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惑星地質ニュース

P LANETARY GEOLOGY NEWSV o l .16

発行人：惑星地質研究会 小森長生・白尾元理・出村裕英
事務局：〒193-0845 八王子市初沢町 1231-19-B-410 小森方

No .4 Dec. 2004

TEL & FAX: 0426-65-7128
E-mail: motomaro@ga2.so-net.ne.jp
郵便振替口座：00140-6-535608

小惑星探査機「はやぶさ」による地球近傍小惑星「イトカワ」の探査計画
岡田

達明 Tatuaki OKADA

1. はやぶさミッションの概要
2003 年 5 月 9 日午後 1 時 29 分 25 秒、轟音とともに優美な機体は雲空の隙間にわずかにあいた青空に向かって打ち上げられた。宇宙科学研究所（現 ISAS/JAXA）のロケット M-V-5 号機の任務は、ミューゼスＣと呼ばれる探査機を小惑星への旅に向かう正確な軌道に乗せることだ。打
上後、ミューゼスＣは「はやぶさ」と命名された。「はやぶさ」はしばらく宇宙空間を航行し、翌 2004 年 5 月 19 日の地球とのスイングバイに成功し、2005 年夏に小惑星にランデブーする。
小惑星をリモートセンシング探査した後、小惑星表面に降下して地質サンプルを回収し、2007
年夏に地球に持ち帰る予定であり、成功すれば世界初の快挙となる。
「はやぶさ」の目的地は、地球近傍小惑星「イトカワ（25143）=1998SF36」だ。日本のロケット開発の父で戦闘機「隼」の設計者、糸川英夫博士にちなんで名付けられた。イトカワの形
は、地上レーダー観測によれば、548 ｍ×312 ｍ×276 ｍの 3 軸不等形で（Ostro et al., 2004）、
横に寝かせると東京タワーよりも低い。イトカワが選ばれた理由は、軌道長半径 (1.323AU)、離心率（0.2794）、軌道傾斜角 (1.728°) の軌道要素をもつことから地球と接近し、往復に要する
燃料が少なくて済む、つまり行きやすいからである。
サンプルリターンは至上の物質科学探査法だが、技術的に高度で難しい。「はやぶさ」はその技術修得のための工学実験衛星である。同時に、太陽系始原物質である小惑星のサンプルリター
ンは、今後の惑星科学の進展にとって重要なステップとなる。
２. ４つのチャレンジと科学目標
小惑星探査機「はやぶさ」は多くの新規技術を実証する予定だが、最も重要かつ必須なテーマは以下の４つである。(1) イオンエン
ジンを主推進機関として用い、惑星間を航行すること、(2) 光学情報を用いた自律的な航法と誘導で、接近・着陸すること、(3) 微小
重力下の天体表面のサンプルを採取すること、(4) カプセルを惑星間飛行軌道から直接に地球大気に突入させ、サンプルを回収することである。
図１

打ち上げを待つ「はやぶさ」

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図２

搭載機器の配置

一方、「はやぶさ」の主な科学目標は、(1) その場でのリモートセンシング観測による小惑星のグローバルな物質科学的、地形学的、物理的情報を得ること、(2) サンプルリターンされた試料の精緻な分析による岩石学的、鉱物学的、物理化学的情報を得ることである。
太陽系形成理論や系外太陽系の観測から太陽系進化モデルが構築されつつあるが、それを実証するのは物質科学情報だ。これまで宇宙物質は隕石や宇宙塵の分析・分類によって研究されてきたが、それらの産地は分からない。小惑星は反射スペクトルの特徴で分類されており、イトカワ
は比較的太陽に近い領域に最も多く存在する S(IV) 型に属する。「はやぶさ」は少なくとも S(IV)
型小惑星と隕石を結びつける鍵となる情報を得ることができる。
３. 搭載観測機器「はやぶさ」に搭載された観測機器の特徴、観測項目、科学目的を表１に挙げ、それぞれについて以下に概説する。
(1) カメラ（ONC/AMICA）……光学航法用の 1 台の望遠カメラ（ONC-T）と 2 台の広角カメラ（ONC-W1/W2）から構成される。ONC-T は小惑星の地形・形状のほか、8 バンドのフィル
ターで多色分光撮像を行い、鉱物分布を得る。着陸地点選定にも利用する。偏光観測も実施する。
(2) レーザー高度計（LIDAR）……短周期のパルスレーザーを小惑星表面に照射し、反射パルスの伝播時間・強度・波形から、表面までの距離や表面の粗さを調べる。小惑星の形状計測、および探査機の小惑星に対する運動から重力場を推定する。
(3) 近赤外分光器（NIRS）……カンラン石、輝石など有色鉱物の１μm、2 μmの吸収バンドを含む、近赤外域（0.85〜2.10 μm）の太陽反射スペクトルの連続分光により、小惑星表面の主要鉱物を調べる。

