16

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012

特集「将来木星圏・土星圏探査計画へのサイエンス：その2」

小型科学衛星1号機Sprint-A/EXCEED計画の概要
吉川 一朗 ，土屋 史紀 ，寺田 直樹
1

2

3

2011年9月28日受領，2012年1月27日受理．

（要旨）EXCEED計画は，惑星周辺に分布するプラズマが発する極端紫外光を地球周回軌道から分光・撮像する衛星計画である．地球型惑星の大気散逸と，木星型惑星に見られる回転支配型磁気圏でのエネルギー輸送の問題に焦点を当て，地球とは異なる磁気圏特性の理解を目指す．宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所の小型科学衛星1号機（Sprint-A）に選定され，2013年の打ち上げに向けて開発が進行中である．

1. はじめに放射する輝線を分光，その空間分布を撮像し，惑星磁気圏の様子を概観することができるユニークな計画で固有磁場の強度と自転の速度は，惑星の磁気圏を特徴付ける重要な要素である．金星や火星は固有磁場ある．本稿の前半では EXCEED が目指す科学目標について述べ，後半で観測装置の概要を紹介する．

が弱いため，磁気圏前面での太陽風の動圧は惑星固
有磁場がもつ磁気圧を上回り，大気は太陽風に直接さ

2. EXCEED ミッションの科学目標

らされて宇宙空間へ散逸する．一方，木星や土星は固有磁場が強く自転速度が速いため，自転効果が支配的な領域には太陽風の影響が及ばないと考えられて

2.1

回転支配型磁気圏におけるエネルギーの輸送いる．本稿で紹介する EXCEED（EXtreme ultraviolet

固有磁場を持つ惑星の周辺では，惑星の自転角運動

spectrosCope for ExosphEric Dynamics）計画では，量が磁力線を介してプラズマに輸送され，プラズマは地球とは異なる環境下の磁気圏特性の理解を目指し，

惑星の周りを惑星と同じ角速度で回転
（共回転）
する．

金星・火星周辺で生じているプラズマの散逸，及び木

木星磁気圏内には木星中心から 6 RJ（RJ：木星半径）

星磁気圏でのエネルギーの輸送過程の問題に取り組む． の位置に衛星イオがあり，その火山ガスを起源とする
EXCEED 計画は宇宙航空研究開発機構・宇宙科学

プラズマがトーラス状に分布している（イオトーラス）．

研 究 所 の 小 型 科 学 衛 星 シ リ ー ズ [1] の 1 号 機（Sprint-

このプラズマはゆっくりと外側へ輸送されながら自転

A）に選定され，2013 年の打ち上げを目指して開発が角運動量の供給を受け [4]，木星から約 10 数 RJ までの進められている．極端紫外光を捉える分光撮像装置を領域では共回転が維持される．このため，動径方向の搭載し，太陽系の惑星周辺に広がるプラズマを地球のプラズマ輸送やエネルギーの伝搬は非常にゆっくりと周回軌道上から観測する．惑星磁気圏から放たれる極なると考えられてきた．しかし，近年，この考えでは

端紫外光は分光装置 [2] や撮像装置 [3] により観測され理解できない現象が観測されている．

た例があり，磁気圏のプラズマの様子を知る手段とし

図 1 に木星オーロラとイオトーラスが発する極端紫て威力を発揮してきた．EXCEED は極端紫外光の波

外線の明るさの変化を示す [5]．また，両者の増光現長域に高い感度をもつ光学素子を用いて，プラズマが象（図 1 の点線と矢印）の一例についてその対応関係の

1. 東京大学大学院理学研究科
2. 東北大学大学院理学研究科惑星プラズマ・大気研究センター
3. 東北大学大学院理学研究科
yoshikawa@eps.s.u-tokyo.ac.jp■2012遊星人Vol21-1.indd

16

詳細を図 2 に示す．オーロラは，共回転領域の外側の領域から高エネルギー電子（10-100keV）が磁力線に沿って大気へ降り込み，主に水素分子が衝突励起される

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189190

図 1※1：カッシーニ探査機が計測したイオトーラス(上)と木星オーロラ(下)の EUV の発191

度の変化．オーロラとイオトーラスの増光現象(点線と矢印)の間に相関が見られる[5]．

192

一方で，本稿では詳しく述べないが，イオトーラスのみに増光が見られる場合もある．

193※1 Courtesyof Drs W.
小型科学衛星 1 号 Sprint-A/EXCEED計画の概要／吉川他 Pryor and N. Schneider．

17

Total EUV
luminosity (TW)194
Io torus
luminosity

?

