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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」

地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望逸見 良道 ，宮本 英昭 ，Reid Parsons
1

1,2

1

2018年6月29日受領，査読を経て2018年7月31日受理．

（要旨）火星の表面進化史の理解に重要となる地質区分のうち，アマゾニアンは約 30 億年前から現在までに相当する．しかし，現在の地質現象はアマゾニアンに分類されない地域でも活発に起こっている．現在の火星の活動度を理解するには，まずこうした個々の現象の詳細を理解することが重要である．そこで本稿では，
火星周回機によって近年観測された現在の表面変化を概観する．さらに現在の帯水層やメタンの放出に関与する可能性がある地形的特徴を検討し今後の火星探査ミッションの展望を概観する．

1. これまでの火星の地質学

ヘスペリアンでも引き続き火山活動と表層水の影響が大きく，大規模な溶岩平原，アウトフローチャネル，

バイキング計画以降の火星周回機が，火星表面全体

峡谷が形成した．北部低地の大部分と南部高地の一部について 1 画素あたり数十～数百 m のリモートセンシの火山地域と衝突盆地の底がヘスペリアンに対応する．

ングデータを得たことで，全球的な地質マッピングがこうした時代に対し，アマゾニアンでは火山活動は可能になった．火星表面はクレーター年代学と層序関火山地帯の局所的な地域に限られ，テクトニクスや天係に基づき地域ごとに表面更新の時系列が整理され，

体衝突の頻度，表層水の活動度は時間とともに著しく

古 い 順 に ノ ア キ ア ン（Noachian）， ヘ ス ペ リ ア ン

低下し，地形変化の規模は極めて小さくなったと考え（Hesperian），アマゾニアン（Amazonian）と分類されられた．

た（e.g. [1]）．特にクレーター年代学に関しては，各地

図 1 に米国地質調査所（USGS）が作成した最新の地質ユニットの表面に残された直径 16 km，5 km，2，

質図 [2] のうち，アマゾニアンとして分類された地域

1，0.5 km でのクレーター数密度の累積サイズ頻度分を示した．特に最も新しいアマゾニアン後期（約 3 億布とクレーター年代関数との比較 [2] から，ノアキア年前～現在）に分類される地域は，
南北極冠のみである．

ン－ヘスペリアン境界は約 37 億年前，ヘスペリアン

その一方で，高い時間分解能・空間分解能をもつ近－アマゾニアン境界は約 33 － 29 億年前に相当すると

年の火星周回機の観測データの増大に伴い，現在の火考えられている．

星表面で生じる多様な地質現象の詳細が明らかになり

ノアキアンでは，温暖湿潤な気候による表層水・地つつある．アマゾニアンは定義の上では現在を含む一下水と活発な火山活動・熱水活動の環境条件の下，天方で，現在の地質現象の観測地点を地図上にプロット

体衝突による巨大盆地，巨大火山帯であるターシス山

すると，アマゾニアンに分類された地域とは必ずしも群（Tharsis Montes）や オ リ ン ポ ス 山（Olympus

一致しない
（図 1）
．これは，数 km に満たない範囲でMons）一帯の大部分，バレーネットワークが生じた．

発生する地形変化が，地質区分に用いられる直径数

ノアキアンに形成した表面の大部分は現在の南部高地

km 以上のクレーター数に影響を与えないことに起因に残されている．

しており，これまで使用されてきた地質区分が「表面年代」ではなく，どちらかというと地殻あるいは上部

1. 東京大学総合研究博物館
2. 東京大学大学院工学系研究科
hemmi@seed.um.u-tokyo.ac.jp

地殻の形成年代に相当することを表している．
このような背景を考慮すると，現在の地質現象を理

地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望／逸見 他

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解するには従来の巨視的な表層進化史とは異なる時間
軸や空間スケールでの見方を必要とする．また，現在

2. 大規模な表面変化

でも活動度の高い領域は，将来の火星探査ミッションにおいても重要度の高い探査対象となる．
そこで本稿では，現在の火星表面の地質現象の詳細（地形的特徴，発生地域，生成プロセスなど）を概説し，アマゾニアン以前には無視できるほど小規模だった地質現象が現在の表面では地形変化の主因であることを明らかにする．
次に，近年観測された季節変動する大気メタンがど規模という点で現在の表面変化で突出するのは，アマゾニアン後期の地域に分類された，季節により変化
する南極冠表面と砂丘地帯である．

