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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012

特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ」

月・惑星着陸探査用元素分析装置：
レーザ誘起絶縁破壊分光装置（LIBS）
石橋 高 ，亀田 真吾 ，荒井 朋子 ，和田 浩二 ，小林 正規 ，11
13
竝木 則行 ，千秋 博紀 ，大野 宗祐 ，長 勇一郎 ，
4
1
杉田 精司 ，松井 孝典
1

2

1

1

1

2012年7月4日受領，2012年7月27日受理．

（要旨）レーザ誘起絶縁破壊分光装置（Laser-Induced Breakdown Spectrometer; LIBS）は，測定対象試料上にパルスレーザを照射し，試料の一部をプラズマ化し，プラズマからの発光を分光分析することで，試料に含まれる元素の定量を行う元素分析装置である．LIBS はこれまでの惑星探査に用いられてきた元素分析装置には無い数々の長所を持ち，着陸月・惑星探査における次世代の元素分析装置として期待されている．特に，遠隔性を持ち，迅速な測定が可能であることから，ローバ探査においてその性能が発揮される．LIBS は，原理的に軽元素を含むほぼすべての元素測定が可能な汎用的な元素分析装置であるため，様々な天体における多様な科学目標に対して使用が可能である．現在，日本の次期月探査計画 SELENE-2 のローバへの搭載を目指して月探査用の LIBS（LIB-S2）を開発中である．LIBS の開発においては，定量正確度の向上，適切な光学系の開発，小型軽量化などの課題があるが，LIB-S2 の開発について課題の説明と現状の報告を行う．

従って，サンプルリターンの前段階としての着陸地

1. 背 景質探査は必須であり，その場合ローバを使った広範囲月・惑星の固体系探査は，一般に周回衛星によるリの移動能力が不可欠である．その際に，個々の試料分モートセンシング，着陸機とローバによるその場観察，析に時間を要してしまってはローバの移動能力を活かサンプルリターン，有人探査の段階を経て進められる．

せない．ローバの進むべき興味深い地点の選定を迅速

今後の月・惑星探査は各国ともサンプルリターンの段に行うために，遠隔分析が可能で効率的な元素分析機階へと移行してゆくと考えられる．しかし，これまで器の搭載が望まれる．また，サンプルリターンを行うのリモートセンシングによる月・惑星探査では，太陽際にも，採集する適切な試料を短時間で探索する必要系の各天体が複雑多様な表層組成を示しており，「どがあり，やはり効率的な元素分析装置が必須である．

こからでも良いからサンプルを持ち帰ればその天体の我々が「来たる 10 年の月・惑星探査」第二段階パネル起源や進化がわかる」というほど単純なサンプルリタの個別観測機器提案に提案した，レーザ誘起絶縁破壊ーンはあり得ないことを明確に示している．従来の惑

分光装置（Laser-Induced Breakdown Spectrometer;星探査の経験から，複数点への着陸によるその場観測LIBS）は，上記のような着陸月・惑星探査に適した元の必要性と，着陸地点の地質を理解することの重要性素分析装置である．

が強く指摘されている．
1. 千葉工業大学惑星探査研究センター
2. 立教大学理学部物理学科
3. 東京大学理学系研究科地球惑星科学専攻
4. 東京大学新領域創成科学研究科複雑理工学専攻
ko.ishibashi@perc.it-chiba.ac.jp■2012遊星人Vol21-3.indd

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2. LIBSの概要
LIBS は，月・惑星着陸探査における次世代の元素分析装置として期待されている．1960 年代のレーザ

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月・惑星着陸探査用元素分析装置：レーザ誘起絶縁破壊分光装置（LIBS）／石橋 他

レーザ

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着陸機本体またはマストに搭載

レーザパルス
試料

試料
分光計

レーザ
副鏡
主鏡＆ステージ
光ファイバ

最大 10m 程度

プラズマ発光高エネルギー状態

スペクトル⊿E=hν=hc/λ

分光計

図2：測定距離可変遠隔LIBSの概念図．

低エネルギー状態(a)

