日本惑星科学会誌 遊・星・人
第30巻 第4号
目 次
巻頭言 田中 秀和

135「2020年度最優秀研究者賞受賞記念論文」
低質量星まわりの太陽系外惑星探査
平野 照幸

136

最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造:
スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆
森 昇志

148

67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の2年間：彗星探査ミッション・ロゼッタ
小林 正規，クリューガ ハラルド

158

火の鳥「はやぶさ」未来編 その25 〜はやぶさ２拡張ミッション〜嶌生 有理，はやぶさ２拡張ミッションチーム

169

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

173

惑星ラボからこんにちは！ その5〜茨城大学 宇宙地球化学研究室・電波天文観測研究室〜
藤谷 渉，橋爪 光，百瀬 宗武

178

日本地球惑星科学連合2021年大会 学生優秀発表賞 受賞者紹介

180

JSPS Information

182

表紙デザイン：BROOK S

134

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

Contents
Preface

H. Tanaka135

T. Hirano

136

Search for extrasolar planets around low-mass stars

Temperature structure of a new protoplanetary disk model based on the latest
magnetohydrodynamic ﬁndings:
snowline migration and its implications for terrestrial planet formation
S. Mori

148

M. Kobayashi, H. Krüger

158

Yuri Shimaki, Hayabusa2 Extended Mission Team169

Two years at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko:
The comet mission Rosetta

Phoenix Hayabusa : A tale of the future (25)
- Hayabusa2 extended mission -Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (48)
- FUJIN balloon borne telescope for optical observation of planets M. Imai, M. Taguchi

173

W. Fujiya, K. Hashizume, M. Momose

178

Hello from planetary labs! (5)- College of Science, Ibaraki University -Winners of JpGU 2021 outstanding student presentation award

180

JSPS Information

182

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巻頭言

135

巻頭言
「 惑星科学の境界」
２，３年前に東北大学で天文学専攻長を務めた．その間に大学事務より質問のメールがきた．
「東北大学の天文学専攻と地球物理学専攻の研究の境界はどこでしょうか？受験生から質問がきていますので」とのこと．惑星科学はその境界領域にあたるが，そこのどこが境界なのかを知りたいのだそうだ．
「惑星科学はオーバーラップした部分であり，両専攻や地学専攻の先生や研究者が協力して研究しているから，どこが境界かなんて決められません」と回答したが，そこをどうにか決められないでしょうかとお願いされた．仕方がないので地球物理学専攻長と話し合って，そのときは「探査機が到達するところまでは地球物理学，それより遠くの望遠鏡で観測する領域は天文学」という回答をした．そのとき地球物理学専攻と地学専攻との境界をどうしたのかは知らない．どこの専攻の間に対しても同じような質問がなされているのだろうか．
惑星科学とは何かを決めようとすると，この境界の問題がついてくる．
「惑星や小天体（と周辺物）の探査・観測，およびそれら測定事実に基づいた惑星・小天体（と周辺物）の起源・進化の研究」が惑星科学の研究の中核なのだろうけれど，具体的にどこまでが惑星科学の範囲かと聞かれると困る．惑星科学の発展には，天文学のみならず物質科学，(生) 化学，工学などの幅広い分
野の研究者が垣根なく協力し議論することが必要で，固定した境界はむしろ邪魔じゃないかと思える．新たな発見や進展，困難が生じると，もっと広い分野の研究者の人々の知識や助けが必要になり，惑星科学の境界は自ずと広がっていく．私が見てきたなかでは，それこそが惑星科学分
野の発展の形であり，ワクワクする瞬間であると思う．一方，現実における日々の運営上の様々な局面で，惑星科学とは何もので，どこまでが惑星科学なのかを決める必要性がしばしば生じている．話は逸れるが，惑星学会をパラレルセッションで行うとなれば，その中の細かい境界を決めることも必要になる．
惑星科学とは何か，垣根はどこなのかなどには構わずにフラフラと自由に探究し続けるのが，惑
星科学会の遊星人には相応しく理想形であろう．惑星科学会にはそんな人がいて欲しい．
田中 秀和（東北大学大学院理学研究科天文学専攻）

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136

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

2020年度最優秀研究者賞受賞記念論文

低質量星まわりの太陽系外惑星探査
平野 照幸12021年9月21日受領，査読を経て2021年10月11日受理（要旨）天の川銀河に最も多く存在する低質量星は太陽型星に比べて系外惑星の探査が遅れており，特に有効温度が 3500Kを下回る中期−晩期M 型矮星はそのまわりの惑星の分布や特徴について不明な点が多い．本稿では，ハビタブルゾーン付近に存在する小型惑星の探査に有利なこれら低質量星に焦点を当て，最近の系外惑星探査の現状を報告する．前半部は，近年の衛星観測（特にK 2）によるトランジット
サーベイと自ら展開した地上望遠鏡を用いた追観測について紹介し，これら観測によって明らかになった
低質量星まわりのトランジット惑星の特徴を概観する．後半では，晩期M 型矮星を対象とした惑星探査のための近赤外 視線速度法の開拓について詳述し，最近すばる望遠鏡に搭載された近赤外分光器I R D
を用いたM 型矮星まわりの惑星の観測成果を述べる．

1. はじめに型恒星のまわりには比較的短周期（< 100日）の地球
よりも少し大きいサイズの惑星（海王星サイズの惑星

太陽系外惑星（以下，系外惑星）の存在が確認されの加えて「スーパーアース」と呼ばれる半径が地球の2てすでに25 年以上が経過し，我々の持つ「惑星系」

倍以下程度の惑星）が最も頻繁に存在することが明の概念はこの間に劇的に変化した．最初に見つかっらかになった．スーパーアースのような惑星は太陽系た太陽型星まわりの系外 惑星である「ペガスス座51には存在せず，逆に太陽系のように木星サイズの巨番星b」は公転周期4日あまりの巨大ガス惑星（ホット

大惑星を外側に持つような系外惑星系もそれほど多ジュピター）であったが [ 1]，これは「系外惑星系」とくないことも明らかになっている[2]．すなわち，太陽

して太陽系のような姿を想像していた人たちにとっ系は系外 惑星系も含めた一般の「惑星系」という観て異形とも呼 べるものであった．その 後 観 測が 進

点ではむしろマイノリティに属する系と言える．

み，ペガスス座51番星bのようなホットジュピターをではすでに4, 500 個以上見つかっている系外惑星持つ惑星系は観測バイアスを補正するとそれほど多をもって，「惑星系の全体像 」の理解が進んだかと問

くはないことが明らかになったが（ 太陽型恒星の1%

われるとそうとも言い切れない．まず，系外 惑星の未満），2000 年代の視線速度法（惑星の重力による発見には観測バイアスがつきものであるが，近年発恒星のふらつきをスペクトル線のドップラー偏移とし見件数としてほぼ 9 割を占めている視線 速度法，トてとらえる手法）によるサーベイ観測や2009 年以降

ランジット法はいずれも短周期かつ（質量もしくは半の宇宙望遠鏡を用いたトランジット法（恒星の前を惑

径が）大きい惑星に対して感度が高いため，周期十星が通 過して恒 星が減 光する現 象から惑星を検出

年以 上の長周期の惑星やサイズが地球 以下の惑星する手法）を用いた探査によって，銀河系内の太陽については正確な分布や存在頻度がよく分かってい1.自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター
hd17156b@gmail.com

ない．また，惑星が発見される中心星の特徴についても偏りがあり，これまでに見つかった惑星の約 9 割

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野137

図1： これまで報告されている全トランジット惑星（左）とM型星まわりのトランジット惑星（右）の周期と半径の分布．右のパネルでは，2015
年 以前に知られていた約50 個 のトランジット惑 星を青点で 示してある．もとのデータは，NASA Exoplanet Archive（ https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu）
から取得．

は太陽に似た星（スペクトル型でF, G , K 型の恒星）

ため，M 型矮星まわりの惑星は同じ軌道長半径でものまわりで見つかっている．これは，太陽型恒星が平衡温度が低くなる．そのため，例えば地球上にあ

一般に可視光で明るく，スペクトルも吸収 線を豊富るような生命にとって必要不可欠な液体の水が存在に持つことからトランジット法・視線速度法による探する軌道領域（ハビタブルゾーン）は中心星にずっと査が比較的容易であったことに起因する．一方，我々近い場所になり，公転周期も短くなる．上述したようの銀河系内にはM 型矮星と呼ばれる低温度・低質量に，トランジット法，視線速度法による系外惑星探（一般に質量は太陽の60% 以下）の恒星が最も多く

査では短周期の惑星ほど検出が容易なため，例えば

1（60% 以上）存在する事が知られている ．図1 にトラ

ハビタブルゾーン内の惑星に照準を当てて惑星探査

ンジット法で見つかった惑星の公転周期と半径の関を実施しようとすると必然的にM 型矮星は有望な観係をプロットしてある．左のパネルが全ての恒星のま測対象となる．

わりの分布図，右のパネルが M 型矮星まわりの惑星

筆者はこうした研究背景のもと，過去 5 年あまりに限定した場合のトランジット惑星の分布である．こ「低質量星（M 型矮星）まわりの系外惑星の発見と特のように，太陽型恒星のまわりの惑星についてはあ

徴付け」を推進してきた．本稿ではその取り組みの中る程度詳細な構造が明らかになっている一方で，Mでも，( 1) M 型矮星まわりのトランジット惑星探 査，型矮星まわりの惑星については主に可視光で暗いこ( 2) I R D の開発と近 赤外 線視 線 速度 測定による系とから系外惑星探査が遅れている．

外惑星探査，という2 つのテーマを取り上げ，低質量M 型矮星まわりの系外惑星探査は，単にこれまであまり良くわかっていなかった低温 度・低質量の恒星まわりの探査の現状を紹介する．本稿で扱う低質量星の分類と性質は表 1 にまとめてある．

星のまわりでの惑星形成や進化を明らかにするのみ
ならず，宇宙生物学的な観点でも重要になる．低温度かつ半径の小さいM 型矮星は，全表面から放射されるエネルギーが太陽型恒星よりも桁違いに小さい1

なお，より大質量の恒星が時間進化して低温化した結果M型矮星と同程度の有効温度（3000−4000K）を持つ場合があるが，それらの恒星はM 型巨星と呼んで区別される．本 稿で扱う
「M 型星」
は全て太陽よりも小さいM型矮星である．

表1： M型矮星の分類．スペクトル型のサブタイプと有効温度，質M ⊙ は太陽質量を量の関係は[3] に基づくおおよその範囲．
表す．なおM型矮星の半径は，大雑把に質量に比例する事が知られている．

138

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

2. M型矮星まわりのトランジット
惑星探査

転機が 訪れたのは2013 年のことで，この年にケ
プラー望遠鏡は姿勢制御装置の故障によってプライ
ムミッションを中断した．その後 NA S Aの技術者がM 型矮星まわりの惑星の中でも，トランジット惑

中心となって，残った姿勢制御装置と観測機器の活星は特に重要な観測ターゲットである．というのも，用が 検 討され，2014 年に太陽からの輻射圧によるM 型矮星は一般に半径の小さいため， 同じサイズの望遠鏡の不安定化をうまく制御することで黄道面に惑 星であっても恒 星の前を惑 星が通 過した際に減沿った観測領域を順次モニター観測する第二次ミッ光率が大きくなり（=トランジットがより深く）なり，相ション「K 2」としてトランジット惑星探査が再開され対的に大きな観測シグナルが生み出されるためであた．ケプラー望 遠 鏡によるプライムミッションでは，る．例えば，太陽の前を地球（半径比109 : 1）が通過

はくちょう座方向の同じ領域が 4 年間継続的に観測する様子を仮に太陽系外から観測したとすると，減されたが，K 2では太陽光が鏡に入射するのを避け

光率（=トランジットの深さ）は0. 01% 以下となる．一るために約3ヶ月に一度観測領域を切り替えるという方，半径が太陽の 0. 2倍の中期M 型星の前を地球と戦略が取られ，新たな観測領域が順次探査された．

同じ半 径の惑星が通過すると，トランジットの深さ

K 2は2014 年から2018 年9月に最終的に燃料が枯渇

は約0. 2%となり，太陽型星の場合の25倍ものシグナ

するまで，4 年半に渡り黄道面に沿った計 20 領域をルが観測される．そのためM 型矮星は小型惑星を発観測した（ただし一部の観測領域はお互いに重複し見する上でも有利になり，晩期M 型星（=質量・半径ており，同じ星を複数の期間観測していたものがあが小さい）ほどその傾向は顕著である．さらに，トラる）．

ンジット惑星に対しては，後述するように惑星大気のK 2では新たな探 査 領域がサーベイされたため，「光学的厚み」の波長依存性を利用することで，トラ

プライムミッションに比べて測光データが取得された

ンジット中の分光観測により惑星大気の組成，状態「明るい」恒星（例えば V等級で13 以下）の数は飛躍を調査することが可能である（透過光分光法）．M 型

的に増加した．ただし，K 2はもともと想定されてい矮星まわりのトランジット惑星ではトランジットが深なかったミッションであったため，当初画像データのいことに比例して光学的厚みの波長による違いも大みが公開され，精密な光度曲線の作成やトランジッ

きくなるため，透過光分光法による（小型）惑星大気

ト惑星候 補の検出は世界中のコミュニティに任されの探査においても極めて有利になる．

ることとなった．そこで筆者は，大学院時代から交

2.1

K 2 ミッションとKESPRINTコンソー
シアムによる探査流のあった数名の研究者らと協力して，K 2で見つかM 型矮星を対 象としたトランジット惑星探 査はこのように良いことずくめに聞こえるが，筆者が本格的にM 型矮星まわりのトランジット惑星観測を開始した2014 年当時はM 型矮星まわりに見つかっていたト
ランジット惑 星の数はわずか 40−50 個程 度であった．これは，一般にM 型矮星が可視光で暗く，2000
年代に展開されていた地 上トランジットサーベイでは M 型矮星を主要な観測ターゲットとしていなかったことによるところが大きい．その当時見つかっていたM 型矮星まわりのトランジット惑星のほとんどは，ケプラー宇宙望遠鏡による最初の4 年間の「プライムミッション」で検出された惑星で，非常に暗いM 型矮星のまわりで見つかったものが多かった．

図2： すばる望遠鏡可視光高分散分光器HDSで取得されたM型矮星のスペクトルとM型矮星の理論スペクトルの相互相関関数．相互相関関数は天体スペクトルの平均的なスペクト
ル線形状を反映する．EPIC 220187552 は2つのスペクトル線があることから分光連星であることがわかる．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野

139

るトランジット惑星候 補の追観測を目的とした国際か確認するのに用いられる．もし近くに別の星が 確

チームを立ち上げ，K 2データの解析と地上望遠鏡を認された場合，その星が食 連星だったときにK 2 観

用いた惑星候 補の発見確認を行う共同研究体制を測で観測された食の深さを説明できるかどうかを検作った．2016年以降は欧州主導の同様のK 2 追観測

討する．一方，高分 散分 光観測は，視 線 速度測定

チームと合流し，K E S PR I N Tと呼ばれる名称のコに用いられるほか，単一のスペクトルからでも多くのンソーシアムとなった．

情報を取り出すことができる．例えば，観測されたス

一般にトランジット惑星探査では，
1. 恒星の測光モニター観測による惑星候補の検出，ペクトルに対して同じスペクトル型の理論スペクトルと相互相関を計 算することで，恒 星スペクトル線の「平均的な形」を取り出すことができる．図2 に，例

2. 高分解能撮像・分光観測・トランジット測光追観測として筆者らが 惑 星候 補を持 つと同定した M 型 矮等による惑星候 補の偽検出の検 証と中心星の特星の高分 解能スペクトルから取り出された相互相関

徴付け，関数を示す．相互相関関数は観測された全 波 長 域の 平均的なスペクトル 線の 形 状を反 映する．E PIC

3. 視線速度観測等による独立な確認，

220621087 の相互相関関数は単一の吸収線形状が見られるのに対し，E PIC 220187552 はスペクトルという3つのステップを経て正式にトランジット惑星

中に二つの吸収線が混在している事がわかる．筆者として認定される．K E S PR I N T ではこれらの作業はこうした惑星候補を持つ天体の追観測と各天体ごを各専門家が分担して実施し，K 2で得られたデーとの詳細な偽検出シナリオの検討によって，これまタの解析から独自の「惑星候補」のカタログを作成しでK 2で観測された恒星のまわりで100 個以上のトラ

た．惑星候補の中には，一定の割合で偽検出（fa lse

ンジット惑星の発見確認に貢献している．

po sit ive）が含まれており，主なものでは(a) 食連星を含む多重連 星 系（3 重連 星の中の2 つの星が食 連

2. 2M型矮星まわりの惑星の性質星となっている「階層食連星 」( H E B) が最も多い），

K E S PR I N TコンソーシアムによるK 2天 体 の 観( b) 測光のアパーチャー内に対象天体（最も明るい）測の中でも，筆者は特にM 型矮星まわりの惑星候補とは別の食連星である背景星が紛れ込んでいるケーに注目して，上記追観測を主導した．上述したようス( BE B)，(c) 非常に浅い食（≲ 1−2%）を起こすに，M 型矮星まわりのトランジット惑星の数は2014

食連星( E B)，が代表的なトランジット惑星の偽検出−2015 年当時非常に限られており，一般的な性質もである．ケプラー/ K 2の測光は，一般に各天体で20よく分かっていなかったため，多くのM 型矮星が観×20 平方秒を超える測光アパーチャーを採用するた測されたK 2をきっかけにM 型矮星まわりトランジッ

め，対象天体以外に近くの別の暗い星の光が紛れ込

ト惑星探査に取り組んだ．筆者が主導した追観測でんでしまうことがしばしば起こる．それがたまたま食確認された惑星の中には，当時数例しか見つかって連星だったりすると上記(a)，( b) のような偽検出についなかった中期M 型星まわりのミニネプチューンK 2-

ながってしまうため，各天体ごとにこうしたシナリオ

28b（ 公転周期2. 3日）[4]，早期M 型星まわりのハビを排除する丁寧な追観測が必要となる．

タブルゾーン付近に存在するスーパーアースK 2-155d

筆者は K 2追観測チームの中で上記ステップのう（公転周期40.7日）[5] などが含まれている．なおK 2-

ち2. と3. の部分に主に焦点を当て，惑星候補を持155系は複数惑星系で，K 2-155d を含めて少なくとつ恒 星に対してすばる望遠鏡，岡山188cm 望遠鏡

も3 個のトランジット惑星が同じ星を公転している事等を用いた追観測を実 施した．トランジット惑星候がわかっている．

補が偽検出かどうかの検 証には，高分 解能撮像と2018年頃になるとK E S PR I N Tの活動を含むトラ

高分散分光観測が特に有効である．前者は，惑星候

ンジット惑星探 査によりM 型矮星まわりで確認され補を持つターゲット天体の近く（一般に5 秒 角以内）た惑星が増えたことで，その統計的な性質を議論すにターゲットに付随する伴星や背景星がないかどうることも可能になった．特に筆者らは，M 型矮星まわ140

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図3： 半径ごとのトランジット惑星の存在頻度（主に太陽型恒星まわりのトランジット惑星の分布；[7] の図を改変）．

図4： M 型 矮 星まわりのトランジット惑 星の半 径 のヒストグラム（2018年当時；[6] の図を改変）．

りの惑星の半 径について以下のような特徴を明らかるK 2の追観測では，M 型矮星まわりの惑星候補のにした．

発見確認を実施する中で分光観測による中心星パラメータの推定も行っており，得られる情報の中には1. 半径ギャップの確認

金属量も含まれている．そこで，筆者らは発見した惑

ケプラー望 遠 鏡によるプライムミッションによっ星を含めたM 型星の金属量とそのまわりで見つかって，トランジット惑 星の半 径分布（半 径ごとの存 在ているトランジット惑星の半 径の関係を調査したと頻度）は地球半径の1. 5−2. 0 倍のところに谷（「半径ころ，早期M 型星（有効温度が3500−4000KのM 型ギャップ」とも呼ばれる）が存在することが報告され矮星）ではあまり有意な相関は見なかったが ，中期 -ている（図3; [ 7] ）．このギャップの存在は，中心星近晩期M 型星（有効温度が 3500K 以下のM 型矮星）にくの原始惑星が大気を獲得後に何らかのポストプロ

ついては中心星金属量と各系で見つかっている最大セス（中心星放射による光蒸発や惑星内部熱によるのトランジット惑星の半径に図 5のような相関が見ら

剥ぎ取りが有力）によって形成された可能性が高いれた．

2とされているが [8, 9]，半径ギャップ自体は太陽型恒上記1. や2. は，いずれもM 型矮星まわりの惑星

星まわりの惑星でのみ確認されていたため中心星型の形成進化を理解する上で貴重な情報となる．例え

依存性などは不明であった．筆者らは，K 2で確認さば，M 型矮星は同じ軌道長半 径の惑星でも太陽型れた惑 星を加えて M 型 矮星まわりのトランジット惑

星に比べて中心星から受け取るフラックスはずっと星について同様に調査したところ，図 4のように太陽弱い反面，全波長での（ボロメトリックな）フラックス型星まわりの惑星と同様に半 径ギャップと思われるに対してX 線や紫外線（X U V）として照射されるエ

