第4巻 第2号
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惑星地質ニュース

P LANETARY GEOLOGY NEWSV o l .4 No .2 June 1992

発行人：惑星地質研究会 小森長生・白尾元理
事務局：〒193 八王子市初沢町 1231-19
高尾パークハイツ B-410 小森方 TEL. 0426-65-7128

惑星の気候システムと火山活動
伊藤孝士

Takashi ITO

はじめに「気候システム」という語は、従来の気象学の領域であった大気圏・水圏における気候変動を議論する場合に用いられる言葉である。最近では東京大学にも「気候システム研究センター」なるものが設立されたりで一種の流行語にもなりつつある。近年になり、これまで気候システムとはほとんど無関係であると考えられてきた固体地球部分や生物圏・磁気圏などが、実は大きな影響があるといわれるようになってきた。本稿では、地球をはじめとする太陽系の惑星の気候システムが広い意味でどのようなものであり、また過去においてどのようなものだったのかを簡単に述べ、さらに火山活動との関わりについても触れる。

１．惑星の多様な気候システム
われわれが住む惑星、地球の現在の気候システムは、太陽＝高温熱源、宇宙空間＝低温熱源という熱機関であると位置づけることができよう。「熱機関」という語の意味は、ここでは入ってきたエネルギー（太陽放射）によって、地球表層でのさまざまなプロセス（生命活動、大気や海洋の運動）などが引き起こされ、残ったエネルギーはそのまま宇宙空間へ赤外放射として逃げていくということであり、要は機関自体がエネルギーを発生するものではないということである。
このことは、地球内部からのエネルギー流量（地殻熱流量、6.9×10 -3 W/m ２）が太陽からのエネルギー放射（太陽定数、単位表面積あたり 3.5×10 ２ W/m ２）に比べて十分小さく、内部熱源としては無視しうるというところに由来している。われわれの日々の活動は、こうした熱機関がなす仕事の一部なのである。
しかし視野を広げてみると、このような熱機関近似が当てはまるのは現在の地球型惑星だけであることがわかる。太陽系の惑星における気候システムは、ごく大まかにいって図１のように分類できるであろう。この分類の仕方は気候システムを支えるエネルギー源に着目したやり方であり、一意的ではない。しかし、気候変動や惑星表層環境進化を語る上で、熱源と熱輸送の方向に

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着目しないわけにはいかないので、ある程度の妥当性をもつ分類だと考えられる。たとえば現在の木星型惑星は、惑星内部からのエネルギー流量が太陽からのエネルギー放射に匹敵するほどの大きさである。これは、木星型惑星の内部構造が地球型惑星とは本質的に異なり、現在も収縮を続けながら熱を外部へ放出する、いわゆる「燃えて」いるという性質のためである。木星などは惑星内部からのエネルギー流量と太陽からのエネルギー放射の比が 1.67 にも達している (10)。またさらに、時間軸をさかのぼって惑星形成の初期段階にまで行くと、この時期には微惑星の衝突・集積により解放されるエネルギー量が非常に大きかった。文献 (13) によれば、地球程度の直径をもつ惑星の集積エネルギーフラックスは、集積時間を 10 ８年として数百 w/m ２と見積もられている。集積時間が 10 倍ならばフラックスは 1/10、集積時間が 1/10 ならばフラックスは 10 倍になるが、いずれにせよ太陽からの放射量と桁が同じであり、惑星自身が熱源であったといえる。
２．地球型惑星の気候に対する火山活動の影響
このように時間的・空間的に大きな多様性を示す太陽系惑星の気候システムであるが、ここでは，現在の地球型惑星における火山活動の気候におよぼす影響を考察する。いわゆる「熱機関近似」が成り立つ範囲である。
諸行無常の世の中ではあらゆる事象が気候変動の一環であるといえるかもしれないが、ここでは地球科学で扱う範囲の環境変化のみを考える (１, ３. ４, ９.11)。惑星表層環境で生じる現象のうち最も長い時間スケールを誇るものは、炭素・窒素などの物質の循環であろう。これはそのまま表層環境の進化の原動力になるものであり、10 ７年から 10 ８年、10 ９年の時間スケールをもつ。これに対し、大気中に生じた温度の非平衡が放射伝達や運動によって緩和される時間スケールは非常に短く、10−１年程度である。こうした時間スケールの違いは、外因となる物事の時間スケールの違い（恒星としての太陽の進化は 10 ９年単位だが、昼と夜の差（日変化）はその名の通り惑星の自転周期の時間スケールをもつ）や、現象を伝える媒質の性質（固体地球＝運動の時間スケールが長い、大気・海洋＝運動の時間スケールが短いなど）によっている。
このような中で、火山活動の気候に対する影響は、主として放射過程を通したものとして理解される。これには、 ①大気中へのエアロゾルの噴出と滞留、 ②大気中への温室効果気体の放出、の二つがある。 ① の時間スケールは放射過程に関与する大気中のエアロゾルの滞留時間に制限され約 10 ０年、②は前述の物質循環の時間スケールが決定要因だとすれば（現実はもっと複雑だが）10 ７年から 10 ８年である。われわれが実感をもって認識できるのは①の効果だけだが、長い目で地球の歴史を見た場合には②の方がより大きな影響をもつ。
上述のエアロゾルとは、気体中に固体や液体の微粒子が浮遊している状態をいう。火山が噴火すると、シリケイト粒子や硫酸塩液滴などの微粒子が大量に大気中に漂うが、このうちで比較的直径が大きく重いシリケイト粒子（直径＞1 μm）はすぐに大気から地表面へ落ちてしまい、大気の放射過程への影響は数十 km から数百 km スケールの局地的なものに留まる。これに対し、火山ガスに含まれる二酸化硫黄や硫化水素が光化学反応して生成する硫酸液滴がいったん成層圏にまで舞い上がると、その直径（0.1−1 μm程度）がちょうど可視域の電磁波と波長が同じであるために入射太陽放射と強く相互作用し、大気の放射過程に甚大な影響を及ぼす。

