日本惑星科学会誌
第25巻
目
巻頭言

遊・星・人

第3号
次

小林 憲正

89



エポックメイキングな隕石たち その9 〜タギシュ・レイク隕石～ D型小惑星由来の隕石～

90

遊星百景 その5 〜小惑星Gaspraのクレーターサイズ頻度分布〜 本田 親寿

94

藤谷 渉

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その４～電波・プラズマ波動観測器RPWIの飛翔へ～
笠羽 康正，三澤 浩昭，土屋 史紀，笠原 禎也，井町 智彦，木村 智樹，他14名

火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～

96
108

並木 則行，水野 貴秀，千秋 博紀，山田 竜平，平田 成，野田 寛大，LIDARサイエンスチーム

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その28～「あかつき」紫外イメージャ本格観測開始！～
山﨑 敦，山田 学，渡部 重十，今村 剛，あかつきプロジェクトチーム

「天体の衝突物理の解明（Ⅺ）
〜衝突研究における状態方程式の役割〜」参加報告
黒川 宏之

115
117「第三回 iSALE 勉強会」参加報告 岡本 尚也

121

2016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

124

2016年度宇宙科学奨励賞公募のご案内 公益財団法人 宇宙科学振興会

125

JSPS Information

126

表紙デザイン：BROOKS

88

日本惑星科学会誌 Vol. 25，No. 3，2016

Contents
Preface

K. Kobayashi

89

Epoch-making meteorites (9)― Tagish Lake meteorite, derived from a D-type asteroid―

W. Fujiya

90

My favorite view in planetary sciences (5)― Crater size-frequency distribution on Gaspra―

C. Honda94

Back to Jupiter, with renovated point of view and focus on icy moons― Toward the flight of ‘Radio and Plasma Wave Instruments’―

Y. Kasaba, H. Misawa, F. Tsuchiya, Y. Kasahara, T. Imachi, and 14 authors

Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future (11)
― A study of internal structure of asteroid―

N. Namiki, T. Mizuno, H. Senshu, R. Yamada, N. Hirata, H. Noda, and 1 author

Road to the first star : Venus orbiter from Japan (28)
― Onset of ultraviolet imagery by AKATSUKI―

A. Yamazaki, M. Yamada, S. Watanabe, T. Imamura, and AKATSUKI project team

Report: Meeting“Physics of Impact Process of Astronomical Bodies Ⅺ”

96

108

115

H. Kurokawa

117

T. Okamoto

121

Society for Promotion of Space Science124

The 3rd iSALE study meeting report
Announcement of public offering for 2016 grants

Announcement of public offering for Space Science Incentive Award

Society for Promotion of Space Science

125

JSPS Information		

126

89

巻頭言

巻頭言

惑星科学の研究手法は，理論・計算，観測，探査，室内実験など多岐にわたるが，さらに宇宙実験というチョイスがある．宇宙実験というと，どうしても宇宙ステーションの与圧部などを用いた生物実験や材料実験ばかりが注目されるが，これは，宇宙環境の様々なパラメータの中でも主として微小重力と放射線に着目したものである．これに対して，宇宙ステーションの曝露部や，小型衛星を用いれば，微小重力に加え，超高真空，宇宙線・太陽紫外線の同時照射，
超高速衝突（約 10 km/s）など，宇宙環境独自の，地上では達成が難しい種々の実験条件が利用可能となる．
曝露部環境を用いた宇宙実験に関しては，米国よりはむしろ欧州やロシアの方が熱心である．
欧州宇宙局（ESA）は，小型衛星を利用した宇宙曝露実験（BIOPAN, LDEF など）や，国際宇宙
ステーション（ISS）の欧州・ロシア実験モジュールの曝露部を利用した有機物や微生物の曝露実験（EXPOSE-E, EXPOSE-R など）を行ってきた．また，ロシアは人工衛星 FOTON-M4 の壁面に微生物などを埋め込み，これを地球大気に再突入時させ，その生存可能性を調べる実験なども行っている．
ISS の日本実験モジュール「きぼう」には大型の曝露部が設置されているが，主として観測や人工衛星搭載機器のテスト用などに用いられてきた．2015 年 5 月に開始された「たんぽぽ」は，日本初のアストロバイオロジー・惑星科学関連の宇宙実験である．超低密度のシリカエアロゲ
ルを用いたダストの捕集や，微生物や有機物の宇宙曝露が行われており，2016 年 6 月には一部の試料が与圧部に回収され，近く地球に帰還後，試料の解析が始まることになっている．地球
生物圏外で捕集された宇宙塵は，小惑星や彗星試料などとの比較により宇宙での物質進化に関する新たな知見を与えてくれるだろう．また，これを契機に国際協力による宇宙実験プロジェ
クトへの発展も期待されている．あなたの研究においても「宇宙実験」というチョイスを考えてみてはどうだろうか．

小林 憲正（横浜国立大学大学院工学研究院）

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90

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

エポックメイキングな隕石たち（その 9）：～タギシュ・レイク隕石～ D 型小惑星由来の隕石～
藤谷 渉

1

2016年7月3日受領，査読を経て2016年7月5日受理．

（要旨）タギシュ・レイク隕石は，反射スペクトルのデータから D 型小惑星を起源としている可能性が高い．
物理的，岩石鉱物学的および地球化学的な特徴はこの隕石が既存の化学グループには属さず，非常に始原的で特異な炭素質コンドライトであることを示す．その特徴は，小惑星帯の外縁部に多く存在する D 型小惑星に予想されるものと調和的である．

1. はじめに
本稿では，既存の化学グループには属さない炭素質
コンドライトであるタギシュ・レイク（Tagish Lake）
隕石について紹介する．この隕石は比較的最近落下したものであるが，太陽系物質の多様性や小惑星帯外縁付近の天体の性質，母天体における物質の変成過程を理解するための貴重な試料として認識されており，今日まで活発に研究されている．
タギシュ・レイク隕石は，2000 年 1 月 18 日にカナ

5 km

ダ北部のタギシュ湖に落下した落下目撃隕石である[1]．この隕石が落下した冬の時点では湖は凍結しており，春に氷が溶けるまでこの隕石は液体の水にさらされることはなかった．地域住民のジム・ブルック（Jim
Brook）は落下からわずか 1 週間後の 1 月 25 日に凍結した湖面から隕石の破片を発見し，26 日にかけて回収した．回収した隕石は素手で触ることなくビニール袋に入れ，凍結した状態で保存された．その結果，極めて保存状態がよく地球上での汚染を最小限に抑えることができたのである．このように回収・保存された破図1： タギシュ湖の地図．矢印は火球の進行方向を，楕円はタギ
シュ・レイク隕石が発見・回収された場所を示す．理由は不明だが，Googleマップ日本語版にはタギシュ湖がタギ
シュ・レイク隕石と表記されている．Googleマップより（地図データ: Google）．

うほかないだろう．なお，春になって氷が溶けた後にも 10 kg 程度の隕石片が回収されており，隕石片が回収された場所は湖上で 16 km の長さの領域に及んでいる（図 1）．

片はおよそ 850 グラムにのぼる．これから説明するよ
うに，タギシュ・レイク隕石は始原的かつ特異な隕石で，非常に学術的価値の高いものであるが，その隕石がこのようによい状態で保存されていたのは幸運と言
1. 茨城大学 理学部
wataru.fujiya.sci@vc.ibaraki.ac.jp

2. タギシュ・レイク隕石の物理的特徴
3

タギシュ・レイク隕石は密度が 1.6 g/cm ほどであり，
これは CI や CM コンドライト（それぞれ 2.2-2.3 と 2.63

2.9 g/cm ）と比較して非常に小さい値である．そのぶエポックメイキングな隕石たち その9 〜タギシュ・レイク隕石～D型小惑星由来の隕石～／藤谷

91

ん空隙率は高く，40 % ほどである．2000 年に回収さシュ・レイク隕石を構成する物質は主に層状ケイ酸塩

れた直後，タギシュ・レイク隕石の細粒マトリクスはのマトリクス，コンドルール，カンラン石の結晶片で非常に脆かったと言われている．

あり，水質変成の影響が顕著である [4]．難揮発性包タギシュ・レイク隕石のメテオロイドが大気圏に突有物もわずかに確認できる．マトリクスにはマグネタ入する際のさまざまな物理量は，衛星および地上から

イト，Fe-Ni 硫化物や炭酸塩鉱物が含まれる．マトリの火球の観測によって推定されている [1]．それによクスに含まれる炭酸塩鉱物の存在度は試料によってると，タギシュ・レイク隕石のメテオロイドが大気圏様々であり，初期分析における岩石学的記載では，炭に突入した時点での総重量は約 200 トンで，その質量酸塩鉱物に富む岩相と乏しい岩相が存在することが示の大半を大気中で失ってしまった．大気圏への突入速されている．マトリクスを構成する層状ケイ酸塩鉱物

度は約 16 km/s，突入角度は 17°と非常に浅い．このは主にサポナイトであるが，蛇紋石をかなり含む部位

ことが，低密度・高空隙率で強度の低い物質が上空でも存在する．上述のような鉱物の組み合わせは多くの粉々に破壊されることなく，ある程度の大きさのまま

含水 IDP と共通しており，含水 IDP の母天体はタギシ

地表面に落下した要因となった．

ュ・レイク隕石の母天体に類似した D 型小惑星である

後にも触れるが，地球の成層圏で回収される惑星間と考えられる．

塵（Interplanetary Dust Particle: IDP）や南極氷床からところで，タギシュ・レイク隕石には炭酸塩鉱物に回収される微隕石（Micrometeorite）を含む宇宙塵の中富む岩相と乏しい岩相が存在すると述べたが，水質変には，鉱物組成がタギシュ・レイク隕石に類似したも成の程度やそれに伴う有機物の組成の変化などから，のがかなりの頻度で見られる．一般に，IDP の密度はより多様な岩相が存在することが示唆されている [5]．

タギシュ・レイクと同様に小さく，その多くは脆いこ

筆者もこの隕石から，今まで報告例のない大きい粒子とが知られている．このことは，タギシュ・レイク隕

サイズ（約 100 マイクロメートル）の炭酸塩（ドロマイ

石のような強度の低い物質の破片が宇宙塵として地球ト）を発見し，多様な岩相が存在することを裏付ける

上に降着していることを示唆しているのかもしれない．

ものとして解釈している（図 2）．なお，この岩相はコ

つまり，このような物質は宇宙塵として地球上で回収

ンドルールや多量のマグネタイトを含んでおり，CIすることができる一方，隕石としてある程度の大きさや CM コンドライトの組織とは異なる．このドロマイのものを手にするのは難しいのである．

トが形成した年代は Mn- Cr 年代測定から 4564 Ma

53

53

3. タギシュ・レイク隕石の構成鉱物と水質変成作用タギシュ・レイク隕石の岩石鉱物学的な特徴として特筆すべきは，その反射スペクトルが他のどの炭素質
コンドライトとも異なり，D 型あるいは T 型小惑星のそ れ と 類 似 し て い る こ と で あ る [2,3]．Hiroi et al.
（2003）は小惑星 308 Polyxo をタギシュ・レイク隕石
母天体の候補として提案している [3]．D 型小惑星の軌
道長半径はほとんどが 3 AU 以上であり，普通コンド
ライトや他の炭素質コンドライトの母天体（S 型や C
型小惑星）よりも太陽から遠い位置に存在している．
もし小惑星の形成した場所が現在の小惑星帯の位置だったとしたら，D 型小惑星は C 型小惑星より揮発性物
質やプレソーラー粒子の存在度が高く，また，熱変成度の影響も小さい可能性がある．
タギシュ・レイク隕石は角礫岩の組織を示す．タギ

300 mm

図2： タギシュ・レイク隕石の薄片の電子顕微鏡（反射電子）像．
丸で囲った部分の薄いグレーに見える鉱物は粒子サイズの大きな（約100 μm）の炭酸塩（ドロマイト）．矢印で示したのはコンドルール．白く見えるものはマグネタイトや硫化物．他にも小さな岩片が観察でき，角礫岩であることを示している．[6]より改編．

92

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016
20

CO
CM
CI
Tagish Lake

15

4. タギシュ・レイク隕石の地球化学的
特徴

TFL
CMCO

よく知られているように，隕石全岩の酸素同位体比
は隕石の分類をするうえで重要な分析値である．タギ

d17O (‰)

10

シュ・レイク隕石の酸素同位体比は，CI や CM コン
ドライトのいずれとも異なる [1]．三酸素同位体図上で，

5

タギシュ・レイク隕石は CM と CO コンドライトのデータ点の回帰直線上に，

0

17, 18

O に富む側にプロットさ

れる
（図 3）
．同じような温度で水質変成を経験しているとすると，酸素同位体比からタギシュ・レイク隕石-5は CM コンドライトよりも水を多量に含んでいると考えられ，その水 / 岩石比（酸素原子数比）は 1.2 と見積

