一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その48 〜金星の未知紫外線吸収物質を気球搭載光学望遠鏡FUJINで狙う〜／今井，田口

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一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その48
〜金星の未知紫外線吸収物質を気球搭載光学望遠鏡FUJINで狙う〜
今井 正尭1，田口 真 2（要旨）金星探査機「あかつき」によって金星大気力学の研究が進んだ一方で, 大気・雲化学過程や雲層内での太陽放射加熱による鉛直温度構造は完全には解明されていません. これらを解く鍵となるのは ,雲頂高度で特徴的な模様を作る原因ともなっている未知の紫外線吸収物質です. 現在我々は, 地球の成層圏から広い波長域と高い空間分 解能の観測を可能とする新たなプラットフォームとして大気球望遠鏡
F UJ I Nの開発を進めています.「あかつき」と来たる10 年で予定されているNA S A・E S Aによる大型金星探査を繋ぎ, 未知紫外線吸収物質の同定を目指した取り組みとして, F UJ I Nによる金星の紫外分光観測の計画を紹介します.

1. UVIが見た金星の紫外模様
2015 年12月の再軌道投入に成功以来 , 金星探査機「あかつき」に搭載された紫外線カメラ ( U V I ) は283 n mと365 n mという2 つの観測バンドを用いて,金星の雲頂高度 ~70 k mに見られるダイナミックな模様を観測し続けています. この紫外波長域で見られる特 徴的な模 様は , 濃硫酸の雲による太 陽光 散乱と紫外 線吸収物質の 分布によって形 作られていて, 横倒しのアルファベットYと似ていることから“ Y字模様 ”と呼ばれることもあります. 赤道面に近い周回軌道をもつ「あかつき」は , 遠金点が昼面側に存

図1：UVIの365 nm画像の合成図. 雲頂高度における惑星波などを反映し紫外吸収物質の空間分布が惑星スケールの模様を形成している.

在する時 期には約2 時間毎の頻度で 8日間にわたっ手法によって雲頂高度での風速場を知るためにも必て連続して観測することができ, 図1に示すように紫要不可欠なデータであり, 金星大気力学の理解に活外模様の時空間発展が克明に記録されています. 拙

用されています. 特に金星最大の謎とも呼 べるスー

著ながら[ 1]では, Ro s sby波やKelv i n波といった惑

パーローテーション ( 高度70 k m付近で100 m s -1 と星波の消長によってこの紫外 線模 様が劇的に変容

自転速度の60 倍に達する高速東西風 ) については ,する様子を調べました. また, U V I 画像は雲追跡の2020 年 6月号の遊 星人でも紹介されている通り, 熱

1.京都産業大学 理学部 日本学術振興会 特別研究員 ( PD)
2.立教大学 理学部 教授
mstk-a .imai@frontier.hokudai.ac.jp

潮汐波による赤道向きの南北運 動量輸送が中低緯度での高速風維持に重要な役割を担っていることが示されました [2] .

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デルなどによる検証から金星大気中に存在することはもっともらしいものの, 観測されている紫外線吸収を説明するにはモデル推定 量が 2 桁足りないと言われています. また, 非硫化物としてFe Cl 3 が硫酸に溶解することで吸収スペクトルをよく再現しうるという研究もありますがいずれにしても定量的な検証が進んでいない現状です.
金星の未知吸収物質の同定には大きく2 つの意義があります. ひとつ目は金星の雲形成に関わる化学サイクルの理 解です. 金 星を代 表する硫 化 物 S O 2 ,図2：Messenger 搭 載 MASCSによって金 星フライバイ時に取得された紫外線スペクトル (点線)と太陽スペクトル (太線).
SO 2と未知吸収物質による2つの吸収帯が存在する.

S O, O C Sなどは大気全体を見ると非常に微量ですが, その光反応速度はC O 2 の二倍以上速く, 金星の分厚い雲層の形成と光化学の中心を担っています.
例えば雲層下部から大気上端までをモデリングした

2. 紫外線吸収物質を探れ[4]では, 44の分子種を含む153の化学・光化学反応がシミュレートされていますが, その約半数が 硫黄以上のように「あかつき」の探査によって金星の大を含む物質です. 未 知吸収物質が既存の化学モデ気力学研究に大きな発展があった一方で, 金星の気ルの中に含まれているのか, 含まれているとして吸収象学を推し進めるには大 気化学や雲に関する理 解物質の存在量を定 量的に説明できるのか, こうしたが必要不可欠になってきています.