図1：LIBS の測定原理の模式図．

着陸機本体に搭載

ロボットアームに搭載

電源ケーブル

レーザ

試料

レーザ
電源

光ファイバ

開発以来，LIBS は地上においては様々な分野で試料分光計の定性および定量分析に用いられてきた [e.g. 1-3]．
2011 年 11 月に打ち上げられた米国の火星探査ローバである Mars Science Laboratory（MSL）には化学分析パッケージ ChemCam として LIBS が搭載されており，(b)

着陸機本体に搭載

ロボットアームに搭載

試料

レーザ

光ファイバ

これが宇宙における初の LIBS の使用となる予定であ

分光計

る [4]．
図3：測定距離固定近接LIBSの概念図．

表1：LIBSと他の元素分析装置の比較（着陸機搭載時の現実的リソースを前提としている）．
測定時間

遠隔性
（>1m）

測定元素

LIBS

数秒～数分あり（レーザ出力に依存し，ChemCam
では最大7m）

ほぼすべての元素（特にアルカリやアルカリ土類元素の感度が良い）

APXS（α粒子X線分光計）

数時間～数日なし

XRF（蛍光X線分析装置）

数時間（簡易分析なら数分）

γ線分光計

数時間（放射性元素），数日（それ以外の元素）■2012遊星人Vol21-3.indd

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空間分解能
数十µm ～
数百µm

放射線源

定量
正確度

備考

不必要（レーザを使用）

数wt%

測定時間が短く遠隔性があるが，定量正確度はやや低いほぼすべての >1 cm
元素（H以外）必要（放射性同位元素）0.1 wt%

正確度は高いが，測定時間が長く遠隔性もないあり（能動的放射線源が必要で，長い測定時間がかかる）

軽元素は測定できず，アルカリ元素（K,Na）の感度も悪い

最小で100µm程度（能動的放射線源が必要）

必要（短時間での測定，高空間分解能を必要とする場合）

サブwt% ～
数wt%

軽元素の測定ができず測定時間も長いなし

放射性元素（K, Thなど）に強いがNa,Mg, Caなどの検出に問題あり

数十cm ～数m（数十cmへの近接でも）不必要（放射性元素の自然崩壊，または宇宙線を使用）

ppmオーダー（放射性元素）

放射性元素の測定に強いが，それ以外の元素の測定には向かない

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2.1

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012

LIBSの測定原理

測定可能距離は望遠鏡の口径，レーザの強度，検出器の感度などに依存するが，惑星探査機搭載 LIBS の場合，LIBS では，パルスレーザ光を測定対象試料上に集現実的には 10 m 程度までの遠隔測定が可能である．

光し，その一部を蒸発・プラズマ化する．プラズマ中

例えば，前述の ChemCam では 7 m までの測定が可能

で励起された原子やイオンは時間の経過に伴い脱励起である（2.4 節参照）．着陸機・ローバを移動することして最終的には基底状態に戻るが，その過程において，な く 周 囲 の 複 数 試 料 の 迅 速 な 測 定 が 可 能 で あ り，脱励起前後のエネルギー差に応じた波長の電磁波（紫LIBS の利点を十二分に活用できる構成である．ただし，外～近赤外光）を放出する．それを分光測定し，試料この構成では，測定距離を変えるための光学系の駆動中に含まれている元素の輝線スペクトルを取得する機構，遠方へのレーザ光の集光や遠方からのプラズマ（図 1）．輝線の位置は各元素に固有であり，輝線の強発光の集光のための大きな口径の望遠鏡や高強度のレ度は元素濃度に相関があるため，スペクトルを解析すーザが必要であるため，測定距離を長くするほど重量・ることで試料の定性および含まれる元素の定量が可能

サイズは増加する傾向にある．

である [e.g., 1-3]．

（2）測定距離固定近接 LIBS（図 3）

2.2

LIBSの特徴

光学系の測定距離は固定し，ロボットアームに搭載したプローブ部を移動することで測定を行う（図 3a）．

LIBS は，これまで惑星探査に用いられてきた元素

ロボットアームの届く範囲は探査機の規模にもよるが分析装置にはない数々の長所を持つ．表 1 に，着陸惑

一般的に狭い（アームの根本から 1 m 程度）．しかし，星探査に用いられる他の元素分析装置と LIBS との比レーザの集光スポット径は，基本的に集光距離に比例較を示す．LIBS には，短時間でのデータ取得，遠隔して減少可能であるので，低レーザ出力でも高いレー分析可能，軽元素を含むほぼすべての元素を測定可能，ザ強度（単位面積あたりのパワー）を得ることができる．

