ジュノーの温度と電波観測の組み合わせでアンモニアの存在量が分かる理屈が分かりませんが、ジュノーカムの画像で「木星の表面スゲー」と思ってる素人としてはガス惑星の形成理論を覆す『コアが無くて中心まで高圧の金属水素が詰まってる』観測結果も複数の観測機器から導き出されてるんだろう。以下、機械翻訳。
木星のジュノMWRとVLA観測から得られたアンモニア存在量
2022年 9月 8日提出
惑星大気中の微量ガスの垂直分布は、大気の熱放出の観測によって得ることができる。しかし、大気構造を回復するために電波観測を反転させることは自明ではなく、解決策は退化しています。我々は、熱化学平衡モデル(垂直温度構造に基づいて)を組み合わせた微量ガスの垂直分布を規定するモデリングフレームワークを提案し、これらの結果をアンモニアが事前に定義された圧力節点間で変化し得るモデルと比較する}。これは、天底の明るさの温度と周縁の暗さのパラメータを、それらの不確実性とともに、ジュノマイクロ波放射計(MWR)から取得することを意味します。次に、このフレームワークを、ジュノの運用初年度(近木点通過は1〜12)のMWR観測と、アップグレードされた超大型アレイ(VLA)で撮影した縦方向平均緯度スキャンに適用します(de Pater 2016,2019a)。このモデルを使用して、アンモニアの分布を緯度-60度から60度の間で100バールまで制限します。我々は、アンモニアの存在量を340.5^{+34.8}_{-21.2} ppm (2.30^{+0.24}_{-0.14} × 太陽存在量)に制限し、アンモニアの枯渇を 20バールの深さまで発見し、アンモニアと水雲層の下の大気を枯渇させるプロセスの存在を支持する。赤道では、高度とともにアンモニアが増加し、中緯度のゾーンとベルトは大気がよく混在するレベルまでさかのぼることができます。アンモニア存在量の緯度変化は、高高度で示されたものとは反対であるようであり、これは積層細胞循環モデルの存在を支持する。
キーワード: 惑星大気、惑星気候、大気組成、水蒸気
図 1. 2016 年 12 月の PJ3 フライバイ。マップは X バンド (8 ～ 10 GHz) の VLA 観測を示しています。
フライバイと同時に撮影され、惑星の縦方向の構造を示しています (Moeckel et al. 2019,
これらの VLA データは、後続の論文で完全に公開されます)。赤い足跡は MWR の足跡に対応します。
チャネル 5 の観測では、最高の解像度 (つまり、最小の放出角度) をプロットしましたが、
青いフットプリントは VLA の解像度に対応します (注: 2016年 12月に、VLA は最も拡張 A 構成)。挿入図 a) は、指定された領域のズームインであり、60 個体すべてを示しています。
赤道を中心としたビーム畳み込み放射角度によって色付けされた観測。これらは
60 回の観測が、最下点の明るさの温度と 0° での縁の暗さをフィッティングするための基礎です。
挿入図 b) は、放射角度がビーム全体でどのように変化するかを示すズームインです。
ドットはボアサイトの中心に対応し、黒いドットは宇宙船の位置を示します。の
破線の楕円は、惑星に投影されたビームの範囲に対応し、等高線はどのように見えるかを示しています
放射角度はビーム全体で異なります。最終的なビーム畳み込み放射角度は 59.2 度です。
放射の 99% に相当する 2.5 θHP BW 等高線を積分します。
図 2. 6 つの異なるチャネルの北緯 12度での輝度温度をプロット
ビーム畳み込み放射角度。黒丸は、フィットし、白丸は削除された観測値です。カットオフの内側の白丸は
シンクロトロン放射に対する感受性が高い観測 (空間フィルター – セクション 2.3 を参照)、開放中
外側の円は、ビームの一部が惑星から離れている測定値です。間取りが決まる
2.5 HPBW 内のすべてのビーム要素が惑星上にあるようにします。放射光の影響
輝度温度が上昇するチャンネル 1 と 2 では、サイド ローブからの漏れ込みが見られます。
60 度を超えると、より高い周波数で輝度温度が低下するのは、冷たい空が漏れてくるためです。
陰影のある実線は、式 (3) および 3 つの不確実性に従って当てはめられたモデルに対応します。
忠実度 (n=1,3,10)。出射角ゼロの交点が最下点輝度温度であり、limb-darkening パラメータは、曲線の形状を定義します。
図 3. 加重最小二乗法 (式 (5) を参照) から導き出された適合の不確実性を、結果を同じものを使用したマルコフ連鎖モンテカルロ (MCMC) 法と比較することによって検証