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表１

観測機器一覧

搭載機器

特徴

測定項目

分光撮像カメラ可視近赤外8帯

小惑星の形状、表面地形、

ONC-T (AMICA)

FOV=5.7ｘ5.7deg

多色分光全球マッピング、

Si-CCD
1000x1024pixel→表面地質区分、
恒星/地球/月観測、偏光特性、
小惑星自転周期・自転軸傾き、
ガス・ダスト雲、衛星の有無

探広角航法カメラ可視Si-CCD

小惑星形状認識に寄与

査

ONC-W1/W2

FOV=6x60deg

小惑星モニター観測機

1024×1024pixel（主に航法誘導制御）

か

レーザー高度計

NdYAGレーザー・Si-APD

小惑星までの測距、

ら

LIDAR

λ=1064nm

小惑星の重力場・平均密度

ΔX=±1m @50m

表面凹凸形状、の遠±10m @50km

隔

近赤外分光器探NIRS

査

1.064μmでの反射率
近赤外連続分光全球マッピング

Δλ=23.5nm:64階調
FOV＝0.1x0.1deg→表面主要鉱物分布、
恒星・地球・月観測

InGaAs-LIS
蛍光X線分光器
XRS

主要元素組成の定量分析
ΔE=150eV @5.9KeV(Mg, Al, Si, S, Ca, Ti, Fe)

Si-CCD ×5Chip

全球的元素分布、表面微小凹凸、FOV=3.5×3.5°

X線天 体、 宇宙 背景 X線 観測 （較
正）

ミネルバ
による表
面探査

サンプル

可視カラー

可視カラーSi-CCD×3台

小惑星表面での近接地形観察、

立体カメラ

２台：立体視小惑星表面の微細構造、

１台：∞遠方視野

飛跡と小惑星表面状態推定

小惑星表面温度計

白金温度センサー×6点

小惑星表面の温度直接計測

サンプラー

打込式試料破砕採取装置

地上回収試料に基づく分析項目

SMP

プロジェクタイル：3個試料の組織・形態、含有ガス分析、キャッチャー：2個

主要な元素・鉱物組成、有機物質、リターン

微量元素・同位体・年代、
太陽系前駆物質の探索、など(4) 蛍光 X 線スペクトロメーター（XRS）……太陽 X 線の照射によって励起される特性 X 線を観測し、同時に搭載標準試料からの蛍光 X 線をモニターすることで、小惑星表面の主要元素組
成（Mg, Al, Si, S, Ca, Ti, Fe 等）を調べる。また、太陽位相角依存性により表面微小凹凸の程度を調べる。
(5) ミネルバ（MINERVA）搭載機器……小型ロボットランダーMINERVA を小惑星の表面に投下し、3 台のカラーカメラで地形撮像や微細構造のマクロ観察、温度計測をおこなう。また、移動時の軌道解析から重力場の評価、表面摩擦係数などの物性も調べる。
(6) サンプラー（SMP）……小惑星表面に弾丸を打ち込み、破砕された地質サンプルを採集する。
この方法は、どんな硬さの表面でも採集できる手法である。弾丸は 3 発、試料キャッチャー
の試料室は 2 個あるので、試料採取シーケンスは３回、独立に採取可能な地点数は 2 地点となる。

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図3

小惑星ランデブー時の各探査フェーズ

４. 小惑星ランデブー時の観測計画「はやぶさ」が小惑星近傍でおこなう観測について概説する。各フェーズの位置関係を図 3 に示す。
(1) 接近フェーズ（AP）：距離 2000km→20km
AMICA は小惑星を測光観測して、変光曲線を取得する。また小惑星の全体像を撮像し、運用計画に活用する。NIRS は小惑星を遠方からスキャンして観測する。50km 以内に近づくと、
LIDAR は小惑星までの距離を測りはじめる。
(2) ゲートポジション（GP）：距離 20km、地球直下点、太陽位相角＜30°
小惑星形状モデルをつくり、運用計画を立てるために役立つように小惑星全体を撮像する。
その他、AMICA による科学目的の形状・地形観測、分光撮像、NIRS によるスキャン分光マッ
ピング、XRS による元素マッピングをおこなう。LIDAR 測距やドップラー計測による重力推定もおこなう。
(3) ホームポジション（HP）：距離 7km、地球直下点、太陽位相角＜30°
ランデブー時の大部分はこのフェーズで、探査機の位置を保ちながらリモートセンシングをおこなう。観測項目は GP と同様であるが、より高解像度、高精度な探査をより長期間にわたっておこなう。
(4) 高位相角観測フェーズ（XO）：距離 7km、位相角 90°のターミネーターへの移行途中(5) のターミネーターへの移行途中のフェーズで、GP や HP では得られない高位相角での観測

