日本惑星科学会

2016年秋季講演会
予稿集

2016年 9月12日(月)〜14日(水)ノートルダム清心女子大学

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乗降口

岡山国際
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清心町
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S06
高純度石英ガラスの磁気異方性○荻野理史 1，植田千秋 2，久好圭治 3
1

大阪大学大学院理学研究科

分子雲コアや星形成領域に存在する星間磁場は，ダストから惑星に至る進化を支配する主要な要素の一つであると考えられている．その星間磁場の観測方法の一つに偏光観測がある．
これは，磁場により整列した星間ダストがスリットの役目をはたして偏光する，というものである．しかし，磁場によるダスト整列機構の完全な解明には未だ至っておらず，偏光観測による磁場の定量的観測はできていない．そこで本研究では，磁気異方性によるダストの磁場整列機構の検証にあたる．この機構は，ダストのもつ磁気異方性Δχにより磁気的トルクが生じ整列するというものである．しかしダストのほとんどは等方的とみなされる非晶質シリケイトであるため，この機構は適さないと考えられてきた．ところが，不純物として含まれる磁性イオンによって非晶質シリケイトにも磁気異方性Δχをもちうることが先行研究[1]により明らかになった．また磁性イオン以外にも，固化直前のシリケイトメルトの伸長などによっても磁気異方性Δχを持ちうることがわかった．
そこで本研究では固化直前の変形による磁気異方性を研究すべく，磁性イオンのなるべく少ない高純度の石英ガラス(Fe 濃度 0.2ppm)を原材料とし，伸長，膨張させながら急冷したものを試料としてΔχ測定，磁化測定を行った．このとき，試料が引き伸ばされる方向と測定磁場の方向が平行か垂直で違いを見たところ，明らかに平行方向の方が大きい磁化になることがわかった．つまり，試料の引き伸ばされる方向が磁化容易軸であり，それに垂直な方向が磁化困難軸である．さらに磁化測定から得られる磁化曲線が常磁性に特徴的な曲線を描いた．通常ガラスは反磁性であり，何もドープしていないガラスが常磁性を示す報告は前例がない．また，原子レベルでの磁性解明のために ESR 測定も行った．結果，E’中心という種類の欠陥が生じていることがわかった．この欠陥によるラジカルに起因して磁気異方性が生じた可能性が考えられる．これらの実験を基に，星形成領域における非晶質ダストが整列に必要な磁気異方性を持ちうる条件を考察する．
[1] Yokoi et al: Planet. Space Sci. (2014)

S07
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1 ÛqÏÔ}ú}, 2 àÕÏÔøÊ°¯, 3 ]ñ},4 _»}, 5 áÆ¿?LSAWÏÔFVGW Á×ëDVKR>J.´~`+Ý7)9¥.âÃë·-/$:7.l
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lEOBJS(Ä- 3 µm ).tmÅ<|g#9pßÑ:)9(e.g. Pieters etal., 2009, Ichimura et al., 2012).Ì\aÈ/¥â-)5å¾:9pß

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EOBJS.(.¹÷.ÄË,|g7antigorite -Â.6,³ü<ì=*Ø¦Z-n8î3:9+;'&
1.

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3.

H2O .Ç/ÙÚĄXç. OH z.½/ä7:,ą:&NUJV/Yç
Alteration Ratio of Antigorite

7-olivine 0"9Âă*/Ö 1017 ions/cm2 Ó*lEOBJS.|g/±3')!3+Ñv:)9(Schaible and Baragiola, 2014).-!antigorite */Ö
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紫外線望遠鏡による低温度星周りの系外惑星酸素
大気検出の検討○堀越寛己 1、亀田真吾 1、村上豪 2、生駒大洋 3、成田憲保 41

立教大学理学部、2 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所、3 東京大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻、4 国立天文台

1995 年に系外惑星が発見されてから数多くの観測が行われ、検出された惑星の数は現時点で 3000 を超えている。今後は地球近傍の低温度星（3000～4000K）周りに数多くの惑星が検出される見込みである。また、一部の惑星では地球から見て主星の手前を惑星が横切る際に、主星の光を遮蔽するトランジット現象を利用して、大気組成に関する情報が得られている。大気を持たない惑星のトランジット時の主星光の減光率は波長に依存しないが、大気を持つ惑星の場合、大気中に含まれる原子・分子が特定の波長の光を吸収・散乱するため、分光観測によって大気組成に関する情報が得られる。
我々は低温度星のハビタブルゾーンに地球、金星、火星が存在すると仮定し、各惑星大気中の酸素原子の検出可能性を検討した。恒星の紫外線は惑星大気中の分子を解離・電離させ、特に極端紫外線（EUV）は大気の加熱源となる。しかし、波長 40～91.2nm の EUV 放射は星間空間中に存在する水素によって吸収・散乱されてしまうので観測できない。我々は Linsky
et al. (2014)で示されている水素ライマンα線（波長 122nm）強度と EUV 強度の関係式を用いて、低温度星のハビタブルゾーンにおける EUV 強度を推定し、Kulikov et al. (2007)と Tian et al. (2008)で示されている太陽の EUV 放射強度を変化させた場合の地球、金星、火星の酸素原子密度分布を用いて、各惑星の酸素原子柱密度を計算した。結果として、低温度星のハビタブルゾーンに地球が存在した場合、高高度まで高密度な酸素原子が広がるため、OI 輝線（波長 130nm）でトランジット観測すると金星や火星がトランジットした場合に比べてトランジット深さが非常に大きくなることが示された。従って、小型の紫外線宇宙望遠鏡（～20cm）による観測でも、地球と金星、火星は区別することが可能であり、数回トランジット観測すれば低温度星のハビタブルゾーンに存在する地球の酸素原子大気を検出することが可能であることが示された。
NASA や ESA で提案されている将来計画における観測波長域は可視～赤外のみである。そこで我々は系外惑星観測に特化した紫外線宇宙望遠鏡の開発を進めている。

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惑星の形成過程や形成環境を制約するためには、形成途中の惑星を観測することが重要である。最近、原始巨大ガス惑星 LkCa 15b から強力な Hα 輝線が検出された (Sallum et al. 2015)。この輝線は惑星へ集積するガスに由来すると考えられるが、その発生機構および発生量については理解されていな
い。このような水素の輝線が放射されるためには、数万 K を超える高温ガスが必要である。しかし理論的に推定される惑星や周惑星円盤の黒体温度は、観測可能な強度の輝線を放射する温度に達しない。最新の 3 次元流体計算(e.g.
Tanigawa et al. 2012)では、周惑星円盤に鉛直に集積するガスが非常に強い
衝撃波を形成することが示された。このようなガスは加熱後速やかに冷却されるため黒体温度には影響しないが、強い水素輝線を放射すると考えられる。
そこで本研究では、集積するガス流の衝撃波後面の温度構造と輝線放射を数値計算し、Hαの発生量を定量した。この領域の主な冷却過程は輝線放射であるため、温度構造と輝線の放射を同時に計算する必要がある。これを実現するため、化学反応・水素の電子準位遷移・輝線の放射吸収を含む 1 次元流体計算を行った。
結果としてライマン系列の水素輝線は強く吸収され、多くのパラメータでHα輝線が強く放射されることがわかった。この Hα輝線は観測可能な強度である。また、観測された輝線強度から、形成途中の惑星質量とガス集積率を制約する式を得た。

O1-04
リチウムに富んだ赤色巨星の検出と惑星飲み込み説の検証⃝ 國友正信 1 ，Elisa Delgado Mena2 ，Vardan Adibekyan2
1

名古屋大学，2 ポルト大学

近年の高分散分光観測により，リチウムが過剰に存在する赤色巨星はこれまで数十個検出されている．この原因として，これまで Cameron-Fowler 機構による星内部でのリチウム生成，惑星の落下（惑星飲み込み）によるリチウム注入，伴星からの質量輸送などいくつかの説が提唱されているが，どれが主要な機構であるかははっきりしていない．もし仮に惑星飲み込みがリチウム過剰を引き起こしている場合，その系での惑星系の形成・進化過程の痕跡が赤色巨星の表面組成に残されていることを意味するため，この起源を理解することは重要である．そこで我々は観測・理論双方から惑星飲み込み説の検証を行った．まず，これまで惑星探索が行われた 12 の星団に属す
る 67 の赤色巨星に対し，高分散分光観測を行い組成を決定した．その結果，リチウム過剰な赤色巨星を新たに 3 天体発見した．興味深いことに，そのうち 2 つ（NGC 4349 No. 127, NGC 2423
No. 3）は惑星を保持するクランプ巨星であることが知られている．従って，これらの系では惑星形成が行われたことを示しており，形成された短周期惑星が飲み込まれた可能性がある．さらに，
恒星進化計算と惑星の軌道進化計算を組み合わせ，これらの系で惑星飲み込みが起こった可能性について理論的検討を行った．赤色巨星周りの惑星の軌道は，主に中心星変形潮汐と中心星の質
量損失により変化する．恒星進化コード MESA (e.g., Paxton et al., 2011) を用いて上記の 2 天体と同じ質量，金属量を持った星の進化を計算し，その周りでの惑星の軌道進化を計算した．その結果，どちらの天体でも過去数千万年の間に惑星が飲み込まれた可能性は非常に低いことがわかった．我々は今後すばる望遠鏡を用いて 2 天体の高分散分光観測を行い，Be にも過剰が見られるかを調査することで，リチウム過剰の原因に迫る予定である．

O2-0154

Cr 同位体比異常の成因：不均質な分子雲コア
○
1

 1



1



隕石中の 54Cr には同位体比異常があることが知られている。また，それには隕石
母天体の形成年代と相関があるという報告がある (Sugiura and Fujiya 2014)。一方で，
CAI 中の 54Cr には大きな同位体比異常があることも報告されている (Trinquier et al.
2009)。こうした同位体比異常や年代との相関は，原始太陽系星雲の形成と進化，固体微粒子の運動や経験した熱的過程，微惑星の形成過程などと関係があるはずであり，その成因を明らかにすることは，太陽系の形成初期段階を解明する上で，重要な意味を持つと思われる。そこで本研究では，この同位体比変動および隕石母天体
形成時間との相関を作り出すメカニズムを検討した。
本研究では，太陽系を作った分子雲コアの内部で，固体微粒子に含まれる 54Cr 同位体比の空間的不均質である場合を仮定する。分子雲コアの重力収縮に伴い円盤が形成され，さらに円盤は独自に力学的進化をする。このとき，ガス中に含まれる固体微粒子はガスの流れに乗って移動すると同時に，ガス中の乱流によって拡散もする。ただし，固体状態を維持したままでは初期の同位体比から変わることはない。
一方で，固体微粒子は高温領域に達すると完全に蒸発する。その後，温度が下がると蒸気は凝縮し固体微粒子になるが，このとき，同位体比は均質化する。こうした固体微粒子の運動や蒸発・再凝縮などを計算することにより，円盤内の場所と時刻の関数として，その場に存在する固体微粒子群の 54Cr 同位体比の変動を調べた。モ
デルのパラメータは，分子雲コアの初期回転角速度（角運動量）と円盤内の乱流粘性の強さを表す無次元パラメータ α の 2 つである。
計算の結果，初期分子雲コア内の同位体不均質を仮定するこのモデルで，54Cr の同位体比異常および隕石母天体の形成年代との相関が説明できるパラメータの組があることがわかった。すなわち，54Cr の同位体比異常は，初期分子雲コア中の不均質に起因している可能性がある。今後は，他の元素の同位体比異常との関係，ダストの成長との関係なども考慮して検討する必要があるだろう。
Sugiura, N. and Fujiya, W. 2014, MAPS 49, 772
Trinquier, A. et al. 2009, Science 324, 374

O2-02
原始惑星系円盤における非平衡電離度を考慮した
MHDシミュレーション○藤井悠里1、Oliver Gressel1、奥住聡2、富田賢吾3、鈴木建4、犬塚修一郎5
1ニールス・ボーア研究所、2東京工業大学、3大阪大学、4東京大学、 5名古屋大学

原始惑星系円盤は銀河宇宙線、中心星からの紫外線やX線、放射性核種の崩壊によるγ線等により弱く電離されていることが知られている。ガスが十分に電離していると、磁気回転不安定性(magnetorotational instability; MRI)によって円盤が乱流状態になり角運動量が輸送される。このため、円盤の乱流状態は円盤進化において非常に重要である。また、MRIによって円盤表面からの質量損失である円盤風が駆動されることも明らかにされている。このようなMRIによる円盤の力学的進化を理解するためには、円盤の各領域での電離状態を正しく把握することが重要である。

電離度の計算は計算コストが高いため、流体計算とは別になされることが一般的である。

磁気流体力学(magnetohydrodynamic; MHD)シミュレーションをする際には、電離度の平衡解が広く用いられている。しかし、円盤表面付近の密度が低い領域や、ダストが大きく成長した際には化学反応が平衡に達するタイムスケールよりも流体が進化する力学的タイムス

ケールの方が小さくなるため、平衡解が必ずしも成り立つとは限らない。よって、本研究では電離度を同時に解きながらMHDシミュレーションを行った。進化後期のガスが少なくなった円盤において局所シミュレーションを行った結果、円盤風によって円盤内部の電離度が低いガスが表面付近に持ち上げられることが分かった。しかし、持ち上げられたガスが遠紫外

線によって直ちに電離される場合には、電離度の非平衡性が顕著でないことも分かった。円

盤の全体像をつかむためには大規模計算が不可欠であるため、非平衡電離度計算を組み込んだグローバルシミュレーションの開発も行なっている。講演ではその進捗状況についても報告する。

O2-03電子加熱による原始惑星系円盤の磁気乱流の抑制⃝ 森 昇志 1 、村主 崇行 2 、奥住 聡 1 、犬塚 修一郎 31

東京工業大学、2 理化学研究所、3 名古屋大学

原始惑星系円盤の乱流は、惑星形成論において不定性の大きい要因である。乱流はダストから微惑星にいたるまでの固体物質の運動に影響を及ぼす。円盤内の乱流は、磁気回転不安定が成長したことで生成される磁気乱流であると考えられている。しかし、低電離度では磁気回転不安定が安定化される。そのため磁気回転不安定によって乱流が発生されるかどうかは、電離度に大きく依存する。
本研究では、電子加熱による電離度変化に着目する。電子加熱は、磁気乱流中の電場によって電子が加熱される効果であり、ダストへの吸着を促進し電離度を下げる働きを持つ。電子加熱によって十分電離度が減少すれば、円盤中の磁気乱流は抑制されると期待される。電子加熱はこれまで見落とされていた効果であり、円盤の乱流構造を大きく変える可能性がある。しかし、電子加熱が起きたときの乱流状態やどれほど乱流を抑えるかは明らかでない。
我々は電子加熱の乱流抑制効果を定量的に調べるために、電子加熱によって電気抵抗が増幅する効果を単純な解析的なモデルで模擬し、磁気流体シミュレーションを行った。その結果、電子加熱
によって電流密度が低い値に抑制されればされるほど、降着応力が減少することを確認した。また、電子加熱の効果がよく効く時、磁気乱流は全く起きず、定常的な層流状態になることを発見した。そのときの降着応力は整列した磁場によるマクスウェル応力が支配的である。そして最終的に、このシミュレーション結果と、マクスウェル応力と電流密度間のスケール則の両方から、電子加熱時の降着応力の予言公式を得た。つまり、電子加熱領域において、飽和状態の電流密度から、降着応力を与えることができる。これによって、電子加熱領域における降着応力を解析的に計算できるようになった。

磁場強度 [10-5]

電子加熱の効果を考慮した場合
2.3

定常
状態

1.8
1.4

y

理想MHDの場合
110
12

1.4

z
x

層流

電子加熱によって電流が十分抑制されると、

乱流Bu!:!

図 1: 電子加熱を考慮した時と考慮しなかった時の定常状態における磁気流体計算結果の比較。色MRI乱流が発生しない ➔ 円盤乱流を抑制
は磁場の大きさを表している。

O2-04磁場駆動円盤風を考慮した原始惑星系円盤の進化
Evolution of Protoplanetary Discs with Magnetically
Driven Disc Winds
鈴木 建 1,2 ，荻原 正博 3,4 ，Alessandro Morbidelli4 ，Aurélien Crida4,5 ，Tristan Guillot4
1

東京大学, 2 名古屋大学, 3 国立天文台, 4 Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS,
5
Institut Universitaire de France

原始惑星系円盤は弱電離プラズマであり、磁場がその動力学や進化に影響を与えている。本発表
では、磁気乱流等に起因して駆動される円盤風が、原始惑星系円盤の進化に与える影響を調査した研究結果を紹介する。
粘性加熱を考慮した標準的な降着円盤モデルに、磁場駆動円盤風による質量損失と角運動量損失を取り入れ、原始惑星系円盤の時間進化を追う。モデル計算では、乱流による実効的粘性強度、円盤風の質量流束、円盤風による角運動量損失が 3 つのパラメーターとなっており、これらには我々や他グループによりこれまで行われた磁気流体数値シミュレーションの結果を用いる。但しここで、円盤風の質量流束が降着円盤の大局的なエネルギー保存を矛盾なく満足するようモデルを構築しており、これが本研究の特色の 1 つである。
上記の乱流および円盤風パラメーターは、円盤を貫く縦磁場強度や電離度という、各円盤の物理環境に依存している。このことを踏まえ、広いパラメーター範囲での計算を行い、その結果、原
始惑星系円盤の面密度進化は非常に多様なものとなった。特に、円盤風による角運動量抜き取りが効果的に効く場合、円盤面密度進化は通常の粘性降着の場合と大きく異なるものになった。具
体的には、内側のガス円盤が円盤風および降着により非常に効果的に消失し、面密度が中心星から離れるに従い大きくなるという、通常とは逆の傾向が得られた。このような進化を経る原始惑星系円盤では、コア降着機構による惑星形成機構で問題となる、岩石サイズの固体成分の中心星への落下や原始惑星の内側への移動が、大きく抑制、もしくは、全く発現せず、惑星の形成や進化にも大きく影響を与えることとなる。このような進化を経る原始惑星系円盤で、コア降着機構
による惑星形成がどのように進むかについても論じる予定である。

O2-05
巨大惑星による原始惑星系円盤のギャップ構造の理論モデルの構築○金川和弘 1,田中秀和 2,武藤恭之 3,谷川享行 41シェチュチン大学, 2 東北大学, 3 工学院大学, 4 一関高等専門学校

原始惑星系円盤内で十分に成長した惑星は周囲の円盤ガスとの重力相互作用によってガスを吹き飛ばし、惑星軌道に沿ったリング状にガス密度が減少した領域(ギャップ) を作る。このような巨大惑星によって形成されたギャップ構造は、ALMA や Subaru 望遠鏡と言った大型望遠鏡によって多数発見されているリング状の隙間を持つ「前遷移円盤」の形成を説明する
有力な説の一つであり、原始惑星系円盤のギャップ構造は惑星の存在を示すものとして着目されている。
原始惑星系円盤の惑星形成領域の直接撮像観測が盛んに行われている現状において、観測された原始惑星円盤ギャップの深さや幅といった構造からギャップ内に存在する惑星について
どの程度制限を与えられるのかを検討することは極めて重要である。
本研究では、2 次元流体シミュレーションを様々な惑星質量、円盤温度や粘性について系統的に行い、その結果を基に惑星によるギャップ形成にとって重要な物理過程である密度波の伝播・減衰過程をモデル化し、２次元シミュレーションの結果を良く再現する動径 1 次元の惑星ギャップのガス密度分布の理論モデルを構築した。
本講演では、このモデルを紹介すると共に、ギャップの深さ･幅関係や面密度分布の勾配から惑星質量を見積もる方法を議論する。
また、現在発見されているギャップ構造はダスト連続光の観測で見つかったものが主である。
ダスト粒子は円盤ガスから受ける摩擦力のため、サイズの大きなダストほどガスの分布と異なる分布になる。
そのため、惑星によって作られるギャップの深さ･幅も異なる。
本研究では、ガス･ダストの 2 流体での流体シミュレーションを行い、ダストギャップの幅と深さがガスギャップのものとどれほど異なるのかを調べた。
本講演ではこの結果についても紹介したい。

O2-06
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O2-07
焼結ダストアグリゲイトにおける脆性塑性転移⃝ 城野信一 1 ，上野春太 2
1名古屋大学大学院環境学研究科，2 日立ソリューションズ

惑星系の形成は，サブミクロンサイズのダスト微粒子の付着成長から始まる．中心星から比較的離れた領域では温度が低いため，ダスト微粒子の体積のかなりの部分は H2O を始めとする氷が占める．氷の揮発性は高いので，周囲のガスへの昇華とガスからの再凝縮を繰り返す．昇華と再凝縮により氷分子はダスト微粒子間の結合部に移動する．このプロセスは焼結と呼ばれる．ダスト
微粒子間に分子が移動すると，微粒子間の力学的相互作用の様子が変化し，ダスト微粒子集合体（アグリゲイト）の力学物性が変化する．焼結が進んでいないアグリゲイトでは微粒子間の転がりによってアグリゲイト全体として塑性変形することができ，衝突の際の運動エネルギーを効率的に散逸され合体が促進される．それに対して焼結が進行すると，アグリゲイトは固くなり，衝突
してもはね返ったり破壊したりする．そこで本研究では焼結の度合いを系統的に変化させ，衝突の結果に対する影響を調べた．その結果，微粒子間結合部の半径÷微粒子の半径 で表される焼結度合いが 0.4-0.5 で衝突の結果が合体から破壊に変化することが分かった．この焼結度合いを実現するためには，微粒子全体の約 1%に相当する体積が結合部に移動する必要がある．H2O，もしくは H2O 以外に含まれている氷の存在度はこれ以上である場合が十分あり得るので，焼結がアグ
リゲイトの合体成長に大きな影響を与えることが予想される．

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ApJ, 672, 1183s(ÒÑ_¹Í(ªQÓ¡§­4*<1-D@#­Ñ_( Ô­ÓGTtÓSirono (2011) #&­Ñ_dM­Ñ_ÓQ% 'ÔO2-09原始惑星系円盤形成段階の高空隙率ダストアグリゲイトの合体成長⃝ 本間謙二 1 、中本泰史 1
1

東京工業大学理学院

微惑星は惑星のビルディング・ブロックとなる天体であり、微惑星がいつ、どのように形成されるのかを明らかにすることは、太陽系や系外惑星系の理解に非常に重要である。微惑星は原始惑星系円盤（以後、 円盤と呼ぶ）中のμ m サイズの固体微粒子（ダスト）が合体成長し、形成されると考えられているが、その形成過程は未だ明らかにはなっていない。例えば、メートルサイズのダストがガス円盤中でガスによる抵抗力を受け、角運動量を失って中心星へ落下してしまう中心星落下問題は重要な問題である。一方、空隙率の大きいダストアグリゲイトは中心星への落下を回避し、微惑星へと合体成長しうることが示唆されている (Okuzumi et al. 2012) 。しかしながら

Okuzumi et al. 2012 では、ガス円盤の時間進化は考えられていない。実際にはダストの合体成長
は円盤形成時から起きていると考えられるため、分子雲コアの崩壊からの円盤形成とダストの合体成長を同時に考える必要がある。またそのような時期では、ガス円盤の進化のタイムスケールはダストの成長のタイムスケールと比較できるくらいに短くなるので、ガス円盤の進化がダストに与える影響を調べることは非常に重要である。
本研究では、分子雲コアの崩壊から円盤の粘性進化を含めた円盤モデルを用いて、高空隙率ダス
トアグリゲイトの合体成長計算を行いサイズ分布の進化を調べた。その結果、分子雲コアから直接質量降着がある軌道半径（遠心力半径）より内側では、ダストは合体成長により微惑星サイズへと成長することが分かった。このことは、微惑星は分子雲コアの崩壊から数１０万年で形成され得ることを示唆する。また微惑星へと成長するダストには一度ガスとともに軌道の外側に運ばれた後、成長し中心星へのドリフトを経験し遠心力半径まで戻ったところで微惑星へと成長するものがある
ことがわかった。これはガス円盤進化のないモデルでは見られなかった結果であり、このようなダストの動径方向へのダイナミックな運動からの微惑星形成過程は、ダストの物質的進化にも影響を与えることが期待される。

O2-10原始惑星系円盤中の圧力バンプにおける岩石ダストの合体成長⃝ 瀧 哲朗 1 , 奥住 聡 2 , 藤本正樹 3,4 , 井田 茂 41

国立天文台, 2 東工大, 3 ISAS/JAXA, 4 東工大 ELSI

岩石微惑星は地球型惑星の材料と考えられているため，その形成過程を理解することは惑星系形成論において重要である．現在のところ微惑星形成の理論には 2 つの代表的な困難が存在する．
ひとつは，成長したダストに対する原始惑星系円盤からのガス抵抗が，ダストを中心星方向に急速に移動させてしまうという「中心星落下問題」である (Adachi et al., 1976)．もうひとつは，円盤内で駆動されるダストの相対速度が，ダストが合体成長可能な速度を上回ってしまうというもので「衝突破壊問題」と呼ばれている (Blum & Munch, 1993)．岩石微惑星の場合，その形成を決定的に困難にしているのは衝突破壊問題である．典型的な原始惑星系円盤のモデルにおいて，円盤内で駆動されるダスト間の相対速度は合体成長可能な速度に比べて 1 桁程度も大きい．
本研究では圧力バンプ (Whipple, 1972; Haghighipour & Boss, 2003) と呼ばれる原始惑星系円
盤内の局所構造におけるダストの相対速度の変化と合体成長に注目した．圧力バンプにはダストを捕獲・濃集させる能力があり，その捕獲・濃集過程において円盤ガスの圧力勾配が非常に小さい領域を形成する (Taki et al., 2016)．そのような領域ではダストの中心星落下は遅くなり，またガスの乱流強度も弱まる (Takeuchi et al., 2012)．ダストの相対速度の主な起源としては，ダストの中心星落下と円盤内の乱流を考えれば良いが，圧力バンプはこれらを起源とする相対速度を同時に下げることができる．
今回，我々は圧力バンプにおけるダスト-ガス系のダイナミクスとダストサイズの自己無到着な進化を調べるために，円盤動径方向の 1 次元モデルを用いた数値実験を行った．その際，圧力勾配の進化を考慮した乱流強度を用いることで，圧力バンプ内部ではサイズ進化の過程を通じて岩石が合体成長可能な相対速度を維持できることを調べた．さらに圧力バンプではダストの空間密度が高いためにダストの成長が促進される. この効果によって，圧力バンプを通過するダストは「衝突破壊」と「中心星落下」の両方の問題を回避し，合体成長が卓越するサイズ領域まで成長できる可能性が示唆された．

O2-11
低密度ダストの重力不安定による微惑星形成⃝ 道越秀吾 1 , 小久保英一郎 2
1

筑波大学 2 国立天文台

ダストの合体成長の結果、多孔質で低密度なダストが形成される可能性が指摘されている。平
均密度はおよそ 10−5 g cm−3 まで低下する。一方で、微惑星の密度は典型的には 1 g cm−3 である
ため、ダスト成長により微惑星が形成された場合は、ダストは圧縮される必要がある。自己重力による静的な圧縮過程を考慮すると、成長しながら圧縮し十分に密度が高まることが報告されている。本研究では、自己重力により静的圧縮をしながらダストが成長していく段階において、理論モデルを用いてダストの運動を詳細に調べ、微惑星へと成長するとき重力不安定が発生するかどうか検討した。自己重力不安定が発生すれば、動的タイムスケールで重力で束縛されたダスト集合体が形成されるため、付着成長だけの場合と比べて微惑星が著しく早く形成される可能性がある。
原始惑星系円盤の赤道面付近にダストが集まっている状況を仮定した。また、研究の第一歩として簡単のため、全てのダストが同じ質量と密度を持っているとした。ダスト系のランダム速度
は、ガスとの摩擦、乱流との相互作用、重力散乱、粒子間衝突などにより変化する。これらの効果を考慮して、平衡ランダム速度を求めた。ダスト系の自己重力不安定に対する安定性を調べる
ため、平衡ランダム速度から Toomre の Q を求め、様々なパラメータに対する安定条件を調べた。
まずは、中心星からの距離が 5 AU で、ダストやガスの面密度が最小円盤質量モデルで与えられる場合を考えた。乱流の強さを表す α は 10−3 とした。そして、様々なダスト質量や密度の場合でQ を計算して、円盤が自己重力不安定となるパラメータ領域を計算した。これまで報告されてきた自己重力による静的圧縮で得られる質量・密度の進化トラックを考えた場合、微惑星になる前に自己重力不安定条件が満たされることがわかった。
次に乱流が強い場合 (α = 10−2 ) を考えた。すると、この場合は、自己重力不安定条件が満たされることなく、付着成長だけで微惑星まで成長することがわかった。よって、乱流が十分に強い
場合は、重力不安定が発生しない。つまり、重力不安定が発生するためには、乱流強度の上限 αcrが存在する。
もし、最小円盤質量よりも円盤の質量が大きい場合は、乱流強度の上限 αcr も大きくなることがわかった。つまり、乱流強度の上限 αcr は円盤のパラメータに依存する。そこで、オーダー見積
もりから、乱流強度の上限を見積もった

αcr ≃ 10

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ここで fg は最小質量円盤モデルに対する質量の割合、fd はダスト・ガス比、T1 は 1 AU における温度、a は中心星からの距離である。この見積もりは、数値計算と幅広いパラメータにおいて一致する。標準的な円盤モデルで、乱流強度が強すぎなければ (α ! 10−2 )、重力不安定条件が満たされることがわかった。

O3-01
大規模N体計算が切り拓く惑星形成 I : PENTACLE（1,000万粒子シミュレー

ションに向けて）堀

安範1,2，押野翔一3，岩澤全規4，藤井通子5

1 自然科学研究機構 アストロバイオロジーセンター
2 国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室
3 国立天文台 天文シミュレーションプロジェクト
4 理化学研究所 計算科学研究機構
5 東京大学 天文学専攻

衝突系の力学進化では、近接遭遇を経験する粒子間の重力相互作用がN体計算のボトルネックとなるり、惑星形成の直接N体計算では1-10万粒子が粒子シミュレーションの壁となっている。1,000万体
そして1億粒子の高解像度N体シミュレーションの実現に向けて、我々は新たにハイブリッド並列N体
コード（PENTACLE）を開発した。粒子計算の並列化にはFDPSライブラリを導入し、数値積分コストの軽減には4次エルミート積分とツリー法を組み合わせたハイブリッドスキームを採用した。本講
演では最初にPENTACLEコードを紹介する。そして、100万粒子を用いた地球型惑星の形成シミュ
レーションをもとに、PENTACLEコードのパフォーマンス（精度、計算速度、並列化効率、先行研究との比較）について議論する。

High-resolution N-body Simulations for Planet Formation: To 10 Million
Particles, and Beyond
Yasunori Hori1,2, Shoichi Oshino3, Masaki Iwasaw4, Michiko Fujii5
1 Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences
2 Exoplanet Detection Project, National Astronomical Observatory of Japan
3 Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan
4 Advanced Institutes for Computational Science, RIKEN
5 Department of Astronomy, The University of Tokyo

In a collisional system, close encounters play an important role in dynamical evolution. Gravitational
interactions between particles undergoing a close encounter are big bottlenecks in N-bodysimulations because of high computational costs. In fact, a direct N-body simulation in the context ofplanet formation faces a wall of ten thousand particles. Toward high-resolution N-body simulations
with 10 million particles and beyond, we have developed two tips to overcome this sort of big wall,
implementing them into our N-body code (PENTACLE) for planet formation: (i) a tree-based hybrid Nbody scheme which reduces numerical integrations of gravitational interactions among particles, P3T
method (Oshino et al. 2011) and (ii) parallelization and optimization for accelerating numericalintegrations, specifically, a multi-purpose platform for a parallelized particle-particle simulation, the socalled “Framework for Developing Particle Simulator” (FDPS: Iwasawa et al. 2015). In this talk, we
introduce PENTACLE and discuss its performance and capability (precision, speed, and parallelization
efficiency) based on results of N-body simulations of terrestrial planet formation, using ~ 0.1 million
planetesimals.

