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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012

特集「将来木星圏・土星圏探査計画へのサイエンス：その2」

地上近赤外観測で捉える木星極域の熱圏大気

宇野 健 ，坂野井 健 ，垰 千尋 ，笠羽 康正
1121

2011年9月30日受領，2011年11月14日受理．
+（要旨）木星極域では，中性 H2 分子および H3 と呼ばれるイオンの回転振動励起による，波長 2～4μm の近赤外オーロラが生じている．木星オーロラ発光の中でほぼ唯一地上観測が可能な近赤外観測により，電離圏電場やジュール加熱による熱圏へのエネルギー注入や，衝突によるプラズマと中性大気の間の運動量輸送の情報を得ることができる．私たちはこれまで NASA の IRTF/CSHELL や，国立天文台のすばる /IRCS 等の望遠鏡に取り付けられた高分散分光器を用いて，木星熱圏のプラズマ大気および中性大気の温度分布とオーロラ発光分布の観測を試みてきた．本論文では地上赤外観測で得られた木星オーロラの知見と今後の展望を紹介する．

1. 木星オーロラの赤外地上観測

地球のオーロラと同様，電磁波領域から X 線まで，実に様々な波長の電磁波を放出している．紫外線や可視木星の熱圏・電離圏は惑星本体と磁気圏との遷移領

光のオーロラは磁気圏からの降り込み粒子による水素域であり，極域ではオーロラ発光が観測される．ここ

原子（H）や水素分子（H2）の直接励起による発光である．

では惑星と共に自転する中性大気の持つ角運動量が，そのためこれらの波長域のオーロラ発光は，降り込み熱圏 - 電離圏における中性大気分子とイオンとの相互粒子のエネルギーやフラックスの空間分布，時間変化作用を介してプラズマを駆動し，さらに電離圏 - 磁気といった情報を直接反映しやすい．一方，オーロラ帯圏の電磁気的結合を通して磁気圏プラズマの運動にもにおいては降り込み粒子により H2 がイオン化されて影響を与えている．このプロセスは，惑星本体の自転H2 が生じ，H2 がさらに H2 と反応して H3 と呼ばれ++++エネルギーをオーロラのような電磁圏現象に変換するるイオンが生成される．これらの H2 や H3 が背景大気過程とも言え，木星においてはメインオーバルと呼ば分子との衝突により熱励起されることにより，近赤外れる極を取り巻くリング状のオーロラ発光領域が，太域で発光が観測される．降り込み粒子による直接励起

陽風などの外的要因とはほぼ無関係に安定して存在しでなく熱励起であるため，これらの近赤外オーロラのていることが知られている．このように木星の電磁圏発光は電離圏を流れる電流によるジュール加熱の情報

環境は，太陽風によって駆動されている地球とは駆動（= 1も反映する．H2 の発光高度は 0.01 〜 10 μbar 高度源が大きく異なる．地球との相違の点からも，惑星間

bar からの高度で 400 km 程度），H3 の発光高度は 0.1

空間と惑星本体との相互作用の普遍的な理解のために

nbar 〜 1 μbar 高度（ = 1 bar からの高度で 900 km 程も木星の電磁圏環境の理解は重要である．

度）付近であり [1]，ペダーソン層と呼ばれる，電離圏+オーロラを磁気圏から降り込む粒子によって引き起で電気伝導度が最も高い領域である．したがってこのこされる電磁波放射現象と捉えると，木星オーロラは高度の中性大気ダイナミクスを観測することが，木星の電磁圏環境を理解する上で重要であると言える．ま1. 東北大学大学院理学研究科
2. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
uno@pat.gp.tohoku.ac.jp■2012遊星人Vol21-1.indd

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た，より低高度（1 μbar 〜 1 mbar 高度 = 1 bar からの高度で 100 km 程度）の成層圏付近には炭化水素化合物

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23が存在し，近赤外から中間赤外にかけての放射を行なの輝線が複数存在するため，この波長帯を用いた撮像っている．

観測が行われてきた．ただし 3.4 μm 帯は地球大気の窓

しかし，紫外線より短波長の光は地球大気による強領域の端にあたるため，大気の水蒸気等の影響を受けい吸収を受けるため，探査機や宇宙望遠鏡等の宇宙空やすい．このため，日本等での観測は難しく，観測は間における飛翔体観測以外に観測手段がない．また，主にハワイ・マウナケア山頂にある NASA の Infrared