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ができる。AMICA による多色分光撮像・偏光、NIRS による反射強度の位相角依存性、XRSによる蛍光 X 線強度の位相角依存性などを観測する。
(5) ターミネーター（TO）：距離 7km、位相角 90°、北極または南極上空探査機の姿勢を太陽に対して横向きにするので太陽電池が使えずバッテリー運用となるため、有効観測時間は最長で 5 分しかない。AMICA の偏光観測、NIRS 高位相角観測などをおこなう。
(6) タッチダウン（TD）：小惑星降下・サンプリング
サンプリングのためのフェーズで、降下中は AMICA、NIRS、XRS によって局所地域の高分解能な観測をおこなう。XRS は降下中の温度変化から熱放射強度を推定する。１回目の降下時には MINERVA を分離し、小惑星表面上で地形撮像や表面状態の観察、温度の計測をおこなう。
５. まとめ
以上のように「はやぶさ」ミッションの意義や目的、搭載観測機器と運用フェーズごとの観測計画を概説した。「はやぶさ」は限られた重要リソースと限定された観測期間において、精一杯の探査を実施する。その成果は、日本における初の本格的惑星探査のデータとなる。今後の「はやぶさ」の動向は科学的・技術的・社会的に注目であり、その成果がでるまでついに１年を切った。乞うご期待！
(JAXA 宇宙科学研究本部 固体惑星科学研究系)......................................................................................................................................................

報

告第 1 回「はやぶさ」シンポジウムが開催される
吉川真

Makoto YOSHIKAWA

2004 年の 10 月 20〜22 日の 3 日間、第 1 回「はやぶさ」シンポジウムが開催された。開催場
所の宇宙航空研究開発機構（JAXA）の宇宙科学研究本部（ISAS）には、海外から約 30 名、国内からは約 70 名の研究者が集まり、最新の研究成果の発表や、活発な議論がおこなわれた。研究
発表は、口頭およびポスターを合わせて約 75 件ほどあった。
このシンポジウムの正式な名称は、"International Science Symposium on Sample Returns
from Solar System Minor Bodies"で、太陽系にある小惑星や彗星といった小天体からの物質を持ち帰る試みがテーマである。小惑星サンプルリターンミッション「はやぶさ」がまさに進行中であることもあり、「はやぶさ」に関する研究が発表の多くを占めた。
まず、「はやぶさ」ミッションの概要や現状の報告が、ISAS の川口淳一郎氏と藤原顕氏からあり、その後「はやぶさ」が積んでいる各ミッション機器についての発表が続いた。また、「はやぶさ」の目的地である小惑星イトカワについての研究発表も多くあり、レーダー、赤外、可視光などによる観測や、その形状の推定、表面の物性やレゴリス、そして軌道進化などについての発表

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宇宙科学研究本部 1 階ホールでの会議参加者の記念撮影があった。また、「はやぶさ」ミッションのハイライトである小惑星の表面物質の採取や、それを地球に持ち帰った後の分析についても発表があった。実際のイトカワがこのシンポジウムで議論されたものと似ているのかどうか、楽しみである。
この他、天体衝突の理論や実験、小惑星の衝突進化、イトカワ以外の小惑星についての最新の研究発表があった。そして、シンポジウムの最後には、各国の太陽系小天体へのミッションについての紹介や、国際的な協力関係の議論が行われた。
以上のように、今回の「はやぶさ」シンポジウムでは、小惑星探査をキーワードにして、太陽系小天体 について 幅広 く 議論 がなされた 。 これは 、「 はやぶさ 」 ミッション を 行 って い るISAS/JAXA や関係する研究者にとって非常に有意義だったばかりでなく、これから惑星科学の世界に入っていこうとする若手にとっても刺激になったと思われる。
現在、「はやぶさ」を小惑星に到着させるために、ミッションチームのメンバーが毎日のように頑張っている。
「はやぶさ」が小惑星イトカワに到着すれば、サイエンスの人達にも出番がくる。
そして、地球に小惑星物質を持ち帰れば、今度は分析の人達の力が発揮されることになる。このように、多くの人達に苦労をかけるが期待（夢）をもたらしてくれる「はやぶさ」の一連のミッションが、是非とも無事に終えることを祈りたい。そのときには、「はやぶさ」シンポジウムも、
第 2 回、第 3 回…とますます盛大なものになっていくに違いない。
（JAXA 宇宙科学研究本部 宇宙情報・エネルギー工学研究系）