惑星頻度の欠乏が見られた．

ネルギーは相対的に大きいことが知られている．半径ギャップが M 型矮星でも存在するという事実は，

2. M 型矮星の金属量と惑星半径の相関

半 径ギャップの 形 成にボロメトリックなフラックス

中心星大気の金属量（ここでは鉄元素の多寡）は，

よりもむしろ惑星大気の光蒸発により強く関係する

惑星が形成される原始惑星系円盤内の固体物質のX U Vによる寄与が大きい可能性を示唆している．ま

量と相関があるとされ，以前から巨大惑星の存在頻

た，M 型矮星のまわりでは惑星形成時に存在した原度との強い相関があることが知られていた[ 10]．スー

始惑星 系円盤の質量も太 陽型 星まわりの円盤に比パーアースなどの比較的小型の惑星についても，中べて小さい事が知られているが，太陽型星まわりの心星金属量と惑星存在頻度との相関が度々議論され惑星ではそれほど顕著に見られていない惑星サイズているが，文献やサンプルによって解釈は異なって

2

おりはっきりした結論は得られていない．筆者らによ

ただし3地球半径を超える惑星は全て太陽を超える金属量を持
つM型矮星のまわりでのみ見られた．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野141

星の存在頻度や特 徴について過去10 年間で多くの事実を明らかにしたが，一方でこれらの衛星トラン
ジットサーベイはM 型矮星まわりの惑星探査について以下のような短 所がある．まず，一般に望遠鏡口
径が小さく，観測は主に可視光ブロードバンドで行われるため発見できる惑星は中期M 型星（〜M 5）までで晩 期 M 型 星まわりの惑 星検出感度は低い．次に，トランジットが起こる確率は恒星半 径と惑星の軌道長半径の比にほぼ比例するため，軌道長半径の大きくなる長周期の惑星の検出効率は低く
図5： 有効温度Teff < 3500K の中期- 晩期M型矮星の金属量とそのまわりのトランジット惑星の半径．横軸の[Fe/H]は恒星大気中の水素に対する鉄元素の多寡を表し，太陽と同じ数密度比を持つ場合が[Fe/H]=0として10を底とした対数で表される（すなわち鉄元素の数密度が太陽の10 倍の場合
は[Fe/H]=1.0）．複数のトランジット惑星が見つかっている系については，系内の最大の惑星の半径をプロットしてある（[6] の図を改変）．

なる．
（特に晩期）M 型矮星は恒星半径も小さいため
トランジット法による長 周期惑 星の 発見が 難しい．
さらに，K 2やT E S Sによるサーベイでは1観測領域あたりの観測期間が短いため（T E S S は1セクターあたり約1ヶ月間のみ），30日を超えるような長周期の惑星については著しく感度が悪化する．
したがって，特に晩期M 型矮星（M 5 〜）まわりの惑星探査を実施する上では口径の小さい衛星によると中心星金属量の相関が見られたことで，中期 - 晩

トランジット探 査よりも口径の大きい地上望遠鏡を期M 型矮星のまわりではスーパーアース以上の比較

用いた探査のほうが向いている場合が多く，実際に的サイズの大きい惑星の形成に鉄を始めとする固体

トランジット法では地上望遠鏡を用いた晩期M 型矮物質の多寡が極めて大きな役割を果たしているとい星のサーベイ観測によりこれまでで最も低温な恒星

う示唆が得られた．ただし，現時点ではこうした低まわりのトランジット惑星系であるT R A PPI S T-1系

質量 星まわりの惑 星の特 徴や相関について明確なが見つかっている[ 11, 12]．また，地上観測では大口

結論を得るには時期尚早という他ない．現在進行中

径望遠鏡による視線 速度測定による系外 惑星探 査

3のT E S S ミッションを始めとするM 型矮星まわりのも晩期M 型矮星まわりで惑星を発見する上で有望で惑星のさらなる発見と特徴付けによって，今後ケプある．視 線 速度法もトランジット法と同様に短 周期

ラー/ K 2ミッションで得られた知見の検証を行ってかつ質量の大きい惑星に対して検出感度が高いが，いく必要がある．

トランジット確率

3. IRDの開発と近赤外線視線速度測定による系外惑星探査
3.1のような著しい観測バ

イアスはないため，比較的長周期の惑星に対しても検出感度が高いとされる．惑星の軌道運動による恒星の視線速度変化の振幅

は晩期M型矮星まわりの惑星探査

ケプラープライムミッション，K 2，最近ではT E S Sと表される．ここで，は中心星質量，によるトランジット惑星探 査は M 型矮星まわりの惑

公転周期， は惑星と中心星の質量比3は軌道離心率である．すなわち，

は惑星，

は観測者の視線方向と軌道公転軸のなす角度，2018年にNASAが打ち上げたトランジット系外 惑星探 査専用の宇宙望遠鏡で，合計24°×96°の視野角をカバーする超高視野観測により明るい恒星まわりのトランジット惑星探査を実施している．最初の3年間の観測で，2021年10月の時点ですでに4511個の惑星候補を検出している．

はにほぼ比例するため，同じ質量と周期を持つ惑星であっても質量の小さいM 型 矮星の方が相対的に大きな観測シグナルが生み出される．1 節で述べたように，

142

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

波長を知ることが不可欠である．通常，高分散分光
観測（波長分 解能 50, 000以上）ではカメラの検出器
上でのスペクトルの1ピクセルがカバーする速度分散は1 k m s−1 程度であるため，上記1−2 m s−1 を達成するには1 ピクセルの「1000分の1」程度のスペクト
ル線の「ずれ」を検出する必要がある．ところが，通常の分 光器による観測では分 光器内の温度変化によって1 晩の観測中でも0.1−1 ピクセル程度のスペクトル位置のドリフトが起こる 4 ため，正確な視線速図6：ハワイ大学ヒロキャンパスの実験室で安定性試験を実施していた当時のIRD 分光器の写真．光学系は真空チェンバー（灰色の箱）の中に全て格納されている．

度の計 算には天体スペクトルの波長を同時に知る波長の「ものさし」が必要となる．
I R Dはチェンバー内で分 光 器の温 度を安定化さ

M 型 矮 星は低 温で半 径も小さいことでハビタブル

せてはいるものの，それだけでは1−2 m s−1 というゾーンやスノーラインが中心星近くに存在するため，

視 線 速度精度を達成させるには不十分であるため，

視線速度法による探査はこうした領域に存在する惑

天体の光と一緒に波長較正用のレーザー光源（レー星の頻度や特徴を探る上で大変有利となる．

ザー周波数コムと呼ばれる）を分光器内に入射させ

3. 2

IRD の概要

る．レーザー周波数コムは無数の輝線が周波数空間
で等間隔に並んだスペクトルを生成するため，これ

視 線 速度法による晩期M 型矮星まわりの系外 惑を天体の光と同時に分光器に入射させることで天体星探 査を行う上で，近赤外線での観測が 有効であ

観測時の波長のものさしとして機能させることがでる．これ は， 一 般に中 期 - 晩 期 M 型 矮 星は可 視 光

きる．厳密には，レーザー周波数コムのスペクトルので暗い一方，波長 800n mを超える近赤外線では明輝線を波長ごとに詳しく解析し，輝線の形や位置のるく，高精度視 線 速度測定に必要なS / N比を達成

変化を追跡することで天体スペクトルの吸収 線の変しやすいからである．日本では2012 年頃からM 型化のうち装置由来の成分を補正する．これにより分矮星を対 象とした近赤外 視 線 速度観測を実施する光器として理論上1 m s−1 以下の視線速度精度を達計画が 検 討され [ 13]，筆者も開発に参加した I R D

成する．

（I n f ra Red D oppler i nst r u ment）と呼ばれる近赤外高分散分光器が 2017年にすばる望遠鏡に搭載

3.3

近赤外視線速度測定の開拓された [ 14]．I R D は， 波 長 950n m から1730n m（Y;

上述したように，I R Dは広い波長域をカバーする

J; H バンド）の非常に広い波長域を一度でカバーす安定化された分光器とレーザー周波数コムにより原る近赤外分光器で，約 70, 000の高波長分 解能を達

理的には1 m s−1 という近赤外線でのかつてない視成 する．図 6に I R D 分 光 器 の写 真を示 す が，I R D

線速度精度を目指して製作されたが，実際に近赤外は世界 の 他の 視 線 速 度 測定専用分 光 器（例えば，線で視 線 速度を高精度に導出するには可視光でのE S O/ H A R P Sや CA H A 3. 5m /CA R M E N E S）と

視線速度測定にはないいくつかの課題をクリアする

同様に検出器を含む分 光 器 全体をチェンバーの中必要があった．この中には，赤外線検出器（I R Dはに入れて高い精度で分 光 器の温 度を制御すること

H AWA I I 2RGと呼ばれる検出器を採用）の特性がで，温度変化に起因するスペクトルの変化（ドリフト）

可視光分 光器に用いられる通常の C CDとは異なるを最小化し，高精度な視線速度測定を実現するとい点や天体と波長較 正用のファイバーのモーダルノイ

うコンセプトが採用されている．

ズが近赤外線では顕著なことなどが含まれるが，最一般に系外 惑星探 査に必要な高確度・高精度な視線速度測定（1−2 m s−1）を実現するには，可視光・近赤外線を問わず，得られたスペクトルの「正確な」大の問題は可視光での視線 速度測定では無視でき
4

主に温度変化による光学素子の形状の変化，分光器内の空気の屈折率の変化のために起こる．

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野

図7：IRD波長域における，ハワイ島マウナケア山頂での地球大
気透過スペクトル（LBLRTM[15] による理論モデル）の例．
上のパネルは大気水分量・観測エアマスが小さく，大気吸収が特に少ない場合の透過率で，下のパネルは標準的な観測条件における大気の透過率をプロットしてある．

ていた地球大気由来の水，酸素等のスペクトル線が大量に近赤外スペクトルでは入ってしまうことであった．

143

図8：順方向モデリングを用いたフィットによりGJ436のある観測
スペクトル
（青点）
から視線速度が導出される様子．各パネル
は，上から地球大気の透過光スペクトルT(A;λ)，地球大気
吸収を含まない恒星テンプレートスペクトルS(λ)，観測スペ
クトル（青点）と最適モデル（赤の実線），観測スペクトルと最適モデルの残差をそれぞれ表す．

図7 に，I R Dのカバーするスペクトル波長域での地球大気の透過光スペクトル（理論モデル）を示す．

ることで天体の視線速度を精密に導出する．すなわ

I R Dで視 線 速度を測定する波長域ほぼ全 域に渡っ

ち，観測されるスペクトルはて地球大気の吸収線が入っているため，観測される天体スペクトルから恒星の視線速度を測定するには
どの波長帯でもこの地球大気透過光スペクトルの影
響を考慮する必要がある．さらに，地球大気の透過
光スペクトルは観測天体の天体高度（エアマス）や観測時の大気中の水分量等によって常に変化するためとモデル化され，この中に含まれる天体の視線速度を導出する[ 16]．ここで，はスペクトルの連（上下のパネルはその違いの一例），画一的な透過率

続光成分を表す多項式で， は畳み込み積分を表すの補正ではなく各スペクトルごとに最 適化された補演算子である．

正をする必要がある．

で，観測された複数のスペクトルを使って天体由来のは天体スペクトルのテンプレート

筆者は，こうした分光器の温度不安定性によるススペクトル線と地球 大気吸収由来のスペクトル線を

ペクトルのドリフトと地球 大気吸収の影 響をそれぞ分離し，さらに分光器由来のスペクトル線の広がりをれ考慮した上で天体スペクトルから正確な視線速度

取り除くことで生成する．

を測定する方法論についていくつか検討した．レー

る地球大気透過光スペクトルで，大気の状態（エアマ

ザー周波数コムから導出したスペクトルの絶対ドリ

ス，水分 量）を表すパラメータAが含まれる（Aは天

フトを各スペクトルの小区間ごとに補正する手法など

体の視線速度

様々な手法を試したが，最終的に最も高い視線速度器由来のスペクトル線の広がり方を表す関数（点拡が精度が達成された「スペクトルの順方向モデリング」

り関数）で，同時に取得されるレーザー周波数コムのを採用することに決めた．この手法は，天体の（地球

スペクトルから求められる 5 ．図 8 に，I R Dで取得さ大気による吸収を受ける前の）本来のスペクトル（以れたスペクトルを順方向モデリングによりフィットす

下，テンプレートと呼ぶ）を観測スペクトルから再構築し，このテンプレートを用いて分 光 器で取得されるスペクトルを地球大気吸収等を含めてモデル化す

は理論モデルによと同時に最適化される）．I Pは分光

5レーザー周波数コムスペクトルに対して「最小二乗逆畳み込み」と呼ばれるアルゴリズムを適用することで各瞬間ごとの点拡がり関数が導出される．

144

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図10：軌道傾斜角λの定義．ロシター効果の観測により，星の自転軸と惑星公転軸が天球面上でなす角度を制限できる．

[18] から転載．

図9：IRDで取得されたM型 矮星GJ436の視 線速度変化（上のパネル）．惑星の位相は，トランジット中心時刻（観測者，惑
星，中心星がこの順に一直線に並ぶ時間）が0となるように定義される．下のパネルは，観測された視線速度の最適モデ
ル（赤線）
からの残差を表す．

る様子を示す．

3.4

IRDを用いたM型矮星周りの小型惑星の特徴付け

I R Dを用いた近赤外域での高精度視線速度測定法が確立されたことで，I R Dチームは2019 年に晩期
M 型矮星を対象とした大規模な視 線 速度惑星サーベイ（すばる戦略枠観測：S S P）を開始した．最初の2

順方向モデリングは，正確な地球大気のモデルス

年間のサーベイで最近ようやく初期的な成果が出始

ペクトルと観測時の点拡がり関数が既知の場合最もめつつあるが，そうしたサーベイ観測の紹介は本稿

高精度な天体視 線 速度測定法となると期待される．

では割愛し，筆者らがこれまで実施したI R Dを用い

しかし，近赤外域の地球大気透過光スペクトルにつた別の観測成果について簡単にご紹介したい．

いては理論モデルと観測されるスペクトルが一致しI R Dは近赤外の広範囲の波長域を一度にカバーない場合がしばしばあり，またレーザー周波数コムするため，視 線 速度法による惑星の発見以外にものスペクトルから観測時の点拡がり関数をどの程度様々な系外 惑星のサイエンスに活用することが可能

正確に取り出せるか定かではない．そこで筆者らは，である．例えば，トランジット中の分光観測による系

I R D のエンジニアリング観測で取得したいくつかの

外 惑星大気の探 査 やロシター効果を用いた系外 惑

M 型矮星のスペクトルを実際に解析し，上記順方向

星の軌道傾斜角の測定が代表的な高分散分光観測

モデリングを適用することで視 線 速 度を導出した．

による系外惑星の特徴付けである．前者は，透過光

図 9 はその結果の一例で，周期約2. 6日の海王星型分光法と呼ばれ，トランジット中に中心星の一部の惑星を持つGJ436の視線速度変化がプロットされて光が惑星大気をかすめてくる際に波長ごとに大気のいる（惑星の公転周期で折り畳んである）．得られた

光 学的厚みが異なることを利用して惑 星大 気の組−1

視線速度振幅（ K = 16−17 ms ）は文献値とほぼ成や状態を制限する手法である．特にI R Dの波長域一致し，上記順方向モデリング法による視線速度解（950−1730 n m）には，ヘリウム，水，酸素，ヒドロ析パイプラインの性能が確認された．達成された1ス

キシラジカル，一酸化炭素等の原子・分子のラインがペクトルあたりの視線速度精度（内部誤差）はほとん

多数存在し，いずれも惑星形成時の周辺環境や惑−1

どが 2. 0−2. 5 msであったが，これは近赤外線を6星大気の時間進化（散逸）等を観測的に探る上で重利用する同様の高分 散分 光 器 と比較してもこれま要な要素となる．IR D による観測ですでにそうした大でに達成された世界最高水準の視線 速度測定精度

気組成はいくつかの系外惑星で調査されている[17]．

である．

詳細についてはこれら参考文献を参照されたい．

6

例えば，C A H A 3 . 5 m / C A R M E N E S N I R チャンネル，CFHT3.6m/SPI Rou，H ET10m/ H PF など．

トランジット中の分光観測では，恒星視線速度の特徴的な変化（トランジット中に自転している恒星面

低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野145の特徴を持っており，惑星の形成進化の観点で観測的に未解明の点が多い．M 型星まわりの惑星の軌道
傾 斜角の分布を太 陽型 星まわりの惑 星の分布と比較することにより異なる中心星環境の惑星の形成進化に対する知見を深める事が可能となる．
筆者らは，I R D が近 赤外で高いS / N比のスペクトルを取得できるという特性を生かして，いくつかのM 型 矮星まわりの惑 星に対してトランジット分 光観測による軌道傾斜角の測定を試みた．これまでに，
T R A PPI S T-1，けんびきょう座 AU星，K 2-25系な
どのM 型矮星まわりの惑星に対してI R Dによるロシター効果の測定を行い，各 惑星の軌道傾 斜角λを精密に制限した（いずれもλは0°と一致した）．特にT R A PPI S T-1 系については，7つの地球型トラン
ジット惑星のうち3つ（惑星b, e , f；この内，e とf はハ
図11：TR APPIST-1 系の3つの惑 星に対するロシター効果の観測（ハワイ時間2018年8月30日）．上のパネルはIRD による視線速度測定の結果を表し，この日は惑星e, f, b が
この 順 番 に中 心 星をトランジットした．下のパネルは 米
国マクドナルド 天 文 台 の1m 望 遠 鏡 で 同 時 観 測された
TR APPIST-1 の光度曲線（惑星e とf のトランジットのみ観測）．[19] の図を改変．

ビタブルゾーン内に存在すると考えられている）が 1の一部が隠されることによる吸収 線プロファイルの度変化が観測され，詳細なモデル化によって3つの変化に由来し，ロシター効果と呼ばれる[ 18] ）から恒

惑 星の公 転軸と中心星自転軸は揃っている可能 性

星の自転軸と惑星の軌道公転軸のなす角度（図10；こが高いことが明らかになった（λ= 1°±28°）[19]．こ

こでは軌道傾斜角と呼ぶ）の制限も可能である．系の観測によってT R A PPI S T-1 系では，形成時に円外惑星の軌道傾斜角は，本来惑星形成時の円盤と盤と中心星が同じ角運動量の方向を共有していた可中心星の角運動量の向きや大きさを反映すると考え能性が 高いことが 確認された ．T R A PPI S T-1 はられているが，惑星同士の重力散乱など，形成後の有効温度が 2500−2600Kの極めて低温度の恒星で系の軌道進化によって大きく変化することも知られあるため，可視光では非常に暗く，口径8 − 10m のている．実際，ロシター効果による軌道傾斜角測定

望遠鏡に搭載された可視光分 光 器でも観測は困難

によって，多くの系外惑星系で惑星の軌道面と中心である．I R Dはこうした低温度の恒 星まわりの惑星

星の赤道面が揃っていないことが確認されている．

を特徴付ける上で極めてユニークな装置といえる．

これまでのロシター効果の観測では，そのほとん
どが太陽型恒星まわりの巨大ガス惑星を対象としている．一方，M 型矮星まわりの惑星に対して軌道傾

晩にトランジットを起こすという偶然あった機会を捉え，3 種類のトランジットを順番に観測することでこれまで報告がなかった地球型惑星に対する軌道傾斜角の測定を実施した（図11）．結果として，「トラン
ジット前半に正方向，後半に負方向」という視線 速

7

4. まとめと今後の展望斜角が制限された例は非常に限られており，2021年

本稿では，低質量星（M 型矮星）まわりの系外矮星の時点で4, 5例ほどしかない．これは，M 型矮星が一探 査の現状について紹介した．筆者が M 型矮星を般に可視光で暗い天体であるのと若い星を除いて自対象とした惑星探査を開始した2014 年頃は，確認さ事が主な原因れていた M 型矮星まわりのトランジット惑星の数は転速度が小さいとなっている．M 型矮星は惑星の形成現場となる原
始惑星系円盤の質量が小さくスノーラインが中心星に近い，など太陽型恒 星とは大きく異なるいくつか

7
複数のトランジット惑星を持つ系の場合惑星同士はほぼ同じ軌
道面を持つが，過去のロシター効果の観測からこの軌道面が必ずしも中心星の赤道面と一致しないことが明らかになっている．

146

40− 50 個程度で，しかもそのほとんどは2013-2014

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021
8

いくことが求められる ．

年にケプラー望遠鏡プライムミッションによって確認系外惑星の詳細な特徴付けにおいては，今後「太された暗いM 型矮星まわりの惑星であった．その後

陽系内惑星 」についての知見を活用する機会が増加

筆者らの研究も含めたK 2の成果や最近では T E S S

することが予想され，系内惑星・衛星の観測や探査で見つかった惑星候補の追観測によってM 型矮星まで培われてきた手法が系外惑星観測で応用されるこ

わりのトランジット惑星の数は急激に増加し，現在とで新たなブレークスルーがもたらされる可能性がではその数は200 個余りとなっている．惑星数が増ある．同時に，系内天体の諸問題を考察する上で系加したことにより，本稿で紹介したような惑星半径と外 惑星の統 計的性質をステレオタイプとして活用す

中心星金属量との相関など興味深い特 徴が 徐々にる機 会も出てくるのではないかと期待される．系外明らかになっては来ているが，より多くのサンプルを惑星の詳細な分布・特徴が明らかになるにつれて，改用いた正確な評 価や惑星形成論を背景とした相関

