Credit: JAXA

フォボス

スケジュール
2024年 打ち上げ2025年 火星衛星到着（3年間の観測・試料採取）
2028年 火星圏離脱
2029年 地球へ帰還

ディモス

Credit: JAXA日本の太陽系探査の歴史一部抜粋
1998年「のぞみ」火星周回探査機（2003年軌道投入断念）

2003年「はやぶさ」小惑星イトカワ探査機（2010年帰還）2007年「かぐや」月周回探査機（2009年計画落下）2010年「あかつき」金星周回探査機（2015年軌道投入）

2014年「はやぶさ２」小惑星リュウグウ探査機（2020年12月帰還予定）

次はどこを探査する？ à 火星衛星へ

火星衛星探査の科学的価値
火星衛星の起源がわかっていない
惑星ー衛星系の形成を理解したい
火星衛星にも、火星の歴史が刻まれている
火星衛星の試料は、大変貴重である（始原的な物質、火星表層物質、火星マントル物質）

科学的側面

工学的な壁
重力天体（火星や月など）への着陸経験なし

SLIM計画 (JAXA)
2023年打上
月ピンポイント着陸機

火星圏に探査機を送り込んだ経験がない（「のぞみ」の失敗）

火星本体が無理なら、火星衛星に行って、サンプルを持ち帰ってこようà 火星圏からの世界初のサンプルリターン
MMX à 将来の火星生命探査のマイルストーン

火星衛星の起源がわかっていない
捕獲説

衝突説
impactcapturedisk
disk

スペクトルは捕獲説を支持

軌道要素は衝突説を支持

MMX計画の大目的の１つは、火星衛星の起源に決着をつけること

火星衛星の反射スペクトル
S型⼩惑星 (Itokawa)
Hayabusa
C型⼩惑星 (Ryugu, Bennu)
Hayabusa2, OSIRIS-Rex
D型⼩惑星 (Phobos?)
MMX

反射スペクトル： 暗くて、吸収線なし
フォボスとディモスの反射スペクトルに完全⼀致する⼩惑星のスペクトルはないが、D型（or T型、C型）に類似しているようだ火星衛星の軌道
共回転半径

火星

赤道面

フォボス

ディモス

火星半径の３倍離れている

火星半径の７倍離れている

軌道： ほぼ円軌道（e < 0.01）、火星赤道面（I < 2º）
潮汐進化：ディモスは外側に移動、極めて遅い
フォボスは内側へ移動、３千万年で火星に落下
Black & Mittal (2015) Nature Geo.

捕獲説
土星の不規則衛星100個以上の不規則衛星が木星型惑星の周りで発見
不規則衛星の軌道
楕円軌道 かつ 軌道面はバラバラ
多くの研究者は、不規則衛星は捕獲されたものと考えているもし、火星衛星が捕獲衛星ならば、その軌道は楕円かつ面がバラバラであったはず捕獲された衛星が、偶然、赤道面付近になる確率は？
P = 1 – cos(I) = 0.0003 = 0.03%
２つの衛星が赤道面付近になるのは P2 = 10-7

semi-major axis (Rinclinat

elsemi-major axis :350RMars
eccentricity : 0.3
satelliteʼs radius andmass : Phobosʼ one

火星原始大気によるガス抵抗

Martian atmosphere whichtime (10 yearme rate自転軸にそろって回転している火星原始大気があれば、of Keplerian
4 yetime(10capturedsatellite
spirals
towardMarsbec
捕獲された天体の軌道傾斜角を下げる可能性があるs.
ype asteroids but doesn’t explain
4motionMatsuoka & Kuramoto et at. in prepund Mars.

f=0.3
f=0.5

ation (degree)
initial inclination (degree)

on modele porto-Martian atmosphere which
e with somerateGendaof Keplerian
Suzuki,et al. in prep.

inclination goes f=0.1
down byinclination goes down by

inclination goes down by
lination (degree)

its. In this study we revisited capture

inclination (degree)ns. Recent observations suggest thee=0
e=0.7
e=0.9time(104 years)

inclination goes down by 10%
f > 0.5 (ケプラー速度の半分で回転)が必要
inclination goes down by 30%

火星衛星の起源
捕獲説

衝突説
impactcapturediskdisk

確率的に極めて低いもしくは、何か見過ごしているかも・・・

本当にできるの？

巨大天体衝突起源？
地球の月の起源（ジャイアントインパクト説）

同じ様なことが火星でも起きれば、赤道面に円軌道の衛星が自然にできるのでは？
フォボスとディモスは小さい
à 小さい天体の衝突でOK?

