日本惑星科学会誌 遊・星・人
第30巻 第2号
目 次
巻頭言 津田 雄一
2020年度最優秀発表賞受賞論文
還元型原始地球大気の流体力学的散逸
吉田 辰哉，倉本 圭

51

52

火の鳥「はやぶさ」未来編 その24 〜可視光で見たリュウグウ〜巽 瑛理,杉田 精司，本田 理恵，諸田 智克，
亀田 真吾，
長 勇一郎，澤田 弘崇，他11名

64

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その46 〜 LAC，金星雷発光を確認か？〜
高橋 幸弘，今井 正尭，佐藤 光輝

72

惑星ラボからこんにちは! その3 〜神戸大学 実験惑星科学研究室〜
保井 みなみ遊星人の海外研究記 その6 〜ローマで変わった心と体〜
城野 信一「天体の衝突物理の解明 (XVI)/第12回スペースガード研究会〜プラネタリーディフェンスの現況〜」参加報告
荒川 創太

第13回月惑星探査データ解析実習会を終えて平田 成，出村 裕英，大竹 真紀子，嵩 由芙子，小川 佳子，本田 親寿，北里 宏平，他1グループ

2021年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ
渡邊 誠一郎2021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

学位論文タイトル紹介
表紙デザイン：BROOK S

74
77

80
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90
92
93

50

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

Contents
Y. Tsuda

51

T. Yoshida, K. Kuramoto

52

E. Tatsumi, S. Sugita, R. Honda, T. Morota, S. Kameda, Y. Cho, T. Sawada, and 11 authors

64

PrefaceHydrodynamic escape of a reduced proto-atmosphere on Earth

Phoenix Hayabusa : A tale of the future (24)
- Ryugu in visible wavelengths ‒Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (46)
- LAC detected lightning ﬂash in Venus? -Y. Takahashi, M. Imai, M. Sato

Hello from planetary labs! (3)- Experimental planetary science laboratory, Kobe University ‒72

M. Yasui74

S. Sirono

77

S. Arakawa

80

Letter from planetary people working abroad (6)- My mind and body have been changed in Rome -Report on 16th workshop on collisional physics of planetary bodies/
12th spaceguard workshop

Report of 13th exercise for data analysis in lunar and planetary data explorations
N. Hirata, H. Demura, M. Ohtake, Y. Daket, Y. Ogawa, C. Honda, K. Kitazato, and 1 group

86

Announcement of 2021 JSPS fall meeting
S. Watanabe

90

Society for Promotion of Space Science92

Announcement of public oﬀering for 2021 grants

Recent theses in planetary sciences

93

《目次へ

巻頭言

51

巻頭言
目標を掲げてそれを完ぺきに実行する，というのは事業活動の基本である．それが成功したとき，その事業は成功事例として評価される．成功しても評価されないとしたら，それは事業計画そのものがまずかった，となる．
しかし科学は，それが基礎科学になればなるほど，そうではあるまい．もちろん，大事業になるほど高い期待値と，それを達成しうる計画性は重要だ．しかし本心では，人類の常識を打ち破ってくれるような偶発的発見を期待している．別にこの本心は，科学者の内に秘めたものとする必要はない．国も，国民も，子供たちでさえも，そういう科学の本質は知っているのだから．
「究極の最先端技術による究極の基礎科学」と言えるはやぶさ２においても然りだ．
そのような事業において重要なのは，周到な計画性の中に，いかに偶発的発見を拾えるための肥料を蒔いておくかであろう．種はどこに埋まっているかはわからないし，そもそも埋まっていな
いかもしれない．しかし肥料がなければ芽吹くはずのものも芽吹かない．どこにどのような肥料を蒔くか．そこにこそ科学者と技術者の力量が問われる．
はやぶさ２は，とても高い目標を掲げた事業であった．安定した惑星間往復航行，確実なサン
プル採取など，はやぶさ初号機の残した宿題の克服が求められた．さらには，人工クレータ生成などの新しい目標も加わった．技術的勝算の境界を狙う探査屋冥利に尽きる計画が立てられた．
そのはやぶさ２，リュウグウの険しい地形に翻弄されつつも，第1回着陸，人工クレータ生成な
ど，計画にあることを完ぺきにこなして，ようやく真の「科学的決断」ができる状況に持ち込めた．
それが第2回着陸であった．チーム自身が「やめる」と言えばやめられる状況．科学そのものに選択権が委ねられた状況，ここで如何に科学的な決断ができるか．このミッションの真価はそこにあると私たちは考えていた．そして実際，偶発的なチャンスを拾うためにずっとやってきた“肥料蒔き”が奏功し，人工クレータからたった20mの地点に（素晴らしく幸運にも！）着陸可能な地形を発見できたし，週末に発見し週明けには決断という即断即決が出来た．
大きい事業ほど，そういう即応性を備えたチーム作りは難しい．やるべきことをきちんとやるということに留まらないこと．想像力の翼を思いきり伸ばして，やれるかもしれないことを組織的に追究すること．これは口で言うほど簡単ではない．そこに必要なのは，科学をとことん嗜む文化と，それを担う未来志向のコミュニティーだ．
はやぶさ２が見せた，苦しい中でも底抜けに陽気な探究文化は，実は日本の宇宙探査にとっての一番の収穫ではないかと思う．これを土台に，よい科学文化を育て，もっと深淵の宇宙探査に乗り出したいものですね．
津田 雄一（宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所）

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52

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

2020年度最優秀発表賞受賞論文

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸
吉⽥ ⾠哉1,2，倉本 圭1
2021年3月15日受領，査読を経て2021年4月2日受理（要旨）近年の宇宙化学的研究により，地球マントル物質の同位体組成は始原的隕⽯の中で最も還元的なエンスタタイトコンドライトに酷似していることが⽰されている．このことは形成期の地球に，⾦属鉄の還元作⽤によって H2 やCH4 に富む還元型原始⼤気が形成されたことを強く⽰唆する．これまで富⽔素原
始⼤気は流体⼒学的散逸によって速やかに失われたとみられてきたが，これは放射活性分⼦種による放射冷却過程やX U V 吸収に付随する光化学過程を著しく簡略化したモデル計算に基づいており，⽔素残留期間については不確定性が⼤きい．そこで本 研究では，これらの過程を陽に組み込んだ流体⼒学的散逸モデルを原始地球⼤気に適⽤することで，⼤気組成に依存した⼤気散逸率を求め，その結果を適⽤
CH 4 や⾚
して，現表層揮発 性元素の貯蔵量や同位体組成と整合的な原始⼤気の進化経路を推定した．
+

外活性光化学⽣成物( H3 ，CH，CH3 等 )の混合⽐が⼩さい場合でもそれらの放射冷却の影響は著しく，
CH4はほとんど散逸せず H2のみが散逸する．散逸が抑制された結果，集積期に獲C H 4 / H 2 > 0. 01 の場合，得した H2 の残留期間は>4 億年にも達しうる．これは，地球上に⽣命が誕⽣したと推定される時期に重なり，初期地球において還元的⼤気種の温室効果によって温暖環境が保たれ，当時の⼤気が⽣命につながる有機物の⽣成場として重要な役割を果たした可能性があることを⽰唆する.

1. はじめにことが予想される[ 3, 4]．
還元型⼤気は⽣命誕⽣において重要な役割を果

集積期の地球は原始太陽系星雲ガスの重⼒的捕H2 や CH4 に富んだ還元的環境たした可能性がある．

獲や微惑星の衝突脱ガスにより⼤気を獲得したと考では⾼分 ⼦有機 化合物が 効率的に⽣成されることH2を主体とする星雲ガス成分は原始えられる．従来，が知られている[ 5]．実際に，タイタン⼤気では炭化

地球から急速に散逸し，現在の⼤気は H2O-CO2を主

⽔素，ニトリル，ヘイズ等の多様な有機物が光化学体とする衝突脱ガス成分に由来すると想定されてき的に⽣成されている[6]．初期地球で還元型⼤気がた[ 1]．しかし，地球物質と各種隕⽯の多種の元素に維持された場合，⼤気が⽣命誕⽣に繋がる主要な有

またがる同位体組成の⽐較から，地球材料物質の⼤機物⽣成場として有効に機能したと考えられる．ま部分は還元的なエンスタタイトコンドライト様物質でた，H2 や CH4 のような還元的⼤気種が，当時の暗いあることが近年になって⽰されてきた[2]．この場合，

太陽の下にある初期地球表層において，液体の⽔を

衝突脱ガス成分は⾦属鉄との化学反応によって還元安定化させる温室効果気体として，重要な役割を果され，H2 や CH4 主体の還元型原始⼤気が形成された

たした可能性がある[ 7]．

1.北海道⼤学
2.東北⼤学

渇が⽰すように，還元型原始⼤気は地球史の初期の⼀⽅，現在の地球⼤気における星雲ガス成分の枯段階で奪われたはずである．特に H 2 に富む⼤気は，

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本53

流体 ⼒学的散 逸によってその⼤部分 が流出した可逸モデルを原始地球⼤気に適⽤し，⼤気組成の関数能性がある．流体⼒学的散逸とは，熱された上層⼤として散逸率を求めた．また，得られた結果を適⽤気が膨張し惑星重⼒を振り切って宇宙空間に流出す

し，地球表層揮発 性物質の現在の貯蔵量や同位体る現象で，地球においては初期太陽の強⼒なX 線お組成と整合的な⼤気進化経路と還元的環境の持続

よび 極端 紫外 線 (以下 X U V ) 放 射 [8]を加熱源に駆期間の推定を⾏った．

動されていたと予想されている．
これまで星雲⼤気を想定した純 粋な⽔素⼤気における流体⼒学的散 逸による散 逸率の推定が⾏わ

2. 流体⼒学的散逸モデルれてきた[ 9, 10]．近年の研究 [ 10]はG 型星の観測か数 値モデルは⽕ 星 向けに構 築したモデル [ 11]をら推定されるX U Vフラックスの進化曲線を⽤いてベースに，原始地球⼤気に合わせて光化学過程と放星雲⼤気の散 逸率の推定を⾏い，⼀海洋質量中に射過程を変更・拡張したものとなっている．以下に，含まれる⽔素が 数百万年から数千万年以内に散 逸モデルの概要と原始地球 ⼤気計 算のために施したすると主張している．

変更点について述べる．多成分 球 対 称⼀次元系を

H2-CH4主体の還元型原始地球⼤気を想定
⼀⽅で，仮定し，下部 境 界 組 成はガス-マグマ- 溶 融 ⾦ 属鉄

したモデリング研究はこれまで⾏われていない．こ間の化学平 衡計 算結果を参照し H 2 とCH 4 のみからのような還 元 型 原始 ⼤ 気は星雲⼤ 気と異なり⾚外CH 4 の混合⽐はパラメータとする．化学なるとする．

活性分⼦を豊富に含み，それらの放射冷却が流体⼒過程として，H 2・CH 4 とそれらの光化学⽣成物( H , C ,学的散逸に⼤きな影響を与える可能性がある．⽕星CH , CH2, CH3, H , H2 , H3 , C , CH , CH2 , CH3 ,CH4，C O
H2，を対象とした我々の先⾏研究 [ 11]では，

CH4 , CH5 )の計16成分における97反応を考慮する．

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+

+

+

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とそれらの光化学 ⽣成物からなる原始⽕ 星⼤気に各成分の質量保存則に化学反応による⽣成消滅を

対して，放射過程と光化学過程を考慮した流体⼒学

組み込み，また運動⽅程式には成分間の運動量交的散 逸モデルを構築し，CH4 や C O の放 射冷却が⼤換を考慮する．また，エネルギー保存則には波⻑に気散逸を著しく抑制することを⽰した．⽕星よりも重依存したX U Vならびに⾚外放射の放射伝達を考慮+
3

⼒が⼤きい地球では光分 解が 効率的に進み，H やする．X U Vスペクトルと強度にはG 型主系列星の観

CHのような光化学⽣成物の放射冷却が効く可能性

測から推定された44. 6 億年前の太陽スペクトル [ 14]がある．放 射冷却により⼤気散 逸が 抑制されれば，を与える．波⻑積分した X U V強度は，現在の静穏

当然，⽔素残留期間は星雲⼤気に対する推定よりも期の太陽の値の約100 倍である．分⼦と原⼦による⻑期化することになる．

X U V 吸収を考慮し，平⾏光線の放射伝達を解き球

流体⼒学的散逸が激しく起こる場合，強い上昇流

殻平均することで，各成分の光分解率と併せて放射に⽔素以外の⼤気成分も取り込まれて散逸し，質量CH 4，CH，CH3，H3 に加熱率を推定する[ 15]．また，分別効果によってそれらの同位体組成が変化するは

よる⾚外輝線放射を考慮し，熱運動と流出運動に伴ずである[ 12]．他⽅，現地球表層の炭素と窒素の同うドップラー偏移を考慮した⾚外放射伝達を解くこ+

位体組成は，地球に揮発性物質をもたらした材料物とで放射冷却率を推定する．下部境界の H2 数密度と質の⽣き残りと考えられる始原的隕⽯の同位体組成

温度は，それぞれ均質圏界⾯の典型値1019 m - 3，当時とほぼ 等しい [ 13]．このことは地球表 層の炭素と窒の太陽光度下での⼤気表⽪温度200Kを与えた．

素が流体⼒学的散 逸の影 響をほとんど受けていないことを⽰唆している．放 射冷却によって炭素種や窒素種の流体⼒学的散 逸が抑制されれば，地球と始原的隕⽯の同位体組成の類似性について説明することが可能になる．

3. 計算結果
3.1

⼤気構造とエネルギー収⽀

そこで，本研究では放射過程と光化学過程を陽に定常状態における速度，温度，数密度，加熱率・組み込んだ多成分系における⼀次元流体⼒学的散冷却率の分布の典型例を図1に⽰す．それぞれの解54

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

において⼤気は動径距離の増加につれて，ほぼ速度( 図1(e) , 図3)．⾼度が増し温 度が上昇するにつれてなしから超⾳速に加速されている( 図1(a))．⼤気のCHの放射冷却も効くようになり(図1(e) , 図3)，CH 4 /エネルギー収⽀において重要な CH 4 とその光化学⽣

H 2 = 0. 007の 時点 で 加 熱 効 率 は〜5%となる( 図2)．

成物の分布に着⽬すると，CH4は下部境界の直上で急これは僅かな放 射冷却源が流出⼤気中に含まれた

速に分解され，それに伴いCHや CH3が⽣成されていだけで⼤気散逸が著しく抑制されることを⽰している(図1(c))．この傾向は下部境界におけるCH4/H2⽐がる．なお，輝線データの不⾜により今回考慮していな

CH4の分解図に⽰した例と異なる場合も同様である．

いCH 2 等の放射冷却を加味すると，加熱効率はさらに寄与する主要な反応は以下の通りである(図1(f ))．

に低下する可能性がある．

CH4 + hν → CH2 + H2

( 1)

CH4 + hν → CH2 + H + H

3. 2

( 2)

⼤気散逸率

+

+

(3)

図 4は全球からの百万年あたりの散 逸質量フラッ

+

+
3

(4)

クスを表している．ここで，H 2とCH 4 の散逸分⼦数フ

CH4は光分解のみでなくイオンとの化学反応によってラックスF i と散 逸質量フラックスF m , i (i = H 2 , CH 4 )も分 解されている．これらの反応による CH4 の分 解は以下のように与えられる．

CH4 + H → CH4 + H
CH4 + H → CH + H2

は⽊星や⼟星の電離圏でも起きることが知られている[ 16]．⽕星と⽐べて地球では重⼒が⼤きいために鉛直移流が鈍化し，下層で CH4の分解が進んでいる．
++

ここで，m i，n i，v i はそれぞれ大気成分iの分⼦質量，CH4 を分解する主要なイオンはH で，H 数密度増加

数密度，速度を表す．下部境界におけるCH 4 / H 2 ⽐

H+ はに伴い CH4 数 密度は低下している( 図1(c) (d))．

が上昇するほど，放射冷却の影響により散逸質量フ

主に H2 の光分解によって⽣成される．

ラックスは減少している．図 4の破 線はCH 4 が H 2 と+H2 + hν → H + H + e( 5)

共に散逸するためのH 2 の散逸フラックスの下限値で⼀⽅ で， ⾼度 が 増し 温 度 が 増 加 するにつれて( 図ある臨界フラックスを表す．⼤気成分 iに対する臨界1( b))，以下の CH4 の⽣成反応も効き CH4 の分解が抑フラックスFcrit,i はクロスオーバー質量 m c , i (主要⼤気

制されている．

成分によって引き摺れることで散逸可能な副成分の分H2 + CH3 → CH4 + H( 6)

⼦質量の上限値)を⽤いて以下のように導かれる[12]．

図2は亜⾳速領域におけるエネルギー収⽀を表している．ここで，図中の加熱効率は以下のように定義される．
ここで， はボルツマン定数，Tは温度，
⼤気成分 i 間の衝突係数，g は重⼒加速度，の混合⽐を表す．
ここで，r 0 ，r s はそれぞれ下部境界，遷⾳速点の動径はH 2 とはH 2の値は[ 11]の式 ( 5)から求めている．ここで，m c , i = m i としについて解くと，