2.1

南極冠

火星の南極冠は下位から順に，H2O 氷とダストを主体とする層状堆積物（直径約 1000 km，厚さ数 km），のようなプロセスを経て発生しているのか，また帯水（その下は H2O 氷）
残留極冠（幅約 400
CO2 氷に覆われた層がどのような形で地下に現存しうるかというテーマ

km，厚さ 5-10 m）で構成される．さらに南極冠は毎に対して，特定の地形や現在の表面変化との関係性に

年冬に CO2 の霜でできた季節性極冠（最大直径約 5000

ついて筆者らが行った予備的研究の結果を踏まえながkm，厚さ数 m 以下）に覆われる [3]．

ら検討する．

季節性極冠は，CO2 の昇華によって，南半球の秋か

最後に，今後の火星探査計画ではどのような地質現ら春にかけて南極冠の表面に生じ，夏季になると後退象の観測が期待されるか概説する．なお，ダスト・デ（消失）する（消失しきらなかった部分が残留極冠となビルと呼ばれる塵旋風が通過した跡や，表面ダスト粒る）という現象を 1 火星年ごとに繰り返す．そのため，子が風で飛ばされて生じるウィンド・ストリークのよ

残留極冠や季節性極冠の表面では，不規則形状の地形

うな表面変化は，地下深部との相互作用や地形変化へ的変化が観察される．

の寄与が比較的乏しいため本稿では扱わない．

残留極冠に生じる虫食い状の凹地（その形態から「ス

1

図1： 現在生じている地質現象の観測された地点およびアマゾニアンに分類された地域と代表的な地名 ．背景画像は火星全球のマーズ・グローバル・サーベイヤーのレーザー高度計MOLAの標高図に基づく陰影起伏図．カラーの図は電子版を参照されたい．Courtesy USGS Astrogeology Science Center, http://astrogeology.usgs.gov
注1：筆者らは昨年度，大学院講義にてIAU Gazetteer of Planetary Nomenclatureに掲載されている火星の各地名に対応する日本語表記の一覧を独自に作成した．本稿の本文中・図中ではそれらを使用して記載している．なお，各地形（Feature Types）は元来の定義や代表的な産状を反映させるため，Chasmaは「大峡谷」，Mensaeは「台地群」，Mons（Montes）は「山（山群）」，Planitiaは「平原」，Planumは「高原」，Terraは「高地」，Vallesは「大峡谷」と訳した．固有名
詞については，欧米の出身者が大半を占める火星研究者コミュニティの間で最も頻繁に発話される発音に近い形でカタカナ表記した．

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地やカルデラの底といった地形的に周囲より低い地域に点在する傾向がある．地球上で見られる砂砂漠の見かけと類似した形状（バルハン，星型，長細いもの等を含む）を持つ．構成粒子は石英粒子でなく玄武岩質の母岩が風化した暗色の粒子と考えられている．
砂丘地帯は全体が移動しており，例えばニリ・パテ
ラ（Nili Patera; シルティス・メイジャー高原の火山カルデラ）の底に分布する砂丘一帯の移動速度から推測される砂のフラックスは，地球上の南極ビクトリア谷の砂丘地帯と同程度である [7]．これは大気圧がわず
か 4.0-8.7 hPa（地球大気の約 150 分の 1）とはいえ，大気と表面の相互作用が活発なことを示しており，ダス
ト・ストームやダスト・デビルといった全球的に生じるダスト粒子の頻繁な巻き上げ現象からも推察できる．
図2： 大規模に変化する表面を撮像したHiRISE画像．
（a）一部昇華した南極冠（0.94° W，85.84° S），（b）スパイ
ダー（127.42° E，87.01° S），（c）オリンピア砂丘（116.03°
E，79.94° N），（d）ダーク・デューン・スポット（179.32° E，71.97° S）．画像提供：NASA/JPL/University of Arizona．

ただし，火星表面でもダストの被覆量が多い地域と砂丘地帯は必ずしも一致しない．
北極冠を取り囲むように分布する砂丘地帯はオリン
ピア砂丘（Olympia Undae ; 図 2c）と呼ばれ，分光観測から石こう（gypsum）が検出された [9]．北極冠あるいは基盤岩から流れ出た硫酸を含む融水が表面水あるい

イス・チーズ」（Swiss cheese）とも表現される）が時は地下水としてこの地域に流入・沈殿し，西向き（時間とともに個々の窪地が広がり互いにつながってゆく計回り）の卓越風により風食し風下方向に向かって濃（図 2a）[4]．これは昇華に伴う体積の減少で説明される． 度が減少するように堆積したと考えられている．しか
季節性極冠の表面に生じる特徴として，樹枝状の亀裂からの暗い物質の放出現象である「スパイダー」（蜘

し，現在までこの一帯にだけ砂丘が留まり続けている
理由はわかっていない．

蛛状の形状から英語では spider あるいは araneiform

緯度 60 度以上の高緯度域の砂丘では，代表的な表と表現する）も知られる（図 2b）[5]．図 1 にスパイダー

面変化としてダーク・デューン・スポット（dark duneの最新の分布データを示した [6]．これは透明な氷のspot）が見られる（図 2d）．秋から冬にかけて砂丘全体層を透過した太陽光が地下の CO2 氷を昇華し圧力上昇（季節性極冠）に覆われ白くなるが，これがが CO2 の霜を経て上面を突破してジェットとして噴出する現象に春になり昇華すると幅数 m ～数十 m の暗い斑点模様

