日本惑星科学会
秋季講演会予稿集
2014

2014 年 9 月 24 日(水) - 26 日(金)東北大学片平キャンパス さくらホール
共催：東北大学理学研究科

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日本惑星科学会 2014 年秋季講演会・会場案内

於：東北大学片平キャンパス さくらホール〒980-8577 仙台市青葉区片平二丁目 1-1
受付：1 階講演会場：1 階 会議室
ポスターセッション会場、懇親会会場：1 階ラウンジ
仙台駅からのアクセス 仙台市営バス
仙台駅前 11 番のり場もしくは 12 番のり
場から乗車し、「東北大正門前」下車となります。
(バス所要時間 10 分程)(バス停から会場まで徒歩３分)

片平キャンパス内マップ

片平キャンパス さくらホール外観

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15:50 O8-07 ĨƚƟȚĉȠƘZEKiĒȪȻ®°[ĶȶɅïĤz¬ĵƚ[İÁčê*µŃǡʂȁǞþʃʄčɓƔǘʂJAXAʃ, ğţʂþǆʃʄÉɗĎĭʂƢþʃʄčǋåʂȘǂƭB^wG}ǞǭP{R}ʃ
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9:20 O9-03 ǮƌǦŞZfiÞÓƥÐEf^ŗÎĂĵ¤¬kƤCRǧǄz­²²ǞéàáŇƁ[ȣƨ*ğŸȋ, žƙŀɬʂèǰǈùǞʃʄŻȕʂǊȁǞʃʄɠƄĳʂŽþʃʄĭǋŋʂƢþʃʄğÔɯʂÜþʃ
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9:40 O9-05 žŞ[°¬Ȍê

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9:50 O9-06 ĵńŨ[žŞZEKi}n°¬Ȥ[Ʒɀ[Þș*ǶƇťɗ, «ŸëʂÉþǆʃ
10:00 O9-07( W[ ,! Ǌ[ǤǯXťů`[ĽƤ*Ɂžţɹ, þȹƃƟ, ɚŶŧāʂŽÉþǆʃ
10:10 O9-08 ȾƋȾĀĞȽFgŏiw£ů[ųȊ±Ǐń¤¬*ƁʁȮƐ, þȹƃƟʂŽÉþǆʃʄĕʁșǹʂɡþǆʃʄdA? ?{I@A?ʂE}^G}Ǟǭōʃ,ȎĻǡÙʂJASRI/SPring-8ʃ
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6
土星氷衛星の地質学的研究に基づく
エンセラダスとディオーネの熱的再活性化の発見○平田直之１ 宮本英昭１

１

東京大学総合研究博物館

土星の衛星エンセラダスは火山活動を有する．この活動の継続期間は明らかにされていな
かった．土星系の環-衛星系に生じる活発な相互作用 [1]に着目し，エンセラダス放出物の行方を調査した．その結果、近傍の複数の小型衛星上にて厚いエンセラダス由来堆積物を発見した[2]．これらの堆積物のクレーター年代は，いずれの衛星でも，約数千万年であった．
この年代はエンセラダスの火山活動が短期間に限られることを示唆するものだった [2]．
さて，この火山活動の熱源は潮汐加熱とされている[3]．そしてこの加熱は，(やや外側の軌道をもつ)ディオーネとの軌道共鳴によって維持されている．エンセラダスが急速に活性化したのなら，ディオーネにも何らかの変化が起きていてもおかしくはない．
そこでディオーネにも熱的活動があるのではないかと私たちは考えた．ディオーネには，
Wispy 構造と呼ばれる亀裂が存在する(図１)．画像解析を行い，ディオーネの CrossCutting Relation を調べた．その結果，Wispy 構造は数千万年以下の年代に制約されることがわかった．氷衛星上の亀裂は，過去における衛星の体積膨張の痕跡とされている[4]．それゆえ上述の結果は，数千万年以内にディオーネの体積が急激に膨張したことを示唆する．
衛星に加熱が生じると，氷地殻に熱膨張が発生することが知られている[4]．つまり，ディオーネの体積の膨張はその熱的活性化を示唆する．さらに２つの年代の近さは，エンセラ
ダスの活性化とも関連しているのかもしれない．これらの概要について報告する．

図１(a)土星の衛星ディオーネの後行半球．半球全体にわたって白い筋状の構造(Wispy 構造)が認められる．(b)，(c)は拡大図 (使用画像:N1532404843，N1507748228，N1569826794)．
引 用 文 献 [1] N. Hirata and H. Miyamoto (2012), Icarus 220, 106–113. [2] N. Hirata, H.
Miyamoto, and A. P. Showman (2014), GRL, in Press. [3] J. H. Roberts, and F. Nimmo (2008),
Icarus, 194, 675-689. [4] F. Nimmo (2004), JGR: Planets, 109(E12), E12001.

6
真空下における粉体熱伝導率の空隙率依存性測定実験と微惑星の初期熱進化への応用○坂谷 尚哉 1, 小川 和律 2, 本田 理恵 3, 荒川 政彦 4, 田中 智 2

1

総合研究大学院大学, 2 宇宙航空研究開発機構, 3 高知大学, 4 神戸大学

現在の惑星形成論においては、原始太陽系星雲中のダストが集積して微惑星と呼ばれる高空隙率天体が形成し、それらが衝突合体・破壊過程を経て現在の太陽系天体へと進化したと考えられている。微惑星はダストの集合体である粉体と考えられているが、その熱伝導率は空隙のない岩石に比べて 2-3 桁低い値を持つことが知られており、微惑星が粉体であること
がその熱進化に大きな影響を与えたと考えられる。更に微惑星は、熱進化の過程で高温に達し、ダストの焼結によって高い機械的強度を獲得し、衝突による結果 (反発、合体、破壊) はその前後で異なることが予想される。焼結が起こるタイミングをコントロールする主要な物
性は粉体微惑星の熱伝導率である。しかし、粉体物質の熱伝導率に関してはこれまで系統的な実験が乏しかったため、粉体内の熱輸送メカニズム自体の理解が浅く、信頼性のある熱伝導率モデルは存在しない。そこで、本研究は個々の依存パラメータをコントロールした状況
において真空下で粉体の熱伝導率測定実験を系統的に行うことによって、粉体の熱輸送メカ
ニズムの総合的な理解、および熱伝導率モデルの構築を目指している。
我々はこれまでに真空中 (0.01 Pa 以下) での粉体熱伝導率の粒径・温度・圧縮応力依存性についての実験を続けてきた。これまでの実験では空隙率 40% 程度のサンプルを用いたが、最近の理論的研究では微惑星の空隙率は 90% 以上であった可能性が指摘されている。そこで今回新たに空隙率依存性を調べる実験を行った。サンプルは微惑星の条件に近い平均粒径
5 µm のガラスビーズを用い、ふるいを通した自由落下、タッピング、および圧縮により空隙率を約 50%〜86% に調整した。各サンプルの真空下での熱伝導率測定実験の結果、常温における熱伝導率と空隙率の関係は Krause et al. (2009) と調和的であった。我々は更に各サンプルに対して熱伝導率の温度依存性を合わせて測定することにより、固体伝導と輻射伝導の寄与を実験的に決定した。特に輻射伝導率は温度に強く依存するため、各寄与率を決定することによって広い温度範囲に対して実験結果を適用することが可能である。本実験によって決定した固体伝導率と輻射伝導率の空隙率依存性の結果を下図に示す。この結果、調査した空隙率の範囲において固体伝導率は 1 桁以上変化し、輻射伝導率は空隙率約 0.7 以上で直線的な増加を示した。また、微惑星のような高空隙率粉体の場合、実効的な熱伝導率の約50%、もしくはそれ以上は輻射による寄与が占めていることが明らかとなった。
更に、上記実験を含む一連の実験で明らかにした空隙率・粒径・温度・圧縮応力の依存性を総合して、熱輸送メカニズムの考察を行い、粉体熱伝導率モデルを構築した。これを用いて岩石または氷からなる高空隙率微惑星の熱進化計算を行って、焼結が起こる条件およびタイミングを制約し、それが惑星形成過程に与える影響を考察した。
1x10-3

Radiative Conductivity at 300K

Solid Conductivity at 300K

10-1

10-2

10-3

10-4

0.4

0.5

0.6
0.7
Porosity

0.8

0.9

図: 本研究の実験によっ て決定した
温 度 300 K に おける固体伝導率(左) と輻射伝導率(右) の空隙率依存性。

8x10-46x10-44x10-42x10-4
0x100

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Porosity

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6
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衛星形成の舞台となる周惑星円盤の形成・進化について○藤井悠里1、小林浩1、奥住聡2、犬塚修一郎11名古屋大学、2東京工業大学

ガス惑星がガスを捕獲する際には、角運動量の保存からその周りに周惑星円盤と呼ばれるガス円盤が形成されることが知られている。この周惑星円盤はガス惑星への質量供給を特徴づけるばかりでなく、衛星系の形成現場であると考えられており、非常に重要な天体である。衛星形成の詳細な理解を目指し、我々はこれまでにその土台となる周惑星円盤の形成および進化の研究を行ってきた。周惑星円盤形成
初期には原始惑星系円盤から質量流入が続いている。一般的に、円盤は角運動量輸
送によりガス降着して進化する。周惑星円盤では、磁気回転不安定性(Magnetorotational Instability: MRI)が角運動量輸送を促し、その円盤面密度が決まっていると考えられていた。しかし、Fujii et al. (2014)により周惑星円盤では、公転周期が短く磁気拡散の時間スケールが小さいため、MRIは起こらないことが明らかになった。MRIによるガス降着が期待できないため周惑星円盤の面密度は質量流入に応じて増大する。円盤が重力的に不安定になると、円盤中に形成されるスパ
イラル形状の構造による密度波が立つ。それによって角運動量輸送が起こり、ガス降着が可能となる。その結果形成される周惑星円盤の面密度は非常に大きく、ガス
降着による加熱は極めて大きい。そのため、周惑星円盤の温度は2000-3000Kにも達する。約1500Kを越えるとシリケイトのような固体成分が昇華してしまうため、質量流入が活発だった時期には周惑星円盤には固体成分が存在しなかった可能性が高い。したがって、ガリレオ衛星のような規則衛星は質量流入が止まった後に円盤が冷えていくと同時に凝縮した固体成分によって形成されたと考えられる。この示
唆は、これまでの衛星形成論とは全く異なる新しいものである。本講演では、高温の周惑星円盤が衛星形成に与える影響について議論する。

6
レゴリス対流による小惑星表面更新のタイムスケールの推定○山田智哉，安藤滉祐，諸田智克，桂木洋光
名古屋大学大学院環境学研究科『はやぶさ』による高精度探査データの解析により，小惑星イトカワの表面は天体
衝突起源の地震動で常に更新され続けてきた可能性が指摘されている．例えば，表面のレゴリス層では流動化・分級した跡が観測され[1]，持ち帰られた微粒子の宇宙線照
射年代はおよそ 1～3 Myr と比較的若いことが知られている[2]．一方，地上の室内実
験ではレゴリスのような粉体に振動を加えると粉体対流が容易に生じることが知られている（e.g. [3]）．しかし，イトカワをはじめとする小惑星のような微小重力環境下において粉体対流による表面更新がどのようなタイムスケールで起こるのかという点に関しては，定量的議論がこれまで十分になされて来なかった．
この問題を解決するために，我々は定常な鉛直振動を加えたガラスビーズ層の粉体対流速度のスケーリング則を実験的に求めた．その結果，粉体対流の速度はほぼ重力加速度に比例することが分かった[4]．この実験結果より，粉体対流は微小重力環境下においても（その速度は小さくなるが）発生し得るということが示唆された．
本研究では，実験で求められた粉体対流速度のスケーリング則に加えて，メインベ
ルト小惑星（MBA）もしくは地球近傍小惑星（NEA）における天体衝突頻度モデル[5]と小惑星の衝突励起地震モデル[6]を組み合わせ，小惑星上で起こる粉体対流による表面更新のタイムスケールT [Myr]を小惑星直径の関数として求めた．
求めたTの表式をイトカワに適用し（先行研究[1,2]で推定されたエネルギーの変換効率：η = 10 ，衝突励起地震のQ値：Q = 2000等を用い），NEA の衝突頻度を仮定す
るとT = 17 Myr となり，MBA の衝突頻度を仮定するとT = 11 Myr となることが分かった．このタイムスケールはイトカワの衝突寿命より短い．すなわち，本研究により，イトカワのような小天体表面においても対流による小惑星の表面更新がその寿命内に十分に可能であることが明らかになったと言える．
[1] H. Miyamoto et al., Science 316, 1011 (2007).
[2] M. M. M. Meier et al., LPSC abstract #1247 (2014).
[3] A. Garcimartín et al., Physical Review E 65, 031303 (2002).
[4] T. M. Yamada and H. Katsuragi, Planetary and Space Science, in press, Vol.100,
Page 79-86 (2014).
[5] D. P. O’Brien and R. Greenberg, Icarus 178, 179-212 (2005).
[6] J. E. Richardson Jr. et al., Icarus 179, 325-349 (2005).

6
トロヤ群⼩小惑星の L4-L5 間遷移現象の⼒力力学的機構○⼤大島健太，柳柳尾朋洋
早稲⽥田⼤大学

基幹理理⼯工学研究科 機械科学専攻

近年年，太陽-⽊木星系 (Tsiganis et al. (2000)) と太陽-地球系 (Connors et al. (2011))
において，トロヤ群⼩小惑星が安定なラグランジュ点 L4 および L5 の近傍間を遷移する現象(jumping Trojan 現象) が数値計算によって確認されたが，その⼒力力学的機構は未だ完全には解明されていない．本発表では，制限三体問題および制限四体問題の枠組みに基づき，不不安
定なラグランジュ点 L3 に付随する不不変多様体が織り成す lobe ダイナミクスの観点から，
jumping Trojan 現象の⼒力力学的機構を明らかにする．
具体的には，まず太陽-⽊木星系のラグランジュ点 L3 近傍から伸びる不不変多様体は，図 1(a)のように，配位空間において多数のループを描く．そこで各ループの転向点を極座標平⾯面に射影する loop map と呼ぶ⼿手法を導⼊入し，不不変多様体を射影した結果，図 1(b)のように安定多様体と不不安定多様体で囲まれる⼀一連の lobe 構造を得た．さらに，jumping Trojan 現
象を引き起こす⼩小惑星の軌道は，これらの⼀一連の lobe 構造の交差領領域を順番に乗り移りながら最終的に L4 と L5 の近傍間を遷移することが分かった．
⼀一⽅方，太陽-地球系の制限三体問題においては，L3 に付随する不不変多様体は lobe 構造を形成せず，jumping Trojan 現象は確認されなかった．そこで，太陽-地球系に⾦金金星の摂動を加味した円制限四体問題 (bicircular model) を導⼊入し loop map を適⽤用したところ，図 2 に⽰示す lobe 構造を得た．ここで，bicircular model は時間に陽に依存するモデルであるため，
Du Toit et al. (2009) の⼿手法を応⽤用して，L3 に付随する不不変多様体に対応するセパラトリ
クスを可視化している．図２において，⼆二つの lobe の交差領領域内の点から時間前⽅方・後⽅方に数値積分することで，太陽-地球系においても jumping Trojan 現象の軌道を確認できた．
本発表では，以上の jumping Trojan 現象の⼒力力学的機構に加えて，地球-⽉月系の L4 およびL5 の近傍を探査する宇宙機の軌道設計への応⽤用についても議論論する．

図 1．(a) 太陽-⽊木星系の L3 に付随する不不変多様体．
(b) Loop map を⽤用いて極座標平⾯面に射影した不不変多様体と lobe 構造．

図 2．太陽-地球系に⾦金金星の摂動を加えた 結 果 得ら れ た， L3 に付 随 する
ｐｄｆに変換してから投稿しlobe 構造．

2
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Colaprete et al., J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2003JE002053, 2003.
Colaprete et al., Planet. Spa. Sci. 56, 150–180, 2008.
Hayne et al., J. Geophys. Res. 117, doi:10.1029/2011JE004040, 2012.
Hayne et al., Icarus 231, 122-130, 2014.
Ivanov and Muhleman, Icarus 154, 190-206, 2001.
Hu et al., J. Geophys. Res. 117, doi:10.1029/2012JE004087, 2012.
Kuroda et al., Geophys. Res. Lett. 40, 1484-1488, 2013.

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火星ダスト巻き上げスキームの大気大循環モデル DCPAM への実装及びダスト巻き上げフラックス診断実験⃝ 荻原弘尭 1 , 高橋芳幸 2 , 石渡正樹 3 , 小高正嗣 3 , 林祥介 21 北海道大学大学院理学院, 2 神戸大学大学院理学研究科, 3 北海道大学大学院理学研究院

はじめに

火星では大気中のダストが放射を介して大気熱構造に影響している. 従って, ダスト分布を決めるダスト循環(ダスト巻き上げ, 乱流混合, 移流, 重力沈降) が重要な過程となっている (Leovey, 2001). その様な観点から,各国の研究グループでダスト循環過程スキームを組み込んだ大気大循環モデルによる計算が行われている(Kahre et al., 2006; Newman et al., 2002). これに対して, 我々が開発を進めてきた大気大循環モデル DCPAM(高橋, 2013) には, ダスト循環過程スキームを組み込んでいなかった. 本研究では, DCPAM にダスト循環過程スキームの中の一つであるダスト巻き上げスキームを実装し, 放射不活性なダストの巻き上げ診断実験を行い, その結果を先行研究と比較する. 本研究で実装したダスト巻き上げスキームはダスト循環過程スキームの一つであり, 今後は, ダスト循環過程の残りの過程を取り入れた計算を行う予定である.

モデルと実験設定

地球流体電脳倶楽部で開発されている大気大循環モデル DCPAM を用いる. DCPAM では 3 次元球面プリミ
ティブ方程式を用いている. 放射過程では, CO2 と大気ダストを考慮した放射スキームを用いる (Takahashi

et al., 2003; 2006). 放射スキームに与えるダスト分布は一定のものを用いる. 乱流過程は Mellor and Yamada(1982) レベル 2.5 に従って決めた鉛直拡散係数を用いて評価する. 地表面過程は Beljaars and Holtslag (1991)の方法で評価する. 地表面特性 (地表面熱慣性, 地表面アルベド, 地形高度) にはマーズグローバルサーベイ
ヤーの観測結果を用いる. 数値解法としては水平方向にはスペクトル法 (三角形切断, 全波数 21), 鉛直方向には差分法 (鉛直層数 36) を用いる. ダスト循環過程には, ダストの巻き上げ, 乱流拡散, 移流, 重力沈降がある.
本研究では, ダストの巻き上げスキームのみを実装する. 具体的には, モデルで解像される風応力によるダス
ト巻き上げとして KMH スキーム (Kahre et al., 2006), モデルで解像できない塵旋風によるダスト巻き上げとして DDA スキーム (Newman et al., 2002) を DCPAM へ実装した.

結果

上記のモデルを用いてダスト巻き上げフラックス診断実験を行った. その結果, 風応力によるダストフラックスは極冠の縁と L s = 180◦ − 270◦ での南緯 30 度付近で大きくなった. この緯度分布の季節変化は Kahreet al. (2006) の結果と整合的である. しかしフラックスの大きさは, DCPAM の方が大きくなっている. この差は鉛直層数の違いや乱流混合の評価の仕方に関係すると思われる. また, 塵旋風によるダストフラックス

は L s = 270◦ − 300◦ の南緯 30 度付近で大きくなっている. この結果は Newman et al. (2002) の結果と整合的である.

地表面特性は大気場に影響を及ぼし, その結果, ダストフラックスにも影響する可能性がある. よって, 今後
地表面特性を変えたダストフラックスの感度実験を行い, 地表面特性によってダストフラックスがどの程度変動するかを調べる予定である. 更に乱流拡散, 移流, 重力沈降を取り入れた実験を行う予定である.

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ߴ౓ 50 km ΑΓ্Ͱχϡʔτϯྫྷ٫Λ༩͑Δ. ྟք๞࿨ൺ͸ 1.0 ͱ 1.35 (Glandorf et al., 2002),‫߹ࠞ਺֩݁ڽ‬ൺ N ∗ ͸ 5.0 × 108 , 5.0 × 106 , 5.0 × 104 kg−1 ͱ͠ (Forget et al., 2013), ‫ ܭ‬6 ௨Γͷ਺஋࣮‫ݧ‬Λߦͳ͏. ‫ྖࢉܭ‬Ҭ͸ਫฏ 100 km, Ԗ௚ 80 km, ֨ࢠִؒ͸ਫฏ 500 m, Ԗ௚ 400 m
Ͱ͋Δ.
3. ‫݁ࢉܭ‬Ռྟք๞࿨ൺ͕ 1.0 ͷ৔߹, ‫߹ࠞ਺֩݁ڽ‬ൺʹΑΒͣ४ఆৗతͳྲྀΕ৔ͱӢ෼෍͕࣮‫͢ݱ‬Δ. ‫ߴ݁ڽ‬౓ (ߴ౓໿ 20 km) ΑΓ΋ԼͰ͸ϕφʔϧରྲྀͱࣅͨߏ଄ͷ‫ס‬૩ରྲྀ͕ੜ͡, ‫౓ߴ݁ڽ‬ΑΓ্Ͱ͸ॏྗ೾͕୎ӽ͢Δ. Ӣ͸ॏྗ೾ͷ্ঢྲྀҬͰੜ͡, N ∗ ͕େ͖͍΄Ͳฏ‫ۉ‬తͳӢີ౓͸େ͖͘ͳΔ. ྟք๞࿨ൺ͕ 1.35 ͷ৔߹͸, ྲྀΕ৔ͱӢͷ෼෍͸‫߹ࠞ਺֩݁ڽ‬ൺʹґଘ͢Δ. N ∗ = 5.0 × 108 kg−1ͷ৔߹ͷ‫݁ڽ‬ͷ༷ࢠ͸ྟք๞࿨ൺ͕ 1.0 ͷ৔߹ͱಉ༷Ͱ͋ͬͨͷʹର͠, N ∗ = 5.0 × 106 kg−1 ͓Αͼ 5.0 × 104 kg−1 ͷ৔߹ʹ͸, ‫౓ߴ݁ڽ‬ΑΓ্ۭͰաྫྷ٫ঢ়ଶ͕ҡ࣋͞Ε‫͕݁ڽ‬ੜ͡ͳ͍࣌‫ظ‬ͱ, ‫ؒ࣌୹͕݁ڽ‬ͷΠϕϯτͱͯ͠ੜ͡Δ࣌‫ݱʹޓަ͕ظ‬ΕΔΑ͏ʹͳΔ. ‫݁ڽ‬Πϕϯτ࣌ͷӢͷൃୡ͢Δ༷ࢠ΋ N ∗ ʹΑͬͯมԽ͢Δ͜ͱ͕Θ͔ͬͨ. ಘΒΕͨӢཻͷαΠζͱ෼෍͔Βେ·͔ʹ‫ੵݟ‬΋ΒΕͨӢͷޫֶతް͞͸, Թஆͳॳ‫ظ‬Ր੕Λҡ࣋͢ΔʹඞཁͳࢄཚԹࣨޮՌ (Forget et al.,2013; ޫా, 2007) ʹ޷దͳ΋ͷͰ͸ͳ͔ͬͨ. ͨͩ͠, ຊ‫Ͱڀݚ‬͸ N ∗ Λ֤‫ݻͰࢉܭ‬ఆ͍ͯ͠ΔͨΊ, ͜ͷ఺Λ͞Βʹ௥‫͢ٻ‬Δʹ͸ N ∗ Λ༧ใ͢ΔϞσϧΛ༻͍ͨ‫ݕ‬౼͕ඞཁͰ͋Δ.

2
すばる望遠鏡戦略枠観測「SEEDS」による
原始惑星系円盤および系外惑星探査⃝ 工藤智幸 1 , 田村元秀 1 2 , 神鳥亮 1 、臼田知史 1 , 葛原昌幸 3 ,橋本淳 4 , 松尾太郎 5 , SEEDS/HiCIAO/AO188 team.
1

国立天文台, 2 東京大学,3 東京工業大学, 4 オクラホマ大学, 5 京都大学

「すばる望遠鏡戦略枠」とは他の追随を許さないユニークな観測装置 (またはその組み合わせ) を用い、個人または個別グループの研究課題を超えて、長期に渡るまとまった観測を行おうというものである。2008 年 7 月、系外惑星・円盤探査の大規模サーベイ「SEEDS(Strategic Explorationof Exoplanets and Disks with Subaru)」が初めてのすばる望遠鏡戦略枠として採択され、2009 年
10 月に観測が開始された。
本観測は主に HiCIAO と呼ばれる高コントラスト近赤外線撮像装置と補償光学系 AO188 との組
み合わせで行っている。HiCIAO は常温のコロナグラフ機構と差分光学系を備え、AO188 と組合せることで、すばる望遠鏡の回折限界の空間分解能と、明るい中心星から 0.1〜1 秒角の範囲で 4〜6 桁の高コントラスト達成している。

SEEDS では、5 年間で約 500 個の太陽質量程度の若い天体 (年齢 10 億年以下) の撮像サーベイを行う。本プロジェクトは天体の種類によっていくつかのカテゴリーに分かれており、原始惑星系
円盤の形態を 0.06 程度の解像度で中心星のごく近傍 (約 0.1 秒角) まで解明し、さらに若い星近傍における木星質量程度の系外惑星を直接検出することを目標としている。
2014 年 7 月 14 日現在、計 115 夜で約 420 天体の観測を遂行し、円盤の付随を示唆する数多くの新しい結果や、未知の伴星候補天体の検出にいくつも成功している。本講演では、これまでの 4 年間に渡る SEEDS 戦略枠全体の進歩状況と観測結果の紹介、そして最終年度に向けた展望について報告する。

2
A dynamical study on the habitability of the
exoplanet 40307 g
Ramon Brasser1 , Shigeru Ida1 , Eiichiro Kokubo2
1

Earth-Life Science Institute, 2 National Astronomical Observatory of Japan

Recent observational results from the HARPS survey and the Kepler satellite indicate that about
half of all solar-type stars are host to a number of planets with periods shorter than 100 days
and masses lower than 30 Earth masses. These planetary systems are usually compact with theplanets residing on dynamically cold orbits. Their compactness makes it challenging to keepthem dynamically stable. We investigate the stability of the compact system surrounding theK dwarf star HD 40307. It could host up to six planets smaller than Neptune, five of which
are within 0.25 AU with a sixth (planet g) out at 0.6 AU in the middle of the habitable zone.
We analyse the system’s dynamical stability using numerical simulations and frequency analysis
from initial conditions that lie within the observational uncertainties. We report the most stable
solution deviates about 3.1σ from the published values. The system is stable if planets e andf are apsidally aligned, and planets b and c should also be aligned. These alignments require
two eccentricity modes to be damped, posing constraints on the formation, and the past tidal
evolution of the system. We study how the dynamics of the system aﬀects the habitabilityof planet g by calculating the yearly-averaged insolation and black-body temperature at thepole. Both the insolation and black-body temperature undergo strong variations because of its
high eccentricity (0.22). The insolation variations are precession dominated, with periodicitiesof 40 kyr for precession and 102 kyr for obliquity if the rotation period is 3 d. A rotation
period of about 1.5 d causes extreme obliquity variations because of capture in a Cassini state
unless the obliquity is at the fixed point. For even shorter rotation periods (roughly 12 h) the
precession periodicity converges to about 10 kyr and the obliquity to 20 kyr. We conclude thatthe insolation variations are much more intense than on Earth.

Figure 1: The HD 40307 planetary system.

2
地球型水惑星の地表水分布と暴走温室限界○新田光 1、阿部豊 1、大石龍太 2、阿部彩子 2
1 東大・理2 東大・大気海洋研

液体の水は惑星気候に大きく影響を与えることに加えて、生命の生存可能性を議論する上でも平均値)となり、170W/m2 程度変化することが示された。

重要な物質である[e.g. Kasting et al., 1993]。こ但し、上記の研究においては、緯度方向の水のの液体の水を地表にもつ惑星が、ある閾値をこえ局在化が暴走温室限界に最も大きく寄与するこる中心星放射を受け取った時、水が全て蒸発してとを仮定している。地球を見ても分かるように、しまうことが知られている。これは強い温室効果

地表水分布を決める要素の 1 つである地形の効

気体である水の正のフィードバックが原因で、こ果のため、経度方向にも水分布は一様ではない。

のような状態を暴走温室状態と呼ぶ。暴走状態に

この経度方向の水分布が気候に与える影響は、未達する閾値(=暴走温室限界)については現在に至だよく分かっていない。

るまで数多く議論がなされている[e.g. Kasting

そこで我々は、地球型惑星の地表水分布につい

et al., 1993; Kopparapu et al., 2013] 。＜引用のて、経度方向の分布にも着目することで、暴走温根拠がよくわからない＞

室限界に与える影響を系統的に知ることを目的

この暴走温室限界の値が、液体水自身の地表分
布によって大きく変化することが、近年明らかになってきている[Abe et al., 2011]。

とし、GCM を用いた数値実験を行った。
今回我々は、Nitta et al. [2014, 連合大会] と同様、CCSR/NIES AGCM 5.4g [Numaguchi,

惑星スケールの地表水分布は、大気循環と惑星

1999]を用い、1 気圧の空気を持った地球型惑星の持つ水の量、地形によって決まる。地球のように対して、大気中の水蒸気輸送を計算した。地表

な、水の量が多い惑星では、地表に十分な量の水面の水の流れは GCM では計算できないため、そが行きわたり、赤道域から極域まで広く水が分布

れらの効果として緯度方向に一様、経度方向に非する。

一様な地表水分布を境界条件として与えた。これ

一方で、大気循環は、地表の水を赤道域から極に対し、太陽放射強度を増大させていき、定常状

域方向に運ぶ[Abe et al., 2005]。水の量が少ない

態が維持できなくなる暴走温室限界を求め、地表

惑星では、地形によって地面の水の流れが阻まれ、水分布と暴走温室限界の関係を調べた。

大気循環により両極域まわりに水が局在化する。

上記手法による実験の結果、経度方向の水分布

水が高緯度側に局在化されているとき、低緯度側

によって海面積が等しい場合においても、暴走温はよく乾燥するので水の温室効果が弱く、強い惑

室限界に最大で 40W/m2 程度の差が現れた。本発星放射が可能になる。Nitta et al. [2014,連合大

表では、この差が緯度方向の水分布の不均一のみ

会]では、この効果に着目し、GCM による数値実考慮していた従来の結果にどう影響を与えるか

験から、地球型惑星において、水の局在化の程度について、議論する予定である。

によって、暴走温室限界が最大で 430W/m2(全球2
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2
巨大ガス惑星の雲層構造と放射冷却過程○高橋康人 1, はしもとじょーじ 2, 石渡正樹 1, 高橋芳幸 3, 大西将徳 3, 倉本圭 1
1

北海道大学, 2 岡山大学, 3 神戸大学

本研究は、巨大ガス惑星を代表し最もよく観測がおこなわれている木星において、雲の存在が大気中の放射伝達過程および熱収支にどう影響するのかを、放射伝達モデルを用いた数値実験によって明らかにすることを目的とする。
木星では複数の分子種が凝結して雲を形成することが理論的に予想されており、観測からもそれを支持するデータが得られている。しかし雲頂以下の大気構造について観測から得られる情報は限定的なため、雲形成の起きている高度範囲の詳細な大気構造についてはわかっていない。雲構造の形成に関しては、対流圏における鉛直対流運動が大きな役割を果たすと考えられる。対流運動は大気の放射冷却によって引き起こされる対流不安定によって駆動され、これにより雲が生じる。雲は光学的な寄与が大きいため、大気中の放射伝達過程に影響し、それが放射冷却の様相を変化させる。すなわち放射伝達と対流運動は相互依存の関係にあり、両者の橋渡しをする放射冷却過程を明らかにすることが、雲構造を推定する上で必要不可欠である。しかしながら従来の研究では、放射冷却過程についての系統的な研究はなされていない。
本モデルは、木星を想定した平行平板大気の 1 次元放射伝達モデルである。気体吸収として H2, He の衝突誘起吸収および H2O, CH4, NH3, H2S, PH3 の線吸収を考慮し、気体によるレイリー散乱、ならびに雲粒による消散も導入している。また、放射伝達計算は二流近似 (Toonet al., 1989) を用いている。実験では、平衡雲凝結モデル (ECCM, Atreya et al., 1999) による
雲水量分布を基準として、雲の粒径や雲水量を様々に変えた計算を行い、これらが惑星の熱放射スペクトルおよび放射冷却率にどう影響するかを調べた。
これまでの実験から、観測された木星の熱放射スペクトルの二つのピーク (200 cm-1 付近の熱放射の主ピークおよび 2000 cm-1 付近の大気の窓領域のピーク) を再現するには、雲水量が ECCM の千～十万分の 1 程度である必要があることがわかった。この推定は木星多成分雲対流の流体力学計算 (Sugiyama et al., 2014) から得られた雲水量分布と同程度ないしより小さい。熱放射の主ピークのスペクトル強度の観測値は、雲無しの場合の計算値にほぼ一致している。この場合、放射冷却率分布は 0.7 bar 付近にピークを持つが、これは NH3 雲による雲頂レベル (~0.5 bar) よりも深部にある。そのため、ECCM と同程度の雲水量を与えると雲による放射の遮蔽の影響を強く受け、熱放射の主ピーク強度が観測値よりも著しく減少してしまう。一方、今回推定された雲水量を与えた場合には、雲は主ピーク帯の放射伝達にさほど影響せず、対流層の放射冷却率分布は雲無しの場合からほとんど変化しない。ただし
窓領域の観測スペクトル強度は、雲無しの場合よりも明らかに小さく、こちらは雲層による
部分的な消散を考慮することで説明できる。

2
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Interior Structures and Atmospheres of Short-Period Super-Earths!
○Yasunori Hori and Douglas N.C. Lin
Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, Santa Cruz

!In the vicinity of a central star, low-mass planets with masses from the Earth to Neptune (hereafter,
super-Earths) are common, rather than close-in gas giants such as well-known hot Jupiters. The massradius relation of super-Earths (SEs) found that high-density SEs such as CoRoT-7b and Kepler-10b
are likely composed of rocky or iron material similar to the Earth and Mercury, whereas short-period
SEs with densities lower than water, e.g., Kepler-11e, exist. Atmospheric spectroscopy of SEs aroundM/K-type dwarfs also revealed that such close-in SEs show flat and featureless patterns of absorption
spectra, which invoke two possible atmospheric models, either atmospheres enriched with “icy”
components such as water and carbon dioxide or hazy/cloudy atmospheres. It is, however, not clearthat how low-density SEs formed and why they failed to become gas giants as well. In this study, we
focus on two scenarios for the origin of low-density SEs: (1) planets that formed beyond the snow line
migrate inward and (2) they grow up to the present-day SEs via giant impacts. Following thesepictures, we discuss effects of formation processes on figures of close-in SEs, that is, interior
structures and atmospheres of close-in SEs.!

