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日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

特集「火星圏のサイエンス」

ExoMars TGOと火星衛星探査計画MMXによる火星大気観測青木 翔平 ，中川 広務 ，小郷原 一智 ，神山 徹 ，今村 剛 ，２笠羽 康正
１２３４５

2018年6月30日受領，査読を経て2018年7月27日受理．

（要旨）2018 年春，欧州・ExoMars-TGO 探査機による火星観測の本格科学運用が始動した．我々は，同衛星 デ ー タ の 解 析 を 進 め る と と も に，2024 年 打 ち 上 げ 予 定 の 日 本・ 火 星 衛 星 探 査 計 画（Martian MoonseXploration : MMX）による火星大気観測の検討を進めている．本稿では，最新の火星探査衛星 TGO 火星大気観測が明らかにする項目を紹介し，将来 MMX 火星大気観測が目指す科学目標を著す．

1. 欧州のExoMars TGOによる火星大気観測

り，それらの観測から，大気微量成分（Trace Gas）を通して火星の地殻活動や生命活動に迫ろうというものである．本稿では，火星大気微量成分観測の主軸を担

ExoMars Trace Gas Orbiter（TGO）は 欧 州・Euro-う NOMAD 及 び ACS に 焦 点 を あ て る．NOMAD とpean Space Agency（ESA）とロシア ･Roscosmos が共ACS は非常に似た性能を持ち，相補的に近赤外域を同で進める ExoMars 計画初号機に位置付けられる火中心に網羅する分光計である．表 1 にそれぞれの装置星周回衛星である．2 号機となる着陸機は 2020 年に打特性を記した．NOMAD は 0.2-4.3 μm をカバーし，ち上げが予定されており，それらの連携により，過去SO，LNO，UVIS の 3 つの波長チャンネルを持つ [1]．

から現在の火星における生命の痕跡を詳しく調べよう

SO，LNO は近赤外線分光計であり，echelle gratingとするものである．TGO は 2016 年 3 月 14 日にカザフと音響光学可変波長フィルタ（AOTF）の併用によっ

スタン ･ バルコヌーイ宇宙基地から打ち上げられ，て，広範且つ高波長分解の達成が可能となっている．

2016 年 10 月 19 日に無事火星周回軌道へ投入された．

さらに，UVIS を SO・LNO と同時運用することで，約 1 年半に及ぶエアロブレーキによる軌道修正を経て， 紫外・可視から赤外までを一度にカバーする．一方，
2018 年 4 月 21 日より本格的な科学観測が始まった．

ACS は 3 つの赤外分光計，NIR，MIR，TIRVIM から

TGO には科学観測を担う 4 つの計測器が搭載されて構成される [2]．NIR は NOMAD/SO 及び LNO と同タいる．
大気成分を詳細に調べる分光計・NOMAD（Nadirイ プ の AOTF-Grating 型 の 分 光 器 で，NOMAD で はa n d O c c u l t a t i o n f o r M a r s D i s c o v e r y ）・ A C S

カバーしない 1 μm 帯の観測を行う．MIR は grating 分（Atmospheric Chemistry Suite），ステレオ観測が可光器で，AOTF ではなく，Cross-Disperser を用いて能な可視カメラ・CASSIS（Colour and Stereo Surface

多 波 長 の 観 測 を 行 う．TIRVIM は フ ー リ エ 分 光 計Imaging System），地下の含水量を調べる中性子検出（FTIR）
で，1.7 – 17 μm の広範囲を網羅する．

器・FREND（Fine Resolution Neutron Detector）
であ

火星大気微量成分を検出するには，それらの分子吸収線が豊富に存在する赤外域の分光観測をする必要が

1. ベルギー王立宇宙科学研究所
2. 東北大学
3. 滋賀県立大学
4. 産業総合研究所
5. 東京大学
shohei.aoki@aeronomie.be

あるが，存在量が極僅かであることから，高波長分解能・高感度の観測が欠かせない．これまでの火星周回
衛 星 観 測 で は， こ れ ら は 達 成 さ れ て こ な か っ た．
NOMAD 及び ACS の大きな特徴は，（1）紫外域から中ExoMars TGOと火星衛星探査計画MMXによる火星大気観測／青木 他

