日本惑星科学会誌
第27巻
目
巻頭言

遊・星・人

第2号
次

野口 高明

65



地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内
はしもと じょーじ

66

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その34 ～あかつき定常運用の終了～
中村 正人，佐藤 毅彦，今村 剛

79

系外惑星「遠い世界の物語」 その10 ～ハビタブル惑星の現状とこれから～
小玉 貴則，門屋 辰太郎83

火の鳥「はやぶさ」未来編 その14 〜サンプルリターンミッションからの試料受入れ～ 安部 正真，圦本 尚義

92

遊星百景 その12 〜月の小さな構造地形〜 嵩 由芙子96

第10回月惑星探査データ解析実習会を終えて出村 裕英，平田 成，小川 佳子，仲内 悠祐，臼井 寛裕，その他9名 & 1チーム

99

月極域探査に関するワークショップ開催報告
長岡 央，橋爪 光，鹿山 雅裕，大竹 真紀子，星野 健

103

新刊書評 岡崎 隆司

107

2018年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ 関口 朋彦

108

2018年度助成事業2件公募のご案内 公益財団法人 宇宙科学振興会

111

学位論文タイトル紹介

112

JSPS Information

113

表紙デザイン：BROOKS

64

日本惑星科学会誌 Vol. 27，No. 2，2018Contents
Preface

T. Noguchi

65

G. L. Hashimoto66


Field guide to the island of Hawaii, written by geophysicist

Road to the first star : Venus orbiter from Japan (34)
― End of the nominal mission of Venus explorer Akatsuki ―M. Nakamura, T. Satoh, and T. Imamura

Tales of distant exoplanet worlds (10)― Understanding of habitable planets ―T. Kodama and S. Kadoya

Phoenix“Hayabusa": A tale of the future (14)― Sample acceptance from sample return mission ―My favorite view in planetary sciences (12)― Small tectonic structures on the Moon ―79

83

M. Abe and H. Yurimoto

92

Y. Daket

96

Report of 10th exercise for data analysis in lunar and planetary data explorations
H. Demura, N. Hirata, Y. Ogawa, Y. Nakauchi, T. Usui, and 9 authors, 1 team

Report of workshop for lunar polar exploration

99

H. Nagaoka, K. Hashizume, M. Kayama, M. Ohtake, and T. Hoshino

103

R. Okazaki

107

T. Sekiguchi

108

Society for Promotion of Space Science

111

Recent theses in planetary sciences		

112

JSPS Information		

113

Book review
Announcement for 2018 annual meeting
Announcement of public offering for 2018 grants

65

巻頭言

巻頭言

4 年前から新入生に将来の自分をイメージさせるという授業も担当している．その授業では，全学部の学生が一クラスに混ざるように組まれていて，サイエンスに興味がない学生達の気分をうかがい知ることができる．この授業では自分史を教員も話さねばならない．この授業を持ち始めた当初は，まだ，はやぶさミッションの話を覚えている学生もいたので，私の自分史をおもしろがってくれる学生がけっこういた．ところが，昨年あたりから，「なぜ太陽系という狭いことに興味を持ち続けられるのか？」という質問が出るようになった．狭いとはどういう意味か聞いてみた．すると，彼らの世代にとっては，太陽系のことは小学校の教科書も載っている日常の一部でしかない．そういうことを，今も研究し続けているのが信じがたいというのである．惑星科学の新しい発見は Web や TV 等で紹介されているが，サイエンスに興味のない学生達の目を引くことにはならないようだ．ところが，こういう学生達に，サイエンスの中で興味のあることは何かないのかと聞くと，生命科学という返事が戻ってくる．別に学生達が具体的なことを答えられるわけもなく，「なにかすごそう，おもしろそう」といった雰囲気なのである．
興味を持ってくれもしない一般学生の話などもういいよと思う人もいるかも知れない．しかし，もし，全国的にもこういう学生達が増えているならば，長期的には，特に太陽系探査に影響が出てくる可能性を考えなければならない．彼ら彼女らは将来の納税者であり，今後も太陽系探査という短期的には役に立たないことに予算を割いてもよいかもと思ってくれることが重要だからだ．そうはいっても，将来の納税者対策（？）
は，小中学生に行うのが重要だろう．未解決の興味深い魅力的な謎がたくさんあって「なにかすごそう，おもしろそう」と思ってくれる小中学生が増えて，さらに，「自分が解決してみたい」と思う人も出てくれば一石二鳥である．
また，はやぶさ 2 ミッションを成功裏に終わらせることも一般の人々の興味を再度呼び起こすために鍵となるだろう．末筆ながら，私も微力ながらミッションの成功に貢献したいと考えて
いる．

野口 高明
（九州大学基幹教育院）

←目次へ

66

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内

はしもと じょーじ

12（要旨）地球物理学的な視点でまとめたハワイ島の火山見学案内である．本稿は無保証である ．本稿に関連
していかなる損害が発生したとしても，筆者は一切責任をとらない．

1. 地球物理学者による火山見学案内

いてみたくなるものがたくさん見つかる．以下，筆者がハワイで見たいくつかのものについて述べる．

表題は早川由起夫先生の「ハワイ島の火山見学案内」[1] にちなんでつけさせていただいた．筆者はハワイ

2. キラウエア・カルデラとその周辺に行くたび，早川先生のハワイ見学案内を読み直している．この文書は早川先生の見学案内を上書きするも

キラウエア（Kilauea）の標高は 1,247 m，山頂には 5のではなく，地球物理学的な視点で早川先生の見学案

km × 3 km の大きさのカルデラがあり ，カルデラ内

35内を補完するものと思っていただきたい ．なお，ハには直径 1 km のハレマウマウ（Halemaumau）火口がワイ訪間にかかわる基本事項はここでは述べない．各

ある
（図 1）
．2018 年 3 月現在，ハレマウマウ火口の一種の旅行ガイドブックを参考にしてください．

部は溶岩湖になっていて，溶岩湖の表面でバブルがは

筆者はここ 10 年の間に 6 回ハワイ火山国立公園 [2]

じける際に空中へ跳ね飛ばされる溶岩は，ジャッガーを訪れた．うち 2 回（2009 年 6 月，2012 年 7 月）はマウナ・博物館（Jaggar Museum）から見ることができる（溶岩

ケア（Mauna Kea）山頂で天文観測をおこなった後の湖の頭位が低いときは見えないこともある）．

天文学者を相手に火山の説明をおこない，4 回（2013以前には，キラウエア・カルデラ内に降りるトレイ

年 3 月，2014 年 3 月，2015 年 3 月，2018 年 3 月）は巡検

ル（Halemaumau Trail）を使ってハレマウマウのすぐで岡山大学理学部（物理学科，化学科，生物学科，地横まで行くことができたが，現在は火口から立ち昇る球科学科）の 1～2 年生を相手に火山の説明をおこなっ

噴煙のためキラウエア・カルデラ内は立入り禁止にな

4

た ．筆者は火山については素人であるが，ハワイのっている．また，キラウエア・カルデラを一周するク

火山はわかりやすく，地球物理学の練習間題として解レーター・リム・ドライブ（Crater Rim Drive）とクレ

1. 岡山大学理学部地球科学科
george@gfd-dennou.org
2. このような文章を掲載するという決定をした遊星人編集部の判断は英断なのか蛮勇なのか，
その判定は読者に任されている．
3.「はしもとを地球物理学者と認めることはできない」という意
見は正しいかもしれないが，それに対しては「野暮なことは言わないで」とだけ答える．
4. 岡山大学理学部のハワイ実習は地球科学巡検と生物学実習を混ぜ合わせた内容で実施されている．過去 4 回の実施内容は
ウ ェ ブ（http://epa.desc.okayama-u.ac.jp/%7Efrontier/hawaii.
htm）
で見ることができる．

ーター・リム・トレイル（Crater Rim Trail）も，カルデラの南西側は立入り禁止になっていて，一周りする
6

ことはできない．これは火山ガスが北東貿易風 によって南西側に流されるためである．

5. 大きさだけなら阿蘇カルデラの方がずっと大きい．

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと

2.1

67

岩湖の上を歩くことができる．溶岩湖の上に降りるに

ビジター・センターは，キラウエア・イキ・トレイルと呼ばれる一周 6.4

ハワイ火山国立公園の入口で入場料を払って中に入km のトレイルを利用する．トレイルを歩き始める前

ったら，まずキラウエア・ビジター・センター（Kilauea  

に，ハワイ火山国立公園が発行しているトレイル・ガ

Visitor   Center）に行く．噴火に関する情報，立入禁イド（Kilaue Iki Trail Guide）[3] をビジター・センター止区域の設定，レンジャーによる解説の時間，などをなどで入手しておくとよい．

確認し，地図や書籍を入手する．あと，ここにはまと
7

2.2.1

もなトイレがある ．
ビジター・センター前の屋根の下に，よくできたハ
ワイ島の立体模型がある（図 2）．海底地形も表現されキラウエア・イキ・トレイル

この節の記述は主にトレイル・ガイド [3] に基づいている．

ていて，海面上と海面下で山体の傾斜が異なっている

キラウエア・イキ・トレイルの起点はクレーターのこ と が わ か る． ま た， ハ ワ イ 島 の 火 山 は， ロ イ ヒ

北東にあるキラウエア・イキ展望台で，ここからはク

8（Loihi）， マ ウ ナ・ ロ ア（Mauna Loa）， フ ア ラ ラ イ
9

レーターの全景を見ることができる．1959 年の噴火前，（Hualalai），と続くロア・トレンド（Loa trend）と，

クレーターの底は森林で覆われていて，クレーターのキラウエア，マウナ・ケア，コハラ（Kohala），と続

深さは現在の約 2 倍の 244 m であった．クレーター壁

10

くケア・トレンド（Kea trend） という，ほぼ平行な 2から流れ出た溶岩は，クレーターを半分の深さまで溶つの曲線に沿って並んでいることも，立体模型から見岩で満たし，噴出口は溶岩湖の下に埋もれた．溶岩のてとれる．

噴出時の温度は 1490 K．噴出口から噴き上げられた時間があるなら，ビジター・センターから道を渡っ

溶岩は 580 m の高さまであがり，これはハワイで観測て反対側に行ってみる．森を抜けると，ボルケーノ・された最も高い溶岩噴泉となった．現在のクレーター

ハウス（Volcano House）の正面玄関前に出る．そのまの底はとても平坦で，かつては液体で満たされていた

11

ま直進して建物を通り抜けると ，キラウエア・カル

ことを実感することができる．また，上から見るとト12

デラのへりに出る（図 1）．正面にハレマウマウがあり， レイルは白い筋として認識される ．
噴煙が立ち上っているのが見える．右の方にはハワイ
火山観測所（HVO）も見える．

2.2

キラウエア・イキ

トレイルの起点から出発して反時計回りにクレーターのへりを進んでいくと，クレーターの向こう側（南
側）
）
にある丘
（プウ・プアイ，Puu Puai）
がよく見える
ところに出る．この丘はスコリア丘で，1959 年の噴キラウエア・イキ（Kilauea Iki）はキラウエア・カル

火で噴き上げられたスコリアが堆積して形成したもの

デラのすぐ隣にあるピット・クレーターである．ピッである．クレーターの底には噴出口の跡が見え，噴出ト・クレーターは地下にできた空洞の天井が崩落する口に接するクレーター壁面は噴出口からの噴気にさらことで形成される．キラウエア・イキ・クレーターはされたことで周囲とは異なる赤茶けた色になっている．

1959 年 11 月にクレーター壁から溶岩が噴き出て溶岩さらにトレイルを進んでクレーターの底への降り口湖になった．現在，溶岩湖は冷えて固まっており，溶に到着したら，階段になっているトレイルを降りる．

6. 貿易風
（trade wind）はいつも変わらず同じ方向に吹く．風向
きがくるくると変わるようなら南西側だけでなく火口のまわり 360°を立ち入り禁止にしなければならなかったはずである．
ちなみに，trade wind において trade が示すのは「貿易」ではなく「いつも同じ」である．大航海時代には貿易風を利用して貿易がおこなわれたが，trade wind は貿易に利用されたからtrade なのではなく，いつも同じ方向に吹くから trade なのである．
7. 公園内にトイレがある場所は限られているので，行けるときに行っておく．
8. ハワイ島の南東沖にある海底火山．現在の山頂は海面下約1,000m．

9. ロ ア・ ト レ ン ド は， マ フ コ ナ（Mahukona）， カ ホ オ ラ ウ ェ（Kahoolawe）， ラ ナ イ（Lanai）， ウ ェ ス ト・ モ ロ カ イ（West
Molokai），と続く．
10. ケア・トレンドは，ハレアカラ（Haleakala），ウェスト・マウイ（West Maui），イースト・モロカイ（East Molokai），と続く．
11. ボルケーノ・ハウスは 1877 年開業の由緒正しいホテル．正面
玄関から入ってただ通り抜けるだけというのは気後れしてし
まうかもしれないが，筆者は今まで一度も止められたことがないので多分大丈夫なはず．うちの学生さんに言わせると，
売店の士産物の品質はピカイチとのこと．
12. トレイルが周囲よりも白く見えるのは，ハイカーが踏みつけることでトレイル上の粒子が周囲にある粒子よりも細かくなっているためと思われる．

68

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 201818

1959 年の噴火では，溶岩の噴出が止まった後，溶岩こなった場所をいくつか見つけることができる ．い湖に貯まった溶岩の一部が噴出口から排出されて溶岩

くつかの穴には蓋が付けてあり，高温の蒸気が噴き出࠾औͨ͠ͷ͸ 1988 ೥Ͱɼͦͷͱ͖͸஍දԼ 73-100 m ʹϝϧτ͕Θ͔ͣʹ࢒͍͚ͬͯͨͩͰ

13

19

湖の表面は約 15 m 下がった ．溶岩湖の表面を覆っしているものもある ．ドリル・コアを最後に採取し͋ͬͨɽ1990 ೥୅ͷ൒͹·Ͱʹ༹‫ބؠ‬͸‫׬‬શʹ‫ݻ‬Խͨ͠ͱߟ͑ΒΕ͍ͯΔɽυϦϧɾίΞͷ
ていたクラストの一部は，かつて表面があった位置にたのは 1988 年で，そのときは地下 73-100 m にメルト

取 り 残 さ れ て 現 在 は テ ラ ス࠾औʹΑͬͯɼ΋ͱ΋ͱͷΫϨʔλʔͷఈ͸෾ՐલΑΓ΋௜ΜͰ͍Δ͜ͱ΋໌Β͔ʹ͞Εͨɽ
を作っている（lava
がわずかに残っていただけであった．1990 年代の半
subsidence terrace）．クレーターの底に降りるときにばまでに溶岩湖は完全に固化したと考えられている．

テラスの位置を同定できれば，そこがかつての溶岩湖

ドリル・コアの採取によって，もともとのクレーター༹‫ބؠ‬ͷਂ͞͸ 135 m ͱਪఆ͞Ε͍ͯΔɽ

の表面ということになる．

の底が噴火前に比べて沈んでいることも明らかにされΫϨʔλʔͷఈΛԣஅ͠ऴ͑ͨ‫ޙ‬͸ɼ৿ͷதͷτϨΠϧΛొͬͯΫϨʔλʔͷ΁Γ·Ͱ্

クレーターの底に降りて岩石を見ると，緑色をした

た．溶岩湖の深さは 135 m と推定されている．

14

͕ΔɽΫϨʔλʔͷఈ͔Βग़ΔલʹৼΓฦΔͱɼ໨ͷલʹ͸पғΛ‫Ͱ֑ͳٸ‬ғ·ΕͨΩϥ΢Τ
カンラン石の結晶を見つけることができる（図 3） ．
クレーターの底を横断し終えた後は，森の中のトレトレイルを少し進んで，1959 年の噴火で溶岩を噴き

イルを登ってクレーターのへりまで上がる．クレータ

出した噴出口に近づく．噴出口とその周辺は，崩落しーの底から出る前に振り返ると，目の前には周囲を急た岩石で覆われており足場が悪い．足下の岩石は崩れな崖で囲まれたキラウエア・イキ・クレーターの平坦やすく危険であるが，柵などはないので，噴出口を覗な地面が広がっている（図 4）．そしてその先の遠くにΞɾΠΩɾΫϨʔλʔͷฏୱͳ஍໘͕޿͕͍ͬͯΔ (ਤ 4)ɽͦͯͦ͠ͷઌͷԕ͘ʹ͸Ϛ΢φɾϩΞͷͳͩΒ͔ͳࢁମ͕‫͑ݟ‬ΔɽϚ΢φɾϩΞͷࢁ௖͸ւൈ 4,000m Ҏ্ɼΩϥ΢ΤΞ͔ΒͰ
15

き込むところまで移動することができる
はマウナ・ロアのなだらかな山体が見える．マウナ・͍ۙඪߴ͕ࠩ͋Δͷ͕ͩɼͳͩΒ͔͗ͯ͢ࢁͰ͋ΔΑ͏ʹ‫͍ͳ͑ݟ‬ɽͦΕͰ΋‫ق‬અ
΋ 3,000m．また，噴出口から振り返って反対側を見ると，クレーター壁にロアの山頂は海抜 4,000 m 以上，キラウエアからでもʹΑͬͯ͸ࢁ௖෇͕ۙੵઇͰന͘ͳΔͷͰɼѥ೤ଳͰ΋ઇ͕߱Δ͘Β͍ʹߴ͍ࢁͳͷͰ͋Δɽ
植生のない部分があるのを見つけることができる．こ3,000 m 近い標高差があるのだが，なだらかすぎて山
れは噴出口から放出されたスコリアが積もった場所でであるように見えない．それでも季節によっては山頂ある．

付近が雪で白くなるので，亜熱帯でも雪が積もるくら

噴出口を過ぎて少し進むと，トレイルの左右に高く2.2.2

いに高い山なのである．

༹‫ྫྷބؠ‬٫ʹ·ͭΘΔߟ࡯

なった場所が現れる．これらの高まりは，プウ・プア
16

イから崩れ落ちたもので ，溶岩湖が固まる前に移動

2.2.2

溶岩湖冷却にまつわる考察

は蒸気が噴き出している場所をいくつか確認すること

形成から冷却・固化に至る一連の過程が様々な方法でができる．地中に浸み込んだ雨水が，内部にあるまだ観測されている．ここでは，溶岩湖表面の沈降速度，

Ωϥ΢ΤΞɾΠΩͰ͸ɼ༹‫ؠ‬ͷ෾ग़ʹΑΔ༹‫ބؠ‬ͷ‫ܗ‬੒͔Βྫྷ٫ɾ‫ݻ‬ԽʹࢸΔҰ࿈ͷաఔ
して現在の位置に落ち着いたとのこと．また，周囲にキラウエア・イキでは，溶岩の噴出による溶岩湖の͕༷ʑͳํ๏Ͱ‫؍‬ଌ͞Ε͍ͯΔɽ͜͜Ͱ͸ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷ௜߱଎౓ɼ༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓͕Ωϡ

高温の岩石によって加熱されて蒸気になったもので，溶岩湖内部の温度がキュリー温度になる深さ，溶岩湖(༹‫ބؠ‬पลͷ஍දԹ౓ͱͷࠩ)ɼͱ͍͏ 3 ͭͷϦʔ఺Թ౓ʹͳΔਂ͞ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ภࠩ
うっかり近づくとやけどする熱さである．蒸気が噴き表面の温度偏差（溶岩湖周辺の地表温度との差），といSchubert ͷ‫ڭ‬Պॻ [4] Λࢀর͠ͳ͕Βͦͷ੔߹ੑΛ֬ೝ͢Δɽ‫؍‬ଌྔʹ͍ͭͯɼや出している場所の周囲は，噴気から析出した
CaSO4Turcotte
う 3andつの観測量について，Turcotteand Schubert のSiO2 によって白く見える．

教科書 [4] を参照しながらその整合性を確認する．

༹‫ބؠ‬ද໘ͷ‫ࡏݱ‬ͷ௜߱଎౓͸ dh/dt = −2 cm/year Ͱ͋Δ [3]ɽ༹‫ބؠ‬ͷ಺෦͕‫ࡏݱ‬΋ྫྷ

左右の高くなった場所の間を抜けると，広く平坦な溶岩湖表面の現在の沈降速度は dh/dt = － 2 cm/

表面が現れる．平坦なのはかつてクレーターが液体のyear である [3]．溶岩湖の内部が現在も冷え続けており，͑ଓ͚͓ͯΓɼྫྷ͑ͯମੵ͕খ͘͞ͳΔ͜ͱΛ൓ө͍ͯ͠Δͱߟ͑ΒΕ͍ͯΔɽ༹‫ބؠ‬ͷද໘

溶岩で満たされていたためである．トレイル・ガイド

冷えて体積が小さくなることを反映していると考えら

17

をおの 13 番の標識の左側には，ドリル・コア採取れている．溶岩湖の表面が下がるのは全て冷却による
dT /dt͕Լ͕Δͷ͸શͯྫྷ٫ʹΑΔऩॖʹΑΔ΋ͷͱͯ͠ɼ௜߱଎౓͔Β༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫଎౓収縮によるものとして，沈降速度から溶岩湖の冷却速13. 火道は湧き出し口と排出口のどちらにもなる．
Λ‫ੵݟ‬΋Δɽ度 dT/dt を見積もる．
14. 目で見える大きさのカンラン石の結晶は，クレーターの西側
では簡単に見つかるが，クレーターの東側に行くと見つから
1 dh
dT
ない
（筆者調べ）．クレーターの西と東で差がある理由を筆者
=a
(1)

（1）
       D dtdtは知らない．
15. 踏み跡があるので近づく人はある程度の数いると思われる
ここで D は溶岩湖の深さ，a =（1/V）（dV/dT）
は岩石
が，トレイルなのかどうかは不明．何があっても筆者は責任͜͜Ͱ D ͸༹‫ބؠ‬ͷਂ͞ɼa = (1/V )(dV /dT ) ͸‫ؠ‬ੴͷମੵ೤๲ு཰Ͱ͋Δɽද 1 ʹ͋Δ஋をとりません．
の体積熱膨張率である．表 1 にある値を用いると，溶16. 降り積もったスコリア丘の重さによって，クレーター壁が崩れたのだろうか？
Λ༻͍Δͱɼ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫଎౓͸ 5 K/year ʹͳΔɽ17. 穴は，溶岩湖の冷却過程を調べるために開けられた．
19. 穴から蒸気が贖き出しているということは，穴を開けたこと
18. トレイルのすぐ近くから，かなり遠く（壁の近く）まで，探しで局所的に熱流量が変わったということである．場を乱さずてみると穴はたくさん見つかる．
に熱流量を計測するのはいかにも難しそうである．

8ͯҎԼͷΑ͏ʹఆٛ͢Δɽ

∆Ts = Ts − T0(3)

ද 1: ༹‫ބؠ‬ͷύϥϝλ
஍ද໘͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ F ͸ɼ஍දԹ౓Λ T ͱ͢Δͱɹɹɹɹɹɹɹɹɹɹɹɹɹ

஋F = σT 4

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと༹‫ބؠ‬ͷਂ͞ɹɹɹɹɹɹɹ

D = 135 m

จ‫ݙ‬
(4)

69

[3]

͜͜Ͱ σ ͸εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺Ͱ͋ΔɽԹ౓ภࠩ ∆T ͱ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ
表1： 溶岩湖のパラメタ．

溶岩湖の深さq ͷؔ܎͸

溶岩湖表面の沈降速度
溶岩湖周囲の地表温度
岩石の密度༹‫ބؠ‬ද໘ͷ௜߱଎౓ɹɹɹ
値
D = 135 mdh/dt
文献= −2 cm/year

 [3]
∆Ts
dT T0
[5]

dFT0 = 15 ◦ C༹‫ބؠ‬पғͷ஍දԹ౓ɹɹɹ
dh/dt = －2 cm/year[3]q=

T0 = 15 ℃‫ؠ‬ੴͷີ౓ɹɹɹɹɹɹɹɹ

ρ = 1500 kg/m3

[3]
[5]

(5)

[6]

3
ද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ
q = 30(W/m2 ) ͷͱ͖ ∆T
ρ = 1500 kg/m[6]s = 6 K ͱͳΔɽ஍‫؍ٿ‬ଌӴ੕ TERRA

岩石の比熱

Cp = 1000 J/K/kg[4]‫ؠ‬ੴͷൺ೤ɹɹɹɹɹɹɹɹ
Cp = 1000 J/K/kg[4]ʹ౥ࡌ͞ΕͨASTER ʹΑΔ‫؍‬ଌͰਪఆ͞ΕͨΩϥ΢ΤΞɾΠΩͷද໘Թ౓͸ɼपล஍Ҭʹ
－5
岩石の体積熱膨張率
a = 3 × 10
[4]

岩石の熱伝導率 ൺ΂ͯ 3 K ఔ౓ߴԹʹͳ͍ͬͯΔ
k = 2.5 W/m/K[4][5]ɽ೤์ࣹҎ֎ʹજ೤΍‫ݦ‬೤ͷ‫Ͱܗ‬༌ૹ͞ΕΔ೤΋͋Δ͜‫ؠ‬ੴͷମੵ೤๲ு཰ɹɹɹɹ
a = 3 × 10−5[4]キュリー温度
T
=
580
℃
[7]
c q Λ‫ٻ‬ΊΔ͜ͱྫྷ٫͸༹‫ބؠ‬ͷද໘͔Β͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱ͢Δͱɼྫྷ٫଎౓͔Β೤ྲྀྔ
4ͷ‫؍‬ଌͱ੔߹తͰ͋Δɽ
ͱΛߟ͑ΔͱɼઌͷԹ౓ภࠩͷ‫ੵݟ‬Γ͸ステファン・ボルツマン定数σ = 5.67 × 10－8 W/m2/KASTERྫྷ٫͸༹‫ބؠ‬ͷද໘͔Β͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱ͢Δͱɼྫྷ٫଎౓͔Β೤ྲྀྔq Λ‫ٻ‬ΊΔ͜ͱ‫ؠ‬ੴͷ೤఻ಋ཰ɹɹɹɹɹɹ
k = 2.5 W/m/K
[4]
͕Ͱ͖Δɽ
ྫྷ٫͸༹‫ބؠ‬ͷද໘͔Β͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱ͢Δͱɼྫྷ٫଎౓͔Β೤ྲྀྔq Λ‫ٻ‬ΊΔ͜ͱ೤ྲྀྔ͔Β͸༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑Λ‫ੵݟ‬΋Δ͜ͱ΋Ͱ͖Δɽ༹‫಺ބؠ‬෦Ͱ೤͸೤఻ಋʹ
岩湖の冷却速度は
5K/yearになる．
熱流量からは溶岩湖内部の温度勾配を見積もることdT͕Ͱ͖Δɽྫྷ٫͸༹‫ބؠ‬ͷද໘͔Β͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱ͢Δͱɼྫྷ٫଎౓͔Β೤ྲྀྔq Λ‫ٻ‬ΊΔ͜ͱq = −ρDCp(2)
ΩϡϦʔԹ౓ɹɹɹɹɹɹɹ
Tc = 580 ◦ C[7]
冷却は溶岩湖の表面からおこなわれているとすると，もできる．溶岩湖内部で熱は熱伝導によって輸送されdt
͕Ͱ͖ΔɽΑͬͯ༌ૹ͞ΕΔͳΒɼ೤ྲྀྔͱԹ౓ޯ഑ͷؔ܎͸࣍ͷΑ͏ʹͳΔɽ
dT
q = q−ρDC
(2)
p
͕Ͱ͖Δɽ
冷却速度から熱流量を求めることができる．
るなら，熱流量と温度勾配の関係は次のようになる．
dt 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ೤ྲྀྔ͸dT
͜͜Ͱ ρ ͸‫ؠ‬ੴͷີ౓ɼCp ͸‫ؠ‬ੴͷൺ೤Ͱ͋Δɽද
q = −ρDCp(2)30εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺σ dT= 5.67 × 10−8 W/m2 /K4
dT
dt
q = −k(6)
q = −ρDCp
(2)

