第 19 巻 第 1 号
1──────────────────────────────────────────────────!!"#$%&'(
発 行 人：惑 星 地 質 研 究 会

PLANETARY GEOLOGY NEWS
Vol.19 No.1 March 2007

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-B410 小森方

TEL & FAX: 042-665-7128
E-mail: motomaro@ga2.so-net.ne.jp
郵便振替口座：00140-6-535608!"#$%&'()$*+,-./
00123456789:;<=;>?@AB100
倉本 圭

KURAMOTO Kiyoshi

カッシーニの土星系探査によって、目覚しい発見が続いている。そのいくつかについては、本誌
既刊号でも紹介されてきた。本稿ではカッシーニの探査が、土星の氷衛星の起源と進化の理解をどう刷新し、またどんな新たな謎をもたらしつつあるのか、いくつかの問題に焦点をしぼって論じてみたい。
!"#$%&'()
土星には現在 50 個以上の衛星が見つかっている。その中で古くから知られてきたミマス、エン
ケラドス、テーチス、ディオーネ、レア、タイタン、ヒペリオン、イアペトスの 8 つは特にサイズが大きい。これら土星の主衛星は、その平均密度や表面反射スペクトルの特徴から、H2O 氷が重要な構成成分になっていると考えられる。
公転方向と軌道面がそれぞれ母惑星の自転方向と赤道面にほぼ一致している衛星を規則衛星といい、土星の主衛星もこれに当てはまる。木星型惑星の規則衛星は、母惑星の周囲に形成されたガスと塵からなる円盤から形成されたと考えられている。木星型惑星が原始太陽系星雲ガスを取り込む際に、周惑星円盤が形成されることは自然だが、その力学的・物質科学的過程の詳細に関しては未知な点が多い。

図１

フェーベ

図２

タイタン北極地方の雲

2
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────

カッシーニは土星系に到達した際に、逆行衛星で捕獲起源と考えられるフェーベに接近し、その平均密度と表面組成を調べた。その結果、フェーベは主衛星よりも氷成分に乏しいことが明らかになった (Johnson and Lunine, 2005)。冥王星とカロン、海王星の逆行衛星トリトンも比較的平均密度が高く、氷成分に乏しい。したがって、今回のデータは周土星円盤で氷成分の割合が増える
過程があったことを示唆する。周惑星円盤は狭い空間に大量の星雲ガスが閉じ込められている分、
原始太陽系星雲よりもガス密度が数桁高い。そのために、酸素を帯びた主要な星雲ガス分子種の一つである CO が H2によって還元されて H2O が生じ、氷成分の割合が増したのかもしれない。
ボイジャー時代には不確定性の大きかった主衛星の平均密度（質量）も、精度良く決定された(http://ssd.jpl.nasa.gov/? sat̲phys̲par)。その結果、氷成分の割合が衛星によっていちじるしく
異なることが明らかになってきた。たとえば、テーチスの平均密度は 0.96g/cm3と、氷成分の割合
が 100%に近いことが示唆されるのに対して、ほぼ同じサイズのディオーネは 1.47g/cm3と岩石成分がかなり含まれていることを示す値となっている。半径 500km を超えるこれらの衛星に高い空隙率は考えにくく、周土星系円盤あるいは誕生後の衛星系で、何らかの氷成分の再分配過程があったことが示唆される。
その具体的なメカニズムは今のところまったく不明だが、円盤内での氷成分の蒸発・凝結を伴った、ダスト粒子とガス間の相対運動、氷マントルと岩石コアに分化した原始衛星への破壊的巨大衝突とそれによる放出物の再集積、集積期の巨大氷衛星からの水蒸気の流出とそれらの再凝結と集積、などが可能性として考えられる。土星系では木星系や天王星系と異なって、一つの衛星 (タイタン) に衛星系の全質量の大部分が集中している。この理由も良くわかっていないが、氷成分の再分配と何らかの関係があるのかもしれない。
)*)+,-./01,23
水星を超えるサイズを有する巨大氷衛星タイタンの最も顕著な特徴は、濃い大気をもつことであり、その起源には古くから興味がもたれてきた。この土星系の巨人も小天体の集積によって形成されたに違いないが、その際に解放される重力エネルギーは質量が大きい分とても大きくなる。
単位質量あたりに解放される平均重力エネルギーは H2O の蒸発熱を上回る。
土星を周回しながらの集積過程では、公転周期が短いため、集積時間は 100 〜 1000 年のオーダーとなる。この時間内には放射冷却はそれほど進まないため、解放された重力エネルギーによってタイタンは一度加熱され、大規模な溶融を起こす。
集積期のタイタンの熱史を数値的に解いた研究 (Kuramoto and Matsui, 1994) によれば、タイタンが半径 1000km 以上に成長すると表面温度が水の融点を超えて海ができ始める。海では岩石成分が沈み、未分化なコアを覆う岩石層が形成される。さらに成長すると、厚い原始水蒸気大気で覆われるようになり、その保温効果も相まってさらに地表面温度が上昇する。同時に大気の一部はタイタンの重力を振り切ってタイタンの重力圏外に流出する (図 3)。
このようなタイタン誕生のモデルは、カッシーニの決めたタイタンの大気組成（表１）の特徴に説明を与えることができる。今回の探査で、大気中には36Ar がごくわずかしか含まれていないことが判明した。これは大気の主成分である N2がタイタンの材料物質から直接脱ガスしてもたらさ第 19 巻 第 1 号
3──────────────────────────────────────────────────