-10

-10

-5

0

5

10

15

20

d18O (‰)

図3： タギシュ・レイク隕石，CI，CM，COコンドライト全岩の酸素同位体比を示す三酸素同位体図．タギシュ・レイク
隕石の酸素同位体比は他のいずれの隕石とも異なるが，
17,18
CM，COコンドライトのデータ点の回帰直線上の Oに富む側にプロットされる．データは[1,14]より．

もられている [7]．また近年，Cr 安定同位体比も隕石の分類に有用であることがわかり，Cr の最も中性子5454に富む同位体である Cr の存在度（ Cr 同位体異常）が隕石の化学グループごとに異なっていることが知られ54ている．タギシュ・レイク隕石全岩の Cr 同位体異常は CM と CI コンドライトの中間的な値を示すが，ケイ酸塩相に限定すると同位体異常はすべての隕石の中でもっとも大きい [8]．

と判明しており，これが地球外起源である（すなわち，

タギシュ・レイク隕石の炭素含有量は 5.8 wt% であ

地球上での風化作用によるものではない）ことは明白

り，他のどのコンドライトよりも多い [9]．有機炭素である．この形成年代は，他の水質変成を受けたコンの存在量は 2.6 wt% で CM と CI コンドライトの中間的ドライト（CI や CM コンドライト）に含まれる炭酸塩な値である．プレソーラー粒子であるナノダイヤモン

鉱物の形成年代とほぼ同じである [6]．すなわち，水ドの存在量はおよそ 4000 ppm ですべてのコンドライ

質変成のタイミングはどの隕石母天体でもそれほど変トの中でもっとも多い．プレソーラー粒子の存在度がわらなかったと考えられる．

大きいということは，先に述べたように，タギシュ・
54

タギシュ・レイク隕石には無水ケイ酸塩を含むコン

レイク隕石のケイ酸塩相の Cr 同位体異常がすべてのドルールが観察され，CI コンドライト（岩石学的タイ

コンドライト中で最も大きいということと関係していプ 1）のようにコンドルールや無水ケイ酸塩が存在しるのかもしれない．一方でプレソーラーケイ酸塩相のない隕石より水質変成の程度が低いと考えられる．こ

存在度は非常に低く，水質変成によって失われてしまのことから，岩石学的タイプは 2 とするのが妥当であった結果であると解釈できる．Fe をほとんど含まなる．また，層状ケイ酸塩の鉱物種や炭酸塩鉱物の存在

いカンラン石がマトリクスにごく少量しか存在しない

度および化学組成が異なること，多量のマグネタイト

ことはこの解釈を支持しているであろう [10]．

を含むことから，CM コンドライトとも区別される．

全岩の化学組成については，大まかに述べると，タ

このように，タギシュ・レイク隕石の岩石鉱物学的観

ギシュ・レイク隕石は CM コンドライトと比較して揮察から，この隕石は既存の化学グループには属さない

発性元素に富んでいるが，CI コンドライトよりは乏特異なものであることが結論される．

しい [11,12]．難揮発性元素は逆の傾向を示す．このようにタギシュ・レイク隕石は CM と CI コンドライトの中間的な元素存在度パターンを示すように思える．
しかし，揮発性・中程度の揮発性・難揮発性の 3 つの↑TOPへ←目次へ

エポックメイキングな隕石たち その9 〜タギシュ・レイク隕石～D型小惑星由来の隕石～／藤谷

元素の比（例えば Zn/Mn と Sc/Mn 比）を縦軸・横軸に93

ここに御礼申し上げます．

とったグラフに CM と CI コンドライトの組成をプロットすると，タギシュ・レイク隕石のデータはこれら

参考文献の隕石のデータの混合線上にはプロットされないことがわかる．

[1] Brown, P. G. et al., 2000, Science 290, 320.

以上述べてきたように，地球化学的な特徴からタギ
シュ・レイク隕石は炭素質コンドライトに分類され，非常に始原的な物質であるが，既存の化学グループには属さない特異な隕石であることがわかる．

[2] Hiroi, T. et al., 2001, Science 293, 2234.
[3] Hiroi, T. and Hasegawa, S., 2003, Antarct. Meteorite
Res. 16, 176.
[4] Zolensky, M. E. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,
737.

5. おわりに[5] Herd, C. D. K. et al., 2011, Science 332, 1304.
[6] Fujiya, W. et al., 2013, Earth. Planet. Sci. Lett. 362,

これまで述べてきたように，タギシュ・レイク隕石
は非常に始原的で特異な隕石であり，既存の化学グループに分類することはできない．反射スペクトルのデ

130.
[7] Clayton, R. N. and Mayeda, T. K., 2001, 32nd Lunar
Planet. Sci. Conf. #1885 (abstr.).

ータから，タギシュ・レイク隕石の母天体は D 型小惑

[8] Petitat, M. et al., 2011, Astrophys. J. 736, 23 (8pp).

星である可能性が高い．タギシュ・レイク隕石の岩石[9] Grady, M. M. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,

鉱物学的観察あるいは地球化学的分析から，D 型小惑
星は揮発性元素やプレソーラー粒子，水や炭素を多く含むこと，熱変成の影響をほとんど受けていないこと，
密度が小さく空隙率が大きいことなどが明らかになった．このような特徴は，D 型小惑星が小惑星帯の外縁部に存在していることと整合的である．タギシュ・レ
イク隕石は D 型小惑星が起源だと考えられる数少ない隕石の一つだが（WIS 91600 という隕石も D 型ある
いは T 型小惑星由来かもしれない），宇宙塵にはこれに類似した試料が高い頻度で含まれている．直径 1
6mm 以下の宇宙塵は地球へ年間（40 ± 20）
× 10 kg 落下
し [13]，この降下量は全地球外物質の降下量の 90 % 以上である．そのため，D 型小惑星由来の物質は地球上の水や有機物を含む揮発性物質の起源を理解するために重要であり，タギシュ・レイク隕石はそのための貴重な手がかりである．この隕石の詳細な分析によって，太陽系の揮発性物質の始原的な姿やそれが小惑星内で変成されていく過程が明らかになるものと期待される．

謝 辞
木村眞博士，野口高明博士，岡崎隆司博士には本稿を執筆する機会を与えていただき，また，注意深く原稿を読んでいただきました．本稿を査読していだいた野口高明博士には有益なコメントをいただきました．

713.
[10] Nakamura, T. et al., 2003, Earth Planet. Sci. Lett. 207,83.
[11] Friedrich, J. M. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,
677.
[12] Mittlefehldt, D. W. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci.
37, 703.
[13] Love, S. G. and Brownlee, D. E., 1993, Science 262,
550.
[14] Clayton, R. N. and Mayeda, T. K., 1999, Geochim.
Cosmochim. Acta 63, 2089.

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94

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

遊星百景「私のお気に入りの地形」その5～小惑星Gaspraのクレーターサイズ頻度分布～

本田 親寿

1

遊星百景シリーズの連載が始まって 1 年経ちました．
地形に偏った雰囲気がありますが，この連載の対象は地形に限ったものでもないと思います．例えば普段皆さんが研究を進める上で発想のきっかけになった実在する天体はすべて含まれます．そこで，連載タイトルを少し変更しました．連載記事の依頼を受けるかどうか判断に悩むかも知れませんが，新しいタイトルからも分かるように連載記事の対象・枠組みは広いですので気軽にご判断頂きますと幸いです．
さて，今回紹介するのは小惑星 Gaspra です．1991
年 10 月 に 探 査 機 ガ リ レ オ に 搭 載 さ れ た Solid State
Imaging Camera（SSI）によって Gaspra をフライバイ
したときに撮像されました．クレーターサイズ頻度分
布（以下 CSFD）に関する詳細な論文は，Chapman ら[1] によるものが 1996 年に Icarus に掲載されました．
1997 年，私が学部 4 年生になって月の CSFD 関数の形

図1： 小惑星Gaspra（Galileo SSIモザイク画像を切り出して作った 画 像 ）． 空 間 分 解 能 は53 m/pixel．Gaspraは19×12×7
km．

状について勉強・研究を始めたころには既に論文が出ていたはずなのですが，出来のよくない学生だったた

クレーターです．小惑星だとクレーター形成時の放出

め修士 1 年になってようやくこの論文に気づきました．

物によって形成される二次クレーターは小惑星表面に

当時私は，月の海で見られる CSFD が直径 300 m –ほとんど形成されないと思うと，小惑星上の CSFD は

4 km の範囲でベキの傾きが急勾配になる原因につい二次クレーターの影響を受けずに衝突天体のサイズ頻て古い論文をレビューし，過去に挙げられていた仮説

度分布を反映していると考えられます．残念なことに，について検証するためにルナオービターやアポロの写

それまで他に探査された小惑星の CSFD は飽和してい真を使ってクレーターの計測を行っていました．このました．ところが Gaspra の CSFD はかろうじて飽和

直径の範囲で CSFD が急勾配になっていることを説明

サイズ分布に達しておらず，ベキ数も比較的急勾配をする 2 大仮説は，「衝突天体のサイズ頻度分布の形を示していました．月のクレーターを計測していた私は，反映している」「二次クレーターのサイズ頻度分布を丁寧に二次クレーターを除いて CSFD を作らなければ反映している」というものです．衝突天体のサイズ頻

二次クレーターの影響を受けてしまうことを実感して度分布を調べるために良い対象が小惑星に形成された

い ま し た． こ の こ と と Gaspra の CSFD か ら，CSFD

1. 会津大学コンピュータ理工学部
chonda@u-aizu.ac.jp

が急勾配になる原因は 2 大仮説のうちどちらも間違いではなく，その組み合わせの結果現在の観測される

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遊星百景 その5 〜小惑星Gaspraのクレーターサイズ頻度分布〜／本田

図2： Gaspraの ク レ ー タ ー サ イ ズ 頻 度 分 布． 確 認 の た め に 今
回GaspraのCSFDを 調 べ て み ま し た． 黒 四 角 はGaspraのCSFD， 実 線 は 回 帰 直 線（ベ キ 数 -2.9）， 破 線 は10%
Geometric Saturation（ベキ数 -2）を示す．

CSFD が作られているという思いを強くしていきました．月のクレーターばかりやっていたら気づかなかった視点を与えてくれた小惑星が Gaspra でした．

参考文献
[1] Chapman, C. R. et al., 1996, Icarus 120, 231.

95

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96

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

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

2

2

3

4

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

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

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

惑星」の理解へ直結する．木星が伴うガリレオ衛星群

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

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

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

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

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

97

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

本の惑星への道」の源流だが，木星への挑戦は小型科

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

よって一部実現を見た．我々も中核メンバーを形成す

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

リ天文台（フランス）と IRF ウプサラ
（スウェーデン）は，

球周回軌道からの遠望とはいえイオ噴出ガス（イオト

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

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

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

らの物質放出と木星電磁圏からのエネルギー放出の時

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

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

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

ズマ波動観測器）からの展開・・・・互いのモチベー

東北大 - パリ天文台「SAKURA 計画」[2]）．

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

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

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

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

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

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

ラズマ波動」は，粒子・磁場観測とともに活動域の現

RPWS センサー群の 1 つ Langmuir Probe はこのプル

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

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

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

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

たらす．

Remote 観測能力を持つ．近年のデジタル部の大規模

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

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

電磁構造・変動とそのプロセス解明における基盤機器

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

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

測：１軸観測（Tip-to-Tip 長：ガリレオ 6.6 m，ジュノ

sensing）とともに，「木星およびガリレオ衛星環境観

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

ユリシーズ（とカッシーニ：flyby 距離は 137 木星半径

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

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

測であったため期間・位置（緯度・経度）が限られる．

ours !"