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表1 : NOMAD及びACSの装置特性．

観測装置
国，PI
NOMAD ベルギー

Channel
UVIS

波長域200-650 nm

波長分解能
dλ～ 1-2 nm

SO

2.3-4.3 μm

R ～ 20000

LNO

2.3-3.8 μm

R ～ 20000

ロシア

NIR

0.73-1.6 μm R ～ 25000

Oleg
Korablev

MIR

2.3-4.2 μm

TIRVIM

1.7-17 μmAnn Carine
Vandaele

ACS

分光方式

AOTF
echelleAOTF
echelleAOTF
echelleGrating
Crossdisperser
FTIR

R ～ 50000

dλ～ 0.13 cm-1
（太陽掩蔽）
dλ～ 0.8 cm-1
（天底）
※天底観測（Nadir 観測）．衛星から火星地面を直下視する観測モード．

観測モード
太陽掩蔽
天底※
太陽掩蔽
天底
太陽掩蔽
天底
太陽掩蔽
天底太陽掩蔽
太陽掩蔽
天底

間赤外域に跨る広い波長帯を従来よりも 1 桁以上高い"Background" と呼ばれ，規則的な季節変動を示すこ波長分解能で観測する事，（2）太陽を直接光源にするとがわかった．もう 1 つのプロセスは，不定期に現れ太陽掩蔽観測により高感度を達成する事，であり，そる 10 ppb 以上の CH4 増大である．これは，"Plume" と13

位 体： CO2,
れ ら に よ り，CO（同21813131317OCO,

1817OCO,呼ばれ，先行望遠鏡観測の捉えた CH4 はこの現象では18ないか考えられる．しかし，"Background" の季節変

O CO を 含 む ），CO（同 位 体： CO, C O, C O,18C O を 含 む ），H2O（同 位 体：HDO を 含 む ）
，NO2,
13

位 体： CH4, CH3D を 含 む ），C2H2,N2O, O3, CH（同44

動の要因，"Plume" のメカニズムとも未解明である．
TGO による太陽掩蔽では，地表付近の観測は大気中

C2H , C2H6, H2CO, HCN, OCS, SO2, HCl, OH, HO2, H2Sに存在するダストの影響で難しいものの，高度 10 kmの検出が可能となる事である．これらの大気組成の探以上（※季節により異なる）から観測が可能であり，

索 ･ 時空間変動の観測により，火星の地殻・生命活動や，CH4 の検出精度は 0.1 ppb 以下と想定される．この精

大気環境の変遷理解につながる水循環・大気化学を調度は，"Background" の検出・変動を議論するには難査する．以下に，TGO の火星大気観測により明らかしいが，"Plume" なら十分な精度で検出できる．TGOにされることが期待される項目を挙げる [1, 2]．の太陽掩蔽観測では，火星 1 日間に最大 24 箇所の異な（1）
地殻・生命活動－CH4及び関連分子る経度で高度分布の取得が可能である．火星全球を包括した連続的な "Plume" の探索により，火星 CH4 の時

火星大気中の CH4 の存在は，2004 年に地上望遠鏡空間変動に新たな知見を与えることが期待される．さや MarsExpress 衛星の観測で検出が報告されて以降，（ CH4, CH3D），らに，"Plume" の検出時に CH4 同位体長年議論の的となっている [3]．CH4 の起源としては，

及 び 関 連 分 子（C2H2, C2H4, C2H6, H2CO, HCl, H2S,地殻活動や生命活動が考えられるが，その生成・消失N2O）を同時に計測することで，生成メカニズムに迫過程は全く分かっていない．その理由は，CH4 の存在ることが可能である．地球でのアナロジーを想定する

量が極僅かであるために観測の不確定要素が大きい事と，CH4 と C2H6 のδ C を比べることで，同位体分別が挙げられる．近年，NASA･Curiosity 探査車によるの異なる生命起源と地殻起源の切り分けが可能である．

Gale クレータにおける定点 CH4 観測から，（少なくとHCl 及び H2S は地球上の火山性脱ガスに多く含まれるも）2 つの異なる生成プロセスが存在する可能性が示成分であり，地下からの湧出にも一定の制約を得られ唆された [4]．Curiosity の観測では，0.2 - 0.8 ppb の極るものと期待される．また，N2O は火星地殻活動での少 量 の CH4 を 定 期 的 に 検 出 し て い る． こ れ は，生成が期待されないため，検出されれば，生命活動を

1313

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間接的に示唆する．CH4 と合わせて，これまでの探査

また，TGO による太陽掩蔽観測では，H2O とその機では検出困難であったこれらの微量大気組成を高精

同位体 HDO を同時に計測する事で，HDO/H2O 比の度で検出することにより，現在の火星における地殻・高度分布を初めて明らかにする．火星大気の水蒸気生命活動の探索を目指す．

HDO/H2O 比は全球平均で地球（SMOW）の約 5-6 倍で（2）水循環 - H2O, HDOあり，軽い同位体が選択的に大気散逸することから，火星の水が長い時間を経て宇宙へ流出した根拠の 1 つ