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論文紹介

火星の海と生命（？）の新しい証拠
Naeye, R., 2004, New evidence for Mars oceans ( and for life?). Sky & Telescope, Dec. 2004, 22.
スピリットとオポチュニティが火星の土の上にとどまりつづけている間に、数百 km 上空を回る探査
機は、火星にかつて海があった証拠を支持し、もしかしたら生命が存在するかもしれないことをほのめかしている。
Nicolas Mangold（パリ南大学）たちは、NASA のマーズオデッセイオービターに搭載された熱放射
スペクトロメーター（THEMIS）で撮影された画像から、地球上の谷の水系に似た、いくすじもの支流に分岐する谷の水系を２つ見出した。これは、いままで知られていなかったものである。下流地帯のク
レーターカウントにもとづく年代の見積もりによると、これらの地形が形成されたのは、29 億年前〜
34 億年前のことと考えられる。この年代は、マリナー9 号やバイキング画像にみられる谷の水系の年代よりも新しい。その地形の様相は、地球上で降雨によって形成された谷の水系によく似ている。こうした地形は、火星の表面が凍りついていたと多くの人が認めるような時期にも、降雨をもたらすのに十分なほど火星の気候は暖かかったことを示している。
「この地形はまことに興味深く、降雨説は可能性の高いものだ」と、マーズローバーのパノラマカメ
ラ主任科学者の Jim Bell（コーネル大学）はいう。とはいうものの、Bell は注意をうながしている。年
代決定はまちがえているかもしれないし、それらの地形はより初期の年代からの水流の最後のあえぎを表しているかもしれない、というのだ。Mangold のチームはその分析を「Science」7 月 2 日号 1) に発表した。
もし火星に雨が降ったのならば、水は集まって湖や海を形成しただろうか。オポチュニティロー
バーはメリディアニ平原で、表面に水が存在した
動かしがたい証拠を発見した。しかしその水たま
りは、どのくらいの大きさをもっていたのだろうか 。 Brian M. Hyneck （ コ ロ ラ ド 大 学 ） はTHEMIS のスペクトルデータをもちい、オポチュ
ニティによって分析された明るい色の基盤岩−−それが水中で形成されたことが化学的に、また岩石組織の上からも明らかにされたのと同じ岩石−−が、メリディアニ地域のどこかにも分布していると主張している。Hyneck は「Nature」9 月
9 日号２）で次のように述べている。「この物質はア
リゾナ州の広さの面積をおおっており、火星表面と表面近くに広大な水の広がりがあったことを示している」。
オデッセイの THEMIS で撮影された地球上の水系とよく似た谷。赤道近くの WestEchusChasma。右は夜間で赤外光による画像。左は可視光による昼の画像。

もし火星が海をもっていたのならば、その水が蒸発したさいには、炭酸塩の広大な堆積物が後に

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残されたはずである。しかしながら、マーズグローバルサーベイヤーの熱放射スペクトロメーターによる観測では、炭酸塩の痕跡が発見されただけであった。「Nature」の 9 月 23 日号 3 ） で Alberto G
Fairen（スペイン、マドリードのオートノマス大学）は、かつて海をもっていた火星にどうして炭酸塩がないのか、そのわけを説明している。火星の海がもし硫酸塩や鉄分をとかし込んでいたのならば、海の水はいくぶんか酸性をおびていただろう。それはオポチュニティによるメリディアニ地域の岩石の化学分析によって支持されることだ。酸性は炭酸塩が水の中から沈殿することをさまたげたであろう、というわけである。
9 月 21 日のプレスリリースで、ヨーロッパ宇宙機関（ESA）は、マーズエクスプレスの新しい観測結果を報告した。それによると、微生物の小さなコロニーがいまも火星の地下に存在するかもしれないというのである。プラネタリーフーリエスペクトロメーターからの火星大気のデータは、赤道地帯の 3つの場所で、地下によこたわる氷の層から水蒸気とメタンが放出されていることを示している。メタンはおそらくバイオマーカーではないかと考えられる。火星大気中のメタンは急速に分解されるので、それがコンスタントに存在するためには、生物学的、あるいは地質学的方法でたえず補給されなければならないからである。
「いずれにせよ、それはエキサイティングな発見であるが、私はもっとデータをよく見たい」と J.
Mumma（ＮＡＳＡゴダード宇宙飛行センター）はいう。彼のチームは、2003 年に火星大気中のメタンを初めて探知したのだった。Mumma は指摘する。プレスリリースで発表されたスペクトルはメタンをあらわす 1 つの線であり、それは水蒸気か他の成分によるものであるかもしれない。もしメタンであることが確かならば、それは、現在もつづいている生命活動のしるしといえるだろう。Mumma がいうように、メタンが生命活動によるものならば、水蒸気もまた同時に放出されると期待できる。しかしながら、メタンガスはまた、地熱活動によって放出されたものか、あるいは地下の氷に長い年月の間とじこめられていたメタン分子がゆっくり放出されているものなのかもしれない。地熱活動は少なくとも地
下 1km でおこっているにちがいなく、そのためまだ探知されていないのだろう。将来、他のガスも探知されれば、メタンミステリー解決の見とおしが得られるだろうと Mumma はいう。
ところで、スピリットとオポチュニティは、南半球の冬という最悪の時期と、太陽との合による 12日間の通信途絶の期間を生きぬいた。NASA はローバーの活動をさらに 6 か月延長することをきめた。
スピリットはコロンビアヒルズの高所に向かっているし、オポチュニティはエンデュランスクレーターをはなれて、耐熱シールドとそれがぶつかってえぐられた穴の地点を訪れようとしている。