距離，q ab s ，q c h ，q r ad はそれぞれ放射吸収率，化学反応によるエネルギー消費率，放射冷却率を表す．加熱効率は吸収された X U Vエネルギーに対する⼤気の熱エネルギーに分配されたエネルギーの割合を表

図 4に お いてCH 4 / H 2 = 0. 005, 0. 007のときの 値 を

CH 4/H 2 ⽐に依らず，化学反応によるエネルギー消す．

⽤いて外挿すると，H 2 フラックスはCH 4 / H 2 = 0. 012+

費と H3 の放射冷却に，X U V 吸収エネルギーの〜75のときに 臨 界フラックス に 達 する．こ れ は CH 4 /CH 4 の光分解によっ%が⾷われている(図2)．さらに，

H 2 > 0. 012のときにはCH 4 を残しH 2 のみが散 逸するて⽣じた CHと CH3 の放 射冷却も⼤気のエネルギー

ようになることを意味している．

収⽀に⼤きな影響を与える．下部境界近傍では低温でも放 射 活 性な CH3 による放 射冷却が 効いている

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

55

（a）

（b）

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図1： ⼤気プロファイル．(a) 平均速度．丸点は遷⾳速点を表し，三⾓点は外圏底を表す．(b) 温度．(c) 中性成分の数密度．(d) イオンの数
密度．(e) 放射加熱率，放射冷却率，化学反応によるエネルギー消費率．(f ) CH 4を分解する反応の反応率．(c) – (f )は下部境界CH 4/
H 2=0.001の場合．

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021



[J/s]

56

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CH4/H2

図2：亜⾳速領域におけるエネルギー収⽀．
「 運動エネルギー」
は運動エネルギーフラックスの正味発散，「エンタルピー」
はエンタルピーフラック
スの正味発散，「 重⼒ポテンシャルエネルギー」は下部境界と遷⾳速点の重⼒ポテンシャルエネルギー差，「 放射加熱」はXUV吸収による加熱率，「 化学反応エネルギー消費」
は化学反応による正味のエネルギー消費率，「 CH 4 放射冷却」「，CH 放射冷却」「，CH 3 放射冷却」，「H 3+ 放射冷却」
はそれぞれCH 4，CH，CH 3，H 3+による放射冷却率を表す．下部パネルにおける⿊線は加熱効率を表す．

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図3：1分⼦あたりの放射冷却率の温度依存性．

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図4：H 2とCH 4 の全球からの1 Myrあたりの⼤気散逸率．右縦軸は現地球⼤気質量で規格化した値を表す．ここで，1 bar = 5.3 × 1018 kgである．⻘線と⾚線はそれぞれH 2 の散逸率，CH 4 の散逸率を表す．破線はCH 4 がH 2と共に散逸可能な場合のH 2 の散逸率の下限値(臨界フラックス)を表す．

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

57

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図5：(a) XUVフラックスを変化させた場合の⼤気散逸率．(b) XUVフラックスを変化させた場合の加熱効率．標準設定の場合の値で規格化
している．

3.3

⼤気散逸率のXUV 強度依存性

原始海洋が存在すると仮定する．さらに，CH 4 の散
逸 終了時点で 現地 球 表 層炭 素 量 (C O 2 70ba r相当

初期太陽のX U Vフラックスには⼤きな不 確定性[ 18] )と同等の CH 4 が 残留すると仮定する．X U V強がある[ 17]．ここでは⼤気散 逸率のX U V強度依存度は現在の強度の約100 倍とし，CH 4 / H 2 = 0. 012に性を調べるため，X U Vフラックスが 標準設 定の場

達し，H 2 フラックスが臨界フラックスまで低下した後合の2倍と3 倍 の場 合の計 算 結果を⽰ す．図 5は標は，CH 4 の散逸を⽌める．CH 4 / H 2 > 0. 012における準設定の場合の値で規格化した X U VフラックスがH 2 フラックスは，各濃度での臨界フラックスで近似

2倍 の場 合と3 倍 の場 合 の⼤ 気散 逸 率と加 熱 効 率

する．簡略 化のため流体 ⼒学的散 逸中の⼤気供給を表す．同じ⼤気組成において，⼤気散逸率は単純過程や他の⼤気散 逸過程，CH 4 からC O 2 への酸化にX U Vフラックスに⽐例して増 加 するわけではな

過程を無視する．

く，X U VフラックスとCH 4 / H 2 ⽐が⼤きくなるほど，

H 2とCH 4 の量の時間変化は3章で⽰したそれぞれX U Vフラックス増加に伴う⼤気散 逸率の増加の度の⼤気散逸率から推定することができる．⼤気量の合いは⼩さくなっている．これは X U Vフラックスが時間変化の推定⽅法の詳細は先⾏研究 [ 11]に記述

⼤きいほど冷却源であるH 3 ，CH，CH 3 の⽣成率がされている．質量分別の計算には，炭素種のみでな増加し，さらに⼤気温度が上昇することで．放射冷

く窒素種も同時に考慮する．原始⼤気中で窒素がど却率が上昇するためである．

のような形で存在していたかは不明であるため，ここ4. 原始地球⼤気の進化
4.1

原始⼤気の量と組成の変化

放 射冷却によって加熱効率と⼤気散 逸率が減 少することから，初期地球において⽔素残留期間が従では N 2 の場合とN H 3 の場合の2通りを考える．さらに散 逸終了時点で現在の地球⼤気窒素量 ( 0. 8ba r)と同等のNが⼤気に残されると仮定する．窒素成分
やH D，13 CH 4 等の微量⼤気成分の量の時間変化については，それらは主要成分の運動に影響を与えないと仮定し，H 2 の散逸率から導かれる以下の散逸率[ 12]を仮定する．

来の推定よりも⻑期化することが予想される．ここでは現地球表層揮発 性物質の貯蔵量や同位体組成と整 合的な原始 ⼤気進化 経 路を推定する．下層⼤気において炭素種はCH 4 として存在し，地表⾯には

ここで，X i は⼤気成分 iの混合⽐である．

58

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

D/ H ⽐の変化を推定するため，⼤気と海洋間で料 物質の⼤部分 がエンスタタイト様物質だった可能

同位体交換反応が起き，平衡状態にあると仮定する性がある．この場合，⾦属鉄によるH 2 Oの還元によ[ 19]．海洋量は現在の量で⼀定と仮定し，平衡係数

り衝突脱ガス⼤気のH 2 / H 2 O⽐は〜10となる可能性を求める際に必要な地表⾯温度は⽔素主体⼤気にがある[ 3]．このH 2 / H 2 O⽐と現 在の海洋量 (〜300

おける地表⾯温度の推定 [20]を参照する．

ba r相当)を考慮すると，集積期には100ba rオーダー

始原的隕⽯を地球に揮発 性物質をもたらした材のH 2 を獲得したことが予想される．

料物質の⽣き残りとみなし，炭素と窒素の初期同位

海洋D/ H ⽐は同位体交換反応により⼤気 D/ H ⽐

体組成は始原的隕⽯の値の範囲に収まるという条件

よりも上昇する(図 6, 8)．地球への⽔の主要な供給源を課す．現地球表層と始原的隕⽯の炭素・窒素同位が炭素質コンドライト様物質の場合，全体の系にお体⽐は⾮常に近い．地球マントルの平均的13 C/ 12 C⽐

ける初期D/ H ⽐は炭素質コンドライトと現地球海洋

1312に対する始原的隕⽯の C/ C ⽐は0. 98から1. 01での値に近くなり，海洋D/ H ⽐の上昇は現地球海洋の[21-23]，地球⼤気の15 N/ 14 N⽐に対する始原的隕⽯

D/ H ⽐と⼀⾒⾮整合的に思われる[20]．しかし，今

15

14の N/ N⽐は0. 95から1. 5である[22, 24, 25]．現地

回の推定はいくつかの仮定に依存していることに注

球海洋D/ H ⽐は炭素質コンドライトの値に近い．⼀意が必要である．ここでは海洋質量は現在の値で⼀⽅で，初期D/ H ⽐は星雲ガス等の影 響を受けるた

定としていたが，実際には過去の海洋質量は現在よめ不確定性が⼤きい[26]．ここではD/ H ⽐についてりも⼤きかった可能性や，地球内部と表層間で⽔循は⼤気散 逸による初期値からの濃集度合いを推定環が起きていた可能性がある．この場合，海洋D/ H

する．

⽐はここでの推定よりも元の供給源の値に向かって

図 6は現地球表層の炭素と窒素の貯蔵量と同位体均されることになる．また，海洋への重 ⽔素の濃集

組成と整合的な⼤気進化経路で，初期⼤気量が最度合いは地表⾯温度に⼤きく依存していることにも⼤の場合である．この場合よりも初期H 2 量が⼤きい

注意が必要である．ここでは H 2 - H 2 O ⼤気モデルの場合には炭素と窒素の同位体分別が進み過ぎ，初期結果を参照し地表⾯温度を与えたが，CH 4 やN H 3 等

同位体組成の制約条件を満たさなくなる．各⼤気成の他の温 室効果気体の影 響を考慮すると地表⾯温分の⼤気質量は，以下の換算気圧を⽤いて表すこと

度がさらに上昇する可能性がある．この場合も海洋にする．

への重 ⽔素の濃集度合いは⼩さくなる．さらに，初期D/ H ⽐が炭素質コンドライトの値と近いとする想定も再 検 討 する必 要がある．もし原始 惑 星が星雲
ガス成分と脱ガス成分 の双⽅からなる原始 ⼤ 気を

ここで，P i とM i はそれぞれ⼤気成分 iの換算気圧と獲得した場合，初期D/ H ⽐は星雲ガス成分のD/ H

⼤気質量を表し，gとR p は地表⾯における重⼒加速⽐を反映し炭素質コンドライトの値よりも⼩さくなる

度と地球半 径を表す．初期 CH 4 / H 2 ⽐が⼤きいほど[26]．

初期⼤気量は⼩さい(図7)．また，CH 4 / H 2 ⽐が⼤き

図9は初期CH 4 / H 2 ⽐と初期H 2 量に対する⽔素散いほど炭素と窒素の同位体分別の度合いは⼩さくな

逸タイムスケールを表す．⽔素散逸タイムスケールはる( 図 8)．炭素と窒素の初期同位体組成の制約条件

およそ4億年に達する(図6, 9)．H 2 - CH 4 ⼤気からの⽔により(図 6, 8)，CH 4 と窒素成分はH 2 と⽐べてほとん

素散逸タイムスケールは純粋なH 2 ⼤気と⽐べて⼀桁

ど散逸しない(図6,7)．この結果は放射冷却による散ほど⻑期化する(図 9)．さらに，ここではCH 4 散逸終

逸の抑制に起因する．⼀⽅で，制約条件を満たすH 2

了後のH 2 フラックスは臨 界フラックスと仮定していの最⼤量は〜400ba rで，⼤質量の⽔素に富んだ原

たが，これは上限値であり，また⼀部の分⼦種によ始⼤気が形成された可能性があることを⽰している

る放射冷却を考慮できていないことから，実際には(図 6,7)．
⼤質量の富⽔素⼤気の形成は地球材料物質の化学からも⽰唆される．第1章で述べたように，地球材

H 2 - CH 4 ⼤ 気からの⽔素 散 逸タイムスケールはさらに⻑期化する可能性がある．

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

59

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図6：現地球表層揮発性元素の貯蔵量と同位体組成と整合的な⼤気進化経路のうち，初期⼤気量が最⼤の場合の⼤気量，同位体組成，地
表⾯温度の時間変化．緑線と橙線はそれぞれ⼤気中の窒素の形態としてN 2，NH 3を仮定した場合を表す．

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図7：初期CH 4/H 2 ⽐に対する初期⼤気量．網掛け領域は初期同位体組成の制約条件を満たす領域を表す．

60

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

（a）

（b）

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図8：(a)現地球表層の平均的13C/12C⽐に対する初期の13C/12C⽐．(b)現地球⼤気の15N/14N⽐に対する初期の15N/14N⽐．(c) 初期D/H⽐に対する散逸終了時のD/H⽐．(a)と(b)の網掛け領域は始原的隕⽯の値の範囲を表す．

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図9： 初期CH 4/H 2 ⽐と初期H 2 量に対するH 2 散逸タイムスケー
ル．実線が⼤気進化経路推定から得られた値で，破線が初期H 2 量を純粋なH 2 ⼤気における散逸率で割ることで得ら
れた値．

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2

図10：XUVフラックスが標準設定の2倍の場合のH 2 散逸タイム
スケール.

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還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

4. 2

仮定の不確定性が⼤気進化推定に
与える影響

61

能性がある[28]．
（3）揮発性物質の供給過程と他の損失過程（1）XU Vフラックス
後期集積は揮発 性物質の供給において重要な役
3. 3 節で述べたように，初期太陽のX U Vフラック

割を果 たした可能 性 がある．⽉形 成を伴う巨⼤ 衝

スには⼤きな不確定性がある．⼤気散逸率は X U V

突イベント後，地球には現在の質量の約 0. 5% の物

フラックスに依存するため，ここでは標準設定とは異質が集積し続けたと考えられている[29]．後期集積なるX U Vフラックスの場合の⼤気進化経路を推定

物質の組成は未だ不明である．地球マントル物質とする．基本的にはX U Vフラックスが増加するほど⼤隕⽯のRuの同位体組成分析によると， 後期集積物

気散逸率も増加する．従って，X U Vフラックスが増

質もエンスタタイト様 物質だったことが⽰ 唆される

加するほど，炭素成分と窒素成分の同位体分別が進[ 30]．⼀⽅で，同様の分析を太古代の超苦鉄質岩にみやすくなるため，その分初期H 2 量の範囲は制限さ拡張し後期集積物質組成を推定すると，後期集積れる．図10はX U Vフラックスが標準設定の2倍の場

物質は炭素質コンドライト様 物質だったことが⽰唆

合のH 2 の散 逸タイムスケールを⽰している．初期同されている[ 31]．

位体組成の制約条件を満たす初期 H 2 量は X U Vフ

集積物質の多くが炭素質コンドライト様物質の場

ラックスが⼤きいほど⼩さくなる．その結果，H 2 散逸合，炭素質コンドライトの揮発 性物質含有量を参考

タイムスケールの上限値は〜250My rとなり，標準設に10w t %のH 2 O，C/ H=1/ 5，N/C=1/ 30を満たす定の場合の約 0.7倍となっている．

CとNを含むと仮定すると[ 13]，集積するH，C，Nの量はそれぞれ 〜 3 × 10 20 kg (〜2海洋質量)，〜 4（2）地球質量に達する以前の⼤気散逸× 10 20 kg(現表層炭素量とほぼ等価 )，〜 1 × 1019
kg( 現⼤気中窒素量の〜2 倍 )となる．集積物質がエ

ここまでは地球質量に達してから⼤気散逸が始まンスタタイトコンドライト様物質の場合でも，CとNにると暗に仮定していた．しかし，実際には原始惑星

ついては炭 素質コンドライト様 物質の場 合 の〜0.1段階で星雲ガスが晴れ，地球の元となった原始惑星倍の量が集積したと予想される[ 32]．

は⼤気散 逸の影 響を受けていたと予想される[27]．

後期集 積に伴う揮発 性物質の供給 が 起きると同

我々の⽕星を対象にした先⾏研究 [ 11]は⽕星サイズ

位体分別が 均されることで初期同位体組成の制約の惑星における原始⼤気でもHとCの同位体分別が条件を満たしやすくなり，初期⼤気量やH 2 散逸タイ起こり得ること，分別度合いは初期⼤気の量と組成

ムスケールの上限値が上昇する可能性がある．例とに⼤きく依存することを⽰している．加えて⼤気散逸して，10ba rのC O 2 と等価なCが散逸終了後に集積の持続期間も重要なパラメータと思われる．原始惑

した場合，13 C/ 12 C⽐が〜0. 997倍となり，初期⼤気

星上の⼤気の散 逸期間が短かった場合には同位体

量とH 2 散逸タイムスケールの上限値が〜1. 05 倍にな

分別はほとんど進まないことになる．現在の地球とる．

始原的隕⽯の炭素と窒素の同位体組成がほぼ 等し同位体分別の緩和と同時に，後期集積時にH 2 がいことは，地球の元となった原始惑星は同位体分別⽣成されることでもH 2 残留期間が⻑期化する可能を伴う⼤気散逸の影響をほとんど受けなかったこと性がある．特に，エンスタタイト様物質が集積し地球を⽰唆している．

