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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４～電波・プラズマ波動観測器RPWIの飛翔へ～
笠羽 康正 ，三澤 浩昭 ，土屋 史紀 ，笠原 禎也 ，井町 智彦 ，
5
1
1
6
3
木村 智樹 ，加藤 雄人 ，熊本 篤志 ，小嶋 浩嗣 ，八木谷 聡 ，
3
7
8
9
10
尾崎 光紀 ，石坂 圭吾 ，垰 千尋 ，三好 由純 ，阿部 琢美 ,11
12
12
Baptiste Cecconi , 諸岡 倫子 ，Jan-Erik Wahlund ，JUICE-RPWI日本チーム
1

2

2

3

4

（要旨）欧州宇宙機関（ESA）木星探査機 JUICE に搭載される電波・プラズマ波動観測器 RPWI
（Radio Plasma
Wave Instruments）は，欧州チームにとり米土星探査機カッシーニ搭載の RPWS，日本チームにとり月探査機かぐや・ジオスペース探査衛星 ERG・日欧水星探査機 BepiColombo 搭載の電波・プラズマ波動・レーダ
ー観測器群からの発展展開となる．木星・衛星周回軌道への初投入となる低温電子・イオンおよび DC 電場
観測機能，電磁場三成分のプラズマ波動観測機能，電波の方向探知・偏波観測機能，および高度オンボード処理によるパッシブ表層・地下探査レーダー機能や波動 - 粒子相互作用検出機能により，木星磁気圏の構造・ダイナミクスおよびガリレオ衛星群との相互作用，氷衛星の大気・電離圏および氷地殻・地下海へのアクセスを狙う．2016 年 7 月に仙台で行われた「RPWI チーム会合」での最新状況を踏まえ，1970 年代に遡る本チームの経緯・目標・展望を述べる．

1. 木星システム電磁圏 〜最強かつ複雑な巨大惑星-衛星結合系への挑戦〜
木星は，全惑星の 7 割に達する質量・角運動量を持ち，

氷衛星（エウロパ・ガニメデ・カリスト）
・火山衛星（イオ）として特異である．イオ火山ガスは電離して木星磁場に錘として付加され，これが木星自転から巨大な電磁エネルギーを引き出す導火線ともなる．こうした太陽系惑星システムを代表する．こうした巨大ガス惑惑星 - 衛星間相互作用は，恒星近傍を周回する系外惑星は宇宙に溢れており，その理解は「宇宙に遍在する星群の理解の母体ともなる．

惑星」の理解へ直結する．木星が伴うガリレオ衛星群

地球の約 2 万倍に達する磁気双極子モーメントを擁は「大きな天体を巡る小さな天体群」として発見者ガする高速回転天体（自転周期：約 10 時間）
が火山衛星・

リレオに地動説への確信をもたらしたものだが，巨大氷衛星群を振り回すこのシステムは，外惑星へのアク

惑星からの潮汐による継続的なエネルギー投入を伴うセス能力を持つ唯一の国アメリカによって挑戦を受け

1. 東北大学 理学研究科 地球物理学専攻
2. 東北大学 惑星大気・プラズマ研究センター
3. 金沢大学 自然科学研究科 電子情報科学専攻
4. 金沢大学 総合メディア基盤センター
5. 理化学研究所 仁科加速器研究センター
6. 京都大学 生存圏研究所
7. 富山県立大学 工学部 情報システム工学科
8. 情報通信研究機構 電磁波研究所
9. 名古屋大学 宇宙地球環境研究所
10. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
11. LESIA, Observatoire de Paris, France
12. IRF-Uppsala, Sweden
kasaba@pat.gp.tohoku.ac.jp

た，パイオニア・ボイジャー・ユリシーズ・カッシー
ニ・ニューホライズン等によるフライバイ接触，また1995-2003 年にはガリレオ探査機の周回探査による挑戦を受けてきた．ガリレオ探査機はアンテナ・レコー
ダ故障から通信量が限定された（160 bps．予定の 3 桁減）が，氷衛星フライバイ時の磁場擾乱から，地下の導電層，おそらくは「塩水の地下海」を示唆するなど
新たな問題を示した．
日 本 で は， 東 北 大 等 に よ る 木 星 電 波 観 測（〜 20みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

97

MHz 帯）が 1970 年代に開始．惑星到達能力を持つ前示唆される [7]．高速自転，強力な固有磁場，大量のから木星探査は嘱望された．この野心が火星探査機の水 / 氷噴出で供給される低温衛星・磁気圏プラズマ，ぞみ，月探査機かぐや , 金星探査機あかつきに至る「日太陽系外縁の弱い太陽風等の諸要素に支配される土星

本の惑星への道」の源流だが，木星への挑戦は小型科

での新発見現象・過程の多数が，木星システムでも期学衛星シリーズ初号機「ひさき」の打ち上げ（2013）に待されうる（例えば [8]）．

よって一部実現を見た．我々も中核メンバーを形成す

RPWS 欧州側チームを構成する 2 つの主要機関，パるこの極端紫外線・紫外線宇宙望遠鏡は，小規模な地

リ天文台（フランス）と IRF ウプサラ
（スウェーデン）は，

球周回軌道からの遠望とはいえイオ噴出ガス（イオト

我々の PI-ship 下で開発を進めてきた日欧水星探査計ーラス）・オーロラ全輝度の初の継続観測を実現．ハ

画 BepiColombo・MMO（2018 年打上予定）に搭載されッブル宇宙望遠鏡や JAXA すざくなど X 線望遠鏡群

る PWI（Plasma Wave Investigation）[9] の主要メンバとの国際キャンペーンにも成功し，ガリレオ衛星群かーでもあり，またこの成立前から頻繁な往来がある．