基になるモデルをデータに適合させます (式 (3) を参照)。 黒の実線は 16%、50%、
84% の分位数。赤の点線は、加重最小二乗法から取得された誤差を示します。 両方の方法の最適な量は、不確実性の範囲内でよく一致しています。 最大の違い
重み付けされた最小二乗誤差が
MCMC の結果よりも小さい。
7. 結論
電波観測により、木星がまだ私たちのために保持している謎のいくつかを解きほぐすことができます。あ
VLA と Juno の観測結果を組み合わせた分析により、天体の垂直構造を制約することができます。
雰囲気;ただし、これは、電波が次の範囲から発生するため、固有のものではありません。
圧力。微量ガスの分布と
これらの要因を反転手法で使用します。ただし、必要な数量を合わせるには、
データ製品の忠実度をよく理解する。このため、データを作成しました
に沿って輝度温度と四肢暗化係数を取得する削減パイプライン
彼らの不確実性とともに。これら 2 つを組み合わせると、微量ガスが分布します (図 9 を参照)。
フィッティングの不確実性に対する解の感度 (図 20 を参照)、および導出された結果の確実性
大気分布 (図 18 および 19 を参照)。
私たちのアプローチは、VLA によって見られた構造を確認する雰囲気を回復します。
過去 (de Pater 1986; de Pater et al. 2019a) および Juno (Li et al. 2017) によって、いくつかの
顕著な違い。 340.5 +34.8 −21.2ppm (2.30+0.24−0.14×太陽の存在量) の深いアンモニア存在量が見つかりました。
はガリレオ (Wong et al. 2004) や VLA の結果 (de Pater et al. 2016,
2019a は Galileo の結果に基づいていた)、Juno の結果を確認している (Li et al. 2017)。の
大気は、30 bar を超える圧力で十分に混合された状態に近づき、座って
20 ～ 30 バールの層の下で、アンモニアの量が増加するにつれて減少します。
高度。大気構造は、大気をそのような高圧まで枯渇させるプロセスを必要とするか、代わりに大気を局所的に濃縮するメカニズムを必要とします。
赤道地帯。比較されたゾーンにおけるアンモニア存在量の体系的なより深い枯渇
ベルトに拘束される垂直に積み重ねられた循環構造の存在をサポートします。
大気の上位 20 ～ 30 バー。対流圏の最上部では、NH4SH と
アンモニア雲層は、アンモニア存在量の垂直構造を支配します。
生のジュノ観測から取得した不確実性により、感度を研究できます
これらの観測上の不確実性に対する私たちの結果の。特に低周波観測は難しい
リム暗化係数と輝度温度が異なるソリューションを好む場合に適合する
10バール未満の高度での大気の構造。大気のより高いところに
不確実性は、取得された大気に非常に小さな影響を与えます (図 8 を参照)。
赤道帯は、一般的な大気からの興味深い逸脱を表しています。それは
地球上で最高のアンモニア存在量であり、アンモニアが増加していることを示しています
高度、地球の残りの部分とはまったく対照的です。この信号は、選択した不確実性に対してロバストです
（図 20 を参照）、仮定を緩めて深いアンモニアを放置しても再現できます。
変化。この構造は、VLA 観測を追加するときにも再現できます (図 23 を参照)。
大きな圧力範囲でのアンモニアの増加を示します。興味深いことに、吸収を追加すると
雲による構造は、水の雲の圧力でのみ始まる増加と一致しています。
では、どうすれば深層大気の理解を深めることができるのでしょうか?何よりもまず、私たちはする必要があります
これまでほとんど無視されてきたチャンネル 1 の信号を調査します。の違いで
高圧でのさまざまなアンモニア吸収係数 (Hanley et al. 2009; Bellotti et al. 2016,
2017) だけでは、木星の深い大気はまだよくわかっていません。さらに、低周波では
水雲 (de Pater et al. 2005) やアルカリなどの他の種 (Bellotti2018) による吸収が重要になりますが、どちらもよく理解されておらず、RT モデルでは無視されることがよくあります。
高圧と高温でのラボ測定と第一原理計算の両方が不可欠です。
これらの不透明度への影響を完全にモデル化します。他の大きな未知数は温度構造です
雲の下。中赤外観測は～0.8 bar までプローブできますが、以下の構造は
はほとんど制約されておらず、通常は断熱 (ウェットまたはドライ) であると想定されます。遠隔観測
温度構造を直接取得することはできません。大気のダイナミクスをよりよく理解することで、