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図２．グローバルな炭素循環の概念図（田近・松井：1991 による）

非常に大雑把にいえば、太陽放射とエアロゾルは吸収または散乱という形でのみ相互作用する。
放射過程に大きく寄与するエアロゾルは成層圏に存在しているのだから、その場で太陽放射が吸収されてしまえば成層圏は温度が上昇するが、地表面に達するエネルギー量は減少する。同様に、太陽放射がエアロゾル粒子によって散乱されることによっても地表面に達するエネルギー量は減少する。その他にもエアロゾル絡みの複雑な効果がいろいろあるのだが（例・雲の生成）、いずれにせよエアロゾルの存在が地上気温・地表面温度を低下させるというのは、動かし難い事実である。1963 年のインドネシアの Agung の噴火時の気象観測記録を見ると、このような原因による地上での気温低下／成層圏での気温上昇が如実に表われているし、人類の歴史上最大の噴火といわれる 1815 年の Tambora の噴火では、ヨーロッパ・北米において翌 1816 年を「夏のない年」にせしめたことで名を馳せている（15）。いずれも大量のエアロゾルを成層圏に突入させた大規模な噴火であった。その意味では、昨年６月のフィリピン・ピナツボ火山の噴火も規模が大きく、今後の気候への影響が各分野で取り沙汰されている (2)。
３．火山活動の温室効果への寄与
さて次には、火山活動が温室効果に対してどのように寄与するのかを考えてみる。いうまでもなく、地球大気は可視光（入射太陽放射）に対して透明であり、赤外光（射出放射）に対しては不透明である。よって、地表面は可視光線として太陽から入射したエネルギーによって加熱されるが、暖められた地表面から出てくる赤外放射は不透明な大気にさえぎられて宇宙空間に出て行14
惑星地質ニュース 1992 年 6 月--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------図３．火星における一時的な温暖化のメカニズム（Baker, et al.: 1991 による）