らの物質放出と木星電磁圏からのエネルギー放出の時

長年の木星・太陽電波観測におけるパリ天文台との同空間変動とその間の因果関係研究に新境地を開きつつ

志関係，2000 年の BepiColombo 計画正式スタートかある（例えば [1]）．2016 年 7 月には NASA 探査機ジュら綿々と続く，我々のパリ・ウプサラ長期滞在，欧州

ノーが木星に到達し，人類は 13 年ぶりに木星周回機の面々の京都・相模原長期滞在，諸岡・Wahlund（IRFを得た．この探査機は初めて極周回軌道に入り，雲層ウプサラ）の仙台長期滞在，カッシーニ等を舞台とし下に至る対流圏深部の大気組成や極域 - 磁気圏結合のた探査機データ解析の共同研究や数々の国際会議，こ解明に挑戦する．日本側チームも，ひさき望遠鏡およれらに伴う無数の昼食・夕食・漫談，月探査機かぐやび光赤外・電波地上望遠鏡による継続観測によってジ搭載の LRS（月レーダーサウンダー）[10] の成果，打ちュノーを支える国際連携チームを形成しており，これ上げ迫るジオスペース探査衛星 ERG 搭載 PWE（プラに要するデータアーカイブ構築の渦中にある（例えば

ズマ波動観測器）からの展開・・・・互いのモチベー

東北大 - パリ天文台「SAKURA 計画」[2]）．

ションと能力を持ち寄り噛み合わせ，ESA 探査機に隣の巨大惑星・土星には，米探査機カッシーニが2004 年の「南半球の夏」に到着．ほぼ完璧に機能し，2017 年 9 月の土星突入 "Grand Finale" に向け，最後の「北半球の夏」を熱く過ごしている．欧州研究者は長年米探査機群観測装置チームに参画し，カッシーニでも RPWS（Radio Plasma Wave Science）[3] の中核をな乗り込むいや同乗させて頂くこの「欧日横断物語」は生まれ出た．

2. RPWIの目標: “If it is electrified& wiggles – It is ours !”す．土星は木星と地球の中間の磁気双極子モーメント

木星磁気圏・衛星電離圏には，様々な時間・空間ス（地球の約 600 倍）を持ち，双方の中間的な性格をもつ．

ケールを持つ電磁界が存在する．数 100 Hz 以下の遅RPWS センサー群の 1 つ「3 軸モノポールアンテナ」は， い変動は電場によるプラズマ大規模輸送・加速を引き
南北電波源の偏波による分離能力によって「南北半球

起こし，kHz 以上の速い変動はプラズマ密度・組成・で異なる磁気圏自転周期」の発見など土星系の電磁天エネルギー分布情報，および無衝突プラズマの最重要体としての性格に新知見をもたらした（例えば [4]）．

エネルギー過程「波動 - 粒子相互作用」による粒子加また氷衛星の 1 つ，エンセラダスはその地下海から大速・加熱を特徴づける．In-situ 観測される低周波「プ量 の 水 を 周 辺 空 間 へ 噴 き 出 し て い る（プ ル ー ム）．

ラズマ波動」は，粒子・磁場観測とともに活動域の現

RPWS センサー群の 1 つ Langmuir Probe はこのプル

場情報を我々にもたらす．Remote 観測される高周波ーム中ダストの研究で傑出した成果をあげた（例えば「電波」はこの現場群から飛来し，赤外線・可視・紫[5]）．折しもエウロパでも，地下からの水噴出の兆候

外線・X 線観測とともに「高エネルギー粒子加速・加がハッブル宇宙望遠鏡による表層紫外線発光観測に伴熱域」の時間・空間変動および全活動量の情報をもたって確認され [6]，ガニメデでも同様の観測で得られらす．電波はまた伝搬・反射経路の情報を含み，衛星

た紫外線発光分布変動から「塩水の地下海」の存在が電離圏の密度情報や氷衛星の表層・地下構造情報をも98

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

たらす．

Remote 観測能力を持つ．近年のデジタル部の大規模

木 星 周 回 し た 先 行 機 器， ガ リ レ オ 探 査 機 PWI化・高速化の恩恵による高度オンボードデータ処理機（Plasma Wave Instrument）[11] と ジ ュ ノ ー 探 査 機

能も盛り込まれ，木星 - 火山・氷衛星結合システムのWaves は 以 下 の 制 約 を 抱 え る．（A）Langmuir

電磁構造・変動とそのプロセス解明における基盤機器

Probe：搭載せず．火山・氷衛星に由来する低温プラの１つとして，JUICE 計画において磁場・粒子（in-ズマ（〜数 eV）へのアクセス能力がない．（B）電場計

situ）や 紫 外・ 可 視・ 赤 外・ 高 速 中 性 粒 子（remote

測：１軸観測（Tip-to-Tip 長：ガリレオ 6.6 m，ジュノ

sensing）とともに，「木星およびガリレオ衛星環境観

ー 4 m）に留まり，方向探知・偏波観測能力が欠如．米・測」に枢要な位置を占める．DC から 45 MHz に至る全

ユリシーズ（とカッシーニ：flyby 距離は 137 木星半径

電 磁 擾 乱 が 我 々 の 世 界 で あ る．PI の Jan-Erik[RJ]）は，三軸電場観測機能を有したが，フライバイ観

Wahlund 曰 く，"If it is electrified & wiggles – It is

測であったため期間・位置（緯度・経度）が限られる．

ours !"