めて「惑星系」としての太陽系の位置付け（普遍性やの解釈については今後の研究に委ねたい．

特異性）もはっきりしてくると考えられ，2020 年代はトランジット法による大規模な探 査に加えて，最近では近赤外線視 線 速度法によるM 型矮星まわりの系外惑星探査も世界的に流行している．すばる望
遠鏡にも，2017年に晩期M 型矮星を対象とした視線速度探 査のための近 赤外分 光 器 I R D が搭載され，筆者もシミュレーションや実 験による性能評 価や解析パイプラインの整 備においてプロジェクトに貢献

こうした惑星 系の全体像の理 解が進む極めて重要な時期になるだろう．

謝辞
本 研究はJS P S 科研費19K 14783の助成を受けた
ものです．

した．I R Dを用いた晩期M 型矮星まわりの惑星サー

本稿は，2020 年度最優秀研究者賞受賞記念論文

ベイ（S S P）は現在も進行中で，近い将来 I R Dによるとして執筆しました．受賞にあたって，推薦書を執筆

最初の惑星の発見が報告される予定である．この他して頂いた田村元秀氏，選考委員の皆様に感謝致しにも，近赤外高分散分 光観測は可視光観測にはなます．本 稿で紹介した研究のうち，K 2ミッションをかった「新しい目」を提供しており，トランジット惑星

利用した低質量星まわりのトランジット惑星探 査にの軌道や大気の特徴付けを始め，ユニークな観測成

ついては，K E S PR I N Tコンソーシアムの研究活動

果が今後も続々と出てくることが期待される．

に基づくものです．K E S PR I N Tの新旧メンバー（特最 初 の 発 見 から25 年 余りの 探 査 によって系 外に共 同で立ち上げ に関わった Rober to S a nch is -惑星については非常に多くの事が明らかになり，系

O jeda 氏）と，追観測に協力して頂いた共同研究者

外 惑 星探 査は「発見から詳細な特 徴付けの時 代にの皆様に御礼申し上げます．また，本稿後半で紹介入った」と見る動きもある．実際，間もなく（2021年した I R D 分 光器の開発と観測，データ解 析を一緒12月）に打ち上げ予定のJa mes Webb 宇宙望遠鏡に行った I R D チームのメンバーに厚く御礼申し上げ（ J W S T）やハワイ島マウナケアに建設予定の30メーます．本稿では全てを紹介しきれませんでしたが，筆トル望遠鏡（TMT）等による探査によって，2020 年

者の研究のほとんどは共同研究者の方に支えられて代は系外惑星大気の観測で数多くのブレークスルー

います．大学院の指導教官であった須藤靖氏，研究がもたらされることが確定的となっている．しかし本員時代の受け入れ 教官であった佐藤文衛氏を始め，稿で見てきたように，惑星の分布や特徴が詳細に調

これまでお世話になった共同研究者の皆様にこの場査されているのは系外 惑星の中でも一部の集団（主を借りて感謝申し上げます．最後に，本稿を注意深くに主 系列太 陽型 星まわりの短 周期惑 星）のみであ

読み有益なコメントを返して下さった査読者の方にり，低質量星や若い恒星まわりの惑星，長周期惑星

御礼申し上げます．

など，惑星系の全体像については未知の部分の方が大きい．今後は，惑星「発見」と軌道・大気等の「特徴付け」を系外惑星観測の両輪として相補的に進めて

8
日本でもTMT による将来観測の検討に加えて，2020年代後半の衛星観測によるトランジット系外 惑星探 査（ExoJASM I N E）が計画されている．

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低質量星まわりの太陽系外惑星探査／平野

参考文献[1] Mayor, M. and Queloz, D., 1995, Nature 378,
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[5] Hirano, T. et al., 2018a, AJ 155, 124.
[6] Hirano, T. et al., 2018b, AJ 155, 127.
[7] Fulton, B. J. et al., 2017, AJ 154, 109.
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[9] Ginzburg, S. et al., 2018, MNRAS 476, 759.
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[16] Hirano, T. et al., 2020a, PASJ 72, 93.
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[18] 平野照幸, 2014，
遊星人 23, 133.
[19] Hirano, T. et al., 2020b, ApJL 890, L27.

147

《目次へ

148

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい
原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーライ
ンの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆
森 昇志1
2021年10月11日受領，査読を経て2021年10月29日受理（要旨）太陽系の地球型惑星は水に枯渇した惑星であるため，原始太陽系円盤の水スノーラインの内側で形成したと考えられる．そのためスノーラインの軌道進化を知ることで，地球型惑星の形成過程を制約できる．これまで円盤の古典的なモデルとして乱流粘性によって降着が駆動される円盤モデルが受け入れられてきた．しかし最新の磁気流体力学の理解によれば乱流は抑制され，むしろ磁気的な円盤風に
よって円盤の角運動量が引き抜かれ，層流的に降着することが分かってきた．本 稿では磁場によって層流的に降着するこの新しい円盤モデルを紹介し，著者らが構築した新しい温度モデルを紹介する．またスノーラインの軌道進化を計算することで，地球型惑星の形成シナリオに対する制約についても議論する．

1. はじめに外側のダストは主に氷と岩石からなる．一方，スノーラインより内側では水は気体として存在するために，

地球型惑星とは主に岩石から構成される惑星であダストの主成分は岩石となる．したがって，含水率のり，特に太陽系の地球型惑星はその低い含 水率で低い地球型惑星はスノーライン内側で形成したのだ

特徴付けられる．例えば地球は，その表面を海で覆ろうと考えられている．

われているものの，内部に含まれていると推定されスノーラインの位置は原始 惑 星 系円盤の温 度構る含 水量は多くても質量の1% 程度である[ 1]．その造から決まるが，円盤の温度構造は円盤の力学にも他の太陽系地球型惑星の含 水率についても，議論依存する．本稿では磁気流体力学に基づいた新しいの余地はあるが，せいぜい1%であることが予想され円盤モデルを紹介し，その円盤モデルにおいてどのている[2, 3]．それに対して太陽系の遠方由来の天ような温度構造になるか，またどのようにスノーライ

体 (例えば 彗 星 ) の含 水率は10% 以 上である[4, 5]．

ンが移動するかを紹介する．さらにその円盤モデル

このような地球型惑星の含水率の違いがどのようににおける地球型惑星の形成過程を議論する．

して生まれたのかを知ることで，地球型惑星の形成過程に迫ることができる．
この含水率の違いの原因を知る上で，それらの天

2. スノーラインの移動体が形成した領域の温度が重要な要因である．惑星

スノーラインの位置を正しく知るためには，原始は原始惑星系円盤の中で，固体微粒子がどうにかし惑星系円盤の温度構造を正しく知る必要がある．水てたくさん集まることで形成する．原始惑星 系円盤の昇華凝縮は温度に対し非常に敏感であり，温度が中のダストの成分は，スノーラインとよばれる水の昇おおよそ170K 程度となる位置がスノーラインとなる．

華・凝縮境界を境に大きく異なる．スノーラインより円盤が光学的に薄い極限では，中心星の光が円盤

1.東北大学大学院理学研究科天文学専攻
mori.s@astr.tohoku.ac.jpの赤道面を照らし，円盤の温度分布は入射するエネ
ルギーと放 射するエネルギーの釣合いとなる．中心赤道面におけるスノーラインの位置
Snow Line Location [au][au]最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆／森
101

149

盤降着によって解放された重力エネルギーは乱流によって散逸し，熱へと変換される．このような乱流粘性によっておきる降着加熱を特に粘性 加熱と呼ぶ．
粘性加熱の発熱率は密度に比例することから，解放された熱は赤道面付近に集中する．赤道面付近では100

光学的に厚く輻射冷却に時間がかかるため，熱が円盤に蓄積することで円盤を効率良く暖めることができる．これをブランケット効果と呼ぶ．円盤の内側領域 ( 典型的には≲10au)では，重力ポテンシャルが深いためにエネルギー発生率が大きくなるだけでなく，

10

1

10 7

10 8

10 9

10 10

Mass質量降着率
Accretion
Rate [M /yr]
[太陽質量/年]

図1： 粘性降着円盤におけるスノーラインの位置の質量降着率依存性．質量降着率を時間軸と読み替えればスノーラインの位
置の時間進化を示す．点線は1auの位置を表しており，スノーラインが1auに到達するのは∼3×10 -9 太陽質量/年であることが分かる．計算パラメーターの中心星質量は太陽質量，中心星光度は太陽光度, 乱流粘性パラメーターα=0.01, オパ
シティは5 cm2/gとした．[10]の図6を再現した．

光 学的厚みも大きいため，円盤 温 度は降 着加熱によって決定されると考えられている．
これらの加熱 機構を考慮し円盤の温 度構造を計算すればスノーラインの位置を求めることができる．
ここで重要な点は，スノーラインは円盤の温度構造の時間進化と共に移動 するということである[ 10]．
降着率は時間と共に減少するため，降着加熱の加熱率も時間と共に減 少する．図1に古典的な円盤モデ
ルにおけるスノーラインの軌道 進化を示す．質量降星の光度を現在の太陽光度だとすると，その温度分

着率は円盤形成から円盤散逸するまでに減少してい布は林モデルで知られる温度分布になり，スノーラ

くため，横軸は時間軸と読みかえることもできる．例

インは中心星から2.7auに位置する[6] ．

-9
えば，質量降着率がおよそ3×10 太陽質量 /年の時

しかし残念ながら，惑星形成段階の温度分布はこが星形成後 1000万年後に対応する．質量降着率がれよりはるかに複 雑である．原始惑星系円盤は多く減少すると加熱率が減少し，円盤温度が低下し，スのダストを含み，特に地球型惑星が形成するようなノーラインが円盤内側へと移動 する．今回の場 合，

円盤内側の領域では基本的に中心星からの照射に質量降着率が 10 -10 太陽質量 /年未満になってくると，対して光学的に厚い．中心星からの光は円盤表面にスノーラインの位置は照射加熱によって支配されるしか到達せず，加熱された円盤表面の再放射によっようになる．円盤 寿 命はおおよそ1000万年なので，て円盤赤道面が温められる．星からの光は円盤表面

地球型惑星が形成する間，1au付近の円盤温度は降に鋭角に入射するため，単位面積あたりの受け取る

着加熱によって支配されていると考えられる．

エネルギーはその入射角の分だけ減少する[ 7]．その

このようにスノーラインは円盤進化と共に外側かため，光学的に厚い円盤において照射加熱で決まる

ら内側へと大きく移動する．このことは地球型惑星

温度は，光学的に薄い円盤よりも低くなる．

の形成 過程に制約を与える．例えば地 球 が 現 在の一方で，そのような光学的に厚い領域では照射加

軌道 ( 1au)で形成したとすると，スノーラインが 1au

熱に加えて「降着加熱」[8]も温度構造を決定する上に到達した後に形成した惑星は，現在の地球よりもで重要である．降着加熱は，円盤ガスが中心星に向

はるかに多量の水を獲得してしまうだろう．つまりス

かって落下する際に，解放される重力ポテンシャル

ノーラインが惑星形成領域を通過する時間が分かるをエネルギー源として円盤を加熱する加熱機構であことで，惑星形成時間に制約を与えることができる．

る．ここで古典的なモデルである乱流的な円盤を考より一般的には，惑星が形成後に移動する可能性をえる[ 9]．乱流によって粘性が実効的に大きくなるた

考慮し，スノーラインの軌道進化を知ることで「地球め，その乱流粘性によって動 径方向に円盤の角運型惑星がいつ・どこで形成したか」を制約することが動量輸送が起き，円盤が降着する．それと同時に円できると言える．

150

3. 磁気的に降着する原始惑星系円盤

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

(非理想M H D 効果)と呼ぶ．非理想M H D 効果には，
オーム散逸，ホール効果，両極性拡散の３種類がある．そのうちオーム散逸と両極性拡散は磁場を拡散

前節で円盤の温度構造は乱流による降着加熱がするため，磁気回転不安定を安定化し，磁気乱流も重要であることを述べた．しかし最新の磁気流体力

また抑制する．つまり原始惑星系円盤の電離度構造学の理解によれば，円盤が乱流状態であるかどうかが円盤構造および円盤進化を決める上で重要である．

は疑わしい．ここでは現状の降着機構の理解を整理

原始惑星系円盤の電離度構造を計 算し磁気回転

し, 層流的に降着する新しい円盤モデルについて説

不安定な領域を示すと，磁気回転不安定は円盤最明する．

内縁の高温領域か，円盤 外側の低密度な領域での長らく原始惑星系円盤では，磁気回転不安定 [ 11]

み発達することが分かる[ 14]．円盤最内縁では，円と呼ばれる磁 場の不安定性により生じる磁 気的な盤ガスが高温なためにアルカリ金属の熱電離が起こ

乱流によって，降着が駆動されていると考えられてきり電離度が上昇する．また円盤外側では，銀河宇宙

た．磁気回転不安定は，原始惑星系円盤のような作

線が円盤赤道面まで到達できるので電離度が高い．

動回転する円盤中でガスと磁場が十分相互作用する

それ以外の大部分の領域では，銀河宇宙線や中心場合に引き起こる．作動回転によって磁場が引き延星からのX 線などは円盤赤道面まで到達しないためばされると円盤回転方向の磁場が増幅する．十分磁に，電離度がかなり低くなる．このことは解析的にも場が伸びると磁気リコネクションと呼ばれる「磁場の示されていたが，最近では磁気流体力学シミュレー

繋ぎかえ」が生じ，それまで溜めていた磁気エネル

ションの発展などにより，数値実験的にも原始惑星

ギーを運 動エネルギーへと変換し乱流を駆 動する．

系円盤の大部分の領域で非理 想 M H D 効果による

そのため磁気回転不安定はたとえ初期の磁場が弱磁気回転不安定の抑制が確認されている[ 12,13]．

くても，磁場を増幅し激しい磁気乱流を生成する．

原始惑星系円盤で乱流が発達しないとしたら，どその乱流粘性的なガスの角運動量輸送は円盤年齢のようにして円盤の角運動量を抜き，円盤を散逸さを説明しうる，原始惑星系円盤の降着機構として期せるかが問題になってくる．現段階でもっともらしい

待されてきた．

機構は，円盤を貫く大局的な磁場による角運動量の

しかし最近では，原始惑星系円盤の大部分の領抜取りである[ 15,16]．まず円盤は，分子雲コアが重域で，磁気回転不安定由来の乱流は起きない，あるいは抑制されることが指摘されている[ 12,13]．その鍵を握るのが，原始惑星系円盤の電離度である．
元々，中性子星やブラックホール周りの降着円盤の降着機構として乱流が期待されており[ 9]，もっともらしい乱流源として磁気回転不安定が提案された．
磁気回転不安定乱流は原始惑星系円盤の降着機構としても期待され，その後粘性降着円盤モデルを仮定した惑星形成の研究が盛んに行われた．一方でそれと並行して，原始惑星 系円盤で磁気回転不安定
が降着機構としてどれほど重要であるかは長らく議論されていた．原始惑星系円盤がその他の系と違う点は，低温かつ高密度のため電離度が非常に低いという点である．電離度が十分低いと，磁場とガスの間の相互作用が弱まり，磁力線とガスが独立に運動するようになる．そのような磁場とガスが分離することによって生じる効果を，非理想磁気流体力学効果

図2：磁気円盤風が駆動する円盤降着機構の模式図．この場合，磁力線が円盤の回転に引きずられることで，円盤表面では動径方向に正の電流が流れる．一方で円盤上層では，遠方に向かうにつれて磁力線の巻きつきは弱くなるため，動径方向に負の電流が流れる．これらの電流がなすローレンツ力
は，円盤表面では回転方向と逆向きに働き，円盤上層では回転方向の方向に働く．その結果として，円盤表面では角運動量を失ったガスが降着し，円盤上層では円盤風として角運動量を得たガスが外側に移動する．[17]のモデルを参照．

最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆／森151

力的に収 縮することで形成する．その際，分子雲コアにある磁場は円盤へと引きずられるため，円盤は大局的な磁場に貫かれる．電離している円盤表面では磁場は円盤の回転によって引きずられ，回転方向の磁場が増幅する．磁場は円盤表面のガスの角運動量を抜き，磁力線を介してより上層のガスに角運 動量を受け渡す．角運動量を得たガスは円盤の外側へと移動する．この機構によって，円盤表面のガスは中心に向かって降着する一方で，円盤からはガスが流出する(より具体的な力学に関しては図2を参照 )．このようなガス流出過程を磁気円盤 風と呼ぶ．円盤内部の電離度が小さくとも，磁気円盤風は十分円盤降着を駆動できうるため，原始惑星系円盤の降着機構として期待されている．
以上の最近の理解をまとめると，特に内側領域では磁気流体力学的な角運 動量輸送によって層流的に降着する．本 稿ではそのような円盤モデルを「( 層流 ) 磁気降着円盤モデル」と呼び，磁気乱流によって

図3：Mori et al. 2019 [18]の局所磁気流体力学シミュレーショ
ンの概要．x方向は動径方向，yは円盤回転方向，zは鉛直
方向．緑色の線は磁力線，青色の矢印はガス速度，オレンジ
色のもやは電流の強度を表す．赤道面付近はデッドゾーンになっているが，そのすぐ上に電流層が存在する．さらに上層では円盤風が吹く．

粘性的に降着が駆動される「( 乱流 ) 粘性降着円盤モデル」と区別することにする．次節では，この層流磁散逸するかという点である．磁気降着円盤では基本

気降着円盤モデルの温度構造について述べる．

的に乱流がない状態，つまり層流であるため，エネ

4. 磁気降着円盤における新たな温度モデルとスノーラインの移動
4.1

磁気流体力学シミュレーションから明らかになった鉛直加熱分布

前節で円盤の降着機構は乱流粘性ではなく，磁ルギー散逸過程として乱流散逸は期待できない．そのためエネルギー散逸は，大局的な磁場構造がつく
る電流のジュール散 逸によって起きる．ジュール散
逸 ( 加熱)は，有限な抵抗中を電流が流れるとエネル
ギーが散逸 (発熱)するという過程である．低電離度であるほど電気抵抗が強いため，磁場分布と電離度分布を整合的に解くことで正しい加熱分布を得ることができる．

気円盤 風による角運動量の引き抜きがもっともらし

磁気降着円盤における温度構造を調べるために，

いということを述べた．次なる疑問は，「層流磁気降Mor i et a l . 2019 [ 18] では非理 想 M H D 効果を全

着円盤モデルのもとで惑星形成がどのように進むのて考慮した磁気流体力学シミュレーションを行った．

か」ということである．従来は古典的な乱流粘性降シミュレーションでは，円盤のある半径近傍の局所

着円盤モデルをもとに多くの惑星形成に関する理論的な領域を計算領域にとる．計算初期に鉛直磁場をが構築されてきた．そのような粘性降着円盤に基づ与え，ガス流と共に磁場が発展し，ある程度時間がいた理論は新たに見直す必要がある．著者らは地球

経 つと飽 和状 態に到達する．図3に1auにおける代型惑星の形成過程において非常に重要な降着加熱

表的な計算結果の概要を示す．赤道面付近にはデッ過程に着目し，磁気降着円盤モデルにおける温度構

ドゾーンと呼ばれる，電離度が低すぎるために磁気造を調べた[ 18]．本節ではその研究を紹介する．

拡散が強い領域がある．そのすぐ上層に電流層があ

粘性降着円盤と磁気降着円盤では，降着加熱過り，ここでエネルギー散 逸が起きる．また電流層付程が大きく異なる．降着加熱を考慮する上で重要な

近で磁場が増幅されることで，磁気圧の勾配を駆動ことは，どのように降着時に発生したエネルギーを力とする円盤風が吹く．

152

より詳細な鉛直分布を調べるために，エネルギー散逸
分布とそれをもとにした温 度分布を計 算した．図 4は(a)日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

射加熱が加熱機構として重要になりうるということを示唆している．

エネルギー散逸率分布と( b)そのときの温度分布である．

上層で加熱が起きる理由は，電離度の鉛直分布

ここで分かったことは，ジュール散逸は円盤表層で起きにある．円盤の電離度は，中性ガスの電離と荷電粒

るということである．円盤表 層では光学的に薄いために子の再結合の釣合いできまる．原始惑星系円盤の電冷却が速い．そのため，ブランケット効果 ( 光学的に厚い

離源は，銀河宇宙線，中心星からのX 線・紫外線，短領域で加熱した際に起きる)は効かず，赤道面付近で加寿命放射性核種から出る放射線などが主である．銀熱が起きる粘性降着円盤とくらべて，円盤ガスの温度は河宇宙線，X 線，紫外線は円盤の外から来るが，ガ

ずっと低くなる．実際にここではおおよそ2スケールハイト

ス面密度の高い円盤の内側領域などではそれらのより上層では光学的に薄く，光学的に薄い領域で加熱が電離源は円盤赤道面に到達しない．そのため円盤赤起きている．得られたジュール加熱率分布に基づいて降道面では主に短 寿 命放 射 性核種によって電離する