（2）

（6）
      
      
͜͜Ͱ2 ρ ͸‫ؠ‬ੴͷີ౓ɼCp ͸‫ؠ‬ੴͷൺ೤Ͱ͋Δɽදdz
dt 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ೤ྲྀྔ͸ 30
W/m ͱͳΔɽ͜͜Ͱ ρ ͸‫ؠ‬ੴͷີ౓ɼCp ͸‫ؠ‬ੴͷൺ೤Ͱ͋Δɽද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ೤ྲྀྔ͸ 30
ここでρは岩石の密度，Cp は岩石の比熱である．表
ここで k は熱伝導率，z は地表を 0 とした高度 / 深度，
W/m2 ρͱͳΔɽ
9 /ਂ౓ɼ೤ྲྀྔ q ͸஍ද͔Βେ‫͖޲͏͔޲ʹؾ‬͜͜Ͱ͸‫ؠ‬ੴͷີ౓ɼCp ͸‫ؠ‬ੴͷൺ೤Ͱ͋Δɽද
1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ೤ྲྀྔ͸
30 0 ͱͨ͠ߴ౓
༹‫ބؠ‬ͷද໘͸ɼ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ͕ͳ͍पғͷද໘ʹରͯ͠ɼྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀ͜͜Ͱk ͸೤఻ಋ཰ɼz ͸஍දΛ22
熱流量 q は地表から大気に向かう向きを正とした．
1 にある値を用いると，熱流量は 30W/m となる．
W/m ͱͳΔɽ
2 ͱͳΔɽ
༹‫ބؠ‬ͷද໘͸ɼ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ͕ͳ͍पғͷද໘ʹରͯ͠ɼྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀ
W/m
溶岩湖の表面は，溶岩湖の冷却による熱流量がない
表 l にある値を用いると，溶岩湖内部の温度勾配はྔ q ͚ͩ༨‫ʹܭ‬ද໘͔Βେ‫΁ؾ‬೤Λ༌ૹ͠ͳ͚Ε͹ͳΒͳ͍ɽ͜ͷ༨‫ͳܭ‬೤ͷ༌ૹ͸஍ද໘
−10 K/m ͱͳΔɽ͜͜ͰΛਖ਼ͱͨ͠ɽද̍ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑͸༹‫ބؠ‬ͷද໘͸ɼ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ͕ͳ͍पғͷද໘ʹରͯ͠ɼྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀ
周囲の表面に対して，冷却による熱流量 q だけ余計に－ 10 K/m となる（地中に潜るほど高温になるので，
q ͚ͩ༨‫ʹܭ‬ද໘͔Βେ‫΁ؾ‬೤Λ༌ૹ͠ͳ͚Ε͹ͳΒͳ͍ɽ͜ͷ༨‫ͳܭ‬೤ͷ༌ૹ͸஍ද໘ྔ ༹‫ބؠ‬ͷද໘͸ɼ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ͕ͳ͍पғͷද໘ʹରͯ͠ɼྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀ
∆Ts
͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ͕૿͑Δ͜ͱͰ͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱԾఆͯ͠ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ภࠩԹ౓ޯ഑͕ෛʹͳ͍ͬͯΔͷ͸ɼ஍தʹજΔ΄ͲߴԹʹͳ͍ͬͯΔ͔ΒͰ͋Δɽ
表面から大気へ熱を輸送しなければならない．この余温度勾配は負になる）．
ྔ q ͚ͩ༨‫ʹܭ‬ද໘͔Βେ‫΁ؾ‬೤Λ༌ૹ͠ͳ͚Ε͹ͳΒͳ͍ɽ͜ͷ༨‫ͳܭ‬೤ͷ༌ૹ͸஍ද໘
∆T
͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ͕૿͑Δ͜ͱͰ͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱԾఆͯ͠ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ภࠩsq ͚ͩ༨‫ʹܭ‬ද໘͔Βେ‫΁ؾ‬೤Λ༌ૹ͠ͳ͚Ε͹ͳΒͳ͍ɽ͜ͷ༨‫ͳܭ‬೤ͷ༌ૹ͸஍ද໘ྔΛ‫ٻ‬ΊΔɽԹ౓ภࠩ͸ɼ༹‫ބؠ‬पลͷද໘Թ౓
計な熱の輸送は地表面が射出する熱放射が増えること
磁気測定によって溶岩湖内部の温度がキュリー温度T0 ʹର͢Δ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓Ts ͷͣΕͱ࣓͠‫ؾ‬ଌఆʹΑ༹ͬͯ‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓͕ΩϡϦʔԹ౓ʹͳΔਂ͞ͷਪఆ͕ͳ͞Ε͓ͯΓɼͦ
∆Ts
͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ͕૿͑Δ͜ͱͰ͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱԾఆͯ͠ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ภࠩ
でおこなわれていると仮定して，溶岩湖表面の温度偏になる深さの推定がなされており，その深さは50 mΛ‫ٻ‬ΊΔɽԹ౓ภࠩ͸ɼ༹‫ބؠ‬पลͷද໘Թ౓ T0 ʹର͢Δ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ Ts ͷͣΕͱ͠
∆T
͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ͕૿͑Δ͜ͱͰ͓͜ͳΘΕ͍ͯΔͱԾఆͯ͠ɼ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ภࠩsɽ೤ྲྀྔ͔Β‫ੵݟ‬΋ͬͨԹ౓ޯ഑Λ༻͍Δͱɼ༹‫಺ބؠ‬෦ͷͯҎԼͷΑ͏ʹఆٛ͢Δɽ50mͱ͞Ε͍ͯΔ[7]ͷਂ͞͸Ts
差ΔTs を求める．温度偏差は，溶岩湖表面の温度Λ‫ٻ‬ΊΔɽԹ౓ภࠩ͸ɼ༹‫ބؠ‬पลͷද໘Թ౓T0 ʹର͢Δ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓
Ts とされているͷͣΕͱ͠ [7]．熱流量から見積もった温度勾配をͯҎԼͷΑ͏ʹఆٛ͢Δɽ
の溶岩湖周辺の表面温度
Tに対するずれとして，以用いると，溶岩湖内部の温度がキュリー温度
Tc にな
0ʹର͢Δ༹‫ބؠ‬ද໘ͷԹ౓ Ts ͷͣΕͱ͠Λ‫ٻ‬ΊΔɽԹ౓ภࠩ͸ɼ༹‫ބؠ‬पลͷද໘Թ౓
Ts0 −∆Ts = TT0
(3) zc ͸Թ౓͕ΩϡϦʔԹ౓ Tc ʹͳΔਂͯ͞ҎԼͷΑ͏ʹఆٛ͢Δɽ
下のように定義する．
る深さ zc は∆Ts = Ts − T0(3)ͯҎԼͷΑ͏ʹఆٛ͢Δɽ
dT஍ද໘͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ F ͸ɼ஍දԹ౓ΛT ͱ͢Δͱ
(3)      

（3）（7）       ∆Ts = Ts − T0zc 
T c = Ts +(7)dz
∆Ts =TTsͱ͢Δͱ− T0(3)஍ද໘͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ F ͸ɼ஍දԹ౓Λ4
地表面が射出する熱放射Fは，地表温度をT とすると
表 1 にある値を用いると地下
40 m と計算される．こσT(4)஍ද໘͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹF ͸ɼ஍දԹ౓ΛFT=ͱ͢Δͱද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱ஍Լ
40 m ͱ‫͞ࢉܭ‬ΕΔɽ͜Ε͸࣓‫ؾ‬ଌఆʹΑͬͯਪఆ͞Εͨਂ͞
れは磁気測定によって推定された深さにほぼ一致して஍ද໘͕ࣹग़͢Δ೤์ࣹ F ͸ɼ஍දԹ౓Λ T ͱ͢ΔͱF = σT 4(4)      
（4）いる．
ʹ΄΅Ұக͍ͯ͠Δɽ͜͜Ͱ σ ͸εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺Ͱ͋ΔɽԹ౓ภࠩ
∆T ͱ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ
F = σT 4(4)
ここでσはステファン・ボルツマン定数である．温F = σT 4(4)͜͜Ͱ σ ͸εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺Ͱ͋ΔɽԹ౓ภࠩ ∆T ͱ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ
2.3 サーストン溶岩チューブq ͷؔ܎͸
度偏差ΔT と溶岩湖の冷却による熱流量 q の関係は͜͜Ͱ σ ͸εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺Ͱ͋ΔɽԹ౓ภࠩ
∆T ͱ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ
10


dF
キラウエア・イキのすぐ横には，中に入ることのでq ͷؔ܎͸͜͜Ͱσ ͸εςϑΝϯɾϘϧπϚϯఆ਺Ͱ͋ΔɽԹ౓ภࠩ
∆Tͱ༹‫ބؠ‬ͷྫྷ٫ʹΑΔ೤ྲྀྔ
∆Ts 
(5)
（5）
       q = dT q ͷؔ܎͸
きるサーストン溶岩チューブ（Thurston Lave Tube）
dF T0
q =
(5)
 ∆Ts
2
q ͷؔ܎͸
表
1にある値を用いると，q
=
30
（
W/m
）
のとき
Δ
T
がある．キラウエア・イキ・トレイルを歩いたら，つdT T0∆T = 6 K ͱͳΔɽ஍‫؍ٿ‬ଌӴ੕
2 dFsද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼq = 30 (W/mTERRA ∆Tssq = ) ͷͱ͖(5)dF
dT T0 TERRA に搭載された= 6 K となる．地球観測衛星
いでに溶岩チューブに寄り道して中を歩いてみるとよ
2
q
=
∆T
(5)
s
ද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼq = 30 (W/m ) ͷͱ͖TERRA
dT T0 ∆Ts = 6 K ͱͳΔɽ஍‫؍ٿ‬ଌӴ੕ʹ౥ࡌ͞Εͨ ASTERASTERʹΑΔ‫؍‬ଌͰਪఆ͞ΕͨΩϥ΢ΤΞɾΠΩͷද໘Թ౓͸ɼपล஍Ҭʹ
の観測によると，キラウエア・イキの表面温い．ちなみに，この溶岩チューブはキラウエア・イキ
2ද 1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼq = 30 (W/m ) ͷͱ͖ ∆Ts = 6 K ͱͳΔɽ஍‫؍ٿ‬ଌӴ੕ TERRA
2 ) ͷͱ͖
3 K 程度高温になっている[5]．
の溶岩湖より高い位置にあり，1959
年の噴火とは無ʹ౥ࡌ͞ΕͨASTER度は周辺地域に比べてʹΑΔ‫؍‬ଌͰਪఆ͞ΕͨΩϥ΢ΤΞɾΠΩͷද໘Թ౓͸ɼपล஍Ҭʹද
1 ʹ͋Δ஋Λ༻͍Δͱɼ
q = 30 (W/m
∆Ts = 6 K ͱͳΔɽ஍‫؍ٿ‬ଌӴ੕
TERRA
3 K ఔ౓ߴԹʹͳ͍ͬͯΔ[5]ɽ೤์ࣹҎ֎ʹજ೤΍‫ݦ‬೤ͷ‫Ͱܗ‬༌ૹ͞ΕΔ೤΋͋Δ͜ൺ΂ͯ
20ʹ౥ࡌ͞Εͨ ASTER ʹΑΔ‫؍‬ଌͰਪఆ͞ΕͨΩϥ΢ΤΞɾΠΩͷද໘Թ౓͸ɼपล஍Ҭʹ
熱放射以外に潜熱や顕熱の形で輸送される熱もあるこ関係である ．
[5]ɽ೤์ࣹҎ֎ʹજ೤΍‫ݦ‬೤ͷ‫Ͱܗ‬༌ૹ͞ΕΔ೤΋͋Δ͜ൺ΂ͯ 3 K ఔ౓ߴԹʹͳ͍ͬͯΔ
ʹ౥ࡌ͞ΕͨASTER ʹΑΔ‫؍‬ଌͰਪఆ͞ΕͨΩϥ΢ΤΞɾΠΩͷද໘Թ౓͸ɼपล஍Ҭʹ
ASTER ͷ‫؍‬ଌͱ੔߹తͰ͋Δɽ
ͱΛߟ͑ΔͱɼઌͷԹ౓ภࠩͷ‫ੵݟ‬Γ͸
トレイルの順路に従ってピット・クレーターの中をとを考えると，先の温度偏差の見積りはASTER の観ൺ΂ͯ 3 K ఔ౓ߴԹʹͳ͍ͬͯΔ [5]ɽ೤์ࣹҎ֎ʹજ೤΍‫ݦ‬೤ͷ‫Ͱܗ‬༌ૹ͞ΕΔ೤΋͋Δ͜
測と整合的である．
ASTER ͷ‫؍‬ଌͱ੔߹తͰ͋Δɽ
ͱΛߟ͑ΔͱɼઌͷԹ౓ภࠩͷ‫ੵݟ‬Γ͸
20. サーストン溶岩チューブの発見は 1913 年．
3 K ఔ౓ߴԹʹͳ͍ͬͯΔ[5]ɽ೤์ࣹҎ֎ʹજ೤΍‫ݦ‬೤ͷ‫Ͱܗ‬༌ૹ͞ΕΔ೤΋͋Δ͜ൺ΂ͯ೤ྲྀྔ͔Β͸༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑Λ‫ੵݟ‬΋Δ͜ͱ΋Ͱ͖Δɽ༹‫಺ބؠ‬෦Ͱ೤͸೤఻ಋʹͱΛߟ͑ΔͱɼઌͷԹ౓ภࠩͷ‫ੵݟ‬Γ͸ ASTER ͷ‫؍‬ଌͱ੔߹తͰ͋Δɽ
೤ྲྀྔ͔Β͸༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑Λ‫ੵݟ‬΋Δ͜ͱ΋Ͱ͖Δɽ༹‫಺ބؠ‬෦Ͱ೤͸೤఻ಋʹ
ASTER ͷ‫؍‬ଌͱ੔߹తͰ͋Δɽ
ͱΛߟ͑ΔͱɼઌͷԹ౓ภࠩͷ‫ੵݟ‬Γ͸Αͬͯ༌ૹ͞ΕΔͳΒɼ೤ྲྀྔͱԹ౓ޯ഑ͷؔ܎͸࣍ͷΑ͏ʹͳΔɽ
೤ྲྀྔ͔Β͸༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑Λ‫ੵݟ‬΋Δ͜ͱ΋Ͱ͖Δɽ༹‫಺ބؠ‬෦Ͱ೤͸೤఻ಋʹΑͬͯ༌ૹ͞ΕΔͳΒɼ೤ྲྀྔͱԹ౓ޯ഑ͷؔ܎͸࣍ͷΑ͏ʹͳΔɽ
೤ྲྀྔ͔Β͸༹‫಺ބؠ‬෦ͷԹ౓ޯ഑Λ‫ੵݟ‬΋Δ͜ͱ΋Ͱ͖Δɽ༹‫಺ބؠ‬෦Ͱ೤͸೤఻ಋʹdT
q = −k(6)
Αͬͯ༌ૹ͞ΕΔͳΒɼ೤ྲྀྔͱԹ౓ޯ഑ͷؔ܎͸࣍ͷΑ͏ʹͳΔɽdz
dT
Αͬͯ༌ૹ͞ΕΔͳΒɼ೤ྲྀྔͱԹ౓ޯ഑ͷؔ܎͸࣍ͷΑ͏ʹͳΔɽ
q = −k(6)dz
9 dT
q = −k
(6)
dT
dz

70

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

図1： ボルケーノ・ハウスから見たキラウエア・カルデラ．中央左にある
ハレマウマウ火口から贖煙があがっている．右奥でなだらかに裾をひいているのはマウナ・ロア．

図6： プウ・プアイとデバステーション・トレイル．

図2： キラウエア・ビジター・センターにあるハワイ島の立体模型．
（撮影者：奥永明音）

図7： マウナ・ウルと1969-1974年の噴火で噴き出した溶岩．手前はパホイホイだが，その奥にアアがあり，
さらにその奥はまたパホイホイ．

図3： 緑色をしたオリビンの結晶を含む岩石．
（撮影者：高木聖子）

図8： 溶岩ツアー．目の前で溶岩がひだを作りながらゆっくりと流れていく．

図4： キラウエア・イキ・クレーター．いちばん手前は溶岩湖の沈降で生じた段丘（lava subsidence terrace）の上面で，右に写っている人々
は段丘の崖を登っているところ．その奥は平坦なクレーターの底で植生がほとんど見られないのに対し，クレーターの壁は植生で覆われている．写真中央を奥に向かって伸びるぼんやりとした白い帯
はトレイル．左の壁の上にはプウ・プアイ（スコリア丘）があり，さらにその奥にはマウナ・ロアが見える．この写真が撮影されたのは7月で，マウナ・ロア山頂に雪はない．

図5： サーストン溶岩チューブ．（撮影者：高木聖子）

図9： 飛行機から撮影したマウナ・ケア．マウナ・ロア（図4）と違って見た目がギザギザしている．この写真を撮影したとき，下層には雲が広がっているが，山頂は雲の上に出ている．

図10：マウナ・ケア山頂で日の出の時間に西を向いて撮影した写真．手前の丸い2つのドームはケック天文台，その後ろにある銀色のドー
ムはすばる望遠鏡．左に見える2つの黒いこぶはスコリア丘．その奥にある濃青と茜色の境界で区切られた上に凸の青黒い三角はマ
ウナ・ケアの影．

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと

降りていって，溶岩チューブの入口に到着したら，か

71

2.4.1

デバステーション・トレイル

つて赤熱した溶岩が流れていた溶岩チューブの中に入背の高い木に囲まれたデバステーション・トレイル

る．照明が設置されているので，懐中電灯を持たずと駐車場から森の中に続くトレイルを歩いていくと，あも溶岩チューブの通行に間題はないが，壁面や天井をるところで周囲にある木の樹高が急に低くなり，さら観察するなら懐中電灯があるとよい（図 5）．

に進むと植生はだんだんとまばらになっていく．終に壁を見ると，かつてここを流れた溶岩流の表面がどは植生はなくなって地面はスコリアで埋め尽くされ，の高さにあったのかわかる．溶岩チューブの天井には，目の前にプウ・プアイが現れる（図 6）．降下したスコ

したたり落ちる途中の溶岩が固まってできるつらら石

リアでもともとあった森が焼かれた後，スコリアの降（溶岩鍾乳）が形成されるらしいが，現在のサーストン

下量が少なかった地域では植生が回復しつつあるのに溶岩チューブの天井に溶岩鍾乳は見られない．もとも対し，スコリアの降下量が多かった地域では末だ植生とは天井一面に溶岩鍾乳がぶら下がっていたのだが，が回復していないのだと思われる．降下スコリアが火

溶岩鍾乳は折り取られて持ち去られてしまったらし

口 か ら 南 西 方 向 に 向 か っ て 分 布 し て い る こ と は，

21

Google マップで航空写真を見るとよくわかる．スコ

順路に従って進み，溶岩チューブの天井が崩落した

リアが南西方向に分布しているのは，貿易風が北東かい ．
ところから地上に出る．溶岩チューブはここから先に22も続いているが，立入禁止になっている ．

ら吹いているからである．
トレイルはプウ・プアイをまくように右に曲がる．

サーストン溶岩チューブ前の駐車場は駐車できる台

ここでは舗装されたトレイルの外に出てはいけないこ

数が少ないこともあり，いつも混雑していて駐車スペとになっていて，プウ・プアイに登ることは禁止されースを見つけるのが難しい．そのためか，この駐車場ている．トレイルに沿ってプウ・プアイを左に見なが

23

は駐車時間に 30 分の制限が付けられている ．それでら進む途中では，トレイルの左右に溶岩樹型（樹木がも混雑しているので，サーストン溶岩チューブ前の駐燃え尽きたあとの空洞）をいくつか見つけることがで車場に車を駐車したいなら，混雑する前の時間に行く

きる．やがてトレイルはキラウエア・イキ・クレータのがよい．

ーのへり，キラウエア・イキ展望台のほぼ対角に位置

2.4

プウ・プアイ（スコリア丘）するところに突き当たる．ここからリムに沿って左に延びる道はスコリアに埋もれて通行止めになっている．

1959 年の噴火で形成されたスコリア丘であるプウ・リムに沿って右に伸びる道のすぐ先は，トレイルの終プアイには，デバステーション・トレイル（Devastation

点プウ・プアイ駐車場である．キラウエア・イキを覗Trail）を利用してアプローチする．トレイルの起点とき込んだら，車に戻るため来た道を引き返す．

なるデバステーション・トレイル駐車場では，ネネ（nene）をよく見かける．ネネはハワイ州の州烏で，24

ハワイの固有種である ．駐車場ではネネを礫かない25

帰りは足下にあるスコリアの大きさに注意してみる．
国立公園が発行しているトレイル・ガイドには「手に取って観察してみよう．観察し終わったら，元あったように気をつけなければならない ．また，ネネに餌ように戻すこと」と書いてあるので，遠慮なくスコリをやってもいけない．

アを手にとって観察する（終わったら元に戻す）．トレ
イル脇のスコリアを見ていくと，噴出口からの距離に

21. 言うまでもないことだが，国立公園内の物を破壊してはいけ
ないし，持ち帰ってもいけない．
22. 以前は立入可能だった（「懐中電灯を持って，気をつけて入るように」と書かれた看板があった）が，現在（2018 年 3 月）は閉
鎖されている．
23. キラウエア・イキ・トレイルの一周を 30 分で走破することはできないので，サーストン溶岩チューブ前に駐車してキラウ
エア・イキ・トレイルを歩くことはできない．
24. 筆者はネネの嗚き声を聞いたことはないが，「ネーネー」と嗚
くらしい（ネネという名前は嗚き声に由来するらしい）．
25. ネネを礫いたら 100 USD の罰金を科せられる，という話を聞いた．

応じてスコリアの大きさが変わる [8] ことを確認する
26

ことができる ．
2.4.2

降下スコリアにまつわる考察

噴出口から噴き上げられた粒子の運動を考える．粒26. トレイルを外れてスコリア丘に近づくことができれば，もっとよく大きさの変化を確認することができるはずであるが，トレイルを外れることは禁止されている．

ϦΞΛखʹͱͬͯ‫͢࡯؍‬Δ(ऴΘͬͨΒ‫ʹݩ‬໭͢)ɽτϨΠϧ࿬ͷείϦΞΛ‫ͱ͍ͯ͘ݟ‬ɼ෾)ɽτϨΠϧ࿬ͷείϦΞΛ‫ͱ͍ͯ͘ݟ‬ɼ෾ϦΞΛखʹͱͬͯ‫͢࡯؍‬Δ(ऴΘͬͨΒ‫ʹݩ‬໭͢େ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ W ͸ 0 ͱͯ͠ӡಈํఔࣜΛੵ෼͢Δͱେ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ W ͸ 0 ͱͯ͠ӡಈํఔࣜΛੵ෼͢Δͱ 26ग़‫͔ޱ‬Βͷ‫ʹ཭ڑ‬Ԡͯ͡είϦΞͷେ͖͕͞มΘΔt[8]͜ͱΛ֬ೝ͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖Δ
͜ͱΛ֬ೝ͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖Δ26ɽɽग़‫͔ޱ‬Βͷ‫ʹ཭ڑ‬Ԡͯ͡είϦΞͷେ͖͕͞มΘΔ[8]w(t) = −w∞ tanh  (10)τtw(t) = −w∞ tanh
(10)
τ


͜͜Ͱ w∞ = 8grρs /3ρa C ɼτ = 8rρs /3gρa C Ͱɼཻࢠͷॳ଎͸ w(t = 0) = 0 ͱͨ͠ɽ͜͜Ͱ w∞ = 8grρs /3ρa C ɼτ = 8rρs /3gρa C Ͱɼཻࢠͷॳ଎͸ w(t = 0) = 0 ͱͨ͠ɽ2.4.2
2.4.2 ߱ԼείϦΞʹ·ͭΘΔߟ࡯
߱ԼείϦΞʹ·ͭΘΔߟ࡯
w∞ ͸ऴ୺଎౓Ͱɼॏྗͱۭ‫ؾ‬఍߅͕ͭΓ߹͏଎౓Ͱ͋Δɽཻࢠͷ଎౓͸ τ ͘Β͍ͷ࣌ؒε72
日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018
w∞ ͸ऴ୺଎౓Ͱɼॏྗͱۭ‫ؾ‬఍߅͕ͭΓ߹͏଎౓Ͱ͋Δɽཻࢠͷ଎౓͸ τ ͘Β͍ͷ࣌ؒε෾ग़‫͔ޱ‬Β෾্͖͛ΒΕཻͨࢠͷӡಈΛߟ͑Δɽཻࢠʹಇ͘ྗͱͯ͠ॏྗͱ఍߅ྗΛߟ͑෾ग़‫͔ޱ‬Β෾্͖͛ΒΕཻͨࢠͷӡಈΛߟ͑Δɽཻࢠʹಇ͘ྗͱͯ͠ॏྗͱ఍߅ྗΛߟ͑έʔϧͰऴ୺଎౓ʹམͪண͘ɽද 2 ʹ͋Δ਺஋Λ༻͍ͯ‫͢ࢉܭ‬Δͱɼ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞͷ
2 ʹ͋Δ਺஋Λ༻͍ͯ‫͢ࢉܭ‬Δͱɼ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞͷ
έʔϧͰऴ୺଎౓ʹམͪண͘ɽද
表2： 降下スコリアのパラメタ．
子に働く力として重力と抵抗力を考えると，粒子の鉛ΔͱɼཻࢠͷԖ௚ํ޲ͷӡಈํఔࣜ͸ɼ
ΔͱɼཻࢠͷԖ௚ํ޲ͷӡಈํఔࣜ͸ɼऴ୺଎౓͸ 19 m/sɼ࣌ؒεέʔϧ͸ 1.9 s ͱͳΔɽ਺ 100m ͷߴ͔͞ΒམԼ͢Δ௚‫ ܘ‬2 cm
直方向の運動方程式は，
値
文献
ऴ୺଎౓͸ 19 m/sɼ࣌ؒεέʔϧ͸ 1.9 s ͱͳΔɽ਺ 100m ͷߴ͔͞ΒམԼ͢Δ௚‫ ܘ‬2 cm
2
27
2
スコリアの半径r = 1 cmɽ
dw
(W
w)
dw
(W−−ͷείϦΞ͸଎΍͔ʹऴ୺଎౓ʹୡ͢Δͱߟ͑ͯΑ͍
w)
(8)