また DC 電場観測機能がなく（下限周波数：ガリレオ

RPWI は，日本チームにとり以下 2 つの合流点に位

5.6 Hz，ジュノー 50 Hz），プラズマ輸送・加速の探置する．
（1）外惑星研究：稼働中の紫外線・極端紫外知が困難である．

線望遠鏡衛星ひさきによる木星系長期継続観測，日本

土 星 探 査 機 カ ッ シ ー ニ 搭 載 の RPWS [3] で は側も解析参加するカッシーニ
（土星）
・ジュノー
（木星）
，

「Langmuir Probe」「3 軸電場モノポールアンテナ（10

そして長期蓄積で両者を支援する地上観測（東北大ハm 長）」で取り除かれ，１章に掲げた「南北非対称性」

レアカラ 40 cm/60 cm 望遠鏡・飯館 IPRT-31 m 電波や「衛星エンセラダス噴出プラズマ」などの発見を生望遠鏡 [12] や建設途上にあるハレアカラ惑星・系外惑

んだ．RPWI の基本構想はこの機器を基礎とし，ジュ星専用望遠鏡 2 m および東大アタカマ望遠鏡 TAO 6

ノー探査機がカバーしない木星の中低緯度磁気圏およm などによる継続モニターや．公開利用の Subaru 8

び 氷 衛 星 フ ラ イ バ イ・ 周 回 観 測 に 要 す る In-situ・m・IRTF 3 m・インド GMRT 電波干渉計など大中望

図1： JUICE RPWI高周波受信機(HF)の計測範囲に入る木星電波源群（[22] Fig.2を改定）．

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

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遠鏡によるキャンペーン観測）．（2）地球・月・水星研線沿いに内部磁気圏へ戻る例が知られる [14]．干渉計

究：稼働中の Geotail 衛星，2016 年度打ち上げ予定の電波観測では，さらに内側に位置する放射線帯にも太ERG 衛星など地球磁気圏探査，かぐや探査機による

陽紫外線応答を示し，同様の結合が示唆される [15，月環境・地下電波サウンダー探査，これらの成果を展

16]．RPWI 電場・電波観測は，より外側の磁気圏に開する BepiColombo 水星探査．平行して行いつつあ加わる In-situ 情報を捉え，軌道望遠鏡・地上観測とる系外惑星システム観測やこれらを横断・包含する数も結合させ「自転駆動型磁気圏」のレスポンス機構と値モデル研究も含め，これらが我々および次世代研究

その経路情報も提供しうる．

者の問題意識を JUICE 探査に向け深化させていく．

2.1 木星電離圏-磁気圏システム ～高速回転
天体による巨大磁気圏の駆動～

2.2 木星磁気圏のエネルギー開放 ～巨大磁気圏による粒子加速・加熱の解明～
木星周辺空間は数十 MeV に達する高エネルギー粒

木星は，中性大気と力学結合する「電離圏」が沿磁子に溢れ，一部は惑星間空間へ放出され地球近傍にも力線電流を介して「磁気圏」につながる結合系を介し，届く．RPWI は，DC 域に始まる広帯域プラズマ波動

惑星本体の自転エネルギーを運び出すことで磁気圏のの電場・磁場 3 軸成分全域で，磁気圏赤道域〜中緯度

巨大な活動エネルギーを賄う．RPWI は，3 軸 DC 電

域（Inclination：最大約 25 度）の広大な領域を初カバー

場情報を木星衛星圏・磁気圏（高密度域）で初観測し，する．
「磁気リコネクション」「プラズマインジェクシ

この機構を支えるプラズマ運動・輸送の情報をもたらョン」「交換型不安定性」
・・・といった内部 - 外部磁

す．またポインティングフラックスの観測から，木星

気圏間を跨ぐ大規模変動は地球でもホットな研究対象- 磁気圏結合を支える磁力線上エネルギー交換の方向・だが，ひさき衛星観測で「極域オーロラ発光（遠方磁量の評価につなげる．

気圏活動を反映）」と「イオトーラス発光（内部磁気圏

木星電波源の位置を図 1 に示す．電磁結合を担う沿加熱を反映）」の相関およびその時間差として一端を磁力線電流は，磁気圏の高エネルギー粒子によって賄垣間見せた [17]．RPWI は PEP
（粒子）
・JMAG
（磁場）

われる．これらは木星極域大気へ衝突して電波〜 X 線

と共に，2.1 項で述べたオーロラ遠隔観測がもたらすに広がる「オーロラ」を生む（衛星でも同様の発光が見全体情報と併せて，プラズマ輸送と粒子加速・加熱のられる）．電波域では数 10 kHz ～40 MHz にわたる非結合を観測の俎上にのせる．

熱的放射を生むが，この励起周波数は磁場強度・プラ

ERG 衛星では，こうした「プラズマ波動電場成分にズマ密度すなわち「電波源の高度」を示し，またそのよ る 粒 子 加 速・ 加 熱 」を 検 証 す る「Software-type

空間分布・強度は「沿磁力線電流の分布・強さ」を示す．

Wave-Particle Interaction Analyzer：S-WPIA」[18] を

また 2.2 項で述べる内部 - 外部磁気圏結合に伴い，内搭載しその定量解明を目指している．惑星探査機はよ部磁気圏へ進入する高エネルギー粒子がイオトーラス

り通信量の制約がきつく，JUICE でも同様のオンボへ衝突して別の電波放射も放つ．JUICE の観測は赤ード相関を取ることができれば強力な手段となる．幸道面近傍から行われるため，南北両極・赤道域に広がい，ERG で目指した電子波（kHz 帯）よりも容易なイるこれら電波活動を概ね連続モニタ可能である．3 軸

オ ン 波（Hz 帯 ）に よ る プ ラ ズ マ 加 熱 に 的 を 絞 っ た性を生かす方向探知能力・偏波解析能力で電波源位置「RPWI 版 S-WPIA」の実装は RPWI 以外を含む全関係を求め，紫外・赤外リモート観測と共に活動域のの空者によって合意された．ガリレオ衛星周囲ではイオン間構造・変動を長期トレースし，磁気圏 - 電離圏結合

サイクロトロン波が観測され，衛星大気からピックア系とそれが駆動する巨大磁気圏ダイナミクスの探索をップされたイオンの加熱およびトーラスの形成に重要行う．

な役割を果たしていると考えられる．PEP（粒子）・

近年のひさき衛星や地上光学観測は，「硬い」と思

JMAG（磁場）との連携・試験を要するためハードルはわれた内部磁気圏域への太陽風影響の浸透を示唆して高いが，ERG 衛星に引き続き，さらに太陽系最大のいる [13]．地球の場合，極域電離圏へ投影された太陽惑星加速器を対象にそのメカニズム調査を展開する．