着加熱を計算すると，その理由により，磁気降着円盤のが，円盤上層の1/ 10 程度の電離率しかない[ 19]．そ

赤道面の温度が粘性降着円盤モデルに比べて低くなる．

のため円盤赤道面に近づくにつれて電離率は低くな

また加熱分布に加え，円盤風が吹くことでガス降着時にる．一方で円盤赤道面に近づくほど，荷電粒子の吸発生したエネルギーを流出させるという効果もある．これ

着・再結合を起こすダストが豊富に存在するため，再らの結果として，得られた赤道面温度が照射加熱で決ま結合率は高くなる．そのような事情から円盤ガスのる赤道面温度より低くなる．このことは，1au付近でも照電離度分布は，円盤表面では電離度が高く，赤道面に近づくにつれて電離度が下がるという分布になる．
電離度が低い領域では，上述の非理想 M H D 効果が働き，磁場が拡散される．そのような領域では，電流は維持できず( 非常に短い時間で電流が拡散される)，結果としてジュール加熱は非常に弱くなる．一方で円盤表層に近づくと磁場とガスが共に運動することができるようになる．特に，磁場が拡散する時間
スケールと磁場がガス運動によって増幅する時間ス
ケールが同程度になる高度で，ジュール加熱が最大になる．その高度よりさらに上層では，電離度が高いために磁気拡散が弱く，磁場のエネルギー散逸もまた遅い．そのため，ちょうどよく電離している高度で加熱が集中するという加熱分布をとるのである．

4. 2
図4：1auの局所磁気流体力学シミュレーションから得られた物
理量の鉛直分布．(a) 磁気拡散によるエネルギー散逸率の鉛直分布．高さが3スケールハイトの付近にエネルギー散逸が集中する．単位は赤道面ガス圧と角速度の積．(b)エネル
ギー散逸率分布をもとに計算した平衡温度の鉛直分布．エ
ネルギー散逸率分布に基づいて計算した降着加熱による温度(青実線)，降着率を固定して乱流粘性によるエネルギー散逸を仮定したときの降着加熱による温度(赤波線)，照射
加熱のみを考慮した場合の温度(灰色点線)．粘性降着円盤モデルの赤道面温度が310Kなのに対し，磁気降着円盤モデルの赤道面温度は90Kとなる．[18]の図を改変．

層流磁気降着円盤の温度モデル

以 上の 磁 気 流体 力学シミュレーションの計 算から，磁気降着円盤では層流的になり，降着加熱は非
常に非効率であることが分かった．図 5にこの結果に基づいた，予想される円盤の温度構造の模式図を示す．円盤は高温な乱流領域と低温の層流領域の二つに分けられる．
◦中 心 星 からごく近 傍 の高 温 領 域 ( T≳1000K ) では，熱電離を起こす．熱電離したガスは磁場と十分相互作用するため，磁気回転不安定が発達でき最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆／森
磁気乱流領域

磁場平衡が成り立つという仮定を置く．そうすると，加熱

デッドゾーン
磁気円盤風によるエネルギー流出153

高度さえ分かれば解 析的に赤道面の温 度を計 算す
星からの照射による
表面・内部の加熱ることができる．具体的には，と表される．ここで はガス面密度， はガススケー
ルハイト．
デッドゾーンにおける非効率な降着加熱

熱電離による
粘性加熱

0.1 au

1 au

Mor i et a l . 2021[20]ではMor i et a l . 2019[ 18]10 au

図5：予想される原始惑星系円盤の温度分布の模式図．中心星近傍にある熱電離によって維持される磁気乱流領域と，全体的に層流なデッドゾーンの2つに区別できる．[20]の図1を改変．

で得られたシミュレーション結果に基づいて加熱高度を経 験 的にモデル化した．シミュレーションの計
算結果は，磁気拡散がある程度弱まったところで電流が集中するという傾向を示す．そのため，磁気拡散とガス流による磁場増幅の時間スケールの比である，エルサッサー数が加熱高度を予言するのに使え

る．磁気乱流が発達すると，乱流的にエネルギーるという予測が立つ．シミュレーション結果によれ

散逸が起き，熱が光学的に厚い円盤内部で解放さば，飽和状態では両極性拡散が円盤の磁気拡散をれるため，降着加熱によって効率的に円盤赤道面支配する．両極性拡散のエルサッサー数は，が温まる．
◦ひとたび熱電離が効かなくなると，乱流が発生しと書ける．ここで，υΑはアルフベン速度，ηA D は両極ないために円盤は層流的になる．この領域では降性拡散の磁気拡散係数である．A m≪1のとき，両極着加熱は非常に非効率であり，中心星の照射加熱

性拡散の磁気拡散が強く，円盤の差動回転によるが温度を支配する可能性がある．

磁場増幅を抑制する．したがってA m ~ 1の高度で円盤内側領域の全体的な描像を得ることができ加熱が集中すると期待できる．アルフベン速度は磁場に比例するが，基本的にηA D は磁場の二乗に比例たが，次にスノーラインの軌道進化を定量的に明らするため，A mは磁場によらず電離度のみの関数とかにするため，円盤の温度分布をモデル化する．こなる．図 6に，横軸にAm c r it = 0. 3における柱密度 ( 加こでは[20]を紹介する．

熱高度より上層のガス面密度)，縦軸に加熱高度にお円盤の加熱高度に加熱率が集中するとき，降ける柱密度をとり，[ 18]で行った様々なパラメーター

は次のようにセットの計算結果をプロットした．シンボルの違いは着加熱によって決まる赤道面温 度
書くことができる[ 17]：

磁場の向き（初期に与える磁場が円盤回転軸と平行か反平行）を表し，非理想 M H D 効果のホール効果
が磁場の向きに依存して磁場構造を変える．加熱高度は磁場の向きに依存するということが分かる．しここで は質量降着率， はケプラー角速度，
ステファンボルツマン定数，

は加熱高度

は

かしここでより重要なことは，ほとんどの場合で加熱にお高度の柱密度はAm c r it での柱密度を下回るというこ

けるダスト放射の光学的厚みとである．したがって，加熱高度をAm c r it から与える
ことにより降着加熱で決まる温度の上限値を与えることができる．このように降着加熱による温 度を過大評 価した場合にも照射加熱の方が強ければ，降はダストのロスランド平均オパシティである．ここでは簡単のためオパシティは一定とし，密度は静水圧

着加熱はもはや重要ではないと言える．
図7に電離度構造から得られる両極性拡散のエル日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

Amcrit仮定する電流層の高度

加熱高度での柱密度 [ガス面密度/2]

両極性拡散のエルサッサー数 Am

154

高さ [スケールハイト]

Amcritでの柱密度 [ガス面密度/2]
図6：ある基準となるAmの高度より上層の柱密度に対する，加熱
高度より上層の柱密度．破線，点破線，点線はそれぞれ，両者の比が1, 0.1, 0.01になるときを示す．丸のシンボルは磁場と円盤回転軸が平行な場合，三角は反平行の場合に対応す
る．[20]の図12を改変．

図7：両 極 性 拡 散 のエルサッサー 数 Amの 鉛 直 分 布の 一 例．
Am crit =0.3 の高度に電流層が位置すると仮定する．[20]の図4を改変．

サッサー数分布A mの一例を示す．この場合，両極て降 着加熱によって決まる赤道面温 度を式 ( 1)から性拡散は赤道面付近では非常に低い値をとり，ガス計算する．さらに照射加熱を考慮し1，赤道面の温度

スケールハイトの3 倍程度の高度でA m ~ 1となる．

を計算する．以上の計算を，新たに得られた赤道面

本モデルでは上記の磁気流体力学シミュレーション

温度に対して十分収束するまで繰り返し行う．最終の結果に基づき，A mがA m c r it (= 0. 3)となる高度で的な温度分布は，初期に仮定する温度分布に依存し電流が流れ，重力ポテンシャルが熱に変換されるとない．

仮定する．得た加熱高度をもとに式(3)および式( 1)を計算すれば，降着加熱によって決まる赤道面温度をみを式(3)から計算する．得られた光学的厚みを用い

4.3

スノーラインの移動

星形成後 10万年から1000万年まで動径方向の温得ることができる．
上記の磁気降着円盤の温 度モデルを用いて，動度分布を計 算した．図10に温度分布の一例を示す．

径方向の温 度分布の時間進化を計 算する．降 着率

粘性降着円盤モデルでは1auで温度が 600Kに達しの時間進化は，降着率と星年齢を推定した円盤観測ているのに対し，磁気降着円盤モデルでは170Kとデータから得られる経験的解析式 [21]を使う．今回なっており，温度に大きな違いがあることが分かる．

用いる降着率と星年齢の関係を図 8に示す．定常降

また粘性降着円盤モデルでは乱流による粘性 加熱

着円盤を仮定し，降着率に応じた円盤ガス面密度をが 支配的なのに対し，磁気降着円盤モデルでは照与える．また降着加熱だけでなく星からの照射加熱

射 加 熱が 1au 以 遠の温 度を決めていることが 分 かも考える．照射加熱の温度分布は[ 7]に従う．中心星

る．これは星形成後60万年という若い円盤の温度分の光度は [22]の計 算結果を用いる．図 9に今回用い布であるが，この時刻以降も基本的にはこのようなる光度進化を示す．

温度構造となる．

ある時刻・ある半径における赤道面温度を決定す

氷の昇華温度が 170Kであると仮定して，各時刻る計 算の流れは以下の通りである．まず初期にあるにおける赤 道面上のスノーラインの 位置を特 定し，温度を仮定し，その温度における鉛直方向の電離度

スノーラインの 位置の時間進化を計 算した ( 図11)．

分布・エルサッサー数分布A mを計算する．A m分布

1から加熱高度を予想し，その高度における光学的厚照射加熱で決まる温度をTir r，降着加熱で決まる温度をTaccとす
44
1/4
ると，両者を考慮した赤道面の温度は(T ir r +T acc) と書ける．

質量降着率 [太陽質量/年]星の年齢 [百万年]星の年齢 [百万年]t = 0.6 MyrṀ = 6.6 ⨉ 10-8 M⨀/yr
L = 3.3 L⨀

粘
性
降
着
磁気
円
盤
降

着円
盤

照射

降

着

加

熱

加熱

の

のみ

み

中心星からの距離 [au]図9：中心星の光度の時間進化 [19]．[20]の図3を改変．

スノーラインの位置 [au]図8：円盤の降着率と星年齢の経験式[18]．影は，降着率の観測的な分散に由来する不定性(×10±0.5)を表す．[20]の図2を改変．

赤道面温度 [K]155

中心星の光度 [現在の太陽光度]

最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆／森

磁気
降着
円盤

粘性
降着
円盤

照射
加熱
のみ

星の年齢 [百万年]ここから磁気降着円盤の場合，円盤進化の早期段

図11：スノーラインの時間進化．青の実線は磁気降着円盤モデルの場合，赤の点線は粘性降着円盤モデルの場合，破線は照射加熱のみを考慮した場合．影は，降着率の観測的な分散に由来する不定性[11]を示す．矢印はスノーラインが1auを通過するときの星年齢を示しており，磁気降着円盤モデ
ルでは60万年，粘性降着円盤モデルでは1000万年．ダス
トモデルにおいてダストガス比は0.01，ダスト粒子サイズは0.1 μmを仮定した．また両モデルとも粘性パラメーターαが0.01程度になるようにした．降着率の時間進化は[18]，中心星光度の時間進化は[19]を使用した．[20]の図6を改変．

階であっても，スノーラインが 1au付近に存在するとるのに対し，磁気降着円盤モデルは60万年と非常にいうことが分かった．例えば，粘性降着円盤モデル

早い段階で，円盤の内側へと移動する．また，両者のスノーラインが 1auを通過するのに1000万年かかでスノーラインの移動を駆 動する機 構が違うことも

図10：赤道面温度の動径方向分布の一例．時刻は磁気降着円盤のスノーラインが1auに到達した時刻(60万年)にとった．赤の実線が粘性降着円盤の場合，青の実線が磁気降着円盤の場合．破線は粘性降着円盤において粘性加熱のみを考慮した場合，点破線は磁気降着円盤において降着加熱のみを考慮した場合，点線は照射加熱のみを考慮した場合の温度分布．[20]の図5を改変．

156

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図12：磁気降着円盤におけるスノーラインの移動を考慮した，地球型惑星の形成シナリオ．

分かる．粘性降着円盤モデルの場合，スノーラインの進化は粘性加熱に駆動されているのに対し，磁気降着円盤モデルの場合は中心星光度の進化によってスノーラインの進化が駆動されている．
磁 気降 着円盤モデルでは粘性降 着円盤よりも早期にスノーラインが地球型惑星の軌道に達すること

5. 地球型惑星形成シナリオ
前 節で 得たスノーラインが 正しいと仮 定した際に，どのような地球型惑星の形成シナリオがありうるか考えてみる．ここでは地球を例に話を進める．ここで紹介するシナリオの概要を図12に示す．

が分かった．しかしまだ不定性は存在する．今回のスノーラインは星形成後わずか 60万年で1auに到

計 算ではダスト存 在 度はガス質量の1%で 粒子サイ

達する．そこでまずは地球が現在の軌道 1auで形成

ズは0.1μmと仮定したが，ダストが成長し粒子サイしたと仮定する．スノーラインが 1auを通 過すると，ズが大きくなることで電離度・オパシティに影響を与

それ以降1auはスノーラインの外側となるため，固体

える．定性的には粒子サイズが大きくなることで，電粒子は氷を含むようになる．そのため後に地球とな

離 度は減 少し加 熱高度 が 低下する一方で，オパシる大部分の質量は，60万年までに微惑星・原始惑星

ティも減少し光学的に薄くなる高度も減少する．その程度まで成長している必要がある．言い方を変えるため両者の影響は打ち消し合う可能性もあるが，定と，原始地球は星形成後 60万年という若い原始惑

量的には電離度とオパシティの両方に整合的なダス星 系円盤で形成し終えていたと言える．したがってトモデルを使って検 証する必要がある．これについ地球 型惑星の形成時間を大幅に制約することがでては東京工業大学の近藤克氏らと研究中であり，現きる．

在論文投稿の準備中である．

一方でこのシナリオには，スノーライン通過後も原

また今回は考慮していない流体不安定による乱流

始地球の含水率を低く保たなければならないというが生じ，その乱流によりエネルギー散逸する可能性

難題が存在する．[23]によれば，スノーラインの外側もある．詳細は省略するが磁場による不安定性以外

では十分成長した氷ペブル( 数センチから数メートルにも，円盤内のエントロピー勾配を駆 動力にした流のサイズで，岩石だけでなく氷も多く含む)が円盤の体不安定性などが存在し，それらが発達すると乱流

外側から断続的に移流してくる．そうした氷ペブルをを生み出す．したがって，それらの流体不安定が発

原始地球が捕獲してしまうことで，地球の含水率は達するかどうか，発達するとしたら乱流強度はどのく上昇し容易に現在の含水率を超えてしまう．原始地らいであるかが重要になってくる．現段階ではいず

球サイズの天体が一旦水を捕獲すると，それを完璧れも結論はでていない．これらの流体不安定は最近，に取り除くのはなかなか難しい．

勢力的に研究されており今後の発展に期待したい．

この問題の解決策の一つは，氷ペブルの落下を地

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最新の磁気流体力学の知見に基づいた新しい原始惑星系円盤モデルの温度構造：スノーラインの移動と地球型惑星形成シナリオへの示唆／森

157

球軌道の外側でせきとめることである[24]．例えば

正信氏，近藤克氏らに感謝いたします．本 稿を査読

木星が形成すると，木星は軌道付近のガスを散乱ししていただいた藤井悠里氏にも感謝申し上げます．

円盤に溝をつくる．氷ペブルは溝の外 縁にせきとめられるため，スノーラインが 1auを通過した後も原始地球は低含水率を保つことができる．この場合，若参考文献

い原始惑星系円盤で既に木星が溝を作る程成長し[1] Nomura, R. et al., 2014, Science 343, 522.

ていなければいけない．したがって，いつ木星が円[2] Elkins-Tanton, L. T. et al., 2007, Journal of Geo-

盤に溝をつくったのかが地球の進化過程において重要になりうるということを意味する．
また他の解決策として，地球の形成領域が現在のphysical Research 112, E04S06.
[3] Kurokawa, H. et al., 2014, Earth and Planetary
Science Letters 394, 179.

地球軌道ではなかったという可能 性も考えられる．

[4] AʼHearn, M. F. et al., 2011, Science 332, 1396.

地球が現在の地球軌道よりも太陽近傍で形成する[5] Rotundi, A. et al., 2015, Science 347, aaa3905.

場合には，スノーラインが形成領域に到達する時間[6] Hayashi, C., 1981, Progress of Theoretical Phys-を遅らせられるので，原始地球の形成時間の制約を伸ばすことができる．しかしその場合の問題は，はたして原始 地 球 程 度の天体を∼ 0.1au から1auまで運ぶことができるかという点である．原始惑星天体の外側移動機 構としてはいくつか可能 性 [25, 26] はあるがまだまだ不明な点が多く，今後の発展に期待
したい．

6. まとめics Supplement 70, 35.
[7] Chiang, E. I. and Goldreich, P., 1997, ApJ 490,
368.
[8] Lynden-Bell, D. and Pringle, J. E., 1974, MNRAS 168, 603.
[9] Shakura, N. I. and Sunyaev, R. A., 1973, A&A
24, 337.
[10] Oka, A. et al., 2011, ApJ 738, 141.
[11] Balbus, S. A. and Hawley, J. F., 1991, ApJ 376,
214.

本稿では，最近の磁気流体力学シミュレーション[12] Bai, X.-N. and Stone, J. M., 2013, ApJ 769, 76.

の結果に基づいて，大局的な磁場に降着が駆 動さ[13] Gressel, O. et al., 2015, ApJ 801, 84.

れる層流的な原始惑星系円盤モデルと，その円盤モ[14] Simon, J. B. et al., 2015, MNRAS 454, 1117.

デルの温度モデル，スノーラインの時間進化，地球[15] Uchida, Y. and Shibata, K., 1985, PASJ 37, 515.

型惑星の形成シナリオの可能性を紹介した．磁気流[16] Bai, X.-N. et al., 2016, ApJ 818, 152.

体力学に基づくと，降着加熱は従来のモデルよりも[17] Shibata, K. and Uchida, Y., 1986, PASJ 38, 631.

非常に非効率であることが分かった．また本研究は[18] Mori, S. et al., 2019, ApJ 872, 98.; https://doi.

地球型惑星の形成過程において，電離度分布や磁気流体力学，中心星の光度進化，円盤の流体不安
定，木星形成など様々な要因が重要であることを意味する．今後も原始惑 星 系円盤の物理素過程に基づいて円盤構造を詳細に理解していき，正しく惑星形成過程を解明していきたい．

謝辞

org/10.3847/1538-4357/ab0022[19] Umebayashi, T. and Nakano, T., 2009, ApJ 690,
69.
[20] Mori, S. et al., 2021, ApJ 916, 72.; https://doi.
org/10.3847/1538-4357/ac06a9[21] Hartmann, L. et al., 2016, ARA&A 54, 135.
[22] Feiden, G. A., 2016, A&A 593, A99.
[23] Sato, T. et al., 2016, A&A 589, A15.
[24] Morbidelli, A. et al., 2016, Icarus 267, 368.

本稿を執筆する機会を与えて下さった，田中秀和
氏に感謝いたします．また本 稿で紹介した研究の共同研究者である奥住聡氏，Xuen i ng Ba i 氏，國友[25] Ogihara, M. et al., 2015, A&A 579, A65.
[26] Guilera, O. M. et al., 2019, MNRAS 486, 5690.

