日本惑星科学会誌
第26巻
目
巻頭言

遊・星・人

第4号
次

早川 基 

129



巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与
末次 竜 

130



火の鳥「はやぶさ」未来編 その13
〜LSS訓練：ひと月で小惑星の特徴を把握し試料採取地点を絞り込め〜
石原 吉明，渡邊 誠一郎，田中 智，山口 智宏，三浦 昭，その他7名&2チーム 139

遊星百景 その10 〜静かの海 Apollo11号着陸地点〜 山田 竜平 

144

惑星ラボからこんにちは！ 〜京都大学宇宙総合学研究ユニット〜 佐々木 貴教 

146

有人宇宙学の創出と教育的実践 土井 隆雄 

149

ExoKyoto太陽系外惑星データベース開発について 山敷 庸亮 152

太陽型星のスーパーフレア 野津 湧太，柴田 一成 

159

歴史文献を用いた天文学研究 磯部 洋明 

169

宇宙倫理学プロジェクト 〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜 呉羽 真 1742017年度 惑星科学フロンティアセミナー 参加報告 辰馬 未沙子 

182「iSALE講習会2017」参加報告 金丸 仁明 184

木星トロヤ群小惑星探査ワークショップ開催報告
癸生川 陽子，河井 洋輔，青木 順，岡田 達明，伊藤 元雄 研究会開催報告「第5回衛星系研究会：冥王星系の起源」
谷川 享行，木村 淳，奥住 聡，関根 康人，倉本 圭, 大槻 圭史，田中 秀和 

187
190

2017年 日本惑星科学会秋季講演会報告 佐々木 晶 

192

JSPS Information 

195

表紙デザイン：BROOKS

128

日本惑星科学会誌 Vol. 26，No. 4，2017Contents
Preface

H. Hayakawa

129

Contribution of planetesimals to formation of satellites systems

R. Suetsugu

130

Y. Ishihara, S. Watanabe, S. Tanaka, T. Yamaguchi, A. Miura, and 7 authors, 2 teams

139
Phoenix "Hayabusa": A tale of the future (13)― Landing site selection training of Hayabusa2 Mission ―My favorite topography (10)― Apollo 11 lading site in Mare Tranquillitatis ―R. Yamada

Hello from planetary labs! — Kyoto University Unit of Synergetic Studies for Space —T. Sasaki

Creation of the study of human space activities and its educational exercise

146

T. Doi149

Y. Yamashiki152

Y. Notsu and K. Shibata

159

H. Isobe

169

Development of exoplanet database“ExoKyoto”
Superflares on solar-type stars

144

Historical documents and astronomy

The space ethics research project: an introduction for planetary scientists
M. Kureha

174

Report on the Planetary Science Frontier Seminar 2017

M. Tatsuuma

182

Report on the iSALE workshop 2017

M. Kanamaru

184

Report on the workshop for Jupiter Trojan Exploration by Solar Power SailY. Kebukawa, Y. Kawai, J. Aoki, T. Okada, M. Ito

Report of the 5th workshop on satellite systems

T. Tanigawa, J. Kimura, S. Okuzumi, Y. Sekine, K. Kuramoto, K. Ohtsuki, H. Tanaka

187
190

S. Sasaki

192

JSPS Information		

195

Report of 2017 fall meeting

129

巻頭言

巻頭言
惑星科学会に思う事
惑星科学会は創立した頃から外から見ていましたが，始めの頃はほとんど中の人との交流はありませんでした．惑星科学会の方と初めて仕事で接したのは 1998 年に打ち上げた火星探査機「のぞみ」（残念ながら軌道上での不具合で火星周回軌道に投入する事は出来ませんでしたが）だったと思います．何人かの方に PI，Co-I としてプロジェクトに参画をしてもらいました．
地球離脱時のトラブルにより火星到着が 2003 年末～2004 年初頭に遅れた事で，「のぞみ」と同時期に火星に到着する ESA の火星探査機「Mars Express」と共同観測をしようという話が持ち
上 が り ま し た．「 の ぞ み 」は 火 星 周 辺 の プ ラ ズ マ 環 境 観 測 が メ イ ン な の に 対 し て「MarsExpress」は火星そのものがメインターゲットと異なる分野を対象とした衛星の為，どういった共同観測が可能かといった事をワークショップなどを開催して検討を進めました．その過程
で「Co-I の交換を行おう」という話になり，希望者を募る事となりました．それまで日本人が殆どかかわりを持っていなかった衛星に何人もの人が Co-I として参加を出来るという，（特に観測器の製作に関わっている人間からすると）「えっ本当？こんな美味しい話が合って良いの？」という話でした．「Mars Express」の Co-I ですから惑星科学会に話を流しました．希望者を絞るのが大変になるくらい応募があると期待していたのですが，実際には既に「のぞみ」
プロジェクトに加わっている人からのみという結果でとてもがっかりしたのを覚えています．
その当時は搭載機器開発はおろか衛星のデータ解析すらもしている人が殆どいなかったという事を後から聞きました．それからの 20 年弱で惑星科学をめぐる環境もそうですが，「来る 10年」で探査計画を検討したり，SLIM，MMX などの計画に多くの観測機器提案が出てきたりと
惑星科学会自身も大きく変わったと思います．海外の衛星に搭載機器を載せないかと相手から誘いがかかる物はまだあまり多くないと思いますが，今後「この搭載機器を作るなら日本の協力が必要だ」と言われる観測機器が増えると共に，データ解析，理論など幅広い分野で日本の存在感が増していくことを期待しています．
早川 基（宇宙航空研究開発機構）

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017130

巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与

末次 竜

1

2017年7月17日受領，査読を経て2017年8月7日受理．

（要旨）巨大惑星の周りには衛星と不規則衛星がある．前者は巨大惑星の成長過程において惑星まわりにあったとされる周惑星ガス円盤内で形成され，後者は捕獲された微惑星が起源だと考えられているが，これらの形成過程には不明な点も多く残っている．本稿では，不明な点の一つであり，理解されているようで実は詳細な研究がされてこなかった周惑星ガス円盤からのガス抵抗による微惑星の捕獲過程について，これまでに得た結果をもとに紹介し，捕獲された微惑星が巨大惑星の衛星系形成にどのように寄与するのかについて述べる．