けず、温度上昇の状態が維持される。これが温室効果である。温室効果に強く効く気体（赤外領域の電磁波と強く相互作用する物質）としては、二酸化炭素や水蒸気がその代表としてあげられる。しかし、現在の地球環境は液体の水（＝海洋）が存在し得る温度・圧力条件にあり、大気中の水蒸気量は気温に強く依存するので、水蒸気圧にこれ以上の上昇は望めない。よって、火山噴火が直接温室効果に影響をもつとすれば、二酸化炭素の増大による寄与だということになる。表１には、Tambora の噴火で放出されたと考えられる二酸化炭素量と、中央海嶺および人間活動によって一年間に放出される二酸化炭素量を示した (15)。これを見ると、今世紀の人間活動がいかに目覚ましいかということがわかるが、それに比べると一回の噴火で放出される二酸化炭素の量などは（Tambora のような大噴火でも）あまり多くないことがわかる。
しかし、話をより長期的かつ汎世界的視野に移した場合には状況は異なってくる。107 年から10 ８年といった極めて長い時間スケールでは、グローバルな炭素循環の一リンクとしての火成活動（中央海嶺の火山活動なども含める）が気候変動に大きく関与しているのである。炭素循環を含む物質循環についての詳細は文献（５）を参考にして頂くとしても、要は火成活動で大気中に噴出した二酸化炭素が風化作用により固定され、さまざまなプロセスを経て再び大気中に戻ってくるというサイクルが第０近似としての炭素循環の枠組みである（図２）。ここで、図２に示されるシステムにおいて火成活動が一時的に活発になったとすると、大気中の温室効果気体（ここでは二酸化炭素）がにわかに増大する。これによって強い温室効果がもたらされれば、火成活動が気候変動に大きな影響をもつという意味が理解されよう。
地球史においては、現実にこのような現象が生じたとされている。地質学的証拠からは、約１億年前の白亜紀と呼ばれる時代がきわめて温暖だったことが示されている。すなわち、この時代

第4巻 第2号
15-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------には海水温が異常に上昇し、極域の氷床は消滅し、広く浅い海水面が全世界的に進出していたのである（６）。グリーンランドにワニがいたといわれるこの時代はまた、海洋底の拡大速度がおそろしく速く、火成活動も地球全体で活発であったらしい。これらの現象は前述の炭素循環の枠組の中で統一的に理解される。つまり、高速の海洋底拡大・大規模な火成活動は二酸化炭素の放出量を増大する。海洋底の年齢が若返ることによる海水位の上昇は風化作用の余地を減少させ、大気中の二酸化炭素は固定されにくくなる。したがって大気中には二酸化炭素が徐々に溜ってきて、増大した温室効果により地球は温暖化したというのが、現在のところ学界に最も広く受け入れられている定説である。ちなみに、「なぜ火成活動が活発化したのか」という問いに対しては明確な解答が得られておらず、マントルからのスーパープリューム上昇説など魅力的なアイデアは数多く提出されているものの、どれも今ひとつ決め手を欠いている。
４．火星で気候温暖化はおこったか
さて、火成活動の活発化による温暖化は条件さえ揃えば地球以外の惑星でも十分起こり得る。
案の定、火星についてこのような温暖化の状況があったのではないかという説が最近になって提出されている (7)。探査衛星ヴァイキングが送ってきた画像データでは、火星の地表には巨大な流水地形（水のようなものが流れた形跡）が多く見られる (8)。これらがいつどのようにして形成されたかを知ることは、太陽系の歴史を理解する上で重要なキーになるはずだが、決定的なシナリオは未だに作られていない。文献 (７) では、Tharsis や Elysium などの巨大火山が噴火した際に一時的な海洋や湿潤な大気が形成され、それらが温室効果をもたらして温暖化に正のフィードバックをかけたという説が展開されている（図３）。
もともと火星には水や二酸化炭素が豊富にあるが、太陽から遠いので、水は永久凍土、二酸化炭素は極冠という形で蓄えられていると考えられている。それらが地下から上昇してきた熱によって融解すれば（空間スケールははっきりしないが）局所的には図３のような状況が現出するであろうというのが彼らの主張である。しかし、この説の信ぴょう性を真面目に検討すると、実はかなり疑問が残る。まず、局地的に地下から熱が上昇してきたとしても、それが地表から散逸してしまう速度の方がずっと速い可能性がある。さらに、いくら二酸化炭素の気圧を上げて温室効果を強めようとしても、大気成分（ここでは二酸化炭素）の凝結を考慮するとさほどに気温の上昇はないという計算結果もある (12)。このような状況を見るに、火星の流水地形の謎が解けたとはとてもいえそうにない。けれども、火成活動による惑星表面の温暖化は気候システムの進化を語る上できわめて重要な問題であり、今後の定量的な研究が大いに望まれる分野である。
おわりに進化の段階ごと、また各惑星ごとに気候システムの枠組みは異なる。本文では触れなかったが、たとえば地球型惑星と十把ひとからげにいっても火星と金星とでは天と地以上の違いがあり、大気圧をとっても 1 万倍もの違いがある。その中で、火山活動が現在の地球型惑星の気候に果たす役割は大気の放射過程を通したものであり、今みたように白亜紀の温暖化などは一時的に活発化した火成活動による温暖化の典型的な例である。火星でもこのような温暖化が生じたかどうかの真偽はともかくとしても、こうした問題に対して各分野の研究者が積極的に取り組むことが期待16
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される。もはや気候変動は多圏間相互作用なくしては語れない段階に達しており、従来の学問的範疇を取り払った研究形態が待たれているのである。
謝 辞

