○寒冷低気圧
【成因】
ジェット気流が南北に大きく蛇行する事により、本流から切り離された低気圧により発生
【スケール】
総観規模
【水平構造】
同心円状、閉じた等圧線の形をしている
【鉛直構造】
寒冷低気圧の中心では圏界面がロート状に垂れ下がっている。
その圏界面より上の下部成層圏では周囲より気温が高い(密度小)。
また対流圏中・上層では周囲より気温が低い(密度大)。
対流圏中・上層では低気圧が明瞭であり、下層では不明瞭である。
それは上層で垂れ下がった成層圏の空気が周辺に比べて暖かく(層厚大)、
対流圏では周囲と比べて中心部の気温が低く(層厚小)下層に向かうにつれて
周囲との層厚差が小さくなる為。
図を見てもらえると分かるように、圏界面より上部(赤色)では周囲より気温が高く、
低気圧になっており圏界面より下部(青色)では周囲より気温が低く
等圧線は下に垂れ下がった形になる。
このため対流圏中・上層では低気圧が明瞭に現れるが
地上に向かうにつれ周囲との層厚差は小さくなり低気圧が不明瞭となる。
○寒気内小低気圧
【成因】
寒候気に寒冷トラフの南下により上空に寒気が侵入(500hPaで-42℃)すると
海洋上から顕熱と水蒸気の供給を受け、傾圧不安定やCISCにより
発生・発達すると考えられている。
【スケール】
メソα・γ
【水平構造】
コンマ状
【鉛直構造】
上層の中心部は周囲より気温が低い、下層は周囲より気温が高い(暖気核がある)
現象としては、上記2つとも短時間強雨、落雷、突風、降雹、冬季の豪雪などがある。
【成因】
ジェット気流が南北に大きく蛇行する事により、本流から切り離された低気圧により発生
【スケール】
総観規模
【水平構造】
同心円状、閉じた等圧線の形をしている
【鉛直構造】
寒冷低気圧の中心では圏界面がロート状に垂れ下がっている。
その圏界面より上の下部成層圏では周囲より気温が高い(密度小)。
また対流圏中・上層では周囲より気温が低い(密度大)。
対流圏中・上層では低気圧が明瞭であり、下層では不明瞭である。
それは上層で垂れ下がった成層圏の空気が周辺に比べて暖かく(層厚大)、
対流圏では周囲と比べて中心部の気温が低く(層厚小)下層に向かうにつれて
周囲との層厚差が小さくなる為。
図を見てもらえると分かるように、圏界面より上部(赤色)では周囲より気温が高く、
低気圧になっており圏界面より下部(青色)では周囲より気温が低く
等圧線は下に垂れ下がった形になる。
このため対流圏中・上層では低気圧が明瞭に現れるが
地上に向かうにつれ周囲との層厚差は小さくなり低気圧が不明瞭となる。
○寒気内小低気圧
【成因】
寒候気に寒冷トラフの南下により上空に寒気が侵入(500hPaで-42℃)すると
海洋上から顕熱と水蒸気の供給を受け、傾圧不安定やCISCにより
発生・発達すると考えられている。
【スケール】
メソα・γ
【水平構造】
コンマ状
【鉛直構造】
上層の中心部は周囲より気温が低い、下層は周囲より気温が高い(暖気核がある)
現象としては、上記2つとも短時間強雨、落雷、突風、降雹、冬季の豪雪などがある。
ここではある天体(太陽系の惑星以外)の出没の時刻を計算する。
太陽系の惑星の場合、赤経、赤緯の変化が激しく、
視差の影響も無視できない為、今回は割愛する。
まず出没時刻を計算するには、
『出の地方恒星時、没の地方恒星時』
を計算で求めなければならない。
その上で出没の地方恒星時をJST(日本標準時)に変換して求める。
図1においてPを北極、Zを天頂、Xを天体とし、Xは地平線上にあるとする。
観測時の緯度をΦ、天頂距離をz、時角をt、天体の赤緯をδとすると、
球面三角形PXZから次式が成り立つ。
cos z = cos(90°-Φ)・cos(90°-δ) + sin(90°-Φ)・sin(90°-δ)・cos t
ゆえに
cos z = sin(Φ)・sin(δ) + cos(Φ)・cos(δ)・cos t
ここでzは90°だが大気差を35'として考慮すると
cos z = cos (90°35') ⇒ -sin(35')
よって前式は
-sin(35') = sin(Φ)・sin(δ) + cos(Φ)・cos(δ)・cos t
tについて変形すると
cos t = -tanΦ・tanδ-(sin35'/(cosΦ・cosδ)) ・・・①
ここで天体の赤経をαとすれば
出の地方恒星時 θ = α - t
没の地方恒星時 θ' = α + t ・・・②
となる。
これで出没の地方恒星時を求められたのでこれからJSTに変換する。
JSTへの変換は以下の式で求める事ができる。
時刻T = (θ-θ0) - ν'(θ-θ0) - λ + (ν'λ) + L ・・・③
ここでθ0をグリニッジ恒星時(0h)、
λを観測地経度
Lを標準経度
