[論文レビュー] Dust as the cause of spots on Jupiter

G.B. Field G. P. Tozzi, R. Stanga|arXiv (Cornell University)|Jan 9, 1995

Astro and Planetary Science参考文献 1被引用数 6

ひとこと要約

本論文では、シューメーカー＝レヴィ9号の衝突によって形成された木星の大気中の長期間にわたるスポットが、成層圏に浮遊するケイ酸塩ダスト雲によって引き起こされるものであると提唱している。ダストは可視光を吸収し、赤外線を再放射することで、スポットの光学的および熱的特性を説明できる。半径約1 μmの粒子が、観測された明るさと持続性の両方を説明でき、10–μmスペクトルに検出可能なケイ酸塩特徴が予測される。

ABSTRACT

The long-lived spots caused by the impact of fragments of Comet S-L 9 on Jupiter can be understood if clouds of dust are produced by the impact. These clouds reside in the stratosphere, where they absorb visible light that would ordinarily reflect from the cloud deck below, and reflect radiation at infrared wavelengths that would ordinarily be absorbed by atmospheric methane. Here we show that, provided that the nucleus of a fragment is composed substantially of silicates and has a diameter greater than about 0.4 km, dust in the required amounts will condense from the hot gas composed of cometary and Jovian material ejected from the site where the fragment entered, and the dust will be suspended in the stratosphere for long periods. Particles about 1$\;μ$m in radius can explain both the optical properties and longevities of the spots. According to our model, a silicate band should be present in the $10 - μ$m spectra of the spots.

研究の動機と目的

• シューメーカー＝レヴィ9号の衝突後に観測された木星のスポットの長期間にわたる性質と光学的外観を説明すること。
• スポットの持続性とアルベド特性を引き起こす物理的メカニズムを特定すること。
• 観測された光学的および赤外線的特性を再現するために必要な粒子サイズと組成を特定すること。
• 衝突領域の10–μmスペクトル範囲における検出可能なケイ酸塩吸収特徴を予測すること。
• 衝突によって生成された高温ガスからのダスト凝縮が可能であり、それが木星の成層圏に長期間にわたって浮遊するかを評価すること。

提案手法

• 木星の成層圏に存在する半径約1 μmのケイ酸塩ダスト粒子の熱的および放射的特性をモデル化すること。
• コメットおよび木星物質から成る高温で湍流のある噴出物からダストが凝縮する過程を計算すること。
• 粒子サイズと質量分布に基づいてダスト雲の光学的厚さとアルベドを評価すること。
• 非晶質ケイ酸塩に起因する10–μm付近のケイ酸塩吸収特徴が予測される赤外線放射を評価すること。
• 重力的沈降と大気拡散に基づいて成層圏におけるダストの寿命を推定すること。
• 最小破片サイズの閾値（約0.4 kmの直径）を用いて、観測可能なスポットを説明するのに十分なダスト生産量を特定すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 シューメーカー＝レヴィ9号の衝突後に木星で観測されたスポットの長期間にわたる性質を説明する物理的メカニズムは何か？
• RQ2 木星の成層圏に存在するダスト粒子は、惑星からの可視光および赤外線放射にどのように影響を与えるか？
• RQ3 観測された光学的および熱的特性を再現するために必要な粒子サイズと組成は何か？
• RQ4 ダストの10–μmスペクトル範囲における予想されるスペクトル的シグネチャは何か？また、それは検出可能か？
• RQ5 ケイ酸塩を多く含む破片（0.4 km以上の直径）の衝突から、観測されたスポットを説明するのに十分なダストが生成可能か？

主な発見

• 半径約1 μmのダスト粒子は、観測された光学的減光と赤外線放射の両方を再現できる。
• スポットの持続性は、木星の成層圏に存在するマイクロメートル未満のダスト粒子のゆっくりとした沈降によって説明され、長期間にわたって浮遊しうる。
• 衝突領域のスペクトルには10–μm付近にケイ酸塩吸収特徴が予測され、これはモデルの重要な観測的検証となる。
• ダストの凝縮は、衝突破片の直径が約0.4 km以上であり、かつ大部分がケイ酸塩で構成されている場合にのみ可能である。
• ダストが可視光を吸収し、赤外線に再放射することで、スポットのアルベドと熱放射が説明され、雲上部の変化だけでは説明できない。
• 必要なダスト質量は、衝突プラウムのエネルギーと組成と整合的であり、代替の雲ベースのモデルよりもダスト仮説を支持する。