（8）
    mm ==−mg(8)−mg++ρρaaCA
CA
27 ɽ 3dtdt
22 ͷείϦΞ͸଎΍͔ʹऴ୺଎౓ʹୡ͢Δͱߟ͑ͯΑ͍
スコリアのバルク密度 ρs = 650 kg/m
[8]
Ψε্͕޲͖଎౓Λ࣋ͨͳ͍ͱ͖ (W = 0)ɼ্޲͖ʹଧ্ͪ͛ΒΕཻͨࢠ͕౸ୡ͢Δߴ౓－6－6
ここで m は粒子の質量，w は粒子の鉛直速度，g は重[4]
スコリアの熱拡散係数 κ = 1× 10 s/mΨε্͕޲͖଎౓Λ࣋ͨͳ͍ͱ͖
͜͜Ͱɹρρaa͸େ‫ؾ‬ͷີ౓ɼ͜͜Ͱɹmm͸ཻࢠͷ࣭ྔɼ͸ཻࢠͷ࣭ྔɼww͸ཻࢠͷԖ௚଎౓ɼ
͸ཻࢠͷԖ௚଎౓ɼgg͸ॏྗՃ଎౓ɼ
͸ॏྗՃ଎౓ɼ
͸େ‫ؾ‬ͷີ౓ɼCC͸఍͸఍ (W = 0)ɼ্޲͖ʹଧ্ͪ͛ΒΕཻͨࢠ͕౸ୡ͢Δߴ౓
は粒子
力加速度，ρa は大気の密度，C は抵抗係数，A
溶岩噴泉の高さ
[3]
H=
580
m
zmax ͸ऴ୺଎౓Λ࢖͓͓ͬͯΑͦ
の断面積，Wは大気の鉛直速度，である．簡単のた
水平風速zmax ͸ऴ୺଎౓Λ࢖͓͓ͬͯΑͦUw∞=2 5 m/sW߅܎਺ɼ͸ཻࢠͷஅ໘ੵɼ
W ͸େ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ɼͰ͋Δɽ؆୯ͷͨΊཻࢠ͸‫͋Ͱܗٿ‬Δ͜͸େ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ɼͰ͋Δɽ؆୯ͷͨΊཻࢠ͸‫͋Ͱܗٿ‬Δ͜
߅܎਺ɼAA͸ཻࢠͷஅ໘ੵɼ(11)
zmax ∼
2
め粒子は球形であることにすると，粒子の質量と断面
抵抗係数
C 2g
=∞0.4
w
3
3
(11)
z
∼
max
rrΛ༻͍ͯ
4πrɼͱʹ͢Δͱɼཻࢠͷ࣭ྔͱஅ໘ੵ͸ཻࢠͷόϧΫີ౓ρs sͱ൒‫ܘ‬
ͱ൒‫ܘ‬
Λ༻͍ͯ
4πr ρρs /3ɼͱʹ͢Δͱɼཻࢠͷ࣭ྔͱஅ໘ੵ͸ཻࢠͷόϧΫີ౓
s /3
半
径rを
用
い て mm==
積 は 粒 子 の バ ル ク 密 度 ρs ρと2g1.2 kg/m3
大気の密度
ρa =
ͱ‫ੵݟ‬΋ΒΕΔɽ͢ͳΘͪɼ௚‫ܘ‬
2
cm
ͷείϦΞ
(w
=
19
m/s)
͸͍͍ͤͥ਺
10m
ఔ౓·
∞
3
2
2
m = 4πr ρs/3，A = πr と書くことができて，運動方
重力加速度
g = 9.8
AA==πrπr2 2ͱॻ͘͜ͱ͕Ͱ͖ͯɼӡಈํఔࣜ͸ͱॻ͘͜ͱ͕Ͱ͖ͯɼӡಈํఔࣜ͸ͱ‫ੵݟ‬΋ΒΕΔɽ͢ͳΘͪɼ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞ
(wm/s∞ = 19 m/s) ͸͍͍ͤͥ਺ 10m ఔ౓·28
程式はͰ্͔͕͠Βͳ͍ ɽখཻ͍ܰ͘͞ࢠ͸ۭ‫ؾ‬఍߅ͷӨ‫ڹ‬Λ‫͘ڧ‬ड͚ΔͨΊɼΨε্͕޲͖ͷ଎
28 ɽখཻ͍ܰ͘͞ࢠ͸ۭ‫ؾ‬఍߅ͷӨ‫ڹ‬Λ‫͘ڧ‬ड͚ΔͨΊɼΨε্͕޲͖ͷ଎Ͱ্͔͕͠Βͳ͍dw
3ρ
C
けるため，ガスが上向きの速度を持たないと高く上がdw
3ρaa C
2
2
==−g
(W
(9)
−g++
(W−−w)
w)
(9)

（9）
   
౓Λ࣋ͨͳ͍ͱߴ্͕͘Δ͜ͱ͕Ͱ͖ͳ͍ɽ
dtdt
8rρ
8rρs s
ることができない．
౓Λ࣋ͨͳ͍ͱߴ্͕͘Δ͜ͱ͕Ͱ͖ͳ͍ɽ
となる．この式の中に，粒子の特性を表わすパラメタ
次にスコリアの滞空時間を考える．粒子は噴出口で࣍ʹείϦΞͷ଺ۭ࣌ؒΛߟ͑Δɽཻࢠ͸෾ग़‫ʹ͖޲্Ͱޱ‬෾͖ग़͢ΨεʹΑͬͯ଎΍͔
ͱͳΔɽ͜ͷࣜͷதʹɼཻࢠͷಛੑΛදΘ͢ύϥϝλ͸rρ
ͱͳΔɽ͜ͷࣜͷதʹɼཻࢠͷಛੑΛදΘ͢ύϥϝλ͸ rρs sͷ‫Ͱܗ‬ೖ͍ͬͯΔ͜ͱ͔Βɼͷ‫Ͱܗ‬ೖ͍ͬͯΔ͜ͱ͔Βɼrρ
rρs s
は rρs の形で入っていることから，rρs が同じ値となる
上向きに噴き出すガスによって速やかに最高高度 H࣍ʹείϦΞͷ଺ۭ࣌ؒΛߟ͑Δɽཻࢠ͸෾ग़‫ʹ͖޲্Ͱޱ‬෾͖ग़͢ΨεʹΑͬͯ଎΍͔ʹ࠷ߴߴ౓ H ·Ͱ্͕࣋ͪΓɼͦͷ‫ޙ‬ɼऴ୺଎౓ͰམԼ͢Δͱͨ͠Βɼ଺ۭ࣌ؒ T ͸
粒子は同じ運動をすることがわかる
まで持ち上がり，その後，終端速度で落下するとした
͕ಉ͡஋ͱͳΔཻࢠ͸ಉ͡ӡಈΛ͢Δ͜ͱ͕Θ͔Δ[9]͕ಉ͡஋ͱͳΔཻࢠ͸ಉ͡ӡಈΛ͢Δ͜ͱ͕Θ͔Δ[9]ɽ
ɽ [9]．
ʹ࠷ߴߴ౓ H ·Ͱ্͕࣋ͪΓɼͦͷ‫ޙ‬ɼऴ୺଎౓ͰམԼ͢Δͱͨ͠Βɼ଺ۭ࣌ؒ T ͸
大気の鉛直速度 W は 0 として運動方程式を積分する
ら，滞空時間 T はHϨΠϧΛ֎ΕͯείϦΞٰʹۙͮ͘͜ͱ͕Ͱ͖Ε͹ɼ΋ͬͱΑ͘େ͖͞ͷมԽΛ֬ೝ͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖Δ͸ͣͰϨΠϧΛ֎ΕͯείϦΞٰʹۙͮ͘͜ͱ͕Ͱ͖Ε͹ɼ΋ͬͱΑ͘େ͖͞ͷมԽΛ֬ೝ͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖Δ͸ͣͰେ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ W ͸ 0 ͱͯ͠ӡಈํఔࣜΛੵ෼͢ΔͱT ≃(12)େ‫ؾ‬ͷԖ௚଎౓ Wと͸ 0 ͱͯ͠ӡಈํఔࣜΛੵ෼͢Δͱ
w∞
H
T
≃
(12)

（12）
     
 
ɼτϨΠϧΛ֎ΕΔ͜ͱ͸‫͞ࢭې‬Ε͍ͯΔɽ
ɼτϨΠϧΛ֎ΕΔ͜ͱ͸‫͞ࢭې‬Ε͍ͯΔɽ
t 
w∞
t
(10)580 m ͷߴ͔͞ΒམͪΔͷʹ͔͔Δ࣌ؒ͸໿ 30 s Ͱ͋Δɽw(t) = −w∞ tanh
2 cm ͷείϦΞ͕

（10）
   
w(t) = −w∞ tanh τ ͱͳΔɽ௚‫ܘ‬(10) 2 cm のスコリアが 580 m の高さから落となる．直径τ ͱͳΔɽ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞ͕
580 m ͷߴ͔͞ΒམͪΔͷʹ͔͔Δ࣌ؒ͸໿ 30 s Ͱ͋Δɽ
13
13


w
ρs/3ρ
ρs/3gρaC で，粒ちるのにかかる時間は約
30 s である．この落下の間に，l Λ೤͜ͷམԼͷؒʹɼείϦΞ͸ྫྷ٫ͯ͠ද໘ʹΫϥετ͕‫ܗ‬੒͞ΕΔɽΫϥετͷް͞∞ = √8gr
aC，τ = √8r
͜͜Ͱ w∞ = 8grρここで
/3ρ
C
ɼ
τ
=
8rρ
/3gρ
C
Ͱɼཻࢠͷॳ଎͸
w(t
=
0)
=
0
ͱͨ͠ɽ
͜͜Ͱ w∞ = 8grρss /3ρaa C ɼτ = 8rρss /3gρaa C Ͱɼཻࢠͷॳ଎͸
w(t = 0) = 0 ͱͨ͠ɽl Λ೤͜ͷམԼͷؒʹɼείϦΞ͸ྫྷ٫ͯ͠ද໘ʹΫϥετ͕‫ܗ‬੒͞ΕΔɽΫϥετͷް͞子の初速は w（t = 0）= 0 とした．w∞は終端速度で，重スコリアは冷却して表面にクラストが形成される．クκ͔Β‫ੵݟ‬΋Δͱɼ֦ࢄ܎਺
w∞ ͸ऴ୺଎౓Ͱɼॏྗͱۭ‫ؾ‬఍߅͕ͭΓ߹͏଎౓Ͱ͋Δɽཻࢠͷ଎౓͸
力と空気抵抗がつり合う速度である．粒子の速度はττ ͘Β͍ͷ࣌ؒεラストの厚さ l を熱拡散係数κから見積もると，
w∞ ͸ऴ୺଎౓Ͱɼॏྗͱۭ‫ؾ‬఍߅͕ͭΓ߹͏଎౓Ͱ͋Δɽཻࢠͷ଎౓͸͘Β͍ͷ࣌ؒε֦ࢄ܎਺ κ ͔Β‫ੵݟ‬΋Δͱɼ
 2
1/4
√
τくらいの時間スケールで終端速度に落ち着く．表 2
3κ ρa CH 2έʔϧͰऴ୺଎౓ʹམͪண͘ɽද 2 ʹ͋Δ਺஋Λ༻͍ͯ‫͢ࢉܭ‬Δͱɼ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞͷ
l
≃
κT
=
(13)


（13）
   
2 ρ CH 2 1/4 
2 ʹ͋Δ਺஋Λ༻͍ͯ‫͢ࢉܭ‬Δͱɼ௚‫ܘ‬
2 cm ͷείϦΞͷ
έʔϧͰऴ୺଎౓ʹམͪண͘ɽද
√3κ8grρ
asにある数値を用いて計算すると，直径2 cm のスコリl ≃ κT =(13)
27 100m ͷߴ͔͞ΒམԼ͢Δ௚‫ܘ‬s くらいの厚さのクラ1.9m/s，時間スケールはs ͱͳΔɽ਺
2 cm
ऴ୺଎౓͸ 19 m/sɼ࣌ؒεέʔϧ͸
のスコリアでは 8grρ
5 mm
アの終端速度は 19
1.9 s となる． 直径 2 cm
1.9 s ͱͳΔɽ਺ੵ෼͢Δͷ͸ָ͍͠ͷͰ͍ͭੵ෼ͯ͠͠·͕ͬͨɼੵ෼͠ͳ͍Ͱ΋͍͍ͩͨͷ͜ͱ͸Θ͔Δɽऴ୺଎౓͸ӡಈํ
100m ͷߴ͔͞ΒམԼ͢Δ௚‫ܘ‬
2 cmऴ୺଎౓͸ 19 m/sɼ࣌ؒεέʔϧ͸

27
ストが形成されるので，落下したスコリアは固体とし数 100 m の高さから落下する直径
2ੵ෼͢Δͷ͸ָ͍͠ͷͰ͍ͭੵ෼ͯ͠͠·͕ͬͨɼੵ෼͠ͳ͍Ͱ΋͍͍ͩͨͷ͜ͱ͸Θ͔Δɽऴ୺଎౓͸ӡಈํcm のスコリアは௚‫ܘ‬
2 cm ͷείϦΞͰ͸
5 mm ͘Β͍ͷް͞ͷΫϥετ͕‫ܗ‬੒͞ΕΔͷͰɼམԼͨ͠εί
27 ɽ
ఔࣜʹ
dw/dt
= 0 Λ୅ೖ͢Δ͜ͱͰ؆୯ʹ‫·ٻ‬Γɼ࣌ؒεέʔϧ͸ τ ∼ w∞ /g ͱͯ͠‫ੵݟ‬΋Ε͹Α͍ɽͷείϦΞ͸଎΍͔ʹऴ୺଎౓ʹୡ͢Δͱߟ͑ͯΑ͍
27
27ͷείϦΞ͸଎΍͔ʹऴ୺଎౓ʹୡ͢Δͱߟ͑ͯΑ͍ɽ．
て振る舞うと考えてよいだろう．固体のスコリアは落速やかに終端速度に逹すると考えてよい
28ఔࣜʹ
dw/dt = 0 Λ୅ೖ͢Δ͜ͱͰ؆୯ʹ‫·ٻ‬Γɼ࣌ؒεέʔϧ͸ τ ∼ w∞ /g ͱͯ͠‫ੵݟ‬΋Ε͹Α͍ɽ଎͍଎౓Ͱଧ্ͪ͛Ε͹ΑΓߴ͘·Ͱ্͕Δ͕ɼͦΜͳʹߴ͘͸্͕Βͳ͍ɽӡಈํఔࣜΛ
2 ճੵ෼ͯ͠ॳ଎
ϦΞ͸‫ݻ‬ମͱͯ͠ৼΔ෣͏ͱߟ͑ͯΑ͍ͩΖ͏ɽ‫ݻ‬ମͷείϦΞ͸མԼͨ͠‫ʹޙ‬స͕ͬͯɼε28 （W = 0）
ガスが上向き速度を持たないとき，上向き下した後に転がって，スコリア丘をつくる．スコリア(W = 0)ɼ্޲͖ʹଧ্ͪ͛ΒΕཻͨࢠ͕౸ୡ͢Δߴ౓Ψε্͕޲͖଎౓Λ࣋ͨͳ͍ͱ͖
଎͍଎౓Ͱଧ্ͪ͛Ε͹ΑΓߴ͘·Ͱ্͕Δ͕ɼͦΜͳʹߴ͘͸্͕Βͳ͍ɽӡಈํఔࣜΛ
2 ճੵ෼ͯ͠ॳ଎
Ψε্͕޲͖଎౓Λ࣋ͨͳ͍ͱ͖ (W = 0)ɼ্޲͖ʹଧ্ͪ͛ΒΕཻͨࢠ͕౸ୡ͢Δߴ౓
౓ͱ౸ୡߴ౓ͷؔ܎Λղੳతʹಋ͚͹ɼ͜͜ʹࣔͨ͠ࡶͳ‫ੵݟ‬ΓͰ΋े෼Ͱ͋Δ͜ͱ͕Θ͔Δɽ
29
29
は終端速度
で決まる．
に打ち上げられた粒子が到逹する高度
z
丘の形
（傾斜）
は安息角
max
ίϦΞٰΛͭ͘ΔɽείϦΞٰͷ‫ )ࣼ܏( ܗ‬͸҆ଉ֯ Ͱܾ·Δɽ౓ͱ౸ୡߴ౓ͷؔ܎Λղੳతʹಋ͚͹ɼ͜͜ʹࣔͨ͠ࡶͳ‫ੵݟ‬ΓͰ΋े෼Ͱ͋Δ͜ͱ͕Θ͔Δɽ
zmax ͸ऴ୺଎౓Λ࢖͓͓ͬͯΑͦ
zmax ͸ऴ୺଎౓Λ࢖͓͓ͬͯΑͦ
を使っておおよそ
もうひとつ，粒子が水平風で流される距離を見積も14w∞ 22
2 cm ఔ౓ͷείϦΞ͸ۭ‫ؾ‬΋͏ͻͱͭɼཻࢠ͕ਫฏ෩Ͱྲྀ͞ΕΔ‫཭ڑ‬Λ‫ੵݟ‬΋Δɽ௚‫ܘ‬
る．直径2 cm 程度のスコリアは空気抵抗によって速w(11)zmax ∼ ∞14
zmax ∼ 2g
(11)

（11）
     
2g
やかに大気の速度に馴染むと考えられるので，水平方L ͸ਫฏ఍߅ʹΑͬͯ଎΍͔ʹେ‫ؾ‬ͷ଎౓ʹೃછΉͱߟ͑ΒΕΔͷͰɼਫฏํ޲ͷ༌ૹ‫཭ڑ‬ͱ‫ੵݟ‬΋ΒΕΔɽ͢ͳΘͪɼ௚‫ܘ‬
2 cm ͷείϦΞ (w∞ =219cm
m/s)
͸͍͍ͤͥ਺向の輸送距離10m ఔ౓·と見積もられる．すなわち，直径のスコリアͱ‫ੵݟ‬΋ΒΕΔɽ͢ͳΘͪɼ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞ (w∞ = 19 m/s) ͸͍͍ͤͥ਺ 10m ఔ౓· L は水平風速 U に滞空時間 T をかけ算
U ʹ଺ۭ࣌ؒ T Λ͔͚ࢉͨ͠΋ͷͱͯ͠‫ੵݟ‬΋Δͱɼ
程度までしか上が（w∞ = 19 m/s）はせいぜい数 10 m෩଎
したものとして見積もると，ɽখཻ͍ܰ͘͞ࢠ͸ۭ‫ؾ‬఍߅ͷӨ‫ڹ‬Λ‫͘ڧ‬ड͚ΔͨΊɼΨε্͕޲͖ͷ଎Ͱ্͔͕͠Βͳ͍28
28
28Ͱ্͔͕͠Βͳ͍ ɽখཻ͍ܰ͘͞ࢠ͸ۭ‫ؾ‬఍߅ͷӨ‫ڹ‬Λ‫͘ڧ‬ड͚ΔͨΊɼΨε্͕޲͖ͷ଎
らない ．小さく軽い粒子は空気抵抗の影饗を強く受
3ρa C
L ≃ UT = UH
(14)

（14）
   
౓Λ࣋ͨͳ͍ͱߴ্͕͘Δ͜ͱ͕Ͱ͖ͳ͍ɽ
౓Λ࣋ͨͳ͍ͱߴ্͕͘Δ͜ͱ͕Ͱ͖ͳ͍ɽ
8grρ
s
27. 積分するのは楽しいのでつい積分してしまったが，積分しな

いでもだいたいのことはわかる．終端速度は運動方程式に࣍ʹείϦΞͷ଺ۭ࣌ؒΛߟ͑Δɽཻࢠ͸෾ग़‫ʹ͖޲্Ͱޱ‬෾͖ग़͢ΨεʹΑͬͯ଎΍͔࣍ʹείϦΞͷ଺ۭ࣌ؒΛߟ͑Δɽཻࢠ͸෾ग़‫ʹ͖޲্Ͱޱ‬෾͖ग़͢ΨεʹΑͬͯ଎΍͔dw/dt = 0 を代入することで簡単に求まり，時間スケールは
表 2 にある数値を用いると，水平方向の輸送距離は
ද 2 ʹ͋Δ਺஋Λ༻͍Δͱɼਫฏํ޲ͷ༌ૹ‫཭ڑ‬͸
150 m ͱͳΔ30 ɽ͜Ε͸෾ग़‫͔ޱ‬Βϓ΢ɾτ～ w ∞ /g として見積もればよい．

T ͸ʹ࠷ߴߴ౓ H ·Ͱ্͕࣋ͪΓɼͦͷ‫ޙ‬ɼऴ୺଎౓ͰམԼ͢Δͱͨ͠Βɼ଺ۭ࣌ؒ
28. 速い速度で打ち上げればより高くまで上がるが，そんなに高T ͸ʹ࠷ߴߴ౓ H ·Ͱ্͕࣋ͪΓɼͦͷ‫ޙ‬ɼऴ୺଎౓ͰམԼ͢Δͱͨ͠Βɼ଺ۭ࣌ؒ
ϓΞΠͷϐʔΫ·Ͱͷ‫΅΄ͱ཭ڑ‬ಉ͡Ͱ͋Δɽ
くは上がらない．運動方程式を 2 回積分して初速度と到逹高
度の関係を解析的に導けば，ここに示した雑な見積りでも十HT ≃ H
分であることがわかる．
T ≃w

w∞
∞

29. 安息角は 30°くらいだが，プウ・プアイの傾斜は 30°よりはきついように見える．

(12)
(12)

ͱͳΔɽ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞ͕ 580 m ͷߴ͔͞ΒམͪΔͷʹ͔͔Δ࣌ؒ͸໿ 30 s Ͱ͋ΔɽͱͳΔɽ௚‫ ܘ‬2 cm ͷείϦΞ͕ 580 m ͷߴ͔͞ΒམͪΔͷʹ͔͔Δ࣌ؒ͸໿ 30 s Ͱ͋Δɽ

3

νΣΠϯɾΦϒɾΫϨʔλʔζɾϩʔυ͜ͷམԼͷؒʹɼείϦΞ͸ྫྷ٫ͯ͠ද໘ʹΫϥετ͕‫ܗ‬੒͞ΕΔɽΫϥετͷް͞ l Λ೤͜ͷམԼͷؒʹɼείϦΞ͸ྫྷ٫ͯ͠ද໘ʹΫϥετ͕‫ܗ‬੒͞ΕΔɽΫϥετͷް͞ l Λ೤֦ࢄ܎਺ κ ͔Β‫ੵݟ‬΋Δͱɼ֦ࢄ܎਺ κ ͔Β‫ੵݟ‬΋ΔͱɼνΣΠϯɾΦϒɾΫϨʔλʔζɾϩʔυ (Chain of Craters Road) ͸౦Ϧϑτɾκʔϯ্

 2
1/4
√
3κ ρa CH 2 ʹੜͨ͡ଟ਺ͷϐοτɾΫϨʔλʔͷͦ͹Λ௨ͬͯւ‫Ͱ·؛‬ԼΔಓ࿏ɽ
1/4
1969 ೥͔Β 1974 ೥ʹl ≃ √κT = 3κ2 ρ CH 2
(13)

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと73

表3： アアとパホイホイの比較*．

アア

パホイホイ

溶岩噴出率

大

小

溶岩流の前進速度

速(>10 m/hour)遅(1-10 m/hour)

流路

チャネルをつくる

チューブをつくる

フロー・ユニットの厚さ

厚い(2-10 m)

薄い(0.2-2 m)

温度

低め

高め

粘性

高め

低め

* Volcano World（http://volcano.oregonstate.edu/lava-flows）[11]を一部改変．
30

150 m となる ．これは噴出口からプウ・プアイのピ

ると，へばりついた溶岩が重力で垂れる途中に冷えてークまでの距離とほぼ同じである．

固まったことがよくわかる．スパターは壁面に付着するくらいには軟らかかったが，流れ落ちるほどには軟

3. チェイン・オブ・クレーターズ・ロード

らかくなかったことから，スパター・ランパートを形成した溶岩噴泉の高さが制約される（高い溶岩噴泉はチェイン・オブ・クレーターズ・ロード（Chain of

落下中に冷えて固まるのでスコリアとなり，低い溶岩Craters Road）は東リフト・ゾーン上に生じた多数の噴泉は落下時の溶岩が高温で軟らかいので流れてしま

ピット・クレーターのそばを通って海岸まで下る道路．

う）．

1969 年から 1974 年にかけての噴火で道路の一部が溶トレイルの目印となっているアフ（ahu，積み石）に岩で覆われたため，現在の道路は新しくルートを変え従って，ランパートを左に見ながら少し移動してから，て作り直されたものである．かつては海岸沿いにカラ割れ目を飛び越える．かつて，ここら辺は現在よりもパナ（Kalapana）までつながっていたが，現在はプウ・

高い位置まで溶岩で埋め尽くされていたが，溶岩の噴オオ（Puu Oo）から噴き出した溶岩によって分断され出が止まった後，溶岩を噴き出した割れ目が排出口と31

通り抜けることはできなくなっている ．

3.1

ナパウ・トレイル

なって固化する前の溶岩を吸い込んで，地表は現在の高さまで下がった．マッシュルーム状になって残った溶岩樹型から，溶岩がどの高さまであったのかを知る
32

かつてのチェイン・オブ・クレーターズ・ロードがことができる ．また，割れ目を見るといかにも吸い溶岩流で埋められて行き止まりになったところはマウ込まれる途中の溶岩が固まったような模様が見える．

ナ・ウル（Mauna Ulu）駐車場として整備され，ナパウ・

トレイル・ガイド [10] には，トレイルの脇に堆積しトレイル（Napau Trail）の起点となっている．トレイたスコリアをどかしてみるとペレの涙（Pele’s tear）
やルをプウ・フルフル（Puu Huluhulu）まで歩くなら，

ペレの髪の毛（Pele’s hair）
を見つけることもできる，

トレイル・ガイド（Mauna Ulu Eruption Guide）[10] をとある ．どちらも溶岩が空中で固まったもので，ペ入手しておくとよい．

レの涙は滑らかな表面を持つ雫状の形，ペレの髪の毛

まず最初は，トレイルヘッドから森の中を南に延び

33

は細長い糸状の形である．

るトレイルに入って，1969 年に噴火した割れ目を見割れ目を離れてトレイルをプウ・フルフルに向かっに行く．森を抜けると，割れ目噴火でつくられたスパて進む．周辺を覆っている溶岩はだいたいパホイホイ

ター・ランパート（spatter rampart）の裏に出る．ス（pahoehoe）だが，一部にアア（aa）も見られる（図 7）．

パター・ランパートはスパターがへばりつくことで形表面をがさがさのクリンカー（clinker）で覆われてい成される．割れ目の側からスパター・ランパートを見るのがアア，
表面が滑らかなのがパホイホイである（表

30. 解析的に積分して見積もっても結果はたいして変わらない．
31. 一般車両の通行は許可されていない緊急避難用の末舗装道路が建設されているが，貫通はしていない．

32. 樹木に接した溶岩は冷やされて固化するため，溶けた溶岩が排出された後も頭位が保存される．
33. ペレの涙はデバステーション・トレイルの方が見つけやすい
と思う．

74

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018343）．トレイルはアアを避けて キプカ（Kipuka，周囲なる．堤防をつくっている溶岩は 80-150 m の幅で広を溶岩流で囲まれているが溶岩流に覆われることなくがっていて，その中に深さ～2 m で幅～11 m のチャ

島状に植生が残った場所）の中を抜ける．アアとパホネルがある．溶岩噴出率の見積り 35 m /s を使うと，イホイに化学組成の違いはなく，溶岩噴出率や温度のこのチャネルを流れた溶岩の流速はおおよそ 100 m/

違いによって同じ溶岩がアアになったりパホイホイにmin となる．これはチャネルがないときの前進速度のなったりする．表面はがさがさのアア溶岩も，内部は約 10 倍の速度である．冷却速度（硬くなって流れなく

みっちり詰まっている．クリンカーの厚さは通常 1-2

なるまでの時間）は変わらないとしたら，溶岩はチャm であるが，10 m になる厚いものもある．

ネルを流れることで 10 倍遠くまで流れることができパホイホイ上につけられたトレイルを移動してプ
ウ・フルフルの登り口にたどり着く，ちょっときつい登りをがんばって上に上がると，マウナ・ウルから噴3るようになったことになる．