O3-02
大規模 N 体計算が切り拓く惑星形成 II：
100 万粒子を用いた微惑星集積⃝ 押野翔一 1 , 堀安範 2,3 , 岩澤全規 4 , 藤井通子 512

国立天文台 天文シミュレーションプロジェクト
自然科学研究機構 アストロバイオロジーセンター
3
国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室
4
理化学研究所 計算科学研究機構
5
東京大学 天文学専攻

これまで N 体計算を用いることにより、微惑星から惑星へと集積合体していく段階で暴走的成長
過程や寡占的成長過程 (Kokubo & Ida 1998) が発見されてきた。この段階においては微惑星間の
重力相互作用が系の進化に重要な役割をはたす (Wetherill & Stewart 1989, Ida & Makino 1993)
ため、 N 体計算が重要な手段となっている。しかし、惑星形成においては微惑星の近接相互作用
を精度よく計算する必要があり、これまで、並列化を用いた大規模計算が困難なため使われる粒子数は数十万体が限界であった。最近我々が開発した PENTACLE コードはこの問題を解決し、100 万体を超える大規模計算が可能な並列 N 体計算コードである。微惑星集積段階において、微惑星は円盤ガスからの抵抗を受けることが知られているが、この効果は小さい微惑星ほど高い。より小さい微惑星を取り扱うことにより重力相互作用によるエネルギー等分配がくずれ、系の進化が変わることが示唆されているが、これまで粒子数を増やすことが困難だったため確認されていなかった。今回、PENTACLE コードを使用して粒子数を変えた計算を行い粒子数が異なる計算結果の比較を行う。

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(Kokubo & Ida 1996) ΍Չ઎੒௕ (Kokubo & Ida 1998) ͱ͍ͬͨ‫ܗ‬੒աఔ͕ଘࡏ͢Δ͜ͱ͕໌Β͔ͱͳ͍ͬͯΔɻ௚઀๏ʹΑΔ௨ৗͷ N ମ‫ࢉܭ‬ͷ‫ࢉܭ‬ίετ͸ɺཻࢠ਺Λ N ͱ͢ΔͱɺO(N 2 ) Ͱ‫૿͕ྔࢉܭ‬Ճ͢Δɻ·ͨɺ࿭੕‫ܗ‬੒ N ମ‫ࢉܭ‬͸‫࢝ݪ‬࿭੕ͷ‫ܗ‬੒͕࣌ؒඍ࿭੕ͷެసप‫ʹظ‬ൺ΂ͯ͸Δ͔ʹ௕͍ͨΊɺ௕࣌ؒੵ෼Λߦ͏ඞཁ͕͋Δɻ͜ͷͨΊɺैདྷͷ࿭੕‫ܗ‬੒ N ମ‫Ͱࢉܭ‬͸ѻ͑Δཻࢠ਺΍ੵ෼࣌ؒʹ੍‫͕ͨͬ͋ݶ‬ɻ͜ͷࠔ೉Λຊ࣭తʹղܾ͢Δʹ͸ɺඇৗʹେ͖ͳ‫ྔࢉܭ‬Λޮ཰Α͘ॲཧ͢Δඞཁ͕͋ΔɻͦΕʹ͸ɺ‫ࢉܭ‬ΞϧΰϦζϜΛվྑ͠‫ྔࢉܭ‬Λ௿‫ͤ͞ݮ‬Δํ๏ͱɺฒྻ‫ʹࢉܭ‬Αͬͯ‫ॲࢉܭ‬ཧೳྗΛ޲্ͤ͞Δํ๏ͷೋͭͷΞϓϩʔν͕ඞཁͰ͋Δɻຊ‫Ͱڀݚ‬͸ɺ͜ͷೋͭͷΞϓϩʔνΛಉ࣌ʹߦ͍ɺඇৗʹଟ͘ͷཻࢠ਺Λѻ͑ΔΑ͏ͳίʔυ։ൃΛߦͬͨͷͰใࠂ͢Δɻຊ‫Ͱڀݚ‬͸ɺ‫ ͕ྔࢉܭ‬O(N logN ) Ͱεέʔϧ͢Δ࿭੕‫ܗ‬੒޲͚ͷΞϧΰϦζϜͰ͋Δ P3 T ๏(Oshino et al. 2011) Λ༻͍ΔɻP3 T ๏Ͱ͸ɺ2 ཻࢠؒͷॏྗΛ‫׈‬Β͔ͳΧοτΦϑؔ਺ʹΑͬͯۙ‫ͱྗ཭ڑ‬ԕ‫ʹͱྗ཭ڑ‬෼ׂ͢Δɻۙ‫ྗ཭ڑ‬͸ཻࢠؒ૬‫༻࡞ޓ‬ΛΤϧϛʔτ๏ͱಠཱ࣌ؒࠁΈʹΑͬͯߴਫ਼౓ʹੵ෼͢Δɻԕ‫ྗ཭ڑ‬͸πϦʔ๏ͱϦʔϓϑϩοά๏ʹΑͬͯޮ཰ྑ͘ੵ෼͢ΔɻP3 T ๏Λ༻͍Δ͜ͱʹΑΓɺ௿͍‫ࢉܭ‬ίετͰߴਫ਼౓ʹ࣌ؒੵ෼͢Δ͜ͱ͕Ͱ͖ΔɻP3 T ๏ͷฒྻॲཧʹ͋ͨͬͯɺπϦʔ๏ͷྖҬ෼ׂΛߴ଎ʹॲཧ͢ΔϥΠϒϥϦͰ͋Δ FDPS(Iwasawa et al. 2016)Λ༻͍Δɻຊ‫Ͱڀݚ‬͸ɺFDPS Λ༻͍ͨ P3 T ๏ͷฒྻ‫ࢉܭ‬ੑೳΛධՁ͠ɺେཻࢠ਺ʹΑΔ N ମ‫ܭ‬ࢉ͕ՄೳͰ͋Δ͜ͱΛࣔ͢ɻࠓ‫ޙ‬͸িಥɾഁյͷޮՌΛऔΓೖΕ͍ͯ͘༧ఆͰ͋Δɻ

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メッシュフリー法とは数値流体手法の一つであり、表面の追跡が可能などという特長から、惑星科学の分野において広く使われている。
従来の代表的なメッシュフリー法として、標準 SPH 法(e.g., Lucy 1977, Gingold& Monaghan 1977)がある。しかしながら、標準 SPH 法は、不連続面を扱うことができないという問題がある。この原因は二つある。一つ目は密度を連続の式を用いずに直接導出する際に、密度の連続性を仮定してしまっている点である。二つ目
は、流体方程式を近似する際に、現実的な範囲では、空間 0 次の近似になってしまっている点である。
これらの問題の原因に対し、様々なアプローチがされてきた。その中で、我々は、一つ目の原因に対しては、密度を導出する際に、連続の式を用いることにした。また、二つ目の原因に対しては、空間高次の離散化を用いることにした。空間高次の離散化には様々(e.g., Dilts 1999)あるが、我々は、特に、計算コストが少ない、
Tamai et al.(2014)の手法を基に、離散化を行った。ただし、Tamai et al (2014)の手法は非圧縮性流体用の手法のため、これを圧縮性流体に応用した。
ところが、高次化されたメッシュフリー法では、流体が変形する際に、多次元において、流体内部で、数密度の大きな偏りが生じてしまい、一方向の情報の欠落が生じてしまう。そこで我々は、代表点を再配置することにより、この問題を解決した。この手法を用いて、いくつかのテスト計算を行ったところ、標準 SPH 法に比べ、良い結果が得られた。図 1
は、Kelvin-Helmholtz 不安定を本手法と標準 SPH 法で行ったものである。こちらを見てみると、標準 SPH 法に比べて、我々の手法では、第二の Kelvin-Helmholtz 不安定まで捉えることができ、よく計算ができていることがわかる。しかしながら、自由表面が新たに発生したり、自由表面同士が接着する
時は、再配置を行う際に、これ
図 1:本手法と標準 SPH 法での Kelvin-Helmらの感知を行う必要があるた
holtz 不安定。時間は不安定のタイムスケール
め、今後は、これらの現象に対の 2 倍の時間である。
応させていく予定である。

O3-05DISPH を用いた月形成巨大衝突のパラメーター
サーベイ⃝ 細野 七月 1,2 , 斎藤 貴之 3 , 牧野 淳一郎 4,5,2 , 玄田 英典 3 , 井田 茂 31

京都大学 思修館, 2 理化学研究所, 3 東京工業大学 ELSI, 4 神戸大 惑星, 5 東京工業大学
地惑

惑星科学と地球科学における重要な現象の一つに、巨大衝突と呼ばれる現象が存在する。巨大衝
突とは二つの原始惑星どうしの衝突の事であり、この説によると、原始地球に火星サイズの原始惑星が衝突し、周惑星円盤が形成される。この周惑星円盤が集積し、現在の地球の月になる。この仮説が実際に起こりうるかを検証するため、これまで主に、Smoothed Particle Hydrodynamics(SPH) と呼ばれる手法を用いて、様々な衝突パラメーターでの数値計算が行われてきた。その結果、月は原始地球に衝突したインパクター側の物質から形成される事が示唆された。
ところが、近年月の石の高精度同位体比測定から、地球と月の岩石に含まれる幾つかの元素の同位体比が、極めて高い精度で一致する事が確かめられた。これは、月は巨大衝突の時に飛び出した原始地球から形成された事を示唆しており、数値計算の結果とは矛盾する。
この矛盾を解決するため、幾つかの新たなシナリオが提案されるなどしてきたが、一方で近年これまで主に使われてきた標準 SPH 法と呼ばれる手法に、幾つかの問題点がある事が報告された。その中でも大きなものが、標準 SPH は接触不連続面が正しく取り扱えていないという問題である。
巨大衝突においては、コア・マントル境界は接触不連続面になっている。そのため、接触不連続面が正しく取り扱えないのは、巨大衝突にとっては大きな弱点たりうる。
そこで我々は、この接触不連続面の問題を解決した、Density Independent SPH (DISPH) と呼ばれる SPH を開発し、これを実際に用いて巨大衝突の数値計算を行った。その結果、これまで“successful moon forming impact” だと思われていた衝突パラメーター領域が、別の場所に移動する事が示唆された。本公演では、DISPH を用いて行った巨大衝突のパラメーターサーベイの結果に関して、報告する。

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離心率

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1

2

3

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微惑星の総質量/微惑星の初期総質量

太陽系に属する地球型惑星は「巨大衝突ステージ」を経験して形成される。このステージの存在は理論的な研究からだけではなく、地質学的な証拠からも支持されている。したがって、このステージにおける原始惑星の軌道進化を理解することは、太陽系に属する地球型惑星の軌道分布や形成年代、形成メカニズムを理解する上で非常に重要である。
地球型惑星は数十個の原始惑星同士が長時間かけて軌道不安定を引き起こし、その結果巨大衝突を繰り返すことで形成された。このとき、微惑星から形成された原始惑星の軌道間隔
は10Hill半径程度である。軌道不安定が引き起こされる時間は軌道間隔に非常に敏感で、この軌道間隔が原始惑星の衝突・合体が繰り返されるたびに広がっていくと軌道不安定が引き起こされるまでの時間が長くなる。最終的に地球型惑星が形成される頃には軌道間隔は13Hill半径程度まで広がる。このとき、軌道不安定を引き起こす時間は宇宙年齢よりも長くなり、地球型惑星形成は不可能である(Chambers et al. 1996)。実際には、原始惑星の離心率が上昇するため、数千万年以内に無事に地球型惑星は形成されるが、形成される地球型惑星の離心率は非常に大きい(Kokubo et al. 2006)。しかし、現在観測されている地球型惑
星の離心率は非常に小さく、この離心率の減衰を説明することは困難である。
現在、力学的摩擦がこの問題を解決しうると言われている。巨大衝突ステージにおいても原始惑星を形成した微惑星は残っており、この残存
1010
微惑星と原始惑星の力学的摩擦により、原始惑星の破壊あり
離心率は下げられる(O'Brien et al. 2006)。実際、
微惑星総質量割合
微惑星から原始惑星の形成、そして巨大衝突ステー
10
破壊なし
ジを一連のN体シミュレーションで調べた結果、原10
始惑星の離心率は下げられうることが分かった
10(Morishima et al. 2010)。ところが、力学的摩擦により原始惑星の離心率が下げられると、微惑星の離心率は上がる。この様な離心率の高い微惑星同士が
10
10
10
10
10
10
衝突すると破壊が起こる。その結果、微惑星円盤の軌道長半径
時間 (年)(AU)

密度が下がる(Kobayashi & Tanaka 2010)。そのた 図 1: 破壊を考慮した場合としていない場
め、力学的摩擦はそれほど効果的でないことが予想さ 合の地球型惑星の離心率と初期微惑星総質
れるが、これまでのN体シミュレーションではこの効 量に対する微惑星総質量の割合の時間進化である。破壊を考慮したことにより地球型
果は調べられていない。
そこで本研究で、巨大衝突ステージにおいて、微惑 惑星の離心率の減衰が抑制された。数値計
星の衝突・破壊を考慮した場合と考慮していない場合 算には地球と半径 10km を仮定した微惑星を用いている。
について、力学的摩擦による地球型惑星の離心率減衰
過程をシミュレーションした。図1は地球型惑星の離心率と微惑星円盤の面密度の時間変化を表す。微惑星の衝突・破壊を考慮した場合と考慮していない場合についてシミュレーショ
ンした。図1から分かるように、破壊を考慮したことにより地球型惑星の離心率の減衰が抑制された。したがって、力学的摩擦の議論をする際には、微惑星同士の衝突・破壊は無視できない重要な物理であると言える。

O3-08衝突による惑星や衛星のコア-マントル比の進化⃝ 小林 浩 1 , Nicolas Dauphas21

名古屋大学, 2 シカゴ大学

太陽系地球型惑星は岩石マントルと金属コアでできており、マントル-コア比はそれぞれの惑星で異なる。一方、木星周りのガリレオ衛星も氷マントルの比率がそれぞれの衛星で異なる。これらの惑星や衛星は中心星 (惑星) 周りの円盤の中で、小天体が衝突合体してできたと考えられている。衝突成長にともない衝突破壊が起こるが、衝突天体全体を壊すような大規模破壊ではなく、クレータを作るような小規模な破壊の方が高頻度で起こるため惑星や衛星の形成には重要である (Kobayashi& Tanaka 2010; Kobayashi et al. 2010)。小規模破壊を引き起こす衝突では、マントルをはぎ取
り、コアを残すので天体の組成を変える。中心星に近い方が衝突速度も大きくなるため、はぎ取りの効果が大きくなる。しかし、はぎ取られた部分は破片となり放出され、円盤ガスによる抵抗
力で角運動量を失い中心星に向かい落下する。この落下している破片の再集積はマントル成分の比率を大きくする。そのため、マントル成分の比率はこれらを矛盾なく取り入れて計算する必要がある。また、破片の落下が変化するのでガス円盤の消失による進化も影響を及ぼす。本研究では衝突・破壊を考慮して、破片も含めたサイズ分布進化、天体の中心星への落下、ガスの散逸を取り扱い、惑星や衛星形成のシミュレーションを行った。その結果、衝突により天体がどのように組成進化が得られるようになった。
この計算の結果は微惑星のサイズに依存する。小さい微惑星の方が（自己重力に守られていないため）壊れやすい。そのため、衝突の効果は強く出る。しかし、上述のように微惑星の衝突により放出された破片は惑星に再集積されるため、金属コアの比率は大きくなるが、0.1 程度の変化しか起こらなかった。しかし、再集積にはガス抵抗が関与しているため、ガスの散逸時間とも関係している。近年の研究では、円盤での時期乱流不安定により円盤風が駆動され、内側の円盤から短い時間で散逸していくことがわかってきた (Suzuki et al. 2010)。この結果は、近年の穴の空いた遷移円盤の観測結果と矛盾しない。そのため、ガスの散逸時間とコアとマントルの比の関係についても議論を行いたい。

O4-01
詳細な原始惑星系円盤進化を考慮した
固体惑星集積シミュレーション○荻原 正博1,2 鈴木 建3 小久保 英一郎1 Alessandro Morbidelli2
Tristan Guillot2 Aurélien Crida2

1) 国立天文台

2) コートダジュール天文台

3) 東京大学

従来の惑星集積N体シミュレーションでは、原始惑星系円盤ガスのモデルとして簡単なべき分布が用いられてきた。ところが最新の円盤進化計算によると、円盤ガスの面密度や温度をべき分布で表すことは正確ではないと考えられる。具体的には、面密度分布は磁気乱流駆動の円盤風によって、単純なべき分布とは異なる分布をとり得る（Suzuki et al. 2010）。また、温度分布は
粘性加熱と中心星輻射によって決定されるため単純ではなく、更に円盤中のオパシティにも依存して進化する（Bitsch et al. 2015）。
採用するガス円盤モデルを変えることによって、その中で進行する惑星集積過程も従来の描像から変化すると考えられる。特に、およそ0.1地球質量以上の惑星の軌道移動（タイプI移動）は、
円盤の面密度・温度構造に依存することが知られている。例えば円盤風の効果を考慮した際、ガス面密度分布が動径方向に対して正のべきをとる（中心星から離れるに従い増加する）傾向にあることがわかっているが、このときにタイプI移動は外向き（中心星から離れる向き）になる可能性もある。また、スノーライン等のオパシティが変化する場所においても、温度バンプが形成されることで、タイプI移動の向きが変わり得る。本研究では、最新の円盤進化計算に基づいた
詳細な円盤ガス進化モデルを採用し、この円盤中での固体惑星の集積過程をN体シミュレーショ
ンによって調べる。
具体的な研究対象の例としては、短周期スーパーアース系の形成が挙げられる。短周期スーパーアースはこれまでに2000個以上の観測例があり、従って軌道分布等の傾向を議論することが可能となっている。最近の研究では、べき分布を仮定したガス円盤中での短周期スーパーアースのその場形成を調べたN体計算が行われているが、この結果では観測された軌道分布を再現することに成功していない（Ogihara et al. 2015）。そこで本研究では、詳細な円盤構造を考慮する
ことで、短周期スーパーアース系の軌道分布を再現する可能性を探ることを一つの目的とする。

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Orbital Architecture of Planetary Systems
Formed by Giant Impacts⃝ ࢡռസϾλ໫ Eiichiro Kokubo܎๼଼ഓੑ National Astronomical Observatory of Japan໸ॠ‫آذ‬ढ़ʂವࡵʾˑ˱ʱɻʃƅઘ֊‫ؠ‬໸ॠ‫آ‬ढ़ʂ݂࠿ઓҕʃ‫ިٵ‬໸ॠɽɚɫʂ࣊ர (֕੒࣊ர)ɼ۪ɜʝʠɺɘʟƆɧʂઓҕɻʃƅ‫ذ‬ɠຢӁଯɿΑ଑ɿɾʟʒɻƅ‫ިٵ‬໸ॠʃ࡚ຢ‫ޏ‬๥ɻՕஞʦ
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a stable orbital configuration. We investigate the final orbital architecture of planetary systems
realized by this process by N-body simulation. We find that the ratio between the physicaland Hill radii of protoplanets determines the system architecture and it becomes compact anddynamically cold as the ratio increases.

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O4-05
コンドリュールとマトリックス粒子の同時集積による岩石微惑星形成モデル⃝ 荒川 創太 1 , 中本 泰史 2
1

東京工業大学大学院 理工学研究科, 2 東京工業大学 理学院

地球型惑星は、km サイズの岩石微惑星が衝突合体を繰り返すことで形成されたと考えられている。
この岩石微惑星は、コンドリュール（mm サイズの球形粒子）およびマトリックス粒子（µm–nm
サイズの微粒子）の集積によって形成されたと考えられているが、これらの固体微粒子がどのように集積し微惑星を形成したのかという問題は未だ解明されていない。特に岩石微惑星の形成においては、氷粒子の集合体と異なり、原始惑星系円盤中での 10 m s−1 を超える高速衝突によってダスト粒子集合体が破壊されやすく、合体成長によって km サイズまで成長することができない
ことが大きな問題とされている（衝突破壊問題, [1]）。
しかし、コンドリュールおよびマトリックス粒子がいつ、どこで、どのようにして形成されたのかはわかっておらず、つまり、微惑星形成時のマトリックス粒子のサイズ分布は、太陽系形成以前に存在したダスト粒子（星間ダスト）のサイズ分布 [2] とは異なっている可能性がある。実際、
アエンデ隕石中のマトリックス粒子のサイズ分布 [3] は 5 nm にピークをもち、しかもこれらの粒子は原始惑星系円盤内で直接凝縮し形成されたと考えられている。そして、ダスト粒子の蒸発、再凝縮の理論 [4] から、もし太陽系初期の加熱イベントによってマトリックス粒子が形成された
ときにどのようなサイズの粒子が形成されるのかを見積もると、マトリックス中に観察されるよ
うなナノ粒子は、コンドリュール形成イベント候補でもある、離心率を持つ微惑星による衝撃波[e.g., 5] やダスト粒子の帯電による雷 [e.g., 6] といった短時間 (数時間以内) の加熱現象において形成されうることがわかる。
本研究において我々は、コンドリュール形成と同時に nm サイズのマトリックス粒子が形成され、その後コンドリュールとともに集積した場合、これらの粒子からなるアグリゲイトは、km サイズの微惑星サイズまで成長することができるのかどうかを計算した。その結果、nm サイズのマト
リックス粒子の存在によって臨界破壊速度が上がり、衝突破壊問題は回避されることがわかった。
さらに、コンドリュールとマトリックス粒子の集積によって形成される天体は高空隙率のダスト
粒子集合体として進化することも明らかになり、コンドリュールとマトリックス粒子の同時集積モデルは、氷微惑星形成における高空隙率進化モデル [7] の場合と同様に、中心星落下問題 [8] も回避することを示した。

Reference[1] Blum & Wurm, 2008, ARA&A 49, 281 [2] Mathis et al., 1977, ApJ 217, 425 [3] Toriumi,
1989, EPSL 92, 265 [4] Yamamoto & Hasegawa, 1977, Prog. Theor. Phys. 58, 816 [5] Miura etal., 2010, ApJ 719, 642 [6] Horanyi et al., 1995, Icarus 114, 174 [7] Kataoka et al., 2013, A&A
557, L4 [8] Weidenschilling, 1977, MNRAS 180, 57

1
O4-06
ペブル集積による地球型惑星への水供給

東京工業大学理学院地球惑星科学系井田研究室
山村武◯, 井田茂
地球はその内部と表面に 0.023-1wt%の水を含んでいると考えられている。また、かつての火星と金星も水を有していたことが観測的に示唆されている。特にかつての火星の含水率は現在の地球のそれと非常に近い値を取っていたかもしれない。この情報を元に我々は、氷ペブルの成長と中心星方向への移流を数値計算することで、ペブル集積により地球、火星、金星に運ばれる水の量を調査した。
snow line はかつて ∼ 0.7AU まで移動してきたことが示唆されている。snow line がこの位置まで移動することで、地球型惑星は原始惑星系円盤の外側領域から移流してくる氷ペブルを捕獲し水を獲得することができる。円盤外側領域のガスは凝結と移流により氷成分は減らされてしまう
ので、原始地球周りのガスは ’dry’ だった可能性が考えられる。
Sato et al. (2016) はこのモデルを元に原始地球が氷ペブル集積により獲得する水の量を計算した。その結果、現在の地球の水の量を再現するには、小さい円盤、強い乱流、snow line が 1AUを通過する時刻が遅いことが必要であることが示された。そこで我々はこのシミュレーションを複数の惑星がある場合に応用した (地球、火星、金星)。円盤中の氷ダストの成長及び移流は Satoet al. (2016) と同じモデルで計算した。一方各惑星がペブルを捕獲することで円盤中の氷ダストの面密度が減少する効果を新たに追加した。これらの計算を行うことで、snow line が各惑星を通過するタイミングと最終的な各惑星の含水率の因果関係について調べた。

O4-07
巨大衝突により生じるデブリ円盤からの天王星の衛星形成⃝ 石澤祐弥 1 , 佐々木貴教 1 , 細野七月 2,3
1

京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室
2
京都大学 大学院 総合生存学館
3
理化学研究所 計算科学研究機構

天王星は他の太陽系内惑星と異なり、公転面に対して赤道面が約 90 度と大きく傾いている。さ
らに、天王星の主な衛星はおよそ天王星赤道面上に分布しており、惑星形成期に衛星が形成される周惑星円盤がすでに公転面に対して傾いていたと考えられる。これらを説明するシナリオとして、巨大衝突 (ジャイアントインパクト, GI) モデルが考えられる (Slattery et al., 1992)。比較的大きい原始惑星同士の衝突により周囲に破片が散らばってデブリ円盤が形成され、円盤中でデブリが重力によって集められ衛星になるという説である。GI モデルならば赤道傾斜角の大きなずれを説明できる可能性がある。それを論じるためには、まず天王星の衛星形成を説明できる必要がある。しかし、GI モデルによる天王星衛星形成の詳細な検証は未だ成されていない。そこで、本研究ではその検証を進める。
第一段階として、微衛星形成終了時から衛星形成までを、重力 N 体計算を用いて考える。地球の月形成は GI モデルによる説明が有力とされており、先行研究も多い。特にデブリ (微衛星) 集
積による月形成については多くの N 体計算が行われている (e.g., Ida et al., 1997)。その手法を参考に、天王星周りでの微衛星集積によって衛星が形成される過程を N 体計算で検証する。
重力 N 体計算では衝突と合体を含め、円盤の様々な初期条件に対して 4 次のエルミート法を用いて時間発展を計算した。また計算を行うにあたって、大規模並列粒子計算のためのフレームワー
ク、FDPS(Framework for Developing Particle Simulator) を実装した計算コードを用いた。この計算から得られた結果をもとに、周惑星円盤の初期条件や合体成長過程について議論する。また、より大規模な数値計算を目的とした計算コード開発についても可能であれば触れる予定である。

O4-08^uVU!&s¦qv&a¹
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O5-01「あかつき」金星周回軌道における初期科学成果の概要○佐藤 毅彦 1・中村 正人 1・今村 剛 2・山崎 敦 1・鈴木 睦 1・上野 宗孝 3・山田 学 4
福原 哲哉 5・小郷原 一智 6・大月 祥子 7・村上 真也 1・佐藤 隆雄 1・渡部 重十 8
岩上 直幹 2・田口 真 5・高橋 幸弘 9・はしもと じょーじ 10・山本 幸生 1
堀之内 武 9・高木 征弘 11・神山 徹 121
6

宇宙科学研究所・2 東京大学・3 神戸大学・4 千葉工業大学・5 立教大学

滋賀県立大学・7 専修大学・8 北海道情報大学・9 北海道大学・10 岡山大学
11京都産業大学・12 産業総合技術研究所「あかつき」は 2015 年 12 月 7 日に金星周回軌道に入り、その日にまず UVI, IR1, LIR の 3 台のカメラが金星のファーストライト撮像に成功した。4 日遅れて 12 月 11 日、
IR2 の検出器温度が撮像可能温度に達し、IR2 も金星画像を取得した。その後、周回軌道の調整（12 月 20 日）、バ
ス機器の動作確認、熱環境の確認などが約一カ月続き、UVI(2016/5/6, 365nm）

