太陽系ハビタブル惑星の成立を探る火星衛星探査計画MMX ／倉本 他

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特集「火星圏のサイエンス」

太陽系ハビタブル惑星の成立を探る火星衛星
探査計画MMX
倉本 圭 ，川勝 康弘 ，藤本 正樹 ，玄田 英典 ，平田 成 ，今村 剛 ，
6
7
5
8
2
9
亀田 真吾 ，松本 晃治 ，宮本 英昭 ，諸田 智克 ，長岡 央 ，中川 広務 ，
9
10
2
2
11
中村 智樹 ，小川 和律 ，大嶽 久志 ，尾崎 正伸 ，佐々木 晶 ，
12
5
9
2
12
千秋 博紀 ，橘 省吾 ，寺田 直樹 ，臼井 寛裕 ，和田 浩二 ，8
渡邊 誠一郎 ，MMX study team
1,2

2

2

3

4

5

2018年6月30日受領，査読を経て2018年7月30日受理．

（要旨） 火星衛星 Phobos からのサンプルリターンに挑む火星衛星探査計画（Martian Moons eXploration:
MMX）は，現在，宇宙航空研究開発機構（JAXA）プリプロジェクトとして，2024 年の打ち上げと 5 年の往還期間を設定し，精力的な検討・初期開発が進められている．MMX は，サンプル分析，Deimos を加えた火星衛星の近接観測，そして火星大気および火星圏のモニタリング観測を組み合わせることにより，惑星に寄りそう衛星という切り口と視座から，太陽系における大気と水を湛えたハビタブル惑星の形成と進化の解明に迫ろうとしている．

1. はじめに2015 年に宇宙科学研究所内で実施された予備調査を経た後，戦略的中型探査計画として採用されるに至っ

火星衛星のサンプルリターンミッションである火星

た．

衛星探査計画（Martian Moons eXploration : MMX）
は，

火星衛星のサンプルリターンミッションは，これま

我が国の宇宙基本計画 [1] において戦略的中型宇宙科

でにも旧ソ連とロシアによって試みられたが，いずれ学探査計画 1 号機に位置づけられ，現在，JAXA プリ

も技術的な不具合の発生によって失敗に終わってきた．

プロジェクトとして，システム・機器・運用・データ

そして，その代替計画は，実現の見通しがたっていな

処理・サンプル分析等の検討と初期開発が精力的に進い．そんな中，MMX には海外の研究者や宇宙機関かめられている．MMX は，はやぶさの拓いた我が国のら強い関心が寄せられており，科学面はもちろん，技

小天体サンプルリターン探査の優位性を伸ばし，かぐ術交換・設備供与・一部観測機器の提供など，多岐のや（月）やあかつき（金星）で培ってきた我が国の重力天

協力関係が結ばれつつある．こうした国際協力の拡が体探査の火星への拡張を狙う連続性と展開性を有し，りは，火星衛星探査に科学者や技術者を惹き付ける魅1. 北海道大学
2. JAXA
3. 東京工業大学
4. 会津大学
5. 東京大学
6. 立教大学
7. 国立天文台
8. 名古屋大学
9. 東北大学
10. 神戸大学
11. 大阪大学
12. 千葉工業大学
keikei@ep.sci.hokudai.ac.jp

力が備わっていることの証左と，我々は受け止めている．
本稿では，MMX のこれまでの概念検討の最新の結果について，主に科学面に焦点を当てて解説する．なお，本稿は現時点における MMX 計画の検討結果をまとめたものであり，今後変更が加わる可能性があることには留意されたい．

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日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

ないか，弱い場合には，捕獲天体はガス抗力によって軌道半径が徐々に縮小し，最終的には母惑星に落下し

2. Phobos, Deimosと火星てしまう．そして軌道傾斜は遭遇時の値からほとんど
太陽系全体で見れば衛星の総数は膨大だが，地球型変化しない [7]．原始大気に十分な回転運動があれば惑星に絞ると，衛星を持つものは地球と火星に限られ，この問題は緩和されるが，そのような運動が生じうる数も合計 3 つしかない．地球の月は，地球も経たであか現時点では定かではない．

ろう初期の大規模溶融と多数の天体衝突現象の痕跡を

他方，火星衛星の軌道は地球の月のそれに似ており，とどめ，その詳しい調査から，月ひいては地球の起源

離心率・軌道傾斜ともに極めて小さな，ほぼ完全な赤と初期進化に対し幾多の重要な制約や知見がもたらさ

道円軌道となっている（表 1）．この事実は，むしろ原れてきた．MMX の目指す火星衛星 Phobos と Deimos

始火星に生じた巨大衝突によって放出された破片が，からも，衛星自体はもちろん，その母惑星火星の形成

火星の周囲で再集積して衛星が形成されたとする巨大と進化について，ユニークな制約を得ることができる

衝突説に立つほうが説明しやすい．最近の数値シミュと期待される．

レーション研究 [8] によれば，火星衛星の形成には，

地球の月と比較したとき，Phobos と Deimos のもっ失われたもう一つの衛星の形成が重要であった可能性

とも目立つ特徴はサイズ・質量が小さく，またアルベがある．このシナリオによれば，衛星の巨大衝突によ

ドが低いことである（表 1）．反射スペクトルは赤化傾り形成された破片円盤から，火星近傍に巨大な衛星が向を示し，揮発性物質に富む炭素質隕石の母天体に相形成され，その重力の作用によってより外側を周回す