3.3

オーシャン・エントリー

き出した溶岩で埋め尽くされた大地を一望することが崖をくだって海まで出ると道路は左に曲がってしばできる．すぐ南東に見える丘がマウナ・ウルである．

らく海沿いに進む．そしてプウ・オオから流れてきた

噴火前に存在したピット・クレーターのいくつかは溶岩流にぶつかったところでチェイン・オブ・クレー

マウナ・ウルの溶岩で周囲と同じ高さまで埋められた

ターズ・ロードは終点となる．駐車場はなく，道の片が，現在はわずかな凹みになっているとのこと．溶岩側に縦列駐車する．

で一度は完全に埋められたクレーターがまた凹んでい

現在，プウ・オオから噴き出した溶岩のほとんどは，るのは，クレーターを埋めた熱い溶岩が冷却して収縮

溶岩トンネルを通って海まで運ばれる．溶岩トンネルしたためである（周囲も冷却によって収縮するが，クの天井にはところどころ崩落して穴が開いているとこ

レーターは厚みがある分だけ収縮による沈降量が大きろがあり，暗くなると穴を赤い輝点として見ることがい）．また，クレーター内部を埋めた熱い溶岩がまだできる．これはトンネルを流れる高温の溶岩が出す熱

十分に冷えていないため，クレーターのあった場所か

放射が穴から外に漏れだしたもので，点をつなげるこらは噴気も見られるとのこと．冷却の時間スケールは，とで現在溶岩が流れている溶岩トンネルの経路を推測

2

厚さ D と熱拡散係数κを使って D /κと見積もることができる．熱拡散係数はおおよそ 1 × 10

－62

m /s の大することができる．
溶岩が海に流れ込む流入口（ocean entry）の位置はきさなので，10 m の厚さの溶岩流は約 3 年で冷えるが，定まっておらず時折場所を変えるが，溶岩で熱せられ深さ 100 m のピット・クレーターを埋めた溶岩が冷えて蒸発した海水が大気中で凝結してできる白い雲がもるには約 300 年かかる．

くもくと立ち上がっているので，流入口があればそれ

3.2

溶岩チャネル

35がどこにあるのかすぐにわかる ．
立ち入り禁止にはなっていないので道路の終点に車

チェイン・オブ・クレーターズ・ロードの起点からを停めて歩いていけば流入口に近づくこともできるが，7.4 mile の地点で，道路は溶岩チャネル [12] を横切る．

安易な気持ちで流入口を見に行くのはやめた方がよい

溶岩チャネルを観察する展望台が設置されているので，と思う．筆者は昔，流入口の近くまで歩いていってパ

溶岩チャネルを上から見ることができる．この溶岩チ

トロール中のレンジャーに捕まり，「こんな危険なとャネルをつくった溶岩はマウナ・ウルから噴出したもころにいたらダメだ．
すぐに立ち去れ」と叱られました．

ので，チェイン・オブ・クレーターズ・ロードと交わ溶岩ベンチが崩落したりすると本当に死にます ．そるのは噴出口から 4.4 km 地点．溶岩流がこの地点にれでも流入口に近づきたい人は，危険であることを理3637

到着したのは噴火開始から 8 時間後ということなので， 解して，しっかり準備（飲料水，懐中電灯 ，など）を
溶岩流先端の平均前進速度は 9 m/min ということに整えた上で出発してください．

34. アア溶岩を踏むとガサガサしていて痛いので「アア」って言っ
ちゃう，パホイホイ溶岩の上はホイホイ歩ける，と大学の先輩に教えられた．

35. 2018 年 3 月は溶岩が海に流れ落ちておらず，陸と海の境界から立ち上がる白い雲はなかった．
36. 今も無知だが，当時はもっと無知だった．
37. 陽が落ちると真っ暗になる．

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと

75

が，もうちょっと力を加えるとそこからはズブズブと潜っていくので，表面にクラストができていることが4. 溶岩ツアー

わかる．溶岩に刺した棒を横方向に動かして，溶岩の43

溶岩が地表を流れているところまで連れていってく「だから何？」と言われると返す言
粘り気を感じる ．

れるツアーがある．連れていってくれるの意味は「道葉はないが，筆者は機会があればまた行きたいと思っ38

案内してくれる」 であり，移動は自分の足で歩く．

ている．

溶岩が地表を流れる場所は日々変わるので，歩く距
39

離 は出発直前までわからない．また，出発地が変更

5. マウナ・ロアとマウナ・ケアになることもある．筆者が参加した 3 回のツアーのうち 2 回はカラパナから溶岩の上を歩くルート，もう 1

マウナ・ロアとマウナ・ケアの鞍部を抜けてハワイ

回はプウ・オオの北側からジャングルを通り抜けるル

島を東西に横断するサドル・ロード（Saddle Road） は，ートであった．溶岩の上を歩くルートは比較的に歩き1998 年の「ハワイ島の火山見学案内」以降に大幅な改やすいが，陽が出ると日差しの中を延々と歩くことに修がおこなわれ，現在はレンタカーも通行できるよう

40

44

45

なるのできつい ．もう一方のジャングルを通り抜けになっている ．サドル・ロードから分岐してマウナ・るルートは，強い日差しで痛めつけられることはない

ケアの山頂までつながるマウナ・ケア・アクセス・ロ

が，必ずしも楽であるとは限らない．筆者が参加したード（Mauna Kea Access Road）も，MKVIS（Maunaときは一部で腰まで泥水に浸かるような道を片道 2 時

Kea Visitor Information Station）までは普通の車で行

41

間近く行くことになり，めちゃくちゃきつかった ．
誰でも参加できるとは思わないし，考えようによっては危険なツアーであるようにも思うのだが，覚悟の42

ある人 には強くお勧めする．目の前で溶岩が流れてける．その先のマウナ・ケア山頂まで登るには，末舗
46

装区間があるので四輪駆動車を必要とする [13] ．

5.1

マウナ・ロア

いくところを見るのは，ちょっと感動してしまう体験

マウナ・ロアは地球最大の火山と言われている．山だった（図 8）．筆者が見たのは 3 回ともパホイホイ溶頂の標高は海抜だと 4 km ほどだが，ハワイ島周辺の岩で，トウ（toe）の一部が破れては新しいトウが形成

海の深さは約 5 km なので，そこから測ると山頂の高されるという過程が目の前でくり返された．表面が固さは約 9 km となる．また，噴き出している玄武岩質

まりつつあるローブの内部が流れることで縄状模様がの溶岩の粘性が小さいため山体の傾斜はとてもゆるやつくられていく．溶岩流の向こう側の景色は，溶岩かかで，富士山のような円錐形の成層火山に比べると高ら発せられる熱のために揺らいで見える．赤熱した溶

さのわりに山体の体積は圧倒的に大きい．頂上にはカ岩に近づくと猛烈な熱さを感じる．熱いのを我慢してルデラがあるが，のっぺりとした外形をしている．中近づいて，木の棒で赤い溶岩を突いてみると木の棒の腹には大気 CO2 濃度を長期にわたって測定しているこ先端に火がつく．軽く押しただけだと棒は刺さらないとで有名な観測所（Mauna Loa Observatory）
がある．
1843 年以降に 33 回の噴火，最後の噴火は 1984 年，ま38. 溶岩が駐車場のすぐ近くを流れている場合を除いて，ガイドなしで溶岩が流れている場所にたどり着くのは難しいと思う．
39. 昨日は往復 5 マイルだったのが，今日は往復 15 マイルになる，ということもあるとのこと．
40. 出発前に 1 人につき 2 リットル以上の飲料水を持つように指示された．また，途中にトイレはなく，見渡す限り溶岩がた
だ広がっているだけなので隠れるところもない．
41. 還暦をすぎた生物学科の教授は往路で体力を使い果たしたよ
うに見えた．筆者は「彼は生きて帰れないのではないか」と思った（が，ガイドさんと学生さんに助けられて無事生還しました）．このツアー中，筆者はリタイアしたいと思い続けていたが，終わってみるとこれがいちばん楽しいツアーだった．生還した教授も「一生の思い出（冥士の士産？）になる素
睛らしい体験でした」と言っている．
42. 参加は自己責任です．筆者は一切の責任をとりません．

たいつ噴火してもおかしくない．

43. ちょっと力を入れても動かないが，もうちょっと力を入れると動き出す．溶岩はニュートン流体よりはビンガム流体で近似するべきと実感される．
44. 改 修 後 は ダ ニ エ ル・K・ イ ノ ウ エ・ ハ イ ウ ェ イ（Daniel K.
Inouye Highway）という名称に変更された．
45. レンタカー会社によって対応が異なることもあるので，借りる前に確認が必要．
46. レンタカーの保険が適用されるかどうかは要確認．MKVIS
より上でロード・サービスを使うとざっくり 1 万ドルの支払いになるという話を聞いた．また，保険が適用される場合でも，免責金額が 5 千ドルであったりするらしい．

76

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

5.2

発する赤い光で照らされた噴煙が見える．それ以外にマウナ・ケアは， 絶 滅 が 危 惧 さ れ て い る 固 有 種 の 銀 剣 草（silver

マウナ・ケアは山頂にある天文台群で有名な山である．たくさんのスコリア丘があり，マウナ・ロアに比49sword） が柵の中で育てられているのを見学したり，
50

MKVIS で士産物 を物色したりする．

べると見た目はギザギザしている（図 9）．山頂にカル山頂へあがる道路は積雪の状況や強風などによってデラがないのは，スコリアで埋められたためであると閉鎖されることもあるが，間題がなければ MKVIS か考えられている．また，山頂付近には氷河堆積物が見ら約 30 分で山頂まで行くことができる ．MKVIS かられることから，気候が寒冷な時期には氷帽で覆われらちょっとあがると植物の生育限界を超え，植物は見ていたことがわかる（マウナ・ロアには氷河の痕跡はられなくなる．途中にある駐車場に車を停めて，氷河見られない）．マウナ・ケアの最後の噴火は 6,000-

によって削られて運搬された堆積物を見る．氷河は大4,500 年前とされていて，ここしばらくは噴火していきさに関係なく物を運ぶので，堆積物は粒度が揃って

47

51

52

ない ．

おらず，また角張っている ．山頂付近には，アメリ

富士山より高いマウナ・ケアであるが，山頂まで車

カ合衆国でもっとも高い位置にある湖と言われるワイ

で登ることができる．ヒロ（Hilo）の町からだと 1 時間

アウ湖
（Lake Waiau）
がある ．水はけが良さそうな場程度のドライブで，標高 2,800 m にある MKVIS に到所なのに，なぜここに水が溜まるのか不思議である ．

53

54

着する．山頂に上がる人は，高地に体を慣らすため

日本のすばる望遠鏡は，予約制で一般の人の見学を

MKVIS で 1 時間以上休憩することになっている [13] ．

48

受け付けていて，ガイド付きで望遠鏡施設を見学する

標高は既に十分に高いので，MKVIS で高山病の症状ことができる [14]．すばる望遠鏡の隣にあるケック天が出ることは普通にある．あんまり油断しない方がよ

文台（Keck Observatory）には見学室が設けられていい．

て，見学室が開いている時間であればガラス越しに望MKVIS の北には山頂で観測する人のための宿泊施

遠鏡を見ることができる．主鏡の大きさだけで比べる

設（Hale Pohaku Lodge）があるが，一般の人は立ち入ならケック望遠鏡の方がすばる望遠鏡よりも大きいが，ることはできない．南南東の方角にあるキラウエアの

すばる望遠鏡の主鏡は一枚鏡であるのに対し，ケック

方を見ると，空模様によっては火口から立ち上る噴煙

望遠鏡の主鏡は 36 枚の六角形の鏡を組み合わせてつを見ることができる．夜間であれば，火口の溶岩湖がくられている ．

47. これからしばらくも噴火しないかどうかはわからないと思う．
48. 山頂にあがって観測する人は，山頂にあがる前に 24 時間以上をここで過ごすことになっている．
49. 銀剣草が花を咲かせるときは，茎がにょろにょろと 2 m 近く
伸びて，そこに無数の花が咲くらしい（筆者は，花が咲いた
後の枯れた銀剣草を見たことはあるが，花を見たことはない）．
50. 筆者のお勧めはマウナ・ケアに設置された 9 つの望遠鏡の主鏡をプリントした T シャツ．主鏡は蓄光塗料でプリントされており，暗いところでぼんやりと光る．それはそれとして，
マウナ・ケア・天文台（Mauna Kea Observatories）の恰好いいロゴが描かれた士産物がたくさんあるが，このロゴには矛盾があると岩上直幹氏が指摘している．ロゴに描かれた山はマウナ・ケアで，その中腹に描かれている建物はハレ・ポハク・
ロッジであると考えるのが自然である．そうであるとしたら山の南側から北を向いて山を見ていることになるが，空には南にあるはずの南十字星とおぼしき星が描かれている．
51. 筆者が参加したツアーでは，ガイドさんが「MKVIS より上では眠らないようにしてください．眠ると呼吸が浅くなって高山病が悪化します」と言っていた．また，MKVIS から上に上がる途中では，高山病予防のため 5 分毎に 1 口ずつ水を飲む
ように，と言われた．根拠があるのかないのか，筆者は知らない．
52. 末舗装道路が終わって舗装道路になってすぐ，道路の脇 ( 登りなら道路の右側 ) に少し開けた場所がある．ここはアポロ
計画で月に着陸する宇宙飛行士が訓練をおこなった場所とのこと．訓練終了後にきちんと原状復帰されたらしく，月着陸の訓練をした痕跡は残っていない．月着陸の訓練がおこなわれたのは，マウナ・ケアの氷河堆積物が月の表面のアナログになると考えられたからと思うが，そう考えられた根拠を筆者は知らない．また，筆者が天文観測でハレ・ポハク・ロッジに宿泊していたとき，火星探査車の試験をおこなっている
人々がハレ・ポハク・ロッジに出入りしていた．試験の場
所は「あの尾根の向こう側」と言っていたので，おそらくハレ・ポハクの近所なのだと思う．マウナ・ケアは火星のアナログでもあるらしい．世の中には，火星模擬砂 (Martian soil
simulant) というものがあって，その材料はマウナ・ケアとマ
ウナ・ロアの間にあるスコリア丘で採取されたものである．
筆者が千葉工業大学で見た火星模擬砂 (JSC Mars-IA) には植
物の根っことおぼしき物が入っていたが，細かいことを気にするものではないのかもしれない．一方で，火星模擬砂の細かい砂は吸い込むと体に良くないと言われているので，やっぱり細かいことを気にした方がよいのかもしれないとも思う．
53. へその緒を湖に投げ込んで子供の健康を祈るという風習があるらしい．筆者が「へそ」に過剰反応する理由を知りたい人は直接に訊いてください．
54. ハレ・ポハク・ロッジで「湖の底は永久凍士になっているか
ら水が溜まるのだ」と言う話を聞いたが，裏はとっていない．
55. 見学室のトイレの床には六角形のタイルが使われている．

55

地球物理学者によるハワイ島の火山見学案内／はしもと

77

ちなみに，一般の人が山頂エリアに入ってよい時間

Trailhead）に車を停めたら，そこから先は海岸沿いに帯は日の出 30 分前から日没後 30 分までとなっている

草原の中を片道 1 時間くらい歩く ．風は強いが，天[13]．日の出と日没は山頂で見ることも可能（図 10）だ

気が良ければ草原の中の道を歩くのは気持ちよい ．

が，星を見たい人は MKVIS で開かれている観望会

2015 年 3 月に歩いたときは，海にクジラとおぼしき（stargazing program）に参加させてもらうのがよいだ

ものが見えた．最後はかなり急な岩場を下って入り江

ろう．

まで降りる．入り江の中の砂はたしかに他とは違う色

山頂からの帰りはスピードの出し過ぎに気をつける．

59

60

61

をしている ．

観測所の車を運転して山頂にあがるときは，「末舗装56

道路はローギアを使う」という規則があった ．

7. ハワイに行く前に同じものを見ていても，知らない人には見えないも

6. 白と黒と緑の砂浜

62のが，知っている人には見えることがある ．きちん
ハワイ島にはいろいろな色の砂浜がある．ハワイ島と予習しておくことは重要である．

の北西にあるハプナ・ビーチ（Hapuna Beach）は白い

ハワイ火山国立公園の現況は，公園のウェブページ

57

砂浜．白い砂はサンゴ礁が砕けてできたものである ．

[2] で確認することができる．立入禁止区域，道路のハ ワ イ 島 の 南 東 に あ る プ ナ ル ウ・ ビ ー チ（Punaluu

閉鎖，噴火の状態，などの情報がある．火山の活動度

Beach）は黒い砂浜．黒い砂は海に流れ込んだ溶岩がが変わると立入禁止区域の設定が変更になったりする

急冷されて真っ黒なガラスになって砕けた水冷破砕岩

こともあるので，出発前にチェックしておくとよい．

である．サンゴ礁や水冷破砕岩はハワイ以外にもある公園内のキラウエア・ビジター・センター他各所で販ので，白い砂や黒い砂のビーチは，行くところに行け売されているトレイル・ガイド [3, 10] は，ウェブ上でばハワイでなくても存在している．

閲覧することができる．Hazlett 博士の 2015 年版の巡もうひとつ，ハワイ島の南の端には緑色の砂のビー
58

63

検ガイド [15] も，オンライン・ストアで購入可能 ．

チ（Green Sand Beach）がある ．緑色は Mg を多く含

マウナ・ケアに出かけるなら，MKVIS[13] のページ

むカンラン石によるもので，カンラン石を含むハワイ

を 参 照 す る． 観 望 会（stargazing program）の 予 定，岩（hawaiite）が風化して砂になった後，流水で砂が分

MKVIS に設置されたライブ・カメラの映像，マウナ・

別され密度の大きいカンラン石の割合が多くなること

ケア山頂にアクセスする道路の状況，マウナ・ケアので緑色の砂浜がつくられたと言われている．

天気予報のページへのリンク，などがある．上にあがグリーン・サンド・ビーチに行くには，とにかく南に向かって車を走らせてアメリカ合衆国最南端のサウる人は「高山病に対する注意事項」を前もって読んで64おくべきである ．
65

ス・ポイント（South Point）を目指す．グリーン・サ

日本語の情報源は寡聞にして知らないが ，とりあ

ンド・ビーチ・トレイルヘッド（Green Sand Beach

えず筆者の本棚でハワイの火山に関連した記述がある

56. ハレ・ポハク・ロッジの掲示板には天文学者が起こしたいく
つかの事故の写真が貼ってあり，運転者に注意を促している．
同じくロッジに貼られているマウナケア山頂の航空写真には，フランスの天文学者がスピードの出し過ぎで道からとびだした場所に“Frog’ s Leap”と書かれている．それを見た誰かが「日本の天文学者が事故をおこしたら“Kamikaze Jump”
とか書かれちゃうのかな」と言っていた（ような気がする）．
57. 白い砂浜の生成にはパロット・フィッシュ（parrot fish）が関係しているらしい．パロット・フィッシュは，サンゴをガ
リガリと醤ってサンゴに住まう藻類をサンゴごと食べ，消化しなかったサンゴを排泄物として出す．1 匹のパロット・
フィッシュが 1 年間に排泄する砂は 360 kg になる（https://www.wired.com/2014/08/absurd-creature-of-the-weekparrotfish/）．
58. 緑色の砂のビーチは世界に数カ所しかないらしい．

59. 使ったことはないが，四輪駆動車で入り江の近くまで運んでくれるサービスがあるらしい．
60. とにかく風は強い．樹木は風で変形して偏形樹になっている．
足下は火山灰が風化したものが積もっていて，関東ローム層のような感じ．溶岩と違って歩きやすいと思ったが，雨が降ったらベタベタになるかもしれない．
61. 鮮やかな緑色を期待していると，少しがっかりするかもしれない．
62. 一生に一度しかできない簡単で面白い月観察実験 http://
gate.main.jp/saiki_lab/moon/moon_obs.html
63. https://shop.hawaiipacificparks.org/collections/geology/
products/explore-geology-of-kilauea
64. 16 歳末満の人は高度による影饗を受けやすいため，MKVIS
より上に上がるべきではないとされている．
65. 謙遜ではなく本当に知らない．いいものがあれば教えてくだ
さい．

↑TOPへ←目次へ

78

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

ものを探すと，中村（1978）[16]，町田・白尾（1998）[17]，

おかげであることが，時間の経過とともにじわじわとなどが見つかる．あと，池澤（2000）[18] は火山の本で実感されてくる．あの楽しい遊び場に参加していた全66はないが，ハワイイ についてちょっと深く知りたい69ての人に対して，お礼を言いたいと思う ．

と思った人にお勧めな本である．
ハワイに行く行かないとは関係ないが，ハワイの火

参考文献

山について何か知りたいことが出てきたときに筆者が最 初 に 見 る の は，Characteristics of Hawaiian Vol-

[1] 早川由紀夫, 1998, 地学雑誌 107, 444.

canoes（US Geol. Surv. Prof. Paper 1801）[6] である．

[2] Hawaii Volcanoes National Park, https://www.nps.gov/

ハワイの火山についてのだいたいはここに書かれているのではないかと思う．あと，火山全般について調べるときは Volcano World [11] をよく利用している．

havo/index.htm[3] Kilauea Iki Trail Guide, https://www.nps.gov/havo/planyourvisit/upload/Kilauea-Iki-Trail-Guide-2013.pdf[4] Turcotte, D. L. and Schubert, G., 2002, Geodynamics

8. 楽しい遊び場

2nd ed. (Cambridge Univ. Press)[5] Patrick, M. R. and Witzke, C.-N., 2011, US Geol. Surv.

筆者を最初にハワイに連れていったのは栗田敬氏である．楽しい遊び場を教えてくれたことに心から感謝する．次にハワイに行ったのは，岩上直幹氏とマウナ・
67

ケア山頂で金星の観測をするためであった ．マウナ・
ケア山頂で素睛らしい景色を見ることができたのは観測に参加させてもらったおかげである．また，観測終了後の火山巡検で案内人を務めるために勉強したことは，後のハワイ実習の企画へとつながった．岡山大学
理学部においては，筆者が思いつきで口に出したこと
68

Sci. Investig. Rep. 2011-5110, http://pubs.usgs.gov/
sir/2011/5110/[6] Poland, M. P. et al. eds., 2014, US Geol. Surv. Prof.
Paper 1801, http://dx.doi.org/10.3133/pp1801[7] Gailler, L. and Kauahikaua, J., 2017, Bull. Volcanol 79,
40.
[8] Parﬁtt, E. A., 1998, J. Volcanol. Geotherm. Res. 84,
197.
[9] Wilson, L., 1976, Geophys. J. R. astr. Soc. 45, 543.

を実習という形にして実現してくれた同僚の教員 に[10] Mauna Ulu Eruption Guide, https://www.nps.gov/havo/

感謝するとともに，実習に参加した学生と教員，そしplanyourvisit/upload/mauna_ulu_trail_guide.pdfて実習の後方支援をしてくれた事務室の皆様にも感謝[11] Volcano World, http://volcano.oregonstate.edu

するものである．

[12] Harris, A. J. et al., 2009, Bull. Volcanol. 71, 459.

本稿で示した計算をおこなっているとき，筆者は自分が大学院生だった頃を思い出していた．夜な夜な，
教員や先輩や後輩たちとホワイトボードの前に集まっては，その時々の気になる間題についてオーダーを見
積もる計算をおこない，つじつまが合うとか合わないとか，そんな話をくり返していた．筆者にとってはと[13] Mauna Kea Visitor Information Station, http://www.
ifa.hawaii.edu/info/vis/[14] すばる望遠鏡 一般見学案内, https://subarutelescope.
org/Information/Tour/Summit/j_index.html[15] Hazlett, R. W., 2015, Explore the Geology of Kilauea
Volcano, Hawaii Paciﬁc Parks.

ても幸せな時間であった．そして，今の自分が研究者[16] 中村一明, 1978, 火山の話, 岩波新書.

としてやっていけているのはあの頃に鍛えてもらった[17] 町田洋・白尾元理, 1998, 写真で見る火山の自然史, 東京大学出版会.

66. Hawaii は島本来の言葉では「ハワイイ」と発音するとのこと．
池澤氏の作品には，火山学者が主人公の小説「真昼のプリニウス」（中公文庫）もある．
67. ハレ・ポハクと山頂の間の移動では運転手として十二分に活躍したと思う．
68. 実習の実施にかかる予算は，はしもとではない誰かが用立てている．
69. 筆者が一番お礼を言いたい人にお礼を言うことができなくなってしまったことは，とても残念なことである．

[18] 池澤夏樹, 2000, ハワイイ紀行 完全版, 新潮文庫.