2016 年 1 月中旬から再びカメラを金星へ向けての試験観測が開始された。
UVI, IR1, IR2, LIR の 4 台は、画像の解像度や感度などの性能確認を経て、2016 年 4 月から定常観測に入った。
高電圧（ノミナル 300V）を要する LAC は日陰毎に立ち上げ手順を続けており、本稿執筆までに 270V での試験までを完了している。特に異常は発生しておらず、11 月から

IR1（2016/1/21, 0.90Pm）の日陰シーズン再開時には本格的観測を行える見通しである。4 台のカメラによる撮像、USO を用いた電波掩蔽観測のデータが蓄積されており、その一部をパブリックリリー
スしてミッションの順調な進行をアピールしている。本講
演では、あかつきデータおよびそれらにもとづく研究の一部を紹介する。

IR2（2016/3/25, 1.735+2.26Pm）

LIR(2015/12/7, 8-10Pm）

O5-02水溶液中におけるメタンディオールの分解反応：
ONIOM(QM:MM)法による解明○稲葉知士、W. M. C. Sameera
早稲田大学国際教養学部、京都大学福井謙一記念研究センター
海底熱水噴出孔は生命が誕生した場所として有力視されている。そのため、我々は量子化
学計算を用いて、海底熱水噴出孔付近における化学反応ネットワークを明らかにすることを目標としている。生命を構成するタンパク質や核酸は、小さい分子の合成によって形成されたと考えられるため、まずは炭素 1 原子を含む分子が関係する化学反応ネットワークについて理解しようと試みている。炭素 1 原子を含む分子は、2 酸化炭素、1 酸化炭素、ギ酸、ホ
ルムアルデヒド、メタンジオール、メタノール、メタンなどの分子がある。本研究では、メタンジオールからホルムアルデヒドへの脱水反応について詳細に調べた。
水溶液中での化学反応では溶媒である水分子が触媒となって、反応の活性化エネルギーを大きく下げる場合がある。水素の輸送が重要となる反応では、溶媒である水分子が水素の輸送を手伝い、反応の活性化エネルギーを下げる。また、水分子が反応中の溶質の形状変化を
水素結合で抑え、反応の活性化エネルギーを下げる効果もある。そのため、水溶液中における溶質の分解反応では、溶質周囲に存在する水分子の効果が大きく、ある程度の水分子と溶質を量子力学的に解き、数多くの水分子を分子力学的に解く手法が重要となる。
最初に、我々は分子動力学計算を行いメタンジオールの第一水和圏内に 12 個の水分子が存在することを明らかにした。次に、分子動力学計算で得られた構造を用いて、量子化学計
算を行い反応の活性化エネルギーを求めた。メタンジオールとその周囲に存在する水分子を量子力学的に解き、それ以外の大多数の水分子を分子力学的に解くために、量子力学と分子力学を組み合わた ONIOM(QM:MM)法を用いた。
量子力学的に解く水分子の数を増やすと反応の活性化エネルギーが減少し、メタンジオー
ルの第一水和圏内の水分子の 12 個を加えた際に、最小の活性化エネルギーが得られることが分かった。さらに、計算で得られた反応の活性化エネルギーを用いて計算した反応率は、実験で得られた反応率とよく一致することが示された。本研究の成果は、水溶液中における様々な化学反応に量子化学計算が適用可能であることを示している。今後は、同様の方法を用いて海底熱水噴出孔における化学反応ネットワークを明らかにしていきたい。

O5-03
氷衛星内部海でのクラスレートハイドレート形成に伴うアンモニウムイオンの取り込み○西谷隆介 1、谷篤史 1、佐々木晶 1
1

大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻

エウロパ、エンセラダスなど一部の氷衛星は、その内部に内部海が存在していると考えられている。内部海は低温・高圧力という条件であるため、クラスレートハイドレートが生成しやすい環境となっている。クラスレートハイドレート（以下、ハイドレートと呼ぶ）とは、水分子の籠（ケージ）の中に、ゲスト分子（一般にガス分子が多い）が包接された氷状の結晶で、包接化合物の一種である。
近年、ハイドレートの籠の一部である水分子とフッ化アンモニウムが置換できることがわ
かった (K.Shin et al. 2014)。その一方、アンモニアーテトラヒドロフラン（以下、THFと呼ぶ）ー水の相図を調べた研究では、アンモニア濃度の上昇に伴い融点が下がるのみで、
アンモニアを取り込んだハイドレートの相は見られなかった(T.H.Vu et al.2014)。これらを踏まえ、我々は低濃度のアンモニウムイオンが結晶としてではなく不純物としてハイドレートの一部に取り込まれる可能性を考えた。このような現象は内部海でのハイドレート生成
時に、内部海にアンモニウム塩が溶存していた場合等に対応し、氷衛星の物質進化において重要な示唆を与えると考えている。そこで本研究では、ハイドレートは不純物としてアンモニウムイオンを取り込むのか、取り込むのであればそれがどれほどであるかを知るために、アンモニウムイオンの溶けた水溶液中でハイドレートを生成し、どの程度アンモニウムイオンを取り込んだかを調べた。
ハイドレートのゲスト分子には、THF を使用した。THF は大気圧下において 0 ℃以上の温和な条件で水とともにハイドレートを生成し、メタンなどのアナログとしてよく用いられる。
水溶液とするアンモニウム塩には、フッ化アンモニウムと同じアンモニウムハライドである
塩化アンモニウムを使用した。実験は全て大気圧下で行った。試料は、-20℃の冷凍庫内に静置し、結晶化を行った。その後、融点付近で結晶を溶かしたのち融点より 0.5 ℃下で静置し、再結晶化を行った。最後に試料の固体部と液体部を取り分け、それぞれに対しインド
フェノール法と呼ばれる比色定量法によってアンモニウムイオン濃度を決定した。
実験の結果、氷もハイドレートもアンモニウムイオンを含むことがわかった。これは、結晶間の残液にアンモニウムイオンが取り残されたためと考えられる。また、ハイドレートは氷に比べ、より多くのアンモニウムイオンを取り込むことがわかった。これは、ハイドレー
トの場合には、結晶間に加えて別の機構でアンモニウムイオンが取り込まれたためと考えられる。どう取り込まれているかを決定するためにはさらなる実験が必要となる。

O5-04
火星大気の元素・同位体組成による天体衝突と大気散逸史への制約○黒川宏之 1,黒澤耕介 2
1

東工大 ELSI, 2 千葉工大 PERC

太陽系内地球型惑星の大気組成は、地球型惑星形成領域以遠を起源とする小惑星・彗星による揮発性元素の供給、太陽風・太陽放射による大気散逸の歴史を反映している。この揮発性元素供給・散逸の歴史を解明することは、惑星表層環境進化の理解、そしてそれらを材料物質とする生命の起源の理解のために極めて重要である。
近年、着陸探査によるその場分析や火星隕石中の揮発性元素の分析により、火星大気の元
素組成・同位体組成について、地球大気との比較研究が可能となってきている。火星大気の希ガス元素組成は地球大気と類似しており、この二天体の大気の起源の類似性を示唆している([1]など)。一方、火星大気の同位体組成は地球と比較して重い同位体に富んでおり、同位体分別を伴う大気散逸による濃集を反映している([2]など)。
本研究では、火星大気の実測データをもとに、火星への天体衝突史・大気散逸史を制約することを目的とした。これまでに開発してきた火星大気の元素組成・同位体組成進化の理論
モデルを用いた[3]。このモデルでは、天体衝突・大気散逸・火山性脱ガス・惑星間塵の流入が考慮されている。衝突天体における彗星/小惑星比や彗星の揮発性元素含有量モデル[4]を変えた多数の計算を行ない、現在の火星大気組成を再現する条件を探した。
結果として、火星大気中の希ガス存在量を再現するためには、後期重爆撃における彗星/
小惑星比が 1%程度以下に制約されることが明らかとなった。すなわち、後期重爆撃における彗星の寄与は限定的である。本研究で得られた彗星/小惑星比に対する制約は、同じ彗星
モデルを用いて地球大気の起源を論じた過去の研究[5]とおおよそ整合的である。また、火星大気中の重い同位体の濃集を再現するために必要な大気散逸過程は、同時に質量数の小さい希ガス Ne の枯渇を引き起こすことがわかった。この大気散逸の効果を補うために、過去数億年以内の Ne 供給源が必要とされる。
[1] Zahnle, K. J. (1993) J. Geophys. Res., 98, 10899-10913. [2] Slipski, M. & Jakosky,
B. M. (2016) Icarus, 272, 212-227. [3] Kurokawa, H. et al. submitted. [4] Dauphas, N.
(2003) Icarus, 165, 326-339. [5] Marty, B. & Meibom, A. (2007) eEarth, 2, 43-49.

O5-05
火星地表水 pH の進化と安定性－Fe2+光酸化反応の理論的考察と室内実験○田畑陽久 1、関根康人 1、菅崎良貴 2、杉田精司 1、村上隆 1、1

東京大学 地球惑星科学専攻 2Department of Geosciences, The Pennsylvania State University
火星の詳細な分光観測から、古火星の表層進化が、地表水が中性から強酸性へ変わる全球

的酸性化イベントで大きく２つの時代に分けられることが提案されている(Bibring et al.,2006)。しかし、この全球酸性化イベントの原因は未だに解明されていない。一つの仮説は、
地表水中の溶存二価鉄の光酸化である(Hurowitz et al., 2010)。二価鉄の光酸化反応とは、水溶液中の溶存二価鉄が、太陽紫外光の照射によって酸化鉄を形成すると同時に H+を放出する反応(eq. 1)である。火星の地表水は地下水の湧出で供給されていたと考えられているため、岩石から地下水へ溶出した二価鉄が、地表に湧出後に光酸化されて酸性化した可能性がある。
Fe2+aq + 2H2O → Fe3+O(OH)↓ + 0.5H2↑ + 2H+(eq. 1)

この二価鉄の光酸化反応のうち、強酸性条件下(pH < 3)での反応機構を調べた先行研究から、Fe2+光酸化反応の反応速度には pH 依存性(pH が低いほど酸性化反応が速く進行)がある
ことが示唆されている(Jortner et al., 1962)。もしこの pH 依存性が強い場合には、加速度的な光酸性化が起きる可能性がある(Tabata & Sekine, Goldschmidt, 2016)。しかし、これらの反応について、pH 3 以上での実験結果は存在しない。また、中性－アルカリ条件下において主
要な溶存二価鉄イオンとなる FeOH+は、紫外光のみならず可視光でも光酸化することが報告されているが(Braterman et al., 1984)、その反応速度やその pH 依存性は明らかになっていな
い。火星地殻を構成する玄武岩鉱物組成と化学平衡にあたる地下水 pH は中性－アルカリ性であると予想されるため(Zolotov & Mironenko, 2016)、火星における光酸化の影響を定量的に見積もるためには、広い pH 条件下での二価鉄の光酸化反応の反応速度を求める必要がある。
そこで、本研究では、酸性－アルカリ性という広い pH 条件下で二価鉄溶液に光照射実験を行い、Fe2+光酸化反応率を測定する。先行研究から、pH が高くなると溶存酸素による Fe2+
酸化速度が指数的に上昇することが知られている(Stumm & Morgan, 1996)。そのため、本研究では大気を Ar 置換した低酸素グローブボックス内で実験を行う。実験は閉鎖系で行い、光照射による二価鉄濃度の減少は高速液体クロマトグラフおよび化学発光検出器で測定し、生成する H2 ガスをガスクロマトグラフによって測定する。光源はハロゲンランプを用い、これに複数のフィルタを通すことで任意の波長の光を照射する。実験パラメタは、溶液のpH および照射する光の波長であり、これらに対する光酸化反応率を求める。
本発表では、酸性－アルカリ性 pH 条件下での光酸化反応率測定実験結果と、大気進化を考慮した理論的考察に基づいて、火星地表水 pH の進化と安定性について議論する。

O5-06
球殻状鉄コンクリーションの形成数値シミュレーションと形成環境の制約◯柴田 拓真、城野信一

1.はじめにアメリカ合衆国ユタ州のナバホ砂漠には，酸化鉄で形成されている球殻状の鉄コンクリーション（モキマーブル）が存在する。この鉄コンク
リーションの類似物（ブルーベリー）が近年火星の表面で発見された。モキマーブルの成因を明らかにすることは砂漠の古環境、ひいては火星の古環境を明らかにすることにつながると期待される。昨年夏に行った現地調査によって，
以下のような従来とは違う新しい形成シナリオが示唆された。鉄イオンを含んだ酸性の地下水が地層中のカルサイト球と反応し、カルサイト
球の周辺のみpHが上昇する。その結果、周囲に水酸化鉄が沈殿し、さらに水酸化鉄が脱水反応により酸化鉄に変わることで鉄コンクリーションが形成されるというものである。
この形成シナリオによると鉄コンクリーショ
ンの成長速度は形成時の地下水のpH、鉄イオン濃度に依存する。本研究では、この形成シナリ
オを検証するために鉄コンクリーション形成の数値シミュレーションを行う。また、数値シミュ
レーションの結果から形成時の地下水のpH、鉄イオン濃度に制約を与える。
2.手法

鉄イオンは酸性の溶媒に溶解した状態で存在するので、地下水の条件としてpH 3,4,5の初期条件を設定する。また地下水中の鉄イオン濃度については現在の地下水中に妥当な値として102~10-4 (mol/L)と設定する。以上の初期条件のもとで、地下水中の各イオンの移動を、拡散方程式を解くことによって再現する。さらに水酸化鉄の沈殿・溶解と炭酸カルシウムの溶解を計算することで鉄コンクリーションの成長を再現し、その形成可能な初期条件を制約する。
3.結果と考察
現在の鉄コンクリーションの形状から、鉄コ
ンクリーションが形成できる厚さの基準値として1mmの厚さを設定する。図1に鉄コンクリー

ション形成と地下水のpH、鉄イオン濃度の関係を示す。沈殿した水酸化鉄の充填率が1に達し、環境学研究科

鉄コンクリーションが形成された初期条件については厚さが1mmに達するまでの形成時間を記している。
数値シミュレーションの結果、pH 3の地下水について多少の水酸化鉄は沈殿したものの、どの条件においても鉄コンクリーションは形成されなかった（図1）。pH 4の地下水では=10-3(mol/L)以上で鉄コンクリーションが形成され、pH 5の地下水では=10-4 (mol/L)でも形成されうるという結果になった（図1）。地下水のpHが低くなると、カルサイト球の溶解速度が上昇し、空隙を水酸化鉄が埋めきる前にカルサイト球表
面が内側へと移動してしまう。その結果、pH 3とpH 4の鉄イオンの濃度が低い地下水では鉄コ
ンクリーションが形成されていない。
一般的な地下水の鉄イオン濃度は10-4(mol/L)

程度である。したがって、鉄コンクリーション形成時の地下水が現在の地下水に似た鉄イオン
濃度を持っているとすると、そのpHは4から5以上であると推定される。また鉄コンクリーションの形成のタイムスケールは数百〜数万年程度であると考えられる。

[Fe2+] (mol/L)

名古屋大学大学院10-2

1001000yr

100010000yr

10-3



1001000yr

100010000yr

-4





100010000yr

4

5

10

3

pH

図1：鉄コンクリーション形成と地下水のpH、

鉄イオン濃度の相図
鉄コンクリーションが形成できない条件については×を、形成できる条件については厚さ1mmの鉄コンクリーションが形成するためにかかる時間を記しているO5-07
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1⥲◊኱, 2 ᪩✄⏣኱, 3 ᴟᆅ◊, 4 ᮾ኱⌮, 5NASA/JSC
䛆Introduction䛇
CR 䝁䞁䝗䝷䜲䝖㝹▼䛿䚸⇕ኚᡂ䛾ᙳ㡪䜢Ṥ䛹ཷ䛡䛶䛚䜙䛪䚸ᚤᝨᫍ㞟✚᫬䛾≧ែ䜢ಖᏑ䛩䜛ጞཎⓗ䛺㝹▼✀䛸䛧䛶▱䜙䜜䛶䛔䜛(e.g., Weisberg et al., 1995; Krot et al., 2002)䚹䛧䛛䛧䛺䛜䜙䛭䛾ᩘ䛾ᑡ䛺䛥䛛䜙䚸㝹▼✀ෆ䛷䛾Ỉ㉁ኚᡂ䛾⤒⦋䛴䛔䛶䛿୙᫂䛺Ⅼ䛜ከ䛔䚹䛭䛣䛷ᮏ◊✲䛷䛿䚸༡ᴟ⏘CR 䝁䞁䝗䝷䜲䝖㝹▼ 9 ಶ䛻䛴䛔䛶䚸ᒾ▼Ꮫⓗ≉ᚩ䛻ᇶ䛵䛔䛯Ỉ㉁ኚᡂᗘ䛾ホ౯䜢⾜䛳䛯䚹
䛆Results and Discussion䛇ᮏ◊✲䛷䛿䚸䝁䞁䝗䝸䝳䞊䝹୰䛾䜺䝷䝇䛾Ꮡᅾᗘ䚸ᒙ≧⌛㓟ሷ䛾Ꮡᅾᗘ䚸㔠ᒓ┦/䝬䜾䝛䝍䜲䝖䛾๭ྜ➼䛻╔┠䛧(e.g., Harju et al., 2014)䚸ᬻᐃⓗ䛻௨ୗ 3 䜾䝹䞊䝥䛻ศ㢮䛧䛯䚹௒ᚋ䚸ᆅୖ㢼໬䛾ᙳ㡪䜢⪃៖䛧䛯䜘䜚ヲ⣽䛺ศᯒ䜢⾜䛔䚸ᒾ▼Ꮫ䝃䝤䝍䜲䝥䜢Ỵᐃ䛧䛶䛔䛟䚹(1) ጞ※ⓗ CR (Early-Stage Aqueous Alteration ): Y 982405; Y-8449(2) ୰⛬ᗘ䛾Ỉ㉁ኚᡂ䜢ཷ䛡䛯 CR (Intermediate-Stage Aqueous Alteration): Y-793495; Y791498; Y-790112; Y-793261; A-881828.
(3) 㢧ⴭ䛺Ỉ㉁ኚᡂ䜢ཷ䛡䛯 CR (Final-Stage Aqueous Alteration): A-881595; Y-792518
㢧ⴭ䛺Ỉ㉁ኚᡂ䜢ཷ䛡䛯䜾䝹䞊䝥䛷䛿䚸Fe,Ni 㔠ᒓ┦䛿䝬䜾䝛䝍䜲䝖䛻ኚ໬䛧䛶䛚䜚䚸䝬䝖䝸䝑䜽䝇୰䛻䛿ከ䛟䛾ᒙ≧⌛㓟ሷ䛜ぢ䜙䜜䛯䚹ጞ※ⓗ CR 䛾䜾䝹䞊䝥䛷䛿䚸䝁䞁䝗䝸䝳䞊䝹୰䛻䜺䝷䝇䛜Ꮡᅾ
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et al., 1995)䚸ጞ※ⓗⅣ⣲㉁㝹▼ẕኳయ䛷䛾Ỉ㉁ኚᡂ䛿䚸ኳయ㞟✚ᚋ䛾᪩䛔ẁ㝵䛷⏕䛨䛶䛔䛯ྍ⬟ᛶ䛜㧗䛔䚹
References: [1] Weisberg M. K. et al. (1993) Geochimica et Cosmochimica Acta, 57, 1567-1586. [2]Krot A.N. et al. (2002) Meteoritics and Planetary Science, 37, 1451–1490. [3] Harju E. (2014) Geochimica et Cosmochimica Acta, 103, 267-292. [4] Greshake A (1997) Geochimica et Cosmochimica
Acta, 61, 437-52. [5] Kojima et al.(1995) Proc. NIPR Symp. Antarctic Meteorites, 8, 79-96.

O5-08§Í~ñCHäÕ|HáTò;GRTZdhv
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O6-01ÜÀ^! /ÇÎs¦ ÈßÔk{!V /àThe Effect of Rotation Period on the Surface Gravity
for Small Solar System Bodies
ÕXY




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O6-03楕円軌道惑星による小惑星の一時捕獲-火星衛星系の起源解明にむけて⃝ 樋口有理可 1
1

東京工業大学理学院

2

井田茂 2

東京工業大学地球生命研究所

巨大惑星の周囲に多数発見されている不規則衛星はその半数以上が逆行軌道を持つ。これらの不規則衛星は、惑星周囲にやってきた小天体が捕獲された結果だと考えられている。火星にはフォボス・ディモスという 2 個の衛星があり、その起源は捕獲された小天体か、火星の巨大衝突でまき散らされた火星マントルが再集積したものか、まだ決着はついていない。我々はこれまでに、円軌道惑星による小天体の一時捕獲条件と、元の小天体軌道 (周太陽軌道) と、捕獲後の軌道 (周惑星軌道) との関係を解析的手法で調べた。本研究は、火星系を念頭に置きこれまでの研究を楕円惑星に拡張したものである。
これまでの研究と同様に、小天体は周太陽軌道から惑星のラグランジュ点 L1 , L2 を通り、周惑星軌道に移行すると仮定した。ここでいうラグランジュ点とは、惑星と太陽を通る直線上にあり惑星からの距離が惑星の日心距離に無次元ヒル半径をかけたものとなる 2 点としている。また円軌道惑星の場合と同様に、軌道の移行は小天体と惑星の速度ベクトルが平行で、相対速度が衛星
速度としてふさわしい、すなわち相対速度が十分小さいときに起こると仮定した。これらの仮定をおくことにより、元の小天体軌道と捕獲後の軌道を明快に関連付けることに成功した。惑星軌
道を楕円とすることで軌道パラメタは 3 個増えるが、それらへの依存も含め、円軌道惑星の場合と同様に一時捕獲されることが可能となる軌道要素の範囲を解析解で示すことができた。結果で特に注目すべきは、一時捕獲効率の惑星の離心率への依存である。惑星がある値以上の離心率を持つと、一時捕獲効率が急激に落ちることがわかった。木星などの巨大惑星は離心率は十分小さ
いが、現在の火星の離心率は比較的大きく、一時捕獲効率が低いと言える。ただし過去の火星の離心率は十分小さく、衛星の起源が捕獲天体であるとすればそのような時期に捕獲したものである可能性が高い。

O6-04
火星衛星ダイモスのクレーター空間分布○平田直之 1
1

神戸大学理学研究科

フォボスとダイモスは、1970 年代以降火星探査の折に多くのデータが得られている。それゆえ、この種の小天体としてはデータがよく蓄積されている。特にヴァイキング探査機が撮影した画像は、ダイモスのほぼ全領域を約 50m/pixel の解像度で網羅し、一部の地域(全表面積の 1.2%)を 1m/pixel の高解像度で撮影している。このころのダイモスのクレーター
研究(Thomas and Veverka 1980)について要約すれば、(1)フォボスとダイモスのクレータ
ー数密度はほぼ同じで月の高地のクレーター数密度にも近い、(2)クレーターサイズ分布の関数は-1.9 の傾きを持っている、(3)これら二つの事実から表面はクレーターで飽和しきっていると考えて良い、となる。ヴァイキング以後もデータは取られているが、現時点でもこれが最新の知見のままである。
本研究の目的は 2 点ある。一つはダイモスのクレーター研究を最新にアップグレードすることである。ヴァイキング以後にとられた画像(2 枚の HiRISE 画像)をデータに含めてクレーターカウントを行った(図１)。二つ目
は、クレーターの飽和がダイモスで起きているかどうかを別のアプローチから検証することである。クレーター分布のランダム性が良い方法であることが知られており(Squyres
et al.1997)、その手法を適応した。発表では、これらの概要と結果について述べる。また、MMX 等で出来るサイエンスについても言
及する。

引用

図１ クレーターカウントの例

Thomas, P. C. & J. Veverka (1980a) Crater densities on the satellites of Mars. Icarus, 41, 365-380.
Squyres, S. W., C. Howell, M. C. Liu & J. J. Lissauer (1997) Investigation of
Crater “Saturation” Using Spatial Statistics. Icarus, 125, 67-82.

O6-05
火星の影響を受けた火星衛星表面の重力場と表層進化の関係○菊地紘 1 宮本英昭 1

1 東京大学総合研究博物館

火星の衛星フォボスとディモスは似た環境にあるため，両方の衛星を比較することはそれぞれの起源，進化，そして火星環境を理解する上で重要である．それぞれの表面において，高解像度画像によってクレーターの内側などでアルベドの高いストリークが確認され，また画像解析によって全域的には
大きく青と赤のユニットに分けられている[1]．特に青いユニットは，衛星の始原的な物質であることが示唆されているため，両方の衛星が同じか違うかの指標になりえると考えられている．近年，分光観測によって，衛星表面のスペクトル分析が可能になってきたことで，表面の物質に関する情報が得られてきたが，高解像度画像で確認できるアルベドストリークを分光分析することは難しく，広範囲のユニットごとの検証においても，特にディモスでの空間解像度が低いため比較ができていない[2]．
これまでの私たちの研究では，フォボス最大のクレーターであるスティックニーから放出される粒子を数値計算で追跡することで，スティックニークレーターの東側に分布する青いユニットは，スティックニーのイジェクタが低速度で再衝突する領域と調和的であることが示唆されたが，今回は主にスティックニークレーターの南側に分布する青いユニットにも注目した(図)．
衛星表面と重力場の関係を詳細に調査するために，衛星の数値形状モデルを密度の等しい，様々な大きさの四面体に分割し，自転速度と火星重力を加味することで衛星に働く重力場を求めた．火星との距離を変化させて，衛星が受ける重力場の変化も調査した．また，それぞれの衛星で，すべての高解像度画像をもちいてアルベドストリークと青いユニットをマッピングし，重力場と比較した．その結果，どちらの衛星においても，現在の軌道で最も傾斜の大きい領域でアルベドストリークが確認できた．また，アルベドストリークが現在の軌道における傾斜の方向に沿って分布していることが確認できた．さらに，フォボスのスティックニーの南側に分布する青いユニットと，ディモスの青いユニットが分布している領域の重力場には類似した特徴がみられた．
フォボスとディモスのレゴリスは現在の軌道上の重力場に影響を受けていることから，現在でもレゴリスは流動している可能性が示唆される．さらにどちらの衛星でも始原的な物質と重力場との関係が類似していることから，どちらも同じ物質で形成していることも示唆されるため，フォボスとディモスは同じ起源なのかもしれない．
図：フォボスのスティックニークレーターの南側の画像．青いユニットが分布している．Part of HRSC
image h8974_0000．

[1] Murchie S. et al. (1991) JGR, 96, 5925-5945.
[2] Fraeman A. A. et al. (2014) Icarus, 229, 196-205.