〈紹介者付記〉これは「Sky & Telescope」2004 年 12 月号の News Notes の記事である。本文中に紹介されている
Science と Nature の論文は次のとおりである。
1) Mangold, N., ほか 4 名, 2004, Evidence for precipitation on Mars from dendritic valleys in theValleys Marineris Area. Science, 305 (2 July 2004), 78-81.
2) Hynek, B.M., 2004, Implications for hydrologic processes on Mars from extensive bedrock
outcrops throughout Terra Meridiani. Nature, 431 (9 Sept. 2004), 156-159.
3) Fairen, A.G., ほか4名, 2004, Inhibition of carbonate synthesis in acidic oceans on early Mars.
Nature, 431 (23 Sept. 2004), 423-426.
くわしくは上記 3 論文をぜひ参照していただきたい。

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マーズエクスプレスによる、火星大気中のメタンの探知は興味深い。ただし、これは初めてのことではなく、本文中にのべられているように、Mumma たちのチームは 2003 年 9 月、マウナケアの口径 3ｍ NASA 赤外線望遠鏡によるスペクトル観測ですでに火星大気のスペクトルにメタンの徴候を探知していた。また V.N.

Krasnopolsky (アメリカ・カソリック大学）らのグループも 2004 年 1 月、同じくマウナケアの口径 3.6 ｍカナダーフランスーハワイ望遠鏡による観測で、火星大気のスペクトルにメタンの存在を認めていた。
したがって、マーズエクスプレスの発見は 3 度目ということになり、火星大気中にメタンが存在する
ことは疑いなくなったようだ。ただし、その量はごく微量で、マーズエクスプレスの観測による大気中の濃度は 10.5ppb にすぎない。とはいえ、火星大気中のメタンは不安定で、数 100 年くらいの寿命しかないと考えられることから、たえず一定量存在しつづけるためには、何らかの補給源がどこかにあると考えねばならなくなる。
その 1 つが、地下にすむ（と推定される）バクテリアなどの生命活動である（本誌 Vol.15, No.4,
Dec. 2003 の M.V.イワノフの論文参照）。火星大気のメタンが生命活動起源かどうかを調べる１つの方
法は、メタンの炭素の同位対比 12C/13C を調べることである。生命活動にかかわった炭素では、 13C の割合が自然界の値よりも低くなるから、これを正確に知ることができれば、生命起源の可能性がひじょうに高くなるであろう。今後の探査と研究に期待したいものである。

（小森長生）* * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * *コパヒュー火山ーオポチュニティ着陸地点の古環境とよく似た地球上の火山活動地帯ー
Varekamp, J.C., 2004, Copahue volcano: A modern terrestrial analog for the Opportunity landing
site? Eos, Vol.85, No.41 (12 Oct. 2004), 401, 407.
オポチュニティローバーは、灰色ヘマタイト（赤鉄鉱）やジャロサイト（鉄みょうばん石）を含み、流水があったことを示す環境の場所に着陸した。やや弱い証拠とはいえ、石膏が存在することもわかり、その環境は全体として S、Cl、Br などに富んだものである。このような元素からなる一連の鉱物は、蒸発と冷却、あるいは酸化還元状態の変化をとおして、鉄分と硫酸塩に富む塩水から形成されたものであろう。
地球上では、このような鉱物の組み合わせはあまり一般的ではない。しかし、いくつかの火口では、噴気活動にともなってできる変質帯に、その例を見ることができる。Ｓに富む火山ガスが地下水に溶けて濃集すると、地表に酸性の溶液がたまる環境がつくり出され、まわりの岩石から、岩石を構成している元素のあれこれが溶かしだされる。その結果、ヘマタイトやクリストバライト、石膏などの結晶が広い範囲につくり出され、しばしばアルナイト（みょうばん石）やジャロサイトに富む地帯が形成される。
このようなパッチ状にできた変質帯は、オポチュニティ着陸地点から報告されたような、流水を示す構造（たとえば漣痕）には、ふつうは見られない。
チリとアルゼンチンの国境にあるコパヒュー火山では、山腹の泉から流れ出す酸性の川の河床に赤色
ヘマタイトが堆積しており、石膏の結晶も豊富である。またこの川の水は K-ジャロサイトで飽和してもいる。ここの河床は、現在地球上に見られる、オボチュニティ着陸地点によく似た場所だ、といえるだろう。