←目次へ

一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その34 ～あかつき定常運用の終了～／中村 他

79

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その34
～あかつき定常運用の終了～
中村 正人 ，佐藤 毅彦 ，今村 剛
1

1

2

（要旨）
「あかつき」は定常運用の終了審査を経て 2018 年 4 月に後期運用に入った．審査の経緯と今後の課題について紹介する．

1. 最初に枯渇し，その寿命を終えるまでの期間がどれほどあるかは判らないが，それまでの間，我々は探査機ととも

以下に最近の ISAS ニュース事情欄に中村が載せたに生きる．これまで「あかつき」を支えて下さった皆記事を引用する．

様に感謝の言葉を申し上げたい．

“金星探査機「あかつき」が宇宙科学シンポジウムで「あかつき」は大変に幸運な探査機であった．これ初めて計画発表されたのが 2001 年 1 月，打ち上げられまでの太陽系探査の歴史の中で，一旦軌道投入に失敗たのが 2010 年 5 月．目的地である金星に到着するも，して，なおかつ再挑戦でその星に辿り着き，さらには推進器の停止により，太陽の廻りを放浪した 5 年の当初の目的である科学観測を成し遂げた例はあまり聞日々．そして再度金星に近づき，全力で逆噴射をしていたことが無い．ただ，この幸運は，着実な設計運用

金星の周回を始めたのが 2015 年 12 月．ここまでですの思想に沿って「あかつき」を丁寧に育ててきた人々

でに 15 年の歳月がたち，当初計画を一緒に考えた仲の努力の上に成立したことを忘れてはならない．そし間も，ある者はこの世を去り，あるものは引退していてまた，日本は重力天体に正当な方法でアプローチする．他の部署で活躍している若い仲間のことも忘れるることに成功したわけでは無い事も．惑星探査は歯をことは出来ない．しかし，当初に地球と全く異なる異食いしばりながら石段を一段ずつ上がるようなもので星の気象を解明しようとしたその志は消えること無く， ある．一足飛びに次のステップを飛ばして上に行ける
その後の三年間の運用により多くの金星気象の観測がわけでは無い．「あかつき」の後に続く日本の太陽系為された．そのうちのあるものは「あかつき」が最初

探査ミッションの成功と幸運を祈る．
”に観測で捉えた現象であり，また，あるものは今まで

言いたいことは，言い尽くしているのであるが，少知られてきた現象を定量的に記述することにより，そし丁寧に 2017 年度の末に行われたプロジェクト終了の現象の起こるメカニズムに肉薄している．また，3

審査の内容を記述して置こう．この終了審査は JAXA年間という短い観測期間の中でさえ時間的，空間的にとしてのプロジェクトを終了し，ISAS の所内プロジ

変動しているダイナミックな金星気象を明らかにしてェクトに戻る節目として位置づけられる．元々活動を来た．いま，ここに我々は「あかつき」が定常観測の始めた頃に JAXA は存在せず，宇宙研としてのミッフェーズを終えた事を静かに宣言したい．「あかつき」

ションであったのだから，元の鞘に戻ったと言ってもは 4 月から後期運用フェーズに入る．探査機の推薬が良いだろう．終了審査に臨むプロジェクトの姿勢としてはなるべく無駄な労力を掛けず，必要最小限の人員

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
2. 東京大学大学院 新領域創成科学研究科
nakamura.masato@jaxa.jp

で，必要最小限の資料を用意して通過するというもの
で，実際科学面はプロジェクトサイエンティストの佐80

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

藤毅彦，工学的側面はプロジェクトエンジニアの石井なった．そこからさらに，平均子午面循環が，かつて信明のみで対応し，審査会もこの三名で対応した．審考えられたよりもはるかに弱いことも明らかになった．

査会に先立ち科学的側面を議論する分科会 1 と工学的

この成果にもとづき，UVI による観測・雲追跡を今後側面を議論する分科会２が設置されたが，特に前者にも長期間続けてゆくことで，有効な物理量を得ること

おいては京都大学生存圏研究所の塩谷教授を座長に，ができると確信している．また RS では熱潮汐を調べ

倉本（北大），海老澤（宇宙研），清水（宇宙研），並木（天

ることができる．この高度で発生し下方へ伝わる熱潮文台），関（東大），阿部（東大），佐藤（薫）（東大），

汐は，大気と固体地面との間の運動量交換を担いスーAtreya（ミシガン大），Wilson（オックスフォード），

パーローテーション生成に寄与している可能性がある．

Smerkar（NASA）（敬称略）に委員となって頂き，大RS は日本の受信局だけでは無く，インド，ドイツの変貴重な意見を頂いたことをここに記す．

局の応援を得て今後三年間に，この下方伝播する波の構造を調べ，スーパーローテーションに対する寄与を

2. 今後の科学課題明らかにすることを目指す．LAC による雷検出確率
は時間とともに増大し，今後後期観測を行うことでそ特に分科会１ではミッション延長が終了するとき評れを 80% まで高められる予定である．それでも不検価すべき科学成果を現時点で用意しておくことの重要出であれば，従来の雷発光発生頻度の見積りを修正で性が指摘された．これに対してプロジェクトとして以きる確度が高まる．LIR と UVI により地表面由来の大下に述べるポイントを重視したい旨返答した．

気重力波現象についての知見が得られるだろう．金星

・

・

・

・

・

雲頂レベルにおける子午面循環の強度が，「あかの一日を周期に繰り返されるこの現象を後期運用の間

つき」以前に予測されていた値に比べ高精度（以に多数回観測することで，最下層大気の状態を論じる

前に比べ桁での向上）に求められることことができる．LIR により雲頂付近温度の変化として

スーパーローテーションの生成・維持メカニズム

顕著に観測される現象は地形由来の山岳波が元になっについて，その主機構および副機構が分かり，さている可能性が大きく，この観測は大気最下層の静的らにそれらの寄与の度合いが大局的に分かること

安定度および風速に関する情報をもたらし得る．最後

スーパーローテーションの長期（年単位）変動をとに大気モデル研究との連携により進めるデータの解釈

らえ，それに寄与するプロセスを明らかにするこについて述べておこう．現在のところ最も成功していとる金星大気大循環モデルは金星版 AFES と呼ばれるも定在重力波について，その金星日毎の変化またはのであるが，その研究グループは，モデル構築・解析

安定性を定量的に示すこと．また，それがスーパに取り組んでいる．この金星版 AFES にさらにデーターローテーションに対してどう関与しているのか

同化手法を組み込む事が検討されており，それによりを理解すること「あかつき」の実観測データが最大限活かされるよう金星の雷を検出すること．検出されない場合には，になり，大気中のさまざまな現象の理解が格段に進む．

従来の「雷発生頻度」上限値を有意に更新するここうしたモデル研究の発達により，これまで地球に限と定されてきた気象学を，惑星気象学に発展させるといこれらのポイントは，現在稼働している三台のカメラ，

うミッション立案時に掲げた目標へ近づいて行く．

すなわち中間赤外カメラ LIR，紫外イメージャー UVI，
雷大気光カメラ LAC，電波科学 RS を三年間運用して

3. プロジェクト終了審査

見込める成果をイメージした．UVI においてはこれま
でに輝度画像を用いた雲追跡により，雲頂付近（スー

それでは，かいつまんで審査結果について述べよう．

パーローテーションが最大になる高度）における大気

まずプロジェクトの達成状況（サイエンス）については，

潮汐やその他の擾乱による運動量輸送の見積もりが行

当初計画とは異なる観測軌道に投入したことにより，われた．その結果，雲頂におけるスーパーローテーシ

最高空間分解能，金星に近接しての観測頻度が減じた

ョン維持に関わる過程が定量化できることが明らかにものの，その反面可能となった遠方からの金星全体観

一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その34 ～あかつき定常運用の終了～／中村 他

81測を実施し，金星大気構造の長期変動を見出した事もきな社会的・政策的インパクトがあったとされた．

含めて充分に達成されていることが確認された．また，これらの判断を元に「あかつき」が定常運用を終了し

技術・マネジメントの観点からも，当初計画とは異な三年間の後期運用フェーズに移行することが認められる投入軌道及び探査機の姿勢において，工学的影響のた．後期運用フェーズの間に，探査機に何らかの不具評価，課題識別，対処方針が適切になされたこと，ま合が生じ，あるいは観測に困難を覚えた場合は宇宙理

た，この状況下において科学観測成果の最大化が図ら

学委員会にミッション継続の可否を問うことになる．

れたと評価されている．
実施体制としては比較的小規模の開発体制ではあっ

4. 今後の難局

たが，プロジェクトマネジャーの下，技術を担うプロ
ジェクトエンジニア，サイエンスを担うプロジェクト

終了審査の一連の顛末は以上であるが，プロジェク

サイエンティストの体制を当初から取って相互理解とトはこれからも難しい局面を迎える．一つは 2018 年

監視の体制を構築したことが評価されている．また惑から 2019 年にかけて起こる長時間日陰である．遠金星科学コミュニティの多くの研究者が「あかつき」に点が当初の目論見と異なり，36 万キロという高高度

関わることで，将来ミッションのリーダーとなりうるになってしまったために，2 時間を超える長い日陰が経験を積んだことから若手研究者の育成に貢献したと三回ある．この日陰中は地球から探査機の状態を確認評価された．国際関係では NASA からの外国人研究しつつ，バッテリーに無理がかかるようならば即座に者の個別の参加のほか，NASA, ISRO との国際協定やコマンドを送って探査機の電力消費を抑えなければな

ESA チームとの研究協力を実施し，COSPAR で金星らないのだが，不都合なことに日本からの可視時間帯

探査のワーキンググループが結成されることに繋がっと必ずしも一致しない．緊急の対策として NASA にたことから，今後は国際的な金星探査の機運を高める

助力を求めて米国（あるいは NASA が外国においてい役割を果たしていくことが期待された．

る）
深宇宙局のサポートを受ける必要がある．

「 あ か つ き 」の 観 測 デ ー タ が ISAS の DARTS，

二つ目は「はやぶさ 2」との運用コンフリクトである．

NASA の PDS に収められ，世界の研究者に公開され「はやぶさ 2」は本年度目的地に着き一年間ほどの活動ていることは審査員には良く知られておらず，審査会予定であるが，まさに地球から金星が見える方向とリ

ではこの事情を佐藤が充分に説明したが，“さらに今ュウグウが見える方向はこの間一致してしまっている

後の研究活動を通じて，より容易に「あかつき」観測のである．従って，臼田のアンテナを“はやぶさ 2”がデータにアクセスできる状態が作り出されることを期専有するとなると，「あかつき」は運用する事が出来待する”，と述べられた．しかし，これを批判と捉えない．幸い 2018 年の金星は地球に近づく内合側を通るのでは無く，プロジェクトとしては，さらに多くのるので，その間は何とか回線が細いながらも内之浦の研究者にデータが公開されていることを知らせる努力

アンテナを使うことができる．さらに運用時間を増やをし，ますます研究の輪が広がることに努めたい．

すことにより凌ぐことで，2018 年は二つの探査機であかつきの成果は論文としては現時点で 60 本程度，

運用局の調整が付けられそうである．問題は 2019 年

直接的に観測データを解析した成果論文は 20 本程度であって，NASA に支援を仰ぐとしても，得られる

出版されている．中でも，新発見的要素の大きい研究

データはこれまでの半分程度を覚悟している．我々二成果（表面地形による大規模な高層大気波動の励起）がつのミッションは協力し，最大の努力をしてはいるが，専門分野に一石を投じ，アウトカムという意味では，

惑星探査用の大型アンテナを一つしか持たずに複数の

惑星気象学の研究を，理論偏重の状態から観測に基づ

探査ミッションを並行して走らせる日本という国の先く実証的研究へと進化させる推進力であると評価され見性の無さがここに露呈したのである．

た．また，科学的成果以外にも我が国が初めて惑星周回軌道に探査機を投入したことは注目を集め，多数の

5. 2010年の失敗をこえて

メディア取材を受けるとともに，第 190 回国会における総理大臣施政方針演説でも取り上げられるなど，大「あかつき」は 2010 年の軌道投入の失敗を乗り越え↑TOPへ←目次へ

82

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018て 2015 年に金星を廻る軌道に投入され，その意味ではこのプロジェクトは成功したと多少の誇りを持って言うことが出来る．しかしながら，2010 年の失敗という事実は厳然として残っている．そして 2018 年の現在でも日本は他の惑星に正当な方法で到達する事に成功していないのである．今回我々が経験した失敗から学ぶべき事があるとすれば，それは何だろうか？
日経ビジネス ONLINE（2017 年 11 月 13 日）に神戸大学の三品和広先生が“失敗の法則，プロジェクトが止まる 5 つの理由”に以下を含む記事を掲載された．“日本の企業は失敗する確率を小さくしようとする．そこ
で計算違いが起きる．自分が似たことをやったことがあると言うだけで失敗するする確率が小さくなると考える．しかし経験は大事だが，似たことをしたことがあるというだけでは駄目ということに気がついていな
い．
”
さて 2012 年 1 月に宇宙開発委員会調査部会が出した“第 24 号科学衛星（PLANET-C）「あかつき」の 金星周回軌道への投入失敗に係る原因究明及び今後の対策について”のまとめにはこの様に述べられている．
“また，新たなるトラブルを未然に防ぐためにも，基礎的デー
タ・知見の蓄積と活用をより一層推し進めるとともに，「類似性」や「実績」という概念に捕らわれることなくミッションごとに使用環境や運用方法の相違等によって起きうる事象を想像する能力を有する人材を育成す
ることが重要である．”この 2 つの文章は発表された
日時に 5 年の差があるものの，内容はまさに同じである．ここにこそ，2010 年の失敗から我々が学ぶべき事があるのではないだろうか．今後の日本の太陽系探
査ミッションの前途に幸多き事を祈る．

←目次へ

系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

83

系外惑星「遠い世界の物語」その10～ハビタブル惑星の現状とこれから～

小玉 貴則 ，門屋 辰太郎
12（要旨）観測精度の向上により，惑星表面に液体の水を保持できる惑星 ( ハビタブル惑星）の検出が現実的になりつつあり，そのような惑星の理論的研究が盛んに行なわれている．最近の研究から，惑星表面に液体の水のある惑星の気候は，その水量や惑星の気候システムによって，ハビタブルゾーン内であっても大きく変わることがわかってきた．これは，水を保持する惑星が持つ多様性の側面を表している．本稿では，系外惑
星科学におけるハビタブル惑星の考え方や気候形成についてレビューし，議論する．また，近年注目を集めている系外惑星のハビタビリティの検討も紹介する．

1. 生命を宿す星

惑星表面における水の存在は，その惑星が持つ気候により決まる．このため，系外惑星の気候を検討するこ“ハビタブル”という言葉を聞いたことがあるだろうとが，ハビタブル惑星（以下では，惑星表面に液体のか？観測精度の飛躍的な向上の結果，現在までに多く水がある惑星）を議論するために，重要である．本稿の系外惑星が検出され，その中には地球型惑星とおぼ

では，近年のハビタブル惑星気候の研究のレビューをしき天体も存在する．そこで生まれる最も重要かつ興通して“ハビタブル惑星”の現状の理解を示し，曖昧に味をそそる疑問は，『地球のような生命を宿す惑星（ハ

とられがちな系外惑星科学における“ ハビタブル”とビタブル惑星）はあるのか？』であるだろう．近年，いう言葉の定義を明確にすることを目的とする．

生命の発見に向けて，地球に類似した惑星の探索が世界中で行われている．しかし，地球型惑星の発見それ

2. ハビタブルゾーン（生存可能領域）

自体が生命の発見に直接つながるわけでは当然なく，生命の存在に必要な条件を検討することが重要である．

ハビタブルな環境を維持する惑星について議論する

生命の存在に必要な条件を考える上で，まずは地球上際，最もよく用いられる概念が『ハビタブルゾーン』に存在する生命を想定する．地球上に存在する生命とである [1，2]．ハビタブルゾーンとは，惑星表面に液一言で言っても，その居住環境や生態には幅広い多様体の水を安定に維持することができる，中心星からの性が存在する．しかし，こうした多様性の中にも変わ距離の範囲である．中心星からの距離が短い場合，惑

らない点がある．それは液体の水を必要とするという星が受ける強い恒星放射により惑星表面の水は全て蒸ことである．液体の水は生命活動において必要不可欠

発してしまう．その反対に，中心星からの距離が長いな物質であることから，ハビタブルな惑星とは，まず場合には，惑星が受ける恒星放射が弱く，惑星表面を

液体の水を惑星表面に維持できる惑星と考えられてい十分に温めることができないため，惑星表面の水は全る．

て凍ってしまう．惑星表面に液体の水を維持するためには，恒星放射がある範囲内にある必要があり，惑星

1. 東京大学大気海洋研究所
2.ワシントン大学
koda@aori.u-tokyo.ac.jp

がそのような恒星放射を受ける領域がハビタブルゾー
ンと呼ばれる（図 1）．先行研究では，これらの条件の日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

中心星の有効温度 [K]84ことが知られている．恒星からの放射は，惑星の気候

7000
地球

6000
5000

を決める重要な外力であるから，恒星の進化を考慮し火星た大気進化を考えることが必要となる．現在の地球の大気では，地表面付近の水蒸気は，対流圏界面に運ばハビタブルゾーンれる間に凝結するため，大気上層への水蒸気の輸送が

4000
3000
1.2

制限され，対流圏界面で水蒸気混合率は最も小さくな
Trappist-1
dProxima Centauri bef

1.0 0.8 0.6 0.4中心星放射 [S/S0]

g

h

0.2

図1： 鉛直1次元放射対流平衡モデルで見積もられたハビタブル
ゾーン．Kopparapuらによる計算をもとに作成[2]．各点は惑星が受け取っている恒星放射と中心星の有効温度を示している．S0は現在太陽定数を表している．

境界値が定量的に議論されてきた．

2.1

ハビタブルゾーン内側限界（1）暴走温室の発生っている．この機構は，コールドトラップと呼ばれている．一方，恒星放射が大きいと，惑星表面温度が上昇し，対流圏界面が上昇する．その結果，飽和水蒸気
分圧が大きくなるため，水蒸気が凝結せず，コールドトラップが消失する．これにより，上層大気への水蒸
気輸送が起こる．大気上層の水蒸気は光解離し，その結果生じる水素が恒星からの極紫外線により加熱され，宇宙空間に散逸する．大気上層の水蒸気混合率が～3-3× 10 の場合，地球海洋水量を保持する惑星を想定す
ると，45 億年間で惑星表面の全ての水を失う．この時の大気上層での水蒸気混合率が達成された状態を湿潤温室状態と呼ぶ [1]．

表面に十分な水を保持し，大気が湿潤である惑星

まとめると，ハビタブルゾーンの内側境界は 2 つのでは，射出できる惑星放射に上限値（射出限界）が存在

境界が考えられている．1 つは，暴走温室状態によりすることがわかっている．通常，表面温度が上昇する

決まっている瞬間的な内側境界であり，もう 1 つは，とそれに応じて惑星放射も増加する．しかし，湿潤な

湿潤温室状態により決まっている連続的な内側境界で惑星の表面温度が高温になると，大気の鉛直構造が水ある．鉛直 1 次元放射対流平衡モデルでの見積もりで蒸気の飽和蒸気圧曲線に漸近する．この時，光学的厚は，暴走温室状態の発生は 1.06 S（S00：現在地球が受さが 1 付近（i.e., 実質的に惑星放射の大きさを決める領

け取る太陽放射）となり，湿潤温室状態の発生は 1.015域）の温度が一定となるため，惑星放射も一定の値とS0 となる [2]．両者の状態を発生させる恒星光度を比なり，惑星放射はこの値を超えることができない [3]．

べると，後者の方が小さい．よって，水を保持した惑

仮に表面に液体の水を保持する惑星が射出限界を超星は，恒星の光度進化に伴い，湿潤温室状態になり，える恒星放射を受け取った場合，惑星放射は射出限界

その後，暴走温室状態に陥ることになる．しかしながを超えることができないため，余ったエネルギーは惑

ら，湿潤温室状態の定義は惑星の保持する水量により星表面の水の蒸発に使われる．水蒸気は強い温室効果

決まっている．ここには，多くの先行研究で置いてい気体であるため，表面温度はさらに上昇し，水の蒸発

る，地球のような惑星という大前提が存在している．

を促進する．この結果，水が全て蒸発するまで表面温

よって，系外地球型ハビタブル惑星を考える上で，注度の上昇が続くことになる．このような状況を暴走温意が必要であるため，第 3 章で水量とハビタブルな気室状態と呼ぶ．このように，暴走温室効果が発生する

候の関係は議論することにしよう．

と，惑星表面から液体の水が失われる（i.e., ハビタブ
ルな環境から外れる）．したがって，惑星が射出限界に等しい恒星放射を受ける，中心星からの距離がハビ
タブルゾーンの内側境界となる．

2.2

ハビタブルゾーン外側境界

ハビタブルゾーンの外側境界は，惑星が全球凍結状態を免れ，温暖な環境（i.e., 惑星表面に液体の水が露出している状態）を維持できる最小の恒星放射を受け（2）湿潤温室効果の発生
太陽型の恒星はその年齢とともに光度を増大させる

る中心星からの距離として定義される [1，2]．しかし，先述した通り，大気中の水蒸気量は強い温度依存性を系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

85

持ち，この温度依存性によって水蒸気の温室効果には入れた GCM による計算も数例なされてはいるが，こ正のフィードバックが働くため，低い恒星放射条件でれらは主に地球史を想定した，比較的高い恒星放射条

惑星を温暖に保つことは困難である（例えば現在の地件を想定したものである．このため，ハビタブルゾー

球が受ける恒星放射でも，水蒸気以外の温室効果がな

ンの外側境界に関する議論は十分なされているとはいければ全球凍結状態になる）．そこで，先行研究では，えず，今後の課題となっている．

主に二酸化炭素（CO2）の温室効果を考慮して，ハビタ
ブルゾーンの外側境界の議論がなされてきた [1，2]．

3. ハビタブル気候の形成

大気中の CO2 分圧（pCO2）が増加すれば温室効果も強くなり，地表面温度が一定でも大気上端での惑星放，射は低下する．しかし，pCO2 が大きく（～10 bar）

3.1

惑星の水量とハビタブル気候の関係

飽和状態へ近づくと，惑星放射は一定値へ収束する．

従来，水を惑星表面に保持するハビタブル気候の推一方，pCO2 の増加は，可視領域のレイリー散乱を強定は，鉛直 1 次元気候モデルにより行われてきた．し化し，惑星アルベドの増加を伴う．こうした CO2 のもかし，近年，計算能力のめざましい向上に後押しされ，つ温室効果と冷却効果の競合により，CO2 の実効的な

3 次元大気大循環モデルによるハビタブル気候の検討

温室効果には上限が存在する．このような CO2 の温室がされはじめている．これらのモデルの最も大きな違効果が最大になる条件で，惑星を温暖に保つことがで

いは，1 次元気候モデルは空間的に均一な表面や水蒸きる恒星放射の値を最大温室効果限界と呼ぶ [1]．鉛

気分布を仮定しているのに対し，3 次元気候モデルは直一次元放射対流平衡モデルを用いると，pCO2 が 8

空間的に不均一な表面や水蒸気分布を考慮できる点に

bar の時に温室効果は最大となり，最大温室効果限界ある．こうした表面状態の不均一性は，特に惑星気候

は 0.343 S0 と推定されている [2]．

の季節変化を考慮する場合に，重要である．ここでは，ハビタブルゾーンの外側境界で仮定されているような，高 pCO2 かつ低温な環境下では大気上層で CO2 が表面の水分布の不均一性に注目し，ハビタブル惑星気候がどのように形成されているかを紹介する．

凝縮し，雲を形成することが予想される．CO2 雲は可

地球は全球的に繋がった海洋を持っており，惑星大

視放射を散乱する一方で赤外放射をほとんど吸収しな

気は湿潤に保たれている．前述の通り，このような全いため，強い冷却効果を持つ．このため，Kasting ら

球的に湿潤な惑星が強い恒星放射を受ける場合，惑星は CO2 雲の形成がハビタブルゾーンの外側の候補の一放射は射出限界を超えることができないため，暴走温つ（CO2 凝縮境界）であると考えた [1]．鉛直一次元放室状態に陥ってしまう．

射対流平衡モデルによると，CO2 凝縮境界は 0.53 S0 と一方，水量が少ない惑星を考えた場合，暴走温室の推定されている [1]．一方，近年の研究によると CO2発生条件が異なることが 3 次元 GCM を用いた数値計

雲は地表面からの放射を散乱し地表面へ戻すことで温算により明らかになってきた．水が少ない惑星の場合，室効果（散乱温室効果）を持ちうることが指摘されてい大気による水蒸気輸送によって，惑星表面温度が低い

る [e.g., 4]．CO2 雲の冷却効果と散乱温室効果のどちら

領域
（極付近）
に水が局在化する可能性がある．このよが卓越するかは雲の光学的厚さや粒径，分布によってうな，大気輸送で水が局在化した気候状態を陸惑星気決まる．仮に散乱温室効果を最大に見積もると，恒星候と呼ぶ．陸惑星気候では，赤道域の大気は乾燥する

放射が 0.17 S0 まで下がっても惑星は温暖に保たれう

ため，結果的に赤道域では射出限界より強い惑星放射ると推定されている [4]．

を放つことができる．このため，全球的に水で覆われ上記の通り，ハビタブルゾーンの外側境界についてた地球のような惑星より大きな恒星放射を受け取っては，主に CO2 雲の持つ温室効果の不確定性のために，

も，惑星表面に水を安定に維持できる．つまり，水の大きな不定性（0.17～0.53 S0）を持つ．こうした議論を少ない惑星の方が広いハビタブルゾーンをとることが進めるためには，従来のような鉛直一次元モデルによできる [5]．

る議論ではなく，雲の形成やその温室・冷却効果を取最近の結果から，陸惑星気候の内側限界には惑星表り扱える高次元のモデルが必要である．CO2 雲を取り面の水分布が重要であることがわかってきた．これは，

86

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

70
60
50

1.8
1.7

中心星放射 [S/S₀]

ドライエッジ緯度 [°]

80

1.9

ハドレー循環の幅

90

1.6
1.5

40

1.4

30
20

10 海惑星

1.3
陸惑星

1.2

1.1
1.0
0
0 10 20 30 40 50 60 70 80 90
水輸送緯度 [°]

図2： 暴走温室限界と水分布の関係．惑星表面の水分布を水輸送緯度として与え，その後大気中の水蒸気輸送を計算し，降雨により地表が湿潤になった境界をドライエッジ緯度とした(図中の米印)．ドライエッジ緯度が0度の場合は，惑星表
面が赤道まで湿潤になったことを意味している．破線は，各水分布における暴走温室限界における中心星放射を表している．

る水を増やす実験をした場合，ハドレー循環の幅まで水が張り出すためには，現在の地球の海洋水量の約
16

1%
（～10

3

m ）が必要であることがわかった．金星の地形を仮定した場合には，地球地形と同じような水量で水分布がハドレー循環に達する．一方，火星地形を143仮定すると，臨界の水量は約 10 m となる [6]．
このように，水分布は惑星の地形と水量に強く依存
し，また水分布によってハビタブルゾーンの境界も大きく変化する．つまり，ハビタブルゾーンはシャープな境界を持つ領域ではなく，惑星の個性を色濃く反映したブロードな境界を持つ．
このように近年 GCM を用いた気候推定がされ始めているが，3 次元大気大循環モデルにも注意しなくてはならない点がある．それは，大規模な計算にとって宿命である，計算コストの問題である．そのため，現2状では，短期間（～10 年）の積分で解が得られるような計算が主に行われており，暴走温室状態の条件の見積もりはされてきているが，長期積分が必要な全球凍結状態の条件の見積もりはあまり報告されていないの

大気を湿潤にするためには，降水フラックスより蒸発が現状である．3 次元大気大循環モデルを用いた検討

フラックスが大きな地域に液体の水が存在することがによって，明らかになる惑星の非一様性は地球型惑星

必要であるからである．経度方向に一様な水分布を仮の持つ多様性を色濃く映し出すため，これから期待で定した GCM 計算によると，水分布の下端緯度の増加きる分野である．

（i.e., 水が極域に局在する）に従い，暴走温室限界は約1.3 S0 から 1.8 S0 まで増大することがわかった（図 2）[6]．
これらの値は，先行研究により調べられてきた海惑星

3.2

炭素循環による温暖な環境の維持とその限界

気候での暴走温室限界と陸惑星気候での暴走温室限界

先述の通り，従来考えられてきたハビタブルゾーンに，それぞれ対応する．1 次元モデルで予想された暴の外側境界は，大気中に十分量の CO2 が存在すること

走温室限界は 1.06 S0 であるが，3 次元大気循環モデルを仮定して議論がなされてきた．一方で，たとえハビから見積もられた暴走温室限界は，大気中の水蒸気のタブルゾーンの中に惑星があったとしても，pCO2 が不飽和領域のため，大きな値（約 1.1 S0）をとることが低ければ，惑星は全球凍結状態となる．つまり，ハビ

わかっている．図 2 では，海惑星の暴走温室限界は 1.3

タブルゾーン内の惑星の気候を考えるためには，大気S0 と見積もられているが，これは，少ない水量での暴中の温室効果気体（ここでは CO2）の量の変動メカニズ

走温室限界を見積もるために，表面のアルベドと熱容

ムを理解することが重要である．

量を砂漠の値を用いているから生まれた違いである．

地球を考えると，大気中 CO2 量は炭素循環を通じ

また，海惑星気候と陸惑星気候の境界はハドレー循環て変化してきたと考えられている [e.g., 7]．炭素循環の幅により決まっていることがわかった．これは，水において，CO2 は火山活動を通じて大気に供給され，分布の最も低緯度の端で蒸発した水蒸気がハドレー循

ケイ酸塩の風化（e.g., CaSiO3 + CO2 + H2O -> Ca

2+

+

-

によって大気から除去される．この反環により赤道域まで運ばれ，大気を湿潤にすることで， 2HCO3 + SiO2）
2+

惑星放射を射出限界以下に制限していることによる．

応で生じた重炭酸イオンは海洋底に沈殿し（e.g., Ca

惑星表面の水分布は，惑星の水量と惑星の地形に強+ 2HCO3 -> CaCO3 + CO2 + H2O）
，海洋底プレート

く依存している．地球の地形を仮定し，表面に存在すの沈み込みに伴ってマントルに取り込まれ，あるいは-

系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

100
10

供給率
A

0

除去率

C
B

C’

2
4
6
時間 [Myr](c)

地表面平均温度 [K]

全球
凍結

全球凍結

1
0.1
0

(b)

B’

pCO2 [bar]CO2フラックス [FD0]

(a)

8

B’

320

全球
凍結

全球凍結

280

C
B

240
0

A

C’

2
4
6
時間 [Myr]

