日本惑星科学会誌
第25巻
目
巻頭言

遊・星・人

第4号
次
135

田村 元秀



「2015年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境 黒澤 耕介

136

エポックメイキングな隕石たち その10 〜Y-81020 ～極めて始原的な日本の南極産隕石～ 149
小松 睦美

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦～巨大な弓形雲頂温度構造の発見～

その29

田口 真，福原 哲哉，今村 剛，神山 徹，二口 将彦，はしもと じょーじ，他7名

系外惑星「遠い世界の物語」その８ ～中心星近傍の惑星を知る～

155
157

堀 安範

遊星百景 その6 〜月面クレーター中央丘の地質〜 大竹 真紀子161

2Planet RESCEUサマースクール2016参加報告

鎌田 俊一，巽 瑛理，平田 直之，吉田 辰哉，小玉 貴則

「プレソーラー粒子から探る星間ダストの進化と太陽系の起源」研究会報告

163
166

脇田 茂，野沢 貴也

2016年度惑星科学フロンティアセミナー参加報告 大村 知美

1682016年度日本惑星科学会秋季講演会報告 はしもと じょーじ

170

JSPS Information

178

表紙デザイン：BROOKS■2016遊星人Vol25-4.indd

133

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日本惑星科学会誌 Vol. 25，No. 4，2016

Contents
Preface

M. Tamura

135


Shock vaporization/devolatilization : Toward understanding the evolution of
the surface environments on planetary bodies in the Solar system using anexperimental approach
K. Kurosawa

136

M. Komatsu

149

M. Taguchi, T. Fukuhara, T. Imamura, T. Kouyama, M. Futaguchi, and 8 authors

155


Epoch-making meteorites (10) ―Y- 81020―
Road to the first star : Venus orbiter from Japan (29)― Discovery of Nanjakorya! ―Tales of distant exoplanet worlds (8)― The origin of close-in exoplanets ―Y. Hori

157

M. Ohtake161

S. Kamata, E. Tatsumi, N. Hirata, T. Yoshida, and T. Kodama

163

My favorite view in planetary sciences (6)― Geology of crater central peak on the Moon ―2

Report of Planet RESCEU Summer School 2016

Report of workshop for presolar grains in Mitaka, Japan

S. Wakita and T. Nozawa

166

T. Omura

168

G. L. Hashimoto

170

JSPS Information		

178

Participating report of Frontier Seminar 2016
Report of 2016 fall meeting■2016遊星人Vol25-4.indd134

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135

巻頭言

巻頭言
「ペール・レッド・ドット」
1915 年，スコットランド出身の天文学者イネスは，南天の 0 等星ケンタウルス座アルファ星から約 2 度角離れた位置に，それと似た固有運動を示す暗い星を発見した．彼が台長であった
南アフリカのユニオン天文台に，イギリスのアマチュア天体写真家であるフランクリン・アダムズが寄付した 10 インチ望遠鏡と写真機を用いた発見であったという．後にアメリカのオル
デンが固有運動を精密に測定し，距離 4.24 光年の太陽系に最も近い恒星であることが確定した．
これがプロキシマ・ケンタウリ星である．
主星の発見から約 100 年後となる今年 8 月 25 日に，この星のハビタブルゾーンに位置するほぼ地球質量の惑星が発見され，プロキシマ b と名付けられた．過去 16 年にわたる別々のチームによる様々な観測を元に，欧州南天天文台のチームが今年に入ってから世界最高精度の可視光視線速度分光器 HARPS を用いて 3ヵ月強の集中的な観測を行い，確実な惑星であることが確認された．人類がついに，隣の恒星を回る生命を宿すことが有望な惑星を発見した系外惑星観測の記念すべきマイルストーンとなった．
最も近い恒星でありながら可視光で 11 等と暗い理由は，この星が M 型星（赤色矮星）と呼ばれる太陽の 1/10 程度の軽くて低温度の星だからである．したがって，太陽型星まわりにある
地球とは全く異環境の惑星であり，プロキシマ b のハビタビリティーについては多くの議論を呼んでいる．惑星は恒星からわずか 0.05 au しか離れておらず，潮汐固定によって恒星に向いた面だけが温められ，アイボール・アースと呼ばれるようなハビタブル惑星となる予言もある．
ちなみに，巻頭言のタイトルは，Pale Blue Dot をもじった，このプロジェクトの名称である．
系外惑星分野では，少なくとも今後 10 年間は，このような軽い恒星まわりの地球型惑星の観測が最重要観測対象のひとつとなる．その理由は観測的な制限のためでもあるのだが，系外惑星分野が発見や統計の時代を経ながらも特徴づけの時代に入りつつある今，最も詳しく観測できる近傍系外惑星の重要さは必然とも言える．2015 年度から自然科学研究機構に発足した
アストロバイオロジーセンターの重要課題でもあり，すばる望遠鏡用の新観測装置 IRD も低温天体に向く赤外線を活用した地球型惑星探査を行う．さらには天文の枠を超えて，ブレーク
スルー・スターショット計画のような恒星間航行への関心もいっそう高まるだろう．
約 20 年前の系外惑星の発見は，太陽系を基準にして構成されてきた惑星科学にパラダイム
シフトをもたらしたが，とりわけ非太陽型恒星まわりに惑星科学のさらなる展開を狙える時代が来ている．
田村 元秀（アストロバイオロジーセンター，同 国立天文台 ）東京大学大学院理学系研究科，自然科学研究機構■2016遊星人Vol25-4.indd

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136

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 20162015年度日本惑星科学会最優研究者賞受賞記念論文

衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体
表層環境
黒澤 耕介

1

2016年10月12日受領，査読を経て2016年11月4日受理．

（要旨）高速度天体衝突は惑星の表層平均場に非平衡場を作り出し，惑星システムへのパルス的な環境変動を与える．そこからの緩和過程は惑星システムそのものに依存し，その多様性を強調する可能性がある．筆者らの研究グループは平衡場を乱す主要因であると考えられる高エネルギー密度領域の物理・化学過程に注目し，その素過程の解明を目指して実験的研究を進めてきた．本稿ではその成果を紹介するとともに，近年の惑星形成理論の進展と合わせて初期太陽系天体の表層進化を推定するための展望について述べる．

1. はじめに

2. 天体衝突現象の熱力学的記載

初期地球の表層環境を解明することは，地球がなぜ

地球マントル試料の強親鉄性元素濃度や，月面のク

生命あふれる惑星に成長できたのか？という比較惑星

レータ計数などから金属核形成後の地球には数億年の学の根本的な問に答えるために必須であろう．しかし間に～10ながら，現在のところ地質試料がジルコン粒子に限ら[e.g.，
1]．この質量は地球質量の 0.1-1 wt% に対応し，れる「冥王代」の地球表層環境で何が起こっていたの地球がおよそ 10 km 太ったことになる．この時期の地か？を探ることは難しい．本稿ではこの時代が天体重球への典型的な衝突速度は v ～20 km/s であると推定

爆撃の最中であること，そして頻発していた天体衝突されている [2]．天体衝突で達成されるエネルギー密が表層進化の主要な駆動力であったことに着目し，天度は e = v /2 = 200 MJ/kg に達する．このエネルギー

体衝突現象の理解から初期地球，そして初期太陽系の密度を温度 T と圧力 P に対応させると，それぞれ T =惑星 / 衛星 / 小天体表層進化を探るための方針を述べ

e/Cp=2 x 10 K，P = ρe = 6 x 10 GPa となる．ここでることにしたい．

Cp ～10 J/kg/K，ρ～3 x 10 kg/m はそれぞれ典型

22kg の物質が集積したことがわかっている

2

5

3

2

3

3

以下に本稿の構成を述べる．2 章では天体衝突現象

的な岩石の定圧比熱，密度である．地球では中心核まの特異性とその熱力学的記載について解説し，特にで含めてもこのような高温あるいは高圧条件に達する「エントロピー法」の有用性について紹介する．3 章で場所は存在しない．すなわち天体衝突は地球上の平均

はエントロピー法を用いて単発の天体衝突の帰結を推場では決して駆動されない特異な物理・化学過程を引定するための筆者らの研究を紹介する．4 章では個々

き起こしていただろう．言い換えると天体衝突は惑星の天体衝突に関する知見と，近年の惑星形成理論の進システムに非平衡場を作りだしていたと推定される．

展を結びつけ天体重爆撃を記述するための確率論的モ

その後，復元強制力によって平衡に慣らされていくこ

デルの構築について紹介する．最後に 5 章ではこの数とになるが，この環境応答は惑星システムそのものに値モデルを用いた初期太陽系天体の表層環境の推定に依存し，惑星の多様性を一層強調する一因になりえる．

向けて展望を述べる .

そして，復元過程においては平均場では生じない特異1. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
kosuke.kurosawa@perc.it-chiba.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

136

な地質試料が残される可能性がある．この痕跡を紐解くことで過去の惑星システムの表層環境についての知2016/12/05

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衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境／黒澤137

過程（エントロピー変化 dS = 0）とみなせる．不可逆加熱によってエントロピーは上昇しているので，もとの圧力，あるいはもとの体積まで膨張したときには相図上の異なる点に到達する．このとき相境界をまたいでいれば断熱膨張中に相変化が起きた，ということになる．この挙動を理解するにはエントロピー S を横軸に圧力 P，あるいは温度 T を縦軸にとった図を用いると便利である [e.g.，3]．図 1 に S-P 平面にプロットした橄 欖 石 [3]， 炭 酸 塩 [4]， そ し て 水 [5，6] に つ い て の
Hugoniot 曲線と気液相境界を示す．衝撃圧力が 1-10
GPa を超えると衝撃波が発生し，エントロピーが顕著に上昇することがわかる．気液相境界は S-P 平面では上に凸の曲線として表され，しばしば Liquid-vapor
dome などと呼ばれる [e.g.，7, 8]．ドームの内側は気相
図1： エ ン ト ロ ピ ー － 圧 力 平 面 上 の 橄 欖 石， 炭 酸 塩， 水 の
Hugoniot曲線と気液相境界．断熱膨張過程はこの平面でX
5軸への垂線として表せる．圧力の単位は１ atm = 10 Paである．黒澤（2016）[27]のFig.1を改変．

と液相が共存している状態（部分蒸発状態）
である．部
分蒸発状態は P-T 図上では一本の直線である蒸気圧
曲線上の点に対応することを注意しておこう．ドームの頂点は臨界点，臨界点よりも低エントロピー側は蒸見を得ることができるかもしれない．これが天体衝突発開始に必要なエントロピー Siv を圧力の関数として時の高エネルギー密度領域を研究する重要性であり，表した曲線，臨界点よりも高エントロピー側は完全蒸

面白さであるといえよう .

発に必要なそれ Scv に対応している．S-P 平面図では天体衝突によって引き起こされる全ての物理・化学

断熱解放曲線は X 軸（エントロピー）への垂線で表さ過程は衝突天体が持ち込んだ運動エネルギーが衝突天れる．このことから Hugoniot 曲線と解放後に興味あ体そのものと被衝突天体物質の運動エネルギーと内部る圧力 における Siv，Scv が既知であれば，ある速度でエネルギーへ分配された結果である．筆者らの研究グ

天体衝突が起こったときに蒸発が起こるのかどうか，

ループは衝突現象の中でも蒸発が起こるような特に高そして蒸発が起こるならば発生する蒸気量はレバール

エネルギー密度領域の素過程の解明に取り組んできた．

ールを用いて計算することが可能になる．このように

以下では熱力学を用いてどのように衝突現象を記述でエントロピーを用いて整理することで，天体衝突が起きるのか？そしてその理論的枠組を用いるために必要きたときに何が起こるのかを推定する際の見通しがよ

な実験データは何か？について述べていく．

く な る． こ の 理 論 的 枠 組 は Ahrens and O＇keefe

最初に衝突によって熔融や蒸発といった相変化が起こる理由を相図上の挙動として解説する．衝突によって発生した圧縮波の伝播速度が標的の音速を超えると1（1972）[9] によって提案され広く用いられている [e.g.，3，4，6-9]．以下本稿では「エントロピー法」と呼ぶ．
ここでエントロピー法を用いるために必要なデータ，

衝撃波が発生し，相図上で Hugoniot 曲線上の点に移すなわち衝撃圧縮時に増加するエントロピー，そして動する．このとき衝撃波面の前後で質量，運動量，エ

解放後のエントロピーについて解説する．エントロピ

ネルギーは保存するが，不可逆加熱によってエントロ

ーは直接計測できる物理量ではないので，実験データ

ピーは増加する．数 km/s という高速度衝突で達成さを用いて適当な熱力学的演算を行う必要がある．まずれる温度・圧力は周囲の環境に比べて高温・高圧であ衝撃圧縮実験で得られた種々のデータを用いて S-Pるため，希薄波の到達とともに圧縮された物質が周辺平面上で Hugoniot 曲線を計算する手順について述べ

空間に急激に膨張する．周辺物質に与える仕事で失わる．原理的には熱力学第一，第二法則の定義に従ってれる内部エネルギーは，膨張による内部エネルギーのエントロピーの変化量変化に比べて無視できるほど小さく，この過程は断熱

1. 多くの場合，1気圧が参照値として用いられる．

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

dS =d E Pth
+
dV
T
T

（1）

衝撃実験で C0，s を決めると衝撃圧力 PH は一意に定まる．しかし Pth と PC を独立に決定することはできない．

を Hugoniot 曲線上の圧力まで積分すればよい（以下，

熱圧力 Pth を推定するために Mie-Grüneisen EOS が頻

エントロピー積分と呼ぶ .）．ここで E，T，Pth，V は繁に用いられる ．物質の熱・弾性情報を全て内包しそれぞれ内部エネルギー，温度，熱圧力，比体積であた体積 V の関数である Grüneisen parameter Γ（V）をる．エントロピーは状態量であるため，積分経路は自用いることで熱圧力は PH = Γ E/V と表される ．任意

3

4

由に決めてよいが，経路に沿って上記の物理量が既知の 体 積 に お け る の Γ の 値 が 既 知 で あ れ ば Mie-

であることが求められる．過去の一段式火薬銃 [e.g.，

Grüneisen EOS を用いて衝撃圧縮状態における熱圧力10]，二段式軽ガス銃 [e.g.，11]，高強度レーザー [e.g.，を計算できる ．続いて E と T の関係，つまり比熱に12]，核爆発 [e.g.，13] などを用いた実験によって地球

つ い て 述 べ よ う． エ ン ト ロ ピ ー 積 分 を 行 う 際 に は科学的に興味のある物質の圧力 P，比体積 V，内部エ

Hugoniot 曲線に沿って比熱が既知である必要がある．

ネルギー E 空間上での Hugoniot 曲線は得られている

衝撃温度計測は熱力学的には物質の比熱を計測するこ場合が多い [e.g.，13，14]．そこで積分経路を Hugoniotとと等価である．従って衝撃温度データが報告されて曲線にとることが有効である [e.g.，7，15-17]．よく知らいれば，実験データを用いてエントロピー積分を実行

5

れているように Rankine-Hugoniot 方程式は PH，V，E， することができる．残念なことに衝撃温度計測は不透
Vs，up の 5 つの未知数と 3 つの式からなっており，こ明試料に対しては精確な計測が困難であることから十の中の 2 つを計測することで他の物理量を一意に決定分なデータが存在しない場合が多くある．この場合はできる [e.g.，5]．ここで PH，Vs，up はそれぞれ衝撃圧力， 比熱を固体比熱の高温極限である Dulong-Petit の値
衝撃波速度，粒子速度である．Vs と up の間には Vs =2

（Cv = 3nR /μ，ここで Cv，n，R，μ はそれぞれ定積

C0 + sup という線型関係式 が多くの物質について成

比熱，物質を構成する原子数 気体定数，平均分子量）

立することがわかっている．ここで C0，s はそれぞれで一定であると仮定することが多い．この手法で計算

バルク音速，定数である．そこで多くの場合 Vs と up

した衝撃温度とエントロピーは過去に一段式火薬銃，が実験的に計測され，C0 と s が報告される [e.g.，
13, 14]．

二段式軽ガス銃を用いた衝撃圧縮実験で得られたデー

Vs と up の関係が既知になると衝撃圧縮時の比体積 V

タをよく再現する [17]．ただし，Grüneisen parameterを標準比体積 Vo と Vs と up を使って書き下すことがでの体積依存性や比熱に仮定が含まれ，計算結果がそのきる．従って Vs と up の計測は物質の圧縮率を計測し仮定に依存することには注意が必要である．また珪酸たことと等価である．Vs > 20 km/s というような高塩に対する >10 km/s の衝突の際には熔融，解離，電速度領域についても上記の線型関係式がよい精度で成離といった内部自由度が持つ比熱がエントロピー上昇

立することが確かめられている [e.g.，12，13]．エントに与える影響を無視できないことも注意しておこう．

ロピー積分を実行する際に必要な V，E についてはこ

これについては後ほど 3.2 節で議論する．10 km/s 以のようにして求めることができる．残された問題は，

上の天体衝突の帰結を調べるためにはやはり衝撃温度

PH と Pth の関係，そして E と T の関係の 2 つである．

を実測することが必要である．ここでは Hugoniot 曲

まず PH と Pth の関係について述べる．衝撃圧力 PH は線を積分経路にとる方法を紹介したが，物質によって（Thermal
内部エネルギーの変化に起因する熱圧力 Pthpressure）と内部エネルギーに依存しない“冷たい”圧
pressure）の和
力 P（ColdCP（E）= Pth（V，E）+ P（V）

H V，
C

（2）

で表される．（1）式中の圧力は熱力学の定義から内部エネルギーの変化によって生じる圧力，すなわち熱圧力である．従ってエントロピー積分を実行する際には
熱圧力 Pth が既知である必要がある．前述したように■2016遊星人Vol25-4.indd

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2. この関係式はHugoniot曲線上でP-V-Eの関係を与える．すなわ
ちHugoniot曲線上でのみ成立する状態方程式である[e.g., 5].
3. Cold pressure を推定する場合には Birch-Murnaghan EOS や
Vinet EOS が用いられることが多い [e.g., 18]．
4. これは理想気体の状態方程式と同じ形式である．Grüneisenparameter は気相における比熱比に対応する変数と言える．
比熱比は気相の膨張時の内部エネルギーから運動エネルギーへの変換効率を支配する変数である．
5. 多くの場合 Grüneisen parameter の体積依存性は既知でなく，経験的仮定 [e.g., 18] を用いて計算を進めることが多いことを注意しておこう．実験的に計測することは不可能ではない [e.g.,19] が，試料の準備と測定の困難さからデータが限られる．
Grüneisen parameter の体積依存性については [20] に詳しい．

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衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境／黒澤139は異なる経路をとったほうが精度のよい熱力学データ

る衝撃圧力を受けなければ脱ガスを起こさない [25]．

が揃っていることもあるようである [7]．特に物質強この矛盾はよく知られていたが，先行研究の実験結果，度の影響が無視できないような低圧条件での理論推定値の双方に問題点 [26] があり，2011 年の時点

Hugoniot 計測データの中には後に改訂された例 [e.g.，では未解決のままであった．過去の衝突実験の問題点

21] もあり，データの吟味が重要である．

はその多くが閉鎖系衝突実験であったこと，数少ない

次に気液相境界について述べる．原理的には液相と開放系衝突実験の報告も S/N が低いことである．開気相が持つ Gibbs free energy を比較することで相境放系衝突と閉鎖系衝突の違いについては「地球化学」