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形成過程から探る短周期スーパーアースの大気と内部構造○堀安範, Douglas N.C. Lin (カリフォルニア大学サンタクルーズ校)

中心星近傍の領域では hot Jupiterのような短周期巨大ガス惑星よりも、地球から海王星サイズの惑星（以下、Super-Earth）が普遍的かつ豊富に存在する。短周期Super-Earthのなかには、
CoRoT-7bやKepler-10bに代表される岩石／鉄主体の惑星以外に、低密度なSuper-Earthの存在が知られている。さらに、大気の透過分光観測から、それらの惑星は、水蒸気や二酸化炭素といった「氷」成分に富んだ大気、または雲やもやに覆われた水素・ヘリウムに富む大気を保持している可能性が示唆されている。しかし、これらの短周期Super-Earthがどのように形成されたのか、そしてガ
ス惑星にならず、適度な大気量を獲得出来たのかは良く分かっていない。そこで、本講演では、これ
らの低密度なSuper-Earthについて、(1) 遠方領域で形成された後、惑星移動して来た、(2) 巨大衝突によって形成された、の2つの起源に基づいて考察する。併せて、形成過程の違いが短周期SuperEarthの内部構造にどのような影響を及ぼすのかについても議論する。

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周惑星ガス円盤中で形成する巨大氷衛星の原始大気○三上峻 1, 高橋康人 1, 倉本圭 1
1

北海道大学 理学院 宇宙理学専攻

巨大氷衛星ガニメデ，カリスト，タイタンはサイズと平均密度が似るにも関わらず，その表層環境に顕著な差異が存在する．タイタンは太陽系の衛星として唯一厚い大気を持ち，その主成分である N2
は，近年の探査機カッシーニのデータによれば，NH3 のような他の窒素分子種に由来する可能性が高い．しかし，大気の形成がいつどのように進行したのか，またなぜタイタンだけが大気を持つのかは未解決の問題であり，これは，集積期の巨大氷衛星の物理状態について不明な点が多いことに起因する．
近年有力視される衛星形成理論によると，巨大氷衛星をはじめとする規則衛星は低温・低圧な周惑星円盤において比較的長い時間をかけて集積成長する．そのような形成条件では，集積期の巨大氷衛
星では氷成分の大規模な融解は生じなかったとする主張があるが，そこでは原始大気の保温効果が無視されている．実際には，低温の円盤環境下では巨大氷衛星は大量の円盤ガスを捕獲し，蒸発した氷
成分とともに厚い原始大気を形成する可能性がある．
そこで本研究では，このような混合型大気の放射対流平衡構造とその保温効果について数値的に検討した．原始大気は衛星ヒル半径において周惑星円盤と静力学的に接続し，大気成分には円盤ガス成分の H2, He と材料物質中の氷に含まれる H2O と NH3 を考慮する．大気は成層圏と対流圏で構成され，氷蒸発成分は成層圏では混合比一定，対流圏では蒸気圧に従う．また，それぞれの衛星形成場の円盤
条件は Canup and Ward (2002) をもとに，ガニメデ，カリスト，タイタン軌道でそれぞれ 150 K, 120 K，
50 K, 円盤圧力は 0.1-10 Pa とし，地表面温度の関数として大気上端の熱放射フラックスを算出した．
いずれの円盤条件においても，地表面温度が 200 K 以上の場合には，H2O と NH3 の寄与により大気が光学的に厚くなり，大気上端からの熱放射フラックスは大気無しの場合より顕著に小さい．一方，
地表面温度が低い場合，ガニメデ・カリスト条件下では熱放射フラックスは黒体放射に漸近する．これは背景温度が比較的高いために大気のスケールハイトが大きく，低圧で光学的に薄い大気となるからである．一方，タイタン条件下では，同じ地表面温度に対し，熱放射フラックスが黒体放射に近い解に加え，これよりも著しく小さな解も出現する．後者の解は，背景温度が低いために重力的に強く束縛された光学的に厚い大気を獲得することに対応する．
この結果から，ガニメデやカリストの場合，集積完了後に原始大気は冷却し，H2O と NH3 は凝結により大気から取り除かる．一方，H2 と He の重力的な束縛が弱いため，これらは円盤ガスの散逸に追従して失われる．これとは対照的に，タイタンの場合，集積エネルギーの解放が完了したのちも，
太陽や原始土星からわずかな放射エネルギーを受け取ることにより，比較的高温 (～200 K) の原始大気が保持されると考えられる．重力的束縛が強いため，円盤散逸後も原始大気は残存し，氷成分から揮発した NH3 が高分圧で維持される可能性がある．現在のタイタン大気の N2 はこの NH3 が光化学
反応プロセスを経ることで生成されたのかもしれない．

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微惑星サイズと乱流の関係⃝ 小林 浩 1 、田中秀和 2 、奥住聡 3名古屋大学大学理学研究科素粒子宇宙科学専攻
2
北海道大学低温科学研究所
3
東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
1

星形成の副産物としてできる原始惑星系円盤の中で惑星は形成される。惑星形成は、固体微粒子が集まって 1-100km 程度の大きさの微惑星が形成され、その微惑星が重力的に引き合い暴走成長を起こし 1000km 以上の大きさの原始惑星を形成という過程が考えられている。小惑星帯やカイパー帯の天体のサイズ分布はベキ分布になっているがそのベキ値が 100km 程度で変わっており、このベキが変わるサイズが原始惑星系円盤の中でできた微惑星と関係している可能性が高い。本
研究では、原始惑星系円盤中での天体の衝突進化を調べ、以下のことを得た。原始惑星系円盤の乱流によりランダム速度が上げられているうちは暴走成長が起きずに大きな天体が質量を持つよ
うなサイズ分布をしているが、天体の成長に自己重力による重力フォーカシングが効きだすと暴走成長が起きて小さな天体が質量を持つようなサイズ分布のベキになる。暴走成長が起こるサイズが 100km 程度になると小惑星やカイパー帯の天体のサイズ分布を説明できる。また、この条件
は木星形成のための固体核を作るのに都合がいい。100km 程度まで自己重力が効かないためには天体のランダム速度が十分大きくなくてはいけないが、磁気乱流不安定により作られる密度ムラからうける摂動によりこのようなランダム速度が実現できることが分かった。一方、乱流が強す
ぎると、100km に達する前に天体は衝突により破壊されてしまう。そのため、100km 程度まで成長でき、そこで自己重力が効くような条件を見つけ出した。本講演では、上記の効果を考慮し、太陽系が形成された原始惑星系円盤の環境について議論する。

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磁気乱流駆動の円盤風によって進化する
原始惑星系円盤中での地球型惑星形成!

荻原正博1 ○小林浩2 犬塚修一郎2 鈴木建2!
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1) コートダジュール天文台

2) 名古屋大学

およそ0.1地球質量以上の惑星は原始惑星系円盤に密度波を立て、その密度波から逆に負のリ
ンドブラッドトルクを受けることで、中心星方向へ移動し得ることが知られている（タイプI移動）。特に惑星近傍での円盤ガスが局所的に等温であると仮定すると、地球質量の惑星は105年程度の時間で移動する。一般的にリンドブラッドトルクが負の値であるのに対して、共回転領域の円盤ガスから受ける共回転トルクは正の値を取り得ることが指摘されており、円盤の密度分布・温度分布、更に粘性拡散率・熱拡散率に依存して惑星移動は中心星から外向きにも移動する。
近年、共回転トルクによって惑星移動が外向きになる可能性に注目し、円盤の温度分布進化を考慮した惑星形成過程の研究が積極的に行われている。これに対し、本研究では円盤の密度分布に着目する。磁気回転不安定起源の乱流状態にある原始惑星系円盤の進化を追った磁気流体シミュ
レーションによって、ガスは円盤の上下面から吹き出すことが発見され（円盤風）、これは原始惑星系円盤の散逸に寄与することが指摘された（Suzuki & Inutsuka 2009）。また、円盤風は中心星近傍領域ほど効率が高い為、円盤は中心星近傍から外側に向かって散逸することも示され、地球型惑星形成領域では円盤の面密度勾配がこれまで仮定されてきた値（-0.5から-1.5）よりも大きくなると考えられる（Suzuki et al. 2010）。

!

本研究では円盤風の効果を考慮した円盤中での地球型惑星形成を調べる。円盤風による質量流出を組み込んだ１次元拡散方程式を解くことで円盤面密度進化を求め、これを原始惑星の軌道進化・合体を追うN体シミュレーションに導入する。本研究では特に円盤風の効果が重要になる惑
星形成後期段階に注目し、原始惑星から惑星の形成までを１億年程度追う。タイプI移動の表式
としては、共回転トルクの飽和や質量・離心率依存性を考慮したものを使用し、トルクを惑星の運動方程式に直接導入する。このようなシミュレーションによりどのような地球型惑星が形成されるのかを調べ、その結果を本講演において議論する。

2
デッドゾーン縁辺における木星型惑星コア形成
片山将文，⃝ 城野信一 11

名古屋大学大学院環境学研究科

原始惑星系円盤の内部には，「デッドゾーン」と呼ばれる乱流が弱い領域があると考えられている．
デッドゾーンの縁辺において，乱流による粘性が大きく変化することになる．この粘性の大きな変化が渦を発生させ，ダストアグリゲイトが渦に捕獲されることにより効率的に原始惑星を形成するメカニズムが Lyla et al. (2009, A&A 497, 869) によって提案されている．このシナリオにそって原始惑星が特定の領域で形成されたらその後の進化はどうなるか？というモティベーショ
ンで，Sándor et al. (2011, ApJ 728,L9) によって N 体シミュレーションが行われた．このシミュ
レーションにおいては，デッドゾーンの外側縁辺において原始惑星が形成されるとしている．また，デッドゾーンの内側外側縁辺それぞれにガス面密度分布のピークが存在し，その二カ所が惑星移動の平衡半径となっている．つまり，ガス円盤からのトルクによって原始惑星はこの二カ所のどちらかに移動する．シミュレーションの結果，数十万年という短いタイムスケールで 10 地球質量程度の天体がデッドゾーンの外側縁辺に形成されることが示された．
しかしこのシミュレーションにおいてはガス円盤から受けるトルクを算出する式に間違いがあり，トルクが大きく算出されてしまっていた．そこで我々は，適切な式を用いて N 体シミュレーショ
ンを行い，結果がどう変わるかを調べた．トルクの算出式以外はほぼ同一の条件でシミュレーショ
ンを行った．その結果，10 地球質量まで成長するには 100 万年程度かかること，最大質量の天体
は外側ではなく内側の平衡半径に形成されること（図 1 参照）が分かった．ガス円盤から受ける
トルクが小さくなったため，乱された軌道が円軌道まで緩和するのに時間がかかり，衝突頻度が低下したために形成時間が長くなったと考えられる．内側縁辺に原始惑星が散乱され，内側縁辺におけるトルクが外側縁辺におけるトルクよりも大きいことから，Sándor et al.(2011) の結果とは異なり内側縁辺に最大質量の天体が形成された．

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No. of simulations

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60

40

20

0

0

2

4

6

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10

Semimajor axis (AU)

図 1: a: 最大質量の天体の形成された場所．b: 二番目に大きな質量を持つ天体が形成された場所．
破線は内側，外側の平衡半径を示す．Sándor et al.(2011) においては，最大質量の天体は外側の平衡半径において形成された．

2
自己重力不安定な円盤における巨大ガス惑星の軌
道進化⃝ 植田 高啓 1 , 井田 茂 2 , 竹内 拓 1
1

東京工業大学,2 地球生命研究所

近年，離心率が小さく軌道長半径が大きい惑星が発見されてきている．例えば，HR8799 の周りには，軌道長半径がそれぞれおよそ 15AU，27AU，43AU，68AU である 4 つの惑星が直接撮像によって確認されている (e.g. Marois et al.2010)．これらの惑星の質量はいずれも 5〜10 木星質量程度で，離心率は，その軌道周期が長いため精確には測定できていないものの，0 に近いと推定されている．このような長周期の円軌道巨大ガス惑星を形成するモデルとして円盤自己重力不安定
モデルが存在する．このモデルでは，質量の大きい円盤が自身の重力によって分裂し，クランプ(ダストを含むガスの塊) をつくり，それらがガス惑星を形成する．自己重力不安定は円盤外側ほ
ど起こりやすいため，上記のような長周期円軌道ガス惑星が形成される可能性がある．本研究では，自己重力不安定で形成されるような巨大ガス惑星が重い円盤の中でどのように軌道進化していくかを，円盤との重力相互作用と乱流から受ける力を考慮して調べた．自己重力不安定を起こす円盤は，乱流状態にあると考えられるため，乱流トルクによって離心率が上昇し，楕円軌道になると考えられる．そこで，楕円軌道を描く巨大ガス惑星が円盤ガスとの重力相互作用である力
学的摩擦と乱流トルクを受けて軌道進化するときに，軌道長半径や離心率といった軌道要素がどのように変化するかを調べた．計算の結果，初期の軌道長半径によらずに，104 年程度のうちに
a = 10AU 程度まで軌道長半径が減少しうることがわかった．また，低質量惑星ほど乱流によって円盤の外に散乱してしまう確率が高いことがわかった．

図 1: 軌道長半径の時間進化．青と赤の実線はそれぞれ乱流領域が 0.5AU から 200AU，30AU か
ら 200AU の場合．

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TANEKO AKIRA, SEED SCIENCE Lab. 2014-9.

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[1]✀Ꮚᙲ࣐ࣝࢳ࢖ࣥࣃࢡࢺ࡟ࡼࡿ᭶࡜ᆅ⌫ࡢ㉳※(2014),[2]A,Wegener ኱㝣⛣ືㄝ(1927)

2
円盤磁気乱流中でのプラズマの電場加熱：
磁気乱流強度とダスト成長への影響⃝ 森 昇志 1 ，奥住 聡 1

1

東京工業大学 理工学研究科 地球惑星科学専攻

原始惑星円盤内の乱流はその角運動量を外側へ輸送する一方で、サブミクロンサイズのダストからキロメートルサイズの微惑星までその成長に影響を及ぼす。円盤で乱流を起こす機構の１つとして磁気回転不安定性が考えられている。この不安定性は電離度に依存しており、低電離度では不安定は発達しない。円盤内ではダストが荷電粒子を吸着し、低電離度になるために乱流が起きない場所があり、デッドゾーンと呼ばれる (Gammie 1996; Sano et al. 2000)。
これまでデッドゾーンの外側では激しい乱流が起きていると考えられていた。しかし、その発達した磁気乱流によって作られる強い電場が電子を加熱し (電場加熱)、加熱された電子がダストに効率よく吸着され、電離度が減少し、磁気乱流が弱まる可能性が指摘されている (Okuzumi & Inutsuka,
submitted)。我々はこれまでの研究において、電場加熱が原始惑星系円盤中のどの領域で起こりうるかを調べてきた。その結果、デッドゾーンの外側の広い領域で電場加熱が起きうることを明らかにしている (Mori & Okuzumi, in prep)。
本研究では、電場加熱が起きる領域で乱流強度がどの程度まで弱くなるかを見積もった。その結果、従来の理解に対し、磁気乱流は著しく弱まることが示唆された (図 1)。さらに、負に帯電したダストが静電反発力によってダスト同士が衝突しにくくなる影響についても評価した。その結果、電場加熱が起きる領域では、(1) ダストが大きく負に帯電することによる静電反発と (2) 乱流が弱くなってダスト同士の衝突速度が減少する２つの効果によって、ダストは合体成長しにくくなる
ことが示唆された (図 2)。

電場加熱なし10-1

 =100



10-2
10-4

電場加熱あり10-6
デッドゾーン

10-8
0

10

電場加熱領域

20

30

40

50

MRI領域

60

70

80

中心星からの距離 [AU]

図 1 電場加熱が起きている領域で乱流が弱まっていることを表す図。20AU から 70AU が電場加熱が起きている領域に対応する。

静電反発エネルギー / 衝突エネルギー

1000

1

 = 100
赤道面 r = 15 AU100

電場加熱あり

10
1
0.1

電場加熱なし0.01
0.001
0.1

1

10

100

ダスト半径 [ m]

図 2 ダストの帯電による静電反発がダスト同士の合体成長を妨げることを表す図。静電反発エネルギーと衝突エネルギーの比を縦軸にとり、これが１以上になるとダストは互いに衝突しにくくなることを意味する。

2
原始惑星系円盤内の圧力バンプにおけるダスト集積過程のダスト層の厚みによる違い⃝ 瀧哲朗 1 ，藤本正樹 2,3 ，井田茂 3
1

東工大，2 宇宙航空研究開発機構，3 東工大 地球生命研究所

微惑星の形成過程は惑星系形成論における重要な未解決問題のひとつであり，現在まで様々なアプ
ローチから研究が続けられてきた．微惑星の形成を困難にしている要因は大まかに２つある．１
つは円盤内のガスとダスト (固体成分) の間での角運動量交換に起因する，ダストの中心星方向への移動問題で，「中心星落下の壁」と呼ばれている．もう１つはダスト同士の相対速度が大きすぎることによる合体成長の阻害で，こちらは「衝突破壊の壁」と呼ばれている．
この中心星落下の壁を回避可能なメカニズムのひとつとして「圧力バンプによるダスト捕獲」が注目されてきた．原始惑星系円盤ガス中に局所的な密度の非一様構造 (圧力バンプ) が存在する場
合，そのような領域では角運動量の授受が逆転するため，落下するダストを堰き止めることが可能である (Wipple, 1972)．しかし一方で，圧力バンプは集まってくるダストとの角運動量交換によって破壊されしてまい，圧力バンプが作るダスト濃集領域の平均的なダスト密度は，ダスト-ガス比 ∼ 1 を超えては上昇しないことも分かっている（Taki et al., in prep.)．
従ってダストの集積過程を考える場合，ダストの運動に伴うガス密度構造の進化を考慮することが必須である．従来の研究では主に動径方向の密度進化しか考えておらず，鉛直方向には一様な系を取り扱うことが多かった．しかし実際の円盤では，ある程度成長したダストはガスと分離して中心星重力によって円盤中央平面に沈殿していくと考えられており，鉛直方向にダスト密度の非一様が生じる．本研究ではこのダストと円盤ガスとのスケールハイトの違いに注目し，ダストが存在しないガス層が上下に存在する場合の，圧力バンプにおけるダストとガスの密度進化の様子を調べた．
まず中央平面近傍においては従来の理解と同様に，圧力バンプ内部のガスは集まってきたダストと角運動量を交換することでバンプ外側に流出し，バンプ構造は破壊されてしまう．この圧力バンプの破壊過程において，ダストによる角運動量の供給を受けない上層部と中央平面との間に圧力差が生じるが，系はこの圧力差を埋めて鉛直方向に一様な構造を作ろうとするために圧力バンプ付近において下降流を生じさせることが分かった．このようなガスの速度場は圧力バンプ付近のダスト濃集領域を鉛直方向に圧縮し部分的にダスト密度を上昇させる．今回の発表では圧力バ
ンプでの下降流によるダストの密度・速度分布の進化を明らかにし，圧力バンプにおける微惑星
形成可能性に与える影響について議論する．

2
原始惑星系円盤の化学反応と H2O スノーラインの分光観測による検出可能性⃝ 野津翔太 1 , 野村英子 2 , 石本大貴 1
1

京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室 2 東京工業大学 理工学研究科 地球惑星科学専攻

原始惑星系円盤内部において、誕生直後の中心星の近くは星からの光で高温となり、H2 O はダ
スト表面から脱離し気体となる。一方星から遠い所では光が弱く低温となり、H2 O はダスト表面に凍結する。この境界が H2 O スノーラインであり、ダストの合体成長で惑星を作る際 、H2 O ス
ノーラインの内側では地球の様な岩石惑星が形成される。一方外側ではダストの総量が増加する。
そのためダストの合体成長で巨大な岩石コアが形成され、重力で周りのガスを大量に集める事が可能となり、木星や土星の様なガス惑星が形成される。すなわち、H2 O スノーラインは、地球型惑星と巨大ガス惑星の形成領域の境界と考えられている。
円盤赤道面における H2 O スノーラインの位置は、太陽質量程度の前主系列星 (T タウリ型星) 周
りの円盤の場合、中心星から数 AU 付近と考えられている。しかし中心星からの放射強度、円盤中のダストサイズやその分布など、円盤の物理構造を変える事でその位置は変化する。そのため、太陽系外の原始惑星系円盤の観測から H2 O スノーラインの位置を決める事で、逆に円盤の物理構
造、ひいては惑星形成理論に制限をかける事が出来ると考えられる。しかし系外惑星系の場合空間分解能が足りず、撮像観測による円盤赤道面の H2 O スノーラインの検出は困難であった。
一方最近 Spitzer(近-中間赤外線) や Herschel(遠赤外線) などの宇宙望遠鏡で、円盤から放射される H2 O 輝線を検出できるようになった。温度依存性や波長の異なる様々な H2 O 輝線の強度比を用いて、H2 O スノーラインの位置を見積もる研究 (e.g., Zhang et al. 2013) もなされつつあるが、円盤の温度分布のモデルに依存するものであった。しかし今後波長分解能の高い分光観測が可能になれば、輝線スペクトルの速度プロファイルを解析する事で、モデルに依存せず H2 O スノーラ
インを同定できると考えられる。
そこで本研究では、このような観測で H2 O スノーラインを同定する方法を提案する。具体的にはまず原始惑星系円盤の物理構造モデルを仮定した上で、H2 O スノーラインの位置を仮定するのではなく、与えられた物理構造の元で円盤の化学反応計算を行い、円盤中の H2 O の分布や H2 O ス
ノーラインの位置を求めた。すると H2 O スノーラインの内側の円盤赤道面付近だけでなく、円盤上層部の高温領域でも H2 O ガスの存在量が多いと分かった。またその結果を用いて、円盤から放出される H2 O 輝線の輻射輸送計算を行い、近赤外線からサブミリ波までの複数の輝線のプロファ
イルの特徴を調べた。すると放射係数が小さく励起状態のエネルギーが高い複数の輝線のプロファ
イルを分光観測で調べる事で、H2 O スノーラインの情報を得る事ができると分かった。この解析
結果、及び将来の分光観測との関係についても議論する。

2
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2
任意の不連続面に対応可能なＳＰＨ法の開発⃝ 山本智子 1

斎藤貴之 2

牧野淳一郎 2,3

東京工業大学 地球惑星科学科
2 東京工業大学 地球生命研究所
3 理化学研究所 計算科学研究機構
1

惑星科学の研究において、流体シミュレーションは大きな役割を果たしている。このため、高精度な流体数値計算手法の開発は研究分野の発展に大きく貢献する。計算手法には様々あるが、構造変化が大きい場合には、ラグランジュ的流体計算手法である Smoothed Particle Hydrodynamics(Lucy(1977); Gingold & Monaghan(1977), 以下 SPH 法) を用いる事が有利である。
しかし従来の SPH 法である SSPH 法は自由表面や接触不連続面の存在する系の計算において、適切な計算ができないという弱点が知られている。これは、SSPH 法において、体積要素を密度と質量を用いて表現している為である。この体積要素を用いて、流体の基礎方程式の定式化を行なうと、密度の微分可能性と正値性を仮定しなくてはならない。そのため、密度が微分不可能となる接触不連続面や、0 となる自由表面においてこの仮定に矛盾が生じ、適切な計算ができなくなってしまう。
そこで、Saitoh & Makino (2013) では、体積要素を、密度の代わりに、圧力とエネルギーを用いて表現した SPH 法である DISPH 法が開発された。このため、圧力の微分可能性と正値性を仮定して、基礎方程式の定式化を行なうことになり、接触不連続面を適切に扱うことができるようになる。しかし、圧力が 0 となる自由表面では、圧力の正値性の仮定と矛盾が生じ、適切な計算が出来ない。そのため、接触不連続面と自由表面で適切な計算をするには、これらの面で、微分可能かつ正値である量の導入が必要である。しかしながら、そのような物理量は存在しない。
そこで、本研究では、新たに、オイラー方程式に現れない擬密度 y と擬質量 Z を導入し、これらを用いて体積要素を表現する。また、我々は、この y に人工的な拡散を施す事で、y がいたるところで、微分可能かつ正であることを保証する。このため、y の微分可能性と正値性を仮定して、基礎方程式の定式化を行なうことになる。更に、Z は、y の人工的拡散が、体積要素の決定に影響しないように、y と共に変化する量である。
現段階では、SPSPH 法を用いて、接触不連続面において、DISPH 法と同様に適切な計算ができることが示された。また、自由表面に関しては、自由表面上に仮想的な流体粒子を置く事によって、適切な計算を出来る可能性をもつ。この仮想粒子は、非常に薄い大気の極限であるが、擬密
度 y は常に微分可能性と正値性を保つように定義する。

2
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隕石重爆撃期における大気散逸による
火星大気と表層水の進化⃝ 黒川宏之 1 , 黒澤耕介 2 , 臼井寛裕 3
1

名大理, 2 千葉工大惑星探査研, 3 東工大理工

現在の火星は、6 mbar 程度の薄い CO2 大気と、極域に少量の水氷が存在するだけの、寒冷で乾燥した惑星である (Jakosky and Phillips, 2001; Christensen, 2006)。しかし、火星表層の地形学か
ら、火星はかつて温暖な気候であり、液体の水が存在したことが示唆されている (Carr and Head,
2003; Head et al., 1999 など)。また、湖成・河成堆積物や含水鉱物・蒸発残留岩の存在は、火星
表層で地球のような水成活動があった可能性を示している。このような温暖な気候を実現するメカニズムとして、数 bar 以上の厚い大気による温室効果 (Ramirez et al., 2014)、もしくは、天体衝突による一時的な温暖化 (Segura et al., 2012) が提案されているが、いまだ結論は得られていな
い。さらに、火星大気が現在のような薄い大気に進化した原因として、天体衝突による大気剥ぎ取り、熱的・非熱的大気散逸、地表面の酸化といった過程が提案されているが、火星大気がどのよ
うに進化してきたかはよくわかっていない。
熱的・非熱的大気散逸を経験すると大気中に重たい同位体が濃集するため、大気散逸の歴史は、火星探査や火星隕石の同位体比分析によって得られる揮発性元素同位体比として記録されている。
特に、41 億年前の結晶化年代を持つ ALH 84001 隕石 (Lapen et al., 2010) は、隕石重爆撃期終了
直後の火星大気の情報を保持している。ALH 84001 中の同位体比データの特徴は、同位体分別をしていない窒素・希ガス (Mathew and Marti, 2001) と、分別している水素 (Boctor et al., 2003;
Greenwood et al., 2008) である。これは言い換えると、大気をリザーバーとする成分は分別しておらず、水・氷をリザーバーとする成分は分別していると解釈できる。
本研究では、隕石重爆撃期における火星大気と表層水の進化を明らかにするために、レーザー
衝撃実験結果に基づく天体衝突による大気剥ぎ取りと、熱的・非熱的大気散逸を組み込んだ、大気進化計算を行った。
結果、水・氷をリザーバーとする水素は主に熱的・非熱的大気散逸によって失われるのに対し、大気をリザーバーとする窒素・希ガスは主に天体衝突剥ぎ取りによって失われたことが明らかとなった。また、天体衝突によって、大気全圧は数十 bar から数 mbar まで進化する場合があることがわかった。この厚い初期大気によって、大気をリザーバーとする窒素・希ガスは分別しにくくなる。一方で、水・氷をリザーバーとする水素は大気全圧の進化と無関係に分別する。このように、厚い初期大気の存在によって、火星隕石 ALH84001 中の揮発性元素同位体データは説明可能であることがわかった。
41 億年前以降の天体衝突による大気の剥ぎ取りの効果は小さく、41 億年前以降の非熱的大気散
逸の先行研究からも、0.1 bar 程度の全圧変化しか期待できない (Luhmann et al., 1992)。従って
本研究の結果は、初期の火星が厚い大気の温室効果により温暖だったとしても、そのような時代
は 41 億年前の時点で終了していたことを示唆している。その場合、41 億年前以降の火星は間欠的な温暖気候しか持ち得なかった可能性がある。

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Reference

S. Marchi, W. F. Bottke, L. T. Elkins-Tanton, M. Bierhaus, K. Wuennemann, A. Morbidelli & D. A. Kring,
2014. Nature 511, 578-582.

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氷衛星および小惑星における有機化合物の生成と衝撃変成に関する実験的研究○兒玉賢哉1 関根康人1 高野淑識2 小川奈々子2 大河内直彦2 小林敬道3 関根利守41

東京大学 2海洋研究開発機構 3物質・材料研究機構 4広島大学

氷衛星や C 型小惑星に存在する有機物の化学・同位体組成や構造の理解は、宇宙における化学進化過程の理解のみならず、これら有機物の形成条件から天体の形
成・進化を制約する鍵となるため重要である。しかし、これまでの研究では、主に隕石中の有機物の化学・同位体組成の微小・微量分析に焦点が当てられ、室内実験
によって出発物質や条件の違いが有機物の組成や構造に与える影響を明らかにする研究はまだ十分ではない。また、天体表面付近の有機物は、他の小天体の高速衝突
による衝撃変成といった二次的な変成を受けていることが考えられるが、このような変成による有機物の組成・構造への影響も実験的に明らかにされていない。特に、衝撃変成の影響を明らかにすることは、将来のサンプルリターン探査において、サンプリング時の衝撃変成がリターンサンプル中の有機物組成や構造に及ぼす影響を評価する上でも重要な基礎データとなる。
本研究では、出発物質の違いや衝撃変成による有機物の組成・構造への影響を評価することを目的とし、有機物合成実験、高速衝突実験、および有機化合物の化学分析を行った。過去の研究では、アルデヒドやアンモニアを出発物質とした密封加熱実験で、炭素質隕石中の有機物に似た模擬隕石有機物を合成している [1]。本研
究では、先行研究[1]の条件に加え、氷衛星内部を模擬したアンモニアに富む条件でも有機物生成を行い、生成した有機物中への窒素固定率や化学構造への影響を調べた。特に、赤外分光分析を行った結果、出発物質としてアンモニアを多く含む模擬
氷衛星有機物では、有機物中に含まれる C=O 結合が減少し、C=N 結合が多く含まれるなど、1600cm-1 付近に特徴的な違いをもたらすことが明らかになった。また、中間生成物の化学分析から、それぞれの有機物の生成過程を考察した。
さらに本研究では、上記の模擬隕石有機物と模擬氷衛星有機物に対して、１段式火薬銃を用いた衝突回収実験を行い、最大衝撃波圧力に対する有機物中の全炭素
量・窒素量の変化や化学構造への影響を調べた。これらの結果に基づき、将来の探
査計画における有機物回収方法や、炭素質小惑星表面スペクトルへの示唆を与える。
[1] Kebukawa, Y. et al. (2013) The Astrophysical Journal, 771, 1, 12 pp.