ば起こる状況下で衛星が集積したことになる．しかし，

1. はじめに従来の衛星のガス円盤内での集積モデルでは捕獲され
1

近年，巨大惑星の衛星 の詳細が探査機の観測，理た微惑星の衛星形成への寄与は考慮されていない．

論的研究によって明らかにされ，非常に注目されていこのように，ガス抵抗による微惑星の捕獲という観る．その一方で巨大惑星の周りには不規則衛星と呼ば点からだと，衛星と不規則衛星に関連があるように見れる小天体群も存在している．これら二つは衛星といえてくる．その一方で，微惑星の円盤からのガス抵抗

う名前こそ共通しているが，軌道や質量が大きく異なによる捕獲過程自体は詳しく研究されておらず不明なる．こうした違いは起源の違いを反映しており，衛星点が多いため，結局，衛星と不規則衛星の起源に，捕は過去に惑星周りにあったガス円盤の中で誕生し，不獲された微惑星がどのように寄与するのかよくわから

規則衛星は捕獲された微惑星が起源と考えられている．

ないというのが現状である．そこで本稿では，曖昧にそのため，衛星と不規則衛星は従来分けて議論されてされてきたガス抵抗による微惑星捕獲をこれまで調べきた．

てきたので，それらの結果をもとに巨大惑星の衛星系

しかしながら，最近の研究から一部の不規則衛星は衛星の形成とほぼ同時期に捕獲された可能性が指摘さ形成において微惑星がどのように寄与するのかを述べたいと思う．

れている．詳細は 2.2 節に譲るが，現在，有力とされている天体の重力相互作用で不規則衛星を捕獲するモ2. 巨大惑星の衛星系

デルでは，一部の大きな不規則衛星（約 100 km サイズ）の捕獲が困難なため，それらの大きな不規則衛星

研究結果について述べる前に，現在提案されているは惑星周りにあったガス円盤からのガス抵抗で捕獲さいくつかの衛星の形成モデルと不規則衛星の捕獲モデれたのではないかとされている．この時，ガス円盤内

ルについて簡単に紹介しておく．

ではガリレオ衛星などの衛星の集積が進行している．
そのため多少強引に考えると，微惑星の捕獲がしばし
1. 産業医科大学医学部
ryos@med.uoeh-u.ac.jp

1. 規則衛星とも呼ばれるが，本稿では衛星と呼ぶ．

巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与／末次

2.1

131

デルの場合，外から供給される材料物質によって形成

衛星の形成されるため，周惑星円盤自体のガス面密度が低下して巨大惑星の周りには数多くの衛星がある．衛星のサも問題ない．さらに，このモデルだと，従来の高い面

イズは 100-1000 km，構成物質もほぼ氷でできている密度による水氷の気化を回避できるだけではなく，巨ものもあれば，岩石が混じるものや木星衛星のイオの大惑星の質量と衛星系の総質量の比が約 10 となる観ように氷を含まず岩石のみでできているものもあり，

測事実も説明できる [5]．そのため，これまでの衛星

非常に多様である．衛星は巨大惑星の近傍を公転して形成に関する先行研究では，この円盤モデルをそのまおり，軌道長半径は惑星半径の 30 倍程度の範囲に大ま使用，もしくは一部改良するなどして，幅広く使用-4半のものが収まる．またそれらの軌道はほぼ円軌道で，されている．そこで本稿でも gas-starved disk モデル

軌道面は惑星の赤道面とほぼ一致している．こうしたを使って以後，話を進めていく ．

3

軌道の特徴から，巨大惑星の成長時に原始惑星系円盤

さて，この円盤モデルでの微惑星の捕獲の取り扱いのガスが惑星へ降着する際に惑星周りに形成されたガについて見てみる．上述のように，このモデルでは衛ス円盤（以後，周惑星円盤と呼ぶ）
において，これらの星の材料となる固体物質は周惑星円盤へ流入してくる

衛星は誕生したと考えられている [1, 2]．つまり，惑

ガスとともに供給されると考えている．これは，固体星が太陽周りにあった原始惑星系円盤内で固体が集積

物質のサイズはガスの流れと一緒に動けるようなサイし形成されたように，衛星も惑星周りにできた周惑星

ズでなくてはならないことを意味しており，論文中の2

円盤内で固体が集積し形成されるのである ．

（ダストサイ
見積もりによると 1 m より小さいサイズ

では惑星形成における太陽系最小質量モデルと同様ズ）を想定している [1]．そのため，gas-starved disk モに，衛星系における最小質量モデルを作れば衛星の形

デルにおいて，微惑星の捕獲の効果は考慮されていな成を大まかに説明できるかというとそうではない．単いのである．

純に当てはめると周惑星円盤の面密度が高くなり，水氷が気化してしまう [1]．これは多くの衛星が水氷を2.2

不規則衛星の捕獲保持していることと矛盾する．そのため現在，円盤内

巨大惑星には惑星近傍を公転する衛星以外にも，不の温度の問題を回避するために大まかに二つの周惑星

規則衛星と呼ばれる小天体群が存在する．大半の不規円盤モデルが提案されている．一つが solid enhanced

則衛星のサイズは 1-10 km 程度で最大でも 100 km 程

minimum mass disk モデルで周惑星円盤のガス面密度である．また，それらの軌道長半径は惑星半径の度が惑星の近傍では高いが，惑星から離れると急激に100-600 倍程度あり，惑星から非常に離れた場所に分減少するというものである [2]．このモデルだとガリ布している．それらの軌道の離心率，軌道傾斜角は大レオ衛星の氷の含有率が衛星によって異なることを説