この原稿の執筆にあたっては、東京大学理学部地球惑星物理学教室の増田耕一先生、松井孝典先生、大学院生の倉本圭さん、杉田精司さん、東京大学気候システム研究センターの田近英一さんから有意義な助言と忠告を頂いた。また、惑星火山 WG 会合での発表を勧めて下さった地質調査所環境地質部の渡辺了さんに、心から感謝します。

参考文献（1）三上岳彦,1991:小氷期 −気候の数百年変動−.科学, 61, 681-688.
（2）千葉長,1991: ピナツボ火山噴火の気候への影響.科学,61,629-630.
（3）増田耕一,1992: 小氷期の原因を考える. 地理, 37（2）,56-65.
（4）増田富士雄, 1989: 過去６億年間の気候変動に見る周期. 科学, 59,55-463.
（5）田近英一・松井孝典,1991: 大気環境から見た惑星地球の変動. 科学, 61, 649-656.
（6）平朝彦,1991: 温室地球の環境 −白亜紀の世界−. 科学, 61,657-662.
（7）Baker, V.R. et al., 1991: Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars. Nature,355,589-594.
（8）Carr, M.H., 1981: The Surface of Mars. Yale University Press.
（9）Crowely, J.T., North, G.R., 1991: Paleoclimatology. Oxford Univ. Press.
（10）Hanel, R.A. et al. 1981: Albedo, internal heat, and enegy balance of Jupiter: preliminary results of
the Voyager infrared investigation. J. Geophys. Res., 86, 8705-8712.
（11）Hays, J.D. et al, 1976: Variations in the Earth's orbit: pacemaker of the ice ages. Science, 194,1121-1132.
（12）Kasting, J.F.,1991: CO２ Condensation and the climate of early Mars. Icarus, 94, 1-13 .
（13）Kuramoto, K.,1991: Origin and Evolution of Titan and Icy-Satellites. Master's thesis, Univ. ofTokyo.
（14）Rampino, M.R. et al.,1979: Can rapid climatic change cause volcanic eruptions? Science, 206,826-828 .
（15）Sigurdsson, H., 1990: Evidence of volcanic loading of the atmosphere and climate response.
Palaeogeogr. Palaeoclimatol. Palaeoecol.,89, 277-289.
（16）Toon, O.B., 1982: Volcanoes and climate. Atmospheric Effects and Potential Climate Impact of the1980 Eruptions of Mount St. Helens, NASA-CP-2240, 15-24.
（17）Toon, O.B., Pollack, J.B.,1976: A global average model of atmospheric aerosols for radiativetransfer calculations. J. applied meteorol., 15, 225-246.

（筆者は東京大学大学院理学系研究科地球物理学専攻修士課程）

論文紹介
セレスの表面物質−アンモニアを含む鉱物
King,T.V.V.,Clark,R.N.,Calvin,W.M.,Sherman,D.M., and Brown,R.H., 1992: Evidence forAmmonium-Bearing Minerals on Ceres. Science, 255, 1551-1553.
小惑星のなかでいちばん大きいセレス（小惑星番号１、直径 1003km）は、反射能が 0.054 と極端に暗く、そのスペクトル反射曲線は概して平坦で、炭素質コンドライトのそれに似ている。
しかしくわしくみると、セレスのスペクトルには３μm 近くに H2O の特徴を示す幅広い吸収帯がある。この事実は、セレスの表面がフィロシリケイト (phyllosilicates) に富んでいることを示すと考えられる。とくに 3.07 μm 近くの狭い吸収帯は、H2O の霜の存在を示すものだと、L.A.
Lebofsky ら (1981) によって解釈されてきた。筆者らはこの解釈を再検討し、2.8−3.4 μ m 波長域での新しい観測データをもとに、セレスの表面物質について考察した。