木星は常に昼面を地球に向けているため，可視光ではTelescope Facility（IRTF）等の望遠鏡を用いて行われ強力な太陽散乱光が障害となって，地上観測でオーロてきた．地球大気のゆらぎの影響で探査機や宇宙望遠ラの光を捉えることは極めて困難である．このため，鏡のような空間分解能は得られないものの，撮像観測

地上からの木星オーロラ現象の観測は，主に電波によではオーロラの全体像を捉え，空間分解が可能である．

るものか中間赤外の熱放射に限られていた [2]．木星

近赤外領域においても紫外光で観測されたような，木電波の主要な放射源は磁気圏領域にあり，一方で中間星の衛星イオと木星本体との電磁気的なつながりを示

赤外の放射源である炭化水素化合物は木星成層圏付近

唆するイオフットプリントオーロラが観測され，オーの高度に存在すると考えられている．したがって，こロラがリング状のオーロラオーバル構造をしているこれらの観測では木星の熱圏領域の観測はできない．まとが確認され，その放射高度や発光層の厚みなどが推た，これまでの技術では電波や中間赤外の観測で撮像定された [4]．

を行うことは困難であり，オーロラの発光強度や波長一方，高分散分光観測では，相対的に太陽散乱光の空間分布を議論することはできなかった．そのためが減衰するため，撮像観測ほどには観測波長を選ばには探査機や宇宙望遠鏡による紫外線観測が必要であない．初期の観測は 2 μm 帯であったが，その後 2～4った．

μm の幅広い波長帯で H3 オーロラの観測が行われた．

+

近赤外の観測装置は装置全体を冷却する必要がある

分光観測による大きな利点は，撮像観測では得られなことから大型化が難しく，また 2 次元センサの開発がい物理量を得られる点にある．すなわち，オーロラ発困難であったが，1980 年代の観測技術の進展に伴い，光高度における発光分子の温度や，H3 イオンのコラ

地球大気の吸収が少ない近赤外の窓領域を通した観ム密度，プラズマドリフト速度（＝熱圏におけるイオ測が可能になってきた．そして 1989 年，木星で 2μmン風速）を推定可能である．これまで H3 の 3.953μm++++帯観測において初めて H3 の発光輝線が観測されると，輝線を用いた H3 イオン風の観測が何度か行われてい木星の近赤外観測に火がついた [3]．理論的に存在がる．IRTF 搭載の近赤外エシェル分光器 CSHELL（波+予測されていた H3 の存在が実験室以外の自然界で確+認されたのはこれが初めてであり，これ以降，H3 の観測が盛んに行われるようになった．

+長分解能 43,000）を用いて行われた初の H3 イオン風観測では，地球－木星間の相対速度と木星自転速度を差し引いた，地球からの視線方向速度にして± 2 〜 3+H3 の近赤外観測は，狭帯域フィルター（透過幅〜km/s という，場所によっては木星熱圏中の音速を超1/100 波長）を用いた撮像観測と，高分散分光器を用えるような速度を得た [5]．音速を超えるイオン風速は，いた分光観測（波長分解能 10,000 以上）とに大別できる． オーロラ活動が一時的に活発になったことに伴う過渡撮像観測では，可視光より少ないとはいえ，木星の雲的な現象ではないかと理解されている．次いで行われ粒子などによる太陽散乱光が問題となってくる．このた観測では，オーロラ発光強度の分布に対応して視線ため，太陽散乱光を吸収するメタンの吸収帯を用いた方向速度が変化している様子が見られ，磁気圏におけ観測が行われた．メタンは木星大気中にほぼ一定の割るプラズマ対流を反映した，電離圏における対流構造合で含まれると考えられており，雲層より上空にあるとして説明された [6]．

メタンは，木星雲層から反射された太陽光を幾つかの木星熱圏の温度が，太陽からの EUV 放射による加特定の波長帯において吸収する役割を持つ．この結果，熱から予想されるよりも，全球的に数百 K 程度温度が木星の太陽散乱光は特定の波長帯において極めて弱く高いというエネルギー収支の問題は H3 観測以前からなる．近赤外においては波長 3.4 μm 付近のメタン吸収指摘されていたが，H3 による温度場観測からはそれ+を裏付ける結果が得られた．この問題は未だ明瞭な答帯でこの効果が顕著であり，かつ 3.4 μm 帯に強い H3■2012遊星人Vol21-1.indd

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えが得られていないテーマの一つであるが，高緯度オーロラ帯での加熱が低緯度へ輸送される効果や，低緯2. IRTF/CSHELLによるオーロラ観測