きいものが多く，逆行軌道のものも多数存在する．こ明できる．もう一つは gas-starved disk モデルである

うした軌道の特徴から，起源は捕獲された微惑星と考[1]．このモデルでは，惑星形成の間，周惑星円盤に原えられている ．不規則衛星の捕獲について様々なモ

4

始惑星系円盤からガス供給が続いていることに注目し， デルが提案されているが，おおまかにいうと周惑星円
一度に衛星の材料を用意するのではなく原始惑星系円

盤からのガス抵抗による捕獲モデルと三天体の重力相盤から継続的にガスとともに供給される固体物質の集互作用による捕獲モデルとに分類できる．さらに後者

積で衛星が形成されるというものである．この円盤モは，三天体の構成が，二つの惑星と一つの微惑星の場

2. 惑星近傍の中型の衛星（約100 kmサイズ）は周惑星円盤からではなく，地球の衛星である月が地球への天体衝突で地球周りに形成された粒子円盤から誕生したように，過去に巨大惑星周りにあった粒子円盤から形成されたというモデルが提案されている[3,4]．このモデルの場合でも周惑星円盤に起源を求めるモデルが棄却されるわけではなく，衛星の半径が1000 km以
上ある大型の衛星（木星のガリレオ衛星，土星のタイタンなど）
は，この粒子円盤モデルから起源を説明するのは難しいため，
周惑星円盤起源と考えられている．

3. しかし最近の研究から従来のダストの集積だけでは衛星サイズまで集積するのが困難であることが示されている[6]．また周惑星円盤内での電離度を考慮した計算では，gas-starved
diskモデルで想定されているよりも角運動量の輸送効率が低く，周惑星円盤の面密度が高くなるという問題点も指摘されている[7]．
4. 海王星のトリトンは代表的な不規則衛星の一つであるが，半径は 1000 km 以上あり，さらに惑星のごく近傍を逆行方向に円軌道で公転しており，かなり特異な天体である．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017132

合と一つの惑星と二つの微惑星の場合とに分類できる．
簡単にそれぞれのモデルを説明しておく．

2.3

ガス抵抗による微惑星捕獲過程の扱い（a）ガス抵抗による捕獲 [8, 9]：周惑星円盤を通過し巨大惑星の衛星形成及び不規則衛星の捕獲についてた微惑星がガス抵抗によってエネルギーを失い捕獲さ簡単に説明した．見比べると両者の間で微惑星の捕獲れたという古くから提案されているモデルである．こについて整合性がとれていないことがわかる．衛星形のモデルのジレンマは，微惑星を捕獲できるほどのガ

成の gas-starved disk モデルでは微惑星の効果は考慮

ス抵抗の場合，捕獲後も微惑星に強いガス抵抗が作用されていない．その一方で，三体相互作用による不規することで急激な軌道進化を引き起こし惑星へ落下し則衛星の捕獲モデルではサイズの大きなものの捕獲がてしまうが，その一方で，落下を防ぐためにガス抵抗困難なため，ガス抵抗による捕獲を必要としている．

を弱くすると微惑星の捕獲が困難になることである．

仮に，周惑星円盤からのガス抵抗によって大きな不規

また周惑星円盤のガスの散逸が進行し，ガス抵抗が弱則衛星が捕獲できた場合，衛星形成に寄与するか否はくなったとしても，特定の軌道の微惑星であれば捕獲別にしても，100 km サイズの微惑星が捕獲できるのされうることがあるが [9]，計算例が少なく，その詳であれば，より小さな微惑星の捕獲が起こったと考え細は不明である（詳しくは 3.5 節）．

ても不自然ではないだろう．おそらく，こうした不一（b）バイナリー微惑星と惑星の三体相互作用による致が生まれた原因の一つとして，モデルが提案された

捕獲 [10,11]：連星系の小天体が発見されていることか

2000 年代はじめには，周惑星円盤の構造について不ら，惑星に接近したバイナリー微惑星のうち一体がエ

明な点が多かったことが挙げられる．しかし最近ではネルギーを持ち去り，もう一体が捕獲されるというも高解像度の流体計算によって惑星近傍まで見ることがのである．ただ捕獲確率が低いことや，捕獲後の離心可能となり，ガスが周惑星円盤に降着する様子や，円率が大きく，現在の軌道にするには結局，ガス抵抗が盤の三次元構造の詳細が精力的に調べられている．こ必要となるなどの問題がある [11]．

のような計算により，周惑星円盤がほぼ軸対称構造で（c）一つの微惑星と二つの惑星の三体相互作用によあ る こ と や， ガ ス の 密 度 分 布 等 が 明 ら か に さ れ た

る捕獲 [12,13]：近年，太陽系の惑星は誕生してから数[14,15]．そこで，周惑星円盤を軸対称の円盤と仮定し億年後に動径方向に移動した可能性が指摘されている．

た太陽，惑星，微惑星の三体問題軌道計算を用い，以移動中に巨大惑星同士でしばしば近接遭遇するため，

下では周惑星円盤によって微惑星は捕獲されるのか，

この遭遇時に周囲にあった微惑星と三体相互作用し，また捕獲された場合どのような軌道進化をするのか捕獲するというモデルである．このモデルだと順行も（3.2 節），捕獲された微惑星は円盤のどこに分布する

逆行も捕獲でき，さらに捕獲後の軌道も観測とある程のか（3.3 節），それらが衛星の形成に寄与するのか（3.4

度一致することが知られている．しかし惑星の大移動節），ガスの散逸が進行しガス面密度が減少した周惑を起こすために誕生直後の太陽系が現在よりもずっと

星円盤に微惑星の捕獲は可能なのか，また捕獲されたコンパクトでなければならないことや，木星が不規則

微惑星の軌道は実際の不規則衛星の軌道と一致するの

衛星を捕獲するために天王星サイズの惑星がもう一天か（3.5 節）について述べることにする [16-19]．

体必要になるといった問題がある [13]．また，このモ
デルでは微惑星のサイズが大きくなるにつれて捕獲確率が減少するため，直径が 100 km 以上ある不規則衛星（木星の Himalia など）は捕獲が困難とされている．
そのため，これらの大きな不規則衛星は惑星移動時に捕獲されたのではなく，惑星が移動する前にガス抵抗などで惑星形成の時期に捕獲されていた不規則衛星の生き残りとされている．