高空間分解能などの特徴がある [3, 5]．また，試料がまた，望遠鏡の口径も測定距離に比例して減少可能でダストや酸化皮膜などに覆われていても，レーザ照射ある．また光学系の駆動機構も必要ない．これらの理による除去が可能である．一方で，LIBS は従来の元由により小型軽量化が可能である．さらに，レーザ光素分析装置に比べて定量正確度にやや欠けるという問及びプラズマ光を光ファイバーで転送する構成も考え題もある [6]．しかし，スペクトル解析手法の改善にられる（図 3b）．転送可能なレーザ光の強度には上限より，この問題は克服されつつある [7, 8]（これについがあるが，ロボットアーム先端への搭載は簡易な光学ては 4.1 節で述べる）．これらの特徴により，LIBS は，系のみであり，ロボットアーム搭載部分の大幅な軽量広範囲に渡る多数の試料の迅速な分析が可能である．

化が可能である．これらの構成では，測定対象物への特にローバ探査においては，ローバの進むべき興味深

接近精度は，ローバの移動性能とロボットアームの駆い地点の選定を行うナビゲータとしての役割も担うこ

動性能に大きく依存する．とが可能であり，これはこれまでの元素分析装置には2.4 海外における惑星探査用LIBSの開発状況なかった大きな特徴である．

2.3

LIBSの構成例

通常，観測機器を着陸機・ローバへ搭載する場合，現在，海外においてもそれぞれ特徴の異なる LIBSの開発が進められている．
（1）ChemCam

重量などのリソースには厳しい制限が課せられる．

LANL（アメリカ）と CESR（フランス）が共同開発しLIBS は汎用的な元素分析装置であるが，観測目的にた，火星探査用 LIBS．2011 年 11 月に打ち上げられた

合わせて機能の特化・簡易化を行うことが重要である．

NASA の 火 星 探 査 ロ ー バ Mars Science Laboratory

以下に，代表的な LIBS の構成例を示す．

（MSL）に搭載されている．測定距離可変の遠隔 LIBS

（1）測定距離可変遠隔 LIBS（図 2）（1.5 から 7 m の遠隔測定が可能）であり，レーザと光測定距離可変の望遠鏡を用いてレーザ光の測定対象学系と望遠顕微カメラをローバ上部に 1 メートルほど上への集光およびプラズマ光の分光計への集光を行う．

突き出たマストユニット先端部に，分光計とデータ処■2012遊星人Vol21-3.indd262

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理部と電源をローバ本体に搭載している．レーザの出在していたはずであり，現在でも地表面下の水や氷の力は 17 mJ，分光器の観測波長範囲は 240 － 850 nm，存在が示唆されている．また，そのような堆積岩の存重量は 9.3 kg．遠隔顕微カメラも備えており，測定点在から，表層の酸性度や酸化還元状態の変遷についての画像取得が可能である．高性能だが重量も大きく，も示唆が得られている．炭酸塩岩や硫酸塩岩などの形巨大ローバである MSL 以外への搭載は難しい．

成地域および形成順序を知ることは，表層環境の酸化（2）LIBS（正式名称不明）

還元状態や酸性度の変遷，表層水の行方および大気中LEOS（イ ン ド）が 開 発 中 の， 月 探 査 用 LIBS．の二酸化炭素の行方を知るうえで欠かせない [e.g., 10]．

Chandrayaan-2 のローバに搭載予定の測定距離固定近LIBS を用いて堆積岩の組成および分布（層序）を測定

接 LIBS．詳細は不明だが，ローバの下腹部に搭載しすることにより，大気組成進化および水・二酸化炭素てローバ直下の地面の測定を行う．重量は 1 kg 程度の行方への制約を得ることができる．そのためには，と軽量だが，ローバ直下のみの測定では，達成可能な岩石中の主要元素 Si, Ti, Al, Fe, Mg, Ca, Na, K に加え科学的成果は限定的なものとなる．て，S や H を数 wt% 以下の正確度で定量する必要があ（3）Mini-LIBS