ν'(θ-θ0)を恒星時から平均太陽時への補正値
ν'λを経度差の補正値とする。
=======================================================================
=======================================================================
【例題】
2011年3月10日におけるシリウスの没入、11日における出没時刻を求めよう。
なお観測地は東京(東経139°、北緯35°)
シリウスの赤経、赤緯は(α:6h45m、δ:-16°39')
また3月10日のグリニッジ恒星時θ0を11h09m、
3月11日のθ0を 11h13m
とする。
標準経度L = 135°
【回答】
①式より時角を求める。
cos t = -tanΦ・tanδ-(sin35'/(cosΦ・cosδ))
約t=78.5°
これを時間に直すと、、、
(1°=4分なので)
約5h14m
②式より出没の地方恒星時を求める。
出の地方恒星時 θ = α - t
没の地方恒星時 θ' = α + t
θ = 6h45m - 5h14m = 1h31m
θ'= 6h45m + 5h14m = 11h59m
③式より地方恒星時を日本標準時に変換
時刻T = (θ-θ0) - ν'(θ-θ0) - λ + (ν'λ) + L
以下変換例
まず10日の没時刻を計算
*************************************************************
・λ139°= 9h16m
・L135° = 9h
・恒星時から平均太陽時の変換補正値ν'(θ-θ0)
= ν'(11h59m-11h09m) = ν'(50m) = 約8秒 ※1
・経度差補正値(ν'λ) = 1m31s ※1と計算方法は同じ
・③式計算
(11h59m-11h09m) - (8s) - (9h16m) + (1m31s) + (9h)
= 00h35m23s
11日の0時35分23秒
※1
恒星時から平均太陽時への時間差計算
恒星時と平均太陽時は以下のような関係になっている。
24時恒星時 = 23時56分4.090秒平均太陽時
1時恒星時 = 59分50.1704秒平均太陽時(9.8296秒短い)
1分恒星時 = 59.8362秒平均太陽時(0.1638秒短い)
1秒恒星時 = 0.9973秒平均太陽時(0.0027秒短い)
よってν'(00h50m00s) は
00h * 9.8296秒 = 0秒
50m * 0.1638秒 = 8.19秒
00s * 0.0027秒 = 0秒
と計算でき、補正値は約8秒となる。
*************************************************************
次に11日の出時刻を計算
*************************************************************
・恒星時から平均太陽時の変換補正値ν'(θ-θ0)
= ν'(1h31m - 11h13m) = ν'(14h18m) = 約2m21s
・③式計算
(1h31m - 11h13m) - (2m21s) - (9h16m) + (1m31s) + (9h)
= 14h01m10s
11日の14時01分10秒
*************************************************************
ちなみに方位角Aは
sin A = cosδ・sin t ・・・①
cos A = -cos Φ・sinδ+ sin Φ・cosδ・cos t・・・②
sinA = 0.94
cosA = 0.340
tanA = 2.76
A = 約70°
出180°-70° = 南東110°
没360°-70° = 南西290°
以上よりシリウスの出没の時刻、方角は
没:11日の0時35分23秒 南西290°
出:11日の14時01分10秒 南東110°
太陽系の惑星の場合、赤経、赤緯の変化が激しく、
視差の影響も無視できない為、今回は割愛する。
まず出没時刻を計算するには、
『出の地方恒星時、没の地方恒星時』
を計算で求めなければならない。
その上で出没の地方恒星時をJST(日本標準時)に変換して求める。
図1においてPを北極、Zを天頂、Xを天体とし、Xは地平線上にあるとする。
観測時の緯度をΦ、天頂距離をz、時角をt、天体の赤緯をδとすると、
球面三角形PXZから次式が成り立つ。
cos z = cos(90°-Φ)・cos(90°-δ) + sin(90°-Φ)・sin(90°-δ)・cos t
ゆえに
cos z = sin(Φ)・sin(δ) + cos(Φ)・cos(δ)・cos t
