火星現象論: 火星地表の熱慣性

地球流体電脳倶楽部

1996 年 12 月 12 日

目次

• 熱慣性の定義
• 火星地表の熱慣性
• 参考文献

概要:

火星地表の熱的性質(熱慣性)を概観する．

熱慣性の定義

熱慣性とは「単位体積あたりの熱容量×単位時間の熱拡散距離」で与えられる. 密度 $\rho$, 熱伝導率 $K$, 熱容量を $c$, 熱拡散距離を $l$ とすると,

$$\rho c \times l_{D} = \rho c \times \sqrt{\frac{K}{\rho c_{p}}} = \sqrt{K \rho c_{p}}$$

と与えられる. 測定単位としては $10^{-3}$cal cm${}^{-2}$ sec${}^{-1/2}$ が用いられる. 熱慣性の小さいところは温まりやすく冷めやすい.

岩石の密度と熱容量はほとんど一定であると考えてよいので, 熱慣性は 熱伝導率に依存するといえる. 熱伝導率に影響するのは岩石の間隙率(porosity)である. 一般に間隙率が大きいと熱伝導率は小さいので, 熱慣性も小さくなる．

経験的には, 構成物質の粒径が小さいと熱慣性は小さい.

火星地表の熱慣性

火星地表の熱慣性の値について, 以下のことがわかっている. ただし単位は 1 節で定義したものである.

• 地表で 1-15 . 露出した岩石で 30 を越える(Kieffer et al., (1977); Palluconi and Kiffer, (1981)).
• 分布をとると 6 と 2.5 付近に集中している. 対応するアルベドの値は 0.135 と 0.275 (Kiffer et al., (1977)).

図1 に全球の熱慣性分布を示す.

• 白; 熱慣性の小さい領域. 構成物質の粒径は細かい. 20${}^{\circ }$N 330${}^{\circ }$W 付近と, Tharsis, Amazonis, Arcadia Planitiaeを含む広い地域.
• 黒; 熱慣性の大きい領域. 構成物質の粒径は大きい. 南半球の Argyre, Hellas basin，Chryse Planitiae． 北半球では Acidalia, canyon, Utopia, Elysium Planitiae の東.

図1 表面の熱慣性分布(NASA/JPL; Carr, 1996, 図1-6).

参考文献

Carr, M.H., 1996: Water on Mars, Oxford Univ.Press, 229pp.

Kiffer, H.H., Martin, T.Z., Peterfreund, A.R., Jakosky, B.M., Miner, E.D. and Palluconi, F.D., 1977: Thermal and albedo mapping of Mars during the Viking primary mission, J. Geophys. Res., 82, 4249-4291.

Palluconi, F.D. and Kiffer, H.H., 1981: Thermal inertia mapping of Mars for 60${}^{\circ }$S to 60${}^{\circ }$N, Icarus, 45, 415-426.

謝辞

本稿は 1996 年に東京大学地球惑星物理学科で行われていた, 固体火星セミナーでのセミナーノートがもとになっている. 小高正嗣によって地球流体電脳倶楽部版「火星現象論」 として書き直された (1996/12/12). 構成とデバッグに協力してくれたセミナー参加者のすべてにも 感謝しなければならない.

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