る．

DLR（ドイツ）が開発中の LIBS．もともとは ESA の（2）火星の気候進化の解明（火山岩地域への着陸）

火星探査機 ExoMars のローバへの搭載を目指して開火星の気候進化過程を理解するためには，表層環境発を進めていたもので，レーザや分光計などの主要部の変遷を明らかにするだけでは不十分である．火星大は完成している（レーザ出力 2.8 mJ，エシェル分光器

気は火星内部からの脱ガスによって形成されるであろを使用）．近接 LIBS であり，レーザヘッドと光学系かうし，表層の酸化還元状態と火星内部の酸化還元状態らなるプローブをロボットアームに搭載し，ローバのは強く結び付いているはずである．この点に関して，近隣の測定を想定している．レーザと分光計の重量は近年，後期ノアキス紀から前期ヘスペリア紀にかけて1 kg 程度だが，その他に光学系や観測環境に合わせの大規模な火成活動，特に二酸化炭素や二酸化硫黄のた温度調整機構などが追加で必要となる．現在のとこ

脱ガスが火星表層の酸化還元状態を急変させ，気候進ろ，探査機への具体的な搭載予定は公表されていない． 化に支配的影響を与えたという仮説が提唱されている[11]．火星気候進化を解明するためには気候システム

3. LIBSによる科学目標

そのもの理解に加えて，システムへの流入・流出をコントロールする火成活動と散逸メカニズムの究明も重LIBS は，原理的にはほぼすべての元素測定が可能要である．したがって，火星内部の活動状態とその変な汎用的な元素分析装置であるため，様々な天体にお遷を理解することが重要となる．LIBS により火成岩ける多様な着陸地点の科学目標に対して適用可能であの元素組成を測定することで，上記のような火星の気る．以下では，適用例として日本の火星着陸探査と月候進化上の謎解明への手がかりを得ることができる．

着陸探査において LIBS グループが提唱している代表

これを達成するには，岩石の主成分 Si, Al, Fe, Mg,的な科学目標を紹介する．

Ca, Na を数 wt% 以下の正確度で測定することが必須

3.1

火星着陸探査（1）火星の気候進化の解明（堆積岩地域への着陸）
火星の気候進化過程を解明するためには，二酸化炭素や水の行方，および表層の酸化還元状態や酸性度とである．さらには，副成分 Ti, Cr, Mn, K, P, Ni や揮発性成分 S などについても測定できることが望ましい．

3.2

月着陸探査

（1）月地殻の起源解明（高地への着陸）

いった表層環境の変遷を明らかにする必要がある．こア ポ ロ 探 査 以 降，Fe に 富 む 輝 石 を 含 む 斜 長 岩

れまでに行われた軌道からのリモートセンシング探査（ferroan anorthosite ; FAN）
が全球地殻を構成する岩結果によれば，含水鉱物や赤鉄鉱・硫酸塩岩・炭酸塩石として考えられ，その仮定に基づき月地殻の起源（マ岩が火星表面に存在することが明らかになっている

グマオーシャンモデル）が議論されてきた．しかしそ[e.g., 9]．そのため，過去には火星表面に大量の水が存の後の月隕石より Mg に富むカンラン石を含む斜長岩■2012遊星人Vol21-3.indd263

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(a)