また DC 電場観測機能がなく（下限周波数：ガリレオ

RPWI は，日本チームにとり以下 2 つの合流点に位

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

線望遠鏡衛星ひさきによる木星系長期継続観測，日本

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

「Langmuir Probe」「3 軸電場モノポールアンテナ（10

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

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

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

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

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

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

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

99

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

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

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

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

その経路情報も提供しうる．

者の問題意識を JUICE 探査に向け深化させていく．

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

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

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

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

巨大な活動エネルギーを賄う．RPWI は，3 軸 DC 電

域（Inclination：最大約 25 度）の広大な領域を初カバー

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

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

す．またポインティングフラックスの観測から，木星

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

気圏活動を反映）」と「イオトーラス発光（内部磁気圏

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

われる．これらは木星極域大気へ衝突して電波〜 X 線

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

熱的放射を生むが，この励起周波数は磁場強度・プラ

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

空間分布・強度は「沿磁力線電流の分布・強さ」を示す．

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

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

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

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

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

な役割を果たしていると考えられる．PEP（粒子）・

近年のひさき衛星や地上光学観測は，「硬い」と思

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

風電場情報が中低緯度にダクト伝搬し，そこから磁力100

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

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

木星システムの特徴は，「木星 - 衛星間の電磁結合」

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

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

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

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

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

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

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

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

MMO PWI でも水星で予定している [9]）．

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

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

ニメデ周回を行い 2033 年にミッション終了となる．

深さ数 10 〜 150 km 程度の氷地殻下にある導電性塩水

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

O2・O 大気・電離圏を持つことがガリレオ探査機で確

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

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

線電流量，（b）ポインティングフラックスによるエネ

波（数百 kHz 〜数十 MHz）は，氷衛星表層・地殻およ

ルギー交換方向・量，（c）沿磁力線加速電場の観測に

び氷地殻 - 地下海境界で反射されうる
（図 2）
．
「オーロ

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

れらの情報は 2.4 項の基礎ともなる．

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

ガニメデはまた，「有意な磁場を有する天体（磁気双極子モーメント：〜 10

13

3

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

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

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

3. RPWIの機器構成いう点も関心を呼んでいる．

2.4

RPWI は，「5 本の伸展ブーム上の 3 種のセンサー群

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

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

ムである（図 3，図 4，図 5）．センサー群は，打ち上げ

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

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

369

101

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

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

370
371

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

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

えて RPWI サーチコイル（SCM）・RPWI 電波アンテ

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

離圏の密度・電気伝導度の掌握を可能とする．

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

102

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

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

netometer（SCM）から受け，木星圏初のプラズマ波動

ーバー： IAP（Czech）] 低周波レシーバー（LF）は，

電場・磁場 6 成分観測を few – 20 kHz の広帯域で実現

LP-PWIEBOX
LP-PWI Preamplifier

RWI

SCM

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

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

低周波磁場（LF + SCM）
高周波電場
（HF + RWI）

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

103

SCM
RWI

LP-PWI x4
8.7m

2.5m
8.4m

3m

MAG boom
LP
Preamp1

LP
Preamp2

LP
Preamp3

RWI
SCM
Preamp Preamp

LP
Preamp4

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

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

SpW A
SpW B

Power A
(DC-DC converter)

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

Power B

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

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

観測）
・JMAG
（磁場観測）と結合させ，ERG 計画で実を実現する．

証予定の「S-WPIA」を展開して波動 - イオン間エネル

RPWI は，メンバー全体で検討・開発・運用される．

ギー交換の方向・量のオンボード検出を実現し，通信

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

よび DPU 搭載 S/W のうち HF 制御機能・パッシブレ可能とする．

ーダ機能・S-WPIA 機能について述べる．

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

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

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

80 kHz – 45 MHz の 3 軸高周波電場成分を検出する

m ダイポール 3 対）を初展開し，放射線帯シンクロト

RWI は，MAG ブーム（10.5 m 長）上で，JMAG センサ

ロン放射（>100 MHz）を除く全ての木星電波活動（80

ー群（先端に 2 つ，探査機から 7.5 m 先に 1 つ）から約 1  

kHz – 45 MHz）に対する方向探知・偏波解析能力を得

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

0.3 m 離れて置かれる．伸展アンテナは 3 つの Dipole

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

を行うとともに，電波掩蔽による衛星電離層電子密度

AO 提案時にはカッシーニを踏襲した「モノポールア

104

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

ンテナ 3 本（許容されたのは 2.5 m 長，カッシーニの

後者は 2016 年 7 月に Airbus の各種材料耐環境試験結

1/4）
を探査機表面に装着」だったが，G. Fischer（IWF,

果を精査の結果，やや愁眉を開きつつある．

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

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

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

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

2016 年 10 月に各試作モデルを Chambon（フランス）へ

本体からやや離れ，またついでに「ダイポールアンテ

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

叩き合う予定である．

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

Austria 組によるアンテナシミュレーションおよびレ

RPWI-EBOX に入る，RWI の高周波電場 3ch 出力を

オメトリ実験（衛星導電模型を水中に沈めて行う電波

受ける RPWI 唯一のレシーバーである． ERG 衛星搭

伝搬のスケールモデル実験：日本では井町（金沢大）ら

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

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

ぐるぐる回す」ような受信パターン模擬試験は不可能

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

である．このため「地球フライバイ（3 回を予定）時に

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

探査機姿勢を回していただき，地球オーロラ電波を使

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

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

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

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

スに 2010 年度から検討・試作に着手し，カッシーニ

HF が生成するダウンコンバート波形情報は RPWI-

RPWS の 1/4 のアンテナ長でも同等感度を達成すべく

DPU に送られ，日本側（東北大・金沢大）が開発する

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.3

105

ル上での直達波 - 反射波干渉」が検出されうる（スペク

DPU：Passive Sub Surface Radar（PSSR）
機能

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

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

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

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

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

想定比誘電率はそれぞれ約 3（80-270 K）と約 90（月地

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

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

る．高度 500 km で直下を観測する場合，直達波と直8

残念ながら，物事はそう簡単ではない．
「かぐや

下地表反射波（光路差は往復 1,000 km）および表層反LRS による月地下探査」[10] との違いは，「氷の導電率

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

-4

有率の高い玄武岩並に高く（10 〜 10

-5

-1

-1

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

-5

このため，より長時間の波形を取得した高周波数分解

Ω m に達する．減衰は低温の表層近傍では無視で

能モード（周波数分解能：100 Hz，往復の最大光路差：

80 K では〜 10
-1

-29

-1

-1

HF 標準データ出力仕様は「周波数幅 222 kHz，周波数分解能 2 kHz」のため，周波数分解能が一桁足らない．

-1

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

がる．一方，パルス検出方式ではダウンコンバート波

域に大きな不連続がある場合には可能性を残す．実際

形の自己相関解析を基礎とし，直達波に対する表層・

JUICE・RIME（アクティブレーダー：9 MHz でレー

地下反射波の伝搬時間差（・方向）から反射面の深さ

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

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

要伝送データ量を削減する検討を行っている．この方

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

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

-4

3.4

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

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

度・位相が ≫ 3 msec で一定であれば「電波スペクト

Payload 間通信・専用 H/W といった衛星設計そのも

106

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

ームは 2016 年度に最終的には ESA まで出て行く EM2

ガニメデ等の氷衛星周辺でのイオンサイクロトロン波，2017 年 度 に フ ラ イ ト 準 拠 の（Engineering Model）

による衛星起源イオン加熱・加速に焦点を当て，LF

・熱構造モデルをそれぞれ
QM（Qualification Model）

が取得する低周波電磁波動と PEP が取得するイオン開発して設計・検証を確立，2018 年度にはいよいよ

速度分布関数を時間分解能 0.1 sec 程度で相関処理す

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

ベル統合試験を経て 2022 年の打ち上げに向かう．本ではであれば地上処理できるが JUICE（> 〜 160 kbps）

当のリターンが戻って来るのは 2030 年代であり，メ困難であり，この機能により初めてイオン加熱・加速

ンバー個々の人生に並走する長丁場である．

の場所・量・性格を統計処理する道を拓くことになる．

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

深謝するとともに，RPWI チームを構成する IRF ウプ

ウェアへの「RPWI–PEP 相関処理機能」の追加となる．

サラ（Sweden），CBK（Poland），IAP（チ ェ コ），パリ

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

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

（IRF ウプサラ，Sweden）・LF チーム（IAP，Czech）

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

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

たの若手の皆さまのご活躍に期待するところ大です．

System から双方へ「起動 CMD」を仕掛け，一定周期

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

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

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

なプロトコル・試験方法・検証方法の策定へと進む．

可能性もある．巨大惑星・衛星の磁気圏・電離圏分野

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

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

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

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

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

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

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

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

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

コニコ顏の欧州側若手研究者・技術者，双方の活発な[4] Kimura, T. et al., 2013, J. Geophys. Res.,

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

doi:10.1002/2013JA018833.
[5] Morooka, M. W. et al., 2011, J. Geophys. Res.,
doi:10.1029/2011JA017038.
[6] Roth, L. et al., 2014, Science 343, 171.
[7] Saur, J. et al., 2015, J. Geophys. Res. 120, 1715.
[8] 笠羽康正ほか, 2014, プラズマ・核融合学会誌 90,769.
[9] Kasaba, Y. et al., 2010, Planet. Space Sci. 58, 238.
[10] Ono, T. et al., 2009, Science 323, 909.
[11] Gurnett, D. A. et al., 1992, Space Sci. Rev. 60, 341.
[12] 東北大PPARC [http://pparc.gp.tohoku.ac.jp/
observatory.html][13] Murakami, G. et al., Geophys. Res. Letters, submitted.
[14] Nishimura, Y. et al., 2010, J. Geophys. Res.,
doi:10.1029/2010JA015491.
[15] Miyoshi, Y. et al., 1999, Geophys. Res. Lett. 26, 9.
[16] Kita, H. et al., J. 2015, Geophys. Res., doi:10.1002/
2015JA021374.
[17] Yoshikawa, I. et al., Geophys. Res. Letters, submitted.
[18] Katoh, Y. et al., 2013, Ann. Geophys., doi: 10.5194/
angeo-31-503-2013.
[19] Tsuchiya, F. et al., 2015, J. Geophys. Res.,
doi:10.1002/2015JA021420.
[20] Kurth, W. et al., 1997, Geophys. Res. Letters 24, 1171.
[21] Chyba, C. F. et al., 1998, Icarus 134, 292.
[22] Cecconi, B. et al., 2012, Planet. Space Sci.,
doi:10.1016/j.pss.2011.06.012.
[23] Ryabov, V. B. et al., 2014, Astron. Astrophys.,
doi:10.1051/0004-6361/201423927.

107

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108

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

火の鳥「はやぶさ」未来編 その11
～小惑星の内部構造を探る～
並木 則行 ，水野 貴秀 ，千秋 博紀 ，山田 竜平 ，平田 成 ，1
野田 寛大 ，LIDARサイエンスチーム
1, 2

3

4

1

5

（要旨）はやぶさ 2 では小惑星内部構造の解明を目指している．レーザ高度計からは測距と送受光レベルの観測データが得られ，形状モデルや重力推定の基礎データが提供される．小惑星の不均一性や形状の静水圧平衡からのずれ，形状中心と重心のずれは小惑星の合体成長史を知る手掛りになるだろう．また，レーザ高度計のダスト観測モードでは浮遊ダストの検出に挑戦する．もし検出されれば，小惑星表層進化の理解に一石を投じることになる．さらに宇宙衝突実験で発生する地震波動は表面流動と地形緩和を広範に引き起こす
可能性があり，小惑星内部構造の研究に新たな分野を切り拓くことになるかも知れない．

1. 小惑星の内部構造という科学れない．期待されるのは，衝突・合体の痕跡として残されているかもしれない不均一性と，表層のレゴリス，

筆者らはレーザ高度計（LIght Detection And Ranging: LIDAR）の開発に従事しながら，・小サイズの小惑星の形成過程を明らかにし，小惑星の衝突進化モデルを検証する

・

小惑星上の物質移動など，地質活動を明らかにし，回収試料のコンテキストを与える

ボルダーの水平，垂直移動による物質進化である．こ
うした研究は隕石サンプルの分析データを解釈する上で重要な先験的情報となるだろう．これまでは，隕石サンプルが母天体内で形成されてから地球に到達するまでの間に，母天体同士の合体による天体内部の流動や，サンプルが表層に露出してから後のレゴリス内でという目標を掲げて，小惑星の表層と内部の研究を行の上下運動はほとんど考慮されていなかった．しかし，っている．はやぶさ 2 に搭載されるレーザ高度計から小惑星が静的な母天体という描像を探査が変えていくは測距値と送受光レベルが得られる．その詳細につい可能性がある．また，小惑星での衝突，合体，軌道変ては 3 本の機器開発論文が出版されているので，是非，遷，表層進化についての知見は太陽系形成，衛星形成

これらの論文を参照していただきたい．基本の測距性の理論研究にも波及して，惑星科学の体系を実証的に能については Mizuno et al. [1] に，アルベド観測にお補強するという意義がある．

いて想定される測定誤差については Yamada et al. [2]に，ダスト観測の概要については Senshu et al. [3] に詳述されている．

1.1

惑星科学における意義

はやぶさ初号機はラブルパイル（rubble pile）構造を小惑星の「内部構造」といっても，月や火星のよう有する小惑星が実在すること世界で初めて明らかにしな重力天体内部と同様に分化が生じているとは考えらた．ラブルパイル構造は小惑星が衝突破壊と再集積を繰り返して進化してきたことを意味する．そこで次に