当するとみられる D 型小惑星や T 型小惑星のそれにる破片の軌道が乱される．こうして破片同士の軌道交似ている [2]．これらの事実は，火星衛星が火星軌道差が促された結果，小衛星が 2 つ誕生し，内側の巨大より外側の領域で生まれた，始原的な小惑星の捕獲に衛星はその後の潮汐軌道進化によって火星に落下してより形成されたとする捕獲説を示唆する．ただし反射失われる．

スペクトルのみから天体の組成や起源を断定するのは

巨大衝突起源の場合，Phobos と Deimos を構成する危険であり，実際に，強い宇宙風化を受けた月面の斜物質は，原始火星のマントル由来物質と衝突天体由来

長岩地殻が，火星衛星同様の反射スペクトルを示す例

物質の混合物となり [9]，火成岩的な組織・鉱物組成[3] が知られている．

になると予想される [10]．ただしこうした物質が宇宙飛来した小惑星の捕獲には，接近遭遇時に火星に相風化によって，現在の火星衛星と同様の反射スペクト

対的な軌道エネルギーが減衰することが必要である．

ルを示すようになるのかは検証されていない．現状に減衰を引き起こす抗力源には，火星を取り巻く原始大おいては両起源説とも確定的とは言えず，決着をつけ

気，特に原始太陽系星雲ガスを原始火星の重力で束縛るには新たな調査が必要である．

したものが候補に挙げられる．そのような仮定を置い両衛星を従える火星は，太陽系においてもっとも地た解析 [5,6] によれば，飛来した小天体の一時的な捕獲球に近い表層環境を有する惑星である．バレーネット

は珍しい現象ではない．しかし原始大気に自転運動がワークやアウトフローチャネルなどの流路地形は，30億年前から 40 億年前の過去に，大量の液体の水が火

表1： 火星衛星の主な性質[JPL Solar System Dynamics[4]のまとめによる]パラメータ
質量 [kg]サイズ [km] 1）
平均密度 [g/cm3]
軌道半長径 [火星半径]
軌道離心率
軌道傾斜角 [° ] 2）
幾何アルベドPhobos
1.066×1016
13.4×11.2×9.2
1.872±0.076
2.76
0.0151
1.075
0.071±0.012

Deimos1.476×1015
7.5×6.1×5.2
1.471±0.166
6.92
0.0002
1.788
0.068±0.007

備考 1）楕円体近似三軸半径，2）対Laplace面星上に存在していたことを示唆する．近年の軌道上か
らの高精細スペクトル撮像 [11] や，着陸機による堆積
岩のその場調査 [12] からも，生命の生育が可能な組成の液体水が，過去の少なくとも一時期に広範に存在していたことが裏付けられてきた．他方，火星は衝突ク
レーターに富む太古に形成された地域を保存しており，岩石型惑星における大気水圏の形成と進化をつぶさに辿ることの可能な無二の惑星である．
地球の約半分という火星の直径と，火星隕石中の消太陽系ハビタブル惑星の成立を探る火星衛星探査計画MMX ／倉本 他

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滅核種の痕跡を用いて推定された，太陽系最古の固体

球サイズに到達するまでに，原始惑星がどのような進粒子の形成から数百万年以内という火星の形成時間化を経たのかを知る手がかりを持つ天体としても重要[13] は，惑星形成論の予測する原始惑星の特徴 [14] にである．

近い．原始惑星とは，各々の局所的な軌道範囲内にあ地球生命圏を支える地球の水と他の揮発性物質の起る微惑星集団内において，暴走的な集積成長を起こし源は未解決の研究テーマだが，低温の外惑星領域で形て形成される天体を指し，地球型惑星領域におけるそ成された小天体が，後に地球型惑星へ水や有機物を運の典型サイズは月から火星サイズである．地球や金星び込んだとする考えが有力視されている [17]．火星は，は，これらの原始惑星がさらに相互の巨大衝突を何度

外惑星領域にもっとも近い軌道を持った地球型惑星でか起こし，最終的な質量まで成長したものと考えられあり，内惑星領域への揮発性物質輸送過程を探る上でている．火星隕石にみられる消滅核種の関与する同位絶好の位置にあるといえる．

体系の組成的多様性は，火星マントルの攪拌が不完全

もし，火星衛星が揮発性物質に富む小惑星の捕獲起であったことを示唆し，これも火星が，全球的融解を源ならば，新たな探査により衛星前駆天体の形成過程，

引き起こす規模の巨大衝突を免れた，原始惑星の生き形成領域から火星へ至る軌道進化に制約を与えること残りであることを支持する [15,16]．つまり火星は，地によって，地球型惑星への揮発性物質供給過程を実証

表2： MMXミッションの理学目的 [18]