より現実的な大気温度プロファイルを構築するのに役立ちます。
木星のジュノMWRとVLA観測から得られたアンモニア存在量
2022年 9月 8日提出
惑星大気中の微量ガスの垂直分布は、大気の熱放出の観測によって得ることができる。しかし、大気構造を回復するために電波観測を反転させることは自明ではなく、解決策は退化しています。我々は、熱化学平衡モデル(垂直温度構造に基づいて)を組み合わせた微量ガスの垂直分布を規定するモデリングフレームワークを提案し、これらの結果をアンモニアが事前に定義された圧力節点間で変化し得るモデルと比較する}。これは、天底の明るさの温度と周縁の暗さのパラメータを、それらの不確実性とともに、ジュノマイクロ波放射計(MWR)から取得することを意味します。次に、このフレームワークを、ジュノの運用初年度(近木点通過は1〜12)のMWR観測と、アップグレードされた超大型アレイ(VLA)で撮影した縦方向平均緯度スキャンに適用します(de Pater 2016,2019a)。このモデルを使用して、アンモニアの分布を緯度-60度から60度の間で100バールまで制限します。我々は、アンモニアの存在量を340.5^{+34.8}_{-21.2} ppm (2.30^{+0.24}_{-0.14} × 太陽存在量)に制限し、アンモニアの枯渇を 20バールの深さまで発見し、アンモニアと水雲層の下の大気を枯渇させるプロセスの存在を支持する。赤道では、高度とともにアンモニアが増加し、中緯度のゾーンとベルトは大気がよく混在するレベルまでさかのぼることができます。アンモニア存在量の緯度変化は、高高度で示されたものとは反対であるようであり、これは積層細胞循環モデルの存在を支持する。
キーワード: 惑星大気、惑星気候、大気組成、水蒸気
図 1. 2016 年 12 月の PJ3 フライバイ。マップは X バンド (8 ～ 10 GHz) の VLA 観測を示しています。
フライバイと同時に撮影され、惑星の縦方向の構造を示しています (Moeckel et al. 2019,
これらの VLA データは、後続の論文で完全に公開されます)。赤い足跡は MWR の足跡に対応します。
チャネル 5 の観測では、最高の解像度 (つまり、最小の放出角度) をプロットしましたが、
青いフットプリントは VLA の解像度に対応します (注: 2016年 12月に、VLA は最も拡張 A 構成)。挿入図 a) は、指定された領域のズームインであり、60 個体すべてを示しています。
赤道を中心としたビーム畳み込み放射角度によって色付けされた観測。これらは
60 回の観測が、最下点の明るさの温度と 0° での縁の暗さをフィッティングするための基礎です。
挿入図 b) は、放射角度がビーム全体でどのように変化するかを示すズームインです。
ドットはボアサイトの中心に対応し、黒いドットは宇宙船の位置を示します。の
破線の楕円は、惑星に投影されたビームの範囲に対応し、等高線はどのように見えるかを示しています
放射角度はビーム全体で異なります。最終的なビーム畳み込み放射角度は 59.2 度です。
放射の 99% に相当する 2.5 θHP BW 等高線を積分します。
図 2. 6 つの異なるチャネルの北緯 12度での輝度温度をプロット
ビーム畳み込み放射角度。黒丸は、フィットし、白丸は削除された観測値です。カットオフの内側の白丸は
シンクロトロン放射に対する感受性が高い観測 (空間フィルター – セクション 2.3 を参照)、開放中
外側の円は、ビームの一部が惑星から離れている測定値です。間取りが決まる
2.5 HPBW 内のすべてのビーム要素が惑星上にあるようにします。放射光の影響
輝度温度が上昇するチャンネル 1 と 2 では、サイド ローブからの漏れ込みが見られます。
60 度を超えると、より高い周波数で輝度温度が低下するのは、冷たい空が漏れてくるためです。
陰影のある実線は、式 (3) および 3 つの不確実性に従って当てはめられたモデルに対応します。
忠実度 (n=1,3,10)。出射角ゼロの交点が最下点輝度温度であり、limb-darkening パラメータは、曲線の形状を定義します。
図 3. 加重最小二乗法 (式 (5) を参照) から導き出された適合の不確実性を、結果を同じものを使用したマルコフ連鎖モンテカルロ (MCMC) 法と比較することによって検証
基になるモデルをデータに適合させます (式 (3) を参照)。 黒の実線は 16%、50%、
84% の分位数。赤の点線は、加重最小二乗法から取得された誤差を示します。 両方の方法の最適な量は、不確実性の範囲内でよく一致しています。 最大の違い