界を決定することができる．珪酸塩鉱物の蒸発を取り

誌の総説 [27] にまとめたのでそちらをご参照頂きたい．

扱う際の困難は純金属が蒸発する場合と異なり，気相理論推定値の問題点は使用する EOS によって Pid が化学種が複数現れることであろう．この場合は鉱物組

33-70 GPa と 大 き く 変 動 [e.g., 25，
28-30] し，EOS の 信成から現れ得る気相化学種を予め予測した上で熱力学

頼性に強く依存することであった．上述の Pid= 55

データベース [e.g.，22] をもとに気相での平衡組成を求

GPa は，EOS の中でも 2016 年現在もっとも信頼されめ，その混合 Gibbs free energy を用いる必要がある．

て い る 炭 酸 塩 の ANEOS（ANalytical Equations Of

理想気体の状態方程式が適用可能な低圧条件（大気圧State）[31] による計算値である．この状況を踏まえて程度）であれば，熱力学データが豊富に存在する上に筆者らの研究グループはエントロピー法の妥当性を検混合 Gibbs free energy を計算することができるので，証することを目的に炭酸塩岩を用いた衝突実験を計画

上記の計算は比較的簡単に実行できる．このようにしした．方針は開放系かつ高精度で炭酸塩岩からの衝突て計算された 1 気圧における各種鉱物の蒸発開始，完

脱ガス量を計測して実験データの決定版を出し，理論

全蒸発エントロピー Siv，Scv は例えば [9] に示されてい推定値と比較することである．

る．これらのデータと前段落で述べた衝撃圧縮状態の開放系における衝突蒸発 / 脱ガス計測の非常に先駆

エントロピーが用意できれば，ある衝突速度の天体衝的な取り組みに Sugi et al．
（1998）[32] がある．彼らは突が起きた後に 1 気圧まで断熱膨張した状態の蒸発率

弾丸加速時にガスを用いない電磁銃を使って，水氷へ

や，化学平衡組成を求めることができる．

の低速衝突実験（< 0.4 km/s）を実施した．衝突が起こる実験チャンバに四重極質量分析計を連結し，発生し3. 個々の天体衝突後の蒸発と化学反応

た水蒸気の高精度定量計測も可能にしていた．優れた実験系であるが，達成可能な弾丸速度が低く，そのま

3.1 炭酸塩岩を用いたエントロピー法の実証実験

までは炭酸塩岩の衝突脱ガスを調べることはできなかった．そこで筆者らはこの技術を宇宙科学研究所の 2

前章で紹介したように衝突蒸発現象を熱力学的に記段式水素ガス銃の実験系に拡張することを試みた．2

述する枠組はよくできているように思われる．しかし，段式水素ガス銃は標準状態にある“冷たい”
任意の組成，

エントロピー法による予測値と実験結果が矛盾するケ

サイズの弾丸を～9 km/s まで加速できる理想的な加ースが報告されていたことを紹介しよう．炭酸塩岩の速器の一つである．この弾丸速度は主要堆積岩からの衝突脱ガス（CaCO3 ─ > CaO + CO2）を起こす衝撃圧

衝撃脱ガスや水氷の衝撃蒸発を調べるには十分である．

力の閾値 Pid である．標準状態にある試料が一回の衝

しかし，衝撃脱ガス量計測や衝撃発生蒸気の化学組成

撃波の通過で衝撃圧縮状態に達した場合のエントロピ

計測を行おうとすると，弾丸加速に用いる火薬燃焼ガーは前章で述べた計算によって一意に定まるため，

スや水素ガスが実験チャンバ内に侵入し，化学汚染を

Pid の矛盾はエントロピー法の妥当性に警鐘をならす

引き起こしてしまうという致命的な弱点があった．筆ものである．一般に蒸発（vaporization）と脱ガス（de-者らは 2 段式水素ガス銃につきまとうこの弱点を克服

volatilization）は区別して表現されるが，熱力学的にすることができれば，惑星科学的に興味ある物質の衝は両者は同様に扱える．実験を行うと 20 GPa 程度の突誘起相変化・化学反応の理解が飛躍的に深まるとい衝撃圧力で脱ガスを開始する [23，24] という報告があう展望を抱き，2011 年頃からこの問題に取り組んだ .

るのに対し，エントロピー法の予測は 55 GPa を超え

我々は実験チャンバへの化学汚染ガスの混入を極力■2016遊星人Vol25-4.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

ら求めた．計算値は図 2 中に異なるαに対して 3 本の点線で示した．α = 2 － 3 を用いると P > 50 GPa で実験結果を概ね再現できていることがわかる．この衝撃
圧力減衰指数の値は相変化を伴うような強い衝撃波伝
播のときには妥当とされる値である [5]．P < Pid でも有意な脱ガスを検出しているが，これはシアバンドへのエネルギーの局所的な集中や，低衝撃圧条件で強度が効くときに引き起こされる粘性加熱などに起因すると推定される．前者の局所的なエネルギー集中は過去の 2 段式水素ガス銃を用いた平板衝突実験時の自発光
観測結果 [33] と調和的である．後者の過程は最近筆者らが行っている iSALE を用いた数値実験で観察されており，その影響は現在検討中 [34] である．いずれに
図2： 炭酸塩岩の開放系衝突脱ガス実験結果．1次元インピーダ
ンスマッチング法を使って計算した衝突直下点の衝撃圧力を横軸にとっている．弾丸に用いたアルミナと炭酸塩岩のHugoniotデータには文献[5，14]にまとめられた値を使用した．Kurosawa et al. (2012)[4]のFig.10を改変．

防ぐため，2 段式水素ガス銃の実験系に２つの工夫を施した．1 つは小型実験チャンバ（～40 L）の上流側にしてもこれらの過程による脱ガス効率は低く，P >Pid で系全体が一様に加熱され，大規模な脱ガスが引き起こされるようである．P > Pid における実験結果と計算値の一致はエントロピー法の妥当性を実証的に示したはじめての例といえよう．

3.2

珪酸塩鉱物の熱力学データ

汚染ガス拡散用の巨大ガス溜め（～2000 L）をとりつけ

前節の実験からエントロピー法の枠組は妥当でありたこと，2 つ目は極薄プラスチックフィルム（12μm

そうなことが確かめられた．すなわち珪酸塩鉱物に対厚）で実験チャンバと巨大ガス溜めを含む 2 段式水素して衝突時のエントロピー増加量と S-P 平面上の気ガス銃の真空ラインを分離した上で，実験チャンバ内

液相境界の形状が分かれば，天体衝突の帰結を定量的を若干陽圧にしたことである．弾丸は極薄フィルムをに推定することができると期待できる．ところが，2

容易に貫通し標的に衝突するが，巨大ガス溜めへ拡散

段式水素ガス銃は珪酸塩鉱物の衝撃蒸発現象を調べる

して薄くなった汚染ガスは実験チャンバに侵入できなには力不足であると言わざるを得ない．これは装置をいという仕組みである．実験手順，条件，データ解析

壊さずに達成可能な弾丸速度が 8-9 km/s であり ，珪の詳細については Kurosawa et al．
（2012）[4] をご参照

酸塩鉱物を大規模に蒸発させることができないからで頂きたい．図 2 に衝撃圧力に対する CO2 の発生量を示

あ る． こ の た め >10 km/s の 天 体 衝 突 が 作 り だ すす．ここでの衝撃圧力は衝突直下点で達成される最大＞ 200 GPa の極限状態については長らく未踏領域であ圧力である．過去の実験研究と理論研究の脱ガス閾値

り，衝突時のエントロピー増加量については既存のデを 2 つの縦線で示している．過去の実験研究と同様にータの外挿で推定されているのみであった．この状況～20 GPa の衝撃圧力で有意な脱ガスを検出したが，は 2000 年以降に基礎科学研究にまで解放されるよう

6

Pid の理論推定値である～50 GPa を境にして脱ガス量になった超高強度レーザーの登場によって打破された．

の傾向が変化し，効率よく脱ガスを起こすことを見出

日本では大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

した．続いてエントロピー法を用いて実験条件におけに設置されていた「激光 XII 号」が 2006 年以降に全国

る脱ガス量の推定値を求めた．ここでは単純に自己相似的な衝撃波伝播を仮定し，衝撃圧力減衰指数αをパラメータとした．実験チャンバの雰囲気圧力（2700
Pa）における脱ガス開始と完全脱ガスエントロピーは
Ca : C : O = 1 : 1 : 3 の元素組成における化学平衡計算か■2016遊星人Vol25-4.indd

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6. 2段式水素ガス銃は火薬で断熱圧縮した高温高圧の水素で弾丸を加速する装置である．弾丸の到達速度の上限は高温水素ガスの音速に比熱比で決まる定数を掛けた値になり，断熱圧縮条件によっては>10 km/sになる．一発のショットで装置を壊す覚悟と予算があれば，原理的には>10 km/sの加速も可能である．

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図3： 大阪大学レーザーエネルギー学研究センターで行った珪酸塩鉱物の衝撃蒸発実験で得られた時間分
解発光スペクトルの例．ここではカウント値そのものを示しており, 感度較正を行っていないことを注意しておく．
（a）透輝石試料．掃引時間は500 ns．灰色放射の連続光に続いて，種々の発光輝線が現れている．発光輝線ごとに異なる強度進化をしていることがわかる．Kurosawa et al.（2012）[37]のFig. 2を改変．
（b）橄欖石試料．掃引時間は20 ns．試料中を伝播していく衝撃波を時間分解して観測できている．試料中を衝撃波が伝播していく段階ではなめらかな連続光が観察されている．従って放射率が既知であれば，輝度温度を計測できる．実際の温度計測はバンドパスフィルターを装着した別の計測器で空間分解して行われることが多い．ある時刻で試料裏面に衝撃波が到達し，発光強度が急激に現象する．これはShock breakoutと呼ばれている．

共同利用施設になった．高強度レーザーを標的に照射

線は気相から放たれるものなので，この結果は素性のすると標的の表面が超高温・高圧のプラズマが発生し，わかった衝撃波を作用させたときに，>300 GPa の衝急激に膨張する．その反作用によって標的は 2 段式水撃圧縮後の断熱膨張中に珪酸塩鉱物が蒸発したことを

素ガス銃では達成不可能な粒子速度まで加速される．

明確に示した例である．筆者らの研究グループの主要

日本では門野敏彦氏を中心とする研究グループが世界

な結果は（1）発 光 分 光 計 測 に よ っ て 珪 酸 塩 鉱 物に先駆けてこの技術を惑星科学研究に応用し成果をあ（Quartz，Diopside，Forsterite）が ～300 GPa の 衝 撃

げている [35-42]．その中で筆者は博士論文研究の一環

圧力を受けると確かに蒸発を起こすことを実証したことして珪酸塩鉱物の衝撃蒸発実験に取り組んだ．高強と [36-38]，（2）時間分解発光分光計測によって衝撃圧度レーザーを珪酸塩鉱物に照射すると最大で～1000

縮を受けた珪酸塩プラズマの時間変化を詳細に観察し，GPa，珪酸塩鉱物同士の～30 km/s 衝突で達成される

種々の発光輝線種の強度進化からエネルギー分配過程

衝撃圧力を達成することができる [e.g.，43]．この実験

において電子が電離吸熱，再結合発熱を介して一つのの内容についてはすでに遊星人に報告している [44] のエネルギー貯蔵庫として振る舞い比熱に寄与する可能で詳細はそちらに譲り，ここでは結果を簡単に紹介す性が高いことを提案したことである [37]．また衝撃圧

る．図 3 に高強度レーザーの照射によって衝撃圧縮さ縮状態にある珪酸塩鉱物の自前のデータと近年報告された珪酸塩鉱物の可視光領域における時間分解発光ス

れていた文献値を用いて >200 GPa の石英，透輝石のペクトルを示す．衝撃波が珪酸塩鉱物試料中に伝播す

S-P Hugoniot 曲線を計算した結果，現在のところ惑

ると灰色放射の連続スペクトルが観測されている．従

星科学分野で最頻出 EOS である M-ANEOS は，>200って放射率を別途計測することによって衝撃圧縮時のGPa の衝撃圧縮で上昇するエントロピーを系統的に過輝度温度を計測できる．衝撃波が試料背面に達すると小評価していることを指摘している [38]．このことは超臨界状態にある珪酸塩プラズマが真空中に膨張する．

珪酸塩鉱物が従来想定されてきたよりも衝撃に弱く，その過程で種々の発光輝線が観測されている．発光輝

分解し易いことを意味している．M-ANEOS の開発グ

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Table1： 高強度レーザーあるいはZ-machineを用いて得られた珪酸塩鉱物の熱力学データ．ここでup-Vs，
P-Tはそれぞれ圧縮率計測，比熱計測を意味し，ここではそれぞれについて計測された粒子速度，
衝撃圧力範囲を示す．

鉱 物 名
石英（SiO2）
頑火輝石（MgSiO3）
橄欖石（Mg2SiO4）酸化マグネシウム（MgO）

up-Vs
4 – 20 km/s
9 – 13 km/s
6 – 13 km/s
6 – 14 km/s

ループはこういった近年の発見を受け M-ANEOS の改訂に着手しているようである [45]．この結果が持つ

P-T
70 – 1000 GPa
190 – 450 GPa
270 – 970 GPa
180 – 950 GPa

3.3

参考文献
[46, 48][49][43, 50][47, 51]

衝突化学

惑星科学的な意義については 5 章で触れることにする．

3.1.，3.2 節でエントロピー法の理論的枠組みは確か

本章の最後に珪酸塩鉱物についての熱力学データにらしいことと，近年の実験，計算技術の向上によってついて近年の結果を紹介しておこう．2009 年以降は珪酸塩鉱物についての熱力学データが充実しつつある

米国の Sandia National Laboratory に設置されていることを述べてきた．本節ではこれらを元にして衝突時

Z-machine が基礎科学研究に解放され，利用されはじに合成され環境に放出される化学種の推定方法についめている [8，46，47]．Z-machine は電磁力で金属の平板て 述 べ る． こ の 方 法 は Ohno et al．
（2004）[54]，飛翔体を～40 km/s まで加速し，標的に衝突させるこIshibashi et al．
（2013）[55] によって確立されてきたもとができる装置である．大規模施設のため今のところのである .

衝撃温度計測のための機器が導入されていないようで

最初に >10 km/s の衝突で引き起こされる化学反応

あるが，～2000 GPa までの P-V-E Hugoniot 曲線の高を研究する上での基本方針を述べる．図 1 でみたよう精度のデータが得られている．Table 1 に高強度レーに >10 km/s で天体衝突が起こった際に達成される温ザー，もしくは Z-machine を用いて珪酸塩鉱物につい

度圧力は一般的に物質の臨界点を超える．従って衝突て得られたデータ [12，43，46-51] をまとめておこう．筆

直 後 に は 衝 突 天 体 が 超 臨 界 流 体 化 す る． 減 圧 中 に者らの研究グループは幅広い P-T 領域で連続的な衝

Liquid-vapor dome を横切るところで，超臨界流体か

撃温度データを取得することを目指し，高強度レーザ

ら気相と液相が分離し 2 相以上が入り交じる“衝突蒸ーを用いた橄欖石の衝撃圧縮実験を実施した．現在デ気雲”が形成される．珪酸塩鉱物の臨界点の温度はータ解析中である．今のところマグネシウム珪酸塩の5000-15000 K と推定されており [3，9]，この段階ではデータに限られている理由は，光学計測の都合上試料化学反応が速やかに進行し，化学平衡に達するだろう．

が可視光領域で透明である必要があり，現在の計測手

蒸気雲内の温度が高く，化学反応速度が十分に速い間法は不透明な鉄珪酸塩にはそのまま適用できないためは断熱膨張に伴う減温減圧に追従して化学平衡組成がである．このため不透明試料にも適用可能な X 線トム

変化していくと予想される．更なる降温に伴って化学

ソン散乱を利用した衝撃温度計測手法が登場し始めて反応速度が低下し反応特徴時間が膨張特徴時間を上回いる [52]．続いて気液相境界，つまり Siv，Scv のデー

ると，それ以上化学反応が進行しないことになる．こタについて述べよう．2 章で述べたように大気圧よりれを化学凍結（クエンチ）と呼び，その時の温度は化学

低圧条件では既存のデータを用いた熱力学平衡計算に

凍結温度と呼ばれる．典型的な天体衝突における化学

よって Siv，Scv を計算できる．近年では第一原理分子

凍結温度は 2000-3000 K 程度と推定されている [56]．

動力学計算によって臨界点近傍における珪酸塩プラズ

従って衝突天体の化学平衡組成と，化学凍結温度が既マの熱力学データを計算する試みが行われ始めている知であれば，衝突後に環境に放出される化学種を推定

よ う で あ る [53]． こ れ が 実 現 さ れ る と Liquid-vapor

できる．ある温度で全ての化学反応が停止するというdome の形状をより精確に決定できるようになるだろ仮 定 が 置 か れ る 場 合 が 多 い． こ れ は“Freeze-out

う．今後の進展に期待したい .

model”[57] と呼ばれ第一次近似として広く利用されている．理想気体の EOS が適用可能かつ熱力学デー■2016遊星人Vol25-4.indd

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タが存在する温度条件（多くの場合 <6000 K）であれば，Gibbs free energy 最小化法を用いて各温度圧力における化学平衡組成を計算することができる．このとき系全体の混合エントロピーも得られる．衝撃圧縮時の温度圧力に対して相対的に低温低圧の P-T 領域で絨毯爆撃的に計算を実施すると P-T-S の格子点が得られることになる．それぞれの格子点上のエントロピーと
衝撃圧縮時のエントロピーを対応させることで，格子点のそれぞれが何 km/s の衝突後に辿る温度圧力になっているのかがわかる，ということになる．図 4 にこのように計算した衝突天体の P-T 平面における断熱解放経路を示す．この計算では CI コンドライトの元
素組成 [58] を用いて化学平衡計算を行った．参考のため Hugoniot 曲線と橄欖石に対応する気液相境界も示している．カラーバーはエントロピーを対応する衝突速度に換算し色分けしたものである．ここでは衝突天体物質が一様に一次元インピーダンスマッチング法で計算される衝撃圧力を受けると仮定している．今のところ隕石そのものを用いて >200 GPa の Hugoniot 曲線
データを取得した例は存在しないので，橄欖石のデー
タをモデル曲線として用いている．橄欖石と実際の隕

図4： 圧力-温度平面上におけるCIコンドライト様天体衝突時の断熱膨張曲線．CIコンドライトのHugoniot曲線として，
橄欖石のそれを近似的に用いた. この計算では10気圧まで
理想気体のEOSが適用可能であると仮定して1000-6000 K，-5
10 －10 気圧の温度圧力領域で化学平衡計算を実施した.
橄欖石同士の正面衝突を仮定し，2章に示した手順で衝突速度に対応するHugoniot曲線上のエントロピーを計算し，化学平衡計算で得られた系の混合エントロピーと対応づけた．参考のためM-ANEOSによる橄欖石の気液相境界も示した．黒澤（2016）[27]のFig.8を改変．

石物質の組成の違いによる影響は今後のデータの蓄積によって明らかになってくるであろう．図 5 に化学凍成の衝突速度依存性を示す．左図は主要気相成分，右結温度を 1600 K であると仮定した場合の化学平衡組

図は気相と凝縮相の間の酸素の分配を示している．こ

図5： 1600 KにおけるCIコンドライト組成の衝突蒸気雲の化学平衡組成の衝突速度依存性．（a）主要気相成分，（b）酸素分-6

配と金属ガス．上X軸には断熱膨張経路で1600 Kに対応する系の全圧を示した．自由分子流領域（< 10 気圧）でも化学平衡に達するまで化学反応が進行すると仮定していることを注意しておこう．現実的にはより高温で化学凍結を起こすと考えられる．黒澤（2016）[27]のFig.9を改変．

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model の登場 [e.g.，64] 以来，太陽系のガス惑星の軌道がその誕生から現在に至るまで一定であったという制
約がなくなり，様々なガス惑星の軌道進化モデル [e.g.，
64-66] が提案された．これらの研究の進展が引き金となり，1970 年から議論されてきた地球 - 月系の天体重爆撃についてようやく破綻のない衝突頻度モデル“Asawtooth-like timeline”[67] が提案された．また 2000
年以降，衝突天体群のサイズ分布 [68，69]，衝突速度分布 [2，
66]，衝突総質量 [e.g.，
1，70，71] についても新し
図6： 確率論的重爆撃モデルの計算出力の一例．原始地球への天体衝突を想定している．個々の点が一つの衝突イベントで持ち込まれる運動エネルギーに対応している．

い制約が次々に得られている．天体重爆撃の理解に関する近年の進展に関しては [27] の総説にまとめたので，そちらもご覧頂たい .
天体重爆撃の天体群の素性が具体化してきたことにのようにエントロピー法の枠組で必要なデータが揃え

よって，モンテカルロ法を用いて，天体群のサイズ /ば，最終的に発生する蒸気の量やその組成まで定量的

衝突速度 / 衝突角度分布から天体を一つずつ選び出し，に推定することができる．図 5 の結果については 5 章

衝突総質量に達するまで計算を続けるような確率論的で再度議論することにしよう .