(b)
㻟㻡

㻞㻜

Fe㻝㻡㻟㻜㻞㻜

Mg㻞㻜

Si㻝㻥㻝㻡㻝㻤㻝㻜㻡Ca㻠㻞㻜㻞㻜㻠㻢㻞㻡㻟㻜㻟㻡O

㻜㻜㻝㻜㻜㻡㻝㻜㻝㻡㻞㻜㻝㻣㻝㻣㻝㻤㻝㻥㻞㻜Mg#㻡㻡㻟㻜㻠㻠㻥㻜㻞㻡㻠㻞㻤㻜㻞㻜㻠㻜㻠㻜

㻠㻞

㻠㻠㻠㻢㻞

㻝㻡㻝᥎ᐃ್᥎ᐃ್

㻡

Al㻞㻜㻟㻝㻜㻞㻡㻞㻡Na㻣㻜㻣㻜㻤㻜㻥㻜㻝㻜㻜㻝㻜㻝㻡㻞㻜㻞㻡Si㻝㻡㻝㻡┿್㻝㻜㻜㻜 㻝 㻞 㻟 㻠 㻡㻝㻜㻝㻡㻞㻜㻞㻡㻝㻞㻜㻡㻜An 値㻠㻥 O㻝㻜㻜㻠㻤㻤㻜㻠㻣㻢㻜㻠㻢㻠㻜㻠㻡㻠㻠㻞㻜㻞㻜 㻠㻜 㻢㻜 㻤㻜 㻝㻜㻜 㻝㻞㻜㻟㻜 㻠㻠 㻠㻡 㻠㻢 㻠㻣 㻠㻤 㻠㻥 㻡㻜㻞㻜┿್

図4：（a）カンラン石の主要元素濃度推定結果．（b）斜長石の主要濃度推定結果．主要元素濃度（wt%）とカンラン石のMg#，斜長石のAn値について，PLS 回帰法による推定値を真値（エネルギー分散型X線分析で測定）に対してプロットしている．
それぞれ，○は天然の鉱物試料，□は粉末成形圧縮試料．元素濃度に関して±2 wt%の誤差範囲を点線で示してある．
試料の物性が異なるにもかかわらず，どちらの試料も同等に良い正確度で濃度推定できている．

（magnesian anorthosite; MAN）が発見され [12]，月地より PKT 地域のアルカリ元素（特に K と Na）の濃度を殻の岩石組成が均質ではないことが示唆されるように測定することで，月全体の揮発性元素濃度決定の手がなった [e.g., 13]．MAN もマグマオーシャンの結晶化かりを得ることができる．

で形成されたならば，マグマオーシャン組成は地球の（3）月のマントル組成の推定（海への着陸）マントル組成やコンドライト組成に比べてはるかに高月の海の玄武岩は，月マントルが部分溶融し月面にいアルミニウム組成を持たなければならない [13]．そ噴出したものであると考えられている．アポロ試料のの場合，従来のマグマオーシャンモデルの見直しが必

玄武岩組成に基づき，月マントルの化学組成や融解深要となり，月の組成や月の初期進化の描像は大きく変度，さらにはマグマオーシャン深度が推定されている．

わることになる．LIBS により，月地殻岩石中の斜長月の玄武岩は地球の玄武岩に比べて Fe に富んでおり，石および斜長石と共存する苦鉄質鉱物の元素組成を測これは月のマントル組成や部分溶解度に起因すると理定することで，斜長岩質地殻の岩石種や化学組成を決解されてきた．しかし，近年の月隕石の分析から，海定し，月地殻起源解明の手掛かりを得ることができる．の玄武岩質マグマは噴出後にさらに結晶分化を起こし，（2）月バルクのアルカリ元素濃度決定（PKT 地域への玄武岩流上部には Fe が下部には Mg が濃集している着陸）可能性が指摘されている [16]．したがって，海の玄武

月の斜長石の大部分は，地球の斜長石に比べて難揮岩のバルク組成はこれまでに考えられていたよりも発性元素である Ca に富み揮発性元素である Na に乏しMg に富む可能性がある．これ以外にも，火山岩中のいと考えられている [e.g., 14]．これは，月が揮発性元鉱物の Mg# は，月のマグマオーシャンの結晶化，玄素に乏しいと考えられる根拠の一つである．一方，月武岩ソースの起源の決定，低圧下での結晶分化の評価

表 面 側 の 西 半 球 に あ る PKT（Procellarum KREEPなど様々な問題を解決する糸口となる．LIBS により，Terrane）と呼ばれる地域には，アルカリ元素や非適例えば玄武岩流が崩れた崖などに露出している鉱物の合元素が濃集していることが知られている．この地域

垂直組成分布および元素組成を調べることにより，マには月初期に形成されたマグマオーシャンの最終残渣

ントル組成や溶融深度などの玄武岩起源の正しい議論と関連する物質が露出していると考えられている [e.g.,が可能となる．

15]．この地域に分布するアルカリに富む岩石の分布と組成は，月起源の議論にとって重要な制約となる「月全体の揮発性元素濃度」を推定する鍵となる．LIBS に■2012遊星人Vol21-3.indd264

