あかつきの長波赤外線カメラによる金星の輝度温度の絶対校正

やむなく５年間も金星より熱い所を周り続けた長波赤外線カメラ。温度に依るデータの偏りは地上実験で補正可能。以下、機械翻訳。
あかつきの長波赤外線カメラによる金星の輝度温度の絶対校正
地球、惑星、宇宙2017 69：141
https://doi.org/10.1186/s40623-017-0727-y©著者（複数可）2017
受信： 2017年7月26日受諾： 2017年9月29日発行： 2017年10月6日
抽象

金星気候探査機あかつきは2015年12月に金星に到着し、探査機に搭載された長波赤外線カメラ（LIR）が観測を開始しました。LIRは、重大な欠陥なしに軌道を挿入してから最初の2つの金星年に8000以上の画像を取得しました。しかし、LIR画像に由来する輝度温度には、自然現象ではなく機器の熱的条件に関係する予期せぬ偏りが含まれていました。バイアスは、LIRの電源ユニットを常にアクティブに保つことによって部分的に除去することができ、残留バイアスは単純にバッフル温度と相関させた。そこで、軌道上の異なるバッフル温度で深宇宙画像を取得し、画像からバイアスを除去するための参照テーブルを作成した。補正された画像において、金星の円盤の中央で約230Kの輝度温度があり、辺縁の黒化の影響は無視できる程度であった。その結果は、バッフル温度とは無関係であり、以前の研究の結果と一致する。後で、LIRのプロトモデルを用いた実験室実験では、ゲルマニウム（Ge）レンズを加熱したとき、その実際の温度は、レンズホルダに取り付けられた温度センサによって測定された温度よりわずかに高いことが示された。この実験は、一時的なバッフル加熱が、LIRによって観察される輝度温度に見られるバックグラウンドバイアスを説明することを確認した。LIRのプロトモデルを用いた実験室実験では、ゲルマニウム（Ge）レンズを加熱したとき、その実際の温度は、レンズホルダに取り付けられた温度センサによって測定された温度よりわずかに高いことが示された。この実験は、一時的なバッフル加熱が、LIRによって観察される輝度温度に見られるバックグラウンドバイアスを説明することを確認した。

キーワード

金星 熱赤外線 あかつき
前書き

金星気候オービターあかつきは、2015年12月、意図しない環境条件下で太陽の周りを5年間周回して金星軌道にうまく挿入されました。続いて、5台のカメラと、あかつきの電波掩蔽実験用の超安定発振器が、金星の大気の観測を開始した（Nakamura et al。、2016）。暁車載カメラ5の一つである長波赤外線カメラ（LIR）、昼と夜の両方の半球に金星ディスクの輝度温度のマップ8から12μmの波長で放射を検出することにより（福原ら、2011）。金星大気の典型的な雲の高さ分布を用いて、放射伝達計算は〜65キロの高度から放射された熱赤外放射がLIR画像（田口らに見られる熱コントラストに最も寄与していることを示している2007）。その高度での明るさの温度は、以前の観測から導かれた金星大気の垂直方向の温度分布に基づいて一般的に約230Kである（例えば、Seiffら1985 ; Pollackら1993 ; Zasovaら2007 ; Tellman 2009）。したがって、LIRの波長帯は〜65kmで予想される温度を観測するように設計された。相対温度分解能を記述するノイズ等価温度差（NETD）は、ターゲットの温度が〜230Kのとき〜0.3Kです。NETDは、金星の雲頂層での数百メートルの高度差に相当します（福原ら、2011）。
直ちに探査機の軌道挿入後、LIR 18:00ローカル太陽時間に近いアフロディテのテラ上に現れた大きな静止重力波（福原ら発見2017）。LIRは低高度でこの波を直接観測することはできないが、シミュレーションは、表面トポグラフィによって引き起こされた大気摂動によって生成された波が雲頂層に伝搬する可能性があることを示した。1-および2-ミクロンカメラので（IR1及びIR2）は（岩上ら金星の大気窓の波長を検出することにより、夜における下層大気の様子を観察2011 ;佐藤ら2015）、取得した画像の比較IR1とIR2によって獲得されたものとLIRによって、静止した重力波の伝播過程がある程度詳細に明らかにされなければならない。
ラジオ科学（RS）と呼ばれる無線掩蔽実験は、硫酸蒸気の混合比大気温度、圧力、の垂直プロファイルを検索し、電子密度（今村ら、2011）。LIRとRSによる同期観測は、LIRによって観測された雲頂層の高度を識別する。一方、283及び365nmでの波長に感応する紫外線イメージャ（UVI）は、SO観測2および未知のUV吸収剤は、（65キロ〜の上に分散Nakamuraら。2011）。UVIとLIRによる観察は、通常は同期しています。UVI観察に由来するUV吸収材の水平分布がLIR観察に由来する輝度温度分布と相関する場合、UV吸収材の高度は、UV画像とLIR画像との比較によって識別することができる。さらに、UV吸収材の垂直方向の変化は、連続的に同期した観察によって明らかにされ得る。
一連のLIR画像から得られる輝度温度は、熱潮汐、対流、およびおそらく他の大気プロセスの兆候を示すと予想される。さらに、LIRは金星からの熱放出の大部分を測定するため、蓄積されたデータは大気の放射平衡に関する有益な情報を提供する。2010年の軌道挿入が失敗した直後に取得されたLIR画像は、金星の夜側の低緯度における平均輝度温度が約243 Kであることを示した。この温度は以前に推測されたものよりも高く、この不一致の理由は、現時点では、Taguchi et al。（2012）。
上述したように、熱コントラストだけでなく輝度温度もLIRの主要科学製品です。さらに、輝度温度は、物理量を取り出すために、探査機に搭載された他の機器から得られた結果としばしば比較される。このような比較から導き出される物理量の精度は、230Kでの輝度温度の標準偏差として約3Kでの設計プロセスで推定された絶対輝度温度の精度に部分的に依存する。標準偏差は、太陽の周りを5年以上の延長された周回中の検出器の感度の劣化、または観察時にLIRに影響を及ぼす他の何らかの予期せぬ状態が含まれる。予期しない標準偏差は、大気プロセスの解釈に多少の曖昧さをもたらすだろう。例えば、Taguchi et al。（2012）は、3K標準偏差をはるかに超えるシステマティックなバイアスが関与する疑いのあるケースです。そこで我々は、初期段階の軌道上でのLIR観測の性能を検証し、誤差を正確に推定できるように努力した。