8

87

全球凍結

0.1

B

全球
凍結

0.05
0

A

0

C

2
4
6
時間 [Myr]8

図3： 全球凍結サイクルにおける，（a）ケイ酸塩風化によるCO2除去率（実線）と火山活動によるCO2の供給率（破線），（b）
大気中CO2分圧（pCO2），および（c）地表面平均温度の変化．
日射量は0.9 S0，脱ガスによるCO2の供給率は現在の地球の25%を仮定した．全球凍結中はケイ酸塩風化が停止しCO2の除去率が0になる一方，火山活動に伴うCO2の脱ガ
スは継続するため（図a中の点Aから点B），pCO2および地表面温度が増加する（図b，c中の点Aから点B）．地表面温度の上昇によって全球に広がった氷床が融解を始めると，
氷アルベドフィードバックにより地表面温度は一気に上昇する（i.e., 気候ジャンプ; 図c中の点Bから点B’）．地表面に液体の水が露出している間は，ケイ酸塩風化によるCO2の除去が火山活動によるCO2の供給を卓越するため（図a中の点B'から点C），pCO2および地表面温度は急激に減少する（b，c中の点B'から点C）．この地表面温度の減少に伴い氷床が拡大していくと，最終的にまた氷アルベドフィー
ドバックにより，全球凍結状態へ戻る（図c中の点Cから点C'）．

島弧火山の噴火を通じて大気中へと再放出される．こ

温暖な環境が維持されてきたことや，また少なくともうした一連のプロセスのうち，火山活動は地表面温度3 度あった全球凍結イベントにおいて全球凍結状態かに対して不変である一方，化学反応であるケイ酸塩のら脱出できたことには，炭素循環のウォーカーフィー

風化は強い地表面温度依存性を持つ．このように大気

ドバックが重要であったと考えられている．

中 CO2 の供給・除去プロセスの地表面温度依存性の違

従来の研究では，炭素循環とその負のフィードバッ

いがあるため，炭素循環はウォーカーフィードバック

クを仮定することで，ハビタブルゾーン内の惑星は温と呼ばれる負のフィードバックを持つ [7]．たとえば，

暖に保たれると考えられていた [e.g., 1]．しかし，近平衡状態から地表面温度が低下した場合，ケイ酸塩風

年の研究により，炭素循環が持つ，惑星を温暖に保つ

化に伴う大気からの CO2 の除去速度は低下する．一方， メカニズムにも限界があることが指摘されるようにな
火山活動による大気への CO2 の供給速度は一定である． った [e.g., 9]．炭素循環を仮定した場合，pCO2 は CO2
CO2 の供給が除去に卓越することで，pCO2 は増加し，の供給率に応じて変化する．つまり CO2 の供給率が小温室効果が強化され，地表面温度は平衡状態へと収束

さければ，pCO2 も小さく，相対的に惑星も寒冷化する．

する．また，ケイ酸塩風化には液体の水が関与するこ（i.e., pCO2 が小さい），惑
ここで CO2 の供給率が小さくとから，全球凍結状態ではケイ酸塩風化が停止すると星を覆う氷床が低緯度まで発達し，氷アルベドフィー

考えられる．一方，火山活動は全球凍結状態でも続くドバックによって惑星が全球凍結状態へ遷移する（気ため，結果的に大気中に CO2 が蓄積し，全球凍結状態

候ジャンプする）状況を仮定する．全球凍結状態に遷から脱出することができる [e.g., 8]．地球史を通じて，移する時間スケール（100～1000 年）はウォーカーフィ

88

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

ードバックによる pCO2 調節の時間スケール（～10 万

メタンの温室効果で惑星表面が温暖に保たれることも年）に比べ短いため，ウォーカーフィードバックでは想定される．こうした CO2 以外の気体の温室効果は，

この気候ジャンプを止めることができない．全球凍結

地球史における暗い太陽のパラドックスの観点から議状態中はケイ酸塩風化が停止するため大気中に CO2 が論がなされてきている．しかし，ハビタブルゾーンの蓄積し（図 3 中の点 A から点 B），いずれ全球凍結状態

境界に対する影響はまだ明らかでない．

から脱出する（図 3 中の点 B から点 B'）．しかし，温暖

地球
（型惑星）
と異なる大気という観点からは，高いな環境下では低い CO2 の供給率に対し，CO2 の除去率

大気圧がハビタブルゾーンの外側境界に与える影響がが卓越しているため，惑星は再度寒冷化し（図 3 中の議論されている．例えば，窒素が大気中に現在の 10

点 B' から点 C），全球凍結状態へと気候ジャンプする

倍ある場合，その高い大気圧によって H2O や CO2 の吸（図 3 中の点 C から点 C'）．このように，CO2 の供給率

収線が広がり，これらの気体が持つ温室効果が強くなが小さい場合には，惑星は温暖な気候を維持することるため，ハビタブルゾーンの外側境界は 0.01 S0 小さができず，全球凍結状態と温暖な気候状態の間を振動

くなると予測されている [1]．また，より顕著な例とするリミットサイクル（全球凍結サイクル状態）に陥る．

して水素大気の持つ温室効果に基づく議論がある [11]．

温暖な気候を維持できる CO2 の供給率の閾値は，恒星

水素は，二原子分子であり吸収は弱いが，高圧環境下

放射や大陸分布，海陸比などの条件によって変化する

では衝突誘起吸収を起こす．仮に水素が 10 bar あるが，例えば現在の地球を想定すると，現在の地球のとすると，恒星放射が 0.01 S0 でも惑星表面は温暖にCO2 の 供 給 率 の 1/10 程 度 で あ る と 考 え ら れ て い る

保たれる [11]．

[e.g., 9]．
このように，炭素循環が機能していても惑星が温暖

3.4

二酸化炭素大気の崩壊とその影響であるとは限らない．しかし，そもそも“全球凍結状

ハビタブルゾーンの外側境界に関し，CO2 雲が大き態にある惑星がハビタブルでないか”に関しては議論

な不確定性の要因となっていることは既に述べたが残る．全球凍結状態にある惑星も，惑星内部からの[e.g., 1，4]．こうした大気上層における CO2 の凝縮に加熱により数十億年にわたって，氷床下部に内部海を維（i.e., CO2 氷床の形成）
え，地表面における CO2 の凝固持していると予想される [10]．地球史の全球凍結イベ

も，ハビタブルゾーンの外側境界に影響を与える可能

ントでも生き物が生きながらえていることを考えると， 性がある [e.g., 12]．何故ならば，特に CO2 が昇華する
このような内部海に生き物が存在することは否定でき

ような低 CO2 分圧環境下（pCO2 < 5.2 bar）において，ない．また，このような全球凍結中の内部海で生存し

地表面温度が CO2 の凝固点を下回ると，CO2 氷床の形ていた生き物は，全球凍結サイクル中の温暖な気候で大気中の CO2 分圧）が低下する
成によって pCO（i.e.,2

ある期間には惑星表面に露出しているかもしれない．

（大気崩壊が起こる）
からである．このような環境では，

ただし，全球凍結サイクルにおいて，温暖な気候状態

例えば火山活動によって CO2 が大気に供給されたとしにある期間は全球凍結状態にある期間に比べ，典型的て も， そ の CO2 は 速 や か に 凝 固 し て し ま う た め，には 1/10～1/100 程度と短い．したがって，仮に全球（ただし，
pCO2 が増加することが困難になる [e.g., 12]．

凍結サイクル状態にある惑星を観測したとしても，実pCO2 増加による温室効果の強化によって，CO2 氷床際に観測できるのは全球凍結状態にある惑星であろう．

が暴走的に融解する可能性もあることに注意．
）

3.3

二酸化炭素以外の温室効果，まCO2 の凝固点は低く（pCO2 = 2 bar で～200 K）
た pCO2 が高ければ大気による顕熱輸送の効率もよく

ここまで，CO2 の温室効果に基づいてハビタブルゾ

なる（i.e., 赤道 - 極間の温度差が小さくなる）ため，温ーンの外側境界の議論を行ってきた．これは，地球を暖な環境下における CO2 氷床の形成は考えにくい．一

はじめとする地球型惑星において CO2 が大気中の主要方，全球凍結状態にある惑星では CO2 氷床の形成が予成分であることに基づく．しかし，例えば初期地球で想されている [e.g., 12]．水の氷床と CO2 の氷床が共存想定されるような還元的な大気環境下では，現在のタしている状態では，両者の密度の差によって CO2 氷床

イタンのようにメタンも大気の主成分の一つであり，は速やかに（＜ 10 年）水の氷床の下部に潜り込み，大4系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋

惑星が CO2 脱ガス率の低下によって全球凍結状態に陥る可能性は十分考えられる．また，中心星進化に伴う水〜〜ている [e.g., 12]．先述の通り，ハビタブルゾーン内の(には，0.67 S0 以上の恒星放射が必要であると予想され

海
暴惑
走星
温の
室
効
果
の
発
生

量

ハビタブルゾーンの移動により，進化過程でハビタブ
ルゾーンに入った惑星は，初期状態が全球凍結状態である．こうした惑星が温暖な状態に遷移するためには，

陸惑星

〜
〜

従来のハビタブルゾーンの外側境界（0.34 S0）よりも高い恒星放射が必要である．つまり，ハビタブルゾーンの実効的な外側境界は，従来考えられていたよりも厳しい条件なのかもしれない．ただし，CO2 氷床が形成されるかどうかは南北方向の熱輸送効率や自転軸傾斜に強く依存している．例えば，この熱輸送効率が高い

陸
惑
星
の

)

)

〜
〜

点を考慮すると，惑星が全球凍結状態を脱出するため

暴走温室限界

大規模な
水素の散逸

CO2 の暴走的な融解も起こりづらくなる．このような(気と CO2 氷床が遮断されてしまう [e.g., 12]．このため，

89

海
惑
星

陸
惑
星

時間 (光度増加)

図4： 海惑星から陸惑星への進化の概念図．初期水量が大きい場
合，暴走温室効果の発生までに十分な水量を減らすことができないため，海惑星は陸惑星に進化することができない．
一方，初期水量が少ない場合は，十分に水量を減らすことができるため，海惑星から陸惑星へ進化することができる．

（e.g., 背景大気圧が大きく顕熱輸送効率が良い）場合には，同じ恒星放射・pCO2 条件でも極域の温度が高く駆動し，ハビタブルな期間を延ばすものである可能性なるため，CO2 氷床が形成されにくくなる．このため， があることが示されている [13]．
上記のような条件によって，この境界（0.67 S0）も変化することに注意しなくてはならない．

3.5

ハビタブルゾーンの移動と進化

ハビタブルゾーンの外側境界も，内側境界と同様に，中心星の光度増大によって外側に移動しすると考えられてきた [e.g., 1]．しかし，全球凍結惑星がハビタブ
ルゾーン外側境界に相当する恒星放射を受けたとして恒星は主系列の間，年齢に伴いその光度を増大させも，ハビタブルな状態に遷移できるわけではないことる．その光度増大に伴いハビタブルゾーンの内側境界を考慮すると，中心星光度増大がそのまま外側境界のは外側に移動すると考えられている [e.g., 1]．つまり，移動につながるわけではないかもしれない．このようハビタブルゾーン内に位置している液体の水を表面にな場合の極端な例として，全球凍結から温暖な気候へ持つ惑星は，前述したように湿潤温室状態になり，その気候ジャンプがおきないと仮定し，外側境界は形成の後暴走温室状態に陥ってしまう．しかしながら，気直後の位置から移動しない（i.e., 内側境界の進化に伴候の進化を考慮した場合，惑星の水量によってはハビいハビタブルゾーンが時間と共に狭くなる）という進タブルな環境を維持する可能性がある．

化パターンも提案されている [e.g., 1]．より現実的には，中心星の進化（光度進化・極紫外線進化）と水の損失

炭素循環の負のフィードバックや CO2 氷床の形成など，を考慮し，鉛直一次元放射対流平衡モデルを用いて大気候ジャンプを起こす・妨げる要因を考慮した検討が気中と表面の水量を見積り，惑星の気候の進化を検討必要である

した結果，比較的少ない水量（地球海洋水量の約 10%）を保持している惑星は水の散逸により海惑星気候

4. 系外ハビタブル惑星の現状の理解から陸惑星気候へ進化することでハビタブルな期間を延ばす可能性があることがわかっている
（図 4）
．一方

ここまでは，惑星のハビタブルな気候の境界についで，それより多くの水を保持している惑星は大規模なてレビューしてきた．本章では，現在検出されている

水の散逸を経験したとしても，暴走温室状態に陥って惑星がハビタブル気候を持つ可能性について議論すしまう．大規模な水の散逸は，惑星のハビタビリティ

る．

を壊すものであると考えられてきたが，気候の進化を

90

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

4.1

TRAPPIST-1系の惑星

取ったエネルギーの再分配が関係しており，今後の詳細な検討が待たれる．

TRAPPIST-1 系は，ハビタブル惑星を保持していTRAPPIST-1 系でハビタブルな環境を保つことにる と 考 え ら れ る， 最 も 注 目 さ れ て い る 系 で あ る．

適している惑星（ハビタブルな環境を形成するために

TRAPPIST-1 は，有効温度が 2550 K で質量が太陽質

条件が少ない惑星）は，TRAPPIST-1 d と e である．

量の 0.09 倍の恒星であり，7 つの惑星を持つことがわ

TRAPPIST-1 d は同期回転惑星のハビタブルゾーンのかっている．これら惑星の半径は地球半径の約 0.72 倍

内側境界付近に位置している．このため，アルベドがから約 1.13 倍である．

高く，厚い雲を恒星直下点に持っているような場合や，

このような低質量の恒星の進化は太陽型星と大きく水の分布によっては，惑星表面に海洋を持つ可能性が異なり，前主系列段階における強烈な光度と紫外線強ある．TRAPPIST-1 e は，水蒸気以外の温室効果気体度という特徴を持つ．こうした強烈な光度と紫外線強を必要とせずに液体の水を惑星表面に維持することが度のため，この惑星系の 7 つの惑星は初期に暴走温室できると推定されている．このため，成層圏メタンの状態にあり，形成後の数百万年間の間で数地球海洋水

吸収や光化学により作られるヘイズによる高い惑星ア量を失ったと考えられる．こうした水の散逸により，ルベドのような反温室効果がなければ，表面に液体の残留酸素が大気中に蓄積していると予想される．

水を維持することができると考えられている．

TTVs（Transit-timing variations）観測による惑星のバルク密度の推定から，これらの惑星は地球型惑星か
揮発性物質に富んだ組成であることが示唆されている．

4.2

Proxima Centauri b

Proxima Centauri は，太陽に最も近い恒星であり，

一方，TRAPPIST-1 系の惑星の軌道が軌道共鳴に近ハビタブルゾーン内に惑星（Proxima Centauri b）
を保いという事実を考えると，親星から遠い場所で形成さ持していることが知られている．

れ，その後，現在の位置に移動してきたのだろう．

Proxima Centauri b の軌道が円軌道だと仮定した場

つまり，惑星はスノーラインを越えた場所で形成さ合，惑星は潮汐固定されている可能性がある．しかし，れ，初期の大規模な大気散逸を経験してもなお，揮発Proxima Centauri 系は若く，公転軌道が円になるに性物質に富んだ惑星の組成を我々に示しているというは 不 十 分 で あ る こ と を 考 え る と，3：2 の spin-orbit

ことになる．

resonance になっている可能性もある．今後の観測で以下では，それぞれの惑星に対し，ハビタブルな環
境を維持する条件について検討した結果を紹介する[14]．まず，TRAPPIST-1b と c は，惑星が受け取る恒は，Proxima Centauri b の場合は大気組成と水量に加え自転周期も重要になる．
Proxima Centauri b が同期回転していた場合，背景星放射が大きいため，全球的に繋がった海洋を維持す

大気に 1 気圧の N2 を仮定すると，表面に存在する水

ることはないと考えられる．

量が地球の海洋水量の 60 % よりも多ければ，液体の一方，TRAPPIST-1 f，g，h は，これらの惑星が受

水が恒星直下点に存在することが示されている [15]．

ける恒星放射が弱いため，ハビタブルな環境を維持す

また，1 気圧の二酸化炭素が大気中に存在している場

るためには，温室効果気体の存在が海洋の保持に欠か合は，夜面であっても液体の水を保持することができせない．TRAPPIST-1 f と g は火星よりわずかに大きると考えられる．一方，水量がそれよりも少ない場合，いため，数気圧の二酸化炭素大気を保持することが可

夜面への水輸送により夜面で氷として蓄積することが能である．これらの惑星が仮にハビタブルな環境を維予想される．この場合には，惑星表面での液体の水の持しているとすれば，初期火星のような気候であると存在は，昼 - 夜面境界付近での氷床の流動により決ま想像される．

る．しかし，この点に関し，詳細な検討はされていな

TRAPPIST-1 h の夜面では，CO2 の凝結が起こる可能性がある．この惑星は質量も小さく低温なことから，

い．
一方，同期回転していない場合は，約 10 m bar のハビタブルな環境を作るのは難しそうである．しかし， 二酸化炭素かつ 1 bar の N2 があれば，全球凍結状態に実際に凝結が起きるかどうかについては，昼面で受け陥ることはないと推定される．

↑TOPへ←目次へ

系外惑星「遠い世界の物語」その10 〜ハビタブル惑星の現状とこれから〜／小玉，門屋91

たします．ハビタブル惑星とは，地球型惑星が持つ特5. まとめと将来課題

徴の 1 つであるため，これまで私たちは多くの人と議論を交わし，アドバイスをいただきてきました．我々

系外惑星科学の 1 つのゴールは，系外惑星におけるにハビタブル惑星とは何か ? 地球とは何か ? という疑ハビタブル惑星や生命の検出である．慣例的に，ハビ

問を常に投げかけてくれた阿部豊先生に感謝いたしま

タブル惑星は，ハビタブルゾーンという概念を用いてす．まだ我々はその十分な答えを持っていませんが．

検討されてきた．ハビタブルゾーンは，惑星表面に液これからも近づけるように研究していこうと思います．

体の水が安定に維持することのできる中心星からの距離の範囲である．ハビタブルゾーンの内側境界は，暴

参考文献

走温室効果と湿潤温室効果の発生で決まっている．一方，外側境界は，二酸化炭素の温室効果の限界で決ま[1] Kasting, J. F. et al., 1993, Icarus 101, 108.

っている．しかしながら，この検討には，暗に『常に[2] Kopparapu, R. K. et al., 2013, ApJ 765, 131.

表面が湿潤な惑星』という仮定がある．地球に比べ少[3] Nakajima, S. et al., J. Atmos. Sci. 49, 2256.

ない水量を保持する惑星の場合，乾燥領域から強い惑

[4] Mischna, M. A. et al., 2000, Icarus 145, 546.

星を射出できるため，海惑星に比べ大きな暴走温室限[5] Abe, Y. et al., 2011, Astrobiology 11, 443.

界をとることができる．また，炭素循環とその負のフ[6] Kodama, T. et al., 2018, JGR:planets 123, 559.

ィードバックは惑星の気候を温暖に保つ機能を果たし[7] Walker, J. C. G. et al., 1981, JGR 86, 9776.

ていると考えられていたが，そのメカニズムにも限界[8] Kirschvink, J. L., 1992, in The Proterozoic Biosphere,があることがわかってきた．よって，単にハビタブル

57.

ゾーンに位置している惑星であってもハビタブルな環[9] Kadoya, S. and Tajika, E., 2014, ApJ 790, 107.

境かどうかはわからなくなってきている．加えて，大[10] Tajika, E., 2008, ApJL 680, L53.

気組成の不確定性も考慮すると，まだ我々のハビタブ[11] Pierrehumbert, R. and Gaidos, E., 2011, ApJL 734,

ル惑星の理解は水を保持する惑星の多様性を十分包括

L12.

するほど，進んでいないことがわかる．系外惑星の検[12] Turbet, M. et al., 2017, EPSL 476, 11.

出数の増大に伴い，潜在的にハビタブル惑星と考えら[13] Kodama, T. et al., 2015, ApJ 812, 165.

れる天体の検出が増大してきている．このため，”
地球[14] Turbet, M. et al., 2018, A&A, accepted,のような惑星”を検出する日は，刻々と近づいている

DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201731620

ことは確かである．しかしながら，地球と似て非なる[15] Turbet, M. et al., 2016, A&A 596, A112.

物理プロセスにより気候が決まっているその”地球のような惑星”を十分に理解するには，まだまだ検討すべき課題が多く残っている．具体的には，大気組成の進化を考慮する場合に挙げられるような，惑星内部の進化（熱史）や大気散逸を伴う大気進化である．また，数値計算の問題から系統的な検討がされていないため，
気候レジームがどう決まっているかは明らかでない．
ハビタブル惑星の気候の形成を明らかにすることが，ハビタブル惑星の検出に重要なステップになるだろう．

謝 辞
本稿の執筆機会をいただき，また本稿に対し有益なコメントをいただいたことを，成田憲保博士に感謝い

←目次へ

92

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

火の鳥「はやぶさ」未来編 その14
～サンプルリターンミッションからの試料受入れ～

安部 正真，圦本 尚義

1,2,3

1,2,4

（要旨）サンプルリターンミッションは惑星探査の最終形態のひとつであり，今後も新たなサンプルリター
ンミッションが世界中の惑星探査計画において実施されることが予想される．JAXA でも，はやぶさ，はやぶさ２の帰還試料受入れを通して，設備や受け入れ態勢が強化されつつある．本稿では，これまでの経緯を含め JAXA におけるサンプルリターンミッションからの試料受入れの現在，過去，未来について紹介する．

1. はじめに号などにまとめられています．
JAXA キュレーション施設では，これまではやぶさ

本稿のサブタイトルにも含まれている「サンプルリ

帰還試料として約 700 粒子が回収され，カタログ化さターンミッション」の意義については，[1] で述べられ

れ て い ま す． そ の 成 果 は 毎 年 JAXA-SP に お い てていますが，サンプルリターンは惑星探査の最終形態

Hayabusa Sample Catalog として出版されるとともに，のひとつで，リモートセンシング観測や着陸機を用い

毎月粒子カタログのデータベースを更新して，地球外たその場観測では行えない，詳細な試料分析が行える

物質研究グループの HP より公開しています [4]．

ことや，観測（分析）機器を探査機に搭載する必要がな

現在も，はやぶさ帰還試料の国際公募分析が行なわいため，試料帰還後の最新の分析装置で分析できるこ

れており，提案書をレビュー評価し採択された研究課と，また重量やサイズの制約が無いため大型の装置が題に対して試料提供を行っています．最近では粒子表使えることが特徴です．そのため，たとえ持ち帰る量

面に刻まれた微小クレータの統計的研究の成果 [5] やが少量でも，多くの科学成果や知見が得られることが個別粒子の Ar/ Ar 年代測定からイトカワ母天体の期待できます．

衝突破壊年代研究の成果がでています [6]．

4039

はやぶさ帰還試料の試料受入れ作業については，[2], [3] で詳細が述べられています．これら帰還試料の2. はやぶさ・はやぶさ２帰還試料の特徴

受入れ作業を始め，初期記載，分配，保管，管理を含んだ作業の総称を「キュレーション」と呼んでいます．

はやぶさ，はやぶさ 2 の帰還試料は，既知の天体か

はやぶさ帰還試料の初期分析成果については，2012

ら産状が分かった状態で持ち帰られるということ以外

年の Science 特集号で，その後の詳細分析については，に，サンプル収納容器に封入される形で帰還すること2014 年 の MAPS（Meteoritics and Planetary Science）

により，試料がその天体にあった状態が保存され，地特集号でまとめられています．日本語では，ISAS ニ

球大気などに触れることなく，地球物質による汚染がュース 2016 年 9 月号や，日経サイエンス 2016 年 10 月

少ない
（コントロールされている）
ことが特徴として挙1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 地球外物質研究グループ
2. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系
3. 総合研究大学院大学
4. 北海道大学
abe.masanao@jaxa.jp

げられます．これは NASA が進めているサンプルリ
ターンミッションによる帰還試料とは異なる特徴です．
そのため，JAXA キュレーション施設では，そうした特徴を損なわずに帰還試料を取り扱うことを原則と⽕の⿃「はやぶさ」未来編 その 14 〜サンプルリターンミッションからの試料受⼊れ〜／安部 他

93

図1： はやぶさ2用クリーンルームおよびクリーンチャンバー設
置案．

図2： はやぶさ2用新クリーンルームと設置されたクリーンチャ
ンバーの一部．

しており，はやぶさにおける試料容器の開封作業では，

ウト 1 次案を示します．

クリーンチャンバーを用いて真空環境で行われ，その試料受入れ設備の製作担当メーカーは，仕様検討委

後の試料ハンドリングも高純度でドライな窒素環境下員会の検討と平行して，入札方式で決定されています．

で行われました．はやぶさ 2 では，探査対象が揮発性

はやぶさ初号機では，受注担当メーカーは 1 社で，そ物質を多く含むと考えられているＣ型小惑星であるたの下に各担当メーカーが入る方式をとりましたが，予め，サンプル容器の密封性を高めるためメタルシール

想されるコストが高いことから，はやぶさ 2 では，が採用されており，サンプル容器内のガス採取を帰還

JAXA 側が各担当をとりまとめるインテグレーション

カプセルの回収地点で実施します．またサンプル容器方式をとっています．担当メーカーは 2016 年 8 月から

内の一部の試料を真空環境下で回収する計画で，その2017 年 2 月にかけて決定され，2018 年夏までにクリー機能を持つ専用チャンバーを準備中です．

ンルームおよびクリーンチャンバーを完成させる予定で進められています．図 2 は 2018 年 2 月時点でのはや

3. はやぶさ2試料受入れ設備の検討

ぶさ 2 試料受入れ設備の状況の写真です．
はやぶさ 2 の試料受入れ設備やキュレーション作業

はやぶさ 2 試料受入設備の検討は，2015 年 6 月に開フローの詳細については，別途機会を設けて述べるとかれた第 1 回仕様検討委員会から本格的にスタートしして，今回は，JAXA におけるサンプルリターンミッています．当時，はやぶさ 2 の初期分析チームはまだションからの試料受入れの体制や経緯について紹介しPI しか決まっていなかったため，JAXA キュレーシたいと思います．

ョンチームのほかに，はやぶさ 2 サンプラチーム，
JAXA と試料受入れ準備に関する協定や共同研究契約

4. はやぶさ以前を結んだ機関，JAXA キュレーション施設で行う初期
記載フローの検討に協力いただいたメンバーに加えて，はやぶさ以前は，JAXA としては組織だってサンプ

NASA/JSC や，はやぶさ初号機の初期分析チームかルリターンミッションの試料受入れを行ってはおらず，らも参加いただき，これまで 2016 年 12 月までに計 9

研究者が個人レベルでアポロサンプルやスターダスト

回の会議を行い，クリーンルームの仕様やクリーンチ

サンプルを借り受け，研究するという方式でした．

ャンバーの仕様を決めました．図 1 にはやぶさ 2 用ク

はやぶさプロジェクトがスタートした後も，プロジ

リーンルームおよびクリーンチャンバーの設置レイア

ェクト予算は試料受入れ設備の製作に充てるだけで，

94

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

人材の確保は 2006 年に開発員 1 名を基盤技術分野で採織として，プログラムディレクタの下に，他のプロジ用できただけで，残りは，太陽系科学研究系（当時はェクトと並列する形で発足することとなりました．は固体惑星科学研究系）の教育職が併任で開発を進める

やぶさ 2 の試料受入れ設備の検討が本格化したのもこ形でした．2010 年 6 月に開始した，はやぶさ帰還試料の頃です．その後，キュレーション活動はプロジェクの受け入れ作業についても，任期付招聘職員 2 名の増トのような時限ではなく，基盤技術的な位置づけで，員はありましたが，JAXA 内の人員では不足のため，永続的に進めることができるよう，研究基盤・技術統

初期分析チームの協力により，JAXA 外から宇宙研に括の下に再配置されています．2016 年 3 月からグルー

数名が長期滞在する形でキュレーション作業に参加しプ体制が整い始め，業務改革と研究成果創出を推進し，てもらい，その後に続く初期分析への試料分配までが現在は，キュレーション分野だけでなく，搭載科学機遂行されています．

器開発分野や宇宙物質合成分野の活動も開始して，産2013 年のはやぶさプロジェクトの終了後も受入れ試料の国際公募研究への配分や将来への保管管理が必官学を巻き込んだ，物質科学研究コミュニティーとの連携を進めています．

要であるため，任期付職員やプロジェクト研究員，派遣職員などの協力でキュレーション活動を維持してき

6. JAXAキュレーションの特徴

ましたが，限られたマンパワーでキュレーション業務の遂行しなければならない状況が続いていたため，は

JAXA キュレーション施設で扱っている，サンプル

やぶさ帰還試料分析の研究成果創出や成果公表に十分

リターンミッションの帰還試料は，現時点でははやぶ

な時間がさけられない状況でした．

さのみで，2020 年からはやぶさ 2 の試料を受け入れる
予定となっています．

5. はやぶさ以降

はやぶさ帰還試料については，先に述べたように，
現在もその受入れ設備は稼働中で，はやぶさ 2 につい2011 年 5 月にはやぶさ 2 プロジェクトが発足し，そても，新クリーンルームが完成し，今年の夏には試料の後 2012 年 10 月にかけてプロジェクトの体制強化が受入れ用専用クリーンチャンバーが据付完了となる予行われているころ，JAXA のキュレーション活動につ定です．

いても新展開がありました．

はやぶさ，はやぶさ 2 帰還試料採取機構（サンプラ2011 年 8 月に初期分析の成果が Science 誌に掲載さー）の特徴は，それらの試料容器が密封されているこ

れ，12 月 に は NASA へ の 試 料 提 供 を，NASA ととで，帰還カプセルを地上で回収した時点でも雰囲気

JAXA の覚書（MOU）の取り決めに従って開始してい遮断環境を保持できる設計となっています．JAXA キます．続いて 2012 年 1 月に国際公募研究を開始し，

ュレーション設備では，その帰還試料の持つ特徴を損2012 年 2 月には最初のサンプルカタログが発行されてなわないよう，帰還カプセル回収後のキュレーション

います．また，JAXA のキュレーション活動は，はや活動においても，極力雰囲気遮断環境を維持すること

ぶさプロジェクトが終了にともない，2013 年 3 月からを原則として作業を行っています．具体的には，試料

は JSPEC（月・惑星探査プログラムグループ）から宇容器の開封は真空環境で行い，試料の取り出しや観察

宙研の C-SODA（科学衛星運用・データ利用センター，も高純度な窒素環境下で行っています．試料分配に関現在は科学衛星運用・データ利用ユニット）管轄下にしても，専用の窒素封入密閉容器に試料を封入して配置かれることになりました．

分できるようにしています．

2013 年 11 月には第 1 回宇宙物質科学シンポジウム

また，はやぶさでは，帰還試料サイズが最大でも（HAYABUSA2013 シンポジウム）を開催し，2014 年 2

100 μm 程度と小さかったため，専用のピックアップ

月には初期分析成果の第２弾が MAPS に特集号としツールである静電マニピュレータを開発していますて掲載されています．

[7]．この技術は，宇宙塵の研究などで行われてきた試2015 年 7 月にはキュレーション活動を C-SODA から

料ハンドリング方法を，ドライな窒素環境下でも行え，

切り離し，地球外物質研究グループという独立した組

かつ極力試料を汚染しない手法として改良したもので

↑TOPへ←目次へ

⽕の⿃「はやぶさ」未来編 その 14 〜サンプルリターンミッションからの試料受⼊れ〜／安部 他

す．NASA/JSC か ら も 職 員 が 視 察 に 来 る ほ ど で，

[6] Jourdan, F. et al., 2017, Geology 45, 819.