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地球外天体によるアミノ酸およびペプチドの供給の可能性○菅原春菜 ，三村耕一
11

2

海洋研究開発機構， 名古屋大学
2

彗星や隕石などの地球外物質には様々な有機物が含まれ、これらの有機物が地球上での生命誕生に寄与した可能性が提案されている（e.g., Chyba and Sagan, 1992）。地球外物質に含まれる有機物の中でも本研究が着目するのは生命の誕生に必須と考えられるアミノ酸である。アミノ酸はタンパク質の構成要素であり，かつアミノ酸が重合したペプチドは他の有機物を生成する際に触媒として働くことがわかっている(e.g., Barbier et al., 1993 )。炭
素質コンドライトの中にはこれまで 80 種以上のアミノ酸が見つかっており(e.g., Burton etal., 2012)、その濃度は最高で 250 ppm のものが見つかっている(Martins et al., 2007)。
また、彗星の塵の分析からもアミノ酸が検出されている(Elsila et al., 2009)。これらの地球外天体による初期地球へのアミノ酸の供給について検証するためには、地球外天体が地球に衝突する際に発生する衝撃波の影響を評価する必要がある。一般に、衝撃波が物質中を伝播した場合、その物質は温度と圧力の急激な上昇を経験する。そこで本研究では、小惑星や彗星の衝突を模擬してアミノ酸に衝撃波を作用させる実験を行い、衝撃圧力とアミノ酸の残存率、およびペプチドの生成率との関係を調べた。
衝撃実験に用いたアミノ酸はグリシンとアラニンの 2 種である。これらのアミノ酸は単純な構造をしており、炭素質コンドライトにも多く含まれている。さらに、グリシンは彗星の塵からも見つかっている(Elsila et al., 2009)。小惑星の衝突を模擬した実験では、これらのアミノ酸を 1 種類ずつカンラン岩粉末に混合したものを試料とし、彗星の衝突を模擬した実験ではさらに水を混合して凍結したものを試料とした。これらの試料に対して一段式火薬銃を用いて衝撃波を作用させ、回収した試料の化学分析（アミノ酸およびペプチド）を行った。
彗星の衝突を模擬した実験では極低温に保持したまま衝撃を与えるため、液体窒素（77K）に試料容器を浸した状態で弾丸を衝突させた。
小惑星の衝突を模擬した実験ではアミノ酸の残存率は衝撃圧力の上昇に伴って低下し、約20 GPa で急激に低下した。彗星の衝突を模擬した実験ではアミノ酸の残存率には急激な低下は見られず、衝撃圧力の上昇に伴って緩やかに低下した。また、ペプチドの生成に関しては、両者の実験において 3 量体までのペプチドの生成が認められ、その生成率はアミノ酸の残存率と連動していることがわかった。本発表ではこれらの結果をもとに、地球外天体によって初期地球に供給されたアミノ酸およびペプチドの量について議論を行う。

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はやぶさ 2 が拓く惑星科学○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

小惑星探査機「はやぶさ 2」は 2014 年末の打上げを目前に控えている。探査対象天体は C型の地球接近小惑星 1999 JU3 であり、母天体における水質変成を記憶する含水鉱物の存在や有機物の存在などが，C 型小惑星が起源とされる炭素質コンドライト隕石の分析から推定されている。しかし、C 型小惑星は，1997 年の探査機 NEAR による 253 Mathilde の近接フライバイ観測があるだけで、その実体や起源についてはほとんどわかっていない。惑星の主要材料物質である、岩石、炭素質物質、氷がどのように集まり、混合され、物理的／化学的変化を遂げたのか、それと小惑星のスペクトル型（広義の D 型、C 型、S 型）の関係はどうなっているのか、地球への材料物質供給はどのように進行したのかなどという根本的な問題に対して、探査による実証のメスを初めて入れるのがはやぶさの成果を踏まえたはやぶさ 2 ミッションなのである。つまり、私たちは「小惑星からの惑星科学」を標榜している。
現地でのリモートセンシング観測（可視フィルタ分光カメラ、中間赤外カメラ、近赤外分
光計、レーダ高度計）、ランダによるその場観察（ドイツ宇宙機関による MASCOT，日本のMINERVAⅡ）、衝突装置 SCI によるクレータ形成実験（分離カメラによる撮像）、そして最大 3 地点からのサンプルリターンが主な科学メニューである。これらによって実現される科
学目標を、「JU3 での観測・分析目標→惑星科学的ゴール」の形で掲げると、(1)

さまざまな特質をもつ物質の表面分布→原始太陽系での物質混合・輸送過程の構築(2)

多様な有機物と共在する鉱物の関係把握→微惑星上での鉱物-水-有機物反応の解明(3)放射年代とクレータ年代／天体力学の総合による天体史の読み出し→物質進化を考慮した惑星形成／破壊過程および背後にある「惑星大動乱」の究明(4)

微小重力天体の衝突特性と衝突史の実態解明→微惑星が経験した動力学過程の特定となる。
表面の多様性を、可視／近赤外波長帯でのスペクトル勾配や吸収（深さ、形状）から構築した水質変性度や不溶性有機物存在量などのプロキシ（代替指標）の分布から調べ、混合・輸送過程に迫る。リモセン観測と特徴地点の物証としての帰還試料、そして両者をつなぐランダによるその場観測の組み合わせが重要だ。鉱物-水-有機物反応については、帰還試料の戦略的分析がカギとなる。たった 1 つの小惑星であっても、それが経験した時代の動乱（普遍性）を伝えてくれる――総合的年代学は本ミッションのコアである。微惑星のアナログ天体として JU3 を見ることも大切である。SCI 衝突画像は、サンプリングのための弾丸衝突の画像とあわせ、微少重力天体のスケーリング則を確立する貴重なデータとなるだろう。

2
はやぶさ２搭載中間赤外カメラ TIR の科学観測計画○

岡田達明 1，福原哲哉 2，田中智 1，田口真 3，荒井武彦 1，今村剛 1，千秋博紀 4，出村裕英 5，

小川佳子 5，北里宏平 5，関口朋彦 6，長谷川直 1，中村良介 7，神山徹 7，松永恒雄 8，和田武彦 1，
滝田隼 9,1，坂谷尚哉 10,1，堀川大和 10,1，桑名翔平 5，Joern Helbert11，Thomas Mueller12，Axel
Hagaermann13，はやぶさ２・TIR チーム
1

JAXA，2 北海道大，3 立教大, 4 千葉工大，5 会津大，6 北海道教育大, 7 産業総合研，
8

国立環境研, 9 東京大，10 総合研究大学院大，11DLR，12MPE，13 オープン大小惑星探査機「はやぶさ２」に搭載する中間赤外カメラ TIR は，波長 8～12μm の中間赤外帯で熱放射を２次元撮像し，C 型小惑星 1999JU3 の表層温度や熱慣性の分布を決定する．TIR の地
上較正試験や探査機総合試験での結果を紹介し，期待される科学成果について議論する．
TIR は非冷却２次元ボロメータを用いた熱撮像カメラ（サーモグラフ）である．TIR の温度較正は，-40～+150℃（233～423K）の範囲で実施した．低温から常温は真空槽中の黒体面，常温から高温はオイルバス中の黒体面や，大型平面黒体炉を用いた．較正装置の相互の温度較正も実施した．データ積算処理後の相対温度精度（NETD）は 0.3K 以内である．TIR は同じ設定パラメータで広い温度範囲をカバーするため，小惑星の昼側全域を同時撮像できる．さらに探査機全体の熱真空試験で，NETD は 2K 程度に劣化するものの低温側は-100℃程度まで測定できることを確認した．また，TIR の幾何較正により，点像分布関数は画素（IFOV）の 1/5 以下と良好である．このような熱撮像性能をもつ TIR によって小惑星表層の熱物性を決定し，砂，砂利，高空隙な岩石，稠
密な岩石など物理状態を地質構造別に識別・分類し，地質構造との関係を議論する．
TIR は小惑星に距離 2000km 以内から到着までに，熱赤外ライトカーブ観測や衛星・ダスト探索を行う．小惑星到着後は，高度約 20km のホームポジション（HP）や高位相角（XO）から小惑星全
体を IFOV＝0.05°（画素解像度 18m＠20kｍ）で撮像する．毎週１回以上，数分ごとに小惑星の１自転分を撮像することにより，地域別の温度履歴を調べ，温度や熱慣性など熱物性を決定する．
小惑星の熱物性的な全体像を調べ，地質構造や堆積物等との関連を考察し，小惑星の形成・進化過程を考察する．小惑星表面における砂，砂利，岩盤などの物理状態の違いを HP から識別し，試料採取に最適なミリメートル大の粒度の地域を選別や，岩塊の多い危険地域の回避に役立てる．また，探査機の降下にとって安全な熱環境かどうかの判定情報とする．その後，低高度からの局所高解像度観測（0.9m＠1km）や，タッチダウン降下時の高解像度観測（4.5cm＠50m）を行い，
表層熱物性と表層状態の関係をより高解像度で小規模な地形の熱物性的特徴の原因について議論する．小惑星表層を掘削する小型衝突機（SCI）によって形成されたクレータも，TIR の視野角や解像度，温度範囲と精度を活用して捜索する．小惑星のその場で観測した熱物性は，地上・軌
道上の望遠鏡による太陽系天体の観測で用いられる小惑星熱モデルの検証になる．それらは軌道・自転変化から決定される Yarkovsky 効果，YORP 効果とあわせ，小惑星質量や密度分布など物理特性の推定に役立つ．

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はやぶさ 2 搭載レーザー高度計による小惑星
1999JU3 のアルベド観測精度評価○山田竜平 1, 千秋博紀 2, 阿部新助 3,並木則行 1, 野田寛大 1, 吉田二美 1, 石原吉明 4,平田直之 5, 平田成 61

国立天文台, 2 千葉工業大学, 3 日本大学, 4 宇宙航空研究開発機構, 5 東京大学,
6

会津大学

2014 年末打上げ予定の小惑星探査機「はやぶさ 2」では、近地球型の C 型小惑星「1999JU3」の探査を行う。C 型小惑星の探査は過去に一度フライバイでの観測を行ったのみで、その物質的特徴についての詳細な探査は行われていない。我々はこの C 型小惑星 1999JU3 に対して、はやぶさ 2 搭載のレーザー高度計(LIDAR)を使用してジオメトリックアルベドの分布を観測する事を計画している。この観測から、宇宙風化や外来物質の付着等による表層の変成の状
態、その地形との相関に関する情報、また鉱物組成や水質変成度を推定する上で参照となる情報を得る事が期待できる。
はやぶさ 2 搭載用の LIDAR では探査機-小惑星間の距離を測る測距機能に加えて、レーザーパルスの送信光強度と受信光強度を測定する機能が付いており、この強度データから小惑星表面のジオメトリックアルベドを推定する事が可能である。本研究では、このアルベド推定に必要な LIDAR の機器特性である送光部・受光部応答、エネルギー利用率について FM 品を用いて調査した。また、LIDAR が受け取るレーザーの反射受光パルスは小惑星の表面状態（傾斜、ラフネス）に依存して変化する。本研究では、小惑星の表面状態が LIDAR の観測値に与える影響についてもモデル計算から評価を行った。
これらの調査・評価結果に基づき、LIDAR の機器の状態や、周辺温度、小惑星の表面状態により観測値から決められるジオメトリックアルベドの観測精度について評価を行っている。
本発表ではその評価したアルベド観測精度について報告を行う。

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[2] Tsuchiyama et al., (2004) MAPS, 49: 172.
[3] Capaccioni, F., et al. (1984) Nature 308, 832-834.
[4] ½( (2013) ¡Éw[ÈvÝ³[, abstract.
[5] èR( (2014) ¡Éw[ÈvÝ³[, abstract.
[6] m`}( (2014) ¡o¸Éwçis[, abstract.

2
放射光Ｘ線を用いたイトカワ微粒子の鉱物学的研究○三河内 岳 1・萩谷 健治 2・大隅 一政 3・Michael Zolensky4・小松 睦美 5・
佐竹 渉 1・吉田 彩里 1・唐牛 譲 61

東大・理、2 兵県大・生命理、3JASRI/SPring-8、4NASA-JSC、5 総研大、6 宇宙研

はやぶさ小惑星探査機によりサンプルリターンされたイトカワ微粒子は、隕石と小惑星の関係や小惑星の進化史を探る上で重要な試料である。我々は、イトカワの形成過程をより詳しく理解するために、第 1 回はやぶさ試料国際研究公募により配分を受けた 7 個のイトカワ
微粒子の鉱物学的・結晶学的研究を行った。これらの微粒子はほとんど 50 μm 以下のサイズで、主に 10-20 μm 程度のカンラン石と斜長石からなっているために、微小領域の分析が可能である放射光 X 線を利用した 2 種類の実験を実施した。
SPring-8（BL37XU）でのエネルギースキャン微小領域 X 線回折（SR－XRD）実験の結果（エネルギー範囲：25-30 keV、ビーム経約 1 μm）、カンラン石については、4 粒子からシャープな X 線回折像を得ることができた。光学顕微鏡の観察結果と合わせ、分析を行った
イトカワ微粒子は弱い衝撃しか受けていないことが言える。構造精密化の結果、a=4.7084.779、b=10.271-10.289、c=6.017-6.024 (Å) の格子定数が得られた。これらの格子サイズ
はカンラン石の Fo 組成が約 70 に相当しており、EPMA により得られていた分析結果と調和的であった。斜長石についても同様の SR-XRD 実験を行い、2 粒子から X 線回折像が得られ、構造精密化による格子定数は a=8.180-8.194、b=12.53-12.893、c=7.125-7.23 (Å)、α=92.60-93.00、β=116.36-116.75、γ=90.03-90.17 (o) であった。斜長石の反射の Δ131 角度は平衡温度と相関があることが知られており、今回得られたイトカワ微粒子中の斜長石平衡
温度は 800 ± 10 oC であった。この温度は先行研究で得られている温度とよく一致し、母天
体での熱変成を記録しているものと考えられる。
また、斜長石については高エネ研（BL-4A）で Fe 放射光 XANES 実験も行った（ビーム
サイズ：約 5 μm）。各種地球外試料中に含まれる斜長石の Fe 価数は酸化還元状態により
Fe2+ ～Fe3+ に非常に広い幅を持つが、分析を行ったイトカワ微粒子中の斜長石には Fe3+とFe2+がほぼ等量ずつ含まれていた。このような比較的高い Fe3+/Fe2+比はイトカワ微粒子が酸化 的 環 境 で 形 成 さ れ た こ と を 示 唆 し て い る 。 比 較 の た め に Chelyabinsk （ LL5 ） とMonahans（H5）隕石中の斜長石に対して同様の実験を行ったが、Chelyabinsk ではイトカ
ワ微粒子と同様に Fe3+が含まれていたものの Monahans では Fe2+しか見られなかった。
以上の結果から、今回分析を行ったイトカワ微粒子は弱い衝撃を受けた平衡 LL コンドラ
イトと類似することを示しており、初期分析結果を支持している。

2
炭素質隕石へのパルスレーザー照射による
C 型小惑星における宇宙風化作用再現実験
○松岡萌
1

1

中村智樹

1

木村勇気 廣井孝弘
2

3

中村良介 奥村聡 佐々木晶41

5

東北大地学専攻、 北大低温研、 ブラウン大、 産総研、 阪大宇宙地球科学専攻
2

3

4

5

宇宙風化作用を受けた期間が長い C 型小惑星は、反射スペクトルの傾きが減少すること（青化）が報告されている[1]。本実験では CM2 コンドライトを用いてペレット試料を作成し、C 型小惑星における宇宙風化作用を実験室で再現することを目指した。ペレットに 0.7,
1, 2, 5, 10, 15 mJ のレーザー照射を行い、微小隕石の衝突効果を模擬した。照射域・未照
射域の反射スペクトルを、窒素パージ・加熱条件下で取得した。測定波長域は 0.25-14
μm とした。測定した反射スペクトルは、レーザー照射強度の増加と共に青化・暗化を示した。さらに、含水鉱物の存在を示す 0.7 μm 吸収帯や構造水の存在を示す 3 μm 吸収帯は、いずれも弱化を示した。また 10, 15 mJ のレーザー照射域において TEM 観察を行ったと
ころ、部分的に脱水・アモルファス化した serpentine や、レーザー照射により生じた硫黄に富むケイ酸塩飛沫微粒子（直径 20-1000 nm）が観察された。
スペクトルの変化に関して考察する。serpentine の長時間加熱実験ではアモルファス化に伴う反射率の低下（暗化）が報告されている[2]。本実験においても serpentine のアモルファス化によってスペクトルの反射率が低下したと考えられる。また、硫黄に富む粒子が試料表面を覆うように分布し、反射率の低下が起こったと考えられる。一方 asphaltite を用いたイオン照射実験では、傾きの平滑化と紫外域反射率の上昇が報告されている[3]。本実
験においても、Murchison に含まれる有機物がレーザー照射で炭化し、紫外域反射率の上昇が生じたと考えられる。以上の結果、スペクトルの反射率の低下と青化が生じたと考えられる。
スペクトルの吸収帯の弱化に関して考察する。レーザー照射の結果、serpentine のアモ
ルファス化による 0.7 μm 帯吸収深さの減少と、serpentine や tochilinite の脱水による 3μm 帯吸収深さの減少が起こったと考えられる。さらに、脱水やアモルファス化を免れた
serpentine や tochilinite が飛沫粒子に覆われることによって、0.7 μm・3 μm 吸収帯は弱化したと考えられる。本実験と同様の過程は C 型小惑星の表面において進行すると考えられる。従って宇宙風化作用の進行に伴い、C 型小惑星の反射スペクトルが青化することが、物質科学的に予想される。
参考文献[1] Nesvorný (2005) Icarus 173:132-152.

[2] Hiroi et al. (1996)

Meteoritics & Planetary Science 31:321-327. [3] Moroz et al. (2004b) Icarus
170:214-228.

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Meteoritics & Planetary Science. 27, 1-27. [3] Matsumoto T. et al. 2014. 77th Annual Meteoritical Society
Meeting. Abstract#5130 [4] Matsumoto T. et al. 2013. Goldschmidt 2013 Conf. Abstract pp.1711

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ナノ秒パルスレーザー照射模擬実験による宇宙風化作用における硫化鉄の効果の検証○岡崎瑞祈 1、佐々木晶 1、廣井孝弘 2、土｀山明 3、三宅亮 3、松本徹 3、平田岳史 31

大阪大学大学院理学研究科、2 ブラウン大学、3 京都大学大学院理学研究科【はじめに】
大気のない天体表面が宇宙空間にさらされることで見た目の色や明るさが変化していく現
象を宇宙風化作用というが、そのメカニズムは太陽風や微小隕石の衝突などによりナノ鉄微粒子が形成され、スペクトル変化が起こるとされている(Hapke,2001)。ナノ鉄微粒子は月のソイルでも見られているが、ナノ秒パルスレーザーを鉱物表面に照射するとナノ鉄微粒子を実験的に生成することができ、宇宙風化作用のスペクトル変化を模擬出来る。
また、はやぶさが小惑星イトカワから持ち帰った微粒子の宇宙風化された表面の電子顕微鏡
観察・元素分析から硫化鉄のナノ微粒子を含む層が発見されるなど、硫化鉄に関して興味深い事実が明らかになっている。ここから、硫黄は揮発性に富むため天体表面で起こる宇宙風化作用に関係があるのではと推測し、実験を行った。
【実験と結果】
粒子サイズ 45～75 µm のカンラン石に同サイズの硫化鉄を 10%、20%混ぜた試料を作成しナノ秒パルスレーザーを照射してスペクトル変化を引き起こした。また対照実験として同サ
イズの鉄を 10%混ぜたものや、粒子サイズ 45 µm 以下の硫化鉄を混ぜたものでも同様の実験を行った。
その結果から、硫化鉄が含まれる場合は、スペクトルが赤化も強く、また近赤外領域も暗化していることが確認された。鉄のみが含まれる場合は赤化は見られるものの暗化は見られないのに対し、硫化鉄が含まれる場合では赤化に加え、レーザー照射前に比べ全体的な暗化もはっきりと見られた。またレーザー照射部を FE-SEM や実体顕微鏡で観察したところ、表面が加熱され溶けたようになっており、硫化鉄は光沢が出て周囲を暗く汚していた。レーザー照射部のカンラン石表面を TEM 観察すると、表面に厚さおよそ 200nm のアモルファス層があり、アモルファス層の下部と最表面に微粒子が確認できた。アモルファス層下部の微粒子
はディフラクションからナノ鉄微粒子と判断できたが、最表面の微粒子に関しては純鉄ではなく、それでも EDS の結果では鉄は含まれることがわかった。また硫黄はわずかに検出されたものの、ほぼ見られなかった。以上のことから、硫化鉄微粒子の形成が反射スペクトルの変化を大きくしている可能性が示唆されたが、硫化鉄微粒子の存在は確認中である。

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月 SPA 盆地によって形成されたインパクトメルトプールの同定○上本季更 1,4、大竹真紀子 1、春山純一 1、中村良介 2、松永恒雄 3、山本聡 3、岩田隆浩 1
1

宇宙航空研究開発機構、２産業総合研究所、３国立環境研究所、４東京大学

月裏側に存在する South Pole-Aitken（SPA）盆地は、巨大衝突により月表面の地殻が掘削され、中心部にはマントル物質が露出していると考えられてきた[Spudis et al.,1994]。
先行研究では、盆地中央に High-Ca 輝石に富む層（以下 HCP 層）が広く分布した窪地があり、その窪地には地下マントル物質が溶融したインパクトメルトが貯留していると推測されている[Ohtake et al.,2014]。ただし、この地域周辺には High-Ca 輝石に富む古い mare の存在も示唆されている[Pieters et al.,2001]ため、SPA 盆地の地下マントルの組成を推測するためには、この HCP 層がインパクトメルトであることを確認する必要がある。そこで本研究では、月周回衛星かぐやデータを基に作成した鉱物・地形情報から、盆地中央の窪地とその周辺地域の岩石分布と産状、鉱物の化学組成を詳細に調査し、各岩石層の層序と由来を推定した。
まず、鉱物吸収スペクトルの吸収中心波長の情報を使い、異なる岩石層に分けた。次にクレータの壁面や底面、中央丘から、各層の層序を推定した。その結果、最上部に Low-Ca 輝
石に富む層（以下 LCP 層）と HCP 層より長い中心波長の層(以下 veryHCP 層)があり、その下に HCP 層、HCP 層の下に再び LCP 層が存在するという層序であるとわかった。
各層の由来について、岩石の産状や鉄濃度から、上部の LCP 層は Ohtake et al.,[2014]のエジェクタとしてのマントル物質と同一のものと考えられ、veryHCP 層は、新しい mareであると推測した。また、HCP 層について、月面に広く分布する主な mare は総厚 2km 以
下[DeHon.,1979]、鉄濃度 14wt%以上[Jolliff et al.,2000]という過去の研究と、この窪地周辺の mare が鉄濃度 16wt%以上ということを、今回導きだした HCP 層の層厚が約７9km、鉄濃度が 12-13wt%であることと比較すると、HCP 層は mare とは考えにくい。一方、下部の LCP 層が、インパクトメルトが分化し、HCP 層と LCP 層に分かれたものであるとすると、SPA 盆地の分化したインパクトメルトの上層の層厚が約 12km 付近である[Vaughan et al.,2014]とする先行研究とよく合致する。以上から、HCP 層はインパクトメ
ルトであると推測した。
よって、この HCP 層の鉱物、化学組成を調査することにより、インパクトメルトとして溶融した SPA 盆地の地下マントルの組成を推測し、月マントルの一定の深さまでの組成を解明することができる。

2

観測衛星による分光画像および数値地形モデルを用いた衝突クレーター自動判別手法の開発◯山本 聡1, 松永 恒雄1, 中村 良介2, 関根 康人3, 平田 成4, 山口 靖5
1国環研, 2産総研, 3東大, 4会津大, 5名古屋大!

� クレーター年代学は、衛星画像上の衝突クレーターを数え上げることによって、解析対象地域の年代を推定するものである。一方、最近のリモートセンシング技術の向上により、惑星・衛星探査による大量の画像データの取得が可能となりつつある。これらの大量データを使って、様々な天体かつ広範囲の地域に対して効率よくクレーター年代学研究を展開する上では、衛星データから衝突クレーターを自動的に抽出する手法（衝突クレーター自動判別手法）の活用が重要となる。これまで、衝突クレーター自動判別手法に関する様々なアルゴリズムが提案されてきた[e.g.1,2]。一方で、従来の衝突クレーター自動判別手法では、処理を行う前に人為作業による様々な前処理を必要とするといった問題や、処理速度に膨大な時間がかかるといった問題がある場合が多い。実際、これまで得られてきたクレーター年代学を使った月科学研究の多くは、これまで提案されてきた衝突クレーター自動判別手法によるもの
ではなく、手動カウンティングによる研究が主である[3]。
我々は最近、従来の衝突クレーター自動判別手法とは異なる、新しい解析手法による円構造抽出アルゴリズム（RPSW; ピクセルスワッピング法）の開発を行った[4]。この方法では、円構造を抽出するにあたって、画像の回転対称性に着目する。そのため、画像上の各点におけるスカラー情報だけでなく、様々なベクトル情報（例えばスペクトル
情報、地形情報など）に対して適用することができるという意味で、従来のクレーター抽出手法（ハフ変換やパターン
マッチングなどを利用した方法）と大きく異る。そこで本研究では、このRPSWを月周回衛星「かぐや」搭載の地形カ
メラ（TC; Terrain Camera)[5]で取得された、デジタル地形モデル（DTM; Digital Terrain Model）へ応用し、DTMデータを使った前処理を必要としない衝突クレーター自動判別手法の開発を行った（RPSD法と呼ぶ）（図1に応用の一例を示す）。この手法では、様々な大きさのクレーターが複雑に重なっている場合であっても、個別の構造を独立にかつ同時に検出できるという特徴を持つ。またノイズ除去などの前処理が一切不要であることから、従来の衝突クレー
ター自動判別手法と比べて、桁違いでの高速処理を行えるという特徴を持つ。本発表では、RPSWの基本概念および、DTMへ応用したRPSD法の紹介を行い、また実際の月面上の海・高地領域に対して応用して得られたモデル年
代の結果について議論を行う。

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(a)

(b)

5 km

(c)

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図1：(a) DTMデータを基にした形状イメージ。月面上の熱の入江の高地領域。 (b) DTMデータを使って、クレーター内壁の傾斜角度および法線の方位角について色分けを行ったもの。RPSD法では、これらの傾斜角度および方位角の「回転対称性」を調べることで衝突クレーターがどこにあるかを検出するものである。(c) RPSDによる抽出例。黄色が検知されたクレーターの中心点、赤線が自動的に決定されたクレーターリム。

!

[1] 沢辺頼子ら 2004, 遊星人, 13, 87. [2] 原田直人ら 2008, 遊星人, 17, 69. [3] Morota, T. et al. 2011, EPSL, 302, 255.
[4] Yamamoto, S. et al. 2014, IEEE TGRS, 53, 2, 710. [5] Haruyama, J. et al. 2008, EPS, 60, 243.

2
かぐや/スペクトルプロファイラデータを閲覧・表示するためのWeb-GIS「月光」のユーザ拡大に向けて◯

小川佳子 , 林洋平, 平田成 , 寺薗淳也 , 出村裕英 , 松永恒雄 , 山本聡 , 横田康弘 ,
1

1

1

1

2

大竹真紀子 , 大嶽久志
3

1

2

2

3

会津大学 国立環境研究所 JAXA
2

3

「月光」(URL: http://fructus.u-aizu.ac.jp/gekko̲info/)は、月面周回衛星「かぐや」に搭載された可視-近赤外分光計スペクトルプロファイラ(SP)のデータを閲覧・ダウンロードすることができるウェブGISであり、2014年8月よりサービス運用を開始した(下図)。「月光」の主だった機能としては、月面ベースマップ上の任意の領域に対して観測された全SP観測点
を、高精度の同時観測画像を重ねあわせた上で表示することができ、その中の観測点をクリックして選択することにより、そこで観測されたSP反射率値スペクトルを瞬時に表示・確認することができる。また、複数の観測点間でスペクトルデータを比較する機能や、詳細解析のためのダウンロード機能も備えている。スペクトルの包絡線(continuum)除去や各補正の適用など基礎解析はウェブ上で行うことができる。なお、ベースマップである月面画像レイ
ヤは複数種類用意してあり、切り替え可能である。インターネットの環境さえあれば、ブラ7
ウザを通して、10 点におよぶSP全観測点のデータから自在に関心領域のデータを選び出すことが可能となっている。「月光」の詳しい機能紹介やシステム実装の詳細については、林ら[2014年, 宇宙科学情報解析論文誌投稿中]をぜひ参照していただきたい。
「月光」の利用にあたっては、利用規約への同意の上、ユーザ登録申込書を管理者グルー
プML宛に送付していただくことをお願いしている。申込書を受付後、個別アカウントを発行
し、IDとパスワードを御連絡する流れとなっている。
本講演では、Web-GIS「月光」を利用するまでの流れを説明し、その主だった機能を紹介し、さらに「月光」を用いた簡単な分析例に言及する。今後の「月光」ユーザ拡大にぜひつなげたい。

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形成期の水星におけるコア-マントル間の
硫黄の分配○笹森 映里 1，倉本 圭 1
1

北海道大学理学院宇宙理学専攻

水星は高密度の天体であり，大きな金属核を持つと考えられている．最近 MESSENGER 探査機の X 線スペクトル観測によって，水星表面の組成は FeO に乏しく，予想外に硫化物に富むことがわ
かってきた．そのため，水星は還元的で金属と硫化物を多く含む E コンドライトのような材料物質から形成されたと考えられている．また，MESSENGER による重力測定から，水星のコア‐マントル境界にはケイ酸塩岩よりも高密度の固体層の存在が示唆されており，その構成物質として FeS が有力視されている．しかし，どのようにしてこのような固体層が得られたのかは未解明である．
水星は分化天体であるので，表層に見出されている，あるいはマントル下部に示唆されている硫化物は，コア形成時にケイ酸塩相に分配された硫黄に由来する可能性が考えられる．還元的な環境下でケイ酸塩メルトに硫黄が溶け込む場合，常圧付近では主に熱力学的に安定な CaS の形で溶け込むことが知られている．ただし CaS はモル体積が大きいため，高圧下ではよりモル体積の小さい
FeS が安定になっていく可能性もある．そうなった場合，コア形成時に高圧下でケイ酸塩メルトに溶け込んだ FeS が後に固体層を形成するかもしれない．
そこで本研究では形成期の水星におけるコア-マントル間の硫黄の分配を，工業化学分野で経験的に知られているケイ酸塩メルトへの硫化物溶解度モデルを拡張し，推定することを試みた．ケイ酸
塩メルト相と溶融金属鉄相間での化学平衡を考えることによって，任意に与えた水星材料物質組成に対して，硫黄分配を支配する重要な熱力学量の一つである酸素フガシティーfO2 を得，そして硫
化物溶解度モデルからケイ酸塩メルト中の S 濃度が得られる．また圧力の効果については fO2 と fS2の緩衝反応の体積変化を基に定式化した．最新の観測データに基づいた内部構造モデルでは，水星のコア-マントル境界の圧力は 4-8 GPa であると推定されている．今回は，平均的な E コンドライトの組成（Javoy et al., 2010）を与えて，2000 K，1 atm，4 GPa， 8 GPa の温度圧力下で分配の推算を行った．
その結果，1 atm 下ではケイ酸塩メルトに溶け込む硫黄は 0.2-0.5 wt%で，これは固体 FeS 層を説明するには少量である．圧力を上げるとより多くの硫黄が分配され，8 GPa では 4-8 wt％に達する．
ただしこれは出発物質のケイ酸塩メルトに含まれる FeO 濃度に強く依存する．また，ケイ酸塩メルト
中の硫化物と酸化物の交換反応の体積変化の効果はここでは考慮しておらず，現在解析を進めている．硫黄はケイ酸塩メルトの結晶分化作用で液相に濃集しやすい元素である．したがってコア形
成時にケイ酸塩メルト相に分配された硫黄の一部は，マントルの固化とその後の火成活動を通じて地殻に集まると考えられる．これは水星表面に硫黄が豊富であることを説明する．

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5 GPa での Fe-O-S 系の融解と月核への応用○赤松明香 1, 大谷栄治 1, 鈴木昭夫 11
東北大学大学院理学研究科地学専攻
月は、慣性モーメントの値より半径 220-450 km の小さな鉄核の存在が示されている(1)が、その大きさや構造、組成といった特性については、現在も議論が盛んに行われている。月表層に見られる鉱物で最も多量に存在するのはケイ酸塩鉱物であるが、次いで多いのが酸化鉱物である。また、FeO のマントル存在量は地球が 8 wt.%なのに対し月は 11.4 wt.%と考えられており(1)、月の組成は地球よりも酸化的であるため、地球核中に軽元素として含まれると考えられる酸素が月核中にも存在する可能性がある。そこで今回は、核の軽元素として硫黄と酸素を考慮した Fe-O-S 系金属試料を月内部の温度圧力条件下に置き、その融解関係か
ら核構造の議論を行った。
高圧実験は、東北大学理学部に設置されている 3000 ton 川井型マルチアンビル高温高圧発生装置を用いて、5 GPa、1400-1600 ℃の条件で行った。試薬には鉄(Fe)、酸化鉄(FeO)、
硫化鉄(FeS)の粉末を使用し、試料容器はアルミナ(Al2O3)、ヒーターはグラファイト、圧媒
体上下はジルコニア(ZrO2)、圧媒体中心部はマグネシア(MgO)で作成した。試料分析には走査型電子顕微鏡を用いて、反射電子組成像により組織観察を行った。また、エネルギー分散型 X 線分析装置及び波長分散型 X 線分析装置を用いて、組成分析を行った。
5 GPa、1400 ℃の条件において、O 量が 1-5 wt.%、S 量が 21-25 wt.%のとき全溶融であり、S 量が 20 wt.%以下になると FeO が固体として存在する部分溶融が見られた。1600 ℃の条件
では、O 量が 4-5 wt.%、S 量が 16-23 wt.%のとき全溶融であり、S 量が 10 wt.%のときにFeO に富む相と Fe-FeS 相による液相不混和が見られた。以上の実験から、月核が限られた
化学組成を持てば、液相不混和が存在する可能性がある。
月核が Fe-O-S 系の組成と考える時、液相不混和が存在する。このことは、核中の O，S 量
によっては液体核が 2 層に分離する可能性を示唆している。すなわち月には FeO に富んだ上部外核と Fe-FeS の下部外核が存在すると考えられる。さらに上部の FeO 層は下部マントルのオリビンと反応し、最下部マントルにマグネシオウスタイトを生成する。このマグネシオ
ウスタイトを含む FeO に富んだ最下部マントルが、潮汐による発熱で部分溶融しているとす
ると、これが月深部の低粘性層の原因となっている可能性がある。
(1) Konopliv, A.S., Binder, A.B., Hood, L.L., Kucinskas, A.B., Sjogren W.L.,
Williamn, J.G., Science 281, 1476-1480, 1998.
(2) Taylor, S.R., A new Perspective. Cambridge University Press, New York, 307,1992.

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高温高圧実験から探るガニメデ核の構造・組成モデル
Structural and compositional model of Ganymede’s core
based on the high-pressure and high-temperature experiments○柴﨑裕樹 1,2、大谷栄治 2、寺﨑英紀 3、Yingwei Fei4、肥後祐司 51

東北大学学際科学フロンティア研究所、2 東北大学大学院理学研究科地学専攻、3 大阪大学
大学院理学研究科宇宙地球科学専攻、4 カーネギー研究所、5 高輝度光科学センター

木星の衛星である氷天体ガニメデは内部が分化し、表層から氷層（一部液体の可能性）、
鉱物層、そして中心に金属核があると考えられている。ガニメデ核の組成モデルとして鉄‐硫黄系がよく挙げられるが、衛星内部のような高温高圧下では、鉄は H2O や含水鉱物と反応して容易に鉄水素化物(FeHx)を形成することが知られ、このことを考えると、水素もまた核に存在する可能性がある。そこで、核の構成元素として鉄、硫黄、水素を仮定した場合のガ
ニメデ核の構造や、取りうる組成を明らかにするため、Fe-S-H 系の高温高圧下での相平衡関係を X 線回折実験によって明らかにした。
高温高圧 X 線回折実験は、放射光施設 SPring-8 の BL04B1 で行った。このビームライ
ンには川井型マルチアンビルプレスが設置されており、高温高圧下での X 線回折実験が可能である。実験試料には Fe と FeS の混合粉末を用い、これに LiAlH4 の熱分解反応によって発生する水素を供給することで、Fe-S-H 系試料とした。実験条件は、ガニメデの中心条件である、約 10GPa, 1700K まで行った。
実験は、目的圧力まで加圧後、昇温して目的温度まで加熱する手順で行った。低温条件
では、固体の Fe と FeS が水素化した FeHx と FeSHx が共存する様子が観察され、温度を上げ続けると部分溶融が観察された。また、さらに昇温すると試料は全溶融した。興味深い
ことに、全溶融温度（リキダス）は水素の無い Fe-FeS 系のリキダスより低下していた一方で、部分溶融温度（ソリダスは）は、Fe-FeS 系の共融点温度とほぼ一致していた。本実験によって得られた Fe-S-H 系の融点と、報告されている温度構造モデルやガニメデが固有磁場を持つことなどを考慮すると、ガニメデ核が鉄と硫黄、水素で構成されていた場合、固体
FeSHx と液体 Fe-S-H という構造をし、固体成分の方が硫黄に富むような組成に成りうることが分かった。

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Brillouin 散乱法を用いた地球核マントル境界圧力条件までの δ-AlOOH 相の音速測定と地球・火星内部への適用○増野いづみ 1、村上元彦 1、大谷栄治 11

東北大学大学院理学研究科地学専攻

地球内部の水は主に含水鉱物として存在し、沈み込むプレート（スラブ）によってもたらされる。沈み込むスラブは堆積岩層、玄武岩層、かんらん岩層から成り立つ。スラブはマントル遷移層で一旦滞留し、その後核マントル境界にまで達すると考えられているが、ほとん
どの含水鉱物は上部マントルより浅いところで脱水分解を起こす。しかし近年の高温高圧実験によって、スラブの堆積岩層に含まれる δ-AlOOH 相などの鉱物がマントル遷移層以深まで安定に存在することが明らかになった。加えて、δ-AlOOH 相と地球・火星の下部マントルの主要構成鉱物である MgSiO3-ペロブスカイトが地球の最下部マントルの温度圧力条件
で安定に共存することが確認された。以上のことから、δ-AlOOH 相が惑星内部の大規模な水輸送に寄与していると提唱されており、この δ-AlOOH 相の弾性波速度を測定することで、水を含んだ沈み込むスラブ物質がマントル深部で地震波速度の異常に関与しているのかを推定することができる。
本実験ではブリルアン散乱法を用い、地球の核マントル境界圧力条件までの δ-AlOOH 相の音速測定を行った。高圧発生にはダイヤモンドアンビルセルを用いた。その結果水素結合
対称化により δ-AlOOH 相の音速が 6 GPa から 15 GPa にかけて急激に増加し、マントル遷移層の鉱物の中でも最も硬い鉱物のひとつであるということが分かった。このことから δAlOOH 相が地球のマントル遷移層で正の地震波不連続へ寄与している可能性が示唆された。
また火星の下部マントル圧力条件において、δ-AlOOH 相の音速は下部マントル主要構成鉱物である MgSiO3-ペロブスカイトの音速と同程度であるということが分かった。

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アエンデ隕石を用いた高温高圧下における金属鉄―ケイ酸塩メルト間の炭素分配実験○朝原友紀 1、大谷栄治 1
1

1.