1. 国立天文台 RISE月惑星探査検討室
2. 総合研究大学院大学
3. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
4. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
5. 会津大学 先端情報科学研究センター
nori.namiki@nao.ac.jp

重要となるのは小惑星内部での不均一から小天体同士の合体と，その後の形状変化を探ることだろう．そのヒントもはやぶさ初号機からもたらされている．図 1に示すようにラッコの頭と胴に例えられる小惑星

火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

109

提とした隕石サンプルの太陽風照射や宇宙線照射から推定される深さや年代について見直しを迫ることにな
るかも知れないからである．小惑星の表層進化の研究には探査機によるその場観察が必須であり，その最先端を行く日本でこそ今後の発展が期待される分野である．

1.2

形状モデルと重力観測小惑星の内部構造を探る上でもっとも基本的な観測量は形状と重力である．Itokawa を含む複数の小天体のバルク密度の推定をもとに，マクロ空隙率による小惑星の分類が提案されており [9]，空隙率 30 % 以上の
図1： はやぶさが取得したイトカワ画像（ST-2420855658）に加筆．

天体をラブルパイル構造天体，20 % 以下を破砕構造
天体，ほぼ 0 % を稠密構造天体と定義している．従って，10 % の精度で空隙率を推定することができればItokawa の形状は独立に進化した 2 天体が緩やかに結ラブルパイル構造天体と破砕構造天体を区別すること合している可能性を暗示する．これは Itokawa に限らが可能である．これははやぶさの後継機としてはやぶず，Toutatis にも共通する特徴である [4]．

さ 2 が必ず達成すべき目標である．また，地溝やリッジ，

太陽系内での衝突破壊については，クレーターを始クレーターの空間分布を正確な形状モデルをもとに記めとして様々な証拠が残されている．しかし，天体同載し，その形態から表層下の層構造や空隙率変化とい士の合体についての痕跡は非常に少ない．Itokawa のった物理的状態を明らかにすることは，内部構造を調ように緩く合体した（らしい）天体内部の不均一を観測査するための基礎となる [10]．さらに，重力データをし，サンプルを増やしていくことで，合体天体の形状

もとに等ポテンシャル面形状や地表面傾斜量を推定すがどのように変化していくかという素過程 [5] を調べることで，表層物質の流動過程が議論される [6]．

ることができるかもしれない．合体とその後の形状変小天体の合体過程の研究という観点では，天体の全化が小惑星のサイズ分布や物質進化に与えた影響は，体構造に関わる規模の不均一性が重要である．図 1 に観測的な制約が無いためにこれまでは大きく取り上げ見られるように Itokawa では天体を二分するような空られてこなかったが，日本の小惑星探査が新しい分野

隙率や密度の変化があると期待されるが，残念ながらを切り拓く切掛けになるのであれば面白い．

質量（重力場の 0 次項）以上の観測結果は得られなかっ小惑星表層を内部構造と呼ぶのは言辞において矛盾た．はやぶさ 2 が目指している小惑星 162173 Ryugu

しているかも知れないが，小惑星表層のレゴリスやボは Itokawa に比べて球形に近い形状をしている [11] の

ルダーの挙動 [6]，地形もまた重要な研究対象となる．

で，Itokawa のような大きな構造変化は期待できない

表層の形態が内部での運動や応力場の制約となるからのかもしれない．それでも，静水圧平衡からの形状のである．例えば Asphaug et al. [7] は小惑星 Eros 表層のずれや，重心と形状中心のずれから不均一性を調査す

ボルダーのサイズ分布から，ブラジルナッツ効果によることは大切な達成目標である．

るサイズ分布の変化を提唱した．また，微小衝突とその振動が引き起こす小惑星レゴリスの対流運動につい

1.3

物理探査

ては，Yamada et al. [8] によって詳細な検討がなされ天体の内部構造を調べる上でもっとも空間分解能がている．こうした小惑星表層の運動についての仮説は，高い手法は，もちろん地震波探査である．小惑星探査

検証のための観測データが不足しており大きな不確定用のペネトレータの開発はこれまでも度々話題には上性を内在している．それでもこれらの仮説が示唆するがっているが，残念ながら本稿の執筆時点でもまだ実表層進化の影響は大きい．静的な，安定した環境を前用化されていない．電磁波探査も地球観測では有力な

110

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

手法であるが，天体深部まで探ることは難しい．将来
的にはミューオンを用いた探査も検討されているようなので大いに期待したい．つまり，現状からははやぶさ 2 での物理探査は検討外，と考えられるかもしれな
い．しかし，はやぶさ 2 には衝突装置（SCI）[12] という大変ユニークな実験装置が搭載されている．SCI の第一の目的は内部物質のサンプル回収のための掘削であるが，SCI 衝突が引き起こす地震波動によって小惑星
表面の地形が変化することが考えられる．Seismic
shaking と呼ばれる小惑星の地形緩和は表面のクレー
ター年代の測定 [e. g., 10] や，クレーター，ボルダーサ
イズ分布を解釈する [e. g., 13, 14] 上でも，決して無視できない要因であろう．衝突実験の前後で表面地形の
ビフォー・アフターを観察することにより表層流動の

図2： LIDARフライトモデル外観．

ヒントを得ることが出来れば，小惑星表層の物質進化に関してはやぶさ 2 独自の貴重な観測的制約が手に入る可能性がある．

測誤差と期待される成果について紹介したい．
SCI 実験では小惑星表面に地震動が生じるだろう．

秤動，自転速度の変化も天体内部を制約する重要な小惑星の微小な重力下では，僅かな地震の加速度でも観測量である．外部からのトルクに対する天体の応答

容易にレゴリスやボルダーが浮きあがる [13, 14]．安から，慣性モーメントやエネルギー消散率を読み取る

息角に近い傾斜があれば重力傾斜の方向に地すべりがことができる [e. g., 15]．しかしながら，外部に主だっ起きるだろうし，ブラジルナッツ効果 [7] によってボた摂動源が存在しない Ryugu では秤動，自転速度のルダーが浮き上がってくるかもしれない．どれくらい変化から内部構造を推定することは期待できない．な広範囲に seismic shaking が起きるかは，表層の層構

お，Ryugu の自転軸が公転面に対して大きく傾いてい造や，レゴリスのエネルギー消散率，空隙率，内部摩る場合 [11] には YORP 効果によって自転速度が変化す

擦といった弾性波の伝播特性に依る．微小重力下で堆る可能性がある [16]．これはこれで大変興味深い研究

積するレゴリスの物理特性は地上実験では再現が困難

課題であるが，本稿の主旨からは外れるのでこれ以上である [12] ため，seismic shaking のモデルを実際の小は追求しないことにする，

惑星に適用する上で大きな不確定要因となっている．
SCI の衝突実験でこうした物理量をおさえることがで

2. はやぶさ2の観測

きれば，小惑星の表層進化の研究を一歩前へ進めることになる．

形状モデルや重力観測から小惑星の内部構造を探る
ために，はやぶさ 2 LIDAR（図 2）の測距値が有効である．LIDAR は探査機から照射されたレーザが小惑星

2.1

LIDAR測距と重力測距の基本性能は Mizuno et al. [1] に詳述されている．

表面で反射され，探査機に返ってくるまでの時間を計

その主要項目のみをまとめると表 1 のようになる．バ

測することで，探査機と小惑星表面の距離を計測する

ルク密度推定に要求される精度は最大 10 % である装置である．LIDAR は測距と同時に送光パルスと受（1.2）．はやぶさ 2 では初号機の実績も考慮して，要求

光パルスの強度を計測して，小惑星表面の反射率（ア

精度を 7 % と設定し，体積計測目標精度に 5 %，質量ルベド）を測定することができる．また，測距モード（重力）計測目標精度に 3 % と配分した．これに対応すからダストカウントモードに切り替えて，小惑星表面

る測距精度は，ホームポジション（HP）高度 20 km か付近を浮遊しているダストを検出する機能も有していら 33 m となるが，表 1 から明らかなようにはやぶさ 2

る．以下にこうした観測手法を概説し，想定される観LIDAR はこの要求を十分に満足している．一方，重火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

111

表1： はやぶさ2 LIDAR測距基本性能．

項 目
測距範囲
測距誤差
フットプリントサイズ
サンプリング周波数

性能（地上試験実績）
30 m - 25 km（想定アルベドが0.06 - 0.1に対して）± 1 m（高度30 mにおいて），± 5.5 m（高度25 kmにおいて）20.4 mrad（高度1 km以下において），1.5 mrad（高度1 km以上において）最大1 Hz

力計測精度ははやぶさ 2 アストロダイナミクスチーム

この測線が北極から南極まで等間隔に並んだとすると，

が 推 定 し て お り，HP か ら 12 時 間 以 上 か け て 高 度 4

約 13 m 間隔になる．ちなみに形状モデルの解像度はkm まで自由落下させる運用を 2 回繰り返すことで重ONC の画像解像度に依るので，LIDAR の平均測線間力計測精度 3 % が達成される．小惑星の重力はあらゆ

隔よりもはるかに高い解像度が得られる．

る近接運用，降下運用に必須の情報であるので，はや1 本の測線上に並んだ測距値は空間分解能が高く，

ぶさ 2 では小惑星到着後の早い時期に 2 回の自由落下

かつ，精度も良い．1 本の測線を観測している間に軌計測が予定されている．アストロダイナミクスチーム

道修正が行われることは少ないので，HP における小の推定の前提となっている測距誤差（標準偏差）は 10

惑星重心に対する探査機の運動は太陽光圧の影響が支m であり，この要求も LIDAR は満たしている．

配的になると考えられる．この摂動は，フットプリン

形状中心と重心のずれの計測に関しては目標設定がトの緩やかな水平移動と測距値の単調増加 / 減少とし難しい．あまりに小さなバルク密度の差や，あまりにて表れるはずで，形状モデルと測線を照合させれば容小さい形状中心 / 重心ずれを計測目標に掲げたとして易に除去できるバイアス誤差である．この高空間分解

も，所詮は内部が均一であることを示すに過ぎないか

能，高精度地形データは特に短波長の roughness の推らである．大規模な構造の大きなバルク密度差を検出定に威力を発揮する [17]．小惑星表面の roughness はしてこそ科学的意義がある．ひとつの目安として，最一方で測距とアルベド測定の誤差要因となっているの

低でも直径の 1/3 以上のサイズの密度偏りが，最低でで，測距と roughness 測定を繰り返し解析して地形モも 10 % 以上の空隙率の差異を有していると仮定する

デルの精度を上げることが可能かもしれない．

と，形状中心 / 重心ずれは 10 m を超える．そこで重心を 10 m 以下の精度で推定するために必要な自由落

2.2

表面アルベド観測下（12 時間以上）の回数をアストロダイナミクスチー

レーザ送光強度と小惑星表面からの反射光強度を測ムが求めたところ，4 回以上必要となることが分かっ定することで，レーザ波長（1064 nm）における小惑星

た．2 回の重力測定運用だけでは，この要求は満たさ

表面の幾何アルベド（geometric albedo）を観測するこれないが，幸いなことにはやぶさ 2 は 3 回のタッチダとができる [2]．表層進化の観点からは，特に相対アウン運用，3 機のローバ放出，SCI クレーター探索とルベドの地域変化が重要な観測目標となる．アルベド

複数回の近接運用を実施することになっている．降下の変化要因としては，衝突によるイジェクタ放出，同時には探査機の安全確保のために軌道マヌーバを実施

じく衝突により励起される seismic shaking，そしてしない訳にはいかないが，上昇時は制約が少ないので地球などの潮汐力の影響が考えられる．急斜面では地

自由「上昇」を行うことが可能である．これらの機会

表更新が頻繁に起きて宇宙風化のムラが生じている可を利用して，Ryugu の重心位置決定精度の向上と，重能性も大いにある．

力場の高次項推定を図りたい．
測距の空間分解能は 1 秒周期のサンプリング中にどC 型小天体表面のアルベドの地域変化については，
小惑星 Mathilde では比較的小さく± 6 % 程度であっ

れだけ自転するかによる．自転周期 7.63 時間と有効直た [25] が，火星の衛星 Phobos では± 20 % とやや変化

径 875 m [11] を用いると，測線上の最大間隔は 10 cm

が大きいことが知られている [26]．両者の違いが何にである．一方，測線間隔は自転軸の向きに依るため，起因するのかはよくわかっていないが，レゴリスの移見積もりが困難である．もし仮に，1 週間に 2 自転分