JAXA 独自の技術ともいえます．

[7] 藤村彰夫, 2011, 静電気学会誌 35, 255.

さらに JAXA キュレーションでは，小さな試料を汚染することなく扱えるだけでなく，そのハンドリン
グ装置やツールの洗浄を独自でも行っていること，また試料を取り扱う環境をモニターしていることも特徴のひとつです．
洗浄については，NASA/JSC を初めとして，他分野の研究機関も含めて参考にしながら，独自に開発を進めています [8]．
はやぶさ 2 では有機汚染についても有機物質研究者などから情報収集して，専用のメタルクリーンベンチを導入するなど，施設の整備に注力しています．

7. 将来のサンプルリターンミッションの試料受入れに備えてサンプルリターンミッションは惑星探査の最終形態であるとともに，今後の惑星探査で主流の形態となりえるものです．実際，はやぶさ 2 に続いて，米国ではOSIRIS-REx という小惑星サンプルリターンミッショ
ンが進行中です．また日本でも MMX（火星衛星探査）がフォボスまたはダイモスからのサンプルリターンを目指して進行中です．その他，月からのサンプルリターン，火星からのサンプルリターン，彗星核からのサ
ンプルリターンミッションの具体的な検討が進んでいます．これらいずれにも JAXA キュレーションは関係しており，継続して帰還試料の受入れおよびキュレーション作業が行える態勢を維持しつつ，惑星物質科
学コミュニティーの中核となりえるよう，また他分野，
他機関，産官学との連携を進めるべく，体制強化，ス
キルの強化を継続します．

参考文献[1] 矢田達ほか, 2007, 日本惑星科学会誌 16, 170.
[2] 安部正真, 藤村彰夫, 2011, 日本惑星科学会誌 20,185.
[3] 矢田達ほか, 2013, 日本惑星科学会誌 22, 68.
[4] https://hayabusaao.isas.jaxa.jp/curation/hayabusa/
index.html[5] Matsumoto, T. et al., 2018, Icarus 303, 22.

[8] 唐牛ほか, 2014, 地球化学 48, 211.

95

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 201896

遊星百景 その12～月の小さな構造地形～

嵩 由芙子

1,2

月の地形を思い浮かべた時，どんな景色が広がっていますか．高地，海，クレーター，リッジ，リル，ドーム，中央丘…？今回紹介するのは，雨の海北東部のMons Chajorra 地域（図 1）です．ここでは，リッジは(e)

もちろんのこと，Lobate scarp や fissure といった，
さらに小さな構造地形（断層活動の結果できた地形）を

Chajorra

観察することができます．Mons Chajorra は，雨の海内部にリング状に点在する高地物質でできた島々の一(b), (c)(d)

つで，雨の盆地の second inner ring の一部であるといわれています［1］．この一つの島に，IAU が認めた
正式名称はありませんが，ここでは［2］に倣って Mons
Chajorra と呼ぶことにします．
Lunar Reconnaissance Orbiter Camera Narrow
Angle Camera（LROC NAC）は，高解像度で，限られた地域を様々な太陽高度で撮像しました．一方かぐや

N

5 km

(a)

図1： Mons Chajorra周辺（N49° W15°）のかぐやTC画像．リッジ
やLobate scarpが観察できる．白枠は，図2の画像の位置を示す．

の Terrain Camera（TC）画像は，解像度で NAC に及びませんが，同一太陽高度条件下で全球を撮像しましでしょうか．この小さな盛り上がりが Lobate scarp

た．同じ太陽高度で撮像された画像は，影の落ちかたです．その先端（テラス部分）がひどく蛇行することかに地域差がないので，地形を観察し，広域的な比較を

ら Lobate（舌状）Scarp（崖）と呼ばれます．高地または行う上で有利です．加えて，スペクトルデータや地形

海―高地境界で散見され，分布に地域差がない（ようデータを併せると，小さな地形たちがどうやって形成に思われる）ことから，月の全球収縮が原因で形成さされたのかが見えてきます．

れたのではないかと考えられ，Lobate scarp の形成年

ぜひ，立体図を想像しながら TC 画像（図 1）を眺めて下さい．平坦な玄武岩溶岩の海に，一際明るい丘が代や地殻の短縮量を見積もることで，月の熱史へ制約を与えられると期待されています［3, 4］．

二つあります．このうち，北側に位置する大きな丘が可視画像だけだと Lobate scarp が，どのような地

Mons Chajorra です．二つの丘の間には，北東―南西形になっているのかわかりにくいですね．そこで地形走向のリッジがあり，Mons Chajorra の西側斜面に注の傾斜度マップ（図 2a）を見て下さい．約 30°傾斜して目すると，斜面にライン状の構造があることがわかる

いる Mons Chajorra の斜面が，一部平らなテラス状に

1. 京都大学理学研究科
2. 宇宙科学研究所 月惑星探査データ解析グループ
dake.yuuko@jaxa.jp

なっていることがわかります．このテラスが Lobate
scarp の先端です．テラス部分をクローズアップしてみてみましょう．図 2b に，かぐやのスペクトルデー

遊星百景 その12 ～月の小さな構造地形～／嵩

(a)

97

(b)

(d)

テラ ス
1 km

5 km

海と の境界

100 m

(c)

(e)

1 km

100 m

a）
b）
のカラー版は電子版を参照下さい．
図2： a）かぐやの地形データを使って作成した地形の傾斜度マップ．b）かぐやMIデータを使って作成した疑似カラーマップ（R : 749 nm/414 nm，G : 749 nm/950 nm，B : 414 nm/749 nm）．高地の斜長岩は青く，海の玄武岩は赤くなるような色付けをしている．矢印の先端は，斜面と平地の境界線（黒）とテラスの位置（白）を示す．c）Lobate scarp
近影（LROC NAC image M1098943917LC）．d）e）小さなクレーターを変形しているFissure（LROC NAC image
M1136640204RC，M10983917LC）．

タを使って作成した，疑似カラーマップを示します．

（図 2b）から，テラスよりも下側の斜面は，海の物質

海（赤：玄武岩）と高地（青：斜長岩）の違いがわかる色に高地の物質がパウダー状にかかっていることから，付けしています．図 2c には，同じ領域の NAC 画像を

一度は水平に堆積した玄武岩溶岩が，断層活動で以っ示します．海と丘の境界だけでなく，テラスの位置にて，この斜面を覆ったと解釈することができます．いも組成の境界があるのが見えてきます．

つ断層活動が始まったのかはわかりませんが，Lobate

さ ら に，NAC 画 像 で こ の 地 域 を 観 察 す る と，

scarp のテラスが非常にはっきりとした地形を保って

fissure[5] と呼ばれる（small scale graben とも呼ばれいることから，コペルニクス紀（現在～8 億年前）にもる），幅数百 m に満たない小さな谷が見えてきます（図

断層活動は続いていたと考えられています
［3］
．
これは，

2e, f）．これらの谷地形は，クレーターを変形していLobate scarp に付随して形成された fissure が，直径ることから，その成因は火山性ではなく，断層活動で50 m にも満たない，小さく若いクレーターを変形さ形成されたと解釈されており，Lobate scarp 形成に伴せていることとも調和的です．

ってできたと考えられています［4, 5］．

ところで，月の断層活動は 30 億年前までに終わっ

これらの構造はどうやってできたのでしょうか．一たといわれてきました［e.g., 6］．しかし，こうした若般に Lobate scarp は，走向方向と垂直に地形プロフ

い構造地形が全球的に見つかっている事実は，この通ァイルをとると，非対称なこと，逆断層（または褶曲）説を覆すのに十分と言えるでしょう．その成因は，月構造であるリッジへ遷移するものがあること，断層線の内部冷却に伴う収縮である［e.g., 3］という説が現在が蛇行することなどから，衝上断層活動で形成されたのところ有力ですが，まだまだ議論の余地があります．

と 考 え ら れ て い ま す［e.g., 3］． こ の 地 域 の Lobate

月に断層活動の結果形成される，地形は，月地殻がど

scarp が，Mare ridge に遷移することも，衝上断層でのような変形史を歩んできたのかを知る大切な手掛かあるという解釈と調和的です．MI 疑似カラーマップ

りです．ところが，これらの地形の地下構造は理論計↑TOPへ←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

98

算や数値シミュレーションを行って推測はされている
ものの，実際に観測されたことはなく，議論が続いています．近い将来，着陸機がどんどん月面に降りる時代になり，地下構造が明らかになることを，私はひそかに楽しみにしているのです．複数の観察事実から，
広域のテクトニクス史を組み上げる．そんな面白さを教えてくれた，私のお気に入りの場所でした．

参考文献［1］Spudis, P. D., 1993, The Geology of Multi-Ringed
Impact Basins (Cambridge Univ. Press, Cambridge).
［2］Lee, J., 1864, Rep. BAAS 1863 Meeting, 7.
［3］Watters, T. R. et al., 2010, Science 329, 936.
［4］Daket, Y. et al., 2016, Earth, Planets and Space 68,
157.
［5］French, R. A. et al., 2015, Icarus 252, 95.
［6］Solomon, S. C. and Head, J. W., 1980, Rev. Geophys.
18, 107.

←目次へ

第10回月惑星探査データ解析実習会を終えて／出村 他

99

第10回月惑星探査データ解析実習会を終えて出村 裕英 ，平田 成 ，小川 佳子 ，仲内 悠祐 ，臼井 寛裕 ，
3
4
5
6
7
中村 智樹 ，菊地 紘 ，梶谷 伊織 ，高木 直史 ，長足 友哉 ，
8
9
10
11
杉本 知穂 ，庄崎 弘基 ，金丸 仁明 ，野口 里奈 ，
月惑星探査データ解析実習会世話人一同
1

1

1

1

2

2009 年に始まった月惑星探査データ解析実習会は
毎年度 1 回の頻度で実施され，2018 年 3 月に節目となる 10 回目を迎えました．必要な知識とソフトウエアの導入を初日に行なったうえで，受講生が会期中実際に手を動かし，最後に成果発表する，という一連のスタイルが特徴です．
今回のテーマは『火星衛星・小惑星等の不規則形状
小天体のデータの可視化と解析』でした．「火星衛星サンプルリターン計画 MMX」の実現と，まもなく小惑星 Ryugu に到着予定の「はやぶさ 2」を意識して設定されました．おそらく過去最多となる講師 5 名が初日

図1： 実習会集合写真．

に講義し，Skype による遠隔講義スタイル（中村智樹
講師は東北大から接続）も初めて取り入れられました．

講義内容は，臼井氏より MMX の概要と狙いについ受講生については，研究と言っても過言ではない非常て，中村氏より火星衛星分光データ解析の意義とそのに質の高い発表が多かったこと，学部生が過半数を占紹介，菊地氏より火星衛星画像データ解析の意義と紹めて最年少が学部 2 年生という若い年齢構成であった介，小川氏より文科省宇宙航空科学技術推進委託費にことが特筆されます．受講生 10 名の内訳は 7 大学 1 研

基づき会津大学正課で行われた火星衛星データキュレ

究所（神戸大，慶応大，東京大，大阪大，東工大，高ーションの報告，平田氏より三次元地理情報システム

知大，会津大，東工大火山流体研究センター）
でした．

AiGIS ならびに SBMT の紹介と導入がなされました．

講師と併せた参加機関数は 11，参加者数は 17 名とな

当初予定されていた観測機視野ならびに探査機位置可

りました．

視化ツール HARMONICS の紹介は，時間の都合等から見送られました．

1. 会津大学先端情報科学研究センター宇宙情報科学クラスター
2. 東京工業大学地球生命研究所
3. 東北大学大学院理学研究科
4. 東京大学大学院工学系研究科
5. 東京工業大学理学部
6. 東京大学理学部地球惑星物理学科
7. 神戸大学大学院理学研究科
8. 慶應義塾大学理工学部物理学科
9. 高知大学理学部理学科
10. 大阪大学大学院理学研究科
11. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
demura@u-aizu.ac.jp

本実習会は，参加者の旅費助成で日本惑星科学会，
講師の旅費助成で惑星科学研究センター（CPS）のご支
援を頂きました．この紙面を借りて，深く御礼申し上
げます .
開催日程：2018 年 3 月 5 日 12：10～3 月 7 日 13：00
開催場所：会津大学研究棟 3 階
主催：月惑星探査育英会

Ｍ 11 教室

100

後

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

援：日本惑星科学会，神戸大学大学院惑星科学
研究センター（CPS）

実習会詳細および資料：

講

得たい情報を得るためにどのデータをどのソフトで解析すれば良いのか分からず，手探りの状態でした．ですが進めていくうちに，世話人・講師の皆様の手厚い

https://www.cps-jp.org/~tansaku/wiki/top/

指導のおかげで，徐々に道筋が見えてきました． 2 日?school_mission-10

目の終わりには，画像解析の研究の楽しさと大変さの師：臼井寛裕（東工大 ELSI），中村智樹（東北大），

両方の側面を垣間見ることができ，今回の実習は私に

菊地紘（東京大），小川佳子・平田成（会津大）とって非常に貴重な機会となりました．短い実習期間

世 話 人：出村裕英・仲内悠祐・小川佳子・平田成（会の中でしたが，大変興味深い講義をしていただいた講

津大），臼井寛裕（東工大 ELSI），中村智樹（東北大）， 師の方々，親身に指導していただいた世話人の皆様，菊地紘（東京大），
参 加 者：17 名（講師・世話人 7 名，受講生 10 名．受講生の内訳は講師 1，PD1，博士 1，修士 1，学部 6）

様々な刺激を与えてくださった実習生の皆様に厚く御礼申し上げます．
■高木直史さん：今回の実習会では，火星衛星についての講義に始まり，MMX 計画の概要，AiGIS と sbmt

成果発表した受講生（発表順，当時の所属）の使い方を学び，各自でテーマを決めて作業に取り組・梶谷伊織（東工大）『フォボスのどこに行くべきか』

みました．私自身は AiGIS と sbmt については知って・高木直史（東京大）『ロゼッタが撮影したいたのですが，画像を解析することとはどういうこと

Churyumov-Gerasimenko の画像の復元』なのか分かっておらず，今回の実習では大きなものを・長足友哉（神戸大）『Phobos の極域のクレーターカ
ウンティング』
・杉本知穂（慶應大）『グループの長さ－幅分布と角度
分布』
・庄崎弘基
（高知大）『形状モデルを用いた日照変化の再現～小惑星イトカワの例～』
・金丸仁明（大阪大）『火星衛星 Phobos 表面の重力場と地形緩和過程』

得ることができました．私の解析は画像の復元でしたが，少し調べただけでもかなり奥が深そうな分野だと感じ，専門ではないものの今後も画像処理について勉
強を続けようと思いました．他の参加者の皆様の発表
では，解析内容や質問を聞くことで私の持ち得なかった知識・視点・考え方を学ぶことができ，画像解析の多様性の一端を知りました．このような貴重な経験のできる場を準備していただいた世話人・講師の皆様，

・熊谷柾志（会津大）『AiGIS ／ SBMT の使い方』

研究に対して刺激をいただいた参加者の皆様に厚く御・野口里奈（東工大）『PLR（Phobos Laser Ranging）の礼申し上げます．

検討』■長足友哉さん：私はこれまで探査データを扱うツー
ルに触れる機会があまりなく，火星衛星について興味受講生から寄せられた感想等を持っていたため，解析実習会に参加しました．まず，■梶谷伊織さん：私は以前から惑星探査に非常に強い

Phobos/Deimos データや MMX の講義から始まり，デ興味を持っており，将来は探査機が得た画像の解析等

ータの可視化および解析ツールの使用法を教わりましを通して惑星探査の研究に携わりたいと漠然と考えてた．その後，各自形状モデルを利用した解析等の課題

いました．ですがこれまで，論文を読んだり学会の発に取り組みました．PC にソフトウェアを入れて動作表を聞くだけでは，研究者の方々がどのような手段をさせるところからみなさまにはご迷惑をおかけしまし

用いて画像を解析しているのか，よく分からないままたが，非常に丁寧なご指導に助けられ，課題に取り組でした．この実習を通して今までより少し具体的な理むことができました．今後もこれら解析ツールを利用解を得ることができたと思います．今回の実習で私はしたいと思います．また，参加されていた方々も意識

主に AiGIS と ImageJ，Excel の 3 つのソフトを使用しの高い方ばかりで，とてもよい刺激になりました．常て，MMX ミッションでフォボスのどこにタッチダウに充実した 3 日間で，様々な研究があることを知り，ンすればより新鮮なサンプルを得られる可能性が高い

自分の視野の狭さに気付かされ，最初から最後まで非のかということを考察しました．最初のうちは自分が常に勉強になりました．最後になりましたが，講師の第10回月惑星探査データ解析実習会を終えて／出村 他

図2： 議論に使用する小白板セット．

101

図4： 実習会風景．

動に直接役立つと確信しております．また稚拙ながらグルーブのでき方や火星系の昔の姿を考察するのはとても楽しかったです．自分でテーマを考えて解析するという目標と会場の意欲的な雰囲気があったことで集中して有意義な 3 日間を過ごすことができました．この実習は今春地球惑星科学科に転科する自分にとって新しい研究生活のとても良い第一歩になりました．このような素晴らしい機会を与えて下さった世話人・講師・参加者の皆様に心より感謝申し上げます．
■庄崎弘基さん：本実習会では，火星衛星の探査デー
タや今後の展望の紹介から始まり，AiGIS や SBMT な
どの三次元地理情報システムツールの紹介，また，そ
図3： 同，１枚．

れらを用いて各々でテーマを設定し実習を行いました．
私は，こういったツールを利用するということは初めての経験でしたので，ソフトウェアの扱い方はもちろ

みなさま，世話人のみなさま，参加されたみなさまにん，解析自体の理解には苦労していましたが，講師のは大変お世話になりました．この実習会を通してお世

皆様にご助言をいただき，なんとか解析結果を出し実話になった全ての方に厚く御礼申し上げます．

習を行うことができました．講師の皆様には大変お世■杉本知穂さん：本実習会では初めに火星衛星に関す話になりました．また，自分の学科では惑星に興味をる講義と解析ツールの講習を受けました．予習では研持つ学生は少ないため，参加者の皆様が惑星科学を専

究の最前線を把握することが難しかったので，講義で攻する方々でかつそういった話をして盛り上がることいくつか未解決問題について解説して頂けて大変有難ができたのは非常に楽しく，この分野で邁進したいとかったです．講習後，各々自由なテーマで解析実習を

モチベーションが上がりました．本実習会では，惑星行いました．私は SBMT を用いてフォボスのグルー

科学で未経験だったテクニカルな解析手法を学ぶこと

ブ幅について解析しました．短時間で多数のグルーブができ，また，惑星科学に関して皆様と一緒に議論しを調査するのは大変でしたが，より正確なグルーブのたことで，大変有意義な時間を過ごさせていただきま

発見方法を考え，SBMT の出力データを利用して計した．世話人の方々をはじめ，講師，参加者の皆様に算を行うスクリプトを作成した経験は，今後の研究活御礼申し上げます．

←目次へ

102

■金丸仁明さん：今回のデータ解析実習会では，小天
体用の 3 次元地理情報システムをはじめとして，解析ソフトの使い方や実際の解析例を学ぶことができました．解析方法や火星衛星の講義を受けた後，形状モデ
ルを利用した Phobos の地形解析など，各自で興味のある課題に取り組みました．講師陣の親切な指導のもと，解析ソフトの練習に留まらず，多くの参加者が興味深い解析結果を得ることができました．最終発表では活発な議論が行われ，火星衛星の魅力を大いに感じました．参加者には，学部生など若い学生が多く研究に対するエネルギーとインスピレーションをもらえました．有意義な実習会のためにご尽力いただいた世話人，参加者の皆様に厚く御礼申し上げます．
■野口里奈さん：今回の実習会では，前半に小型天体をターゲットとした最新の研究およびデータ解析ツー
ル（AiGIS，SBMT）が紹介され，後半は各自がテーマを見つけて作業・発表を行いました．参加者は大半が学部生でしたが，意欲的に課題に取り組む姿勢が印象的でした．そもそもの意識が高いのに合わせ，最先端の研究者を講師に招いた講義が参加者の潜在的データ
探索欲求を刺激したからでしょう．私自身はこれまで
小型天体データの解析経験がなかったので，ツールの導入・実際の操作・簡易的な解析の一連の流れを経験できる場を設けていただいたのはありがたかったです．
一方で，データ解析の裾野が広がる中，自身がデータにどう向き合っていくべきか考えさせられる場でもありました．このような実習会はぜひ今後も続けてもらいたいと思います．世話人・講師ならびに参加者の皆様に御礼申し上げます．

↑TOPへ

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

←目次へ

月極域探査に関するワークショップ開催報告／長岡 他

103

月極域探査に関するワークショップ開催報告

長岡 央 ，橋爪 光 ，鹿山 雅裕 ，大竹 真紀子 ，星野 健
1

2

3

1

1

月極域探査の可能性と実現性を資源利用，特に水氷や現在の検討状況について説明が行われました．午後の探索という観点で議論することを目的に，“月極域のセッション前半では，月の揮発性物質，特に水の存

探 査 に 関 す る ワ ー ク シ ョ ッ プ”が 2017 年 12 月 か ら

在量やその存在形態について，既存データに基づいた2018 年 2 月にかけて 2 回にわたりに開催されました．

レビューがなされ，その信頼性や将来の月極域探査に

JAXA は，平成 27 年度から国立研究開発法人科学技

向けて必要となるデータの取得状況などに関する議論

術振興機構（JST）の支援（イノベーションハブ構築支

がなされました．午後のセッション後半では，月極域援事業）のもと，宇宙探査イノベーションハブを設立し，における水氷の分布やその存在量，存在形態をいかに

産業界や大学と連携し，革新的な宇宙探査技術の研究して計測するか，その観測技術の紹介や現在の開発検開発を進めています．さらに，日本は月極域に分布す討状況等が報告されました．二日目の午前は前日からる可能性が指摘されている，水氷などの揮発性成分を引き続き，観測技術の紹介や月極域探査の意義，月極ターゲットとした資源探査に注目しており，その実現域で行うべき観測の提案に関する発表が行われ，その性と観測技術，採掘技術の検討を始めました．これに詳細について議論がなされ，午後は民間企業から，産は ISECG（国際宇宙探査協動グループ）での活動を通業開発・宇宙資源利用の観点で月極域探査に向けた要

じて，各国で月極域探査の本格的な検討が進められよ

望や提案がなされました．さらに，JAXA 側からは月うとしていることが背景にあります．

極域探査の実現に向けた観測方法やその技術に関する

このような国際協動・競争の背景の中，日本が担う情報提供要請（RFI）を行う旨が告知されました．二日

べき月極域探査の意義や水氷を観測する技術の提案と間のワークショップへの参加者はのべ 199 名と，非常議論を行う場として，このワークショップが開催されにたくさんの方々が参加されました．

ました．ワークショップでは，月極域探査における観第二回目のワークショップは 2018 年 2 月 19 日に，測項目や観測技術について，惑星科学のコミュニティ

こちらも東京駅の傍にあるベルサール八重洲内の会議

ーだけに留まらず，産業界と連携し，様々な分野で活室にて実施されました．午前中には，前回のワークシ躍する多くの参加者と共に，同探査の可能性・有用性

ョップの総括，前回のワークショップからの月極域探について意見交換や議論を行いました．

査ミッションの検討における進捗や課題，国際協働の第一回目のワークショップは 2017 年の 12 月 8 日，9枠組みでの活動状況，募集した RFI の結果報告，さら日の二日間にわたり，東京駅の傍にある東京コンベンには民間企業からの新規・追加情報に関する発表がな

ションホールの会議室にて開催されました．初日の午されました．午後は，宇宙科学研究所・理工学委員会

前中は主に，JAXA の同探査検討メンバーから本ワーの元に設置された国際宇宙探査専門委員会からの提言，クショップの開催趣旨並びに，月極域探査構想の背景

月の水に関する研究成果のレビューや，月極域探査の

1. 宇宙航空研究開発機構
2. 茨城大学
3. 東北大学
hiroshi-nagaoka@planeta.sci.isas.jaxa.jp

推進に不可欠な研究計画の提案，提案機器の検討・開発の進捗状況など報告が行われ，ワークショップの最後に今回の発表の総括と，それを踏まえた上での将来

104

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

図1： 第1回ワークショップ中の会場風景．

図2： 第2回ワークショップ中の会場風景．

計画や，今後の国際宇宙探査検討を効率的に進めるた

特に，多数のマスメディア関係の方々が聴講され，今めの枠組みの構築についても，議論を行いました．第後の月探査の方向性についての関心の高さを感じまし二回目のワークショップも，参加者は 150 名と引き続た．

