天王星の大?

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ボイジャ?2? の撮影した 天王星

天王星の大? (Atmosphere of Uranus)は、 木星 や 土星 等の 木星型惑星 の 大? と同?に、主に 水素 と ヘリウム で構成されている。深部では、 水 、 アンモニア 、 メタン 等の揮?物が多い。上層はその反?で、?度が低いため、水素、ヘリウムより重い??はほとんどない。天王星の大?は、 太陽系 の全ての 惑星 の中で最も冷たく、49Kにも達する。

天王星の大?は、主に3つの層に分けられる。高度-300km [注? 1] から50kmで??100から0.1 バ?ル の ?流? 、高度50kmから4000kmで??0.1から10 -10 バ?ルの 成層? 、高度4000kmから天王星の半?の?倍までに至る 熱? （ 外?? ）である [1] 。 地球の大? とは異なり、天王星の大?には 中間? はない。

?流?には、4つの雲の層がある。メタンの雲は約1.2バ?ル、 硫化水素 とアンモニアの雲は3から10バ?ル、 硫化水素アンモニウム の雲が20から40バ?ル、そして水の雲が50バ?ル以下の高さにある。上2つの雲の層だけが直接?測可能である。雲の上には、光化?もやのいくつかの希薄な層がある。恐らく惑星?部の?流が?いため、?流?に個別の明るい雲は稀であるが、これらの雲の?測は、240m/sにも達する高速の??風の測定に使われている。

近接?測は1986年に惑星を通過した ボイジャ?2? によるデ?タしかなく、天王星の大?の詳細については判明していない部分も多い。

?測と探索 [ 編集 ]

天王星の?部にははっきりした固?の表面はないが、天王星の??外層の最も外側部分（遠隔探査ができる領域）が大?と呼ばれる [1] 。遠隔探査は、??1バ?ルの高度の約300km下まで可能であり、その高度の??は100バ?ル、??は320Kに相?する [2] 。

天王星の大?の?測の?史は長く、失敗と挫折の連?であった。天王星は比較的暗い天?で、角直?は4秒以下である [2] 。 プリズム を通した天王星の最初の スペクトル は、1869年と1871年に アンジェロ?セッキ と ウィリアム?ハギンズ によって最初に?測され、いくつかの暗い?が?見されたが、同定はできなかった [3] 。また、 太陽 の フラウンホ?ファ?線 も?出できず、この事?は後に ノ?マン?ロッキャ? によって、天王星は太陽光を反射しているのではなく、自身で光を?していると解?された [3] [4] 。しかし1889年、天王星の紫外線スペクトル??から太陽のフラウンホ?ファ?線が?測され、天王星は光を反射して輝いていることが決定的に?明された [5] 。可視光スペクトル中の太い?い?の正?は、1940年代まで謎のまま?った [3] 。

天王星のスペクトルを解析する鍵は、1930年代に ル?ペルト?ヴィルト と ヴェスト?スライファ? によって?見された [6] 。彼らは、543、619、925、865、890 nmの暗い?がメタンに?していることを?見した [3] 。これらは非常に弱く、長い光路長を必要とするため、それまで?出されなかった [6] 。これは、天王星の大?は、他の木星型惑星の大?と比べてかなり深い部分まで透明であることを意味した [3] 。1950年、 ジェラルド?カイパ? は、827nmの別の薄い暗い?の存在に?付いたが、同定はできなかった [7] 。1952年、 ゲルハルト?ヘルツブルク は、この?が水素分子の弱い 四極子 の吸?線であることを示し、これが天王星で?出された2つ目の物質となった [8] 。1986年まで、メタンと水素の2つだけが天王星の大?の?知の??であった [3] 。1967年から始まった 遠赤外線 スペクトル?測は、天王星の大?が??的に太陽から受けたのとおおよそ同量の放射をしており、?測される?度を?明するのに?部の熱源は必要ないことが示している [9] 。1986年の ボイジャ?2? による?測までは、特に?著な特?は?測されなかった [10] 。