東北大学大学院理学研究科

はじめに
炭素は地球、惑星、および小天体の重要な揮発性元素であり、また、地球核の軽元素候補のひとつである。核・マントルの炭素の存在度と元素循環を明らかにする上で、高圧下における金属鉄メルトとケイ酸塩メルトの炭素の分配挙動を明らかにすることは非常に重要である。金属鉄メルト-ケイ酸塩メルト間の炭素分配研究は、DasGupta et al. 2013、Chi et al.
2014 などによって、5GPa・2373K の温度圧力範囲まで調べられている。しかし、4GPa 以上の圧力では、ケイ酸塩メルトがガラスとして急冷できずに、細かい急冷結晶の集まりとなる事で、炭素の分析が困難になる問題が指摘されている。本研究では、回収試料の全炭素量を質量分析計で測定することで、樹脂や研磨材によるコンタミネーションの問題を取り除くことを試みた。
2.

実験方法
出発物質として、炭素質コンドライト（Allende 隕石・CV3）を用い、高圧下における炭素の分配実験を行った。高圧発生には東北大学の 3000ton マルチアンビル高圧発生装置を用いた。6GPa、2073K の圧力温度条件で、10、60、180min と保持時間を変化させて急冷回収実験を行った。試料カプセルにはグラファイトを用いた。実験回収試料を鏡面研磨し、SEM/EPMA による化学分析と像解析を行った。金属メルトの炭素濃度は WDS－EPMA を用いて行った。ケイ酸塩メルト中の炭素濃度推定のため、6GPa、2073K、60min の実験を 3set 行っ
た。実験終了後、カプセルから取り出した回収試料の表面をダイヤモンドやすりで削り、表面のグラファイトを取り除いた。ケイ酸塩メルト中にも急冷結晶としてグラファイトが晶出する可能性があるため、それ以上の前処理は行わなかった。そうして得た回収試料の全炭素
量を、元素分析計を用いて測定した。
3.結果と考察
回収試料中の全炭素濃度（約 0.7wt.％）、急冷金属メルト中の炭素濃度（約 0.3wt%）を用いて、マスバランスによって求めたケイ酸塩メルト中の炭素量は約 0.4wt%となった。炭
素分配係数は、ほぼ１となった。ただし、今回の方法によって求めたケイ酸塩中の炭素濃度
は、DasGupta et al. 2013 などによって報告されている急冷ガラスの分析値よりかなり高い値を示しており、グラファイトカプセルからのコンタミネーションの影響などにより、シ
リケイトメルト中の炭素量を過剰に評価している可能性がある。

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CV3 炭素質コンドライト隕石母天体の集積時期と形成進化過程○城後香里 1、中村智樹 1、伊藤元雄 2、脇田茂 3、Mikhail Zolotov4、Scott Messenger5
1

東北大学、2JAMSTEC 高知コア研究所、3 国立天文台、4 アリゾナ州立大学、5NASA ジョン
ソンスペースセンター
始原的な CV3 炭素質コンドライト隕石（以下、CV3 隕石）は、隕石母天体内における水質変成で形成された二次鉱物を少量含む。水質変成とは母天体形成後、その天体内部で起こる最初の化学反応である。従って、二次鉱物は、始原天体の初期進化過程を知る上で重要な手掛かりとなる。二次鉱物の中でもファヤライト（鉄に富むオリビン）は、Mn-Cr 年代測定法に適しており、その鉄含有量（Fa#）は、ファヤライト形成温度・圧力条件を反映するという特徴を持つ（e.g., Hutcheon et al., 1998; Zolotov et al., 2006）。本研究では、ファヤライ
トに着目することで、CV3 隕石母天体の集積時期と初期進化過程に制約を与えた。
CV3 隕石厚片（Y86009、A881317、MET01074、MET00430）の鉱物・組織観察を行った結果、Y86009、A881317 は角礫岩であり、host matrix に多数の岩塊（直径 0.5-1mm 程度。
コンドリュールとその周りを覆う細粒な物質で構成）を含むことが分かった。ファヤライト
は、host matrix や岩塊に含まれており、コンドリュール内部や表面、マトリックス中に存在する。形状は粒状 (5-50 Pm) や脈状 (~10×50 Pm) で、主にマグネタイトやトロイライトと共存する。個々の岩塊ごとにファヤライトの Fa#は異なり（Fa# = 60-100）、それぞれ異なる
形成温度・圧力条件で形成されたことが示唆された。二次イオン質量分析計を用いて、これらのファヤライトの Mn-Cr 年代測定を行った結果、現在から約 45.65-45.62 億年前に形成されたことが分かった。以上から、個々の岩塊中のファヤライトは、現在の CV3 隕石に取り込まれる前に、天体内の異なる場所で、異なる温度・圧力条件の水質変成により、約 45.6545.62 億年前に形成されたことが分かった。
熱力学計算によるファヤライトの温度・圧力安定条件に基づくと、本研究で観察された
Fa# <96 のファヤライトを形成するためには、300 bar 以上の圧力、即ち半径 175 km 以上のCV3 隕石母天体が必要であることがわかった。また、ファヤライト形成年代から推定される
水質変成の期間（約 45.65-45.62 億年前）と、ファヤライトを含む CV3 隕石の最高到達温度（約 400 度、Busemann et al., 2007）を仮定し、CV3 隕石母天体の熱進化モデル計算を行った
結果、CV3 隕石母天体の集積年代は、現在から約 45.63 億年前であることを特定した。この集積時期は、CI、CM 隕石母天体の集積時期（e.g., Fujiya et al., 2012, 2013）と一致することから、原始太陽系星雲内の雪線付近では、始原天体が同時期に形成されていたことが示唆された。

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C 型小惑星を模擬した焼結ガラスビーズ試料へのクレータ形成実験○岡本千里1，池崎克俊2，今栄直也3，矢野創4，橘省吾5，土’山明6，澤田弘崇4，
長谷川直4，中村昭子1，富山隆將71 神戸大学，2 大阪大学，3 国立極地研究所，4 宇宙航空研究開発機構，5 北海道大学，
6 京都大学，7 海洋研究開発機構
C 型小惑星は，主に炭素質コンドライト類似物質から構成される始原的な天体である．有機物など生命の起源についての情報が得られる事が期待されるため，小惑星探査機による C 型小惑星
からの表面物質のサンプリングが考案されている．例えば「はやぶさ 2」計画では，C 型小惑星
1999JU3 に弾丸を撃ち込み，クレータ放出物をサンプルリングする予定である．また，炭素質コンドライトの放出過程や太陽系形成初期における天体同士の衝突進化を考える上で，C 型小惑星のクレータ形成過程を明らかにすることは重要となる．炭素質コンドライトの強度は，S 型小惑星など熱進化した岩石質天体由来と考えられる石質隕石と比較し脆弱であり，コンドリュールが豊富に含まれるなど，内部組成も異なる．このため，同等の衝突エネルギーでも衝突破壊の結果
が S 型小惑星と C 型小惑星では異なることが予想される．しかし，C 型小惑星の強度まで考慮したクレータ形成過程の解明はまだ十分なされていない．そこで，本研究では，C 型小惑星のクレータ形成過程を明らかにするため，炭素質コンドライト隕石のコンドリュールとマトリクスを模擬した焼結ガラスビーズ試料を作製し，火薬銃を用いた C 型小惑星模擬物質へのクレータ形成実験を実施した．
炭素質コンドライトは，主にコンドリュールとマトリクスと呼ばれる組織から成る．そこで実験では，隕石中のコンドリュールとマトリクスを模擬するため，2 種類の異なるサイズのガラスビーズからなる焼結体を作成した．コンドライト隕石中で一般的に観察される平均的なコンドリ
ュールのサイズ・含有量を模擬するため φ300 ミクロンガラスビーズを模擬コンドリュールとして使用し，試料中にこのガラスビーズ含有量が 20wt％，50wt％となるよう調整した．また，マトリクス部分には φ20 ミクロン以下のガラスビーズ（含有量 80wt％，50wt％）を使用した．このガラスビーズ混合物を模擬コンドリュールが均一に混在するように混合したのち，温度610℃~635℃ で焼結させ， 試料の引張強度が 0.1MPa~2MPa となるように試料を作製した．また，衝突実験におけるターゲットサイズによるクレータ形成への影響を調べるため，作製した模擬物
質（直径 φ10cm, 高さ 6cm）を引張強度を類似させた石膏により包埋することで，より大きな模
擬物質（直径 φ22cm, 高さ 12cm）を作製した．
これらの模擬試料を用い，JAXA に設置された火薬銃を用いてクレータ形成実験を実施した．
実験で使用した弾丸として，直径 8mm，質量 5g の SUS 製弾丸を用い，衝突速度 100〜250m /sの範囲で真空下（～10Pa）で衝突実験を実施した．実験後，形成したクレータ体積，破片放出速度を計測し，炭素質コンドライト模擬物質のクレータ形成過程を明らかにした．クレータ体積は，
レーザー変位計を用い，3 次元的に計測された．また，破片速度は高速度ビデオカメラによるその場観測がなされた．同サイズの試料で比較した場合，強度が 2MPa の試料では，0.1MPa の試料に比べ，クレータ体積が 2 倍程度大きくなるという結果が得られた．また，ターゲットサイズが異なる試料間では，同程度の試料強度におけるクレータ体積は，ターゲットサイズが小さい場
合，大きい試料と比較して，およそ 2 倍程度大きいという結果となった．これは，小さな試料への衝突では，特に低強度の試料に関して，カタストロフィック破壊手前まで破壊されている試料が観察されたことと関係している．本研究により，小惑星表面での一枚岩へのクレータ形成過程
および衝突体の～10 倍程度のボルダーへの衝突破壊・クレータ形成過程を明らかにすることが可能となった．

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模擬低重力下における砂標的への低速度衝突クレーター形成実験○木内真人 1, 中村昭子 11

神戸大学大学院理学研究科

小天体表面における重力加速度は微小であり、表面の衝突クレーターサイズが重力スケーリングまたは強度スケーリングのいずれに従うのかはわかっておらず、またこれまでに得られたスケーリング則が適用できるのかも未知である。クレーターサイズ頻度分布から天体表面の進化の過程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である。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。Schmidt and Housen (1987）は模擬高重力下（1~400 G）で高速度衝突実験を行った結果、
クレーター直径 D と重力加速度 g について D∝g-0.17 という関係を得た。
また、
Gault and Wedekind (1977)は、模擬低重力下(0.07~1G)で高速度衝突実験を行い、D∝g0.165 の関係を示した。一方、Takagi et al.(2007)では、重力加速度が 10-5 G 以下の環境で高速度衝突実験を行ったが、クレーター直径に重力加速度の影響は見られなかった。これらの先行研究の結果の違いの原因は、実験データが少ないこともありよくわかっておらず、詳しく理解するためにはさらなる実験が必要である。
そこで我々は、標的を定荷重ばねで吊るしながら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。本装置は、遠心加速器や落下塔など従来の実験装置と比べ、装置の規模が非常に小さくなっている（木内他、2013 年日本惑星科学会秋季講演会）。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、直径 8 mm のステンレス球弾丸を衝突速度 1~4 ms-1 の範囲で衝突させた。また、実験は全て大気圧下で行った。結果、クレーター直径はシリカサンドでは重力加速度の-0.188±0.008 乗に比例し、ガラスビーズでは 0.183±0.007 乗に比例した。
各標的のべきの値はほぼ一致しており、重力依存性が一致しているといえる。今回得られた重力依存性は先行研究の高速度衝突における結果(Gault and Wedekind, 1977; Schmidt
and Housen, 1987)と調和的であった（図 1）。
しかしクレーターサイズは、シリカサンド、
ガラスビーズともに先行研究の結果から予想されるサイズ（図 1 の点線）よりも下回っていた。この原因として、大気圧の影響が考えられる。またもう 1 つの原因として、弾丸サ
イズに比べクレーターサイズが小さいため、
点源近似が成り立たなくなり、スケーリング
則から外れたことも考えられる。発表では先行研究との絶対値の不一致の原因について議論する。

図 1 クレーターサイズの重力依存性(g:重力加速度、a:弾丸半径、v:衝突速度、R:クレー
ター半径、ρ:標的密度、m:弾丸質量)2
高空隙率標的に形成される衝突キャビティに関するスケーリング則：彗星表面への応用○岡本 尚也 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,

小天体表面に衝突体が作るクレーターの形状は、その天体の空隙率Iや密度𝜌 、強度𝑌 、そして衝
突体の直径𝑑 、密度𝜌 、強度𝑌 、衝突速度𝑣 によって変わることが考えられる。これまで 30%<I<
60%のターゲット（石膏、ガラスビーズ焼結体、雪）を用いた衝突実験が行われており、クレーターの深さ d や直径𝐷が調べられてきた。しかし、近年の観測により小天体は空隙率が非常に高く、特に彗星においては空隙率 86%を持つものまで存在することが分かってきた(Consolmagno et al., 2008)。
それら小天体の形成期における衝突進化を理解するためにはそれに見合う空隙率を持つターゲットを用いた実験が必要になる。我々は中空ガラスビーズを焼結させることで、これまでよりさらに高い空隙率(87%, 94%)を持つターゲットを作成し、高速衝突実験(1.8−7.2 km s−1)を行ってきた（Okamoto et al.,2013）。弾丸破壊の程度が小さい場合、トラックの形状は細長い“ニンジン型”となる一方、破壊の程度が大きい場合は太短い“カブ型”となった。このカブ型のキャビティをクレーターとみなし、その最大径𝐷を以下の強度支配域のクレータースケーリング則を用いて整理した。
𝐷 𝜌
𝑑 𝜌

.

=𝐻

ここで、𝐻 , 𝜇はスケーリング定数を表す。𝐷には𝐷𝑌𝜌𝑣を, 𝑌 にはターゲットの圧縮強度𝑌ｔ を代入した。

これにより最大径に関する半経験式を得た(Okamoto et al., 2014)。ここで, 𝑌ｔ /(𝜌 𝑣 ) というス
ケーリングパラメーターを使っているが、これまでの実験条件ではこの値の範囲は 1 桁であった(~10-4−~10-3)。今回、焼結をコントロールすることでこれまでのターゲットよりもおよそ 1 桁小さな強度(~25 kPa)を持つ空隙率 93%のターゲットを新たに作成して実験した。これによりスケーリングパラメ
ーターの値はおよそ 3×10-6 にまで拡げることができた。全てのデータについて予備的解析を行い、上式の関係を仮定したところ、𝜇値はとなりこれまで我々が得ていた値よりも小さくなり、ターゲットが岩石の場合の𝜇値(Holsapple, 1993)とほぼ等しくなった。
得られたスケーリング則を、Deep Impact 探査機が Tempel1 彗星へ衝突体を発射して形成したクレーター (DI クレーター)へ適用した。Stardust-NExT の観測結果から、DI クレーターのクレータ
ー直径は 200±20 m (Schultz et al.,2013)、49 ± 12 m (Richardson and Melosh, 2013)と示されている。直径が 200m であった場合、この彗星表面の圧縮強度は数パスカル程度、一方、49m であった場合は数百パスカル程度であることが推定された。

2
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粒子径分布と形状がレゴリス層の空隙率に及ぼす影響についての実験的研究
Experimental study of the effect of particle shape and size distribution on porosity ofregolith〇大村知美 1、木内真人 1 、Guettler Carsten2 、中村昭子 11

神戸大学大学院理学研究科, 2Max-Planck-Institute for Solar System Research

小天体表面にあるレゴリス層の空隙率はその反射率や熱慣性、クレーター形成過程に影響を与える。小天体表面のレゴリス層を構成する粒子サイズは様々で、その粒子径は均一ではない。例えば直接測定された月レゴリスの粒子径は 0.01-10mm 程度で、その粒子形状
は球形のものから角ばったものまで様々である(Mitchell et al., 1974) 。粒子径分布幅、粒子形状がどのように空隙率に影響するかを知ることは小惑星表面の空隙率を推定する際の一つの手がかりとなる。
本研究では粒子径、粒径分布幅、粒子形状、組成の異なる粉体として 3 種類の海砂、フライアッシュ、ガラスビーズ、溶融アルミナを用いた。試料の粒子径分布を図に示す。それらを 1G 下で容器にふるい入れて作成した

100

模擬レゴリス層の空隙率を測定した。それらに遠心加速装置を用いて 1-18G の範囲で模粒子径が同じくらいで形状が異なる場合、
角ばっている粒子は丸い粒子に比べ空隙率が大きくなった。重力を加えると模擬レゴリ

80
累累積分布[％]

擬重力を加えた際の空隙率の変化を調べた。

アルミナ
フライアッシュ
海砂小
素材海砂
海砂大
ガラスビーズス層の空隙率は小さくなったが、その変化の

60
40
20

様子は試料によって異なった。

00.1

また、海砂については粒径分布幅の異なる

1

10

100

1000

粒粒径[μm]2 種類の試料を割合を変えて混合した実験も行った。大小の粒子を混ぜ合わせる、すなわ

0.75

ち粒径分布幅が広がると大粒子の作る空隙に0.7小粒子が入り込むことで空隙率が最小となる
し今回の実験ではそのような傾向は見られず、片方の粒子が体積で全体の 9 割以上を占める
場合を除き、図に示すように、混合後の試料

0.65

空隙率率率

点があるとされている(鈴木他、1985) 。しか

0.6

0.55

の空隙率は混合割合に対しほぼ線形に変化し
た。

0.5

0

0.2

0.4
0.6
海砂⼤大割合0.8

12
低密度天体への脆性衝突体の挙動に関する実験的研究○原田竣也 1，中村昭子 1，岡本尚也 1，鈴木絢子 2，長谷川直 21

神戸大学大学院理学研究科，2 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所

空隙を持つ小天体が太陽系に存在している(Consolmagno et al., 2008)ことや，惑星形成の元となる微惑星が高い空隙率を持っていた(Kataoka et al., 2013)と考えられていることから，惑星科学において空隙を持つ天体への衝突過程を理解することは重要である．一方，これまで多くの衝突実験が行われ，その解析を通して衝突過程に関する議論はなされてきたが，空隙を持つ物質の衝突過程の理解は十分ではない．今回は空隙を持つ天体表面を模擬した物質を用意し，そこへ空隙を持つ脆性な弾丸を衝突させた際の弾丸の貫入や破壊といった現象に着目する．
実験にあたり，標的には中空ガラスビーズ焼結体や石膏を用いた．焼結体は焼結時間を変え，また石膏は焼石膏と水の比率を調整してその空隙率や強度を変化させた．空隙率は焼結体が 7494%，石膏が 50-73%である．脆性な弾丸としては多孔質アルミナ球とガラスビーズ焼結体を使用した．衝突には神戸大学の小型ガス銃と縦型火薬銃，宇宙科学研究所の二段式ガス銃を用い，衝突速度約 35 m/s から 5 km/s の間で実験を行った．
弾丸が標的に衝突した際，弾丸は標的内に貫入したが，低速度の場合は弾丸が標的から反発することがあった．また，弾丸は破壊される場合とそのまま生き残る場合が観察された．弾丸の貫入深さは貫入モデル(Kadono and Fujiwara, 2005; Okamoto et al., 2013)を用いることで説明でき，弾丸の密度によらずモデルが適用できることがわかった．
弾丸を回収し，その最大破片質量と衝突時の発生圧力との関係を調べた．これまでの研究
結果では，弾丸の引張強度の 10 倍程度の初期発生圧力で弾丸が壊れ始める(Okamoto et al., 2013;
Nagaoka et al., 2014)ことがわかっていたが，今回の実験結果からも同様の傾向が見られた．
ただし，標的に空隙がある場合はより大きな発生圧力が破壊に必要な場合が見られる．
このことから，空隙を含む標的の場合の初期発生圧力の見積もりの見直しや，標的空隙率の考慮などが必要だと考えられる．
また，空隙を持つ弾丸は衝突時に圧密され，大きな発生圧力でも最大破片質量が大きくなることがあった．

2
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2
高速度域におけるクレーターエジェクタ速度のスケール則に関する実験的研究○辻堂さやか ，保井みなみ ，荒川政彦 ，松榮一真 ，高野翔太 ，長谷川直12
神戸大学大学院理学研究科， 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
1

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1

1

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2

はじめに：ÁńĕR¾>RÀġňQSĠđjr;ĥËA`L9^2ĠđjrÓÚSÁńĕRÓÚ2Ĺ«RļčQ96LåĻăPþįM5_NĨ8_3FBL2ĠđjrÓÚQ7foejrRĸÐ£ÎQÌC_ĀħS2ÀġÍRĠđĹ«QK6LĮĭC_M°ñM5^2@`]Rĉďbğ7MSĠđjrQŃC_pk ¦;ĿĢNP_3
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実験・解析方法：ðăĔÃQS2ćĞĈŌąÕ /$ŎÊÐ0)   $ ōb2ÒQS}h|ydwÿŌ­Õ '  $$ŎÊÐ0'  $ Ŏİŀ$$ ōbā6H3ðăbĪĚC_ĆĐsz¡R¸¨SĖ  NB2ÆÇċÅĉďÛRę¹óÑĴipŁQ\^2ÒbĠđĸÐ   "$( XM©ĸBH3ĠđjrÓÚRïÃb ±Rŋĸ{vghb
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衝突破片形状の実験的研究と小惑星イトカワの岩塊の形状○道上達広 1、吉田明史 1、門川隆進 1、島田玲 2、土’山明 3、長谷川直 41

近畿大学工学部、2 大阪大学理学研究科、3 京都大学理学研究科、4ISAS/JAXA

室内実験において、衝突破壊における破片の形状の分布は、実験条件に依らず、特徴的でかつ普遍的な分布になっていることが知られている。それは破片の長軸 a: 中間軸 b：短軸 c の比が、分布に拡がりはあるものの、平均で 2:√2:1 になっていることである。すなわち平均で b/a が 0.7、c/a が 0.5 程度になっている[1]。しかしながら、この破片形状は、衝突エネルギー密度 Q が 4000J/kg 以上と大きく、激しいカタストロフィック破壊によって得られたデータであった（ここで Q はりに受ける弾丸の運動エネルギーで、弾丸の運動エネルギー÷標的の質量

標的が単位質量あたで定義される）。最近の研究では、クレーター形成（Q が 200J/kg 以下）における c/a の平均値は 0.3 程度とカタストロフィック
破壊の c/a の平均値 0.5 より小さい値をとることが確認されているが[2]、なぜこのような小さい値をとるのかよく分かっていない。また、過去の研究において、クレーター形成からカタストロフィック破
壊まで、破壊によって飛び出した岩石の破片の形状を系統的に調べた実験的研究はない。そこで、本研究では、衝突エネルギー密度 Q を 200J/kg（クレーター形成）から 15000J/kg（カタストロフィック破壊）の広い範囲で衝突実験を行い、玄武岩の衝突破片形状の変化を調べることを目的とした。
今回行った実験の概要は、前回の秋季講演会で発表した概要と同じであるが[3]、今回は追加実験として次のような特徴がある。(1)標的の形状を前回の立方体だけでなく、球、直方体、平板についても行った。(2)衝突エネルギーQ の上限を前回の 8500J/kg から 15000J/kg にした。(3)飛び出した破片がチャンバーにぶつかり 2 次破壊が起こらないように工夫した。
得られた結果は、破片形状の軸比の b/a の平均値は破壊の程度に依らず、ほぼ 0.7 で一定の値をとるのに対して、c/a の平均値はクレーター形成（Q→小）に近づくほど、値が小さくなっていることが今回の実験で初めて分かった。この実験結果を小惑星イトカワに応用することを考える。小惑星探査機
はやぶさのホームポジションにおける画像データから、小惑星イトカワの大きなボルダー21 個の見かけ上の 3 軸比を測定した。その結果、c/a の平均値は 0.46 であった。小惑星イトカワの母天体を一枚岩と仮定すると、衝突破壊によって、母天体の数％の質量を持った最大破片が誕生したことが予想される。つまり、小惑星イトカワの母天体は、かなりの激しい破壊を受けた可能性がある。イトカワ微粒子の化学組成の分析結果からイトカワの母天体は 20km とも考えられているので[4]、今回のボルダーの軸比から予想される結果はそれを支持する結果となった。

参考文献 [1]Fujiwara., et al. (1978) Nature 272, 602-603.
研究科宇宙科学専攻[3] 道上達広他[2] 島田玲2013 年度修士論文

2014 年日本惑星科学秋季講演会予稿集[4] Nakamura, et al. (2011)Science 333, 1113-1116.

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あかり衛星の近・中間赤外線カメラ: IRC によるケンタウルス天体 "Asbolus" の中間赤外線撮像の例 (15µm 帯)

あかり衛星の遠赤外線サーベイヤー:
FIS による TNO "Huya" の遠赤外線撮像の例 (90µm 帯)

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2
チェリャビンスク火球からの光放射○柳澤正久 1
1 電気通信大学·情報理工学研究科
チェリャビンスク火球は多くのモニタ・カメ
ラによって撮影され，その動画がインターネッ
ト上に公開されている．我々はその中の一つを

CCD を画像センサとしたカメラではよくある現象のようである．そこで CMOS カメラの一つで太陽を解析し光度の時間変化を調べた[1, 2]．その結果，(1)放射は 3500 K の黒体放射で近似できる
こと，(2)光度の最大値は 1.0×1015 W であったこと，(3)放射には 120 km2 の黒体表面が必要なこと等が分かった．その後の解析でこれらの値は若干修正されたが，広い面積が放射にかかわっていたという結論は変わっていない．

写してみた(図 2)．薄雲のかかった
青空に太陽が暗く写っている．
火球動画の暗い部分は，極めて明るい火球本体である可能性が高い．光は，点ではなく細長い光源から放射されたと近似した方がよさそうである．

図 2．moticam1000 カメラ(ホーザン
図 1．光度最大時の火球．火球は左上から右下に進株式会社)に焦点距離 25 mm レンズ

んでいる．チェリャビンスク市の北北東 140 km の

(絞り 16)と ND8 フィルタを取り付け

カメンスク・ウラリスキー市から車載カメラで撮て写した太陽．

影(Aleksandr Ivanov 氏)．フレームの一部をトリミングした．火球中心が細長く暗く写っているこ

参考文献

とに注目．

[1] 柳澤，チェリャビンスク火球の光度曲線，惑星科学会予稿集 2013 秋(石解析に用いた動画を詳細に調べると，火球の中心付近に細長い暗い部分が存在する(図 1)．
長さは約 9 km，幅は約 1 km である。過度に明るい部分が逆に暗く写る現象は，CMOS や垣島)，O10-07[2] 柳澤，チェリャビンスク火球の明るさと色の時間変化，遊星人，23，8291，2014．

2
大気中形成の炭素含有粒子の特徴： 大気中ダスト、
ロシア落下隕石と月隕石
Characteristics of carbon-bearing grains formed in air: Air dusts, Russian
meteorite and lunar meteorites
三浦保範 （山口市；山口大学）
１． はじめに：炭素含有物質粒子は、物質状態変化時に固化して残存するので、炭素起源と変化過程について特に人工起源炭素含有組織や天然風化炭素含有組織などが区別できる。今回は、地球に衝
突時に大気中で急冷固化した炭素含有組織を単に小惑星起源でなく地球の大気中で（地上元
素等混入無しで）再固化した事をこれまで収集した分析 FESEM データベースから考察する。
２．地球上大気で再固化した隕石燃焼物：
隕石の炭素について、今回は日本の仁保隕石（大気中爆発落下物採集破片）と最近のチェリャビンス Chelyabinsk ロシア隕石（落下採集破片）の分析 FESEM などの解析から、状態変化
後残存した炭素含有組織（と炭素濃縮）と含有元素（主要）の特徴があることが分かった。
３. 地球外炭素の地球ダイヤモンド炭素起源の供給：
この手法は、月や火星隕石の形成過程における炭素含有物の対比推定と、地球上の炭素などの軽元素（ダイヤモンド炭素含む）の供給過程について、炭素含有物が再固化前後に存在していることを確認することで、新しく炭素源についての時空情報から展開できる事を示す。
４．まとめ:
炭素含有物質粒子は物質状態変化時に固化前後に残存するので、炭素起源と変化過程について解明できる。地球に衝突時に大気中の隕石シャワーで急冷固化した炭素含有組織と炭素濃
縮は、地球の大気中で地球混入なしで再固化変動した事がナノ FESEM 分析から得られた。地球の炭素源を地上で行われている事を新たに示す新成果である(Miura, 2007, 2012, 2014)。
Origin of Carbon
Concentration process(Origins ET & T)

Extraterrestrial carbon
Star (Carbon) SN: Dust

Concentration process ET-1

Celestial body : Meteorites
Collected samples

Concentration process ET-2

Asteroids
Planets
The Moon
Comets
Meteorite showers
Terrestrial carbon

Concentration process ET-3
(In this study)

Surface (shallow)

Concentration process T-1

Interior solid (deep)

Concentration process T-2

Fig.1. New origin of carbon concentration from meteorite-shower above the terrestrial solid surface.
謝辞：チェリャビンスロシア隕石ご提供で高橋典嗣（日本スペース協会）と田野崎隆雄（工学院大）各氏に感謝します。

引用文献：Miura Y. (2007): Front. Mineral Sci. 2007 (Univ. Cambridge), 223. Miura Y. (2012): LPSC 43rd (LPI)#1203.
Miura Y. (2012):日本惑星科学会講演要旨集 (神戸大).pp.1. Miura Y. (2014): (Submitted; accepted).