風電場情報が中低緯度にダクト伝搬し，そこから磁力100

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

2.3 木星-ガリレオ衛星結合システム～ 電磁結合バイナリ ～地下 Remote 観測も行う．
⒜ 氷 衛 星 起 源 低 温 プ ラ ズ マ の 掌 握：Langmuir
Probe・プラズマ波動観測は，衛星電離圏から磁気圏

木星システムの特徴は，「木星 - 衛星間の電磁結合」

へと広がる低温（数 eV）電子の密度・温度および低温である．最も顕著な影響を及ぼすのがイオが噴出する

イオンの密度・温度を掌握し，各衛星の大気放出（噴大量の火山ガスで，プラズマトーラスを形成して共回出・脱ガス活動等）
・流出（磁気圏プラズマ流・電流と転系に錘として加わる．ひさき観測はこのイオ起源重の相互作用等）とその変動を捉える．また衛星近傍で

イオンプラズマが惑星電離圏−磁気圏結合の駆動源との木星電波掩蔽を利用し，伝搬経路上に位置する電離なることを実証しつつある [19]．この過程は太陽風が圏密度の高度分布も提供する [20]．

駆動源の「地球型」とは異なる「電磁結合バイナリ」シ⒝ 火 山・ 氷 衛 星 起 源 ダ ス ト の 掌 握： カ ッ シ ー ニ

ステム特有のもので，重イオンが遠心力で磁力線を引RPWS は，Langmuir Probe で衛星エンセラダスプル

き延ばしていく機構が 2.2 項で述べた「内部 - 外部磁気ームに起源を持ち内部磁気圏へと広がる大量の負帯電圏間結合」を生む．RPWI は，in-situ 観測でこの低温ダストを検出した [5]．活発なイオ火山，可能性が指成分の動態とこれに伴う電場・波動 - 粒子相互作用を摘されるエウロパからの水噴出に伴う同様の発見可能調べる機会を提供する．

性がある．また電場アンテナでダストの探査機衝突でガリレオ衛星は，電離大気を引きずって木星磁場を発生するプラズマが作るパルス（10s msec 幅）を計測

横切るため，巨大な起電力を生んでその磁力線の足元し，そのサイズ・数をカウントする [3]（BepiColombo/に「フットプリントオーロラ」をもたらす．JUICE は

MMO PWI でも水星で予定している [9]）．

放射線リスクを避けイオ軌道までは進入しないが，現⒞ 衛星電離圏及び地下海電流の検証：電離圏密度・計画では 2029 〜 2032 年にエウロパ（2 回）・ガニメデ

磁場からは電気伝導度・電流量が推定できる．「これ（11 回）・カリスト（13 回）フライバイを経たのち，ガ以外」の部分，すなわち氷衛星表面・地下の電気伝導は，

ニメデ周回を行い 2033 年にミッション終了となる．

深さ数 10 〜 150 km 程度の氷地殻下にある導電性塩水

エウロパ・ガニメデ・カリストは氷地殻から揮発した地下海」に由来するとされるが，この分離は「惑星 - 衛

O2・O 大気・電離圏を持つことがガリレオ探査機で確

星結合電流」全体から電離圏寄与分を引き算して初め認されている．特にガニメデでは木星と結合する電流て現れる．

系の横断機会もあるため，木星 - 衛星間の（a）沿磁力（d）衛星の表層・地下のリモートセンシング：木星電

線電流量，（b）ポインティングフラックスによるエネ

波（数百 kHz 〜数十 MHz）は，氷衛星表層・地殻およ

ルギー交換方向・量，（c）沿磁力線加速電場の観測に

び氷地殻 - 地下海境界で反射されうる
（図 2）
．
「オーロ

よる初の「木星 - 衛星結合システム解剖」を行う．こラ電波の反射波」は月探査機かぐや搭載 LRS（Lunar

れらの情報は 2.4 項の基礎ともなる．

Radar Sounder）
でも見られた [10]．JUICE には LRS 同

ガニメデはまた，「有意な磁場を有する天体（磁気双極子モーメント：〜 10

13

3

Tm ．水星よりやや強）」と様 の「 ア ク テ ィ ブ レ ー ダ ー」RIME（Radar for Icy
Moon Exploration：9 MHz を放射）も搭載され，主にいう点で特異である．公転運動中に上流の木星プラズ

木星電波が遮蔽される反木星側半球で狙う．RPWI のマ流のプラズマβは <1 から >1 に変化し，異なる性「パッシブレーダー機能」は木星側半球を狙い，相補質のプラズマ流との相互作用も期待できる．木星プラ的な機能発揮を期待する．

ズマ流は亜音速であるため，衝撃波を形成せず木星磁
気圏プラズマが直接ガニメデ磁気圏界面に接触すると

3. RPWIの機器構成いう点も関心を呼んでいる．

2.4

RPWI は，「5 本の伸展ブーム上の 3 種のセンサー群

ガリレオ衛星： 希薄大気・磁気圏および表層・内部との結合が，3 つのレシーバー群に結合」される複雑なシステ

RPWI は，衛星大気 In-situ・Remote 観測および表層・後すぐに展開する 4 本の Langmuir プローブ用 LP ブー

ムである（図 3，図 4，図 5）．センサー群は，打ち上げ

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～
笠羽，三澤，土屋，笠原，井町，木村，加藤，熊本，小嶋，八木谷，尾崎，石坂，垰，三好，阿部，Cecconi,
諸岡，Wahlund， JUICE-RPWI 日本チーム