大目的 1

火星衛星の起源を明らかにし，内外太陽系接続領域における惑星形成過程と物質輸送に制約を与える．

中目的1.1 Phobos の起源が小惑星捕獲なのか巨大衝突なのかを明らかにする．
MO1.1.1 Phobosを構成する物質の表層分布を採取地点の科学的評価と地質構造把握に必要な空間分解能
で分光学的に明らかにし，Phobosの起源に制約を与える．
MO1.1.2 Phobos 表面の回収試料から構成物質の主要成分を，形成時の記録を保持する衛星固有物質として同定し，その同位体比等から，その起源を強く制約する（*1）．
MO1.1.3 Phobos内部の氷の存在に関わる分子放出率や質量分布等の情報を取得し，またPhobos表層の密度コントラストの有無を調べ，Phobosの起源にMO1.1.1，MO1.1.2とは独立に制約を与える（*2）．
中目的1.2a 【Phobos が小惑星捕獲起源の場合】地球型惑星領域へ供給される始原物質の組成とその移動過程を解明し，火星表層進化の初期条件を制約する．
MO1.2a.1 太陽系始原物質の形成およびスノーライン周辺領域での始原天体形成環境に，物質科学的に制約を与えるとともに，Phobos捕獲過程を推定することで，初期太陽系での天体移動過程と火星表層進化の初期条件に制約を与える．
中目的1.2b 【Phobos が巨大衝突起源の場合】地球型惑星領域における巨大衝突と衛星形成過程を理解し，火星の初期進化過程に及ぼす影響を評価する．
MO1.2b.1 Phobosの衛星固有物質中に，巨大衝突で飛び散った原始火星成分（火星起源成分）と衝突天体
起源成分を特定し，その特徴を明らかにするとともに，巨大衝突規模と年代を推定し，地球型惑星領域における天体移動と惑星形成過程に制約を与える．
中目的1.3 Deimos の起源に新たな制約を加える．
MO1.3.1 Deimosを構成する物質の表層分布を地質構造の把握に必要な空間分解能で分光学的に明らかにして，Phobosと対比する．
大目的2

火星衛星からの視点で，火星圏変遷の駆動メカニズムを明らかにし，火星圏進化史に新たな知見を加える．

中目的2.1 火星圏における衛星の表層進化の素過程に関する基本的描像を得る．
MO2.1.1 小惑星と比較して火星衛星に特有な表層レゴリス層の風化・進化過程（天体衝突頻度と撹拌の程度，並びに宇宙風化過程）を特定する．
中目的2.2 火星表層変遷史に新たな知見と制限を加える．
MO2.2.1 Phobos表面の回収試料中に，衛星形成後に火星から飛来した物質を探し，適切な試料が存在する場合には，それから火星表層の化学状態やその変遷に制約を与える．
MO2.2.2 火星史を通じた大気散逸量に，現在の散逸大気の組成比・同位体比から制約を与える（*3）．
中目的2.3 火星気候の変遷に関わる火星大気物質循環のメカニズムに制約を与える．
MO2.3.1 火星大気中および大気-地表間のダストと水の輸送過程にダストストームと水蒸気・雲の全球分
布の時間変化から制約を与える．

（*1）衛星起源の解明には，局所的な回収試料情報を衛星全体のリモートセンシング観測情報と対応づける必要がある．（*2）内部氷の存在が確認されれば，始原小惑星捕獲説が強く支持される．（*3）火星衛星軌道での滞在観測は，大気散逸過程の太陽風や季節変化の依存性を捉えやすい．

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的に描き出すことができる．また捕獲過程への制約か

簡潔に言えば，1）
大気と水圏を保有する惑星の起源のら，捕獲時の火星軌道周辺の原始惑星系円盤構造や，解明と，2）
火星圏の進化の解明に大別できる．前者に火星原始大気の構造復元も期待できる．他方，火星衛

ついては，まず近傍観測とサンプル分析により火星衛星が巨大衝突起源ならば，新たな探査により衝突の規星の起源論に決着をつける．そして捕獲起源と判明し模，タイミングについて，そして衝突天体に対応する

た場合には，近地球小惑星に比べて低温条件下で保存

隕石種や小惑星タイプの推定から，火星形成の最終段

された始原物質を手中にしたことになり，その分析か階における物質供給過程について制約を得ることがでら初期太陽系における物質進化と輸送過程を制約する．

きる．衝突天体が乾いた天体と結論されたなら，火星

他方，巨大衝突起源の場合は，衝突天体と初期火星物の揮発性物質は主に衝突以前に供給されたと推測でき，質の混合物を入手したことになり，ここから衝突天体

湿った天体なら，巨大衝突を含む後期重爆撃が火星大の由来と，火星の初期分化状態を制約する．火星圏の気水圏の質量増加に果たした寄与が推測できる．さら

進化プロセスを解明については，クレーター形成 , 微には，衝突時の火星マントルの物理化学状態にも一定

小 隕 石・ 高 エ ネ ル ギ ー 粒 子 の 影 響 に よ る Phobos・の制約が得られるものと期待される．

Deimos 表層の変質過程と火星大気の動態の把握を目

こうした物質科学に根差す制約の獲得には，リモー指す．もしも衛星試料に，火星由来の若い物質が発見

トセンシング観測と，微量元素濃度，同位体組成，年できた場合，その年代分析と併せて火星表層環境の変代等の測定や微視的構造の読み取りなど，物質科学的遷に物質科学的制約を与えることを試みる．

な深堀りが可能なサンプルリターンの組み合わせが極めて有益である．限定された箇所から回収された試料

4. ミッションプロファイルと探査機の概要の分析結果を衛星全体の性質に敷衍するには，試料の産状と，mm オーダーから全球に至るマルチスケール

現時点でのモデルミッションプロファイルを図 1 に解像度の全球リモートセンシングデータから導かれる

示す．地球と火星の相対位置関係から打ち上げ好機と表層の物質分布・特性との対照が不可欠である．

なる 2024 年 9 月に地球を出発し，1 年弱の惑星間航行

火星衛星は，火星とその周辺空間を併せ火星圏を構を経て周火星軌道に到達する．探査機は火星重力圏内

成する．火星衛星からは，惑星史を通じた火星圏の進に約 3 年滞在し，2028 年 8 月に火星重力圏を離脱，地化や変動過程にも迫ることが期待される．具体的には，

球には 2029 年 7 月に帰還する．

微隕石を含む天体衝突による衛星表層の進化，火星圏

周火星軌道に入った後に，探査機は徐々に Phobos

への天体衝突歴，火星からの衝突放出破片の衛星へのに接近する．Phobos 軌道と若干異なる離心率と軌道

集積，火星大気成分の流出，衛星内部揮発性物質の蒸傾斜角を与えることにより，実質的に Phobos を周回発と放出，衛星放出ダストによるダストリングの形成，する偽周回軌道（quasi satellite orbit : QSO）に投入し太陽風・宇宙線・火星大気散逸成分の衛星への打ち込て，Phobos の接近観測を行う．QSO は Phobos 重心にみ，宇宙風化などのテーマが挙げられる．また火星衛