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模擬低重力下における低速度クレーター形成実験：
微小重力下クレーターサイズに対する
レゴリス粒子固着力の影響の推定○木内真人 1, 中村昭子 1, 和田浩二 2
1

神戸大学大学院理学研究科, 2 千葉工業大学惑星探査研究センター

小天体表面における重力加速度は微小である．クレーターの観測から，小天体表面の進化の過程や表面の物性を推定するためには，クレーター直径の重力依存性を理解することが重要となる．しかし，重力がクレーター形成に与える影響はこれまで詳細には確かめられていない．過去には，模擬重力下での実験例がある[1,2,3]．しかし，重力依存性がある結果とない結果が得られており，重力加速度の影響の問題について解決していない．また微小重力環境では，レゴリス層の固着力の影響が重力の影響を卓越し，クレーター直径に対する重力依存性が見られなくなる条件が存在すると予想される．固着力と重力の影響が逆転する
境界は粉体層の固着力・重力加速度・クレーターサイズで決定されるが, 明確な境界はこれまでわかっていない.
我々は，標的を定荷重ばねで吊るして落下させることで標的にかかる重力加速度を模擬
的に小さくする装置を開発し，低速度での衝突実験を行った．標的にはシリカサンド（粒径～150 μm）とガラスビーズ（粒径～500 μm）を用い，弾丸には直径 8 mm のステンレス球
弾丸（密度 7.9 gcm-3）とガラス弾丸（密度 2.5 gcm-3）を用いた．速度 1-5 ms-1 の範囲で衝突させた結果，0.01-1 G の範囲でクレーター直径は重力加速度の約-0.2 乗に比例した．これらの重力依存性は先行研究の結果[1,2]と調和的である[4]．また，固着力を粉体層の引張り強度として Rumpf 式により見積もったところ，上記の実験条件では固着力の影響が卓越する領域ではないことがわかった．固着力の影響が卓越する境界を観察するため，より固着力の大きい標的物質に対して同様の実験を行った．アルミナ粒子（粒径～5 μm）を容器に充填し，上方向から圧縮したものを標的として用いた（空隙率 0.45）．Rumpf 式より見積もられる強度から 1 G 下では重力支配域であると予想されたが，クレーター形成実験の結果，
1 G 下でも固着力の影響が見られた．このことから，圧縮された粒子層の固着力は，Rumpf
式より見積もられる強度よりも大きくなることが示唆される．発表では，固着力と重力の影
響が逆転する境界条件についても議論する．
[1] Schmidt and Housen (1987) Int.J. Impact Eng.5, 543-560.
[2] Gault and Wedekind (1977) Pergamon Press, New York, 1231-1244.
[3] 高木靖彦 (2012) 日本マイクログラビティ応用学会誌 29, 163–168.
[4] 木内真人, 中村昭子 (2016) 日本地球惑星科学連合大会 2016 年大会

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外惑星領域では、固体天体の多くは氷地殻で覆われており、その氷地殻は氷・岩石粒子混合物から構成されている。この氷地殻で観測される衝突クレーターのサイズから衝突天体のサイズを推測したり、クレーター形成時の衝突放出物（イジェクタ）が堆積してできるレゴ
リス層の厚さを定量的に見積もるには、クレーターのスケール則が必要である。特に 1000
km 以下の氷天体では、1 km 未満のクレーターは氷地殻の強度により、その形成過程が支配されている可能性が高く、これらのクレーターについて研究を進めるには、物質強度が支配する領域でのクレータースケール則が必要である。しかしながら、物質強度を連続的に変化させてこのスケール則を検証した例は非常に少なく、特に、イジェクタの速度分布に関する例は皆無と言える。そこで、本研究では、強度を連続的に変化させた試料への高速度クレーター形成実験を実施し、クレーターサイズ及びイジェクタの速度分布に対する物質強度依
存性を明らかにする研究を行った。
実験では氷地殻を模擬するために水分量を調節した凍結石英砂を標的として用いた。この
凍結砂試料は、粒径 100μm の石英砂に水を 2。5 wt。%から 20wt。%まで加えて-20℃で凍結させて作成した。この試料の引っ張り強度（Y）を測定した所、含水量（C）との間にY (MPa)=0。145C (wt。%)の関係にあることがわかった。この標的に対して、直径 2mmのアルミ弾丸を 2、 4、 6km/s で標的面に垂直に衝突させてクレーター形成実験を行い、その結果を π スケール則を用いて整理した。その結果、実験データを、規格化クレーター2
1/3
サイズπR=R(ρ/m) と規格化強度 πY=Y/ρvi を用いて整理した所、このスケール則では速0。7度依存性を十分にスケーリングできないことが分かった。そこで、πY に(vi /C0) という補正項を加えることで実験データをスケーリングできた（図１）。なお、C0 はバルク音速、ρ
は標的のバルク密度、m は弾丸質量、vi は衝突速度である。また、イジェクタの速度分布を調べたところ、放出粒子の飛び出し角度は、放出位置が衝突点から遠くなるに従って増加し、クレーター
リム近くでは 90 に近い急角度になることがわかった。そして、この放出角度の連続的な変化は、ピラーと呼ばれる垂直に近い角度で成長する
エジェクタカーテンを形成する原因となっていることを明らかにした。

図１

規格化クレーターサイズと修正規格化強度関係

O7-03ペネトレータを用いた天体表層の物性探査○岡崎昌志 1、荒川政彦 1、保井みなみ 1、松榮一真 1
1

神戸大学大学院理学研究科

大気をもたない天体の表面を覆うレゴリスの表層物性（空隙率・粒径・強度）は、衝突や地質活動による天体進化の重要な手がかりである。しかし、リモート観測では、特に機械的性質（力学的性質）に関する情報を得ることは難しい。そこで我々は天体表層探査の一つであるペネトレータ探査に着目した。これは加速度計・熱流量計・地震計などの観測機器を内部に搭載した槍状のペネトレータを固体天体表面に貫入させるといった探査である。探査機や地上からのリモート観測とは異なり、ペネトレータを天体表層へ潜り込ませることで直接測定を可能とする。
この探査では、ペネトレータ貫入時に天体表層物質によって生じる抵抗力を加速度として計測する。得られる加速度は、表層物質の力学的性質に関する情報をもつと考えられる。そのため、ペネトレータ探査によって表層物質の力学的性質を特定するためには、表層物質と貫入時の加速度の関係を明らかにしておく必要がある。そこで、本研究ではペネトレータ探査の基礎研究として、天体表層のレゴリスを模擬した粉粒体物質に弾丸を貫入させた。そして、その時に生じる加速度と粉粒体の物性の関係を明らかにすることを目標にした。
本実験では、直径 2.6cm, 高さ 4.35cm, 密度 7.8g/cm3 のステンレス円柱を貫入弾丸として用いた。この弾丸上部に応答周波数 10kHz の加速度計を設置して衝突速度 1.5 - 3.8 m/s で様々な粉粒体表面へ自由落下させた。粉粒体標的には粒子直径・粒子形状・空隙率がそれぞれ異なる粉粒体を十種類用いた。それらは、ガラスビーズ（0.5 μm, 100 μm, 200 μm, 500 μm, 1 mm,
1 cm）、石英砂（100 μm, 500 μm）、赤玉（2 - 4 mm）、パーライト（2 - 3 mm）である。実験では、貫入時の加速度変化をデジタルオシロスコープで記録し、この加速度履歴を表す波形の衝突速度・粒子直径・粒子形状・空隙率による依存性を調べた。
加速度波形を「衝突直後の加速度」、「静止直前の加速度」、「継続時間」に注目して解析した結果、波形を三種類に分類することができた（図 1）。衝突直後の加速度が静止直前の加速度よりも大きいものがⅠとⅡであり、小さいものがⅢとなる。Ⅰは加速度一定の状態をとるが、Ⅱは一定にならない。一方、衝突直後の加速度は、すべての粉粒体試料に関してほぼ衝突速度(vi)と比例していることがわかった。また、その比例定数は、粉体粒体のバルク密度(ρ0)と及びバ
ルク音速(C0)の両方に比例して大きさが決まっていることがわかった。これは、衝突直後に粉粒で近似できることを意味しており、粉粒体が弾性的な振る舞いをしていることを意味する。

加速度

体から受ける抵抗応力が、σ=ρ0C0vi

図１

時間
加速度波形の分類（黒：低速、赤：高速）

O7-04
石英ガラス球の衝突破壊実験における斜め衝突の効果
吉田 優作 、荒川 政彦 、保井 みなみ 、○小川 和律 、岡本 千里
1

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神戸大学 理学研究科 惑星学専攻

天体同士の衝突現象は、特に太陽系星雲内での惑星形成において最も重要な物理プロセスの一つである。とりわけ小惑星など小天体の起源を明らかにするなどの目的のため、これまで衝突破壊に関する多くの実験的研究が行われ、岩石天体の破壊に必要な衝突エネルギー密
度 (Q) が見積もられてきた。これらの実験のほとんどは正面衝突のものであったが、しかし実際の天体同士の衝突では標的天体の表面に対して垂直でない角度の衝突、いわゆる斜め
衝突が頻発し、その中でも角度 45 度が最も頻度が高いことが知られている。従って、衝突破壊現象における斜め衝突の効果を明らかにすることが、現実の衝突現象への適用のための
重要な課題である。
上記課題に対して、本研究では球形試料を用いて 90 度 (正面衝突) から 15 度 (斜め衝突)の範囲の様々な衝突角度で衝突破壊実験を行い、破壊の度合いとイジェクタ速度の衝突角度依存性を調査した。ターゲットは直径 5 cm と 8 cm の二種類の石英ガラス球とし、プロジェクタイルとして直径 4.75 mm のポリカーボネートの球形弾丸を速度 2‒6 km/s で打ち込んだ。使用した装置は神戸大学の二段式軽ガス銃で、衝突時の気圧はおよそ 20 Pa である。
衝突後は全てのイジェクタ破片を収集してサイズと重量を計測し、これらのサイズ分布を求めた。
実験の結果、ターゲットの最大破片質量は衝突角度 90‒60 度の間でほぼ一定であり、45‒
15 度の範囲では衝突角度が小さくなるにつれ増加した。これらの結果に対して衝突エネル
ギー密度 (Q) との関係を調査したところ、衝突速度のターゲット表面垂直成分から求めたエネルギー密度 (有効エネルギー密度 QC) により衝突角度の効果をよくスケーリングできる
ことがわかった。QC を用いて衝突破壊強度を再評価したところ、斜め衝突を含む全角度における石英ガラスの衝突破壊強度は 989 J/kg と求まった。また石英ガラス球への衝突の特徴として、衝突点と同規模の破壊が衝突反対点で生じ、高速のイジェクタが放出される現象が見られた。これは恐らく、衝突点で生じた衝撃波があまり散乱されずに球形ターゲットの自由表面で反射して反対点に効率よく集中したものと考えられる。ただしこの現象の正確な理解は今後の課題である。

O7-05
鉄質天体のクレーター深さ直径比の温度依存性：
軌道進化制約の可能性○小川諒 1, 中村昭子 1, 長谷川直 2
1 神戸大学大学院理学研究科, 2 宇宙科学研究所,

小天体の多くは、岩石質や氷質であるが、鉄質の存在も指摘されており、小惑星 16Psycheに代表される M 型小惑星がその有力候補だとされている(e.g. Shepard et al., 2010)。さらに、鉄ニッケル合金からなる鉄隕石の供給源は、メインベルトに存在する鉄質天体だと考えられているが、それらは地球型惑星形成領域で形成されメインベルトへ移動したとされている(Bottke et al., 2006)。そうだとすれば鉄質天体表面は、軌道進化に伴って、様々な温度を経験していると考えられる。鉄隕石は冷却することで脆性的振る舞いをすることがこれまでの衝突実験で示されている(e.g. Matsui and Schultz, 1984)。このことなどから、鉄質天体上のクレーター形成に温度の影響があることが考えられ、そこに表面温度、そして軌道進化の記録が残されている可能性がある。我々は、鉄質天体を模擬した標的に対し、298Kと 150K 以下でのクレーター形成実験を行った。
標的はギベオン鉄隕石(ニッケル含有率 7.7 wt%)、鉄ニッケル合金(ニッケル含有率 31.5,
42 wt%)、SS400 とした。SS400 は一般的に流通している炭素鋼で、脆性-延性の変化がギ
ベオン鉄隕石と同様な温度域で起きる(Shimizu et al., 2009)。それぞれの標的は室温のものと、液体窒素で 150K 以下まで冷却したものを用いた。弾丸には高さ直径が 15 mm のステンレス円柱と、直径 3.2 mm, 1.0 mm のステンレス球、直径 3.2 mm の銅球を用いた。弾丸
加速には神戸大学の縦型火薬銃と宇宙科学研究所の二段式軽ガス銃を用い、衝突速度約 800
m/s から 6500 m/s の範囲で実験を行った。
クレーター深さ直径について、πスケーリングを用い整理した結果、低温の方が直径深さともに小さくなった。炭素鋼と鉄隕石(ニッケル含有率 7.5 wt%)は冷却することで強度が増加する(Pennnet and Sinclair, 1966 ; Furnish et al., 1994 )が、このことが原因と考えられる。さらに、深さは直径よりも強度に大きく影響される、つまり、冷却によって深さのほうが顕著に小さくなることがわかった。同じ速度で比較すると、深さ直径比は室温よりも低温のほうが小さくなり、この傾向は 2000 m/s 以下の低速域で顕著に見られた。
以上の結果を用いると、メインベルトでの小惑星の衝突速度分布に従って、鉄質天体上にクレーターが形成される時、表面温度が 298 K の場合は深さ直径比分布は深さ/直径=0.55でピーク、150 K 以下では 0.45 でピークとなる。一方、太陽から 0.5-1.0 AU で典型的な衝突速度とされる 12 km/s(Bottke et al., 2006)では、表面温度が 298 K の場合、深さ直径比は約 0.7 となる。地球近傍と小惑星帯では、鉄質衝突体の正面衝突で形成されるクレーターの典型的な深さ直径比が 0.25 異なることがわかった。

O7-06
室内実験によるレゴリス最表層密度進化の研究〇大村知美、中村昭子
神戸大学大学院理学研究科
レゴリス層の密度、または空隙率は天体表面の圧縮や衝突に対する強度、また熱的性質に影響する重要な要素である．レゴリス層の空隙率は、レーダーによる観測結果から求めた密度とスペクトルより仮定した粒子密度から求める手法(Magri et al., 2001; Ostro et al. 2004; Busch etal., 2007) 、レゴリス層構成粒子にかかる重力と付着力の比から求める手法 (Kiuchi andNakamura, 2014) などから 0.4-0.9 程度と見積もられている．レゴリス層の空隙率は一定に保たれるのではなく、衝突圧力や衝突励起振動を受けて変化すると考えられる．
衝突圧力による空隙率変化を決めるのは粉体層の圧縮特性である．我々はこれまでに、様々な組成、粒子径、粒子径分布幅を持った試料で構成された空隙率 0.5-0.8 の粉体層サンプルを用いたピストン圧縮実験を行ってきた．特に高空隙・低圧力領域に注目すると、試料の空隙率はある
圧力までは保たれるが、それ以上の圧力を受けると空隙率は減少する．この圧力の下限値は粒子の転がりに必要な力と空隙率、粒子径で与えられることがわかった(Omura & Nakamra, Cosmic Dust
2016)．
次に衝突励起振動による空隙率減少を考える．粉体層に振動を加えると空隙率は減少し、平衡空隙率に達する．タッピング充填による平衡空隙率𝜀 は粒子の持つ付着力(H)と粉体層にかかる最大加速度(α)によって質量 m の粒子にかかる力の比より𝜀 = 0.072{𝐻⁄(𝑚𝛼)} .

+ 0.26と与えられる（檀上他, 1980）．我々は、直径 18 µm の球形ガラスビーズと直径 23 µm の不規則形状アルミナ粒子を用いて作成した粉体層に振幅～1 m/s2 の振動を加える実験を行い、この経験式がおおむね成り立つことを確かめた．この式を用いて例えば、Eros に対し直径数 km のクレーターができる
衝突で生じうる衝突励起加速度（Richardson et al., 2004）によって達すると考えられる平衡空隙率を求める場合、レゴリス層構成粒子として実験に用いたガラスビーズを考えると 0.5 程度となる．
発表ではさらに、振動によって空隙率が平衡に達した後のレゴリス層強度の推測を行う．

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Nature 443(7107): 56-58.[5] Nakamura et al. (2012) Proceedings of the National Academy of Sciences 109(11) E624-E629. [6] Matsumoto et al.(2016) Geochimica et Cosmochimica Acta 187: 195-217.[7] Harries et al.(2016) Earth and Planetary Science Letters 450 : 337-345.

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O7-09「低速」高速度天体衝突による還元的炭素化合物の生成
Generation of reductive carbon compounds by "low" hypervelocity impacts○石橋高 1，黒澤耕介 1，岡本尚也 1，松井孝典 11

千葉工業大学

天体衝突は太陽系の歴史において普遍的な現象であり，太陽系の進化に大きな影響を及ぼしてきたと考えられている．太陽系初期に遡るほど天体衝突の頻度は高く [e.g., 1]，38-41 億
年前には後期隕石重爆撃期と呼ばれる特に衝突頻度の高い時期があったとされている [e.g.,2]．この時期には，惑星表面への天体衝突が惑星の環境（惑星の大気組成や生命の起源）に大きな影響を与えたと考えられる．
惑星表層への高速度天体衝突が起こると衝突天体が蒸発し，衝突蒸気雲と呼ばれるプリュームが生成され，その冷却過程において様々な化学種が生成される．隕石には少なからず炭素が含まれており，特に炭素質隕石には数 wt%もの炭素が含まれている．惑星への天体衝突が起きたときに，衝突天体に含まれる炭素がどのような形で惑星表面に放出されるか，
すなわち酸化的な化学種（CO2, CO）なのか還元的な化学種（CH4 をはじめとする有機物）
なのかは，初期地球や初期火星において重要な意味を持つ．例えば，還元的な環境では酸化的な環境に比べて生命前駆物質の生成や保存が容易であると考えられる．また，CH4 は CO2よりも強力な温室効果を持つため，初期地球や初期火星の温暖な気候の維持に寄与していたかもしれない．
しかし，これまでに行われたレーザ照射を用いた天体衝突による隕石蒸発の模擬実験によると，シリケイトが完全蒸発するような超高速度衝突（数十～100 km/s）で生成されるガスは蒸発したシリケイト由来の酸素の影響により，酸化的なものになることが示されている[e.g., 3]．
本研究では，やや「低速」（<10 km/s）の高速度天体衝突に着目した．そのような低速衝
突では，以下の二つの理由により，還元的な組成の炭素化合物が生成される可能性が高いと考えられる．一つ目は，酸素供給源であるシリケイトが蒸発しないためである．一般的に，
シリケイトが蒸発し始める衝突速度はおよそ 10 km/s であり数十 km/s で完全蒸発に達すると言われている [4]．シリケイトが蒸発しないまたは部分的にしか蒸発しないような低速の天体衝突では，酸素供給量が減少するため還元的な化学種生成される可能性がある．二つ目は，
低速衝突条件下で蒸気雲が経験する温度圧力経路は，高速衝突の場合に比べて，低温・高圧寄りになるためである．CH4 などの炭化水素は，CO や CO2 に比べて熱力学的に低温・高圧で安定であり，低速衝突では CH4 などの還元的な炭素化合物が生成されやすいと考えられる．
我々は，二段式水素ガス銃を用いて模擬隕石物質への開放系での衝突実験を行い，衝突生
成ガスの組成を調べた．試料は石英（SiO2）とポリエチレン（PE）の混合物で，衝突速度は5-6 km/s とした．SiO2 と PE の混合比を変えた試料に対して弾丸を衝突させ，発生するガスを四重極質量分析計で測定した．CO2 はほとんど生成されず，生成ガスの炭化水素/CO 比は2.3-4.3 であった．C に対して O が過剰な試料であっても，炭化水素の生成量は CO の生成量よりも多かった．これらの結果は，「低速」高速度天体衝突では，還元的な組成の炭素化合物の生成が支配的であることを示唆する．
参考文献： [1] Chyba, C. F., Nature 343, 129-133 (1990). [2] Morbidelli, A. et al., Earth Planet. Sci.
Lett. 355-356, 144-151 (2012). [3] Ishibashi, K. et al., Earth Planets Space 65, 811-822 (2013). [4]Ahrens, T. J. and O’Keffe, J. D., The Moon 4, 214-249 (1972).

O7-10
衝突点極近傍から放出される高速放出物：
衝突実験と SPH シミュレーションの結果の比較○岡本 尚也 , 黒澤 耕介 , 玄田 英典 , 松井 孝典
1



1

2

1

千葉工業大学惑星探査研究センター， 東京工業大学地球生命研究所


衝突点近傍から非常に高速で放出されたイジェクタ（放出物）は極めて遠方まで輸送されうる. 天然ガラスであるテクタイトはクレーターから数 100km 離れたところから見つかっており，衝突に起源があると考えられている(e.g. Vickerly 1993; Wasson 2015)．また衝突によって火星から放出された物質が，フォボス表面に含まれていることが議論されており(Ramsley and Head 2013)，天体衝突による物質放出は天体間の物質輸送の有力な要因と考えられている．このような輸送可能質量を評価するには衝突点極近傍で発生する放出物の速度やその量を知る必要がある。
過去に弾丸半径以遠から放出されるイジェクタの速度分布を調べた研究はあるが(e.g.
Hermalyn and Schultz 2011, Tsujido et al., 2015)，衝突点直下から放出される非常に高速なイジェクタは十分に観察されていない．数値コードを用いて高速のイジェクタの振る舞いを調べた研究があるが(Johnson et al., 2014)，正面衝突のみを調べたものであり，斜め衝突については調べられていない．また実験との比較を通したシミュレーションの結果の妥
当性は検証されてはいない．そこで我々は千葉工業大学の二段式軽ガス銃を用いた高速度衝
突実験を行い，衝突点近傍から放出される非常に速いイジェクタを観察しその速度を調べた．
-1
弾丸と標的にはポリカーボネイトを用いた．衝突速度は 3.56­6.54 km s で，衝突角度は９０度（正面衝突）と４５度で実験を行った．衝突現象の観察には高速度ビデオカメラを使用し，弾丸貫入特徴時間（弾丸直径/衝突速度）以下の時間分解能でイジェクタを観察した．
さらに３次元 SPH コード(e.g. Genda 2012)を用いて実験と同様の条件で衝突シミュレー
45
6
6
ションを行った．弾丸には 10 , 10 , 10 , 3*10 個の SPH 粒子を用いてシミュレーションの空間解像度依存性を調べた．
正面衝突の場合，イジェクタカーテンの形状は軸対称である一方，斜め衝突の場合は非対称であり，別々の方向に放出する二成分のイジェクタが実験から観察された．一つは標的表面に沿って弾丸軌道の下流方向に移動するものである(Component 1)．これは弾丸貫入時に起こる jetting 過程によって生成されたものだと考えられる(Kurosawa et al., 2015)．もう一つの成分は標的表面から斜め上方へ放出される成分である(Component 2)．この二成分の境界には折れ曲がりの構造が観察された．高解像度のシミュレーション結果(弾丸の粒子数が 10 個以上)は実験で得られたイジェクタカーテンの形状を良く再現しており，衝突
6点から遠方に飛んでいるイジェクタ及び斜め衝突における二成分のイジェクタ，折れ曲がりの構造が再現できた．正面衝突におけるイジェクタカーテンの端はほぼ標的物質が占めているのに対し，斜め衝突における Component 1 の先端は弾丸物質が占めていることが分かった．また垂直衝突に比べ斜め 45 度衝突の方が衝突速度より速いイジェクタが１0 倍程度
多く放出される結果を得た．  

O8-01
観測衛星によるハイパースペクトルリモートセンシングに基づく月地殻-マントルの構造の解明◯山本 聡1, 中村 良介2, 松永 恒雄1, 石原 吉明3, 廣井 孝弘4, 大竹 真紀子3, 諸田 智克5, 平田 成6,
春山 純一3
1国環研, 2産総研, 3JAXA/ISAS, 4ブラウン大, 5名古屋大, 6会津大月探査衛星かぐや搭載の連続反射分光計であるスペクトルプロファイラ（SP)により、月全球約7,000万地点において連続波長反射分光データ（ハイパースペクトルデータ）が取得された[1]。これらの全SPデータに対するデータマイニン
グ手法を使った特定鉱物スペクトルサーベイ研究により、月の主要鉱物の端成分に富む領域（露頭）の全球分布が明らかにされてきた[e.g,2-6]。本研究では、極めて純度の高い斜長岩(Purest AnorthositeまたはPAN)に富む領域[1-4]、超塩基性の低Ca輝石(Low Ca pyroxeneまたはLCP)に富む領域[5]、カンラン石に富む領域[6]の全球分布の特徴と、検知地点の層状を総合的に解釈することで、月の内部構造の推定を行った。まず、PANとカンラン石はいずれの検知地点も巨大衝突構造に付随することから、これらの鉱物に富む物質は表層からある程度深いところから掘削されたものであることが推測される。一方検知地点と地殻厚さに相関があり、PANは主に月の裏側高地の地殻が厚い領域を中心に広く分布するのに対して、カンラン石に富む領域は地殻厚の薄い場所に限られることが分かった。これより、月の内部においてカン
ラン石に富む物質はPAN層の下部に位置すると考えられる。次に超塩基性のLCPに富む領域の全球分布についてSPデー
タマイニング解析を行ったところ、モスクワの海と危難の海では、PANとカンラン石に富む領域が多数存在するにも関わらず、LCPに富む領域が全く見つからない事がわかった（図1）。この2つの衝突盆地は地殻厚がほぼ0mであり、衝突
盆地形成時にマントル物質を掘削したと考えられている[7]が、今回LCPが見つからないことから、上部マントルはLCPに乏しいと考えられる。一方、雨の海や南極エイトケン盆地のような非常に大きな巨大衝突盆地では、大量の超塩基性のLCPに富む領域が見つかることから、これらのLCPに富む層はカンラン石に富む層よりさらに深部に存在したもの
が、衝突により掘削されたと考えられる。本発表では、これらの結果を基にして月地殻ーマントル構造と月マグマオー
シャンの関係について議論を行う。
OlivinePAN
LCP

Olivine
PAN
LCP

図1：（左）モスクワの海及び（右）危難の海における、カンラン石、PANに富む領域。超塩基性のLCPの富む領域はこの2つの衝突盆地では見つからない。背景は月の高度データマップ[8]。

[1] Matsunaga, T. et al. 2008, GRL, 35，L23201. [2] Ohtake, M. et al. 2009, Nature, 461, 236. [3] Yamamoto, S. et al.
2012, GRL, 39, L13201. [4] Yamamoto, S. et al. 2015, JGR, 120, 2190. [5] Nakamura, R. et al. 2012, NGEO, 28,
NGEO1614. [6] Yamamoto, S. et al. 2010, NGEO, 3, 533. [7] Wieczorek, M.A, et al. 2013, Science, 339, 671. [8]Ishihara et al. 2009, GRL, 36, L19202.

O8-02
リモートセンシングデータを用いた
月面に分布するカンラン石の起源推定○大竹真紀子 1 ，山本聡 2 ，石原吉明 1 ，中村良介 3 ，松永恒雄 2
1

ISAS/JAXA，2 国立環境研究所，3 産業総合研究所

研究の背景と目的：地球・月系は巨大衝突により形成したとする説が最も有力であるが，巨大衝突によりどのような物質分配が起こったのか，よくわかっていない．巨大衝突にともなう地球・月系での物質分配を知る上で，月の全球組成は重要な情報であるが，これまでに月の体積の 90 ％以上を占めるマントル物質が得られていないため，月全球の化
学組成もほとんどわかっていない．一方，最近の月探査のリモートセンシング観測から，大型盆地のリム周辺に，月のマントル起源である可能性があるカンラン石が露出することが報告されている（Yamamoto et al. 2010）．ただし，起源は他にもカンラン石を含む地殻への貫入岩との説もあり，検証が必要である．本研究ではカンラン石露出地点の詳細な地質・組成解析によって，それぞれのカンラン石の起源を推定する．
解析手法：「かぐや」データから見つかった約 40 領域（近傍にある露出地点は 1 領域と見なす）全てのカンラン石分布領域について，「かぐや」マルチバンドイメージャ画像やLunar Reconnaissance Orbiter の高空間分解能カメラの画像などを用い，カンラン石および周辺の鉱物組成，鉱物量比，産状，化学組成（鉄量），地形・傾斜・表面組織などからカンラン石の起源を推定した．
結果と考察：カンラン石露出領域の半数以上において，産状や周辺の岩石種・地形から，観測されたカンラン石はマントル起源である可能性が高いと考えられる．一方，中にはカンラン石を多く含む溶岩流や，インパクトメルトであると考えられる領域もあり，カンラ
ン石には複数の起源が推定される．また，産状などからマントル起源の可能性がある地点の中には，全岩としての鉄量 (FeO wt ％) が 12-18 ％と高く地殻への貫入岩とは考えづら
く，また吸収形状など他の情報からも，マントル起源である可能性が非常に高いと考えられる領域が存在した．これら結果は，「かぐや」データから見つかったカンラン石には月マントルの組成を知る上で重要なマントル起源物質が確かに含まれることを示す．

O8-03
月面クレータの地形緩和のタイムスケール
武藤 史樹 ，○諸田 智克 ，春山純一
1

1

1

2

名古屋大学環境学研究科， 宇宙航空研究開発機構
2

月面の地形は形成以後，微小天体の衝突とレゴリスの撹乱によって崩壊し，緩和していくとされる．地形緩和のタイムスケールを知ることは，表層レゴリスの移動の素過程の理解や天体衝突頻度の推定，クレータの緩和状態を用いた年代決定法の構築のために重要である．Fassett and Thomson [JGR, 119, 2255-2271, 2014] は
地形拡散モデルと実際の地形の平均プロファイルとの比較によって，直径 800m〜5km のクレータの緩和度を評価した．さらに，表面年代とその領域に存在するクレータの緩和度の中央値の比較から月面地形の拡散速度を評価している．しかし，先行研究では表面年代と複数のクレータの緩和度の中央値との関係を見ているため，個々のクレータの形成年代と緩和度の関係は明らかになっておらず，拡散速度の見積もりも正確ではない．また，
クレータの初期形状をすべてのクレータで同一と仮定しているが月面では層構造が卓越しており，形成されるク

レータの形状はその層構造に強く影響されるため，個々のクレータの崩壊度を正しく評価できていない可能性がある．それらの問題をふまえ，本研究ではクレータ初期形状の多様性を評価し，個々のクレータの緩和度と年代の関係を明らかにすることを目的とし，クレータの緩和状態とクレータ放出物上の小クレータの数密度を指標としたクレータ形成年代との関係を調査した．

本研究では，「かぐや」で得られた地形モデルを使用し，各クレータの平均地形プロファイルを算出した．

クレータ緩和度を評価するために拡散プロセスに従う緩和モデルを用いて，緩和時間とクレータ形状の関係を調べ，実際の地形とのプロファイルの比較によって各クレータの緩和度を評価する．

まずクレータ初期形状を評価するために，極めて新鮮なクレータの抽出を行った．その際に，クレータ放出物の宇宙風化指標である OMAT [Lucey et al. 2000] を用いた．OMAT 値が 0.25 を超える直径 1.5 km~5 kmのクレータを月の 3 つの海から選び出し，平均地形プロファイルを比較した．その結果，フロア深さはクレータ間で多様性があることがわかった．一方で，内壁の傾斜についてはほぼ一定であることがわかった．このことから，クレータ緩和度の指標として，クレータの深さ／直径比よりも内壁傾斜が適していることがわかった．

次に，クレータ形成年代と緩和度の関係を調べるために，Mare Serenitatis の直径 1 km~2 km の 25 個のクレータに対して，内壁傾斜からクレータ緩和度を，クレータ放出物上の小クレータの数密度からクレータ形成年

代をそれぞれ評価し，両者を比較した．両者には明瞭な正の相関があり，形成年代が大きくなるほど，緩和の程度が大きいことがわかった．発表では両者の関係から見積もった，月面地形拡散係数について議論する．

O8-04
月のマグマ噴出量からみた火成活動の不均質性○田口雅子 ，諸田智克 ，加藤伸祐
1

1

1

1

名古屋大学大学院環境学研究科

月では衝突盆地の形成によってつくられた低地を，マントルの部分溶融によって生成したマグマが埋めるように表面に噴出し，海が形成された．月の火成活動は裏側に比べて表側で活発であったことが知られており，海のマグマ噴出量の違いから，表側に比べて裏側ではマグマ生成量が少なく，
1/3~1/10 程度であったという議論がなされている[Wieczorek+, 2001; Morota+, 2009]．しかし，マグマ噴出量はマグマ生成量だけでなく，地下構造，特に地殻厚に大きく影響を受ける．一方で，これまでそれぞれの盆地内のマグマ噴出量と地殻厚の関係について，全球的な定量的調査は行われてこなかった．
そこで，本研究ではマグマ噴出量と地下構造との関係を定量的に明らかにし，噴出するための地下構造の条件を制約することを目的とする．そのために，本研究では月の主要な衝突盆地において，マ
グマ噴出量と地殻厚の関係を調査し，噴出条件に制約を与える．マグマ噴出量については，過去に表側では精力的に調査されてきたものの，裏側では十分でないため，かぐやの地形カメラ，マルチバン
ドイメージャのデータを用いて本研究で新たに決定した．また，地殻厚の調査については Wieczorek+(2013) による GRAIL 重力場データから推定した地殻厚モデルを用いた．
個々の盆地で地殻構造と海の分布を比較すると，主なマグマ噴出は最も地殻が薄くなっている盆地
中心部で起こっている．また，海のある盆地では海のない盆地に比べて地殻が薄くなっており，これらの結果からマグマが噴出できるか否かは，それぞれの領域での地殻厚の最小値（Hmin）が決めている
ことがわかった．また，同程度の Hmin をもつ盆地であっても，表側に比べて裏側では海の溶岩流の厚みが~1 桁程度小さく，先行研究と整合的な結果となった．一方で，裏側の中では，SPA と FHT で海の溶岩流の厚みに明確な差は見られなかった．
本発表では以上の研究結果について報告し，それぞれの盆地の地下構造とマグマ噴出量の関係を考慮したうえで，月におけるマグマ生成量の地域性について議論する．

図 1. 各盆地における地殻厚最小値 Hmin と海の溶岩流の厚み dm の関係．
矢印は海のない盆地の地殻厚を示す．

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O8-06
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O8-08深海洋底とプレートテクトニクスの起源と駆動力の解明
マルチインパクト仮説による月と地球深海底の起源[1]種子彰
アブダクション(仮説的推論)

TANEKO AKIRA, SEED SCIENCE Lab. 2016-9.