バレーネットワークなどの流路地形や地質的証拠かと解釈される [8]．散逸量を議論する際に重要である

ら，火星は約 30 〜 40 億年前に豊富な液体の水を有す上層大気の D/H 比が，下層大気の HDO/H2O 比とどる気候が一定期間継続していたことが示唆されている． のような関係であるのか，NASA 火星探査機 MAVEN
太古に大量に存在した水はどこへ消失し，現在の低温搭載 IUVS で計測される上層大気の D/H 比と，TGO乾燥な惑星環境へどのように変遷していったのか，火で観測される HDO/H2O 比の高度分布をあわせること

星水環境の歴史を理解することは，生命溢れる大気をで，初めて明らかになる．

育む惑星環境進化の解明へとつながる．太古に大量に存在した水は，長い年月を経た大気散逸によって宇宙（3）大気化学 - HO2, H2O, CO, NO2, O2, O3

空間へと消失したと考えられるが，近年の NASA 火

火星大気化学で未解決の問題は，大気成分を「酸化」

星探査衛星 MAVEN 搭載 IUVS 等の観測から，大気上する大気化学過程である．火星大気の酸化過程を担う層の水の散逸率は太陽からの紫外線放射量により決ま（HOx:のは，H2O の光解離で生成される水素ラジカルるのではなく，予想に反して，下層大気から供給されH, OH, HO2 など）であるが，これらの変動は詳細に調る中層大気の水蒸気量に支配されることがわかってきべられたことがない．TGO による太陽掩蔽観測では，た [5]. 先行観測では限られている水蒸気高度分布の詳その代表成分の 1 つである HO2 を初めて検出し，その細な調査は，TGO の科学主題の 1 つである．これま変動を調べ，生成源である H2O と同時観測することで，での水蒸気高度分布の直接観測は，Mars Express 搭

HOx 大気化学理解の第一歩とする．さらに，TGO の載 SPICAM による太陽掩蔽観測のみだが，その唯一太陽掩蔽観測では，主要分子である CO の高度分布もの SPICAM の観測から，北半球の秋・冬において，初めて調べられる．CO は，火星大気 CO2 の光乖離に中層大気に予想を超えた量の水蒸気が存在する画期的よって生成され，水素ラジカルとの反応によって CO2な発見がされた．さらに興味深いことに，グローバルに戻る．しかし，その CO2 再生成の詳細過程は詳しくダストストーム時にはより顕著に水蒸気増大がみられ．CO と H2Oわかっていない（CO2 大気の安定性問題）

ることがわかった [6]．しかし，Mars Express の観測は，及び HO2 の同時観測は，同過程の制約を可能とする．

軌道の制約で観測機会が限られ，空間変動と季節変動

さ ら に，ACS-NIR で は O2 dayglow，NOMAD-UVISの切り分けが困難であったこともあり，そのメカニズ

では O3 の大気高度分布の計測が可能であり，それらムの解明には至っていない．TGO の太陽掩蔽観測では，は火星大気化学における酸化過程の理解をさらに深め観測頻度が 1 桁上がり，空間変動と季節変動の切り分る．

けが可能となる．さらに，SPICAM 観測より強い水

また，地球大気のように，N- 化合物や Cl- 化合物も蒸気吸収線を観測できる事，及び，波長分解能が上が酸化成分を生成し，大気化学で重要な役割を担っている事から，理論上では観測精度が 2-3 桁以上向上し，る可能性もある．TGO の太陽掩蔽観測では，これま中層大気の水蒸気増大の詳細が掌握できるようになる．

での観測より 2 桁高い精度で NO2 と HCl の検出を試み

さらに，2018 年 6 月 20 日現在，火星では 2007 年以来ることで，それらの化合物が火星大気化学で担う役割の大きなダストストームが発生し，発達をつづけていを定量的に評価可能となる．

る [7]．TGO はストーム発生前である 4 月 21 日より観測を始めており，ダストストームの発達に伴う中層大気における水蒸気量を静穏時から終焉にかけて高頻度・高感度で連続的に掌握可能である．

（4）気候学 - 天底観測
TGO では太陽掩蔽観測に加えて，ACS，NOMADとも，天底観測が可能であり，CO2, CO, H2O, O3 の気ExoMars TGOと火星衛星探査計画MMXによる火星大気観測／青木 他