1986年1月、ボイジャ?2?が天王星から最接近時で10万7,100kmの地点を通過し [11] 、大?の最初の接近?像とスペクトルを提供した。これにより、天王星の大?は、主に水素とヘリウム、約2%のメタンから構成されていることが確認された [12] 。大?の透明度は高く、成層?及び?流?にもやはなく、限られた?の雲だけが?測された [13] 。

1990年代と2000年代には、 ハッブル宇宙望遠鏡 や 補償光? を備える地上の望遠鏡（ W?M?ケック天文台 や NASA赤外線望遠鏡施設 ）が地球から天王星の雲を?測することを初めて可能とした [14] 。天王星の雲の追跡により、ボイジャ?2?の?測デ?タしかなかった天王星の風速の再測定が可能となり、天王星の大?のダイナミクスの?究も可能となった [15] 。

組成 [ 編集 ]

天王星の大?の組成は、天王星全?の組成とは異なっており、主に水素とヘリウムから構成されている [16] 。ヘリウムの モル分率 は、ボイジャ?2?の遠赤外線及び電波 掩蔽 の?測から決定された [17] 。今日受け入れられている値は、上層?流?で0.152 ± 0.033であり、質量分率では0.262 ± 0.048に相?する [16] [18] 。この値は、 原始星 のヘリウムの質量分率0.2741 ± 0.0120に非常に近く [19] 、木星型惑星のようにヘリウムが惑星?部に沈み?んでいないことを示している [20] 。

4番目に多い成分はメタンであり、地上からの分光?測によってしばしば報告されていた [16] 。メタンは可視光及び近赤外光?に目立つ吸??を持ち、天王星を アクアマリン色 または シアン (色) に見せている [21] 。1.3バ?ルのメタンの雲の層より下では、メタン分子のモル分率は、太陽の10倍から30倍 [16] [17] に相?する約2.3%になる [22] 。 ?流?界面 の極度の低?のために飽和度が低下し、過?なメタンが凝結するため [23] 、混合比は大?上層で低い。メタンは、雲の上の?流?上層では飽和に達していないようであり、そこでの分?はわずか30%である [22] 。大?下層に存在するアンモニア、水、硫化水素等のより割合の少ない揮?物質の濃度はほとんど分かっていない [16] 。しかしメタンについては、その存在量は恐らく太陽の値よりも20倍から30倍大きく [24] 、もしかすると?百倍になるかもしれないと考えられている [25] 。

天王星の大?の同位?存在比についての情報は非常に限られている [26] 。唯一?知の同位?存在比は、1990年代に 赤外線宇宙天文台 で測定された 重水素 と水素の比で、5.5 +3.5 -1.5 ×10 -5 である。これは木星で測定された原始星の値2.25 ± 0.35×10 -5 よりも大きい [27] 。重水素はほぼ全てが、通常の水素と結合した 重水素化水素 の形で見られる [28] 。

スピッツァ?宇宙望遠鏡 [29] による赤外分光や紫外線掩蔽 [30] の?測で、痕跡量の複?な 炭水化物 が成層?で見つかった。 エタン 、 アセチレン [30] [31] 、 メチルアセチレン 、 ジアセチレン [32] 等が含まれ、太陽の紫外線等による光分解でメタンから生成されたと考えられている [33] 。赤外分光では、成層?で 水蒸? [34] や 一酸化炭素 [35] 、 二酸化炭素 等が見つかっているが、これらは 流星塵 や 彗星 等の外的な要因で持ち?まれたと考えられている [32] 。

構造 [ 編集 ]

天王星の?流?と成層?下層の?度構造。雲やもやの層も示されている。

天王星の大?は、主に3つの層に分けられる。高度-300km [注? 1] から50kmで??100から0.1バ?ルの?流?、高度50kmから4000kmで??0.1から10 -10 バ?ルの成層?、高度4000kmから天王星の半?の?倍までに至る熱?（外??）である。地球の大?とは異なり、天王星の大?には中間?はない [1] [36] 。