対して短軸長軸比がほぼ 1：2 の楕円軌道である（低高星は火星のほぼ赤道軌道を周回していることから，衛度になると Phobos の重力が効き，円軌道に近づく）．

星近傍から火星全球を視野に納めながら，大気を連続

QSO は，観測要求から大高度（軌道半長径 200 km），

観測することが可能である．これは，多くの火星周回

中高度（同 100 km），低高度（同 50 km）のものを適宜探査機が低高度の極周回軌道を持ち，限られた地方時組み合わせる．高解像観測に向け，より低い高度のの観測に偏りがちなことと比べ，火星大気の動態の把QSO の実現性も検討中である．

握において大きな利点となる．

着陸とサンプリングは Phobos に対して実施し，Deimos については遠隔観測のみを行う．科学的には

3. ミッションの科学目的両衛星からのサンプリングが理想的だが，運用リソー
スの制限から着陸は 1 衛星に絞る．Phobos を着陸対以上の背景を踏まえた MMX の科学目的とそのミッ象としたのは，既存の撮像データが豊富であり着陸点

ション要求への落とし込み構成を表 2 に示す．目的は，選定の参照にできること，Phobos と Deimos が互いに

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火星到着

軌道修正
地球軌道

火星軌道

打上

火星出発

図1： MMXミッションプロファイル例．

図2： 探査機の多段構成検討例．

似た反射スペクトルを有し，同様の物質からなると考宇宙風化度の違いなのかは分かっていないが，両方のえられること，また Phobos が火星により近い軌道を領域から試料を得ることが当然望ましい．そのため持ち，衛星形成後に天体衝突によって火星から放出さ

MMX は 複 数 地 点 で 着 陸・ サ ン プ リ ン グ を 行 う．

れた物質を，より高い濃度でレゴリス中に含んでいる

Deimos の接近観測は，探査機が Phobos に向かう途上可能性が高いことが理由である．Phobos は衛星としか，離脱し地球に帰還する途上，あるいはこれらの双ては小型だが，惑星イトカワやリュウグウなどと比較方において実施する．

すれば極めて質量が大きく，着陸可能な重力を持つ．

探査機は加速に優れる化学推進とし，運用段階に応

そこでタッチアンドゴー方式ではなく，着陸したうえ

じて探査機の減量を行って燃料消費を抑えるために，

でサンプリングと付随するその場観測を行う．

往路モジュール，探査モジュール，復路モジュールかPhobos には反射スペクトルの赤化傾向が強い，いらなる多段構成を採る（図 2）．現時点の検討では打ちわゆる赤領域と，傾向が弱い青領域が存在しているこ

上げ時の総重量がおよそ 3,500 kg と見積もられ，我がとが知られている [19]．この違いは組成の違いなのか， 国の次期基幹ロケットとして開発の進んでいる H-III

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表3： 搭載科学観測機器一覧．

機器名称

主な機能

γ線中性子分光計
MEGANE1）
広角可視多色カメラ
OROCHI2）
近赤外分光イメージャ MacrOmega3）

表層元素組成決定

イオン質量分析計
MSA4）
望遠カメラ
TENGOO5）
レーザ測距計LIDAR6）
ダスト検出器CMDM7）

衛星起源関連全球スケールの組
成の把握（水和鉱物，Fe/Si，水分子放出率など）
衛星起源に多角的判別指標提供

可視多色マッピン
グ
近赤外高分解反射
スペクトルマッピング
希薄イオン化学種・エネルギー・フラックス測定
精細単色地形撮像 地質構造，基盤岩
物質露出面の把握
衛星形状決定ダストフラックス
計測主要な役割
試料回収関連火星圏進化
着陸点選定と特徴付け（安全性，採取
試料の産状，衛星 火星大気物質循
基盤岩由来物質と 環過程の解明
しての代表性の担保）ガストーラス，
火星大気散逸の制約
クレーター年代学，地質史推定ダストリングの検出，宇宙風化における微小隕石衝突の役
割の把握

名称解説 1）Mars moons Exploration with GAmma rays and NEutrons，日本語の眼鏡にちなむ，2）Optical RaidOmetercomposed of Chromatic Imagers，八岐の大蛇にちなむ，3）はやぶさ2小型着陸機MASCOT搭載のMicrOmegaにちなむ，
4）
Mass Spectrum Analyzer，5）TElescopic Nadir imager for GeOmrphOlogy， 天 狗 に ち な む，6）LIght Detection andRanging，7）Circum-Martian Dust Monitor.