?

280

281

189
190
191
192
193
194

90-108nm[cts/1000s]
9 0 -1 0 8 n m[c ts /1 0 0 0 s ]1.2x1044
1.2x1033

ロラ（下）のEUVの発光強度の変化 ．オーロラとイオトー度の変化．オーロラとイオトーラスの増光現象(点線と矢印)の間に相関が見られる[5]．そのラスの増光現象(点線と矢印)の間に相関が見られる[5,6]．
一方で，本稿では詳しく述べないが，イオトーラスのみに増光が見られる場合もある．
4x10334x10
その一方で，本稿では詳しく述べないが，イオトーラスの※1 Courtesy of Drs
W. Pryor and N. Schneider．
みに増光が見られる場合もある．
279※1 Courtesy of Drs W. Pryor and N. Schneider．

195

283

Total aurora
intensity

8x10
8x10
図 1※1：カッシーニ探査機が計測したイオトーラス(上)と木星オーロラ(下)の
図1： カッシーニ探査機が計測したイオトーラス（上）と木星オー EUV の発光強
※1

282

280

281

282

Day of 2000

Total EUV
luminosity (TW)

Io torus
ことで発光する [7]．共回転領域の深部に位置するイ196
図 2：カッシーニ探査機が観測したイオトーラス(上) [6]と木星オーロラ(下)の増光現象
luminosity

オトーラスと共回転領域の外側に起源を持つオーロラ

197

図2： カッシーニ探査機が観測したイオトーラス（上）[6]と木星
オーロラ（下）の増光現象の1例．カッシーニ探査機は10時

例．カッシーニ探査機は 10 間おきに観測を休止したため，増光の開始時間や継続時間
時間おきに観測を休止したため，増光の開始時間や継続時の増光が，ほぼ同時か，短い時間差で対応を示すのは分からず，両者の対応関係の決定は困難である．上図はSteffl et al. (2004)[6]より引用
198※2
何故だろうか．オーロラ増光は外部磁気圏で起こる磁Steffl et al. (2004)[6]よ り 引 用 ． 下 図 はPlanetary Data

?

?

280

281

が分からず，両者の対応関係の決定は困難である．上図は199
下図は Planetary
Data System より取得したデータから作成．※2：Copyright © 200
気リコネクションによるエネルギーの解放[8] や太陽282

283

風中の衝撃波の到来[9] が原因であると考えられてい200
Elsevier．
4
1.2x104
1.2x10と，外側にある高温・希薄なプラズマと伴に内向きに電子（10eV ～8x10
1keV）の衝突励起により発光し [10]，そ戻される磁束の収支がバランスする．Galileo 探査機の強度変動はイオン密度あるいは電子温度の変化によ
3によって，高温・希薄なプラズマを含む磁束が共回

Day of 2000
取り除かれる時定数は数十日と長いのに対し，電子は測された時間は，共回転領域内での総観測時間の 0.3-

90-108nm[cts/1000s]
9 0 -1 0 8 n m[c ts /1 0 0 0 s ]Total aurora
る．一方，イオトーラス中の硫黄・酸素イオンは高温
8x1033intensity

4x103
4x10

り生じるが，イオンがイオトーラスから輸送によって
282
281
280
279
195
196
197

Systemより取得したデータから作成．
※2：Copyright © 2004，Elsevier．

転領域内で見つかっているが [12]，この様な磁束が観図 2：カッシーニ探査機が観測したイオトーラス(上)[6]と木星オーロラ(下)の増光現象の10.4% 程度にすぎない[13]．これは，内向きの輸送が空
極端紫外光の放射により 1 日程度の時定数で冷却され
例．カッシーニ探査機は 10 時間おきに観測を休止したため，増光の開始時間や継続時間がる事から，短い時間スケールの変動は高温電子の増大・間的に狭い領域で生じている事を示しており，磁束の減少により引き起こされたと推測される．これらの事