369

101

図２： Passive Sub-Surface Radar (PSSR)の原理．

て探査機外に晒され，この状態で複数回の地球フライ
バイ時での校正観測を行い，金星フライバイ時の高温環境に耐え（現時点では " 電源 OFF"），木星軌道上の
低温・高放射線環境下でのフル観測にミッション終了
ま で 耐 え 抜 く． こ れ ら の セ ン サ ー は， 探 査 機 内 のRPWI-EBOX（共通 box）の中に配される LP レシーバ
ー，低周波レシーバー（LP），高周波レシーバー（HF）に接続，データは Digital Processing Unit
（DPU：H/W は CBK（Poland），S/W は IRF 他 ）で 処 理 さ れ た 後に System を介して地球へ送られ，表 1 に示す観測・目標を達成する．
（1）電子・イオンの密度・温度および DC 電場観測
[LP-PWI（セ ン サ ー）・LP-MIME（レ シ ー バ ー）
：IRFウプサラ（Sweden）] Langmuir プローブ
（LP-PWI）
は，
プローブ電位 sweep に伴うプラズマ流入・流出電流量変動から電子・イオンの密度・温度を導出，また定バイアス電流を与えてプローブ間電位差から３軸電場導出を行う．これは，非平行に伸展する 4 本の 3-m ブ

370
371

図2： Passive Sub-Surface Radar（PSSR）の原理．

ームを持つ，という惑星探査機史上初の豪快な方式で初めて実現する（カッシーニ RPWS は 1 本のみ）
．粒子系計測器では観測が難しい氷衛星由来の低温プラズマム（3 m 長）と，JMAG（磁場チーム）センサー3 つに加や帯電ダストを含むプラズマの観測によって，プラズ

えて RPWI サーチコイル（SCM）・RPWI 電波アンテ

マ運動・加速，ポインティングフラックス，氷衛星電ナ（RWI）が相乗りする MAG ブーム（10.5 m 長）に載っ

離圏の密度・電気伝導度の掌握を可能とする．

図3： 現時点のJUICE探査機形状案および調整中の伸展センサー群配置（courtesy: Airbus DS）．3m長のLP boom（LP-PWI）x4，
10.5m長のMAG boom（RWI, SCM，および３つのJMAGセンサー），及び16m長のRIMEアンテナが見える．

102

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016（2）プラズマ波動観測 [LP-PWI（低周波電場センサ

電場 3 軸を LP-PWI から，磁場 3 軸を Search Coil Mag-ー）・SCM（磁 場 セ ン サ ー）：LPP（France），LF レ シ

netometer（SCM）から受け，木星圏初のプラズマ波動

ーバー： IAP（Czech）] 低周波レシーバー（LF）は，

電場・磁場 6 成分観測を few – 20 kHz の広帯域で実現

LP-PWIEBOX
LP-PWI Preamplifier

RWI

SCM

図4： RPWIを構成するH/W群（EM2仕様）：探査機内に置かれるEBOX（LP-MIME・LF・HFの3レシーバ群，DPU，電源部を内蔵）と3種のセンサー群（LP:Langmuir Probe，SCM：Search Coil，RWI：Radio Wave）．
表1： RPWI センサー・レシーバの目標性能（EM2仕様）．

計測項目
低温プラズマ
密度・温度（LP + LP-PWI）
低周波電場（LF + LP-PWI）

低周波磁場（LF + SCM）
高周波電場
（HF + RWI）

計測性能要求電子：
10-4 －	105 cm-3, 0.01 － 100 eV
イオン：
1 －	105 cm-3, 0.02 －   20 eV
衛星ポテンシャル： +100 〜 －100 V
標準時間分解能：<1 Hz* DC電場：3成分< 7 mV/m@ 磁気圏< 1 mV/m@ 衛星flybys< 0.1 mV/m
@ ガニメデ電離圏* プラズマ波動: 0.1 Hz － 20 kHz, 3成分
2μV/m/√Hz @ > 500 Hz* プラズマ波動： 0.1 Hz － 20 kHz, 3成分
8, 0.6, 0.06, 0.02 pT/√Hz @ 1, 10, 100, < 500 Hz* 電波（電場）：
80 kHz － 45 MHz, 3成分
感度：10 nV/m/√Hz@ 10 MHz
到来角分解能： ～ 1°		
@ 10 MHz
偏波角分解能： ～ 10%		
@ 10 MHz
標準時間分解能：30 sec － 2 minみんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

103

SCM
RWI

LP-PWI x4
8.7m

2.5m
8.4m

3m

MAG boom
LP
Preamp1

LP
Preamp2

LP
Preamp3

RWI
SCM
Preamp Preamp

LP
Preamp4

LP + MIME transceiver
4 channel (14bit)
DC - 1.5 MHz sweeps(in SCM)LF receiver

8 channel (14bit)
DC-20 kHz(in RWI)HF receiver [+MIME]
3 channel (14bit)
0.08-45 MHz

SpW A
SpW B

Power A
(DC-DC converter)

SYSTEM(Digital Signal processing, TM, TC, HK)

Power B

[Main Electronics Box]
図5： RPWIの構成（EM2仕様）．

し，プラズマ加熱の現場，すなわち波動 - 粒子相互作の高度分布観測，電波反射による氷衛星の表層・地下用の種類・強度解明の主役となる．また PEP（イオン探査といった「電波を駆使するリモートセンシング」

観測）
・JMAG
（磁場観測）と結合させ，ERG 計画で実を実現する．

証予定の「S-WPIA」を展開して波動 - イオン間エネル

RPWI は，メンバー全体で検討・開発・運用される．

ギー交換の方向・量のオンボード検出を実現し，通信

以下，日本側が開発を主担当する RWI 部・HF 部，お量制約の中でイオン加熱現場を統計的かつ直接に掌握

よび DPU 搭載 S/W のうち HF 制御機能・パッシブレ可能とする．

ーダ機能・S-WPIA 機能について述べる．

（3）電波観測 [RWI（高周波電場センサー）- アンテ
ナ：CBK（Poland），Preamp：東北大，HF レシーバー：
東北大（FPGA：IRF ウプサラ（Sweden））] 木星圏で3.1