を用いて打ち上げる．

ターや地滑り地形などの地質学的に新鮮なスポットを同定し，それらの分光データから基盤岩の鉱物組成を5. 搭載科学観測機器推定する．もし含水鉱物を大量に含むなら，始原的小惑星の捕獲起源が示唆される．なお，これまでの火星

表 3 に搭載予定の科学観測機器をリストする．これ探査機による観測では，吸収物質が不明な 0.65μm 帯らと採取試料の地上分析を組み合わせることで，前述

吸収（地上観測からの示唆）と含水鉱物が示す 2.8μmのミッション要求が満たされるよう構成されている．

帯吸収の分光データが得られていない状態にある [19]紙面の都合から各機器についての詳細な解説は省き，が，MMX はこの波長域を漏らさずにカバーする．

ここではこれらの相補的な役割について述べる．

質量分析装置 MSA は，火星衛星内部からの水蒸気-

遠隔観測の大きな目的の一つは，火星衛星の起源に脱ガスが存在した場合に形成が期待される，OH など

対して試料分析とは独立な制約を与えることである．

水関連イオンの作るガストーラス [20] の検出を試みる．

そのため遠隔観測ではまず Phobos 全球の物質組成にもし十分な密度の水関連イオンが見いだされれば，制約を与える．ガンマ線・中性子分光計 MEGANE（米

Phobos 内部に氷が現存することを示唆し，Phobos のNASA/APL 提供）は，表層数十 cm の Si, Fe, H, K 等

冷たい起源，すなわち捕獲説を後押しすることになる．

の元素濃度を Phobos 半球程度の空間解像度で求める．

MSA はまた，太陽風によって Phobos 表面から叩きだ

例えば Fe/Si 比が，コンドライト的な物質に近ければされる二次イオンの質量とフラックスの測定から，表捕獲起源，明らかに低い値であれば火星マントル成分

面元素組成の推定と，それによる衛星起源の制約も狙の顕著な寄与，すなわち巨大衝突起源が示唆される．

う．レーザ測距装置 LIDAR は，Phobos の形状を決定

近赤外撮像分光計 MacrOmega（仏 CNES/IAS 提供）とする．探査機軌道データと併せ，重力場の推定を並行

可 視 広 角 多 色 カ メ ラ OROCHI は，QSO 軌 道 か ら

して行うことで，衛星内部の質量分布に制約を与える．

Phobos 全球の分光マッピングを m オーダーの空間解

これも氷を含む核の存在可能性など，内部構造の観点像度で実施する．10 cm オーダーの空間解像度を持つから衛星の起源の考察に貢献する．

望遠カメラ TENGOO の撮像データから，若いクレー

こうした遠隔観測機器は，サンプリング地点の選定

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213

や，試料が衛星の基盤岩に由来すること，すなわち採れる 300 μm 以下の小さいダストは太陽光圧の影響で取試料の代表性の担保にも用いられる．特に OROCHI

火星に落下するか火星圏外へ飛ばされる [25]．したがと MacrOmega は着陸時に mm スケールの精細な空間って，表面レゴリス粒子の典型粒径は 300 μm-2 mm

解像度で分光撮像を行い，採取試料の産状を詳細把握程度と想定される．

する．

MMX は 10g 以上の試料回収を行う．これによってこれまでに述べた観測により取得されたデータは，10000 個オーダーの数の粒子の確保が期待できる．

クレーター年代学をはじめ火星衛星表面の変質過程のPhobos が捕獲起源であれば，Phobos 固有の物質は炭解 明 に も 用 い ら れ る． さ ら に 周 火 星 ダ ス ト モ ニ タ

素質コンドライトに類似していると考えられる．この（CMDM）は，火星衛星周辺のダストフラックスを測場合，個々の粒子は化学的に非平衡な鉱物の組み合わ

定し，衛星表面への微隕石や，その存在可能性が理論せからなると想定される．多数の粒子を得ることによ的に示されているダストリング [21] の存否確認と，存り，統計分析から Phobos 固有物質の組成的特徴を導在した場合にはダスト粒子の再衝突による衛星表面のくことができる．他方，Phobos が巨大衝突起源の場

変質過程に迫る．採取試料の衝撃変成等の分析結果と，合は，フォボス固有物質はガラス質や火成岩的な組織

こうしたデータから得られる知見は，圧倒的に大きなを持つと推測される．火星脱出速度に近い低速度での重力を有する（地球の）月や惑星重力に束縛されていな衝突の場合には，火星マントル由来成分と衝突体由来

い小惑星との表層進化過程の違い，あるいは共通性を成分の粒子スケールでの混合は不完全である可能性が浮き彫りにするであろう．

ある [8]．多数の粒子を得てその組成的多様性を把握

OROCHI と MacrOmega は， 探 査 機 が Phobos の 日することで，両者の端成分に近い物質を得るとともに，陰側に回り込んでいるタイミングの一部を用いて，全混合の程度を推定する．また Phobos のレゴリスには，球スケールの火星大気の連続分光撮像を行う．大気ダ衛星形成後の火星から衝突によって放出された火星由

ストと水蒸気・氷雲の運動を追跡することによって，来物質がおよそ 300ppm 含まれていると評価されてお大気循環をモニタし，火星表層の H2O リザバー間のり [26]，10 g 以上の試料獲得により，そうした粒子が物質交換過程を追う．MSA は，火星大気から流失す