《目次へ

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での2年間：
彗星探査機ロゼッタ

小林 正規1，ハラルド・クリューガー2本 記 事 は，
「Physi k i n Unserer Z eit」とい うドイツの 一 般 向 け の 雑 誌 に 掲 載 され た 記 事（D ie
Kometen m ission Roset t a , 6/2016 (47) 274-281）に，今回，著者のH a ra ld K r üger博士が加筆・修正したものを和訳したものである．ロゼッタは，軌道上から彗星を詳細に調査した初めての探査機である．
また，ロゼッタ探査機に搭載され現地で切り離された着陸探査機「フィラエ」は，このような小さな天体に見事な状況で着陸した．ロゼッタ・ミッションは，彗星や初期太陽系についてさまざまな新しい知見をもたらした．

1. はじめに
彗星は1億キロにも及ぶ尾を持ち，太陽系内で最も大きな構造物の一つである．しかし，その実際の天体である彗星核は，直径数キロメートルの非常に小さなものである．現在の知見では，約45 億6000万年前，太陽系がガスとダストの星間雲から形成された
ときに，彗星は惑星とほぼ同時に形成されたと考えられている．そして形成されたのはおそらく，太陽か（C O），二酸化ら遠く離れた，水（H 2 O）や一酸化炭素
炭素（C O 2 ）などの揮発性物質が凝縮するような寒冷な領域だと考えられている．彗星核の主成分は，これらの物質に加えて鉱物のダストや有機物が混ざったものだ．彗星は形成されて以来，主に太陽系の最外縁の惑星，海王星の軌道を越えた温度の低い領

図1：2015年1月31日，首の部分に指向性のガスジェットを持つ約4kmの彗星67P（Photo: ESA /Rosetta /NAVCAM）．

域，つまり，カイパーベルトやオールト雲にあった．そのような場所ではほとんど変化がないため，彗星はる．すると，揮発性の成分が昇華し，球形の大気で「太陽系初期」から来た「使者」だと考えられている．

あるコマが 形成される．ガスは太 陽からの紫外 線彗星の核が楕円軌道で我々の太陽に近づくと，太によってイオン化し，生成されたプラズマは太陽風に

陽からの輻射と共にその天体の表面温 度が上昇す

よってコマから離れた場所に運ばれるようになる．そ1.千葉工業大学惑星探査研究センター
2.マックスプランク太陽系研究所
kobayashi.masa nori@it- chiba .ac.jpの結果，反太陽方向に向かうイオンテイルが形成され，その長さは1億キロ以上にもなる．また，ダスト
粒子は昇華したガスによって核からコマの中に放出

67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での2年間：彗星探査機ロゼッタ／小林，クリューガー

図2：ロゼッタとフィラエの67Pとのイメージモンタージュ（グラフィック：ESA /ATG medialab;
ESA /Rosetta /NavCam）．

表1：ロゼッタミッションの主要な数値．

1

サイズ

2. 8 × 2.1 × 2.0 m 3

太陽電池の全長

32 m

打ち上げ時の総質量2900 k g

燃料質量1720 k g

科学機器の質量165 k gフィラエ着陸機の質量100 k g3.4AUでの太陽電池発電力

850 W

5. 3AUでの太陽電池発電力

395 W

駆動方式

24 n oz zl e s , 10 N t h r u s t

燃料

ヒドラジン

メーカー

E A D S A s t r i u m , Fr i e d r i c h s h afe n1

打ち上げ

2004 年 3月2日

彗星への到着2014 年 8月6日

ミッション終了日

2016 年 9月30日

現在のエアバス・ディフェンス・アンド・スペース社

表2：チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星(67p)．
発見年
サイズ

1969
大きい方の胴体

4.1 × 3. 3 × 1. 8 k m 3

小さい方の胴体

2.6 × 2. 3 × 1. 8 k m 3

自転速度a p p rox . 12.4 h o u r s

太陽公転周期

6.45 ye a r s

近日点距離

1. 24 AU

遠日点距離5.68 AU

黄道面に対する傾斜角7°

最近の近日点通過(2016 年時点 )2015 年 8月13日

現在の太陽周回軌道

1959 年以降

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

される．それらのダスト粒子は太陽の輻射圧を受け，くなるにつれ，利用可能な電力は減少し続けた．そ湾曲したダストテイルを形成する．

して2012 年，ロゼッタ探査機は太陽から最も離れた

新しく作られる天体望遠鏡はさらに大きくなり，性

遠日点（約5.7AU）に到達した．この時，ロゼッタ探査能は向上し続けているが，地球から彗星の核を調査機は巨大な惑星である木星よりも太陽から遠ざかっできる範囲は非常に限られている．遠くにあるときはていた．電力不足のため，探査機は2 年半以上にわ点状に見え，太陽の近くではコマに埋もれて核は見たりメインのコンピュータシステムなどを除いてすべえない．すなわち，宇宙探査機でしかその詳細を調ての機器が電源オフの状態で「冬眠状態」に入った．

べることができないのだ．

2014 年1月にようやくロゼッタ探査機システムは再起

欧 州宇宙機関
（E S A）の 彗 星 探 査 機「ロゼッタ

動し，搭載されている科学機器や着陸機フィラエを（Ro set t a）」は（表１），世界で初めて彗星の核を周含む 探 査機システムの電気 系 統に関わる機能を再回する軌道での運用を成功させた探査機であり，着度確認した後，2014 年 5月に67Pの彗星核の探査運

陸機
「フィラエ
（Ph i lae）」は初めて彗星の核に着陸し用を開始した．

た探 査機である．ロゼッタ探 査機は2 年以上にわた2014 年7月初めには，遠くの恒星のような点ではな

り，太陽の周りを回るチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星

く，67P 彗星の核の形状がわかる画像が初めて地球（67P/Chu r y u mov- G era si men ko，以下，67P）にに届いて関係者を興奮させたが，ロゼッタ探査機は同行し，多くの新しい知見を提供してきた．2016 年9さらに67P 彗星に近づいていった．そして関係者を

月30日，ロゼッタ探 査機は67P 彗星の核に着地し，さらに驚かせたのは，67P が予想以上に不規則な形

大成功を収めたミッションは2回目の着陸ですべてのをしていることだった（図1）．長さが約4キロメートル

幕を閉じた．

しかない核は，真ん中に深いくびれがあるダンベル

2. ロゼッタの長い旅
ロゼッタは2004 年に打ち上げられ，目標の彗星である67Pに到達するまでに10年間を要した．ミッショ型の「二重結合天体」で，非常に多様な地形に富んでいた（表２）．表面は非常に急勾配の斜面や山が 続
き，起伏が多くて凸凹だらけだった．そのうえ，数十メートルから数百メートルもある丸い形をした高台や丸い穴が多数存在した．

ンのためにはまず，67Pの軌道に探 査機を限りなくロゼッタ探査機は2014 年 8月6日にようやく67Pと近づけなければならなかった．まだ核が活動していほぼ同じ軌道位置に到達し，まず高度約100k mのとない日心距離にある時にフィラエを着陸させる必要ころまで近づいた．2014 年10月までに，核をさらにがあり，67Pに同行する軌道へ投入は太陽系外部領

近い距離から調べたり，フィラエの着陸に適した場

域，3AU（1AUは太陽 -地球間の平均距離 1億4, 956

所を見つけたりするために，軌道を徐々に10k mまで

万 k mに相当）の 位置で行われた．67Pと会合 する

下げた．しばしば探査機は67Pに対する軌道がピラ

太 陽系外部領域に送り出すために，地球と火 星でミッド型や三角形になるように航行した．そのために何度もスイングバイ・マヌーバ（訳注：惑星のような大必要な軌道修正には，彗星の重力が弱いために，ほきな重力を持つ天体の重力を利用した軌道変更運

とんど燃料を使わずに済んだ．彗星表面からの脱出用）を行って探 査機を加速させる必要があった．そ

速度は約1. 5m /sで，自転車の速度よりも小さかったのようなロゼッタ探 査機のクルーズ軌道は，それまのだ．

であまり調査されていなかった小 惑 星シュテインス

三ヶ月以内にフィラエを着陸させるのに適した場( Štei ns)とルテティア( Lutet ia)の近くを通過するよ

所を見つけなければならなかったが，不規則な地形

1

うに設計された ．

を持つ二重結合天体の上に見つけるのは難しいこと

ロゼッタ探査機システムの電気系統は太陽電池のがわかった．フィラエが転倒するのを防ぐためには，みで駆動されているため，太陽と探査機の距離が遠平らな場所に降りる必要があった．また，着陸地点

1の日照時間が 67Pの自転周期（6. 2 時間）の半分以上

ロゼッタの 惑 星 間クル ージング 軌 道の 動 画 (www.youtube.
com/watch? v=5yoYZERieuQ)．2021年11月の時点で視聴可．

でなければならなかった．フィラエの運用は数カ月

67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での2年間：彗星探査機ロゼッタ／小林，クリューガー

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図3：フィラエの着陸時に高度40mから撮 影された最初の着陸
地 A gilkia（ Photo: ESA /Roset t a / Philae/ROLIS/
DLR）．

間行われるように計画されていたので，着陸後も十分な時間の日照を確保して，科学搭載機器を稼働させるのに十分な電力を太陽電池が供給できるにする必要があったのだ．さらに，彗星ガスによる圧力で着陸地点の不確定要素が大きくなるため，着陸地点
で 彗星活動が活発でありすぎない場所である必 要があった．最終的に，すべての基準を考慮して，着陸地点は結合している二つの胴体のうち小さい方の胴体の上に選ばれた．

3. フィラエの着陸
2014 年11月12日，フィラエは，高度 20k mの地点

図4a：最終着地点アビドスでフィラエのパノラマカメラが撮影した2枚の画像のモザイク．左上には探査機の足が見え，左下には彗星物質に接触しているアンテナが見える．見えている壁は約1メートル先にある．地平線はほぼ水平で，フィラエは窪みの中で約90°回転している．壁は地球の硬い岩
石のように見えるが，ミネラル分を多く含み，有機物を加えた水氷である（Photo: ESA /Rosetta /Philae/CIVA）．

から，あらかじめ圧縮されたバネを用いた分離機構

7 時間かけた自由落下の間は地球からの介入が不によって，ロゼッタ探査機から放出され，67P 彗星の可能だったが，フィラエは予定より1分弱早く，予測さ核に着陸した（図２）．フィラエは自前の推進力を持っれたタッチダウンポイントからわずか 約110メートルておらず，噴出する彗星ガスによってわずかに減速の地点に，0. 95m /sの速度で彗星表面に到達した．

されただけの自由落下で彗星表面に降りていった．

これはロゼッタとフィラエの運 用を担 当した E S A，フィラエの降下軌道はロゼッタ探査機の軌道と分離

フランスの宇宙機関CN E S，ドイツ航空宇宙センター

操作のみで制御するしかなく，フィラエ着陸機は回（DL R）のフライトチームにとって，ほぼねらい通りの転する67P 彗星核表面のターゲットエリアに，局所的着陸であり，大成功であった．

に決まっている脱出速度以下で到達するようにしな

地表に降下する間，いくつかの機 器が 計 測結果ければならなかった．さらに，着陸時にフィラエが転を記録し，画像を撮影した．その写真には，平坦で倒しないよう，横方向（彗星表面に平行な方向）の速わずかに起伏のある地形が 写っていた．そこには，度は可能な限り小さくする必要があった．

10cm 以下から数 mの大きさの小石や岩が多く写っ

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図4b：2016年9月2日，ロゼッタに搭載されたカメラでフィラエを発見した（Photo: ESA /Rosetta /MPS forOSIRIS Team）．

ていて（図3），表面の粗い部分と，大きな塊が少ない

た場所で停止した．この時のフィラエの着陸の様子

滑らかな部分が区別できる．これは，岩石が転がっを再現した動画がインターネット上に公開されているているのか，それとも岩石の周囲の物質が完全に浸2．

食されたのかは，まだ明らかになっていない．また，最終着陸地点である「アビドス（Abydo s）」では，いくつかの大きな塊はダストで覆われていて，それはフィラエは穴やくぼみのような場所に好ましくない姿

地球で見られる風による吹き溜まりのようである．こ勢で着陸し，約 90度傾いて横向きになってしまった

れは，彗星の活動によって動かされた物質であると（図4）．搭載されたパノラマカメラで撮影された画像考えられている．

には，フィラエの足と地面に触れているアンテナが残念なことに，フィラエは「アジルキア（Ag i l k ia）」

写っていて，岩壁のようなゴツゴツした壁がいくつかと名付けられた着陸予定地点で停止しなかった．最の方向に見えている．これらの大部分はダストや有初の着地の後，探査機を地面にしっかりと固定する機物が混じった氷のように見え，非常にもろくて粒はずの機構のうち二つが故障したのだ．探査機の上の大きさもまちまちのようだが，その組成はわからな部にあるコールドガス（訳注：化学反応を利用しない

かった．アビドスの温度は，着陸後の数日間，夜間はスラスタ）のノズルが最初の着地の直後に点 火して-180度，日中は-140度の間で変動した．このような低フィラエを地面に押し付け，同時に2本の銛が地面にい温度では彗星の活動はほとんどなく，フィラエに突き刺さってしっかりとグリップするはずだったが，搭載されたガス分析 装置で 彗 星ガスが測定されな

いずれもそうならなかった．幸いなことに，搭載装置かったのだ．

が収められた区画と着陸装置の間にある電気 機械

フィラエの外側に設置された太陽電池は，彗星1式のダンパーが，意図したとおりに運動エネルギー

日あたり約1. 5 時間しか電力を供給できなかった．数の大部分を吸収することで，また宇宙空間に放り出カ月に及ぶ測定作業を予定していたにもかかわらず，されるという最悪の事態を防ぐことができた．しか電力供給の時間はあまりにも短すぎた．そのため，搭し結果的に，フィラエはそれから何度も地面に着地

2

しては跳ね返され，2 時間後に約1200メートル離れ

E SAが公開しているフィラエ着陸の再現動画(www.youtube.
com/watch? v=rJ2eqH3Bz4c)．2021年11月時点で視聴可．

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載された機器が約56 時間の測定に成功した後，フィラエは冬眠に入った．
その後，彗星が太陽に接近したため日射 量が増えて太陽電池の出力が上がり，フィラエは2015 年 4月の初めに再起 動したと推測されている．2015 年 5月から7月にかけて，母 船であるロゼッタ探 査機を介して短期間にわたる無線通信が繰り返されたものの，フィラエの科学機器を再び使って計測することはもはやできなかった．ロゼッタのミッション終了のわずか 4 週間前の2016 年9月2日にロゼッタに搭載されたカメラで撮影された画像で探査機が確認されるまで，フィラエの着陸地点は大まかにしか分からな
かった．

4. ロゼッタがチュリュモフ・
ゲラシメンコ彗星を探査

図5：2015年5月3日の67P 彗 星．太 陽からの輻 射により，彗 星
核 の日照 側 で 活 動 が 活 発 になっている（Photo: ESA /Rosetta /NAVCAM）．

2014 年11月にフィラエを着陸させた後，ロゼッタ

め，67P 彗星の核の主成分は水氷であると考えられは67P 彗星が太陽の周りを回る軌道に同行し，核のるが，表面にはほんのわずかの水氷しか露出してい活動が拡大していく様子を詳細に観測した．予想通ないようだ（図7）．また，密度が低いのでこの彗星のり，全表面のうち主に太陽の光を多く受ける昼側が核は非常に空隙率が高いと考えられる．

活動した（図5）．活動がもっとも大きくなるのは通常，

また，結合している二つの丸い胴体のうち，小さい

彗星上での正午前後から午後の早い時間帯に相当方の胴体については内部構造も調べることができたする場所に集中しているが，日の出から数分以内の[ 1]．この目的のためにロゼッタとフィラエには送信機場所で活動が突然始まる様子も観測された．

と受信機が搭載されていて，両者の間で電波を往復

彗星ガスの測定結果は核から放出されるガスは主させる観測を行った．電波が核の内部を透過させるに水蒸気で構成されていることを示していて，水のことで，核の内部構造をおおよそ推測できる．具体的生成率の測定結果からは，核が最も活発になる近日には，彗星物質の誘電率や均質性，氷とダストの比

点でも核表面の約6％しか活動していないということ

率などを知ることができるのだ．そのような調査のが分かった．そのように活動は表面の小さな領域に結果，興味深い結果が得られた．電気的特性は，約集中しているが，局所的な日照条件や地形が重要な

10メートル以 上の長さのスケールでかなり均一であ役割を果たしているようだ．太陽光にさらされているることが分かった．推定される空隙率（poro sit y）は部分は，長い間日陰のままの部分よりも強く熱せら75%であることから，氷とダストの体積比は0.4〜2. 6

れ，侵食が早くなる．場所によっては，活動の影 響の範囲の値となり，67P 彗星の体積の約半分だけがで数日から数週間で表面の構造が変化したところもダストや鉱物成分で構成されている一方，残りは空あった（図 6）．

隙であることを意味している．ダスト観測装置で測ロゼッタ探 査機 が 67P 彗 星の核に接近した際に定されたサブミリメートルの粒子のほとんどが同様

は，電波のドップラーシフトを利用して67P 彗星の重に高い空隙率を持っていることから，67P 彗星の物力場を測定することができた．その結果，平均密度

質はさらに小さなスケールでもとても多孔質である-3は約500kg m であることがわかり，水氷の約半分，と言える[2]．

コルクと同程度の密度しかなく，他の彗星の核でも核はかなりの部分が水氷で構成されているが，そ見られる典型的な値であることがわかった．そのたの表面は入射した太陽光の5% 程度しか反射してい164

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図6：約2か月間の67P表面の変化（Photo: ESA /Rosetta /MPS for OSIRIS Team）．

図7：ところどころに水の氷を発見（Photo: ESA /Rosetta /MPS for OSIRIS Team）．

ない[ 3]．他の彗星の核でも観測されるように，表面20cmであることが 推 測され る．残りの 表 面では，は石炭のように真っ黒なのだ．表面の大部分は微細ダストの層の厚さは分かっていないが，彗星活動になダストの層で覆われており，ロゼッタに搭載された

よってダストが表面全体に撒き散らされるので場所

赤外分光計の測定結果が示すように，おそらく非常

によっては何メートルもあると思われる．そしてそのに暗い有機物を含んでいるのだろう．そのせいで核ようなダストは彗星活動そのものにも影響を与える．

の表面が暗い色をしているといえるが，この点についなぜならば，たとえそれが薄いダスト層であっても，ては後述する．

太 陽光が土壌を透 過して揮発 性物質を昇華させる

フィラエが最初にタッチダウンしてから数 分後にのを妨げるからだ．

ロゼッタ探査機が撮影した写真には，フィラエがア

フィラエの足（着陸脚）には加速度センサーが取り

ジルキア（Ag i l k ia）の 最初の 着 陸 地 点に残した足付けられており，最初のタッチダウンの際にスイッチ跡（訳注：着陸脚が着地した跡）が写っている．これが入れられた[4]．これらの測定結果から，ダストのらの足 跡から，ダストの層の厚さは少なくとも10 ～下には非常に硬い層があるはずで，おそらく凍った67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での2年間：彗星探査機ロゼッタ／小林，クリューガー

165

よって露出した壁から物質が昇華し，ピットはさらに成長し続けることになる．もしこの場所での活動が低下すると，彗星の他の場所からの堆積物で埋められることもありえる．
したがって，空洞の形成には，昇華に必要な熱を供 給 するための太 陽 光 が 必 要となる．そのためには，太陽の光が深く浸透するような割れ目や歪みが存在することが大前提となりそうだ．しかし，彗星の核の内部に熱源があるとも考えられる．その熱源として考えられているのは，約 -140℃の温度で起こり
図8：67P上の窪みの一つの壁面に見られる，鳥肌のような粒状の粗い質感．個々のスポットの大きさは約3m（Photo: ESA /Rosetta /MPS for OSIRIS Team）．

大きなエネルギーを放出するという，非晶質の水氷が結晶質の水氷に変化による発熱過程である．しかし，彗星に非晶質の氷や放射性核種が含まれているかどうか，含まれているとしたらどのくらいの量なの水氷でできているということがわかった．最終着陸

かは，まだ明らかになっていない．他の熱源として考地点であるアビドス（Abydo s）では，長さ30cmの棒

えられるのは，彗星が形成されたときにすでに存在の地面への打ち込が試みられた[ 5]．最大の衝撃力していた長寿命の放射性核種で，その崩壊熱によっ

でも棒の先は地面を貫通しなかったが，土壌の硬さていまだに内部が加熱されるとも考えられる．

を測定することができ，測定値から硬い凍った氷であることがわかった．

ピットができた別の原因として，隕石や小惑星が衝突してできたクレーターではないかと考えられてい表面のクレーター状の穴やピット（窪み）は，彗星のる．このような説明は，過去の彗星探査ミッションで活動に関連している可能 性が 高いようだ．ロゼッタの観測結果からすでに提唱されてきた．多孔質体をが取得した画像によると，数メートルの大きさのピッ使った実験室での衝突実験では，67P 彗星で観測さトの壁には，研究者達が鳥肌に例えるような荒い粒れたピットと非常によく似た衝突構造が見られた．こ状の構造が見ることができ（図 8），このように彗星

れは，例えば月面にあるような見慣れた衝突クレー

核の表層下の様子を見ることができる．これらの構

ターのように，固体の岩石に衝突して形成されたク造が彗星核形成時の名残なのか，それとも活動の結レーターが典型的なお椀型をしているのとは全く異果なのか，さらには隕石や小さな小惑星の衝突によなる．このピット構造が，活動と衝突クレーター，あるものなのかは，今のところ不明のままである．ある

るいはその両方のいずれの形成過程によってもたら場所では，ピットの壁からガスやダストが漏れ出るされたのか，現時点では明らかになっていない．

様子が観測され，また別の場所では，ガスやダストが空間に向かって一方向に向かって吹き出す現 象，
いわゆるジェットの噴き出し口となっていることが分かった．

5. 二重結合天体
ダンベル型の67P 彗星の核
（訳注：湯船に浮かべピットの大部分が内部にある要因によって発生しるアヒルのおもちゃに似ているとも云われた）は，二たと考えるならば [6]，次のようなことが起きると考

つの 独 立した天体 から 構 成されているようだ．まえられる．まず C O や C O 2 などの揮発 性物質の昇華

た，彗星表面のいくつかの場所では，少なくとも800

により，深さ数百メートルにいたるまでの領域に小さメートルの深さまでたどることができる段 丘としてな空洞が形成される．これらの空洞が時間をかけて現れた層で 形成されているようだ．同様の地 層は，成長すると，上の被覆層がどんどん薄くなって，つい他ミッションによって観 測されたテンペル 第１彗 星には崩壊あるいは昇華ガスで吹き飛ばされることで(9P/ Tempel 1または Tempel 1) やヴィルト第2 彗

オープンピットが形成されるのだ．その後，太陽光に星( 81P/ Wi ldまたはWi ld 2)でも発見されているが，166撮影された画像の解像度は十分ではなく，その起源を調べることができなかった．

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

であるのか，現在のところ不明である．
探 査 機 や 地 球 のレーダーで 撮 影され た 小 惑 星

ロゼッタによって撮影された画像と，それを基にや彗星核の高解 像 度画像の数が増えていることか作成した彗星核の三次元モデルによって，核表面のら，小さな天体には二重結合天体の形状がわりと多局所的な重力場に対する核内部の層構造を初めていのではないかと考えられている．2019 年に New