度帯での比較的低エネルギーの粒子の降り込みによる直接加熱，より低高度からの重力波による加熱の効果+などが考えられている [7]．さらに，H3 の発光強度と+私たちのグループでは，これまで地上望遠鏡を用いて木星近赤外オーロラの観測を行なってきた．2009

温度場の関係から，H3 の赤外放射は熱圏・電離圏領

年の 8 月から 9 月にかけては，IRTF/CSHELL により域の重要な冷却機構であり，その放射量が温度に依存（波長 3.953 μm）を用いて木星オーロ
H3 Q（1，0）輝線するため，結果として熱圏温度を一定に保つサーモス

ラの分光観測を実施した．図 1 のようにスリットを動タットのような働きがあることが明らかになった [7]．

かしてゆくことで分光情報に加え，空間情報も得る

この効果は Hot Jupiter のような系外惑星の超高層大輝線（波長 2.122ことができる．それに加えて H2 S（1）1

気を考える上でも重要となるだろう．

μm）の輝線観測も実施した．H2 と H3 の北極，南極+++一方，イオンである H3 の観測に加え，1989 年の 2それぞれの観測に対応する時間帯，およびその時間μm 帯観測では，中性 H2 の輝線も検出された．複数における，地球から見た木星の中央子午線経度（以後の H2 輝線強度の比を取ることで，分子の振動回転温CML）の範囲を表 1 に示す．

度を導出することができ，その結果，オーロラ帯熱圏高度での中性大気温度が 730 K（+490 K / － 200 K）とCelestial north pole

導出された [8]．
このように近赤外の撮像，分光観測が可能になってからの木星オーロラ研究の進展は目覚しいが，さらに近年，撮像と分光を組み合わせた観測が可能となってきた．その中でも興味深い研究が 2004 年に報告された，Canada-France-Hawaii Telescope（CFHT）搭載の BEAR と呼ばれる撮像フーリエ分光計（波長分解能 25,000）を用いて行われた 2.1 μm 帯の観測である [9]．
+2.1 μm 帯には H2 と H3 の輝線が複数存在するが，分光

図1 : 木星の北極をIRTF/CSHELLを用いてスリットスキャンする場合の模式図．横線がスリットであり，丸点線はオーロ
ラオーバルを表す．2009年9月の木星視直径は48秒角であり，スリット幅は0.5秒角，スリット長は30秒角である．
スリット1箇所あたりの積分時間は，輝線の強度にあわせ+てH2観測では5分間，H3 観測では1分間とし，スリットの間隔（横線の間隔）は1秒角程度となるように望遠鏡を動かした．

撮像観測によりこれらの輝線 1 本 1 本に対応した 2 次+元マップを得ることができ，H2 と H3 の発光分布を同時観測で比較することが可能になった．この結果では，+

H3 には北緯 70 度，system-III 経度 160 度付近に，特徴的な発光強度の極大が観測された．一方，H2 では同じ場所に極大は観測されず，西に 50 度ほどずれた経度 210 度付近を中心とした発光の増大が観測された．
+

しかし未だ H3 と H2 の発光分布の違いを十分に説明する研究はなされていない．
本論文の第 2 章では，IRTF を用いて観測された H2+と H3 発光分布の違いについて報告し，第 3 章では，+

表 1 : 2009 年 9 月 6 日 [UT] の IRTF/CSHELL 観測における観測時間帯と，対応する中央子午線経度（CML）．スリットスキャ+ンに要する時間は，H3 観測では 15 分程度，H2 観測では 75分程度である．
+
H3（北極）
H2（北極）+
H3（南極）
H2（南極）

時間[UT]
08：01 〜 08：18
08：22 〜 09：36
11：08 〜 11：21
11：24 〜 12：38

CML範囲[度]197 〜 207
210 〜 254
310 〜 318
320 〜 5+CSHELL の波長分解能は十分高いので，H3 ，H2 の輝線は 1 本ずつ独立して観測できる．観測されたスペ+

H2，H3 発光分布と中性大気の温度分布との比較を目クトルにバンドパスフィルター処理を行うことで H3的として行った，すばる望遠鏡を用いた観測の結果に輝線強度の空間分布を導出し，Q（1，0）および H2 S（1）1ついて報告する．

木星面に投影した結果を図 2 に示す．ただし，図 2 ではスリットとスリットの隙間にあたる部分は線形補間を行なって連続的な分布としている．それぞれの図でカラースケールは異なっている．発光強度の誤差要因■2012遊星人Vol21-1.indd