?流? [ 編集 ]

?流?は最下層で最も密度の高い層であり、高度とともに??は低下する [1] 。?流?の最下層-300kmの320Kから最上層50kmの53Kまで低下する [2] [17] 。?流?の上界の??は、?際は緯度によって49Kから57Kの範?で?化し、最も低いのは南緯25°付近である [37] [38] 。?流?には大?の質量のほぼ全てが含まれる。また惑星からの遠赤外線での熱放射のほとんどを占めており、その ???度 は59.1 ± 0.3 Kである [38] [39] 。

?流?には複?な雲の構造が存在すると考えられている。水の雲は50から300バ?ル、硫化水素アンモニウムの雲は20から40バ?ル、アンモニアまたは硫化水素の雲は3から10バ?ル、メタンの雲は1から2バ?ルの範?に分布していると考えられている [2] [21] [24] 。ボイジャ?2?の電波掩蔽??で1.2から1.3バ?ルの範?でメタンの雲が直接?出されたが [22] 、その他全ての雲の層の存在は、未だ不確かである。硫化水素の雲の層は、 硫? と 窒素 の存在比が太陽の値0.16よりもかなり大きい時にのみ存在できる [21] 。そうでないと、全ての硫化水素がアンモニアと反?し、硫化水素アンモニウムを形成してしまい、その代わりにアンモニアの雲が3から10バ?ルの範?に存在することになる [25] 。窒素に?する硫?の存在量が多いということは、硫化水素アンモニウムの雲が形成される20から40バ?ルの領域でアンモニアが枯?していることを示唆する。これは、水の雲の水滴中または深部にある水とアンモニアの イオン の海でのアンモニアの分解によって?明できる [24] [25] 。

上の2つの雲の層の正確な存在位置については、いくらか議論がある。上述の通り、メタンの雲はボイジャ?2?によって1.2バ?ルから1.3バ?ルでの存在が直接?出された [22] 。この結果は後にボイジャ?2?の?像の解析で裏付けられた [21] 。アンモニアまたは硫化水素の雲の上端は、可視光及び近赤外光の分光デ?タにより、3バ?ルであることが分かっている [40] 。しかし、最近の1から2.3μmの波長の分光デ?タの分析では、メタンの雲の上端が2バ?ル、より低い層の雲の上端が6バ?ルであることが示された [41] 。この矛盾は、天王星の大?中でのメタンの吸?に?する新しいデ?タが得られるようになって解決された [注? 2] 。2つの上層の雲の光?的深さは、緯度によって?化する。?方とも極では赤道に比べて薄くなるが、2007年にはメタンの雲の層の光?的深さは、南極のpolar collarが所在する南緯45度で極大となった [44] 。

?流?は非常にダイナミックで、?い??風、明るいメタンの雲 [45] 、暗い斑点 [46] 、季節の?化 [47] 等が見られる。

成層? [ 編集 ]

天王星の成層?と熱?の?度構造。影を付けた領域は炭化水素が凝縮している場所である。

成層?は、天王星の大?で中間の層であり、??は、?流?との境の53Kから高度に伴って徐?に?加し、熱?の底では800Kから850Kになる [48] 。成層?の熱源は、熱い熱?からの下向きの 熱?導 [49] [50] と、太陽からの紫外線や赤外線のメタンや炭化水素による吸?である [33] [49] 。メタンは冷たい?流?界面を通って成層?に入るが、ここでの水素分子に?する混合比は、飽和の3分の1の約3×10 -5 である [23] 。??0.1ミリバ?ルに相?する高度では、この値は、約10 -7 まで低下する [51] 。