2
IKAROS-ALADDIN が発見した
地球周太陽ダストリング中の大型宇宙塵の粗密分布
Flux Anisotropy of Large Dust Particles
within the Circumsolar Dust Ring of Earth Discovered by
the IKAROS-ALADDIN⃝ 平井隆之 1 ，矢野創 1
1

宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所

いくつかの太陽系惑星の公転軌道上には，惑星とダストの平均運動共鳴に起因する周太陽ダス
トリングの存在が確認されており，その内部にはダストの凝集領域と減衰領域があることが示唆されている．このようなダストリングは太陽系外の惑星系にも存在すると考えられ，その形成機構を解明することは，惑星系ダスト円盤一般の進化過程を理解することにも貢献する．また，面光源としてダスト円盤を解像できれば，直接撮像が難しい惑星の物理特性を制約することも可能になると考えられる．
本講演では，JAXA のソーラー電力セイル小型実証機 「IKAROS（イカロス）」に搭載されたダストその場計測器「ALADDIN（アラジン）」による，地球の周太陽ダスト凝集領域と減衰領域のその場計測結果を報告する．また，観測結果を整合的に解釈するために開発しつつある，新しいダスト分布モデルの試計算結果も紹介する．

ALADDIN のダストフラックス観測および過去のその場計測の結果から，地球周囲の減衰領域と公転運動の背後に位置する Trailing 領域では約 10 倍の数密度差があることがわかった．我々はこの観測結果を説明するため，平均運動共鳴を考慮した既存の分布モデルに，ダスト相互衝突ア
ルゴリズムを組み合わせた「共鳴−衝突ハイブリッドモデル」を提唱・開発している．このモデルを使った試計算結果は，過去の各モデル単独の計算結果に比べ，より宇宙実測に近い密度差を示すことができた．

2
大型レーダ流星ヘッドエコー観測による太陽系ダストの観測⃝ 阿部 新助 1 , Johan Kero2 , 中村 卓司 3 , 藤原 康徳 3 , 渡部 潤一 ４ ,1

日本大学理工学部 航空宇宙工学科, 2 スウェーデン・IRF(Institute of Space Physics), 3
国立極地研究所, ４ 国立天文台

流星ヘッドエコー (meteor head echoes) は，メテオロイド (meteoroids) の大気突入時，高度 70〜
130km でメテオロイド周辺に生成される濃いプラズマ領域からの反射電波として観測される．我々
は，周波数 46.5MHz，有効直径 103m の京都大学生存圏研究所・信楽 MU レーダを用いた流星ヘッ
ドエコー観測を実施している．天頂方向に出力 1MW のビームを視野角約 15 度に照射する 475 本の八木アンテナで構成される位相配列レーダーにより，24 時間平均で 3,000〜4,000 個の流星ヘッ
ドエコーを捉えることに成功している (e.g., Kero et al. 2012)．
「ふたご座流星群」を対象に 2013 年 12 月 9-14 日の 6 日間のうち輻射点が地平線上にある延べ 48時間という長期間の観測を行った結果，軌道が大きく分散していることが確認された．ふたご座
流星群の母天体である小惑星 Phaethon・ファエトンは，近日点通過時に僅かに彗星活動を示すことが太陽観測衛星の画像から観測された (Jiwitt et al. 2012)．しかし，彗星活動が極めて弱い「枯渇彗星」であり，毎年出現している「ふたご座流星群」の活動を説明することはできない．MU
ヘッド・エコーで観測された軌道データと過去の MU のデータから，経日変化，経年変化を調査し，メテオロイドの放出された時期を推定し，小惑星ファエトンが彗星からどのように枯渇彗星へと遷移して行ったのかを理解する手がかりを得られることも期待される．
これまで知られている流星は，彗星起源のメテオロイドであり，小惑星を起源とするメテオロイ
ドについては，まだ殆ど知られていない．小惑星を起源とする隕石についても，母小惑星が特定された隕石は皆無である．小惑星起源のメテオロイドは，対地速度が遅く，発光効率が速度の 3-4乗で減衰するため，光学観測では隕石になるような明るい火球しか観測されない．一方，MU のような大型レーダーにより，地球軌道と交差する（ふたご座流星群のような）小惑星起源のメテ
オロイド群を捉えられる可能性が高く，地球近傍小惑星 (NEA; Near-Earth Asteroids) の軌道との交差条件から観測日を限定したヘッド・エコー観測の実施を提案していく計画である．

• Kero J. et al., (2012), “The 2009-2010 MU radar head echo observation programme forsporadic and shower meteors: radiants and diurnal rates”, MNRAS 425, 135-146• Abe, S., Kero, J., Nakamura, T., Fujiwara, Y., Watanabe, J.-I., (2014), “Orbital Evolutionof Geminids and Quadrantids by MU Radar Observations”, Asteroids, Comets and Meteors(ACM), Helsinki, Finland.
• Jewitt, D., Li J., & Agarwal J. (2013), “The Dust Trail of Asteroid (3200) Phaethon”,
ApJ., 77, L36-40

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流星観測衛星 S-CUBE のミッション紹介と開発進捗報告○石丸亮 1、坂本祐二 1,2、小林正規 1、郷内稔也 2、藤田伸哉 2、千秋博紀 1、和田浩二 1、石橋高 1、黒澤耕介 1、山田学 1、阿部新助 3、吉田和哉 2、佐藤光輝 4、高橋幸弘 4、松井孝典 11

千葉工業大学惑星探査研究センター、2 東北大学、3 日本大学、4 北海道大学

千葉工業大学惑星探査研究センターでは，新たに惑星科学探査を目的とする超小型衛星キューブサットプロジェクトを立ち上げた．巨額の予算と長期に渡る開発期間が必要である国による惑星探査とは対照的に，キューブサットは大学規模のリソース（ヒト、モノ、カネ）
により短期間で開発できることがメリットとして挙げられる．
初号機は宇宙からの流星観測をミッションとする．衛星名は S-CUBE である。流星は彗星や小惑星のような太陽系始原天体を起源とするため，流星観測により地球に居ながらにして太陽系始原天体の情報（軌道、組成など）を得ることができる．また、地球に衝突する微小天体の頻度の時間変化や空間分布の評価に繋げることができ、宇宙物質の地球への供給量を議論できる。
人工衛星を使って宇宙から観測すると，天候に依らず定常的に流星観測できることに加え、衛星が地球を周回するので北半球から南半球まで広範囲を観測できるメリットがある。特に、観測が不足している南半球や高緯度での観測は流星フラックスを適切に評価する上で重要である。さらに、宇宙観測ならば、地上からは不可視の流星の紫外光を捉えることができ、その観測からは新たな元素輝線の観測が期待される．
開発しているの は、10cm 立方のユニット（U）が 3 つ連なった、3U キューブサットと呼ばれる超小型衛星である。S-CUBE には可視カメラと紫外に感度を有する光電子増倍管を搭載し、流星の可視-紫外同時観測を実施する。惑星科学分野でのキューブサットの利用は初めての試みであり，本プロジェクトの推進が新たな宇宙惑星探査の方向性となることを期待している．本発表では、S-CUBE のミッション概要と開発進捗について報告する。

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2JUICE木星系探査が拓く科学
Science Objectives of JUICE (JUpiter ICy Moon Explorer) Mission◯

佐々木晶 , 斎藤義文 , 藤本正樹 , 木村淳 , JUICE-JAPAN
1

1

2

2

3

2

大阪大学, ISAS/JAXA, 東京工業大学ELSI
2

3JUICEは、ESAが主体となり日米が参加する木星系探査計画である。2022年打ち上げ，2030年木星系到着，木星系（磁気圏，木星大気，エウロパ・カリストのフライバイ観測）の観測の後、2032年ガニメデ周回軌道に投入され、太陽系最大の氷衛星を精査する。木星との潮汐相互作用によるダイナミックで多様な衛星系、とくに地下海は生命居住環境としても注目されている。
日本は、BepiColombo水星探査計画の日欧協力の枠組みを生かす形で、立案時から計画に参加してきた。現在、機器開発、サイエンス参加を含めて、JANUS（カメラ）、GALA（レーザ高度計）、SWI（サブミリ波動）、JMAG（磁力計）、PEP（プラズマ粒子計測）、RPWI（プラズマ波動）に共同研究者として参加する。
JUICEの科学目的の中で、潮汐相互作用をエネルギー源とする氷天体地下海の状態の解明と、最強の加速器である木星磁気圏中での高エネルギー粒子の挙動の解明は、大きな課題で、日本が関わる機器は、重要な役割を果たす。さらに、氷衛星の組成や内部構造等に関する情報から、木星系の形成過程や形成位置（太陽からの距離）に関してどのような制限を加えることができるのかを考察し、惑星理論研究者と連携して、太陽系形成時での外惑星領域の描像を新たにしたい。
JUICEが木星系の観測を行うのは2030年代であるが、その時点でJUICEが生み出す科学成果は、現在に増して価値の高いものになる。
(i) JWST宇宙望遠鏡や30m級地上望遠鏡の観測により、周惑星円盤（サブ円盤）の検出や、系外惑星を周回する衛星が2030年までには発見されている可能性は高い。(Kepler望遠鏡のデータからも、衛星の存在可能性を示すシグナルは得られているが、確定はしていない。）
今後発見される、系外衛星や衛星を育む周惑星円盤を理解するための対象天体として、木星系の精査は重要である。
(ii) 計算機の計算速度と取り扱えるデータ量はこれからも伸長していく。現在の計算機能力では、周惑星円盤と原始惑星系円盤の進化を同時に解析することは難しいが、10年後には可能になるだろう。磁気圏においては、幅広いエネルギーレンジ、空間スケールを含めたシミュ
レーションを行えるようになる。2010年代には、ISASのERGをはじめとする探査機が地球の放射線帯を観測し、数値シミュレーションにより現象の解釈が行われる。規模がはるかに大きい木星磁気圏のマルチスケールのフルシミュレーションも2030年には可能で、JUICEの観測データが高エネルギー宇宙プラズマの理解に大きく役立つことが期待できる。

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火星表面での生命探査：LDM 生命探査顕微鏡開発の現状報告
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佐々木聰 5, 石上玄也 6,出村裕英 71

東薬大・生命, 2 JAXA・ISAS, 3 玉川大・農, 4 長岡技大, 5 東京工科大, 6 慶応大, 7 会津大A.Yamagishi1,

A. Miyakawa1，T. Satoh2, K. Enya2, Y. Yoshimura3, H. Honda4,

E. Imai4,

S. Sasaki5, G. Ishigami6,H. Demura7
1

Tokyo Univ. Pharmacy Life Sci., 2 JAXA・ISAS, 3Tamagawa Univ., 4Nagaoka Univ. Tech.,
5

Tokyo Univ.Tech, 6Keio Univ., 7Univ. Aizu

近年の火星探査結果を反映して、火星における微生物存在の可能性が再検討されている。
第一に、40 億年前の火星に生命が誕生していたかも知れないという可能性が浮上している。
当時の火星表層にはおそらく大量の水が存在しており、温暖湿潤な気候がある程度長期間保たれ、当時の地球と極めて似ていた可能性がある。第二に、現在も微生物生存可能環境が保たれている。すなわち、液体の水が流れた後と推定される場所が複数のクレーター斜面に季
節的に観測されており(1)、酸化鉄、還元型硫黄（H2S、おそらく硫化鉄由来:文献２）など
微生物生存に必要な非平衡が報告されている。さらに、火星環境を検討すると数 cm 表面下であれば生命は十分生存可能と推定されている(5)。第三に、Viking の結果の見直しが進み、Viking の有機物検出感度は究めて悪く、1g 土壌中に 107 個の細胞が検出できる程度でしかなかった(3,4)。一方、地球上微生物密度の低い地域（アタカマ砂漠、深海底、南極土壌等）
では 1g 土壌中に 104 個細胞程度しかいない。
我々は、火星土壌表面数 cm に今も細胞が生存している可能性が十分あると予測し、現存する細胞を検出する装置の開発を進めている(5)。装置は採集した土壌標品を蛍光色素で染色して、顕微鏡観察、画像解析の後、地球に転送する。我々は、火星での生物が地球型の細胞でない場合でも検出できるシステムとして開発を行っている。装置開発の現状を報告する。
引用文献
1) McEwen, A. S., et al. 2011, Science 333, 740；2)Ming, D. W. et al. 2014, Science 343; 3)Glavin, D. P. et al. 2001, Earth Planet Sci. Let 185,1; 4) Nabarro-Gonzalez, R. et al. 2006,
Proc. Natl. Acad. Sci. USA 103; 5) Yamagishi et al., 2010, Biol. Scie. Space 24, 67-82.

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熱流量プローブを用いた月惑星表層レゴリスの熱伝導率に対する精度評価○堀川大和 1, 田中智 2, 坂谷尚哉 1, 滝田隼 3
1 総合研究大学院大学, 2ISAS/JAXA, 3 東京大学
月惑星における地殻熱流量は、天体内部の熱的な状態を反映しており、その主な熱源には放射性元素の壊変熱や惑星集積時の熱エネルギーがある。したがって地殻熱流量を精密に観測することは、天体の放射性元素のバルク存在度や熱進化を制約する上で重要である。熱流量をその場で観測するために、1～数 m の深さに埋設可能な高速貫入プローブ（ペネトレータ）が開発された。
耐衝撃性や軽量化を重視したため、熱流量計はペネトレータの構体表面上に搭載されている。しかしその結果、熱流量測定値はペネトレータとレゴリスの熱伝導率の違いによって生じるペネト
レータ周囲の温度擾乱に影響されやすく不確定性を持つ。
そこで本研究では、温度擾乱を避けた位置で熱流量を精密観測するために（目標精度：10%以内）、貫入プローブの構体表面からニードルプローブを伸展させるシステムの開発を提案する。
熱流量は表層物質の熱伝導率と垂直温度勾配を独立に測定することで推定する。
本研究はこれまで、月ペネトレータへの搭載性を考慮したニードルプローブを試作し、レゴリ
ス模擬物質としてのガラスビーズを用いた熱伝導率測定に関する検証実験を行い、熱伝導率の推定に向けたデータ解析方法の検討と推定した熱伝導率の精度評価を行ってきた。通常のニードル
プローブは、線加熱法による測定のためプローブの中心付近に測温点を配置する。一方、本研究は温度擾乱の影響が極力少ない位置での温度と熱伝導率の測定を目指すため、プローブの中心付
近だけでなく先端部分にも測温点を配置した。先端部分の測温点において熱伝導率を推定する理論解も存在する。ニードルプローブによる熱伝導率測定値を理論解から求める一例として、ガラ
スビーズの熱伝導率を月の地下数 m での熱伝導率に調整した場合、プローブとの比較測定のために線加熱法で測定した 0.0207 W/m/K に対して、中心測温点で 1.14 倍、先端測温点で 0.80 倍となった。測温点各々の差異は、理論解の仮定条件が実際のプローブの特性と異なる（プローブと周囲のサンプル間の接触熱抵抗の違いなど）からだと考えられる。そこで我々は、実際のプローブの物性を導入した熱数学モデルによる数値シミュレーションとインバーションによる解析を行うことで、プローブの任意の位置において周囲の物質の熱伝導率を決定する手法を開発した。
その結果ガラスビーズの熱伝導率 0.0207 W/m/K に対して、ニードルプローブによる熱伝導率測
定値は、中心測温点で 1.03 倍、先端測温点で 1.04 倍となり両方の測温点でガラスビーズの熱伝導率により近い値となった。またこのときの熱伝導率測定精度は中心、先端測温点ともに目標精度の約 5%以内（熱流量目標精度約 10%以内から概算）を満たすことが分かった。
現在、上記の解析手法を用いて、月ペネトレータが埋設可能な月地下 1～数 m での熱伝導率
範囲（約 0.01-0.03 W/m/K）における、熱伝導率測定実験および測定精度の評価を進めており、本発表ではそれらの結果を報告する。

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木星型惑星を想定した雲対流の数値計算⃝ 杉山 耕一朗 1 , 中島 健介 2 , 小高 正嗣 3 , 倉本 圭 3 , 林 祥介 4
1

JAXA 宇宙研, 2 九大理・地惑, 3 北大理・宇宙理学, 4 神戸大理・地惑

1. はじめに木星型惑星の雲対流は, 地球大気の場合と同様に, 大気の成層構造と物質分布の決定に重要な役割を担っていると考えられている. しかし, 厚い雲に覆われた巨大惑星の雲層を遠隔観測するのは困難であり, 巨大惑星における雲対流と平均的大気構造との関係については未だ明らかとなっていな
い点が多い. この問題に対し我々は, 複数成分の凝結および化学反応を考慮した雲解像モデルを開発し, 木星大気条件において, 雲の生成消滅が繰り返された結果として決まる統計的平衡状態での大気構造を調べてきた (Sugiyama et al., 2009, 2011, 2014). 本発表では, 土星と天王星を想定した同様の 2 次元数値計算を実行し, 雲対流と平均的大気構造との関係を議論する.
2. 計算設定
モデル方程式として準圧縮系方程式 (Klemp and Wilhelmson, 1978) を用いる. 雲微物理過程はNakajima et al. (2000) と同様に, 地球で良く利用されている単純な雲微物理パラメタリゼーショ
ン (Kessler, 1969) を用いて定式化した. 放射過程は陽に計算せず, 水平一様かつ時間変化しない
熱強制で代用する. 土星・天王星では雲層における正味の放射加熱・冷却の鉛直プロファイルが観測されていないため, 木星の観測結果に基づき 2 bar 高度から対流圏界面 (0.1 bar) の間を冷却することにした. 統計的平衡状態に至るまでの計算時間を短縮するため, 熱強制の値は木星大気における観測値より 2 桁大きい -1 k/day とする. 計算領域は, 土星条件で 7680 km × 480 km, 天王
星条件で 7680 km × 650 km, 解像度は水平方向と鉛直方向共に 2 km とする. 下部境界での温度
圧力は熱平衡計算 (Sugiyama et al., 2006) に基づいて決定し, 下部境界での凝結性成分気体の存
在度は太陽組成と同じとする.
3. 計算結果
土星条件と天王星条件の計算結果は、メタンの雲の有無を除き定性的に似ているため, 以下では土星条件の結果を示す. 雲対流層内 (0.1 < p < 10 bar) では強い下降流が多数見られる (図 1a). 強い下降流が存在するという特徴は, 狭
くて強い上昇域と広くて弱い下降域によって特徴づけられ 図 1: 土星大気を想定した数値実験で得た木星条件での数値計算の結果と対照的である. 下降流は られた (a) 鉛直速度, (b) 鉛直速度の自乗平均.
冷却層 (0.1 < p < 2 bar) で冷やされた気塊の下降によって駆動されており, その大きさは 50 m/s 程度である. 鉛直
速度の自乗平均が H2 O 持ち上げ凝結高度 (p = 10 bar) において局所的な最小値を取ることは (図 1b), その高度に形成される安定層が流れ場に対する境界として作用することを意味する. また,
活発な対流によって, H2 O と NH4 SH の雲粒は NH3 持ち上げ凝 図 2: 土星大気を想定した数値実結高度より上空まで移流され (図 2a), NH3 と H2 S 蒸気は H2 O 験で得られた水平・時間平均した(a) 凝結物と (b) 凝結性成分気体
持ち上げ凝結高度より高度と共に減少を始める (図 2b).の鉛直分布.

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ASTE望遠鏡を用いた、木星成層圏微量分子のサブミリ波帯分光観測の初期成果
飯野孝浩(*1)、大山博史、秀森丈寛、加藤智隼、水野亮(*2)、塚越崇(*3)、平原靖大(*4)(*1): 東京農工大学科学博物館(*2): 名古屋大学太陽地球環境研究所!(*3): 茨城大学(*4): 名古屋大学環境学研究科
1994年に発生した木星への彗星衝突イベントは、木星成層圏上部に大量の揮発性ガスを供給した。
中でも、硫黄化合物の化学反応は興味深い。地上からのミリ波及び赤外線分光観測により、衝突直後にはS2, CS2, OCS, H2S分子が検出されたものの、これらは数日〜1ヶ月以内に消滅し、代わりにCS分子が卓越した。CS分子の量は、それまで検出されていた中で最大量を占めたS2分子と調和的であったため、木星成層圏では中〜長期的にはCS分子が安定な硫黄のリザーバーである可能性が示唆された。いっぽう、過去に大規模な彗星衝突が発生したと考えられている海王星においてはCS分子は検出されず(Iino et al. 2014, Submitted)、両者の差異はガス惑星大気における硫黄化学に新たな課題を提示した。木星における事例を詳細に検討すべく、我々は2013年、チリ
国アタカマ高地に設置された国立天文台ASTE望遠鏡を用い、供給後約20年後における木星成層

圏中CS分子の時間変動を検出する観測を行った。1時間程度の積分により、CS分子の輝線構造は十分なS/Nで検出された。木星軌道付近におけるCS分子の光解離寿命は、太陽活動極小期においてすら80日程度でしかない。そのため、解離したS原子がCS分子をリサイクルする機構が必要である。我々は、木星成層圏に豊富に存在するラジカルであるCH3ラジカルに着目した。CH3ラジ

カルはS原子と容易に反応してH2CS分子を形成する。H2CS分子の光解離はCS分子をリサイクルし得る。このサイクル反応が、木星においてCS原子を長期にわたって維持する機構の有力な候補と考えられる。この仮説は、今後木星成層圏に対するH2CS分子のサーベイ観測により検証可能であると考えられる。しかし一方で、海王星大気においてもCH3ラジカルは豊富に存在するため、未だ両者の差異を説明するには至っていない。

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ピリカ望遠鏡および VMC/VEX を用いた
紫外撮像による金星スーパーローテーション周期とその時間発展の観測⃝ 今井 正尭, 高橋 幸弘, 渡部 重十, 渡邊 誠 1
1

北海道大学 大学院理学院 宇宙理学専攻

金星スーパーローテーションの力学メカニズムは, 理論モデルが複数提唱されているも, 観測的裏付けが十分なされておらず, 未だ解明には至っていない. 雲頂高度 70 km で惑星の自転速度の 60 倍を超える風速が維持される原因として, 惑星波による大気加速が示唆されている. [e.g. Yamamoto
and Tanak, 1997] また惑星波の存在は, Pioneer Venus 等によって観測されてきた惑星規模の紫外模様の形成にも関わっていると考えられている. この惑星規模の模様は, その伝搬によって紫外輝
度に 4-5 日の周期変化をもたらす. [Del Genio and Rossow, 1990]
本研究の目的は, 金星における惑星波の存在とその発生源を観測的に明らかにすることである.
先行研究によって示された紫外輝度の周期変化には, 赤道と南北中緯度で独立した時間スケールでの周期の変化が観測されていた. 我々は長期にわたる金星紫外輝度の観測を実施し, 輝度の周期性をもたらす明暗構造の時間変化を捉えることを行っている. 現行の金星探査機 Venus Express は
遠点を南極近傍にもつ極軌道をとるため, 惑星規模の模様の観測は南半球に限られる. そこで, 北海道大学の惑星観測に優先使用が認められたピリカ望遠鏡とそこに搭載されている Multi-Spectral
Imager (MSI) を用い, 地上から金星の両半球 60o N − 60o S の範囲を, 最大コントラストの得られる紫外波長 365 nm で, 約 2 週間-1ヶ月連続した撮像観測を 1ヶ月程度毎に定期的に実施することを可能とした.
我々はすでに 2013 年 8 月から 2014 年 6 月の約 1 金星年に及ぶ期間観測を遂行し, この内 8/19-11/9の約 3ヶ月間に実施した 3 度 (計 51 日分) の観測結果の解析から, 明暗構造に有意な時間変化があることを明らかにした. 観測当初の 2013 年 8 月には, 約 5 日周期で赤道対称な, 南北緯度約 30 °を境に赤道と中緯度で位相の反転する特徴をもった輝度構造が存在した. このような構造は, Galileo
による金星フライバイ時に撮像された画像を解析した結果からも得られており, 惑星波の特徴が再現されたものだと考えている. 一方でその後 2013 年 11 月までの継続的な観測結果の中には, 上記
構造の顕在化と減衰を繰り返す様子が捉えられており, 減衰時には南北対称性や明暗を繰り返す周期的特徴が失われる結果が示された. 我々の結果は, 同期間観測を行った Venus Express の南半球の輝度分布も再現していることを確認している. このように, 金星の惑星規模の紫外模様が示す輝度構造を観測し, その時間変化を捉えた観測例は今までに存在せず, 今回の結果は我々の南北両半球をカバーした連続観測によって初めて明らかとなった. 本発表では, 我々の観測結果を交え, 惑
星波によるスーパーローテーション形成の理論研究の観測的検証について議論する.

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短周期地球型惑星の大気構造と放射スペクトル⃝ 伊藤祐一 1 、生駒大洋 1 、河原創 1 、永原裕子 1 、川島由依 1 、中本泰史 2
東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻
東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
1

2

現在までに 1000 個近くの系外惑星が検出されている。最近では、地球の 1-10 倍の質量を持つ、
あるいは地球 の 1-2 倍の半径を持つ小規模惑星が多数発見されている。それらはスーパーアースと呼ばれる。これまでに検出されたスーパーアースの中には、密度が高く、岩石が主成分であると考えられる惑星が存在している (CoRoT-7b や Kepler-10b、Kepler-78 b など)。それらは中心星に非常に近いため、強烈な恒星輻射によって表面が蒸発し、 岩石蒸気大気をまとっていると推測される。本研究では、このような惑星を特に「短周期地球型惑星」、それが 保持する岩石蒸気大気を「ミネラル大気」と呼ぶ。こうしたミネラル大気が実際に検出されれば、岩石惑星であることの直接的な証拠やその惑星の材料物質や形成過程に対する重要な制約を得ることが期待される。
これまでに、化学平衡計算に基づいたミネラル大気組成に関する先行研究はある。しかし、ミネ
ラル大気の温度構造や放射スペクトルは理解されていない。そのため、ミネラル大気の検出可能性を評価することができない。
本研究では、化学平衡計算コード MELTS を用いて、岩石メルトと気液平衡状態にある大気の組成を求めた。そして、主要成分である Na, K, O2 , O, Si, SiO の放射吸収断面積を求め、それらを用いて大気の鉛直温度構造と放射スペクトルを求めた。さらに、二次食観測（惑星光と中心星光の比を検出する観測手法）による検出可能性を評価した。吸収断面積の計算では、Kurucz (1992)と HITRAN2012 (Rothman et al., 2013) で公開されている吸収線パラメータを用いた。そして、
Piskunov & Kupka(2001) と Unsold(1955) の計算方法を適用し、各分子の吸収線について分子の熱運動・エネルギーの不確定性・ 吸収分子間の衝突を考慮し計算した。温度構造の計算では、Toon et al.(1989) の手法を用い、振動数依存性のある輻射に 2 流近似を用いて、輻射平衡を満たす大気の鉛直温度構造を計算した。これまでは大気の化学組成が一様であることを仮定していたが、今回新たに気相中の化学平衡計算を行い、鉛直組成分布を考慮した。平衡計算には、Gordon& McBride (1996) の化学平衡計算コードを用いた。
本結果から、このミネラル大気は、主に Na と SiO の吸収の影響により、長波長領域よりも中心星輻射波長である短波長領域の光を吸収しやすいことが明した。そして、この大気は放射平衡
温度が 2300 K 以下では、等温構造を持つ一方、 放射平衡温度が高い場合には、SiO の解離に伴う温度逆転構造が形成されることが明らかになった。今回新たに気相中の化学平衡を考慮したことで、高温低圧である大気上層では、SiO や O2 の解離が効率的であることが示された。この SiOの解離により、大気上層では短波長領域の吸収が弱まり、SiO の減少に従い温度が低くなることが判明した。また大気上層が低温になった結果、放射スペクトルは弱まった。放射量は小さくなったが、新たに計算された放射スペクトルの検出可能性の評価を行なったところ、将来計画されている 5 m 級宇宙望遠鏡 (e.g., JWST) によって、短周期地球型惑星でミネラル大気の検出が期待される。

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マグマオーシャンに覆われた惑星の光度進化曲線とその検出可能性○濱野景子 ，河原創 ，阿部豊 ，大西将徳 ，はしもとじょーじ
1

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東京大学， 神戸大学， 岡山大学
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惑星形成論によれば地球型惑星はその形成の最終段階で複数回の巨大衝突を経験す
る．惑星は巨大衝突のたびに全球的に溶融しマグマに覆われたと推測される．岩石の融点を超えるほどの高温の地表からは赤外だけでなく，近赤外〜可視領域からも強い放射が射出される．これが惑星の大気によって完全に吸収・散乱されずに十分残る場合，高温の惑星特有のスペクトルとして系外惑星系でも観測されうる．
惑星放射スペクトルは大気の構造（温度・圧力・組成）によって決まる．これまでの水蒸気大気をまとった惑星の固化についての研究では，固化の過程での地表温度・大気量の進化が，恒星からの軌道距離に強く依存することが示された．この大気進化の違いは温室効果を介して，惑星の冷却・固化のタイムスケールも大きく左右する．これは，溶融した惑星が観測される頻度とその間の惑星放射スペクトルの両方が，惑星の軌道によって大きく異なることを意味する．
そこで本研究ではこれまでの進化モデルにラインバイライン計算を組み込み，固化に伴う地表温度・大気量の進化と，それに整合的な惑星放射スペクトル・中心星放射の反射
スペクトルを求めた．より波長の短い大気の窓領域では，より深く高温の大気層からの放射が射出される．また，恒星放射の反射光は，可視領域では惑星放射よりも大きいが，近赤外では水蒸気大気による強い吸収のため非常に小さくなることがわかった．近赤外領域のバンド（J, H, K, L）で期待される惑星̶恒星放射コントラストは恒星からの軌道距離が小さいほど高くなる．一方，高い観測頻度が予想されるのは 0.7-0.8AU 付近である．本発表では，これらの結果に基づき，計画されている宇宙・地上望遠鏡でこうしたスペクトルの特徴が検出可能かどうか議論を行う予定である．

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ハビタブルゾーンと呼ばれる, 惑星表面に液体の水を保持できる軌道領域に 10wt%程度までの H2O を持つ地球型惑星の存在が理論的に予測されている[Raymond et al., 2007 など]. 惑星に水が供給するプロセスの多様性を考慮すると, 地球型惑星が表面に持つ水量には幅があると予測される. 本研究では, 全球的に海で覆われた地球型惑星(海惑星)を想定して, 水量が違う場合の表層環境を考える.
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. 地球のような部分
海惑星の場合, 大陸風化による負のフィードバックが働くことで気候が安定化されている[Walker et al., 1981]. しかし, 海惑星では大陸が存在しないため, 大陸風化が働かず, 海洋地殻による海洋底風化が重要な役割を担うと示唆されている[Abbot et al., 2012]. 海洋底風化には正の温度依存性があることが実験的に知られている[Brady and Gislason, 1997]ので, 水量の増加に伴う海底の温度増加によって, 表面水量の多い海惑星における海洋底風化は効率的に働くことが予測される. しかし, 表面水量の多い海惑星では, 惑星がもつ総炭素量も増加すると予測される. マントルに貯蔵されている炭素量に依存する脱ガス量とマントルに沈み込む炭素量がつりあうような平衡状態における海惑星の大気 CO2 量はこれらの競合で決まると考えられる. 大気 CO2
量は表面状態に依存するので, これから, 部分海惑星と海惑星の区別が可能であるかもしれない.
本研究では, 地球型惑星が持つ表面水量と大気 CO2 量の関係を明らかにするために, 地球の炭素循環モデル[Tajika and Matsui, 1992]をベースに, 水量をフリーパラメータとした炭素循環モ
デルを構築した. 海洋底風化は現在の地球の海底風化で予測されている Ca2+の供給量をもとに,Brady and Gislason (1997)で提案された温度依存性に従い, 海底の温度に依存すると仮定した.
また, 海の温度勾配は断熱温度勾配に従うと仮定した. 太陽定数などのパラメータについては現在の地球と同じ値を用いた. 1 海洋水量の海惑星を想定した場合, 大気 CO2 量は約 0.015 bar まで上昇し, 地球に比べ約 50 倍の大気 CO2 量を持つことが分かった. 表面水量だけを増加させた
場合, 大気 CO2 量は徐々に減少し, 50 海洋水量程度の表面水量を持つ海惑星は地球と同程度の大気 CO2 量を持つことが分かった. しかし, 表面水量が増加すると総炭素量も増加するため, 海惑星が持つ大気 CO2 量は水量だけを増加させた場合よりも多いと考えられる. また, 火星や金星のような表面に水のない地球型惑星では大量の大気 CO2 を持つと考えられる. 1%程度の少ない大陸の割合でも, 部分海惑星での大気 CO2 量は地球と同程度に維持されることが示唆されている[Abbot et al., 2012]. よって, 部分海惑星だけが地球と同程度の比較的少ない大気 CO2 量を持つことが可能であると示唆される.