上のH 2 Oが還元される場合には⼤量のH 2 が⽣成さ

⼀⽅で，原始惑星の巨⼤衝突時に同位体分別を起れる．集積物質中に30w t % の⾦属鉄が含まれていこすことなく⼤質量の原始⼤気が失われた可能性もて全て H 2 Oと反応しH 2 が⽣成されると仮定すると，ある．この場合，原始惑星が星雲ガス成分を含んだ〜 3 × 10 20 kg (〜60 ba r)のH 2 が形成され，H 2 残原始⼤気を獲得したとしても，現在の地球⼤気が星留期間が 少なくとも〜75My r ⻑ 期 化 することにな

雲ガスと⽐べて希ガスに乏しいことを説明できる可

る．

62

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

⼀⽅で，天体衝突時に衝突侵⾷によって⼤気が散逸する可能性がある[ 33]．衝突侵⾷による総⼤気散

4.3

初期地球における還元的環境の⻑期持続の影響

逸量を正確に⾒積もることは困難である．しかし，地球質量程度の惑星では衝突侵⾷効率は⼩さく，さら本 研究から⽔素に富んだ還元的環境が初期地球に本研究で想定しているような⼤質量の原始⼤気でにおいて⻑期持続した可能性があることが明らかには効率はさらに下がるため[ 33]， 原始地球におけるなった．H 2 や CH 4 は初期地 球の温暖 化に寄 与した

衝突侵⾷の影響は限定的と考えられる．

可能性がある[8]．初期の太陽の光度は現在よりも〜

地球内部と表層間の揮発 性物質の循環も表層揮

30 %ほど⼩さかったにも関わらず [ 38]，初期の地質

発 性物質量と組成に影響を与える可能性がある．地

記録は初期地球においても海洋が存在していたこと

球マントル中のH 2 O，C，Nの量はそれぞれ海洋質量を⽰唆している[ 39]．還元的環境が⻑期間持続するの1–10倍 [34]，表層炭素量の数倍から数⼗倍 [35]，ことにより，初期地球の温暖環境や海洋の存在を説

⼤気中の窒素量の数倍 [ 36]と推定されている．揮発明できる可能性がある．

性物質の循環が効率的に起きていた場合，表層と⼤⽔素に富んだ還元的環境は〜40 億年前の⽣命誕

気中の揮発性物質の同位体分別は均されるため，後

⽣時期 [40]まで持続する可能性があることから，⼤期集積と同様に初期⼤気量とH 2 残留期間の推定値

気が⽣命誕 ⽣に繋がる有機 物⽣成においても重要を増加させる⽅向に働く．
H 2 - CH 4 ⼤気は光化学反応によって刻々と変化すな役割を果たした可能性がある．⼤気中でH 2 /C>1の場合，アミノ酸や糖類の前駆物質であるシアン化

る可能性がある．衝突脱ガス由来のH 2 - CH 4 ⼤気の⽔素やアルデヒドが 効 率 的に⽣ 成される[6]．さら

光化学的進化を推定した最近の研究 [4]は，35 ba rにタイタン⼤気のようにCH 4 の光分 解に伴い多様なのH 2 と14 ba rの CH 4 からなる⼤気ではCH 4 の光分

⾼分⼦有機化合物が⽣成されていたことも予想され解が効率的に起き，数千万年以内で C O，C O 2 ，有機る．このように⼤気中で効率的に有機物が⽣成され物に変化することを⽰している．⼤気進化経路推定

た場合には，有機物が⾼濃度に溶け込んだ海洋が時に⼤気は常にH 2 とCH 4 のみから成り，さらに地表形成され，そこでの化学進化が⽣命誕⽣に繋がった⾯付近と均質圏界⾯付近におけるCH 4 / H 2 ⽐は等し可能性がある．

いと仮定していたが，均質圏界⾯より下層でもCH 4の光分 解が 効率的に起きる場合には，⼤気散 逸領
域におけるCH 4 混 合⽐の減 少により放 射冷却の影

5. まとめ響が弱まり，H 2 残留期間の推定値が短くなる可能性

本 研究では放 射過程と光化学過程を陽に組み込がある．また，⽣成されたC O 2 や有機物の地表⾯へんだ流体⼒学的散逸モデルをH 2 - CH 4 から成る原始の堆積を考慮した場合も，CやNの同位体組成およ地球⼤気に適⽤した．CH 4 は光分 解とイオンとの化

び⼤気進化推定に影響を与える可能性がある．

学反応により急速に分 解される．CH 4 混合⽐増加に+⼀⽅で，上記の研究では無視されていた過程を考伴い，光化学的に⽣成されたH 3 ，CH，CH 3 の放射慮することで富⽔素 ⼤ 気におけるCH 4 やN H 3 の 寿

冷却によるエネルギー損失によって⼤気散逸率は減命が⻑期化する可能性もある．まず，主要な酸化剤

少し，下部 境界の CH 4 混合⽐が 1 % 以上の場合はであるOHの存在度は富⽔素⼤気では⼩さくなる可CH 4 の散 逸が⽌まる．現地球表 層揮発 性元 素の貯能性があり，それによりCH 4 やN H 3 の寿命が⻑期化

蔵量と同位体組成と整 合的な原始⼤気進化経路をする可能性がある[ 37]．また，巨⼤惑星⼤気のよう推定したところ，集 積期に獲 得した H 2 の残留期間にCH 4 やN H 3 の再⽣成反応が 効率的に起きる可能は〜4 億年にも達することが明らかになった．この結性もある[ 16]．初期⼤気におけるCH 4 の光化学的安果は初期地球において還元的⼤気種の温 室効果に定性のさらなる検討は今後の課題である．

よって温暖環境が保たれていたこと，当時の⼤気が有機物⽣成場として重要な役割を果たした可能性があることを⽰唆する．

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還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

63

謝辞[21] Des Marais, D. J., 2001, Rev. Mineral. Geo-

本 研究の遂 ⾏にあたり，指 導していただいた 倉 本[22] Kerridge, J. F., 1985, Geochim. Cosmochim.

圭教授には⼼より感謝申し上げます．査読者からは有益なコメントを頂き，本 稿が ⼤きく改善されまし
た．本 研究は⽇本学 術振興会の特別研究員奨励費( 19J11459) の助成を受けて⾏いました．

参考⽂献

chem. 43, 555.
Acta 49, 1707.
[23] Marty, B. et al., 2013, Rev. Mineral. Geochem.
75, 149.
[24] Grady, M. M. and Wright, I. P., 2003, Space Sci.
Rev. 106, 231.
[25] Füri, E. and Marty, B., 2015, Nat. Geosci. 8, 515.
[26] Saito, H. and Kuramoto, K., 2020, Astrophys. J.

[1] 例えば Matsui, T. and Abe, Y., 1986, Nature 319,
303.

889, 40.
[27] Odert, P. et al., 2018, Icarus 307, 327.

[2] Dauphas, N., 2017, Nature 541, 521.

[28] Genda, H. and Abe Y., 2005, Nature 433, 842.

[3] Kuramoto, K. and Matsui, T., 1996, J. Geophys.

[29] Walker, R. J. et al., 2015, Chem. Geol. 411, 125.

Res. Planets 101, 14909.
[4] Zahnle, K. et al., 2020, Planet. Sci. J. 1, 11.
[5] Schlesinger, G. and Miller, S. L., 1983, J. Mol.
Evol. 19, 383.
[6] Wilson, E. H. and Atreya, S. K., 2004, J. Geophys. Res. Planets 109, E06002.
[7] 例えば Sagan, C. and Mullen, G., 1972, Science
177, 52.
[8] Ribas, I. et al., 2005, Astrophys. J. 622, 680.
[9] Sekiya, M. et al., 1980, Prog. Theor. Phys. 64,
1968.
[10] Lammer, H. et al., 2014, Mon. Not. R. Astron.
Soc. 439, 3225.
[11] Yoshida, T. and Kuramoto, K., 2020, Icarus 345,
113740.

[30] Fischer-Gödde, M. and Kleine, T., 2017, Nature
541, 525.
[31] Fischer-Gödde, M. et al., 2020, Nature 579, 240.
[32] Weisberg, M. K. et al., 2006, Meteorites and theearly solar system II, 19.
[33] Melosh, H. J. and Vickery, A. M., 1989, Nature
338, 487.
[34] Genda, H., 2016, Geochem. J. 50, 27.
[35] Hirschmann, M. M., 2018, Earth Planet. Sci.
Lett. 502, 262.
[36] Johnson, B. and Goldblatt, C., 2015, Earth-Sci.
Rev. 148, 150.
[37] Hu, R. et al., 2012, Astrophys. J. 761, 166.
[38] Gough, D. O., 1981, Solar interior structure andluminosity variations (Springer).

[12] Hunten, D. M. et al., 1987, Icarus 69, 532.

[39] Mojzsis, S. J. et al., 2001, Nature 409, 178.

[13] Marty, B., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 313, 56.

[40] Rosing, M. T., 1999, Science 283, 674.

[14] Claire, M. W. et al., 2012, Astrophys. J. 757, 95.
[15] Tian, F. et al., 2005, Astrophys. J. 621, 1049.
[16] Yung, Y. L. and DeMore, W. B., 1998, Photochemistry of Planetary Atmospheres (Oxford
University Press).
[17] Tu, L. et al., 2015, Astron. Astrophys. 577, L3.
[18] Holland, H. D., 1978, The Chemistry of the Atmosphere and Oceans (John Wiley and Sons).
[19] Genda, H. and Ikoma, M., 2008, Icarus 194, 42.
[20] Pahlevan, K. et al., 2019, Earth Planet. Sci. Lett.
526, 115770.

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64

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その24〜可視光でみたリュウグウ〜巽 瑛理１，２*，杉田 精司２，本田 理恵３，諸田 智克２，亀田 真吾４，長 勇一郎２，
澤田 弘崇５，横田 康弘５，坂谷 尚哉４，早川 雅彦５，松岡 萌５，山田 学６，
神山 徹７，鈴木 秀彦８，本田 親寿９，吉岡 和夫２，小川 和律５，湯本 航生２（要 旨）ONC (O pt ica l Nav igat ion Ca mera ; 光 学 航 法 カメラ) は 探 査 機 はやぶさ２の目であり，リュウグウを訪れた際には科学的にも工学的にも広報的にも幅広く活用された．ONCは広域撮像用のONC -W1，ONC -W2， 望 遠 カメラ且つ7色のバンドパスフィルターをもつ ONC -T で 構 成されて いる．
ONC -Tは科学観測において特に重要で，フィルターを活用し小惑星表面の色の変化を記載することや解像度の高い画像から詳細な地形の観測を目的としている．試料採取地点の選定にも，粒径や風化作用の推定といった核となる情報を得て貢献してきた．本稿では，今後のサンプル分析を見据えて，主にONCチームのONC -Tを用いた分光観測における活動とその結果として得られた“仮説”を振り返りたいと思う．

1. はじめにい，サンプルリターンを目的としたはやぶさ２ではその“仮説”を検証し，成否を詳らかにすることができ

昨年末，小惑星リュウグウからのサンプルが成功る．ただし，サンプルがあれば何もかも分かるのか

裏に地球に到着したことは記憶に新しい．黒々としというとそうではない．採取地点のリュウグウにおけたサンプルがお披露目されてから，すでに半年が経るコンテクストがわかって初めて，サンプル分析結果

とうとしている．これからいよいよ詳 細なサンプルを解釈できる．また，サンプル分析結果を汲んで今分析が始まる．小惑星リュウグウへのアプローチか

後さらに画像や分 光 スペクトルなどのリモートセン

ら，タッチダウンなどの低高度観測に至るまで，光シングデータの解釈が深まるという側面もあるだろ学航法カメラONCはリュウグウとのランデブーを通う．つまり，サンプル分析とリモートセンシングデー

して数々の観測を行ってきた．その中で ONCや他のタは相互に価値を高め合うことができる．本 稿ではリモートセンシング機器から得られた情報からいく

主にONC画像から今後のサンプル分析で解き明か

つかの“仮説”が立てられてきた．Daw nやRo set t a

されるであろう鍵となる“仮説”について紹介したい．

などリモートセンシングを主目的とした探 査 機と違

ONCは広域撮像用のONC -W 1，ONC -W2，望遠
カメラ且つ7色のバンドパスフィルターをもつONC -T

１.カナリア天体物理学研究所
２.東京大学
３.高知大学
４.立教大学
５.宇宙航空研究開発機構
６.千葉工業大学
７.産業技術研究所
８.明治大学９.会津大学で構成されている．ONC -Tは科学 観測において特に重要で，フィルターを活用し小惑星表面の色の変化を記載することや解 像 度の高い画像から詳細な地形の観測を行うことができる．これまでのリモー
トセンシング観測から我々にとってリュウグウはすでにかなり理解の進み，全く未知な天体ではなくなっている．地球にもたらされたサンプルの画像を見て，
ONCチームの中では「リュウグウの表面を見ている

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その24 〜可視光でみたリュウグウ〜／巽 他

65

図1： はやぶさ２リュウグウ到着前の地上観測可視光スペクトル．シグナルノイズ比 (SNR) の順で左上から並んでいる．灰色と赤色が地上観
測スペクトル，黒線がONC -Tにより観測された全球平均スペクトル([3]から改変)．

ようだ」という感想も聞かれたほどだ．サンプル分析

たが，いくつかの観測では層状珪酸塩鉱物の存在をから、ここで紹介する“仮説”より一歩進んだリュウグ

強く示唆する0.7µ mの吸収や近 紫外域の吸収が報ウ及びその母天体の理解が期待されている．

告されていた[ 1, 2]．当時，スペクトルの違いはリュウ

2. 地上観測

グウの地域性の違いを反映しているかもれしれないと期待された．実際にはリュウグウにおいて，地上観
測で報 告されたほどのスペクトル変化というものは遡ること，はやぶさ２がリュウグウに到着する前，認められず，のちにこれらはおそらく地上観測の不世界最大 級の G em i n i 望遠鏡やV LT 望遠鏡をはじ確定性であったと結論づけられる．しかし，到着前めとした多くの望遠 鏡によってリュウグウの分 光観にはプロジェクト目標や機器の校 正目標を左右する測が行われた ( 図1)．地上で最も多く分光観測され重大な観測結果であり，観測結果に大きな影響力がた小惑星かもしれない．全ての観測でリュウグウのあったことには間違いない．また，拡張ミッションを

可視反射スペクトルは広義の C 型であると分類され含む今後のミッションターゲット選定に対して，小さ66

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

図2：全球観測から得られたリュウグウ及び母天体の進化仮説 ([8]より改変)．

な天体の分光に伴う大きな不確定性の教訓ともなる

ルベドは4. 0±0. 5% [ 3] で， 全 球 での 変化はわずかだろう．リュウグウでも望遠鏡口径や，エアマス（大気10% 程度であった．この反射率は探査された天体のの厚さ）などの条件が良い計測では，探査機と同等

中で最も低く，脱水された炭素質コンドライトやI DP

な結果が得られているため，観測条件および複数回などと同程度もしくはそれよりも暗い[ 3, 8]．また低反の観測が非常に重要であることがわかる．

射率から炭素含有量は2 w t % 以上であると推定さ

3. リュウグウの全球平均スペクトルれる[ 3]．リュウグウの全球平均スペクトルは図１でもわかる通り，観測波長域に渡って平坦な形 状をしており，E CA S 分類の C/ F 型 [ 3]，S M A S S I I分類の到着直後の2018 年7月，リモートセンシング機 器

Cb 型 [8]に分類される．いずれの分類でも近紫外にの 全 球 観 測 運 用が 行 われた ( B ox-A 運 用 )．地 上

吸収がないことが特徴的である．この平坦なスペク

観測からは，約40度の自転軸傾斜か直立か判別でトル形状や，全球で反射率が低く、また2.7µ mの吸きなかったため [4]，観測がより複 雑な傾 斜のケー

収が小さくほぼ一様 [8, 9]であることから，母天体のスで計画が準備されたが，リュウグウの自転軸が公

多くの部分 が 高温である程度 脱 水した可能 性が 高転面に対してほぼ直立していることが到着してすぐい．全球のスペクトル変化はCMやC Iコンドライトのに分かった[ 5]．つまり，リュウグウに到着直後の全

脱 水による進化傾向と同じ傾向を表しており，この球観測 ( 20k m高度，１自転観測) でリュウグウのほ点からもリュウグウの母天体が部分的な脱 水を経験

とんど全ての面を観 測することが できた．ONC -Tしたことを示唆している[8]．部分脱水の熱源として，

は７色のバンドパスフィルターで 0.40– 0. 95µ mの波① A lなどの集積初期の放射性熱源，②衝突による長 範囲を分 光して見ることが できる (u l : 0.40µ m ,加熱，③太陽放射による加熱などが考えられる．③

b: 0.48µ m , v : 0. 55µ m , Na : 0. 59µ m , w : 0.7µ m ,はS C Iクレーター内部の脱水状態が平均値と大きく

x : 0. 86µ m , p: 0. 95µ m) [6 - 8]．リュウグウの幾何ア

違わないことから可能性が低い[ 10]．②については，

26

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その24 〜可視光でみたリュウグウ〜／巽 他

67

図3：(上)リュウグウのｖバンド反射率マップ ([8]より改変)．(下) リュウグウの0.4– 0.86 µmスペクトル傾斜マップ ([8]より改変)．

1回のカタストロフィック衝突で直径100k m 級の大きな母天体から1k m 以下の小さなリュウグウやベヌーが 直接生まれる場合に可能であることが 数値計 算で示された[ 11]．しかし，この場合には圧縮がかな
り働くという問題点がある．リュウグウの岩塊の空隙理解するためのミッシングピースかもしれない．