3. 捕獲された微惑星の衛星系形成への寄与
3.1

微惑星の捕獲これまでにも「捕獲」という言葉が出てきたが，今後も頻出するのでガス抵抗に限らず衝突や重力相互作
用によるものも含めた一般的な捕獲現象についてはじめに説明する．話を簡単にするために中心星の周りを巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与／末次

133

公転方向

0

ヒル圏
-4 -2

L1 -1

-5

0

-1

1

-2

3
-2

0
L2

-1

0
x/RH

1

-1 -3 -52

ポテンシャルエネルギー

2

1
y/RH

中心星の方向

2

ヒル圏

1

a

0

b

捕獲

-1
-2
-3
-4
-5

-2

-1

0
x/RH

1

2

図1：（a）惑星を原点においた回転座標系における惑星周りのポテンシャルエネルギーの様子．ポテンシャルエネ
ルギーが0の等値線上のレモン型の領域（太線）は惑星のヒル圏である．長さはヒル圏の半径RHで規格化されている．L1，L2はラグランジュ点である．
（b）y = 0における図1aの断面図．

惑星と微惑星が公転している三体で成り立つ系につい

微惑星のエネルギーが高いままの場合，微惑星はヒルて考える．ただし，惑星と微惑星の質量は中心星の質圏から脱出し，再び太陽周りを公転するようになる．

量よりもずっと小さいとする．この時，系は中心星の重力によって支配されるが，惑星のごく近傍では中心星の重力よりも惑星の重力が卓越する領域が存在する．

3.2 周惑星円盤による微惑星の捕獲及び軌道
進化

この領域のことを惑星のヒル圏とよぶ．図 1a は惑星

では具体的に，周惑星円盤からのガス抵抗による微を原点とした回転座標系における惑星周りのポテンシ

惑星の捕獲現象について見ていく．周惑星円盤からのャルエネルギーの様子を示しており，レモン型の領域

ガス抵抗による捕獲はヒル圏に入った微惑星が惑星近がヒル圏である．惑星と中心星を結んだ直線状に存在

傍のガス密度の高い領域を通過した時に，周惑星円盤するヒル圏の出入り口をラグランジュ点（L1, L2）と呼から撃力的にガス抵抗をうけ，エネルギーを急速に失ぶ．微惑星が捕獲されるには，兎にも角にもまず微惑うことで起こる．こうした捕獲は gas-starved disk モ星は惑星のヒル圏に入らなければならない．そのため

デルの場合でも十分起こり，サイズが大きくなるにつには微惑星のもつエネルギーが最低でもラグランジュ

れて捕獲頻度は減少するが，約 10km の微惑星でも捕点のポテンシャルエネルギーよりも高いことが要求さ獲可能である．また捕獲頻度は微惑星の捕獲前の軌道れる．高いエネルギーをもつ微惑星だとあらゆる場所（太陽中心の軌道）にも依存する．微惑星が初期に大きからヒル圏内に侵入でき，ラグランジュ点でのポテン

な軌道傾斜角を持っている場合，微惑星は周惑星円盤

シャルエネルギー程度のエネルギーしか持たない微惑の上空からほぼ垂直に侵入するようになる．こうした星だと L1 もしくは L2 の近傍から入ることになる．次軌道で周惑星円盤を通過する場合，円盤と相互作用すにヒル圏に入った微惑星を捕獲するためには，今度はる時間が非常に短くなるため十分なエネルギー散逸が微惑星のエネルギーをラグランジュ点のポテンシャル

起こらず，捕獲が困難になる．そのため初期の軌道のエネルギーより何らかのエネルギー散逸（本稿ではガ

離心率，軌道傾斜角が高くなるにつれて周惑星円盤にス抵抗）によって減少させなくてはならない．十分なよる捕獲頻度は減少する．

エネルギーの散逸が起こり，微惑星のエネルギーがラ

また周惑星円盤は，円盤を構成するガス自体が惑星

グランジュ点のポテンシャルエネルギーよりも小さく

周りをほぼケプラー速度で公転している．このことがなるとその微惑星は捕獲されたという（図 1b）．一方で， 捕獲過程及び，その軌道進化を多様なものにする（図
エネルギー散逸が無い，もしくは散逸が十分ではなく

2）．周惑星円盤の公転方向と逆方向から微惑星が惑星

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

134

0.3

0.3

a
順行捕獲

0.2
0.1

0.1
y/RH

y/RH

b
逆行捕獲

0.2

0

0

-0.1

-0.1

-0.2

-0.2

-0.3
-0.3 -0.2 -0.1

0 0.1 0.2 0.3
x/RH

-0.3
-0.3 -0.2 -0.1

0 0.1 0.2 0.3
x/RH

図2： 周惑星円盤からのガス抵抗によって捕獲された微惑星の軌道の例．原点に惑星があり，周惑星円盤は惑星の（a）順行捕獲，（b）逆行捕周りを反時計周りに公転している．座標は惑星のヒル半径RHで規格化されている．
獲．[16]より引用・改変．

102

惑星半径で規格化した距離
1
2
3
10
10
10

a

微惑星半径: 300m

10

円軌道

2

面密度 (g/cm )

1

ガス

0

10

e2H 1/ 2 = 2-1

10e2H 1/ 2 = 0 .5
ダスト

10-2

b

8

10

6

半径300m
1/ 2
e2H= 0 .5

10

4

10

Tgas

2

10

e2H 1/ 2 = 2

100

円軌道

-2

10

-3

10

惑星半径で規格化した距離
1
2
3
10
10
10

0

10
惑星公転周期で規格化したタイムスケール

0

10

-4

-3

10

-2

-1

0

10
10
10
惑星ヒル半径で規格化した距離

10

-3

10

-2

-1

0

10
10
10
惑星ヒル半径で規格化した距離

図3：（a）周惑星円盤内の捕獲された微惑星の面密度．微惑星のサイズは300 m.微惑星が初期に太陽周りを公転し
2 1/2
2 1/2
てた時の離心率と軌道傾斜角はレイリー分布に従うと仮定（ただし<eH > =2<iH > ，eH，iHは離心率，軌道傾斜角をRH/a（a:惑星の軌道長半径）で規格化したもの）．黒の実線と黒の破線はそれぞれガスとダストの面-1.5