よって生じたと解釈される．いずれにしても，極冠はが砂丘の峰や谷に発生する．これは，先述のスパイダ

地形変化が数千 km の範囲で見られるものの，せいぜーと同様のプロセスで形成されたと考えられている．

い深さ数 m でドライアイスが太陽光輻射を受けて相砂丘の斜面では粒子流を引き起こし後述のデューン・変化することで生じている現象と考えられている．

ガリーに類似する地形を形成する [10]．

2.2

砂丘地帯

3. 斜面上での変化

火星には大小さまざまな規模の砂丘が存在するが，ここでは USGS の火星全球砂丘データベース [6] に基火星の表面には衝突クレーターや火山，丘，風成地

づき，個々の砂丘が集まり砂丘地帯となった面積 1形，谷などが存在し，それにともない大小さまざまな

2

km 以上の大規模な砂丘地帯（図 1）を紹介する．砂丘

斜面が無数に存在する．そうした斜面上では，火星周地帯の分布は，北極冠の周囲に発達するものが目立つ

回機が取得した高解像度画像から現在も新たに生じてが，高緯度域から赤道域においても，局所的に衝突盆いる表面変化が確認されている．ここでは特によく知地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望／逸見 他

155られたスロープ・ストリーク，RSL，ガリーの特徴を
詳説する．

3.1

スロープ・ストリーク

スロープ・ストリークあるいはダーク・スロープ・
ストリーク（（dark）slope streak）は，幅数十 m ～数百
m，長さ数百 m ～数十 km に及ぶ，周囲よりも暗い筋状の特徴である（図 3a）[11]．同様の形状で周囲より明るいものも一部存在し，ブライト・スロープ・ストリーク（bright slope streak）と区別することもある．バ
イキング探査機の観測によりその存在は知られていた
ものの，現在も発生していることはマーズ・グローバ
ル・サーベイヤー探査機の高解像度カメラ MOC による観測で判明した．
斜面上の微地形の影響を受けて屈曲・分岐・合流しながら，重力方向に流れ下る形状を持ち，発生地点は数 m 以内に収まるほど極端に小さい．発生以降は形状を変えないが，時間の経過とともに暗い色が薄まり

図3： 斜面上の変化を撮像したHiRISE画像．（a）スロープ・スト
リーク（17.96° E，5.8° S），（b）RSL（9.54° E，45.95° S），（c）ガリー（37.27° W，36.49° S），（d）デューン・ガリー（20.13° E，46.73° S）．画像提供：NASA/JPL/Universityof Arizona．

周囲の色に近づく．
形成プロセスとして現在有力視される乾燥粒子流モデル（dry granular flow）では，一定量以上に堆積したダストが表層数 m 以内の層理面で閾値を超えてダス

3.2

RSL

トなだれ（dust avalanche）として流れ去り，地下の新Recurring Slope Lineae（RSL）は，斜面上で季節ご

鮮な暗い面を露出するマス・ムーブメントと考えられとに変化する，線状に暗くなる特徴（幅数 m，長さ数た．

百 m 程度）である（図 3b）．最高解像度 25 cm/pixel の一方で，高々数度の傾斜角しかない斜面でも生じる

マ ー ズ・ リ コ ネ ッ サ ン ス・ オ ー ビ タ ー（MRO）のスロープ・ストリークを粒子流のみで説明するのは困HiRISE カメラで撮像された複数の高解像度写真を比難であるため [12]，液体の水が関与する可能性も排除

較することによって初めて発見された [16]．

できない．そこで提案された「湿った」流体モデルの春から夏にかけて長さが時間とともに斜面下方向にうち代表的なものでは，斜面表層下の塩化物（水和塩）

徐々に伸びるように成長し，秋から冬にかけては逆ににより大気中の水分が融解して塩水となり，斜面を不徐々に後退してゆく（先端側から消失する）というパタ安定化させて流動を引き起こすと解釈された [13]．

ーンを毎火星年に同一地点で繰り返す．スロープ・ス

類似の現象は地球の南極大陸で観測されている．ス

トリークと異なり，1 火星年の間に形状を変えるだけ

ロープ・ストリークの全球的な分布 [14]（図 1）についでなく，個々の線状の地形が分岐や合流を繰り返す特ては，ダストの被覆量が多いターシス（Tharsis）地域