本仮説は,分化した火星サイズの原始惑星 CERRA(ボーデ法則のセレス位置)が木星摂動により木星近点側に長軸一定 (エネルギー保存)のまま楕

円軌道が偏平化し,木星衝突の直前に潮汐力で断裂した．そのマントル破片が地球に必然メ
カニズムで衝突した．衝突位置や方向(後方)と速度(12.3km/s)と衝突角度(約 30°)により，地球マントルはニュートンの揺り篭の様に，月軌道(60*RE)まで射出されて月が形成された.
マルチインパクト仮説は，「月と地球の統一的な起源」を解明した世界初のオリジナルでユニークな衝突仮説です．「ウェゲナー氏が指摘した地球表面の二山頻度[2] 」，地球表面積の 70％の海が平均深度 5kｍとなっている事実(地球半径約 6400km に比較し)」という深海

洋底の起源は，既に一昨年度解明された．昨年度はジャイアントインパクト仮説との比較．

太平洋位置へ断裂片が衝突し，地球マントル欠損がアイソスタシーで隆起して，液体コ
アの 500km の偏芯と成り，ブラジル位置でバンアレン帯の低下を説明できた．更に，周囲の亀裂によるプレートの凹みが，環太平洋弧状列島と背弧凹海盆形成の起源であり，マン
トルの偏芯による慣性能率を最少化させる偶力が，プレートテクトニクスの駆動力である．

凹プレートと凸プレートが互いに押し合う場合には，凹プレートの下に凸プレートが潜り込み始める．高緯度へのマントル片衝突による偶力で軸が傾くと，駆動方向が変化する、[1]種子彰マルチインパクトによる月と地球の起源(2014),[2]A,Wegener 大陸移動説(1927)

O9-01
はやぶさ 2 の科学観測○渡邊誠一郎 1,2、はやぶさ 2 統合サイエンスチーム 3
1

名大環境、2JAXA/ISAS、3 はやぶさ 2 プロジェクト

始原小惑星からのサンプルリターン（SR）をめざす探査機「はやぶさ 2」は 2014 年 12 月の打上げ、2015 年 12 月の地球スイングバイに成功し、現在は Ryugu（1999 JU3）に向けた飛行を続けている。Ryugu は C 型の地球接近小惑星であり、母天体における水質変成や有機物の多様化を記憶する含水鉱物や有機物が表面に存在することが期待されている。
惑星形成過程の研究においては、従来の微惑星集団からの合体成長による惑星形成論に対して、強いガス抵抗を受けるサイズのダスト集合体（pebble，cm オーダーサイズ）を 1000km サイズの惑星コアが集めて成長するペブル集積説が近年提案されている。また、木星や土星の動経方向移動が、地球型惑星の形成にも大きな影響を与えたことが示唆されている。
一方、小天体からの SR 計画は目白押しである。米国による OSIRIS-REx 計画は B 型小惑星
Bennu からの SR を目指し，2016 年 9 月に打ち上げられる。さらに米国は彗星コアからの SR計画も検討されている。日本でも、はやぶさ 2 に続く 20 年代前半の打上げに向けた戦略的
中型ミッションとして、火星衛星フォボスからの SR をめざす火星衛星探査(MMX）計画の検討が進められている。こうした小天体探査成果を総合することによって，未解決の惑星形成過程を実証的にアプローチする「小天体からの惑星科学」を私たちは標榜している。
そこで、本講演では、はやぶさ 2 のサイエンスに立脚して、今後の小天体からの惑星科学を展望したい。まずは、リモートセンシングにより明らかになる天体スケールの不均質と，帰還試料の分析により明らかになる粒子スケールの不均質から、原始太陽系における物質混合を通じた形成過程の制約に迫れることを指摘したい。特に小惑星表面の複数点からのサンプリングに成功すれば，リモートセンシングによる表面地質マップに物質的な対応付けをすることができ、天体スケールの不均質性をより明確にできる。それらの結果から，ペブル集
積の適否、小惑星帯での天体移動、外惑星領域からの混入（巨大惑星移動の影響、彗星起源物質の寄与など）、地球接近小惑星の供給と喪失、スペクトル型の起源、地球型惑星への物質供給などが制約できる可能性がある。また、複数の探査対称天体間での比較小天体学も重要である。微惑星のアナログ天体として、微小重力下での衝突関連物性などを明らかにすること、表層の砂礫／レゴリス層の様態・進化過程、表面微粒子学（マイクロクレーター，微小溶融付着物，宇宙風化）などに興味が持たれる。さらに小天体での物質進化の解明は、宇宙における生命の準備過程（前生命進化）の理解に欠かせない。26Al による加熱が母天体上での水質変成や有機物の多様化をもたらした証拠を帰還試料から明らかにしたい。

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Curatorial work for Hayabusa and Hayabusa2 sample andAstromaterials Science Research Group‫ۑ‬Ᏻ㒊ṇ┿ 1,2, ᅼᮏᑦ⩏ 3,1,▮⏣㐩 1,ᒸ⏣㐩᫂ 1,4,ᆏᮏెዉᏊ 1,ྜྷṊ⨾࿴ 1,୰ᇣኤᕼ 1,
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Masanao Abe1,2, Hisayoshi Yurimoto3,1, Toru Yada1, Tatsuaki Okada1,4, Kanako Sakamoto1,
Miwa Yoshitake1, Yuki Nakano1, Toru Matsumoto1, Noriyuki Kawasaki1, Kazuya Kumagai1,
Shigeo Matsui1, and Masahiro Nishimura5
1

Institute of Space and Astronautical Science, 2SOKENDAI, 3Hokkaido University,
4

University of Tokyo, 5Marine Works Japan LTD

Astromaterials Science Research Group (ASRG), established in last year, is continuing curatorial work for Hayabusa return samples and developing the curation facility for Hayabusa2 return samples. For the former, we are going to research, such as international announcement of opportunity. For the latter, we are beginning the detail design of curation
facility from this year in time for the sample return in 2020. In this talk, we report on theactivities of ASRG after start of organization.
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O9-03はやぶさ 2 搭載レーザー高度計によるアルベド観測のための炭素質隕石反射率測定○山田竜平 1, 浅利一善 1, 花田英夫 1, 野田寛大 1, 並木則行 1, 松岡萌 2, 佐藤勇大 2,
中村智樹 2, 千秋博紀 3, 吉田二美 1, 平田成 4, 松本晃治 1, 石原吉明 51

国立天文台, 2 東北大学, 3 千葉工業大学, 4 会津大学,

5

宇宙航空研究開発機構

我々は小惑星探査機「はやぶさ 2」に搭載したレーザー高度計(LIDAR)を使用して、近地球型 C 型小惑星「Ryugu」のレーザー波長(1.064μm)におけるノーマルアルベド分布を観測する事を計画している。はやぶさ 2 搭載用の LIDAR には、送信光レーザーと小惑星表面で反射した受信光レーザーの強度を測定する機能が付いており、これまでに LIDAR フライトモデ
ルの調査から、レーザー光強度データよりアルベドを推定するのに必要となる LIDAR の機器特性を決定してきた。この LIDAR で観測されるノーマルアルベド分布から、Ryugu 表層の宇宙風化や水質変成、外来物質の付着などによる変成の程度とその分布に関する情報を得る事が期待される。
その一方、LIDAR の観測条件(波長 1.064μm、観測位相角 0deg)において、C 型小惑星表層のアルベドが表層変成に伴いどのように変化するかは未だ十分に理解されていない。また、
Ryugu 表層で検出され得るアルベド分布の変化の要因を調べるためには、広い波長範囲での反射率（反射スペクトル）の情報が必要となる。はやぶさ 2 では、搭載されている可視光カ
メラ(ONC)（観測波長:0.4-0.9μm）や近赤外分光計(NIRS3)(観測波長：1.8-3.2μm)の観測から、他波長の反射率情報を得る事が可能である。LIDAR では反射率推定に良く較正された
レーザー光源を使用するので、ONC や NIRS3 で得られた反射スペクトルを比較・統合する際に、1.064μm において測定したノーマルアルベド値を、比較的高精度な絶対反射率スケー
ルとして利用する事ができる。その一方、各機器では、測定感度や観測位相角が異なるため、データ統合のためにはその補正を行う必要がある。
そこで、本研究では、国立天文台水沢において、波長 1.064μm レーザーを使用して、C型小惑星の模擬物質である炭素質コンドライトの反射率を 0-30deg 以上の位相角で測定可能な装置を構築した。この装置では、LIDAR で観測する位相角 0deg でのサンプルの反射率を調べるとともに、位相角(α)で測定される反射率への補正値を得ることができる。本発表では、まず国立天文台で構築したこの反射率測定装置の概要を述べる。そして、加熱脱水の程度が異なる炭素質(CM)コンドライト粉末試料を測定した初期結果、及びアルベド観測への応用について報告する。

O9-04
模擬画像作成のためのラフ地形モデル
千秋博紀 1，諸田智克 2，横田康弘 3，坂谷尚哉 4
1. 千葉工業大学惑星探査研究センター，2. 名古屋大学大学院環境学研究科，3. 高知大学，4. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
天体表面には，大なり小なりの凹凸がある．凹凸は天体衝突や天体同士の合体によって作られた大規模なものから，熱ひずみや外来起源のマイクロインパクトの衝突による微小構造まで，スケールは様々である．従来の研究では，これらの凹凸が見た目の明るさや表面の温度構造に与える影響を，ひとつまたは少数の変数に押し付けることで近似してきた．しかし，これらの変数と実際の地形との関係は必ずしも単純ではなく，観測値とモデル値とを合わせるためのフィッティングパラメタとなっている．このため，例え観測値とのフィッティ
ングによって，表面状態を表すパラメタの値が決まったとしても，表面が細かな凹凸で覆われているのか，それとも大規模な地形が卓越しているのかは区別できないのが現実である．
日本の小惑星探査機「はやぶさ２」の場合，目標天体の形状や自転軸の向きはまだ確定できていない．このため，様々な状況を想定して運用の準備をしておかなければならない．この場合，目標天体の形状を数値的に模擬して作った模擬画像が有用である．しかし，模擬画像を作るにあたって必要な，モデルの解像度（ポリゴンモデルの場合，ポリゴンサイズ）は
必ずしも明らかでない．解像度が過剰であれば運用の準備に必要以上に時間を要し，一方解像度が不足している場合には，準備の意義が失われる恐れもある．このため．想定する惑星の地形に応じた，適切なモデル解像度を予め知っておく必要がある．このためには，小規模でパラメタスタディに使える局所モデルを用いた検証が有用である．
我々は，正規分布に従った乱数を用いて模擬的な天体表層地形を作り出すコードを開発した．また，模擬地形をなす面素それぞれに光学特性を与えることで，地形全体としてどのような明るさに見えるのかを求めるコードも開発した．これらのコードを組み合わせることで，素性のわかっている模擬凹凸表面に対して，任意の方角から光を当て，任意の方角から見た際にどのような明るさに見えるのかを数値的に求めることが可能となる．右図にその一例を示す．これはスケールの異なる 6層の凹凸を重ねて作った地形を 45 度の方角から見下ろした際の模擬画像で，観測角の余弦に応じ て色をつけている（は やぶさ２
LIDAR のように，光源と受光部が同じ位置にある場合に相当する）．本講演では，我々のコードとそこから得られる結果を紹介する．

O9-05
含水鉱物による 700nm 吸収帯の分光撮像○高松知広 1, 亀田真吾 1, 杉田精司 21

立教大学, 2 東京大学

2014 年、C 型小惑星「Ryugu」を目標天体とした小惑星探査機「はやぶさ２」が打ち上げられた。はやぶさ２ミッションの目標の一つは、熱変成の進んでいない始原的な物質（含水鉱物）を Ryugu から地球へと持ち帰ることであり、地上からの反射分光測定の結果[Vilas,
2008]から含水鉱物が Ryugu 表面の一部に存在することが示唆されている。そこで、はやぶ
さ２では、フィルターホイール内に 7 枚のバンドパスフィルタが備わった望遠カメラ「ONCT」を用いてマルチバンド分光観測をおこない、その撮像結果から含水鉱物による 700nm 吸収帯の存在する地点を特定し、着陸地点を決定する。したがってマルチバンド分光観測から
700nm 吸収帯の検出が可能であることを地上実験において事前に確認しておくことが重要である。我々はこれまでに、ONC-T のフライトモデルを用いて、700nm 吸収帯を持つ CM2 コン
ドライトに対する反射分光実験をおこない、太陽-Ryugu-はやぶさ２の位相角が 30°のときに 700nm 吸収帯を検出可能であることを確認した[Kameda et al., 2015]。しかし、はやぶ
さ２が Ryugu へと到着し、出発するまでの 2018 年 6 月から 2019 年 12 月の期間において位相角は 0°から 40°の範囲で変化する。したがって、位相角 30°以外においてもマルチバ
ンド分光観測から 700nm 吸収帯が検出可能であることを検証する必要があると考えられる。
また ONC-T によるマルチバンド分光観測は、フィルターを変更する時間などから 7 バンド合計 80s 程度の時間を要するので、Ryugu の自転により各バンドでの観測領域に差が生じる。
例えば高度 5km における観測では、Ryugu が球体であると仮定すると、観測領域が 15 画素
自転方向に移動する可能性がある。よって、観測領域の差を補正した画像から求めたスペク
トルが及ぼされる影響の有無を事前に確認することも重要だと考えられる。
そこで本研究では、ONC-T を模擬したカメラを用いて 700nm 吸収帯の深さ及び反射スペク
トルの位相角依存性の測定と補正による影響の確認を目指した。
本研究では、位相角が 0°から 40°の範囲での反射スペクトルを得るために、出射角を0°に固定し、入射角が 0°から 40°の範囲で可変な実験系をハーフミラーと回転ステージを用いることにより作製した。そしてその実験系で、ONC-T で使われている CCD イメージセ
ンサーと同じものを組み込んだ模擬カメラと、ONC-T に搭載されているバンドパスフィルタと 1 枚を除いて同じ透過中心波長をもつフィルターを用いて、炭素質コンドライトの反射ス
ペクトル及び 700nm 吸収帯の深さを各位相角において求めた。また補正による影響を検証するためにバンドごとに試料の位置をずらした測定を、模擬カメラを用いておこない、反射ス
ペクトル及び 700nm 吸収帯の深さを求めた。本発表では、その結果について報告する。

O9-06JUICE/GALA-J (1) : JUICE 搭載ガニメデレーザ高度計 (GALA)－ 概要および日本チームの役割
JUICE/GALA-J (1) : Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the JUICE mission- Introduction, current status, and role of the Japan team○ 塩谷圭吾 1, 2, 並木則行 3, 2, 小林正規 4, 木村淳 5, 荒木博志 3, 2, 野田寛大 3, 2, 押上祥子 6,
鹿島伸悟 3, 宇都宮真 3, 石橋高 4, 小林進悟 7, 尾崎正伸１, 2, 水野貴秀１, 2,
斎藤義文１, 東原和行１, 山脇敏彦１, 鎌田俊一 8, 松本晃治 3, 2, 倉本圭 8, 佐々木晶 9,
岩村哲 10, 飯田光人 11, 松本吉昭 11, 藤井雅之 12, 藤代尚文 13, 山室智康 14,
Kay Lingenauber15, Thomas Behnke15, Juergen Oberst15, Judit Jaenchen15, Horst-Georg Loetzke15,
Harald Michaelis15, Hauke Hussmann15
宇宙科学研究所 1, 総研大 2, 国立天文台 3, 千葉工大 4, 東工大地球生命研究所 5, 工学院大 6,
放射線医学総合研究所 7, 北海道大学 8，大阪大学 9, MRJ10, PTI11, FAM サイエンス/
明星電気 12, アストロオプト 13, オプトクラフト 14, ドイツ航空宇宙センター15
We present an introduction, current status, and role of the Japan team for the Ganymede Laser Altimeter(GALA) for the Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) mission. JUICE is a mission of ESA to be launched in
2022, and GALA is one of the payloads of JUICE. Major objectives of GALA are to provide topographic
data of Ganymede, the largest satellite of Jupiter, and to measure its tidal amplitudes. The latter is crucially
important to detect and to characterize an underground ocean on Ganymede.
For the laser altimetry, GALA emits and receives laser pulses at ~500 km altitude. Wavelength, energy,
and nominal repetition frequency of the laser pulse are 1064 nm, 17 mJ, and 30 Hz, respectively. Reflectedbeam from the Ganymede surface is received by the receiver telescope with 25 cm diameter aperture, refocused by the BEO including a narrow band-pass filter, and then detected by the APD detector.
GALA is developed in international collaboration from Germany, Japan, Switzerland, and Spain.
GALA-Japan will develop the Backend Optics (BEO), the Focal Plane assembly (FPA) including anavalanche photo-diode (APD) detector, and the Analog Electronics module (AEM) in the receiver chain. Itshould be noted that responsibility of development of the receiver telescope has been moved from Japan toGermany. Based on the heritage of studies for the telescope, GALA-Japan will contribute to the receiver
telescope development through the German team.
JUICE（Jupiter Icy Moon Explorer） 搭載ガニメデレーザ高度計（GALA: the Ganymede Laser Altimeter）におけるプロジェクト概要、現状、および日本チームの役割について示す。ここで JUICE は ESA が主導する 2022 年打ち上げ予定の木星氷衛星探査ミッションであり、GALA はその搭載機器の一つである。
GALA の第一の目標は、ガニメデ表面の 3 次元地形及びその時間変動データを取得することである。
そのデータは潮汐を通じての地下海の存在、特徴を調べる等の科学研究に極めて有益である。
GALA 基本的には高度〜500 km のガニメデ周回軌道にて運用する。高度測定に用いるレーザの波
長、出射出力、計測頻度はそれぞれ 1064 nm、17 mJ、30 Hz である。高度測定のため、GALA より射出され、ガニメデ表面で反射されたレーザ光を受光望遠鏡で受ける。その後、受信光は狭帯域フィルターを含む後置光学系（BEO）を経て検出器（APD）に到達する。得られた送受信光の時間差から高度を算出する。
GALA の開発はドイツ、日本、スイス、スペインによる国際協力によって推進している。日本チームはBEO、（APD を含む）焦点面モジュール（FPA）、アナログエレクトロニクスモジュール（AEM）を担当する。
従来の国際協力の構想は、日本はこれらに加えて受光望遠鏡の開発も担当する案であったが、その後の状況に合わせた最適化によって、受光望遠鏡はドイツが担当することとなったことを報告する。
GALA の サ イ エ ン ス お よ び 回 線 設 計 、 機 器 開 発 に つ い て 、 よ り 詳 し く は 本 学 会 の 関 連 発 表（JUICE/GALA-(2)〜（6)）も参照して頂きたい。

O9-07
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O9-09
着陸機による火星環境探査の意義・戦略○臼井寛裕 1，火星着陸 RG
1

東工大地球生命研究所

我々は，日本独自の火星着陸探査を目指し，JAXA 内のリサーチグループ（着陸機による火星環境探査 RG：以下，火星着陸 RG）として 2016 年度より活動を開始した。国際的な枠組みでの実施が検討されている火星サンプルリターンや有人探査において日本が主導的な役割を果たすためには，2020 年代までに独自の火星着陸探査を成功させ，国際的な信頼を獲得することが必須となる。
火星は，液体の水を表層に保持していた地球外太陽系天体として、比較惑星学および宇宙生命学的研究を行ううえで理想的な天体といえる。近年の火星研究により、かつて古海洋として表層に存在していた水は、現在は地下氷としてグローバルに遍在している可能性が指摘されており、表層・浅部地下環境の共進化過程の理解の重要性を示している。そこで、先行する欧米の探査では軽視されてきた地下環境に着目するという日本独自の視点と、それを可能にする新規な地下環境探索技術に基づき、火星の表層・地下環境進化の包括的な解明を目指す。
火星着陸 RG では，MMX による火星重力圏への往還技術，および SLIM による重力天
体への着陸技術を最大限活用することで，火星着陸探査に特化した技術の獲得を目指している。具体的には，本 RG 活動を通じ，ハビタブル環境を有する可能性のある火星表層・浅部
地下探査に必要と考えられる科学測機群（化学探査パッケージ・地中探査パッケージ・生命探査パッケージ）の開発を進めている。また，科学目標の達成に必要不可欠な着陸候補地点の選定および科学観測を支える工学技術（ローバー走破技術・掘削技術・輸送および EDLシステム）の検討も同時に行っている。このように，探査計画の最初期段階から理工間における密なフィードバック作業を行うことで，実際の探査提案に向けたスムーズな移行を目指している。

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Possible evolutionary processes of Regolith on Phobos in a unique circum-Martianenvironment‫ۑ‬ᐑᮏⱥ᫛㸦ᮾ኱㸧ࠊ࿴⏣ᾈ஧㸦༓ⴥᕤ኱㸧ࠊᑠᕝ࿴ᚊ㸦⚄ᡞ኱㸧ࠊᆏ㇂ᑦဢ㸦Ᏹᐂ◊㸧ࠊᖹ⏣┤அ㸦⚄ᡞ኱㸧ࠊ⳥ᆅ⣫ࠊ᪂ཎ㝯ྐࠊ㐓ぢⰋ㐨㸦ᮾ኱㸧ࠊ୰ᮧ᫛Ꮚ㸦⚄ᡞ኱㸧ࠊ㐨ୖ㐩ᗈ㸦㏆␥኱㸧ࠊㅖ⏣ᬛඞ㸦ྡྂᒇ኱㸧ࠊᮌෆ┿ே㸦⚄ᡞ኱㸧⌧ᅾ MMX(Martian Moons eXploration)࡜࿧ࡤࢀࡿⅆᫍ⾨ᫍࢧࣥࣉࣝࣜࢱ࣮ࣥィ⏬ࡢ᳨ウࡀ㐍ࡵࡽࢀ࡚࠸ࡿࠋ⚾ࡓࡕࡣࡑࡢᕤᏛ࣭⛉Ꮫࡢ୧ഃ㠃࠿ࡽࠊࣇ࢛࣎ࢫࣞࢦࣜࢫࡢ㐍໬㐣⛬ࢆ㐺ษ࡟ホ౯ࡋࡓ࠸࡜⪃࠼࡚࠸ࡿࠋᕤᏛⓗ࡟ࡣࠊ╔㝣ࡸࢧࣥࣉࣝྲྀᚓ᫬࡟ᚲせ࡞᮲௳ࢆỴࡵࡿࡓࡵ࡟ࠊ≉࡟ࣞࢦࣜࢫ᭱ୖ㒊ࡢࣂࣝࢡ≀ᛶࢆ⌮ゎࡍࡿᚲせࡀ࠶ࡿࠋࡇࢀࡣศගᏛⓗ࡟ᚓࡽࢀࡿ᝟ሗࢆゎ㔘ࡍࡿ᫬࡟ࡶᚲせ࡜࡞ࡿࡇ࡜࠿ࡽࠊ⛉Ꮫⓗ࡟ࡶࡑࡢᚲせᗘࡣ㧗࠸ࠋࣇ࢛࣎ࢫࡣⅆᫍࡢᙳ㡪ࢆᙉࡃཷࡅࡿ㌶㐨࡟Ꮡᅾࡋ࡚࠸ࡿࡓࡵࠊ⾲㠃ࢆそ࠺ࣞࢦࣜࢫࡣྠ
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O9-13
フォボス表面の元素分析を行うための LIBS を用いた隕石判別実験〇堀内美沙 1, 長勇一郎 2, 亀田真吾 1, 石橋高 3, 和田浩二 3,
三河内岳 4, 中村智樹 5, 杉田精司 41
立教大学, 2NASA Marshall Space Flight Center, 3 千葉工業大学惑星探査研究センター,
4
東京大学, 5 東北大学
火星にはフォボスとダイモスという 2 つの衛星がある。両衛星の起源は、小惑星が火星の重力によって捕獲されたという小惑星捕獲説[Burns,J.(1992)in Mars 1283-1301]と、初期火星に天体が衝突して飛散した火星初期物質が集積したという巨大衝突説[Rosenblatt et al. (2016)Nat.
Geosci.,9, 581-583]の 2 つの説が存在している。JAXA は火星衛星の起源を解明するために、
フォボスからサンプルリターンを行うという、火星衛星探査計画(MMX)を検討している。起源を判別するためには回収試料が衛星形成時の情報を保持している必要があるため、試料回収地点の詳細な地質均質性を調べることが重要となる。しかし、搭載が決まっているガンマ
線・中性子分光計では、粒子スケールでの元素組成は得ることができない。そこで我々のグループでは、数十秒という短時間で 1 m 以上離れた所を 1 mm 以下のスケールで元素分析が可能な、LIBS(レーザー誘起絶縁破壊分光法)の搭載を提案している。
MMX でその場分析を行える時間は約 1 時間とされている。我々はその時間内で、組成が報告されている炭素質コンドライトと火星隕石を LIBS で計測し、得られた元素組成から双方の判別可能性を検討した。これが可能であれば、MMX の時間内でフォボスの表面が小惑星に似た組成の物質か火星地殻に似た組成の物質かを識別できることになる。実験系は MMXに搭載される実際の装置を想定して製作した。レーザーは出力が約 12 mJ で波長が 1535 nmの小型のレーザーを使用した。分光器は波長範囲が約 195 nm から 1128 nm のものを使用し、解析には約 380 nm～800 nm の範囲を使用した。レーザー光を集光するレンズと試料との間の距離と、分光器用の集光レンズと試料との間の距離は共に約 1.5 m、集光光学系の有効径は約20 mm とした。試料は真空容器内に設置し 10-3 Pa 台になるまで排気した。このような探査の現実的な条件の下で、S/N の成立性なども含めて検証した。計測した試料は、Allende(炭素質コンドライト)、NWA1068(火星隕石)、Zagami(火星隕石)である。レーザーの繰り返し周波数を 10 Hz、分光器の露光時間を 1 s に設定し、1 試料に対して 16 箇所で測定を行い、1 箇所
に対してレーザーを 150 回照射した。隕石の平均組成を求めるために 16 箇所の発光スペクト
ルを平均した。平均スペクトルからは主要元素(Fe, Ca, Al, Mg, Si, Ti)の輝線が検出された。さらに Allende から火星隕石の発光スペクトルを差し引くと Allende に多く含まれる Fe,Mg の輝線波長のところは正の値になり、NWA1068 と Zagami に多く含まれる Al,Ca の輝線波長のところは負の値になった。これより LIBS 計測で得られた発光スペクトルの差は、測定試料の元素組成の差を定性的に表していることがわかり、LIBS 計測で小惑星に似た組成の物質と火星地殻に似た組成の物質が判別できる可能性が高いことが示せた。また、実際の探査での焦点調整や撮像、測定点の移動にかかる時間を仮定し、16 箇所の測定にかかる時間を計算すると
約 34 分となった。これより実際の探査で LIBS を運用できる時間内で本実験と同様の実験が行えることがわかった。以上の結果は、フォボス上で LIBS を用いることで、フォボスの表面が小惑星に似た組成の物質か火星地殻に似た組成の物質かを識別できる可能性が高いことを示している。

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O10-04
画像マッチングによるかぐや搭載スペクトラルプロファイラの観測点位置の高精度化○石原吉明 ・大竹真紀子 ・横田康弘 ・松永恒雄
1