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CML 250

H2250.9

H3 +CML 2022.70.41.3010-6 [W/m2/str]
1.9010-5 [W/m2/str]
8.30.9

CML 345

04.1

CML 31405 arcsec+

図2 : 2009/9/6における木星近赤外オーロラの発光分布．左: H2 ，右: H3 ．上側が北極，下側が南極である．
それぞれの画像でカラースケールが異なることに注意．には，フラット較正や分光標準星を用いた発光強度較

み電子がなければオーロラ発光を起こさない．一方で正が挙げられるが，誤差の大きさは概ね 1 割程度であH2 は電子降り込みがなくても背景大気の加熱があれ+る．図 2 を見ると，誤差を考慮しても H2 と H3 の分布ば発光するため，降り込み電子のフラックスは小さいには有意な違いが見出された．これは 2004 年の先行がジュール加熱が大きく働くような領域が仮に存在す研究 [9] を支持する結果である．特に図 2 の南極側かられば，そこでは H3 よりも H2 がより強く光ることが予は，周囲より 2 倍以上明るいようなスポット状の発光想される．その場合にも，H2 の観測から中性大気温++領域の場所が，H2 と H3 では明らかに異なることが見度の分布を導出し，H2 の発光強度分布と比較するこて取れる．また，総じて南極側の方がオーロラの発光とで，中性大気の加熱と，それに伴う H2 発光強度の+強度は大きく，特に H3 のピーク値で見ると，南極の増大が観測されると期待される．
+

したがって，仮に H2，H3 の発光分布と中性大気の方が北極の 4 倍以上明るかった．
+

H3 の発光高度は H2 より 500 km ほど高く，H2 の発温度分布を比較することで H2 の発光分布と中性大気光高度に届く電子よりも低いエネルギーの降り込み電の温度分布に相関があり，H3 の発光分布には相関が子に応答して発光すると考えられる．しかし，単純に見られないということが言えれば，H2 の発光領域で低エネルギーの電子降り込みが活発な領域で高エネ高エネルギーの電子降り込みか，ジュール加熱によるルギーの電子降り込みも大きく，H2 発光高度での大加熱が強く働いており，H3 の発光領域では H2 の発光気加熱も大きいとすると，H2 発光強度が最大値を示

高度でそのような加熱が起きていない，ということが+す場所が，H3 と比べて西に 50 度ほどもずれることを++++示唆される．このように，H2 と H3 の発光分布の違い説明できない．H3 の発光強度が大きい領域では，降は熱圏の加熱プロセスを反映したものだと考えられる

り込み電子のフラックスは大きいが電子のエネルギーが，これまでの観測では中性大気の温度分布に着目しが低く，H2 の発光強度が大きい領域では，より高いた観測はなされてこなかった．そこで本研究では，すエネルギーの電子が降り込んでいると考えれば，発光ばる望遠鏡を用いて H2，H3 の発光分布と中性大気温分布の違いを説明できる．この場合，H2 の振動回転度を反映すると考えられる H2 の振動回転温度分布と温度観測から中性大気温度の分布を推定すれば，高いの比較を目的とした観測を行った．次章でその結果をエネルギーの電子によって H2 発光高度の中性大気が報告する．

+加熱され，それによって H2 発光強度が増大している+様子が見られるはずである．また，H3 は降り込み電子によるイオン化反応を経て生成されるため，降り込■2012遊星人Vol21-1.indd

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IRCS のスリット長は 5 秒角であり，スリット長 30

3. すばる望遠鏡IRCSによる熱圏温度場観測

秒角の CSHELL と比較して短いため，CSHELL のよ

そこで本研究では，H2 の発光が熱圏温度とどの程バーすることはできない．そこでスリットは図 4 のよ度対応しているか調べるため，発光強度分布に加え温うに木星自転軸に沿ってあて，木星北極域と南極域を度分布に焦点を当てた．中性大気分子である H2 の輝それぞれ観測した．表 2 に北極，南極それぞれの観測

線強度比から H2 分子の振動回転温度を導出すること

時間帯，および木星の CML の範囲を示す．

で，赤外オーロラの熱励起過程で重要となる背景中性大気の温度の空間分布を求め，H2 発光強度の分布と比較することが本観測の目的である．
2010 年 10 月 13 日 に， ハ ワ イ・ マ ウ ナ ケ ア 山 頂 のす ば る 望 遠 鏡（口 径 8.2m）を 用 い て 2.1 μm 帯 の H2 と+H3 輝線の同時観測を行った．観測に用いた装置はInfrared Camera and Spectrograph（IRCS）と 呼 ば れうに東西方向にスリットをあてて木星オーロラ帯をカ