図 3 集積完了直前のタイタンの構造(Kuramoto and Matsui, 1994 を一部改)

表１ タイタン大気の主要成分の化学・同位体組成 (Niemann et al., 2005)
成分
N2
CH4
H2
36Ar
40Ar

N/15N
12C/13C
D/H
40Ar/36Ar
14

モル分率

0.98
0.049
~0.001
2.8 10-7
4.3 10-5
同位体比
183
82.3
2.3 10-4
154

備考
地表面

タイタン / 地球
0.67
0.92
1.44
0.51

れたとする直接起源論を否定する。N2と Ar はともに化学的に不活性で、揮発性やクラスレート氷への取り込まれ方など、物理化学的特性が似ている。したがって、N2分子が材料物質に取り込まれたなら、Ar も同時に取り込まれ、大気の重要な成分となるはずだが、実際には Ar は大気中にほとんど含まれていなかった。
次に注目されるのは40Ar/36Ar 比が原始太陽系星雲の値 3 10-3と比較して非常に大きな値になっ40ていることである。
Ar は半減期約 13 億年の40K の放射壊変によってもたらされる同位体であるため、この比が高いことは、現在の大気中の Ar の大部分が比較的長期間にわたってタイタン内部から脱ガスしてきたことを示唆する。
原始水蒸気大気の流出が起こったとすると、液体の水に溶けにくい揮発性成分は集積期のタイタン表面からは失われてしまう。これは36Ar が現タイタン大気に欠乏していることを説明する。
また集積初期の重力エネルギー解放は小さいため、中心部には冷たい揮発性物質に富む未分化コ
アが残る。未分化コアは集積完了後に重力不安定を起こして岩石層と入れ替わり、タイタンの浅部へ揮発性物質をもたらす。そして潮汐加熱や放射壊変熱で昇温することによって、揮発性物質

4
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────

の一部が表面へ脱ガスしたとすれば、現在の大気を説明することができる。
カッシーニによって明らかにされたタイタンの地表には、クレーターが非常に少なく、地表面の更新が盛んなことを物語っている。また氷の火山と考えられる地形も見出されている (Sotin etal., 2005)。タイタンでは地球と同様に、火山活動によって大気へ揮発性物質が供給されているのかもしれない。
タイタンの大気中の CH4は徐々に光分解されるため、その寿命は 1000 万年程度とみられ、太陽系の年齢に比べて短い。そこでかつては、地表に深さ数百メートル以上の液体の CH4と C2H6の海が広がっており、大気から失われた分が蒸発して補給され、逆に光化学生成物である C2H6が海へ溶解してゆくという、メタン海仮説が提唱された。しかしカッシーニの探査によって、メタン海は存在していないことが明らかになった。タイタン大気の連続脱ガス起源モデルは、メタン海なしに現在の大気を一応説明できる点でも有利である。
タイタンの表面には、流体による浸食地形や湖沼地形が豊富に存在し、また降雨性と考えられる雲も撮影されている (Tomasko et al., 2005; Porco et al., 2005; Stofan et al., 2007)。絶対温度が100K を割るタイタン表層の条件下では、その作業物質は CH4である。物質がまったく異なるにもかかわらず、地球における水循環に伴うものと相似した地形群や気象現象が観察されることは、実に驚くべきことである。このような相似性が表層にとどまるのか、あるいは地球同様に揮発性物質が表層と内部を循環しつつタイタンの表層環境を決めてきたのかを考えることは、これからの面白いテーマであろう。
4+567(89,:;<'=
エンケラドスは半径約 250km の比較的小さな衛星だが、氷衛星の潮汐進化、材料物質、さらには熱・化学進化と大気形成、の解明につながる豊かな手がかりを私たちにおくり届けてくれている。
この小型衛星は、“Tiger stripesʼʼと呼ばれている南極に近い 4 本の地溝帯から、H2O を主成分とする噴煙を放出していることが、カッシーニによって発見された (Porco et al., 2006)。噴煙には
CO2, N2, CH4が含まれており、比較的揮発性に乏しい H2O と CO2を除くと、タイタンの大気組成と合致する点が興味深い。
噴煙の噴出域は周囲よりも高温なことが観測されており、何らかの熱源の存在を示している。エンケラドスのサイズを考えると放射壊変熱は熱源としては力不足で、木星系のイオ
やエウロパ同様に、潮汐加熱が主要な熱源と考えられる。エンケラドスはディオーネと 2:1 の平均運動共鳴 (公転周期の比がちょうど 2:1) の状態にあり、ディオーネの効果的な重力の作用で、軌道が真円からやや歪んでいる。そのために土星の及ぼす潮汐歪が時間変化し、エンケラドス内部に潮汐熱が生じる。
図４