重み付けされた最小二乗誤差が
MCMC の結果よりも小さい。
7. 結論
電波観測により、木星がまだ私たちのために保持している謎のいくつかを解きほぐすことができます。あ
VLA と Juno の観測結果を組み合わせた分析により、天体の垂直構造を制約することができます。
雰囲気;ただし、これは、電波が次の範囲から発生するため、固有のものではありません。
圧力。微量ガスの分布と
これらの要因を反転手法で使用します。ただし、必要な数量を合わせるには、
データ製品の忠実度をよく理解する。このため、データを作成しました
に沿って輝度温度と四肢暗化係数を取得する削減パイプライン
彼らの不確実性とともに。これら 2 つを組み合わせると、微量ガスが分布します (図 9 を参照)。
フィッティングの不確実性に対する解の感度 (図 20 を参照)、および導出された結果の確実性
大気分布 (図 18 および 19 を参照)。
私たちのアプローチは、VLA によって見られた構造を確認する雰囲気を回復します。
過去 (de Pater 1986; de Pater et al. 2019a) および Juno (Li et al. 2017) によって、いくつかの
顕著な違い。 340.5 +34.8 −21.2ppm (2.30+0.24−0.14×太陽の存在量) の深いアンモニア存在量が見つかりました。
はガリレオ (Wong et al. 2004) や VLA の結果 (de Pater et al. 2016,
2019a は Galileo の結果に基づいていた)、Juno の結果を確認している (Li et al. 2017)。の
大気は、30 bar を超える圧力で十分に混合された状態に近づき、座って
20 ～ 30 バールの層の下で、アンモニアの量が増加するにつれて減少します。
高度。大気構造は、大気をそのような高圧まで枯渇させるプロセスを必要とするか、代わりに大気を局所的に濃縮するメカニズムを必要とします。
赤道地帯。比較されたゾーンにおけるアンモニア存在量の体系的なより深い枯渇
ベルトに拘束される垂直に積み重ねられた循環構造の存在をサポートします。
大気の上位 20 ～ 30 バー。対流圏の最上部では、NH4SH と
アンモニア雲層は、アンモニア存在量の垂直構造を支配します。
生のジュノ観測から取得した不確実性により、感度を研究できます
これらの観測上の不確実性に対する私たちの結果の。特に低周波観測は難しい
リム暗化係数と輝度温度が異なるソリューションを好む場合に適合する
10バール未満の高度での大気の構造。大気のより高いところに
不確実性は、取得された大気に非常に小さな影響を与えます (図 8 を参照)。
赤道帯は、一般的な大気からの興味深い逸脱を表しています。それは
地球上で最高のアンモニア存在量であり、アンモニアが増加していることを示しています
高度、地球の残りの部分とはまったく対照的です。この信号は、選択した不確実性に対してロバストです
（図 20 を参照）、仮定を緩めて深いアンモニアを放置しても再現できます。
変化。この構造は、VLA 観測を追加するときにも再現できます (図 23 を参照)。
大きな圧力範囲でのアンモニアの増加を示します。興味深いことに、吸収を追加すると
雲による構造は、水の雲の圧力でのみ始まる増加と一致しています。
では、どうすれば深層大気の理解を深めることができるのでしょうか?何よりもまず、私たちはする必要があります
これまでほとんど無視されてきたチャンネル 1 の信号を調査します。の違いで
高圧でのさまざまなアンモニア吸収係数 (Hanley et al. 2009; Bellotti et al. 2016,
2017) だけでは、木星の深い大気はまだよくわかっていません。さらに、低周波では
水雲 (de Pater et al. 2005) やアルカリなどの他の種 (Bellotti2018) による吸収が重要になりますが、どちらもよく理解されておらず、RT モデルでは無視されることがよくあります。
高圧と高温でのラボ測定と第一原理計算の両方が不可欠です。
これらの不透明度への影響を完全にモデル化します。他の大きな未知数は温度構造です
雲の下。中赤外観測は～0.8 bar までプローブできますが、以下の構造は
はほとんど制約されておらず、通常は断熱 (ウェットまたはドライ) であると想定されます。遠隔観測
温度構造を直接取得することはできません。大気のダイナミクスをよりよく理解することで、
より現実的な大気温度プロファイルを構築するのに役立ちます。
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