Transcript スライド 1 - 北海道大学

火星大気大循環の
数値シミュレーション
高橋芳幸
共同研究者
林祥介 （神戸大学）
小高正嗣 （北海道大学）
大淵済 （地球シミュレータセンター）
話の構成

計算機シミュレーションによる火星大気の研究に
ついて紹介します.

はじめに





火星 / 火星表層環境
我々の問題意識
火星大気大循環モデル
シミュレーション結果
まとめ
はじめに
はじめに：火星
T=1 地球日
T1.03 地球日
RM3391 km
RE6371 km
25.2
23.4



太陽―火星間距離 1.5 AU
大きさは地球の約半分
自転周期、地軸の傾きは地球とほぼ同じ
火星大気/表層環境

大気主成分


大気質量



CO2 > 95%
地球大気の 1/100
Ps  6-8 hPa
寒冷・乾燥した大気／地面


平均地面温度
液体の水がない
図. Hubble space telescope
が観測した火星
220 K (-53 ℃)
図 Mars Pathfinder が観測した火星表面
火星“気象”の特徴
1.
大気量の変化
2.
大気中のダストの存在/ダストストームの発生
火星“気象”の特徴
1.
大気量の変化
2.
大気中のダストの存在/ダストストームの発生
火星“気象”の特徴
大気量の変化
1.
太陽光
CO2 の凝結/昇華
•
•
季節変化 > 20%
図 Mars Global Surveyor
が観測した南極冠
火星“気象”の特徴
大気量の変化
1.
CO2 の凝結/昇華
•
•
•
季節変化 > 20%
地球の場合, 例えば台風に伴う気圧変化は 5% 程度
図 Mars Global Surveyor
が観測した南極冠
火星“気象”の特徴
大気量の変化
1.
太陽光
CO2 の凝結/昇華
局地循環の形成
•
•
•
大きな温度差
図 Mars Global Surveyor
が観測した南極冠
火星“気象”の特徴
1.
大気量の変化
2.
大気中のダストの存在/ダストストームの発生
火星“気象”の特徴
大気中のダストの存在/ダストストームの発生
2.
•
火星の大気中にはダストが常に浮いている
図 Mars Pathfinder が観測した火星表面
火星“気象”の特徴

火星では頻繁にダストストームが発生
図 OrbView-2 衛星が観測した黄砂
図 Mars Global Surveyor が観測した
火星のダストストーム
火星“気象”の特徴
図. Mars Global Surveyor が観測したダストストーム
火星“気象”の特徴

しばしば全球規模ダストストームに発達

ダストの放射効果（太陽放射遮蔽など）によって温度
が 20-40 K 変動
図 Hubble space
telescope が観測
した全球規模ダス
トストーム
疑問・問題意識

大気循環構造に関する問題

そもそも火星の大気の温度・循環はどのようなっている?



ダストに関する問題



どのような時にダストストームが発生するのか？
どのような時にダストが地面から巻き上げられるのか？
どのような時に全球規模ダストストームに発達するのか？


大気の温度は何度?
どのような風が吹く?
全球規模ダストストームは毎年発生するわけではない。
これらの問題を調べたい.
地球大気の流れ
研究手段

方法の一つは, 観測.


望遠鏡を使って火星を観測
探査機を火星に送って観測
岡山天体物理観測所 188 cm 反射望遠鏡
http://www.oao.nao.ac.jp/public/telescope/ ハッブル宇宙望遠鏡
http://hubblesite.org/gallery/spacecraft/06/
研究手段

方法の一つは, 観測.


望遠鏡を使って火星を観測
探査機を火星に送って観測
火星周回機 http://mars.jpl.nasa.gov/mro/gallery/artwork/mars_orbiters.html
研究手段

方法の一つは, 観測.



望遠鏡を使って火星を観測
探査機を火星に送って観測
別の方法は, 計算機シミュレーション / 実験


物理法則に基づいて数値モデルを構築し, 計算機上
で 「”仮想”火星（惑星）」 を再現.
天気予報・気候予測も同じようなモデルを用いた計算
結果に基づいている.
シミュレーションモデル
火星大気大循環モデル

火星全球の風速, 温度,
物質（ダストなど）の全球
3 次元分布を計算.

様々な物理過程を考慮.