3軸高周波電場センサー
Radio Wave Instrument（RWI）

3 軸電場アンテナ Radio Wave Instrument（RWI : 2.5-

80 kHz – 45 MHz の 3 軸高周波電場成分を検出する

m ダイポール 3 対）を初展開し，放射線帯シンクロト

RWI は，MAG ブーム（10.5 m 長）上で，JMAG センサ

ロン放射（>100 MHz）を除く全ての木星電波活動（80

ー群（先端に 2 つ，探査機から 7.5 m 先に 1 つ）から約 1  

kHz – 45 MHz）に対する方向探知・偏波解析能力を得

m，RPWI-SCM センサー
（探査機から 8.5 m 先）から約る．他のリモート観測手段（赤外・紫外・高速中性粒子）

0.3 m 離れて置かれる．伸展アンテナは 3 つの Dipole

観測とともに南北極域・赤道域に連なる活動源の探査（2.5 m tip-to-tip 長）で，CBK（ポーランド）が提供する．

を行うとともに，電波掩蔽による衛星電離層電子密度

AO 提案時にはカッシーニを踏襲した「モノポールア

104

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

ンテナ 3 本（許容されたのは 2.5 m 長，カッシーニの

後者は 2016 年 7 月に Airbus の各種材料耐環境試験結1/4）を探査機表面に装着」だったが，G. Fischer（IWF,

果を精査の結果，やや愁眉を開きつつある．

Austria）によるアンテナパターン解析の結果，導体でMAG ブーム上に同居する JMAG
（DC 磁場），SCM

ある巨大な「探査機本体＋太陽電池パネル」（総幅約（低周波磁場），RWI（高周波電場）は「電磁干渉にしつ

20 m）に平行な電場成分を受信できないことがわかっこい」曰く付きの面々である．普通の衛星・探査機でた．原子力電池を有し探査機が小さなカッシーニ（とは 3-5m 離れて棲み分けるが，今回の相互距離は 1 m

はいえ 7 m はある）に対し，JUICE の大きさはアンテ- 30 cm しかない．互いに疑惑の念を抱くのも当然で，ナ長を圧倒する．このためブーム上に移動して探査機

2016 年 10 月に各試作モデルを Chambon（フランス）へ

本体からやや離れ，またついでに「ダイポールアンテ

持ち寄り，共同電磁ノイズ計測試験を実施して互いをナ化」した．探査機起源電磁ノイズが軽減するという

叩き合う予定である．

効果もあったものの，巨大な太陽電池パネル，MAG
ブーム，および隣接する LP ブーム（全て導電体）が依然としてアンテナパターンへ影響する．この評価は3.2 3軸高周波電場レシーバー
High Frequency receiver（HF）

Austria 組によるアンテナシミュレーションおよびレ

RPWI-EBOX に入る，RWI の高周波電場 3ch 出力を

オメトリ実験
（衛星導電模型を水中に沈めて行う電波

受ける RPWI 唯一のレシーバーである． ERG 衛星搭

伝搬のスケールモデル実験：日本では井町（金沢大）ら

載 PWE の High Frequency Analyzer と極力設計を共が実施）で予測を試みるが，地上検証すなわち「太陽通させ，高放射線環境下を飛翔する ERG の経験を踏

電池パネル・全ブームを伸展し，探査機を空に浮かべ襲可能とした．Digital 部は AD コンバータ（90 MHz,

ぐるぐる回す」ような受信パターン模擬試験は不可能

14bit）で電場 3 成分を捉え，80 kHz – 45 MHz を 222  

である．このため「地球フライバイ（3 回を予定）時に

kHz 幅，202 ステップ
（各 11 msec，総計 2.2 sec）でダ

探査機姿勢を回していただき，地球オーロラ電波を使

ウンコンバート波形を生成しつつ 1-2 回 / 分の割合でってアンテナパターンを確認」することを要請し，スキャンしながら木星磁気圏・衛星電離圏全域をサー

ESA と Airbus（System：旧 EADS・Astrium．欧州側

ベイする．デジタル側設計・試作は 2015 年まで IRFの BepiColombo 担当メーカー）からいろいろ言われつウプサラが行い 2016 年に日本側へ引き継がれたが，つ調整中である．

FPGA は対 DPU-I/F を含むため Sweden 側が引き続きCBK にはアンテナ 3 ペアを支える「Chassis」も担当担当する．原子力電池を有さない JUICE は電力にういただき，我々はこの中に入る「RWI Preamp」を開るさく，高電力消費品は不使用時にスタンバイ状態に発する．BepiColombo および ERG 向けの設計をベー入れることで，木星でのエコライフを追求する．

スに 2010 年度から検討・試作に着手し，カッシーニ

HF が生成するダウンコンバート波形情報は RPWI-

RPWS の 1/4 のアンテナ長でも同等感度を達成すべく

DPU に送られ，日本側（東北大・金沢大）が開発する

奮闘していたが，突如としてブームの上に載せられて「HF 制御タスク」によってノイズ除去処理を経たのち宇宙空間に暴露されることとなり，我々の頭痛の種は

電波スペクトル情報・伝搬方向情報・偏波情報へ転換増した．この状況に陥った 2013 年から耐放射線（Al-3

され，TLM バンド幅に応じた周波数・時間平均処理mm 厚に囲まれても 2 Mrad）・耐低温（単純予測で通を施したのち，探査機 System の Data Recorder を経