1

1

2

3

ISAS/JAXA・ 筑波惑星研究会 ・ 国立環境研究所
23

月周回探査衛星「かぐや」に搭載されたスペクトラルプロファイラ（SP）は、月面の約
7000 万点（フットプリントサイズ 500 m x 500 m）について、可視・近赤外領域の波長域の連続分光データを提供し、これまで純粋斜長石やカンラン岩の全球分布など、多くの重要な知見をもたらした。しかしながら、SP プロダクトに付与されている観測点位置情報は、ローカルな詳細解析を行うには十分な位置精度を有しないという問題があった。これは特に延長ミッションフェーズ移行後の軌道追跡データの減少後やさらにリアクションホイールの不具合によりスラスタによる姿勢維持モードへ移行した後の軌道決定精度・姿勢決定精度の悪化後に取得されたデータについて顕著である。このため、特徴的な岩相の地域の詳細解析の為に、マルチバンドイメージャ（MI）のデータ等との統合解析を行う際、個々の研究者が改めて対象とする SP 測点位置を確認し、必要に応じて補正することが必要であった。SP
データには補助観測画像として、同時観測された MI の単バンド画像もしくは TC 単眼視画像が付随しており、同時観測画像上での SP 測点位置（画像上でのピクセル座標）は別途補助情報として提供されている。従って、研究者は同時観測画像が月面の何処を撮像したもの
かを目視等でリファレンスデータと比較確認し、SP 測点を補正してきた。
本研究では、SP プロダクトに含まれる測点位置の補正を予め行ない、絶対位置精度として SP 測点サイズ程度まで高精度化した観測点位置をプロダクトに付与して提供することを目指し、手法の検討から実作業、プロダクト更新まで行った。観測点位置の補正にあたって
は、月地形およびアルベド分布データを元に模擬同時観測画像を生成、模擬画像と実画像との画像マッチングにより実同時観測画像の月面位置情報を更新するという手順を取った。また、模擬画像生成にあたって用いる地形・アルベド分布データは、地形データとアルベド分
布データ間の整合性等の観点から MI マップデータを用いた。高精度化手順の適用が出来な
い観測点を除いた約 5560 万点について観測点位置を更新し、プロダクト作成を行った。一部抽出して目視にて検証したところ、目標精度は概ね達成されている。
本 研 究 に よ り 更 新 さ れ た SP プ ロ ダ ク ト は 、 SP̲Level2C ver03 と し て 、 か ぐ や（SELENE）データアーカイブを通じて公開済みであることを付記する。

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Chang'e 3 ローバ搭載月地下レーダおよびSELENE 月レーダサウンダによって雨の海で観測された地下構造の比較○熊本篤志 1, 石山謙 2, J. Feng3
1

東北大, 2ISAS, 3 中国国立天文台

Chang'e 3(CE-3)および SELENE が雨の海北西部で観測した以下構造の比較を行った．
CE-3 ミッションでは，Yutu ローバに搭載された月地下レーダ(Lunar Penetrating Radar,
LPR)を用いて直陸地点(19.51qW, 44.12qN)近傍での地下探査が行われた．LPR は 60 MHz,
500 MHz の 2 周波で観測を行うパルスレーダで，2013 年 12 月から 2014 年 1 月までの期間，
ローバの移動経路（約 114 m）に沿って地下探査を実施した．60MHz の観測では，深さ 140
m (～2300 ns), 240 m (～3700 ns), 360 m(～5800 ns)の地下レゴリス層からのエコーが確認された (Xiao et al., 2015).
SELENE ミッションでは，高度 100 km の極軌道を周回する SELENE(かぐや)衛星に搭載された月レーダサウンダ(Lunar Radar Sounder, LRS)で，月全球での地下探査が行われた．LRS
は 4～6 MHz を観測帯域とするチャープレーダで，レンジ分解能は 75m(真空中)である．
2007 年 12 月から 2008 年 9 月までの運用期間に，月全領域を水平分解能 76 m で観測した．
これらの全球観測から，月表側の雨の海を含む複数の海領域において深さ数 100m の地下レ
ゴリス層からのエコーが発見された (Ono et al., 2009).
本研究では，CE-3 の着陸点近傍での SELENE/LRS データに注目した．これらの領域では，
Ono et al. (2009)で報告されたような明確な地下エコーは確認できなかったが，CE-3/LPR
で観測された深さ 200～240 m (3000～4000 ns)の複数の反射層に対応するエコー成分が同定できた．CE-3 ローバの探査領域は形成年代 1.98 Ga(Morota et al., 2011)の溶岩流ユニット I22 にあったが，そのすぐ北には，形成年代 3.52 Ga(Hiesinger et al., 2000)の別の溶岩流ユニット I5 との境界がある．深さ 200～240 m の地下反射層はこの境界で地表に露出しており，したがってその形成年代は I5 と同じく 3.52 Ga と推定できる．深さ 200～240 mの地下反射層は，I5(3.52 Ga)と I22(1.98 Ga)の溶岩流ユニットを形成した大規模な火山活動の間の複数の小規模な火山活動を経て形成されたレゴリス層・玄武岩層に対応しているものと推定される．

O10-08
月面探査機に向けた土質調査を行なう超小型ローバ⃝ 吉光 徹雄 1 , 大槻 真嗣 1 , 吉川 健人 1 , 國井 康晴 2 , 前田 孝雄 2 , 石上 玄也 3 ,小林 泰三 4 , 尾崎 吾伸 5 , SLIM ローバチーム
宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
中央大学, 3 慶應義塾大学, 4 福井大学, 5 横浜国立大学
1

2

1

はじめに

現在，日本では，SLIM(Smart Lander for Investigating Moon) と呼ばれる月面着陸ミッションが計画されている．この SLIM ミッションでは，軽量な探査機システムで月表面への高精軟度着陸を実証することで，高重力天体への着陸探査の高度化を図ることを目的としている．また，着陸後に月面で活動するオプションペイロードの検討も行われている．
筆者らは，2015 年に SLIM のオプションペイロードの公募があった際に，質量 3,2[kg] のローバシステムを提案した．ローバ本体の質量は 2.5[kg] で，ローバ搭載ペイロード質量は 0.3[kg] である．システムにはローバ本体の他に，ローバの保持 · 分離機構と通信中継機が含まれている．その後，搭載する科学観測機器の数を増やしたため，ローバシステムの質量は 5[kg] になった．この時のローバ本体の質量は 3.6[kg] で，ペイロードとして 1.2[kg] を搭載可能である．
このローバは小型のため，車輪型ではなくホッピングにより移動する機能を備えている．また，月面の地質調査を行なう bevameter と呼ばれる観測装置を備えており，広範囲に移動して，複数地点での土質パラメータを測定すると共に，地盤–作業機械間の力相互作用 (テラメカニクス) のデー
タを取得可能である．
月や火星などの重力天体表面探査において何らかの作業を行なう際には，土質パラメータの測定と，地盤作業機械の間のテラメカニクスモデルの構築が重要である．このような小型のローバパッ
ケージをプリカーサとして派遣することで，地上での設計や開発をスムーズに行なうことができる．本発表では，このローバについて説明する．

2

ローバ

ローバの機能を以下に示す．

• ホッピングによる移動• 画像を用いた目標地点までの自律移動• Bevameter による土質パラメータの測定• 車輪 (ローバの移動には用いない) と土壌の間のテラメカニクスモデルの検証のためのデー
タ取得• 母船の着陸時の様子の撮像• 月面の詳細撮像，温度計測，電位計測

P1-01
ガス惑星における重力ポテンシャルによる二層分離の影響⃝ 黒崎健二 1
1

名古屋大学大学院

理学研究科

素粒子宇宙物理学専攻

太陽系内に存在するガス惑星（木星，土星，天王星，海王星）は，水素ヘリウムを主成分とするガスエンベロープを持っている．このガスエンベロープは純粋な水素ヘリウムを仮定したよりも密度が大きいことが重力場の観測から示唆されており，氷成分などの重元素が混合していると考えられている (Helled et al. 2011)．木星や土星ではヘリウムが沈降することが知られている(Stevenson 1975, Hubbard et al. 1999, Lorenzen et al. 2011) が，他の重元素の沈降可能性については，まだよくわかっていない．水素と水の場合は任意の割合で混和すると考えられているが(Soubiran & Militzer 2015)，第一原理計算の結果では重力ポテンシャルの影響を考慮していなかった．そこで，本研究では１次元球対称なエンベロープが水素分子と水分子の混合物からなる状況を想定し，水素分子と水分子の混合物の化学ポテンシャルを，重力ポテンシャルの影響を考慮して計算し，二層分離を起こすための臨界温度を導出した．さらに，重力分離を考慮した状態方程式を用いて，巨大氷惑星（特に天王星）の内部構造計算および熱進化計算を行った．
天王星を例とすると，重力ポテンシャルを考慮したときの臨界温度は，惑星大気中や惑星表面(! 102 bar) での温度よりも低いが，惑星内部 (" 104 bar) では臨界温度のほうが高温となり，重力分離が発生しうることがわかった．惑星の時間進化計算を合わせて考慮すると，形成初期に大気とエンベロープが重元素で汚染された場合，進化を通して大気成分の凝縮と同時に，エンベロー
プの深部で重元素の沈降が発生していることがわかった．重元素の沈降に伴い，惑星のエンロト
ピーは増大するものの，大気上層では氷成分が凝縮する効果もあるため，結果として，天王星の半径および惑星放射強度と整合的な進化経路を見つけることができた．本研究から，惑星のエン
ベロープ内では，重力ポテンシャルが原因で氷成分が沈降する可能性を初めて指摘した．この影
響は重力モーメントとの整合性から確認できることが期待される．

P1-02
原始惑星系円盤内縁領域の温度構造の解析解⃝ 植田高啓 1 , 奥住聡 1 , Mario Flock2
1

東京工業大学, 2 Jet Propulsion Laboratory, Caltech

惑星形成において、惑星の種である微惑星がどのようにして出来たのかは大きな問題の 1 つである。特に岩石微惑星は、岩石ダストが衝突破壊されやすいという問題から、ダストの付着成長による形成は困難であると考えられている。
岩石微惑星の形成モデルの 1 つに、デッドゾーン内側境界におけるダスト層の重力不安定がある。デッドゾーン内側境界とは、円盤ガスが熱電離することで乱流強度が大きく変化する領域のことで、温度 ∼ 800 − 1200K のところに位置すると考えられている。ここでは乱流強度が大きく変化することで圧力極大点となり、ダストが濃集することが期待されている。本研究の目的は、円盤内縁領域の温度構造を解析的に導出することで、デッドゾーン内側境界の位置を明らかにし、そこへのダスト濃集を議論するための基礎を作ることである。
最新の流体・輻射平衡計算 (Flock et al. 2016) により、円盤内縁領域は、(i) ダストが存在せず
光学的に薄いガス領域、(ii) ダストが徐々に凝縮しはじめるが光学的に薄い領域、(iii) 光学的に厚く、ダスト昇華線への中心星輻射が温度を決める領域、(iv) 光学的に厚く、τ ∼ 1 面への輻射が温度を決める領域、の 4 つの領域に分けられ、階段状の温度分布をとることが明らかになった。
本研究では、この結果を基に、中心星輻射が支配的な原始惑星系円盤の温度分布の解析解を導出した。領域 (ii) では、円盤温度がダストの昇華温度となるようなダスト・ガス比が実現することがわかった。領域 (iii) では、ダスト昇華面によって決まる τ ∼ 1 面への中心星輻射によって温度がきまることに着目し、局所平行平板近似を用いて赤道面での温度を導出することに成功した。
本発表では、解析解の詳細を述べたうえで、他の円盤加熱機構が与える影響についても議論する。

図 1: 本研究で得られた温度分布 (青実線) と光学的に薄い円盤の温度分布 (赤破線)。中心星は温度 10000K, 半径 2.5R⊙ の Herbig Ae 型星を想定した。

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2014æ*Öe9N6BN3*cQ^W®9N6BN3(<>6@J5NMKopparapu et al. (2013) wÂ\sÞ¹¯rd^åSEAUæ*wÂ¬(<>6@J5NMwÂ*WÒ((%(&Kepler 9N6¸m?K+I3:$ Google Sky *ªr§Q¹^ÁÇ´)pÄ#½!Õ

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Lauren, M. W. & Geoffrey, W. M., The mass-radius relation for 65 exoplanets smaller than 4 earth
radii. ApJL 783:L6 (2014).
Kopparapu, R. K. et al., Habitable zones around main-sequence stars: New estimates. ApJ 765:131(2013).
Extrasolar Planet’s Catalogue: http://www.exoplanetkyoto.org.

P1-04On the drag capture of a Martian satellite precursor by adisk-like circum-martian atmosphere
Ryo Matsuoka*1 & Kiyoshi Kuramoto*1“Capture scenario” is one of the scenarios explaining the origin of Martian moons. Their
reflectance spectrum is consistent with asteroidal origin, and their low-e and low-i orbits
suggest that they experienced the dissipation process of their orbital energy. Orbital energy
dissipation, however, would shrink the orbital radii, cause the falling of a captured body into
Mars, and prevent the formation of a satellite. In this study, we focused to dragging force
by a Keplarian-rotating disk-like atmosphere of Mars, because it is expected to extend thelife-time of a captured body. To investigate the formation of such atmospheric structure andprobability of capture, we performed numerical simulations and analyses. We discuss resultsof them.

पՐ੕ԁ൫ঢ়େ‫ʹؾ‬ΑΔՐ੕Ӵ੕લ‫ۦ‬ఱମͷ߅ྗั֫দԬ ྄*1 ɼ૔ຊ ‫*ܓ‬1Ր੕Ӵ੕ͷ‫ݯى‬આͷҰͭʹখ࿭੕ั֫‫ݯى‬આ͕͋ΔɽϑΥϘεɼ͓ΑͼμΠϞε྆Ӵ੕ͷՄࢹۙ੺֎൓ࣹεϖΫτϧ͸খ࿭੕‫ͱݯى‬ௐ࿨తͰɼ‫ࡏݱ‬ͷ௿ iɼ௿ e ͷ‫ي‬ಓ͸‫ي‬ಓΤωϧΪʔͷࢄҳ͕‫ͱ͖ͨ͜ى‬Λࣔࠦ͢Δɽ͔͠͠ͳ͕ΒɼΤωϧΪʔࢄҳ͸‫ي‬ಓ൒‫ܘ‬ͷॖখΛҾ͖‫ͨ͢͜ى‬Ίɼ࠷ऴతʹ͸Ր੕΁ͷั֫ఱମͷམԼΛট͖ɼӴ੕ͷ‫ܗ‬੒Λ๦͛Δ‫ڪ‬Ε͕͋Δɽͦ͜Ͱຊ‫Ͱڀݚ‬͸ɼั֫ఱମͷ‫ي‬ಓॖখΛ཈͑ͭͭ‫ي‬ಓਐԽΛҾ͖‫ظ͕ͱ͜͢͜ى‬଴Ͱ͖Δɼ Kepler ճస͢Δԁ൫ঢ়େ‫ؾ‬ͷ߅ྗʹண໨ͨ͠ɽͦͷΑ͏ͳେ‫ߏؾ‬଄ͷ‫ܗ‬੒ͱɺͦͷ߅ྗʹΑΔั֫ͷՄೳੑΛ୳ͬͨ਺஋࣮
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*1 ๺ւಓେֶɾཧֶӃɾӉ஦ཧֶઐ߈

Department of cosmosciences, Graduate school of science, Hokkaido University

P1-05高解像度ラージエディーシミュレーションで得られた火星大気最下層における対流の微細構造⃝ 村橋究理基 1 , 西澤誠也 2 , 石渡正樹 1 , 小高正嗣 1 , 中島健介 3 ,竹広真一 4 , 杉山耕一朗 5 , 高橋芳幸 6 , 林祥介 61

北海道大学 · 理, 2 AICS, 3 九州大学 · 理, 4 京都大学 · 数理研,
5
松江高専 · 情報工, 6 神戸大学 · 理

火星大気温度構造に大きな影響を与える大気ダストの巻き上げ量は地表面応力, すなわち地表面付近における循環場の構造によって決まると考えられる (Kahre et al., 2006), しかし, 10 m 以下の微細な空間スケールを持つ循環構造については, これまで詳しく調べられてこなかった. それに対して, Nishizawa et al. (2016,

GRL) は, 火星大気境界層における循環場の微細構造に注目し, 高解像度ラージエディーシミュレーションを行った. 彼らは渦度と鉛直風の統計的性質について調べ, 循環場の空間分布について, 高度 62.5 m においては, 細く強い上昇流を境界にして, 比較的弱い下降流を内部に持ったセル状構造の存在を示した. しかし地表面付近における循環場の様子の詳細については調べられていないままである. 本研究ではダスト巻き上げ過程に関わる地表面付近の微細な循環場を理解することを目的として, まず循環場全体を詳細に俯瞰することを開始した. ここではその概況について発表する.
本研究では, Nishizawa et al. (2016) で得られた解像度 5 m のデータを用いて解析を行う. 計算で使用した各パラメータの値は, 火星を想定して設定されている. 加熱・冷却率及び地表温度については, Odaka et al.

(2001) による一次元放射対流モデルで得られた結果を外部から与えている. 水平境界には周期境界条件を適用している. 上記データは解像度 10 m で 14:00 (地方時) まで計算した結果を初期値として, 5 m の解像度で 1 時間分計算したものである. 本研究ではモデル最下層 (高度 2.5 m), 14:30 におけるデータを用いた.
図に鉛直風の水平分布を示す. これらは計算領域の一部のみを描画したものである. 上昇流が連なり, 線状につながっている様子が見られる (左図 A 枠内のリング状の構造, 中図 B 枠内の縦方向につながった構造).
これに対して, 下降流は細かく分かれて粒状になっている様子が見られる (右図 C 枠内の青色の領域). この特徴は計算領域内のどこにおいても観察される (他の領域については講演で示す). 今後は循環場の発散や渦度, 地表面応力の分布について調べる予定である. その結果より, ダストの巻き上げ過程に対する効果について理解を深めることを目指したい.

図 1: モデル最下層における鉛直風 [m/s] の水平分布. 左図は計算領域の一部 (6 km 四方) を描画したもの.
中図は左図中心付近の一部 (1 km 四方) を描画したもの. 右図は中図中心付近の一部 (400 m 四方) を描画したもの. 左図は上昇流のみを描画している.

P1-062 極化した海惑星の表層環境：高圧氷形成による炭素循環への影響⃝ 中山 陽史 1 , 小玉 貴則 1 , 阿部 豊 1
1

東京大学理学系研究科地球惑星科学専攻

惑星表面に液体の水を保持できる軌道領域 (ハビタブルゾーン;HZ) は, 地球のような惑星を想定している [Kasting et al., 1993]. しかしながら, 惑星形成論からは地球に比べ水量の多い (〜wt%)
地球型惑星が HZ に形成されうると予測されている [e.g., Raymond et al., 2004]. 惑星に水が供給されるプロセスの多様性を考慮すると, 系外地球型惑星は様々な水量を持ちうると考えられる. 本
研究では, 全球が海洋で覆われた惑星を海惑星と呼び, 海洋水量が表層環境に与える影響を考える.
全球的な炭素循環は地表面温度を安定化させる気候調節メカニズムである [e.g., Tajika & Matsui1992]. 炭素循環の主要プロセスである風化作用として, 大陸風化と海洋地殻で生じる海洋底風化が存在する. 地球では, 大陸風化の寄与が大きく, 負のフィードバックが駆動されることで, 低い CO2
分圧に保たれている [Walker et al., 1981]. 大陸の存在しない海惑星では, 大陸風化が働かない. 加
えて, 多くの水量を持つ海惑星では海底に固体の高圧氷が形成されると示唆されており [Leger etal., 2004], 海洋底風化さえも働かないと予測されている. その場合, CO2 分圧は非常に高く, 高温の環境を持つと見積もられている [Kitzmann et al., 2015].
しかしながら, 惑星内部からの熱によって固体高圧氷が溶融してしまうと予測され, 海嶺近くの高い熱流量を持つ領域では固体高圧氷は存在できないと考えられる. また, 高圧氷の溶融によって,海底温度は H2 O の融点に固定され, 海嶺近傍では海洋底風化は効率的に働き, 低温な表層環境が実現される可能性が考えられる. したがって, 本研究では高圧氷の溶融に着目し, 高圧氷形成が表層環境に与える影響を検討した.
高圧氷の溶融とそれに伴う海底温度の上昇を考慮した炭素循環モデルを構築した. 地球に水を足した惑星を想定し, 固体組成等は地球と同等であると仮定した. 高圧氷の溶融に関しては, 1 次元の熱輸送モデルと海洋地殻の冷却モデル [Turcotte & Shubert 2002] を組み合わせることで, 高圧
氷が溶融する領域を求めている. 炭素循環モデルは地球の炭素循環モデル [Tajika & Matsui 1992]に海洋底風化を付け加えたモデルを用いた. また, 陽イオンの枯渇による海洋底風化の上限 [Sleep
et al., 2001] も考慮している. 脱ガス率は惑星内部の熱的状態や惑星炭素量に依存するが, 炭素も水と同様に供給されたと仮定し, 脱ガス率は海洋水量に比例するとした. 海洋水量をパラメータとし, 脱ガスと再ガスが釣り合う平衡状態を求めた.
結果として, 薄い (< 100 km) 高圧氷の場合, 熱伝導で熱が輸送されるため, 全領域が溶融することがわかった. 厚い (> 100km) 高圧氷の場合でも, 典型的に海底の 1 割以上の領域で高圧氷が溶融することがわかった. これは高圧氷が形成されてもなお風化作用が働くことを示す. また, 高圧氷
存在下では, 惑星が全球凍結にいたるほど効率的に海洋底風化が働く. しかしながら, 海洋底風化の上限値を超える脱ガス率を持つ場合, CO2 が大量に大気中に蓄積してしまい, 高温な環境が実現されてしまう. すなわち, 脱ガス率によって, 海惑星は高温もしくは全球凍結状態といった 2 極化
した表層環境をとることがわかった. これらの結果は, HZ に存在する惑星であっても, 惑星が持つ海洋水量によって表層環境は大きく変わりうるということを示唆する.

P1-07MC-ICPMS を用いた
コンドライト隕石の高精度 Mg 同位体分析○早川瑛庸 1、福田航平 1、飯塚毅 1、比屋根肇 1
1

東京大学大学院理学系研究科

26

Al は、半減期 73 万年で 26Mg に壊変する消滅核種であり、太陽系最初期に形成した物質の相対的な年代を議論するために用いられてきた。マルチコレクター型誘導結合プラズマ質量分析計(MC-ICP-MS)を用いた Calcium, Aluminum-rich Inclusions(CAIs)の高精度 Al-Mg 同位体測定から、初期太陽系における 26Al の初生比(26Al/27Al)0 は 5.25 x 10-5 であったとされていた(Jacobsen et al., 2008; Larssen et al., 2011)。しかし近年、絶対年代が分かっているエコンド
ライトの 26Al/27Al の存在比から逆算した 26Al 初生比は 1~2 x 10-5 であることが示された(e.g.
Schiller et al., 2015)。この値は CAIs から求められた初生比よりも有意に低く、原始太陽系円盤における 26Al/27Al の均一性について議論の余地が出てきた。
このような背景を受け、我々は初期太陽系における 26Al の分布を明らかにすることを目的
として、MC-ICP-MS を用いた高精度 Al-Mg 同位体分析法の開発を進めている。コンドライ
ト隕石中のコンドルールに関する Al-Mg 同位体分析の例は少なく、その分析対象は炭素質
コンドライト中のコンドルールのみに限られている(e.g. Luu et al., 2015)。そこで本研究では
54

Cr 安定同位体異常の違いから、炭素質コンドライト母天体とは異なる形成場で集積した(Warren et al., 2011)と考えられている普通コンドライト隕石中のコンドルールに着目した。
NWA7936(L3.15)のコンドルール 5 つについて電子線マイクロアナライザ(EPMA)による元
素組成分析を行った。その後マイクログラインダーを用いてコンドルールを取り出し、硝酸を用いて溶解した。次に作成した溶液の一部を用いて ICP 四重極質量分析計(ICP-QMS)による 27Al/24Mg 比の測定を行った。また残液の一部から、陽イオン交換カラムを用いて Mg を抽出した。得られた Mg の抽出溶液について、MC-ICP-MS を用いて Mg 同位体分析を行った。
EPMA の結果から、1 つはタイプ IA(FeO-poor olivine, ol > 80%)、4 つはタイプ IAB(FeOpoor olivine, ol < 80%, px < 80%)コンドルールであることが分かった。また ICP-QMS 分析から、個々の 27Al/24Mg 比は 0.058 から 0.109 と求められた。Mg の抽出では約 90%以上の高回収率を達成した。MC-ICP-MS 分析の結果、μ26Mg*の値-13.1 ppm から 4.3 ppm が得られたが、誤差の範囲内で標準試料に対する 26Mg の過剰は確認できなかった。そのため今回の結果から普通コンドライトコンドルールのバルクアイソクロンが示す 26Al の初生比を求めることはできなかった。今後は、様々な 27Al/24Mg 比を持つコンドルールについて 26Mg の過剰の有無を調べ、それらの関係性について議論する予定である。

P1-08kµ«ÈÙ6O@J.? Acfer 094 
G?K39É¤Ü
Fine-scaled investigation of matrix
in primitive carbonaceous chondrite Acfer 094○VÑZÔ 1w` 1P->2NQ0CD-AR1 2J>:LQ7J 2Taß 3

ÃeW 3Vâm 4S\ 1ª 1¢â¨X 1îZÆ 1
1 [à~2 NO@OÐ¬lj®í3 îÛd¾ºÁ:O<R4 ³£ÓÌoºÁ○A. Nakato1, A. Tsuchiyama1, E. Vaccaro2, S. Russel2, K. Uesugi3, A. Takeuchi3, T. Nakano4, A. Miyake1,
A. Takigawa1, J. Matsuno1 and A. Takayama1
1Kyoto University, 2 National History Museum, London, 3 Japan Synchrotron Radiation Institute (JASRI), 4
National Institute of Advanced Industrial Science and Technology (AIST) Acfer 094 EM;RJRÄq§ä®+,q

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 Dark Inclusion ëzCOS +q!ëzï25x25x25 µmð+ FIBïFocused Ion Beamð%'h'fSPring8 BL-47XU d X Í CT b+ÒnëzÂç±$ÊÎ´(Õ·+q!Y&¯ COS +q!ëz§Ù|ä®

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+½t(To understand accretion and aqueous alteration processes in the early solar system, we have been studied about matrix in a primitive carbonaceous chondrite Acfer 094 [e.g., 1, 2, 3]. Based on SEM/EDS
observation, we found a Dark Inclusion having Mg-rich composition and framboidal magnetite, andsome Cosmic Symplectite-like phases as similar to previous studies [e.g., 4] in homogeneous matrix.
We will present 3D computed tomography images and discuss about the detailed constituent mineral,
organics and porosity distribution of the matrix.
Reference: [1] Greshake, 1997, GCA 61, 437. [2] Nagashima et al., 2004, Nature 428, 921. [3] Nguyen and Zinner, 2004, Science 303, 1496. [4] Sakamoto et al., 2007, Science 317, 231.