数十粒ほど回収できると期待される．

るイオンフラックスについても種別に測定する．これ

サンプリング地点は，リモートセンシング機器によによって火星大気の散逸過程について知見を深める．

る 全 球 観 測 結 果 を も と に， 着 陸 の 安 全 性 の 確 保 とここまで述べた装置群に加えて，現在，分離カメラ，

Phobos 固有物質の獲得の観点から選定する．着陸のローバーの搭載可能性が検討されている．これらの機障害となる数十 cm 程度の岩塊や起伏は QSO 観測でも器は，Phobos 表面に設置して観測を行い，レゴリス

完璧に知ることは困難であるため，障害物を避けて軟層の力学的・物質科学的特性をその場調査し，母機着着陸する自動航法を検討中である．また着地時の探査

陸やサンプリングの安全性の確認や，他の機器やサン機の跳ね返りを防ぐよう，着陸脚には探査機の接地直プル分析から得られるデータの解釈に資する．

前の相対運動量を吸収する構造を付与する．
サンプリングはマニピュレーター（可動関節付きア

6. サンプリングとサンプル科学ーム）とコアラーを組み合わせた方式で行う．宇宙風化の進行がほぼ無視できる 2 cm 以上の深さまで表層

Phobos には比較的豊富な撮像データが存在するが，試料を採取する．サンプリング前に mm オーダーの空

最高でも m スケールの空間解像度であるため，レゴ

間解像度で分光撮像を行い，表層地質・物質分布，レ

リス粒子の粒径分布に関する直接的な観測データは存

ゴリスの堆積状態を確認したうえで，ピンポイント採在しない．熱慣性の観測データに熱伝導モデルを組み取を行う．補助装置として，OSIRIS-REx に搭載され合わせた検討によれば Phobos 表面レゴリスの代表粒ているものと同様のガス噴射・吸引を利用したサンプ

径は 1 mm 程度 [22]，これに粒子間力と重力のつり合

リングシステムの搭載（NASA 提供）が検討されていいから求まる粒径と空隙率の関係を加味した手法ではる．帰還カプセルは，はやぶさ・はやぶさ 2 計画で得2 mm 程度とされる [23,24]．また，Phobos から放出さた技術を応用し，採取試料の増量に対応した大型のも214

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018
P.H. Warren / Earth and Planetary Science Letters 311 (2011) 93‒100

2ureilites
CK
other diﬀerentiated
化学組成，鉱物組み合わせ，微視的な宇宙風化状態，
CV

4

1

r = 0.87

TagishLake

試料を増やすことで，多数の試料粒子の統計解析が可
2

能となる．
50
ε
Ti

CB*

CR

HEDs, MG
pallasites,
mesosiderites

CI

隕石種・天体間で同位体組成が異なることが知られ
1ている酸素，クロムに代表される元素の同位体測定か∆17O (‰)

CM
NWA011
種々の年代などの計測が想定される．MMX
では採取
3

-3

EH

体ないしは衝突天体がどのような隕石種に近いのか推
L
LL

-4

-1

定できる（図 3）．小惑星探査によって裏付けが進みつ
angrites
-0.8

-0.4

0.0

0.4

0.8

1.2

1.6

54
50
Fig. 1. Stable isotopes in planetary materials: ε
Cr vs. εTi. For carbonaceous chondrites
and ureilites, the plotted data consist of data pairs (whole-rock analyses) available from individual meteorites, except in the case of the CB carbonaceous chondrite group. Since no CB
54
50
54
Cr and εTi, the plotted “CB*” point is based on ε
Cr for a
has been analyzed for both εdiﬀerent CB ( Shukolyukov and Lugmair, 2006a ) from the two CBs that (averaged) provide
50
Ti datum ( Trinquier et al., 2009 ). The two ureilites that have been analyzed for both
the ε
50
54
Ti and εCr are ALH 77257 and NWA 2376 ( Leya et al., 2008; Trinquier et al., 2009; Uedaεet al., 2006; Yamakawa et al., 2010 ).

は衝突天体の起源領域を推定する．化学組成や組織からも，衛星の起源について相補的な検討が可能であり，例えば揮発性元素に欠乏し，組織が火砕生成物的であれば巨大衝突起源が示唆される．これらの情報からは，衝突時の加熱量や火星マントル物質と衝突天体物質のincludes the Earth, its Moon and Mars. In addition to the wide gap sepa-

rating the carbonaceous chondrites from the other materials, note that

混合の程度を推定し，モデリング研究と突き合わせる
the carbonaceous chondrites show a signiﬁcant trend, r =0.87 (or 0.82

including the relatively uncertain “CB*” point), and the slope of this
ことで巨大衝突の規模に迫る．火星マントル側の端成

trend is approximately orthogonal to the rough trend of the “other”

分の化学組成からは，衝突直前の原始火星マントルのﬁeld. The carbonaceous trend is also approximately orthogonal to a vec-

tor that would extend from the carbonaceous chondrite ﬁeld toward the

分化状態の推定を試みる．一方で分析から得られる捕other ﬁeld. Thus, no realistic extension of the carbonaceous chondrite

isotope-compositional distribution can be expected to incorporate the
獲天体ないしは衝突天体の水や有機物の化学・同位体
other materials.