重爆撃モデルを作ることの意義がでてきた，と筆者はここで紹介した衝突蒸気雲中で生成される化学種の考えている．図 6 にこのモデルのテスト計算例を示す．

推定法は，（1）生成され得る化学種を予め予測してい個々の点が一回の天体衝突イベントに対応し，衝突天ること，（2）ある化学凍結温度で全ての化学反応が停

体が持ち込む運動エネルギーを示している．このモデ止すると仮定していること，などいくつかの仮定をおルの最大の長所は個々の計算点では衝突天体サイズ，

いていることには注意が必要である．注目している化

衝突速度，衝突角度といった衝突条件が既知であるた

学種については実験との比較を通じて，その都度そのめ，室内衝突実験や数値衝突計算から得られた新たな信頼性を検討する必要があると考えている．3.1. 章で知見を簡単にモデルに組み込むことができるところで紹介した開放系気相化学分析技術は生成化学種の定量ある．

分析にそのまま流用可能である．現在，千葉工業大学

モデルの試用のために衝突掘削の物理をモデルに実

惑星探査研究センターの高速衝突実験施設で，宇宙科

装し，原始金星への天体重爆撃で発生する衝突放出物学研究所に設置したものと同様の実験系を構築中であの総量を計算した．原始金星は集積時に現在の地球海

る．彗星の衝突や氷衛星表面での衝突化学にも拡張で

洋質量程度の水を獲得したと考えられている．それにきるように標的の冷却システムを新規に製作した [59]．

対して，現在の金星表層は極度に乾燥している．このまた数値衝突計算コード iSALE[60-62] の導入によって， 問題に対して，金星は太陽に近いので海洋を形成せず
室内衝突実験で得られた結果を物理的に解釈するために水蒸気大気をまとっている，水蒸気大気は光化学的の体制づくりも行っている．今後は衝突実験と数値実に不安定なので，水素と酸素に分解して流体力学的散験を相補的に行い衝突化学の理解を深めていく予定で逸によって宇宙空間へ失われた，という説明がなされある．

てきた．実際には水素は散逸できるが，金星サイズの惑星から 240 気圧相当の酸素を取り除く機構は未解明

4. 天体���

であった．計算の結果，酸化反応によって余剰酸素を取り除くのに十分な量の細粒岩石が放出されることが3 章では単発の天体衝突現象について解説した．本わかった．この研究の背景，モデルの詳細については

章ではその知見を天体重爆撃期の惑星表層の理解に向Kurosawa（2015）[72] を参照されたい．この機構は金

けてどのように活かしていくか，について述べていく．

星と地球の表層水の相の違い（水蒸気大気 or 海洋）が1995 年 の 系 外 惑 星 の 発 見 [63] や，2005 年 の Nice

天体重爆撃に対する表層環境の応答を変化させ，表層■2016遊星人Vol25-4.indd

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図7： CIコンドライト様天体衝突時の酸素生成量の衝突速度依存性．先行研究で提案された衝突天体サイズと化学凍結温度の関係式をそのまま適用した衝突天体サイズ依存性も示している．黒澤（2016）[27]のFig.10を改変．

図8： 衝突誘起電気化学勾配の概念図．

環境の劇的な違いを生じる原因となった可能性がある

い衝突史が決まった場合の初期惑星 / 衛星 / 小天体のことを示している．今後は衝突実験と数値衝突計算を

表層環境も同時に決めることを目指してモデルの拡充

相補的に駆使して衝突素過程の理解を深め，特に「地を実施していく予定である .

質に証拠を残す過程」に注目してモデルに実装していく予定である．

5. 天体���期の����星��星�
��星の����の��に���

本稿の最後にこのような検討の一例として原始地球への CI コンドライトの衝突後の環境応答と地質に残り得る証拠について述べる．4 章で紹介した近年の軌
道進化モデル [66，67] は，ガス惑星の移動に伴って地球と月への衝突速度の中間値が～2 倍に上昇すること

本章ではここまで紹介してきた知見からどのようにを予見している．図 5 に戻って CI コンドライトの衝

初期太陽系天体の表層環境を探っていくかの方針を示

突後の生成物へ衝突速度の上昇が及ぼす影響をみてみし，予察的な結果 [73] を紹介する．衝突現象の帰結はよう．衝突速度が上昇すると珪酸塩鉱物が分解し，強衝突速度やサイズといった衝突条件に依存する．そし（Fe，Mg，
酸 化 的 な ガ ス（O2，OH）と 強 還 元 的 ガ スて衝突条件は太陽系天体の軌道進化と密接に関連してSiO）が同時に生成されていることがわかる．これまいる．ある衝突史を与えた場合に前章で述べたモンテ

で CI コンドライトの衝突時の炭素の行方に注目した

カルロ計算を複数回行うことで地質に影響を残すよう

研究は実験的にも理論的にも行われてきたが，～50

な衝突の発生確率を得ることができる．地球上の地質

mol% に迫る酸素の行方についての検討例は少なかっ

試料，惑星探査によるリモセンデータ，隕石試料，天た．これは衝突時に珪酸塩が分解したとしても，断熱体からの回収試料（月，イトカワなど）との比較を通じ

膨張中に再度珪酸塩として凝縮すると仮定されてきたて，45-35 億年前の太陽系の姿を解き明かすためのこ[e.g.，74] ためである．今回の筆者らの計算結果は高速れまでになかった制約を与えることができるようにな

度衝突時にはこの仮定が成立せず，珪酸塩が分解してると期待している．その計算出力として同時に天体重気相へ放出され得るということを示唆している．レー

爆撃が及ぼす惑星表層への物理的・化学的影響も得ら

ザー照射実験ではこうして放出された酸素が衝突天体れる．例えば環境に放出される気相化学種，前章でみに含まれる炭素を酸化することが示されている [55]．

たような衝突放出物量などである．統計的に尤もらし

図 7 に衝突天体質量で規格化した酸素生成量の衝突速■2016遊星人Vol25-4.indd

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度依存性を示す．先行研究で提案された化学凍結温度

異常（MIF-S）が 22-23 億年前に消失している [e.g.，79]．

の衝突天体サイズ依存性 [75] を用いて酸素生成量の衝

これは地球史における酸素分圧の上昇とリンクしてお

突天体サイズ依存性も同時に示している．もし 41 億り，酸素分子が光化学反応ネットワークを壊すことに年前を境にして衝突速度が 2 倍になるという予測が正よって MIF-S が起こらなくなったと考えられている．

しければ，生成される酸素量は～3 桁ほど上昇するこ

硫黄の光化学反応ネットワークは大気中の酸素の混合とになる．化学凍結後の衝突蒸気雲がどのように環境率が 10 ppm を超える程度で乱されると推定されていに放出されるか ? には更なる検討が必要であるが，こる [80]．比較的規模の大きい一発の天体衝突で達成でこでは凍結時の組成を保ったまま初期地球大気に放出きる酸素分圧である．23 億年以前の大規模衝突起源

されることを考えてみよう．大気のスケールハイトよ（例えば Spherule beds [e.g.，81]）の地層中の MIF-S のりも大きい天体の衝突時には蒸気雲は宇宙空間へ断熱消失を検出できれば，超高速度衝突による全球的な環

膨張し，十分に希薄になった後に地球大気に全球的に境変動を実証できるのかもしれない．また火星隕石

再供給されると考えられるので，比較的大規模（直径

ALH84001 中の炭酸塩の酸素同位体分析結果は 41 億

>10 km）の天体衝突時にはもっともらしい仮定である年前の火星にはオゾン層があったことを示唆する [82]．

と思われる．珪酸塩の分解によって生じた強還元ガス

最近 Curiosity が発見した表層のマンガン酸化物は火（Fe，Mg，SiO）は上層地球大気と混合して圧力を受星が過去に強酸化的な大気を持っていた証拠と考えら

けると凝縮し，強還元微粒子として大気中を沈降してれている [83]．今後はこれらの火星地質試料と天体衝いくと予想される．それに対し，強酸化ガス（O2，

突現象の関連も調べていく予定である．

OH）はそのまま大気中にとどまるであろう．このような状況では酸化還元の電位化学勾配による復元強制力

6. まとめが働き，環境中で徐々に元の珪酸塩に戻っていくだろう．このときに化学ポテンシャルの差分だけ自由エネ

本稿では衝突蒸発現象を熱力学的に記述する枠組を

ルギーを環境中に放出すると期待される．我々はこれ紹介した．筆者らは 2 段式水素ガス銃を用いた開放系

を「衝突誘起電気化学勾配」と名付け，検討を進めて気相化学分析技術を確立し，代表的な堆積岩である炭いるところである．概念図を図 8 に示す．頻発する天酸塩岩について，この方法で脱ガス量を定量的に推定体衝突が無機物である珪酸塩を分解し，地球上の分子可能であることを確かめた．2000 年以降に基礎科学

化学進化を語る上で絶対不可欠な自由エネルギー [e.g.，

研究に解放された高強度レーザーや Z-machine によっ76] を供給し得るというのはこれまでに見落とされててこの枠組で造岩鉱物の衝突蒸発を扱うための熱力学

いた視点である．レーザー衝撃実験から見出された造データがそろいつつある．時を同じくして，惑星形成

岩鉱物が従来考えられてきたよりも衝撃に弱いという理論の発展から地球 - 月系への天体重爆撃について破

衝突物理の最新の知見が，冥王代地球表層環境研究に

綻のないモデルが提案された．このような 2000 年以

新たな展開をもたらし得るという例になるのではない

降に得られた衝突物理・化学，高圧物性物理，惑星形か？と期待している．我々は天体衝突で発生する酸素成理論の進展によって，天体衝突現象の帰結を「探針」に注目したが，同時に発生するはずの強還元的成分にのように用いて太陽系初期 10 億年の惑星表層進化をついても注目され始めている．例えば微小隕石の超高実証的に探ることができる時代になってきたと筆者は速度衝突が起きた場合でも鉄蒸気が発生する．この鉄考えている．今後は室内衝撃実験と数値衝突計算を相蒸気が周辺岩石の表面で強制的に冷却され凝縮したも補的に用いて，過去の惑星 / 衛星 / 小天体の表層環境のが宇宙風化を引き起こす鉄ナノ微粒子の起源であるを復元していく研究を展開していく予定である．

と す る 指 摘 も あ る [77]． こ の 過 程 は“Impact
reduction”と呼ばれている [78].

謝 辞

前段落で述べた天体衝突による過渡的酸素大気形成
仮説は地質分析から検証できる可能性がある．例えば

本稿は日本惑星科学会 2015 年度最優秀研究者賞受

原始地球では地質試料中の硫黄の非質量依存型同位体

賞記念論文として執筆させて頂きました．私に高速度■2016遊星人Vol25-4.indd

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衝突現象の面白さとその比較惑星学における重要性を

process. Oxford University Press, New York.

教えて下さった大学院生時代の指導教員である杉田精[6] Stewart, S. T. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35,

司先生に心より感謝致します．ここで紹介した研究は多くの方々との共同研究で得られたものです．この場をお借りして御礼申し上げます．学生時代に研究の「い

L23203.
[7] Kraus, R. G. et al., 2012, J. Geophys. Res. 117,
E09009.

ろは」をご指導頂いた門野敏彦，石橋高，大野宗祐，[8] Kraus, R. G. et al., 2015, Nature Geosci. 8, 269.

関根康人，千秋博紀，和田浩二，石丸亮，吉越丈倫，[9] Ahrens, T. J. and O'Keefe, J. D., 1972, The Moon 4,

鳥海崇，松井孝典の各氏，2 段式水素ガス銃について教えて下さった長谷川直，川合伸明の両氏，大阪大学
レーザーエネルギー学研究センターにおける実験で多大なるご助力を頂いた弘中陽一郎，境家達弘，重森啓介，佐野孝好，尾崎典雅，関根利守の各氏，学位論文

214.
[10] Stewart, S. T. and Ahrens, T. J., 2005, J. Geophys. Res.
110, E03005.
[11] Mosenfelder, J. L. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112,
B06208.

研究の中間発表で衝突研究における EOS の重要性に[12] Hicks, D. G. et al., 2005, Phys. Plasmas 12, 082702.

ついてのコメントを下さった阿部豊氏，衝突研究会で[13] Trunin, R. F. et al., 2001, Experimental Data on Shock

いつも的確なコメントを下さった荒川政彦，中村昭子，Compression and Adiabatic Expan- sion of Condensed

柳澤正久の各氏，最新の研究について教えてくれ，議Matter, Russ. Federal Nucl. Cent., Sarov, Russia.

論に付き合ってくれた鎌田俊一，黒川宏之，桑原秀治[14] Marsh, S. P., 1980, LASL Shock Hugoniot Data.

の各氏，実験装置についての私の拙いアイデアを具体

University of California Press, Berkeley, California.

化し，いつも素晴らしい実験システムを製作してくだ[15] 高木靖彦, 水谷仁, 1990, 惑星科学 8, 1.

さった ADCAP Vacuum technology の青島国広氏に[16] Senshu, H. et al., 2002, J. Geophys. Res. 107, E12,

御礼申し上げます．数値衝突計算コード iSALE は私

5118.

の研究の幅を大きく広げてくれ，室内実験と数値実験[17] Sugita, S. et al., 2012, AIP Conf. Proc. 1426, 895.

を相補的に組み合わせた研究展開が可能になりました．

[18] Tange, Y. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, B03208.

iSALE の 開 発 者 で あ る Gareth Collins，Kai Wün-[19] Asimov, P. D., 2012, AIP Conf. Proc. 1426, 887.

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hausen の各氏に感謝致します．丁寧な査読をしてく[21] Sekine, T. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 999.

ださった査読者の玄田英典氏に感謝致します．ここで[22] Chase, M. W., Jr., 1998, NIST-JANAF Thermochemical

紹介した研究は科学研究費補助金 21244069，24244071，

Tables, Fourth Edition, American Chemical Society

23840057，25871212，15H01067 の援助を受けて行われました．また筆者は科学研究費補助金 26610184 の援助を受けています .

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エポックメイキングな隕石たち その10 〜Y-81020～極めて始原的な日本の南極産隕石～／小松

149

エポックメイキングな隕石たち（その 10）：～ Y-81020～極めて始原的な日本の南極産隕石～
小松 睦美

1

2016年10月1日受領，査読を経て2016年10月28日受理．

（要旨）始原的隕石の中でも炭素質コンドライトは化学的に未分化であり，太陽系生成期の情報を保存する物質であると考えられている．しかしながら，ほとんどの炭素質コンドライトは，
原始太陽系星雲内での個々の隕石構成物質の形成環境と母天体集積後の反応（変成・変質作用）に関する情報を併せ持つため，この二つを切り分けることがこれまでの歴史を正しく解釈する上での重要な課題となっている．岩石学タイプ 3.0 の隕石は，「極めて始原的な隕石」と呼ばれ，母天体での変成作用の影響が極めて小さく，太陽系生成初期の母天体集積時の状態を最も保存していると考えられている．国立極地研究所が所有する Yamato（Y）-81020
は，極めて始原的な特徴を持つ数少ない CO3.0 コンドライトの一つであり，特に日本の研究者により多くの重要な成果が発表されてきた．

1. はじめに
Y-81020 は，第 22 次南極地域観測隊が発見した隕石の一つである．1981-82 年のやまと山脈付近の裸氷帯での隕石探査では，133 個の隕石を採取，そのうち 7個が炭素質コンドライトであった．Y-81020 の質量は270g であり，ペア隕石である Y-81021 ～ 81025 を含むと，全岩で 378g の隕石である（図 1）．
現在国際隕石学会で認定されている炭素質コンドラ
イトのうち，CO3 と分類されているのは 532 個存在す
る（Meteoritical Bulletin Database，2016 年 9 月 ）．サブタイプが決定されている CO3 は全部で 72 個あり，その内 14 個が CO3.0 として分類されている．しかしながら，その多くは北西アフリカの砂漠で最近発見された隕石（NWA）であり，詳細な研究は行われていな
い．これまで詳しく研究されているのは，ALH 77307，
Colony と Y-81020 の 3 つの CO3.0 隕石のみである .
ほとんどの炭素質コンドライトは，母天体で様々な程度の変成・変質作用を受けている．CO3.0 隕石のよ

図1： Y-81020隕石の全体写真（国立極地研究所提供）．

から見ても極少数（CR の一部と CH，Ungrouped-C の僅か）しか確認されていない．また，上記の 3 つのCO3.0 隕石の内，ALH（ALHA）77307 は低い程度ではあるが水質変質を受けており [e.g.,1]，Colony は地球での風化の影響が大きい [2]．Y-81020 にも軽微な水質変質の特徴が見られるものの，殆どの物質は変成・変質の影響を受けておらず，非常に貴重な隕石であるというに変成・変質作用の影響が少ない試料は，隕石全体

える．

1. 総合研究大学院大学 学融合推進センター
komatsu_mutsumi@soken.ac.jp

組成とスピネルに富む難揮発性包有物（CAI）に多くの■2016遊星人Vol25-4.indd

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Y-81020 の初期の研究では，Mg に富むオリビンの2016/12/05

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

興味が注がれた [3-5]．2000 年代に入り炭素質コンドラ

は，普通コンドライトには広く適用できるものの，炭イトのサブタイプに関する議論が進むと，Y-81020 の素質コンドライトでは，岩石学的な特徴と必ずしも一始原性が着目されるようになり，原始太陽系星雲での致しないことが分かってきた．そのため，TL 法の代