密度（∝r （rは惑星からの距離））．（b）捕獲された微惑星同士が衝突するタイムスケール．黒の実線はガス抵抗によって惑星に落下するタイムスケール（Tgas）．垂直の点線に囲まれた領域は現在のガリレオ衛星のある
領域．[18]より引用・改変．

に接近した場合（以後，逆行捕獲ということにする），

きい．しかし逆行で捕獲された微惑星は捕獲後も常に微惑星とガスとの相対速度は大きくなり，微惑星のエ

向かい風をうけることになる．そのためエネルギーがネルギー散逸も大きくなる．そのため周惑星円盤の公急速に失われ，軌道長半径が減衰し，らせん状に惑星

転方向と同じ方向から接近したもの
（以後，
順行捕獲）

へ落下してしまう．一方，順行方向から捕獲されたもに比べ捕獲されやすい [16, 17]．捕獲後の軌道進化も順のは近点通過時にエネルギーを失い円軌道化し，その行捕獲と逆行捕獲で異なる．捕獲直後は順行でも逆行

後はガスとの相対速度が小さくなるため軌道進化は逆

でも惑星を中心とした軌道の離心率と軌道傾斜角は大行にくらべ長くなる．

巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与／末次

3.3 周惑星円盤内での捕獲された微惑星の分布

135

た微惑星の面密度を比較し，どちらが材料物質になりうるのかを調べる．周惑星円盤内のダストの動径方向

前節では個々の微惑星の捕獲と軌道進化を述べたの依存性はガスと同じと仮定し，ガスに対するダストので，この節では周惑星円盤をもつ惑星の軌道近傍に一比は 0.01 とする ．一方，微惑星は，ガスと微惑星の様分布している微惑星が捕獲された後，周惑星円盤の比が 0.01 の原始惑星系円盤から捕獲されたとする．そどこに分布するのかを述べる．軌道計算の結果から，の結果を示したのが図 3a である．捕獲前の微惑星の周惑星円盤内にある微惑星は，惑星周りを順行方向に運動状態に関係なく，外縁部分ではダストが卓越して公転するもの，逆行方向に公転するもの，そして捕獲いる．一方，微惑星の捕獲される前の軌道が円軌道にされず円盤を通過していくものの三種類に分類できる

近い場合，現在のガリレオ衛星領域では，捕獲された

ことが明らかとなった [18]．上述のように順行の微惑

微惑星の面密度がダストの面密度を上回る．しかし，星は軌道進化が進むと円軌道化し軌道進化が緩やかに

捕獲前の微惑星の軌道の離心率が大きくなるにつれてなる一方，逆行捕獲の微惑星は急激な軌道進化で惑星面密度が減少し，衛星のある領域においてもダストのに落下する．また捕獲されていない微惑星は惑星に接面密度が卓越するようになる [18]．

近しすぎると円盤内側の高いガス密度からのガス抵抗

5

次に捕獲された微惑星が集積できうるのかを調べる．

で捕獲されてしまうため，周惑星円盤の内側には存在

図 3b はガス抵抗による軌道減衰のタイムスケールとしない．そのため，周惑星円盤の外縁には三種類の異捕獲された微惑星同士の衝突のタイムスケールを比較なる運動状態の微惑星が存在しているが，惑星の近傍，したものである．周惑星円盤の外縁では衝突のタイム

つまり現在の衛星があるような領域では基本的には順スケールよりも軌道減衰のタイムケールが短いため，

行方向に運動しているものが多く存在する．また捕獲

衝突する前に微惑星は落下してしまう．一方，ガリレ

された微惑星の周惑星円盤内での面密度は，捕獲頻度

オ衛星領域において捕獲された微惑星の面密度は増加と軌道減衰に依存する．捕獲前の微惑星の離心率や軌するので衝突のタイムスケールが軌道減衰のタイムス

道傾斜角が大きい場合は，前節で述べたように捕獲頻

ケールより短くなる．そのため惑星近傍領域では，捕度が小さくなり，その結果，周惑星円盤における捕獲

獲された微惑星は落下するより前に衝突できると考えされた微惑星の面密度も小さくなる傾向にある．さらられる．ただ，この領域での衝突速度を見積もると脱に，惑星軌道付近の微惑星の分布は実際には一様では出速度の 1.2-1.4 倍程度あるため実際に集積できるかなく，惑星による重力散乱により惑星軌道近傍の微惑という問題は残る．しかし最近の空隙率，物質強度，

星が取り除かれたような非一様分布になると考えられ

粉体摩擦の効果を入れた衝突シミュレーションによるている．この散乱による微惑星の除去は，微惑星の供と数キロメールサイズの小天体が，脱出速度よりも幾給源が減少することを意味するため，捕獲された微惑

分高い速度で衝突した場合でも衝突合体できることが星の面密度にも大きな影響を与える．特に捕獲後，周示されており [21]，集積できた可能性が高い．

惑星円盤内を逆行方向に公転する微惑星は，もともとさて，この節の最後に微惑星のサイズを変えた場合

は惑星の軌道のごく近くで太陽周りを公転していたもについても述べておく．実は微惑星のサイズを変えたのが多いため，非一様分布になると急激に減少してしとしても，周惑星円盤内にある捕獲された微惑星の数