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ホットネプチューンの水素ヘリウム大気量推定における内部組成分布の影響⃝ 黒崎 健二 1 ，生駒 大洋 1
1

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻

観測技術の向上により，地球の数倍程度の質量・半径をもつ系外惑星の観測例が増えてきた．また，それらの惑星の平均密度からバルク組成を推定する試みもなされている．これまで惑星の内部構造を議論する際には，惑星内部が全対流する構造を仮定してきた (e.g. Fortney et al., 2011)．
しかし，惑星内部で全対流していない可能性も示唆されている．惑星内部の組成構造が一様である
場合，温度勾配が断熱温度勾配を超えると惑星内部において対流が起こる．しかし，惑星内部の組成構造に勾配が存在する場合，対流が組成による勾配の影響を受けてしまうため，対流しているときの温度構造が断熱温度勾配だけで決まらなくなってしまう．このような条件は Ledoux criterionと呼ばれるが，平均分子量の勾配によって熱輸送の鈍化が定式化されていた (e.g. Chabrier &Baraﬀe 2007)．Leconte & Chabrier (2012) は，質量と半径が与えられた巨大ガス惑星 (木星・土星) に対して，惑星内部での組成構造による熱輸送の鈍化の影響に注目し，木星・土星の重元素
量の分布およびコア質量の理論的推定にどのような影響を与えるか議論した．同様の影響は，近年発見数が増えてきたホットネプチューン (高温環境下にある海王星型の系外惑星) でも起こると考えられる．木星型惑星はその質量ー半径の関係から水素ヘリウムが主体であると考えられるが，ホットネプチューンはその質量ー半径関係から，水素ヘリウムの質量比が惑星ごとに多様性をもっている．ホットネプチューンの水素ヘリウム質量比を理論的に推定することは，惑星の起源や進化を理解する上で重要な問題である．しかし，惑星内部の組成勾配の影響によって，水素ヘリウ
ム質量比の理論的推定値がどのように変化するかはまだ議論されていない．
そこで，本研究では水素ヘリウムエンベロープに水分子が混ざった場合の Ledoux criterion による温度勾配を計算し，非一様な内部組成分布を持つホットネプチューンについて，惑星内部で組成勾配が維持される状況における内部構造とその水素ヘリウムの質量比に対する，理論的な推定への影響を議論した．水分子が混ざった水素ヘリウムエンベロープをまとった惑星の半径を計算すると，惑星深部のエントロピーが物質の混合と温度勾配の影響によって変化するため，それに応じて惑星半径も変化することがわかった．また，実際に存在する系外惑星に対しても，質量半径の関係から求められる水素ヘリウム大気量の定量的な違いについて議論する．

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巨大ガス惑星の熱進化：

重元素分布の不均質性と二重拡散対流の影響について⃝ 黒川宏之 1 , 犬塚修一郎 11

名大理

多くの太陽系外巨大ガス惑星について、理論的予想と比較して惑星半径が最大で 2 倍程度大きいという、”半径異常”が観測されている (Braﬀe et al, 2014)。この半径異常を説明するメカニズムとして、惑星内部の重元素分布の不均質に起因する層対流の発達による、冷却収縮の遅れが提案されている (Chabrier and Baraﬀe, 2007)。また、太陽系内のガス惑星においても、重元素分布の不均質による層対流の発達は、土星の光度異常を説明するメカニズムとして着目されている (Leconte
and Chabrier, 2013)。層対流発生の原因となるガス惑星内部での重元素分布の不均質は、形成過程における微惑星降着や形成後の固体コアの浚渫により、自然に発生することが期待されている。
上述の先行研究では層対流構造の存在を仮定していた。しかし、層対流の発生は温度勾配と平均分子量勾配の兼ね合いによって決まっている (Rosenblum et al., 2011; Mirouh et al., 2012)。平
均分子量勾配がない場合の対流条件である Schwalzschild 条件で不安定かつ、平均分子量勾配がある場合の対流条件である Ledoux 条件で安定な系において、熱拡散と組成拡散の速さの違いによって発生する小スケールの対流、二重拡散対流が発生する場合がある。さらに、その中の限られた条件の系において、二次的な不安定性により、多数の対流層と境界層の連なりである、層対流が発生する。一方、Ledoux 条件に対して不安定な場合、通常のオーバーターン型対流が発生する。
本研究では、温度勾配と組成勾配の兼ね合いによる対流様式の変化を考慮したガス惑星の熱進化計算を行った。層対流領域では Leconte and Chabrier (2012) の層対流モデルを用い、オーバー
ターン型対流領域では平均分子量勾配を考慮した混合距離理論 (Stevenson and Salpeter, 1977;
Umezu and Nakakita, 1988) を用いた。平均分子量勾配と層対流の層の厚みはパラメータとした。
結果、時間進化によって、対流様式はオーバーターン型対流から層対流、最終的には対流安定な状態へと進化することがわかった。平均分子量勾配が大きく、層対流の層の厚みが小さいほど、層対流の発生する領域は大きくなった。逆に、平均分子量勾配が小さく、層対流の層の厚みが大きい場合、オーバーターン型対流が優勢となる。また、平均分子量勾配が大きく、層対流の層の厚みが小さいほど惑星形成から数十億年後の惑星半径は大きくなった。特に、惑星半径は平均分
子量勾配に対する依存性が大きいことが明らかとなった。
平均分子量勾配がある場合、オーバーターン型対流・層対流いずれの場合でも超断熱温度勾配となり、冷却収縮は遅くなるが、組成不均質の緩和時間は大きく異なる。オーバーターン型対流の場合、組成分布は短い時間で均質となるため、組成不均質を維持するためには、層対流構造の発生が重要である。本研究の結果から、層対流発生には、層対流の層の厚みが十分に薄い必要があることがわかった。流体計算による層対流の研究 (Rosenblum et al., 2011 など) では、層対流発生時の平衡状態の有無、平衡状態における層の厚みについては結論が出ておらず、さらなる研究が期待される。また、惑星の冷却収縮にともない、対流様式はオーバーターン型対流から層対流へと変化することがわかったが、これは惑星形成過程で決まる初期エントロピー (初期の全エネ
ルギーに対応) に、惑星進化が依存することを示唆している。

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内縁進化を考慮した原始惑星系円盤の粘性進化
今枝佑輔 1,2 戎崎 俊一 2
1

東京工業大学, 2 理化学研究所

惑星上に生命が発生する一つの要件として、水が液体の状態で存在するという条件だけでなく、誕生する惑
星に定量的に過不足のない水が持ち込まれる必要がある。海がない状態も、全球が海で覆われてしまうような状況も、生命発生には不利に働く (Dohm et al. 2013)。また、様々な有機物がどの程度その惑星に持ち込まれるかも重要なファクターとなる。従って惑星が誕生する環境で、どのような物質が固相にあり、どのような物
質が気相に存在するかを知ることが重要であり、中心星からの距離と時間の関数として密度や温度がどのように長時間進化するのかを知る必要がある。もちろん、このような大局的な密度構造の長時間進化を理解することは、形成された惑星の migration を議論する上でも重要である。
そこで本発表では原始惑星系円盤の 1 次元長時間粘性進化にもう一度立ち返り、原始惑星系円盤の密度
進化を詳細に調べる。原始惑星系円盤の粘性進化については古くから様々な研究が行われている (近年でもMatsumura et al. 2009, Morishima 2011 等)。そこには磁気回転不安定 (MRI) の起動不起動に伴うデッドー
ゾーンの形成と密度構造の形成、中心星の電離光子がガス円盤表面を炙り電離することでガス散逸を促す光蒸発過程などの物理が取り入れられている。
今回、我々は特に、ガスの動圧に比べ中心星磁場が優勢となる領域においては円盤ガスの動的降着が促され、ガスが原始惑星系円盤から急速に取り除かれる効果を取り入れた。これにより、円盤ガス内縁部が時間 (質量
降着率の減少) と共に徐々に晴れ上がる。また、中心星起源の高エネルギー粒子 (=宇宙線) の動径分布を定量的に見積もることにより円盤内縁領域においても磁気回転不安定が生じさせるだけの電離度が保たれ、強い粘性降着が維持されうる効果についても取り入れた。MRI の起動不起動については、Turner and Drake (2009)
や Okuzumi and Hirose (2011) 等を参考に判定し、高さ方向どの程度の質量割合で (MRI) が生じうるかを見
積もり実効的な粘性計数を決定している。その際必要となる電離度については、各半径ごとに面密度と電離宇
宙線の量から Fujii et al.(2011) にならい、電荷のダスト上への吸着・離脱の平衡解として求めた。これらを使い、内縁位置の進化を伴う原始惑星系円盤の長時間進化について発表する。

3
ずれ境界条件を導入した高次精度 MHD シミュレーショ
ンコードの開発と磁気回転不安定性の非線形発展に関する計算機実験
○平井研一郎 1，加藤雄人 1，寺田直樹 1
1

東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻

原始惑星系円盤における磁気回転不安定性(MRI)は、円盤内で乱流を発生させることにより角運動量輸送を生じさせ、中心星への質量降着の主たる駆動源となると考えられている。
近年の研究で、磁気回転不安定性によって発生する乱流が微惑星形成段階においても重要な働きをする事が示唆されている。円盤中のガスは、中心星から外側へ向かう圧力勾配力により、ケプラー速度より遅く回転する。このため、ダストとガスが共存する微惑星形成段階においては両者に回転速度差が生じ、ダストに働くガスの摩擦や衝突の効果によりダストが角運動量を失い、微惑星形成よりも短い時間スケールで中心星に向かい急速に落下する (e.g.
Wheidenschilling, 1974)。この問題に対し Kato et al. (2013)では、円盤内の一部を対象とした MHD シミュレーション中でダストの運動を解き進め、1 メートルサイズのダスト天体が、
MRI が非一様に発生する領域でどのように運動するのかを調べた。その結果、非一様な MRIの発生でガスの回転速度分布が変化することで、ガスの回転速度がダストの回転速度を上回り、その結果としてダストの落下速度が緩和され、微惑星が形成されやすい領域が形成されることが示唆された。微惑星形成段階においては、MRI の効果以外にも、ダストとガスの相互作用によって発生する Kelvin-Helmholtz 不安定性(e.g. Sekiya,1998)や streaming 不安定性
(Youdin & Goodman, 2005)、円盤風によるグローバルな円盤構造の時間変化(Suzuki et al.,2010)など、様々な現象がダスト運動に影響を及ぼす。これらの影響を取り入れることができる MHD シミュレーションを行うためには、乱流の短波長成分に対して高い解像度を持ち、なおかつ不安定性で発生する不連続構造で計算が破綻しないスキームを用いる必要がある。
本研究では、Kawai (2013)により提案されたコンパクト差分法に磁場のソレノイダル条件を乱さずに数値粘性を入れる LAD 法を組み合わせたスキームを用いて、ずれ境界条件を導入した MHD シミュレーションコードを開発した。開発したコードを用いて、軸対象な円盤を仮定した空間 2 次元の系での MRI の成長と非線形発展に関する計算機実験を行った。
MRI の最大成長波長の線形成長と非線形段階について、グリッド数を様々に変化させてシミュレーションを行ったところ、線形段階に関しては少ないグリッド数でも成長率は変わらなかったが、非線形段階の飽和レベルはグリッド数に依存する結果となった。本発表では、開発したコードの概要と、計算機実験の詳細な結果を報告し、惑星形成過程への影響について考察する。

3
原始惑星系円盤における有機物粒子の時空間変化○沼田実穂 , 永原裕子
11

1

東京大学地球惑星科学専攻

星形成初期の分子雲において生成された高分子有機物が、惑星や小天体の生命素材となりうるかという問題は惑星と生命起源の根幹問題の一つである。Nakano et al.(2003)では、隕石中に存在する有機物が分子雲由来有機物の蒸発実験で得られた結果と異なる C/N 比を持つことから、隕石母天体の有機物は分子雲由来ではないと論じた。しかし、粒子は原始惑星系円盤の中での移動を通じて様々な温度圧力条件を経験したはずであり、円盤進化の過程
で多様な化学的特徴を持ちうる。Ciesla(2010a)は円盤の進化モデルとそれに伴う揮発性物
質の形成を、Ciesla(2012b, 2011)は定常円盤での粒子移動モデルを構築し、物理と化学の結合への道を開いた。
本研究では、Ciesla(2010a, 2011)の Lagrangean 的手法にのっとり、円盤進化と粒子の移動を同時に数値的に解き、有機物粒子が経験する温度を検討した。円盤の面密度の進化については粘性拡散モデルを用いた。粒子の運動は Fokker-Planck 方程式に基づき中心星への重力・ガス圧勾配・ガスの粘性・乱流を考慮し、乱流は確率的なものとして扱った。このモデルによって個々の粒子が到達する位置および経験する温度が、初期状態の中心星からの位置に
よってどのように変化するか数値シミュレーショ
ンを用いて調べた。
図は 10AU から移動した粒子が経験する最高温
度の頻度分布と粒子の面密度分布である。Nakano
et al.(2003)によると 313K 以下ではすべての粒子が蒸発せずに残り、450K を超えるとほとんどが蒸発することが示されている。10AU から移動した粒子は、10 年後でも 450K を超えるものはほとん
6

どなく、生き残って中心星近傍へと移動するものが多いことがわかる。10 年後には 10AU 以内に5

多くの粒子が移動し、10 年後には５AU 以内の領
6

域に有機物粒子が多く存在することになる。
この結果は、分子雲由来の高分子有機物が蒸発に耐えて円盤内を移動し、隕石母天体や氷微惑星などに取り込まれうることを示唆している。

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原始惑星系円盤における水氷の吸収帯に表れる光脱離反応の効果
高 附 翔 馬 , 中 本 泰 史 , 井 上 昭 雄 , 本 田 充 彦
1

1 東京工業大学,

1

2 大阪産業大学,

23

3 神奈川大学

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層流円盤におけるダストの沈殿成長過程で生じる
レイリー・テイラー不安定性○石津尚喜
自然科学研究機構 国立天文台

原始惑星系円盤に一様に分布していたサブμm のダストが合体成長して微惑星が形成される過程において、ダストが円盤中心面に沈殿し成長する過程を知ることは重要である。ここでは層流状態の円盤を考える。ダストは中心星の重力の円盤鉛直成分により沈殿を始める。
中心面から離れる(以降、上空と呼ぶ)ほど大きな重力が働き、大きな速度で沈殿する。よって、上空ではダストの合体成長が速くなる。ダストが成長するとさらに沈殿速度は増加する。
層流状態にある円盤でのダストの沈殿と合体成長のシミュレーションが多くなされている。
これらのシミュレーションは、上空の沈殿速度の増加によりある高さにダストが集まり、ダスト密度分布に逆転層が形成されることを示した (Nagagawa et al. 1981)。このような密度逆転層はレイリー=テイラー不安定(以降 R-T 不安定)であることが知られている。この不安定性が生じると、ダスト密度逆転層部分が不安定によって生じた流れによって、ダスト密度分布が一定になることが示された(Yamada & Watanabe 2000)。この過程によって得られるダスト密度分布は、さらなるダスト分布の進化計算や、ダストが中心面付近に沈殿して生じるシアー不安定性やストリーミング不安定性の初期条件として重要である。ここでは R-T 不
安定性によって生じるダスト密度分布やどの段階で不安定性による摂動の成長が顕著になるのか調べる。
本研究では、ガスとダストの相互作用を考慮した数値シミュレーションを行った。ガスは
非圧縮流体とし、ダストはガス流体として取り扱っている。計算に用いられたパラメーター
は、ストークス数(ダストの摩擦時間とケプラー角速度の積)が 10-4 の場合で、林モデルで１
AU ではそれぞれ直径 1mm のダスト粒子に相当する。初期ダスト分布としては、中心面からある高さのころにピークがあるガウス分布とした。ピークでのダスト密度は中上面のガス密度の 0.1 倍である。シミュレーションの結果、これまでも示されていたとおり、逆転層部分のダスト密度分布は一定となった。不安定の成長率は、与えられたダスト密度分布か得られる Brunt-Väisälä 振動数の最大値程度の値であった。不安定が開始してからダストの密度分
布一定になるまでの時間も初期の分布から見積もられることが分かった。

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Are Planets Rare in Embedded and Open Clusters?!
○Yasunori Hori1 and Michiko S. Fuji2
1 Department of Astronomy & Astrophysics, University of California, Santa Cruz
2 Division of Theoretical Astronomy, National Astronomical Observatory of Japan!Star clusters are the birthplace of most of stars. In a cluster environment, stellar encounters canliberate planets from their host stars. Few planet- hosting stars are known in open clusters in contrast
to the field, whereas the detection probability of planets suggests that the planet population in open
clusters resembles that in the field. We perform a series of N-body simulations of open clusters similar
to the Pleiades, Hyades, and Praesepe and embedded clusters in order to examine the survival rates ofplanets against stellar encounters. In all cases, most of stellar encounters occur before 10–100Myr andmassive stars such as BA-type stars experience more frequent encounters than low-mass stars due tomass segregation. We predict that the giant-planet frequency in star clusters depends more weakly on
the stellar mass than in the field. Only less than 1% of close-in planets within 1AU and at most several% of planets with 1–10AU get ejected from star-planet systems. This implies that non-detection ofplanets in the Pleiades may be due to the incompleteness of planet searches. We estimate theoccurrence rates of giant planets with 1–13MJup between 1–10AU to be 22.6–23.6%, 17.1–17.8%,
11.5–12.0%, and 3.8–3.9% for FGKM stars, respectively. Wide-orbit planets at > 10AU suffer fromdestructive encounters. The production rates of free-floating gas giants per star are estimated to be
0.122 ± 0.049 in embedded clusters, 0.0385 ± 0.0154 and 0.174 ± 0.069 in low-density and highdensity open clusters, which are one order of magnitude lower than the results of microlensing
surveys. This suggests that stellar encounters in open clusters are not main pathways of producing
free-floating planets.!

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分子雲に埋もれた星団および散開星団における惑星の生存率○堀安範 (カリフォルニア大学サンタクルーズ校), 藤井通子（国立天文台 理論研究部）

恒星の大部分は星団環境下で誕生する。これまでに4,000個以上の惑星候補天体が発見された散在星に比べて、散開星団内では10個の惑星候補天体しか報告されていない。遠く離れた星団では惑星の検出効率が低いため、限られた惑星発見数である可能性もある。一方で、星団環境下での外的要因(大質量星からの恒星風やXUV照射)や恒星同士の近接遭遇で、惑星形成の阻害あるいは惑星の系外放出の可能性も考えられる。そこで、本研究では後者の力学過程に着目して、分子雲に埋もれた星団お
よび散開星団の力学進化をN体計算し、星団内での惑星の生存率を求めた。惑星系を破壊するような恒星の近接遭遇の大部分は、1千万年から1億年（星団の二体緩和時間程度）以内に生じていた。重い星ほど星団の中心部に集中しやいため、B型やA型星のような大質量星ほど頻繁に近接遭遇を経験する。その結果、星団内では、巨大惑星の存在頻度と中心星質量の依存性は、散在星で見られる傾向
よりも弱くなると予想される。1AUおよび1-10AU以内の惑星系は近接遭遇でほとんど破壊されることはなかった（それぞれ1％, 数%以下である）。我々の結果は、惑星が発見されている他の散開星団（M67）と似た特徴を持つ「昴」で、現在までに惑星の発見例がないのは、不十分な惑星探査に起因している可能性を示唆している。一方で、10AU以遠の惑星は恒星遭遇の影響を強く受ける。系外放出された惑星は、星団の脱出速度よりも一般に大きな速度分散を有するため、最終的に星団外で浮遊惑星になる。そこで、直接撮像観測から推定されるガス惑星分布を用いて、浮遊ガス惑星の生成率（系外へ放出される10AU以遠の惑星の割合）を調べた結果、3.9-17%程度と重力μレンズが示唆する存在率より遥かに小さい値となった。このことから、星団環境下での恒星遭遇は、浮遊ガス惑星の主な生成過程ではないだろう。

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巨大衝突での衝突に伴う原始惑星の離心率減衰⃝ 松本侑士 1 , 長沢真樹子 2 , 井田茂 31

国立天文台 天文シミュレーションプロジェクト, 2 東京工業大学 地球惑星科学専攻,
3
東京工業大学 地球生命研究所

観測精度の向上により、現在までに視線速度法により 60 個程度の岩石あるいは氷惑星と思われる

30 地球質量以下の惑星が 60 個程度発見されている (e.g., Dumusque et al. 2012)。これらの惑星の離心率を調べると、散乱によって与えられる値を多くの惑星が下回っていた。この傾向は軌道長
半径が 0.1AU を超える、潮汐による離心率減衰の効果の少ないと思われる惑星でも見られた。惑
星の離心率成長は主に微惑星の成長段階についてよく調べられている。巨大衝突段階では原始惑星は散乱と衝突によって離心率が変化していくと考えられる。微惑星の離心率は衝突によって大きく変化しないことが明らかになっており (e.g., Ohtsuki 1992)、これを巨大衝突段階に適用すると、惑星の離心率は散乱で与えられる程度の値になることが予想される。一方で、巨大衝突段階の N 体計算をした Kokubo et al., (2006) の結果形成した地球質量程度の惑星の離心率は e ∼ 0.1
であり、散乱による離心率 0.28 よりも小さい。これは何らかの離心率減衰が働いたことを示唆している。
衝突によって離心率が変化しない理由は微惑星同士の衝突が軌道上でランダムに起きるためである。このようなランダムに衝突が、寡占成長を経て軌道間隔を空けて並んだ原始惑星でも軌道上で起きるかどうかはわかってはいない。そこで、本研究では原始惑星の衝突に着目して、巨大衝
突段階の N 体計算を行い、原始惑星の離心率進化を調べた。衝突は Kokubo et al., (2006) と同じ
く完全合体を仮定した。20 ランを行った計算から 203 回の衝突を取り出すと、衝突後の惑星の離心率は衝突前よりも小さくなっていることがわかった。これは原始惑星同士の衝突が近点経度差が 180◦ に集中して起きることに起因する。惑星のランダム速度は近点からの角度に依存して変化する。衝突時に近点が 180◦ ずれている場合、ケプラー速度よりも速い惑星と遅い惑星が衝突することになるので、衝突後の惑星はケプラー速度に近づく。このため衝突後の惑星の離心率は 0 に近づく。
また本研究では惑星を 3 体置いた計算をパラメータを振って行うことで、近点経度差が 180◦ ずれ
た衝突が起きる条件を調べた。計算は 1 パラメータにつき 100 回の行った。この計算から初期に軌道が交差しているような条件では衝突時の惑星の近点経度差は 180◦ に集中せず、ランダムな衝突をすることがわかった。また、惑星半径が大きい、あるいは軌道長半径が小さい時も近点経度差
はランダムになりやすいことがわかった。また、解析的な見積もりで衝突時の近点経度差の 180◦への集中を表すことに成功した。この計算及び解析から、衝突による離心率減衰の起きやすい原
始惑星系について本発表では議論する。

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星間有機物の亜臨界・超臨界水中における水質変成過程○松原 康浩 1 、中野 英之 21

京都教育大学大学院教育学研究科 2 京都教育大学教育学部

星間分子雲には鉱物、氷、星間有機物からなる 0.1 μm 程度の固体微粒子（星間塵）が存在する(1)。星間塵は惑星系の材料となった物質であり、原始太陽系星雲内では星間塵から 10
km 程度の微惑星が形成され、さらに微惑星から隕石母天体が形成される。隕石母天体内部
では水質変成作用が起こり、鉱物や星間有機物は変成作用を受けて惑星材料物質の化学組成・構造に大きな影響を与えると考えられる。
これまで、鉱物の水質変成については多くの研究が行われてきた。しかし星間有機物については、モデル星間有機物を用いて水質変成過程を再現する研究(2,3)などが見られるが、あまり行われていないのが現状である。本研究では、これまでに明らかにされてこなかった亜臨界・臨界水下における星間有機物の水質変成過程を明らかにすることを目的としている。
星間分子雲中の星間有機物を入手することはできないため、シミュレーション実験の分析
データをもとに試薬を調合して作成した試料(4)を星間有機物のモデル物質として使用した。
モデル星間有機物と水を質量比 1:1 に混合した試料 10 g をハステロイ製の超臨界オートクレーブ内に封入し、オートクレーブ内を脱気して水質変成実験を行った。試料は常温から目的とする最高到達温度（300 ℃,350℃,400 ℃,435 ℃）まで電気炉内で加熱した。加熱速度は3℃/min とし、最高到達温度に達した後に電気炉の電源を切り冷却し、オートクレーブ内の試料を回収した。出発物質であるモデル星間有機物と水の混合試料は、わずかに褐色がかった無色透明な物質であったが、400 ℃以上で水質変成実験を行った場合、オートクレーブ内の試料は体積の約 30%を占める黒色の油状の物質と約 70%の体積を占める無色透明の液体の2 相に分離している様子が観察された。300℃では、同様に黒色の油状の物質も見られたが、液体の部分は褐色を呈していた。今後は、水質変成後の試料の分析を進めるとともに、隕石
母天体内部で水質変成に引き続いて起こったと考えられる熱変成を再現する実験を行い、星間有機物の変成過程を明らかにしていく予定である。
参考文献(1) Greenberg 1998, Astronomy and Astrophysics, 330, 375(2) Kouchi et al. 2005, Astrophysical Journal, 626, L129-132(3) Nakano et al. 2002, Proceedings of the Japan Academy, 78, Ser. B, 277-281(4) Kouchi et al. 2002, Astrophysical Journal, 566, L121-L124

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氷衛星における生命構成物質の重合反応
木村淳，北台紀夫
東京工業大学 地球生命研究所
巨大惑星が従える氷衛星は，多量の氷を持つことや地下海の存在可能性などの観点から，地球外生命の発生・居住可能候補地として注目されている．しかしながらその議論に必要な物質化学的な情報は探査手法上の制約が強く，一部の衛星では炭化水素やシアンなどの有機物の存在が確認されているものの，生命関連有機分子の存否に関する情報は極めて限定的である．一方で，スターダ
スト探査機による Wild 2 彗星でのグリシンの発見や，惑星間環境下における星間塵模擬物質を用いた単純アミノ酸生成実験などを通して，生命前駆物質は宇宙に普遍的に存在することが分かってきた．大部分の衛星は大気をほとんど持たないため，そうした前駆物質は衛星表面へ継続的に供給され得る．また衛星
表面での衝突現象や地下海での反応によりアミノ酸が合成される可能性も提示されている．
生命は，タンパク質や DNA/RNA，リン脂質といった生体高分子によって，代謝や自己複製，区画化といった中心的機能が駆動されているが，地球外環境における有機単量体から高分子への進化については理解が進んでいない．本研
究では氷衛星（代表例として木星衛星エウロパをとりあげ）内部の熱構造を理論的に見出し，その温度圧力環境におけるアミノ酸重合反応（2Aminoacids Æ
Dipeptide + H2O）やヌクレオシド生成反応（Nucleobase + Ribose Æ Nucleoside +H2O）に関する熱力学計算（自由エネルギー計算）を行った．
エウロパの場合，極めて希薄な（表面で 0.1～1  μPa）酸素大気に覆われた表面の温度は赤道域で約 120 K，極域で約 80 K であり，厚さ数 km～数十 km の固体の水氷を主体とする地殻の下には，厚さ 100km 程度の液体水の海が全球的に広がっているとされる．こうした温度圧力条件下では，表面と深さ数 km までの低温領域においてはグリシン重合反応やヌクレオシドの生成反応の自由エネ
ルギーが負となり，自発的に重合が進むことが分かった．一方で，高温になる
氷地殻底部や地下海では重合物の解離が卓越することが見出された（エネルギーの圧力依存性は小さい）．また，グリシンとアラニンおよびグリシンとロイシンの縮合はエウロパ表面では起こらないが，より低温な環境にある海王星衛星トリトンなどでは起こり得ることも分かった
本研究は熱力学計算のみの議論であり，上記反応の現実性を見出すためには
反応速度論への言及が必要であるが，その考察に必要なパラメタが現状では存在していない．しかしながら，衛星表面には硫酸マグネシウムなどの塩が存在しており，これが触媒となって重合反応を促進することが考えられる．またマーチソン隕石などの炭素質コンドライトには高度に凝集した有機高分子が含まれており，低温環境下で長期にわたる脱水重合が起こった可能性が示唆される．

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はやぶさ２搭載小型ランダＭＡＳＣＯＴの観測計画○

Tatsuaki Okada1, Ralf Jaumann2, Jean-Pierre Bibring3, Matthias Grott2,

Karl-Heintz Grassmeier4, Stephan Ulamec2, Jens Biele2, Christian Krause2,
Nawarat Termtanasombat2, Christian Ziach2, Christian Grimm2, Tra-Mi Ho2
1

JAXA，2DLR，3IAS, 4TU Braunschweig

小惑星探査機「はやぶさ２」には小型着陸機 MASCOT が搭載され，小惑星表面で科学観測を行う． MASCOT（＝Mobile Asteroid Surface Scout）はドイツ（DLR＝ドイツ航空宇宙センター）を中
心にフランス（CNES＝フランス国立宇宙研究センター）と日本（JAXA＝宇宙航空研究開発機構）の協力で開発したもので，総重量が約 11kg（分離機構を除くと 10kg 弱）である．MASCOT の主な科学目的は，1)小惑星表面での高精度科学観測（science），2)リモート観測とのクロススケール解
析用の表面探査（Ground truth），3)帰還サンプル採取地点の産状把握（Geologic context），4)サンプル採取地点の選定情報（Scouting），などである．挑戦的な工学ミッションも多く含まれる．炭
素繊維強化プラスチック素材の構造体による軽量化で高い観測機器搭載効率の実現（全体重量の 30％），微小重量下での長距離ホップや姿勢変更機能，小惑星上での熱環境に耐える熱設計，および自律制御運用である．通信機は小型ローバ OME と共用であり，日本側の新規開発品である．小型・軽量・省電力で最高 37Kbps という高性能を実現している．
MASCOT には 4 台の科学観測機器が搭載される．ひとつは赤外分光顕微鏡（MicrOmega）である．スターリング冷凍機で冷却した HgCdTe の２次元撮像素子（128×128 画素有効）で，約 5mm
角の領域を 20μm 解像度で顕微撮像する．光源を音響光学フィルタ AOTF で 0.9～3.5μm の波長を連続分光（最大 320 波長）して小惑星表面に照射することで，鉱物，水質変成，有機物に関する情報を取得する．広角カメラ（CAM）は 54×54°の広視野角をもつ 1000 画素の CMOS カメラで，MASCOT の手前から地平線にかけて周辺地形や地質構造の撮像を行う．4 色（Blue, Green, Red,IR）の発光ダイオードを用いて，夜間には多色撮像を行うことができる．熱放射計（MARA）は，サーモパイル式の 6 台の熱放射計でそれぞれ異なる波長フィルタが取り付けられている．視野はCAM の観察範囲に含まれており，表層状態をモニタできる．6 台のうち 2 台は広波長帯で主に温度計測用，3 台は 2μm の狭い帯域で，鉱物情報取得用，1 台は 8-12μm で，はやぶさ２探査機搭
載の中間赤外カメラ TIR と波長を一致させている．小惑星上で昼夜連続して観測することにより，熱慣性を高精度で決定する．磁力計（MAG）は小型軽量の３成分フラックスゲート磁力計であり，MASCOT が小惑星への降下中，小惑星上でのホップ中などに天体規模の磁化を調査する．
MASCOT 観測機器のうち，MicrOmega，CAM，MARA は探査機側の NIRS3，ONC，TIR と対応しており，クロススケールでの相互解析に適している．MASCOT の開発は技術的・時間的に大きな挑戦だったが，「はやぶさ２」での観測の重要性はもちろんのこと，ここで確立した技術は今後の惑星探査で役立つと期待される．

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はやぶさ2におけるStructure-from-Motion法による小惑星形状推定手法の適用性の検討
Applicability of Structure-from-Motion on asteroid shape modeling in Hayabusa-2○平田成1 ;森洋平1 ;はやぶさ2形状モデル検討グループ2

HIRATA, Naru1; MORI, Yohei1; HAYABUSA-2 SHAPE RECONSTRUCTION, Study group2
1 会津大学, 2 はやぶさ 2 プロジェクト
1ARC-Space/CAIST, The University of Aizu, 2Hayabusa-2 project!

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小惑星探査において，対象天体への到着後の対象天体形状モデルの作成は重要な要素である．
対象天体の形状モデルは，探査機の運用のために早期に必要とされる他，当然ながら対象そのものの重要なデータの一つとして科学的な解析にも用いられる．
はやぶさ 2 プロジェクトにおいても，上記の事情を鑑みて，形状モデル作成の検討を専門に行うグループが形成され，活動を続けてきた．著者らはその活動の一例として，オープンソースとして公開されている形状復元ツールの小惑星探査データへの適用性について評価を行ってきた．
画像データなどから物体形状を復元する手法は，コンピュータビジョンと呼ばれる分野で精力的な研究が行われている．現在広く用いられているのが，Structure from Motionという，複数画
像をまとめて処理し，対象物の形状とカメラのパラメータ（位置，姿勢など）を同時に推定可能な手法である．今回評価対象としたBundler (Snabely et al., 2006) はStructure from Motionのオー
プンソースな実装例である．また，Bundlerと協働して高解像度の形状モデルを作成可能なソフト
PMVS2 (Furukawa and Ponce, 2010) もあわせて評価した．
はやぶさ探査機が取得した，小惑星イトカワの画像を入力として，前記ツールによる形状復元を行い，既存の形状モデルと比較することで精度・解像度などを評価した．解像度0.7 mの画像169枚を用いたテストでは，平均メッシュ間隔1.7 m（画像解像度の約2.4倍）の小惑星イトカワの形状モデルを得ることができた．処理に要した時間は，標準的なパーソナルコンピュータ上で処理を行った場合，数時間以内であった．また，現在得られている最高解像度のイトカワの形状モデ
ル (Gaskell et al., 2006) との差を取ることで誤差評価を行った所，平均4.3 mの精度であった．
Bundler と PMVS2 による形状復元は，迅速な処理が特徴であり，精度・解像度の点でもはやぶさ
探査機ミッション初期に作成された形状モデル (Demura et al., 2006) を上回る質を持っており，探査機の運用初期に必要なモデルとしての条件を満たしている．発表では，Bundler と PMVS2を用いる場合のデータ取得条件に関わる検討結果についても報告する．

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Snavely N., S. Seitz, R. Szeliski. Photo Tourism: Exploring image collections in 3D. ACM
Transactions on Graphics (Proceedings of SIGGRAPH 2006), 2006.
Furukawa Y., and J. Ponce. Accurate, Dense, and Robust Multi-View Stereopsis. IEEE Transactions
on Pattern Analysis and Machine Intelligence, Vol. 32, Issue 8, Pages 1362-1376, 2010.
Gaskell R., O. Barnouin-Jha, D. Scheeres, T. Mukai, N. Hirata, S. Abe, J. Saito, M. Ishiguro, T. Kubota,
T. Hashimoto, J. Kawaguchi, M. Yoshikawa, K. Shirakawa, T. Kominato, Landmark navigation
studies and target characterization in the Hayabusa encounter with Itokawa, AIAA paper
2006-6660, AAS/AIAA Astrodynamics Specialists Conf., Keystone, CO, 2006.
Demura, H., Kobayashi, S., Nemoto, E., Matsumoto, N., Furuya, M., Yukishita, A., Muranaka, N.,
Morita, H., Shirakawa, K., Maruya, M., Ohyama, H., Uo, M., Kubota, T., Hashimoto, T.,
Kawaguchi, J., Fujiwara, A., Saito, J., Sasaki, S., Miyamoto, H., Hirata, N. Pole and Global Shapeof 25143 Itokawa, Science 312, 1347-1349, 2006.

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火星隕石 Tissint に含まれる
硫化鉄中の鉛同位体不均質○森脇涼太 1, 臼井寛裕 1, J. I. Simon2, A. Schmitt3, K. McKeegan3, 横山哲也 1
1 東京工業大学理工学研究科 2ARES, NASA/JSC 3Dept. Earth and Space Sci. UCLA

火星は隕石試料の存在する唯一の惑星であり、これまで火星隕石を用いた地球化学的研究により火星地殻・マントルの化学進化についての多くの知見が得られてきた。特に、火星マントルの化学進化の解明には、火星マントルの溶融液を起源とした玄武岩であるシャーゴッタイト隕石の地球化学的研究が最も有効である。しかし、地球に落下してからの変質作用や、火成活動中の地殻同化作用などにより火星マントル以外の成分が混入している可能性が示唆されており、隕石毎にこれらの影響を評価する必要がある。
カンラン石玄武岩シャーゴッタイトに分類される火星隕石 Tissint は、地球への落下直後に回収された落下隕石であるために地球上での汚染の影響が極めて小さく、化学分析に非常に適した火星隕石試料である。Tissint にはカンラン石・輝石・斜長石などの火成鉱物の他に、副成分鉱物として硫化鉄の他形結晶が存在している。この硫化鉄は斜長石晶出後のマグマの分化残液の化学組成を反映していると見られ、後期の火成活動に関する情報を保持していると考えられる。本研究ではこの他形硫化鉄結晶に着目し、空間分解能の高い二次イオン質量分析計（SIMS, Cameca ims-1270, UCLA）を用いて鉛同位体組成の測定を行い、Tissint の親マグマが経験した火星における火成活動についての考察を行った。
Tissint 薄片試料中に含まれている最大径 0.5mm の他形硫化鉄結晶について 5 点の鉛同位体測定を行った結果、ひとつの結晶中に同位体的な不均質が存在していることが確認された。特に、硫化鉄結晶の中心部分は地球化学的に枯渇した特徴（ 207Pb/206Pb=1.02±0.05, 208Pb/206Pb=2.72±0.09）を保持している一方で、周縁部には
地球化学的に富む特徴（ 207Pb/206Pb=0.94±0.04, 208Pb/206Pb=2.55±0.06）が見られた。
このような同位体的不均質は、硫化鉄晶出後にマグマの分化残液と反応した結果であると考えられる。以上から、Tissint 親マグマの分化残液は硫化鉄晶出後には地球化学的に富む同位体組成を保持していたことが明らかとなった。この結果は、段階的酸処理法
によって、火成活動の初期と後期で異なる同位体組成を保持していたことを示した我々の分析結果と同様に、Tissint 隕石が火成活動の中で地殻同化作用を経験したことを示している。

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Implications for the formation process of thermally metamorphosedcarbonaceous chondrites based on mineralogical and oxygen isotopic
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Thermally metamorphosed carbonaceous chondrites (TMCCs) are known as the meteorites experienced dehydration of hydrous minerals by heating after aqueous alteration on theparent bodies. The heating event might be short duration heating rather than the long term
heating [1]. Based on the reflectance spectra of the asteroids, some C type asteroids having
a dehydrated surface have been reported [2]. 1999JU3, a target asteroid of Hayabusa 2 mission that will launch this winter, also shows the evidence of dehydration of the surface [3].
To understand thermal evolution of C type asteroids, we heated Murchison CM chondrites
at 600˚C, 750˚C,and 900˚C for 1 hour under controlled oxygen partial pressures. Compare
the mineralogy of heating products to TMCCs, the conditions of thermal metamorphism
experienced by these meteorites may have been quite variable. The oxygen isotope
compositions of the experimental products become more 18O rich with increasing
temperature. It is consistent with previous studies [e.g., 4]. The prodcut heated at 900˚C well
reproduces the oxygen isotope of strongly heated PCA02012.
ReferencesÉ[1] Nakato et al. 2008. Earth, Planets and Space, 60, 855-854. [2] Hiroi et al. 1993.
Science, 261, 1016-1018. [3] Michel and Delbo. 2010. Icarus, 209, 520-524. [4] Ivanova et al. 2010.
Meteoritics & planetary Science, 45, 1108-1123.