徴が見られる．

やエリジウム（Elysium）地域，アレイビア高地（Arabia
Terra）に集中する一方で，こうした地域は水蒸気圧

2 火星年以上の複数回の観測によって，長さの漸増，同一地点での複数年の発生，冬季の消失という 3 つのの高い地域ともよく一致するため [15]，どちらの仮説

条 件 を 満 た す も の は， 特 に コ ン フ ァ ー ム ド RSL（あるいは両方の組み合わせによる可能性）もいまだに（confirmed RSL）として判別され，これまでに南部高有力である．

地の南緯 30-60 度の範囲，赤道域のマリネレス大峡谷（Valles Marineris）やアレイビア平原（Arabia Terra），
北部低地のアセデリア平原（Acidalia Planitia）に位置

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する，衝突クレーターの内壁や中央丘，および谷をなリーが増加する傾向にある [24]．

す側面の崖や底面の残丘において確認された [17]．図これまで南半球では南緯 30 度よりも高緯度域で小1 に示したのは，これまでに報告された（コンファー

規模な表面ラフネスが減少し，これは厚さ数メートルムド）RSL および RSL の条件を 1 つでも満たす類似のの水氷主体の堆積物で高緯度域が覆われることが原因

地形が発見された地点である．

と考えられてきたが [25]，これはガリーの数が南緯 30

高解像度の分光観測による RSL 発生箇所で水和塩

度から増加する傾向とも調和的である．

（特に過塩素酸塩・塩素酸塩・塩化物の水和物）が発見

地球のガリーと同様に火星表面でも液体の水が関与され [18]，凝固点効果により一時的に液体になった塩した土石流として，特に地下水（塩水を含む）の帯水層

水が斜面を流れ下ったと解釈された．

からの湧水，地軸傾斜角が大きい時期の雪解け水や地

さらに，火星大気圧下で水氷から融解した水を砂で下氷の融解が起源に挙げられたが，現在の気候条件でできた傾斜面に浸透させる室内実験では，沸騰した水

は液体の水が持続的に存在することは難しい．そこでが表面の砂粒子を吹き飛ばしながら前進する現象が確

風成堆積物の乾燥粒子流や液体の CO2 に駆動される流認された [19]．水和塩の潮解によって土壌の反射率のれ等の水の関与しない説も提唱されてきた．

低さを再現した実験結果 [20] とともに，液体の水の影
響が有力視されている．

高い時間・空間分解能のリモートセンシングデータが充実してきた昨今，ガリーのチャネル内に CO2 の霜

その一方，高解像度数値標高モデルの解析から RSLが発生する様子が観測された．熱力学に基づく数値計

末端部の勾配が乾燥した粒子流によってできた安息角算から冬季に大気中から凝縮される CO2 氷がレゴリスと調和的という研究が昨年発表された [21]．

の表面を覆うだけでなくレゴリス内の間隙を満たし，一部の地域の RSL については THEMIS 表面温度データの解析結果が水の関与が非常に小さいことを示し昇華する際に CO2 ガスと土壌が混合して土石流が生じるという説も提案された [26]．

ており [22]，完全に乾燥した環境での形成も排除しき

上記とは異なる特徴を持つガリーとして分類されたれない．また，発見地域の地質学的産状が大きく異なのが，砂丘の峰から風下斜面に分布するもので [27]，

るため RSL の生成プロセスが地域ごとに異なる可能

特にデューン・ガリー（dune gully）と呼ばれる（図 3d）．

性すらある．

デューン・ガリーは幅数 m 程度で小規模なアルコー

3.3

ガリー

ヴに対して，リムを持ったチャネルが数百 m ～数 kmと直線状あるいは屈曲を繰り返しながら延びる [28]．

ガリーは，幅数 m ～数百 m，長さ 100 m ～数 km，末端部では明瞭なエプロンを持たない代わりに，ガリ

深さ数十 m 未満の削剥された小規模な谷地形である

ー先端から数 m ほど離れた地点に数 m 大の複数の穴（図 3c）．ガリーは次の 3 つの要素で構成される [23]．

（ターミナルピット ; terminal pit と呼ばれる）を伴う（1）削剥の起点となった崖上部でシャープな輪郭を持ことが多い．

つ峰に挟まれた「アルコーヴ」（alcove），（2）削剥され通常のガリーと同様に土壌中の CO2 昇華により土石た物質を運搬する「チャネル」（channel），（3）崖下部流が生じると考えられた．低温低圧環境の下で砂で覆に運搬された物質が堆積し緩斜面になった「エプロン」

われた表面にドライアイスを放置する近年の実験では，（apron）．エプロンの形状からガリーの大半は単独のドライアイスが土壌内にもぐり込み，昇華に伴いリム

イベントではなく多数の堆積イベントによって現在みを持つチャネル状の構造ができるだけでなくターミナられる地形を形成したと考えられる．高解像度カメラ

ルピットに類似する穴を生じる現象が確認されている画像の比較から，特にエプロン部において明るい物質[29]．そのため，
ドライアイスの関与が有力視されるが，が現在も近年新たに堆積する様子が報告されている．