4. リュウグウの可視スペクトルの地域差率が高いので高度な衝突圧縮とは相容れない．さら高度20 k mからの全球観測により2m /pi xの解像に，個々の岩塊のスペクトルが 均一であるという観度で全 球の反射率マップおよびスペクトル傾斜マッ

測事実 [ 8]から，①の仮説が有力なのではないかと

プ ( 0.48- 0. 85µ m) が作成された (図3)．ONC -T分

思う．全 球観測の結果から図2のような仮説が提 示

光による最初の発見は非常にかすかな濃淡とコントされた．いずれにせよ重要なことは，リュウグウのリ

ラストのついた赤 青の帯だった．リュウグウの全 球

モートセンシング観測から得られたスペクトルと完全における傾向として，青明から赤暗というトレンドがに一致するような隕石は現状では見つかっていない

みられた[8,12]．リュウグウの色分布の面白い特徴とことであろう．リュウグウのサンプルは太陽系形成をして，赤道域と極域が青く，中緯度域が赤いという68

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

パターンが明らかになった ( 図3)．これはリュウグウ

ルダーと分類される) が存在することがわかった．岩

の自転と深く関係している．リュウグウ程度の小天体塊も全体の色分布と同様，青明から赤暗という連続では万有引力が小さく，自転による遠心力が重力ポ的な分布があることがわかっている[8,12]．

テンシャル分布に大きく影響する．つまり，自転速度

クレーターにも赤いものと青いものがあることがの変化が重力ポテンシャルの変化を生じる．現在の報告されている．このクレーター底部の赤青分布は

自転周期P =7. 63h [ 5]では赤道帯と極域の重力ポテ

二峰性を持った分布になっており，ある時期に急激

ンシャルが高く，中緯度域がポテンシャルが低いとに赤化が進んだことを示唆している．このことから，いう分布になっている．そのため，物が赤道域及びリュウグウが太陽に近づいて，太陽放射熱もしくは極域から中緯度域に移動しやすいという構造になっ宇宙風化を強く受けた時期があったという仮説が立ている．実際，表面のレゴリスが赤道域から流れた

てられた[ 14]．

地形的痕跡が発見された[8]．このことから，リュウ
グウの赤道域と極域は新 鮮な比較的青い物質が露出していると考えられており，リュウグウでは青いも5. ブライトボルダーのは比較的新鮮であり，赤いものは宇宙風化や加熱2018 年10月3－4日にM A S C O T運用のためのホなどの作用を受けていると考えられている．さらに，バリング観測 (以下，M A S C O Tホバリング ) ではや

最近では非常に微小だが，赤道帯で層状 珪酸塩鉱

ぶさ２は高度 3- 4k mで赤道帯を中心とする2自転分物の特徴である0.7µ mの吸収が比較的強くなっていの観測を行った．広範囲に渡ってこの近距離での観るという報告があり，赤道帯に新鮮な物質があるこ

測を行うことは珍しく，位相角が比較的小さく影がとは強い仮説であると考えられる[ 13]．この理由か少ないことも手伝い，現在でも貴重な分光のデータ

らサンプル採集地点はかなり初めの段階から赤道帯

セットになっている．この観測での ON C -T 画像 解近辺が選ばれている[ 14]．

像度は0. 3m /pi xel．これ以前に行われた重力降下

リュウグウがコマ型であるということから，リュ

観測でも明るい岩（ブライトボルダー）がところどころ

ウグウは 過 去に 赤 道 帯 が 低 ポテンシャルになるよにあることが指摘されていたが，M A S C O Tホバリ

うな高速自転 ( P< 3.75h) していたものと考えられ

ングでも多くのブライトボルダーを確認できた．これている[ 5]．つまり，重力ポテンシャル分布は過去からの岩のうち数 10cm以上の比較的大きな21個の分

ら現在にかけて変化してきたということである．自光解析を行うと，突出して明るい岩と，リュウグウの転 速 度 の 変 化 はYOR P ( Ya rkovsk y– O' Keefe –平均から連続しているような明るさの岩を見つけるこR ad z ievsk i i– Paddack) 効果によるものと考えらとができた．これらはそれぞれ，普通コンドライトにれているが，その変化率は形 状とサイズに大きく依似た1µ mにかけての吸収を持つS 型のブライトボル

存している．また， リュウグウには 地 溝 ( 150˚ Eと

ダーと平坦なスペクトル 形 状を持 つ C 型に分 類する

70˚ Wあたり)という東西に分断する構造があり，東ことができた (図 4)．S 型のものについては近赤外の西半球でアルベドやクレーターや岩塊の数密度が異分 光も行われたが輝石の特徴である2µ mの強い吸なることが報告されている[8,15,16]．形 状モデルを

収は確認されなかった．このことからS 型のブライト使ったF EM計算から自転速度が速い（P = 3- 3. 5 h）

ボルダーは普通コンドライトで構成されたS 型小惑星

時に東西半球の違いが形成されたと考えられている起源と考えられる．この発見によりリュウグウの母天[ 17]．

体とS 型小惑星が衝突，カタストロフィック破壊からリュウグウ表面の岩塊の色を調べると，明るさと再集積を経て現在のようなリュウグウが形成された形態にある程度相関が見られることがわかった[8]．

という仮説が立てられた[ 18]．特に，リュウグウのふ多くの岩塊は，暗く凹凸に富むもの (e .g . エジマ)とるさとと思われている内側小惑星帯にはS 型が多く，明るくスムーズな表面を持つものに分類できること

さらにS 型とC 型が混在するニーサ・ポラーナ族といがわかった．一方でこれらと少し異なる，明るく凹凸

う大きく広がる小惑星族があることが知られている．

に富むもの (e .g . 通称：キツネ，[18]で C 型ブライトボ

この領域 では C 型とS 型の小 惑 星衝突が頻繁に起火の鳥「はやぶさ」
未来編 その24 〜可視光でみたリュウグウ〜／巽 他

69

図4：ブライトボルダーの可視スペクトル(黒) とリュウグウの平均スペクトル(灰色)．
M7, M8, M9, M13, M16, M20がS型のブライトボルダー([18]から改変)．

こっていた可能性があり，この仮説とも整合的だ．

サンプルを地球に持ち帰る予定である．リュウグウとまた，C 型のブライトボルダーの可視スペクトルは

ベヌーはどちらも内側小惑星帯起源であると考えら

リュウグウの平均的な形 状から大きく異なっている

れており，この２つの天体が同じ母天体かというのはことがわかった．特に近紫外領域での吸収が平均よ

大きな関心事である．リュウグウとベヌーには大局的りも強いという特徴がある．この可視スペクトルの変な共通点と相違点がある．共通点としては全体の低化はCM , C Iの加熱実験で観察される変化によってい密度（べヌー：1,190 ± 13 kg /m3 [20] , リュウグ

説明できる．つまり，C 型ブライトボルダーは母天体

ウ：1,190 ± 20 kg /m3 [ 5]），そして非常に低い熱慣内の熱変成度の違いを反映しているかもしれない．

性（ベヌー：350±20 t iu [20] , リュウグウ：300±100

面白いことに，小さなサイズの石ほどC 型ブライトボ

t iu [21] ）， また非常に低い 幾 何アルベド（ベヌー：

ルダーの割合が多いことがわかっている[ 19]．一方

4.4±0. 2% [22] , リュウグウ：4. 0±0. 5% [ 3] ）である．

で S 型の全体に対する割合は減っている．つまり，地

一方で，水質変成度を示す2.7µ m 吸収はリュウグウ

球にもたらされたサンプルに，このC 型のブライトボ

では弱く尖った形状をしているのに対して，ベヌーでルダーが入っている可能性は高いということを示しては15% 程度のやや丸みのある広がった吸収がある

いる．C 型のブライトボルダーから母天体内部の構造[23]．これらの大局的な特徴は，一つの母天体の破および熱進化が明らかになるかもしれない．

壊で加熱度合いの違いを作り分けることもできると

6. 似て非なる小惑星ベヌー

指摘されている[ 11]．しかし，はやぶさ２，O S I R I S R Exでそれぞれ詳細な観測が進んでいくに従い，より細かい違いが明らかとなっている．

B 型小惑星ベヌーは探 査機 O S I R I S - R Exのサンまず，ベヌーの表面にも外来物質が発見されていプル採取天体である[20]．こちらは2018 年12月に小る．ベヌーの外来物質は輝石を含む玄武岩質で1µ m

惑星に到着し，2021年に小惑星を離脱，2023 年にと2µ mに強い吸収があることがわかっている[24]．

70

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

図5： ベヌー (左，画像ID：20190314T183102S215)とリュウグウ (右，画像ID：hyb2_onc_ 20181003_171510) のスケール，色スケールを合わせて比較したもの．リュウグウ画像の右上に写っているのはブライトボルダーの一つ，通称キツネボルダー．スケールバーは50 m．

このことからベヌーの外来物質は内部小惑星帯に存

ヌーは初期の青化から，さらに時間をかけてやや赤在するベスタ族 起源であると考えられている．つま化するとも言われている[25]．

り，リュウグウとベヌーは異なるインパクターによるリュウグウとベヌーが同じ母天体由来であるか 否衝突を経てきているということが明らかになった．

かは興味深い謎であり，サンプル分析から答えが出

さらに特 徴的なのはベヌーの反 射率の多様 性でされることが期待される．確率的には同じ母天体である (図 5)．また，ベヌーの可視光域スペクトル傾斜ある可能性は低いと思われるが，同じ母天体だとす

マップを見ると，リュウグウとは違い，緯度方向の赤ると，一つの天体で異なる水質変成度の炭素質コン

青の傾向が見られない [25]．ベヌーでは岩塊のそれ

ドライトを作ることができるということになり，熱水・ぞれの色が局所的な地域性を作っている．これに加脱 水反応について新たな知見が得られるだろう．こえて，リュウグウでは岩塊の色と反射率の変化は比れまでリュウグウとべヌーは独 立に議 論されてきた

較的連続的であるのに対して，ベヌーでは岩塊の色が，これから本格的に比較研究が進むと思われる．

と反射率に明らかに二分性が存在する[25]．形態的な違いも明らかで，リュウグウでは岩塊が埋まっているような地形がベヌーに比べて多数存在する (図 5)．

7. さいごにこのような表面の反 射率分布や形態の違いは，ベ

現在，はやぶさ２は次なる目的地である2001 C C 21

ヌーとリュウグウの物質移動モードの違いを反映しと1998 K Y26 へ向けて航行中である．それぞれのているかもしれない．

天体 へ 到 着 するのは2026 年と2031年 の 予 定 であ

宇宙風化についても違う２つの天体は違う傾向をる．1998 K Y26は自転周期約10.7分と高速回転す示している．リュウグウの小さなクレーターが比 較

る天体であり，ONCによる観測運用も挑戦的なもの

的青い [ 14] のに対して，ベヌーのクレーターは赤いになると考えられる．ONCを含めたリモートセンシン[25]．この観測事実から，リュウグウでは宇宙風化

グ機器は延長ミッションに向けて，この5 年，10 年の(もしくは太陽加熱)によって赤化し，ベヌーでは宇宙間，科学観測はもとより機器の状態チェックを行い、風化によって青化すると考えられている．また，ベ

延長ミッションに向けてできる限り良い状 態を保つ

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その24 〜可視光でみたリュウグウ〜／巽 他

必要がある．現在機器に大きな問題はないが，タッ
チダウンの影響で光学特性に劣化が起きたことも把握されており，気が抜けない状 態である[26]．それに加えて，現在もリュウグウで取得したデータの解析も進んでいる．今回紹介した論文は一部にすぎず，
これからも新たな仮 説が出てくるだろう．筆者らはONC画像を解析し仮説を立てる立場であり，サンプ
ルからどのようなことが明らかになるのか，我々の仮説が正しかったのかどうか，楽しみでありまた同時に固唾を呑んでサンプル分析を見守っている．

参考文献[1] Vilas, F., 2008, Astrophys. J. 135, 1101.
[2] Perna, D. et al., 2017, Astron. Astrophys. 599,
L1.
[3] Tatsumi, E. et al., 2020, Astron. Astrophys. 639,
A83.
[4] Müller, T. et al., 2017, Astron. Astrophys. 599,
A103.
[5] Watanabe, S. et al., 2019, Science 364, 268.
[6] Kameda, S. et al., 2017, Space Sci. Rev. 208, 17.
[7] Tatsumi, E. et al., 2019, Icarus 325, 153.
[8] Sugita, S. et al., 2019, Science 364, 252.
[9] Kitazato, K. et al., 2019, Science 364, 272.
[10] Kitazato, K. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 246.
[11] Michel, M. et al., 2020, Nat. Commun. 11, 2655.
[12] Yokota, Y. et al., PSJ (査読中).
[13] Kameda, S. et al., 2021, Icarus 360, 114348.
[14] Morota, K. et al., 2020, Science 368, 654.
[15] Michikami, T. et al., 2019, Icarus 331, 179.
[16] Hirata, N. et al., 2020, Icarus 338, 113527.
[17] Hirabayashi, M. et al., 2019, Astroph. J. Lett.
874, L10.
[18] Tatsumi, E. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 39.
[19] Sugimoto, C. et al., 2021, Icarus, 114529.
[20] Lauretta, D. et al., 2019, Nature 568, 55.
[21] Okada, T. et al., 2020, Nature 579, 518.
[22] DellaGiustina, D. et al., 2019, Nat. Astron. 3,
341.
[23] Hamilton, V. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 332.
[24] DellaGiustina, D. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 31.

71[25] DellaGiustina, D. et al., 2020, Science 370,
eabc3660.
[26] Kouyama, T. et al., 2021, Icarus 360, 114353.

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72

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その46
～LAC，金星雷発光を確認か？～

高橋 幸弘1，今井 正尭 2，佐藤 光輝1（要旨） 金星に雷放電の有無に決着をつけるべく，世界初の惑星雷放電発光観測装置 LACは金星周回軌道で観測を継続してきました．観測開始から約 4 年になる2 02 0 年 3月1日に，最初にして唯一（2 021年４月末日現在）の突発的な発光現象を記録しました．果たして雷はあったのでしょうか？

1. 金星の雷います．私たちは，このアリゾナ大学グループが推定した頻度の妥当性の検証を，ひとつの目標にしてき2018 年 3月号 の 遊 星 人 [ 1] でも紹 介しましたようました．まさに，L ACの観測面積×観測時間がほぼに，金星の雷の有無は長年の論争になっており，か100万 k m 2 に達した時に，発光現象と思われる波形

れこれ 40 年に渡り，コンセンサスが得られていませが記録されたのです．その位置は，H a nsel lらの報ん．その最大の理由は，探査機に搭載された観測器

告や，活動が示唆される火山の位置とも異なっていが，雷放電現 象とそれ以外のプラズマ波 動現 象や，

ました
（図1）．

宇宙線や装置起源のパルスノイズとを区別できる機能を持たなかったことにあります．あかつきに搭載されたL ACは，発光強度を32μsという高い時間分解

2. 記録された波形は雷発光か？

能で記 録することで，そうしたノイズと自然の発 光記録された波形は，それまで数 100 個も記録され現象を判別することのできる，初めての金星探査機てきた宇宙線によるパルスとは明らかに異なってい搭載観測装置です．2015 年に投入されたあかつきのました．数 10msかけて“ゆっくりと”立ち上がり，継軌道が，当初の計画よりも周期の長い楕円になった

続時間は数 100msに及んでいました．最初に不安にため，観測のペースは1/20 程度に落ちました．このなったのは，装置の故障です．この波形が記録されため，本来なら1年で達成できる観測時間を確保す

たのは，その観測時間（パス）の終了間際だったのるのに，20 年を要すこととなりました．これまでの光で，もしや装置が壊れる瞬間の断末魔でないのかと学観測としては，最も信頼性が高いと考えられていいう考えがチームメンバーの頭をよぎりました．しかるのが，H a nsel lら[2] が行った，アリゾナ大学の地し，その後ほぼ同じ条件で10 パス以上にわたりデー

上 望遠 鏡に装着された C CDカメラによる観測です

タを検証し，機器は正常に動作していること，またが，それによれば，観測面積に観測時間を掛けた値

類似のパルスが 記 録されていないことを確認しましで100万 k m 2 あたりに1回雷放電発 光が観測されてた．これで，記録された現象は，自然の発光現象で

1.北海道大学・大学院理学研究院
2.京都産業大学・理学部あることがほぼ確定したと考えています．次に，もし自然の発光だとして，雷以外の可能性があるかどうかです．今回記 録された波形の継 続時間数 100ms

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一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その46 ～LAC，金星雷発光を確認か？～/高橋 他

73

Integration time [min]Event detection
2020-03-01 21:08:05 @ (35.3°, -31.8°)
80

60°

60

0°

40
20

-60°

0
▲: Ganiki Chasma●: Flash detection point
potential volcanism ×: Hansel et al. reported

60°

60°

図1： 金星面上のL ACの積算観測時間のマップに，今回観測された発光現象（Flash detection point），火山（Ganik Chasma），Hansell
らの報告した雷発光の位置を記入したもの．

LAC fov.