そして我々が重疑問に答え金星大気の化学サイクルを理解するには要視しているのが, スーパーローテーションと同じく未知吸収物質の同定が避けては通れません. ふたつ

40 年以上の長きにわたって謎とされてきた未知の近目の意義は, 金星大気の放射加熱の理解です. 全球紫外線物質( 群 )の同定です. 金星の雲は濃硫酸ででを高度 45−70 k mにわたって分厚い雲で覆われたきていることが知られていますが, その正味の光化

金星は, 太陽放射による加熱が地表面ではなく高高学反応は以下ように表せます.

度の雲層内で起こる惑星で, 高度 64 k mまでで太陽S O 2 + C O 2 + H 2O → H 2 S O 4 + C O放射の50%が散乱・吸収されています. 大気の太陽

S O 2 は紫外 域にいくつかの吸収 帯をもちますが,放 射 加熱は , 惑星の大気大 循環を決定する最も重そのうちの1つが 280 n m付近に存在しており, U V I要な要素ですし, 当然スーパーローテーションの形は283 n mのフィルターを通して, このS O 2 による紫成されるメカニズムを議論 する上でも基 本情報とな外線吸収を観測しています. 他方, 365 n mの観測バります. しかしながら, 320– 500 n mの波長 域に存ンドは未知吸収物質による吸収帯に相当し, S O 2 分在する吸収の存在が, 現実的な金 星大気の太 陽放布と一定の相関があることから, 雲形成の化学に関射 加熱 推定の障害になっています. 先行研究 [ 5]にわる物質である可能性があります.

よると, 280– 500 n mの波 長 域の吸収 だけで 8 K

図2は Mes sengerに搭載された M A S C Sというday -1 の加熱があると言われており, 320 n mより長分 光 器によって金 星フライバイ時の約8 分間に得ら波長側の未知吸収物質の影響は無視できません. 近れた紫外線 スペクトルを示しています. S O 2 吸収帯

年では , E S AのVenus Ex pres s と「あかつき」を外である320－500 n mにかけて幅の広い吸収が存

つなぐ足掛け12 年間の観測によって, 金星の紫外域在していることが分かるかと思いますが, この吸収のアルベドが 10 年スケールで 最大40% 程度変 動し,帯を説明する物質が未解明なのです.

スーパーローテーションの風速が 20 ms -1も変化する

現在までにこの未知吸収物質の候補として挙げら可能性が指摘されるなど未知吸収の重要性が再認

S x , Cl 2 , S 2 O, S Cl 2 , S 2 O 2など S ( 硫識されるようになっています [6] . このように, 未知吸黄) を含んでいます [ 3] . これらの物質は, 光化学モ収物質が同定されることによってはじめて, 金星のれている多くは

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図3：気球搭載望遠鏡システム FUJIN-2 コンセプト図.

化学サイクルと物質の鉛直分布の詳細理 解が進み ,分光装置V I R T I SのU Vチャンネルは 1. 9 n m分 解

大 気の加 熱 分布や時間変 動によってスーパーローの観測を実施しましたが, I Rチャンネルからのコンタテーションをはじめとする金星気 象がどのように応ミネーションが発生しているため正確な吸収スペクト答し維持されているかの全貌解明につながると考えル評価が困難になっています. 以上のように, 紫外吸ています.

収 スペクトルの評 価に有 力なスペクトルデータは限られているのが現状です.

3. 未知物質を調べるには

2) 紫外吸収のもつ大きな時空間変動性

では , これまでなぜ金 星の紫外 線吸収物質は未冒頭に紹介した通り, 金星の近紫外領域のアルベ解明のままなのでしょうか？ この問いに対して, 著

ドは高い時空間変動を示しています. 実際, 図2で示者は明確な答えを持っているわけではありませんが,した M A S C S のスペクトルは , 金 星フライバイ時 に推測するに以下の2 つの大きな問題があると感じて

経 度方向に異なる領域をスキャンした結果ですが,います.