実スケールで砂丘内部で数百 m 大のガリーと数 m 大

図 1 に示すように，ガリーの多くは南北両半球の緯のターミナルピットが生じうるのか，詳細な形成過程

度 30-60 度の範囲に位置するクレーター内の壁面や中央丘に見られ，南半球の方が北半球に比べて発見数が多く，緯度が高くなるにつれて赤道向きに流下するガは今のところわかっていない．

地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望／逸見 他

図4： 衝突クレーター（拡大図）によって新たに生じたスロープ・
ストリークを撮像したHiRISE画像（14.77° E，11.81° N）．
画像提供：NASA/JPL/University of Arizona．

157

図5： エリジウム平原（Elysium Planitia）にてリッジに沿って新しく生じた暗い斑点（矢印の地点）．aとb（158.94° E，4.44°N），cとd（149.56° E，5.23° N）がそれぞれ同じ場所での形 成 前 後 のCTX画 像． 画 像 提 供：NASA/JPL-Caltech/
MSSS．

組の画像ペアの解析を行った．
72

北半球の低緯度領域（総面積 1.0 × 10 km ; 火星全体

4. 地下物質の放出の 7.06 % に相当）について調査し，計 477 個の新たに天体衝突は小規模ながら現在の火星表面で生じてお生じた暗い点を判別した．そこから推定した生成率はり，衝突によって生じるクレーターや放出物，衝突が1.3 × 10 /km /yr で，過去の推定値よりも 1 桁大きい

もたらす衝撃や熱に誘発する地質現象（例 : 衝突による値が得られた．

スロープ・ストリークの発生 ; 図 4）は現在の表面を変-52過去の推定よりも調査面積が 1 桁小さく，画像の撮像期間や対象地域の違いから先行研究と単純に比較す化させる [30]．
現在の衝突クレーターは直径数 m 程度であったとることは難しいが，過去の推定よりも多くの衝突が少しても放出物は直径数十～数百 m の範囲に広がるたなくともある領域では生じているという解釈が成り立め，MRO CTX カメラ画像（5～6 m/pixel）では大きさつデータが得られた．

数ピクセル以上の暗い斑点模様として観測できる．

その一方で，天体衝突とは全く異なり，こうした現2006 年から 2012 年までに同一地点を複数回観測した

象のいくつかは火星の地下の活動度に起因する可能性

CTX 画像を比較することで現在の衝突頻度が 1.65×も捨てきれない．具体的には，現在でも温度勾配が局-62

10 /km /yr と推定された [31]．これは理論計算に基
-8

-6

2

所的に高い領域が存在することで，地下の氷や揮発性づく衝突フラックスの値（10 － 10 /km /yr）[32] と調物質が短期間に表面に噴出し同様の陥没地形や放出物和的であった．

を形成するというものだ．言い換えれば低緯度域でもしかし，筆者らは衝突以外の現象（たとえば揮発性物質の放出）によっても表面に同様の暗い模様が生じスパイダーやダーク・デューン・スポットと同様の現象が起きうるともいえる．

うるという仮説を立て [33]，のべ 3 万人以上の市民と予察的な画像解析ではリッジのような構造地形に沿20 名以上のボランティア，4 名の研究者の協力のもと，って生じているものも見つかった（図 5）．引き続き対2017 年までに撮像された CTX 画像を使用し，計 3,549

象領域・観測期間を広げ，より正確な統計データを得158

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るとともに，高解像度画像を用いた詳細な解析により衝突クレーター以外の成因がありえないか，今後慎重に検討する必要がある．

5. 地下に帯水層は現存するか？
前節までで，現在の火星表面の地質現象が理解されつつあり，液体の水の関与の可能性は排除されていないことを示した．本節では過去の水（氷）の挙動がどうに考えられてきたのか，現在の地下や表面の地形とどう関連しうるのかを整理する．
現在火星表面に露出する水氷の大部分は極冠として存在する．Clifford は地殻表層が氷で飽和状態にあるのに対して，深部では氷が地熱によって溶融し帯水層として全球水循環に関わると提唱した [34]．地下水が赤道域に向かって流動し，赤道域では上昇して一部が表面に現れ気化して大気中へ移動し最終的には極冠と

図6： プ ロ ト ニ ル ス 台 地 群（Protonilus Mensae）に み ら れ る 典
型的なGLFのCTX画像（50.53° E，42.23° N）．画像提供：
NASA/JPL-Caltech/MSSS．