まう．このため，非一様性が強く効く場合には，周惑は捕獲頻度と捕獲後の軌道減衰率のつりあいで決まる

星円盤に捕獲された微惑星の大半は順行方向に公転すため，ほとんど変化しない．つまり微惑星のサイズがることになる．

小さいとガス抵抗の効果が大きくなるので捕獲頻度と3.4捕獲された微惑星の衛星形成への寄与

ここまでで，捕獲された微惑星の周惑星円盤内での軌道減衰率の両方が高くなり，サイズが大きいとガス抵抗の効果は弱くなり捕獲頻度と減衰率が低くなってしまうため，結果的に微惑星のサイズへの依存性は小振る舞いが大まかに理解できた．そこで，従来，gasstarved disk モデルで衛星形成の材料物質として想定されているガスと共に流入してきたダストと捕獲され5. ダストとガスの比は一定ではなく動径方向に依存することも指摘されているが，簡単のため本稿では0.01で一定としている[20]．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

136

2

0
-1
-2

b
捕獲後

1
y/RH

1
y/RH

2

a
捕獲前

0
-1

-2

-1

0
x/RH

1

2

-2

-2

-1

0
x/RH

1

2

図4： ガス抵抗が弱い時の微惑星の捕獲軌道の例（逆行捕獲）．
（a）捕獲される前の様子（b）捕獲後の様子.レモン型の領域は惑星のヒル圏である．[19]より引用・改変．

6

さくなるのである ．捕獲された微惑星の面密度の傾向も微惑星サイズが変化してもほぼ同様である．ただ3.5 散逸している周惑星円盤による微惑星捕獲

し，捕獲された微惑星の面密度の増加する位置（図 3a

これまで衛星形成期における周惑星円盤による微惑における惑星ヒル半径の 0.004-0.02 倍の位置での増星の捕獲について見てきた．しかし巨大惑星の成長の加）は，微惑星が捕獲される位置の推移に依存する．

最終段階になると，周惑星円盤のガスの源である原始微惑星サイズが大きくなると，捕獲に必要なガス抵抗

惑星系円盤の散逸によるガス供給の減少もしくは，成も大きくなるため，より惑星近傍で捕獲されることに長した巨大惑星の重力によって原始惑星系円盤に形成なり，面密度の増加する位置も内側に推移する．一方，されたギャップによるガスの供給の減少が起こるため，サイズが小さい場合はその逆で周惑星円盤の外側で捕周惑星円盤のガス面密度はさらに減少し，いずれ散逸

獲されることになるため，面密度の増加位置は外側にする [20]．ガスの供給が減少することでガス密度が低推移する．推移した面密度の増加位置では微惑星サイ下した周惑星円盤では微惑星捕獲が困難になる．そのズが 300 m の時と同様に，捕獲前の軌道が円軌道に近ため，これまでの接近した微惑星がたえず捕獲され，いとダストの面密度よりも卓越するため，捕獲された

それらが周惑星円盤内に分布するという 3.2 節 -3.4 節

微惑星が衛星形成に寄与できた可能性がある．ただし，のような描像ではなくなると考えられる．では捕獲が捕獲前の軌道が円軌道に近いものになるためには，原起こらないかといえばそうではなく，円盤通過時の撃

始惑星系円盤のガス抵抗が十分効く必要がある．解析

力的なガス抵抗による捕獲（3.2 節）とは異なる捕獲過的な見積もりによると [22]，捕獲前の軌道が円軌道に程で微惑星は断続的に捕獲されるようになる．図 4 は近かったと予想される微惑星のサイズは 100 m 以下で

gas-starved disk モデルのガス面密度の 0.01 倍まで散あり，それ以上のサイズは比較的大きい離心率と軌道逸した周惑星円盤による 10 km サイズの微惑星捕獲

傾斜角をもっていたと考えられる．そのため衛星の材の様子である．惑星に接近した微惑星はしばしばカオ料物質として主に寄与できるのは数十メートルサイズ

ス的な運動を示し，微惑星のエネルギーはラグランジ

以下のものであった可能性がある．

ュ点でのポテンシャルエネルギー以上で捕獲されてい6. 微惑星サイズが10 kmを超えると，捕獲に非常に強いガス抵抗が必要となるため，惑星の物理半径付近を通過しなくてはな
らない．そのため捕獲前に衝突するものが増加するため，周惑星円盤内の微惑星の総数は10 kmサイズ以下の場合に比べ減少する．

ないにもかかわらず，惑星の周りを公転することがある．図 4a を見ると，ヒル圏の外に軌道がはみ出しておりエネルギー的には捕獲されていないが，惑星の周りを公転している様子がわかる．このようなカオス的巨大惑星の衛星系形成における微惑星の寄与／末次

137

な軌道で微惑星が惑星周りをしばらく公転すると，ガ星は捕獲され，さらに周惑星円盤内の広範囲に分布す

ス散逸によってガス密度が低下し弱まったガス抵抗でる．
（2）捕獲された微惑星が衛星の材料物質として寄も，公転中に小さいエネルギー散逸が継続的に起こる与するか否かは，微惑星の捕獲前の軌道に依存し，円ため，最終的に小さいエネルギー散逸の蓄積で微惑星軌道に近ければ衛星形成に寄与した可能性が高い．

は捕獲される [9, 19]．この捕獲軌道の特徴として，惑

（3）周惑星円盤へのガス供給が減少し，ガス抵抗が弱星中心軌道の近点が惑星から離れているということがくなったとしても微惑星の捕獲は起こり，そうしたも挙げられる．そのため順行，逆行問わず，微惑星の軌のの一部は軌道長半径が幾分小さい不規則衛星になっ4

5

道進化は遅く，長いもので惑星公転周期の 10 -10 倍た可能性がある．

の間，周惑星円盤内で生き残ることができる [19]．こ

最後に，これらの結果の不定性についても述べておれは従来の捕獲軌道が惑星の公転周期程度かそれ以下

く．これらの研究は三体軌道計算によって得たものでで落下していたことを考えると，いかに長いかがよくあり，微惑星同士の重力は考慮していない．そのため，わかる．

本稿で紹介した微惑星の分布は重力を考慮した場合，では最後に，捕獲された微惑星が軌道減衰している

変化する可能性は高い．またダストの分布についても最中に周惑星円盤が完全に散逸した場合を考え，散逸

単純にガス面数密度と同じ動径方向依存性と仮定して直後の微惑星の軌道長半径と，実際の不規則衛星のもいるが，実際にダストの流入過程を計算し周惑星円盤のとを比較する．離心率や軌道傾斜角分布は円盤散逸