動や宇宙風化作用との関連が考えられる．一方で，はの測距を 1 年間繰り返せば 104 本の測線が得られる．

やぶさ 2 LIDAR のアルベド観測は誤差が大きく，機112

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

器固有の誤差要因を積み上げるだけでも± 18 % に達

ご く 微 弱 な 反 射 光 が 戻 っ て く る と 期 待 さ れ る．

する [2]．加えて，地形傾斜や roughness といった小惑

LIDAR の閾値は十分低く設定できるので，原理的に星の表面状態も大きな誤差要因である．形状モデルやはダスト雲からの反射を検出できる．しかし，浮遊ダ

1 本の測線から得られる roughness 推定値からアルベストの存在を確実に実証するためには，反射光のプロ

ドの観測精度どこまで上げられるかの検討（2.1）が，ファイルからダスト数密度の視線方向に沿った分布を探査機が小惑星に到着するまでの重要課題である．

決 め る 必 要 が あ る． 開 発 当 初 に は， は や ぶ さ 2

2.3

小惑星浮遊ダストの検出

LIDAR には反射光プロファイルを取得する機能がな
かったが，サイエンスチームの要望により，一部区間

アポロ探査の当時から，月面のダストは舞い上がりについて時間の関数として反射光のエネルギーが閾値易く，また静電気によって付着しやすい特性を持つ事よりも高いか低いかを検出する機能が追加された．

が知られている．また，月では horizon glow と呼ばれ我々はこの新機能をダスト観測モードと呼んでいる．

る現象が起きる．月面上に置かれたカメラがとらえたダスト観測モードで，閾値を変化させながら測定を繰

現象で，日没後に太陽の方向に太陽光を散乱する層がり返すことで，擬似的に反射光のプロファイルを決め見られる．これがダストによる光の散乱だとすると，ることができる．一方で，閾値を下げると電気的ノイダスト層の高さは地面から 30 cm 程度，ダストの特徴

ズが増大することも地上試験で確認されている [3]．

的なサイズは 3 μm と見積もられる [e. g., 18]．月の小惑星浮遊ダストの実測データが全く無いため，浮遊

horizon glow を起こすメカニズムはまだよくわかってダストの検出は予測が困難であるが，LIDAR 以外にいないが，表面付近の電場によって起きているというも中間赤外カメラ [23] や光学航法カメラ [24] でダストモデルが有力である [e. g., 18, 19]．

雲が観測される可能性がある．もし，小惑星周辺で浮上の理解が正しければ，全く同じ現象が小惑星上でも起きるはずである．浮遊ダストが直接確認された例はまだないが，Gaspra，Ida，Eros 等の小惑星の表面には滑らかな地形があることから，粒径が解像度より

遊ダストの存在を確認できれば世界初の観測となり，表層進化に一石を投じることになるだろう．

2.4

SCIの宇宙衝突実験も十分に小さな粒子で覆われていると考えられている．

はやぶさ 2 には小型の衝突装置が搭載されており，中でも小惑星 Eros は NEAR シューメーカーによって2 kg のライナーを 2 km/s の速度で Ryugu に衝突させ

詳細な観測がなされており，直径 20 - 300 m のクレーる [12]．この宇宙衝突実験で形成されるであろうクレターの底に水面のように滑らかで，周囲に比べて「青ーターについては荒川ら [12] が詳しく説明しているが，い 」色 を し て い る 地 形 が 発 見 さ れ て い る [20, 21]．

本稿ではクレーター形成に伴う seismic shaking につ“Pond”と名付けられたこの地形の色の特徴は，50 μm

いて考えてみたい．Seismic shaking については既によりも小さなダストが濃集して作られたと考えれば説

詳細な研究がなされており [8, 13]，例えば Garcia et al.

明可能である [20].

[14] は 10 g の物体が 6 km/s で衝突した際に生じるで初号機のサンプル分析から，Itokawa が 800 万年にあろう鉛直方向加速度と鉛直方向速度の最大値が見積1 m の割合で小さくなっていると推定された [22]．

もられている．彼らの計算によれば，直径 1 km の小Itokawa では Eros よりも天体との静電反発でダスト

惑星では，衝突点から少なくとも半径 300 m の領域内が重力を振り切って脱出しやすいことから，Itokawa

で表層物質が持ち上げられるという結果が得られていのサイズ減少はダストの消失と理解できるかもしれな

る．単純にエネルギーで比較しても SCI では 28 倍のい．天体重力圏から逃げ出したダストは惑星間空間塵衝突が起こり，着弾点を中心に Ryugu の広範な地域（interplanetary dust particle : IDP）となるため，小惑で seismic shaking の影響が現れると期待できる．

星からのダストの放出量を直接観測することで IDP

Garcia et al. [14] の見積もりでは seismic shaking にの起源と進化，総量の見積もりに制約を与えられるか

よって生じる鉛直方向速度は直径 1 km の小惑星の脱もしれない．

出速度よりも 2 桁小さく，表層物質は浮き上がっても

LIDAR のレーザ光が浮遊するダスト雲に当たれば，

惑星間空間へ散逸することはない．つまり，衝突の直火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

113

後に地震ダスト雲が同心円上に湧き上がるのではない

野の開拓につながることを期待している．最後に強調かと予想される．残念なことに，着弾時にははやぶさ

したいのは，「小惑星の内部構造」は未開拓の分野だ

2 探査機は Ryugu の裏側に退避し，ONC カメラも小けに現在のサイエンスチームが想像していない観測結

惑星を捕らえてはいない．分離カメラ [12] で地震ダス

果が見つかるかも知れないという点である．はやぶさ

ト雲を撮像することがもし可能であれば，地震波の伝2 探査機の小惑星到着までまだ 2 年ほどあるので，プ

播速度や表層の変位速度が分析できるかもしれない．

ロジェクトチーム外の読者も今後のはやぶさ 2 の観測

また，たとえ地震ダスト雲そのものをとらえることがに注目して頂いて，隙あらばサイエンスチームを出しできなくても，地震ダスト雲の再集積や地すべりが起抜くような研究成果を上げて頂きたい．そのための取きて，着弾点を中心に広範な地形緩和が起きるであろり掛かりになればと，本稿を執筆させて頂いた．内容

うと期待される．SCI 衝突実験では，新たに形成されに誤記や理解の及ばない点があれば，第一著者の責任るクレーターを特定するために，衝突の前後で着弾予である．どうぞお叱りは第一著者に送って頂きたい．

想点から半径 200 m の範囲を精査する計画になっている． 宇 宙 衝 突 実 験 の ビ フ ォ ー・ ア フ タ ー 画 像 は謝 辞

seismic shaking とそれに伴う地形緩和の貴重な実証
データになるのかも知れない．表層レゴリスの深さのはやぶさ 2 LIDAR の開発に携わった技術者の方々，違いが表面流動として観察されるかもしれないし，ボはやぶさ 2 プロジェクトを支える技術者，事務員，そルダーのブラジルナッツ効果が実証される可能性もあの支援員，全ての方々に心より感謝します．本稿は渡る．そうした成果を Eros や Itokawa といった他の小邊誠一郎プロジェクトサイエンティストに執筆の機会

惑星に応用することができれば，小惑星表層進化の全を頂きました．

く新しい展開となる．
Garcia et al. [14] の見積もりには大きな不確定性が参考文献含まれている．特に重要な不確定要因は地震動のパワースペクトル，衝突の継続時間，そして表層内で地震動が伝播する際のエネルギー消散率である．SCI の宇宙衝突実験では，むしろこれらの不確定要因を実測値から制約することに大きな意義があるのかもしれない．
とりわけエネルギー消散率は表層微粒子の結合力を示す指標として，1 G 下の地上実験では得ることができない貴重な観測データ [12] になるかもしれない．浮遊ダストの原因とも考えられている静電反発力（2.3）は微粒子間の結合力にも影響する可能性があるので，
LIDAR ダスト観測も併せて小惑星表層の物理状態に迫りたい．

[1] Mizuno, T. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-015-0231-2.
[2] Yamada, R. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-016-0240-9.
[3] Senshu, H. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-016-0242-7.
[4] Zhu, M-H. et al., 2014, Geophys. Res. Lett.,
doi:10.1002/2013GL058914.
[5] Hirabayashi, M. and Sheers, D. J., 2015, Astrophys. J.
Lett. 798, doi:10.1088/2041-8205/798/1/L8.
[6] Miyamoto, H. et al., 2007, Science 316, 1011.
[7] Asphaug, E. et al., 2001, LPSC XXXII, Abstract 1708.

3. 小惑星科学の発展[8] Yamada, T. M. et al., 2016, Icarus 272, 165.
[9] Britt, D. T. et al., 2002, Asteroids III (Univ. Ariz. Press,「小惑星の内部構造」という視点で思いつき程度に

Tucson).

話題を並べさせて頂いた．月や氷衛星のような重力天[10] Hirata, N. et al., 2009, Icarus 200, 486.

体の内部構造は教科書で学ぶことができるが，小天体[11] Müller, T. et al., 2011, Astron. Astrophys. 525, A145.

の内部構造はそれ自体が研究対象となり得るか否かま[12] 荒川政彦ほか, 2013, 遊星人 22, 152.

だ不明である．はやぶさ初号機によるラブルパイル天[13] Richardson, J. E. et al., 2005, Icarus 179, 325.

体の実証と，それに続くはやぶさ 2 の観測が新たな分[14] Garcia, R. F. et al., 2015, Icarus 253, 159.

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114

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016[15] Harada, Y. et al., 2014，Nature Geosci. 7, 569.
[16] 伊藤孝士ほか, 2004, 遊星人 13, 212.
[17] Barnouin-Jha, O. et al., 2008, Icarus 198, 108.
[18] Rennilson, J. J. and Criswell, D. R., 1974, Moon 10,
121.
[19] Poppe, A. and Horanyi, M., 2010, J. Geophys. Res.
115, doi:10.1029/2010JA015286.
[20] Robinson, M. S. et al., 2001, Nature 413, 396.
[21] Veverka, J. et al., 2001, Science 292, 484.
[22] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.
[23] 千秋博紀ほか，2015, 遊星人 24, 120.
[24] 諸田智克ほか，2015, 遊星人 24, 48.
[25] Clark, B. E. et al., 1999, Icarus 140, 53.
[26] Simonelli，D. P. et al., 1998, Icarus 131, 52.

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一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その28 ～「あかつき」紫外イメージャ本格観測開始！～／山﨑 他

115

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その28～「あかつき」紫外イメージャ本格観測開始！～
山﨑 敦 ，山田 学 ，渡部 重十 ，今村 剛 ，
あかつきプロジェクトチーム
1

2

3

4

（要旨）2015 年 12 月 7 日に金星周回軌道に投入された金星探査機「あかつき」は，2016 年 4 月から本格的な金星観測を開始した．搭載された紫外イメージャ (UVI) は，軌道制約により定型観測は 4 月からとなったが，この数か月間で高画質の金星紫外画像を取得している．その一端と今後の展望を紹介する．

1. 金星周回投入後は夜面観測あった．また，12 月 9 日に観測された 3 枚の連続写真[3] は，遠近点付近からの観測ではあるが，雲追跡解2015 年 12 月 7 日に金星周回軌道に投入された「あかつき」の軌道は，まず，金星から最も遠い距離（遠金点）

析に十分供することのできる分解能の画像であることが示された．

が 36 万 km，金星から最も近い距離（近金点）が 1,00010,000km，周期が 10.5 日の楕円軌道となった．遠金

2. UVIの連続観測開始

点での観測は，低解像度にはなるが衛星速度が遅いた
め連続観測による雲の時間変化観測に向いている．逆遠金点からの紫外観測が可能となったのは，金星周に近金点での観測は，高解像度ではあるが速い衛星速回軌道投入から４か月立った 2016 年 4 月に入ってから度のためスナップショットには向いている．紫外線観であった．金星の公転周期の半分が経過したころから測の主目的のひとつは，雲追跡による風速分布の導出である．この時期の 4 月 4 日 7 時 28 分
（UT）
に，観測期

にあるため，遠金点での観測が最初の対象となった．

間を延ばす目的で軌道修正を実施し，遠金点 37 万 km，投入後の周回軌道は，本誌シリーズでも記述されて

近金点 1,000-10,000km，周期 10.8 日の楕円軌道となっいるように遠金点の位置が少しずつ金星夜側に回り込

た．このころに，遠金点が昼面側に位置するようにな

む軌道であった [1]．紫外イメージャ（UVI）は雲頂でのり，2 時間間隔での観測が定常的に実施できる運びと

太陽反射光を検出するので昼面側の雲構造解析担当でなった．

あり，夜側に遠金点が位置する期間は観測できず，その中のベストショットの 1 枚を図 1 に示す．2016

UVI 担当としてはもどかしい日々が続いた．それでも，

年 5 月 6 日 16 時 17 分（UT）に金星中心距離 8.5 万 km か

投入直後金星撮像を敢行したファーストライト画像

ら波長 365 nm で撮像した昼面画像である．衛星直下[2] は，UVI の経年変化も少なく世界最高水準の高画点の地方時が 12 時で，満金星が UVI 視野いっぱいに質であることを示し，構想を練ってきた科学テーマを広がる画像である．衛星機上でのスミア補正と地上で十分に満足させる結果をもたらすと期待させるものでのフラット補正だけ画像処理した画像でも高コントラ

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
2. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
3. 北海道情報大学 宇宙情報センター
4. 東京大学大学院 新領域創成科学研究科
yamazaki@stp.isas.jaxa.jp

ストで雲頂の吸収物質の分布がはっきり示されている．
さらにハイパス処理を実施すると，細かな雲構造が鮮明に表れ，高精度で雲頂高度における風速分布を導出できることを如実に表している．また，同時に撮像し

←目次へ

116

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

図1： 波長365 nmで撮像した昼面画像のベストショットの一枚．（左）スミア補正とフラット処理の画像，（右）ハイパス
処理を加えた画像．細かな雲構造が鮮明に見てとれる．

た波長 283 nm の画像は，二酸化硫黄（SO2）の分布を場を借りて深甚の謝意を表します．

示し，雲の形成・消失にかかわる物理プロセスを推定できることを期待させる．

参考文献

3. 今後の展望[1] 廣瀬史子, あかつきプロジェクトチーム, 2015, 遊
星人 24, 126.