流体としての大気の運動,
放射,
乱流,
…
惑星を格子点に区切って,
それぞれの格子点での値
を求める.
大気大循環モデルにおける格子点配置の模式
図 [地球シミュレーター研究開発センター,
http://www.es.jamstec.go.jp/]
流体としての大気の流れを支配する
物理法則・方程式系
火星大気大循環モデルで考慮している
過程

火星大気を表現する上で重
要な多くの物理過程含む





図. 火星大気大循環モデルで考慮
される過程の模式図。
放射過程（CO2、ダスト）
乱流過程
地表面過程
ダスト巻上げ/重力沈降過程
CO2 大気の凝結/昇華過程に
よる大気量変動
火星の地形
地球シミュレータ概要
計算結果
計算される地面温度

地面温度分布
モデルと観測の比較

地面気圧の年変化

Viking Lander と比較
Figure 4. Daily mean surface pressure
at Viking lander 1 site: GCM simulation
(green) and Viking lander 1
observation (red) [Lee et al., 1995].
モデルと観測の比較

極冠の年変化

Viking の観測との比較
Figure 5. Zonal and diurnal mean CO2 ice mass density (color). The polar
cap edge observed by Viking is plotted as solid line [Pollack et al., 1993].
計算される火星大気循環

大気温度分布
計算される火星大気循環

大気温度＋風分布
計算される火星大気循環

風分布＋渦の強さ

渦の強さ：渦度
火星の大気循環

大きな日変化,
大きな緯度変化,
山の裏側での渦の発生,

中高緯度では温帯低気圧が発達,




地球と似ている
低緯度では小さな渦がたくさん発生,

地球の雲対流のようなもの ?
計算されるダスト巻上げ

ダスト, 温度, 風分布
ダストの巻き上がりやすい地域
地球の冬における降水量分布
2003 年 12 月, 2004 年 1 月, 2 月
マリネリス渓谷におけるダストの巻き上げ
特にマリネリス渓谷の
北側斜面が重要
マリネリス渓谷でのダスト巻き上げ過程

子午面循環と斜面風（下降流）の重ね合わせが
強風の原因

実際, 当該領域でのダスト巻き上げは夜中の時間に
起こっている.
斜面風模式図
子午面循環模式図
まとめ

地球とは異なる特徴を持つ火星の大気の流れと, 火星にお
けるダストの巻き上げ過程を調べるために, コンピュータシ
ミュレーションを行っている.

火星の大気の流れは, ある程度地球のそれに近いかもしれ
ない.
しかし, 日変化が非常に大きく, それに伴い, たくさんの渦が
発生しているかもしれない.
ダストは色々なところで巻き上げられる.




目立つものは温帯低気圧に伴う巻き上げイベント / ダストストーム
その他, 地形に伴う循環によってもダストが巻き上げられている.

温度子午面

火星, 地球


結果
一年を通しての極冠の成長・衰退
まとめ


火星におけるダスト巻き上げ過程を調べるために、地球シ
ミュレータと AFES を利用した高解像度火星大気大循環シ
ミュレーションを計画中。
モデル性能はまぁまぁ（？）

T159L48 (∆x45 km, 鉛直 48 層) では




しかし、データサイズは問題
解像度 T79L24 (∆x90 km) でテストシミュレーションを実施



ベクトル化率 99%
並列化率 99.9%
前線構造や、高い山の風下での渦の生成が表現された。
これらの循環はダスト巻き上げ、ダストストーム発生に重要な役
割を果たしている可能性が示唆された。
今後はより高解像度での実験を予定。
ダスト巻き上げ量解像度依存性
FT319L96 - FT79L96 （高解像度－低解像度）
特にマリネリス渓谷の
北側斜面が重要


結果
ダストの巻き上げ



温帯低気圧が重要
温度も載せる?
渦度は難しいだろう


結果
ダストの巻き上げ

地形問題


結果
温度の日変化


日変化が大きい
温帯低気圧が
図を置き換える?
火星大気シミュレーションから得られた温度分布
どんな数値計算が有効か？
いらないか?

惑星規模から中小規模まで広いスケールの現
象を扱える計算が必要。

火星大気中ではたくさんの中小規模ダストストームが発生
[e.g., Cantor et al., 2001]

惑星規模ダストストームの発生に中小規模ダストストームが
寄与している可能性 [Strausberg et al., 2005]
様々なスケールの現象が相互に関係
高解像度全球モデルシミュレーション
火星大気大循環モデル：力学過程

AFES (AGCM [Atmospheric General
Circulation Model] for the Earth Simulator)
[Ohfuchi et al. 2004]


東京大学気候システム研究センター (CCSR) / 国立環境
研究所 (NIES) AGCM version 5.4.02 を基に地球シミュ
レータに最適化
“古典的な”プリテミィブ方程式に基づくスペクトルモデル