エンケラドスエンケラドスから放出されている H2 O のフラックスは

第 19 巻 第 1 号
5──────────────────────────────────────────────────

10〜100kg/s と推定されており (Waite et al., 2006)、仮にこれを 45 億年間積分すると 1.4〜
14 1018kg と、エンケラドスの総質量 1.08 1020kg と比較して無視できない大きさとなる。エンケラドスの平均密度が比較的大きいことは、氷成分の放出で説明がつくのかもしれない。
水蒸気の噴煙を説明するために、内部がどれほどの高温になっているのかは、議論になっている。水にほとんど溶けない N2と CH4が噴煙に含まれていることから、地下の高温部に液体の水が貯えられており、それが噴出するという素朴な理解には修正が必要かもしれない。クラスレート
氷が分解することで放出されたガス分子が噴煙を加速する、というモデルも提案されており(Kieﬀer et al., 2006)、もしこれが本当なら、エンケラドス内部に必ずしも液体の水は存在していないとみてよいだろう。
エンケラドスに CO2, N2, CH4はどのようにもたらされたのだろうか。CO2は熱力学的には星雲ガス中で不安定な分子種だが、希薄な分子雲や外部太陽系の環境下では、氷で覆われた塵粒子上での光化学反応などによって比較的豊富に合成され、また一度形成されると、蒸気圧が低いために氷成分として留まりやすい分子である。一方の CH4は星雲ガス中で熱力学的に安定な分子であり、現在の木星型惑星大気における主要な炭素化合物である。土星系の衛星の材料物質は、より始原的で非平衡過程で作られたものと、その後の熱化学過程を受けたものの混合物なのかもしれない。
一方、これらの成分の一部は、衛星内部の化学反応によって生じたとする考え方もある。ケイ酸塩による NH3の酸化による N2生成 (Matson et al., 2006) や、有機物の熱分解とケイ酸塩との化学反応などがその候補として挙げられる。これらの考え方の利点は、N2に希ガスが伴っていないことをうまく説明できることで、タイタン大気の N2もこのようにして生成したのかもしれない。
また、前生物学的な化学進化や原始生命系の可能性にもつながる魅力的な考え方といえる。
C北海道大学

大学院理学院 宇宙理学D

EFG
Johnson, T. V. and Lunine, J. I., 2005: Saturn's moon Phoebe as a captured body from the outer
Solar System. Nature, 435, 69-71.
Kuramoto, K. and Matsui, T.,1994: Fomation of a hot proto-atmosphere on the accreting giant icy
satellites: Imlications for the origin and evolution of Titan, Ganymede, and Callisto. J.
Geophys. Res., 99, 21183-21220.
Niemann, H. B. et al., 2005: The abundances of constituents of Titanʼs atmosphere from the
GCMS instrument on the Huygens probe. Nature, 438, 779-784.
Tomasko, M. G. et al., 2005: Rain, winds and haze during the Huygens probeʼs descent to Titanʼssurface. Nature, 438, 765-778.
Stofan, E. R. et al., 2007: The lakes of Titan. Nature, 445, 61-64.
Porco, C. C. et al., 2005: Imaging of Titan from the Cassini spacecraft. Nature, 434, 159-168,
Porco, C. C. et al., 2006: Cassini observes the active south pole of Enceladus. Science 311,
1393-1401.
Waite, J. H. et al. 2006: Cassini ion and neutral mass spectrometer: Enceladus plume compositionand structure. Science 311, 1419-1422,
Kieﬀer, S. W., et al., 2006: A clathrate reservoir hypothesis for Enceladus' south polar plume.
Science, 314, 1764-1766.
Matson, D. L., et al., 2006: Enceladusʼ interior and geysers ? possibility for hydrothermalgeochemistry and N2 production, Lunar and Planet. Sci. Conf. XXXVII, abstract 2219.

6
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────()'>(?@ABCDE,FGHIJ",K
中村圭子 NAKAMURA Keiko
LMNOPQR<STUVWXY2006 年 1 月 15 日未明。アメリカ・ユタ州ソルトレーク市郊外にある空軍基地で、私たちは固唾を飲んで真冬の夜空を凝視していました。NASA の彗星探査機スターダストが放出したカプセル
が、彗星のかけらを満載し地球に帰還するのです。打ち上げから 5 年後の 2004 年 1 月、スターダ
ストはヴィルト第 2 彗星に接近。彗星から放出される尾の中に突入し、彗星のかけら「彗星塵」を回収しました。探査機からテニスラケットのように突き出ている部分が彗星塵捕獲トレイで、そこにはエアロジェルタイルが 133 個並んでいます。毎秒６ km の高速で飛んでくる彗星塵がこの特殊なスポンジ状タイルに突き刺さる仕組みになっています。
私たちは、スターダストのカプセルが「ジェネシス」（2 年前の夏、同じ空軍基地内に帰還した太陽風粒子回収カプセル「ジェネシス」はパラシュートが開かずに地上に激突、カプセルが大破した）と同じ運命をたどったときの緊急事態に備え、幾度も訓練を重ねていました。貴重な彗星塵を含んだエアロジェルが、基地内の砂漠に舞い散ってしまったら？