0°
-60°
60°

0°
は，衛星から観測される地球⼤気の雷放電発 光の火球の可能 性を完 全に排除 することは困難なもの

典 型的な時間である数 msに⽐べて⻑めです．ただの，雷発光であるという可能性が高いと結論できまし，地球でもそうした長さの発 光は時々観測され，-60°
す．少なくとも，この40年間の金星雷に関する観測の放電発 光として不自然ではないものです．ひとつ可歴史の中で，最も確実な過渡発光を捉えたことはま

2能性があるとすれば，
020-02-25 22:04:5 1
隕石落下による火球です．

20間違いがないと考えています．
20-02-29 14:04:47 現在，投稿論文のず，

60°

レビューコメント待ちですが，近いうちに観測波形を
UVI

3. 火球の可能性

0°

ジャーナルでご紹介できることを願っています．
365 nm

球としては短めですが，あり得ない長さではありませ

-60°

0°

参考文献

継 続時間数 100msというのは，光 度の⼤きな⽕ん．私たちは，今回観測された発光の強度と，地球[1] 高橋幸弘ほか, 2018, 遊星人 27, 43.

近傍でのエネルギー毎の隕石の頻度，金星と地球で[2] Hansell, S. A. et al., 1995, Icarus 117, 345.

90°

180°
270°
の相対的な落下隕石の頻度，隕石エネルギーと発光

0°

90°

-60°
180°

エネルギーの比などを考慮し，L AC の観測期間内
で，そうした明るさの火球を検出する確率を推定しました．その結果，今回の発光時間で積分した光量を持つ火球を観測する可能性は，0. 05 - 4%となりましFigure 2 a (top): Map of integrated time period of observation. Color code expresses the
た．幅を持っているのは，隕石エネルギーの発光エ

total observation
time integrated
in the period
from August 2016 - March 2021. The white
ネルギーへの変換効率の見 積もりに不確定性が大きいからです．ただし，この値は時間積分したもので
circle denotes
the location of the detected flash. White crosses and triangle show flash
すが，発光時間の短さを考慮すると，さらに稀少な

locations reported
by Hansel et al. [1995] and the Gniki Chasma potential volcanism,
ケースである可能性が高いと言えます．

respectively. 以
b 上より，今回(middle): LAC
Filed of View光(FOV)L AC で観測された発現 象は，projected onto Venus Global Map.

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74

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

惑星ラボからこんにちは！ その３〜神戸大学 実験惑星科学研究室〜

保井 みなみ1

1. 惑星学専攻について

2. 実験惑星科学研究室について

私たちの専攻は，2015 年 4月に地球惑星科学専攻

この研究室は名前の通り，実 験を研究手法とし，から惑星学 専攻へと名称を改めました．そして，地地球を始めとした惑星の起源や進化を室内実 験や

球科学と惑星科学を融合した，より包括的な意味を

惑星探査を用いて研究しています．2021年 4月現在，

もつ名となり，日本で唯一の専攻となりました．私た

教員・スタッフは荒川政彦教授と著者である保井（講ちの専攻には，惑星科学を専門とする教育研究分野

師），そして専攻の特命技術員である白井慶さんにも（研究室）が４つ存在します．はじめに，その４つの研サポートしてもらっています．

究室について，簡単に紹介します．
・ 流体地球物理学研究室：理論・数値実験・観測を用いて，地球をその１つとする惑星大気の気象や気候を支配する理の解明を目指す．

2.1

研究紹介

この研究室では，小惑星や衛星，太陽系外縁天体，巨大惑星のリングなどの太陽系小天体の研究を・ 惑星宇宙物理学研究室：太陽系外を含めた惑星

通して，太陽系の起源や進化，天体の熱進化に関す系，衛星，リング，小天体の起源と形成過程を統一る研究を行っています．私たちの研究の柱は以下の的に理解するための理論研究・室内実験を行う．

３つです．

・ 実験惑星科学研究室：室内実験や惑星探査を通

１つ目は，衝突科学です．太陽系天体の進化過程

して，原始太陽系円盤から惑星のミッシングリン

で起こったと言われている天体の衝突合体や破壊のクを繋ぐ鍵を探す．

現 象を衝突 破壊実 験で再現し，太陽系小天体の起・ 計 算 惑 星学 研究 室：理 論と計 算 機を用いたシ源を探ります．また，衝突クレーターの形成過程を再ミュレーションを用いて，銀河・星団の形成進化現するためのクレーター形成実験を行っています．２

や惑星の形成・進化を明らかにする．

つ目は，宇宙雪氷学です．氷を主な構成物質としてい惑星学専攻に関する詳細は，ホームページをご覧くる氷衛星，リング，彗星等の起源や進化過程，また，ださい（ht t p: //w w w.pla net . sci . kobe - u . ac .jp/

それらの天体のテクトニクスに着目した衝突実 験やi ndex . ht m l）．この場では，著者が所属している実変形実験を行っています．３つ目は，惑星探査です．

験惑星科学研究室について，詳細に紹介します．

一昨年の４月に「はやぶさ２」が小惑星リュウグウに
人工衝突実験を行い，クレーターを形成しました．そ1.神戸大学大学院理学研究科惑星学専攻の人 工衝突実 験の解 析と関連する基礎実 験を行っています．詳しい研究内容については，当研究室の惑星ラボからこんにちは！ その３ 〜神戸大学 実験惑星科学研究室〜／保井75

図１：左上が横型⼆段式軽ガス銃，右上が縦型一段式軽ガス銃．下の写真は作業の様子.

ホームページ等をご覧ください．

式軽ガス銃は，標的をセットする真空チャンバーが

これらの３つの柱に欠かせないのが，実 験 装置

低温 室内に設 置されています．低温 室は-15℃に設です（図１）．私たちの研究室は，衝突実験やクレー定しているため，氷や雪などの標的を実験前に一度ター形成実験を行うために，大小様々な衝突実験装も融かすことなく，使用することが可能です．衝突銃

置（衝突銃）を備えています．宇宙空間での衝突現象

は日本 各地の大学や研究所に設置されていますが，を再現するには，衝突速度が重要なキーワードの１

低温室と一体となった衝突銃を保持しているのは私

つです．そのため，衝突速度が 100m /s 程度の低速

たちの研究室だけです．そのため，非常に貴重な実度から数 k m /sの高速度まで，広い範囲の衝突速度

験施設といえます．また，低温室は，チャンバー以外を再現出来る装置が揃っています．特に，1k m /s〜のスペースがある程度確保されているため，氷標的

7k m /sの高速 度を出せる横 型二 段 式 軽ガス銃は，の作成や，雪や氷を用いた変形実験，氷粒子や衝突

小惑星帯の相対速度範囲をカバーしており，私たち

融解物の顕微 鏡観察など，常温では難しい作業やの研究室では最も活躍している，代表的な衝突装置

実験を行うことが可能です．ただし，-15℃は非常にです．一方，月や小惑星のレゴリス層を模 擬した粉

寒く，普段着での作業はせいぜい2〜3分が限度で粒体のクレーター形成実験を行うためには，横型です．そのため，低温室での作業には，専用の防寒具はなく縦型の衝突銃が必要です．私たちの研究室にの着用が必須です．

は，200m /s以下の衝突速度を出す縦型一段式軽ガス銃はあります．しかし，1k m /s 以上の高速度での

2. 2 学生教育

クレーター形成実験は，私たちの研究室では行うこ

惑星学専攻では，学部1回⽣から3回⽣までは，専とができません．そのため，年数回，宇宙科学研究

門科目の講義，演習，実習を行います．そして，学部所の超高速度衝突実験施設に設置された縦型二段

３回生の冬に所属する研究室が決まり，学部４回生

式軽ガス銃を使用させてもらっています．

から各研究室で卒業研究が始まります．大学院は学

もう１つ，宇宙雪氷学の研究を行う上で重要な実部からそのまま進学する学生もいれば，他の大学か

験設備が，低温室（図２）です．上に書いた横型二段

ら入学する学生，他の研究室から移動する学生がい

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

図２：左上が低温室に設置された横型二段式軽ガス銃のチャンバー．他の写真は低温室内での作業の様子．

ます．どの大学でも同じ状況だと思いますが，博士

ロナ禍のため残念ながら中⽌となっていますが，年後期課程（博士課程）への進学率は非常に低いです．

度の終わりには研究室合宿と称して，郊外のホテル

しかし，ここ１，２年は少しずつ，博士課程へ進学し，や旅館に宿泊し，１年間の成果を発表する研究会を

研究者を目指す学生が増えてきました．

設けています．

2021年 4月現在，私たちの研究室には学部４回生が４名，博士前期課程（修士）が４名，博士後期課
程（博士）が４名，所属しています．学生とは４月の頭

3. 最後にに個人面談を行い，興味のあることや使用したい装私たちの研究室についてもっと詳しく知りたい方置を聞いた上で，教員と学生の話合いで各学生の研は，実験惑星科学研究室のホームページ（ht t ps : //究テーマを決めています．学生は，2.1 節で書いた研

epsl - kobe . sa k u ra . ne .jp/w p/）をご 覧ください．

究の柱を基準にして，次の３つのグループに分かれ

私たちの研究室は，自分の手を動かして衝突実験やてそれぞれのグループの中で研究を行います．１つ目

変形実験を行いたい人，惑星探査に興味のある人には天体の衝突合体や破壊過程を調べる衝突 破壊実

是非お勧めしたい研究室です．私たちの研究室に入験グループ，２つ目はクレーターの形成過程を調べるには，大学進学に神戸大学理学部惑星学科を選るクレーターグループ，３つ目は雪や氷試料を扱い，んでもよし，学部３回生から編入してもよし，大学院

低温室内で実験を行う氷グループです．研究の背景から進学してもよし，と選択 肢はいくつかあります．

に関する勉強や実 験 結果の議論 等は，教員と学生

私たちの研究室だけではなく，神戸大学理学部惑星の間で行ったり，多人数のセミナーで学修します．一学科・大学院理学 研究科惑星学 専攻に興味のある方で，基本的な実験装置の使い方，試料の作り方，

方は，是非，ホームページを閲覧したり，専攻の教員

データの解析の仕方といった現場で行う作業についに直接，メール等で問い合わせてみて下さい．私たては，グループ内の先輩が後輩に教えて身につけてちはいつでも，意欲のある人を歓迎します．

いくようにしています．そのためなのか，私たちの研究室の学生は非常に仲が良いです．また，現在はコ

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遊星⼈の海外研究記 その6 〜ローマで変わった心と体〜／城野77

遊星⼈の海外研究記 その6〜ローマで変わった心と体〜

城野 信一1
1. 留学まで大変でした．初めは物件探しをTelesaさんに依頼してみたのですが難しいと断られました．どうやらロー

麻生政権末期（2009 年）．若手 研 究 者を海 外 にマの住宅事情は非常に悪く，賃貸の物件を見つける

留学させるプログラムが 開始されました（組 織 的なのは非常に大変なようでした．最終的には妻の知り若手研究者等海外派遣プログラム）．これは手を挙合いを頼り，ローマ日本人学校の比較的近くに物件げれば必ず通るというものでした．また研究室内のを見つけることができました．この日本人学校に息子雰囲気としても，10 年勤務してどこも行ってないの（当時 4歳）を預けることとなりました．すべての書類は君だけだから行ってきたら？

という雰囲気となを整えてビザをゲットした時は，もうそれでひと段落りました（これが最 重要）．授業と家 庭の都 合によした気分になりました．領事館には，料理の修行をり，2011年の7月から半年だけ海外に行くことにしましに行く若者などいろいろきていて，お互いにビザした．妻の仕事（ 声楽）の関係で，行き先はイタリア取得の大変さに愚痴を言い合ったものです．

と初めから決まっていました．たまたま学会で知り地図をみると，この家はローマの中心部から南西合いになっていた M a r ia Telesa Capr ia 研究員に出た郊外にあります．一方で研究所は，中心部かがおられ るI NA F- Roma ( I st it uto Na z ion a le d i

らみると南東の郊外にあります．なので家からまっす

Ast rof isica)に連絡をとり，半年受け入れてもらうこ

ぐ東に向かえば 研究 所に行けるはずなのですが道ととなりました．丁度，NA S AのDAW Nミッションがありません（図1）．一度中心部に出て南東に向かが小惑星Vest aに向かっている最中であり，Telesa

う必要があることが判明しました．公共交通機関をさんは赤外線カメラを担当しておられました．

使う場合も同じで，家からまずはバス（719 番）にのっ行くと決めたところまでは問題はないのですが，こて北東に向かい，ピラミデという駅で地下鉄 B 線にこからが 結 構大変です．イタリアのビザを当然とる必要があり，これの条件が：

1：家主の貸し出し証

明書（認可された翻訳家が翻訳した，正式な日本語訳の添付が必要） 2：滞在期間をカバーする無制限の医療保険

3：受け入れ教員からの招待状 4：留学の資金 が入っている本人名義の預 貯金口座の通帳とそのコピー です．また，日本には東京の大使館か
大阪の領事館しか窓口はなく，何回か出向く必要があります．これについてはたまたま大阪に住んでいた

家研究所ので助かりました．2，3，4は問題無いのですが，1が1.名古屋大学大学院環境学研究科

図1： 家から研究所までのみちのり（Google mapを改変）．間に保護地があるためまっすぐには行けない．

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

乗ります．テルミニ駅でA 線に乗り換え，終点のアナ迷ったためもありますが距離は30キロほど，2時間ほ

ニーナ駅で研究所行きのバスに乗り換えてやっとた

どかかりました．毎日色々な道を試し，最終的には距

どり着きます．これは相当時間がかかりそうだったの離は25キロ，時間は1時間ほどまで短縮できるようにでローマには自転車を持って行きました（図2）．ローなりました（図1の曲線）．一度だけバスと地下鉄で研ドレーサーという，タイヤが細い自転車です．ローマ究所に行って見たところ，2 時間半もかかりました．

の街を走り回ったら面白いだろうという目論見もあり翌日から研究 所に出ました．セキュリティが厳 重ました．

で，研究 所発行のI Dカードが無いと中に入れませせっかくなのでイタリア語 の 勉 強もしました．とん．私はパスポートを預けて入りました．ゲートのおいってもテキストを1冊買ってその音声を聞きながらじさんも英語は解さないので，初めて入る時はまあま

ブツブツ言う程度ですが．英語と違って子音の重要

あ苦労しました．自転車に乗ってくる東洋人は他には度が比較的低いので発 音はそれほど難しくはありまいないので，翌日からは顔を覚えてもらい簡単に入せん．ローマで私が会った人たちの中で，研究者以れるようにはなりました．しかし，帰国までにI Dカー

外で英語を解する人はいませんでした．なので日常ドは発行されず，毎日パスポートを預けました．片道生活においてこの勉強は役にたちました．

25k m走るので，研究所に着いた時はまあまあ疲れ

2. 研究所にてています．初めの頃は睡魔によく襲われました．しばらくしたら慣れ，眠くなることは無くなりました．
私は基本的に数値シミュレーションを行っている研究所に出ると連絡していたのは月曜日で，そのので，研究のスタイルとしてはどこにいても同じです．

前日の日曜日に道をチェックするために研究所まで

ノートパソコンでプログラムを書き，サーバで走らせ

行ってみました．大まかに頭に道を入れて出発しまて結果を吟 味するのはどこにいてもできます．今回

す．はじめはポルトエンセ通りをひたすら北 上しまは，氷微惑星が内部熱源によって融解したときに，す．するとピラミデ駅にでます．これがローマ旧市街

岩石成分と水との混合物の対流の可能性について考の城壁にあたります．ここから北がローマの中心部

えました．ローマに滞在している間に論文の執筆もしです．城壁にそって東に向かいます．すると地下鉄のました．研究所の往復でローマ中心部を通ります．コ

Re d i Roma 駅 にでます．ここも城門があったとこ

ロッセオやサン・ピエトロ大聖堂やフォロ・ロマーノもろです．ここからひたすら南東に向かいます．地下鉄

ちょっと寄り道すればすぐです．なので景色の良いとの終点からさらに走るとローマ第二大学の広いキャころを選んでベンチに座り，論文を書きました．これ

ンパスにでます．このゾーンからさらに南東に向かうはとても気分のよいものでした．

と，牧草地の中に研究所がありました．かなり遠い．

研究所では複数の人に D iego Tu r r i n i博士と話すといいよ，と言われました．どうやら惑星形成過程の研究をしているポスドクなようです．向こうについてから1月後に初めて会うことができました．D iego
は一人の大学院生の面倒をみていて，ベスタの熱進化について研究していました．小天体の熱進化は博士課程で勉強したことがあるので，いろいろ議論にのりました．D iego 本人は，木星が形成された際に周囲の小天体の軌 道がどう乱されて衝突回数 が増加するか，というテーマで博士号をとり，そのテーマ
で引き続き研究していました．ベスタの研究の関係
で，バチカン天文台（当時）のGuy C onsol mag no博