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主要元素に関しては，定量正確度がほとんど低下しな

4. 課題と現状および今後の予定い事も判明した [18]．これにより，分光器の大幅な軽量化が可能となった（4.3 節参照）．

LIBS の開発にとって大きな課題が 3 つある．1 つ目

PLS 回帰法を用いるには，回帰モデル作成のためのは定量正確度の向上，2 つ目は適切な光学系の開発，参照試料が必要である．もし参照試料の組成範囲や物

3 つ目は小型軽量化である．現在，我々は日本の次期理的性質に偏りがあると（粉末成形圧縮試料しか用い月探査計画 SELENE-2 のローバへの搭載を目指したないなど），定量正確度は低下する．また，測定スポ

測定距離可変遠隔 LIBS（LIB-S2）を開発中である．こットが複数の鉱物にまたがった場合は，鉱物単位の参こでは LIB-S2 に関する課題とその対策について述べ照試料だけでは対応することができない．したがって，る．

参照試料として鉱物の混合試料を準備する必要がある．

4.1

定量正確度の向上

一般的に LIBS による元素の検出限界は，多くの元素について数から数百 ppm オーダーであると言われている [e.g., 1]．一方で，定量の正確度については，「マトリックス効果」と呼ばれる現象により大幅に低下す

測定対象試料ごとに適切な元素組成範囲および物理的性質を持つ参照試料を揃えることが高い正確度を達成の鍵であり，今後さらに試料の充実を図る予定である．

4.2

光学系の開発LIBS の主要要素は，レーザ，分光計，光学系である．

ることが知られており [e.g., 6]，元素定量装置としてこのうち，レーザと分光計は，すでに宇宙実績のあるの LIBS の実用化に向けては，この問題の解決が最大ものが数多く存在する．LIBS の大きな魅力は遠隔分の焦点となっている．測定対象の物性が異なるとレー析が可能な点であるが，その開発の難しさから，現在ザとの相互作用が異なり，測定されるスペクトルが影の と こ ろ 遠 隔 LIBS 用 の 光 学 系 の 開 発 は 前 述 の響を受ける．試料中の元素濃度と観測される輝線強度

ChemCam 以 外 に は 行 わ れ て い な い． し か もは，基本的には線形に対応するはずであるが，マトリ

ChemCam の光学系は，光軸中心を副鏡が遮蔽するこックス効果が生じると線形性が保たれなくなり，結果とによる大幅な効率低下など，設計上問題がある事が的に定量正確度の低下を招く．しかし近年，多変量解わかっている．また，ChemCam は重量が 9.3 kg もあ析手法を用いた解決法が提唱されている．LIBS スペるため，MSL のような大型探査でしか使用することクトルの解析に partial least squares（PLS）回帰法をができない．したがって，LIBS を日本の目指す小型用いることで，ある程度マトリックス効果の影響を排から中型の探査機に搭載するには，小型軽量 LIBS 用除できる可能性が示されている [7]．PLS 回帰法では，の適切な光学系を独自に開発することが必須である．

スペクトルデータから，元素濃度と相関の良い情報のLIB-S2 ではその方針に従って開発を行っており，みを抽出し，その部分だけを用いて重回帰分析を行う

測定距離可変望遠鏡の光学設計はすでに完了し，今後[e.g., 17]．具体的には，観測量（分光器の各チャネルのは光学系の試作試験用モデル（BBM）作製へと移行すカウント値）の線形結合の中で，参照試料（濃度既知試る予定である．また，望遠鏡の副鏡を動かすための小料）の計測値（試料の元素濃度）と最も共相関が大きい型ピエゾステージの開発も行っている．ピエゾ素子のものを探し出す．この線形結合式を推定式（回帰モデ弱点である強度を増すための改良は完了し，今後振動ル）として用い，観測値（分光器のカウント値）から未試験，耐久試験，熱真空試験など各種試験を行う予定