表2 : 2010年10月13日[UT]のSUBARU/IRCS観測における観測時
間帯と，対応するCML．IRCSは一度に観測できる波長範+囲が広く，2μm帯のH2とH3 の輝線を同時に観測することができる．スリットスキャンに要した時間は，北極で50分程度，南極で90分程度であった．

時間[UT]+H2，H3（北極）09：49 〜 10：40+
H2，H3（南極）10：44 〜 12：15

CML範囲[度]262 〜 293
296 〜 351

る近赤外観測装置で，その名の通り 1-5 μm まで対応

観測の結果，極域において，H2 分子の波長 2.22，した近赤外カメラと，波長分解能 20,000 のエシェル分2.12，2.03 μm の輝線および，複数の H3 の輝線の検出光器を搭載しており，撮像と分光のどちらも行えるよに成功し，さらに H2 の輝線強度比から分子の振動回+うになっている．エシェル分光器の特徴は，高い波長転温度を導出した．上述のように，H2 の振動回転温分解能を有しながら幅広い波長範囲を一度に観測でき度は赤外オーロラの熱励起過程に関わる背景大気温度ることである．図 3 に得られたデータの一例を示す．

を反映していると考えられる．図 5 に視線方向に積分+された H2 と H3 の発光輝線の強度分布を，図 6 には H2の輝線比から導出した熱圏の中性大気温度を示す．図+5 の木星北極の縁付近に注目すると，H2 と H3 の発光強度はどちらも縁に近づくほど大きくなり，木星の縁で最大強度を持っているように見える．また，北極ほど明瞭ではないが，南極でもやはり縁に近づくほどオーロラは明るく，縁から離れると暗くなるという分布を示している．2009 年の観測結果で見られたような+

図3 : 観測データの一例．縦軸が波長方向を表し，帯の一つ一つが回折格子の異なる回折次数に対応する．一つの帯の中では，横軸が空間方向に対応する．

スポット状の構造は見られず，H2 と H3 がおおよそ似た分布を示しているという結果となった．また，予想された H2 の発光分布と熱圏温度との対応は明らかで+ない．しかし，
H2 と H3 の分布が同じようになったのは，惑星の縁付近で視線方向に積分する距離が長くなるために見かけ上明るくなる，リムブライトニングの効果であると考えられる．2010 年の観測時には装置使用時間の都合上，図 4 のようにオーバルの大半が木星の
図 4 : すばる IRCS で木星の北極をスリットスキャンする場合の模式図．縦線がスリットであり，丸点線はオーロラオーバ
ルを表す．2010 年 10 月の木星視直径は 49 秒角であり，スリット幅は 0.14 秒角，スリット長は 5 秒角である．スリット 1 箇所あたりの積分時間は 5 分間とし，オーバル全体を観測するため，スリットの間隔（縦線の間隔）は木星自転によるオーロラオーバルの回転を考慮して，2 秒角程度に設定した．

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縁を回りこんで夜側に位置しており，地球からはオーロラ構造が見えにくい時間となったため，この効果が+強く現れ，H2 と H3 の分布の違いが不明瞭になった可+能性がある．また，北極に比べ南極の方が H2 と H3 の+発光強度の違いが大きく，H3 がより暗いという結果+が得られた．H3 の輝線が異なるため一概に比較はで2012/03/15

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27+

図5 : すばる/IRCSで観測された2μm帯の木星近赤外オーロラ発光．左: H2，右: H3 ．上側が北極，下側が南極である．4つの画像でカラースケールは揃えてある．

されている [10]．今後はすばる望遠鏡等にも搭載が進められている補償光学（Adaptive Optics; AO）技術の進展や，今後予定されている TMT（Thirty metertelescope）+AO による近赤外観測により，地上望遠鏡を用いたさらなる高空間分解観測が可能となると期待される．飛翔体観測では達成が困難な高波長分解能観測と，飛翔体観測に比肩する高空間分解能が同時に達+成されれば，高度分解観測から H2 や H3 の発光高度分
布の直接観測や，発光高度分布の違いから粒子の降り300[K]1000

図 6: H2の輝線比から導出した，中性大気温度分布．

込みスペクトルや加熱高度の緯度による違いを特定することも夢ではない．また，輝線の強度比を高い精度で観測できれば，分子の振動回転温度だけではなく降きないが，総じて北極よりも南極側の方が暗いというり込み粒子の平均エネルギーの推定が可能であること