流体の支配方程式において鉛直方向は静水圧近似
解の水平構造を球面調和関数で表現
初めての 10 km 格子地球全球シミュレーションを実行
（ES 上で、ピーク性能比 65%）
テストシミュレーション結果：北半球の秋

渦度 & ダストフラックス: movie
テストシミュレーション：実験設定

“Passive dust” 実験


輸送されるダストは循環に影響を及ぼさないと仮定。
解像度

T79L24 (∆x1.5, 90 km; 鉛直 24 層)

一般的な火星大気大循環モデルの解像度の 2-4 倍
マリネリス渓谷
タルシス高地
ヘラス盆地
図. T79 の解像度での地形
図. T21 の解像度での地形
テストシミュレーション結果：北半球の春




渦度 : movie
渦度（低解像度） : movie
渦度 & ダストフラックス : movie
ダストのカラム密度 : movie
テストシミュレーション結果：季節変化
図. ダストのカラム密度（上図）とダストフラックス（下図）の季節変化

主要なダスト巻き上げ領域


春と秋における極冠付近
南半球の夏における低緯度領域
Location of observed dust storms
図. Mars Global Surveyor が観測した中小規
模ダストストームの位置 [Cantor et al., 2001]
ES と AFES を用いた
高解像度火星全球計算の可能性


ES (Earth Simulator) のピーク性能 40 Tflops
AFES (AGCM [Atmospheric General
Circulation Model] for the Earth Simulator) の
ピーク性能 26.6 Tflops （ピーク性能比 65%）
図. 地球シミュレータ
[The Earth Simulator Center;
http://www.es.jamstec.go.jp/
esc/eng/index.html].
我々の研究目的／方法


地球シミュレータと AFES を利用し、高解像度火
星大気大循環シミュレーションを実施。
火星におけるダストストーム発生・発達を調べた
い。
AFES の最適化 （受け売り）

三階層の最適化

ベクトル処理


共有メモリ型並列



ベクトルレジスタ数 256
• ループの融合等によりベクトル
長を長く取る
マイクロタスク
最大 8 並列（AP 数）
• オーバーヘッドを小さくするために指
示は上位のルーチンに挿入
分散メモリ型並列


MPI
最大 640 並列（ノード数）
• ノード間通信をまとめる
これらのバランスを保ちながら最適化。
計算性能

ES を用いた、解像度 T159L48† の実験におけ
る性能
使用ノード数 16 node
使用 AP 数 16 node × 8 AP/node = 128
メモリサイズ 24.736 GB
ベクトル化率
99.17%
並列化率
99.9%
†∆x45
km; Nx=480, Ny=240、鉛直 48 層
データサイズ

例えば以下の条件で出力





T159L48 （∆x45 km; 48 層）では


90 MB/step  12 step/sol  669 sol/yr  2 yrs = 1.5 TB
T319L96 （∆x22 km; 96 層）では


出力データは U, V, T, Ps, Ts, Qdust
出力間隔は 2 時間
出力期間は 2 火星年
値は 4 byte データで出力
1.5 TB  8 = 12 TB
T639L48/L96, T1279L48/L96/L192 …

??? PB?
これまでの火星大気モデル

（大きく分けて）２種類のモデルを用いた研究

大気大循環モデル (General Circulation Model; GCM)



全球の風速、温度、密度、物質分布を計算
一般的に低解像度 ∆x  200-300 km @ Mars
領域モデル



限られた領域 (<1000 km) の風速、温度、密度、物質分布
を計算
高解像度 ∆x  0.1-10 km @ Mars
境界条件として大循環モデルの結果を使用
火星“気象”の特徴
大きな日変化
1.
気温の日変化
•
•
•
70 K
液体の水がない
薄い二酸化炭素大気
Mars Pathfinder によって観測された
大気温度 [Schofield et al., 1997]
火星大気大循環モデル概要：ダスト巻
き上げ過程

ダスト巻き上げ量は Newman et al. [2002] の方法
に基づく。


モデルで表現される風速がある閾値を超えた時のみ巻き
上げられる。
ダストは極冠では巻き上げられないと仮定。
ダストはモデルで表現できる風がある
閾値よりも強くならなければ巻き上げ
られない。
図. 5 m 高度での風に対するダスト巻き
上げ量。地面気圧 6.1 hPa, 大気温度
20 K の条件で計算した。
Motivation (contd.)

Recent spacecraft observation revealed that there
are a number of local to regional scale dust storms.
Figure. Distribution function of dust storms observed by MOC [after Cantor et al., 2001].
These observations imply that there are a lot of local to regional
atmospheric disturbances in the Martian atmosphere and those
disturbances play an important role in lifting dust into the atmosphere.