常〜 130 K，日陰時〜 80 K）への耐久法を検討．前者て地球へ伝送される．鍵を握る「方向探知機能」は，は放射線シールドの追加，後者は試作基板の液体窒素

・ガニメデ（15.3 RJ）
・カリスト
（26.9
エウロパ
（9.6 RJ）

投入試験と CBK 共同での Chassis 設計改善で目処を立RJ）近傍から各電波源を空間分解すべく，角度分解能てた．ただし MAG ブームの担当メーカー選定が遅れ1°を目指す．HF から同相校正信号を RWI-Preamp の（2015 年末決定：SENER），2016 年末を待たないと我々各入力へ供給することで，観測周波数全域でオンボー

乗客の環境は定まらない．また RWI-HF 間ハーネスもド位相校正を可能とする．

暴露されるため，Preamp からの熱流出パスとなってしまうことと，高放射線による材料劣化が問題である．

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

3.3

105

ル上での直達波 - 反射波干渉」が検出されうる（スペク

DPU：Passive Sub Surface Radar（PSSR）
機能

トル検出方式）．継続時間が ≪ 3 msec でパルスと見なせる場合は，「反射パルス波形の検出」（パルス検出氷衛星近傍では，木星電波は「直達波」に「衛星表面・方式）となる．木星電波の msec order 以下の高速変動

氷地殻内・地殻 - 地下海境界からの反射波」（高度〜の観測情報はなく（20 MHz 帯の S-burst 波の継続時間

500 km で直下反射波を見る場合，約 3 msec の遅延をは数 msec [23] だが，10 MHz 以下は情報なし），この伴う）が加算されうる．玄武岩の場合，低周波ほど導選択は木星到着まで確定しない．このため双方の機上電率が低く伝搬損失が低い．木星電波の広帯域性を用処理モードを準備する．
「スペクトル検出方式」では，いると，1 MHz 近傍（波長 300 m．半波長アンテナ搭

周波数方向の干渉縞が信号となる（月探査機かぐや搭載は不可能）から下では「氷地殻 - 地下海境界」の反射

載 LRS での地球オーロラ電場の反射成分検出 [10] と同波を検出可能？という期待が出る．氷地殻と溶融部の方法）．電波源からの光路長が異なるパスを経由した

想定比誘電率はそれぞれ約 3（80-270 K）と約 90（月地

2 つの電磁波が重畳する場合，周波数方向の干渉縞の殻：4 − 11）．後者が桁違いに大きく，地殻 - 地下海境

幅 [Hz] は「光速 [3 × 10 m/s] / 光路長差 [m]」で表せ界では高い反射率が期待できる．

る．高度 500 km で直下を観測する場合，直達波と直残念ながら，物事はそう簡単ではない．「かぐや8下地表反射波（光路差は往復 1,000 km）および表層反LRS による月地下探査」[10] との違いは，「氷の導電率

射波と地下 0.7 km の反射波（光路差は往復 1.4 km）のは，融点付近では周波数によらず一定，かつチタン含干渉は，300 kHz，220 Hz の幅を持つ干渉縞となる．

-4

有率の高い玄武岩並に高く（10 〜 10

-5

-1

-1

Ω m ），伝搬損失が大きい」ことにある．氷地殻の想定導電率 [21] は，
Ω m だが，270 K では〜 6 × 10

このため，より長時間の波形を取得した高周波数分解

Ω m に達する．減衰は低温の表層近傍では無視で

能モード（周波数分解能：100 Hz，往復の最大光路差：

きるが，270 K に近づくと -50 dB/km に達することに3,000 km に相当）を設け，衛星フライバイ・周回時になるため，地下海境界面への到達は困難，という推測活用する．この方法は「周波数方向干渉縞」の幅と振が成り立つ．とはいえ，氷地殻の温度分布が内部海と幅を伝送すれば足りるため，テレメトリ圧縮にもつなの境界近傍で急激に融点に遷移する場合や，浅い低温

がる．一方，パルス検出方式ではダウンコンバート波

域に大きな不連続がある場合には可能性を残す．実際

形の自己相関解析を基礎とし，直達波に対する表層・

-1

-1

-1

数分解能 2 kHz」のため，周波数分解能が一桁足らない．

-580 K では〜 10-29

HF 標準データ出力仕様は「周波数幅 222 kHz，周波-1

JUICE・RIME（アクティブレーダー：9 MHz でレー

地下反射波の伝搬時間差（・方向）から反射面の深さ

ダー波送信）の探査目標深度は 9 km，目標として「氷（・位置）を導出する．これは「通常のレーダーデータ

地殻内の液体水ポケット」「地殻構造そのもの」とし処理」と同手法であり，解析には遅延時間（数 msec）ている．木星電波は RIME にとって雑音であり，運用を超える長さのダウンコンバート波形データを地球には反木星半球側が望ましい．一方 PSSR にとっては信伝送する必要がある．このため機上で自己相関係数を号であり，運用は木星半球側で行う．Galileo 衛星は評価し，電波強度と併せた機上データ選別を行い，必公転・自転が同期し木星側半球が固定されており，

要伝送データ量を削減する検討を行っている．この方

PSSR は RIME によるアクティブレーダ観測への相補法は波形処理のため，光路差分解能が 450 m まで改善的な機能となりうる．表面・氷地殻の電気伝導度特性する．

をより広い周波数・空間スケールで取得可能，また地
殻表面の凹凸に起因する「クラッターエコー」も低周波ではより低減される，というメリットもある．
銀河背景電波（HF noise フロアよりやや大．木星電-5波に対し，Europa で 1 × 10 ，Ganymede で 3 × 10

-4

3.4

DPU：Software-type Wave-Particle
Interaction Analyzer（WPIA）機能

ERG 搭載の S − WPIA は，波動 - 電子相互作用による相対論的電子の生成・加速過程解明を目標とし，電強度 [22]）を上回る反射波がある場合．木星電波の強子スケール（時間分解能：10 μsec）の相関処理を要した．

度・位相が ≫ 3 msec で一定であれば「電波スペクト

Payload 間通信・専用 H/W といった衛星設計そのも

106

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016のをこれに最適化する必要があるため，欧州探査機で議論と生き生きした顔が実に印象的で報われた．本チある JUICE への単純な適用は無理である．このため，