収支がバランスするためには，内向きの輸送速度はから，この増光現象は，共回転領域から遠方の領域で外向きの数 100 倍の速さを持つと推定される [13]．仮

開放されたエネルギーが共回転領域深部に持ち込まれ，に，この速さで外部磁気圏からイオトーラスまで磁束

高温電子の出現・増大をもたらした結果であり，オーが一気に戻される場合，輸送時間は 10 時間程度と見

ロラとイオトーラスの増光の時間差はエネルギーの輸積もられる [14]．一方，（2）については，MHD 波動に送に要した時間であると考えられる．

よる輸送時間として，Alfven 波の伝搬時間を見積も198

分からず，両者の対応関係の決定は困難である．上図は Steffl et al. (2004)[6]より引用※2．

199

下図は Planetary Data System より取得したデータから作成．※2：Copyright © 2004,

200

Elsevier．

エネルギーの輸送機構の候補として考えられるのは，ると，数分～ 1 時間程度となる [14]．エネルギーの輸（1）対流による高温電子の輸送，（2）電磁流体（MHD）

送時間は 2 つの機構で大きく異なるため，原因（エネ

波動として伝播したエネルギーによる電子加熱，であ

ルギーの解放）と結果（イオトーラスでの高温電子の出る．（1）に関して，共回転領域で動径方向にプラズマ現・増大）の時間差を知ることで，エネルギー輸送機を輸送する機構として，遠心力が駆動力となる交換型

構を検証できる．カッシーニ探査機の観測では，観測不安定が提案されている [11]．この機構では，イオ起

休止時間（10 時間）が増光現象の継続時間に比べて長源の高密度プラズマと伴に外向きに輸送される磁束

く，両者の相関関係や時間差の決定が困難であった（図■2012遊星人Vol21-1.indd

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205
206

207

208

209

210

211
212

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012

バッフル
極端紫外光分光撮像装置
EUV

主構体

視野ガイドカメラ
駆動電気系
FOV-E
極端紫外光分光撮像装置
駆動電気系
EUV-E

201
202
203
204

MDP

視野ガイドカメラ
FOV

主鏡

図3：小型科学衛星シリーズ
1 号機の衛星共通バスに取り付けられる，ミッション部構体と
図3：
小型科学衛星シリーズ1号機の衛星共通バスに取り付けら搭載機器．この他に，次世代小型衛星電源系要素技術実証システムが搭載される．このミれる，ミッション部構体と搭載機器．この他に，次世代小ッション部全体が衛星共通バスの上に結合される．
型衛星電源系要素技術実証システムが搭載される．このミッション部全体が衛星共通バスの上に結合される．

図5： 装置全体の有効開口面積の波長依存性．主鏡，分光器，及び検出器それぞれの同等品の効率を波長毎に測定し算出した．カッシーニ衛星に搭載された装置の有効面積（Steffl etal.（2004）[6] Fig.3より読み取った値）を比較として示す．

行うことである．広い波長域に渡る分光観測により，
電子温度と密度，並びに高温電子の存在量を導出する
ことができる [15]．イオトーラス全体と木星オーロラの両方を同時に視野に入れて観測する事によって，オーロラの増光をトリガとして，イオトーラスに高温電子が出現する様子を捉え，動径方向のエネルギー輸送機構を検証する．

2.2 弱磁場惑星からの大気散逸
大気の宇宙空間への散逸は惑星に共通の過程であり，その強弱は「惑星が大気を保有し得るか」「惑星が生命を育み得るか」を左右する．EXCEED は，固有磁場の弱い地球型惑星（金星と火星）より散逸する電離大
気の総量変化を調査する．これら弱磁化惑星では，惑
星磁気圏の磁気圧で太陽風動圧に抗することができず，