図2： ローマに持って行った自転車．滞在中，4470km走りました．
また8回パンクしました．

士（隕石学）と話をする機会がありました．ローマ法王と並んでとった写真を自慢してくれました．私の滞

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遊星⼈の海外研究記 その6 〜ローマで変わった心と体〜／城野79

在はたまたまJon at ha n Lu n i ne 教授（宇宙化学）の滞在と重なっており，いろいろ議論することもできました．M a r ia Cr ist i n a De S a nct is 研究員のセミナーでは，DAW Nミッションの成果が発表されまし
た．DAW NミッションはJ PLが主体として行われていましたが，I NA Fはカメラを通じて大きな存在感を出していました．

3. 日常生活図3：（左）生ハムとモッツァレラチーズ．
（右）キッチンに並んだワ
インの空き瓶．この組み合わせはやめられなかった．

食事は自炊してました．家の近所のスーパーに毎えてもらい，よくしてもらえました．肉屋のおじさんに日通い食材を買いました．おおむね日本の半額程度

は，本式のカルボナーラの食 材を教えてもらいましでした（10年前であることに注意）．魚は高く，日本とた．

同程度といったところです．あさり，しゃこ，カジキマ
グロ，エイなんかをよく買いました．肉はかなり安いです．なかでも生ハムが絶品でした．パックに入って

4. 帰国後いるものも売ってますが，その場でスライスして買う

D iegoが行なっていたベスタの研究をテーマとし

生ハムは特に美味しいものです．これと水牛のモッて，「ベスタ，惑星形成を解き明かす鍵」という研究

ツァレラチーズをほぼ毎日買ってました（図3 左）．食チームが I S S（スイス，ベルン）
Iに発足し参加させて事に欠かせないのはワインです．スーパーの一角がもらいました．そこで，D iegoが研究している，木星

ワインで占領されており，相当な種類がありました．

形成に伴う小惑星の衝突史についていろいろ学ぶこ

もっとも安いのは2 ユーロ以下で買えました．そのとができました．また，C onsol mag no博士も参加しワインでさえも悪くありません．せっかくなので棚にており，DAW Nがとってきたデータを元に，ベスタの並んでいるワイン全種類飲んでみることにしました．

形成史に制約を与える非常に明快な議論をされてい3ヶ月ほどで達成したとおもいます（図3 右）．その後ました．

はより高級なワインにハマり，サンタンジェロ城の裏

数年前から，私は衝突によってコンドリュールがにあるワイン屋に通うことになりました．外食で飲ん形成するシミュレーションを行なっています．以前かだワインも含め，半年間の滞在で結局170本ほどのワら衝突を起源にするモデルはあったのですが，水な

インを飲みました（同程度の本数のビール大瓶も飲み

どの揮発 性物質の存在を考えるとコンドリュールのました）．おかげで帰国後の人間ドックでは肝臓関係

サイズと冷却速度が同時に説明できることに気づきの数値がかなり悪化しました．この点ではイタリアはました．それでは衝突の起源は何か？ここで D iego

おすすめできません．

の 研 究を思い出しました．研 究 会 のため 来日した

近 所のスーパーには バール が 併 設されていました．バールとは，小さいコンビニみたいなお店であり，

D iegoと議論し，数値シミュレーションをやってもらい論文にしました．現在投稿中です．

コーヒーとお酒が飲めます．買い物をしたついでに毎

このようにして，滞在期間は半年と短いものでした

日このバールに寄ってビール（大瓶で1. 5 ユーロ）を飲がその後の研究生活に大きな影響を与えました．月

んでました．若い女の子が二人でやっており，イタリ並みですが，留学は行って損することはほぼありませア語を教えてもらったり子どもと遊んでもらったりこん（肝臓を痛めつけた点をのぞいて）．10年前の体験の二人には大変お世話になりました．本で読んでブ記ですが，何かの参考になれば幸いです．

ツブツつぶやくのではなく，実際に人間相手に話すと強く記憶に定着することを実感しました．彼女らだ
けでなく，スーパーの店員全員にわれわれ家族は覚

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

「天体の衝突物理の解明 (XVI)/第12回スペースガード研究会 ～プラネタリーディフェンスの現況～」参加報告荒川 創太1

図1. 研究会の集合写真（末次氏提供）．今回はオンライン開催であったことがわかる．

1. はじめに講演時間が比較的長め（30 分）に設定されており，講演中に随時質問を受け付けるスタイルを採用してい2021年 3月10日（ 水）から12日（金）の3日間の日程

ることが本 研究会の特徴である．例年と異なりオンで，「天体の衝突物理の解明 ( X V I ) /第12回スペーライン開催であったが，50 名を超える参加者によるスガード研究会」がオンライン開催された（口頭発表

活発な議論が行われた（図1）．本稿では，筆者の参にはZ o om，ポスター発表および懇親会にはRemo

加報告として，研究会の様子を記述する．本 稿で紹が用いられた）．新 型コロナウイルス感 染 症の流行介する内容は筆者の理解にとどまっており，不正確の影響で，例年11月頃に開催されていた「天体の衝な部分が含まれている可能性が大いにある．各講演

突物理の解明」研究会が 3月開催に変更になり，まの要旨，発表スライドは衝突研究会のホームページ

た，スペースガード研究会との共催となった．本年度（ht t p: //w w w. i mpact-res .org /i mpact 2 0/） にのテーマは「プラネタリーディフェンスの現況」という掲載されているので，興味をもたれた方はそちらをことで，吉川真氏（宇宙科学研究所），浦川聖太郎氏

参照していただくか，講演者に直接ご連絡いただき（日本スペースガード協会），大澤亮氏（東京大学）をたい．

迎え，ご講演いただいた．3件の招待講演を含め21
件の口頭発表，および 6 件のポスター発表があった．
1.国立天文台 科学研究部

2. 講演概要
研究会のプログラムは以下の通りである．

「天体の衝突物理の解明 (XVI )/第12回スペースガード研究会 ～プラネタリーディフェンスの現況～」参加報告／荒川《口頭発表 》

ント時期の推定【招待講演】

3月10日
（ 水）

大澤 亮
（東京大学）

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荒川 創太（国立天文台）東 京大学 木曽観 測 所トモエゴゼンによる微 小地 球

「氷」粒子の付着特性について

接近小惑星の動画観測【招待講演】

笹井 遥（神戸大学）

中村 昭子（神戸大学）

多 孔質氷天体のクレーター形成における衝突 残留

コンドライト模擬物の衝突圧密

温度計測

塩本 純平（神戸大学）

豊田 優佳里（神戸大学）

多孔質隕石模擬物質の衝突実験：キャビティー成長

土 星リング粒子を模 擬した多 孔質氷 球の低 速度衝の観察

突実 験：反発係数及び付着特 性に対する空隙率依
存性

3月12日
（金）

野村 啓太
（神戸大学）

黒澤 耕介（千葉工業大学）

二次標的を用いた高速度岩石エジェクタの計測

減衰衝撃波を利用した衝撃回収実験 1：炭酸塩の波

山本 裕也（神戸大学）状消光の発生条件

低強度レゴリスにおける衝突エジェクタ速度スケー

大野 遼（千葉工業大学）

ル則に対する実験的研究

減衰衝撃波を利用した衝撃回収実験 2：玄武岩の衝池谷 蓮（神戸大学）

撃溶融脈の発生条件

クレーターエジェクタが高速自転小惑星の赤道リッ嶌生 有理 ( JA X A / I S A S )ジを形成している？

熱赤外カメラを用いた衝突残留熱計測多田 賢弘（東京大学）

柳澤 正久（電気通信大学）

オーストラリア・アジアテクタイトイベント：インドシナ

ふたご座月面衝突閃光の低分散スペクトル半島東部におけるイジェクタ層の認定とその分布
木内 真人（ JA X A / I S A S）

《ポスター講演》低重力下での高速度衝突クレーター形成実験

保井 みなみ（神戸大学）

門野 敏彦（ 産業医科大学）

ガラスビーズを用いた低速度クレーター形成実験：学

有限サイズターゲット上のクレーター形成：爆発と衝

生実験のデータ統計解析

突の対応

嶌生 有理
（ JA X A / I S A S）
次世代サンプルリターン候補天体の検討

3月11日
（木）

石田 紗那
（神戸大学）

杉浦 圭祐（東京工業大学E L S I）

層構造試料を用いた衝突破壊実験：デジタル画像相

石鉄 隕石メソシデライトの形成シナリオ解明に向け関法による衝突破片速度分布の計測法の開発

たベスタ様小惑星への巨大衝突の数値計算

江口 裕樹（神戸大学）

黒崎 健二（名古屋大学）低空隙多孔質氷 標的を用いた高速度衝突実 験：運

巨大衝突に伴う大気散逸の数値計算と理論的考察

動量輸送およびクレーター形成過程に関する実験的鈴木 宏二郎（東京大学）

研究

ガラスビーズを用いた粉体の準静的圧縮試験と衝突

黒澤 耕介（千葉工業大学）

シミュレーションへの応用

粉体 標的の衝突爆心地周辺の物質回収方法につい吉川 真（ JA X A / I S A S）てプラネタリーディフェンスに関する国際的な取り組み

岡本 尚也（ JA X A / I S A S）

【招待講演】DE S T I N Y+ 搭載カメラ光学校正計画の検討状況

浦川 聖太郎（日本スペースガード協会）
ライトカーブ観測から迫る小惑星における衝突イベ

82

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

2.1

招待講演

いた微小地球 接近小惑星のサーベイについてご 講演いただいた．直径100 m 程度以下の微小小 惑 星

プラネタリーディフェンスに関する国際的な取り組は暗いため地球に接近したものしか 観測できない．

みと，地球接近小天体の観測について3件の招待講

また，地球接近小惑星は見かけの速度が大きいた演があった．ご多忙のところご講演を引き受けていめ高時間分解能の観測を行う必要がある．これらのただいたことに感謝したい．

困難について，Tomo - e G ozenは広視野動画観測

吉川氏（ JA X A /IS A S）にはプラネタリーディフェを行うことで効率的な微小地球 接近天体の検出を

ンス（スペースガード）の歴史と最 近の国 際 的な取可能にしていることを紹介されていた．また，ライト

り組みについてご 講 演いただいた．International

カーブ観測による微小小惑星の自転周期の決定と，Asteroid Warning Network（ IAW N．地球近傍天

破壊強度の推定に関する話が非常に興味深かった．

体の発見し軌道を確定する，各国の天文台などを中YOR P 効果による自転加速のタイムスケール，衝突心としたネットワーク）とSpace M is sion Pla n n i ng

破壊破片として初期に持つであろう自転速度などがAdv isor y Group（ S M PAG．地球に衝突する危険評価され，観測結果と比較されていた．

な小天体が発見されたとき，どのように対応するのかを検討する，各国の宇宙機関によって構成される組

2. 2

一般口頭講演織 ）が 2013 年に設立された経緯などを語っていただ

今回のテーマである「プラネタリーディフェンス」にき，とても勉強になった．また，「（なにも対策しなけ

限らず，天体衝突に関する幅広い興味，関心に基づ

れば）ある国に衝突するはずだった天体が，回避策く講演が多数なされた．以下では筆者の判断でいくを実施しそれに失敗した結果として他の国に衝突しつかのテーマに分類し，それぞれの講演について簡てしまった場合，誰がどのような責任を負うのか？」と単に紹介させていただく．

いう質問が講演後にあり，国際的な協力体制の構築
やルールの制定を平時から進めておくことが重要であるなあ，と感じた．

2. 2.1

高速衝突実験

天体の衝突物理の解明は惑星系の形成と進化に浦川氏（日本スペースガード協会）には小惑星のラ

おける最重要課題のひとつであろう．衝突によるクイトカーブ観測についてご講演いただいた．彗星・小レーター形成，エジェクタ放出過程などが室内実験

惑 星 遷 移天体 である107P/ Wi lson−H a r r i ng ton

や数値計算によって調べられており，今回の研究会の可視測光観測から，形状，タンブリング運動，衛星でも多数の発表を聞くことができた．

の有無などを議論されていた．この天体は次世代サンプルリターン計画（詳細は嶌生氏のポスター講演を

笹井：彗星のような多孔質氷天体の進化において，参照されたい）における有力な候補天体のひとつで

圧 縮支配 域のクレーター形成と衝突 残留熱を理 解もある．小天体の回転状 態によっては公開されていすることが重要である．高速衝突実験によって，多孔る形 状モデルでは計 算できないことがある，という質氷標的におけるクレーターサイズのスケーリング則

困難について語っていただいたことが筆者の印象にや，ピット中心からの距離によって最大上昇温度や残っている．また，高速自転する10 mサイズの地球

その到達時刻がどう変化するのか調べた結果が報接近天体 2012 T C 4 についてもライトカーブ観測から告された．加えて，熱伝導の数値計算による実験結形状や回転状態を推定されていた．三軸不等楕円体

果の再現から，衝突エネルギーの衝突 残留熱へのの回転状 態が遷移する時間スケールに関する議 論

エネルギー分配率を推定していた．

が大変興味深かった．すばる望遠鏡H S Cアーカイブ

野村：火星エジェクタのフォボスへの輸送量を推定す

データを用いた小惑星発見アプリC OI A Sについてるために，二次標的を用いた高速度岩石エジェクタも紹介されていた．

のサイズ・速度・放出角度の同時測定を行った．垂直

大澤氏（東京大学）には東京大学木曽観測所の可衝突と斜め衝突のそれぞれについてエジェクタのサ

視 光 広 視 野動画観測システムTomo - e G ozenを用

イズと速度，放出角度と速度の関係が調べられてい「天体の衝突物理の解明 (XVI )/第12回スペースガード研究会 ～プラネタリーディフェンスの現況～」参加報告／荒川83

た．エジェクタ速度別の破片サイズ分布を求め，従来析から圧密領域の密度構造の推定が行われていた．

の破片サイズモデルから得られる平均破片サイズと塩本：タギシュ・レイク隕石および CMコンドライトを比較してより大きい破片が高速で放出されているこ

模擬した多孔質の標的を作成し，それらの衝突破壊とが示されていた．

強度およびエジェクタの速度を調べた．エジェクタの

山本：衝突によって破壊される低強度レゴリスを標的

速度は標的側面の前方，中央，後方の3点で計測しに用い，衝突エジェクタの速度分布・放出角度の標的（側面速度），衝突点からの距離を標的の等価球直粒子の強度や弾丸と標的のサイズ比に対する依存性径で規格化した値で整理した．2 種類のタギシュ・レを調べた．標的粒子としてcmサイズの大玉の風化凝

イク模擬物について，強度の大きいUT P S -T Bの方灰岩を用いた実験では，石英砂を用いた場合と比較が強度の小さいWC Sよりも側面速度が大きいこと

してクレーター壁における規格 化エジェクタ速度がが示されていた．

大きいことが示されていた．

黒 澤：炭素質隕石の典 型的な水質変成鉱物である

木内：落下塔を用いて低重力下で高速衝突実験を行

カルサイトについて，波状消光を示す粒子の存在がい，クレーターサイズの重力依存性を調査した．宇中間衝撃圧力領域での衝撃 変成指標として有用で宙研の縦型二段式銃の真空チャンバー内に組立・解あることを紹介した．金属コンテナを用いて大理石体可能な落下装置を構 築することで低 重 力下での試料の衝撃回収実験を行い，さらにi S A L E sho ck

高速度衝突実験を可能にした．引張強度の小さい硅

physic s codeを用いた数値衝突計 算によって試料砂標的ではクレーター直径に明 確な重 力依 存性が中を伝播する衝撃波を評価した．回収した試料を薄見られ，重力支配域のπスケーリングが成り立つ．一片に加工し偏光顕微鏡で観察した結果，3 GPa 以上

方で，引張強度の大きいFi ne Gla s s B eadsやアルの衝撃圧力を経験した領域で半分以上の粒子が波ミナを標的にした場合はクレーター直径に重力依存状消光を示すことが明らかになった．個々の粒子が性が見られず，これらのクレーターは強度支配域ま塑性変形を始めると波状消光を示すようである．

たは遷移域にあることが示された．実験 結果をもと

大野：玄武岩試料について衝撃回収実験を行い，回に，強度の影響を受けるクレーター直径が小惑星の収した試料を薄片に加工し岩石・鉱物学的観察、化サイズやレゴリスの粒径にどう依存するのか議論さ学組成マッピング、結晶学的分析を実施した．また，れていた．