大きいところでは20%も吸収 量 が 変化しています.
金 星の近 紫外 分 光観測例が限られていることもあ1) 紫外吸収スペクトル観測の不足

り, 結果として紫外スペクトルに時空間変動を踏まえ最近の研究に, 紫外分光データと化学・放射モデた解釈が困難になっていると感じます. 一般に S O 2ルを合わせた詳細解析によって, 320– 500 n m におや未知吸収物質は雲頂から5–10 k m下層の60 k m

2

ける吸収スペクトルに最もフィットする (χ の小さい)付近に多く存在しているおり, 図1下段で示すように物質としてS 2 O か S 2 O 2 (cis - , t ra ns - O S S O) の2

赤道域で~4日周期をもつKelv i n波などの鉛直流につが最有力あることを示唆するものがあります [ 7] .

よって雲頂部で濃淡が作られると考えられています.

この研究で使用された紫外分光データは , 図2で示雲頂付近へ到達した吸収物質は , その後移流の効したM A S C Sの波長分解能~4 n mのものでしたが,果や光化学による分 解によって徐々に薄くなるはず複数ある候補物質をスペクトルの特徴のみから絞りです. 金星の近紫外スペクトルを評価する際には, 観込むには限界があります. 例えば , S 2 O の室内実 験

測領域の力学的情報や近傍領域とのスペクトル比較で 測定されたスペクトルには , 339. 0, 346. 0 353. 0,が重要ですが, このような解析を実施するには時間・

360. 0, そして368. 0 n mに< 8%の深さをもったスパ

空間分 解能を改善した新たな紫外分光観測が不可

イク状の吸収構造がありますが, こうした特徴を捉え欠と言えます.

るには波長分 解能が不十分でした. Mes senger以
外にも地上望遠鏡やP ioneer Venusによる近紫外分光観測が実施されていますが, 分解能はM A S C S同様 4 n m程度でした. また, Venus Ex pres s 搭載

4. FUJIN-2による金星紫外観測
惑星気象研究には長期間の継続観測データに基176

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図4：FUJIN-2 の3 段階ポインティング制御概念図.

づいた議 論 が 不 可欠です. 我々は地 上 望遠 鏡と探気 球 搭載 望遠鏡による観測を成立させる最大の査機に次ぐ新たな観測プラットフォームとして, よりポイントは , 如何に高度 32 k mの高度でゴンドラと安価で継続的かつ高頻度の観測運用が可能な気球

望 遠 鏡を制 御し, 観 測 装置 内で 天体像を1点に結搭載 望遠 鏡システム( F UJ I N -2) を開発していま像させるかです. F UJ I N -2では , ゴンドラの姿勢制す (図3) . 気球搭載望遠鏡は, 地球大気による吸収御, 望遠鏡経緯台による天体捕捉・追尾 , 二軸可動と大気揺らぎの影響を最小化することで, 広い波長鏡 ( T TM ) によるリアルタイム追尾エラー補正の三域と高い空間分 解能の観測を可能とする最も低コス段階のポインティング制御で目標天体を追尾します

トで実現性の高い手 段です. 上 述した金 星大 気 科(図 4）[8] . 特に重要な三段階目では, 望遠鏡で集光学上の未知紫外線吸収物質同定の重要性を念頭に,された光の一部をハーフミラーによって位置検出用

我々はこのF UJ I N -2を用いた金星の紫外分光・撮像の光電子増倍管 ( PMT ) に導き, PMTで検出され観測を計画しています. F UJ I N -2では未知の吸収物た天体像位置の中心からの偏差をフィードバックし質を同定するために, 口径 400 m m , 合成 F12の反てT TMをリアルタイムで制御します.

射望遠鏡を搭載し, 波⻑分 解能 0.4 n m , 波⻑範囲F UJ I N -2は , 現在 2023 年 4月にオーストラリアの

290－450 n m , 空間解像度 9" の分光観測と, 中⼼アリススプリングスでの放球実験に向けた最終調整

波⻑ 365 n m , 波⻑幅, 10 n m , 空間解像度 0. 5" のの段階にあります. この実験では, 成層圏でのゴンド撮像観測を実施する予定です. 波長分解能についてラと望遠 鏡制御を完遂し, 約半日のフライト中に最は, S 2 Oスペクトルに存在するスパイク状の特徴を捉低 4 時間の金星観測を実現して回折限界での撮像とえられるよう設定しています. 地上望遠鏡観測では ,紫外分光スペクトルの取得を目標にしています. 新型

マウナケア山頂であっても340 n m 付近から短波長コロナウィルスの影響で1年の実験延期となってしま側の大気透過率は急激に悪 化しますが, F UJ I N -2いましたが, 与えられた1年の猶予を最大限生かしてが 観 測 する高 度 32 k mで は , 300 n mでも透 過 率実験成功に向けた試験を継続しています (図 5) .