内での分布を調べると捕獲された微惑星とダストのどのタイムスケールや散逸開始時のガス面密度によってちらが寄与するのか，より明確になると考えられる．

影響されてしまうが，パラメータ依存性がほぼ無い一つの興味深い結果は，ガス抵抗によって捕獲された微謝 辞

惑星の惑星中心軌道の軌道長半径には上限があり，惑
星のヒル半径の約 0.3 倍以上の軌道長半径をもつもの

本稿で紹介した研究に携わっていただいた共同研究はほぼ存在しないということである [19]．この結果は， 者の大槻圭史氏，谷川享行氏，藤田哲也氏に感謝いた
ガス密度が高い場合に起こる撃力的な捕獲においてもします．本稿の査読者である田中秀和氏には有益なコ同様にみられた [17]．実際の不規則衛星の軌道長半径

メントをいただきました．感謝いたします．

分布を見てみると順行の不規則衛星はヒル半径の 0.10.3 倍の軌道長半径をもつものが大半であるが，逆行

参考文献の不規則衛星は軌道長半径が大きいものが多くヒル半径の 0.2-0.6 倍の範囲に分布している [23]．そのため0.3 倍以上の軌道長半径を持つ逆行の不規則衛星をガス抵抗の捕獲のみで説明するのは困難であり，捕獲後に摂動によって外側に移動する，もしくは別の捕獲モ[1] Canup, R. M. and Ward, W. R., 2002, Astron. J. 124,
3404.
[2] Estrada, P. R. et al., 2009, Europa (Tucson, AZ: Univ.
Arizona Press).

デルの寄与など，なんらかの解決策が必要である．そ[3] Crida, A. and Charnoz, S., 2012, Science 338, 1196.

の一方で，惑星移動による捕獲モデルでは捕獲困難と[4] Hyodo, R. et al., 2015, Astrophys. J. 799, 40.

される Himalia の軌道長半径はヒル半径の 0.2 倍程度[5] Canup, R. M. and Ward, W. R., 2006, Nature 441, 834.

なので，軌道長半径に関してはガス抵抗による捕獲で[6] Shibaike, Y. et al., 2017, Astrophys. J. 846, 81.

説明可能である．

[7] Fujii, Y. I. et al., 2011, Astrophys. J. 743, 53.
[8] Pollack, J. B. et al., 1979, Icarus 37, 587.

4. まとめと今後の課題[9] Cuk, M. and Burns, J. A., 2004, Icarus 167, 369.
[10] Agnor, C. B. and Hamilton, D. P., 2006, Nature 441,

本稿の内容をまとめると以下のようになる．
（1）巨

192.

大惑星形成時に惑星周りにあったとされる周惑星円盤[11] Philpott, C. M. et al., 2010, Icarus 208, 824.

からのガス抵抗によって，惑星軌道近傍にあった微惑[12] Nesvorný, D. et al., 2007, Astron. J. 133, 1962.

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017138

[13] Nesvorný, D. et al., 2014, Astrophys. J. 784, 22.
[14] Tanigawa, T. et al., 2012, Astrophys. J. 747, 47.
[15] 谷川享行ほか，2011, 遊星人 20, 262.
[16] Fujita, T. et al., 2013, Astron. J. 146, 140.
[17] Suetsugu, R. et al., 2016, Astron. J. 151, 140.
[18] Suetsugu, R. and Ohtsuki, K., 2017, Astrophys. J. 839,66.
[19] Suetsugu, R. and Ohtsuki, K., 2016, Astrophys. J. 820,
128.
[20] Sasaki, T. et al., 2010, Astrophys. J. 714, 1052.
[21] Jutzi, M. and Asphaug, E., 2015, Science 348, 1355.
[22] Tanigawa, T. et al., 2014, Astrophys. J. 784, 109.
[23] Jewitt, D. and Haghighipour, N., 2007, Annu. Rev.
Astron. Astr. 45, 261.

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その13 ～LSS訓練：ひと月で小惑星の特徴を把握し試料採取地点を絞り込め～／石原 他

139

火の鳥「はやぶさ」未来編 その13
～ LSS訓練：ひと月で小惑星の特徴を把握し試料採取地点を絞り込め～
石原 吉明 ・渡邊 誠一郎 ，田中 智 ，山口 智宏 ，三浦 昭 ，
1
3
2
4
3
山本 幸生 ，平田 成 ，諸田 智克 ，坂谷 尚哉 ，北里 宏平 ，
5
6
松本 晃治 ，薮田 ひかる ，はやぶさ2LSSデータ解析・検討チーム，
はやぶさ2LSSデータ作成チーム
1

2

1

1

1

（要旨）
「はやぶさ 2」は，C 型小惑星リュウグウ（Ryugu）にランデブーし，母船からのリモートセンシング観測及び小型着陸機によるその場観測を行うとともに，最大 3 回の表面物質サンプリングを行うこととなっている．サンプリング地点には，リュウグウそのものや母天体，さらには太陽系形成時の惑星集積過程と物質進化について，最大の情報を得られる場所を選定する必要があるが，選定のために必要となる情報はランデ
ブー後取得されるリモートセンシング観測の結果を待たねばならない．そのため，限られた時間の中で小惑星の特徴を把握し，安全性と科学価値の評価を行い着陸地点選定（Landing Site Selection, LSS）を行う手順を確立しておくことは必須である．本稿では，来年に迫った LSS 本番に向けて，はやぶさ 2 プロジェクトが実施した LSS 訓練について概説する．

1. はじめにライン（氷凝縮境界）付近での惑星集積過程と物質進化（特に水質変成や有機物多様化）の情報を読み出し，地小惑星探査機「はやぶさ 2」は，C 型小惑星リュウグ