私たちはさまざまな状況を想定

し、1000 個にもおよぶ無菌ガラス容器等を用意、万全の体制でカプセルの帰還にのぞんだのです。
この空軍基地は軍事装備のテストサイトでもあり、地雷が埋まっている場所もあって、そういう危険地帯にはたとえ宇宙試料が吹き流されて行ったとしても、足を踏み入れることはできないのです。
しかしそんな心配は夜霧のごとく吹き飛びました。カプセルは大気圏突入時の過熱によって、長い尾をひく火球となり、パラシュートを開いて軟着陸し、場所を知らせる信号をすぐに私たちに送ってきたのです。ユタでの回収から 2 日後、カプセルは特別機でヒューストンの NASA ジョンソ
ン宇宙センターに空輸されました。スターダスト試料専用の無塵室で、カプセルが開封され、予想を上回る数の彗星塵が肉眼でも確認できたのです。

図１ エアロジェルの横から見た双子の宇宙塵。よく見ると、1 つのトラッ
クの中にも多数の彗星塵が含まれていることがわかる。
（画像：NASA 提供）

第 19 巻 第 1 号
7──────────────────────────────────────────────────

図２ 最初の彗星塵を取り出す作業にかかる。スクリーンを指差しているのが筆者。
（画像：NASA 提供）

図３ キーストーンシステムで切り出された彗星塵トラック。長さはわ
ずか１ｍｍ。
（画像：NASA 提供）

ZCDE,[\GJ"]^_`ab
図１は、エアロジェルを横から見た画像で、3 つの彗星塵の衝突・通過痕（トラック）が確認できます。エアロジェルとの摩擦によってトラック上に多数の細かな粒子が剥がれ落ちているのがわかります。このようなトラックが 1000 以上も確認されています。
日夜にわたって画像撮影・解析が行われ、カプセルの帰還から 4 日後には最初の彗星塵が取り出され、分析が開始されました（図２）。エアロジェルは総重量の 99.8％が空気、つまりほとんど重さのない煙を固形にしたものだと思ってください。カッターナイフなどで少し押さえただけでもバラバラに砕け散ってしまうのです。こんな物質の中から肉眼では見えない粒子を取り出すのは、
実に骨の折れる作業です。
まずトラック全体をエアロジェルの中から取り出します。先にも述べたように、エアロジェルは
手術用メスで切ることも研磨することもできません。このため、「キーストーン」と呼ばれるエアロ

8
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────

ジェル切断装置が新たに開発されました。キーストーンシステムはナノ単位で制御できる「縫わないミシン」だと想像してください。先端径 1μm の鋭い硬化ガラス針がゆっくりと、しかし次々とミシンの要領で深さ 1μm の穴をエアロジェルに空けてゆきます。トラックの深さ・サイズにもよりますが、ガラス針がエアロジェルを５万〜 50 万回程度叩いた頃には、小さな無数の穴はトラッ
クの周りに連続的な溝を作り、トラックを切り出す仕組みになっています（図３）。切り出されたトラックは、放射光を利用した分析によってトモグラフィーやバルク組成分析にそのまま当てることができます。
トラック全体が切り出されたあと、彗星塵を取り出す作業に入るのですが、これは今のところほぼすべて、私が手作業でやっています。ミッションの総費用が 230 億円ですから、230 粒の彗星塵をほじくり出したとして、1 粒１億円。しかし 1 粒 1 粒がユニークで鉱物・同位体組成なども異なっていますから、1 〜 20μｍの彗星のかけらはまさにプライスレスといえます。自分の体から出る静電気で 1 億円の彗星塵は、クリーンルームの藻屑のごとく吹き飛んでしまいますから、常に静電気防止装置を身にまとい、緊張の連続で作業を続けています。ほじくり出した彗星塵は最終的にはウルトラミクロトームという装置で超薄膜（厚さ約 70nm）に削られます。例えば 10μｍの彗星塵だとすると、その 1 粒から 100 枚の極小岩石薄片が作られるわけで、理論的には 1 粒の彗星塵を数十人の研究者がさまざまな手法を使って研究できるのです。たとえ数 μｍの彗星岩石試料といえども、ナノスケールの目で見ると、彗星塵は険しいジャングルのように複雑で、今後何十年たっても私たちを楽しませてくれる量の彗星試料を持ち帰った、といえるでしょう。
J"cd,eWfgIhij
試料分析にあたっては、隕石鉱物学者から最新のナノテクノロジー分析機器を操る有機化学者まで、世界９カ国 170 人の研究者が招集され、スターダストの 1 次分析が行われました。鉱物 / 岩石学、分光学、バルク組成、有機分析、同位体分析、衝撃物理解析の 6 つのチームに分かれ、これまで研究上ではしのぎを削り合ってきたライバル研究者同士が、あらゆる手法を駆使し、彗星塵 1 粒
1 粒からすべての情報を引き出すこと 8 か月。徐々に彗星が真の姿をあらわしました（文献１）。
彗星塵からは数種類の有機物が検出されています。有機物の中には絶対零度に近い環境、つまり低温の星間雲でしか形成され得ない水素・窒素の同位体異常が見られます。ヴィルト第 2 彗星に含まれる有機物の中には、太陽系 46 億年の歴史の間変質せず、太陽系形成以前の星雲ガスの情報を保持しているものがあると解釈できます。
ヴィルト第 2 彗星は、数 10nm の細粒の鉱物が寄り集まってできています。主鉱物である輝石・カンラン石の組成をみるとマグネシウム、鉄の含有量に幅広いばらつきがあることから、それらの鉱物ができ上がった原始太陽系星雲ガスの組成に不均一さがあったことが推測できます。鉱物の酸素同位体測定の結果を見てみると、際立って異なる酸素同位体異常を示さないことから、ヴィル
ト第２彗星はまさしく太陽系に属しているといえるでしょう。
その一方で、彗星塵の中からは 2000℃以上の高温状態つまり原始太陽の近傍でないと形成され得ない鉱物（Ca、Al に富む酸化物）も発見されています。これは原始惑星系円盤の中心星から噴出する超音速の双極流によって、中心星近くでできた固体が、彗星が誕生したカイパーベルトあたり