P1-09原始太陽系星雲における親鉄性元素の分別過程：
コンドライト中の金属粒子の SIMS 分析○比屋根肇 1, 森下祐一 2, 3, 齋藤元治 31

東京大学大学院理学系研究科, 2 静岡大学理学研究科,
3

産業技術総合研究所地質情報研究部門

目的：本研究の目的は、親鉄性元素の分別という視点から原始太陽系星雲の進化を探ることにある。具体的には、(1) 金属鉄中の微量親鉄性元素分析のための SIMS
用スタンダードの作成、(2) Cs+ビームを用いた SIMS 分析における各元素の陰イオン生成効率（相対感度係数）の決定、(3) 始原的な Y-81020 (CO 3.05)コンドライトに含まれる金属粒子中の親鉄性元素濃度の測定、をおこなった。
結果：今回分析した元素は、主要親鉄性元素(Fe, Ni, Co)、白金族元素(Os, Ir, Pt)および Au である。Fe で規格化した陰イオン生成効率(相対感度係数)は、それぞれ、
Co: 22, Ni: 67, Os: 1090, Ir: 5590, Pt: 45200, Au: 47600 であった。CO コンドライト Y81020 中のメタル粒子については、マトリックス中に独立して存在する(比較的大きな)メタル粒子と、コンドルール中に存在する小さなメタル粒子の両方を分析した。
分析の結果、コンドルール中とマトリックス中のメタル粒子に大きな違いはなく、似たような親鉄性元素存在度パターンを示すことがわかった。その特徴は、(1) 主要
親鉄性元素(Fe, Ni, Co)は CI 組成と比較してほとんど分別を示さない、(2) 超難揮発性の親鉄性元素(白金族元素: Os, Ir, Pt)はコヒーレントな挙動を示し、分別をほとん
ど示さないものから２桁以上に達する欠乏を示すものまで存在度に大きなバリエー
ションがある、(3) Au も欠乏を示すものが多い、などである。
議論：分析結果で興味深いのは、超難揮発性の親鉄性元素(Os, Ir, Pt)の欠乏が多くのメタル粒子で見られた点である。原始太陽系星雲内で、超難揮発性元素を欠乏させることは容易ではない。可能なプロセスとしては、超難揮発性元素が蒸発しきらない高温の状態で、分別した(超難揮発性親鉄性元素に欠乏した)太陽系星雲ガスが生成し、そこからの凝縮によりメタル粒子が生成する場合である。このとき、Au が完
全に凝縮する前にメタル粒子がガスから分離すれば Au の欠乏も同時に説明することができる。これは CAI に見られる希土類元素のグループ II パターンの生成過程に酷似している。今回の結果は、コンドライト中の多くのメタル粒子が、その材料物質の段階で、CAI 形成と同様の超高温のプロセスを経験していることを示唆しているのかもしれない。だとすれば、少なくともメタル粒子について、原始太陽系星雲内での大規模な物質循環を考える必要がある。

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P1-12
石膏球面にできる衝突クレーターからのエジェクタ破片放出過程に関する実験的研究○鈴木絢子 ，岡本千里 ，黒澤耕介 ，平井隆之 ，長谷川直
1

1

2

3

4

1

JAXA/ISAS， 神戸大学， Chitech/PERC， JAXA/RDD
2

3

4


近年の惑星探査によって，小惑星・小氷衛星等の表面にも衝突クレーターが多数存在する

ことが明らかになった。小天体上でのクレーター形成過程は，主に重力加速度が小さいこととクレーター形成面に曲率がある点において，大きな天体上のそれと異なることが知られている。重力加速度が小さい場合, 相対的に物質強度がクレーターサイズに与える影響が大きくなる。直径 1 km 程度の小惑星に存在するクレーターは全て強度支配域であるという見積もりもある (Jutzi et al., 2015)。そして，大きなクレーターになるほど小天体そのものの形状が作る曲率が無視できなくなる。つまり，曲率を持つ面に対する強度支配域のクレータ
ー形成過程は，小天体の衝突史を理解する上で重要である。

曲率を持つ面に対する強度支配域のクレーターは，Fujiwara et al. (1993, 2014), Suzu-

ki et al. in prep.によって実験的に調べられ，曲率が高くなるにつれてスポール部が拡大してクレーター体積が増大することがわかっている。しかし曲率がエジェクタ破片放出に与える影響についての系統的な研究は行われていない。そこで本研究では，エジェクタ破片の放出角度が曲率によってどのように変わるのかを調べた。

JAXA/ISAS にある超高速衝突実験施設の二段式軽ガス銃を用いて実験を行った。標的は含水石膏で，形状は 5 種類（直径 7.8, 10.9 cm の球, 直径 17.0, 24.8 cm の半球，一辺 9cm の立方体），バルク密度 1.08 g/cm ，引っ張り強度 2.36 MPa である。直径 3.2 mm
3のナイロン球を約 3.4 km/s で標的に衝突させた。本実験の弾丸/標的サイズ比は 0-0.041である。衝突の様子を高速ビデオカメラ（Shimadzu HPV-X）を用いて 50 µs/frame で撮
影し，実験後に動画から破片の放出角度を計測した。

曲率の有無に関わらず，最初に細粒破片が円錐形に放出され，数 100 µs 後にスポールの放出が始まった。今回はスポールと同程度の時刻・速度で放出される，小さな破片（数 mm程度）の放出角度に注目した。衝突点における標的の水平面から測った角度は，曲率が高い
ほど小さいことがわかった。しかし，放出点における標的の水平面から測った角度は，曲率に依らず同程度であった。つまり，各小破片は局所的には曲率に依らず同角度で放出されるが，標的の形状効果のため，遠景から見ると曲率が高いほどより広がって放出されると言える。

Jutzi et al., 2015, Asteroids IV, 679-699.
Fujiwara et al., 1993, Icarus, 105, 345-350.
Fujiwara et al., 2014, Adv. Space. Res., 54, 1479-1486.
Suzuki et al., in prep. P1-13連続スペクトルデータを用いた
月の海の鉱物量比推定手法の開発と適用○加藤 伸祐

1

諸田 智克
1

1

山口 靖

１

渡邊 誠一郎名古屋大学大学院 環境学研究科
3

1

２

大嶽 久志

２

大竹 真紀子

２

二村 徳宏

3

宇宙航空研究開発機構

日本スペースガード協会

月のマグマオーシャンからの固化過程とその後の月マントルの熱進化，大規模な構造変化の有無を理解する上で，月の海の玄武岩組成を調べることは重要である．玄武岩の組成と年代との関係からマントルの水平・鉛直方向の組成に関する情報が得られる可能性があり，それによって月マントルの進化モデルを制約できることが期待される．月の海を構成する玄武岩ユニッ
トの噴出年代とチタン含有量の関係を調査したこれまでの我々の研究から，約 23 億年前を境にしてチタン含有量が有意に上昇していることが分かっている．このチタン含有量の違いはマグ
マソースの違いであると考えられ，23 億年前以前を「Phase-1 火成活動」，23 億年前以後を「Phase-2 火成活動」と呼ぶこととする．そして，Phase-2 火成活動は嵐の大洋・雨の海の一部の領域で集中して起きていること，海の火成活動のセカンドピークを構成すること，選択的に高いチタン含有量であることから，月深部に起源を持つホットプルームが 23 億年前に発生したという仮説を提唱している．
この仮説を検証するためには，月の海の玄武岩組成をより詳しく調査する必要がある．リモートセンシングデータから，より多く玄武岩の組成に関する情報を得るためには，連続スペク
トルデータを用いることが有効である．鉱物はそれぞれの結晶構造を反映した特徴的なスペク
トルの吸収帯を持っており，月面の反射スペクトルには様々な鉱物などの混合の影響により複雑な吸収帯が存在する．複雑な吸収スペクトルを個別の鉱物の吸収帯に分離する方法の 1 つとして修正ガウス関数モデル(MGM)[Sunshine et al., 1990]が一般的に使用されている．しかし，
MGM では複数の鉱物の吸収帯をそれぞれ複数のガウス関数で表現するため，フィッティング
パラメータが多くなり，安定した解が得られないという問題があった．二村 (博士論文, 2008)
では月の主要鉱物であるカンラン石，高 Ca 輝石，低 Ca 輝石，斜長石の反射スペクトルの吸収帯の特徴を少数のパラメータで定式化し，MGM に組み込むことで変数を大幅に減らす方法が考案され，小惑星の構成鉱物の推定に適用されている．本研究では，この手法の式の係数を新たに鉱物サンプルを増やして再決定し，月の海の反射スペクトルに対して適用する．本発表では，手法の紹介とかぐやスペクトルプロファイラーによって得られた月面の反射スペクトルの初期解析結果に関して報告する．

P1-14かぐや分光データの自動分類に基づく
月全球分光特徴量マップで見えてきた大規模地質の特徴○石原吉明 ・晴山慎 ・大竹真紀子 ・本田親寿 ・平田 成 ・諸田智克 ・Lunar
1

2

1

3

3

4

Geologoic Map W.G. of Japan
1

ISAS/JAXA・ 聖マリアンナ医科大学・ 会津大学・ 名古屋大学
23

42000 年代中頃以降、日本の月周回探査機「かぐや」や、米国の「Lunar Reconnaissance Orbiter（LRO）」等により、本格的な月リモートセンシング 観測が行われ、高精度かつ膨大な探査データが得られている。これらの月探査機によるデータセットは、月の進化や浅部構造を読み解くうえで鍵となる重要な新情報を提供しており、これら近年の探査データを存分に取り込んだ地質マッピングの実施が喫緊の課題となっている。これまでローカ
ルな地質図は多数作成されているが、近年の探査データに基づく全球地質図は未だ作成されておらず、月全球規模の進化や構造を読み解くには全球地質図の作成が強く望まれる。しかし、個々のローカル地質図間では必ずしも地質ユニットの分類基準等が統一されておらず、ローカル地質図の統合による全球地質図の作成は極めて困難である。一方、近年の探査デー
タは単一の観測装置のデータでも数百ギガから数テラバイト以上にもおよび、これまで主流であった研究者の手作業によるマッピングを全球規模で行うことは現実的でない。そこで、
我々はコンピュータによる教師なし分類手法を用いた地質マッピングに取り組んでおり、その第一歩として「かぐや」により得られた拡散反射スペクトルデータを元に全球分光特徴量
マップを作成した。本研究で作成したマップは全球一様なデータセットから統一基準によるクラス分けにより作成されており、例えばある特徴を持った地域が月面上にどのように分布しているといった、複数枚のローカル地質図では解釈することが困難であった問題に対しても対応することが可能である。下記のような大規模構造の特徴を見いだすことが出来る。
•!

表高地と裏高地は分光特徴的に異なり、裏高地はさらに複数クラスに分かれる。また、Mg#はクラス間で分布にある程度重なりはあるものの最頻値は異なっている。Orientale 盆
地周辺の高地クラスの出現パターンから推定される地殻の深さ方向の構造を合わせ解釈すると、高地領域の分光学的特徴は月マグマオーシャンからの月高地の固化過程をある程度反映していると示唆される。
•!

低カルシウム輝石（LCP）に富むと解釈される分光特徴を持つクラス群は、主として表側の巨大衝突盆地周辺および SPA 内部に分布する。また、表側の氷の海の北岸および裏側 SPA 内のアントニアジクレータ内には最も LCP に富む特徴を持つ同一のクラスが分布している。これは巨大盆地形成衝突によるマントルにまで及ぶ掘削およびマントル成分を大量に含んだ溶融メルトの生成、その後の固化過程を反映していると考えられる。

P1-15
月画像解析によるクレーター光条線長さの計測：Z モデルとの比較
Measurements of crater-ray length on lunar images:
A comparison with Z-model○木下 敏輝 1
1 神戸大学大学院惑星学専攻

中村 昭子 1

和田 浩二 22 千葉工業大学惑星探査研究センター

クレーターから得られるそのクレーターを形成した小天体の情報は限られている。クレーターの直径や深さは衝突天体の直径、密度、衝突速度の関数で表され、具体的にはとある岩石天体表面に残されたクレーターを形成したのが岩石天体の衝突によるものなのか氷天体が高速で衝突した結果によるものなのかを判断することはできない。そこで、新しいクレーターの周囲に見られる光条線に注目し、それが持つ情報からクレーターからは制約できなかったようなクレーターを形成した天体情報を制約することが可能であるかを検証したい。
本研究では、いくつかのクレーターについて光条線の長さを測定した。下の図はクレーター直径に対するクレーター中心から光条線先端までの距離を示す図である。その図に衝突エジェクタ放出モデルである Z モデルから計算した結果を加えた。光条線はクレーター
直径が大きくなるにつれ長くなり、Z モデルが予測するエジェクタ厚さが 1mm 以下の領域には達していない。発表ではクレーター形成年代と光条線長さ、エジャクタ厚さの関係について議論する。

図

クレーター直径とエジェクタ厚さ(h)および光条線長さの比較(1) Van Diggelen (1969) (2) 本研究P1-16?1TDMTBR4/i´

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地球近傍小天体 Icarus とその同一起源候補天体 2007 MK6 の観測
浦川 聖太郎 1 、大塚 勝仁 2 、阿部 新助 3 、木下 大輔 4 、花山 秀和 5 、宮地 竹史 5 、
奥村 真一郎 1 、綾仁 一哉 6 、前野 将太 6 、黒田 大介 5 、福井 暁彦 5 、成田 憲保 5 、はしもと じょーじ 7 、櫻井 友里 7 、中村 小百合 7 、高橋 隼 8 、谷川 智康 9 、
伊藤 孝士 5 吉田 二美 5 、Otabek Burhonov10 、渡邉 誠 11 、今井 正尭 12 、倉本 圭 12 、関口 朋彦 13 、石黒 正晃 14
1

日本スペースガード協会、2 東京流星ネットワーク、3 日本大学、4 國立中央大学、
5
国立天文台、6 美星天文台、7 岡山大学、8 兵庫県立大学、9 三田祥雲館高校、
10
Ulugh Beg Astronomical Institute、11 岡山理科大学、12 北海道大学、
13
北海道教育大学、14 ソウル大学

地球近傍小天体 (1566)Icarus(以下、Icarus) と 2007 MK6 (以下、MK6) の軌道は類似しており、軌道計算の結果、MK6 は Icarus を起源とする小惑星ではないかと示唆されている (Ohtsuka et al.
2007) 。加えて、Icarus と MK6 に類似した軌道を持つ流星群として Taurid-Perseid がある。これらの事象から、我々は「YORP 効果による自転加速、あるいは衝突イベントにより母天体である Icarus(直径 1km) から MK6(直径 250m) が分裂し、分裂により発生したダストが TauridPerseid の供給源になった。」と仮説を立てた。仮説を証明するためには、MK6 と Icarus の反射ス
ペクトル (色指数) を測定し、その一致から両天体の起源が同一であることを観測的に示さなければならない。また、YORP 効果が分裂の原因であれば、Icarus の自転周期は、過去の自転周期から変化していると考えられる。あるいは、衝突イベントが分裂の原因であれば、衝突破片天体である MK6 は小惑星のスピンリミットである 2.2 時間より短い自転周期をしている可能性が高い。
いずれにしても、Icarus と MK6 に対する詳細な観測が必要である。我々は、2015 年から 2016 年にかけて、Icarus と MK6 に対する観測を国内外の天文台で実施した。Icarus はこれまで、多くはS 型小惑星と報告され、一部は Q 型小惑星と報告されている (Chapman et al. 1975; Hicks et al.
1998)。Q 型小惑星の観測報告は、宇宙風化を受けていないフレッシュな表面を観測したとも考えられる。2015 年の石垣島天文台における観測結果から、Icarus の g-R 等級に自転に伴うわずかな周期変動の兆候が見られた。一方、R-I 等級には明確な周期変動は表れなかった。また、Icarus の
R-I 等級は、典型的な S 型小惑星の色指数 (R-I = 0.414) と一致する結果となった。本講演では、データ解析手法 (線状に伸びた光源に対する矩形測光) とこれまでの観測から得られた成果について報告する。

P1-18

P1-19
地球が宇宙の中心でないのに，赤方偏移が何故地球を中心として観測されるのか?
Though the earth is not the center of the universe,
Why is the redshift observed, as the center of the Earth?

種子彰 TANEKO AKIRA, SEED SCIENCE Lab. 2016-09.
地球からの星雲距離と赤方偏移の間に比例関係があることを，1929 年にエドウィン・ハ
ッブルが提案しています．その法則は，ハッブルの法則と呼ばれています．
銀河の速度は数学的に表すことができて，v = H × d・・・・・・・(1)
ここで，V（速度）は銀河の半径方向の外向き速度であり、d(距離）は、地球から銀河までの距離です。ハッブル定数 H は，(H は ハッブルでは K ) K = +500 ～560.km./sec.
per million parsecs 1929～1931 年 . 最近では 72±4 km./sec. per million parsecs.です．
その観測結果をドップラー効果だけとして解釈すると，フリードマンの仮説によれば，重力場の方程式では銀河系外星雲が拡大している運動として解釈できる． （アルバート・
アインシュタイン）何故地球を中心に，赤方偏移の値が遠方程増加し観測されるか，その理由への説明が有りません．観測結果から宇宙が膨張しているとしか云っていません．
赤方偏移の解釈をドップラー効果で説明してから，種々の宇宙論の花盛りです．
<<アブダクションで膨張宇宙論と量子赤方偏移の定常宇宙論を比較すると以下に示す．>>

エネルギー保存法則と E=h・ν を考慮すると、希釈されて波長がズレ始める距離 Rs の α 倍の位置では、波長は α2 倍にずれる.

更に，地球(観測地点)中心の赤方偏移も観測される．

宇宙が膨張していなくても，ハッブルの赤方偏移を説明できる新定常宇宙論が完成した.
宇宙が閉ていれば,慣性質量は宇宙全ての合力(引力)であり,宇宙が潰れない理由でもある.
[1]Space Quantum Red Shift Hypothesis and New Theory of Non-Expansion Universe 種子彰

P1-20
地球と月のミッシングリンクを統一的に解明する，
非常にユニ―クなアイデアによるマルチインパクト仮説[1]The unified manner to clarify the Missing Link of the Earth and the Moon,
Multi-Impact Hypothesis[1] by the very unique Idea.

種子彰 TANEKO AKIRA, SEED SCIENCE Lab. 2016-09.
アブダクションにより，月と地球のミッシングリンクとその起源は統一的に解明された．
マルチインパクト仮説は極めてユニークで創造的なアイデアである．cf.Vimpact[2]=0km/s<ユニーク>⇒衝突メカニズムを考えて,偶然 GIH[2]から必然 MIH[1]のストーリーへ転換．
<< 結論 >> 衝突速度 12.4km/s 角度 36.5 度，地球マントル片が衝撃で射出[1]され月となる．
月の起源だけでなく，深海洋底(-5km,70%表面積)の起源と，隕石重爆撃期と小惑星帯の起源も全て解明した．プレートテクトニクスの起源と駆動力を，衝突によるマントルの欠損と，アイソスタシーによる補償のマントル流動によって，偏芯慣性モーメントの最少化偶力として説明した．分化した隕石と木星大赤斑の起源，水星のコア成分割合が多い事も説明できた．アブダクションによる結論は, 以下の①～⑱の多岐に亘る現状を全て説明できた、

図 1 マルチインパクト仮説[1]のメカニズム

図 2.深海洋底の謎[3]<二山頻度?何故>CERRA 軌道変遷, マントル断裂片起源の謎

図 3. MIH[1] と GIH[2]との比較と違い<<現状>>①小惑星帯の起源,②分化した隕石の起源,③月の起源,④コア偏芯の謎,⑤月の表
裏密度の差と隕石重爆撃期の謎,⑥地球 70%の表面積を占める深海洋底[3]の起源と二山頻度曲線の謎[3]解決,⑦プレートテクトニクスとそのプレート境界の起源,⑧プレート駆動方向の急変理由,⑨その駆動力[3]の解明,⑩ダイヤモンド形成ｷﾝﾊﾞｰﾗｲﾄパイプの起源,⑪高緯度衝
突の根拠,⑫地軸傾きの謎,⑬環太平洋弧状列島と背弧凹海盆と深海溝の形成の謎,⑭プレー
ト相互の潜り込み始めの謎の解明,⑮生物種大絶滅の繰り返しの謎,⑯木星大赤飯の起源,⑰
水星のコア成分が多い謎,⑲冥王星の公転軌道の傾きと密度の謎等．．アブダクションの証明◎アブダクションの結論は, 統一的な現状への説明であり，多ければ多いほど真理である.

[1]種子彰マルチインパクトによる月と地球の起源(2014),[3]A,Wegener 大陸移動説(1927)[2]キャメロン＆ベンズ The Origin of the Moon and the Single Impact Hypothesis IV.

P1-21
ティティウス・ボーデの法則の新証明と確認(マルチインパクト仮説[1]の根拠)
New proof and confirmation of Titius-Bode law (the basis of multi-impact hypothesis)

種子彰

TANEKO AKIRA, SEED SCIENCE Lab. 2016-9.

マルチインパクト仮説は，月と地球と太陽系起源のミッシングリンク謎を統一的に解明する極めてユニークで創造的なアイデアである．しかし，ティティウス・ボーデの法則のセレス位置に分化した火星サイズの原始惑星 CERRES が木星摂動で軌道が偏平化し，木星と太陽の引力が拮抗した位置で断裂し，マントル断裂片のトレーン軌道が地球軌道と交差して時間差衝突が起きた．このボーデの法則は証明されていないので私が証明を試みた．

図 1.惑星軌道と禁制帯軌道との関係

図 2. 証明アイデアの比較表，メリット or Not..

太陽系惑星の起源では，太陽を中心とした粒子の合体を考える必要が有る．太陽を片側焦点とした楕円軌道する各微粒子は当然ケプラー運動を行う．長半径が同じなら周期も同じであり，更に運動エネルギーも同じである．相対速度差が少ない程合体が成功する、
Abduction 創造的推論を行うためには，必然の物理的に意味野ある仮説が必要である．
つまり，合体は円軌道と略長半径が一致した少し長い楕円軌道の粒子が接線方向の速度が追突可能である．理由としては円軌道の粒子は合体成長しているので，同じ公転周期を持つ半径 r より，粒子径分⊿r だけ外半径が大きく其の(r +⊿r)の長さだけ周期の遅い粒子に，円軌道の合体した集合惑星が追突する、同時に衝突合体時の熱エネルギーと塑性変形エネ
ルギー分だけ内側軌道に落下する、つまり，図１.の内側に示す赤色範囲の太陽へのは禁制
帯を考慮すると,ボーデの法則が完成する、太陽系の惑星起源は,周期の短い内側より惑星が形成される.第１図によると,金星のフィーディングゾーンは其の外側の地球軌道まで,地球へ縮退する軌道は火星軌道まで,火星へは其の外側に有った筈の CERRA 軌道まで,同様に CERRA に縮退する範囲は木星まで,木星に縮体するのは土星までとなり解決した．
水星が形成されない点と，惑星 CERRA が形成されてしまう問題点は，逆に「マルチインパクト仮説」で CERRA が形成されても木星の摂動で断裂して，小惑星帯の起源と月の形成と地球の深海洋底の起源[2]，更には環太平洋弧状列島と背弧凹海盆の起源と，コア有り
マントル片が水星となりコア質量比 6 割も説明できる、全てアブダクションの結果です．
[1]種子彰マルチインパクトによる月と地球の起源(2014),[2]A,Wegener 大陸移動説(1927)

P2-01
将来の地下空洞直接探査に向けた月面及び縦穴内での放射線線量評価
The estimation of radiation dose in lunar
surfaces and holes for future lunar exploration○長岡央 1、長谷部信行 1、斉藤

拓磨 1、内藤也 1、春山1

雅之 1、青木大輔 1、石井隼

純一 2

早稲田大学、2ISAS/JAXA

月は、近い将来長期的な有人探査の対象となる可能性が高い。しかしその表層は、大気がほとんどなく、磁場が非常に弱いため、紫外線やマイクロメテオライトが降り注ぐだけでな
く、高エネルギー荷電粒子が常時降り注ぎ、表層物質との間での核相互作用で中性子やガンマ線が発生する。地球での放射線線量は 0.55[mGy/y]であるのに対し、月面での線量は銀河宇宙線によるものだけで最大 83[mGy/y]と、月面表層の放射線環境は地球と比較して非常に過酷である。
そこで将来の月有人基地建設の候補地点として、縦穴が注目されている。縦穴の形成
は、溶岩チューブの一部が崩落したものとする見方があり、その奥には空洞が広がっている可能性がある。縦穴は、１）微小隕石、隕石からの防護、２）温度環境の安定性等の特徴
から基地としての有効性が指摘されている。また線量の観点からも、厚い岩盤に覆われた
地下に基地を作ることで、一次宇宙線、二次宇宙線による被ばくを大幅に軽減することが可能となる。
本発表では、表層と縦穴内での放射線環境を数値計算により見積もり、それぞれでの放射線線量を評価した。縦穴の底での吸収線量は～11[mGy/y]と、縦穴に入ることで放射線防護は可能だが、人体には多少影響のある結果となった。従って、長時間滞在する場合には１）移住環境として側面に地下空洞を作り表面から見えないようにする、もしくは２）縦穴から溶岩チューブに続く穴がみつかれば、そこに入ることで大幅な線量の軽減（地球以下）が期待できる。
参考文献：早津佳那子，「月環境における放射線量の評価」（２０１２），博士論文，早稲田大学

P2-02
月の溶岩流研究と縦穴探査の意義○諸田 智克 ，春山純一
11

2

名古屋大学環境学研究科， 宇宙航空研究開発機構
2

月の海の噴出年代や組成を理解することは，月マントルの熱史や構造を理解する上で極めて重要である．我々は，月周回衛星「かぐや」の画像データを用いて，月の海の噴出年代と元素組成，両者の関係について調べてきた．本研究では，それらの成果を解説するとともに，将来月面探査の有望な探査地点の１つである縦孔とその周辺の領域における理学的重要性について述べる．

我々は「かぐや」に搭載された地形カメラの画像データを用いて，主に嵐の大洋・雨の海領域のクレータ数密度を調査してきた（図 1）．これをみると，嵐の大洋・雨の海領域では 15 億年前までマグマ噴出が起こったことがわかる．43.5 億年前にはすでにマグマ噴出活動が始まっていたことから，月上部マントルは全球的に 20 億

年もの間，嵐の大洋・雨の海領域にいたっては 30 億年もの長期にわたって溶融していたと考えられる．また，我々の年代決定の結果から，月の火成活動の最終期（約 20 億年前）に第二のピークがあったことがわかった．

嵐の大洋・雨の海領域おいてなぜこのように長期にわたってマグマ活動が継続したのであろうか．セカンドピー
クはなぜ起こったのであろうか．その発生メカニズムはどのようなものであったのか．これらの疑問に答えるためには若い溶岩流のより詳細な岩石学的情報を必要とする．

前述のように，アポロ・ルナ試料中の玄武岩は 41~31 億年前の年代を示しており，20 億年前という若い玄武岩は含まれていない．また，月隕石でもこのような若い玄武岩は見つかっていない．月表側の反射スペクトルの地上観測によると，月の玄武岩は十数種のスペクトルタイプに分類されるが，そのうち 1/3 から 2/3 程度のみ試料として手にしているだけで，残りの岩石種は未知のものである．若い玄武岩も未取得のタイプである．マリウス丘で見つかった縦孔は若い溶岩流が分布する領域に極めて近く，縦孔の探査とともにその周辺の火山地形の探査が重要である．また，縦孔の壁面は 30 億年前以前の溶岩流の非常に新鮮な露頭となっている．つまり，月の歴史を通じて，初期から最終期の一連の火成活動を復元する上で，UZUME 計画とそれに続く，縦孔とその周辺域探査は重要である．

a

b

45N

雨の海

(Mare Imbrium)

(Oe
)
rum
大c洋
ella
ro
嵐の
sP

anu

30N

15N

アリスタルコス(Aristarchus)
コペルニクス(Copernicus)

0

知られた海

(Mare Cognitum)

15S

Model Age [Ga]雲の海(Mare Nubium)

75W

図１

60W

45W

30W

15W

1.0
0

75W

2.0

3.0
60W

4.0
45W

30W

15W

0

嵐の大洋・雨の海領域の (a) 地形カメラマップと (b) 溶岩流の噴出年代分布．赤い星印は縦孔の位置を示す．嵐の大洋・雨の海領域の中心部において，若い溶岩流が分布している．縦孔が存在するマリウス丘はその領域と接している．

P2-03
表面掘削探査用のオンサイト質量分析システム○青木順1,豊田岐聡1, 河井洋輔1, 寺田健太郎1
1大阪大学理学研究科

このオンサイト質量分析システムは月探査ミッションSLIMへの搭載を目指して検討したものであり, 月面および月内部の揮発性物質, 特に水の直接観測を目標としている. 探査機由来の汚染の影響を排し確実に月由来の水の存在を確かめるためには, その場の大気を受動的に測るのではなく, 高緯度領域においてレゴリスに吸着している物質を, 月面の表層を取り除いた上で直接加熱によって能動的に脱離させ測定する方法が有効である. 我々の検討している Penetrating
Lunar Exploration by Mass Spectrometer (PLEMS) は, 月面を段階的に掘り進めながら, 加熱と測定を繰り返し行うことで, レゴリスに吸着されている揮発性物質の深度分布を測定する. これまでにLCROSSによって検出された水以外の揮発性物質 (H2S, NH3, CO2など) も質量分析計を用いて同時に計測することで, 探査機による汚染の影響と月由来の成分とを分離し, 月の水の存在に関して明確な評価を行う.
観測装置は探査機下面に搭載され(図1参照), 着陸後に多段式円筒ドリルを予備伸展させて測定機器本体(図2参照)を月表面へ下降させる. 表面のレゴリスに接地した後に, 測定機器本体の下部にあるサンプル取り入れ口の周辺のレゴリスをヒーターで加熱し, レゴリス中の揮発性物質を気化させて測定機器に取り込んだ後にイオン化させて四重極質量分析計(QMS)で測定する.
地表面に到達後はドリル先端部よりヘリウムを噴射して地中を掘り進みつつ, 同様の質量分析を行いレゴリスに含有されている水をはじめとした成分組成の深さ方向の変化を測定する. 本方式では直接的に揮発成分のサンプリングを行うことで, 固体のレゴリスのサンプリングやその後のハンドリングに伴う機構が必要ないため, 装置の構造や測定シークエンスをシンプルにすることが可能である. この測定結果を基に, 月面における揮発性物質の供給, 輸送および存在量に関する理解の進展をはかることが期待できる.