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図１．
（左）3.07 μm 付近での理論的混合物（細い点線）とセレス（エラーバーを伴う実線）のスペクトルの一致
図２．（右）2.8−3.4 μ m 間での，セレス，実験室での混合物，理論的混合物の各スペクトルの比較

セレスの新しいスペクトルは、マウナケアの NASA 赤外望遠鏡を用いて、1989 年 12 月と1990 年１月の合計４夜の観測から得た。このスペクトルから熱の成分を取り除いて修正したものを、合衆国地質調査所 (USGS) のスペクトル・ライブラリーにある、各種物質のスペクトルと比較した。その結果、3.07 μm の吸収帯は OH、 H2O、CO3、 SO4 などの物質によるもので はないことがわかった。また NH ４を含むいろいろな粘土鉱物と比較したところ，NH ４を含むサポナイト (saponite) のスペクトルがセレスのそれに最もよく合うことが判明した。サポナイトは塩基性岩の風化や熱水変質によってできる粘土鉱物の一種で、CV および C Ｉ炭素質コンドライト中にも、水による変質生成物として存在していることが知られている。
セレスの 3.07 μm 吸収帯が、全表面をおおう H2O 氷の薄層によるという Lebofsky らの考えは、次の点で否定される。すなわち１つは、このような氷の薄層は光学的に不安定であること、もう１つは H2O 氷の 3.1 μm 付近での吸収帯の幅はセレスの 3.07 μm 吸収帯よりも広く、しかもH2O 氷の吸収帯の中心はセレスの 3.07 μm 吸収帯よりも波長の長いところに存在するためである。
3.07 μ m 吸収帯の性質をより深く知るために、筆者らは理論的計算をおこない、重量で７％のアンモニア化したサポナイト (粒径２μm)、52％の黒色物質 (粒径５μm)、41％の灰色物質 (粒径 10 μ m) の混合物が、セレスのスペクトルにもっとも合うという結論に達した (図１)。さらに、アンモニア化したサポナイトとカーボンブラックの混合物を実際につくって測定したところ、セレスの 2. 8−3.4 μ m 波長域に似たスペクトルを得た (図２)。ただし、この反射能がセレスのものより低いのは、実験室での混合物が NH4 をより多く含んでいるためと考えられる。
無水鉱物の水和によるフィロシリケイトの形成は、原始太陽系星雲中で直接おこったものではなく、微惑星形成後二次的におこったものであると筆者らは考える。すなわち、微惑星形成後の内部加熱または衝突による溶融で各種の塩に富んだ流体がつくられ、このうちアンモニア化した水が無水珪酸塩と反応して、セレスのスペクトル中にみられるようなアンモニア化した水和鉱物を生みだしたと思われるのである。アンモニア化フィロシリケイト中での脱アンモニア作用は約400 Ｋではじまることから、これら鉱物の生成温度は 400 Ｋをこえることはなかったであろう。
紹介者註：反射赤外スペクトルによる小惑星の表面物質の研究は近年大いにすすんでいるが、2.8 −3.4 μ m 領域での観測は少ないように思われ、その意味でこの報告は貴重である。小惑星や隕石でのフィロシリケイト形成の問題は、太陽系初期における惑星環境の進化をとくうえで、だいじな意味をもってくるであろう。

（小森長生）

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惑星地質ニュース 1992 年 6 月--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------新刊紹介..