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○ 紫垣 沙央 1,

中村 昭子 1

1 神戸大学大学院理学研究科

コンドリュールの形成については諸説あるが、コンドリュールは形成された後にコンドラ
イト母天体に取り込まれ、衝突や熱進化のプロセスを経て、現在の姿に至ったと考えられている。Beitz et al.(2013)において、コンドライト中のコンドリュールのうち壊れずに元の形状を維持しているものの割合と、コンドリュールの引張強度から、コンドライト母天体が受けた最大圧力を推定できる可能性が示唆された。この方法を用いてその最大圧力を推定する
ため、コンドリュールの引張強度を求める実験的研究を行った。
今回試料として用いたコンドリュールはアエンデ隕石から掘り出したものである。実験には神戸大学の圧縮試験機を使用し、静的圧縮を行うことで強度を算出した。コンドリュールについて求めた強度は球形試料の圧壊強度であるので、引張強度との関係を調べる必要がある。そこで、球形・円板形のかんらん岩試料を用いてその圧壊強度・引張強度を求めそれらの関係を調べ、コンドリュールの引張強度を推定し、Beitz et al.(2013)に適用することを試みた。
30 個のコンドリュールについて静的圧縮実験を行った結果、その圧壊強度は 7.7±5.8 MPaとなった。かんらん岩の実験より、圧壊強度と引張強度はほぼ等しいことが分かった。今回求められたコンドリュールの引張強度に対し、Ueda et al.(2001)によるコンドリュールの衝
突破壊圧力はおよそ 30 倍と見積もられたが、この関係は Nagaoka et al.(2013)における玄武岩とパイロフィライトの引張強度と衝突破壊圧力の関係とほぼ一致している。
また、コンドリュールの引張強度からコンドライト母天体が受けた圧力を推定できる。実際の隕石中の壊れていないコンドリュールの割合(Nelson et al., 2002)を、 Beitz et al.(2013)による関係式に適用すると、この隕石が経験した最大圧力は約 20-50 MPa と見積もることができた。しかし Beitz et al.(2013)に示された圧縮曲線によると、この圧力でコンドライト前駆物質を圧縮しても実際の隕石の体積充填率に満たないと推定される。すなわち、物理的圧
縮などコンドリュールが破壊されるものとは別の過程によってコンドライト母天体が空隙を失ったことが示唆される。

3
浮遊法による全溶融した放射状輝石コンドリュー
ルの再現実験
○野村逸郎 1, 中村智樹 1, 木村勇気 2, 塚本勝男 3
1

東北大学, 2 北海道大学, 3 大阪大学

原始惑星系円盤におけるコンドリュールの形成条件には未だに不明な点が多い。コンドリ
ュールの形成条件に制約を与えるために、コンドリュールの再現実験が多数行われてきた(e.g. Tsuchiyama et al., 1980) 。天然のコンドリュールを再現できた場合の実験条件から、円盤内部のコンドリュールの形成環境を推定することが可能になってくる。従来コンド
リュールの再現実験は、白金ワイヤーに吊り下げられた塵を溶かす手法が用いられたが、Nagashima (2006)ではガスジェット浮遊炉という装置を用いた。ガスジェット浮遊炉は、試料と装置が接触しないため、宇宙空間で非接触で形成されたコンドリュールを模擬できる点が優れている。
本研究では、Nagashima(2006)と同一のガスジェット浮遊炉を用いて、放射状輝石および微結晶コンドリュールの組織を再現する実験を行った。実験条件は、加熱温度は 16001800℃程度で、加熱後の冷却率は 104-106K/hr 程度であり、浮遊にはアルゴンガスを用いた。
化学組成は天然の放射状輝石コンドリュールの化学組成と似た組成（鉄を除いた）を試薬を混合して作成した。再現実験で得られたコンドリュール試料は、光学顕微鏡と走査型電子顕微鏡で観察した。一部の試料は高エネルギー加速器研究機構にて X 線回折分析を行った。
実験の結果、いくつかの試料では幅 10μm 程度の輝石の結晶が放射状に成長している構造が観察できた。これは、天然の放射状輝石コンドリュールに近い構造である。また、他の試料では、直径がサブミクロンオーダーの輝石の微結晶の集合物が観察できた。これは、天然の微結晶コンドリュールに近い構造である。放射状輝石、および微結晶コンドリュールともに天然のコンドリュールに近い構造を再現できた試料の冷却率は 104K/hr 程度であった。これ以上の冷却率(105-106K/hr)では透明なガラス状のコンドリュールが形成された。隕石中のコンドリュールは様々なサイズと組成を持つにもかかわらず、全体が透明なガラス状の組織は確認されてない。天然のコンドリュールが再現された冷却率(～104K/hr)は同じサイズのメルトが真空中で放射冷却される冷却率(105K/hr)よりも小さい。今後、天然と実験での雰
囲気ガスや加熱時間の違いを検討することで、コンドリュールが形成された円盤領域はガスが存在するなど何らかの保温効果があったと結論付けられる可能性がある。
Nagashima K. (2006) Reproduction of chondrule from levitated, hypercooled melts,
Journal of Crystal Growth, 293, 193-197.
Tsuchiyama A., Nagahara H., Kushiro I.(1980) Experimental reproduction of texturesof chondrules, Earth and Planetary Science Letters, 48, 155-165.

3
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中本泰史 1，高橋栄一 1，津田彩花 1，西田圭佑 2，奥井航 1，横山哲也 1，
柳田泰宏 3，奥村聡 3，中村美千彦 3，佐々木理 41

東京工業大学 地球惑星科学専攻，2 東京大学 地球惑星科学専攻，
3
東北大学 地学専攻，4 東北大学 総合学術博物館

コンドリュールは，大きさが 0.1mm ないし 1mm 程度のほぼ球形をしたシリケイト組成
組織で，コンドライト隕石の主要構成要素である。ほぼ同じ組成と質量を持つ前駆体が加熱され，一部ないし全部が溶融した後，再固化して形成されたと考えられている。コンドリュール形成は微惑星形成や惑星形成の過程と同時に進行していたと考えられるだけでなく，相互に関連していた可能性も高い。よってコンドリュール形成過程を解明することはそれ自身が興味深いものであるにとどまらず，惑星形成過程全般を解明する上での鍵にもなると思われる。
原始惑星系円盤中でコンドリュールを形成するにいたる加熱機構としてはいくつか提案されているが，衝撃波加熱モデルは有力な説の一つである。衝撃波加熱モデルでは，円盤ガス中に発生した衝撃波をコンドリュール前駆体が通過する際，ガスとの相対速度が生じ，その結果ガス摩擦加熱を受けて溶融するにいたると考える。このモデルによれば，溶融中のコンドリュールは一定の方向から高いガス動圧を受ける。すると，溶融しているコンドリュール
は動圧に応じて形状が球からずれることが期待される。液滴内部が全溶融している場合は，ガス動圧と変形度の関係が理論的に求められている。
本研究では，コンドリュール内部の溶融の程度を推定するために内部の結晶組織を観察し，全溶融していると思われるコンドリュールの外形を測定して球形からのズレを定量的に明らかにする。これにより，コンドリュールが形成時の溶融段階でガス動圧を受けていたかどうかを判定することを目指す。統計的に意味のある結果を得るため，多数のコンドリュール試料の測定を試みる。本研究では，多数のコンドリュール試料に対し 1 つ 1 つを割ることなく内部組織観察を行い，同時に外形も測定し得る手法として，X
線 CT による測定を行った。
まず，アエンデ隕石(CV3)の小片約 11g に対し冷凍解凍法を施し，コンドリュール数十個を取り出した。次に，東北大学総合学
術博物館の X 線 CT 装置を用い，これらコンドリュールの内部組
織と 3 次元外形を測定した。右図に，結果の 1 例を示す。3 次元
データとして得られた構造に対し，仮想的な 3 つの切断面で切った図を表示している。この例の場合は棒状構造（3 次元的には面構造）が見られ，全溶融していたことが推定される。
これまでのところ，全溶融していたと思われるコンドリュール 15 個ほどに対する 3 次元
形状データが得られている。それを見ると，理論的に予想される変形度分布と調和的である。
すなわち，これらコンドリュールは溶融時にガス動圧を受けていたことが示唆される。
今後はさらに測定試料数を増やし，議論の定量性および統計的精度を高めていくことを考えている。

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3
月表層誘電率の全球分布
Global distribution of the lunar surface dielectric constant◯熊本篤志 1, 石山 謙 1, 押上祥子 2, 春山純一 3◯A. Kumamoto1, K. Ishiyama1, S. Oshigami2, and J. Haruyama3
1

東北大, 2 国立天文台, 3JAXA

1Tohoku Univ., 2NAOJ, 3JAXA

組成による誘電率の差異が乏しい月において，レーダで観測される誘電率コントラストは主として，物質の密度・空隙率の差異を反映しているものと考えられる (Ono et al., 2009; Oshigami et al.,2012)．地下反射層まで掘り起こされたクレータ地形を利用して海領域で誘電率決定を行った研究からは，地下数 100m までの密度(1.6～2.6 g/cm3)はアポロサンプルの平均より低く，隕石衝突によるマクロな空隙が予想以上に多く含まれていることが示唆された (Ishiyama et al., 2013)．こうした空隙は，表層が形成されてから現在までの隕石衝突の履歴を反映しており，GRAIL の重力場観測に基づく高地領域での地殻の密度推定 (Wieczorek et al., 2012) とも合わせて関心がもたれている．
そこで本研究では，かぐや（SELENE）レーダサウンダ (LRS) で観測される表面エコーの強度をもとに，月の全球で，表層のレゴリス層・玄武岩層の平均的な密度（バルク密度）を導出した．
月表面地形の roughness が，反射率に影響を与えているため，本研究では以下の手順に従って，
月表層の誘電率推定を行った：まず，かぐや地形カメラ(TC)観測 (Haruyama et al., 2008)に基づく
デジタル地形モデル (DTM）から，自己アフィン地形モデルを仮定して Hurst 係数等の roughness
パラメータを求めた．次に，仮の誘電率 3 を仮定して，Kirchhoff 近似による自己アフィン地形からのエコー強度 (Franceschetti et al., 1999; Shepard and Cambell, 1999; Bruzzone et al., 2011) を入射角の関数として算出した．最後に算出されたエコー強度と観測されたエコー強度を比較すること
で，観測データに合致する誘電率を決定した．
これらの解析の結果，誘電率は，海領域（Hurst 係数<0.5）では 3 ~ 4, 高地領域（Hurst 係数>0.7）
では 2 ~ 3 と推定された．さらに，嵐の大洋の東部分，雨の海の西部分に高誘電率領域(Hr~5)が分布していることが明らかにされた．これらの誘電率をもとに，アポロサンプルに基づく経験式(Carrier et al., 1991) を用いて導かれるバルク密度は海領域では 1.8 ~ 2.3 g/cm3, 高地領域では 1.2 ~1.8 g/cm3，高誘電率領域では 2.6 g/cm3 となった．アポロのドリルコアサンプルの計測によれば，
月レゴリスのバルク密度は表面から深さ 3m にかけて，1.3 g/cm3 から 1.9 g/cm3 に変化する．深さに応じてバルク密度が増大する媒質モデルでの電波伝搬を検討した結果，かぐや LRS で観測された誘電率は，月表面から深さ 3m までのレゴリス層のバルク密度を反映しており，高誘電率領域
では，(a) イルメナイトの含有量が高い，(b) 表面の形成年代が新しく，隕石衝突による空隙率増大を経ていない，等の理由によって，他の海領域に比べ，バルク密度が高いことが示唆された．

3
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4ó6MHzëÂ®/ ,íxQ * n ®ðÓí46NxQ46Nñ/¥ca¸xQ¤/Ðg[Ono et al., 2009]ê °'xQ¼ m * xQ46N/¥cTÓíSÐ,)xQn í »Ö-ÁÅ! ¦âW~Óí46NxQ46N SÐÓíxQn íQ²,)xQ¦â/»Ö xQ¦â v!T§ 2  Ì *-,ò(a)[,H:9A31 ¶¨ Îæ).0 (b))x }j(b)!ïYáx x¸'Öo*-, ÁÅ! xQ¦â (a)¶¨ Îæ),H:9A31 .%),' XkÈF?IªÞ¥Û/Ð
F?I!Solomon and Head [1980] F?I/]¹ F?I!yÝÝ )#l O H:9A31Õ.-¸©¦âP¶¨),Îæ/h kÈF?I/,
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ポシドニウスクレータの構造と地質解釈○石原吉明（JSPEC/JAXA）・千葉達郎（アジア航測）・春山純一（ISAS/JAXA）
大嶽久志（JSPEC/JAXA）・大竹真紀子（ISAS/JAXA）
ポシドニウスクレータは、月の表側、晴れの海近傍に存在する典型的な Floor-Fractured
Crater であり、インブリウム代に形成されたと考えられている。地上望遠鏡でもクレータフ
ロアーの複雑な様子を見る事が出来るため、探査機による観測データが得られる以前から、フロアの複雑な構造の成因が注目されているが、未だにはっきりとしていない。そこで、我々は、月周回探査機「かぐや」に搭載された「地形カメラ」によって得られた詳細な地形デー
タと、「マルチバンドイメージャ」により得られた分光画像データをもとに、ポシドニウス
クレータの構造と地質の特徴から成因の推定を試みた。
これまでポシドニウスクレータ内のリルは、クレータ内に流入した溶岩流により形成されたと考えられてきたが、「かぐや」で得られた詳細な地形データからは、逆にクレータ内での火山活動により噴出した溶岩流により形成され、クレータ外へ流出していると解釈される。
また、地形データ・分光画像データを組み合わせる事で、フロアの東部の大部分は高地地殻物質であり、さらに全体として西下がりに傾いている事、また割れ目には特に玄武岩の噴出が見られない事が分かった。これらを組み合わせて考えると、ポシドニウスクレータの複雑な構造の成因は、クレータ形成後にクレータ内で起こった火山活動により、高地地殻からなるフロアの下に玄武岩溶岩が噴出し、引き剥がされたフロアが玄武岩と高地地殻との密度差
により、鍋蓋様に浮いた構造となった、またフロアのひび割れは、引き剥がし・浮揚の際に入ったと考える事が出来る。

図 1 「かぐや」に搭載された地形カメラによる地形モデルから作製されたポシドニウスクレータの赤色立体画像。西下がりに傾いたフロアや、非常に蛇行したリル、さらには南部のリムを切る断層と思われる構造を見る事が出来る。

3
月面swirl地域における主要鉱物分布と風化過程への制約〜Mare Ingenii地域を中心に〜◯

小川佳子 , 春山純一 , 松永恒雄 , 大竹真紀子 , 中村良介 , 廣井孝弘 , 林洋平,
1

2

3

2

4

横田康弘 , 山本聡 , 佐々木晶
3

1

3

5

6

会津大CAIST/ARC-Space ISAS/JAXA 国立環境研究所 産総研 ブラウン大 大阪大学
2

3

4

5

6

月面swirlは、反射率の高い明るく白いゾーンと反射率の低い暗く黒いゾーンが不規則に渦を巻いているように見えるアルベドコントラスト構造であり、比較的強い磁気異常を示すことが知られている [ex. Richmond and Hood, 2008]。これまでに月全球で15個のswirl構
造が確認されている。その大きさや分布、渦模様については、まちまちであり、系統性は見られない [Blewett et al., 2011]。月面swirlの成因については、磁場シールドにより太陽風が遮蔽され、宇宙風化が”まだら”に起こったという説 [ex. Hood and Schubert, 1980]と、彗星(小天体)衝突により表面物質が”ところどころ”吹き飛ばされたという説 [Pinet et al.,2000]が古典的である。しかし、定量的な議論は部分的な観測データに限定されてきた。最近では、ダストトランスポート説 (荷電粒子巻き上げ) [Garrick-Bethell et al., 2011] やcompaction光効果説 [Pieters et al., 2014] などの新しい物理モデルや仮説も提案され始めてきた。依然swirlの成因と明暗模様の実態について統一的な理解は得られていないと言える。
本研究では、月全球を高精度で網羅している最新の観測データを横断的に利用し、swirlの実態解明に迫ることを目指す。まず、可視画像を用いて、Mare Ingenii地域 (33.7S, 163.5E)
を中心に、未知のswirlの探索を行う。この地域では、これまで認識されてきた大規模なアルベド構造の他に小規模のswirl構造が見られることが指摘されている (大竹さんとの私信,
2014)。従来から確認されているswirl構造と合わせ、大小swirlが偏在する比較的広い領域を範囲として、可視-近赤外分光データを用いた主成分分析と修正ガウシアンモデル[Sunshine et al., 1990]による網羅的なスペクトル分解を行う。周辺領域における主要鉱物
マップと風化度マップを作ることを目指す。750nm反射率強度と可視波長域赤化度そして1um
吸収帯強度の変化の関係に基づいて風化度マップを、吸収帯中心波長、半値幅、深度から1次的な鉱物分布指標マップを作成することを試みる。また、Mare Ingenii以外のswirl地域においても同様の手法で鉱物と風化度の空間分布を明らかにすることを目指す。そして、結果をWeb-GIS「月光」(http://fructus.u-aizu.ac.jp/gekko̲info/) 上に可視化する。鉱物と風化度とアルベド分布の相関解析を行い、swirl の明暗部分の実態(アルベド高低が鉱物差か宇宙風化度の違い
か、両方か、他の要素の可能性が高いか)を理解する。また、さらに、残留磁化、元素分布、
地下構造、表面粗度との相関性も定量的に調べたい。swirlの成因と明暗模様の実態について、
これまでに提案されてきた仮説の可否を検討し、swirl形成過程に制約を与えることにつなげたい。なお、本研究はWeb-GISを用いた将来的な月全球統合解析のテストケースを兼ねている。

3
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月の初期における膨張過程と火成活動○澤田

なつ季 1・諸田智克 1・加藤伸祐 1・石原

1 名古屋大学

2 金沢大学吉明 3・平松良浩 2

3 宇宙航空研究開発機構

月はマグマオーシャン(LMO)の状態から始まり、その後マントル再溶融による火山活動があったと考えられているが、LMO 固化～マントル再溶融までの熱進化の経緯については明らかになっていない。それはマントル再溶融による月の全球膨張に伴う表面地形にその痕跡が見られないからである。Andrew-Hanna etal. (2013)は月の重力分布図から線状重力異常(LGA)を発見し、その成因が月歴史初期の全球膨張によるマグマの貫入であると推定した。本研究では月形成初期の熱進化過程を理解するため LGA に着目し、月歴史初期の全球膨張とマグマの貫入について地形学的、物質科学的観点から検証した。
LOLA 地形データ[1]を用いて月形成初期膨張由来の地形学的証拠を探索する。まず LGA 上の地形的特徴を強調するため、LGA に垂直な測線の地形断面図を平均化した地形プロファイルを各 LGA について作成した。作成した地形プロファイルを用いて、「LGA 上の標高」と「周辺標高」を比較した。その結果、大多数の LGA(20 ヶ所中 18 ヶ所)では「LGA 上の標高」は「周辺標高」と比べて谷地形を示すことが分かった。
このことから LGA 上の地形は月形成初期の全球膨張に起因する伸張場で形成したと考えられる。これらの谷地形から見積もられる月半径変化量は 0.1~1.0km であり、月熱史モデル[Solomon and Head (1979)]による推定値と矛盾しない。
また LGA がマグマ貫入起源と仮定すると、その後の天体衝突により貫入岩が表面に露出した可能性がある。そのような露頭の発見は LGA がマグマ貫入起源である仮説に対する最も直接的な証拠となる。そこで我々はかぐやのマルチバンドイメージャー (MI)[2]データから Fe・Ti 含有量に換算した[Otake et al.
(2012)]データを用いて貫入岩の露頭を探索したが、発見されなかった。しかし、LGA 上の平均 Fe 量は高地地殻よりも優位に高いことが分かった。この結果から、LGA 上の表層物質は天体衝突によって掘削されたマグマ起源物質が混入していると考えられる。

左：各 LGA の位置情報[Andrew-Hanna et al., 2013 より加筆]

LGA1
LGA2
LGA3
上：LGA 上(横軸 0 の時)の標高をゼロとして相対評価した時の地形プロファイル[1] LOLA Date Archive (http://imbrium.mit.edu/LOLA.html)[2] Kaguya Date Archive (http://l2db.selene.darts.isas.jaxa.jp/index.html.ja)

3
20 億年前に発生したスーパープルームに伴う月面地形の変形○加藤 伸祐
1

1

諸田 智克

1

山口 靖

１

渡邊 誠一郎1

名古屋大学大学院 環境学研究科 地球環境科学専攻

大嶽 久志
２

２

大竹 真紀子２

宇宙航空研究開発機構

月のマグマオーシャンからの固化過程やその後の大規模な構造変化の有無については未だに良く分かっていない．その解決の方法として，月の海の玄武岩の組成を調べることは有効である．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，マグマオーシャ
ンの固化モデルや月マントルの進化モデルを制約できると期待される．
月の海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．我々は 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」と呼び，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た．そして，Phase-2 火成活動は一部の領域で短期間に集中して起きていること，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スーパーホットプルームによるものであるという仮説を提唱している．
もしスーパーホットプルームが起こったとすると，それに伴う何らかの地形的な痕跡が残されている可能性がある．そこで地形とセレノイドとの差をとってみると，PKT (Procellarum KREEP Terrane) の中心で直径約 1000km，高さ 700m の円形の台地状の地形が観測された（左図 d）．またこの台地は Phase-2の火成活動の中心地とよく一致しており，これはスーパーホットプルームの上昇による表面の隆起である
ことを強く示唆している．
Solomon and Head [1980]では弾性リソスフェアにかかる荷重によってできる撓みを計算し，月の海の地域の地形をよく説明する有効弾性厚を定量的に評価した．これによると，Mare Imbrium の下のリソ
スフェアの有効弾性厚は 50〜75km とされている．本研究では，Solomon and Head [1979]の手法を用いて，スーパーホットプルームの浮力が台地状の地形をつくったと仮定し，プルームの浮力・半径，弾性
リソスフェアの厚さを変えて地形プロファイルを算出し，観測地形との比較を行った．その結果，もっとも観測をよく説明する有効弾性厚は~50km であった．スーパーホットプルームが発生した時期は Mare
Imbrium の主要な噴出時期（30 億年前以前）よりも遅いため，この台地の下の有効弾性厚は 50〜75km
よりも厚いと考えられる．しかし実際は Mare Imbrium の下よりも薄い．これは高温のスーパーホットプ
ルームが上昇してきたため，リソスフェアの下面の温度が上昇し，有効弾性厚が薄くなったためだと考え
られる．
700

d=5E5 q=4.4E6 T=50
実際のプロファイル

600

d：荷重の半径q：浮力
T：有効弾性厚地形−セレノイド [m]

500
400
300
200
100
0
-100

0

100

200

300

400

500

中心からの距離 [km]

600

700

800

900

左．月の表側の(a)地名，(b)溶岩流マップ[Morota et al., 2011]，(c)チタン含有量マップ[Otake et al., 2012]，(d)地形とセレノイドの差．
上．台地状地形の中心からの平均プロファ
イルとそのフィッティング結果．

3
月の衝突盆地の放出物厚モデルにもとづく
メガレゴリス厚分布○諸田 智克 ，春山 純一 ，大竹 真紀子 ，松永 恒雄 ，山本 聡 ，横田 康弘 ，本田 親寿 ，
1

2

2

3

3

3

4

石原 吉明 ，小林 進悟 ，古本 宗充 ，武田 弘 ，
2

1

5

1

6

名古屋大学環境学研究科， 宇宙航空研究開発機構， 国立環境研究所，
243

会津大学， 放射線医学総合研究所， 東京大学
56

巨大衝突によるクレータ形成過程の理解は初期の月惑星の構造や熱進化を理解する上で重要である．特に衝突盆地の放出物は月惑星の全球にわたって表面を覆い，水平方向の混合を引き起こした．この混合層の厚さや分布の理解はリモートセンシングやサンプルリターン試料の物質科学的な情報を解釈する上で欠かせない．そこで本研究では月の衝突盆地上のクレータカウンティングに基づいて他の衝突盆地からの放出物厚を推定する新たな手法を提案するとともに，衝突盆地放出物厚のモデルを制約する．さらに放出物厚モデルを用いて，月全球のメガ
レゴリス厚分布の推定を行う．

クレータ放出物厚のモデルは経験的に [McGetchin et al. 1973; Pike 1977]，次元解析にもとづいて実験的に [Housen et al. 1983] 得られている．衝突盆地の層序関係は知られているので，それぞれの衝突盆地上に，それよりも若い盆地からの放出物がどれだけ堆積しているかは放出物厚の各モデルを用いて推定できる．それによりその場所でいつの時代にどれだけのサイズのクレータが消失したかを模擬することができ，その結果としてクレータサイズ頻度分布 (CSFD) 形状モデルの作成が可能である．これを実際に観測される CSFD と比較する

ことで，最も妥当な放出物厚モデルの制約を行った．その結果として，どの盆地においても McGetchin et al.
[1973]モデルは <2km の CSFD においてクレータ数密度の過剰を示す．一方で，次元解析に基づくモデルでは観測された CSFD 形状を最も良く再現することが分かった．

Housen et al. [1983] の放出物厚モデルを用いて月全球のメガレゴリス厚分布を推定した (図１)．これをみると月面でもっとも厚いメガレゴリス領域は SPA 盆地内と Procellarum 盆地内であり，その厚さは>10km にも及ぶ．最も薄い領域は月の裏側の北半球で見られ，この領域が月の初期地殻組成を最もよく保存していると考えられる．このことは，かぐや GRS による Th 分布 [Kobayashi et al. 2012]や SP による Mg#の分布[Ohtake et al. 2012] から，月の裏側北半球において最も始原的な地殻が存在していることが示唆されていることと整合的である．
90˚

0˚

30˚

60˚

90˚

120˚

150˚

180˚

210˚

240˚

270˚

300˚

330˚

0˚

90˚

60˚

60˚

30˚

30˚

0˚

0˚

−30˚

−30˚

−60˚

−60˚

−90˚

0˚

30˚

60˚

90˚

120˚

150˚
0

180˚
5

210˚
10

240˚

270˚
15

300˚
20

330˚

0˚

25

30

−90˚

Ejecta Thickness [km]図１

メガレゴリス厚分布．月全球において衝突盆地は 48 個発見されている．それぞれについて，一時クレー

タサイズ [Craft 1985; Ishihara et al. 2010]を用いて放出物厚を推定し積算した．

3GRAIL 衛星重力データを用いた
月の地殻形成過程についての考察○山本圭香 1・春山純一 1・大竹真紀子 1・岩田隆浩 1・石原吉明 1・福田洋一 2
1
宇宙航空研究開発機構・2 京都大学大学院理学研究科
月の地殻の構造とその形成過程についての理解は、月の初期の熱進化を解明する上で重要である。月の地殻の形成とその非対称性については、これまで潮汐作用、対流や結晶化の非対称性、他天体の衝突などさまざまな仮説が提唱されてきたが、十分な精度の観測データの不足により、詳細な検証はおこなわれてこなかった。
近年、かぐや、LRO、GRAIL などの月探査衛星による高精度、高解像度の衛星データが利用できるようになり、実観測データに基づいた詳細な仮説の検証や考察が可能となった。たとえば、Garrick-bethell et al. (2014)では、LRO、GRAIL 衛星から得られた高精度の地形、重力場データに基づ
き、月の形成初期の潮汐による熱摩擦の差が地殻厚の非対称性を形成したとの仮説を提唱した。一方で、Kobayashi et al. (2012)では、かぐやのガンマ線データから得られた月のトリウム分布が、月の地殻厚と良い相関を持つことを示した。こうした鉱物学的なアプローチから得られる情報は、上記のような物理的観点から得られた仮説の検証に重要な役割を果たす。
本研究では、地殻の形成過程についての手がかりを得るために、Kobayashi et al. (2014) によるトリウム分布と、LRO、GRAIL 衛星から得られた月の地殻厚マップとの相関を再調査した。両者のデータを球面調和関数展開し、波長ごとの相関を調べた。その結果、トリウム分布と地殻厚は球面調和関数の 2 次の項における相関は低いことがわかり、2 次の項を除いた 3 次以降の高次項とは高い相関を持つことが示された。この事実からわれわれは、月の地殻形成において、2 次の項とそれよりも高次の項が異なるプロセスにおいて形成された可能性があると考えた。発表では、この考察と過去の代表的な仮説との整合性について検討し、月の地殻形成過程についてのディスカッションをおこなう。
＜参考文献＞
Garrick-Bethell, I. et al.: The tidal-rotational shape of the Moon and evidence for polar w
ander. Nature (2014), doi:10.1038/nature13639.
Kobayashi, S. et al. : Lunar farside Th distribution measured by Kaguya gamma-ray spectrometer. EPSL 337-338,(2012) 10-16.

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高圧での月の高Ｔｉ玄武岩の熔融関係
The melting relation of lunar high-Ti basalt at high pressure○五十嵐 愛子１、大谷 栄治１、坂巻 竜也１、朝原 友紀１、鈴木 昭夫１
１ 東北大学大学院理学研究科

月表面には月深部から噴出したとされる、チタンに富む玄武岩が存在する。月マントルはマグマオーシャン固化の最終過程で大規模なオーバーターンを経験したと考えられて
おり、密度の高いチタンに富む玄武岩が深部に沈み込んだ可能性が指摘されている。従って月の玄武岩の月深部条件での熔融関係を調べることは月の成り立ちや内部構造を知る上で重要である。そこで本研究では月の玄武岩のうち最もチタンに富む Apollo Blackglass 14 の組成を用いて、月震波の高減衰域が存在する最下部マントルの圧力条件（~ 4GPa）までの高温高圧実験を行った。本実験により、月マントル最下部におけるチタンに富む組成のマントルの相関係を実験的に検証し、月内部構造モデルとの対比を行った。
深さ 400 km 程度にあたる 2 GPa と、深さ 800 km 程度 にあたる 4 GPa で Apollo Blackglass 14 の熔融関係を調べた（図１）。4 GPa におけるリキダス相はザクロ石で、次に単斜輝石、イルメナイトの順で晶出した。ソリダス温度は 1325 ℃、リキダス温度は 1450℃であった。化学組成からメルトの密度を見積もった結果、1450 ℃のメルトの密度は 3.64
g/cm3 であった。また部分熔融度が低いほどチタンの濃度が高く、部分熔融液の密度が大きい。Apollo Black glass 14 のメルトの密度と最下部マントルの密度の推定値を比較するとメルトはマントルより重くなり、最下部マントルで重力的に安定であることがわかる。本実験結果より、月の最下部マントルの温度が 1325℃より高温である場合マントルオーバーターン
によって沈降したチタンに富むマントル成分は部分熔融し、月震波の高減衰をもたらしている可能性が示唆された。

図１．Apollo Black glass 14 の熔融関係3
高圧下における月マグマの粘度
Viscosity of lunar magma at high pressure○鈴木 昭夫１
１ 東北大学大学院理学研究科

月のマグマは TiO2 の含有量に応じて区分され、地球の玄武岩と同程度のものから
15wt%を超えるものまで多岐にわたる。地球のマグマについては、モデル組成も含め様々な研究が進んでおり、密度や粘度を計算によって求めることも可能である。しかしながら、高い TiO2 含有量で特徴付けられる月マグマに対して、地球のマグマの計算式を適用することはできない。その主たる理由はマグマ中における TiOx の構造が圧力・温度・化学組成に依存して変化するためである。マグマの構造が変われば物性も変わる。また、高い TiO2
含有量のメルトに関する高温高圧下での知見は充分でない。そこで本研究ではまず、モデル組成として K2TiSi4O11 組成のメルトについて、高温高圧下での粘度を測定した。粘度測
定は高エネルギー加速器研究機構の放射光施設である PF-AR の NE7A ステーションにおいて X 線イメージング落球法で行った。高圧セルに K2TiSi4O11 組成の試料と白金球を入れておき、高温高圧下で融解させたときに試料中を落下する白金球の速度を測定し、終端速度から粘度を求めた。実験の結果、およそ 3GPa までは圧力の増加とともに粘度が減少するのに対し、3～6GPa までは粘度の変化が緩やかになることが示された。K2TiSi4O11 組成のメルトの高温高圧下での構造は調べられていないが、高圧下でメルトから急冷して作ったガラスについては Paris et al. (1994)によって XANES (X-ray Absorption Near Edge
Structure)で調べられている。その結果、K2TiSi4O11 ガラス中の Ti は常圧では 4.8 であるが2.5GPa で 5.8 まで増加し、3.0GPa でも 5.8 のままであった。本研究によって得られた粘度と対比すると、粘度減少は Ti の配位数増加、すなわちメルト中の網目の切断によるものと解釈できる。K2TiSi4O11 の Ti/Si 比は高チタンマグマとほぼ等しい、月の高チタンマグマについても Ti の配位数変化により、低圧すなわち月面に近づくほど粘度が増加するものと考えられる。

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アポロ⽉月震計による⾛走時データと最新の測⽉月データから推定される⽉月深部構造○松本晃治 1, ⼭山⽥田⻯竜平 1, 菊池冬彦 1, 鎌⽥田俊⼀一 2, ⽯石原吉明 3,
岩⽥田隆浩 3, 花⽥田英夫 1, 佐々⽊木晶 4
1

2

国⽴立立天⽂文台 RISE ⽉月惑星探査検討室
カリフォルニア⼤大学サンタクルーズ校
3
宇宙航空研究開発機構
4
⼤大阪⼤大学

⽉月の内部構造を知ることは、⽉月の起源と進化を理理解するうえで重要である。アポロ⽉月震計
データを利利⽤用して⽉月の内部構造を推定する研究は数多くなされたが、およそ 1000 km 以深の構造には⼤大きな不不確定性が残る。質量量、平均慣性モーメント、ラブ数などの測⽉月学的な観測データも内部構造を拘束しうる。ラブ数は天体の潮汐変形のし易易さを表すものであり、⼀一般に、内部に流流体層を持つ天体は固化した天体より⼤大きなラブ数を持つ。最新の GRAIL ミッションによって⽉月の 2 次のポテンシャルラブ数 k2 の精度度は 1 %まで向上した。本研究は、k2 を含む最新の測⽉月データ(Williams et al., 2014)とアポロ⽉月震計による⾛走時データを組み合わせて⽉月内部構造を推定することを試みる。
⽉月の内部を、地殻、上部・中部・下部マントル、低速度度層、流流体外核、固体内核の 7 層に分けたモデルを考え、それぞれの層の厚さ、密度度、ずり弾性率率率、体積弾性率率率をパラメータとする。ただし、上部・中部マントル境界と中部・下部マントル境界はそれぞれ表⾯面から 500
km、900 km の位置に固定し、固体内核の密度度は 8000 kg/m3 と仮定した。

平均地殻厚さは 46  ±  4  km と推定された。これは Wieczorek et al. (2012)による 34 -43 km という⾒見見積もりと調和的である。平均地殻密度度の多くは 2500 ~ 2600 kg/m3 の間にサンプルされ、同じく Wieczorek et al. (2012)が報告した 2550 kg/m3 という値と調和的である。推定されたマントル中の密度度、P 波速度度、S 波速度度は深くなるほどその不不確定性が⼤大きくなるが、全体的に⾒見見て Weber et al. (2011)や Garcia et al. (2011)の結果から⼤大きく外れるものではない。観測値を満たす流流体外核の半径と密度度の幅は広く、双⽅方を精度度よく決定するのは難しい。流流体外核の半径と低速度度層の厚さの間には明瞭な負の相関関係が⾒見見られる。⼩小さな流流体外核には厚い低速度度層が伴わなければならず、その逆も成り⽴立立つ。電磁気観測から流流体外核の半径の上限値が 400 km と与えられている(Shimizu et al., 2013)。
これを考慮に⼊入れると、低速度度層は少なくとも百数⼗十 km 以上の厚さを持たねばならない。
低速度度層内の S 波速度度はおよそ 3 km/s 以下であり、1〜～2 km/s という低い値の確率率率密度度が⾼高い。固体内核の半径の上限値は 280 km であることが期待され、2 次の変位ラブ数 h2の値は 0.0423  ±  0.0004 と予想される。

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図 1. カウンティングの例
Copernicus クレータ(直径92.5km)年代[Gyr]Eratosthenian+Copernican[Wilhelms et al. 1979]

Copernican[This study]

図 2. Eratosthenian＋Copernican[Wilhelms et al. 1979]とCopernican[This study]のサイズ頻度分布の比較.

