., 2001b: Oboro. http://www.gfd-dennou.org/arch/oboro/ GFD Dennou Club. ------------------------------------------------------------------------ 16. 予稿集原稿本文(日本語 2000 文字以内) ------------------------------------------------------------------------ 1. Introduction In the study of convective structure of an atmosphere with condensible component, possible vertical profiles of temperature and static stability can be considered by calculating the adiabatic change of an air parcel. This is a necessary procedure in the study of the Jovian planets, where the latent heat released from many condensible species and reaction heat from many chemical processes possibly produce complicated structure of static stability. In our previous study (Sugiyama et al., 2001a), the dependence of temperature and static stability on elemental composition of a model Jovian atmosphere is examined. However, the thermodynamic equilibrium state of the actual Jovian atmospheres can not be considered except for Jupiter, since the values of specific heat in low temperature are insufficient. Furthermore, the calculation scheme in our previous study cannot obtain the equilibrium state when the species contained in two different phases are completely the same. In this study, we investigate the dependence of temperature and static stability profiles on elemental composition of all the Jovian planetary atmospheres by reinforcing the thermodynamic values and improving the calculation method. 2. Calculation method The method is basically the same as Sugiyama et al. (2001b). The atmospheric thermal equilibrium state is obtained by minimizing Gibbs free energy. The minimum value of Gibbs free energy for given temperature and pressure is calculated iteratively by expanding the expression of Gibbs free energy as a quadratic function of atmospheric composition. A deficit of this method emerges when the species contained in two different phases are completely the same. For example, in the case of an air parcel composed of one specie with two phases, Gibbs free energy for given temperature and pressure becomes a linear function of the composition; it is impossible to obtain the value of minimum Gibbs free energy. In order to avoid this problem, we assume that the phase whose chemical potential is smaller than those of the other phases actually exists. The values of physical quantities required in this method are Gibbs free energy and entropy at the reference state and specific heat as a function of temperature for each chemical species. The values of specific heat from 100 K to 0 K are extrapolated by using Spline function for all species except for H2. All species are assumed to behave as ideal gas and ideal solution. 3. Calculation Results Figure 1 shows the vertical profiles of static stability for a model Saturn's atmosphere with 1 x solar abundance as incondensable volatile elements. Solid line and broken line denote the results with 1 x and 3 x solar abundance for condensable volatile elements, respectively. Static stability of the atmosphere is determined from the deviation of moist adiabatic lapse rate from dry adiabatic lapse rate, where the moist air contains all condensible volatiles, while the dry air contains only incondensable volatiles. The standard pressure of the calculation and temperature there are chosen as 1.2 bar and 143 K respectively, according to the observation obtained by Voyager. Four peaks of static stability profiles corresponds to condensation of NH3(s), NH4SH(s), H2O(s) and H2O-NH3(aq), respectively, as observed from the top of the atmosphere. As the result of improvement of calculation method, a sharp phase transition between, for example, H2O-NH3(aq) and H2O(s), is represented. The peak of static stability associated with condensation of H2O-NH3(aq) is the most remarkable, but its value is 1.4e-5 sec^-2 at most (see broken line). It is about 0.1 times smaller than that (1.0e-4 sec^-2) of the terrestrial atmosphere. 4. Reference Sugiyama, et al., 2001a: Proceedings of the 34th ISAS Lunar and Planetary Sympo., 53-56. Sugiyama, et al., 2001b: Oboro. http://www.gfd-dennou.org/arch/oboro/ GFD Dennou Club. ------------------------------------------------------------------------ 17. 図の掲載 有り(saturn_x1_x3.jpg) 18. 使用機材 液晶プロジェクタ