組成からは，火星大気・表層物質との比較により，近4.2. Chromium and oxygen

縁天体の火星への揮発性物質供給源としての貢献度にFig. 2 shows ε54 Cr plotted vs. Δ17O (cf. Fig. 3 of Qin et al., 2010b ).
知見を得る．
Again, the carbonaceous chondrites plot in a distinct ﬁeld, well separated from the ﬁeld within which cluster almost all other plotted ma天体の起源と進化の理解に，絶対的な時間軸を導入
terial types, including ordinary (LL, L and H) chondrites, enstatite
できることは，試料分析の大きな利点の一つである．
chondrites (both EL and EH), R chondrites, and a wide range of diﬀerentiated materials that includes the Earth, its Moon and Mars. The
Phobos
試料に対して，
どのような年代測定が適用でき，
carbonaceouschondrites
show a clearly signi ﬁcant correlation,r = 0.92 (or 0.91 including the relatively uncertain “CB*” point). In
有効であるかは実際の試料の性質による．ここでは年
this case, the conﬁguration of the “other” ﬁeld suggests a trend thatroughly parallels the carbonaceous correlation. Admittedly, without
代計測の着眼点について説明する．もし試料が始原的
the single R chondrite point, and/or without the ureilites, this trend
な炭素質隕石に類するものならば，構成鉱物粒子の形
would disappear. Still, a vector between the center of the carbonaceous chondrite ﬁeld and the center of the other ﬁeld would again
成年代や水質変質・熱変質の年代から，前駆天体の形
be approximately orthogonal to the carbonaceous trend; and thus
no realistic extension of the carbonaceous chondrite distribution can
成と進化について明らかにし，物質科学的特徴づけと
be expected to incorporate the other materials.

併せて地球型惑星にもたらされた揮発性物質の起源と4.3. Chromium and nickel

進化の解明を目指す．他方，衝突起源と推定される場

Like oxygen, titanium and chromium, nickel shows considerable
合は，巨大衝突イベント発生の年代を求めることがまisotopic diversity among planetary materials. The overall pattern on

a plot of ε62 Ni vs. ε54Cr is a positive correlation ( Fig. 3; cf. analogous
ず重要である．これには火星のクレーター年代学に絶対的な時間の楔を打つ意義もある．

月

CI

E 地球

CR
NWA011CB*

炭素質隕石
非炭素質コンドライト
ユレイライト
分化天体

CM

ES バラサイト

0.0

CK

0.4

ε54Cr

CO

CV

0.8

1.2

1.6

54
Fig. 2. 太陽系天体と隕石の酸素同位体組成
Stable isotopes in planetary materials: ε
Cr vs. Δ17
O. Symbols as for Fig. 1, except
図3：（三酸素同位体プロッ
among ureilite data, smaller symbols represent diverse clasts from the Almahata Sitta polyトにおける地球質量分別線からの差を千分率で表す）とク
mict ureilite ( Qin et al., 2010b).54The threebulk
ureilitesthathave been analyzed for both5254
ロム同位体組成（ MET
Cr/78008,
Cr比の標準試料からの偏差を一万Cr andΔ17O are ALH 77257,
and Y-791538. For carbonaceous chondrites
εand ureilites,
the plottedの2次元プロット．天体・隕石間で座標が異な
data consist of data pairs (whole-rock analyses) available from in分率で表す）
dividual meteorites, except in the case of the CB group. Since no CB has been analyzed for
ることがわかる．炭素質小惑星の捕獲説に従えば，回収試5454Cr and Δ17O, the plotted “CB*” point is based on ε
Cr for a diﬀerent CB ( Shukolyukov
both ε料の同位体組成は炭素質隕石の領域に落ちると考えられる．
and Lugmair,
2006b) from the two CBs that (averaged) provide the Δ17O datum. “G95” is theunusualchondrite GRO 95551 (see text).
巨大衝突説に従えば，回収試料は火星とどこか別の座標を結んだ混合線を形成する可能性がある．図は[27]を改変．

diagrams, based on smaller data sets, in Bizzarro et al., 2007; Regelous
et al., 2008 ; however, as mentioned previously, the ε62Ni data of
Bizzarro et al. are not used in this work). All ﬁve of the diﬀerent
analyzed carbonaceous chondrite groups are at the neutron-rich (in計から，火星軌道での天体衝突フラックスの変遷に制
terms of ε62 Ni and ε54 Cr) end of the trend. The noncarbonaceous

約を与える．もしも捕獲起源であった場合には，火星
carb. chondritesに捕獲されるまでは，小天体の群れの中を移動するこ
1.6
noncarb. chondr.

CIureilitesとで高いフラックスの天体衝突を受けたことが期待さ
CR*

1.2

other diﬀerentiatedCM
れるため [28]，導かれた天体衝突フラックスの急減期CVに着目し，捕獲時期の制約を試みる．また太陽風や宇
CV
0.8
CO

宙線の照射，微隕石衝突による粒子表層の改質状態あ
54
ε
Cr

ε Cr

G95

ユレイライトまた小惑星サーベイにより判明しつつある各分類小惑54星群の軌道進化の制約 [26] を併用し，捕獲天体ないし

L

火星＋

-5
-1.6 -1.2 -0.8 -0.4

つある隕石種と小惑星のスペクトル分類の対応関係，
-2
-1.2

LL
H

R

-2

Moon
0
ら，Phobosの起源が捕獲か衝突かに加えて，前駆天
H

HEDs,
メソシデライトMG パラサイト

0

-1

Earth

Mars

アングライト, IIIAB
オーブライト石3carbonaceous

質隕

COnoncarb. chondr.
試料分析には，組織，形状・サイズ分布，同位体・chondrites

炭素5のを用いる．
carb. chondrites

95

0.4

るいは宇宙線照射年代の測定からは，フォボス表面の
Earth

EL
0.0
深さ方向の物質攪拌に制約が与えられる．
EH

angrites
IIIAB
火星表層から輸送された物質粒子が同定できた場合
L

-0.4

LL
は，その同位体・化学組成や鉱物組み合わせ，場合に-0.8
MG pallasites
よっては磁化情報なども調べたうえで結晶化年代・放ALH 77257

出年代の計測を試みる．ここから放出当時の火星表層
-1.2
-0.3
-0.2
-0.1
0.0
0.1
0.2
0.3
環境の推定を目指す．多数のしかも放出年代がランダ
62
εNi