ームは 2016 年度に最終的には ESA まで出て行く EM2

ガニメデ等の氷衛星周辺でのイオンサイクロトロン波（Engineering Model），2017 年 度 に フ ラ イ ト 準 拠 のによる衛星起源イオン加熱・加速に焦点を当て，LF

QM（Qualification Model）
・熱構造モデルをそれぞれが取得する低周波電磁波動と PEP が取得するイオン開発して設計・検証を確立，2018 年度にはいよいよ

速度分布関数を時間分解能 0.1 sec 程度で相関処理す

FM（Flight Model）を開発し，2019 年からの探査機レることとした．地球周回衛星のような高速通信が可能

ベル統合試験を経て 2022 年の打ち上げに向かう．本であれば地上処理できるが JUICE（> 〜 160 kbps）
では当のリターンが戻って来るのは 2030 年代であり，メ困難であり，この機能により初めてイオン加熱・加速

ンバー個々の人生に並走する長丁場である．

の場所・量・性格を統計処理する道を拓くことになる．

この実現に至る数々の布石を敷かれた先人の皆様に本機能は RPWI 共通資源「RPWI-DPU」搭載ソフト

深謝するとともに，RPWI チームを構成する IRF ウプ

ウェアへの「RPWI–PEP 相関処理機能」の追加となる．

サラ（Sweden），CBK（Poland），IAP（チ ェ コ），パリ

こ の た め， 開 発 は RPWI-DPU ソ フ ト ウ ェ ア チ ー ム

天 文 台・LPP（France），IWF（Austria）
，ICL
（UK）
，

（IRF ウプサラ，Sweden）・LF チーム（IAP，Czech）

国内開発を支える明星電気をはじめとする全ての同行との共同作業となる．また，PEP/JDC チーム（低中エ者達の，2033 年（予定）まで続くご健勝を祈る．特にネルギーイオン観測：IRF キルナ，Sweden）からの同

日本のコアメンバーは，誰が欠けても大変ですよ．ま時スナップショットデータの取得と伝送が必要となる．

たの若手の皆さまのご活躍に期待するところ大です．

System から双方へ「起動 CMD」を仕掛け，一定周期

JUICE はジュノーによる木星内部・大気・極域観で PEP 側がイオン分布関数データ（8 sec 長）を RPWI-

測を引き継ぎ，リモートセンシングとその場観測（電DPU へ伝送し，これを RPWI-DPU 内で LF 電場・磁磁場・プラズマ）を統合したカッシーニ型の巨大惑星 -場 3 成分 128 Hz 波形と相関処理する方式とすること

衛星系探査となる．米も多数回フライバイを軸とするを，2016 年 5 月に全関係者が同意した．今後，具体的「エウロパ探査計画」を起動し，JUICE との同時活動

なプロトコル・試験方法・検証方法の策定へと進む．

可能性もある．巨大惑星・衛星の磁気圏・電離圏分野

実装にご協力頂く RPWI DPU・LF メンバー，PEP メに 関 わ る 世 界 中 の 研 究 者 は， 国 際 ワ ー ク シ ョ ッ プ

ン バ ー（特 に PI の Stas Barabash お よ び JDC メ ン バ「Magnetospheres of Outer Planets」に 2 年に一度参集ー），JMAG メンバー，Airbus・ESA メンバーに感謝する．次回は 2017 年夏．開催地ウプサラはカッシーを申し上げたい．

ニとジュノーの成果で溢れるだろう．この会合はかつて 2011 年夏の仙台開催が予定され，我々は 3 月 11 日

4. おわりに：始まった長旅の車窓からまで準備に忙殺された．断念に至る日々の軌跡は記憶に焼きついている．
「再招致はしないのか？」と国内

IRF ウプサラにおける試作機同士の初結合・統合試
験に目処がついた 2016 年 4-7 月，我々は欧州側でのESA 審査（Instrument Preliminary Design Review：IPDR）と，日本側での JAXA 審査（プリプロジェクト外で聞かれ続けており，ひさき衛星の活躍で厚みが増した仲間の皆様と共に再招待検討を行いたい．
最後に，本連載を企画いただいた木村淳氏（東京工業大学地球生命研究所）に御礼を述べる .

審査，EM 設計審査）の双方に忙殺された．「海外探査機への観測装置の提供」という形態は，現時点では我々

参考文献の観測装置を載せた日本の探査機を提供する"BepiColombo 型 " よりロードが重く，先が思いやられる．とはいえ，この渦中に開いた RPWI チーム全体会[1] Kimura, T. et al., 2015, Geophys. Res. Letters 42,1662.

合（仙台：7 月 11-15 日）では，旅費不足で欧州になか[2] http://c.gp.tohoku.ac.jp/sakura/

なか足が延びない多くの日本側メンバー，初来日にニ[3] Gurnett, D. A. et al., 2004, Space Sci. Rev. 114, 395.

コニコ顏の欧州側若手研究者・技術者，双方の活発な[4] Kimura, T. et al., 2013, J. Geophys. Res.,みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４ ～電波・プラズマ波動観測器 RPWI の飛翔へ～／笠羽 他

doi:10.1002/2013JA018833.
[5] Morooka, M. W. et al., 2011, J. Geophys. Res.,
doi:10.1029/2011JA017038.
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[8] 笠羽康正ほか, 2014, プラズマ・核融合学会誌 90,769.
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[10] Ono, T. et al., 2009, Science 323, 909.
[11] Gurnett, D. A. et al., 1992, Space Sci. Rev. 60, 341.
[12] 東北大PPARC [http://pparc.gp.tohoku.ac.jp/
observatory.html][13] Murakami, G. et al., Geophys. Res. Letters, submitted.
[14] Nishimura, Y. et al., 2010, J. Geophys. Res.,
doi:10.1029/2010JA015491.
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