情報を最も良く保存する重要な隕石として広く認識さわりとなる炭素質コンドライトの化学的・岩石学的変れた．後の章では，Y-81020 から展開された研究の一化のサブタイプ評価指標が提案されており，以下に紹部を紹介する．

介するような系統的評価の確立に Y-81020 は大きく貢2. COコンドライトと岩石学タイプ，
サブタイプの評価
隕石母天体集積後の熱変成・水質変質作用について献している．

2.1

FeOに富むオリビンの組成

コンドライトの主な構成物である Fe-Mg コンドリ

は，岩石学タイプと呼ばれる番号により表される．タュ ー ル は，FeO に 乏 し い タ イ プ Ⅰ コ ン ド リ ュ ー ル

イプ 4 から 6 と番号が大きくなる程熱変成の度合いが（Mg# > 90）と FeO に 富 む タ イ プ Ⅱ コ ン ド リ ュ ー ル

増し，水質変質の程度は 3，2，1 の順に増加する．ほ（Mg# < 90）に分けられる．[7] は，普通コンドライト

とんどの炭素質コンドライトは，岩石タイプ 2 または中のタイプ II コンドリュールに含まれる FeO に富む

3 に分類される．炭素質コンドライトの中でも CO コ

オリビン中の Cr2O3 含有量やマトリックスの化学的特ンドライトは，コンドリュールや CAI を多く含み，徴に着目し，サブタイプ評価の指標となることを示し逆にマトリックスの量は相対的に少ないという特徴をた（図 2a）．普通コンドライトでは，岩石学サブタイ持つ．全岩の揮発性成分は比較的乏しく，CO コンド

プ 3.0 から 3.2 にかけて，FeO に富むオリビン中に存在

ライト母天体での変成は主に温度に依存する反応であする極細粒（<50nm）クロマイトの離溶により，オリったと考えられ，その程度により CO3.0-3.8 のサブタ

ビンの Cr2O3 含有量は系統的に変化する．クロマイト

イプに細分化される．また CO3 隕石は熱変成作用のの離溶はサブタイプ 3.2 では完了すると考えられ，度合いが異なる隕石が多く発見されているため，母天Cr2O3 含有量のばらつきである標準偏差（σ）は，岩石体での熱変成の多様性を系統立てて議論することが可学タイプ 3.0 から 3.1 にかけて増加し，その後緩やかな能である．

下降に転じ，組成が均一化する．また，Cr2O3 含有量

サブタイプの決定手法としては従来，コンドリュー

は 3.1 までは変化せず，それ以降はコンドリュールとルに含まれるガラス（あるいはガラスから微細な結晶

接するマトリックスとの反応が進み，その結果，オリが晶出したメソスタシス）や斜長石の熱ルミネッセン

ビン中の Cr2O3 含有量が減少することが示された．

ス（TL）が用いられてきた [6]．しかしながらこの方法

さらに [8] では，CO コンドライトでも普通コンドラ

図2： 普通コンドライト（a）とCOコンドライトのCr量とサブタイプ（b）[5;6より引用]．タイプⅡコンドリュールに含まれる
FeOに富むオリビンの組成は，特に3.2以下の岩石学サブタイプの決定に有効である．Y-81020のサブタイプは3.05と分類される（b）．

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イトと同様に，連続的な化学的変化が見られることがの希ガス存在度が減少することが確認されている [11]．

示された（図 2b）．ALH 77307（CO3.00）と DOM 03238[12] で は，Y-81020 の ペ ア 隕 石 で あ る Y-81025 が，（CO3.1）と比較すると，Y-81020 の Cr2O3 含有量は二つ

ALH 77307 よりも高いプレソーラー珪酸塩粒子存在の隕石と近い値を持つが，その値の標準偏差σは二度を持つことが示されており，Y-81020 の高い始原性

つの中間的な値を示し，Colony（CO3.05）と同程度のを示唆していると考えられる．

変成作用を受けた CO3.05 とのサブタイプが見積もら
れている．

2.2

また，隕石中の高分子有機物のグラファイト化の度
合いも岩石学サブタイプの決定，特に熱変成の履歴のFe-Ni 金属相の特徴評価に有効である．ラマン分析より，隕石中の高分子-1

有機物は D バンド（欠陥構造 ; ～ 1350 cm ）と G バン
-1

珪酸塩鉱物と同様に，Fe-Ni 金属相からも極初期のド（グラファイト ; ～ 1600 cm ）の二つのバンドを持二次変成作用の影響を読み取ることができる．[9] は，つことが知られている．普通コンドライトでは，熱変非平衡普通コンドライトと CO コンドライトの系統的成作用が進むにつれ，D バンドの半値幅（FWHM-D

な分析により，二次変成で生じる Fe-Ni 金属相の変化値）が減少し，二つのバンドの強度比（ID/IG）の増加がと岩石学的サブタイプの関連性について明らかした．

見られ [13]，同様の相関が CO コンドライトでも確認

サブタイプ 3.10 以下の隕石に含まれるマトリックス中されている [14]．Y-81020 は始原的な高分子有機物のの金属相は，コンドリュール中の金属相に比べて Co

特徴を持つことが示されており，他の指標によるサブに富む組成を持つ一方で，コンドリュール中の金属相タイプの評価とも整合する [15]．

では，岩石学タイプが増加するに従い Ni に富む粒子の存在量が減少する．Y-81020 の化学的及び鉱物学的特徴より，Y-81020 のサブタイプは，普通コンドライ

3. Y-81020コンドリュールのAl-Mg
年代測定

ト の サ ブ タ イ プ 3.0-3.10 と 同 様 の 変 成 を 経 験 し た

始原的な普通コンドライトの分析により，普通コン

CO3.05 と見積もられた．この手法により導き出されドライトに含まれる Fe-Mg コンドリュールは，CAI

たサブタイプの値は，[8] により得られたタイプ II コが形成された後，約 100-250 万年で形成されたとされンドリュール中のオリビンの Cr2O3 含有量からの評価

る [16]．しかしながら炭素質コンドライトでは，26Alと調和的である．

年代測定に必要な Al に富む鉱物やメソスタシスが少2.3

その他の指標なく，粒径も小さいものが多いため年代測定が困難であった．[17] は，Y-81020 の始原性に着目し，Fe-Mg

プレソーラー粒子の存在度も，その隕石の始原性をコンドリュールに含まれるオリビン，輝石，斜長石に評価するための重要な指標である．プレソーラー粒子

ついて， Al を用いた年代測定を行った．太陽系初期

は，マトリックスに存在し，太陽系と大きく異なる同の Al/ Al 比を 5 × 10 とすると，タイプ I とタイプ II

位体組成を持つことから，太陽系形成以前に存在した

コ ン ド リ ュ ー ル の 年 代 は そ れ ぞ れ CAI 形 成 後 1.7-

赤色巨星，AGB 星や超新星爆発などを起源とする粒2.5Ma，2.0-3.0Ma であることが示された．この形成子であると考えられている．ナノダイヤモンド，グラ

年代は，始原的な L・LL コンドライト中のコンドリ

ファイト，炭化珪素，窒化珪素，酸化物，珪酸塩など，

ュールの年代とほぼ同じである．炭素質コンドライト

さまざまな鉱物がプレソーラー粒子として存在する．

と普通コンドライトは，その揮発性成分の違いから，各粒子の熱的・化学的反応への耐性は異なるが，プレ太陽系の異なる場所で母天体が形成されたと考えられ

ソーラー粒子の存在度と，含まれる隕石の岩石学タイるが，異なるコンドライト種に含まれるコンドリュー

プには相関があることが確認されており，母天体の二ルの形成年代が類似した値を示すことは，太陽系星雲

次変成作用の指標として用いることができる [e.g.,10]．

モデルに新たな制約を与えるものである．

26

26

27

-5

CO コンドライトでは岩石学サブタイプの増加に従い，ALH 77307（CO3.00），Colony（CO3.05），Kainsaz（CO3.2）の順に炭化ケイ素などのプレソーラー粒子中■2016遊星人Vol25-4.indd151

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 201617

図3： 始原的隕石であるY-81020とAcfer 094の“ホスト”のΔ O値 の比較．Mg#はコンドリュール中のオリビンと輝石組成の平均値より算出．本図が示すコンドリュールの進化は以下の通り；（A）コンドリュールの前駆物
17
質は～ -5.5‰程度のΔ Oを持っており，ダストに富んだ環境（100×Solar）によりMg#>97のコンドリュール
1717が形成された．（B）その後，正の（positive）Δ Oを持つH2O氷の付加により酸化的環境となりMg#<97，Δ O
が～ -2.5‰程度タイプ I コンドリュールが形成された．（C）さらなるダスト/氷の付加により，タイプⅡコン
ドリュールが形成された．極めてFeに富むタイプⅡコンドリュールは，Feに富む前駆物質の組成を反映していると考えられる．（[18] より引用）

図4： Y-81020中のAOAの反射電子（BSE）像．（a,b）始原的特徴を持つAOA．斜長石（an）とスピネル（sp）から成るコア
が，Al-輝石（cpx），Mgに富むオリビン（fo），Fe-Ni金属相（mt）に囲まれているような特徴を示す．二次変成の特徴は見られない．（c,d）AOA周縁部のオリビンがMg輝石（px）に置き換わった特徴を持つAOAも存在する．

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エポックメイキングな隕石たち その10 〜Y-81020～極めて始原的な日本の南極産隕石～／小松153

ンスタタイト）に置換されており，形成後の再加熱を

4. Y-81020 コンドリュール・CAIの酸素同位体組成示唆している（図 4）． ま た Y-81020 中 の AOA に は，LIME（low-Fe，Mn-enriched）オリビンと呼ばれる，

さらに [18] は，[19] の始原隕石分析結果を踏まえ，特徴的な化学組成を持つオリビンが含まれていること

Y-81020 コンドリュールの詳細な酸素同位体分析を行が分かった [25]．Y-81020 の始原性により LIME オリ

った．その結果，コンドリュール形成領域の酸素同位ビンの初期状態が示され，Mg オリビン（フォルステ

17

体の異なる二つのリザーバー（Δ O が～ -5.5‰と正ライト）の凝縮形成が，還元的な環境においてより低の値を持つものの 2 種）とダスト量の変化により，タ温の LIME オリビンを形成する温度まで継続したこと

イプ I コンドリュールとタイプ II コンドリュールが形が示唆された．また変成度の異なる他の隕石との比較成された過程を明らかにした（図 3）．

により，母天体での二次変成により LIME オリビン組

一方，原始太陽系星雲の CAI 形成領域においても，
16

17

成が徐々に失われたことが新たに示された．

18

O に富むリザーバーと O， O に富むリザーバーが存在していたことが分っている．[20] は，Y-81020 に

6. 最後に含まれる FGI（細粒 CAI）の酸素同位体局所分析により，一つの FGI 中に酸素同位体組成の異なる鉱物が含まれ16ていることを示した．このことは，細粒 CAI が O に
17

富む環境（Δ O = ～ -40 から -50‰）で形成され，そ17

18の後の部分溶融等の加熱イベントにより O， O に富17以上のように Y-81020 からは，その極めて始原的な特徴から，多くの興味深い成果が発表されてきた．特に，全隕石種の中でも最も始原的で地球風化の影響が少ない隕石の一つとして，原始太陽系星雲及び炭素質

むガス（Δ O = ～ 0 から -15‰）との酸素同位体交換

コンドライト隕石の母天体変成の理解に大きく貢献しが起こったことを示唆しており，これらを説明する分ている．[21] は，“新鮮な寿司を提供する良い寿司屋

子雲の進化モデルが提唱されている．酸素同位体組成を選ぶように”始原隕石の始原的物質を分析対象とすに関する詳細な議論については，[21] を参照されたい．

ることは重要である，と述べている．そういった意味

上記のような高精度同位体分析結果は，二次変成のでは，Y-81020 は“絶品が並ぶ極上の寿司屋”のような影響がほとんど無い Y-81020 であるからこそ成し得た

隕石と言って良い．本稿では書ききれなかった研究を成果である．

含め，現在も Y-81020 を活用した研究が数多く行われ

5. AOA（amoeboid olivine
aggregates）とLIME-オリビン
炭素質コンドライトの構成物の一つである AOAており，今後もエポックメイキングな成果が発表されることが期待される．

謝 辞（アメーバ状オリビンアグリゲイト）からも，多くの報告がなされている．AOA とはオリビンと難揮発性鉱木村眞博士，野口高明博士，岡崎隆司博士には本稿物から成り立つ細粒のアグリゲイトで，CAI と類似しを執筆する機会をいただき，最後まで丁寧かつ的確なた環境で形成されたと考えられている包有物である．

アドバイスをいただきました．山口亮博士，三河内岳[22] は Y-81020 を含めた CO コンドライトに含まれる博士には，原稿作成にご協力いただきました．また，

AOA に着目し，サブタイプと AOA 中のオリビンの査読者である牛久保孝行博士には，多くの有益なコメ

FeO 量増加に相関があることを示した．

ントをいただきました．この場を借りて感謝申し上げ

16

AOA はその組織的な特徴と O に富む同位体組成ます．

を持つことから，星雲から凝縮過程を経て形成されたと考えられている．Y-81020 に含まれる AOA には母

参考文献

天体での二次変成の特徴は殆ど見られず，その構成鉱物は平衡凝縮計算 [e.g.，23;24] で予想されるものと概ね一致する．また，一部の AOA では周辺部が Mg 輝石（エ■2016遊星人Vol25-4.indd

153[1] Ito, S. and Tomeoka, K., 2001, Antarctic Meteorites
XXVI, 47.

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154

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016[2] Rubin, A. E. et al.,1985, Meteorit. Planet. Sci. 20, 175.

1271.

[3] Graham, A. L. et al., 1985, Meteoritics 20, 654.
[4] Kojima, T. et al., 1995, Proc. NIPR Symp. Antarct.
Meteorites 8, 79.
[5] Shibata, Y. and Matsueda, H., 1994, Proc. NIPR Symp.
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[6] Sears, D. W. G. et al., 1980, Nature 288, 791.
[7] Grossman, J. N. and Brearley, A. J., 2005, Meteorit.
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[8] Grossman, J. N. and Rubin, A. E., 2006, 37th Lunarand Planetary Science Conference, no. 1383.
[9] Kimura, M. et al., 2008, Meteorit. Planet. Sci. 43,
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[10] Huss, G. R. and Lewis, R. S., 1995, Geochim.
Cosmochim. Acta 59, 115.
[11] Huss, G. R. et al., 2003, Geochim. Cosmochim. Acta67, 4823.
[12] Kobayashi, S. et al., 2005, 46th Lunar and Planetary
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[13] Quirico, E. et al., 2003, Meteorit. Planet. Sci. 38, 795.
[14] Bonal, L. et al., 2007, Geochim. Cosmochim. Acta 71,
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[15] Komatsu, M. et al., 2014, Antarctic Meteorites
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[16] Mostefaoui, S. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,
421.
[17] Kurahashi, E. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta
72, 3865.
[18] Tenner, T. J. et al., 2013, Geochim. Cosmochim. Acta
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[19] Ushikubo, T. et al., 2012, Geochim. Cosmochim. Acta90, 242.
[20] Ito, S. et al., 2004, Geochim. Cosmochim. Acta 68,
183.
[21] Yurimoto, H. et al., 2008, In Reviews in Mineralogy &Geochemistry 68, 141.
[22] Chizmadia, L. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,
1781.
[23] Ebel, D. S. et al., 2012, Meteorit. Planet. Sci. 47, 585.
[24] Petaev, M. I. and Wood, J. A., 2005, In Chondrites andthe Protoplanetary Disk, 373.
[25] Komatsu, M. et al., 2015, Meteorit. Planet. Sci. 50,■2016遊星人Vol25-4.indd154

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一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その29 ～巨大な弓形雲頂温度構造の発見～／田口 他

155

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その29
～巨大な弓形雲頂温度構造の発見～
田口 真 ，福原 哲哉 ，今村 剛 ，神山 徹 ，二口 将彦 ，
5
6
7
8
はしもと じょーじ ，鈴木 睦 ，上野 宗孝 ，岩上 直幹 ，
69106佐藤 隆雄 ，佐藤 光輝 ，高木 聖子 ，中村 正人
1

1

2

3

4

（要旨）
「あかつき」の周回軌道投後，最初に中間赤外カメラ（LIR）が撮像した金星画像には，南北に延びる巨大な弓形の温度構造が映し出されていました．これは，地表付近で発生し雲頂高度まで伝播した重力波の姿を直接捉えた初めての例だと考えられています．
「あかつき」が切り拓く新しい金星気象学の幕開けです．

この「弓形構造」（図 1）を初めて見たとき「あかつき」
プロジェクトマネージャーの中村は「何じゃこりゃ！」と叫んだと言われています．私はひとり自宅でこの画像を見ました．声に出したかどうか記憶に定かではありませんが，「何じゃこりゃ」と思ったことは確かです．
現在，私たちはこの現象を「弓形構造」というつまらない名称で呼んでいますが，「ナンジャコリャ」と命名しておくべきでした．もしかしたら，美しい日本語
が国際共通語になるチャンスを逸したかもしれません．
驚くべきことに，この「弓形構造」は 12 月 11 日まで
連続 5 日間ほぼ同じ経度上に存在していたことがわかりました．よく知られているように金星上空には赤道上で 100 m/s にも達する西向きの高速風が吹いています．もし，この「弓形構造」が大気中に浮かんでいる物質の分布を反映しているのであれば，5 日間に金星を 1 周以上してしまうはずです．しかし，その場にとどまっているということは，それが何らかの波動現象であることを示しています．
1. 立教大学理学部
2. 東京大学大学院新領域創成科学研究科
3. 産業技術総合研究所
4. 東邦大学医療センター大森病院
5. 岡山大学大学院自然科学研究科
6. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
7. 神戸大学大学院理学研究科
8. 専修大学商学部
9. 北海道大学大学院理学研究院
10. 東海大学情報技術センター
taguchi@rikkyo.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd155

図1： 2015年12月7日05h26m UTにLIRによって取得された金星雲
頂輝度温度分布．ほぼ，上が北，右が東です．高温ほど白く表示しています．南極上空が最も高温です．巨大弓形構
造の他に，中高緯度で東西に延びる帯状の構造や低緯度にフィラメント状の低温領域が見られます．

その後，2016 年 5 月及び 7～8 月にも「弓形構造」が発生しましたが，その弓形の形状と発生場所がゆっくり回転する金星固体に固定されているという共通点がありました．しかも，「弓形構造」の中心位置はすべて地表面の高地に対応しているのです．また，UVI で撮られた紫外画像にもよく目をこらすと「弓形構造」

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

が認められました．
理論的考察及び計算機シミュレーションによって，「弓形構造」は赤道上地表付近で発生した重力波がおよそ高度 65 km の雲層上端まで伝播し引き起こした温度変動であることが推測されています．これまで，
観測的には東西風の加減速分布や紫外吸収物質の分布から間接的に重力波の存在が予想されていましたが，今回のように重力波が引き起こす波頭が一目瞭然に画像としてとらえられたのは嚆矢となります．
では，一体どのようにして重力波は励起されているのでしょうか？

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156

The answer is blowin’in the wind.