知の試料の推定値（元素濃度）を得る．この手法を用いである．

た我々の最近の研究により，月の主要鉱物中の主要元
素に関しては，マトリックス効果を生じるような試料

4.3

小型軽量化に対しても絶対誤差約 1 wt% 以下を達成できること

惑星探査機に搭載する観測機器は，常に小型軽量化が確認されており（図 4），これは科学要求を十分に満を求められる．当初，LIB-S2 は ChemCam 方式の望遠たす正確度である [8]．また，PLS 回帰法を用いれば，鏡の搭載を予定していた．ChemCam の測定対象距離輝線の分離ができないほどの低波長分解能であっても，は 1.5 から 7 m と長いが，その分大口径の望遠鏡（φ■2012遊星人Vol21-3.indd265

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110 mm）を使用しており，9.3 kg という重量化の一因となっている．我々は LIBS 試作機のローバへの搭載

Induced Breakdown Spectroscopy (Amsterdam:Elsevier).

試験などを通じて，LIBS の小距離の遠隔性とローバ[3] Miziolek, A. W. et al. (eds), 2006, Laser-Inducedの機動力を合わせることで十分にその性能を発揮できBreakdown Spectroscopy (LIBS) (Cambridge:ると判断し，測定距離を 1 から 1.5 m と短縮することで，
望 遠 鏡 口 径 を 小 さ く し た（φ 40 mm）． レ ー ザ は，
ChemCam に使用しているものと同じレーザの提供を受ける予定であったが，測定距離の短縮により必要となるレーザ出力も小さくなるため，レーザの小型化もCambridge University Press).
[4] Maurice, S. et al., 2005, Lunar and Planetary Science
XXXVI, Abstract #1735.
[5] Knight, A. K. et al., 2000, Applied Spectroscopy 54,331.

可能となった．また，分光計は ExoMars のラマン分[6] Sallé, et al., 2006, Spectrochimica Acta Part B 61, 301.

光計に用いる分光計の提供を受ける予定であったが，[7] Clegg, S. M. et al., 2009, Spectrochimica Acta Part B

PLS 回帰法の使用により，低波長分解能でも高い正確度で主要元素を定量できることが判明したため，仕様を変更し，軽量化することになった．当初の LIB-S2の見積もり重量は 7.5 kg であったが，これらの軽量化により，現時点では 3.5 kg 程度を目標として検討を進めている．

64, 79.
[8] Ishibashi, K. et al., 2012, Lunar and Planetary Science
XLIII, Abstract #1786.
[9] Bell, J. (eds), 2008, The Martian Surface (Cambridge:Cambridge University Press).
[10] Dromart, G. et al., 2007, Geology 35, 363.
[11] Bibring, J.-P. et al., 2005, Science 307, 1576.

5. まとめ[12] Takeda, H. et al., 2006, Earth Planet. Sci. Lett. 247,171.

LIBS は，遠隔性を持つ迅速な測定が可能な元素分[13] Arai, T. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 433.

析装置であり，これからの着陸月・惑星探査における[14] Heiken, G. H. et al. (eds), 1991, Lunar Source Book

元素分析装置として期待される．汎用的な元素分析装置である LIBS はさまざまな科学目標に対して使用可能であり，目的に応じた構成を取ることで小型軽量化も可能である．現在は，主に SELENE-2 への搭載を目指して月探査用の LIBS を開発中であるが，他の天体上での使用も視野に入れて開発を進めてゆく予定である．

(Cambridge: Cambridge University Press).
[15] Jollif, B. L. et al., 2003, Geochim. Cosmochim. Acta67, 4857.
[16] Arai, T. et al., 2010, Geochim. Cosmochim. Acta 74,2231.
[17] Varmuza, K. and Filzmoser, P., 2008, Introduction
to Multivariate Statistical Analysis in Chemometrics(Boca Raton: CRC Press).

謝 辞[18] Ishibashi, K. et al., 2010, Lunar and Planetary Science
XLI, Abstract #1719.

有益な数多くのコメントおよび修正箇所の指摘を頂きました査読者の平田岳史博士および中村智樹博士に感謝いたします．

参考文献[1] Cremers, D. A. and Radziemski, L. J., 2006, Handbookof Laser-Induced Breakdown Spectroscopy (WestSussex: Wiley).
[2] Singh, J. P. and Thakur, S. N. (eds), 2007, Laser-■2012遊星人Vol21-3.indd266

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