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表１ CopahueHotSpring（ 2003 年 1 月)と Lake Caviahue(1999 年 11 月の水の化学
組成（ppm)

図１ コパヒュー火山の UpperRioAgrio 川。
新鮮な明るい赤色のヘマタイトが見られる。

いくつかの活火山では、HCl、SO2、HF、H2O といった火山ガスの成分は、大がかりな熱水システムにとり込まれる。この熱水システムは濃集したマグマ性の溶液と地下水からなり、とくに後者はふつう、高所で、氷河がとけてできた水に由来する。これらのシステムは、SO2 の放出が少ないことで特徴づけられるが、それは、火山ガスが熱水システムによって効果的に洗浄されるからである。

温泉はこれら熱水リザーバーのはけ口であり、強酸性（pH<1）の硫酸塩と塩化物の塩水をもたらすだろう。それはいくつかの活火山から報告されている。多くの火口湖にはこのような溶液が流れこみ、
強酸性の水たまりをつくり出している。
コパヒュー火山（37.85゜S、71.17゜Ｗ）は酸性の火口湖と酸性の温泉をもっている（表 1）。後者の温泉は川（Upper Rio Agrio）となって流れ出し、大きな（0.5km3）馬蹄形の氷河湖（Lake Caviahue）に流れこんでいる。それは氷河湖のへりからあふれ出して、また川（Lower Rio Agrio）となって流れ下る。この酸性をもった流域は数年にわたって研究調査され、これら酸性水中のバクテリアの存在をはじめ、溶液の組成の時間的変化などがとくに調べられてきた。
この研究は 2000 年中頃におこった小噴火によって中断されたが、その噴火が溶液の組成変化をもたらした。温泉の流れといくつかの REEs の濃集はともに劇的に増加したが、それは熱水リザーバーへの新しいマグマの貫入と、冷却したマグマの溶解の結果であると解釈された。この、より濃集した溶液の一時的放出は、Caviahue 湖の水の組成変化からもみとめられる。その湖水の大きな体積は、極端な組成変化の衝撃をやわらげたのである。大量の灰が火山の頂上にふりつもり、噴火活動がつづく間も、温泉は活動をつづけていた。
2004 年 3 月、温泉と Upper Rio Agrio の源流部を訪れたところ、河床のいくつかの部分が明るい赤第 16 巻 第 4 号
47-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------色ヘマタイトでおおわれているのが見つかった（図１）。温泉の主要部は pH が約 1.3、温度は約 80℃であったが、その数 10 ｍ下流の水は pH1.45、約 40℃であった。
2000 年の噴火の前、最中、その後に採取されたコパヒュー温泉水の分析結果は、Mg、Na、Al、Feの含有量が、噴火時、あるいはその直前に増加したことを示している。噴火前には、温泉水はシリカ相、
硬石膏、ヘマタイト、一連の Cu 鉱物で飽和し、このシステムが深所で高度に硫化した銅の堆積物を形成していたことを示している。噴火の最中とその後における REE の高い濃集とともに、この溶液はア
ルナイトやジャロサイトなどの鉱物でも飽和した。Upper Rio Agrio は、オポチュニティ着陸地点で発見されたものに相当する鉱物群の飽和とその流れで特徴づけられる。
コパヒューの環境は地下水循環がなくても存在できただろう。つまり温泉水は 50〜70％がマグマ水であり、それはコパヒュー頂上の氷河のとけた水によってうすめられ冷やされたものだからである。似たようなシナリオは火星上にも考えられる。火星では火山起源の溶液が永久凍土層で冷却されて小さな流れをつくり、鉱物を結晶させたであろう。
もし、火星のローバー着陸地点が、より広はんな盆地の一部であるならば、河床にふつうにみられるよりももっと大量の水が存在しただろうし、10km2 の表面積をもつ Caviahue 湖は別の類似をもたらすだろう。その湖水は pH 約 2.5 で（表１）、ヘマタイト、石膏、ジャロサイトとの飽和に比較的近い。
この水の蒸発はこれらの鉱物の結晶化をもたらしたと考えられる。堆積物のコアの研究（ドイツのマグ
デブルグの環境研究センターで実施中）により、これらの鉱物が本当に過去に湖水から結晶したものかどうかがわかるだろう。火山性の酸性の川や湖のある場所は地球上には他にも存在するが、くわしいことはあまりわかっていない。
結論として、マグマ性の流体が流れこんでいるような地球上の川は、火星から報告されたのと同じよ
うな鉱物をつくり出すだろう。こうした地球上の川や湖の水が pH 値が低いにもかかわらず、バクテリ
アのような生命体を含んでいることも、注目すべき重要なことである。
チリの Pucon における IAVCEI 会議につづいて、2004 年 11 月 21〜23 日には火口湖と火山における酸性流体についてのワークショップが開かれる。このワークショップの期間中に出席者たちはヘマタ
イト産地を訪れ、サンプルを採集することができる。