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系外惑星「遠い世界の物語」その8 〜中心星近傍の惑星を知る〜／堀157

系外惑星「遠い世界の物語」その 8～中心星近傍の惑星を知る～

堀 安範

1,2

（要旨）中心星近傍を周回する super-Earth は普遍的かつ豊富に存在することがわかってきた．短周期 superEarth は剥き出しの岩石天体から大気を保持する天体まで多種多様な姿をしている．バラエティに富んだ短周期 super-Earth は一体どこで，どのようにして誕生したのだろうか．従来，惑星の質量および軌道要素の観点で議論される短周期 super-Earth の起源に対して，本稿では惑星大気という視点でその場形成および惑星移動の可能性を再検討する．

1. 中心星近傍のsuper-Earth108

太陽系が特異な存在であるかのように，公転周期が数日程度の hot Jupiter や短周期 super-Earth が当然のように存在する．地上からの高精度視線速度測定およびKepler 宇宙望遠鏡による惑星探査から，hot Jupiterの存在頻度は恒星タイプに依らず，数 % 以下 [1] なのに対して，太陽系近傍の太陽型星の少なくとも 10%程度は短周期 super-Earth を保有することが分かってきた [2]．
ありふれた存在ともいえる短周期 super-Earth の発

惑星半径 (地球半径)

太陽系には火星軌道より内側に地球より大きな天体は存在しない．しかし，太陽系外に目を向けてみると，

6
天王星

4

海王星
水惑星

2
0

岩石惑星

鉄の惑星

0

地球

5

10

15

20

惑星質量 (地球質量)2530

図1： 短周期super-Earthの質量-半径関係．

見は我々に１つの疑問を投げかける．これらの惑星は中心星近傍のその場で形成したのか，あるいは外側でうに，トランジット時の大気の透過光スペクトル観測形成した後に内側まで移動を経験したのか．この答えから，これまでに 8 個（GJ1214b, GJ3470b, HAT-P-11b,のカギを握るのが惑星の全体組成，すなわち惑星内部

GJ436b, HD97658b, 55 Cancri e, TRAPPIST-1b & c）の岩石・鉄／氷比や大気量である．

の短周期 super-Earth で大気の存在が間接的に確認さ質量と半径から推定される平均密度によると，大気れている．観測とモデルスペクトルとの比較から予想

あるいは水といった揮発性成分をある程度，保持するされる彼らの大気組成は，太陽系の地球型惑星とは異と 考 え な い と 説 明 が 付 か な い よ う な 短 周 期 super-

なり，水蒸気のような揮発性分子に富む大気あるいはEarth が多数見られる（図 1 参照）．これを裏付けるよ

水素主体の超還元的な大気を持つ可能性が高い．したがって，ベールに包まれた短周期 super-Earth がどの

1. 自然科学研究機構 アストロバイオロジーセンター
2. 国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室
yasunori.hori@nao.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

157

ような経緯で誕生したかを紐解く一つの手がかりは，
こうした奇異かつ適度な大気の存在にあるといえる．

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

もし適度な大気を持つ短周期 super-Earth がその場で100誕生したとすれば，中心星近傍の高温環境下で短周期もし大気を獲得できたとして，天体衝突や中心星からの届く高エネルギー粒子や強烈な紫外線および X 線照射に晒された状況下で長期間に渡って，大気を保持可能かどうか．本稿では，これらの視点に立って，中心星近傍の super-Earth の起源を考察していく．

2. 短周期super-Earthの大気
2.1

大気量の割合 (%)

super-Earth がそもそも大気を獲得できるのか．そして，

10

1

2 AU
0.25AU

0.1
1

大気の獲得

惑星が最終的に木星や土星のような分厚い大気に覆

0.1AU
10
惑星質量 (地球質量)

図2： 短周期super-Earthがその場で獲得する円盤ガス起源の大気量．

われたガス惑星になるか，薄い大気を持つ地球型惑星になるかの命運を分けた一因は，コア（中心核）質量の0.1 AU 以内の高温環境でも，数倍の地球質量以上違いとされている．コア質量が臨界値（典型的には 10の岩石コアは（惑星質量の）
1 wt% 以上の水素リッチな倍の地球質量 [3]）に達すると，暴走的に周囲の円盤ガ

大気を獲得できる．0.1 AU 以遠の低温環境下になれば，スを降着する [4]．しかし，この臨界値は惑星の形成

同じ質量を持つ岩石コア質量でもより多くの大気量を環境，すなわち円盤ガスの温度や密度，オパシティに獲得できる．いずれの軌道長半径の結果でも，あるコ依存する．加えて，もし短周期 super-Earth が形成後，ア質量を境に大気量が急激に増加する．これはガス惑

大気流失を経験していないとすれば，彼らはガス惑星

星の形成時に起きる暴走ガス捕獲段階に突入するためになれなかったが，多すぎない，適度な大気量（= 惑である．この境界は大気量が概ね，10 wt% の時に位星質量の 10% 以下）は獲得したということになる．

置している．言い換えると，内部構造モデルから示唆

それでは実際に，短周期 super-Earth はその場でどされる天王星や海王星のような 10-20 wt% の大気量

れくらいの円盤ガス（水素リッチな大気）を獲得できるを持つ短周期 super-Earth は作りにくい．なぜなら，のだろうか．図 2 は太陽型星から様々な距離（0.1AU，

円盤ガスの流入は止まらず，彼らはすべからく，分厚

0.25AU，2AU）に置かれた岩石コアが獲得する円盤ガ

い大気を持つ惑星になってしまう．逆に，10 wt% 以

ス起源の大気量を示す．原始惑星系円盤は中心星への下の水素リッチな大気であれば，短周期 super-Earth

降着，光蒸発そして円盤風といった複合的プロセスをはその場では周囲の円盤ガスから獲得可能である．

経て散逸する．そこで，原始惑星系円盤の典型的な寿命を 100 万年と想定して，円盤ガス密度が時間に対し

2.2

大気の散逸

て 指 数 関 数 的 に 減 衰 す る と し た． そ し て， 短 周 期

さて，前小節では短周期 super-Earth がその場で獲super-Earth は形成の最終段階に巨大衝突を経験した得する円盤ガス由来の水素リッチな大気について見て可能性を考慮し，惑星は初期に任意の高エントロピー

きた．それでは，こうした短周期 super-Earth が中心状態にあるとした．通常，惑星は冷却過程で初期の情星近傍領域の環境で水素リッチな大気を長期間，維持

報を忘失するため，任意の初期状態の選択は最終的なできるのだろうか．惑星から大気が流失する代表的な

熱進化の結果に強く影響しない．最後に，地球と同様機構として，中心星からの紫外線や X 線照射による加に，岩石コア内部には放射性熱源が存在する．コンド

熱や Jeans 散逸（熱的散逸），恒星風やコロナ質量放出

ライトで生じる放射壊変熱を模擬した熱源束を岩石コに伴う高エネルギー粒子によるスパッタリング（非熱ア表面に与えた（これらの計算方法や条件の詳細は [5]的散逸），磁気流体波動による質量放出，天体衝突がを参照）．

挙げられる．

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系外惑星「遠い世界の物語」その8 〜中心星近傍の惑星を知る〜／堀

(e)

(a)

(a)

(d)

159

(e)

(d)

109 cm109 cm(b)(b)

ρ ( g cm-3 )

(c)

101

ρ ( g cm-3 )

(c)

101

10-3

1010 cm

10-7

10-3

1010 cm10-7

図3： 太陽周りで 0.1 AUに存在する短周期スーパーアースの3次元流体シミュレーション．（左図）4.3倍の地球質量に低速度の正面衝突（脱出速度）させた場合の密度の等高図 : a）衝突直前，b）衝突直後，c）衝突から1.56時間後，d）衝突から18時間後．（右図）10倍の地球質量に高速度の正面衝突（3倍の脱出速度）させた場合 : a）衝突開始，b）衝突から15分後，c）衝突から1.5時間後，d）衝突から
21.5時間後．白破線は惑星のヒル半径，白矢印は中心星の方向を示している．いずれも目標天体は7.5 wt%のH/He大気を持ち，衝突天体は岩石天体．

短周期惑星に関しては，Jeans 散逸よりも流体力学失する．それと同時に，惑星内部は高温且つ一様に混的散逸が支配的な熱的散逸機構となる．中心星からの合された状態になる．一方，低速度衝突の場合には惑

強烈な紫外線や X 線照射による上層大気の流体力学

星の重力圏に滞留する大気量（〜 70 %）は多く，惑星的散逸については精力的に調べられている．ざっくり

内部は非一様な組成分布となる．組成分布の非一様性とは，0.1AU 以遠にある短周期 super-Earth は壊滅的

は対流による熱輸送を阻害し，非効率な熱輸送機構（例

な大気損失を免れる [6]．また，恒星風やコロナ質量

えば，二重拡散対流）が発達する可能性が高い．衝突

放出と大気の相互作用の影響は惑星の固有磁場の強度条件の違いは惑星のその後の熱進化に対しても大きなにも依存するが，一般的に大気の非熱的散逸は熱的散影響を及ぼす．いずれにしても，天体衝突を経験した

逸よりも影響は小さい．一方，磁気流体波動による質

super-Earth はかなりの大気量を失うことになる．

量放出は惑星自身の磁場と大気の乱流が駆動源となるため，必ずしも中心星からの距離と大気散逸は相関し

3. 短周期super-Earthの起源

ない．さらに，この機構による質量散逸率は流体力学的散逸のケースと同程度になる可能性がある [7]．

前節ではその場形成の描像に沿って，短周期 super-

最後に，天体衝突に伴う大気損失の影響はどうだろ

Earth による大気の獲得と損失を見てきた．ここで，うか．惑星形成の最終段階では，火星サイズ以上の天

一旦，整理すると，0.1 AU 以内の短周期 super-Earth

体衝突（以下，巨大衝突）が繰り返し起きたと考えられはそもそも光蒸発で大気を失うとともに，獲得できるている．こうした観点から，短周期 super-Earth も同

円盤ガス起源の大気量も少ない．一方で，0.1 AU 以

様に，巨大衝突を経験した可能性が高い．そこで，水遠の super-Earth に関しては，光蒸発では大気を失い

素リッチな大気を持つ短周期 super-Earth への巨大衝

にくいが，巨大衝突や磁気流体波動による質量放出で突の影響を見てみる．図 3 は水素リッチな大気を持つ

多かれ少なかれ大気を失う．ガス円盤から大気を獲得

0.1 AU の短周期 super-Earth に地球質量の岩石天体をしやすい点を考慮すると，場合に依っては適度な水素衝突させた時の 3 次元流体シミュレーションの結果例

リッチな大気量は実現されるかもしれない．しかし，である [8]．

こ れ ま で に 大 気 の 存 在 が 示 唆 さ れ る 短 周 期 super-

短周期 super-Earth が高速度衝突を経験する場合，Earth のすべては 0.1 AU よりも遥かに内側領域に存

衝撃波伝播で圧縮加熱された大気は惑星の重力圏以遠在する．その場形成の立場だけで，彼らの多すぎないにまで拡がり，大部分の大気（〜 80 %）が惑星から流大気量を無矛盾に説明しようとすると微調整あるいは■2016遊星人Vol25-4.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

工夫が必要になる．
それでは，外側領域で十分に大きなコアまで成長し

謝 辞た後に大気をまとい（ながら），最終的に現在の位置に現在の大気量を持った短周期 super-Earth が誕生した

今回，本稿の執筆機会をくださり，原稿を注意深くと考えればよいかというと問題はそれほど単純ではな読んでいただいた成田憲保氏に感謝いたします．また，

い．外側の低温領域では，super-Earth のような大き本稿で紹介した研究に携わっていただいた共同研究者

なコアは多すぎない大気量ではなく，多すぎる分厚いの方々にこの場を借りて，感謝いたします．本研究の大気をまとう可能性が高い．さらに，惑星移動説の場

一部は日本学術振興会からの助成を受けております．

合もその場形成と同様，大気散逸は必然的に起きる．
また，少なくとも複数惑星系で平均運動共鳴の関係に

参考文献

あれば，惑星移動の傍証となるが，残念ながら，適度な大気を持つ，いずれの短周期 super-Earth にもこう

[1] Howard, A. W. et al., 2010, Nature 330, 653.

した尽数関係が見られない．短周期 super-Earth が過[2] Petigura, E. A. et al., 2013, PNAS 110 (48), 19273.

去に惑星移動した可能性は排除されないが，決定打に[3] Ikoma, M. et al., 2000, ApJ 537, 1013.

欠ける．こうした現状を打開する手立てとして，短周[4] Pollack, J. B. et al., 1996, Icarus 124, 62.

期 super-Earth の内部組成を知ることができれば，例[5] Ikoma, M. and Hori, Y., 2012, ApJ 753, 66.

えば氷主体の惑星か否か，彼らの形成環境を制約でき[6] Owen, J. E. and Wu, Y., 2013, ApJ 775, 105.

る．実際に GJ 1214b で試みられたような，潮汐変形[7] Tanaka, Y. A. et al., 2014, ApJ 792, 18.

を左右する Love 数の推定 [9] は今後の有効な手段とい[8] Liu, S-F. et al., 2015, ApJ 812, 164.

える．

[9] Nettelmann, N. et al., 2011, ApJ 733, 2.

4. 今後の展望
Kepler 宇宙望遠鏡の活躍で短周期 super-Earth の発見数は飛躍的に増加した．しかし，それらの多くは非常に暗く，地上からフォローアップ観測するのは困難である．そのため，大気の有無や大気組成の推定といった惑星の特徴付けに成功した短周期 super-Earth は
これまでにわずか 8 例しかない．今後，2017 年に打上げ予定の全天惑星探査を目指した TESS によって，地上望遠鏡からフォローアップ観測可能な短周期 superEarth が多数発見されると期待される．それによって，8 例から見えていた短周期 super-Earth の姿が一般的な super-Earth の特徴を表しているかどうか明らかになるはずである．同時に，太陽系の地球型惑星は特別な存在なのかに対する答えも得られるはずである．そして，太陽系外の短周期 super-Earth の真の姿を通して，混沌とした状態の惑星移動を含む惑星形成論が大きく進展することを期待する．

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遊星百景 その 6 〜月面クレーター中央丘の地質〜／大竹161

遊星百景 その 6～月面クレーター中央丘の地質～
大竹 真紀子1

今回は月面のクレーター中央丘に見られる，複雑での中に輝石が多く含まれる貫入岩があったところに天

興味深い地質について紹介します．クレーターは月面体が衝突し，海の溶岩層を貫いてその下にある地殻とだけでなく，地球，火星，小惑星など，どの固体天体

貫入岩の 2 層が隆起し，たまたまその境目が見えていの表層にも存在するわけですが，月面のクレーターは，ると考えることもできます．一方，最近の研究では衝

これまでの月探査により非常に高い空間分解能のモノ

突によって形成した溶融物が中央丘の上部や一部を覆クロ画像や分光画像，連続分光データが得られており，っている例が報告されており [1]，またこの溶融物は周辺に見られる地形や地質についての研究も進んでい中央丘本体とは大きく異なる組成であることが知られて，固体天体のクレーター形成過程を考える上での基ているため，アリスタルコスクレーターの中央丘に見礎情報を与えています．

られる輝石が多く含まれる層は，このような衝突溶融

月の場合，直径が約 30 km 以上のクレーターの中央物であると考えることもでき，まだ決着はついていまに丘ができていて，これを中央丘と呼びます．中央丘

せん．どちらでも大きな違いはないのでは，と思われは，元は地下にあった岩石がクレーターの形成に伴っるかもしれませんが，貫入岩であれば，高地地殻の平て隆起し，表層に顔を出したもので，これを調べるこ

均組成はこの輝石が多く含まれる岩相も含めて考えるとで地下の地層を覗くことができることから，地殻の必要がありますし，溶融物であれば地殻では無く，元窓と言われます．私は，月の地殻の化学組成を調べる

は表層にあった物質（この場所では溶岩や溶岩が破砕ためにこれまでたくさんの中央丘の解析をしてきまし

された礫など）であり，地殻に含めるのは間違いといたが，その中で，高い空間分解能で観測することにようことになります．これまで中央丘に見える岩相のすって，幾つかの中央丘はとても複雑で興味深い地質をべてが地下に存在する地殻の一部だと仮定していた，持っていることを知りました．例として，アリスタル

地殻の組成推定手法そのものがおかしい可能性もある

コスクレーター（直径 40 km）の中央丘について見てみのです．

ましょう（図 1）．このクレーターは溶岩が冷え固まっ

これらの説のうちアリスタルコスクレーターでどちてできた海の中にありますが，中央丘には，鉄の含有らが正しいかを知るには，今後の研究を待つ必要があ

量が非常に少なく（1 wt% 以下），ほぼ純粋に斜長石のりますが，どちらにしても，高い空間分解能で観測すみから構成される岩石と，鉄の含有量がそれより多くることが複雑で不思議な地形・地質の発見をもたらし，（最大 8 wt%），輝石が多く含まれる岩石の 2 種が存在

それが月惑星科学にとって重要な情報とつながってい

します．また，これら 2 種の岩石の境目は非常に明瞭る，という点が中央丘の地質の面白さだと思います．

です．海の中に形成したクレーターにも関わらず，中央丘にほぼ斜長石から成る高地地殻と同種の岩相が存

参考文献

在し，またそれ以外にもう 1 種の，輝石を多く含む異なる岩相がこのように隣接して存在する理由は，もと[1] Osinski, G. R. et al., 2011, EPSL 310, 167.

もと海の溶岩層の下には高地地殻が存在し，その地殻[2] Robinson, M. S. et. al., 2010, Space Science Reviews,

1. 宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
ohtake.makiko@jaxa.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

161

150, 81.