メタンより重い炭化水素は、??10から0.1ミリバ?ル、??100Kから130Kに相?する高度160kmから320kmの比較的?い層に存在する [23] [32] 。成層?でメタンに次いで豊富な炭化水素は、アセチレンとエタンであり、 混合比 は約10 -7 である。メチルアセチレンやジアセチレン等のさらに重い炭化水素の混合比は、さらに3桁低い約10 -10 である [32] 。成層?の??と混合比は、時間と緯度により異なる [52] [注? 3] 複?な炭化水素は成層?の冷却に寄?しており、特にアセチレンは、13.7μmの波長に?い輝線を持つ [49] 。

炭化水素に加え、成層?には一酸化炭素や痕跡量の水蒸?、二酸化炭素が含まれる。一酸化炭素の混合比は約3×10 -8 で、炭化水素の混合比と非常に近いが [35] 、二酸化炭素と水の混合比はそれぞれ約10 -11 、8×10 -9 である [32] [55] 。これらの3つの化合物は、成層?に比較的均一に分布し、炭化水素のような?い層に閉じ?められることはない [32] [35] 。

エタン、アセチレン、ジアセチレンは、成層?の冷たく低い部分 [33] で可視光の光?的深さが約0.01のもやの層を形成する [56] 。それぞれ、14ミリバ?ル、2.5ミリバ?ル、0.1ミリバ?ルに相?する高度で凝縮が起きる [57] [注? 4] 。天王星の成層?中の炭化水素の濃度は、他の木星型惑星の成層?中の濃度よりかなり低く、天王星の大?でもやよりも上の層は非常に見通しが良く透明である [52] 。この枯?は、垂直方向の弱い混合のためであり、天王星の成層?には不透明度が少なく、その結果、他の木星型惑星よりも冷たくなる [52] [58] 。もやは天王星の表面で不均一に分布する。1986年の 至点 では、太陽側の極近くに集まり、紫外光で暗く見える部分を形成した [59] 。

熱?と電離? [ 編集 ]

?千kmも?がる天王星の大?の最も外側の層は、熱?/外??であり、?度800Kから850Kで一定している [49] [60] 。これは、例えば土星の熱?で?測される420Kよりもかなり高い [61] 。このような高?を維持するのに必要な熱源については未だ分かっていない。太陽の紫外線や 極紫外線 の放射、 オ?ロラ の活動では必要なエネルギ?は得られないと考えられているが [48] [60] 、成層?に炭化水素が欠けていることによる弱い冷却?率がこの現象に寄?している可能性はある [52] 。水素分子に加え、熱?には高い割合の自由水素原子が存在るが、低い高度で?散するヘリウムは存在しないと考えられている [62] 。

熱?と成層?上層は多くのイオンや 電子 を含み、 電離? を形成している [63] 。ボイジャ?2?による電波掩蔽?測により、電離?は高度1,000kmから10,000kmの間に存在し、特に1,000kmから3,500kmの間が濃い層になっていることが示された [63] [64] 。天王星の電離?の電子密度は、平均で10 4 cm -3 であり [65] 、最高で10 5 cm -3 に達する [64] 。電離?は、主に太陽の紫外線放射によって維持され、その密度は 太陽?動 に依存する [65] [66] 。天王星のオ?ロラの活動は、木星や土星ほど活?ではなく、イオン化にはほとんど寄?しない [注? 5] [67] 。高い電子密度は、部分的には成層?に炭化水素が少ないことも原因である [52] 。

電離?や熱?に?する情報源の1つは、地上からの プロトン化水素分子 の中赤外線（3-4μm）の?い放射の?測である [65] [68] 。合計の放射力は1-2×10 11 Wとなり、近赤外線の水素四極子放射よりも1桁?い [注? 6] [69] 。プロトン化水素分子は、電離?の主要な冷却?の1つとしても機能する [70] 。