衝突実験と同じ条件で i S A L Eによる数値計 算を実

門野：強度支配域におけるクレーター形成とカタスト施し，衝撃経験圧力・温度を推定した．ユークライト

ロフィック破壊の中間段 階であるside spa l lat ion

隕石の衝撃変成度について，波状消光角，マスケリに着目し，爆薬を用いた爆発実験と弾丸を用いた衝ナイト（衝撃ガラス）の存在量，ショックベインの有無

突実験を行い，両者の対応関係を調べた．爆発実験で分類するK a nema r u Tableが存在するが，このでは室内衝突実 験よりも大きなクレーターを形成す

細分 化されたsho ck st ageに対して実 験と数値 計ることが可能であり，爆発実験と衝突実験の結果を算から定量的な圧力値を与えた．

対応させることができれば衝突破壊の標的サイズ依

嶌生：熱赤外カメラを用いた高速度衝突のその場観存性の研究に有用である．発表においては．実験結測による熱物性変化 検出手法の確立を目指し，硅

果から爆発条件（ 爆薬量と埋め込み深さ）と衝突条件

砂・ガラスビーズへ の高速 度 衝 突 の 熱 赤 外 撮 像を

（弾丸サイズと衝突速度）の対応条件を導出していた．

実施した．衝突残留熱を計測した．硅砂ではクレー中村：マトリックス模擬試料とコンドルール模擬試料

ター内に高温 放出物が 残らない一方，粒 径1 m mを混合してコンドライト模擬試 料を作成し，衝突圧程度のガラスビーズでは高温の衝突生成物がクレー

密実 験を行った．マトリックスとコンドルールの混合

ター崩壊により埋没し，粒径100 μm程度のガラス

物は，自己重力による静的圧縮だけではコンドライ

ビーズでは高温衝突生成物がクレーター内に残留しトよりも大きな空隙率を持つことが期待されるため，た．また，クレーター内部の冷却・昇温過程が撮像で母天体上での衝突圧密や熱変成，水質変成が重要きており，今後，撮像された表面温度変化を熱モデだと考えられている．フラッシュX 線 透 過画像の解

ル計算と比較する予定である．

84

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

鈴木：油圧プレスを用い，粉体の準静的圧縮実験を

多田：オーストラリア・アジアテクタイトイベントは地行った．圧縮実 験においては一部のガラスビーズが球上での大規模な衝突イベントの中で最も年代が新破砕され，非可逆的に粉体が圧縮される様子が 確

しい（約80万年前）にもかかわらず，衝突クレーター

認された．圧縮後は大きな粒子がガラス粉末中に距が未発見で，衝突地点周囲に分布するはずのイジェ

離をおいて配列される構造になる．実験から，粉体クタ層も見つかっていなかった．そこで，インドシナの密度・圧力の関係が，非可逆的圧縮曲線と弾性的

半島広域における野外調査を行い，イジェクタ層を除荷・再圧縮線で構成される「塑性ガス」モデルで表認定し，分布を調査した．テクタイトを含む角礫層

現できることが確認された．発表では，圧縮実験のの層厚分布から，衝突地点はラオス南西部 B olaven

結果から構築した状態方程式をペネトレータの数値

Plateauであると推定した．

シミュレーションに適用した結果も紹介されていた．

柳澤：月面衝突閃光の明るさから衝突エネルギーを

2. 2. 2

低速衝突

推定するためには，発光効率（運動エネルギーから可視 広域での発 光エネルギーへの変 換効率）を知

原始惑星系円盤でのダスト粒子の合体成長や，惑る必要がある．先行研究においては4つの流星群に星のリングを構成する粒子の運動を理解するためについて地球で観測された流 星数と月面閃光の数をは，低速度衝突実験によって衝突速度と反発係数の比較することで発光効率が求められており，衝突速関係を理解することが不可欠である．

度によらず0. 2% 程度であった．発表では，ふたご座
月面衝突の 低分 散スペクトル観測の結果が 紹 介さ

荒川：原始惑星系円盤中でのダスト粒子の成長を理れ，高温（約6000 K）
・低温（ケイ酸塩の蒸発温度以解する上で，様々な分子の「氷」の付着特性を理解す

下）の2成分の黒体放射の寄与があることが示される必要がある．そこで，水氷およびドライアイス粒子ていた．

の限界付着速度について，過去の実 験 結果の再解釈を行った．ミクロンサイズの水氷 粒子の限界 付着

2. 2.4

数値計算

速度がドライアイス粒子よりも1桁程度大きいことが数値シミュレーションは天体 衝 突 の 研 究におい

実験的に知られているが，これが表面エネルギーのて非常に強 力なツールである．今 回の 研究会では違いではなく粘性的なエネルギー散逸の強さの違い

Smo ot hed Pa r t icle Hyd rody n a m ic s ( S PH ) 法に起因することを，粘弾性を考慮した球の接触理論を用いた巨大衝突の数値 計 算や，高速自転する小を用いて示した．

惑星上でのエジェクタ堆積物の分布に関する発表が豊田：土星リングはcmからmサイズの水氷粒子で形あった．衝突 実 験に関する発 表においてもi S A L E

成されており，熱慣性などから多孔質な氷凝集体でなどを用いた数値計 算との比較を行っていたものがあると推測されている．そこで，多孔質氷球の低速多数あったことを付け加えておきたい．

度衝突実験を行い，反発係数及び付着特性に対する空隙率依存性を調査した．実験によって反発係数

池谷：コマ型小惑星の赤道リッジ形成メカニズムとと衝突速度の関係式が得られ，これを外挿すること

して，エジェクタ堆積物の赤道域への集中的な堆積で土星リング粒子の空隙率を議論した．また，多孔というモデルを提唱した．小天体の自転速度をパラ質球の反発係数の低下は，塑性変形によるエネル

メータとして，球面一様乱数を用いて複数のクレー

ギー散逸によって説明できることが示されていた．

ターの位置及び直径を与え，エジェクタ粒子の軌道2. 2.3

地質調査，観測を計算することで堆積地点を求めた．Ry ug uサイズの天体について，自転周期が 3 時間の場合，メインベ

実 験や数値計 算だけでなく，観測や地質調査もルト小惑星ならば衝突破壊寿命よりも短い時間で十衝突研究を推進する重要な手法のひとつである．今分な高さの赤道リッジを形成できる可能性が示され回の研究会でもこれらの手法に基づく研究成果がた．

発表された．

杉浦：メソシデライトはベスタ（もしくは類似した直径

《目次へ

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「天体の衝突物理の解明 (XVI )/第12回スペースガード研究会 ～プラネタリーディフェンスの現況～」参加報告／荒川85

500 k m程度の天体）を母天体とする石鉄隕石であを専門としない人間でも気軽に質問ができる雰囲気

る．メソシデライトはコア由来の鉄・ニッケル合金とが形成されていた．これはこの研究会の素晴らしい

地殻由来の火星岩質なケイ酸塩の混合物であり，マ

伝統である（らしい）．毎回の参加報告で書かれていントルの主 成分であるカンラン石はほとんど含まれることの繰り返しになるが，少しでも衝突現 象にごていない．発表では，S PH法を用いた数値計算でベ興味があれば（現在は衝突研究を専門としていない

スタ様小惑星への巨大衝突を再現し，衝突後の天体方でも）是非気軽に参加されることを勧めたい．筆者

質量が元の質量の半分程度になるような条件においにとって今回の参加はまだ2回目であるが，とても楽てコアが掘削され，表面地殻と混合可能であること

しい研究会であると再確認した．

が示された．また，衝突前の母天体の内部構造とし

前回の「天体の衝突物理の解明」研究会のテーマて地殻とコアが厚いモデルを考えるとより観測事実

は「小惑星の表層進化」，前々回は「探査機はやぶさを説明しやすくなるという結果も紹介されていた．

の成果と挑戦：初号機から２号機へ」であった．はや黒崎：惑星の大気量の違いはその形成過程や形成

ぶさ2の S C IとD CA M 3による宇 宙 衝 突 実 験 が 大

後の進化過程を反映する．大気散逸の代表的なメカ成功したのが 2 年前（2019 年 4月5日）であり，これかニズムとして天体衝突があり，これまでの研究でもら大量に採取されたサンプルが分析されることで小議論されてきたが，衝突規模が大きい領域について

惑星の形成・進化史がより深く議論されると期待さは十分に理解されていなかった．発表では，S PH法れる．また，今後も世界各国で様々な天体への探査を用いた巨大衝突に伴う水素ヘリウム大気散逸の計が計画されており，多様な天体における多様な衝突算結果が示され，衝突エネルギーから大気の流出エ現象が研究の対象になるのだろう．今回の研究会でネルギーへの変換効率が議論されていた．流出大気も，想定する天体として彗星，コンドライト母天体，ラ

量と流出エネルギーの相関関係は2 種類の領域に分

ブルパイル小惑星，火星などがあり，研究目的・手法

けられ，エネルギーに比例する領域と運動量に比例も非常に多岐にわたった．次の機 会にはどのようなする領域からなることが明らかになった．

天体の衝突物理と出会えるのか，今から楽しみであ

2.3

ポスター講演

ポスター講演は6 件あり，研究会 2日目にRemoを用いて実施された．今回も学生のポスター講演につる．

謝辞

いては2分間のフラッシュトークが行われた．オンラ研究会の開催にご尽力いただいた世話人の皆様

イン開催であったにもかかわらずポスター講演も盛（末次竜氏、岡本尚也氏、鎌田俊一氏、黒崎健二氏、り上がり，懇親会開始直前まで各講演者のスペース嶌生有理氏、杉浦圭祐氏、保井みなみ氏）に感謝いで議論が続いていた．

たします．また，本稿執筆の機会は大島商船高等専

3. まとめ
今回は「プラネタリーディフェンスの現況」というテーマで，第16回「天体の衝突物理の解明」研究会
が第12回スペースガード研究会との共催で実施された．新型コロナウイルス感染症の流行で例年と同じ
時 期に同じ形式で実施することはできなかったが，それでも非常に実りある研究会であったと感じた．
世話人の皆様および参加者の皆様にお礼申し上げ
たい．いずれの講演も時間配分ぎりぎりまで活発な議論が行われており，また，筆者のような衝突実験

門学 校の末次竜 氏より頂きました（原稿の確認など
大変お手数をおかけしました）．感謝申し上げます．

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86

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

第13回月惑星探査データ解析実習会を終えて
平田 成1，出村 裕英1，大竹 真紀子1，嵩 由芙子1，小川 佳子1，
本田 親寿1，北里 宏平1，月惑星探査データ解析実習会世話人一同（要旨） 第13回月惑星探 査データ解 析実習会（2021年3月24日〜26日）の実施報告を行う．今回は月の可視・近赤外分光反射データの解析をテーマとして，山本聡氏（産業技術総合研究所地質調査総合センター）を講師に迎えてZ oomとSlackを併用したオンライン形式で開催された．実習会に参加した受講生
は5大学・機関から9 名で，3日間の会期の中で「かぐや（S EL E N E）」搭載の可視・近赤外分光計スペクトル
プロファイラデータを用いた地質解析について，データの入手から前処理，情報の抽出や結果の解釈，論文に掲載することを想定したスタイルの図版作成の方法までを学び，その成果を最終日に発表した．

月惑星探 査データ解 析実習会は，日本惑星科学（S E L E N E）」搭載の可視・近赤外分光計スペクトル

会内のボランティアベースのグループである惑 星探

プロファイラ（Spect ra l P rof i ler, S P）データを用い査育英会が主催する，惑星探 査データ解 析方法をた地質解析について，データの入手から前処理，情短期集中型の実習形式で学ぶ講習会です．学部，大報の抽出や結果の解釈，論文に掲載することを想定

学院生，ポスドクを主な対象として，将来の惑星探したスタイルの図版作成の方法まで取り扱いました．

査を担う人材の育成と地球惑星科学 教育の拡充を

S Pデータの解析は，2014 年の第 7回実習会 [2]でも目指して2009 年から年1〜2回のペースで開催されて一度題材として取り上げられていますが，その後の月

います [ 1]．

科学の新しい知見や，解析技術の発達の成果を盛り去る2021年3月24日〜26日に通算第13回となる実習会を実施しましたので，その報告をいたします．今込んで，新しい世代の学生と若手研究者向けに改めて取り上げてみることにしました．

回は，産業技術総合研究所地質調査 総合センター

開催時点でのC OV I D -19感染状況も踏まえて，前の山本聡さんを講師に迎えて，月の可視・近赤外分

回の第12回実習会（2020 年 3月開催）[3]と同じく，今光 反 射 データの 解 析をテーマとしました．2007年

回もZ o omを使 用したオンライン形式で実 施するこに 打 ち上げられ た月探 査 機「かぐや（S E L E N E）」ととしました．前回は会津大学内に設営した会場ににより月全 球の分 光データが 取得され，2009 年の世話人と会津大学生の参加者が滞在し，外部参加

運用終了から10 年以 上 経 過した今なお新しい成果

者が Z o omで参加する形式をとっていたものの，今が 発 表されています．第13回実習会では，「かぐや

回は完全にオンライン化し，講師や受講生はもちろ

1.会津 大学コンピュータ理工学部・宇宙情報科学 研究センター（ARC - Space）

ん，世話人も専任TA役の会津大学生もそれぞれのオフィス，研究室，自宅などから参加する形式にしています．また，前回実習会の開催途中で導入してそ第13回月惑星探査データ解析実習会を終えて／平田 他

87

図1：参加者集合写真（Zoom画面スナップショット）．

の効果が確認されたSlackワークスペースも，今回はの辺りは学 生の持っているスキルセットの変化も感

会期前から開設して，事前アナウンス，情報共有と会じられました．

期中の質疑応答に利用しました．

最後に総まとめとして，各自月面の対象地域を選

事前に11名の申し込みがあり，キャンセル者も出んで， 特 徴 的な地 点の S P のスペクトルデータのプ

ましたが最終的に神戸大学，東京大学，大阪大学，

ロットと，その地点の位置がわかる地図画像を組み総合研究大学院大学，宇宙科学研究所の5大学・機合わせた図版を作成する実習を行い，最終日午後に関から9 名の受講生が参加しました（図1）．3日間の成果発表会を行いました．解析対象として選ばれた

会期は，あらかじめ用意してもらった1ページプレゼのは，Tycho，C oper n icus，S ch röd i ngerなどのン資料を使って参加者の自己紹介をしてもらうとこ

著名なクレーターや，南極域の S hack letonクレー

ろから始まりました．その後，講師の山本 聡さんにター，中国の嫦娥 5号（Cha ng'e 5）の着陸点とそのよる講義に続き，配布されたS Pデータ処理プログラ

近くの火山Mons Rü m kerなど，いずれも月の科学

ムのコンパイルとテストデータによる動作確認を経たで歴史的にも，また現在も注目されている地域ばか

上で，JA X Aが提供しているかぐや( S E L E N E)デーりでした．図2に東京大学の西山学さんが 作成した

タアーカイブシステム（ht t ps : //da r t s . isa s .ja xa .jp/

Mons Rü m ker 領域の S P データのプロットと観測

pla net /pdap/selene/i ndex . ht m l .ja）か ら 参 加

点を示す地図を示します．このように，受講生の皆さ

者各自が自分で選んでダウンロードしたS Pデータをんは短期間のうちに課題を達成して，投稿論文にも処理し，結果をグラフ化するなど，参加者が自分で掲載可能なレベルの図版を作成することができるよ

手を動かして解析の過程を体験する，課題演習を行うになり，成果発表会の中では結果の科学的な解釈いました．過 去の実習会では，コマンドラインでのまで含む質疑応答も行われました．この実習会で得作業が多くなる課題で，CU I 環境に慣れていない受た経験を直接的，間接的に活かして，月科学，可視・講生が戸惑う様子も見受けられていましたが，今回

近 赤外分 光反射データ解 析の分 野はもちろんのこはそのようなことはほとんどなく，全ての受講生がスと，あらゆる惑星科学の分野で一つでも多くの，そしムーズに課題を進めることができていたようです．こて少しでも良い研究成果が受講生の皆さんから出て88

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021(a)

図2：実習会成果物として作成されたMons Rümker 領域のSPデータのプロットと観測点を示す地図（西山学（東京大学）
さん作成，提供）．(a)の原図はQian et al. (2018)[4]のFig. 13.

くることを期待したいと思います．
今後も月惑星探 査データ解 析講習会は開催予定

TA：金丸 仁明
（宇宙科学研究所，参加者より），会津大学学生（専任TA）2 名

です．次回のテーマは未定ですが，本稿後半に掲載

世話人：平田 成，出村 裕英，大竹 真紀子，嵩 由芙子，した，今回の受講生の皆さんから寄せられた意見・

小川 佳子，本田 親寿，北里 宏平（会津大）

コメントなどを元に企画を立てたいと思いますのでどうぞご期待ください．また，テーマの提案や会場提供のお申し出なども歓 迎します．ご意見や提案は惑

実習会内容

星探査育英会のM L（scho ol _ m is sion@wa k usei .