して固定されるという説である．
マーズ・エクスプレスの地中レーダー MARSIS（周るとも言われる [38]．こうした地域的な変動は火星レ

波 数 帯 は 1.3-2.3 MHz，2.5-3.5 MHz，3.5-4.5 MHz，

ゴリス，特に低い透気係数で断熱材の役割を果たす未

4.5-5.5 MHz の 4 バンド，自由空間での深さ方向の分固結のダスト堆積物で覆われた地域では，永久凍土が解能は約 150 m，地上でのフットプリントの大きさは溶融する深さを推定するのに重要といえよう．

アクロストラック方向に 10 － 20 km，アロングトラ

最近両半球の高緯度域（約 55 度付近）の露頭に，水ック方向に 5 － 10 km）は，2017 年まで地下深部に帯氷が大量に含まれる画像を HiRISE カメラが撮像した水層の反射面を検出できていなかった．

と報告された [39]．これは大量の氷が火星の地下に貯これは少なくとも地下 400 m の範囲には地下水面が留している可能性を示唆し，これが地下深部において存在しない可能性，あるいは存在する場合でも空間分溶融したり，地軸傾斜角が現在と異なる時期に溶融す

解能以下のサイズである可能性を示す一方，深さ約ることで地形変化を引き起こす可能性がある．

300m 以深でシグナルが減衰している可能性があり，中緯度域では，地下氷の厚い堆積物（厚さ～700m）

より深部での地下水面の存在は否定できないと考えらが薄いレゴリス層（厚さ 10m 未満）に覆われてできた，れてきた [35]．

過去の氷河流動の痕跡とされる地形が多数みられる．

そして，2018 年 7 月，MARSIS 観測データの解析に

Viscous Flow Feature（VFF），Lobate Debris Aprons

よって，南極冠（193° E，81° S）の層状堆積物（深さ 1.5（LDA），Lineated Valley Fill（LVF）などと分類されkm）の直下に周囲よりも極めて明るい反射面（幅 20たが，ここでは [40] にならい総称して GLF（Glacier-likekm）が存在し，液体の水と調和的である（比誘電率Forms）とする（図 6）．

>15）と初めて報告された [36]．今後別の地域についても同様の報告が続く可能性がある．

図 1 に GLF の分布 [40] を示すと，北半球ではデュテ
ロニルス台地群（Deuteronilus Mensae），プロトニル

数値モデルからは，火星の地殻熱流量に関して約

ス台地群（Protonilus Mensae），南半球ではヘラス平

2原（Hellas Planitia）の東側に集中して見られた．70 年

44 億年前の 60 － 70 mW/m から現在の 10 － 20 mW/
2m に減少したと考えられる [37]．しかしより最近の研代のバイキング探査機画像から LDA は水氷でできた

究では，地殻の厚さの変動とマントルの熱フラックスと考えられ，MRO のレーダーサウンダー SHARADの変動によって現在の熱フラックスには地域差が生じによる観測では，最大の LDA がほぼ純粋な氷ででき地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望／逸見 他

159ているとわかったが [41]，水の純度や厚さについては不明である．
現在の気候条件下で氷が不安定であるため，過去に地軸傾斜角の変化によって大量の氷が極域から中緯度域に再配置されたと考えられている．この氷堆積物表
面のクレーター数密度から，氷の再堆積が起こったのはアマゾニアンの後半ごろ（約 3 億年前）と考えられるが，この堆積物が周期的に生じた可能性もある．
降雪の量や時期に制約を与えるため，氷の蓄積と流れに関する数値シミュレーションが GLF に適用されたが [42]，統一的な結果は得られておらず，降雪量や岩屑物の変位量が地域的に変動するせいで，ごく限られた地域のみから地軸の変動史を制約するのは困難である．
以上のように，現在火星の地下に帯水層が存在する
か否かは多角的な面から検討され，最新の観測データ
やモデル計算から少なくとも地下水の存在を否定する
結果は出ていない．特に中緯度から高緯度域に見つかった地下氷が溶融することで生じた地形は，地下水の供給源と関連が深い可能性がある．

6. メタンの放出源はどこなのか？

図7： メラス大峡谷（Melas Chasma）の丘状の地形（69.41° W，11.52° S）のHiRISE画像と対応する数値地形モデルから抽出した2次元地形断面．頂上のくぼ地，直径約500―1000 m，
高さ約50―150 mという特徴は地球の泥火山と調和的である．画像提供：NASA/JPL/University of Arizona．