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

図1： アリスタルコスクレーターの中央丘．Lunar Reconnaissance Orbiter搭載 Narrow Angle Cameraの画像（http://
wms.lroc.asu.edu/lroc; [2]）.元画像の空間分解能は50cm/
pixel.
a）中央丘全体．中央に尾根があり三角柱を横倒しにしたような形状をしている．上半分の明るい領域は鉄がほとん
ど含まれない純粋な斜長岩，下半分は鉄に富み輝石を含む別種の岩石．
b）a）中央付近白四角部の拡大．2つの層の境界付近．画面のほとんどは右方向へ傾斜している．

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162

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2

Planet RESCEU サマースクール 2016 参加報告／鎌田 他

163

Planet2 RESCEUサマースクール2016参加報告

鎌田 俊一 ，巽 瑛理 ，平田 直之 ，吉田 辰哉 ，小玉 貴則
12

3

1. サマースクールの概要

42

2. サマースクールのプログラムと感想
2

表 1 は我々の参加したパートのプログラムです．まRESCEU サマースクールに参加しました．このサマず始めに東大の須藤教授（RESCEU センター長）から

ースクールは，毎年，東京大学大学院理学系研究科附挨拶があり，続いて東大の杉田教授（Planet 代表）か属ビッグバン宇宙国際研究センター（RESCEU）が主

ら JSPS Core-to-Core Program について，神戸大 CPS

催してきたものです．RESCEU は天文学の研究者をやニース天文台など国内外の惑星科学拠点との連携関中心に構成される初期宇宙について研究を行うグルー係，および本サマースクールの趣旨が説明されました．

プですが，近年の太陽系小天体や系外惑星への興味な

その後は系外惑星に関する講義が 2 つありました．まどが共通することから，今年は惑星科学分野と共同開

ず Université de Genève の Ehrenreich 博 士 か ら 系 外催のサマースクールが企画されました．つまり，宇宙

惑星の観測的研究の歴史と現状，並びに将来の展望に論から惑星探査まで幅広いメンバーが集まるサマース

つ い て（図 1）， 続 い て Harvard University の Li 博 士

クールでした．本年度より始まった日本学術振興会のから系外惑星と恒星の間の潮汐作用に焦点を当てた理

先端研究拠点事業（JSPS Core-to-Core Program）「惑

論研究について話題提供がなされました．講義後には星科学国際研究ネットワークの構築」（拠点名称は

ポスター発表が行われましたが，ここで巽ははやぶさ

2016 年 8 月 24 日から 8 月 26 日までの 3 日間，Planet

2

2“Planet ”という）により，海外の連携拠点機関から第の可視画像データを用いた，宇宙風化度のローカルな一線の研究者が来日し，それぞれの専門分野の講義が変化について発表を行いました．DLR の Schröder 博

行われました．会場は岐阜県高山市にある「飛騨高山

士は Dawn や Rosetta のカメラ開発をされており，は温泉・臥龍の郷」の別館にある大広間でした．本サマ

やぶさおよびはやぶさ 2 のカメラについて興味をもっースクールは前半に惑星科学の話題が集中しており，ておられるようでした．また，カメラ開発の苦労話な

我々はこちらにのみ参加しました．我々の参加しなか

ども伺うこともでき，カメラ開発の奥の深さを感じまった 27 日から 28 日にかけては，LIGO による検出成した（完璧なカメラはないという意味で）．

功に沸く「重力波」など宇宙論に関わる講義や発表が行われたようです．

2 日目は 3 件の講義に加えて，7 件の口頭発表が行われました．最初の講義は，JHUAPL の Barnouin 博士
による OSIRIS-REx についてでした．同探査機打ち上
げ直前ということもあり，同ミッションのリード・サ
イエンティストである Barnouin 博士の来日は残念な

1. 北海道大学創成研究機構
2. 東京大学大学院理学系研究科
3. 神戸大学大学院理学研究科
4. 北海道大学大学院理学院
kamata@sci.hokudai.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

163

がら叶いませんでしたが，Skype 越しに予定通り 90
分間講義が行われました．その後 3 件の口頭発表がありましたが，そこで鎌田は衛星系における潮汐相互作用に関する最新の知見について発表しました．発表後

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

表1： RESCEUサマースクール前半のプログラム．タイトル前の（L）は講義を示す．

August 24
14：30 － 14：35
14：35 － 14：45
14：45 － 16：15
16：30 － 18：00
18：00 － 19：00
19：00 －

Yasushi Suto
Seiji Sugita
David Ehrenreich
Gonjie Li
Poster viewing
Dinner

Welcome address
Core-to-Core Planet2（L）Detection and characterization of exoplanets（L）Obliquity Variations of Stars and Planets

August 25
７：00 － ９：00
９：00 － 10：30

Breakfast
Olivier Barnouin

10：40 － 11：00

Yui Kawashima

11：00 － 11：20
11：20 － 11：40

Shunichi Kamata
Hikaru Yabuta

11：40 － 13：00
13：00 － 14：30

Lunch
Stefan Schröder

14：40 － 15：00

Moe Matsuoka

15：00 － 15：20
15：40 － 17：10
17：20 － 17：40
17：40 － 18：00
18：00 － 19：00
19：00 －

Naoyuki Hirata
Seth Jacobson
Masataka Aizawa
Gen Chiaki
Poster viewing
Dinner（L）Asteroid sample-return mission OSIRIS-REx and its perspectives for
Solar-System evolution
Theoretical transmission spectra of transiting exoplanets with hazyatmospheres
Tidal interaction of satellite systems
Dynamics observation of prebiotic microspheres through their chemical andmorphological distributions: Attempt to deﬁne“Planetary Life”（L）An overview for Rosetta mission and cameras for ESA's three landers（Huygens, Philae, and MASCOT）
Space weathering simulation experiments of the Murchison CM2 chondritewith low-energy pulse laser irradiation
Small satellites of Saturn（L）Theory of Solar System formation
Searching for exoplanetory rings via transit photometry
Numerical studies of star formation in metal-poor clouds

August 26
７：00 － ９：00
９：00 － 10：30

Breakfast
Tristan Guillot

10：45 － 12：15

Salvatore Vitale（L）Interiors and atmospheres of giant planets: Present status andperspectives with Juno
（L）Characterization of compact objects with gravitational wave detectionsには系外惑星系における潮汐に興味を持っておられる

研 究 に つ い て 話 題 提 供 を し ま し た． 発 表 後 に は須藤教授に声をかけていただき，昼食をとる手が遅く

Schröder 博士から声をかけていただき，小天体の表なるほど話に花が咲きました．午後の講義は Schröder

層進化について議論に花が咲きました．

博 士 か ら Cassini の Huygens に 始 ま り Rosetta の 最 新

3 日目午前は 2 つの講義がありました．まず始めに報告に加え，はやぶさ 2 に搭載されている MASCOT

Obs. Côte d'Azur の Guillot 博士から木星や土星といっのカメラまで，迫力のある画像の数々を交えて講義がたガス惑星における地震学と JOVIAL 計画についてな さ れ ま し た． そ の 後 に は，Obs. Côte d'Azur の話 題 提 供 が な さ れ ま し た． 最 後 の 講 義 は，MIT で

Jacobson 博士から Grand Tack モデルに基づく太陽系

LIGO 計画に関わっている Salvatore Vitale 博士による，

初期進化の最近の描像が示されました．また口頭発表

重力波の基礎についてでした．これは文字通り「講義」

も 4 件あり，そこで平田からは土星小型衛星の観測的で，タブレット端末を用いて重力波方程式の導出する■2016遊星人Vol25-4.indd

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2

Planet RESCEU サマースクール 2016 参加報告／鎌田 他

過程（手書き！）がスクリーン上で展開されました．

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今後の研究指針にも反映させたいと思いました．

惑星科学パート最後の挨拶では，杉田教授から次回の平田：特に系外惑星分野の発展が著しい点が印象的

国際シンポジウムの予告（南フランスの Villefrache-でした．国内外の研究者が競って観測・理論両面から

sur-Mer で開催予定）と，学生と若手研究者に向けて， 太陽系形成の一般化に取り組んでいることに感銘を受
JSPS Core-to-Core Program を活用した海外での研究を勧める旨の激励の言葉がありました．

けました．
吉田：惑星探査に憧れを抱いていたため，探査に携

上述のように本サマースクールでの講義の話題は，わる方々から生の話を聞けたことに非常に感動しまし小天体探査の現状と将来，巨大ガス惑星や系外惑星のた．また，学生の先輩方が堂々と発表する姿を見て，観測と理論，さらには重力波と非常に幅広く，宇宙惑

自分も一層頑張らねばと身の引き締まる思いになりま

星科学の最前線を一挙に俯瞰できる大変貴重な機会でした．惑星科学を志すたくさんの友人たちと出会えた

した．以下に参加者の感想をまとめました．

ことも大きな収穫となりました．

鎌田：どの講義も口頭・ポスター発表も興味深かっ

小玉：目まぐるしく発展していく太陽系内・系外のたのですが，特に Guillot 博士による巨大ガス惑星に研究の素晴らしい講義を受け，議論を通して自分の研おける地震学確立に向けた話が，理論と観測が手を取究の位置を再確認できました．加えて，セミナーのあり合って前進している様子が手に取るように分かる構との“雑談”を通して，現在の科学を駆動している研究成になっていたため，聞き入ってしまいました．

者たちと知り合えたことは，これからの私の研究にと

巽：系外惑星の観測は日を追うごとに知見が増えてって，大きなメリットになると思います．

いる印象でしたが，自分ではなかなかまとめることが最後に，本サマースクールへの参加，並びに発表のできなかったので，今回の Ehrenreich 博士の講義は機会をくださった東大の杉田教授に感謝申し上げます．

時代背景を踏まえたもので系外惑星への理解が向上しまた，本サマースクールで講義をされた皆様，並びにました．また，多くの講師の方々が観測結果の紹介に東大の生駒准教授をはじめ，運営に関わられた皆様に時間を割いておられたことがとても印象的で，自身の感謝いたします．

図1： Ehrenreich博士による最初の講義の様子．

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

「プレソーラ粒子から探る星間ダストの進化と太陽系の起源」研究会報告
脇田 茂 ，野沢 貴也
1

2

プレソーラー粒子とは一体何であろうか ? そんな疑問への答えを探し求める研究者が集う「プレソーラー

進化を探ることが本研究会の目的であった．
今回の研究会は 2 日間という短い期間ではあったが，粒子から探る星間ダストの進化と太陽系の起源」研究

非常に密度の濃い内容であった．プレソーラー粒子と会が 2016 年 9 月 26 日と 27 日に国立天文台三鷹キャン

はどのようなものであるかという講演からの幕開けとパスにて開催された．プレソーラー粒子とは，始原的なり，超新星における元素合成や地上実験室におけるな隕石中で発見されている主にサブマイクロメートル

隕石の分析などの最新の成果から，星間ダスト進化のサイズの固体微粒子である．その同位体組成の特徴か理論や宇宙実験室での速報までを含む実に幅広い内容

ら，太陽系形成以前に太陽以外の星で形成されたと考が発表された．本研究会のプログラムの詳細はウェブ

えられている．彼らの化学的性質は星での元素合成過ページを参照していただきたい [http://th.nao.ac.jp/

程，物理的性質は星間空間中での進化過程や微惑星中

meeting/dta2016b/]（なお，講演資料のダウンロード

での変性過程などを理解する上で重要な記録を保持しは参加者のみに限っていることをご理解いただきたている．そこで，太陽系外物質である「プレソーラーい）．研究会の目的の一つには，異分野間の交流が挙粒子」の物理的・化学的性質に着目して、その起源とげられており，講演中にも質疑応答や議論が行える形

図1： 参加者の集合写真．
1. 国立天文台 天文シミュレーションプロジェクト
2. 国立天文台 理論研究部
shigeru@cfca.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

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「プレソーラー粒子から探る星間ダストの進化と太陽系の起源」研究会報告／脇田，野沢

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図2： 総括に聞き入る参加者たち．

式としていた．異なる分野の研究者の発表（例えば，り上げて下さった参加者の皆様に御礼を申し上げたい

隕石を分析する研究者からみた超新星での元素合成の[ 図 1, 2]．また，本研究会は国立天文台理論研究部主

研究者の発表など）が何よりも聞きたい情報であった

催の第 5 回目のシンポジウムであり，開催にあたってり驚くような最新の情報があったりしたためか，講演は色々と支援して頂いたことをこの場を借りて感謝し

時間内にはとても収まり切らないほどに議論が盛り上たい．

がった．議長の方々は議論を優先させるべきか，時間を優先させるべきか苦労されたことかと思う（議論を優先させて初日の昼食時間が短くなってしまったことをこっそりお詫びいたします）．星周で形成された特定の同位体組成を持つダスト，星間中で漂っている間に破壊を受けたり成長したりするダスト，そして隕石中に含まれているプレソーラー粒子．これらを一連の流れとして理解する上で欠かせない最終段階のプロセスの一つ，原始太陽系星雲の進化に関する講演で本研究会は幕を閉じた．
本研究会に参加したお陰で，現状でのプレソーラー
粒子にまつわる研究への理解は大いに深まった．そして深く知ってしまった分，星でのダスト形成からプレソーラー粒子として発見されるまでの間に，多くの情報と謎が取り込まれているということに気付かされてしまった．だからこそ，本研究会をきっかけとして，数多くの情報を隠し持っているプレソーラー粒子の素性を暴くような研究がさらに発展し，星間ダスト進化
や太陽系形成史の解明が進むことを期待している．そして，我々もプレソーラー粒子に係る研究分野を盛り上げていきたい．最後になったが，忙しい中に関わらず講演を引き受けて下さった講演者の方々と議論を盛■2016遊星人Vol25-4.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 20162016年度惑星科学フロンティアセミナー参加報告

大村 知美

1

今年の惑星科学フロンティアセミナーは，9 月 5 日（ALMA を中心に）：現状と将来の展望”というテーマ

から 8 日にかけて北海道勇払郡むかわ町の穂別町民セで 2 日間の講演をして頂きました（図 2）．電波望遠鏡ンターにて行われました（図 1）．夏の北海道というこによる観測技術は近年目ざましい発展を遂げており，とで涼しい，さわやかな気候を期待して神戸を出発し2011 年に運用が開始された ALMA 望遠鏡では円盤のましたが，残念ながら天気はあまり良いとはいえず寒内部構造がはっきりと観察できるまでになっています．

いくらいでした．これはこれでさすが北海道であるな

このことで，円盤進化に関する研究のさらなる発展がと感じました．しかしながら民宿の方々，お店の方々期待されています．

など，町民の方々には非常に良くしていただきました．

講義の内容は，まず導入として太陽系の古典的起源

特に朝晩の食事はものすごいボリュームで，食べきれ論にはじまり，観測データを理解する上で必要な理論

ないほどの量の美味しい朝食にはじまり，夜も次からについての説明，そして ALMA 以前の研究の重要な次へとイクラやシシャモ，ジンギスカン，朝に採れた結果についてのお話があり，最後に ALMA の紹介とばかりのトウモロコシなど，大変なおもてなしをしてその主たる成果の概観について，また遷移円盤に関す頂きました．参加者の皆さんもとてもフレンドリーなる最新の研究動向についても紹介していただきました．

方ばかりで，とても楽しい 4 日間でした．

具体的な章だては以下の通りです．1. 太陽系の古典的

ここからはセミナーの内容について紹介させていた

起 源 論・ 輻 射 輸 送 の 基 礎・ 原 始 惑 星 系 ダ ス ト 円 盤

だきます．今回のセミナーでは茨城大理学部の百瀬宗SED の簡単解析，2. 星・惑星系形成過程の概要（基礎

武氏を講師としてお招きして，”原始惑星系円盤観測的な理解，関連する観測・数値計算結果，円盤形成），

図1： 穂別町民センター前での参加者集合写真．

図2： セミナーの様子．写真奥が講演中の百瀬氏．

1. 神戸大学大学院理学研究科
tomura@stu.kobe-u.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

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2016年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告／大村

3. 星間物質の概観と分子雲の主要な性質，4. ダスト・
分子ガスと輻射との相互作用，5. 原始惑星系円盤の構造と進化～ ALMA 以前の重要な結果～，6. ALMA の紹介と主たる成果の概観，および HL Tau リング構造の起源，TW Hya との比較，遷移円盤に関する最新の研究動向詳しい内容についてはここでは述べませんが（資料がいずれホームページで公開されるはずですので興味のある方はそちらをご参照ください），全体的にどの章においても，内容を理解する上で必要な基本的な内容からはじまり，実際のデータと理論がどのように対応しているか丁寧に解説してくださいました．私は観測分野には馴染みが薄かったのですが，そういった者もスムーズに理解していけるような講義であったと思います．また，講義の中で 2000 年頃から ALMA にかけ て の 円 盤 観 測 の 画 像 を ま と め て 見 て み る と，
ALMA の凄さを改めて感じさせられました．実際講義の終盤では ALMA によって得られるようになった
観測成果を用いた研究についても多数紹介して頂き，
この他にも様々な発見が生まれていくのをこれから見られるのだなあと思い楽しみな気持ちになりました．
お忙しい中，丸 2 日間にわたる講義を行っていただ
いた百瀬宗武氏に改めて感謝いたします．また，セミナーの企画・運営をしてくださった実行委員会の皆様にも感謝いたします．そして，私は参加費の補助を受けてこのセミナーに参加しましたので，日本惑星科学会にも感謝いたします．惑星科学フロンティアセミナ
ーは第一人者の講義を直接聴くことができ，さらに質問もしやすい雰囲気の，非常に活気のあるものです．
自分の専門分野とは離れたテーマであっても，講義を通して改めて自分の研究の立ち位置について考える機会になるかと思います．また，セミナー以外の部分でも様々な魅力にあふれたものです．この参加報告から来年以降のセミナーへの参加に興味を持っていただけ
れば幸いです．

169

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170

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 20162016年日本惑星科学会秋季講演会報告

2016年日本惑星科学会秋季講演会実行委員長（岡山LOC） はしもと

じょーじ

1

2016 年の日本惑星科学会秋季講演会は，2016 年 9 月

おこないました．本講演会を開催するにあたりご協力

12 日（月）～ 14 日（水）の３日間，ノートルダム清心女いただいた，秋季講演会実行委員会（岡山 LOC），行子大学カリタスホールを会場にして実施されました．

事部会，学生アルバイトの皆様にお礼申し上げます．

参加者数と発表件数はそれぞれ 171 人（事前参加申込
108，当日参加 63）と 143 件（口頭 100 件，ポスター50件）で，前年と比べると参加者数は約２割減，発表件●秋季講演会数はほぼ前年並でした．プログラムと予稿集の作成は

日程：2016 年 9 月 12（月）
～9 月 14 日（水）

行事部会がおこない，一般の口頭発表は１件あたり 9

場所：ノートルダム清心女子大学〒 700–0013 岡山市北区伊福町 2 丁目 16 － 9分（質疑応答 1 分を含む）に設定されました．
会場となったノートルダム清心女子大学は秋季講演

口頭発表：カリタスホール 2 階

会を実施するには十分すぎる素晴らしい会場でした．

ポスター発表：カリタスホール 1 階

会場を提供していただいたノートルダム清心女子大学

懇親会：ヨゼフホール 1 階ラウンジと会場を借りる手続きなどをおこなっていただいた水

講演数：口頭 100 件，ポスター 50 件

野博会員に，お礼申し上げます．男性用トイレの数が（最優秀研究者賞受賞講演および最優秀発表

不足しているのではとの懸念はありましたが，大きな賞選考を含む）

混雑はなかったと思います．また，ポスター会場に自由に使うことのできる机と椅子があったことは，いろ●プログラム概要

いろな打ち合わせをおこなうのに便利であったようで○ 9 月 12 日（月）す．

08：30 開場・受付

懇親会は浦川聖太郎会員のこだわりで，大学内の部

09：00 特別セッション

最優秀発表賞選考

屋を使用して会場費を節約し，食べ物と酒に重点がお

10：55 学生・PD ポスターフラッシュ１

かれました．懇親会の評判がよかったとしたら，それ11：10 ポスターセッション 1

は浦川会員のお手柄であります．懇親会では，フット

12：10 昼食

サル惑星科学杯の表彰式もおこなわれ，優勝チームに13：30 口頭発表セッション 1

系外惑星

は会長から賞状が授与されました．

14：10 口頭発表セッション 2

原始惑星系円盤

16：00 口頭発表セッション 3

惑星形成 I

本講演会は公益財団法人岡山工学振興会と公益社団
法人おかやま観光コンベンション協会から補助金の交

コアタイム

17：22 最優秀研究者 受賞講演１

付を受けました．補助金の申請にあたっては，奥村真一郎会員，二村徳宏会員，大西将徳会員が書類作成を
1. 岡山大学大学院自然科学研究科
aloc-ml@wakusei.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

170○ 9 月 13 日（火）08：30 開場・受付
09：00 口頭発表セッション 4

惑星形成 II

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2016年日本惑星科学会秋季講演会報告／はしもと

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16 年秋季講演会
10：30 学生・PD ポスターフラッシュ2
10：45 ポスターセッション 2