第 19 巻 第 1 号
9──────────────────────────────────────────────────

まで到達したことを裏付ける証拠といえます。原始太陽系では予想を超える大規模な物質の大循環が起こっていたのでしょう（文献２）。
これまで彗星は、「低温物質が寄り集まり、凍ってできた天体」と考えられてきましたが、少なくともこのヴィルト第２彗星に関しては、この定説が完全には当てはまりません。ミクロ・ナノス
ケールで、まだまだ彗星の分析は進んでゆきます。どんな謎が解明されるのか、今後の彗星塵分析にご期待ください。
(NASA ジョンソン宇宙センター・地球外物質探査科学部門. 宇宙塵鉱物学
keiko nakamura-1@nasa.gov http://ares.jsc.nasa.gov/)
EFG（1）Science, 2006,

STARDUST 第 1 次分析特集. Vol.314. (2006 年 12 月 15 日号). 1708-1739.

（2）Shu, F.H., et al. 1996, Science, 271, 1545. (解説は圦本尚義・倉本圭，1998，科学，68, 637）を参照。

…………………………………………………………………………………………………………………………

論文紹介

HI5JHB78K9LM=;N#OP$Q
1999 年 2 月 7 日に打ち上げられた、NASA の彗星探査機「スターダスト」は、2002 年 11 月 2 日、5535
番小惑星アンネフランクに接近したあと、2004 年 1 月 2 日、ついに主目標のヴィルト第 2 彗星（81P/Wild2）への接近をはたした。
スターダストはヴィルト第 2 彗星のコマに突入し、氷の核から 240km のところを通過したが、このとき
核からもうれつな勢いで噴き出すダスト粒子が、採取器のエアロゲル（発泡ガラス状物質）にとらえられた。そしてこの採取器を収納した帰還用カプセル（重量 46㎏）は、2006 年 1 月 15 日午前 2 時ごろ（米国太平洋標準時）、46400km/ 時（これまでの探査機で最高の再突入速度）で大気圏に突入。大火球のような明るい尾をひいて米国西部をよこぎり、ソルトレークシティ南西部にある米空軍訓練基地にパラシュー
トで無事着地した。人類にとって初のなまの彗星サンプルが地球にとどいたのである。
ヴィルト第 2 彗星のサンプルは、世界中の 200 人近い科学者からなる６つの研究チームに分配され、分析と研究がすすめられてきた。その予備的研究成果が、このほど「Science」誌に発表された。
「Science」Vol.314, No.5806（15 Dec. 2006）, Special section "Stardust". p.1645-1739. の 95 ページ
にわたって、9 編の論文が掲載されている。くわしくは、この特集をぜひご覧いただきたい。
さて、これらの分析と研究をへて、１つの興味ある奇妙な事実が浮かび上がってきた。
彗星は、海王星軌道以遠の太陽系外縁部に存在した、低温の始原的物質から形成されたと、多くの天文学者たちは考えてきた。ところが、採取されたヴィルト第 2 彗星のダストのなかには、数 10μm サイズの岩片があり、その中のいくつかは明らかに、高温状態のもとで形成された物質であった。すなわちそれ
は、隕石中にみつかっている CAI（Ca-Al rich Inclusion）と同様なものだったのである。
CAI は、1969 年 2 月 8 日メキシコに落下したアエンデ隕石（代表的な炭素質コンドライト）に含まれていたことで、一躍有名になった。黒いマトリックスの中に、白い斑紋のように散らばっており、スピネル
とかアノーサイト、ペロフスカイト、フォーステライトといった高温鉱物が含まれていた。これらの鉱物
は、原始太陽系星雲の太陽に近い高温領域で、一番最初に凝縮したと考えられている物質である。
彗星の核が、固体の塵を含んだ氷の固まりであることは、すでに疑う余地がない。そこで、塵の何割かが高温凝縮物だとなれば、それが氷のような低温凝縮物と一緒になって核を形成しているということは、