結果も，2009 年とは異なる傾向である．

も示唆されており，大口径望遠鏡と高分散分光器の組

本観測結果にはリムブライトニングの補正も含めさ+らなる解析の余地があるが，H2 と H3 の発光分布の違いを理解するためには，木星の CML が適切で，オーみ合わせに期待がかかる．

4.2

超高波長分解能観測

ロラオーバルの大半が地球側に向いているような，オ中性大気の速度は熱圏のみならず電離圏，磁気圏のーバルの構造を捉えやすい時間帯を選んだ観測が必要

プラズマ現象にまで影響を及ぼすため，木星の電磁圏である．2011 年には 2010 年よりも北半球のオーバルダイナミクスの観点からも重要である．特に中・低緯が地球からよく見える時間帯を選んで，同じくすばる度帯の中性大気の運動は，ダイナモ電場の形で内部磁望遠鏡の IRCS を用いた観測を実施する予定である．

気圏の放射線帯の電場に変調を加えるとも言われており，熱圏中性大気速度の観測が強く求められてい4. 今後の観測展望

る [11]．しかし，100 m/s 以下程度と予想される風速を直接観測することは困難であり，これまでのところ4.1

大口径望遠鏡による高空間・波長分解観測

近年の大型望遠鏡を用いた木星辺縁部（リム）の高+空間分解観測により，H3 のオーロラ発光を高度分解+し，H3 数密度と温度の高度分布を導出する試みがな■2012遊星人Vol21-1.indd

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上限値の制約しかなされていない．観測装置の波長分解能と S/N 比が，現在の速度分解能を規定している．
観測波長が今のところ 10 μm 程度以上の中間赤外に限られるという問題はあるが，本学のグループでも開発を進めている中間赤外ヘテロダイン分光器（理論上の2012/03/15

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波長分解能 10,000,000 以上）の技術進展が，木星中性[8] Kim, S. et al., 1990, Icarus 84, 54.

大気観測に新たな風を吹き込むかも知れない．

[9] Raynaud, E. et al., 2004, Icarus 171, 133.

4.3

小口径望遠鏡によるモニタリング観測

地上からの観測では観測できる地方時が昼側に固定[10] Lystrup, M. B. et al., 2008, ApJ 677, 790.
[11] Brice, N. M. and McDonough, T. R., 1973, Icarus 18,206.

されるが，全球を見渡せるというメリットがある．さ[12] Clarke, J. T. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, 5210.

らに重要な利点として，連続観測により変動を追跡で[13] Nichols, J. D. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, 6210.

きる点が挙げられる．近年の Hubble 宇宙望遠鏡による紫外オーロラの研究で，地球に比べて安定と思われていた木星オーロラにも，太陽風の擾乱に起因すると思われる，発光強度やオーロラ空間分布の変動が見られることが明らかになってきた [12, 13]．紫外線で見られる変動が近赤外オーロラにどのような形で現れるかを知ることは，熱圏・電離圏におけるエネルギーのやり取りを理解する上で重要であるが，変動の観測はまさに始まったばかりであり，これからの研究課題である．このような変動現象の観測には，観測時間が限られる大口径望遠鏡の利用は不向きであり，中・小型の望遠鏡を用いた連続モニタリング観測がより重要となる．私たちのグループでは，近赤外カメラおよび近赤外高分散分光器の開発を進めている．将来的には本学のグループも加わって建設を進めている PLANETS望遠鏡（口径 1.85 m，ハワイ・ハレアカラ）に搭載され，数週間から数ヶ月単位の長期モニタリングを可能とする装置として開発を進めており，2012 年には試験観測を開始する予定である．

謝 辞
本研究で用いた観測データは，国立天文台のすばる望遠鏡，および NASA の IRTF によって得られたものです．両関係者の皆様にお礼申し上げます．

参考文献[1] Grodent, D. et al., 2001, J. Geophys. Res. 106, 12933.
[2] Caldwell, J. et al., 1980, Icarus 44, 667.
[3] Drossart, P. et al., 1989, Nature 340, 539.
[4] Satoh, T. et al., 1996, Icarus 122, 1.
[5] Rego, D. et al., 1999, Nature 399, 121.
[6] Stallard, T. et al., 2001, Icarus 154, 474.
[7] Miller, S. et al., 1997, Icarus 130, 57.

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