図 4：3 種類の形状のスリット(上から 10”，60”，及び 140”スリット)．10”と 140”スリット

図4： 3種類の形状のスリット（上から10”，60”，及び140”スリッ
太陽風は惑星の超高層大気に直接作用し，大気の散逸の背景は，衝の時期の木星紫外オーロラ及びイオトーラス(それぞれハッブル宇宙望遠鏡及ト）．10”と140”スリットの背景は，衝の時期の木星紫外オー※3を引き起こす．太陽風や紫外光放射量などに反映されびカッシーニ探査機による観測結果の合成)，
60”スリットの背景は視直径が 35”の時の金
ロラ及びイオトーラス（それぞれハッブル宇宙望遠鏡及び※3
カッシーニ探査機による観測結果 の合成），60”スリッ
る太陽活動度は，太陽系誕生直後には非常に高かった星(大気散逸のシミュレーション結果[21])である．※3：Courtesy of NASA/JPL-Caltech．
トの背景は視直径が35”の時の金星(大気散逸のシミュレー[16]．従って，大気の散逸量の太陽活動度依存性を定ション結果[21])である．
※3：Courtesy of NASA/JPL-Caltech．
量的に調べることは，初期太陽系に起きた大気散逸の

2）．EXCEED は約 100 分の周回時間のうち 50 分間を歴史を知る手がかりを与える [17,18]．現在の太陽の活観測に当てる事によって，約 1 時間の時間分解能で観動極大期の EUV 放射強度は，太陽系誕生初期の平均測を行い，2 つの輸送機構を区別する．

的な量に比較的近いとされている．また，太陽活動極イオトーラスでの増光が，高温電子の出現・増大に大期には，コロナ質量放出（CME）現象の発生頻度がより生じた事を観測的に実証するために必要となるの上がり，太陽風密度が高い状況下での大気の散逸量をは，硫黄イオンの輝線を分光観測し，プラズマ診断を調べることが出来る．EXCEED はまさにこの好機を

図 5：装置全体の有効開口面積の波長依存性．主鏡，分光器，及び検出器それぞれの同等品■2012遊星人Vol21-1.indd
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小型科学衛星 1 号 Sprint-A/EXCEED 計画の概要／吉川 他

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表1： Sprint-A/EXCEEDの諸元．

衛星諸元

分光撮像装置

光学系

打ち上げ
重量
サイズ
軌道高度
ミッション期間
軌道傾斜角
指向精度
波長範囲
視野
空間の分解能
波長分解能
主鏡
分光器
検出器
総合効率

2013年
330 kg
1 m×1 m×4 m
950 km×1150 km
1年
31度
±2分角
（視野ガイドカメラにより指向精度は±5”に改善）
60 nm－145 nm
約400秒角< 20秒角0.4nm
放物面鏡，口径20cm，F=8，焦点距離160 cm
材質：Chemical vapor deposited silicon carbide（CVD-SiC）
回折格子：ラミナー型1800 lines/mm
MCP with resistive anode encoder（RAE）60 mm×20 mm
光電物質蒸着：Cesium iodide
（CsI）
1%以上

表2： EXCEEDが搭載するスリット．

スリット名称
10”スリット60”スリット140”スリット

サイズ（幅×長さ）10”×400”
60”×400”140”×400”

とらえて観測するよう計画されている．

用途
全ての観測対象（波長分解能0.4 nm）
全ての観測対象（波長分解能1.0 nm）
主に木星・金星 形状は図4参照

酸素イオンに由来する雑音を軽減するように，高度の地球の周回軌道からのリモートセンシングは，飛翔上限は地球放射線帯の粒子がコンプトン効果により観体を惑星に送り込む探査とは異なり，大気散逸の素過測機内部に作り出す 2 次電子やγ線に由来する雑音を程を調べることはできないが，飛翔体では測定が困難軽減するように決定した [19,20]．ミッション機器としな低エネルギーイオン（< 10eV）の計測が可能で，磁て極端紫外分光撮像装置（EUV）と視野ガイドカメラ

気圏や電離圏の大局的な様子を知り，惑星からの大気（FOV）が搭載される．ミッションデータプロセッサの散逸総量を計ることができる．EXCEED は，惑星

（MDP）はこれらの機器を制御すると伴に，観測デーの外圏や電離圏の大局的な密度構造，並びに電離大気

タの収集・編集を行う．

の散逸総量とその太陽風・紫外放射依存性を明らかに

イオトーラスの主成分の 1 つである硫黄イオンは，する．特に，一価の炭素イオン（CII 133.5 nm）及び一電子衝突で励起されて発光し，その輝線は極端紫外光

価の酸素イオン（OII 83.4 nm）の輝線の観測から，低領域に集中している．プラズマ診断から電子温度を導エネルギーイオンの寄与を含めたイオンの散逸総量を出するために，広い波長域（60 － 145 nm）を分光観測把握し，惑星が保有する温室効果ガス（CO2）の総量のする．観測する空間領域は，木星の場合はオーロラと長期的変遷の理解に寄与する．