長さ 320mm
直径 50mm

PLEMS

Penetrating Lunar Exploration by Mass Spectrometer

電源系

検出器
四重極質量分析計

イオン化室
ガス搬送チューブ
加熱ガス取入れ口

伸展掘削ドリルと質量分析システム

ヘリウム吹出し口

図1. 探査機(SLIMを想定)への搭載状態

図2. 質量分析システムの概略図

P2-04
将来測地観測によるフォボス内部構造の制約○松本晃治 1、池⽥⼈ 2、新⾕昌⼈ 31

国⽴天⽂台 RISE ⽉惑星探査検討室、2 宇宙航空研究開発機構/研究開発部⾨、
3

東京⼤学地震研究所

Phobos の起源には、⼤きく分けて、⼩惑星が捕獲されたという説と、巨⼤衝突起源のイジェ
クタディスクから作られたという説が存在する。内部構造のみから起源を明らかにすることは容易ではないが、それは起源に対する重要な拘束条件になり得る。慣性モーメント（MOI）は内部構造に関連する重要なパラメータの⼀つである。フォボスの MOI は短周期強制経度ひょう動の振幅（θ）と 2 次の重⼒場係数から導かれる。現状で、画像解析から経度ひょう動の振幅は
θ=1.09±0.10°と推定されている[1]が、Mars Express のフライバイの数や接近距離に制限があるた
め、2 次の重⼒場係数の推定誤差は依然として⼤きい[2]。したがって、現状で Phobos の MOI は不明である。観測された経度ひょう動の振幅は、Phobos 内部の質量分布が⼀様であるモデルと⽭盾しないが、⾮⼀様構造も排除されていない。ここでは、単純な 2 層構造を仮定し、⽔氷または空隙の存在が⼀⽅の層に限定された場合を考え、このような質量分布の⾮⼀様性があった場合に、MOI の値が⼀様な場合の値からどの程度逸脱するかを調べ、将来測地観測に要求される観測精度について検討する。
Phobos のバルク密度（1.86±0.013 g/cm3）はほとんどの炭素質隕⽯の密度より⼩さく、内部に⽔氷や空隙が存在すると考えられる。低いバルク密度が⽔氷に起因すると仮定すると、⽔氷の質
量⽐は岩⽯の粒⼦密度に依存して 10〜35%であると期待される[3]。もし Phobos 内部の質量分布が⾮⼀様で、⽔氷が表層もしくは中⼼付近に偏在していれば、MOI の値は⼀様な場合の値からずれる。この MOI のずれ（ΔMOI）を次の 3 つの仮定の下に計算した︔ (1) Phobos は楕円体形状を持つ（a = 13.03 km、b = 11.40 km、c = 9.14 km）、(2) Phobos は 2 層構造を有し、その境界は表⾯と同様な楕円体形状を持つ（この場合、経度ひょう動の振幅は 1.15°となり、観測値と調和的である）、(3) ⽔氷は上層もしくは下層のどちらかに存在し、岩⽯密度は⼆つの層で等しい。
⽔氷の質量⽐を 10〜30%で変化させた場合、|∆MOI|の最⼤値は約 17%であった。空隙が低密度の原因である場合についても計算したところ、空隙率の最⼤値を 60%とした場合、|∆MOI|の最⼤値は同様に約 17%であった。ここで考えた⾮⼀様構造の検出のためには、少なくとも数%の MOIの精度が必要であり、θと 2 次の重⼒場係数にも同程度の精度が必要となる。
ΔMOI のみから境界の深さと各層の密度を知ることはできない。表層密度を知ることが内部構造の理解において重要である。Stickney の様な顕著な表⾯地形が作る重⼒異常を観測できれば、表層密度を推定できるであろう。Phobos 地形の短波⻑成分（球⾯調和展開の次数＞5）が⾼度 2
km の地点に作る重⼒勾配を計算したところ、100 kg/m3 の密度差に対応して Stickney 周辺で重⼒勾配が±4 E 変化することが分かった。⾼度 2 km における精度１E の重⼒勾配観測が実現すれば、Phobos 内部構造に関する我々の理解はより進むと考えられる。
References:[1] Oberst et al. (2014) Planet. Space Sci., 102, 45-50.
[2] Pätzold et al. (2014) Icarus, 229, 92-98.
[3] Rosenblatt (2011) Astron. Astrophys. Rev., 19 (44).

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ClÊÄ³ÅP2-07
小惑星 Ryugu のポテンシャル高分布と地形の予測
平田 成 1，松本 晃治 2○
1

会津大学コンピュータ理工学部，2 国立天文台 RISE 月惑星探査検討室

小惑星表面のポテンシャル高は，重力ポテンシャルと全球平均の重力加速度の比で定義され，その分布は小惑星の形状，自転周期，密度によって決まる．小惑星 Itokawa では，両極域が天体上で最もポテンシャル高が低い地域にあたる．そこには，流動しやすい細粒の物質が集まり，平坦な smooth terrain が形成されていた．このため，小惑星探査機はやぶさは，
南極側の smooth terrain が一部中緯度域まで分布が伸びていた地域を着陸地点とした．
まだ探査が行われていない小惑星であっても，地上観測によって形状の軸比と自転周期が推定できれば，密度を仮定することで，小惑星の極域と赤道域のどちらが天体上でポテンシ
ャル高が最も低くなる領域となるのかを予測可能である．本研究の目標は，小惑星探査機はやぶさ 2 の目標天体 Ryugu について，この考え方に基づいて，ポテンシャル高分布と地形の予測を行った上で探査機の着陸に好適な平坦地がどこに分布するのかを検討することにある．
右下の図は，与えられた軸比（a/c）と密度の元で，極域と赤道域のポテンシャル高が等し

Equilibrium Rotational Period

くなる自転周期の条件（Equilibrium rotation period）を求めたものである．
はやぶさ 2 の目標天体である

1.40
6

Ryugu の自転周期は 7.63 [h]と推定

1.35

されている．また，Ryugu は炭素質

1.209a/c ratio

8

ク密度の取りうる範囲にも制約を与

1.15
1.10

の地上観測解析結果に基づく軸比の1.05

分布と地形について議論するとともに，探査機の着陸可能性についても検討を加える．

10

11

えることができる．発表では，最近情報から，Ryugu のポテンシャル高3め，空隙率を仮定することで，バル

1.25

7.6

小惑星であることがわかっているた

7

1.30

コンドライトに近い組成を持つ C 型

12
13
14
1
165
17
1
8
9
20

1000

1500

2000

2500

3000

Density [kg/m3]hour
4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20

図：軸比（a/c）と密度，Equilibrium rotation
period の関係

P2-08è¸¼½¿Ì´û¼sx{[¬gāb¡áčĊ @ÆôÏ ÃÄ» àôĐÂ ¨Ĥ¾Æ ºÆË» è¸¼ýÌ´û¼ùüy{½¿Ì´û¼sx{'7-9-7-)63* 4%')!2-9)56-7<3*-=8)185% @-5%7% #+%:% 32(% -7%=%73 /8(%-5% 

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,7746::::%/86)-.4&33/44    4(*P2-09「はやぶさ２」中間赤外カメラ TIR による巡航中の観測○岡田達明 1,5，福原哲哉 2，田中 智 1，田口 真 3，荒井武彦 4，今村 剛 5，千秋博紀 6，出村裕英 7，

小川佳子 7，神山 徹 8，中村良介 8，関口朋彦 9，長谷川 直 1，松永恒雄 4，和田武彦 1，滝田 隼 5,1，
坂谷尚哉 1，堀川大和 10,1，遠藤 憲 7，Jörn Helbert11，Thomas G. Müller12，Axel Hagermann13，
はやぶさ２・TIR チーム
1

JAXA 宇宙科学研究所， 情報通信研究機構，3 立教大学， 4 国立環境研究所，5 東京大学，

62

千葉工業大学，7 会津大学，8 産業技術総合研究所，9 北海道教育大学，10 総合研究大学院大学，
11

ドイツ航空宇宙センター（DLR），12 マックスプランク地球外物理学研究所，13 オープン大学

C 型小惑星 162173 Ryugu を目指して巡航中の小惑星探査機「はやぶさ２」では、科学観測機器の健全性確認や機上較正データ取得のための運用を随時行っている。中間赤外カメラ（TIR）は、小惑星表層からの熱放射を２次元撮像する熱赤外カメラである[1]。検出器には NEC 製 320A マイクロボロメータア
レイを用いており、画素数は 344 x 260 （有効 328 x 248） 画素であり、毎秒 60 フレームの速度で読み出す。必要な積分時間に応じて最大 128 枚まで自動積算できる。TIR の視野角は約 16° x 12° であり、画素解像度は 0.05°/pixel である。温度検出範囲は約 150～460K（詳細な地上較正データは 230～430Kで取得）である。地上較正結果を打ち上げ後にも適用するためには、打ち上げ後から小惑星到着前までに輝度・幾何較正を済ます必要がある。なお、TIR は金星探査機「あかつき」搭載 LIR とは、フード部の熱設計を除いて同設計である[2]。
TIR は打上後の 2014 年 12 月 11 日に健全性確認を実施後、12 月 17 日に機能・性能確認を行った。
それ以後、現在に至るまでほぼ毎月１回の頻度で背景宇宙を撮像している。ヒータ設定を毎回 1K 程度
変更して機器内の各モニタ温度への依存性を調査し、また側面パネル上にある放熱面への日照条件が異なる場合の温度安定化のためのヒータ設定条件も確認している。
TIR は地球スイングバイ前後に、地球および月の撮像を実施した。小惑星 Ryugu に到着するまでの軌
道上で、TIR から観測可能で、かつ天体の表面温度や軌道要素が既知の天体は地球と月のみである。
従って、TIR の輝度較正や幾何較正（アラインメント確認含む）を行うことができる唯一の機会であった。
TIR から 2015 年 10 月 14 日に地球と月の最初の撮像（同時撮像）に成功した。さらに地球に接近中に複数回の撮像を実施し、地球と月の輝度上昇と、地球－月間距離の増大を確認した。地球スイングバイ翌日の 12 月 4 日には、地球を直径約 32 画素の解像度で南半球側を撮像した。12 月 5 日には、月を直径
約 5 画素の解像度で撮像した。いずれも地球や月の表面温度が見積もり可能であり、輝度の較正に有効な情報を得た。TIR の輝度への感度は地上較正値から変化ないことや、探査機の-Z 方向とのアラインメントのずれが TIR 画像内で X 方向に-0.05 画素、Y 方向に+1.94 画素、反時計周りに約 0.1°であることを確認した。TIR は 2016 年 6 月に火星観測も実施したが、感度不足により検知できていない。そのときの火星は１画素の約 3％の面積を占めるものであり、TIR の最低検出感度となる下限温度（画素全体を占める場合で約 150K）についての制約条件を得た。今後も随時、深宇宙観測を継続し、温度依存性
や機器の劣化の有無について確認をしてゆく予定である。
参考文献：[1] Okada, T. et al. submitted to SSR. [2] Fukuhara, T. et al. Earth Planets Space, 2011.

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P2-14JUICE/GALA-J(2): JUICE ᦚ㍕࢞ࢽ࣓ࢹ࣮ࣞࢨ㧗ᗘィ㸦GALA㸧ࡀᣅࡃࢧ࢖࢚ࣥࢫJUICE/GALA-J (2): Science objectives of the GAnymede Laser Altimeter (GALA) onboard JUICE spacecraftżᮌᮧ῟ 1, 㙊⏣ಇ୍ 2, ᯇᮏ᫭἞ 3,4, ᢲୖ⚈Ꮚ 5, ୪ᮌ๎⾜ 3,4, ಴ᮏᆂ 2, బࠎᮌᬗ 6, ሷ㇂ᆂ࿃ 7,4,ᑠᯘṇつ 8, ᑠᯘ㐍ᝅ 9, Ⲩᮌ༤ᚿ 3,4, 㔝⏣ᐶ኱ 3,4, ▼ᶫ㧗 8, 㰻⸨⩏ᩥ 7, Hauke Hussmann101ᮾᕤ኱ᆅ⌫⏕࿨◊✲ᡤ㸪 2 ໭ᾏ㐨኱Ꮫ㸪3 ᅜ❧ኳᩥྎ㸪4 ⥲ྜ◊✲኱Ꮫ㝔኱Ꮫ㸪5 ᕤᏛ㝔኱Ꮫ㸪
6኱㜰኱Ꮫ㸪7 Ᏹᐂ⛉Ꮫ◊✲ᡤ㸪8 ༓ⴥᕤᴗ኱Ꮫ㸪9 ᨺᑕ⥺་Ꮫ◊✲ᡤ㸪10 ࢻ࢖ࢶ⯟✵Ᏹᐂࢭࣥࢱ࣮The JUpiter Icy Moons Explorer (JUICE), led by European Space Agency, has started development toward
launch on 2022, by international collaboration among Germany, Switzerland, Spain and Japan. GALA
measures a distance between the spacecraft and the surface of the icy moons, and scientific data will essentially contribute to reveal geological and geodetic characteristics of the icy satellites Europa, Ganymede
and Callisto, with synergy among other instruments. Here, we briefly describe the scientific objectives.
ᮌᫍị⾨ᫍ᥈ᰝィ⏬ JUICE ࡢ‽ഛࡀ㐍⾜୰࡛࠶ࡿ㸬JUICE ࡣḢᕞᏱᐂᶵ㛵୺ᑟࡢ኱ᆺィ⏬࡛࠶ࡾ㸪2022 ᖺᡴࡕୖࡆ㸪2029 ᖺᮌᫍ⣔฿╔㸪ࡑࡋ࡚࢚࢘ࣟࣃ㸪࢝ࣜࢫࢺ㸪࢞ࢽ࣓ࢹ࡬ࡢࣇࣛ࢖
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P2-15JUICE/GALA-J (3): JUICE 搭載ガニメデレーザー高度計（GALA）における回線設計・性能モデルシミュレー
ション
JUICE/GALA-J (3): Performance model simulation of Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the
JUICE mission○石橋高 1，竝木則行 2,3，荒木博志 2,3，野田寛大 2,3，小林正規 1，塩谷圭吾 3,4，尾崎正伸 3,4，
水野貴秀 3,4，齋藤義文 4，東原和行 4，押上祥子 5，鹿島伸悟 2，木村淳 6，小林進悟 7，
Gregor Steinbruegge8，Alexander Stark8，Christian Althaus8，Simone del Togno8，
Kay Lingenauber8，Hauke Hussmann81

千葉工業大学，2 国立天文台，3 総合研究大学院大学，4 宇宙航空研究開発機構，
5
工学院大学，6 東京工業大学，7 放射線医学総合研究所，8 ドイツ航空宇宙センター

2022 年に打ち上げ予定の JUICE に搭載されるレーザ高度計 GALA は，木星の氷衛星ガニ
メデの周回観測およびエウロパのフライバイ観測を行う．GALA は，ドイツ，日本，スイス，
スペインのチームによる国際協力のもとに開発が進められている．GALA は，パルスレーザを照射し，その反射光を観測することで，測定対象と探査機間の距離を測定する．
GALA の開発を行うにあたり，GALA 各モジュール間のインターフェース条件への要求を明確化する必要がある．そこで我々は，BELA（Bepi-Colombo Laser Altimeter）の性能評価モ
デルをベースとして GALA の性能評価モデルを構築した．そして，GALA の性能がレーザの誤検知率（PFD）や測距精度についてのミッション要求を満たすよう設計へ反映するために，性能評価モデルを用いた回線計算を行ってきた．GALA のミッション要求は，以下の 4つに集約される：（1）エウロパフライバイにおいて PFD 0.2 以下．（2）ガニメデの最悪観測条件下で測距精度 10 m 以下かつ PFD 0.2 以下．（3）ガニメデのノミナル観測条件下で測
距精度 2 m 以下かつ PFD 0.1 以下．（4）ガニメデの最良観測条件下で測距精度 1 m 以下かつ PFD 0.1 以下．これまでの検討では，想定されている観測条件下において，上記のミッション要求が満たされることが確認された（荒木ほか，JpGU 2016）．ただし，GALA の受光センサであるアバランシェフォトダイオード（APD）の性能については，放射線試験ほかの各種試験が未実施であったため，カタログ値や文献値などを使用していた．
今回は，性能評価モデルに，APD の放射線試験による性能劣化後の性能を取り込み，より現実的な性能評価を行った．JUICE の放射線環境下で APD が受ける線量を 2 MeV の電子線および 50 MeV のプロトン照射で模擬し照射後の暗電流および光電流を測定した（APD の放射線試験の詳細については小林ほかによる発表「JUICE/GALA-J (4): JUICE 搭載ガニメデ
レーザー高度計（GALA）におけるエレクトロニクス・検出器関連開発」を参照のこと）．
測定データより APD 性能に関する各パラメータ（ゲイン，量子効率，過剰雑音指数，表面
暗電流，バルク暗電流）を求め，それらを GALA の性能評価モデルに入力した．その結果，放射線による APD 性能劣化後も，GALA の現在の設計は，上記のミッション要求を満たすことが確認された．

P2-16JUICE/GALA-J (4): JUICE 搭載ガニメデレーザー高度計(GALA) におけるエレクトロニクス・検出器関連開発
JUICE/GALA-J (4): Electronics and detector development for Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the JUICE mission○

小林 正規 1，奥平 修 1，石橋

高 1，藤井 雅之 2，塩谷 圭吾 3,5，田澤 誠一 4，竝木則行 4,5，

荒木 博志 4,5，野田 寛大 4,5，尾崎 正伸 3,5，水野 貴秀 3,5，齊藤 義文 3,5，東原 和行 3，
山脇 敏彦 3，木村 淳 6，小林 進悟 7，フスマン・ハウケ 8，リンゲンアウバー・カイ 8，
ベンケ・トーマス 8，デルトーニョ・シモーネ 8，カーレンバッハ・ライナールト 81
6

千葉工業大学，2FAM サイエンス，3 宇宙科学研究所，4 国立天文台，5 総研大，

東京工業大学，7 量子科学技術研究開発機構・放医研，8 ドイツ航空宇宙研究センター

2022 年打ち上げ予定の ESA 木星探査計画(JUICE; JUpiter ICy moons Exploler) でレーザ高度計(GALA,Ganymede Laser Altimeter) の搭載が予定されている．GALA は高度 500kmの円軌道に入って，ガニメデの地形や木星重力による潮汐変形を調べる．
GALA はドイツ，日本，スイス，スペインの 4 国で共同開発され，日本チームはレーザ反射光受信光学系のうち，バックエンド光学系(BEO)，APD センサモジュールおよび APD モジ
ュールを収める焦点面アセンブリ(FPA)，そしてアナログ信号処理モジュール(AEM)の開発を担当している．
APD モジュールは，APD センサ，プレアンプ（トランスインピーダンスアンプ，TIA），温度センサ，ペルチエ素子を含むハイブリッド IC で構成されている．TIA の出力信号の帯域は 100MHz である．一方 AEM は APD モジュールからの信号波形のアナログ-デジタルサンプリ
ング，APD モジュールに対する高圧電圧供給，温度安定制御などを行う．GALA は，受光した
光信号の波形にデジタル処理を施すことで微小な受光信号の検出を可能にしている．
現在，APD モジュールで使われる APD センサの放射線耐性を調べる試験や，開発課題をクリアするために AEM のブレッドボードモデルを製作して，設計検討を進めているところである．本講演では，APD モジュールと AEM の開発について状況を説明する．

P2-17JUICE/GALA-J (5) : JUICE ᦚ㍕䜺䝙䝯䝕䝺䞊䝄䞊㧗ᗘィ (GALA)䛾㏫䝰䞁䝔䜹䝹䝻ἲ䛻䜘䜛ᨺᑕ⥺ᦆയホ౯
JUICE/GALA-J (5): Radiation damage estimation by reverse Monte
Carlo simulation for Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the
JUICE missionżᑠᯘ㐍ᝅ 1, DelTogno Simone2, ᑠᯘṇつ 3, ᑿᓮṇఙ 4,5, ሷ㇂ᆂ࿃ 4,5, Ỉ㔝㈗⚽ 4,5, 㰻⸨⩏ᩥ 4,
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performance of it [2]. However, a shielding effect by the JUICE satellite body has not been included in it,
because much computation time is required for a normal Monte Carlo method to calculate an energy
deposition in a very small part (~10-5–10-2m) in the large JUICE satellite (maximum ~101m). Therefore a
new simulation code based on a reverse Monte Carlo method was developed by using Geant4.10.02 library[3] to reduce calculation time and to estimate the radiation dose including the shielding effect of the JUICE
satellite body. This code was benchmarked and compared to other ones. The three-dimensional
distributions of radiation dose in lens of the laser receiver of the GALA and the circuit board were also
calculated and evaluated.
[1] K. Lingenauber, The Ganymede Laser Altimeter (GALA) on ESA’s JUICE mission: Overview of the
instrument design, International Workshop on Instrumentation for Planetary Missions (IPM-2014),㻌 Nov.
5 (2014) NASA GSFC.
[2] S. Kobayashi et al., JUICE/GALA-J (5): Radiation analysis for Ganymede Laser Altimeter (GALA) for
the JUICE mission, Japan Geoscience Union Meeting 2016, May 20-25 (2016) Makuhari Messe, Chiba.
[3] S. Agostinelli et al., Geant4—a simulation toolkit, Nucl. Instr. and Meth. A506 (2003) 250–303.

P2-18JUICE/GALA-J (6) : JUICE 搭載ガニメデレーザ高度計 (GALA)における受光部の光学/構造/熱設計
JUICE/GALA-J (6): Optical/Structural/thermal design for the receiver part of GALA○ 塩谷圭吾 1, 2, 小林正規 3, 石橋高 3, 小林進悟 4, 鹿島伸悟 5, 宇都宮真 5, 岩村哲 6, 飯田光人 7,
松本吉昭 7, 藤井雅之 8, 藤代尚文 9, 山室智康 10, 尾崎正伸１. 2, 水野貴秀１, 2, 斎藤義文１,
東原和行１, 山脇敏彦１, 並木則行 5, 2 , 荒木博志 5, 2, 野田寛大 5, 2, 押上祥子 11, 木村淳 12,
Christian Althaus13, Simone DelTogno13, Kay Lingenauber13, Hauke Hussmann13
宇宙科学研究所 1, 総研大 2、千葉工大 3, 放射線医学総合研究所 4, 国立天文台 5, MRJ6,
PTI7, FAM サイエンス/明星電気 8, アストロオプト 9, オプトクラフト 10,
工学院大 11, 東工大地球生命研究所 12,ドイツ航空宇宙センター13
We present Optical/Structural/thermal design for the receiver part (backend optics: BEO + detector module:
FPA) of the Ganymede Laser Altimeter (GALA) for the Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) mission.
Thermal environment of GALA is unique: The receiver telescope and some parts are cooled tointermediately cryogenic temperature by radiation to the cold surface of Ganymede and deep space while the
APD has to be kept at 25 ± 0.1 degree in its operation time. Many parts of GALA are warmed by self-heating.
Furthermore, GALA repeats observation time of 16 hours and data downlink time of 8 (power for observation
is off) hours. So the thermal environment is dynamic. Constraints of volume and mechanical interface is also
severe issue for design. Nevertheless, GALA have to keep stability of optical performance, especiallyabsolute agreement of the optical axis of the emitter and the receiver and to the spacecraft coordinate system.
Radiation shield also has to be mandatory.
Considering these conditions, we are carrying out design of optics, structure and thermal design for thereceiver part (BEO + FPA). The current baseline design, the BEO is simply consisting of a collimator lens,a narrow band-pass filter, a focusing lens supported without adhesive. Stainless SUS316 is used for the
structural material of both BEO and FPA in order to minimize thermal expansion mismatch and goodradiation shielding. A tolerance analysis was carried out and realistic error budget was allocated. Iterative
studies of thermal analysis of whole GALA and the optical/thermal/structural design is ongoing.
JUICE 搭載ガニメデレーザ高度計（GALA）における受光部（後置光学系 BEO および検出器モジュール
FPA）の光学/構造/熱設計について示す。
GALA の熱環境は特殊である。まず、受光望遠鏡はガニメデ表面および深宇宙への熱輻射により冷却される。いっぽう APD 検出器は 25±0.1 ℃を保って運用する必要がある。GALA の各部は電量消費による発熱がある。更に、GALA は 16 時間の観測の後、8 時間をデータ転送に当て、その間は観測機能の電力はオフになるため、熱環境は動的である。設計における空間的制約、機械的インターフ
ェースの制約も厳しいものになっている。
このような条件を考慮しつつ、GALA 受光部（BEO＋FPA）の設計を進めている。シンプル化を追求した光学系は、ピンホール、コリメートレンズ、狭帯域フィルター、結像レンズ、の 4 つ（だけ）の光学的素子から成る。これらの光学素子の固定に接着剤は用いない。BEO, FPA の筺体の材料は、熱膨張率のミスマッチを最小化し、放射線遮蔽能力も考慮して SUS316 で統一する。光学的トレランスについて解析して、現実的な誤差配分を定めることが出来た。現在、受光部の設計を GALA 全体での熱解析に取り込み、結果をフィードバックしつつ、設計を収束させているところである。

P2-19

P2-20
重力天体着陸探査に向けた元素分析装置「能動型蛍光 X 線分光計」の開発
The development of Active X-ray Spectrometer for
future lunar and planetary landing explorations○長岡 央 1，長谷部 信行 1，柴村

英道 1，内藤雅之 1，天野 嘉春 1，太田 亨 1，

Fagan Timothy1
1

早稲田大学

天体の元素組成はその起源と進化を明らかにする上で、質量や半径などの物理量と共に重要な情報である。今後の惑星探査では、周回機による全球的な探査と併せて、科学的に特に特徴的で興味深い領域への着陸探査が同時に行われると考えられる。将来の惑星探査では、表層に着陸し、その場の元素情報を高精度で取得可能な元素分析装置の開発が必要である。着陸探査にて有効的な手法の一つが、蛍光 X 線分析であり、今までに米国の火星着陸探査や中国の月着陸探査にて広く用いられ、その場の元素組成を取得した。しかし、これらの探査で用いられた X 線発生装置には、放射性同位体が用いられており、日本での探査ではその使用が非常に困難である。
我々は、将来の惑星着陸探査に向けて能動型蛍光 X 線分光計（AXS）の開発を進めている。
AXS は、能動型の X 線発生装置とシリコンドリフト検出器（SDD）を組み合わせた元素分析装置であり、蛍光 X 線分析により着陸地周辺の元素分析を行うことを目的とする。１）発生装置には焦電結晶を用いる。焦電結晶は、温度変化を与えることで自発分極が引き起こされ、結晶表面に非常に高い電場が形成される。発生装置は焦電結晶とペルチェ素子、金属ターゲットから構成され、これらを低圧ガスで封入する。ペルチェで結晶に温度変化を与え、生じた電場により容器内で発生した電子は加速され、金属ターゲットもしくは結晶に衝突し、それぞれの特性 X 線が発生する。この特性 X
線を利用して、蛍光 X 線分析を行う。焦電結晶型の発生装置を宇宙用として新たに用いることで、
小型省電力でかつ放射性物質を用いないという点が特徴的である。しかし、現状での焦電結晶型発生装置にはその強度が弱いという問題点があり、宇宙探査用に十分な強度が得られるよう入射X 線の高輝度化に関する研究を進めてきた。２）SDD の大面積化と窓厚の薄化への試みによる蛍
光 X 線の高感度化と、Na 以下の軽元素測定への対応も検討していく必要がある。
本発表では、我々が提案する AXS の概要と現在の開発状況について報告する。

P2-21
ソーラー電力セイルによるトロヤ群小惑星の探査計画○

岡田達明 1,9，癸生川陽子 2，青木順 3，伊藤元雄 4，河井洋輔 3，薮田かおる 3，矢野創 1，岡本千里 5，
中村良介 6，Jean-Pierre Bibring7，Stephan Ulamec8，大槻真嗣 1，松本純 1，岩田隆浩 1，森治 1，
ソーラー電力セイル・サイエンスチーム
1

JAXA 宇宙科学研究所， 横浜国立大学，3 大阪大学， 4JAMSTEC 高知コア研究所，5 神戸大学，

62

産業技術総合研究所，7 フランス宇宙物理学研究所（IAS），8 ドイツ航空宇宙センター（DLR），9 東京大学

ソーラー電力セイル（SPS）による木星トロヤ群小惑星の探査計画（2016 年 8 月に WG 活動を終了、Phase-A スタディに移行）について、科学観測の概要と搭載観測機器の検討状況を報告する。
SPS は次期中型宇宙探査ミッション候補の工学実験探査機である。世界初の宇宙ヨット「イカロス」で実証されたソーラーセイルの薄膜帆を大面積太陽電池として発電しつつ、「はやぶさ」「はやぶさ２」で培われた技術の延長である増強型イオンエンジンを駆動するハイブリッド推進システムにより、超低燃費で外惑星系にまで至る宇宙航行を行う。打ち上げから約 5 年で木星に到達し、重力アシストによってトロヤ群小惑星に向かう軌道に投入し、さらに数年後にトロヤ群小惑星にランデブーする。合計 10 年を超える
クルージング期間中を活かした科学観測も実施する。黄道光の原因となるダスト帯の外側に出て、赤外
線バックグラウンドを数桁下げた条件で赤外線宇宙観測を実施するほか、太陽系内ダストの動径方向の空間分布測定やその磁場観測と組み合わせて磁場・ダストの相互作用を調査する。さらに地球との超長基線を利用したガンマ線偏光観測などを行うことを検討している。
木星トロヤ群小惑星に到着後は、高度 1000km（～数 100km）に滞在し、望遠撮像および赤外分光撮像によるグローバルマッピングを行い、小惑星の形状、自転状態、表面地形、熱物性のほか、水質変成度や物質同定を行う。次に低高度に降下し、重力計測や平均密度などを調べ、かつ高解像度マッピングを行って着陸地点の選定を行う。さらに高度 1km まで降下し、100kg 級の着陸機を投下する。着陸後にパノラマ撮像による周辺地形調査、赤外分光撮像による物質調査、直下のマクロ撮像等による地盤調査を行う。次に、表層および地下数 10cm（最大 1m）の試料を採取し、複数の試料ケースに収納する。採取試料の一部は顕微分光撮像し、粒子単位での物質同定を行う。大部分の試料は順に加熱して揮発性成分を取り出し、熱分解や GC を通して質量分析を行い、同位体比（D/H、15N/14N、等）や有機物等のガス分子の同定を行う。また、一部の試料は地球帰還用であり、着陸機が再浮上して母船とドッキングし、試料を受け渡し、打ち上げから約 30 年後にサンプルリターンを行う構想である。
トロヤ群小惑星は木星軌道域の主に D 型天体であり、人類未踏地にある天体の素性を調べること自体が興味深い。また、太陽系内物質分布を調べるための重要な一要素である。それに加えて、太陽系形成過程に制約を与える可能性が期待される。最近の太陽系形成モデルでは、巨大惑星が動径方向に移動する説が提唱されている（e.g., Morbidelli et al. 2005; Walsh et al., 2011）。特に Nice モデルでは巨
大惑星の移動に伴って EKBO 天体が重力散乱され、その一部が太陽系内側に移動する結果、木星のトロヤ群として捕獲されたり、地球や月にまで降下（重爆撃）すると説明される。この場合、トロヤ群小惑星
は木星領域起源ではなく、太陽系外縁部起源の同位体比の特徴を示す（Marty et al., 2012）と考えられ、太陽系形成モデルの検証に寄与するであろう。

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