天王星の大?上層は、 dayglow または electroglow と呼ばれる遠紫外線（90-140nm）の放射源となっており、プロトン化水素分子の赤外線放射と同?に、ほとんどが惑星の太陽側の半球から放射されている。全ての木星型惑星の電離?で生じるこの現象は、?見?時は謎であったが、現在は太陽放射または 光電?果 により?起された水素原子や水素分子からの紫外線 ?光 と解?されている [71] 。

水素コロナ [ 編集 ]

平均自由行程 が スケ?ルハイト [注? 7] を超える熱?の上層は、外??と呼ばれる [72] 。天王星の外??の下の境界は、高度約6,500km、惑星半?の4分の1であり [72] 、惑星半?の?倍まで?がっている [73] [74] 。主に水素原子で構成されており、しばしば天王星の水素 コロナ と呼ばれる [75] 。熱?の底部の高?と比較的高い??が、天王星の外??がこれほど?がっている一因であると考えられている [注? 8] [74] 。コロナの水素原子の密度は、惑星からの距離に?じてゆっくりと低下し、天王星の半?の?倍のところでは、1cm 3 ?たり?百個となる [77] 。この肥大化した外??の?果として、天王星の軌道中の小粒子が引っ張られ、 天王星の環 から塵を枯?させる。代わりに落ち?んだ塵は、惑星の大?上層に混ざる [75] 。

ダイナミクス [ 編集 ]

天王星の??風の速度。影を付けた領域は、南北のpolar collarを示している。赤い曲線は、デ?タのsymmetrical fitである。
詳細は「 天王星の?候 」を?照

天王星は比較的?やかな見た目を持ち、木星や土星で見られるような色の付いた太い?や大きな雲は見られない [14] [59] 。1986年までは、天王星の大?で際立った構造は?測されなかった [10] 。ボイジャ?2?で?測された最もはっきりした構造は、-40°から-20°の間の低緯度地域の暗い領域と南極の明るい 極冠 である [59] 。極冠の北の境界は、緯度約-45°である。最も明るい?は極冠の端近く-50°から-45°に位置し、polar collarと呼ばれる [78] 。1986年の至点から存在していた南極の極冠は、1990年代に消失した [79] 。2007年の分点の後、南極のpolar collarも消失し始めたが、2007年に初めて?測された45°から50°に位置する北極のpolar collarは以前よりもはっきりと成長し始めた [80] 。

天王星の大?は、他の木星型惑星と比べると?やかである。1986年以?、?半球の中緯度の極限られた?の小さな明るい雲 [14] と1つの暗点が?測された [46] 。緯度-34°に位置し、 Berg と呼ばれる明るい雲のうちの1つは、恐らく少なくとも1986年から??して存在し?けている [81] 。天王星の大?では、赤道付近で逆行方向の比較的?い??風が吹くが、緯度±20°では、局地へ向かう順行方向に?わる [82] 。風速は、赤道では-50から-100m/sで、緯度50°付近では240m/sにもなる [79] 。2007年の分点以前に測定された風の性質はいくらか非??で、南半球の方が?く、この半球が太陽に照らされていた2007年以前には、季節の?化を見せた [79] 。2007年以降は、北半球の風が加速し、南半球の風は減速した。

天王星は、84年の周期でかなり豊かな四季の?化を見せる。一般的に、至点の近くではより明るくなり、分点の近くではより暗くなる [47] 。四季の?化の大部分は、この配置の?化による [83] 。また、大?の反射性の固有の?化も存在し、周期的に極冠が暗くなったり明るくなったり、またpolar collarが表れたり消えたりする [83] 。

?連項目 [ 編集 ]

注? [ 編集 ]