図 1 から雲追跡による雲頂高度での風速分布の同定[2] 中村正人ほか, 2016, 遊星人 25, 4.

は，確実に導出できると考えられる．また，同時に撮[3] 金星探査機「あかつき」試験観測中間報告に像する波長 283 nm，365 nm の画像から，雲生成に関関する説明会（http://www.isas.jaxa.jp/j/topics/

係すると考えられる SO2 分布と雲構造から，雲生成メ

topics/2016/0401.shtml）

カニズムの理解が進むと予想される．さらには，SO2分布とその時間変化から SOx に関わる化学プロセスの理解深化が期待される．もちろん金近点近傍でのクローズアップ観測による，鮮明な渦状雲の追跡も実施できると考えている．予想に違わない高画質の紫外画像
は，プロジェクト発足当初から考えられてきた科学テーマに加え，金星大気研究の更なる深化を見せると期待している．今後の紫外画像に請うご期待！！

謝 辞
画像処理について Javier Peralta 博士，佐藤隆雄博士（宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所）にご協力
いただきました．また，「あかつき」の観測運用に関して紙面に記しつくせない関係各方面の大勢の方々に多大なるご協力・ご支援をいただいております．この←目次へ「天体の衝突物理の解明（Ⅺ）
〜衝突研究における状態方程式の役割〜」参加報告／黒川117「天体の衝突物理の解明（Ⅺ）～衝突研究における状態方程式の役割～」
参加報告
黒川 宏之

1

た．状態方程式に関する 3 件の招待講演もとても勉強

1. はじめにになったが，その他の一般講演も衝突物理に関して長2015 年 11 月 26 日から 28 日にかけての 3 日間，すで

時間どっぷりと聴くことははじめての経験であり，素に冬の装いの北海道は北海道大学低温科学研究所にて，過程の解明を重視する衝突業界の研究スタイルを存分

研究会「天体の衝突物理の解明」が開催された（図 1）．

に味わわせていただいた．

今回で第 11 回目となるこの研究会は通称「衝突研究

本稿では，講演の概要と研究会の様子をごく簡単に会」と呼ばれ，衝突業界ではお馴染みの冬のイベントお伝えする．研究会の空気を多少なりともお伝えできである（らしい）．毎回，衝突物理に関わるテーマを掲

れば幸いである．ページ数の都合から個々の講演につげていることが本研究会の特徴だが，今回は「衝突研

いて詳細をお伝えすることはできず，またここに記載

究における状態方程式の役割」と題し，関連する 3 件する内容は筆者の理解にとどまる．各講演の要旨及びの招待講演が行われた．加えて，21 件の口頭講演（1発表スライドは研究会の HP（http://www.impact-res.

講演 30 分），17 件のポスター講演が行われ，活発な議

org/impact15/）に掲載されているので，興味を持たれ論が交わされた．

た方はぜひそちらを参照していただきたい．

筆者は惑星大気や内部構造を主な研究対象としており，衝突物理については門外漢であったが，今回，高2. 研究会の概要

圧の惑星内部構造を知る上でも重要となる状態方程式がテーマであると聞き，はじめて参加させていただい図1： 集合写真．
1. 東京工業大学地球生命研究所
hiro.kurokawa@elsi.jp

以下に研究会のプログラムを示す．

118

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

浩（名古屋大）■11月26日
（木）


小林

岡本尚也
（千葉工大）「衝突による岩石－金属量比の進化」「衝突放出物の超高速撮像計測：iSALE 計算結果と黒川宏之（東工大）の比較」「天体衝突と大気散逸による火星表層環境の進化」

木内真人
（神戸大）

西田政弘（名工大）「砂標的への低速度衝突クレーター形成実験：重力「超高速衝突時にアルミニウム合金から噴出するイ

依存性と真空度依存性」
高野翔太
（神戸大）

ジェクタの相似性」
門野敏彦（産業医科大）「氷・石英砂混合標的に対する高速度クレーター形「破片の形状分布：2 次元破壊の場合」

成実験」

道上達広（近畿大）

諒
（神戸大）

小川

「鉄へのクレーター形成に関する温度と衝突速度へ「岩石の衝突破片形状と石の形状についてのアンケ
ート調査報告」

の依存性」
紫垣沙央
（神戸大）

■11/28（土）
「コンドリュールの強度に関する実験的研究」

柳澤正久（電通大）

保井みなみ
（神戸大）

「2007 ふたご座流星群に伴う月面閃光の 2 色測光」

「石膏球の斜め衝突破壊実験」

安藤滉祐（名古屋大）

長谷川直（ISAS）「月表面におけるボルダーの細粒化プロセスとその「2015 年度の宇宙研超高速衝突実験施設の現状」

タイムスケール」

松榮一真
（神戸大）

諸田智克（名古屋大）「粉粒体を伝播する衝突励起振動に関する実験的研「月のクレータ放出物の風化について」究」

平田成（会津大）

大村知美（神戸大）「月 Tycho クレーター対眠点およびその周辺の堆積「再集積天体内部の密度構造に関する実験的研究」

物」

黒澤耕介
（千葉工大）「水氷の衝突蒸発について」■ポスター講演中村昭子（神戸大）

■11月27日（金）「空隙率の高い弾丸の衝突実験」

川合伸明
（熊本大）

荒川政彦（神戸大）「衝撃圧縮と状態方程式」【招待講演】「衝突貫入時の加速度計測による惑星表面の力学的丹下慶範（JASRI）「スケールフリー統合解析による状態方程式の決定」

性質の調査」
千秋博紀（千葉工大）【招待講演】「人工流星生成実験
（速報）
」

土屋卓久
（愛媛大）

黒澤耕介（千葉工大）「状態方程式を含めた熱力学特性の第一原理計算」「iSALE shock physics code による衝撃圧減衰率の【招待講演】

再評価」

脇田茂（NAOJ）

金久保隆太（電通大）「微惑星衝突によるコンドリュール形成シミュレー「蒸気雲の固体壁への衝突による発光」

ション」

柿沼文広（電通大）

杉浦圭佑（名古屋大）「月面衝突閃光のスペクトル観測計画」「弾性体ゴドノフ SPH 法を用いた衝突計算」

東畑秀尚（電通大）「月面衝突閃光の 2 色測光計画」

「天体の衝突物理の解明（Ⅺ）
〜衝突研究における状態方程式の役割〜」参加報告／黒川

119

高木靖彦
（愛知東邦大）撃圧縮による状態方程式研究が紹介された．状態方程「人工衝突クレーター周辺の誘電率・密度・クラッ式研究における平面衝撃圧縮実験の価値を強調するの

ク分布の測定」みならず，一軸方向の圧縮であることが圧縮時の圧力

竜
（神戸大）

の導出においてどう影響しうるか，注意深く解析して末次「ガス抵抗による微惑星の捕獲及び軌道進化」

いたのが印象的であった．2 件目の丹下慶範氏の講演

鈴木絢子（ISAS）

では，高圧科学における圧力スケールの使用に関わる「曲率のある面への衝突：iSALE による数値計算例」

問題と，それを解決するスケールフリー統合解析につ

佐藤雅彦
（産総研）

いての紹介があった．最後の土屋卓久氏の講演では，「Preliminary report on shock remanent magnet-

実験室ではつくりだせない高圧下の状態を計算できる

ization measurement using a SQUID scanning

第一原理計算について詳しい解説があった．第一原理

microscope」

計算に基づく状態方程式は，巨大氷惑星・巨大ガス惑小林正規（千葉工大）星の内部構造を研究する筆者にとっても関わりの深い「大面積ダストセンサ開発のための衝突実験」

内容である．
“第一原理計算”と称される計算の中で実

関根利守
（広島大）

際に行われている密度汎関数理論（他の原始・電子の「相関係を考慮した状態方程式の必要性」

影響を平均場として 1 電子について解く）について，

上塚貴史
（東京大）

専門家の解説を聴くことができ，理解が深まった．

「TAO/MIMIZUKU を用いた小天体の含水鉱物探査
計画」
細野七月
（理研）

2.2

一般口頭発表一般口頭講演のテーマは多岐にわたったが，以下で「FDPS を用いた巨大衝突の高解像度計算」

は筆者なりの理解で講演を 5 つに分類して紹介してい

小川和律
（神戸大）

く．

「Hayabusa2/DCAM3 による衝突実験観測」（1）衝突放出物・破片

平田直之
（神戸大）
「土星系氷衛星におけるレイクレーター」

2.1

招待講演

衝突放出物・衝突破片に関する講演は今回の研究会で最も多かった．岡本氏からは，衝突実験によるイジェクタカーテンの形状観察に加え，iSALE・SPH 数値
計算との比較の結果が報告された．今後は数値計算の研究会のテーマである「衝突研究における状態方程

高解像度化・斜め衝突の検討を経て，火星から火星衛式の役割に関連し，3 件の招待講演が行われた．1 件星への物質輸送へ応用をしていくとのことであった．

目の招待講演である河合伸明氏の講演（図 2）では，衝西田氏からは，スペースデブリの衝突によるイジェク
タ生成過程を想定したアルミニウム合金の高速衝突実
験の成果が報告された．衝突破片の形状分布を決める
メカニズムについて，クラックの分岐に着目した説を唱えた門野氏の講演は，門外漢ながらとても興味深く聴かせていただいた．衝突破片の形状の測定について
は，道上氏からも報告があり，イトカワのボルダーとの比較も紹介された．
（2）クレーター形成
木内氏からは，低重力・高真空度における砂標的ク
レーター形成実験の結果が紹介された．また，得られたスケーリング則をイトカワに応用し，イトカワ上のdimple がボルダーの低速度衝突を起源とすると結論

図2： 講演の様子．

付けられた．高野氏の講演は，氷天体を想定した凍結

↑TOPへ←目次へ

120

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

砂標的クレーター形成実験の報告であった．小川氏の紹介され，宇宙風化に 2 つの特徴的なタイムスケール

講演では，鉄質天体を想定した鉄へのクレーター形成が見られるとのことであった．平田氏の講演では，月実験の報告があり，特に温度依存性が詳しく検討されTycho クレーター対眠点の堆積物の解析から，Tychoていた．また，この講演でも iSALE による数値計算

クレーターへの斜め衝突からの放出物と整合的であるとの比較が行われた．研究会では実験と iSALE 数値

ことが示された．

計算の比較が複数の講演で行われており，衝突研究のツールとして浸透しているという印象を受けた．
（3）コンドリュール
コンドリュール・コンドライト母天体の形成過程の2.3

ポスターセッション

夕方のポスターセッションは酒を片手に行われたこともあり，とても賑やかに議論が行われた．興味を引

理解は，初期太陽系環境の解明に繋がると考えられる． く講演が数多くあったが，特に千秋氏による人工流星
これに関連して，2 件の講演が行われた．紫垣氏の講生成実験と佐藤氏による衝突残留磁化実験は斬新な試