コアタイム

11：45 昼食

2016 年日本惑星科学会秋季講演会実行委員会
13：00 口頭発表セッション 5

受付（8 時 30 分より開場）

08：55–09：00

開催挨拶，連絡事項

アストロバイオロジ

16:10ー・火星・金星
総会
14
：
15
口頭発表セッション
6 衛星・小天体）～9 月 14 日（水）17:10 最優秀研究者 受賞講演
2
16
：
10
総会
子大学
18:30 懇親会（ヨゼフホール）

特別セッション：最優秀発表賞選考（座長：大竹真紀子）
09：00 S01

17：10 最優秀研究者 受賞講演２
21:00 完全退出
18：30 懇親会（ヨゼフホール）

丁目１６−９ール 1 階果

スター 50 件

山商科大学
賞講演および最優秀て


系外惑星

テライトからの含水鉱物ダスト形成：内惑星
領域への水供給プロセス

09：45 S04

エジェクタ速度分布スケール則の構築と

領域の考察
10：00

松榮一真
（神戸大）

岡山商科大学附属高校
S05
火星集積期における大気形成と水分配

齊藤大晶
（北大）

10：15 S06

高純度石英ガラスの磁気異方性

荻野理

史
（阪大）

附属小学校



附属図書館

カリタス
ホール

   

10：30 S0753

層状ケイ酸塩における太陽風プロトンの影響
10：45–10：55
10：55–11：10

東
門 ル
チ
ア
ハ
ウ
ス

惑星形成 I
岡山工業
高校

山本大貴
（北大）

はやぶさ 2 インパクター衝突による地形変化

鮨竹

原始惑星系円盤

原始太陽系円盤における非晶質フォルス

岡山理科大学H

ノートルダム清心女子大学
 


コアタイム

兵頭龍樹
（神戸大）

岡山ロイヤルホテル●会場アクセス概略●会場アクセス概略

ラッシュ 1

多様な巨大惑星リングの形成過程につい

09：30 S03

16：51 閉会

秀発表賞選考川島由依（東大）

09：15 S02

08:30 開場・受付○ 9 月 14 日（水）
09:00 口頭発表セッション 7 衝突・クレーター
08：30 開場・受付
10:40 口頭発表セッション 8 月
岡山大学
09：00 口頭発表セッション 7 衝突・クレーター
11:52 昼食
53
10：40 口頭発表セッション
8 月
13:20 口頭発表セッション 9 探査 I
11：52 昼食
岡山県総合グラウンド
15:37 口頭発表セッション 10 探査 II
13：20 口頭発表セッション 9 探査 I
16:51 閉会
15：37 口頭発表セッション 10 探査 II

ラウンジ

系外惑星の大気透過スペクトルの多様性の解明：ヘイズ粒子の生成・成長・沈降の効

21：00 完全退出
○9 月 14 日（水）2階

演1

○ 9 月 12 日
08：30–08：55

11：10–12：10
12：10–13：30

岡山進研
学院

仲内悠祐
（JAXA）
休憩
学生・PD ポスターフラッシュ１
ポスターセッション 1 コアタイム
昼食

附属幼稚園
正門

済生会病院前

惑星形成 II

ラッシュ 2

一宮・吉備津 方面

180

郵便局 中国〒 銀行

済生会病院前 

アストロバイオロ
岡山駅西口バスセンター

衛星・小天体P

至 備前・後楽園 方面大）↑13：39 大至
O1–02
阪

トマト
銀行

東横イン
岡山駅西口右連絡通田中佑希（国立天文13：48 O1–03

1 次元放射流体計算による集積期巨大ガス惑星からの水素輝線強度の推定 . 巨大ガス
惑星形成への観測からの示唆

時間含む）です．下記では講演開始時刻，講演番号，

大）P
第一著者名，和文表題を掲載しています．

路

ホットジュピターの高層大気構造と質量放出率の時間変動性

奉還町商店街の質疑時間含む），一般セッション
9 分（1 分間の質疑

2階タクシー乗り場

西

岡山国際交流センター

中央改札口

新新幹線
乗降口

堀越寛己（立教台）●口頭発表プログラム

口頭発表の講演時間は特別セッション
15 分
（3 分間
H
奉還町りぶら

東

紫外線望遠鏡による低温度星周りの系外惑星酸素大気検出の検討

岡山済生会病院

東横イン
山駅西口広場H（座長：中本秦史）
13：30 O1–01

清心町
交差点

済生会病院前

岡山県警×
伊福町庁舎

コアタイム

サンクス

口頭発表セッション１：系外惑星

済生会病院前13：57 O1–04

青山雄彦
（東

リチウムに富んだ赤色巨星の検出とセブンイレブン
東横イン
岡山駅西口広場

さんすて岡山H

図
岡山全日空ホテル
岡山コンベンションセンター■2016遊星人Vol25-4.indd
ママカリフォーラム 171

H

岡山シティミュージアム

バ
ス岡
セ山
ン駅
タ西
ー口

2階タクシー乗り場

JR岡山駅

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18:29:48

172

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

惑星飲み込み説の検証
14：06–14：10

國友正信（名大）Ⅱ：100 万粒子を用いた微惑星集積

座長交代

口頭発表セッション２：原始惑星系円盤・ダスト進化（座長：城野信一）
14：10 O2–01 54Cr 同位体比異常の成因：不均質な分子雲コア 中本泰史（東工大）
14：19 O2–02 原始惑星円盤における非平衡電離度を考慮した MHD シミュレーション

藤井悠里（コペンハーゲン大）14：28 O2–03

電子加熱による原始惑星系円盤の磁

気乱流の抑制 森昇志（東工大）
14：37 O2–04 磁場駆動円盤風を考慮した原始惑星
系円盤の進化 鈴木建（東大）
14：46 O2–05 巨大惑星による原始惑星系円盤のギャップ構造の理論モデルの構築

金川和弘（シュチェチン大）14：55 O2–06

センター）
16：09 O3–02 大規模 N 体計算が切り拓く惑星形成
押野翔一（国立天文台）16：18 O3–03 惑星形成 N 体計算の大粒子数化に向けて： FDPS を用いた P3T 法の並列計算

山

川暁久
（東工大）
16：27 O3–04 高次化メッシュフリー法の導入と変形への対応
16：36 O3–05

山本智子
（東工大）

DISPH を用いた月形成巨大衝突のパラメーターサーベイ 細野七月（京大）
16：45 O3–06 小惑星形状の衝突進化：弾性体 SPH法を用いた微惑星の衝突計算
大）16：54 O3–07

杉浦圭祐
（名

微惑星の衝突・破壊を考慮した地球型惑星形成 佐藤雄太郎（名大）17：03 O3–08 衝突による惑星や衛星のコア・マン
小林浩
（名大）

トル比の進化

遷移円盤 LkHa330 に付随するスパイ
秋山永

17：12–17：22

休憩

治（国立天文台）
15：04 O2–07 焼結ダストアグリゲイトにおける脆

17：22–18：22

最優秀研究者受賞講演１

ラル構造内での不均一なダスト成長性塑性転移 城野信一（名大）15：13 O2–08 原始惑星系円盤における鉛直方向拡散によるダストアグリゲイトの焼結児玉季里子（名大）
15：22 O2–09 原始惑星系円盤形成段階の高空隙率
ダストアグリゲイトの合体成長（司会：中本泰史）
隕石有機物の起源と進化：太陽系初期進化への物質化学的アプローチ癸生川陽子（横浜国大）○ 9 月 13 日

本間謙二（東08：30 開場・受付

工大）
15：31 O2–10

原始惑星系円盤中の圧力バンプにおける岩石ダストの合体成長台）
15：40 O2–11

瀧哲朗（国立天文低密度ダストの重力不安定による微惑星形成

道越秀吾（筑波大）

口頭発表セッション４：惑星形成Ⅱ（座長：荻原正博）
09：00 	 O4–01 詳細な原始惑星系円盤進化を考慮した固体惑星集積シミュレーション

荻原正博（国立天文台）15：49–16：00

休憩

口頭発表セッション３：惑星形成Ⅰ（座長：小林浩）
16：00 O3–01 大規模 N 体計算が切り拓く惑星形成
Ⅰ ： PENTACLE（1,000 万粒子シミュレーショ
ンに向けて） 堀安範（アストロバイオロジー■2016遊星人Vol25-4.indd

172

09：09 	 O4–02

巨大衝突によって形成される惑星系の構造 小久保英一郎（国立天文台）–09：18 	 O4 03 タンデム惑星形成論による原始地球
物質モデル

二村徳宏
（日本スペースガード協会）
09：27 	 O4–04

小惑星とカイパーベルト天体のサイズ分布から推察される初期微惑星サイズ

森2016/12/05

18:29:49

2016年日本惑星科学会秋季講演会報告／はしもと173

島龍司（カリフォルニア大）09：36 	 O4–05 コンドリュールとマトリックス粒子

14：03 O5–08

よるアデニンとリボースからのアデノシンの荒合成

川創太（東工大）
09：45 	 O4–06 進化するガス円盤中のペブル集積に

14：12–14：15の同時集積による岩石微惑星形成モデル

大）石澤祐弥（京大）

周惑星円盤内での微衛星形成の困難

芝池諭人（東工大）
10：12 	 O4–09

座長交代

口頭発表セッション６：衛星・小天体
巨大衝突により生じるデブリ円盤からの天王星の衛星形成
10：03 	 O4–08

橋爪秀夫（物質・材料研究機構）

山村武
（東工

よる地球型各惑星への水供給
09：54 	 O4–07

室温付近での蒸発乾固の繰り返しに捕獲された固体物質の周惑星円盤内

での分布

末次竜（産業医科大）（座長：玄田英典，樋口有理可）
14：15 O6–01 太陽系小天体における自転周期が表面重力場に与える影響 金丸仁明（阪大）
14：24 O6–02 火星衛星フォボス・ディモスの巨大衝突説における形成可能性 兵頭龍樹（神戸大）
14：33 O6–03 楕円軌道惑星による小惑星の一時捕
獲 －火星衛星系の起源解明にむけて－

10：21–10：30
10：30–10：45

休憩

10：45–11：45
11：45–13：00

ポスターセッション 2 コアタイム

学生・PD ポスターフラッシュ2

分布 平田直之（神戸大）–
14：51 O6 05 火星の影響を受けた火星衛星表面の昼食

重力場と表層進化の関係 菊地紘（東大）–
15：00 O6 06 セレスのクレーター形状と表層物性

口頭発表セッション 5：の推定 岡本千里（神戸大）
15：09 O6–07 セレスの内部海環境とその形成位置

アストロバイオロジー・火星・金星（座長：黒川宏之）
13：00 O5–01 「あかつき」金星周回軌道における初期科学成果の概要
13：09 O5–02

佐藤毅彦（JAXA）

水溶液中におけるメタンディオールの分解反応：ONIOM（QM：MM）法による解明
稲葉知士（早稲田大）
13：18 O5–03

り込み 西谷隆介（阪大）
13：27 O5–04 火星大気の元素・同位体組成による天体衝突と大気散逸史への制約

黒川宏之
（東

工大）
火星地表水 pH の進化と安定性．Fe2+

光酸化反応の理論的考察と室内実験

田畑陽

久（東大）
13：45 O5–06 球殻状鉄コンクリーションの形成数
値シミュレーションと形成環境の制約柴田拓真（名大）
13：54 O5–07 南極産 CR コンドライト隕石の水質変成度と始原性の評価について
大）■2016遊星人Vol25-4.indd

173

関根康人
（東大）
15：18 O6–08 冥王星の暗い赤道領域はカロン形成
巨大衝突で作れるか？ 玄田英典
（東大）
15：27 O6–09 西はりま天文台 NIC による地球近傍
小天体（1566）Icarus の近赤外測光観測

氷衛星内部海でのクラスレートハイ

ドレート形成に伴うアンモニウムイオンの取13：36 O5–05

樋口

有理可
（東工大）
–
14：42 O6 04 火星衛星ダイモスのクレーター空間

小松睦美（総研

櫻井

友里
（岡山大）
–
15：36 O6 10 1998 年うしかい座流星群突発出現と1972 年ジャコビニ流星群不発の謎の完全解明佐藤勲（日大）
15：45 O6–11

あかり 3 μm 分光観測小惑星の YJHK

分光観測 長谷川直（JAXA）
15：54 O6–12 天体表面温度による表層物理状態の推定手法の検討

坂谷尚哉（JAXA）

16：03–16：10
16：10–17：10

休憩

17：10–18：10

最優秀研究者受賞講演２

総会（司会：中本泰史）
衝撃蒸発実験から探る冥王代地球表層進化
黒澤耕介（千葉工大）

2016/12/05

18:29:49

174

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

18：10–18：30
18：30–20：30

移動

21：00

完全退出

10：40 O8–01

懇親会（ヨゼフホール）

観測衛星によるハイパースペクトル

リモートセンシングに基づく月地殻－マントルの構造の解明
10：49 O8–02○ 9 月 14 日

山本聡
（国立環境研）リモートセンシングデータを用いた

月面に分布するカンラン石の起源推定

大竹

08：30 開場・受付

真紀子（JAXA）–
10：58 	 O8 03 月面クレータの地形緩和のタイムス

口頭発表セッション７：衝突・クレーター

ケール 武藤史樹（名大）–11：07 	 O8 04 月のマグマ噴出量からみた火成活動（座長：石橋高）
09：00 O7–01 模擬低重力下における低速度クレーの不均質性 田口雅子
（名大）11：16 	 O8–05 月のスコリア丘の形状からマグマのター形成実験：微小重力下クレーターサイズ
に対するレゴリス粒子固着力の影響の推定
木内真人（神戸大）
09：09 O7–02 模擬氷天体地殻を用いた強度支配域

揮発成分の量を推測する試み
大）11：25 	 O8–06

佐伯和人
（阪

月内部進化の初期温度依存性

小河のクレータースケール則に関する実験的研究

正基
（東大）
–
11：34 	 O8 07 赤外吸収分光法により検出される月高野翔太（神戸大）
09：18 O7–03 ペネトレータを用いた天体表層の物

隕石の水 鹿山雅裕（東北大）–
11：43 	 O8 08 深海洋底とプレートテクトニクスの性探査 岡崎昌志（神戸大）
09：27 O7–04 石英ガラス球の衝突破壊実験におけ

起源，駆動力の解明，マルチインパクト仮説

る斜め衝突の効果 吉田優作（神戸大）
09：36 O7–05 鉄質天体のクレーター深さ直径比の（SEED SCIENCE Lab.）

温度依存性：軌道進化制約の可能性

小川諒

による月と地球深海洋底の起源

11：52–13：20

種子彰

昼食

（神戸大）
09：45 	 O7–06

室内実験によるレゴリス最表層密度

進化の研究 大村知美（神戸大）
09：54 O7–07 小惑星イトカワのレゴリス粒子に存在するナノクレーターの観察

松本徹（JAXA）
10：03 O7–08

微小の室内衝突実験破片における 3 次

元形状分布：ターゲット組織による影響

門

口頭発表セッション９：探査Ⅰ（座長：千秋博紀，宮本英昭）
13：20 O9–01 はやぶさ 2 の科学観測

渡邊誠一郎

（名大）
13：29 O9–02 はやぶさおよびはやぶさ２試料キュレーションと地球外物質研究グループ

安部正真（JAXA）

川隆進（京大）10：12 O7–09 「低速」高速度天体衝突による還元的

13：38 O9–03

炭素化合物の生成 石橋高（千葉工大）
10：21 	 O7–10 衝突点極近傍から放出される高速放山田竜平（国立天文台）13：47 O9–04 模擬画像作成のためのラフ地形モデ

出物：衝突実験と SPH シミュレーションの結果の比較
10：30–10：40

岡本尚也（千葉工大）

休憩はやぶさ 2 搭載レーザー高度計によるアルベド観測のための炭素質隕石反射率測定

ル

千秋博紀（千葉工大）

13：56 O9–05

含水鉱物による 700nm 吸収帯の分光撮像 高松知広（立教大）
14：05 O9–06 JUICE/GALA–J（1）： JUICE 搭 載 ガ
ニメデレーザ高度計（GALA）－概要および日

口頭発表セッション８：月（座長：山本聡）■2016遊星人Vol25-4.indd

174

本チームの役割 塩谷圭吾
（JAXA）–
14：14 O9 07 地球低周回軌道におけるアストロバ

2016/12/05

18:29:49

2016年日本惑星科学会秋季講演会報告／はしもと175

イオロジー実験：たんぽぽ計画現況報告を中および SELENE 月レーダサウンダによって雨小林憲正（横浜国大）

心にの海で観測された地下構造の比較

熊本篤志

（東北大）
14：23–14：33

16：42 O10–08

休憩

月面探査機に向けた土質調査を行なう超小型ローバ
14：33 O9–08

火星衛星探査ミッションとそのサイ
倉本圭（北大）エンス
14：42 O9–09



着陸機による火星環境探査の意義・
臼井寛裕（東工大）

戦略
14：51 O9–10

吉光徹雄（JAXA）

16：51 閉会
プログラムに関するお問い合わせは，学会 LOC 宛（下記メールアドレス）までお願い致します．

火星着陸探査計画のための生命探査

aloc@wakusei.jp

山岸明彦（東京薬大）装置
15：00 O9–11

ＭＭＸリモートセンシングによるフォボス分光観測と物質分布推定

中村智樹（東北大）
15：09 O9–12 フォボスのレゴリスはどのような進化過程を経ているのか？
15：18 O9–13

宮本英昭（東大）

フォボス表面の元素分析を行うため
堀内美沙（立の LIBS を用いた隕石判別実験●ポスター発表プログラム
ポスターは 1 日目午前から 3 日目午前までの 2.5 日間掲示できます．下記では発表番号，第一著者名，和文表題をコアタイム毎に掲載しています．ポスターは最終日の午前中に撤収して下さい．
ポスター講演者のうち，学生・PD のご身分の方は，ポスターセッションコアタイム直前の「学生・ PD フ教大）ラッシュ」で 1 分間のフラッシュトークを行うことが15：27–15：37