解析することができた[ 7]．それによると，ダンベル

Hor i zons 探 査 機 が 訪 れ た カイパ ー ベルト 天 体の両端は，重力によって結合された二つの胴体を表486958 A r rokot hもその代表例だ．

しているようだ．層構造は一種のタマネギの皮のような構造をしていが，これが 45 億 6000万年前に彗星の核が形成されたときの状 態を反映しているのか，

6. 化学成分

それとも後から作られたものなのかは，まだ不明だ．

ロゼッタに搭載されたガス質量分析計は，67P 彗

また，ロゼッタ探査機の観測データは二つの胴体の星の核に含まれる多 数の化 学 物質を測定した．他

組成の違いを示していて，約10％の密度の違いがあの彗星に比べて非常に低い温 度で昇華する揮発 性

るようだ．これらの観測事実は，それぞれの胴体の物質であるC OとC O 2 の割合が 高いことから，67P

起源が異なること示している．

の組成は核の形成時からほとんど変化していないこ

いくつかの彗星では，近日点付近の活動によるアとがわかった．このことは，67P がロゼッタミッショ

ウトガスを主な要因として，比較的短 期間で自転周ンのターゲットとして選ばれた際の重要な選択 基 準期の大きな変化が観測されている．自転周期は，ロだった．

ケットのノズルのように減 速したり加 速したりする

水蒸気（H 2 O），C O，C O 2 に続いて彗星ガスの中ことがある．67Pの自転周期は，前回の近日点通過

で4 番目に多いのは酸素（O 2 ）で，67Pの彗星のコマ（2009年）の際に約22分間短くなり，現在（2016年の時で初めて発見された．このほか，窒素（N 2 ），メタン点）は約12.4時間で自転している．しかし，今後，自転（C 2 H 6 ），アルゴンなどの揮発性物質（CH 4 ），エタン

がどのように推移するかを予測することは困難である．

も測定された．67P 彗星核の夏半球と冬 半球では，

67Pでは，特に二つの胴体が結合している天体のコマに含まれるそれらの物質の存在量には大きな違間の「首」と呼ばれる部分に明確な断層が見られる．

いが見られた[ 10]（図 9）．

これは，彗星本体に強い張力がかかっていることを測定されたいくつかの物質の組成と存在量から，示している．このような二重 結合天体が異なる回転

67P 彗星の核は約-253℃を下回る温度で形成された速度でどのように振る舞うかを調べるには，彗星材と考えられる．しかしながら，そのような低温となる料の破壊力学的特 性を考慮して，コンピュータ・シ

には純粋な凝縮物質である必要があるものの，非晶ミュレーションを用いることができる．それによって，質の氷の形で保存されるのであれば，かなり高温のもし7 時間以下の自転時間で回転した場合，核は遠約 -140℃でも可能となる．いずれにしても，彗星の核

心力によって首の部分で分裂してしまい[ 7]，切り離は太 陽から遠く離れた太 陽系星雲の非常に冷たいされた二つの小天体は，しばらくすると再び接近して領域で形成されたことが証明された．

新しい二重結合天体を形成する可能性があることがわかった．

彗星に関連してよく議論されるのは，複 雑な有機
分 子を形成するための基 本的な成分を彗星が地球

他のダンベル型の彗星核でも，そのような再構成にもたらし，最 終 的に生命 が 誕 生したのではないが行われていた可能性がある．成層化は，崩壊時にかということだ．ロゼッタミッション以前には，すで放出された小片やダストが次第に本体に集まってくに多くの有機物が彗星にあると観測されていた．ロ

る過程の結果であるといえる．そうなると，彗星のゼッタ探査機とフィラエ着陸機に搭載された質量分

核はこれまで想定されていたほど不変ではないのだ

析計によって，これまでの彗星の研究では知られてろう．これまで重要視されてこなかったこのプロセスいなかった数十種類の物質が見つかった．今回見つが，彗星核やその他の小天体の形成にどの程度重要

かった物質の中には，これまでヴィルト第２彗星でし67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での2年間：彗星探査機ロゼッタ／小林，クリューガー

5

7

-10-2

2014

6

-11-1

2014

6

-12-0

2014

6

-12-2

2014

5

-01-1

2015

4

-02-0

2015

167

90

4.5
60

4

30

3
2.5

0

2

Latitude [°]CO2 / H2 O ratio

3.5

-30

1.5
1

-60

0.5
0

300

320

340

360

DOY [since 1.1.2014]

380

400

-90

図9：二酸化炭素と水：ロゼッタに搭載されたガス質量分析計で測定されたCO 2とH 2Oの比（青）と彗星核上の探査機の鉛直下
点の緯度（赤）の関係．測定されたCO 2 /H 2O比は，彗星の緯度によって大きく変化する．今回の測定では，南半球
（冬）よ
りも北半球
（夏）
の方が照度が高かった．水はCO 2 よりもはる
かに昇華温度が高いため，冬の季節である南半球の上空では，水はかなり少なかった（[10]）．

か検出されていなかった単純なアミノ酸であるグリ

	
  図10：地上約20mのロゼッタの最後の画像．OSIRISカメラが十分に焦点を合わせることができなかった．解像度は1ピクセ
ルあたり2mm，縦方向の拡大は約96mであった（Photo:
ESA /Rosetta /MPS for OSIRIS Team）．

シンも含まれている．これらの物質の多くは，我々がたと考えられている．彗星の核は主に水の氷で構成知っているような生命の基本的な成分を合成するたされており，初期の地球への衝突は現在よりもはるめの重要な分子で [ 11]，これらほとんどは，星間雲かに頻繁であったため，彗星は地球の水の起源の有の中にも存在する．しかし，星間物質からの比較的力な候補と考えられている．

複雑な化学物質が，太陽系形成の間ほとんど変化せ

地球上の水の起源を明らかにするために，重水素ずに彗星の核に取り込まれたのか，あるいはしばら（重 水素）と通常の水素の関係 ( D/ H 比)について考くしてからその大部分が彗星の中でのみ形成された

えてみると次のようになる．D/ H 比は，彗星だけでなのかは，依然として未解決の問題のままである．

く地球の海や他の天体でも決めることができ，オー

67Pの表面には様々な炭化水素が複雑に混ざってルト雲から来たいくつかの 彗 星では，D/ H 比の 値

いるが，これまでに詳細な同定はできていない [ 3]．

が，地球上で見られる値よりもはるかに高い結果とまた，コマで測定されたダスト粒子には，始原的隕なった．一方，原始太陽系星雲では，D/ H 比の値は石の一種である炭素質コンドライトに類似した有機

地球よりもかなり低くなっている．ロゼッタによる測分子が多く含まれていた．残念ながら，これまでに

定でも，67Pでは地球のものよりも約3 倍も高い値が調べられたダスト粒子の中には，いずれの有機化合得られている．このように，彗星は地球の海水の唯物も確認できていない[ 12]．

一の供給源ではないようだ．

7. 地球上の水はどこから来ているのだろうか？

ロゼッタはすでに多くの素晴らしい結果を出しているが，観測されたデータ全体を包括的に解釈することはまだほとんどできていない．多数のプロセスを詳細に理解するためには，実験室での人工彗星の彗星は，地球上の水のほとんどがどこから来たの実験やコンピュータシミュレーションが大きく貢献すかという疑問の解決にも役立つかもしれない．内太

る．パズルのすべてのピースを組み合わせて全体像

陽系での生成条件を考えると，地球の水の量は現在を把握するには何年もかかるだろう．また，これらのよりもはるかに少ないはずである．そのため，地球上

結果は，将来の彗星探査の準備にも利用されるだろう．

の水の大部分は，地球が形成された後にもたらされこのような小さな天体の探査における次の大きな

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168

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

ステップは，彗星の核から物質サンプルを採取して彗星の温度で凍 結させた状 態で地球に輸送し，地インターネット上の参考ウェブサイト

球の研究機関で利用可能な最高の技術で分析する

ロゼッタが惑星間を移動する際のアニメーション．

ことだ．これは大きな技術的な挑戦であり，このマイw w w.yout ube . com /watch? v =5yoYZ E R ieuQ

ルストーンがいつ達成されるかは未知数である．

8. まとめ2016 年9月30日に探査機が彗星に落下することでフィラエの着陸を再現する
w w w.yout ube . com /watch? v = rJ2eqH 3Bz 4c
E S A , DL R および M P Sのウェブサイト

終了したロゼッタ・ミッションは（図１０），彗星とそro set t a .esa . i ntの形成に関する研究において画期的な宇宙ミッショ

w w w.d l r.de/ro set t a

ンだった．その中でも特に驚いたのは，目的天体でw w w. mps . mpg .de/de

あった67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星が不規則なダンベル型をしていたことだ．この彗星は，おそら

ロゼッタおよびフィラエのミッション搭載機器のサイト

く二つの独立した天体が重力によって結合したもの

sci .esa . i nt /ro set t a / 35061- i nst r u ment s

だと思われる．彗星の表面は非常に粗く，様々な過

sci .esa . i nt /ro set t a / 31445 - i nst r u ment s

程を経たことを示す非常に多様な地形が見られた．
彗星核は，10 〜100メートル以上の大きさのスケールでは均質であると考えられるが，それよりも小さなス
ケールでは不均質であることが，その活動の原因と考えられる．彗星核の活動は小さな領域に集中しており，また，数日から数週間の間に起こる表面変化は局所的なものだった．彗星物質の中には多くの有機物質が測定され，その中には生命の基本的な成分を合成するための重要な分子とされるものも含まれ
ている．

参考文献
[1] Kofman, W. et al., 2015, Science 349, aab0639-1.
[2] Langevin, Y., 2016, Icarus 271, 76.
[3] Capaccioni, F. et al., 2015, Science 347, aa0628-1.
[4] Biele, J. et al., 2015, Science 349, aaa9816-1.
[5] Spohn, T. et al., 2015, Science 349, aab0464-1.
[6] Vincent, J.-B. et al., 2015, Nature 523, 63.
[7] Okamoto, T. and Nakamura, A. M., 2017, Icarus
292, 234.
[8] Franceschi, M. et al., 2020, PNAS 117, 10181.
[9] Hirabayashi, M. et al., 2016, Nature 534, 352.
[10] Mall, U. et al., 2016, Astrophys. J. 819, 126.
[11] Goesmann, F. et al., 2015, Science 349, aab0689-1.
[12] Fray, N. et al., 2016, Nature 538, 72.

《目次へ

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その25 〜はやぶさ２拡張ミッション〜／嶌生，はやぶさ２拡張ミッションチーム

169

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その25〜はやぶさ２拡張ミッション〜嶌生 有理1，はやぶさ２拡張ミッションチーム
（要旨）2020年12月に小惑星リュウグウの試料を地球に届けた小惑星探査機はやぶさ２は，次なる目的地に向けて出発した．新たな目標天体は高速自転小型小惑星1998K Y26であり，2031年にランデブー予定である．巡航中は，黄道光観測や系外惑星観測，小惑星 2001C C 21のフライバイ観測，地球スイングバイ
時の月・地球観測などを行い，段階的に理学成果を創出する計画となっている．本稿では，はやぶさ２拡張ミッションの概要と観測項目，期待される科学成果について紹介する．

1. はじめにクトル型などの物理情報は限定的であった (例外の候補はイトカワとリュウグウであった)．多数の小さな2020 年12月6日，小惑星探査機はやぶさ２は小惑

小惑星の中で，サンプルリターン機能を失ったはや星リュウグウの試料を封入したサンプルリターンカプ

ぶさ２であってもリモセン観測のみで有意な科学成セル( S RC)をオーストラリアのウーメラ砂漠に帰還さ果が期待できる天体として，探査未踏天体である高せ，次なる目的地に向けて出発した．S RCの帰還運

速自転小型小惑星が注目された．工学的成立性と理用および 現地回収の様子は，現地回収部隊長の報学的価値を検討した結果，金星スイングバイを経由

告記事を参照されたい[ 1]．

して2030 年に 小 惑 星 2001AV43にランデブーする

拡張ミッションの候補天体探索は，第2回タッチダ

EV E EAシナリオ( E :地球，V: 金星，A : 小惑星)と，

ウン運用を完遂した2019 年夏頃から実施され，S RC

小惑星 2001C C 21フライバイを経由して2031年に小帰 還 後のイオンエンジン運 転と惑 星スイングバイを

惑星1998K Y26にランデブーするEA E EAシナリオ

利用して到達可能な天体が探索された．地球軌道をが選定された．2020 年9月，探査機の熱解析を含む

通 過する小惑星と彗星18, 002天体の中から，残 燃

詳細検討の結果を受けて，太陽距離の設計前提か料での増速 量1.7k m /s 以下でフライバイもしくはラらの逸脱が小さいEA E EAシナリオが選択された．

ンデブー探査が可能な天体を探索した結果，354天体が発見された．これらの候補天体について，さらに運用成立性と科学的価値の観点で絞り込みが実

2. 拡張ミッションの意義

施され，理学側の候補天体調査チームによって候補

はやぶさ２拡張ミッションは，はやぶさ２ミッション

天体の直径，アルベド，自転速度，小惑星スペクトルの理学意義および工学意義のもとで太陽系マルチフ

型，今後の地上観測可能性などが調査された．筆者

ライバイによる長期航行技術を確立し，高速自転小も調査チームに参加したのだが，ほとんどの候補天型小惑星へのランデブーを目指すミッションである．

体の推定直径は300m 以下であり，アルベドやスペ

はやぶさ２拡張ミッションの意義は，( 1)太陽系長期

1.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
shimaki@pla neta .sci.isas.ja xa .jp

航行技術の進展，( 2)高速自転小型小惑星探査の実
現，(3) Pla net a r y Defenseに資する科学と技術の170

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図1：はやぶさ２拡張ミッション概要 (画像クレジット: JA X A; 1998 K Y26画像クレジット: Auburn University, JA X A)．

獲得である(図1)．順に見ていこう．

されている[ 3]．高速自転はリュウグウのコマ型形 状

はやぶさ２の設計寿命は7年であり，これは2014の形成過程 [4, 5]とも関連しており，はやぶさ２のリュ

年の打ち上げから2020 年の帰還まででほぼ 完了しウグウ探 査で提 起された高速自転と天体 構造の関ている．はやぶさ２拡張ミッションでは，設計 寿命

係との比較によって，リュウグウで得られた科学的知

後さらに10 年をかけて，高速自転小型小惑星にラン見をさらに深められると期待される．工学的には，小デブーする．探 査機は過 酷な宇宙環 境で経 年 劣化

惑星の赤道表面では重力よりも遠心力が卓越するたしていくが，実運用において性能限界を知ることはめターゲットマーカー( TM )が設置できないなど，特工学的に重要な知見となる．また，地球帰還までの殊な力学 環 境へのアプローチから新たな小 惑 星探ミッションでの工学成果を踏まえて，より自在な，よ

査技術の獲得が期待されている．

り遠方への探査を目指す上で必要となる運用技術をPla net a r y Defenseとは，小惑星や彗星の地球獲得する機会となる．これらは，低消費燃料での長衝突問題を扱う活動であり，スペースガードとも呼ば時間運用や探査機システムの超長期維持技術，イオ

れる．地球との最小交差距離が 0. 05au 以下で絶対

ンエンジンの運用技術の実践と長期性能取得，イオ

等 級 が 22 等以下( 直径 約100m 以 上 ) の天体は， 地ンエンジンと組み合わせた太 陽系マルチフライバイ

球への衝突によって大きな被害を及ぼす可能性のあ

航行技術などである．一方，理学としては，長期間巡る天体として潜在 的に危 険な小 惑 星 ( Potent ia l ly

航中の黄道光や系外惑星の観測，小惑星フライバイ

H a za rdous Asteroid : PH A) と 呼 ば れ る．近 年

観測，地球スイングバイ時の月・地球観測を行うこと

では1908 年 のツングースカ大 爆 発 ( 直 径 60 -100m)

で，目標天体へのランデブーに至るまでの期間も科や2013 年 の チェリャビンスク隕 石 ( 直 径 約20m) の学成果を積み上げていく．

衝 撃波による人 的 被 害が 報 告されている．天体 の直径100m 未満の高速自転小型小惑星は，これま

地 球 衝 突 問 題 に つ い て， 国 連 に I nter n at ion a l

でに探 査されたことがない前人未到の天体である．

Asteroid Wa r n i ng Net work ( I AW N )とSpace

自転周期が約2. 3 時間以下である小惑星の大半は直M is sion Pla n n i ng Adv isor y Group ( S M PAG)

径100m以下であることが知られている[2]．これは，が，NA S AにPla net a r y Defense C o ord i n at ion

高速自転小型小惑星の赤道 域では重力よりも遠心O f f ice ( PD C O) が，E S Aに Nea r- Ea r t h Object

力が卓越するため，重力で束縛されたラブルパイル

C o ord i nat ion C ent re ( N E O C C) が 設 置 さ れ，

天体ではなく，一枚岩天体であるためと考えられて

本 問 題 を 多 角 的 な方 面 か ら 議 論 する 国 際 会 議いる．一方，適度な内部固着力があれば，高速自転

Pla net a r y Defense C on ferenceが 2 年毎に開催

小型小惑星がラブルパイル天体である可能性も指摘されるなど，理工学を超えた分野での関心が高まっ火の鳥「はやぶさ」
未来編 その25 〜はやぶさ２拡張ミッション〜／嶌生，はやぶさ２拡張ミッションチーム

171ている．はやぶさ２拡張ミッションでは，地球への衝

分解できない小惑星の表面地形を知ることができる

突で地域的な被害を引き起こしうる直径数 10mの小点にある．小惑星から比較的遠距離 (>3, 000k m)で惑星の素性を解明すると同時に，こうした小天体近は，点光源としての小惑星をONC -Tの7バンド観測

傍での探査技術を磨くことで，Pla net a r y Defenseと近赤外分光計N I R S 3による分光観測を行い，絶に資する技術と知見を得ることを目指している．

対反 射 率を決 定 する．N I R S 3では，2001C C 21のはやぶさ２拡張ミッションの期間は探査機の設計

地 上 観 測で 示 唆されている2. 0µ mの 吸収 (CA Iに

寿命を超えていることから，ミッション途中で運用

関 連 するFeを 含 むスピネル [ 7] ) および 2.7µ mの 水

継続不能となることも考えられる．そこで，上記の理和化合物の存在を検出することが期待される．最接工学意義を段階的に達成するため，ミッションの各

近時は，探査機の姿勢制御による小惑星追尾は最段階で様々な観測が計画されている．

小限として，最 接近 距 離を約100k m (ONC -T で約

3. 長期間巡航(2021-2026年)

70pi xel，熱赤外カメラT I Rで約10pi xel)とする観測が検討されている．探査機は小惑星に対して反太陽側を通過して低位相角での地形観測を行い，全球

EA E EAシナリオでは，探 査機は2020 年の地球形状観測や岩塊・クレーター分布観測から，表面年

帰還後，2027年の地球スイングバイまで金星軌道と代の推定などが期待される．T I Rは，ONC -T では

地球軌道の間を6周半巡航する．この期間は，イオン撮像できない小惑星の夜面を撮像するとともに，空エンジン運転による軌道制御などの他に，理学観測

間分 解された熱画像から熱物性分布や自転方向推として観測機 器 校 正データの取得と光 学航法望遠

定が期待される．レーザー高度計L I DA Rは，有効

カメラONC -Tによる黄道光および系外 惑星の観測

動 作距 離が 約30k m 以下であり観測周波数も最 大を実施する．黄道光とは，惑星間空間に漂う0.1-100

1H zであるため，小惑星フライバイでの観測は実施しμmのダスト( 惑星間塵 )による太陽光の散乱光であない．

り，太陽からの距離に応じた惑星間塵の密度分布を反映する．探 査機は2031年までに約 0.7–1. 5auまでの太陽距離を巡航する予定であるため，地球から離れた複数地点で黄道光観測を行い，地球近傍の惑

5. 地球スイングバイ(2027年，2028年)

星間塵の密度や構造を明らかにすることで，惑星間地球スイングバイでは，巡航時には取得できない空間における物質の生成および輸送メカニズムに制観測機器の校 正データの取得および 科学観測が実約を与えることを目指している．系外惑星観測では，

施 可 能 である．地 球 スイングバイは2027年と2028

明るい星の観測に適した小口径のONC -Tを用いた

年の2回実 施 するが，探 査機の指向方向制約のた

トランジット法 ( 惑 星が主 星の前を通 過する際の減め，2028 年のみ地 球・月観測の実 施を予定してい光から惑星の大きさと距離を求める手法)によって，る．2020 年の地球スイングバイ時と同様に，ONC，日本の宇宙機による系外惑星の初検出を試みる．

N I R S 3，および T I Rによるスイングバイ後の1日毎

4.小惑星2001CC21フライバイ(2026年)
小惑星 2001C C 21はライトカーブ観測から細長い形 状が示唆されている直径約 700m，自転周期約5の地球・月観測と，L I DA Rによる探査機 -地球間の光リンク試験が検討されている．

6. 小惑星1998K Y26ランデブー(2031年)

時間の地球近傍小惑星であり，探査機が訪れたこと

小 惑 星1998K Y26は EA E EAシナリオの目標 天のないL 型小惑星の可能性がある[6]．はやぶさ２は体で，自転周期が 10.7分，有効直径が 20 - 40mの比

相対速度約5k m /sで小惑星2001C C 21をフライバイ

較 的球形 状をした高速自転 小 型小 惑 星である．小する．フライバイ観測の利点は，地上観測では空間

惑星1998K Y26はリュウグウと比較して自転周期が

《目次へ

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172

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

約1/43，直径が約1/ 30であり，はやぶさ２の太陽電池パドル展開幅 6mと比較するとその小ささがよくわ
かる(図2)．地上望遠鏡による光学およびレーダー観
測から，小惑星1998K Y26の表面は暗く，小惑星ス
ペクトル型では( B , C , F, G , D, P ) 型の可能性があり，表面バルク密度は2, 800kg /m 3 ，表面粗さは1-10cmと推定されている[8]．天体形状と自転周期から，天体中心の最小固着力は約20Paであると推定されている[ 3]．小惑星1998K Y26 へのランデブー後は，リュウグウ近傍観測と同様に，高度 1k m程度のホー
ムポジションからの全球観測を基本として，降下運用などの特殊運用も検討されている．理学観測としては，ONC -Tによる地形観測のほか，ONC -Tの7バ

図2：は や ぶ さ２と1998 K Y26 ( 画 像 クレジ ッ ト : Auburn
University, JA X A)．

ンド観測および N I R S 3による分 光観測，T I Rによなタッチダウンの様子を撮像したCA M - Hが使用不る熱物性および表面構造 (ラフネス) 観測，L I DA R

能となり，寂しい限りである．目標天体到達まで，探による重力計測とダスト検出，天体軌道および熱物査機が健全であることを祈念したい．

性 観 測によるYa rkovsk y 効 果 および YOR P 効 果

はやぶさ２拡張ミッションと並行として，はやぶさの検出等が検討されている．探 査機には1発のサン

２ヘリテージを活かした2030 年代の次世代 小天体

プラー弾丸と1個のTMが残されている．サンプラー

サンプルリターン探 査も検 討されている．はやぶさ

弾丸 (タンタル製 5g 弾丸，約300m /s)が赤道表面の初号機の基本設計を受け継いだはやぶさ２とは異な岩塊に衝突すれば，放出されたイジェクタは再堆積

り，新たに設計する親機・子機構成の探査機システすることなく遠心力によって飛散し，直径数cm〜数ムのよる始原的天体探査を目指している．こちらは目10cm程度の強度支配クレータの観察から岩塊の強標天体到達見込みが2030 年代後半のため，興味が度情 報を得ることが 期 待される．表面付近で化 学

ある若手の方は，ぜひ積極的にご参加いただきたい．

推進系スラスタRC Sによる急上昇を行えば，リュウ
グウでのタッチダウン後の上昇時のように粒子が舞い上がり，小惑星の質量損失を観察できるかもしれ参考文献

ない．詳細な近傍運用観測は，今後はやぶさ２拡張[1] 中澤暁ほか, 2021, 遊星人 30, 18.