演では，コンドライト母天体の形成進化過程を解明すみであり，特に印象深かった．

べく行ったコンドリュールの強度測定実験の結果が報告された．脇田氏の講演では，impact jetting による

3. まとめコンドリュール形成の理論研究の報告があった．原始惑星－微惑星衝突がコンドリュール形成の主要な形成

研究会全体を通じて，iSALE の普及により，実験過程であるとのことだった．

と理論計算を比較する研究が複数あったことが印象に（4）衝突破壊・蒸発

残った．これを機に実験・理論双方の専門家の交流が保井氏からは多孔質天体を想定した斜め衝突実験のよりいっそう深まることが期待される．また，筆者に成果が報告された．黒澤氏の講演は iSALE 数値計算

とってははじめての参加であったが，これまでこの歴による衝突時の衝撃圧減衰の空隙率依存性について．

史ある研究会の積み重ねてきた交流のおかげか，講演

空隙が衝撃圧の減衰に寄与することが示された．杉浦

者・聴衆の間で非常にオープンスタンスな議論が交わ氏の講演では，ゴドノフ SPH 法の弾性体力学への拡される事が多く，他にないこの研究会独自の魅力であ張と岩石物性の組み込みについて紹介があり，現実的ると感じた．この報告記事を読んでこの研究会に興味な天体衝突計算への応用が楽しみな研究であった．

が湧いた方は，ぜひ次の機会に参加してみてほしい．

（5）天体内部構造・進化
衝突・圧縮現象に関連した天体進化に関する研究も

謝 辞

3 件あった．大村氏の講演では，粉粒体小天体を想定した試料の圧縮実験から，天体内部の密度構造の推定

この研究会の開催にあたり尽力いただいた世話人のが行われた．小林氏の講演では，天体衝突による地球

方々に感謝いたします．また，筆者は研究会参加にあ型惑星の岩石－金属比の進化についての理論計算の成たり，北海道大学低温科学研究所から旅費を支援して果が示された．微惑星サイズに応じ，地球型惑星の岩

いただきました．この場で感謝申し上げます．

石－金属比が変化することが示された．また，筆者は天体衝突による火星大気の進化について講演を行った．
（6）月
月に関しては 4 件の講演があった．柳澤氏の講演では，月面閃光の測光観測の報告があった．安藤氏の講演では，月表面のボルダーサイズ分布の解析が報告された．クレーターごとにボルダー数密度の減少の仕方が異なるなど，ボルダー細粒化過程の複雑さが議論された．諸田氏の講演では，かぐやマルチバンドデータの解析によるクレーター放出物の宇宙風化度の研究が←目次へ「第三回 iSALE 勉強会」参加報告／岡本121「第三回 iSALE 勉強会」参加報告

岡本 尚也

1

「第三回 iSALE 勉強会」が 2015 年 11 月 26 日に北海◆◆◆◆◆◆プログラム◆◆◆◆◆◆

道大学低温科学研究所で行われました．iSALE（impact
SALE）とは数値衝突流体計算コードであり，SALE

13：00 － 13：25（Simplified Arbitrary Lagrangian Eulerian）コードを

黒澤耕介（千葉工大）

惑星科学研究用に改良したものです．弾性・塑性モデ「iSALE の基本的な説明」

ル，破壊モデル，空隙モデルなどが組み込まれており， 13：30 － 14：30
惑星科学分野での天体衝突等を扱えるようになってい黒澤耕介（千葉工大）

ます．iSALE は科学研究に使用する目的であれば，誰「iSALE で使える状態方程式の解説」

でも無償で利用可能です．そのため欧米の多くの研究者に利用され，50 報を超える査読付き論文が出版されています．日本では 2014 年に「iSALEusers groupin Japan」が千葉工業大学の黒澤耕介氏を中心として

14：40 － 16：00
黒澤耕介（千葉工大）「iSALE 基本操作実習」
16：10 － 18：00

立ち上げられ，日本の惑星科学研究者へ iSALE の利iSALE を用いた研究例紹介

用が広められています [1]．これまでに 2 回の「iSALE

岡本尚也（千葉工大）

勉強会」[2，3] と，より実習に重点を置いた「講習会」「iSALE を用いた高速放出物の計算」[4] が行われてきました．グループでは wiki を運営し，

細野七月（京大兼理研）

これら勉強会・講習会の資料が置かれているだけでな「iSALE と SPH の衝突計算の比較」

く，iSALE の詳細なインストール方法やデモ計算な鈴木絢子（宇宙研）

どの情報をまとめています．iSALE について興味を「球対球衝突における iSALE 使用雑感」

もたれた方，利用されたい方はぜひこちらの wiki ペ

脇田ージ（https://www.wakusei.jp/~impact/wiki/iSALE/）「iSALE を用いた微惑星衝突シミュレーション」

をご覧ください .

黒澤耕介（千葉工大）

今回の「第三回 iSALE 勉強会」では iSALE についての基本的な説明に加え，iSALE を実際に使用している方々によるその使用方法や研究の紹介が行われました．

茂（国立天文台）「iSALE の計算出力と衝撃圧縮実験との比較」◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆
はじめに黒澤氏から iSALE の基本的な説明が行われました．iSALE が非常に有用であり思いついたことをすぐに計算できること，また１次元衝撃波管問題の解析解や衝突実験との比較を通して計算結果の信頼

1. 千葉工業大学惑星探査研究センター
tokamoto@perc.it-chiba.ac.jp

性について解説頂きました．
次に iSALE で扱える状態方程式についての説明が122

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

行われました．Tillotson EOS（equation of state）とANEOS（analitic equation of state）を取り上げ，それぞれがどのような状態方程式なのか，どのような長所と短所があるのか，そして自分で設定した問題に対してどちらの状態方程式を選択すべきか，状態方程式中で必要となるパラメーターをどのようにして求めるかについて短い時間ではありましたが非常に内容の濃い授業をしていただきました．
続いての実習では，参加者それぞれが事前に iSALE
をインストールしてきたノートパソコンを用いて，初期条件の作成から計算結果の可視化まで行いました．
黒澤氏が初期条件を設定するファイルや計算結果の描画ソフト（VIMoD）について解説するとともに，スク

図1： 参加者の集合写真．

リーン上で丁寧に一つ一つの操作を行いました．参加
者はそれを見ながら同じ操作を自身のファイルに施すて iSALE を用いています．初期条件の作成方法だけことができ，iSALE を動かすための一連の手順を体

でなく，トレーサー粒子解析のためのデータ出力方

験することができました．

法，自身で作られた解析プログラムの実行，といった実習が終わると iSALE を実際に研究で用いている，

iSALE コードを走らせてからデータ解析を行うまで

あるいは iSALE と関連深い研究を行っている方々にの一連の操作について解説いただきました．脇田氏はよる研究紹介が行われました．最初は私が行いました． この計算に国立天文台の天文シミュレーションプロジ
私は衝突直後に放出される衝突点近傍の高速な放出物

ェクトの計算サーバを利用しています．こちらは同プについて研究しています．その放出物の速度がどの程ロジェクトに申請手続きを行うことで計算機の使用が度であるのか，そしてそれはどのぐらい量があるのか可能となるようで，利用を希望される方はぜひホームを調べるのに iSALE を利用することは一つの大きなページを訪れてみてください（http://www.cfca.nao.

手段です．このとき重要となる問題の一つは空間解像

ac.jp）．最後に黒澤氏からは，衝撃圧縮実験と iSALE

度です . 空間解像度の依存性を調べるために入力ファによる数値計算との比較についてお話しいただきましイル（初期条件）をどう設定したかについて解説を行いた．実験では高強度レーザーを用いて試料中に強い衝ました．次に京都大学兼理化学研究所の細野七月氏に， 撃波を発生させていますが，iSALE で同じようにレiSALE と同じく衝突シミュレーションでよく用いらーザー照射を行う計算はできません．そこでレーザー

れ る SPH（smoothed particle hydrodynamics）法 に つ

照射と同等となる固体弾丸の衝突条件はどうであるか

いてお話しいただきました．従来の SPH 法と改良さを考え，その衝突体を iSALE 内でどう作成したかにれた SPH 法である DISPH（density independent SPH）

ついて解説いただきました．

法で巨大衝突の計算を行ったときに発生する結果の違現在（本稿執筆時），日本からは iSALE を用いた査いについて説明いただきました．宇宙科学研究所の鈴読付き論文が 1 報出版されています [5]．今回紹介さ木絢子氏は曲率のある面に形成される衝突クレーター

れた研究以外にも iSALE を使って進められている研の研究を行っています．曲率がある面の場合と無い面

究はあり，今後は徐々に出版される論文数も増えてゆの場合とで衝突クレーター形成時の内部圧力分布などくでしょう．また今回新たに勉強会に参加された方々にどのような違いが生じるかについて iSALE を使っも多く，日本でも iSALE ユーザーは増えていくと思て調べています．標的表面を曲面にする場合と平面にわれます．iSALE の一利用者である私にとってもユする場合で入力ファイルをどのように変更したかにつーザーが増えることは嬉しいことであり，その活用方

いて詳しく解説されました．国立天文台の脇田茂氏は法について様々な情報交換ができるようになっていけ

微惑星衝突によるコンドリュールの形成をテーマにしれば良いなと考えています．

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「第三回 iSALE 勉強会」参加報告／岡本

最後になりましたが，本勉強会を開催してくださった黒澤氏を中心とする世話人の方々に感謝申し上げます．

参考文献[1] 黒澤耕介ほか, 2014, 遊星人 23, 103.
[2] 常晃, 2014, 遊星人 23, 156.
[3] 末次竜, 2015, 遊星人 24, 63.
[4] 脇田茂, 2015, 遊星人 24, 346.
[5] Nagaki, K. et al., 2016, MAPS 51, 1153.

123

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124

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 20162016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，2016 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（2）国際学会開催の支援●支援対象

団のホームページ：http://www.spss.or.jp に掲載して宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究います．それぞれの公募に対する応募申請に際しては所，大学等）で，宇宙理学（地上観測を除く）及び宇宙

ホームページご参照の上，申請書をダウンロード・作

工学（宇宙航空工学を含む）
に関する国際学会，国際研成いただき必要な書類を添付の上，財団宛に電子メー究集会の国内開催を主催しようとする団体．

ル（admin@spss.or.jp）で申請下さい．奮ってご応募いただくようご案内申し上げます．

●助成金額・件数：一件あたり 30 〜 50 万円程度，年間 3 〜 5 件程度（1）
国際学会出席旅費の支援●支援対象
宇宙理学（地上観測を除く）および宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する独創的・先端的な研究活動を行っている若手研究者（当該年度 4 月 2 日で 35 歳以下），
またはシニアの研究者（当該年度 4 月 2 日で 63 歳以上●申し込み受付時期
応募締切り 2016 年 8 月 31 日（今年度については締め切りました）：2016 年 10 月 1 日〜 2017 年 3 月 31 日に開催の国際学会対象
応募締切り 2017 年 2 月 28 日：2017 年 4 月 1 日〜 2017年 9 月 30 日に開催の国際学会対象  

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．

●照会先
公益財団法人宇宙科学振興会事務局●助成金額・件数：一件あたり 10 〜 25 万円程度，年間 10 件程度

http://www.spss.or.jp〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1
Email：admin@spss.or.jp●申し込み受付時期
応募締切り 2016 年 8 月 31 日（今年度については締め切りました）：2016 年 10 月 1 日～2017 年 3 月 31 日の間の出発者対象
応募締切り 2017 年 2 月 28 日：2017 年 4 月 1 日～2017
年 9 月 30 日の間の出発者対象
1. 公益財団法人宇宙科学振興会 事務局
admin@spss.or.jp

Tel：042-751-1126←目次へ2016年度宇宙科学奨励賞公募のご案内／公益財団法人 宇宙科学振興会

125

2016年度宇宙科学奨励賞公募のご案内

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では，宇宙科学分野で賞の内容：授賞は原則として毎年宇宙理学関係 1 名，

優れた研究業績を挙げ，宇宙科学の発展に寄与した若宇宙工学関係 1 名とする（ただし適格者のいない場

手研究者を顕彰し，宇宙科学奨励賞を授与いたします．

合は受賞者なしとする場合がある）．受賞者には本

ここに 2016 年度の第 9 回宇宙科学奨励賞候補者のご推賞（賞状と表彰楯）および副賞（賞金 30 万円）が贈ら

薦を募集いたします．推薦要綱の詳細は当財団のホーれる．

ムページ（http://www.spss.or.jp）に掲示しておりますが，当奨励賞の概要は以下の通りです．皆様の周りで推薦締切日：2016 年 10 月 31 日
（月）
必着．

優れた業績を挙げ将来の活躍が期待される若手研究者をご存知の際には，是非ともご推挙いただきますようお願い申し上げます．

表 彰 式：選考結果は 2017 年 1 月に推薦者と受賞者に通知するとともに，当財団ホームページにおいて発表する．その後 2017 年 3 月に表彰式を行い，受賞者