クレータ
個数

調査領域の 個数密度 N(>10km) 生成率 F (>10km)
面積[km2][10-7km2・Gyr-1][10-5km2]

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2nd
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Yasui et al. (2014), Icarus 233, 293-305.
Yasui and Arakawa (2011), Icarus 214, 754-765.

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3
C型小惑星表面物質を模擬した有機物混合試料の光散乱測定○藤原彩香 1、北里宏平 11

会津大学

小惑星はこれまでの地上望遠鏡観測からスペクトル型によって表面の光散乱特性が異なる特徴を持つことが知られている[1]（例えば，C 型小惑星は S 型小惑星に比べて位相曲線の傾きが大きく，後方散乱が卓越している）. このことは表面物質の組成の違いに起因すると考えられているが，隕石の光散乱特性を測定した最近の研究[2]によると，C 型小惑星の位相曲線は炭素質コンドライトの光散乱特性を用いて再現される位相曲線と一致しないことが示されている. その原因について[2]の著者らは，小惑星表面の地形的な起伏がつくる影の影響を指摘している．しかし, 不規則形状の影の割合を数値的に調べた研究[3]から, 地形による影の影響ではその位相曲線の差異を説明できないことが明らかにされた．そこで本研究では，
C 型小惑星に存在すると考えられている有機物に着目し，その含有量が位相曲線に与える変化を調べることを目的として，C 型小惑星の表面物質を模擬した有機物とケイ酸塩鉱物の混合試料の光散乱特性を測定した．
光散乱の測定を行うために，われわれはゴニオメータと分光器を組み合わせた計測系を開発した．60cm 長の可動アームの先端から光が試料に照射され，散乱された光をもう一方のアームに取付けたコリメータレンズで受光して光強度を計測する仕組みである．アームは鉛
直方向と水平方向に回転させることが可能で，位相角を 6〜90 の範囲で測定することができる．試料にはカンラン石と，炭素質コンドライトに含まれる有機物と光学特性の似ているフミン酸を用いた．本発表では，測定結果をもとに有機物量と光散乱特性の関係性について議論する．
参考文献：[1] Muinonen et al., 2002, in Asteroids III, 123. [2] Beck et al., 2012, Icarus
218, 364. [3] 松浦隆裕ら, 2013, 日本惑星科学会秋季講演会予稿集.

3
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3
小惑星ベスタの熱進化の数値シミュレーション○野上竜彦、城野信一 11

名古屋大学環境学研究科

小惑星ベスタは分化していることが知られている。分化にはマグマオーシャン説と部分溶融説という二つのシナリオがある。前者はできたメルトがその場に留まりマグマオーシャンが形成される説であり、後者はできたメルトが表面へと移動する説である。
どちらのシナリオが妥当か明らかにするために数値シミュレーションを行った。
メルトは地下の割れ目を通って噴出する。しかし、内部にどれだけ割れ目が存在するか分からず、どのように走っているかも分からないため生成したメルトのうちのどれだけが噴出す
るかは分からない。そこで、生成したメルトに対して表面に噴出する割合をメルト移動効率αとして定義した。
メルトが表面に噴出する際、熱源である Alはメルト中に融けて移動する。また、高温のメルトが冷却された表面へと移動するので、メルトの噴出はベスタ内部を冷やす方向に働く。
また、内部で対流が発生すれば、内部の冷却に寄与する。メルトの噴出と対流の効果は熱進化に大きな影響を与えるため、二つの効果を入れて計算を行わなければならない。
溶融するためには熱源が存在しなければならず、 Alが有力視されている。 Alは放射性元素であり、CAI 形成時から測ったベスタ形成時刻 t によって発生する熱量は変わる。
αと t をパラメータとして数値計算を行った。
数値計算から求められる単位時間当たりのメルトの噴出量をベスタの表面積で割ることで、実効的な浸透率/粘性率を求めた。内部のメルトの総体積がベスタ体積の 9 割以上になる
global magma ocean から内部にメルトが残らない no magma ocean へと進化のモードが変わるときの実効的な k/ηの変動幅が大変狭いことが分かった。浸透率 k は内部の割れ目の幅、大きさ、空隙率によって 10 桁以上変動し、粘性率ηも温度により大きく変動する。k/ηは大きな不定性があるにもかかわらずこのような結果になるということは、α＝0 もしくはα＝1 のどちらかであることが予想される。このことは、生成したメルトが全く噴出しないか、
もしくは非常に効率よく噴出するかのどちらかであることを意味する。

3
Sub-km サイズ地球近傍小惑星 2011 XA3 の高速自転 II⃝ 浦川 聖太郎 1 、大塚 勝仁 2 、阿部 新助 3 、伊藤 孝士 4 、中村 智樹 5
1

日本スペースガード協会、2 東京流星観測網、3 日本大学、4 国立天文台、5 東北大学

小惑星の時系列光度変化 (ライトカーブ) から、小惑星の自転状態や内部構造を推定することができる。これまでの研究から、自転周期が 2.2 時間より短い小惑星 (高速自転小惑星) の多くは直径 200 m 以下であると分かっている (Pravec & Harris 2000)。高速小惑星は強い遠心力に打ち勝つ事ができる一枚岩構造をした小惑星であると考えられている。一方、自転周期が 2.2 時間より短い小惑星は、重力により複数の岩塊が集合したラブルパイル構造をとることができる。高速自転
小惑星の成因の一つとして、母天体小惑星における衝突現象で発生した放出物が考えられている。
高速自転小惑星のサイズ分布やとり得る最大直径を明らかにできれば、小惑星で発生する衝突事
象のメカニズムに対して観測的に制約を与えることができる。
我々は、美星スペースガードセンターの 1 m 望遠鏡と 0.5 m 望遠鏡を用いて、地球近傍小惑星
2011 XA3 のライトカーブ観測を実施した。その結果、この小惑星が自転周期 43.8 分と高速自転している事を発見した。さらに、多色測光観測からこの小惑星のスペクトルタイプが S-complex（Q,O, R タイプを含む広義の S タイプ）、あるいは V タイプであることが分かった。また、その直径は225 ± 97 m（S-complex）、166 ± 63 m（V タイプ）であり、高速自転小惑星として大型のものであった。さらに、2011 XA3 の軌道は、見かけ上ふたご座流星群の母天体である (3200)Phaethonと類似していた。2011 XA3 と Phaethon に対して軌道計算を実施し、両天体が同一起源であるか調査を行った。計算結果と 2011 XA3 の Phaethon（B/F タイプ）と異なるスペクトルタイプは両天体が同一起源でないことを示唆した。
0.01

-0.6
-0.4

0.1
Rotational period, P[h]Relative magnitude

LCDB
2011 XA3
2001 OE84
2001 VF2
2001 FE90
2004 VD17

16 Dec 201119 Dec 2011
Fitting curve

-0.2
0
0.2

1

10

0.4
0.6
0

0.2

0.4

0.6
Phase

0.8

1

100
0.001

0.01

0.1
Effective diameter, D[km]110

図 1: 左：地球近傍小惑星 2011 XA3 のライトカーブ。右：小惑星の自転周期と直径の関係。凡例の LCDB はライトカーブデータベースに登録されている小惑星の自転周期と直径を示す。また、
直径 200 m を超える可能性がある個別の小惑星の結果も示す。

3
すばる望遠鏡によるメインベルト小惑星のライトカーブ観測<£ãó  17$/,   1737,..10 Ó« (4/$9$0ÒČÄ  17&+$;§î¯Ä¢ "0,8(45,6;1)$/74 "0,8(45,6(,(44($4,(74,( #!%
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木星トロヤ群小惑星の軌道安定性について○岡山博明,大槻圭史 1
1

神戸大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻

木星のラグランジュ点 L4、L5 近傍にはトロヤ群と呼ばれる小惑星群が存在する。
特徴としては大きな軌道傾斜角（～40°）をもつ天体があることや、平衡点周りでの秤動の振幅 D は 0.6°～88.7°と幅広いことなどがあげられる。
トロヤ群の起源としては近年では惑星形成後の軌道進化の過程に微惑星が捕獲されたと考えられている。そしてこれらのモデルに基づいた数値計算で得られたトロヤ群の軌道要素の分布は観測と一致することも確認されている。
また捕獲後のトロヤ群小惑星の軌道安定性についても研究されており、Levison etal. (1997) では巨大惑星からの重力を考慮した軌道計算を行い、太陽系年齢では秤動の振幅 D>80°となるトロヤ群小惑星は惑星の摂動により木星と共軌道でいることができず不安定となることなどを示した。
しかし、いずれの研究においてもトロヤ群はテスト粒子として計算されており、小惑星同士の相互重力は考慮されていない。質量の軽い天体同士なら問題ないが、無視できないほどの大きな天体が捕獲されることも考えられる。そのような場合、捕獲後の安定性に変化が起こる可能性がある。
そこで本研究ではトロヤ群内に大きな天体が存在すると仮定し、トロヤ群小惑星の軌道安定性を、数値計算を用いて太陽系年齢のスケールで調べた。その結果、木星を円軌道と近似した計算と実際の木星の離心率を与えた計算ではトロヤ群小惑星の安定性に大きな差が出ることがわかった。また大きな天体が複数存在する場合のトロヤ群の不安定性の変化についても調べた。これらの結果について報告する。

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We again present our result of the numerical integration of the orbital evolution of new comets transported
from the Oort Cloud toward the planetary zone. For reducing computational amount, we have assumed that thecometary motion beyond r = 800au is purely Keplerian. This time we concentrate our attention on how the Galactic tide can affect the orbital elements of the comets by applying an analytical Galactic tide function on the
cometary orbits beyond r = 800au. As a result our assumption seems overall justified, with a small fraction of
exceptions where the Galactic tide enhances perihelion distance of some comets to a great deal.
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オールト雲の構造の進化と寿命○樋口有理可 1, 小久保英一郎 2
1

東京工業大学理学部, 2 国立天文台理論研究部

惑星に散乱された後の微惑星が、恒星などからの摂動によってオールト雲としてどのように進化するかを調べた。微惑星全体の個数の減少、軌道要素の分布の進化、動径方向の分布の進化を数値計算で調べ、定量的に評価した。本発表では主に微惑星の動径方向の分布の時間進化、すなわち中心星と微惑星間の距離を r、微惑星個数を n として、dn/dr がどのような関数であるかを発表する。
初期の微惑星の分布として、dn/dr∝r -2 を与えた。これは先の研究から得た、惑星散乱によって達成される分布である。この円盤に、ランダムな方向からやってくる恒星からの摂動をインパルス近似で与え、100 億年の分布の進化を調べた。恒星のパラメータは、現在の太陽系近傍の観測から推測される分布から平均を計算し、それを使った。計算の結果、微惑星円盤はオールト雲へと進化する過程で、全体の彗星個数は減少しながらも、その動径方向分布は dn/dr∝r -2 の分布を保ち続けることがわかった。このことは、オールト雲の e-folding time が r によらず一定であるということである。この e-folding time は 100 億年程度であった。解析的に見積もられる恒星摂動によるオール
ト雲彗星数の e-folding time は、r の逆数に比例する。すなわち、オールト雲は外側から削られ、その大きさは小さくなっていくことになる。解析的見積りに反して e-folding time が r によらず一定であるということは、内部オールト雲から外部オールト雲への彗星の十分な供給があるということである。
オールト雲は薄くなっていくが小さくはならない、といえるかもしれない。
また、初期の微惑星円盤に、仮想的に dn/dr∝r -2 以外の分布を与えた計算も数例行った。その結果、いずれの場合も最終的には dn/dr∝r -2 に近づくことがわかった。この dn/dr∝r -2 という分布の形は、微惑星の軌道帳半径が r に比例すると仮定したときに、エネルギー分布が一様であるということである。これは、恒星遭遇の影響によりエネルギー分布が十分拡散し、その分散の幅がオー
ルト雲のエネルギー範囲と同程度まで広がるため、その範囲においては平たんな分布、すなわち一様分布と見なせるからである。

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「あかり」遠赤外線拡散光全天マップに見られる黄道光微細構造⃝ 大坪貴文 1 , 土井靖生 1 , 服部誠 2 ,瀧田怜 3 , 有松亘 3 , 川田光伸 3 , 松浦周二 3 , 中川貴雄 3 , 臼井文彦 1
1

東京大学, 2 東北大学, 3 ISAS/JAXA

日本の赤外線天文衛星「あかり」の全天サーベイ観測は、遠赤外線波長域を 65, 90, 140, 160µm の 4 つの測光バンドでカバーし、ミッション期間中に全天の 97% 以上の観測を達成した。この「あかり」遠赤外線拡散光全天マップは、銀河系内や系外銀河の研究だけでなく、我々太陽系内の惑星間塵からの熱放射である黄道光の研究にとっても貴重なデータである。
我々太陽系の惑星間空間には、惑星・衛星・小惑星・彗星以外にも、 粒径が数 µm から mm 程度の固体微粒子が広く分布している。 この固体微粒子 (惑星間塵) は、太陽光を散乱、あるいは吸収・熱再放射し、黄道光・黄道放射として特に赤外線波長域では空全体で明るく光っている。過去の赤外線衛星 IRAS や COBE/DIRBE の観測は、 黄道光・惑星間塵の分布に様々な空間的微細構造があることを発見し、黄道光の空間構造に関して様々な分布モデルが提唱された（Kelsall
et al. (1998), Wright (1998) など）。
「あかり」の遠赤外線全天マップでも、短波長側の 2 バンド（65, 90 µm）で 数 MJy/sr レベ
ルの小惑星ダストバンドと circumsolar ring の構造がはっきりと受かっており、特に黄道面と黄緯±10 度の 2 つのバンド構造も確認できた。しかし、DIRBE の観測データに基づく黄道光モデル
では、「あかり」で見られる小惑星ダストバンドの構造はその黄緯・輝度ともに再現できない。その原因としては「あかり」と COBE/DIRBE の観測手法や約 15 年という観測時期の違い、あるいは観測波長の違いなどが考えられる。また、既存の DIRBE モデルは、当時の計算機能力の限界もあり、DIRBE の膨大な全天データをモデル構築に十分に使いきれていないことも大きな理由として考えられる。本講演では、「あかり」の全天マップの詳細と今後の「あかり」黄道光モデル構
築についても紹介する。

3JUICE-JAPAN WG 木星氷衛星探査計画 ― JUICEGALA レーザ高度計 ―○並木則行 1，小林正規 2，木村淳 3，野田寛大 1，荒木博志 1，鹿島伸悟 4，宇都宮真 5，
Hussmann Hauke6，Lingenauber Kay6，Oberst Jurgen6
1

国立天文台・RISE 月惑星探査検討室，2 千葉工業大学・惑星探査研究センター，3 東京工業
大学・地球生命研究所，4 国立天文台，5 宇宙航空研究開発機構，6DLR Institute ofPlanetary Research

木星系の大氷衛星であるガニメデでは，氷に覆われた表層の下に地下海が存在すると推定されている．木星系探査計画 JUICE ではこの存否を確認することを目指す．レーザ高度計はレーザ光の往復飛行時間を測定することによって，木星からの潮汐力により生じる固体潮汐の振幅（地形の時間変化）の大きさを測り，地下海の存否を確定できる．GALA はドイツ，スイス，日本の国際共同チームにより開発され，日本チームは反射光受信部（受信光学系および検出器）を担当する．数多の課題とともに進捗している GALA の開発状況を報告する．

3JUICE ᦚ㍕ከࣂࣥࢻศග࣓࢝ࣛࠕJANUS࣑ࠖࢵࢩࣙࣥࠐ᫓ᒣ ⣧୍㸦Ᏹᐂ⯟✵◊✲㛤Ⓨᶵᵓ㸧ࠊ㧗ᶫ ᖾᘯࠊబ⸨ ග㍤㸦໭ᾏ㐨኱Ꮫ㸧

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760 nm, 889, nm, 940 nmࠊᗈᖏᇦ㸦60-150 nm㸧ࡢ 410 nm, 450 nm, 530 nm, 656 nm,
910 nm, 1000 nmࠊࡑࢀ࡟ࢡࣜ࢔ࣇ࢕ࣝࢱ࣮ࡀ᝿ᐃࡉࢀ࡚࠸ࡿࠋJANUS ࡣࠊ1) Geology ofGanymede, Callisto, and Europa, 2) Habitability and Water Worlds in the Solar
System, 3) Io Observations, 4) Jupiter’s Atmosphere and magnetosphere, 5) Sodium
around Io and Europa, 6) Jupiter’s Ring System, Regular and Irregular Satellites࡜ከᒱ࡟Ώࡿほ ᑐ㇟ࢆࠊࡑࡢゎീᗘ࡜⿕そ⋡ࡢ GALILEO ࠿ࡽࡢᛶ⬟ྥୖ࡟ࡼࡗ࡚ࠊࡼࡾヲ⣽࡟ㄪᰝࡍࡿࡇ࡜ࢆ௻ᅗࡋ࡚࠸ࡿࠋ
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イオンビームによる月面反射鏡の精密加工に関する研究○相原寛樹 1、青木悠登 1、水野裕一郎 1、瀧野日出雄 1、谷口淳 2、荒木博志 3、鹿島伸悟 4、宇都宮真 5、野田寛大 3、花田英夫 31

千葉工業大学、2 東京理科大学、3 国立天文台 RISE 月惑星探査検討室、
4
国立天文台 JASMINE 検討室、5 宇宙航空研究開発機構

1. はじめに
国立天文台を中心としてコーナーキューブ
ミラー(Corner Cube Mirror, CCM)を月面に設置し、月までの距離を正確に測定するという計画が進められている。CCM の反射面には 0.1 秒角の高い精度が必要である。このよ
うな CCM を実現するために、我々は CCMの加工プロセスを検討している。加工プロセ
図 1：CCM 加工プロセス
スの最終工程は反射面の精度を決定する重要なものであり、ここにイオンビーム加工を利用することを計画している。そこで本報でX ステージY ステージは、イオンビームによる CCM 反射面の精密Z
ステージ加工に関する研究の進捗状況を報告する。
θ ステージ
2. イオンビームによる反射鏡の精密加工
図 1 に、我々が提案している CCM の加工プ
ロセスを示す。同図に示すように、このプロセスでは、単結晶 Si ブロックを研削によってCCM 状に除去し、研磨による表面の平面化を行った後、イオンビーム加工により高精度化を行う。イオンビーム加工は、スパッタリングに基づいて除去を行うため、原子レベルの精密加工が可能である。また、コーナー部の高精度加工も期待できる。しかし、イオンビームで 3 面体を加工した例は見られない。そこで、まず 3
イオンビームイオンガン
面体を加工するための基礎データを収集し、これに基づいて、CCM の高精度加工を行う計画 図 2：イオンビーム加工装置(チャンバ内透視図)である。
3. イオンビーム加工装置
図 2 に、イオンビーム加工装置のチャンバ内の装置構成を示す。ここでは 2 面体にイオンビー
ムを照射している様子を模式的に示している。このようにして、イオンビームの入射角や照射距
離の違いによる加工量、加工形状の変化などの加工特性を調べる予定である。
本イオンビーム装置のワーク移動機構は、図 2 に示すように 4 軸ステージ(X,Z,Y,θ)から構成されている。X ステージ、Z ステージはコンピュータ数値制御で駆動可能であり、これにより加工面に対するイオンビームの滞留時間、滞留移動距離が設定可能である。θ ステージは手動ステージであり、試料へのイオンビーム入射角を任意の角度に変えることができる。Y ステージも手動ステージであり、照射距離を変えることができる。これらを用いて、高精度加工に必要な基礎データを得ることを計画している。なお現在、θ ステージ、Y ステージを製作中である。
4. おわりに
上記のように、現在、ワーク移動機構の製作を行っている。また、イオンビームのイオン電流の安定性の評価を進めている。このイオン電流の安定性は加工で高精度加工を行うために極めて重要である。これらが完了した後、3 面体加工のための基礎実験を実施する計画である。

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月面コーナーキューブミラーの製造及び高精度角度測定方法の検討○鹿島伸悟、荒木博志、野田寛大、花田英夫、宇都宮真*、安田進*
無印:国立天文台、*:JAXA【LLR計画】
次期SELENE計画の一環として、月面に口径20cmクラスの新たなコーナーキューブミラー(CCM)を設置することを考えている。これにより、地球・月間の距離をcmオーダーで精測し、その微妙な変動を高精度に解析することにより、月の内部構造やその起源を明らかにすることが目的である。
【光学応答解析】
CCMで最も問題となるのが、重力や環境温度の変化に伴う反射面の変形である。様々なケースで変形に伴う光学応答の劣化を計算し、どの程度の変形までが許容可能かを数値的に明らかにし、それを満たす素材の選定にまで結びつけた。その結果、現在は単結晶シリコンを第1候補と考えている。
【製造方法】
今回のCCMには、各面の直角度に対して、誤差0.1秒(1/36000度)が要求されるため、その製造は非常に困難を極める。製造方法としては、1)一体ものとして製造する、2)3面を別々に製造してを高精度に貼り合わせる、という2手法を並列に検討している。これらもそれぞれに一長一短があるが、今回は2)に関する技術の報告である。3面貼合せに関しては、オプティカルコンタクトしか方法がないことがほぼ明らかになったため、その強度、及びそれを更に強固にする方法を考案し、その実験確認に着手した。
【オプティカルコンタクト実験検討】
単結晶シリコンでは、単にオプティカルコンタクトしただけでは強度的に弱いため、高温にさらして強度を上げる必要があることがわかった。そのため、下記の実験を実施する。
①単結晶シリコン板を100/400/600/800/1000℃で1時間加熱し、加熱前後で面変形や面荒れがないかどうかを確認する②常温でオプティカルコンタクトしたサンプルをいくつか製造し、これを上記と同じ温度条件で加熱し、加熱前後の密着強度を破壊試験で確認する③ほぼ実際に近い形状のものを製造し、上記と同じ温度条件で加熱する。その前後で2面の直角度の変化を測定する。測定には干渉計とレーザコリメータを使う予定であるが、精度0.1秒を如何にして測定するかが重要課題である。

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イプシロンロケットを用いた月探査の課題○村上英記 1，小林直樹，白石浩章，田中智，早川雅彦，後藤健 2，石原吉明 3，山田竜平 4，川村太一 5，月内部構造探査 WG
1

高知大，2 宇宙研，3JSPEC，4 国立天文台，5IPGP

今回，我々はペネトレータ（以下 PNT）１機を月の高地に投下し，隕石衝突による月震を観測することで月の高地の地殻厚を評価することを目的としたミッションを立案した．その際に直面した課題の中には今後イプシロンロケットを用いた科学ミッションを立案する上で共通の課題となるものもあると考えられるので，立案プロセスを含めて紹介する．2007 年
LUNAR-A 計画の中止後，ロシアの月着陸探査機に 4 機の PNT を搭載し内部構造探査をするた
めに月内部構造探査 WG を ISAS 理学委員会に提案・設立した．しかし，2008 年の PNT 貫入
試験で発生した不具合対策に時間を要したため LUNA-GLOB 計画への参加は見合わせた．その後，PNT 技術の完成を優先させ 2010 年に完成を確認し，LUNA-GLOB 以降の計画に再提案する
機会を検討していた．そうした折，2013 年度イプシロン搭載宇宙科学ミッションの公募があり，たとえ１機でも PNT の end-to-end の実証試験を行い，その有効性を示すことが次の国際共同ミッションの萌芽には大変有効であると考え応募にいたった．イプシロン搭載宇宙科学ミッションは今後 20 年を見据えた宇宙科学のロードマップの柱の一つである公募型小型計画（100-150 億円規模）に位置付けられる．特に惑星探査に関しては「今後 10 年を小型ミッションで工学課題の克服・技術獲得をし，10 年以降の大型ミッションによる本格探査に備える」と位置付けられている．そうした状況の中，小型科学衛星 3 号機への提案母体（ISAS 理・工学委員会の WG）を持ち，既にミッション部に関しては搭載機レベルにある
PNT 搭載提案は，固体惑星探査の推進に当り WG を超えた戦略的な位置づけを持つものであった．実証目的の PNT１機の試験であっても高い理学的な成果が要求され，その目標・成功基準の設定や現状のロケット性能と予算枠での開発は多くの困難が予測された．およそ半年の検討の末，将来の発展・応用性が高いと考えた３軸姿勢制御衛星の採用は見送り，成立解としてスピン衛星，大胆な新規バス（SLIM バス技術）の導入が必要であった．新規技術は開発要素の増加，開発のコストや時間のかかるリスクが高い．開発の低コスト化は小型ミッション全般の大きな課題である．一方，理学検討においては惑星探査コンソーシアムのミッション検討機能の実証プラットホームとして，今回の提案を題材に検討を進めた．小型ミッションといえど 100 億円規模でありコミュニティの総意を求められる時代，WG 外の研究者を巻き込み科学目的を先鋭化することは意義深い．今回の提案がその検討機能の練習台として役に立ったことは幸いである．本講演ではこうしたイプシロンロケットによる小型科学衛星ミッションを立案する過程にて直面した問題点や今後解決すべき課題について紹介する．

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K-Ar 年代測定のための、真空紫外 LIBS を用い
た Ar イオン輝線検出実験○芝崎和夫 1, 奥村裕 1, 長勇一郎 1, 亀田真吾 1, 三部賢治 2, 三浦弥生 2, 杉田精司 21

立教大学, 2 東京大学

背景：惑星表面の形成年代を知ることは、惑星科学において重要である。近年ではサンプルリターンを行わずにその場で年代測定をする方法が模索されている。これまでに地球外で行われたその場年代測定は、NASA のローバ Curiosity が火星で行った 1 例のみである。
Curiosity は K をα粒子 X 線分光計(APXS)、Ar を四重極質量分析計(QMS)で測定し、KAr 年代測定を行った。これらの装置は大型であり、運用には大型のローバが不可欠である。
そこで、本研究では LIBS(Laser Induced Breakdown Spectroscopy:レーザー誘起絶縁破壊
分光装置)を用いたその場 K-Ar 年代測定法を検討している。本手法が実現すれば LIBS の
みで K と Ar を測定することにより装置の小型化が期待できる上、遠隔性があり、迅速な測定が可能になる。
目的：これまで LIBS を用いた岩石中の Ar の検出例はない。そこで本研究では、LIBS に
よる Ar 検出の可能性を検証するための実験を行った。
Ar 輝線強度計算と実験：本研究では、真空紫外域に存在する Ar 輝線を検出対象とした。
実験開始当初はレーザー生成プラズマの温度を 1 eV 程度と想定しており、このとき最も輝線強度が高くなると予想された中性原子が発する輝線が 104.82 nm と 106.66 nm に存在するからである。しかしながら、純粋な Si を試料として予備実験を行ったところ、レーザー
生成プラズマの電子温度、電子密度が当初の予想よりも高いことがわかった。これらの値を考慮し Saha の式を用いて輝線強度を再度計算したところ、真空紫外域から赤外域のなかで83.5 nm にある Ar4+の輝線の強度が最も高いことが示唆された。
よって本実験では 83.5 nmに存在する輝線の検出を目標とした。岩石に対して Ar 輝線を検出した前例がないため、本研究では AIST の玄武岩標準試料 JB-1a と、この標準試料に Ar を加えた試料(Ar 含有量
0.1 cc/g)を使い、2 つの試料の発光スペクトルを比較した。レーザーには Nd:YAG レーザー
(波長 1064 nm, パルス幅 5-7 ns, パルスエネルギー50 mJ)を用いた。レーザー照射によって生成されたプラズマは凹面回折格子で分光される。検出器には蛍光面付 MCP を使用し、蛍光面に映ったスペクトル像を CCD カメラで撮像してスペクトルを得た。試料、凹面回折格子、蛍光面付 MCP を真空チャンバー内にセットし真空度が10Pa 台になった時点で実験を行った。検出にあたり S/N を向上させるために 50 個のスペクトルを積算した。予備的な結果では、Ar 輝線を検出するには至ってないが、本発表では Ar 周辺に出現する他の輝線の評価を含めて Ar の検出可能性を議論する。

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固体天体の内部構造探査に向けた岩石の比誘電率の計測○小熊みどり 1、新原隆史 1、宮本英昭 1
1

東京大学総合研究博物館

火星の表層はレゴリスによって岩石や地層が覆い隠されているため、レゴリス下の地下構造を調査するには、地中レーダー等による探査が必要である。これまでに周回機搭載のサウンダー（MARSIS、SHARAD）を用いることで深部の構造を探査している。今後の火星探査ミッションでは着陸機搭載型の地中レーダーによる地下浅部探査が計画されている。これらの探査手法は電磁波の反射を利用しており、地下の物質境界面での電磁波の反射時間から深度情報を得るためには、媒質となる岩石の比誘電率が必要となる。しかし岩石の比誘電率は空隙率や密度、含水率、組成、
測定周波数等によって大きく変化することが報告されている[e.g., Campbell and Ulrichs, 1969 1]。
これらの変化要因を考慮した比誘電率の計測は複数の研究者により行われているが[e.g., Ulaby etal., 1990 2]、計測条件や比誘電率の値が一定でなく、基準となる値はほとんどない。そのためレーダーにより得られた地下構造に正確な深度を与えることが困難な状況にある。さらに、複素比誘電率の虚部については定量的な検証が十分に行われていない。本研究では、比誘電率の計測要件（再現性のある計測法・試料の調整法）を確立した上で、岩石の比誘電率を測定し、データベースの構築を目指す。
本研究では、少量の試料で計測が可能で低周波数での計測に適した同軸プローブ（Agilent
85070E 誘電体プローブ・キット）を用いて地下浅部探査に用いられる周波数帯 0.1 - 1 GHz の比
誘電率計測を行う。松本[2014] 3 は、岩石の不均質性の影響を排除するために粉体にして計測することが有効であるとしたが、定量的な議論は行われていない。そこで、試料の粒径が誘電率測定に与える影響の定量的に評価を行うことを目標とした。Milli-Q 水（18.2  MΩ･cm）と空気を用いて同軸プローブのキャリブレーションおよび確度を保証した。以下の試料を計測し、比誘電率と粒径の関係を評価した。
・アクリルキューブ：同軸プローブの安定性の確認
・ガラスビーズ（粒度の異なる 5 種類）：粒径による違いを確認
同軸プローブ法では同じ試料でもプローブを当てる位置や接触状況で値が変化することがあるが、1 GHz において 8 回以上の計測を行ったところ、アクリルで 1 σ=1.8%、ガラスビーズで 5.7%
以下のばらつきで測定値を得た。このことは同軸プローブを用いた計測で、均質な試料の場合、複数回計測しても 5%程度のばらつきで比誘電率計測が可能であることを示す。
粒径分布がほぼ一様なガラスビーズの測定では、粒径が小さい試料ほど比誘電率が大きくなるという結果が得られた（図 1）。ガラスビーズの組成・空隙率（～40%）はどのガラスビーズ試料においても一定であるため、今回得られた比誘電率の変化は粒径による影響だと考える。今後
は結晶や岩石において測定を行う。
参考文献：[1] M.J.Campbell and J.Ulrichs, ”Electrical
Properties of Rocks and Their Significance for Lunar Radar Observations”, Journal of Geophysical Research,
Vol.74, No.25,pp.5867-5881,1969.11. [2] F.T.Ulaby etal., ”Microwave Dielectric Properties of Dry Rocks”, IEEE
transactions on geoscience and remote sensing,Vol.28,No.3,pp.325-336,1990.5. [3] 松本岳大,”不均質性を考慮した岩石の誘電率測定法の開発”,平成 26 年
度修士論文.

図 1 ガラスビーズの粒径別計測結果

日本惑星科学会

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