• 参加者自己紹介jp）宛にメールいただくか，お近くの惑星探査育英会• ハイパースペクトルリモートセンシングの基礎

メンバにお声がけください．

• 課題演習基礎編

実施概要
開催日程：2021年 3月24日〜26日
主催：月惑星探査育英会 実行委員会
後 援：日本惑星科学会， 惑星科学 研究センター(CP S )
講 師：山本 聡（ 産 業 技 術 総合 研 究 所 地質 調 査
総合センター）
当日参加者：19 名• 課題演習応用編• 成果発表会

受講生アンケート回答
実習の内容について• データ補正の流れを丁寧に教えていただき，大変勉強になりました．ありがとうございました．
• これまで「かぐや」のデータを触ったことはありましたが，S Pデータの利用方法があまり分かって

受講生9 名（学部生 2，修士課程 3，博士課程 3，

おらず，研究としての利用には障壁を感じていまPD1）した．しかし，本実習でデータのダウンロード方

講師1名，専任TA 2 名，世話人7名

法等から学ぶことができ，これから機会があれ

《目次へ

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第13回月惑星探査データ解析実習会を終えて／平田 他

ば 研究でも使 用していきたいと思いました．ま89

次回以降の実習会で取り上げて欲しい題材

た，これまでの研究ではスペクトルデータに触• 月，火 星よりも整 備されていない，Ca s si n iやれてきたわけではなかったのですが，本実習でGa l l i leo , New Hor i zonsといった探査機デーは初心者向けの簡単な処 理から非常に丁寧にタ補正などを取り上げていただけると嬉しいで教えてくださり，良い勉強の機会になったと思いす．

ます．この場をお借りして，講師の山本さんや平• 第 4回実習会の内容（特にE N V Iを用いた解 析

田さん・出村さんをはじめ世話人の方々に感謝申手法とクレーター年代学）

し上げます．ありがとうございました．

• クレーターカウンティング• スペクトル解析について，基本的な内容から実• 地震，レーダーなどの内部探査

践的な課題までを網羅していただいて，大変勉
強になりました．今後スペクトルデータを使って研究をしてみたいと思いました．また，そのために必要な基礎（の基礎）は学べたので今後の研究活動の糧になりそうです．

参考文献[1] 月惑星探査育英会実習会世話人一同, 2009, 日本
惑星科学会誌 18, 122.

• ハイパースペクトルはこれまで 扱ったことが な[2] 本田親寿ほか, 2017, 日本惑星科学会誌 26, 30.

かったが，今回の実習で知識や処理技術が身に[3] 出村裕英ほか, 2020, 日本惑星科学会誌 29, 90.

ついた．

[4] Qian, Y. Q. et al., 2018, JGR Planets 123, 1407.

• 山本先生はじめ，みなさまが丁寧に１から説明をしてくださったので，スペクトルについて無知でしたが実 際の論文を読むのに非常に役 立っています．ありがとうございます．
オンライン形式による実施について• C OV I D -19の影響もありZ o omによる開催でしたが，個人的には移動の手間が無かったため参加のハードルが低かったです．もし現地開催が再開できたとしても，Z o om等での参加も引き続き可能だと嬉しいです．
• 参加者としては不便もなく，移動することもない
ので，負担は軽いと思いました．集まってワイワ
イしたいところではありますが，オンラインの方が参加へのハードルは下がって助かる面も多くありました．
• 事前に配布された資料のおかげで，オンライン
であるにもかかわらずスムーズに実習を進めることができた．
• 初めての参加だったが，Z o omで気軽に参加できたため参加 登 録もしやすかったです．ただ，横の繋がりが 作りにくかったのが少し寂しさはありました．
• 実習会の方々のおかげで，特に不便な点はありませんでした．

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

2021年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ

2021年日本惑星科学会秋季講演会実行委員長（名古屋LOC）渡邊 誠一郎

1

2021年日本惑星科学会秋季講演会は対面＋オンラ

みは

1：口頭発表インのハイブリッドで開催します．以下は，2021年

よいの3 種類で受け付けます．筆頭著者として申し

5月末 時点での開催 案 内です． 最 新 情 報は随 時，

込めるのは「口頭発表 」もしくは「どちらでもよい」か

講 演会ホームページ ht t ps : //w w w. wa k usei .jp/

ら1件，
「ポスター発表 」もしくは「どちらでもよい」か

meet i ng s /fa l l meet i ng /2021/ に掲載します．

ら1件，の合計2件までとします．発表の採否，発表形

1. 日程と会場

2：ポスター発表

3：どちらでも式の決定，およびプログラム編成 については，実行委員会が決定いたします．予めご了承ください．

日程：2021年9月16（ 木）-19日（日）（ 19日は一般向け●口頭 発 表：会場で直接発表もしくはzo omにて発講演会「はやぶさ2：探査と地上分析」）

表．1講演につき12分前後（質疑応答含む）を予定し9月17日に総会，および最優秀研究者賞受賞講演会ています．

を予定しています．懇親会は行わない予定です．
●ポスター発表：Slackに電子版をアップした上で，
会場：名古屋市立大学田辺通キャンパス宮田専治記

A：会場

念ホール

での発 表をお願いします．会場での用紙サイズ（A0〒467- 8603

名古屋市瑞穂区田辺通 3-1

https: //www.nagoya- cu.ac.jp/access/tanabe/

2. 発表形式について

もしくはB: zo omブレイクアウトルーム

横 841m m 縦 1189m m）．フラッシュトークに関しては，講演申し込み時に希望を入力ください．枠が確保できれば Z o omで、できなければオンデマンドの
予定です．

●発表資格

●最優秀発表賞セッション

著者に本会の会員（発表申込み時にすでに会員資格

本講演において第一著者として発表する博士の学位を得ていること）を含むこと．著者に会員を含まないを有していない学生会員は，最優秀発表賞に応募で申込みは却下します．

きます．予備審査を通過された応募者には，最優秀発 表賞セッションでの口頭発 表（15 分前後）と，選●発表形式とプログラム編成

考委員との議論を行って頂きます．これらに加えて

対面＋オンラインのハイブリッドで行います．申し込

応募者は同一内容のポスター講演を行うことができます（ポスター講演は審査しません。また、このポス

1.名古屋大学大学院環境学研究科

ターは申込件 数に数えません）.別途 定める今 年の要領に従ってください．詳細は本会メーリングリスト

《目次へ

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2021年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ／渡邊

91（om l）および本会ホームページ「2021年秋季講演会

ら支払いサイト（イベント参加WEB受付システム「イベのお知らせ」でお知らせいたします．

ントペイ」を利用）に移動し，クレジットカードもしくは3. 参加および発表の申込み方法
本会ホームページの[参加/発表 /予稿登録]よりお申込みください．事前参加申込みは設定しません．これらの申込みは，すべて本会ホームページ上で行い

コンビニ決済で参加費の支払いを行なっていただきます．領収書は，支払い完了時に送信されるメール記載のURLからダウンロードできます．

7. 交通手段

ます．申込みには，（1）本会の会員番号もしくは非会

地下鉄桜通線「瑞穂区役所」駅から徒歩15 分，また員登録番号，（ 2）本会ホームページに会員または非会は，名城線「総合リハビリセンター」駅から徒歩15 分

員としてログインするためのパスワード，の両方が必です．市バスの場合は，金山駅から金山7番のりばよ

要になります．本会への新規入会登録および非会員

り金山16「 市大薬学部」下車，または，金山駅から金登 録も本会ホームページから行ってください．なお，

山 8 番のりばより金山14「 市大薬学部」下車です。市

非会員登録には1日以上，新規入会登録には2 週間

バスは「前乗り，後降り」，料金は大人 210円で先払以上かかりますので， 発表申込みを予定されている

い，Su ic a等の交通系 ICカードも利用できます。名

非会員の方はできる限り早目に登 録手続きを開始し古屋駅からは地下鉄桜通線が便利です。市バスならてください．

ば，会場の近くで下車できます。

4. 本秋季講演会までの主なスケジュール（予定）

8. その他

2021年 6月18日（金）参加申込，発表申込，支払い，

状況がわかり次第ホームページでご案内します．

予稿原稿受付開始( 2) このお知らせの内容は変更される可能性があり2021年7月16日（金）発表申込締切，最優秀発表賞予ます．ホームページで最新の情報をご確認ください．

稿原稿の締切(3) その他，名古屋 L O Cへのお問い合わせはa lo c -2021年 8月27日（金）予稿原稿締切，支払い締切

m l@wa k usei .jp

5. 予稿集について
講 演会に先 立って本会ホームページにPDFを用意
し，ダウンロードできるようにする予定です．

6. 参加費正会員 4000 円, 学生会員 3000 円, 非会員 5000 円
発表をしない学部生・M1 に限り，参加費を無料とします．参加するためには学 生会員もしくは非会員登録が必要です．
シニア会員の参加費については，一般会員と同額とします．
本会ホームページ「2021年秋季講演会のお知らせ」か( 1) 現時点では託児所を確保できるか検 討中です．

までご連絡お願いします．

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92

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

2021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者対象おける学術振興を目指し，2021年度も引き続き下記

応募締切り2022 年2月28日：2022 年 4月から2022 年の助成事業を行います．それぞれの応募要項の詳細

9月の期間に開催初日が予定される国際学会の参加は当財団のホームページ：ht t p: //w w w. sps s .or.jp者対象に掲載しています．それぞれの公募に対する応募申請に際してはホームページご参照の上，申請書をダ
ウンロード・作成いただき必要な書類を添付の上，財（2）
国際学会開催の支援団宛に電子メール（ad m i n@ sps s .or.jp）で申請くだ●支援対象

さい．奮ってご応募いただくようご案内申し上げます．

宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究（1）
国際学会出席旅費の支援

所，大学等）で，宇宙理学（ 飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連する理学研究）及び宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する国際学会，国際研究集会●支援対象の国内開催を主催しようとする団体．リモートでの開宇宙理学（ 飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連

催も支援対象です．

する理学 研究）および宇宙工学（宇宙航空工学を含●助成金額・件数：一件あたり20 〜50万円程度，年む）に関する独 創的・先端的な研究活動を行ってい間4件程度

る若手研究者（当該年度4月2日で35歳以下），また●申し込み受付時期

はシニアの研究者（当該年度4月2日で 63 歳以上かつ応募締切り2021年 8月31日：2021年10月から2022 年

定年退職した者）で，国際研究集会で論文発表また3月の期間に開催初日が予定される国際学会対象

は主要な役割などが原則として確定している者．海

応募締切り2022 年2月28日：2022 年 4月から2022 年

外で開催される国際学会に限ります．リモートでの参9月の期間に開催初日が予定される国際学会対象

加の場合でも参加費（上限 5万円）については支援し
ます．

●照会先

●助成金額・件数：一件あたり10 〜30万円程度，年公益財団法人宇宙科学振興会事務局

間10 件程度

ht t p: //w w w. sps s .or.jp●申し込み受付時期〒252- 5210

応募締切り2021年 8月31日：2021年10月から2022 年

Ema i l : ad m i n@ sps s .or.jp

3月の期間に開催初日が予定される国際学会の参加

Tel : 042-751-1126

1.公益財団法人宇宙科学振興会 事務局

神奈川県相模原市中央区由野台3-1-1

《目次へ学位論文タイトル紹介

93

学位論文タイトル紹介
惑星科学関連分野にて博士号および修士号を近年取得された会員の研究内容を学会員に広く知ってもらう目的で，論文タイトルを掲載いたします．項目は，( 1) 氏名，( 2) 論文タイトル（現題名），(3) 論文タイトル（和訳名），(4) 論文提出時の所属，( 5) 学位取得年・月，( 6) 次の所属，の順です．希望者は，論文の結果を最もよく表す図を1枚掲載できます．この記事に関するお問い合わせは編集長（ch iefed itor @wa k usei .jp）まで
お願いいたします．
※毎年 6月号に，過去3 年まで遡って掲載可．投稿方法等はom lにて案内いたします（2月頃）．

博士論文( 1) 大野 遼（おおの はるか）
( 2) Cr ust a l evolut ion of a steroid Vest a a s i n fer red f rom si l ica poly mor phs i n eucr ites(3) ユークライト隕石中のシリカ多形から読み解く小(4) パリ 第 七 大 学 S ciences de la Ter re et del ' Env i ron nement (地球環境科学)( 5) 2020 年12月
( 6) 高知工科大学 システム工学群

惑星ベスタ地殻の進化過程(4) 東京大学大学院 理学系研究科 地球惑星科学
専攻( 5) 2020 年 3月
( 6) 千葉工業大学

惑星探査研究センター( 1) 丹 秀也（たんしゅうや）( 2) L a b o r at o r y e x p e r i m e nt s a n d t e l e s c o p e

異なる２つの火星の内部構造モデルから推測される、常時火星自由振動の加速度のパワースペクトル密度。

observat ions towa rd u ndersta nding
phy s ic o c hem ic a l prop er t ie s of Eu ropa's
su r face mater ia ls(3) エウロパ表面物質の物理化学特性の理解に向けた室内実験および望遠鏡観測(4) 東京大学大学院 理学系研究科 地球惑星科学
専攻( 5) 2021年 3月( 6) 東京工業大学 地球生命研究所( 1) 西谷 隆介（にしたに りゅうすけ）( 2) T he R ole of Met h a ne Hyd r at e o n T herma l Evolut ions of Icy Mo ons(3) 氷 衛星 熱 進 化におけるメタンハイドレートの 役
割( 1) 西川 泰弘（にしかわやすひろ）( 2) E st i mat ion of t he a mpl it ude of t he M a r-(4) 大阪大学大学院 理学 研究科 宇宙地球科学 専
攻

t ia n seism ic hu m f rom at mospher ic glob -( 5) 2021年 3月

a l circu lat ion models a nd expected obser-( 6) 会津大学 コンピュータ理工学部

vat ion cha l lenges .
(3) –

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94

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

修⼠論⽂
( 1) 紅山 仁（べにやま じん）( 2)	木曽 Tomo - e G ozenを用いた高速 移動天体 検出システムの開発及び即時追観測による微小地
球接近小惑星の観測的研究(3) (4) 東京大学大学院 理学系研究科 天文学専攻( 5) 2021年 3月( 6) 東京大学大学院 理学系研究科 天文学専攻 博
士課程

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編集後記
20 年前までは，大人が小惑星のことを見聞きする
機会はごく稀だったでしょう．しかし，「はやぶさ」や

私は，“小学生隊 ”からとんでくる隕石を想像して，にやりとしています．

「はやぶさ２」の活躍が，人々の耳に届き，小惑星は津田雄一博士（ JA X A・宇宙研）の巻頭言で，はやぐっと身近な存在になりました．一方，小さな子供に

ぶさ２探査計画の経験から，偶発的なチャンスを拾とって，小惑星はもともと身近な天体です．多くの子

うための“ 肥 料蒔き”の重要性が述べられています．

供は強烈に恐竜に惹きつけられ，恐竜を絶滅させた

これから始まる小 惑 星リュウグウの初期分析から，要因として，隕石に出会うのです．それから，繰り返

どのような発見がもたらされるのでしょうか．撒かれし，繰り返し，隕石はどこからきたのか，と周りの大た肥料により，思ってもないような小惑星の側面が人に尋ね，小惑星という言葉に触れることになりま

飛び出す結果になるのか，期待せずにはいられませす．実際には，宇宙からきたよ，と答える大人が多く

ん．本号には，2020 年度最優秀発表賞受賞論文，学て，思ったより小惑星までたどり着いていないかもし位論文紹介が掲載されております．惑星科学のこれれません．しかし，この編集後記を読んでいるみなさからを担う若手研究者の研究が紹介されていますの

まの周りの子供は，その限りではないでしょう．我がで，ぜひご一読ください．

家では，3歳の息子から，隕石はどうしてショウガクセ
イタイからやってくるの？としょっちゅう聞かれます．

みなさまからの次号への投稿を，心からお待ちしております．
（瀧川）

96

編集委員
三浦 均 [ 編集長]
瀧川 晶 [ 編集幹事 ]荒川 創太，上椙 真之，岡崎 隆司，小川 和律，鎌田 俊一，木村 勇気，黒澤 耕介，小久保 英一郎，坂谷 尚哉，杉山 耕一朗，関口 朋彦，瀧 哲朗，田中 秀和，谷川 享行，⻑ 勇一郎，成田 憲保，
野津 翔太，はしもと じょーじ，濱野 景子，本田 親寿，諸田 智克，山本 聡，和田 浩二，渡部 潤一
2021年 6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30巻

第2号

一部 1,925円（税込・送料込）三浦 均（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒224- 0044 神奈川県横浜市都筑区川向町 787-1 株式会社 シュービ
〒105 - 0012 東京都港区芝大門2-1-16 芝大門M F 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
T E L : 03 - 6435 - 8789／FA X : 03 - 6435 - 8790
（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

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