表彰の趣旨：宇宙理学（地上観測を除く）分野及び宇宙には受賞対象となった研究に関する講演をして頂く．

工学分野で独創的な研究を行い，宇宙科学の進展になお，推薦の手続きの詳細については財団のホー寄与する優れた研究業績をあげた若手研究者個人をムページ（http://www.spss.or.jp）をご覧いただき，顕彰する．

推薦書式をダウンロードして必要事項を記載の上，（1）候補者の略歴，（2）論文リスト，および（3）推薦授与機関：公益財団法人

宇宙科学振興会の対象となる論文の別刷等必要書類を添付の上，電子メールにてご提出下さい．

候 補 者：上記分野で優れた業績をあげた当該年度の4 月 1 日現在 37 歳以下の若手研究者個人．候補者の推薦は他薦に限る．

お問い合わせ先および推薦書送付先：〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1
公益財団法人宇宙科学振興会

業績の審査：業績の審査は，推薦理由となる研究業績に関連して発表された論文に基づいて，当財団が設置する選考委員会において行う．

1. 公益財団法人宇宙科学振興会 事務局
admin@spss.or.jp

E-mail: admin@spss.or.jp

事務局

←目次へ

126

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

JSPS Information◇日本惑星科学会第115回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第45回総会議事録◇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115回運営委員会議事録
日時：2016 年 5 月 24 日（火）18：30 － 20：30

場

所：日本地球惑星科学連合 2016 年大会会場（千葉市美浜区中瀬 2-1）
幕張メッセ国際会議場 101A

運営委員：
出 席 者

15 名

倉本 圭，渡邊 誠一郎，田近 英一，中村 昭子，千秋 博紀，中本 泰史，並木 則行，平田 成，林 祥介，
竹広 真一，諸田 智克，はしもと じょーじ，小久保 英一郎，佐々木 晶，生駒 大洋
欠席者

６名

委任状有り

６名（議長への委任状 6 通）

荒川 政彦，井田 茂，和田 浩二，春山 純一，永原 裕子，橘 省吾
委任状無し

１名

荒井 朋子
オブザーバー：
大宮 正士（連合大会プログラム委員）
議題：

１．会計第 13 期上期決算
竹広財務専門委員長より，おおむね予算通り執行したとの報告がなされた。収支は24万円の黒字。支出減の主なものは，原稿起こし30万円の不使用。秋季講演会は40万円の収入。来年度からは，サーバー費30万円が加わるので収支はより厳しくなる。
２．会計第13期下期予算執行状況報告
収入支出ともに，ほぼ予算どおり，例年どおり進んでいる。10万の寄付金があり，これは発表賞に使用させていただく。会員区分・所属などのアップデート，会費納入をお願いしたい。秋に熊本地震に関する自然災害免除のアナウンスをする予定である。
Q．最近は遊星人のページ数が減っているが，遊星人の製本印刷費が変動していない。
A．過去の費用をチェックして，値上げがあったか確認する。
3．第13期上期活動報告ならびに第13期下期活動計画
諸田総務専門委員長より，活動報告書と計画書について説明がなされた。学会が推薦していた，関根会員

JSPS Information

127の平成28年度科学技術分野の文部科学大臣表彰若手科学者賞の受賞が決まった。運営委員より，運営委員会の開催日，秋季講演会のエントリー数の記述について修正の要望があった。
４．2015年度最優秀研究者賞について
中村2015年度学会賞選考委員長より，2015年度最優秀研究者賞に3名の応募があり，受賞者として黒澤耕介会員，癸生川陽子会員の2名を受賞者として推薦することが報告された。審査過程と推薦理由の概要が説明され，異議なく承認された。
５．2016年秋季講演会・学会賞実施案等
はしもと2016年秋季講演会組織委員長より，各種日程，会場，収支見込について説明がなされた。開催期
間は2016年9月12日~14日。ノートルダム清心女子大カリタスホールで開催。運営委員より，参加費について修正の要望があった。開催日程が天文学会と一部重複していることが確認された。
６．2017年秋季講演会について
佐々木2017年秋季講演会組織委員長より報告がなされた。会場は大阪大学のホール，もしくは会館を検討している。秋の学会までに会場候補を絞って決定する。会期は9月~11月になる予定。
７．学会賞選考委員の入れ替え
諸田総務専門委員長より，学会賞選考委員の交代について説明がなされ，承認された。退任が中村昭子，
竹広真一，三河内岳，谷川享行会員。2016年度委員は門野敏彦，千秋博紀，薮田ひかる，高橋芳幸会員。
８．入退会について
諸田総務専門委員長より入退会状況について報告がなされた。正会員600名で前年から16名減。
Q．正会員は長期的に減っているのか？
A．4年ほど前より会員数に大きな増減は無いが，来年度以降の動向を注意する必要がある。
９．その他総務からの案件
諸田総務専門委員長より，議長に小川和律会員，書記に平田直之会員がそれぞれ推薦され，承認された。
10．情報化専門委員会からの報告
平田情報化専門委員会より，4月28日に実施したサーバー移行について報告があった。SteeringなどのML
でSPAMが大量に流れ，ウィルス付きのSPAMも流れた。無料のウィルス対策ソフトを導入する予定。有力。その他にもいくつかの不具合が発覚した。他にもの対策ソフトの導入は要検討（およそ10万円/年かかる）
不具合，要望があれば連絡いただきたい。
11．遊星人の発行状況報告
和田編集専門委員長より，書面による報告がなされた。遊星人はつつがなく発行されている。遊星人記事のJ-Stageにおける公開作業も進めており，早ければ秋口から公開の見通し。
12．日本地球惑星科学連合の報告
倉本会長から報告がなされた。理事・会長・副会長が改選され，田近英一，中村昭子，倉本圭会員が理事に，副会長の1人に田近英一会員がそれぞれ選出された。また，社員総会の投票制度の変更，JpGUフェローの選出について報告があった。惑星科学会からの新フェローは藤原顕会員，富樫茂子会員。
13．行事部会からの報告
中村行事部会委員より，以下2点の報告がなされた。
（1）2018年の秋季講演会は北海道教育大および北大が組織し，旭川で開催予定。
（2）予稿集を公開してきた CiNiiの運用が終わる。今後は学会ウェブサイトで公開するなどの可能性を検討する。
Q．これまでの予稿集も公開するのか？
A．確認する。

128

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

14．連合大会プログラム委員からの報告
大宮連合大会プログラム委員より，来年度のプログラム委員として押野翔一会員（正）と黒川宏之会員（副）が推薦され，異議なく承認された。また，来年度の惑星科学セッションコンビーナとして鎌田俊一会員（正），岡本尚也会員（副）が選出されたとの報告がなされた。
Q．来年はAGUと共催だが，惑星科学セッションとして何か対応する必要は。
A．個別のテーマについて英語の別セッションを提案する開催する可能性はある。
15．その他
・諸田総務専門委員長より，日本学術振興会育志賞の学会枠推薦について，会員からの推薦がない場合の推薦者選出方法の提案がなされ，承認された。
・中本財務専門委員より，保育サービスの補助金金額上限を，子供 1 人・1 日あたり 10,000 円とする方針が報告された。
・平田委員より，新しい賛助会員が入会予定であることが報告された。入会手続きについては説明済み。潜在候補を掘り起こして打診すれば，賛助会員として入会してくれる企業はあるかもしれない。
・渡邊委員より，天文衛星「ひとみ」の運用断念に関し，宇宙理学委員会にて今後の方針について議論がなされる予定であることが報告された。

◇日本惑星科学会第45回総会議事録
日時：2016 年 5 月 25 日（水）12：30 － 13：30

場

所：日本地球惑星科学連合 2016 年大会会場

幕張メッセ国際会議場 104〒 261-0023 千葉市美浜区中瀬 2-1
正 会 員：600 名
定 足 数：60 名
参加人数：39 名（開会時）（これに加えて非会員の傍聴者 0 名）
＞ 39 名（議事 3.1 採択時）
＞ 39 名（議事 3.2 採択時）
委 任 状：157 通議長：154 通倉本会員：2 通
佐々木晶会員：1 通
１．開会宣言諸田総務専門委員長が開会を宣言。
２．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に小川和律会員，書記に平田直之会員が選出された。
３．議事

3.1．第13期上期（2015年度）活動報告
・基調報告（倉本会長）
事業概要として，連合大会の共催，東工大にて開かれた秋季講演会，遊星人・欧文専門誌EPS誌の発行，
フロンティアセミナーの開催等の説明がなされた。

JSPS Information

129

その他、報告事項として関根康人会員を文部科学大臣・若手科学者賞に推薦し受賞した事柄が挙げられた・会計報告（竹広財務専門委員長）
2015 年度決算額として 242768 円の黒字決算であったことが報告された。
・各種専門委員会報告・会計監査報告（松田・山岸会計監事（代読：小川議長））
収支決済に誤りの無いことが確認された事が報告された。
・2015 年度最優秀研究者受賞者発表（中村学会賞選考委員長）
黒澤耕介会員と癸生川陽子会員が受賞されたことが報告された。
・質疑応答及び討論
特になし
・採択
第 13 期上期活動報告の採択が行われ、賛成 : 39、反対 : 0、保留 : 0 により採択された。
3.2．第13期下期（2016年度）活動方針
・基本方針（倉本会長）
ノートルダム清心女子大学（岡山市）における秋季講演会の開催，学会誌の発行，フロンティアセミナーの開催，連合大会の共催などが説明された。
・各種専門委員会活動方針
特になし
・質疑応答
特になし
・採択
第 13 期下期活動方針の採択が行われ、賛成：39、反対：0、保留：0 により採択された。
４．報告事項
4.1．2016 年秋季講演会について（はしもと 2016 年秋季講演会組織委員長）
会期（9/12-14）、会場やその周辺施設の情報、講演受付日程、会費などについて説明がなされた。
4.2．その他
千秋会員から、９月５～８日に北海道で開催される予定の惑星科学フロンティアセミナー 2016の案内があった．
５．議長団解任
６．閉会宣言←目次へ

130

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2016 年９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）
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス
Exelis VIS 株式会社

◇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．


2016/09
9/26-9/28 日本流体力学会 年会 2016（a）名古屋工業大学 御器所キャンパス，愛知県名古屋市昭和区（b）日本流体力学会（c）http://www2.nagare.or.jp/nenkai2016/
9/28-9/30

第 9 回惑星探査データ解析実習会（a）オフィスゴコマチ大会議室，京都府京都市下京区（b）月惑星探査育英会 実行委員会（c）https://www.cps-jp.org/~tansaku/wiki/top/?school_mission-9

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2016/10
10/8-10/9

可視化情報全国講演会（a）茨城大学 日立キャンパス，茨城県日立市（b）可視化情報学会（c）http://vsj2016.cis.ibaraki.ac.jp/vsj2016_hitachi.html

10/26-10/29 第57回高圧討論会（a）筑波大学大学会館，茨城県つくば市（b）日本高圧力学会（c）http://www.highpressure.jp/new/57forum/

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編集後記
皆様，お久しぶりです．前編集幹事の諸田です．お元気でしょうか．

は混乱を与えてしまい，申し訳ありません．心よりお詫び申し上げます．23 巻 2 号の編集後記で「致命的な今回，私が編集後記を執筆しているのは遊星人をごミスをせずにこなせている」と書いているのをみると愛読いただいている皆様にお詫びをしなければならな

恥ずかしい限りです．この時に戻って，編集後記を書いからです．まずは遊星人 23 巻 2 号と 3 号が手元にあいている自分を思いっきり殴ってやりたいです．「目る方はご覧ください．何か違和感を感じましたでしょを覚ませ！」と．

うか．問題に気がついた方は原稿をチェックする才能，
つまり，編集幹事の才能に恵まれた方です．

さて，この原稿を執筆している７月下旬の名古屋は茹だるような暑さで気を失いそうです．先日，久しぶ

実は，23 巻 2 号の終わりが 176 ページ，3 号の始まりにプールにいって泳いできました．100m 泳いだだ

りが 275 ページとなっていました．何とページが 98 ペ

けで息が切れ，もうダメかと思いました．なんとか秋ージも飛んでしまっていたのです．かつて 98 ページ

季講演会までには身体を作っておくようにいたします．

も飛んだ雑誌がありましたでしょうか．私が知る限り（諸田）

遊星人だけです．これは編集幹事のミスです．皆様に編集委員
和田 浩二 [ 編集長 ]三浦 均 [ 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，
杉山 耕一朗，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，
諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一

2016年9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25巻

第3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
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