  1. ^ a b 負の高度は、1バ?ルの表面よりも下であることを表している。
  2. ^ ?際に、メタンの吸?係?の新しいデ?タに基づく最近の分析によると、雲の位置はそれぞれ1.6バ?ルと3バ?ルに移った [42] [43] 。
  3. ^ 1986年、成層?の炭化水素は極よりも赤道近くで多かった [23] 。 極では、炭化水素は低い高度にしか存在しなかった [53] 。成層?の??の違いは、至点と分点で約50Kになった [54] 。
  4. ^ このような高度で、もやによる太陽放射の吸?のため、??は極大に達する [16] 。
  5. ^ オ?ロラに投入される合計エネルギ?は3-7 × 10 10  Wであり、熱?を加熱するには不足する [67] 。
  6. ^ 天王星の熱い熱?は、スペクトルの近赤外部（1.8-2.5μm）の位置に水素四極子の輝線を形成し、合計放射力は1-2 × 10 10  Wになる。遠赤外部の水素分子の放射力は2 × 10 11  Wである [69] 。
  7. ^ スケ?ルハイト sh は、 sh = RT /( Mg j ) で定義される。ここで、 R = 8.31 J/mol/K は ??定? 、 M ? 0.0023 kg/mol は天王星の大?の平均分子量 [16] 、 T は??、 g j ? 8.9 m/s 2 は天王星表面の重力加速度である。??は?流?の53Kから熱?の800Kまで?化することから、スケ?ルハイトは20から400kmとなる。
  8. ^ コロナは、非常に熱せられた（2eVを超えるエネルギ?の）水素原子の割合がかなり大きい。その起源は不明であるが、熱?を加熱するのと同じ機構で生成されている可能性がある [76] 。

脚注 [ 編集 ]