月のアトラスRukl, A.,1991: Atlas of the Moon. Hamlyn,UK, 244pp, 200×300×18mm, $34.95.
アポロ計画の終了とともに、一般の天文アマチュアの興味が月から遠のいてしまったためか、最近 20 年間は月面地図が出版されなかった。本書は、プラハ・プラネタリウムの館長による線画法＋陰影法の月表側のアトラスである。表側は地球方向からの正射法によって 76 区画に細分し、それに加えて秤動によって見え隠れする月の周辺部は、８枚の歪みの少ない図法の地図によってカバーされている。
１枚の地図を 45％縮小したものを右に掲げるが、淡い緑色で陰影がつけてあり、美しくわかりやすい仕上がりになっている。描かれている地形は、口径 20cm の望遠鏡で好シーイング時に捕えられる程度のもので、観望のガイドブックとしては十分なものである。また 14 ページにわたって、エアブラシ加工を施して地形をわかりやすく強調した 50 枚の写真が掲載されている。
ひさびさの天文アマチュアのための月面アトラスの決定版といえるものだが、月面を細かく分割したために、１枚の地図の範囲が狭いのが本書の唯一の欠点といえる。

（白尾元理）

論文抄録
ＳＮＣ隕石中の水から火星の水圏を考えるKarlsson,H.R.,Clayton,R.N.,Gibson,Jr.,E.K., and Mayeda,T.K.,1992: Water in SNC Meteorites:
Evidence for a Martian Hydrosphere. Science, 255, 1409-1411.

火星から来たと考えられるＳＮＣ隕石は、0.04〜0.4 重量％の水を含んでいる。この水の酸素同位体分析の結果、その一部は明らかに地球外起源で、しかも水の母岩とは酸素同位体的に非平衡である。この事実はＳＮＣ母天体の岩圏と水圏が異なった酸素同位体組成をもっていたことを示し、母天体が火星とすれば、火星ではプレート運動がないことに原因している。

（Ｋ）

月の衝突盆地と地殻の不均質性−ガリレオ号が得た月の西縁部と裏側の新しいデータ
Belton,M.J.S.,Head,III,J.W.,Pieters,C.M.,Greeley,R.,McEwen,A.S.,Neukum,G.,Klaasen,K.P.,Anger
C.D., Carr, M.H.,Chapman,C.R., Davis,M.E., Fanale,F.P.,Gierasch,P.J., Greenberg,R.,
Ingersal,A.P., Johnson, T., Paczkowski,B., Pilcher,C.B.,and Veverka,J.,1992:Lunar Impact
Basins and Crustal Heterogeneity: New Western Limb and Far Side Data from Galileo.
Science, 255, 570-576.

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ガリレオ号が撮影した月の西縁部と裏側のマルチスペクトル画像は、月のいくつかの地形の化学組成の特徴を明らかにし、月の進化について新しい情報をもたらした。たとえば、オリエンタル盆地（直径 900km）の放出物はマントルからではなく地殻から掘りおこされたものである。裏側の南極近くにあるエイトケン盆地（直径 2000km 以上）の内部は反射能が低く赤色で、Fe とMg に富む鉱物を多く含む。このことから、衝突は地殻深部かマントルを 掘りおこしたこと、あるいはこの盆地が古い海の玄武岩を含むことを示している。

（Ｋ）

火星の地下氷の熱的安定性
Paige,D.A.,1992: The thermal stability of near-surface ground ice on Mars.

Nature, 356, 43-45.

火星の地下に H2O の氷が存在することは理論的に予言されてきたが、実在するかどうかの確かなデータはない。筆者の考察によれば、火星土壌の熱的性質や反射率にはいろいろな差異があり、地下の温度の決定に大きく影響する。いくつかの地域では、地下氷は表面のごく近くに、また赤道の近くにも存在可能だと結論できる。これらの氷は将来の人間の火星探査に有効な資源となるだろう。