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柱量，エアロゾル（ダスト，氷雲）の光学的厚さ，及び影響を受けた局地気象や気温の日変化に伴う相変化が温度鉛直分布が得られる．これらの物理量はこれまで関わっていると想像される [12]．たとえば赤道域の上の周回衛星観測からも調べられてきたが，TGO でも昇流域での氷雲形成が上層大気の水蒸気量を規定する，継続してモニターし，経年変化を調べるとともに，火特 定 地 域 で の 氷 雲 形 成 が 地 下 の water equivalent星大気大循環モデルとの比較，及びデータ同化（datahydrogen の不均一分布を説明する，などの可能性がassimilation）を通して，火星気候の理解を深める．また， 指摘されている [13]．したがって，時空間スケールの水蒸気同位体 HDO の天底観測から，気柱量における小さな現象の理解が，空間スケールを跨ぐ水蒸気およ

HDO/H2O 比の空間分布・季節変動を議論できる可能びダストの全球的な鉛直輸送や 3 次元分布を理解する性がある．HDO/H2O 比は，水蒸気⇔氷（極冠・氷雲）うえで必要不可欠である．何より，火星大気においての相変化に伴う同位体分別による変動が予想されてき最も振幅の大きい変動成分は 1（太陽）日周期変動であたが，近年の望遠鏡観測ではその予想の範疇を上回るるので，物質の大気への供給，輸送の時空間スケール変動が報告されており [9]，異なる HDO/H2O 比を持つも，それ相応になることは想像に難くない．逆に言え

水リザーバ（例えば，地下に存在する氷）と大気との相ば，ダストおよび水蒸気の大気への供給や氷雲の形成互作用の可能性が指摘された．TGO の天底観測で気に典型的な地方時が明らかになれば，その背後にある柱量における HDO/H2O 比の空間分布・季節変動が明大気現象を推定できる可能性がある．さらに，当該現らかになれば，太陽掩蔽から導出可能な高度分布・季象を確からしく推定できるよう数値モデルを開発改良

節変動と合わせて，火星水循環の新たな知見となる．

すれば，ダストおよび水蒸気の大気への供給や氷雲の形成を観測に基づいて正確に計算できるようになると

2. 日本の火星衛星探査計画（MMX）による火星大気観測期待できる．問題は，従来の海外の火星探査機は極軌道衛星であり，水蒸気やダストが大気へ供給されている様（ダストイベントや水蒸気の湧き出し）を十分に高火星気候の劇的な変遷に関わる大気物質循環のメカ

い時間分解能でモニタリングすることができない点でニズムに制約を与えようとすれば，水や二酸化炭素な

あ る． 例 え ば，Mars Global Surveyor 搭 載 の Mars

ど揮発性物質の宇宙空間への散逸や地下への輸送，表Orbiter Camera（MGS/MOC） や Mars Reconnais-層の様々な水蒸気 water source/sink 間の（特に緯度をsance Orbiter 搭 載 の Mars Color Imager（MRO/跨いだ）水輸送を理解する必要がある．これらのプロMARCI）は各地を 1（太陽）日に 1 回（14 : 00 前後）しかセスは，大気中の水蒸気量および大気温度，大気 - 表観測できない．観測点の地方時が夜と昼に固定されて層間の水交換過程，大気大循環に強く影響される．一いる（例えば Mars Global Surveyor では 02 : 00 および方で，地球では大気を駆動する熱的効果を水蒸気の温14 : 00）ことは，経度時間平均された温度分布や水蒸室効果や潜熱が担っているが，火星ではそれを大気ダ気分布，それらの季節変化を明らかにするにはむしろストの放射効果が担っているので，ダストは上記の全好都合であった．しかし，温度や水蒸気，ダストがなてに関わっているといえる．それゆえ，水蒸気およびぜその季節にそのような空間分布になるのか，すなわ

ダスト両方の大気中への供給過程，水の相変化や輸送

ち物質が 3 次元的にどのように供給，輸送されている過程を観測し，大気大循環や物質輸送のシミュレーシのかを知ることはできない．これでは，水蒸気やダスョンにより解釈することが，大気物質循環のメカニズ

ト，氷雲がどのように供給され動いていくのかわからムの理解を進展させることになる．注意すべきは，水ないばかりか，ダストイベントや水蒸気の湧き出しが蒸気およびダストの大気への供給，輸送の時間スケーいつ出現したのか決めることすらできない．

ル は 短 い こ と が 予 想 さ れ る 点 で あ る．Rocket dust

火星表層の物質輸送においてこのように時間スケー

storm と呼ばれるダストプリュームや斜面風といったルの短い現象が重要となりうることは，火星大気が薄短時間で発達，収束する小スケールの現象が，大規模く，放射加熱や運動の時定数が短いことの帰結である．