ムな火星由来物質が得られれば，火星表層環境の変遷
62
54
Fig. 3. Stable isotopes in planetary materials: ε
Ni vs. ε
Cr. For carbonaceous chondritesの解明に大きく資することが期待される．
and ureilites, the plotted data consist of data pairs (whole-rock analyses) available from in-dividual meteorites, except in the case of the CR group. Since no CR has been analyzed for
62
54
62
Ni and εCr, the plotted “CR*” point is based on εNi for a diﬀerent CR ( Regelous
both ε54
et al., 2008) from the three CRs that (averaged) provide the εCr datum ( Qin et al., 2010a;
Trinquier et al., 2007; Yin et al., 2009 ). Although only one ureilite, ALH 77257, has been an62
54
62
Ni and εCr, three others ( Quitte et al., 2010 ) have ε
Ni of －0.60 toalyzed for both ε
0.07 (±0.48).

7. 終わりに

MMX は，大気と水を有するハビタブル惑星の形成

火星衛星は，火星とともに長期間の天体衝突にさらと進化の解明において重要な研究対象である火星と火されてきたはずである．試料粒子の衝撃変成年代の統星圏の成り立ちに，火星衛星という切り口から迫るミ太陽系ハビタブル惑星の成立を探る火星衛星探査計画MMX ／倉本 他

215

ッションである．近傍からのリモートセンシング観測[13] Dauphas, N. and Pourmand, A., 2011, Nature 473, 489.

と採取試料の地上詳細分析により火星衛星の構成物質[14] Kokubo, E. and Ida, S., 2002, Astrophys. J. 581, 666.

を明らかにし，火星衛星の起源論争に決着をつける．

[15] Debaille, V. et al., 2007, Nature 450, 525.

そして火星自体の周回探査や表面探査のみからでは辿[16] Kleine, T. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta 73,

ることの難しい，火星ひいては地球型惑星の形成最終5150.

段階における水や有機物をはじめとする物質獲得過程[17] Genda, H., 2016, Geochem. J. 50, 27.

について，同位体組成や種々の年代など詳細な物質科[18] 火星衛星探査ISAS 所内プリプロ準備チーム, 2015,

学的情報をもとに明らかにする．巨大衝突起源の場合

火星衛星探査計画ミッション要求書.

には，衝突直前の火星マントルの分化状態にも迫る．

[19] Fraeman, A. A. et al., 2014, Icarus 229, 196.

天体衝突や太陽風・宇宙線照射による衛星表層の長期[20] Baumgärtel, K. et al., 1998, Earth Planet. Space 50,

的な進化過程を解明するとともに，火星表層，衛星，453.

周火星空間からなる火星圏システムの構造と大気散逸[21] Krivov, A. V. et al. 2006, Planet. Space Sci. 54, 871.

や衝突放出を含む物質輸送過程，そして進化過程を明[22] Gundlach, B. and Blum, J., 2013, Icarus 223, 479.

らかにする．赤道軌道という特徴を生かし，水とダス[23] Kiuchi, M. and Nakamura, A. M., 2014, Icarus 239,

トのリザバー間交換過程の解明を目指した火星大気の連続観測も狙う．
MMX は小惑星サンプルリターン探査の優位性を活かして我が国が火星探査に再び挑む，嚆矢としての位置づけを持つ．現在，2024 年の打ち上げを目指して

291.
[24] 木内真人, 中村昭子, 2016, 火星衛星探査計画ミッション要求根拠補足文書E1.
[25] Ramsley, K. R. and Head III, J. W., 2013, Planet. Space
Sci. 87, 115.

2019 年度にプロジェクト化するべく，種々の検討と[26] DeMeo, F. E. and Carry, B., 2014, Nature 505, 629.

初期開発が進行している．この計画は科学的な間口が[27] Warren, P. H., 2011, Geochim. Cosmochim. Acta 75,

広く，多様な研究者の結集が可能であることから，分野横断的な連携研究の推進の場ともなっている．本稿
がその拡大と発展の一助になれば幸いである．

参考文献[1] 内閣府宇宙開発戦略本部, 2017, 宇宙基本計画工程表（平成29年度改訂）.
[2] Rivkin, A.S., 2002, Icarus 156, 64.
[3] Yamamoto, S. et al., 2018, Geophys. Res. Lett. 45,
1305.
[4] JPL Solar System Dynamics, https://ssd.jpl.nasa.gov/[5] Hunten, D. M., 1979, Icarus 37, 113.
[6] Sasaki, S., 1990, in Lunar and Planetary Science
Conference 21, 1069.
[7] Szeto, A. M. K., 1983, Icarus 55, 133.
[8] Rosenblatt, P. et al., 2016, Nature Geoscience 9, 581.
[9] Hyodo, R. et al., 2017, Astrophys. J. 845, 125.
[10] Pignatale, F. C. et al., 2018, Astrophys. J. 853, 118.
[11] Bibring, J. P. et al., 2006, Science 312, 400.
[12] Grotzinger, J. P., 2014, Science 343, 1242777.

6912.
[28] Schmedemann, N. et al., 2014, Planet. Space Sci. 102,152.