〈紹介者付記〉オポチュニティが着陸したメリディアニ平原の太古の環境とよく似た場所が、現在の地球上に見られるという、興味深い報告である。
ここに紹介されたコパヒュー火山は、チリとアルゼンチンの国境、アンデス山脈の稜線部にそびえる、
標高 2969 ｍの円錐状成層活火山である。火山体の比高（ふもとからの高さ）は約 1000 ｍなので、それほど大型の火山というわけではない。標高が高いのは、基盤の高まったところ（山脈）に火山体が形成されているためである。この火山は、記録にのこっている限り、1700 年代からたびたび爆発的な噴火をしている。現在は火口から硫気ガスの噴出と温泉活動がつづいている。
コパヒュー火山とよく似た状況は日本の火山にも存在する。群馬県の草津白根火山は、湯釜とよばれる強酸性（pH≒1）の水をたたえた火口湖をもち、山腹からは強酸性の硫酸泉がわき出している。その湧泉を起源とする谷川ぞいには、ジャロサイトや褐鉄鉱が堆積し、かつては資源として採掘されていた。
オポチュニティ着陸地点の地質の性質と成因をさぐるうえで参考となる場所である。日本でもこのような地域の比較惑星学的研究がすすむことを期待したい。

（小森長生）

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惑星地質ニュース 2004 年 12 月--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

論文抄録
月隕石が示す衝突履歴と放出された地点
Gnos, E., ほか12名、2004, Pinpointing the source of a lunar meteorite: Implications for theevolution of the Moon. Science, 305 (30 July, 2004), 657-659.
2002 年にオマーンの砂漠で発見されたこぶし大の月隕石 Sayh al Uhaymir (SaU)169 (206.45g) は、インパクトメルト角礫岩からなり、カリウム、希土類元素、リンに富む。また Th32.7ppm、U8.6ppm、
K 酸化物 0.54wt％を含み、固結したレゴリスももつ。同位体組成の研究から、月でおこった４つの衝突、すなわ
ち 39.09±0.13 億年前、約 28 億年前、約 2 億年前、34万年前の各衝突事件を記録していることがわかった。そして、34 万年前の衝突で宇宙空間に放出され、9700±
1300 年前に地球に落下したと推定される。
この隕石は Th を多く含むので、雨の海の Th に富む地域から由来したと考えられる。最初の衝突は、雨の海の盆地をつくったものとみなされ、2 番目の衝突はララ
ンドクレーターを形成した。

(K)

オマーンの砂漠で発見されたこぶし大の月隕石
SayhalUhaymir （写真：Science)

火星のブルーベリーとよく似た地球のヘマタイト球粒
Chan, M.A., Beiller, B., Parry, W.T., Ormo, J., Komatsu, G., 2004, A possible terrestrial analogue
for hematite concretions on Mars. Nature, 429 (17 June, 2004), 731-734.
オポチュニティローバーによって、メリディアニ平原に発見されたブルーベリー（ヘマタイト球粒）とひじょうによく似たものが、ユタ州南部に分布するナバホ砂岩層（ジュラ紀、約 2.5 億年前）に含まれていることが判明した。
この球粒は、ナバホ砂岩堆積後、地層中の地下水による続成作用で形成されたと考えられるヘマタイ
トに富むコンクリーション（結核体）である。火星のヘマタイト球粒をこの地球上のコンクリーションと比較検討することによって、火星上でヘマタイトコンクリーションが形成される条件の手がかりが得られるであろう。ユタ州と火星では諸条件は同じではない（むしろ顕著な差があることが多い）が、母岩の透水性や地下水流のぐあい、化学反応の考察は重要であろう。

（K)