イオトーラス全体，地球型惑星の場合は磁気圏の前面から電離圏，並びに大気が流出する下流域までの広い

3. EXCEEDミッションの概要と観測計画範囲となる．このため，400 秒角の視野を確保するように設計した．表 2 及び図 4 に EXCEED が擁するスリ

図 3 に衛星のミッション部の外観を，表 1 に衛星のットとその観測対象に対する大きさを示す（金星は大諸元を示す．軌道は高度 950 km × 1150 km，軌道傾

気散逸のシミュレーション結果 [21]）．木星オーロラ

斜角 31 度の地球周回軌道で，軌道周期は約 100 分であ及びイオトーラスを観測する時は主に 140 秒角幅のス

る．高度の下限は，ジオコロナを形成する水素原子とリットを，他の惑星の観測では 60 秒角スリットを用■2012遊星人Vol21-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012

Launch226215

図 6：観測対象の大きさ，光子の計数と積分時間の関係．Exos, Ionos, Tail はそれぞれ外圏， 227

図 7：2013 年 1 月から 2014 年 12 月までの各惑星の位置(地球から見た太陽－惑星間離角)．

図電離圏，磁気圏尾部を示す．破線は，SNR(signal-to-noise
6：観測対象の大きさ，光子の計数と積分時間の関係．Exos,ratio)=1 が得られるまでの積分 228
Ionos, Tail はそれぞれ外圏，電離圏，磁気圏尾部を示す．
時間を示す．光学系の有効面積を3.14cm2，波長分解能を 1.2nm とした．各観測対象で想
217
破線は，SNR（signal-to-noise ratio）=1が得られるまでの218
定した輝線の波長と強度は以下の通りである．水星外圏：OI
130.4nm,2.6kR(×10); 水星
2219
電離圏:SII
90.9nm, 0.92R(×10); 水星尾部:SII 90.9nm, 0.14R(×10);
金星外圏:OI，波長分解
積分時間を示す．光学系の有効面積を3.14cm220
130.4nm,
750R(×3);
II 83.4nm, 3.5R; 金星尾部:OII 83.4nm, 5.8mR(×10)
能を1.2 nm金星電離圏:Oとした．各観測対象で想定した輝線の波長と221
及び CII 133.5nm, 59mR(×10);, 火星外圏:OI 130.4nm, 340R(×3); 火星電離圏:OII
強度は以下の通りである．水星外圏：OI 130.4 nm, 2.6 kR
222
83.4nm, 6.1mR; 火星尾部:O II 83.4nm, 0.87mR(×10), イオトーラス:SII 87.5nm, 1R 及; 水星電離圏 :SII 90.9 nm, 0.92R（×10）; 水星尾部 :SII
（× 10）
223
び 68.0nm, 220R．地球型惑星の輝線の強度の一部(主に外圏と尾部)は，CME 到来時の予想
90.9 nm, 0.14R（× 10）; 金星外圏 :OI 130.4 nm, 750R（×3）;
224
流出量に基づいた見積値であり，括弧内の数値は，通常時の輝線強度に対する倍率を示し
金星電離圏 :O II 83.4 nm, 3.5R; 金星尾部 :OII 83.4 nm, 5.8
225ている．
（× 10）及び CII 133.5 nm, 59 mR（×10）; 火星外圏 :OImR
130.4 nm, 340 R（× 3）; 火星電離圏 :OII 83.4 nm, 6.1 mR; 火
星尾部 :O II 83.4 nm, 0.87 mR（×10）, イオトーラス :SII 87.5
nm, 1R 及び SIII 68.0 nm, 220R．地球型惑星の輝線の強度の一部（主に外圏と尾部）は，CME 到来時の予想流出量に基づいた見積値であり，括弧内の数値は，通常時の輝線強度に対する倍率を示している．