Craddock (2011)
火星の北半球の低地（ボレアリス盆地）が火星衛星を作った巨大衝突の痕跡？

The distribution varies with impact characteristics. For all but thehighest energies (nominal crater size #10,000 km), melt is largely
contained within the crustal excavation boundary and extends todepth (Figs 1 and 2). Depending on impact angle, 50–70% of the melt
resides inside the excavation boundary, 25–30% is deposited outside
the boundary and the remainder is ejected from the planet. Most redeposited material is of crustal composition and results in a thickeningof up to ,60% compared with the original crustal thickness.

the range of uncertainty in the geometry of the observed crustal
anomaly. The early age of the dichotomy is consistent with theexpected timing of the influx of large impactors. These objects arealso expected to have similar orbital velocities23, resulting in impacts
at or slightly above Mars’s escape velocity ($5 km s21). The most
likely impact angle11 is 45u.
Results from the large parameter space explored by the simulations
provide new insights pertinent to global-scale impact processes
thought to prevail in the early Solar System. Our simulations provide
quantitative constraints for the previously only hypothesized extent
of surface melting, planetary disruption and crustal removal as afunction of impact energy and geometric characteristics. The predicted melt distribution over the surface may provide a heterogeneous |geochemicalsignature
NATUREVol 453 | 26 June2008 observable by future Mars missions.

ボレアリス盆地を作った衝突
1.5
1.0
0.5
0.0

10080
60
40
200

Crustal thickness (km)bFigure 4 | A favoured impact hypothesis compared with Mars’s crustalthickness. Post- to pre-impact simulation crustal thickness ratio (a), andmodel thicknesses (based on gravity and topography10, revised by Neumannet al., manuscript in preparation) (b). Superimposed are the AndrewsHanna et al. dichotomy boundary2 (black line) and the crustal excavation
boundary from the simulation results (blue line). Impact simulation
characteristics: 3.1 3 1029 J (nominal 10,000-km crater), 6 km s21, 45u,
impactor diameter 2,230 km. Crustal excavation boundary centre2 (star)shown at 66u N, 206u E. In a, the crustal thickness is computed at a 2u
resolution and smoothed over a 10u-diameter cap area.

Marinova et al. (2008) Nature

火星質量の3%ほどの天体が~ 6 km/sで ~ 45度で衝突するとボレアリス盆地ができる

METHODS SUMMARY
SPH is a lagrangian method in which matter is represented by point masses
smoothed over a particle radius (smoothing length), with density and internal
Extensive meltenergyto kernel-weighted summation and by the conser6 computed accordingcover
vation of mass, momentum
and energy16. Pressure, as a function of internalenergy and density, is computed with
the Tillotson EOS, and pressure gradients
Antipodeand self-gravitating forces accelerate the particles. Our simulations conserve
energy and angular momentum to better than 1 part in 2,000. Simulations arerun for 26 h of model time, after which the r.m.s. particle velocity does notappreciably oscillate. We assume an olivine composition of Fo75Fa25 (ref. 24).
Density (r0 5 3,500kg m23) (ref. 25), bulk modulus (K 5 131 GPa) (ref. 26),
Melt external
26
heat capacity andheat of vaporization (Hvap 5 10.013 MJ kg21) (ref. 27) areto crater‘Sweet spot’measured material values; the nonlinear
Tillotson compressive term (B) and two
conditionsof the Tillotson EOS fitting parameters (b, U0) are set to the average of thosepublished for basalt, granite, anorthosite low- and high-pressure phases, andandesite (B 5 49 GPa, b 5 1.4, U0 5 550 MJ kg21); b varies by only 8%. TheIn
remaining Tillotson EOS fitting
parameters are identicalfor all given rocky
crity
eacit
materials (a 5 0.5, a 5 5,b55).
Theolivine
Hugoniot
internal
energy curve
sin
llip
ge
is on average 15% lower
and 11% higher than the experimentally
determinedbagin
sin a forsterite
pure forsterite andasfayalite
curves,respectively,for0–200GPa.
Using
Annular thickening
esizcr parameters fitted to the experimental curve results,
EOS with Tillotson
e on averInage, in 8% more melt (impacts of 8,000–12,000 km) and similar melt distribution. Both the mantle and crust are composed of olivine because a single0.1 basalt layer would be numerically unresolved. The core is composed ofparticle
800ImpactTheangle(degrees)
iron and the impactor of basalt.
SPH
code was modified to initialize withrandomly distributed particles of prescribed composition, internal energy, pressure and mass as a function of radial position. Transient oscillations are damped

Impact energy (1029 J)

2.0

Normalized crustal
thickness

aFigure 1 | Summary of simulation results. Shown are the impact

polar
Our avious
eventsIn
produ
etaryfunda
and thpossib
Mars.
Pla
rarefare-im
the crcrusta
geologexcav
For aing ve
For smonly p内側で形成された巨大衛星がフォボスとディモスの集積を促進
PhobosDeimos✔ 108 runs (37%) out of 288 runs

yielded two moons✔ 91 runs (32%) yielded larger

inner moon and smaller outermoon like Phobos and Deimos.