き多くの方々が参加され，盛況のうちに終わりました．
第一回
月極域探査に関するワークショップその 1■日時：2017 年 12 月 8 日（金），9 日（土）中会議室 II■場所：東京コンベンションホール
■ワークショッププログラム
第一日目（12 月 8 日）
時間
座長発表タイトル橋爪

発表者

所属

光（茨城大学）

10：00－10：10 本ワークショップの開催趣旨

伊東康之

JAXA

10：10－10：40 国際宇宙探査の調整状況とJAXAの月探査シナリオ（案） 佐藤直樹

JAXA

10：40－11：10 月極域探査機検討状況

星野健ほか

JAXA

11：10－11：40 月極域探査プラットフォーム

若林幸子ほかJAXA

11：40－11：50 惑星科学等関連コニュニティーへの協力のお願い

大竹真紀子

JAXA

11：50－12：10 惑星科学コニュニティーの活動：荒川政彦

荒川政彦

神戸大学

橋爪

光

茨城大学

長岡

央

早稲田大学

座長
大竹真紀子（JAXA）/鹿山雅裕（東北大学）
13：30－14：00 既存データによる成果と課題（濃集機構の観点から）14：00－14：30 既存データによる成果と課題（中性子観測データ）
14：30－15：00 既存データによる成果と課題（反射スペクトル観測と試料分析の観点から）15：00－15：30 既存データによる成果と課題（探査データの観点から）

鹿山雅裕
春山純一
代読 長岡央東北大学

16：05－16：25 観測機器提案（分光観測）

宮本英昭，
熊本篤志
佐伯和人ほか

JAXA
東京大学
東北大学
大阪大学

16：25－16：45 観測機器提案（中性子観測）

草野広樹ほかJAXA

15：45－16：05 観測機器提案（レーダー観測）

16：45－17：30 総合討論

月極域探査に関するワークショップ開催報告／長岡 他

105

第二日目（12 月 9 日）
時間

発表タイトル発表者

座長
9：30－10：00

長岡 央（早稲田大学）
月極域探査に係るインド宇宙研究機関（ISRO）との共同検 星野 健
討について
10：00－10：20 観測機器提案（質量分析計）
斎藤義文，
横田勝一郎
10：20－10：40 観測機器提案 （微量水分析）
山中千博，
橋爪 光
10：40－11：00 観測機器提案 （アクティブ月震観測）
川村太一ほか

所属
JAXA
JAXA
大阪大学
大阪大学
茨城大学
天文台

11：00－11：10 観測機器提案 （熱重量分析）

渡辺隆行

九州大学

11：10－11：30 水素原子の月面における挙動

西野真木ほか

名古屋大学

11：30－11：50 月の大構造推定の現状と課題

松本晃治

天文台

13：10－13：30 情報提供要請（RFI）について

降籏弘城

JAXA

13：30－14：00 宇宙源利用の研究開発動向

金森洋史

JAXA

14：00－14：20 民間企業からの提案

中村貴裕

ispace14：20－14：40 民間企業からの提案

鵜山尚大

清水建設

14：40－15：00 民間企業からの提案

小笠原宏

三菱重工

15：00－15：20 日本発の宇宙資源ビジネスを目指して羽生哲也

三菱総合研究所

15：30－15：50 商業宇宙資源探査に関する法的課題の検討動向

岩城陽大

JAXA

15：50－16：10 水氷含有レゴリスの採取・移送技術

川本広行

早稲田大学

16：10－16：30 月レゴリス粒度の改質・農業用土壌への改良

小松 隆一

山口大学

座長

増田宏一（JAXA）／星野健（JAXA）

16：30－17：15 総合討論

第二回
月極域探査に関するワークショップその 2■日時：2018 年 2 月 19 日（月） 10：00～17：30■場所：ベルサール八重洲（会議室 1～3）
■ワークショッププログラム
時間
座長

発表タイトル発表者

所属

橋爪光（茨城大学）/大竹真紀子（JAXA）

10：00－10：20 ワークショップ開催趣旨と国際動向
10：20－10：50 前回のワークショップのサマリー

JAXA
JAXA

10：50－11：10 月極域探査機の検討状況と進め方に関する課題

星野 健
星野 健，
大竹真紀子
星野 健

11：10－11：25 国際協働による月極域探査の検討状況

大竹真紀子

JAXA

11：25－11：45 ispaceからみた月面資源開発

中村貴裕

ispace

JAXA

11：45－12：05 スカパー JSATの目指す宇宙探査における価値創出
内山 浩
12：05－12：15 月極域探査技術に関する情報提供要請（RFI）への回答結 降籏弘城果について
座長
小川和津（神戸大学）
13：25－13：40 国際宇宙探査専門委員会の月極域科学探査タスクフォー 荒川政彦
スの活動について
13：40－14：00 月極域探査への提案（工学分野）
久保田孝

スカパー JSAT
JAXA

14：00－14：20 月極域の水氷に関する理論と観測．レビューをふまえて

JAXA

春山純一

神戸大学
JAXA

←目次へ

↑TOPへ

106

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

時間

発表タイトル

14：20－14：40 月面水の起源解読に向けた同位体比分析：レビュー
14：40－15：00 月極域の水氷探査に向けた物質科学データの取得と装置への活用
座長
長岡 央（早稲田大学）
15：10－15：30 マイクロ波による地下探査：誘電率モデルと探査深度の検討
15：30－15：50 月極域でのアクティブ地震探査：月土壌を模擬した環境
における実験
15：50－16：10 月レゴリスによる資源・エネルギーその場利用（ISRU）
研究
16：10－16：30 月の電磁場探査
16：30－16：50 月レゴリスおよび水氷層の機械的・力学的特性を調査・計測するための技術
16：50－17：30 総合討論

発表者

所属

橋爪 光
鹿山雅裕

茨城大学
東北大学

宮本英昭，
熊本篤志
辻 健，
川村太一
福中康博

東京大学
東北大学
九州大学
国立天文台
早稲田大学

野村麗子
小林泰三

JAXA
立命館大学

←目次へ

新刊書評

107

微隕石探索図鑑：あなたの身近の美しい宇宙のかけら

書 評

ヨン・ラーセン(著)，野口高明(監修)，米田成一(監修)，武井摩利(翻訳)創元社
2018年2月刊行 全152頁
ISBN：978-4-422-45003-2

岡崎 隆司

1

本書評の依頼をいただきタイトルを伺ったときは，と予想する．これらの装置を使わずしてハンドルーペ「これまた随分マニア向けのニッチな．．．」との印象を程度の器具やかんたんに自作できる器具で“微隕石探持った．私を含む地球外物質研究者は惑星科学におい索“ができる方法を見出すことが次のステップか．そて少数派であり微隕石研究はさらに少数派．そんな稀のためにも多くの方が本書を手にし，微隕石探索のた

有な人々のためだけのものか，と．ところが本書表紙めの画期的アイディアを創出することを期待したい．

を飾るのはきれいな微粒子写真の数々．マニア以外を引き込めそうな雰囲気が．中を見ると，人工物にあふれた街中で微隕石を見つけるための情報が無数の写真で記されている．まず，“本物”の微隕石の起源とその特徴を記述し，その調査方法を研究者以外にもわかる
平易な表現で解説している．次に，“偽物”の微隕石（地
球起源微粒子）の特徴が系統的に詳細かつ簡便にまとめ上げられている．それらの情報は写真を中心にしており，実にわかりやすく気軽に楽しんで読み続けられる．我々微隕石研究者がどんなに熱弁を振るって微隕
石の重要性などを説明してもほとんどの方は興味も関心も持たれないだろうが，本書を眺めるだけで不思議と好奇心が湧いてくる（気がする）．“偽物”である地球起源微粒子の情報もそれらの起源と特徴がまとめられており，我々研究者にとっても興味深い．しかし，本書本来の目的は著者自身の執筆動機であるように，研究者でない一般の人々が地球外物質に興味・関心を持
ち，実際に手を動かして砂塵を様々な場所で採取し，自分たちの目で見て微隕石鑑定を行うきっかけとなることであろう．私も小・中学生に物質科学の面白さを伝えるきっかけに本書を使おうと思った．惜しむらくは，大学・研究機関以外では実体顕微鏡や電子顕微鏡を使用できる環境は極限られており，一般の方が本書を使って微隕石を発見するのは実際には不可能である
1. 九州大学大学院理学研究院
okazaki.ryuji.703@m.kyushu-u.ac.jp

←目次へ

108

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 20182018年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ

2018年日本惑星科学会秋季講演会 実行委員長（旭川LOC）

2018 年日本惑星科学会秋季講演会は旭川市科学館
サイパルにおいて開催します．本講演会は日本惑星科

関口 朋彦

1

を用意してお待ちしております。内容はオープンメー
リングリスト oml にてお知らせする予定です．

学会が主催し，旭川市科学館共催の下に開催されます．

http://www.city.asahikawa.hokkaido.jp/facility00/

今年の秋季講演会では，口頭発表の講演時間確保を目

facility08/p006145.html

的として，新たに「口頭発表付きポスター発表」という発表形式を試験的に導入します．詳しくは発表要項をご覧ください．まだ検討中の事項もございますが，
以下は，2018 年 4 月末時点での開催案内です．最新情報は随時，講演会ホームページ https://www.wakusei.
jp/meetings/fallmeeting/2018/ に掲載します．

1. 日程と会場●日

2. 発表要項●発表資格
著者に本会の会員を含むこと．
●発表形式とプログラム編成
口頭発表，口頭発表付きポスター発表，またはポス
ター発表．申し込みは，「① ポスター発表希望」，「②口頭発表付きポスター発表希望」，「③ 口頭発表またはポスター発表希望」，「④ 口頭発表または口頭発表

程2018 年 10 月 17 日（水）− 10 月 19 日（金）付きポスター発表希望」，または「⑤ いずれでもよい」

10 月 18 日（木）に総会と懇親会，および今年の最優を選択して申し込んでいただく予定です．なお，第一

秀研究者賞受賞講演会を予定しています．また，10

著者としては①，②，⑤から 1 件まで，③，④，⑤か

月 20 日（土）に一般向け講演会を，旭川市科学館と共ら 1 件まで（合計 2 件まで）の申請とします．スペース

同で開催予定です．

が限られておりますので，同じテーマについて 2 件出●会

すことはご遠慮ください（最優秀発表賞応募者は除く）．

場

旭川市科学館サイパル

発表の採否，発表形式の決定，およびプログラム編成〒 078-8329

については，実行委員会が決定いたします．予めご了北海道旭川市宮前 1 条 3 丁目 3 番 32

（受付・講演会場は「学習・研修室」，ポスターセッ

承ください．

ションは「特別展示室」，いずれも 1 階）

●口頭発表

http://www.city.asahikawa.hokkaido.jp/science/index.html●懇親会

1 講演につき 12 分前後（質疑応答も含む）を予定しています．スクリーンを 1 面，VGA 液晶プロジェクタを一台利用可能です（アナログ RGB D-Sub15 ピン）．

旭川市市民活動交流センター CoCoDe ホール棟にて， ●口頭発表つきポスター発表
10 月 18 日（木）18：30 頃から行う予定です．北海道の1 講演につき 3 分間の口頭発表（機材は上記の口頭発

地酒，生ビールサーバー，北海道スペシャルディナー

表と同じ）とポスター発表（スペースと会場は下記のポ

1. 北海道教育大学旭川校
sekiguchi.tomohiko@a.hokkyodai.ac.jp

スター発表と同じ）の両方の講演を行って頂きます．

2018秋季講演会のお知らせ

109

店名 [ 店番 ]：九〇八（キユウゼロハチ）[908]●ポスター発表
一人当たりのポスタースペースは A0 用紙（841 mm

預金種目：普通預金

× 1189 mm）を縦張りできるサイズを予定しています．

口座番号：4524692

ポスター会場は講演会場とエントランスホールを挟ん申込みの詳細は，本会メーリングリスト（oml）と本だ特別展示室です．

会ホームページでお知らせします．

●最優秀発表賞セッション

4. 本秋季講演会までの主なスケジュール（予定）

本講演において第一著者として発表する博士の学位を有していない学生会員は，最優秀発表賞に応募でき

2018 年 6 月 25 日
（月）

ます．最優秀発表賞セッションに採択された発表者に事前参加申込・発表申込・事前支払・予稿原稿のは口頭発表（15 分前後）とポスター発表の両方を行っ受付開始て頂きます．別途定める今年の要領に従ってください．
詳細は本会メーリングリスト（oml）および本会ホームページ「2018 年秋季講演会のお知らせ」でお知らせ致2018 年 8 月 3 日
（金）正午
発表申込
（最優秀発表賞申込を含む）の受付締切，
最優秀発表賞申込者の予稿原稿の受付締切

します．

2018 年 8 月 31 日
（金）

●予稿原稿

プログラム発表

本会ホームページに記載された指示に従ってくださ2018 年 9 月 14 日
（金）正午
予稿原稿
（最優秀発表賞申込者を除く）の提出締切，

い．

3. 参加および発表の申込み方法
本会ホームページの [ 参加 / 発表 / 予稿登録 ] よりお事前参加申込の受付締切，事前支払の受付締切

5. 予稿集について申込み下さい．事前参加申し込み，発表申し込みは，予稿集の冊子体での販売を行いません．講演会に先すべて本会ホームページ上で行います．これらの登録

立って本会ホームページに PDF を用意し，ダウンロには，（1）本会の会員番号もしくは非会員登録番号，

ードできるようにする予定です．

（2）本会ホームページに会員または非会員としてログインするためのパスワード，の両方が必要になります．
本会への新規入会登録および非会員登録も本会ホームページから行ってください．なお，非会員登録には 1

6. 参加費用
費用項目

当日支払

一般会員

3,000円

4,000円

日以上，新規入会登録には 2 週間以上かかりますので，学生会員※12,000円

3,000円

発表申込みを予定されている非会員の方はできる限り

非 会 員

5,000円

6,000円

5,000円

6,000円

早目に登録手続きを開始してください．
郵便振替口座

参 加 費

事前支払

懇親会費

振込先

口座記号：19030
口座番号：45246921（郵便局の払込請求書では受取人口座番号の記号と番号の間の欄は空白にする）
口座名称（漢字）：JSPS 旭川 LOC

※1

一般会員
学生会員

3,500円

4,500円

非 会 員

5,000円

6,000円※ 1 非発表の学部生・Ｍ１に限り，参加費を無料とします．

7. 交通手段・食事など
旭川市科学館サイパルは JR 旭川駅から徒歩約 25 分

口座名称（カナ）：ジェイエスピーエスアサヒカワエの場所にあります．JR 旭川駅からはタクシーの他，

ルオーシー

旭川電気軌道バス（82 番，84 番，33 番で「科学館前」
下車）がご利用になれます．
旭川空港よりお越しの場合，他銀行等からのお振込みの場合は以下をご利用下さい．
銀行名 [ 金融機関コード ]：ゆうちょ銀行 [9900]

直通の空港連絡バス（「宮前通東」下車）がご利用になれます．飲食店は会場周辺および南 6 条通りに複数ご

←目次へ

↑TOPへ

110

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

ざいます．旭川市科学館に隣接する旭川合同庁舎の食堂は平日にのみ利用可能です．宿泊施設は JR 旭川駅周辺に多数あります．

8. 一般向け講演会の開催について
日時：2018 年 10 月 20 日（土）場

所：旭川市科学館・サイパル

講

演：（1）圦本尚義（北海道大学理学研究院・教授，
宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所地球外物質研究グループ長）
題目：小惑星リュウグウに到着！ただいま観測中のはやぶさ 2 より
（2）大野宗祐（千葉工業大学惑星探査研究センター・上席研究員）
題目：北海道大樹町で気球実験を行い地球生
命圏の上端を探す：Biopause プロジェクト

主催：日本惑星科学会

共催：旭川市科学館

9. その他（1）乳幼児を同伴され保育サービスのご利用を検討されている方は，下記までお早めにご相談ください．
最寄りの保育施設などを紹介いたします．なお，
保育費用の一部を学会が補助します．また，受付締切後も可能な範囲で対応いたしますので，お気軽にご連絡ください．なお，科学館には講演会場に隣接してベビーベッド等が設置された「ベビーコーナー」があり，ご自由にご利用いただけます．
受付締切：8 月 31 日（金）担当 e-mail : aloc@wakusei.jp（2）会場に Wi-Fi 設備はございません．インターネッ
ト接続環境が必要な方は各自ご用意下さい．
（3）このお知らせの内容は変更される可能性があります．本会ホームページで最新の情報をご確認下さい．

会場：旭川市科学館サイパルの1階平面図

←目次へ

2018年度助成事業2件公募のご案内／公益財団法人 宇宙科学振興会

111

2018年度助成事業２件公募のご案内

公益財団法人 宇宙科学振興会

1

公益財団法人宇宙科学振興会は宇宙科学分野における学術振興を目指し，2018 年度も引き続き下記の助成事業を行います．それぞれの応募要項の詳細は当財⑵ 国際学会開催の支援
●支援対象

に掲載し

宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究ています．それぞれの公募に対する応募申請に際して所，大学等）で，宇宙理学（地上観測を除く）及び宇宙

はホームページご参照の上，申請書をダウンロード・工学（宇宙航空工学を含む）
に関する国際学会，国際研

作成いただき必要な書類を添付の上，財団宛に電子メ究集会の国内開催を主催しようとする団体．

ール（admin@spss.or.jp）で申請下さい．奮ってご応募●助成金額・件数：一件あたり 30 〜 50 万円程度，年団のホームページ：http://www.spss.or.jp

いただくようご案内申し上げます．

間 3～5 件程度

⑴ 国際学会出席旅費の支援●申し込み受付時期

●支援対象
宇宙理学
（地上観測を除く）および宇宙工学（宇宙航応募締切り 2018 年 8 月 31 日：
2018 年 10 月 1 日～2019 年 3 月 31 日の間に開催初日が予定される学会対象

空工学を含む）に関する独創的・先端的な研究活動を応募締切り 2019 年 2 月 28 日：行っている若手研究者（当該年度 4 月 2 日で 35 歳以下），

2019 年 4 月 1 日～2019 年 9 月 30 日の間に開催初日がまたはシニアの研究者（当該年度 4 月 2 日で 63 歳以上予定される学会対象

かつ定年退職した者）で，国際研究集会で論文発表または主要な役割などが原則として確定している者．
●助成金額・件数：一件あたり 10 〜 30 万円程度，年間 10 件程度●申し込み受付時期●照会先
公益財団法人宇宙科学振興会事務局
http : //www.spss.or.jp〒 252-5210

神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1

応募締切り 2018 年 8 月 31 日：

Email : admin@spss.or.jp

2018 年10月1日～2019 年 3月31日の間に開催初日がTel : 042-751-1126

予定される学会対象
応募締切り 2019 年 2 月 28 日：
2019 年 4 月 1 日～2019 年 9 月 30 日の間に開催初日が予定される学会対象

1. 公益財団法人宇宙科学振興会 事務局
admin@spss.or.jp

←目次へ

112

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 2, 2018

学位論文タイトル紹介
惑星科学関連分野にて博士号または修士号を近年取得された会員の研究内容を学会員に広く知ってもらう目的で，論文タイトルを掲載いたします．項目は，（1）氏名，（2）論文タイトル（現題名），（3）論文タイトル（和訳名），（4）論文提出時の所属，（5）学位取得年・月，（6）次の所属，の順です．希望者は，論文の結果を最もよく表す図を 1 枚掲載できます．
この記事に関するお問い合わせは編集長（chiefeditor@wakusei.jp）
までお願いいたします．
※毎年 6 月号に，過去 3 年まで遡って掲載可能．投稿方法等は oml にて案内いたします（2 月頃）．

博士論文
（1）桑原 秀治
（くわはら ひではる）（4）東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻（2）An experimental study on chlorine partitioning（5）2017 年 3 月（6）University of Washington

地球類似惑星の気候進化

研究

1.6

専攻
（5）2016 年 6 月（6）愛媛大学 地球深部ダイナミクス研究センター（1）門屋 辰太郎（かどや しんたろう）（2）Theoretical study on diversity and evolution ofclimate of Earth-like planets in habitable zone（3）ハビタブルゾーンにおける地球類似惑星の気候の多様性及び進化に関する理論的研究

修士論文
（1）辰馬 未沙子（たつうま みさこ）
（2）Gravitational Instability of a Dust Layer
Composed of Porous Silicate Dust Aggregates in a
Protoplanetary Disk
（3）原始惑星系円盤中の多孔質ケイ酸塩ダスト集合体で構成されるダスト層の重力不安定性（4）東京大学大学院理学系研究科天文学専攻（5）2018 年 3 月（6）東京大学大学院理学系研究科天文学専攻博士課程

軌道長半径 [AU]（4）東京大学大学院新領域創成科学研究科複雑理工学

1.4
1.2
1.0
0.8

・HZ内側: 温暖気候から暴走温室へ
・HZ外側: 温暖気候から全球凍結サイクルへ

全球凍結
ハビタブルゾーン(HZ)

in the Earth during core formation（3）核形成期の地球における塩素分配に関する実験的

温暖
気候

0

2

全球凍結
サイクル

暴走温室

4
6
時間 [Gyr]

8

10

←目次へ

JSPS Information

113

JSPS Information◇日本惑星科学会第125回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第125回運営委員会議事録
日時：4/16（月） 17：00 － 19：00

運営委員会委員：
出 席 者

15 名

荒川 政彦，倉本 圭，中本 泰史，中村 昭子，渡邊 誠一郎，千秋 博紀，和田 浩二，田近 英一，
諸田 智克，平田 成，はしもと じょーじ，寺田 直樹，佐伯 和人，上野 宗孝，藪田 ひかる
欠席 8 名生駒 大洋，林 祥介，竹広 真一，中島 健介，田中 智，中村 智樹，小久保 英一郎，橘 省吾（委任状：議長 7 通）

議題・報告事項：
１．シニア会員制度について
・中村将来計画専門委員長より，サービスなし管理コストなしのシニア会員制度の検討について報告があった．
・選挙権，被選挙権の権利をどうするか，更新方法をどうするか，などの問題が提起された．
・実際には名簿管理などもあり管理コストがゼロにならないのではないか．イーサイドとの交渉が必要ではないか，との意見がでた．
・財務専門委員会からイーサイドとの契約形態を確認する．
・選挙権，被選挙権の有無について，検討が必要である．選挙権，被選挙権がなくても会則上，会長選出で運営委員になることは可能．
・情報化専門委員会でシステム上，選挙権，被選挙権がない会員をつくることが可能かを検討する．
・5月の総会で意見を徴収するために，次回運営委員会で再度議論する．
２．会員種別について
・非会員登録の自動化について，システム上改修が必要であることが確認された．
・非会員登録は現状の認証方法で継続する．
・入退会ページを更新する．準会員の記載の削除，PDの記載の修正を行う．非会員申請の「運営委員会での承認」は残す．

114

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 1, 2018

３．運営委員の改選について
・役員選挙規定案に関して，前回の運営委員会以降，意見はなかった．
・第16条の「リスト」→「名簿」に変更する．
・役員選挙規定を総会で承認をえることとする．
４．夢ロードマップへの対応について
・田近委員より説明があった．
・地球惑星科学連合の宇宙惑星科学セクションで今年の年末くらいを目処にまとめる予定である．
・大型研究計画は夢ロードマップ上に位置付けられるものである．
５． 地球惑星科学分野大型研究計画について
・倉本委員より説明があった．
・惑星科学会からコンソーシアム構想を提案し，学術会議のマスタープランとなっている．
・3月にヒアリングが行われた．
６．作業部会の設置と部会長の選出について
・会長より夢ロードマップ作成のための作業部会，将来構想検討作業部会の設置が提案され，承認された．
・会長より部会長は中本委員が選出され，承認された．
・5月の運営委員会までに委員の選出を行う．
７．国際宇宙探査専門委員会について
・月極域科学探査タスクフォースの活動について説明があった．
・国際宇宙探査専門委員会の中間報告について説明があった．
８．その他
・EPS，PEPSの今年度の科研費は不採択であった．
・学会ホームページのトップページの記載が古いものがある．倉本委員が文案を作成する．
・賛助会員のロゴなどをホームページで掲載できないか情報化専門委員会で検討する．
・RFI回答文書改訂作業部会は3月末で解散した．

◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2018 年６月 25 日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．（五十音順）
有限会社テラパブ
Harris Geospatial   株式会社株式会社ナックイメージテクノロジー

←目次へ

↑TOPへ

JSPS Information◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報（a）場所，（b）主催者，（c）ウェブページ / 連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．


2018/10
10/17-10/19 日本惑星科学会 秋季講演会（a）旭川市科学館，北海道旭川市（b）日本惑星科学会


2019/06
6/15-6/21

第32回宇宙技術および科学の国際シンポジウム（a）愛媛県松山市（b）31st ISTS Organizing Committee（c）http://www.ists.or.jp

115

116

編集後記
私の所属する高専では，来年度開講予定の「地学」を誰が教えるか問題が生じています．高専機構が地学（半期，1 コマ）の必修化を決めたためで，ほぼ全ての高専で似たような問題が発生しているのではないかと思います．この問題に巻き込まれる中で，改めて，小中学校と大学との間での地学教育の空白を感じました．高校相当では地学を教えられる教員が居ないですし，意外とその事実が知られていないですね．
島根大学の教育学部の教授に教えて貰ったところ，島根県の高校では教員で地学採用はゼロで，松江市の高校を約 20 年
前に退職された教員が地学としての最後だったそうです．高
校でどうしても地学を教えねばならない場合は，物理や化学の教員が担当しているそうです．私の所属する高専の教務担
当は，「高校教員（退職教員）を非常勤教員として確保できるでしょ」とお気楽にのんびり構えていたのですが，状況をやっと理解して青くなっています．現在は高専を退職された一般科（物理）の教員にお願いする方向で話が進んでいますが，なかなか収束しなさそうです．
さて，話しを変えまして，今号に掲載されている「学位論文紹介ページ」ですが，紹介タイトルが 3 件とちょっと寂しい感じでした．このページは毎年 6 月号において，惑
星科学関連分野にて博士号もしくは修士号を取得された会員の博士・修士論文タイトルを紹介するものです．他の学会誌には無い特徴として画像を 1 枚掲載できます．今年度に博士論文・修士論文を提出される方は，来年度の 6 月号
におけるタイトル掲載を是非ご検討ください．また，過去
3 年まで遡って掲載できますので，今回載せ忘れてしまったという方も是非ともよろしくお願いいたします．
それでは皆さんからの原稿を心よりお待ちしております．
今後ともよろしくお願いいたします．

（杉山）

編集委員
和田 浩二 [ 編集長 ]杉山 耕一朗 [ 編集幹事 ]生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，黒澤 耕介，小久保 英一郎，白石 浩章，
関口 朋彦，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，はしもと じょーじ，本田 親寿，三浦 均，
諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一

2018年6月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第27巻

第2号

一部 1,750 円（送料含む）
和田 浩二（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF ビル B1 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 03-6435-8790（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

本誌に掲載された寄稿等の著作権は日本惑星科学会が所有しています .
複写される方へ
本誌に掲載された著作物を個人的な使用の目的以外で複写したい方は，著作権者から複写等の行使の依託を受けている次の団体から許諾を受けて下さい．
〒 107-0052 東京都港区赤坂 9-6-41 乃木坂ビル 学術著作権協会
TEL : 03-3475-5618／FAX : 03-3475-5619
e-mail : kammori@msh.biglobe.ne.jp
著作物の転載・翻訳のような複写以外の許諾は，直接日本惑星科学会へご連絡下さい．