ここでzは90°だが大気差を35'として考慮すると
cos z = cos (90°35') ⇒ -sin(35')
よって前式は
-sin(35') = sin(Φ)・sin(δ) + cos(Φ)・cos(δ)・cos t
tについて変形すると
cos t = -tanΦ・tanδ-(sin35'/(cosΦ・cosδ)) ・・・①
ここで天体の赤経をαとすれば
出の地方恒星時 θ = α - t
没の地方恒星時 θ' = α + t ・・・②
となる。
これで出没の地方恒星時を求められたのでこれからJSTに変換する。
JSTへの変換は以下の式で求める事ができる。
時刻T = (θ-θ0) - ν'(θ-θ0) - λ + (ν'λ) + L ・・・③
ここでθ0をグリニッジ恒星時(0h)、
λを観測地経度
Lを標準経度
ν'(θ-θ0)を恒星時から平均太陽時への補正値
ν'λを経度差の補正値とする。
=======================================================================
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【例題】
2011年3月10日におけるシリウスの没入、11日における出没時刻を求めよう。
なお観測地は東京(東経139°、北緯35°)
シリウスの赤経、赤緯は(α:6h45m、δ:-16°39')
また3月10日のグリニッジ恒星時θ0を11h09m、
3月11日のθ0を 11h13m
とする。
標準経度L = 135°
【回答】
①式より時角を求める。
cos t = -tanΦ・tanδ-(sin35'/(cosΦ・cosδ))
約t=78.5°
これを時間に直すと、、、
(1°=4分なので)
約5h14m
②式より出没の地方恒星時を求める。
出の地方恒星時 θ = α - t
没の地方恒星時 θ' = α + t
θ = 6h45m - 5h14m = 1h31m
θ'= 6h45m + 5h14m = 11h59m
③式より地方恒星時を日本標準時に変換
時刻T = (θ-θ0) - ν'(θ-θ0) - λ + (ν'λ) + L
以下変換例
まず10日の没時刻を計算
*************************************************************
・λ139°= 9h16m
・L135° = 9h
・恒星時から平均太陽時の変換補正値ν'(θ-θ0)
= ν'(11h59m-11h09m) = ν'(50m) = 約8秒 ※1
・経度差補正値(ν'λ) = 1m31s ※1と計算方法は同じ
・③式計算
(11h59m-11h09m) - (8s) - (9h16m) + (1m31s) + (9h)
= 00h35m23s
11日の0時35分23秒
※1
恒星時から平均太陽時への時間差計算
恒星時と平均太陽時は以下のような関係になっている。
24時恒星時 = 23時56分4.090秒平均太陽時
1時恒星時 = 59分50.1704秒平均太陽時(9.8296秒短い)
1分恒星時 = 59.8362秒平均太陽時(0.1638秒短い)
1秒恒星時 = 0.9973秒平均太陽時(0.0027秒短い)
よってν'(00h50m00s) は
00h * 9.8296秒 = 0秒
50m * 0.1638秒 = 8.19秒
00s * 0.0027秒 = 0秒
と計算でき、補正値は約8秒となる。
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次に11日の出時刻を計算
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・恒星時から平均太陽時の変換補正値ν'(θ-θ0)
= ν'(1h31m - 11h13m) = ν'(14h18m) = 約2m21s
・③式計算
(1h31m - 11h13m) - (2m21s) - (9h16m) + (1m31s) + (9h)
= 14h01m10s
11日の14時01分10秒
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ちなみに方位角Aは
sin A = cosδ・sin t ・・・①
cos A = -cos Φ・sinδ+ sin Φ・cosδ・cos t・・・②
sinA = 0.94
cosA = 0.340
tanA = 2.76
A = 約70°
出180°-70° = 南東110°
没360°-70° = 南西290°
以上よりシリウスの出没の時刻、方角は
没:11日の0時35分23秒 南西290°
出:11日の14時01分10秒 南東110°