10
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────

何を意味するのだろうか。１つ考えられることは、早期の原始太陽系星雲内で、太陽に近い高温領域と、外縁部の低温領域との間で、物質の大規模な撹拌・混合がおこったのではないか、ということである。
高温生成物と低温生成物が共存している例は、アエンデ隕石などの炭素質コンドライトにもみられることで、これも原始太陽系星雲内での物質の混合の結果だろうと考えられている。また、炭素質コンドライ
トそのものも、太陽に何回も接近しているうちに揮発成分を失った彗星核（いわゆる岩石彗星）のかけらだ、という考えがある。
こうしたことをあわせて考えると、スターダストが採取したヴィルト第 2 彗星の物質は、原始太陽系星雲でおこったダイナミックな事件や、彗星と隕石の関係を解き明かす、重要な鍵をもたらしてくれることになるのではないか、と期待がふくらむのである。

（小森長生）RSTU5IVヴィルト第 2 彗星（81P/Wild2) : 1978 年に発見。公転周期 6.37 年、軌道離心率 0.538、軌
道傾斜角 3 ゜.2、近日点距離 1.59AU、の短周期彗星。核の直径は約 5km。
…………………………………………………………………………………………………………………………

論文紹介
W#XYZ/[\$]
5^_`,abcd;eI?fgh\ij5
Allen, M., Lollar, B.S., Rumegar, B., Oehler, D.Z., Lyones, J.R., Manning, E.M., andSummers, M.E., 2006, Is Mars alive? Eos, Vol.87, No.41 (10 Oct. 2006), 433, 439.
火星は寒冷な環境をもち、内部活動も停止した不活発な天体だと、長いこと信じられてきた。しかし、最近の観測で明らかになってきたいくつかの新しい事実は、このような考えが正しいかどうか、疑問を投
げかけることになった。
その１つに、火星大気中のメタンの発見がある。現在までに、マーズエクスプレスと地上の望遠鏡２
例、あわせて３つの観測例が報告されている（本誌 Vol.16, No.4 (Dec. 2004) p.43〜45 の論文紹介、なら
びに Vol.18, No.4 (Dec. 2006）のモローズたちの論文を参照）。
メタンの濃度は平均 10ppb という極微量ではあるが、その存在は無視できないものがある。大気中のメタンは、紫外線による光分解などでしだいに失われていき、その寿命は 400 年以下だと見積もられている。したがって、メタンが大気中でつねに一定濃度を保つためには、現在もどこかでメタンがつくりださ
れ、定常的に大気中に補給されなければならないのである。
では火星では、メタンの供給源はどこにあるのだろうか。それはおそらく地下にあり、メタンを生成するような地質活動（非生物活動）か、微生物の活動がおこっているのではないかと考えられる。もし、メタンの生成が微生物の活動によるものであることが確かになったならば、これからの火星生命探査にいっそうの拍車がかかることになろう。

klmn$eI?$[o[opnZq
火星におけるメタン生成のプロセスや場所（生成源）をさぐるために、まず地球上の例を見てみよう。
地球上でのメタンのでき方はいろいろあるが、大きくみると、生物学的プロセスと非生物学的プロセスの２つに分けられる。
生物学的プロセスの代表は微生物によるものである。メタン生成細菌として知られる微生物（古細菌の仲間）は、水素で CO₂ を還元することによって、CH₄ と H2O をつくり出す。いわば、代謝作用の副産物

第 19 巻 第 1 号
11──────────────────────────────────────────────────

図 1 地球上のいろいろな生成源から得られたメタンの
δ¹³C 値と δ2H 値の相関関係。

左方の長方形部分：メタン生成細菌によってつくられたメ
タン、

中央の正方形部分：発酵によってつくられたメタン、
中央から右上にのびる黒い部分：生物遺体有機物の熱変成によってつくられたメタン、
右方の点：非生物的（地質学的）プロセスでつくられたメタン。

図 2 地球上のメタンのいろいろな生成源における、メタン／（エタン + プロパン）比と、δ13C 値（メタン）の相関関係。
左上の正方形部分：メタン生成細菌と発酵によってつくられたメタン、
中央下の黒い正方形：生物遺体の熱変成で生成したメタ
ン、その他の模様：非生物起源のメタン。

図３ メタン系列炭化水素における、δ13C と δ2H の相関関係のパターン。

上の系列：生物遺体有機物の熱変成で生成した炭化水素、下の系列：非生物起源の炭化水素。

数字はそれぞれ、1：メタン、２：エタン、3：プロパン、
４：ブタンを示す。

としてメタンを生成するのである。
微生物の作用には発酵もある。メタノール、メチルアミン、メチルサルファイド、メチルアセテートなどを含むいろいろな有機物は、発酵によってメタンを生成する。とくにメチルアセテートの場合には、水素が加わることなしに CH₄ と CO₂ が生成することは興味深い。これらの作用をいとなむ微生物は、メタンの他に H₂、H₂S、SO₂、NH₃ などをも放出する。
地中に埋もれた生物の遺体に含まれる、ケロジェンのような不溶性有機物が、地熱やマグマの熱の影響をうけて変質することによってもメタンが生成する。これは、生物学的メタンの生成の、ゆっくりと遅れておこる形である。この作用では、メタンのほかに、エタン、プロパン、ブタンなど、一連のメタン系列