図 7：2013
年 1 月から 2014 年 12 月までの各惑星の位置（地球からEXCEEDによる木星，金星，火星，及び水星の観測予定時期を太線で示す．

いる．特別に高い波長分解能（0.4 nm）
を必要とする時

ガイドカメラは可視光に感度を持ち，4 分角四方の視のために 10 秒角スリットを準備している（検出器の位野を持つ．極端紫外分光器のスリット周縁で反射され置分解能が波長分解能の制約要因となっている）．

た光を視野ガイドカメラに導き，姿勢の制御に利用す

216

見た太陽－惑星間離角）．EXCEED による木星，金星，火星，
及び水星の観測予定時期を太線で示す．

時間を確保して流出総量の上限値を決定する．
2 つ目の開発要素は，観測機の視野をいかに精度良
く天体に向け，安定に追尾するか，という点である．
小型科学衛星バスの指向精度は± 2 分角であるのに対し，EXCEED の観測に必要な精度は± 5 秒角
（衝の時
期の木星視半径の半分に相当）である．この両者の差を埋めるため，視野ガイドカメラが搭載される．視野

EXCEED の重要な開発項目の１つは装置全体の検る．惑星を観測している間は，スリットからはみ出し

出感度である．光学系は，主鏡，スリット，分光器，た惑星像の一部を視野ガイドカメラで撮像し，MDP

及び検出器から構成され，反射面が 2 面と受光面が１がその重心位置を計算する．この情報を衛星バスの姿

面ある．極端紫外光の波長域で高い反射率をもつ材質

勢系機器に渡し，± 5 秒角の指向精度制御を実現する．

と，高い効率で光子を電子に変換する光電物質を採用
2

図 7 に，打ち上げ後の惑星観測の計画を示す．2013（主鏡
し，観測する波長域で，1 cm 以上の有効面積

年の秋から約 1 年間の観測を計画している．太陽活動の面積と検出器を含む光学系全体の効率の積）を確保

は 2013-2014 年に極大を迎えると予測されており [24]，した（図 5）[22]．各惑星を観測するにあたり必要な積

地球型惑星の大気散逸の観測には好機である．2014

分時間の見積もりを図 6 に示す．イオトーラスの硫黄

年初頭に木星観測の好機があり，その前後の期間に，イオンの輝線は，数 10 ～数 100R の明るさがあり，1

太陽活動が最も高くなると予想される時期の金星観測回の周回中の積分（約 50 分）で十分に高い信号強度がを実施する．その後，火星と水星を観測できる時期が得られる．惑星大気に吹きつける太陽風の動圧が上昇順に訪れる．この他に，土星（衛星エンセラダス起源

すると，大気の散逸量は増加する事が知られているの酸素原子），並びに EUV 放射の強い若い恒星も観測[23]．太陽活動極大期には CME が頻発し，これによの対象として検討している．観測好機が重複する場合って大気散逸量が 1 桁上昇すると，金星尾部の炭素イは，2 つの観測対象を切り替えて観測する．

オンの輝線（CII 133.5 nm）は 1 日未満の積分時間で検出されると見積もられる．火星・金星尾部の酸素イオン（OII 83.4 nm）に関しては，数ヶ月に渡る長い積分■2012遊星人Vol21-1.indd

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小型科学衛星 1 号 Sprint-A/EXCEED 計画の概要／吉川 他

4. まとめ21

L03107.
[24] http://www.swpc.noaa.gov/SolarCycle/

地球の周回軌道から，惑星を取り巻く希薄なプラズマの様相を極端紫外光の分光撮像観測により明らかにする EXCEED 計画について，科学目標，観測装置と観測計画の概要を紹介した．EXCEED 計画では，装置の性能と観測方法を太陽系内の惑星磁気圏に最適化
し，金星・火星の大気散逸および木星磁気圏のエネル
ギー輸送に関する未解明問題に取り組む．2013 年の秋から約 1 年間，観測を行なう．

参考文献[1] Saito, H. et al. 2009, Acta Astronautica 65, 1345.
[2] Shemansky, D. E. and Smith, G. R., 1981, J. Geophys.
Res. 86, 9179.
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141.
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