できます．該当者は，事前にフラッシュトークで使用

休憩する資料を送付して下さい（締め切り・送付メールア
ドレス等，送付要領は後日アナウンスします）．

口頭発表セッション 10：探査Ⅱ（座長：道上達広）15：37 O10–01

月火星の地下空洞直接探査 UZUME

ポスターセッション１
コアタイム１日目（9/12） 11：10～12：10

計画 春山純一（JAXA）
15：48 O10–02 UZUME 計画に向けて室内衝突実験からの考察 . 楕円クレーターと縦孔形成の実験的研究

道上達広（近畿大）

ピングのための統計解析処理

川島由依
（東大）
S02
S03

ラの観測点位置の高精度化解析グループの取り組みについて

石原吉明

への水供給プロセス
S04

山本大貴
（北大）

エジェクタ速度分布スケール則の構築とはやぶさ 2 インパクター衝突による地形変化領域

大嶽久志

の考察

（JAXA）
16：24 O10–06 着陸探査用その場元素分析・年代測

S05定装置の開発 亀田真吾（立教大）
16：33 O10–07 Chang'e 3 ローバ搭載月地下レーダ

S06

175

原始太陽系円盤における非晶質フォルステラ
イトからの含水鉱物ダスト形成：内惑星領域

かぐや搭載スペクトラルプロファイ（JAXA）
16：15 O10–05 宇宙科学研究所／月惑星探査データ

多様な巨大惑星リングの形成過程について
兵頭龍樹
（神戸大）

飯村彰太（会津大）■2016遊星人Vol25-4.indd

系外惑星の大気透過スペクトルの多様性の解
明：ヘイズ粒子の生成・成長・沈降の効果

15：57 O10–03 スペクトルプロファイラデータ可視化 Web–GIS「月光」の機能拡張 ： 月面鉱物マッ

16：06 O10–04

S01

松榮一真
（神戸大）

火星集積期における大気形成と水分配

齊藤

大晶
（北大）
高純度石英ガラスの磁気異方性

荻野理史
（阪

大）

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176

S07

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

層状ケイ酸塩における太陽風プロトンの影響

スガード協会）

仲内悠祐（総研大）–P1 01 ガス惑星における重力ポテンシャルによる二P1–18 日本で発見された 2 重小惑星 佐藤勲（日大）–
P1 19 地球が宇宙の中心に位置していないのに，赤層分離の影響 黒崎健二（東大）–
P1 02 原始惑星系円盤内縁領域の温度構造の解析解

方偏移が何故地球を中心として観測されるの植田高啓（東工大）

理 由 で そ の 謎 が 解 明 出 来 た． 種 子 彰（SEEDP1–03 系外惑星データベース「ExoKyoto」の開発

SCIENCE Lab.）
P1–20 地球と月のミッシングリンクを統一的に解明

山敷庸亮（京大）
P1–04 周火星円盤状大気による火星衛星前駆天体の抗力捕獲

松岡亮（北大）得られた火星大気最下層における対流の微細村橋究理基（北大）

種子彰（SEED SCIENCELab.）
P1–21 ティティウス・ボーデの法則の新証明と確認（マ ル チ イ ン パ ク ト 仮 説 の 根 拠 ） 種 子 彰

P1–06 2 極化した海惑星の表層環境：高圧氷形成による炭素循環への影響 中山陽史（東大）–
P1 07 MC–ICPMS を用いたコンドライト隕石の高精度 Mg 同位体分析

する，非常にユニークなアイデアによるマル
チインパクト仮説

P1–05 高解像度ラージエディーシミュレーションで構造

か ? 量子赤方偏移の仮説では，観測中心と云う早川瑛庸（東大）（SEED SCIENCE Lab.）
ポスターセッション２
コアタイム 2 日目
（9/13） 10：45～11：45

P1–08 始原的炭素質コンドライト Acfer 094 のマトリ
クスの微細構造 中藤亜衣子（京大）–
P1 09 原始太陽系星雲における親鉄性元素の分別過程－コンドライト中の金属粒子の SIMS 分析
比屋根肇（東大）
P1–10 マーチソン隕石およびアエンデ隕石に産する
有機物のその場観察

二村徳宏（日本スペースガード協会）
P1–11 室内実験による重複クレーター形状の研究

P2–01 将来の地下空洞直接探査に向けた月面及び縦穴内での放射線線量評価 長岡央（早稲田大）
P2–02 月の溶岩流研究と縦穴探査の意義 諸田智克
（名大）P2–03 月表面掘削探査用のオンサイト質量分析シス
テム 豊田岐聡（阪大）–
P2 04 将来測地観測によるフォボス内部構造の制約
松本晃治（国立天文台）–P2 05 はやぶさ NIRS データを用いた小惑星イトカワ

横山康喜（神戸大）
P1–12 石膏球面にできる衝突クレーターからのエジの近赤外スペクトルマップ作成

稲澤朋生
（会

鈴

津大）
P2–06 はやぶさ 2 小型着陸機 MASCOT の投下運用シ

P1–13 連続スペクトルデータを用いた月の海の鉱物

ミュレーション 那須翔太朗（会津大）P2–07 小惑星 Ryugu のポテンシャル高分布と地形のェクタ破片放出過程に関する実験的研究
木絢子（JAXA）
量比推定手法の開発と適用

加藤伸祐（名大）P1–14 かぐや分光データの自動分類に基づく月全球
分光特徴量マップで見えてきた大規模地質の石原吉明（JAXA）

予測 平田成（会津大）P2–08 会津大学宇宙情報科学クラスターの取り組み

P1–15 月画像解析によるクレーター光条線長さの計

出村裕英
（会津大）
P2–09 「はやぶさ 2」中間赤外カメラ TIR による巡航中

測：Z モデルとの比較 木下敏輝（神戸大）–
P1 16 月スワール探索のための，月面模擬画像作成

P2–10 火星探査の着陸候補地点の検討：火星環境進

特徴

の観測

岡田達明
（JAXA）

加藤裕明（会津化の理解に向けて 関根康人
（東大）–
P2 11 SLIM 搭載をめざしたマルチバンドカメラの開P1–17 地球近傍小天体 Icarus とその同一起源候補天発現場と科学目的 佐伯和人（阪大）–
P2 12 BepiColombo 日欧共同水星探査ミッション：と月探査画像との一致度評価
大）体 2007 MK6 の観測■2016遊星人Vol25-4.indd

176

浦川聖太郎（日本スペー

2016/12/05

18:29:49

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2016年日本惑星科学会秋季講演会報告／はしもと

MMO プ ロ ジ ェ ク ト 最 新 状 況 報 告

177

早川基

（JAXA）–
P2 13 JUICE–JAPAN 木星氷衛星探査計画：日本の狙うサイエンス 関根康人（東大）–
P2 14 JUICE/GALA–J（2）： JUICE 搭 載 ガ ニ メ デ レーザー高度計（GALA）が拓くサイエンス木

村淳（東工大）P2–15 JUICE/GALA–J（3）： JUICE 搭 載 ガ ニ メ デ レーザー高度計（GALA）における回線設計・性
能モデルシミュレーション

石橋高（千葉工大）P2–16 JUICE/GALA–J（4）： JUICE 搭 載 ガ ニ メ デ レーザー高度計（GALA）におけるエレクトロニ
クス・検出器関連開発 小林正規（千葉工大）
P2–17 JUICE/GALA–J（5）： JUICE 搭 載 ガ ニ メ デ レーザー高度計（GALA）の逆モンテカルロ法による放射線損傷評価

小林進悟（量子科学技術

研究開発機構）P2–18 JUICE/GALA–J（6）： JUICE 搭 載 ガ ニ メ デ レーザ高度計（GALA）における受光部の光学 /構造 / 熱設計 塩谷圭吾（JAXA）–
P2 19 超小型ロケット飛翔型探査ロボット Shooting
Scouter

加藤裕基（JAXA）

P2–20 重力天体着陸探査に向けた元素分析装置「能動型蛍光 X 線分光計」の開発

長岡央（早稲田大）–P2 21 ソーラー電力セイルによるトロヤ群小惑星の探査計画 岡田達明（JAXA）–
P2 22 月・火星の縦孔・地下空洞探査（UZUME 計画）のアストロバイオロジー的意義

小林憲正（横浜国大）■2016遊星人Vol25-4.indd

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2016/12/05

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178

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 2016

JSPS Information◇日本惑星科学会第116回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第46回総会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第116回運営委員会議事録
日時：2016 年 9 月 12 日（月）18：40 － 20：40

場

所：ノートルダム清心女子大学

ヨゼフホール B2203

運営委員：
出 席 者

14 名

倉本 圭，渡邊 誠一郎，荒川 政彦，中村 昭子，千秋 博紀，中本 泰史，平田 成，林 祥介，春山 純一，
竹広 真一，諸田 智克，はしもと じょーじ，小久保 英一郎，生駒 大洋
欠 席 者

8名

田近 英一，並木 則行，井田 茂，和田 浩二，永原 裕子，橘 省吾，荒井 朋子，佐々木 晶（委任状： 議長 7 通，諸田委員 1 通）
オブザーバー：
佐伯 和人（2017 年秋季講演会実行委員）
城野 信一（行事部会長）
議

題：

１．会計第 13 期下期中間報告
竹広財務専門委員長より，おおむね予算通り執行ているとの報告がなされた．
会費は支払い済みが 501 名，未納 129 名．
２．会計第 14 期上期予算案
竹広財務専門委員長より予算提案がなされた．各委員会からの予算要求にもとづき，遊星人編集（原稿起こ
し＋カラー）に 15 万円，探査データ解析講習会の補助に 15 万円，フロンティアセミナーの補助に 20 万円を計上した．秋季講演会の収入・支出はともに 64 万円を見込んでいる．全体として 58 万円の赤字で，赤字額は昨年度より 8 万円減．
Q. 赤字で予算を組まないといけないのか．遊星人の予算は減らせないか．
A. 赤字の予算はやりたくないが，予算を大きく変更しようがない．遊星人の原稿起こしは使われない年もある．
予算案は原案どおりで了承された．
３．自然災害に伴う会費免除措置等について
竹広財務専門委員長から説明がなされた．アナウンスは 9 月下旬の予定で，2017 年 1 月中旬締切予定．早め■2016遊星人Vol25-4.indd

178

2016/12/05

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JSPS Information

179の申請をお願いしたい．
４．2017 年秋季講演会実施案
佐伯秋季講演会実行委員から報告がなされた．日程は 2017 年 9 月 27 日〜 29 日を予定し，オプション講演会
を 30 日に行うことを検討している．会場は大阪大学豊中キャンパスのコンベンションセンターを予定しているが，現在建設中の理学部新棟に変更の可能性もある．LOC 委員長は佐々木晶会員．大阪大学宇宙地球科学
専攻から共催の承認を得た．参加者 200 名，口頭 100 件，ポスター60 件を見込んでいる．収入・支出はともに
64 万円を見込んでいる．
大阪大学理学部との共催特典について議論が行われ，2014 年講演会にならい「非発表の学部生・M1 に限り，参加費を無料」とすることとなった．また，投稿料をとるかどうかについて，今年度の参加者などを見ながら次回連合大会の運営委員会までに検討することとなった．
５．入退会について
諸田総務専門委員長から報告がなされた．正会員 606，うち学生 88（前年それぞれ 630, 91）．賛助会員が 1 増
えた．
６．総会の議長・書記の承認
諸田総務専門委員長より，第 46 回総会の議長に鈴木絢子会員，書記に末次竜会員がそれぞれ推薦され，承認された．
７．役員選挙について
諸田総務専門委員長より，第 14 期（2017 年 1 月－ 2018 年 12 月）の役員選挙の概要の説明がなされた．第 13 期の選挙の投票率は 18.4% で，20% を切ってしまっている．
選挙管理委員会として総務専門委員メンバーが提案され，了承された．また，選挙日程も提案され，了承された．
８．2016 年秋季講演会報告
はしもと 2016 年秋季講演会組織委員長より報告がなされた．投稿していて参加しなかった人がいた．
９．遊星人の発行状況報告
和田編集専門委員長より書面による報告がなされた．
・遊星人はつつがなく発行されている．ここ最近の 3 号は薄くなっているので投稿をお待ちしている．
・第 23 巻（2014 年）において 2 号と 3 号の間に 98 ページ（p.177-274）のページとびがあった．これについては第23 巻のウェブページ上に明記済みで，また 2016 年 9 月号の編集後記においてお詫びの報告を掲載する予定．
今回のことは，号間にまたがるページチェックを怠ったことが原因．今後は編集幹事のチェックリストに明記のうえ代々引き継ぎを徹底する．
・遊星人記事の J-STAGE 上における公開作業は粛々と進めている．作業に伴って講習会を受講する必要があり，それが 10 月 12 日に設定されている．公開は年明けになる可能性がある．
10．日本地球惑星科学連合の報告
倉本会長から報告がなされた．
・連合の理事として，倉本，中村，田近が選出された．
・来年度連合大会は AGU との共催．連合では，なるべく国際化の流れは前進させていきたいとの意見がある．
共同セッションだけでなくこれまで通りの日本語セッションも残る．
11．行事部会からの報告
城野行事部会長から報告がなされた．再来年の秋季講演会は旭川で行い，会場は旭川市科学館の予定．LOCの実働は北大が行う．時期は未定．
12．最優秀発表賞受賞者の決定
・中本学会賞選考委員長より，今年は 7 人の応募があり，選考の結果，兵頭龍樹会員を受賞者として推薦する■2016遊星人Vol25-4.indd

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ことが報告された．推薦のとおり，兵頭会員を受賞者とすることが決定した．
・研究者賞は今年は応募 3 名で 2 名が受賞した．応募が少ないのは問題であろう．たくさんの方に応募するよ
う声をかけて欲しい．次の研究者賞応募は例年通り行う．
13．用語部会の設置要望に対する回答について
倉本会長より，以下のような回答が提案された．今回の外国語にもとづく学術用語の標準的読み仮名を制定する部会の設置要望については，外国語由来の名称に対して標準的な日本語を制定することの難しさ，会則上の部会の設置要件に関する会則上の問題，共同作業することが必要になるであろう天文学会は用語制定を当面は行わない方針であること，を理由として，部会の設置を見送る．ただし，学術用語を整理する研究会の設置はあってもいいだろう．
Q. 用語制定を当面は行わないという天文学会の回答は，正式な回答か．
A. 天文学会長の回答である．
回答の会長案は了承された．
・渡邊委員より，作業部会は会則上時限付きであるのに現状でそのように運用されていないとの指摘がなされた．
・春山委員より，議題の提案から審議までのプロセスを明確化すべきではないかとの意見があり，プロセスを確認した．会員からの要望は総務が受け付け，会長が審議を発議する．会員への返事までの期限を作るべきではないかとの意見が出た．
14．運営委員の再選に関する規則について
中村委員より提案がなされた．現在の会則では多選規制がないが，他の学会ではさまざまな多選規制が見られる．惑星科学会も検討すべきでないか．会則改正を含む大掛かりな作業になるので，少なくとも総会 2 回での議論を減る必要があるだろう．以上に関し，運営委員会の継続性も考える必要があるだろうとの意見が出た．
今後議論を進める方向となった．

◇日本惑星科学会第46回総会議事録
日時：2016 年 9 月 13 日（火）16：10 － 17：10

場

所：ノートルダム清心女子大学〒 700-0013

カリタスホール 2 階

岡山市北区伊福町 2 丁目 16-9

正 会 員：606 名
定 足 数：61 名
参加人数：85 名（開会時）（これに加えて非会員の傍聴者 4 名）
＞ 96 名（議事 3.1 採択時）
＞ 96 名（議事 3.2 採択時）
委 任 状：103 通（ただし，内０通分は提出者が総会に参加したため無効）
議長：102 通松本晃治会員 : １通
１．開会宣言諸田総務専門委員長が開会を宣言．
２．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に鈴木絢子会員，書記に末次竜会員が選出された．

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JSPS Information

３．議

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事

3.1．第13 期下期（2016年度）中間報告
・会計報告（竹広財務専門委員長）
例年通りの収入が見込まれているということが報告された．
支出は遊星人，サーバ基礎開発，EPS分担金などが予定されていることなどが報告された・各種専門委員会報告
特になし
・質疑応答及び討論
特になし
・採択
第 13 期下期活動報告の採択が行われ，賛成：96 名，反対：0 名，保留：0 名により採択された．
3.2．第14期上期（2017年度）予算案
・説明（竹広財務専門委員長）
基本的には昨年度と同じだが以下の変更点などが説明された・遊星人編集の原稿起こし＋カラーページの増加のため 10 万から 15 万への変更による支出の増加
・賛助会員の一件増加による収入増加
提案予算は 58 万円の赤字で昨年度予算より８万円の赤字減少
・質疑応答及び討論
特になし
・採択
第 14 期上期予算案の採択が行われ，賛成：95 名，反対：1 名，保留：0 名により採択された．
４．報告事項4.1．自然災害に伴う会費免除措置について（竹広財務専門委員長）
今年度は 2017 年１月中旬締め切り
4.2．学会賞授賞式：2015 年度最優秀研究者賞および2016年度最優秀発表賞（中本学会賞選考委員長）
・2016 年度最優秀発表賞は兵頭龍樹会員が選ばれた．
・2015 年度最優秀研究者賞を黒澤耕介会員，癸生川陽子会員が受賞した．
4.3．2016年秋季講演会の報告（はしもと2016年秋季講演会組織委員長）
問題なく開催されていることが報告された．
4.4．2017年秋季講演会の案内（佐伯2017年秋季講演会組織委員）
2017年９月27日（水）－９月29日（金）の期間に大阪大学豊中キャンパスコンベンションセンターにて秋季講演会が開催されることが報告された．
4.5．役員選挙の案内（諸田総務専門委員長）
第14期の役員選挙が行われる．そのため９月12日に選挙管理委員が設置されたことや，今後の選挙日程などが説明された．
4.6．その他
特になし
５．議長団解任
６．閉会宣言■2016遊星人Vol25-4.indd

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◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2016 年 12 月 25 日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．（五十音順）
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス
Exelis VIS 株式会社

◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報（a）場所，（b）主催者，（c）ウェブページ / 連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．


2017/06
6/3-6/9

第 31 回宇宙技術および科学の国際シンポジウム（a）ひめぎんホール，愛知県松山市道後町（b）日本航空宇宙学会■2016遊星人Vol25-4.indd

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編集後記
先月，光の科学に関する市民講座を担当しました．

た．暗箱には黒いゴミ箱を選択．ピンホールには使用

テーマは「人類と光」．人類がどのように「光」という済のテレホンカードの穴が良いという情報があったのものの性質を理解してきたのか，という科学史のお話ですが，今や公衆電話を使う機会など皆無．家探しをです．一般向けの講座では，スライドによる講義だけ

して，なんとか使用済のク◯カードを発見．ゴミ箱のではなく，実験などの実演をすると受けが良いようで底に穴を開けようとして勢い余って底をブチ抜くなど

す．私は理論屋だから実験はできん，などとわがままの失敗はありましたが，なんとか完成に漕ぎ着けましを言うわけにもいきません．少しでも楽しんでもらえた．完成したピンホールカメラを持って外に出て景色

るよう，拙い手つきで実験のようなことをしています．

を見てみると，ちゃんと映ります．嬉しくなって，あ

今回の市民講座では，小道具としてピンホールカメ

っちやこっちを見て回りました．大学内でゴミ箱に顔ラを作ってみました．その歴史は古く，紀元前 5 世紀を突っ込んでうろうろしていた私は，周囲の学生たち

頃に中国で活躍した墨子の著書にその記載があるとか．

からはきっと不審者だと思われていたことでしょう．

話のまくらにもってこいだと思い立ち，ネットで調べ

ちなみに市民講座ですが，部屋が暗かったので映りた情報をもとに 100 円ショップで材料を買い揃えまし■2016遊星人Vol25-4.indd

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はイマイチでした．
（三浦）

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編集委員
和田 浩二 [ 編集長 ]三浦 均 [ 編集幹事 ]生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，黒澤 耕介，小久保 英一郎，白石 浩章，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，はしもと じょーじ，本田 親寿，
諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一

2016年12月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第25巻

第4号

一部 1,750 円（送料含む）
和田 浩二（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF ビル B1 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 03-6435-8790（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

本誌に掲載された寄稿等の著作権は日本惑星科学会が所有しています .
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著作物の転載・翻訳のような複写以外の許諾は，直接日本惑星科学会へご連絡下さい．

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