40% 以 上の条件で観測が 可能で, 未 知吸収物質とS O 2 吸収帯の一部を同時に分光することができます.
分 光観測の空間解像度は光 量を確保しつつ低緯度5. おわりにと中高緯度を分離するための最低限の要求で 9" の今 年になって, NA S AとE S Aから相次いで2030設定となっていますが, より詳細な模様と背景の大年 付 近に打 ち上げ 予 定となる大 型 金 星 探 査 計 画

気波 動などを捉えるために0. 5" 程度の空間解像度( DAV I NC I+, V E R I TA S , EnVision)を発表され,を達成し, ~1000 k mのメソスケール現 象を分 解で今後 10 年で金星研究が国際的に盛り上がることがきる撮像観測を同時に行います. この0. 5" は400 mm予想されています. 日本としては,「あかつき」の金星望遠鏡の回折限界と等しく, 地上優良観測サイトの探 査により根 付きつつある惑星の長期継 続観測のシーイングの半分程度でもあります.

研究土壌を生かし, 今後も惑星大気科学・惑星気象

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177まで戻すことも可能です. 将来的にスーパープレッ
シャー気 球の技 術が 確立すれば , 推進力を備えたゴンドラを極渦中心まで移動させて滞留させることで, 数ヶ月から１年の期間にわたって惑星を定点観測するような運用も夢ではありません. 費用面についても, 望遠鏡衛星や惑星探査機と比較して, 気球搭載望遠鏡は2 桁程度低いコストで開発・運用が可能です. 我々は気球搭載望遠鏡という新たな手段を用いて大型ミッションと相補的かつ機動的な観測の実現を目指していきたいと思います.

参考文献[1] Imai, M. et al., 2019, J. Geophys. Res. Planets
124, 2635.
[2] Horinouchi, T. et al., 2020, Science 368, 405.
[3] Krasnopolsky, V. A., 2019, Spectroscopy and
図5：北海道大学附属天文台でのFUJIN-2搭載望遠鏡試験風景．

Photochemistry of Planetary Atmospheres andIonospheres: Mars, Venus, Titan, Triton and Plu-

研究を牽引するべく更なる努力が求められることにto (Cambridge: Cambridge University Press).

なるでしょう. 未知紫外線吸収物質に関連した観測[4] Krasnopolsky, V. A., 2012, Icarus 218, 230.

として, EnVisionは最大遠金点が約500 k mと非常

[5] Crisp, D., 1986, Icarus 67, 484.に低高度からVen Spec - Uという紫外分光撮像装置[6] Lee, Y. J. et al., 2019, AJ 158, 126.

によって S O 2 と未 知吸収物質のスペクトルを高い時[7] Pérez-Hoyos, S. et al., 2018, J. Geophys. Res.

空間分 解能で観測することが計画されています. まPlanets 123, 145.

たDAV I NCI+の金星投下プローブには質量分析計[8] Nakano, T. et al., 2019, Transactions of the Ja-( V M S ) が搭載予定であるため, その場観測によっpan Society for Aeronautical and Space Scienc-て紫 外スペクトルで推 定された 紫 外 線 吸収物質のes, Aerospace Technology Japan 17, 51.

特定に非常に重要な計測が控えていることになりま
す. F UJ I N -2による金星紫外観測が成功し, またもし同時期に「あかつき」が観測を継続できていれば,次世代の大型ミッションに先んじて紫外線吸収物質の同定に繋がる重要な結果を得ることができ, 金星大気研究における日本の存在感をアピールできるでしょう.
さらに , 我 々は F UJ I Nをシリーズ化し, 広 い 観
測波長域と高い空間分 解能を達成する惑星観測プラットフォームとして確立したいと考えています. 極域成層圏に浮遊させた気球搭載望遠鏡は , 原理的には惑星をまる24時間以上連続的に観測可能で, 風の条件が適する放球日を選べば , 成 層圏の極 周回
風に乗ってほぼ 等 緯度を地球一周させて放球 地点