な赤道上空の遊離ダスト層 [10] を形成することも指摘

地球大気観測に比べても短時間変動の重要性は大きいされている [11]．大気 - 表層間の水交換には，地形のと言える．日変化の時間スケールのダスト輸送と水輸

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送を，高時空間分解能で連続モニタリングすることにかな地形に伴う鉛直流により微細構造をもつと考えらよって把握することがそのメカニズムの理解につながれるため，空間分解能 10 km 以下の観測を目指す．こる．比較的高度が高く軌道傾斜角が小さい火星衛星軌

れらを可視撮像による高分解能ダスト観測と同時に行道から，1 時間に 1 回以上の頻度で全球観測することうことで，ダストや雲物性について理解することがでにより，それが実現する．また，探査期間において異きる．一方，MMX で得られる下層大気の水循環は，なる季節の情報が得られることは太陽加熱によって大前述した TGO 搭載機器で得られる中層大気中の水蒸きく変動する火星大気中の輸送メカニズムの理解のた

気 分 布 に 加 え て，NASA 火 星 探 査 衛 星 MAVEN やめにも有益である．

MMX 搭載イオン質量分析計 MSA で得られる超高層

日本の火星衛星探査計画（MMX）において，フォボ大気中の散逸大気の時空間変動と密接に関わっている

スの軌道は火星に対してほぼ赤道軌道であるので，フことが期待される．TGO 搭載 FREND が明らかにすォボス偽周回軌道において，及び地球帰還時を利用しる地殻氷分布情報も表層の理解には重要であることかて，上記の火星観測を行う絶好の機会となる．以下に，ら，欧米との国際的な連携を基礎に，火星大気を表層MMX による火星ダスト・水蒸気観測の精度についてから超高層に至る大きな一つのシステムとして捉え，まとめた．

劇的な気候変遷を経た火星水表層進化の解明を目指し，（1）
ダスト・氷雲の撮像観測
ダスト量の違いにより火星表面の反射率は 0.2-0.3

惑星のハビタビリティの理解に貢献する．

参考文献

程度の範囲で変化する [14]．Rocket dust storm の数値実験によれば，空間スケール 100 km 程度，時間ス[1] Vandaele, A. C. et al., 2018, Space Sci. Rev. 214, 80.

ケールが数時間の現象が重要な役割を果たしうる [11]．

[2] Korablev, O. et al., 2018, Space Sci. Rev. 214, 7.

このようなダストイベントを 10 階調程度で検出する[3] Formisano, V. et al., 2004, Science 306, 1758.

ために，太陽散乱光の強度を相対精度 1% 程度，空間[4] Webster, C. et al., 2018, Science 360, 1093.

分解能 10 km 程度で，15 分毎に全球可視撮像する必[5] Heavens, N. G. et al., 2018, Nature astronomy 2, 126.

要がある．また氷雲を同様の時空間分解能で撮像する[6] Fedorova, A. et al., 2018, Icarus 300, 440.

ことにより，水の局地的・短時間スケールの相変化や[7] https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.

輸送をとらえる．以上の観測を，フォボス夜側かつ火星昼側に探査機が位置している間継続して行う．

（2）
水蒸気の分光撮像観測
局地的な水蒸気輸送や水の相変化・日変化サイクル

php?id=PIA22519[8] Owen, T. et al., 1988, Science 240, 1767.
[9] Villanueva, G. L. et al., 2015, Science 348, 218.
[10] Heavens, N. G. et al., 2011, J. Geophys. Res. 116, 1.
[11] Spiga, A. et al., 2013, J. Geophys. Res. 118, 746.

をとらえるために，近赤外低分散スペクトルから水蒸[12] Melchiorri, R. et al., 2009, Icarus 201, 102.

気・氷雲・レゴリス中の水を定量し，CO2 吸収帯から[13] Feldman, W. C. et al., 2004, J. Geophys. Res. 109, 1.

大気循環の指標となる地表面気圧，光化学過程及び循[14] Szwast, M. A. et al., 2006, J. Geophys. Res. 111,環の指標となる CO の情報も統合することで，「地殻 大気の水交換」「大気循環に伴う水蒸気輸送」「雲生成」
を切り分け，火星環境における水循環の詳細に迫る．
先行研究から数十〜数百 km の顕著な水蒸気量の不均一構造が捉えられており，その鉛直積算量は，10 prμm（液体の水の深さに換算してμm 単位で表現したもの）程度である [12]．これらの構造とそれに伴う水蒸気変動を捉えるため，水蒸気の積算量を精度 1 prμm，空間分解能 10 km でマッピングする．氷雲は細E11008