宇宙風化で赤味がましたS型小惑星
Jedicke, R., ほか4名、2004、An age-colour relationship for main-belt S-complex asteroids. Nature,429 (20 May, 2004), 275-277.
多くの種類がある隕石の中で最も多い石質の普通コンドライトは、小惑星帯メインベルトをつくる S
型小惑星を母天体とすると考えられてきた。しかし、実験室で得られる普通コンドライトのスペクトルは、観測による S 型小惑星のスペクトルとは一致せず、この不一致が惑星科学における長年の謎とされてきた。これに対する解答の 1 つは、小惑星の表面が長年の宇宙風化作用で、年齢が古いほど変質（変色）しているということである。著者らは、小惑星の年齢と色との関係を示すデータをもちいて、S 型小惑星における宇宙風化の度合いを測定し、古いものほど赤みが増していることを見出した。この年齢ー色の関係を若い小惑星に外そうした結果、普通コンドライトの示す色と一致することがわかった。 （K)第 16 巻 第 4 号
49-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------I NFORMATIONー●惑星地質ニュース・ホームページ表紙デザインの決定
前号でもご案内しましたが、惑星地質ニュースバックナンバー閲覧希望に応えるために、本誌ホームページ（http://kumano.u-aizu.ac.jp/PlaGeoNews/）を運用しています。現在はトップページ以下のリ
ソースに、本誌 PDF 電子化ファイルと関連情報リンクがまとめられています。電子化は、1996 年第８巻１号以降の号が完了しております。なお紙媒体購読者の優先権を守るため、最新号のみ３ヶ月遅れで電子化ファイルを公開しております。これからも内容を充実させていきますので、御意見・御感想など、
ホームページの連絡先にお寄せ頂ければ幸いです。
さて、短い募集期間でしたが、ホームページ表紙デザインに４点の応募がありました。ここで、選考
結果ならびに全作品を紹介します。編集人３名で検討した結果、会津大学の松本さん（図１）がトップに決定されました。次席は東京工科大学の天田さん（図２）でした。松本さんの作品は、１月以降、ホームページにて使用させて頂きます。ご応募くださった皆様、ありがとうございました。

図１

会津大学

松本さんの作品

図２ 東京工科大学 天田さんの作品

図４ 東京工科大学
図３

東京工科大学 天田さんの作品

吉川さんの作品

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惑星地質ニュース 2004 年 12 月--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------●タイタンに氷火山は存在するか
土星周回軌道で観測をつづけているカッシーニ探査機は、2004 年 10 月 26 日、衛星タイタンの表面から高度 1174km まで最接近し、数百枚にのぼる表面画像を撮影した。また、合成開口レーダーが120×2000km の短冊状の区画を走査し、レーダー画像を取得した。波長 938nm の近赤外画像やレーダー画像によると、ひじょうに暗い平坦な地域がみられる。これは、液体メタンやエタンのような炭化水素の湖なのだろうか。またある場所では、地下のメタンやアンモニアがとけて流出したようにみる、
氷火山の活動を思わせるようなものも見られるという。12 月 24 日夜（米東部時間）にはカッシーニ本
体から小型プローブ「ホイヘンス」が放出され、2005 年 1 月 14 日にタイタンに着陸する。タイタンの 実体 が 明 らかになるのは 、 もう ま も な く の こ と で あ る 。 ( 関 連 HP ： http://www.nasa.gov/
mission̲pages/cassini/main/index.html）●月を回りはじめたスマート1
土星探査機カッシーニや火星ローバーのスピリット・オポチュニティが話題となっているが、月探査も着々と進んでいる。そのさきがけとなるのが、11 月 15 日に月周回軌道に入ったヨーロッパ宇宙機構（ESA）のスマート１である。
スマート 1 が打ち上げられたのは 2003 年 9 月 27 日、それから 14 か月もかかって月軌道に入ったのは、イオンエンジン（別名：電気推進エンジン）を使っているためである。イオンエンジンは、推進剤のキセノンをマイクロ波によってイオンに電離し、次に強力な磁場で加速・噴射させる
ことによって推進力とする。従来の化学推進エンジンに較べて、約 10 倍も燃料効率がよい
が、時間当たりの推進力が小さいために、長時間作動させなければならない。このため近地点・ 遠地点高度 を 少 しずつ 上げて地球を
332 周もして、ようやく月軌道に入った。現在も少しずつ軌道を修正しており、最終的には 1 月中旬、近月点高度 300km（南極上空）
・
遠月点高度 3000km（北極上空）の予定した観測軌道にはいる。

スマート１に搭載された小型カメラ。小型化が進んでおり、全重量が 450g しかない (手前にあるのは 35 ㎜フィルム)。

スマート 1 は重量 367 ㎏、本体 1 ｍ 3 の小型衛星で、最近の探査機には積まれる一通りの観測機器が搭載されている。カメラの視野は 5.3゜×5.3゜で、1024×1024 画素の CCD を受光部にもち、高度300km から月面上で 27 ｍの解像力をもつ。黄色、赤色、近赤外のフィルターを使用し、選定地域をさまざまな光線状態で撮影することが予定されている。いままでよくわかっていなかった南半球の裏側の中・高緯度部、特に南極ーエイトケン・ベイスン付近のくわしい画像が見られるのが楽しみである。
（関連 HP：http://www.esa.int/SPECIALS/SMART-1/）

編集後記：本号から強力な助っ人として、会津大学の出村裕英さんに編集人になっていただきました。
出村さんは「火星クレーターの流動化イジェクタに関する研究」で学位を取得された日本では数少ない新進気鋭の惑星地質研究者です。またパソコンを得意とされていますので、本誌のホームページ作
成や執筆者との交渉などに活躍していただく予定です。来年もよろしくお願いいたします。

（Ｓ）