ミッションチームによって議論される予定である．

[2] Hergenrother, C. W. and Whiteley, R. J., 2011,

7. おわりに

Icarus 214, 194.
[3] Hirabayashi, M. et al., 2021, Advances in Space
Research 68, 1533.

2021年10月現在，はやぶさ２は次の目標天体へと[4] Watanabe, S. et al., 2019, Science 364, 268.

向けてイオンエンジンを運転しながら航行中であり，[5] Sugiura, K. et al., 2021, Icarus 365, 114505.

その累積増速量は400m /sを超えた[ 9]．一方，徐々[6] Binzel, R. P. et al., 2004, Meteor. Planet. Sci. 39,にではあるが，探 査機の性能 低下も確認されてき351.

た．2021年 4月，分離カメラD CA M 3やモニタカメラ[7] Sunshine, J. M. et al., 2008, Science 320, 514.

CA M - Hを司る分離カメラ制御部 CA M - Cの永久故[8] Ostro, S. J. et al., 1999, Science 285, 557.

障が確認された．また，化学推進系スラスタ噴射部[9] https://www.hayabusa2.jaxa.jp/

を保温するヒータでも一部故障が発生している(バックアップ手段により回復済み)．幸いにも目標天体とのランデブーは達成可能の見込みであるが，躍動的《目次へ一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その48 〜金星の未知紫外線吸収物質を気球搭載光学望遠鏡FUJINで狙う〜／今井，田口

173

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

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

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

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

用されています. 特に金星最大の謎とも呼 べるスー

著ながら[ 1]では, Ro s sby波やKelv i n波といった惑

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

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

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

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

174

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

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

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

2. 紫外線吸収物質を探れ[4]では, 44の分子種を含む153の化学・光化学反応
がシミュレートされていますが, その約半数が 硫黄

以上のように「あかつき」の探査によって金星の大を含む物質です. 未 知吸収物質が既存の化学モデ

気力学研究に大きな発展があった一方で, 金星の気

ルの中に含まれているのか, 含まれているとして吸収象学を推し進めるには大 気化学や雲に関する理 解物質の存在量を定 量的に説明できるのか, こうしたが必要不可欠になってきています.

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

40 年以上の長きにわたって謎とされてきた未知の近目の意義は, 金星大気の放射加熱の理解です. 全球

紫外線物質( 群 )の同定です. 金星の雲は濃硫酸ででを高度 45−70 k mにわたって分厚い雲で覆われた

きていることが知られていますが, その正味の光化

金星は, 太陽放射による加熱が地表面ではなく高高

学反応は以下ように表せます.

度の雲層内で起こる惑星で, 高度 64 k mまでで太陽S O 2 + C O 2 + H 2O → H 2 S O 4 + C O

放射の50%が散乱・吸収されています. 大気の太陽

S O 2 は紫外 域にいくつかの吸収 帯をもちますが,

放 射 加熱は , 惑星の大気大 循環を決定する最も重そのうちの1つが 280 n m付近に存在しており, U V I

要な要素ですし, 当然スーパーローテーションの形は283 n mのフィルターを通して, このS O 2 による紫成されるメカニズムを議論 する上でも基 本情報とな

外線吸収を観測しています. 他方, 365 n mの観測バ

ります. しかしながら, 320– 500 n mの波長 域に存

ンドは未知吸収物質による吸収帯に相当し, S O 2 分

在する吸収の存在が, 現実的な金 星大気の太 陽放布と一定の相関があることから, 雲形成の化学に関射 加熱 推定の障害になっています. 先行研究 [ 5]にわる物質である可能性があります.

よると, 280– 500 n mの波 長 域の吸収 だけで 8 K

図2は Mes sengerに搭載された M A S C Sというday -1 の加熱があると言われており, 320 n mより長分 光 器によって金 星フライバイ時の約8 分間に得ら

波長側の未知吸収物質の影響は無視できません. 近れた紫外線 スペクトルを示しています. S O 2 吸収帯

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

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

スーパーローテーションの風速が 20 ms -1も変化する

現在までにこの未知吸収物質の候補として挙げら

可能性が指摘されるなど未知吸収の重要性が再認

S x , Cl 2 , S 2 O, S Cl 2 , S 2 O 2など S ( 硫

識されるようになっています [6] . このように, 未知吸黄) を含んでいます [ 3] . これらの物質は, 光化学モ収物質が同定されることによってはじめて, 金星のれている多くは一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その48 〜金星の未知紫外線吸収物質を気球搭載光学望遠鏡FUJINで狙う〜／今井，田口175

図3：気球搭載望遠鏡システム FUJIN-2 コンセプト図.

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

大 気の加 熱 分布や時間変 動によってスーパーローの観測を実施しましたが, I Rチャンネルからのコンタ

テーションをはじめとする金星気 象がどのように応

ミネーションが発生しているため正確な吸収スペクト

答し維持されているかの全貌解明につながると考え

ル評価が困難になっています. 以上のように, 紫外吸ています.

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

3. 未知物質を調べるには

2) 紫外吸収のもつ大きな時空間変動性

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

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

経 度方向に異なる領域をスキャンした結果ですが,います.

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

り, 結果として紫外スペクトルに時空間変動を踏まえ最近の研究に, 紫外分光データと化学・放射モデた解釈が困難になっていると感じます. 一般に S O 2

ルを合わせた詳細解析によって, 320– 500 n m におや未知吸収物質は雲頂から5–10 k m下層の60 k m

2

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

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

よって雲頂部で濃淡が作られると考えられています.

この研究で使用された紫外分光データは , 図2で示雲頂付近へ到達した吸収物質は , その後移流の効したM A S C Sの波長分解能~4 n mのものでしたが,果や光化学による分 解によって徐々に薄くなるはず

複数ある候補物質をスペクトルの特徴のみから絞りです. 金星の近紫外スペクトルを評価する際には, 観

込むには限界があります. 例えば , S 2 O の室内実 験

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

360. 0, そして368. 0 n mに< 8%の深さをもったスパ

空間分 解能を改善した新たな紫外分光観測が不可

イク状の吸収構造がありますが, こうした特徴を捉え欠と言えます.

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

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

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

図4：FUJIN-2 の3 段階ポインティング制御概念図.

づいた議 論 が 不 可欠です. 我々は地 上 望遠 鏡と探気 球 搭載 望遠鏡による観測を成立させる最大の査機に次ぐ新たな観測プラットフォームとして, より

ポイントは , 如何に高度 32 k mの高度でゴンドラと安価で継続的かつ高頻度の観測運用が可能な気球

望 遠 鏡を制 御し, 観 測 装置 内で 天体像を1点に結搭載 望遠 鏡システム( F UJ I N -2) を開発していま像させるかです. F UJ I N -2では , ゴンドラの姿勢制す (図3) . 気球搭載望遠鏡は, 地球大気による吸収

御, 望遠鏡経緯台による天体捕捉・追尾 , 二軸可動と大気揺らぎの影響を最小化することで, 広い波長鏡 ( T TM ) によるリアルタイム追尾エラー補正の三域と高い空間分 解能の観測を可能とする最も低コス

段階のポインティング制御で目標天体を追尾します

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

我々はこのF UJ I N -2を用いた金星の紫外分光・撮像の光電子増倍管 ( PMT ) に導き, PMTで検出され観測を計画しています. F UJ I N -2では未知の吸収物

た天体像位置の中心からの偏差をフィードバックし質を同定するために, 口径 400 m m , 合成 F12の反てT TMをリアルタイムで制御します.

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

290－450 n m , 空間解像度 9" の分光観測と, 中⼼

アリススプリングスでの放球実験に向けた最終調整

波⻑ 365 n m , 波⻑幅, 10 n m , 空間解像度 0. 5" のの段階にあります. この実験では, 成層圏でのゴンド撮像観測を実施する予定です. 波長分解能について

ラと望遠 鏡制御を完遂し, 約半日のフライト中に最は, S 2 Oスペクトルに存在するスパイク状の特徴を捉

低 4 時間の金星観測を実現して回折限界での撮像とえられるよう設定しています. 地上望遠鏡観測では ,紫外分光スペクトルの取得を目標にしています. 新型

マウナケア山頂であっても340 n m 付近から短波長

コロナウィルスの影響で1年の実験延期となってしま側の大気透過率は急激に悪 化しますが, F UJ I N -2

いましたが, 与えられた1年の猶予を最大限生かしてが 観 測 する高 度 32 k mで は , 300 n mでも透 過 率

実験成功に向けた試験を継続しています (図 5) .

40% 以 上の条件で観測が 可能で, 未 知吸収物質とS O 2 吸収帯の一部を同時に分光することができます.
分 光観測の空間解像度は光 量を確保しつつ低緯度

5. おわりにと中高緯度を分離するための最低限の要求で 9" の今 年になって, NA S AとE S Aから相次いで2030設定となっていますが, より詳細な模様と背景の大年 付 近に打 ち上げ 予 定となる大 型 金 星 探 査 計 画

気波 動などを捉えるために0. 5" 程度の空間解像度( DAV I NC I+, V E R I TA S , EnVision)を発表され,を達成し, ~1000 k mのメソスケール現 象を分 解で今後 10 年で金星研究が国際的に盛り上がることがきる撮像観測を同時に行います. この0. 5" は400 mm

予想されています. 日本としては,「あかつき」の金星望遠鏡の回折限界と等しく, 地上優良観測サイトの

探 査により根 付きつつある惑星の長期継 続観測のシーイングの半分程度でもあります.

研究土壌を生かし, 今後も惑星大気科学・惑星気象

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

177

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

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

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

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

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

として, EnVisionは最大遠金点が約500 k mと非常

[5] Crisp, D., 1986, Icarus 67, 484.

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

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

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

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

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

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178

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

惑星ラボからこんにちは！ その5〜茨城大学 宇宙地球化学研究室・電波天文観測研究室〜
藤谷 渉1，橋爪 光1，百瀬 宗武1
1. 茨城大学の歴史と惑星ラボの概要の研究成果を残してきました．そして，7年前に筆者が，5 年前に橋爪教授が着任して現在の体制になり

遊星人の読者の皆さま，こんにちは！本 稿では，ました．そのため，比較的新しい研究室ですが，分

茨城県水戸市にあります茨城 大学理学部から惑星

析装置やメンバー・卒業生も徐々に増え，現在は研究

ラボ「宇宙地 球化 学 研究 室 」
・「電波 天文 観測 研究室配属された4年生が7名，博士前期過程(修士課程)

室 」をご紹介します．

の学生が 6 名，博士後期課程 ( 博士課程 )の学生が 1

茨城大学は1947年に設置された国立大学で，江名在籍しています．

戸時代後期( 1857年)に作られた徳川御三家・水戸藩

一方， 物理 学コースの電 波 天文 観 測 研 究 室は，の藩校「弘道館」が前身校にあたります．はじめ文理1990 年代後半に坪井昌人先生が着任されたことに学部・教育学部・工学部からなっていた茨城大学は，より設立されました．2000 年1月に百瀬教 授が着任

現在では人文社会科学部・教育学部・理学部・工学し，その後，米倉教授も加わって，星・惑星系形成に

部・農学部からなる総合大学となっています．

関する観測研究をテーマに据えています．A L M Aを

茨城 大学 理学部 ( 大学院は理 工学 研究 科 )では，はじめ共同利用装置を用いた研究に加えて，国立天地球環境科学コースおよび物理学コースで惑星科学

文台水沢 V L BI 観測所茨城 局を構成する32m電波の研究を行っています．地球環境科学コースでは橋望遠鏡 2 基の運用・観測を実行している点に大きな

爪光教授と筆者・藤谷渉 (准教授)が主に物質科学的特徴があります(図1)．2000 年以降，6 名のPDと4名なアプローチで，物理学コースでは百瀬宗武教授との博士後期課程学生が在 籍したほか，現在も外部

米倉覚則教授が主に観測的なアプローチで，星や円資金によるPDが 6 名，4 年生が 2 名，博士前期課程

盤・惑星の形成過程を研究しています．二つの研究グの学生が 5 名，在籍しています．

ループは異なるコース(学科)に属していますが，同じフロアに研究室を構え，頻繁に議論をしたり質問をしたりしています．守備範囲の異なる研究室が隣接しているため，恒星の誕生から原始惑星系円盤・惑星の形成へとシームレスに俯瞰できるのは，茨城大学理学部の惑星ラボの良い点だと思います．

2. 宇宙地球化学研究室で行っている研究内容宇 宙地 球 化 学 研 究 室 で 行っている研 究のキー
ワードは「物質」，「分析」，そして「同位体」です．

地 球 環 境 科学コースの宇宙地 球化 学 研究 室は，研究に用いる物質は，地球の岩石，隕石，および

1970 年代，理学部に地球科学科固体地球化学講座

探査機により回収された月や小惑星の試料など，多が新設されたことに端を発します．その後，理学部

岐にわたります．そのような物質を研磨薄片や粉末が幾度か改組をする間に，池田幸雄先生，小沼直樹

試料にし，場合により酸などの化学薬品を用いて前先生，木村眞先生，野口高明先生が在籍され，多く処理をします．その後，試料を光学顕微鏡や電子顕1.茨城大学 理学部
wataru.fujiya .sci@vc.ibaraki.ac.jp

微鏡で観察し，X 線回折や分光により構成鉱物の種類や組成を分析したり，示唆熱重量分析装置により

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惑星ラボからこんにちは！ その5 〜茨城大学 宇宙地球化学研究室・電波天文観測研究室〜／藤谷，他

179

図1：国立天文台水沢VLBI観測所茨城局の全景(手前が高萩アンテナ、奥が日立アンテナ)．

図2：安定同位体比質量分析計への試料の導入．

揮発性物質の含有量を測定したりします．

陽系試 料を用いた実 験研究や惑星形成論との関連

そして，質量分析計で同位体比を測定します．宇も深いものになってきており，宇宙地球化学研究室

宙地球化学 研究 室に設置されている安定同位体比との情報交換はもちろん，学外との共同研究も幅広

質量分析計 (図2)では試料を段階燃焼し，発生した

く行っています．

ガス中の窒素やアルゴンの同位体比を主に測定しま

これらの研究を継続しつつ，今後は，2035 年頃にす．地球の岩石の窒素・アルゴン同位体比は地球表

本 格稼働が想定されている次世代大 型電波干渉計

層や内部における物質循環を探る優れたトレーサー

ngV L Aに関連した科学検討にも，力を入れていきとなります．また，地球外 物質の窒素同位体比と放たいと考えています．ngV L Aは A L M Aより長い波

出温度から，窒素キャリアを同定してその存在量を長帯域で稼働する次世代の電波望遠鏡で，A L M A

推定し，試料の形成環境や母天体プロセスの程度なが稼働する波長帯では不透明になってしまう原始惑

どを明らかにします．

星 系円盤の最内域を見通した撮像を可能にします。

また，学外 ( 東京大学やJA M S T E C高知コア研究

また、より大型の星間分子の探索能力に優れる特徴

所など ) の研究 機関に設 置されている二次イオン質を活かし，隕石や太陽系小天体に含まれる物質の起量分析計を用いて，隕石の形成年代や酸素・炭素同源を考える上でも，決定的に重要な情報をもたらす

位体比などの局所分析を行っています．特に炭素質はずです．このテーマに関しても今後，惑星科学のコンドライトの研究では，母天体での熱変成・水質変様々な分野の皆さんと，将来の科学の発展を俯瞰し質過程における物質進化やその時間スケールの解明た議論を深めていきたいと考えています．

を目指しています．また，高精度かつ高空間分 解能で鉱物の年代測定を行うための手法など，新しい分析技術の開発も行っています．

3. 電波天文観測研究室で行っている研究内容電波天文学 研究 室では，( 1) ミリ波・サブミリ波観測による惑星 系円盤の研究と，( 2) 主にメタノー

4. おわりに本 稿では茨城 大学 理学部の惑 星ラボを紹 介し，
我々が 行っている研究の内 容について説明してきました．大 学 院 で 一 緒 に 研 究を行ってみたい方，
ぜ ひ ウェブサイト の入 学 案 内 ( ht t p: //w w w.g se .
iba ra k i . ac .jp/g u ida nce/ )をご 覧 下さい．もちろん，研究室の見学はいつでも歓迎です．

ルメーザーを軸とした大質量 星 形成領域の観測 研最後になりましたが，2022 年の日本惑星科学会秋

究を2 大テーマに据えて活動しています．このうち特季講演会は水戸で開催します．惑星ラボのメンバーに惑星科学と関連深いのは( 1)です．A L M Aの稼働

が L O Cを務めます．新型コロナウィルス感染症の状が本格化したここ10 年で，ダスト濃集領域やリング・況次第ではありますが，可能ならぜひ水戸にお越し

ギャップ 構造の存在が多くの円盤で明らかになり，ください！秋から冬にかけては常陸秋そば・鮟鱇など

それらは岩石微惑星の形成過程や惑星形成のタイミ

美味しいものがたくさんあります．皆さまと水戸でおングを考える上で貴重な情報を提 供しています．太

会いできるのを楽しみにしております．

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180

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

日本地球惑星科学連合2021年大会
学生優秀発表賞 受賞者紹介
本学会が団体会員として参加している日本地球惑星科学連合の2021年度大会（5月30日- 6月6日，オンライン）において，本学会の学生会員の中から2 名の方が「学生優秀発表賞」を受賞されましたので，ご紹介いたします．項目は，( 1) 氏名，( 2) 発表題目
（ 英語），(3) 発表題目（和文），(4) 所属，( 5) 学年，( 6) 発表内容，( 7)受賞コメント, の順です．

( 1) 紅山 仁（べにやま じん）

N E Oの高時間撮像観測を実施した．周期1分以( 2) H i g h l y T i m e - R e s o l v e d

下のN E O11天体を含む32天体のN E Oの自転周

Photomet r ic Obser vat ions期の推定に成功し，本観測で得た自転周期分布

of Tiny Near Ear th Objects

を説明しうる仮 説の検 証を行った．本 研究の結w i t h t h e To m o - e G o z e n

果からはサイズ選 択 的に N E O の自転 周期変化

Cameraを抑制するプロセスの存在が示唆される．

(3) Tomo - e G ozenカメラを用いた微小地球接近小惑星の高時間分解撮像観測( 7) この度 栄 誉ある賞を受 賞 できたのは， 研 究グ
ループの酒向重行氏，大澤亮氏，瀧田怜氏をは(4) 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻

じめ多くの共同研究者，Tomo - e G ozenチーム，( 5) 博士1年

そして長野県木曽の皆様のおかげです．これからより一層身を引き締めて精進いたします．
( 1) 湯本 航生（ゆもと こうき）( 2) Q u a n t i t a t i v e a n a l y s i s o f
s p e c t r a l evolut ion of c r a ters, boulders, and regolith
on Ryugu and Bennu(3) (4) 東 京大学 大学院 理学系研究 科 地球惑星科学
専攻( 5) 博士1年( 6) 本研究ではC 型小惑星リュウグウとべヌーの可視( 6) 小 惑 星帯から軌 道 進 化した天体 である地 球 接スペクトルを統 計 解 析し，宇宙風化の影 響を定近 小 惑 星 (nea r- Ea r t h object , N E O) は 軌 道

量・比較しました．はやぶさ2とO S I R I S - R Ex 探

進化 過程に自転状 態が 変化する．より強い自転

査機による観測から，クレーターや岩塊といった変 化を経 験 する直径100m 以下の 微 小 N E O の地形ごとのスペクトルを評 価できるデータが得ら

自転周期は微小天体の力学史と特性の解明に有れました．各地形のスペクトルと年代に関する指用な物理量である．我々は木曽シュミット望遠鏡

標 (例えばクレーターならその直径)の間の傾向かとTomo - e G ozenカメラを用いて51天体の微小ら，宇宙風化の影響を特定できます．本研究はC

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日本地球惑星科学連合2021年大会学生優秀発表賞 受賞者紹介

型小 惑 星全 体のスペクトルを解 釈するために必要な制約条件を探 査データから定 量したことに意義があります．

( 7) この度は栄誉ある賞を賜り，また本誌にて紹介の機 会をいただきましたこと大変光 栄に思います．共同研究者の皆様及び先生方に心より感謝
申し上げます．今後とも惑 星科学分 野の発展に貢献できるよう邁進して参ります．

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

JSPS Information◇日本惑星科学会第56回総会議事録◇日本惑星科学会第148回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第149回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第150回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第56回総会議事録
日時：2021年9月17日(木) 16: 20–17: 20
場所：オンライン開催
正会員数：620 名
定足数：62 名
参加人数：146 名（最終参加人数 ）委任状：48通（議長：45通，中村 昭子会員：1通，奥住 聡会員1通，瀧 哲朗会員1通）

1. 開会宣言
保井総務専門委員長が開会を宣言した．
2. 議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に黒川 宏之会員，書記に金丸 仁明会員が選出された．
3. 議事
3.1. 審議事項
・第 16 期下期一般会計・特別会計予算案の報告（佐伯財務専門委員長 ）2021年度の予算執行状況について説明がなされた．
2021年度には，学会の事務体制移行費用が盛り込まれることなどが説明された．
・日本惑星科学会会則の改訂について（保井総務専門委員長 ）現行の会則には学生会員の職業に関する条件が記載されていないため，「常勤職に就いていない」を追加するこJSP S I nformation

183と（第2 章第5 条）が提案された．
遊星人購読を目的とした購読会員を「準会員」から「会員」に変更し，それに伴う会則の改定（第2 章第5 条及び第6 条）が提案された．
・大型研究計画への対応について（竝木副会長 ）大型研究計画への惑星科学会の対応について報告がなされた．
惑星科学会でとりまとめた方針を一次案として日本学術会議に提示する予定であるが，総会での承認が間に合わないため， 運営委員会に一任してもらうことを希望する旨が説明された．
・質疑応答及び討論
質問なし．
・採択
審議事項の採決が行われ，賛成 : 193（ うち出席者145 名），反対: 0，保留: （うち出席者1名）
1により採択された．
3. 2. 報告事項
・自然災害に伴う会費免除措置について（佐伯財務専門委員⻑ ）自然災害に伴う会費免除措置（2021年12月中旬締切）について説明がなされた．
・2021年度秋季講演会開催報告（渡邊 2021年秋季講演会組織委員⻑ ）2021年度秋季講演会の実施状況について報告がなされた．
当初の計画では，現地とオンラインのハイブリッド開催を予定していたが，新型コロナウイルス感染拡大による緊急事態宣言発令のため，完全オンライン開催へと変更された．
発表件数（口頭86 件，ポスター84件，最優秀発表選考 9 件，合計179 件）や参加登録者数（合計 264名）についての説明と収支報告がなされた．
会議ツールの運用経験不足や過密な講演スケジュールなど，仮にハイブリッド開催した場合に予想される困難な点について議論がなされた．
昨年度の秋季講演会は2セッションを並行して行った実績があるが，なぜ今年度はシングルセッションで行ったのかという質問がなされた．ハイブリッド開催からオンライン開催への移行に伴うコストや人手を軽減するためとの回答がなされた．
ハイブリッド開催の場合は，ポスター発表はどのような形式をとる予定であったのかという質問がなされた．発表資料を事前にSlackで共有し，現地では，ポスターボードにポスターを掲示し，各自のパソコンを用いて中継する予定であったとの回答がなされた．
・2022 年度秋季講演会開催案内（百瀬 2022 年秋季講演会組織委員⻑ ）2022 年度秋季講演会の開催計画と予算計画について報告がなされた．
開催期間は，2022 年9月20日–22日の3日間であり，茨城県水戸市内のザ・ヒロサワ・シティ会館を予定している．
現地とオンラインのハイブリッド開催となる場合，あるいは完全オンライン開催となる場合の対応は未検討である．
秋季講演会の開催時期は，年によって9月または10月と異なり，最優秀発表賞エントリーを希望する9月卒業の博士学生の発表機会を考えると不公平になるのではないかとの問題提起がなされた．講演会L O Cの立場からの意見としては，授業期間が始まる10月は大学の施設が会場として押さえづらくなるため，9月の方が開催しやすい184

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021との意見が出された．
・学会公式 Twit t erアカウントについて（ 奥住広報専門委員長 ）惑星科学会内外に過去の遊星人記事を発信していく取り組みについて報告がなされた．
3. 3 学会賞授賞式：2021年度最優秀発表賞（中島学会賞選考委員長 ）2021年度最優秀発表賞について，審査結果の発表がなされた．
11名がエントリーをし，審査資格を満たす 9 名が本審査に進み，選考は全てオンラインで行われた．
選考の結果，紅山 仁会員が最優秀発表賞受賞者に選ばれた．
4. 議長団解任
5. 閉会宣言
保井総務専門委員長が閉会を宣言．
以上◇日本惑星科学会第148回運営委員会議事録
日時：2021年9月16日（木）17: 30 -19: 30
場所：オンライン（Z o om Meet i ng）
運営委員：
出席者 22 名
中村 昭子，竝木 則行，中本 泰史，玄田 英典，関根 康人，奥住 聡，寺田 直樹，田中 秀和，小林 浩，関 華奈子，
千秋 博紀，大竹 真紀子，佐伯 和人，薮田 ひかる，保井 みなみ，荒川 政彦，倉本 圭，田近 英一，中島 健介，
中村 智樹，三浦 均，百瀬 宗武
欠席者1名
臼井 寛裕
オブザーバー：
城野 信一（2021年秋季講演会組織委員）
北里 宏平（総務専門委員）
議題・報告事項：
1. 2021年秋季講演会について（城野 2021年秋季講演会組織委員）
・当初はオンラインと対面のハイブリッドを予定していたが，緊急事態宣言を受けてオンラインのみに変更して開催した．

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・口頭発表 86 件，ポスター発表 84件，最優秀発表賞 9 件，参加登録者 264名．
・収入 86万円，支出21万円（アルバイト代15万円，会議ツール関連 6万円）．
・現地経費が減ったため60万円ほどの黒字．
・来年は会費の切り替え等を事前に考えて黒字を抑える工夫をした方がよいとの意見があった．
2. 2022 年秋季講演会実施案（百瀬 2022 年秋季講演会組織委員長）
・日程は2022 年9月20日（ 火）から22日（木）の3日間．
・9月23日（祝）に一般向け講演会を予定．
・懇親会の実施検討はペンディング．
・会場はザ・ヒロサワ・シティ会館（ 水戸駅から徒歩15 〜20 分）．
・水戸市からの会議開催補助金を獲得できる見込み．
3. 第16 期下期一般会計・特別会計予算案説明（佐伯 財務専門委員⻑）・第16 期上期の予算執行状況と併せて説明がなされた．
・2022 年度の収入は2021年度と大きな変更なし．
・学会事務体制移行費用は臨時予算で対応する．
・イーサイドとの契約は今年度，1年契約で更新した．
・学会サーバの維持更新費用は2019 年度から4 年間の契約になっている．
・秋季講演会の保育補助費について，L O C予算ではなく学会予算から支出することの確認がなされた．
4. 自然災害に伴う会費免除措置等について（佐伯 財務専門委員⻑）・2021年度（1〜12月）に自然災害で災害救助法適用地域となった場所を対象とする．
・適用地域以外で同等の災害にあった場合やコロナで経済的に困っている場合も相談に応じる．
・2021年12月中旬を締め切りとして，近日中にom lで周知する予定である．
5. 日本学術会議大型研究計画について（竝木 副会⻑）・2021年 8月2日から27日まで大型研究計画への提案の受付を行った．
・3件の応募があり，それらの提案について2021年9月1日に公開の説明会を開催した．
6. 学術会議マスタープラン2023への提案に関する取りまとめ一次案（ 荒川 将来計画専門委員長）
・上記の大型研究計画への提案について，作業部会でまとめられた一次案の説明がなされた．
・秋季講演会期間中に学会員向けの説明会を予定している．
7. 事務局体制移行作業の現状報告（中本 事務局体制検討部会⻑）・2022 年の体制について各方面との交渉を行っている．
・2022 年は基本的にイーサイド，2023 年1月から新業者に委託する方針である．
8. 入退会状況報告（保井 総務専門委員⻑）・会員数に大きな変動はないことが報告された．
9. 第56回総会の議⻑・書記の推薦について（保井 総務専門委員⻑）・議長に黒川 宏之会員，書記に金丸 仁明会員が推薦され，承認された．

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

10. 会員種別に関する会則及び会員種別表の改訂について（保井 総務専門委員⻑）・学生会員について現行の会則では職業に関する規定がないため，「 常勤職に就いていない」と条件を追加すべきとの提案がなされ，承認された．
・購読会員について現行の会則に記載がなく，遊星人を営利目的で販売しているという誤解を受ける可能性がある．
・購読会員を会員とする規定を会則に追加すべきとの提案がなされ，承認された．
11. 日本学術振興会育志賞の推薦状況について（保井 総務専門委員⻑）・前回の運営委員会からの継続で，育志賞の推薦回数が少ないことについて問題提起がなされた．
・議論の結果，積極的な応募を呼びかけるようにする一方で，候補者の選出は現行のやり方を維持することとした．
12. 2021年度最優秀発表者選考結果について（中島 学会賞選考委員⻑）・11名の応募があり，2 名が資格を満たしておらず，9 名を審査対象とした．
・選考委員会からの推薦に基づき，紅山 仁会員を受賞者として決定した．
13. 学生発表賞のあり方について（中島 学会賞選考委員⻑）・学会賞選考委員会の中から，本学会の学生発表賞はS GE P S Sなどのそれと比べて厳しいのではないかとの意見があった．
・本学会の受賞者数は1名ないしは2 名であるのに対し，S GE P S Sのオーロラメダルは10 名弱．
・発表賞に限らず学生を総合的に歓迎する仕組みを考えるべきである．
・議論の結果，学生を歓迎する仕組みを含めた発表賞のあり方について，学会賞検討作業部会で追加検討することとなった．
14. 学会賞新設の検討および最優秀研究者賞評価方法の再検討に関する報告（田中 学会賞検討作業部会長）
・学会賞選考委員から研究業績で評価しにくい研究を対象とした賞の新設の要望があったことを受けて，検討した結果の報告と提言がなされた．
・最優秀研究者賞と同様な年代を対象とした新しい学会賞の創設は，賞の価値，受賞者の利益という観点から良い案とは思われない．
・最優秀者研究者賞でより幅広い人材を受賞できるようにするには，研究評価基準の見直しが必須の要素であるが，従来選考においても論文業績のみではない．
・選出されにくい分野によい候補者がいる場合，3 名選出とすることで当該研究者も選出することは，分野間のバランスを取る上で良い案であるかもしれない．
・受賞者年齢制限を40 歳まで引き上げれば，長期間を要する研究を受賞しやすくするのに有効かもしれない．
・機器開発などに特化した賞とするとそれ以外の研究をディスカレッジする恐れがある．
・Jp GUの宇宙惑星科学セクションで賞を新設するのも一つの手である．
・議論の結果，検討結果は共有するものの，賞の新設や評価方法の変更は見送ることとした．
15. 遊星人の発行状況報告（三浦 編集専門委員⻑）・つつがなく発行できている．
・編集専門委員会の中から，一般の査読論文が少なくなってきているとの意見が出ている．
・奥住委員をゲストエディターに迎えた特集「惑星形成論の現在（仮）」を企画している．

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・2021年の3月号と6月号において賛助会員名簿が不掲載であったことが判明した．
・9月号から名簿の掲載を再開し，謝罪文を併記した．
・議論の結果，追加の対応で会長名の謝罪文と無料広告掲載の案内を直接賛助会員へ送付することとした．
16. 編集専門委員の変更（辞任）について（三浦 編集専門委員⻑）・渡部 潤一会員より編集専門委員の辞任申し入れがあったとの説明がなされ，渡部会員の2021年9月末での辞任が承認された．
17. その他
・奥住委員より学会公式 Tw it terアカウントの運用を開始した旨，報告がなされた．
以上◇日本惑星科学会第149回運営委員会議事録
期間：2021年10月1日（金）～10月4日（月）
議題：学会賞検討作業部会の期限延長と部会員の追加について
運営委員会委員：
出席（23 名）
中村 昭子，竝木 則行，中本 泰史，玄田 英典，関根 康人，奥住 聡，寺田 直樹，田中 秀和，小林 浩，
関 華奈子，千秋 博紀，大竹 真紀子，佐伯 和人，薮田 ひかる，保井 みなみ，荒川 政彦，臼井 寛裕，倉本 圭，
田近 英一 ，中島 健介，中村 智樹，三浦 均，百瀬 宗武
欠席（なし）
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす．
議決方法：上記期間内に steer i ng- m l@wa k usei .jp 宛に投票．

議題：
学生賞検討部会の期限を延長し，学生発表賞等について検討する．
これにあたり，部会員を追加する．
提案内容：
延長目的：学生会員を対象とする賞等に関して，学生をよりエンカレッジする観点から国内外他学会の例を参考に検討する．
新部会員：寺田 直樹，三浦 均

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

期限：2022 年末まで
審議結果：議題は原案のとおり承認された（可23・否 0）．
以上◇日本惑星科学会第150回運営委員会議事録

期間：2021年10月7日（木）～10月11日（月）
運営委員会委員：
出席（23 名）
中村 昭子，竝木 則行，中本 泰史，玄田 英典，関根 康人，奥住 聡，寺田 直樹，田中 秀和，小林 浩，
関 華奈 子，千秋 博紀，大竹 真紀子，佐伯 和人，薮田 ひかる，保井 みなみ，荒川 政彦，臼井 寛裕，
倉本 圭，田近 英一 ，中島 健介，中村 智樹，三浦 均，百瀬 宗武
欠席（なし）
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす．
議決方法：上記期間内に steer i ng- m l@wa k usei .jp 宛に投票．

議題：
事務局移行作業に伴う会則の変更予定について，以下の題目を討議する．
1. 添付した規約の承認を行う．
2. 次の総会で，この規約を会則に反映させた以下の変更案を承認する．

議案：
背景：
事務局移行に関連し，会費振込を受け取るゆうちょ銀行口座を新たに作りたい．
そのためには会則に事務所の所在地と会計承認・報告の方法が明記されている必要があることがわかった．
また，会則への記載は必須ではないが，設立年月日を示す文書が必要であることもわかった．
会則の変更は来年5月の総会で承認されて完了するが，その前に運営委員会で会則変更予定の承認を得て，それを根拠として郵便局に口座開設を申請したい．
1. 規約について：添付ファイル参照のこと（日本惑星科学会ホームページの会員ページに掲載 ）．

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赤字で会則を訂正したものを規約としている．
2. 会則変更案：
ht t ps : //w w w.wa k usei .jp/abst ract /r u le/r u le -2021- 09-17. ht m lの主な変更点は以下のとおりである．
所在地を大阪大学とするのは，財務委員長最寄りの郵貯窓口で手続きを行うためである．
・第１章第１条：
変更前： 本会は，日本惑星科学会（The Japa nese S o ciet y for Pla net a r y S ciences）という．
変更後： 本会は，日本惑星科学会という．英語名称は，The Japa nese S o ciet y for Pla net a r y S ciencesという．
・第１章第４条：
変更前：本会の事務局は付則に定める場所におく．
変更後：本会の所在地は付則によって定める．
・第４章第１４条
１項に（6）を設ける：
1. ( 6) 本会の予算の承認，及び収支決算の報告と承認は総会において執り行う．
・第６章第１８条
変更前：本会則は２００９年５月１８日から施行する．
変更後：本会は１９９２年４月８日に設立し，本会則は２０２１年９月１７日から施行する．
・付則１
変更前：本会の事務局は株式会社イーサイド内におく．
変更後：本会の所在地は，〒560 - 0043 大阪府豊中市待兼山町 1-1
専攻内とする．
・付則２の削除
削除：個人または団体は別に定める年額で会誌を定期購読できる．
・付則３を２，４を３に変更
・最後の文章を追加
追加文章：
この規約の記載内容について事実と相違ないことを証明します．
兵庫県神戸市灘区六甲台町１－１
神戸大学大学院理学研究科惑星学専攻
中村 昭子（印）
総会日程が決まった時点での変更予定箇所：

大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 4, 2021

・第６章第１８条の会則施行日
・会則変更履歴
審議結果：
議題は原案のとおり承認された（可23・否 0）．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2021年 8月4日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．( 五十音順 )・H a r r is G eo spat ia l 株式会社
・株式会社ナックイメージテクノロジー
・株式会社ノビテック◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報(a) 場所，( b) 主催者，(c) ウェブページ/連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．
2021/112021年11月9日（ 火）-11月12日（金）第 65回宇宙科学技術連合講演会(a) オンライン会場( b) 一般社団法人 日本航空宇宙学会(c) ht t p: // bra nch .jsa s s . or.jp/u k a ren 65/, 日 本 航 空 宇 宙 学 会 事 務 局（E - ma i l：spn avcom _ u k a ren 65@
jsa s s .or.jp）
2022/22022 年2月26日（土）-3月4日（金）第 33 回宇宙技術および科学の国際シンポジウム(a) 別府国際コンベンションセンター ビーコンプラザ（＋オンライン）( b) 第33回宇宙技術および科学の国際シンポジウム組織委員会, 一般社団法人 日本航空宇宙学会(c) ht t ps : //w w w. ist s .or.jp, 日本 航 空 宇 宙 学 会 内 I S T S 組 織 委 員会 事 務 局（E - ma i l：secret a r iat @ ist s .
or.jp）

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編集後記
今 年の6月に，日本惑星科学会の公式t w it terアカウント（@wa k usei _ jp）が開設され，広報専門委員会
から日々情報が 投稿されていることをご 存知でしょう
か．年会などの情報や遊星人の最新記事に加えて，遊星人の過去記事が，ランダムに一日に2件ツイートされています．見 逃していた記事や改めて読みたくなる論
文，日本語だからこそ読みたくなる記事を見つけるきっかけになればと思っています．さらに，これまでオンラ
インでは読めなかった1992 年の創刊号から2004 年までの遊星人記事が，三浦編集長のご尽力で，学会ウェ
ブサイトから読めるようになりました．
国際誌へ投稿することが重視される昨今，日本語で科学的な文章を書く機会は減少しています．最初から英文で，というのは一見効率がいいようにも思えます．

一方で，普段日本語を使って生活している私は，何かを勉強し始めるときに，日本語の論文があると気軽に手を出せて，情報の入り方も早いと感じます．研究を始めたばかりの学生さんにとっても，遊星人は研究へのよい窓口になりつづけるでしょう．
遊星人では，専門外の人にも分かりやすく解説した
研究成果の総説や論説を解説論文として募集しています．本号では，H a ra ld K r üger 博士 がドイツ語で一般向けに書かれた記事に加筆・修正し，千葉工大の小林博士が和訳した原稿を掲載しています．ご自身の研究成果や，周辺研究分野の動向を，日本語で広く会員に伝える場としても，遊星人を活用していただきたいと思っています．投稿に迷ったら，編集幹事までお問い合
わせください．
（瀧川）

編集委員
三浦 均 [ 編集長]
瀧川 晶 [ 編集幹事 ]荒川 創太，上椙 真之，岡崎 隆司，小川 和律，鎌田 俊一，木村 勇気，黒澤 耕介, 小久保 英一郎，
坂谷 尚哉，杉山 耕一朗，関口 朋彦，瀧 哲朗，田中 秀和，谷川 享行，⻑ 勇一郎，成田 憲保 ,野津 翔太，はしもと じょーじ，濱野 景子，本田 親寿，諸田 智克，山本 聡，和田 浩二
2021年12月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第30巻

第4号

一部 1,925円（税込・送料込）三浦 均（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒224- 0044 神奈川県横浜市都筑区川向町 787-1 株式会社 シュービ
〒105 - 0012 東京都港区芝大門2-1-16 芝大門M F ビルB1階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
T E L : 03 - 6435 - 8789／FA X : 03 - 6435 - 8790
（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

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