前節では地下の液体の水や氷の挙動が現在も表面地るだけでなく，メタンの貯留や分解についてまだ知ら

形の変化に影響を及ぼす可能性を述べた．本節では，れていないプロセスが存在する可能性がある．あるい

揮発性物質の放出などの形で現在の地形変化に寄与すは濃度が急上昇した期間に，メタンの噴出がキュリオる可能性がある揮発性物質の中でも特に重要視される

シティ探査車の近傍で連続して起こったことで噴出が大気メタンについて筆者らの予察的観察とともにこれ停止して拡散する前に検出できたのかもしれない．

までの研究を概説する．

全球的には Mumma らの 2003 年のメタン濃度の観

メタンは現在の火星大気中では比較的短命と考えら

測 [46] では，夏に最大 45 ppbv 程度のメタンの濃集域れていて，供給されることがなければせいぜい約 300が赤道付近で検出された．これはサバヤ高地（Terra年，場合によってはわずか 200 日間から数時間で分解

Sabaea），ニリ・フォッサ
（Nili Fossae），シルティス・されるといわれている [43]．

メイジャー高原（Syrtis Major Planum）の各地域にメ

これまで火星大気中のメタンの検出は複数の火星周タン源が存在する可能性を示唆している．しかし，こ回機・探査車の機器を用いた観測および地上観測にようした地上観測のデータに対しては地球大気のメタンり報告された．特にキュリオシティ探査車は試料分析の吸収が影響するとも反論されている [47]．

装置 SAM（Sample Analysis at Mars）を用いてメタメタンの発生プロセスとしては有機物の紫外線によンのその場観測を行い，2015 年の約 1 か月間に～7.2

る分解や岩石の熱水変成が考えられるが，生じたメタ

ppbv [44]（2014 年 3 月から 2017 年 5 月のバックグラウ

ンはクラスレート（メタンハイドレート）
として地下のンドレベルが平均して 0.41 ppbv [45]）という，短期間

永久凍土層に貯留し，ここから現在もメタンが表面へのメタン濃度の急上昇が観測された．

と漏れ出ている可能性がある．しかし，メタンが火星

これは単にメタンの大気中への急速な放出を示唆す

地殻中のメタン生成菌によって生じた可能性も排除で

160

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

きない．
メタン放出に伴う地形的特徴の探索も続いているが，今のところ決定的なものはなく，いくつかメタンガスの抜け穴（地球上では macroseepage や microseepageと呼ばれる）に類似する特徴が報告されている [43]．
また地球上のメタンガスの放出源として知られる泥火山（地下深部の細粒物質・液体の水・ガスの混合流
体が過剰圧力を受けて噴出し堆積してできる山体）に類似する直径数十 m ～数 km の山体が火星の各地で多数報告されてきた [48]．
もしこうした地形からメタン放出に伴い形成されたとすると，その地下に貯留したメタンが今も地下から
地上の噴出口へ直結する経路を通して放出を続けている可能性すらあるため [49]，地下深部の物質のサンプ
リングの容易さも考慮すると，将来の重要な探査対象になる．
実際，筆者らは将来の探査候補地点として，マリネ
レ ス 大 峡 谷（Valles Marineris）内 側 の メ ラ ス 大 峡 谷

図8： エリジウム平原（Elysium Planitia）の斜面に近年生じた暗い表面（矢印の地点）のCTX画像（163.17° E，14.85° N）．左が変化前，右が変化後．画像提供：NASA/JPL-Caltech/
MSSS．

（Melas Chasma）東部を提案してきた [33]．メラス大
峡谷では，RSL，泥火山状の丘（図 7），地すべり堆積物，

火星周回機トレース・ガス・オービター（TGO）は，

水和した硫酸塩鉱物が全て観測できるため，各地形が軌道の調整期間を経て 2018 年 5 月から本格的に観測を相互にどのように関係するのかについて，より詳細な開始した．TGO によってメタン放出イベントの時間・調査を現在進めている．

場所・濃度を高い分解能で観測できる．これにより火星表面のメタン放出の発生源や発生プロセスをより制

7. 火星探査の展望とまとめ約できると期待される．
また，2018 年 5 月に打ち上げられた火星着陸機イン

ここまでで列挙した現在の表面変化が地下物質の相サ イ ト は 2018 年 11 月 末 に エ リ ジ ウ ム 平 原（Elysium

変化や移動を反映している可能性を示唆している．現

Planitia）に着陸し（図 1），内部構造や地殻熱流量，火在活動中の火星探査機と将来の火星探査機は，こうし震を計測する予定である．筆者らの予備的な観測では，た地質現象に対して，高い分解能（時間・空間・波長）

エリジウム平原に存在する斜面上にて，近年アルベドで周回軌道上から観測したり，対象地形に接近しそのが極端に低くなる現象が CTX 画像の比較により確認

場観測を行う絶好の機会を迎える．

された
（図 8）
．

2012 年 8 月にゲール・クレーター（Gale crater）に着こうした特徴は一般的には砂丘を構成する暗い粒子

陸したキュリオシティは，現在クレーター中央丘の斜の堆積として認識されてきた．しかし，なぜ周辺域一面を登りながら南下しているが，その予定進路には帯にではなく斜面上にのみ集中するのか説明がつかな