火星衛星の材料物質
Hyodo et al.

円盤の組成

火星からの放出深度

衝突天体火星本体

Hyodo, Genda et al. (2017) ApJ

ass at different impact angles. Right panel: disk mass fraction that originated from Mars (red

衝突天体物質と火星物質の混合物質
where n is the orbital mean motion of particles. Assuming
a = 10R , e=0.8, and i=45°, we calculate the timescale
火星物質の約半分は、火星マントルから放出
˙
Marsof precession tw = 2p w˙ ~ 35 yr and tW = 2p W ~ 37 yr,

火星衛星の起源
捕獲説

衝突説
impactcapturediskdisk

確率的に極めて低いもしくは、何か見過ごしているかも・・・

作れた！

リモセン観測とサンプル分析
捕獲説

衝突説

岩石学
鉱物学

鉱物の非平衡な混合、含水鉱物、有機物

ガラス、火成岩的組織、高T & P 相

化学組成コンドライト組成、揮発性元素に富む

揮発性元素の欠乏

同位体組成

始原的な太陽系同位 火星と衝突天体の体組成
両方の組成

詳細なリモセン観測、その場観測、サンプル分析

フォボスに火星表層の物質が！？
K.R. Ramsley, J.W. Head III / Planetary and Space Science 87 (2013) 115–129

フォボス

放出物

フォボス

Fig. 3. Derived from Video 1 of our Blender/Bullet physics model (SOM), this simulation shows thepresent-day orbit of Phobos. For visibility, Phobos is shown at a geometric scale that is 20 # larger
Mars. Red particles represent the highest velocities relative to Mars. Blue particles represent the slo5.2 km/s. The surface angle of ejection varies randomly from ! 30-45 degrees from the vertical, corre
spalled ejecta (Melosh, 1989, p. 64). In panels a. through d. progress of the outbound plume is shown
minute 56, particles have already begun to disperse before Phobos has traveled through 1/2 of theinterpretation of the references to color in this ﬁgure legend, the reader is referred to the web ver

⽕星への隕⽯衝突で、⽕星物質が衛星フォボスへ降り積もる

Ramsley & Head (2013), Chappaz et al. (2013)

outboundthat arethese ev

隕石衝突計算・放出物軌道計算. Snapshots of two example impacts with vimp

8Mojave

7

Probability [10-8]

Probability [10-8]8(7.57,327)

65432
1045678910(23.4,207.5)

65432
10

11Tooting74

Ejection velocity [km/s](-84.5,0)

6
5432
145

6

7

8

9

10

8

9

10

11Corinto(16.9,141.7)

6543
2
10

11

4

5

6

7

8

910

11

Ejection velocity [km/s]

88Zunil7

Probability [10-8]

Probability [10-8]

77

Ejection velocity [km/s](7.7,166)

65432
10

68McMurdo

7Probability [10-8]

Probability [10-8]

805Ejection velocity [km/s]

456

78Random

76543Hyodo, Kurosawa, Genda, et al.
(2019) Scientific Reports
910= 12 km/s for the case of aEjection
head- velocity [km/s]

112
104

5678

910Ejection velocity [km/s]

111000 ppm 超(= 0.1 wt%)

1x109

1000

100
1x108
101x10711x1060.1
100000
Zunil

CorintoMcMurdoTooting

１千万年以内MojaveRandom

260km

Total

フォボスレゴリス中の火星物質濃度 [ppm]1x1010フォボス表層に存在する火星物質量 [ppm]

輸送質量 [kg]

フォボスへ輸送される火星物質量 [kg]

フォボスへの輸送量

５億年以内

Hyodo, Kurosawa, Genda, et al. (2019) Scientific Reports

MMX帰還試料中の火星表層物質> 1000 ppm (= 0.1 wt%)
1000粒⼦中、少なくとも１粒⼦は⽕星表層物質
MMX計画 : フォボスから10 g 以上持ち帰る
粒⼦サイズ

⽕星物質

D = 1 mm à > 10,000 粒⼦ à 10 粒⼦
D = 300 µm à > 300,000 粒⼦ à 300 粒⼦

全火星史解読

Hyodo, Kurosawa, Genda, et al.
(2019) Sci. Rep.

まとめ
MMX計画では、大目標の１つとして火星衛星の起源に決着をつける
捕獲説 or 衝突説 or 他の説？

帰還サンプルは極めて貴重
始原的小惑星(D型?)、火星物質(地殻・マントル)

火星表層物質全火星史解読へ。火星生命の痕跡は？