12
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────

の炭化水素ガスも生成することがある。
以上のような生物学的プロセスとはまったく別に、非生物学的プロセスによってもメタンは生成する。
すなわちそれは、マントルや地殻の深部での生成である。地球内部では、マントル内のマグマから分離した CO₂（地殻内では炭酸塩も）が、高温の水ー岩石との反応でメタンをつくり出す。中央海嶺で、マントル由来の CO₂ が 500〜600℃で水ー岩石と反応する例、炭酸塩が 300℃で熱分解して CH₄ を生成する例などがある。
これまでみてきたような、メタン生成のさまざまなプロセスのどれが、火星でおこっているのだろうか。

YO%&]rYO%&]fbs.\qt
メタンが生物起源か非生物起源かを見分けるには、一般的に次の３つの方法がある。
①メタンをつくる炭素と水素の、それぞれの安定同位対比（δ¹³C と δ²H）を求め、比べること。
②メタン系列のエタン（C₂H₆）、プロパン（C₃H₈）、ブタン（C₄H₁₀）の量の総和に対するメタンの量の割合と、メタンの δ¹³C との比較。
③メタン、エタン、プロパン、ブタンのそれぞれについての δ¹³C と δ²H の値の比較。
ここで、δ13C と δ2H は次の式で表される。
δ¹³C（‰）＝{［(¹³C/¹²C)sample-(¹³C/¹²C)standard］/（¹³C/¹²C)standard} 1000
δ²H（‰）＝{［(²H/¹H)sample-(²H/1H)standard］/（²H/¹H)standard} 1000
炭素の安定同位体は、自然界では ¹²C98.89％、¹³C1.11％の割合で存在している。しかし生命体では質量に依存した同位体分別によって、¹³C の割合は減少する。微生物がつくり出すメタンの炭素も同様で、同位対比 δ¹³C はより小さくなる（図１）。δ¹³C が -70‰以下であれば、純粋に生物起源であることはより確からしくなってくる。
しかしながら、地球上のメタンの δ¹³C 値の分布は -70‰よりも高い値のほうに大きくシフトしている。
この領域では生物起源か非生物起源かを見分けるのはむずかしいことが多い。δ¹³C が似たような値でも、δ²H の値が異なっていれば、有効な判別手段になる。しかし、図 1 を見る限り、これも重なりあう部
分があって明瞭さを欠くように思われる。
次に、エタンとプロパンの量の和に対するメタンの量の割合と、メタンの δ¹³C との相関関係を見てみよう(図 2）。ここでは、微生物起源のメタンと、それ以外のメタンの差がひじょうにはっきりと表れている。しかしこの場合も、生物遺体の有機物が熱分解して生成するメタンと、完全に非生物起源のメタンとの差異はあまり明瞭ではない。
生物遺体の熱変成で生ずるメタンと、非生物起源のメタンを区別する方法は、メタンからブタンまでの４つの炭化水素の、それぞれの δ¹³C と δ²H を調べ比較することである（図 3）。図３に示されたように、炭素数の増加にともなう同位体分別のトレンドは、２つの形成プロセスの違いをはっきりと見せている。

klm$uvfW#,wxyz{\]
地球上における、これまで見てきたような、メタンのいろいろな生成プロセスとその見分け方についての知識は、火星メタンの研究にどのように役立たせることができるだろうか。
まず、火星大気中のメタンの観測例がまだ限られていることもあって、その生成源をきちんとつきとめることは、まだひじょうにむずかしい。生成源の規模や同位対比を見積もることも同様である。
しかし、たとえ火星メタンの δ¹³C が測定できたとしても、それだけでは、そのメタンが生物起源か非生物起源かをきめることは困難であろう。やはり先にあげたような、地球上でなされてきたいろいろな方

第 19 巻 第 1 号
13──────────────────────────────────────────────────

法をもちいて、総合的に検討していかねばならないだろう。

R|}~•€V
最近の、火星大気に含まれるメタンの発見は、多くの人の関心をよんでいる。単純に生物起源かと早合点することは禁物だが、生物起源をあたまから否定することもまたできないだろう。この、火星メタンの問題をめぐって、2005 年 5 月 18 日、NASA アストロバイオロジー研究所の主催で「火星のメタンワークショップ」が開催された。ここに紹介した小論は、このときの議論が土台になっている。火星メタンの問
題を考えるにあたっては、やはり、これまでつちかわれてきた地球上での知識や方法を手がかりにしていくほかないだろう。その意味で参考になると思われる。

（小森長生）…………………………………………………………………………………………………………………………

!"#$%&'()!%#•‚5ƒ„…†‡?Hˆ5‰I59Š‹Œ•Ž•
2005 年 8 月 12 日に打ち上げられた NASA の新しい火星探査機、マーズリコネサンスオービター（MRO）は、順調に飛行をつづけ、2006 年 3 月 10 日火星周回軌道に入った。その後エアロブレーキング
による軌道修正をくり返し、当初の遠火星点 43000km、周期 35 時間の長楕円軌道から、9 月 11 日、高度316 250km、周期 127 分の科学観測軌道に最終的に落ちついた。
本格的な観測活動は 11 月 7 日から開始されたが、それまでの間にもいくつかの成果をあげている。その１つが、赤道のすぐ南にあるビクトリアクレーター（直径 800 ｍ）の撮影である。MRO に搭載された
高解像度カメラ HIRISE（High Resolution Imaging Science Experiment）は、10 月 3 日、高度 297km
からビクトリアクレーターを 89㎝の高解像度でとらえた。この鮮明な画像には、浸食作用でギザギザに刻まれた内壁や、クレーター底の砂丘が観察される。また、クレーターのへり近くにオポチュニティロー
バーが到着しているのが認められた。
MRO の主要な任務の１つは、今年打ち上げられる予定のフェニックスランダーの着陸地点（北極付近）をくわしく調べることである。今後の探査結果が期待される。