（Ｋ）

I NFORMATION●日本惑星科学会が発足
京都で開かれた地球惑星関連学会合同大会の期間中の４月８日、日本惑星科学会の設立総会が開かれました。
新学会の設立目的は、初代会長に就任した中沢清氏（東工大）によると次のとおりです。「惑
星科学会の設立目的は、惑星科学それ自体の振興にある。旧来分野の垣根を取り払い、相互理解や情報交換を積極的に進め、また、異なった手法、異なった研究対象を集約し、総合的な視点にたって惑星科学を推進することが第一の目的である。また、本格的な惑星探査の時代を迎え、日本の惑星科学界全体として直接・間接に探査計画をささえ、さらには将来の探査計画を立案すべく、新学会がその組織化をはかることも重要であろう。同時に、惑星科学研究の国際的な共同計画に日本の応分の負担と協力が求められている現在、新学会が力量を高め、国際的な窓口としての役割もはたさねばならないだろう。さらには、惑星科学の成果を社会に還元したり、また、中・高校生など若い人材を惑星科学にひきこむための広報活動も新学会の重要な責務である。」
毎年春の講演会と秋の日本の惑星科学推進のためのシンポジウムが１回ずつ、年４回の機関誌の発行などが計画されています。年会費は 6000 円（学生会費は 4000 円）です。興味をおもちの方は学会事務所に設立総会の議案書を請求し、ご一読ください。今後の惑星科学の発展を担う広範な分野の方々の入会が期待されます。
学会事務局：東京工業大学理学部地学内〒152 目黒区大岡山２-12-1

Tel.03-3720-9885
Fax.03-3727-4662●第17回南極隕石シンポジウムの御案内
例年は６月に開催される上記シンポジウムが、今年は万国地質学会議の日程に合わせて８月にひらかれます。詳しくは極地研究所隕石資料部門（〒173 板橋区加賀１−９−10

Tel.03-3962-

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4711 内線 155

Fax.03-3962-5711（隕石部門直通））までお問い合わせください。

日時：

８月 19・20・21 日（水〜金）場

所：

国立極地研究所６階講堂●第４回惑星科学夏の学校＆第１回惑星科学フロンティア・セミナー開催のお知らせ
従来の「惑星科学夏のセミナー」は今回から「惑星科学夏の学校」と名称を変更し、主としてこれから惑星科学を志す学部生・大学院修士課程および惑星科学に関心をもつ他分野の研究者を対象として、惑星科学の基礎的な事項や幅広い教養を身につける内容で行われることになりました。一方で、あらたに「惑星科学フロンティア・セミナー」が開催されます。これは、大学院博士課程以上の若手研究者（分野は問わない）を対象とし、最近のホットな話題や境界領域のテーマを取り上げ、現状の理解や問題点の整理・集中的な議論を中心に行われるものです。
今回は初回ということもあり、両方とも参加したい人に考慮して２つのセミナーが同じ場所で続けて開催されます。参加者は上述の対象にこだわらず、どちらか一方だけでも、あるいは両方とも参加することが可能です。これまで通り、多数の参加を期待します。参加申込みの締切りは６月 13 日（土）ですので、詳しくは下記事務局まで至急お問い合わせください。
日時：

７月 16 日（木）〜18 日（土）「夏の学校」（２泊３日）
７月 18 日（土）〜20 日（月）「フロンティア・セミナー」（２泊３日）

場

所：

連絡先：

草津セミナー・ハウス
東京大学理学部地球惑星物理学教室

惑星科学夏のセミナー事務局〒113 東京都文京区弥生２-11-16 Fax.03-3818-3247 Tel.03-3812-2111 内線 4281

●IGC Workshop 『惑星地質学と画像処理』の御案内
1992 年８月 24 日〜９月 3 日、京都国際会議場で開催される万国地質学会議（IGC）の期間中に、IGC のワークショップとして同封パンフレットのように惑星地質学の講演会と画像処理のデモを行います。いずれも現在、惑星探査の 最前線で活躍している最高のスタッフによるものですので奮って参加ください。画像処理のデモは IGC の登録 (一般５万円、学生 17000 円) が必要ですが、登録すると本会議での惑星地質の講演 (25〜28 日）が聞ける他、地形図やガイドブックがもらえます。学生の登録料は格安ですので登録をお薦めします（登録申込先：IGC 事務局
Tel.03-3272-7981)。
惑星地質学の講演会
日時：

８月 29 日（土）9：00〜 15：30

会場：

京都大学理学部共同大講義室

画像処理のワークショップ
日時：

８月 25 日（火)〜28 日（金）会場：

京都国際会議場

編集後記：今年の夏は惑星科学の行事が多く、インフォメーション欄が２ページになってしまいました。とくに IGC のワークショップは、日本では初めてともいえる惑星地質に主眼をおいた集まりです。これがきっかけとなって日本の惑星地質が盛んになってほしいものです。（Ｓ）