HiRISE 画像の観測から RSL が報告されている [50]．

い．近傍には過去のスコリア丘あるいはルートレス・

これまで探査車や着陸機による RSL のその場観測のコーン（溶岩流と水の接触による爆発で生じる小丘）と例はないため，RSL に接近し高解像度の画像やレーザ

類似する地形も観察できたため，局所的な温度勾配にー光を照射する化学分析カメラなどでの観測により液よる液体の水の滲出と解釈することも可能である．イ

体の水の関与について制約を与えるような結果が期待

ンサイトによってこうした地質活動が観測されることされる．

が期待される．

2016 年 10 月に火星に到着したエクソマーズ計画のまた，筆者らはアレイビア平原でも同様の現象を確地形変化から見る現在の火星の地質現象と将来の火星探査の展望／逸見 他

認しているため，このような地形変化が全球規模でどのような地域に分布するのか，また他の地形変化とど

https://astrogeology.usgs.gov/geology/mars-dunes/themars-global-digital-dune-database

う関連するのか，あるいは単なる表面ラフネスの変化[8] Bridges, N. T. et al., 2012, Nature 485, 339.

で説明可能かを今後の研究課題として検討している．

[9] Langevin, Y. et al., 2005, Science 307, 1584.

最後に，現在の地質現象の発生地点を特定するには，

161[10] Hansen, C. J. et al., 2011, Science 331, 575.

周回機によって 2 回以上（可能であれば複数年にわた[11] Sullivan, R. et al., 2001, J. Geophys. Res. 106, 23607.

り複数の季節で）同じ地点を観測するデータが必要で[12] Miyamoto, H. et al., 2004, J. Geophys. Res. 109,

ある．加えて数十 m スケールの地形解析においては高い空間解像度をもつ画像や高解像度ステレオペア画像に基づく超高解像度（1 画素あたり最高で 1 m）の数
値標高モデルが必要である [51]．

E06008.
[13] Kreslavsky, M. A. and Head, J. W., 2009, Icarus 201,517.
[14] Schorghofer, N., 2007, Icarus 191, 132.

そのうえ，こうした地形変化の判別には，画像解析・[15] Bhardwaj, A. et al., 2017, Sci. Rep. 7, 7074.

惑星地質学・野外調査のエキスパートによる肉眼での[16] McEwen, A. S. et al., 2011, Science 333, 740.

徹底的な観察が欠かせない [52]．実際，RSL が報告さ[17] Stillman, D. E. et al., 2017, Icarus 285, 195.

れたのは HiRISE カメラの観測が開始されてから約 5[18] Ojha, L. et al., 2015, Nat. Geosci. 8, 829.

年が経過した時期であった．

[19] Massé, M. et al., 2016, Nat. Geosci. 9, 425.

今後こうした研究を続けていくことで，火星表面お[20] Heinz, J. et al., 2016, Geophys. Res. Lett. 43, 4880.

よび地下環境についてより正確な地形変化の記載が可[21] Dundas, C. M. et al. 2017, Nat. Geosci. 10, 903.

能になり，表面と大気および地下物質の相互作用や流[22] Edwards, C. S. and Piqueux, S., 2016, Geophys. Res.

動に関する理論モデルが進展し，Mars 2020 をはじめとする将来の着陸探査計画に対して有望な着陸候補地が提案されると期待できそうだ．

Lett. 43, 8912.
[23] Malin, M. C. and Edgett, K. S., 2000, Science 288,
2330.
[24] Harrison, T. N. et al., 2015, Icarus 252, 236.

謝 辞[25] Kreslavsky, M. A. and Head, J. W., 2000, J. Geophys.
Res. 105, 26695.

ゲストエディターの玄田英典博士からは，本稿を執[26] Piloget, C. and Forget, F., 2016, Nat. Geosci. 9, 65.

筆する機会と原稿への助言・コメントを頂きました．

[27] Mangold, N. et al., 2003, J. Geophys. Res. 108, 5027.

査読者の小川佳子博士からは，有益なコメントを頂き[28] Miyamoto, H. et al., 2004, Geophys. Res. Lett. 31,

ました．本稿の改訂を助けて頂いたことを深く感謝い

L13701.

たします．本研究は科研費 16K13890，17H02953 と株[29] McKeown, L. E. et al., 2017, Sci. Rep. 7, 14181.

式会社東京ドーム／宇宙ミュージアム TeNQ の支援[30] Malin, C. M. et al., 2006, Science 314, 1573.

を得ています．

[31] Daubar, I. J. et al., 2013, Icarus 225, 506.
[32] JeongAhn, Y. and Malhotra, R., 2015, Icarus 262, 140.

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