••‘’H$‡?“”„I5?fg•{–4—$˜78K1996 年の「マルス 96」失敗以来久しくとだえていたロシアの惑星探査が、復活の機運をみせている。
ロシア宇宙庁によると、2009 年 10 月に新しい火星探査機「フォボス̶グルント」（Fobos-Grunt, FG）
が打ち上げられる。
“グルント”はロシア語で土（soil）を意味する。その名のとおり、火星の衛星フォボスに着陸して土壌サンプルを採取し、地球に持ち帰るという、意欲的な計画である。1989 年に失敗した
フォボス 2 号を発展させた新しい形の探査機といえる。
このミッションには、中国が２つの機器を製作し搭載すること
で、2006 年 8 月ロシア側と合意した。１つはフォボスのサンプ
ル採取用機器、もう１つは火星を周回して超高層大気を観測する
孫衛星である。
FG は、2010 年 8 月火星周辺に到着すると、火星の赤道面に沿って公転するフォボスの軌道と同じ面に入り、しだいにフォボスに接近して着陸する。
火星の衛星フォボスは、もう１つのデイモスとともに、火星に捕らえられた小惑星だとされているが、その性質や起源には謎が

14
惑星地質ニュース 2007 年 3 月──────────────────────────────────────────────────多い。小惑星イトカワに似たガレキの集まりだという考えもあり、その実体解明は重要な意味をもっている。この計画が首尾よくすすむことを祈りたい。（「Astronomy」 March 2007, その他による）•‰AB„—A™5I5,š›=;ˆœ•ž6Ÿ
2004 年 1 月に火星のメリディアニ平原に着陸したオポチュニティローバーは、南方への約 10km の長旅の末、2006 年 9 月末にビクトリアクレーター（直径 800 ｍ）に到着した。オポチュニティは最初に着陸したイーグルクレーター（直径 20 ｍ）を出て 2004 年半ばに近くのエンデュランスクレーター（直径 160ｍ）に到着。そこで数か月過ごしたあと、長い旅が始まった。亀のようなノロノロしたスピードではあったが、21 か月かけてメリディアニ平原を約 10km 南下し、エンデュランスクレーターよりも 5 倍も大きなビクトリアクレーターに到着したのだった。ビクトリアクレーターの内壁には、厚く成層した岩石層が観察される。この層はどのようにして形成されたのか。果たして全部堆積岩なのか。この層が火星のどんな過去を語ってくれるのか。オポチュニティはこうした疑問をどこまで解いてくれるのだろうか。NASA
は、オポチュニティとスピリットの探査活動を 2008 年初めまで延長することを決定した。さらなる活躍が期待される。

•I>I?,abcd;eI?$¡$¢£
前号のこの欄でお知らせした、タイタンにおけるメタンの湖発見のくわしい報告が、このたび「Nature」
誌 2007 年 1 月 4 日号に発表された。
Soﬁn, E.R., ほか，2007, The lakes of Titan. Nature, 445 (4. Jan. 2007), 61-64.
湖と判定された、レーダー画像で暗くなめらかな地域
は、北半球の高緯度地帯に大小あわせて 75 も見られるという。これらの湖は、メタンの雨がたまって形成されていると考えられるが、冬には拡大し、夏になると縮小するという季節変化をくり返している可能性がある。
土星を周回しながら観測をつづけているカッシーニ探査機は、2007 年 1 月末までにタイタンを 25 回フライバ
イした。そのたびごとに新しい事実が判明している。
これまでに明らかにされた、赤道地帯の大砂丘群や極地の湖沼群などのほかに、もう１つ注目すべき特徴がある。それは、グローバルな表面地形の起伏が、きわめてゆるやかなことだ。地形的な表面の凹凸はほとんどが500 ｍ以内である。山脈が１つみつかっているが、これも比高は約 1km 程度である。ただし、カッシーニのレーダーによるマッピングは、いまのところタイタン表面の15％をカバーしているにすぎないので、今後さらに新しい事実がわかってくるかもしれない。これからの探査が楽しみである。

タイタン北半球のレーダー画像で暗くなめらかな地域

klmno本号では倉本圭さんには土星の氷衛星の、中村圭子さんにはスターダスト探査の話題を提供していただきました。中村さんの記事を読むと、まさにミクロン単位の手作業の連続で、このような作業は繊細で手先が器用な女性の方が向いているような気がしました。土星の衛星への着陸、彗星からのサンプルの回収によって、研究対象が広がるだけでなく、研究方法の急速な広がりにも驚かされます。（S）