  1. ^ a b c d Lunine 1993 , pp. 219?222.
  2. ^ a b c d de Pater, Romani & Atreya 1991 , p. 231, Fig. 13.
  3. ^ a b c d e f Fegley et al. 1991 , pp. 151?154.
  4. ^ Lockyer 1889 .
  5. ^ Huggins 1889 .
  6. ^ a b Adel & Slipher 1934 .
  7. ^ Kuiper 1949 .
  8. ^ Herzberg 1952 .
  9. ^ Pearl et al. 1990 , pp. 12?13, Table I.
  10. ^ a b Smith 1984 , pp. 213?214.
  11. ^ Stone 1987 , p. 14,874, Table 3.
  12. ^ Fegley et al. 1991 , pp. 155?158, 168?169.
  13. ^ Smith et al. 1986 , pp. 43?49.
  14. ^ a b c Sromovsky & Fry 2005 , pp. 459?460.
  15. ^ Sromovsky & Fry 2005 , p. 469, Fig.5.
  16. ^ a b c d e f g Lunine 1993 , pp. 222?230.
  17. ^ a b c Tyler et al. 1986 , pp. 80?81.
  18. ^ Conrath et al. 1987 , p. 15,007, Table 1.
  19. ^ Lodders 2003 , pp. 1, 228?1, 230.
  20. ^ Conrath et al. 1987 , pp. 15, 008?15, 009.
  21. ^ a b c d Lunine 1993 , pp. 235?240.
  22. ^ a b c d Lindal et al. 1987 , pp. 14, 987, 14, 994?14, 996.
  23. ^ a b c d Bishop et al. 1990 , pp. 457?462.
  24. ^ a b c Atreya & Wong 2005 , pp. 130?131.
  25. ^ a b c de Pater, Romani & Atreya 1989 , pp. 310?311.
  26. ^ Encrenaz 2005 , pp. 107?110.
  27. ^ Encrenaz 2003 , pp. 98?100, Table 2 on p. 96.
  28. ^ Feuchtgruber et al. 1999 .
  29. ^ Burgdorf et al. 2006 , pp. 634?635.
  30. ^ a b Bishop et al. 1990 , p. 448.
  31. ^ Encrenaz 2003 , p. 93.
  32. ^ a b c d e f Burgdorf et al. 2006 , p. 636.
  33. ^ a b c Summers & Strobel 1989 , pp. 496?497.
  34. ^ Encrenaz 2003 , p. 92.
  35. ^ a b c Encrenaz et al. 2004 , p. L8.
  36. ^ Herbert, SandelYelle & Holberg 1987 , p. 15,097, Fig. 4.
  37. ^ Lunine 1993 , pp. 240?245.
  38. ^ a b Hanel et al. 1986 , p. 73.
  39. ^ Pearl et al. 1990 , p. 26, Table IX.
  40. ^ Sromovsky, Irwin & Fry 2006 , pp. 591?592.
  41. ^ Sromovsky, Irwin & Fry 2006 , pp. 592?593.
  42. ^ Fry & Sromovsky 2009 .
  43. ^ Irwin, Teanby & Davis 2010 , p. 913.
  44. ^ Irwin, Teanby & Davis 2007 , pp. L72?L73.
  45. ^ Sromovsky & Fry 2005 , p. 483.
  46. ^ a b Hammel et al. 2009 , p. 257.
  47. ^ a b Hammel & Lockwood 2007 , pp. 291?293.
  48. ^ a b Herbert, SandelYelle & Holberg 1987 , pp. 15, 101?15, 102.
  49. ^ a b c d Lunine 1993 , pp. 230?234.
  50. ^ Young et al. 2001 , pp. 241?242.
  51. ^ Summers & Strobel 1989 , pp. 497, 502, Fig. 5a.
  52. ^ a b c d e Herbert & Sandel 1999 , pp. 1, 123?1, 124.
  53. ^ Herbert & Sandel 1999 , pp. 1, 130?1, 131.
  54. ^ Young et al. 2001 , pp. 239?240, Fig. 5.
  55. ^ Encrenaz 2005 , p. 111, Table IV.
  56. ^ Pollack et al. 1987 , p. 15,037.
  57. ^ Lunine 1993 , p. 229, Fig. 3.
  58. ^ Bishop et al. 1990 , pp. 462?463.
  59. ^ a b c Smith et al. 1986 , pp. 43?46.
  60. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , pp. 1, 122?1, 123.
  61. ^ Miller, Aylward & Millward 2005 , p. 322, Table I.
  62. ^ Herbert, SandelYelle & Holberg 1987 , pp. 15, 107?15, 108.
  63. ^ a b Tyler et al. 1986 , p. 81.
  64. ^ a b Lindal et al. 1987 , p. 14,992, Fig. 7.
  65. ^ a b c Trafton et al. 1999 , pp. 1, 076?1, 078.
  66. ^ Encrenaz et al. 2003 , pp. 1, 015?1, 016.
  67. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , pp. 1, 133?1, 135.
  68. ^ Lam et al. 1997 , pp. L75-76.
  69. ^ a b Trafton et al. 1999 , pp. 1, 073?1, 076.
  70. ^ Miller et al. 2000 , pp. 2, 496?2, 497.
  71. ^ Herbert & Sandel 1999 , pp. 1, 127?1, 128, 1, 130?1, 131.
  72. ^ a b Herbert & Hall 1996 , p. 10,877.
  73. ^ Herbert & Hall 1996 , p. 10,879, Fig. 2.
  74. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , p. 1,124.
  75. ^ a b Herbert, SandelYelle & Holberg 1987 , pp. 15, 102?15, 104.
  76. ^ Herbert & Hall 1996 , pp. 10, 880?10, 882.
  77. ^ Herbert & Hall 1996 , pp. 10, 879?10, 880.
  78. ^ Rages, Hammel & Friedson 2004 , p. 548.
  79. ^ a b c Sromovsky & Fry 2005 , pp. 470?472, 483, Table 7, Fig. 6.
  80. ^ Sromovsky et al. 2009 , p. 265.
  81. ^ Sromovsky & Fry 2005 , pp. 474?482.
  82. ^ Smith et al. 1986 , pp. 47?49.
  83. ^ a b Hammel & Lockwood 2007 , pp. 293?296.

出典 [ 編集 ]

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