球への水・有機物供給に関して制約を与えることを目ウ（Ryugu）にランデブーし，母船搭載機器によるリモ的としている．この目的を達するためには，ただ闇雲ートセンシング観測（ONC，NIRS3，TIR，LIDAR），にリュウグウからサンプルを採取すれば良いというこ

小 型 着 陸 機 に よ る そ の 場 観 測（MINERVA 及 びとはなく，リモートセンシング観測により取得した各

MASCOT），母船のサンプラを接地（TD）させて行う

種のデータから「リュウグウ上のどの場所の物質を持

表面物質サンプリング，衝突装置（SCI）と分離カメラ

ち帰るべきか」を判断しなければならない．また，サ（DCAM3）を用いた小惑星衝突実験，さらに（可能なンプリング時の探査機の運用計画・安全性評価を行う

ら）高精度 TD による SCI 生成クレータ周辺の地下物にも，現地でのリモートセンシング観測データを用い質についてもサンプリングを行ったのち，リュウグウ

る必要がある．

を離脱して地球に帰還し，取得したサンプルを格納し一般に月や火星における着陸探査では，事前に取得たサンプルコンテナをリエントリーカプセルを用いてされた他ミッションによるリモートセンシング観測デ地球に送り届け，持ち帰ったサンプルの各種地上分析ータを用いて，この種の安全性評価や科学評価が，場を実施する予定である．探査機に搭載した各種のリモ合によっては数年にわたって行われた後に着陸地点がートセンシング機器のデータと地上でのリターンサン

決定される．一方，「はやぶさ 2」のような小惑星探査

プルの詳細分析から，C 型小惑星がもつ太陽系スノーの場合，地上望遠鏡や宇宙望遠鏡を用いた観測データ

1. 宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
2. 名古屋大学
3. 会津大学
4. 明治大学
5. 国立天文台
6. 広島大学
ishihara.yoshiaki@jaxa.jp

は存在しても，事前にその場リモートセンシングデー
タが存在しないため，全てはランデブーし観測データを取得し始めてからのタスクとなる．
「はやぶさ 2」の場合，リュウグウの近傍観測は 2018 年 7 月に開始されるが，最初のひと月余りの内に，観測運用と並行して

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017140

mxkq|%1ypv:SN#Z:SNtk!2SN
D2

D

A

B

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/SN58

E

C.-i|wrypv

���ER�d������B������L����

図1： 近赤外分光計（NIRS3）によるスペクトル特徴量マップ．

��� �����

�m�� ���

���k ����
4(

4

5

1

3

2

図2： 中間赤外線カメラ（TIR）
による熱慣性・最高温度・代表粒径マップ．

観測に基づく安全性と科学的価値の評価を行い，1 回目の TD（TD1）候補点と MASCOT 投下候補点の選定

2. LSS訓練準備を行う必要がある．これら一連の着陸候補地点選定の（LSS）と呼ぶ．このよう過程を Landing Site Selection「はやぶさ 2」における LSS 訓練の特徴は，仮想小惑

な極めてタイトなスケジュール（評価に必要なデータ

星（以下 Ryugoid）モデルを作成し，「はやぶさ 2」に搭が全てダウンリンクされ，機器チームの手元に揃って載された各種の観測装置による Ryugoid の観測で得らから結論を出すまでの猶予は数日程度！）の中で確実れた仮想データの解析という形で，LSS におけるデーに LSS プロセスを進めるため，はやぶさ 2 プロジェク

タ解析・選定プロセスをほぼ全て実施している点であトでは，データ解析のプロセスと体制の確認，作業時

る． つ ま り， 我 々 は リ ュ ウ グ ウ 探 査 に 先 立 っ て間の見積もり，ツール群の I/F 確認等を目的として大Ryugoid 探査を実施し，LSS プロセスの訓練・検証を

規模な LSS 訓練を 2017 年度晩春から盛夏にかけ実施

行ったわけである．その為，訓練実施に先立ち，2016

した．本稿では訓練の概要についてまとめる．

年 8 月より模擬データ作成チーム（LSSDP），データ解火の鳥「はやぶさ」未来編 その13 ～LSS訓練：ひと月で小惑星の特徴を把握し試料採取地点を絞り込め～／石原 他

Zone B

141

図4： システム側解析による安全スコアと候補領域．

内部にD>3mのボルダなし
図3： 光学航法カメラ（ONC）
による安全性（ボルダー数）調査の例．
この例では楕円で囲われた白くスムースなクレータ様の地域（Zone Bに相当）に直径3mを超えるボルダーはないと評価された．

3. LSS訓練の経過
訓練では，LSSDP チームにより作成された各種の模擬観測データ（ダウンリンクされた生データ相当）が提供され，LSSAA チームは設定された期日までに予析・検討チーム（LSSAA）に別れ，訓練本番に向けて定の LSS プロダクト群を作成・解釈し候補地点を選定の準備が開始された．

するという形で行われた．なお本番ではおよそひと月

LSSDP チームは約 3.69 億ポリゴンから成る非常にの間に行うことになる作業を，訓練では約 3 倍に引き

高精細な形状モデルを作成し，その上に仮想形成史コ

伸ばして実施した．そのため，フォーマットを定めた

ンテキスト（母天体での水質変性・熱変性，さらには一次報告書という形で記録に残し，プロダクト作成の母天体の破壊と再集積による Ryugoid 形成など）と隕

実作業に要した時間や人的リソースの把握を行なった．

石分光データに基づく地質分布（粒径や宇宙風化の影

また毎週定例会を開いて各機器チームの解析状況の確響などは別途考慮して付与），熱物性分布，クレータ

認や発生した問題の把握・解決・スケジュール調整等

やボルダーを配置した Ryugoid を作成した．さらにそを行い，当初 LSS プロダクトとしては定義されていなれを「はやぶさ 2」搭載の観測装置で観測した場合の模かったプロダクトの作成についても，必要であれば対擬観測データを作成するツール群を準備した．

応するという対処を行なった．

LSSAA チームでは，科学評価に必要な項目を網羅

LSSDP から提供される模擬観測データは，実際の「はすべく LSS で使用するデータプロダクト（LSS プロダ

やぶさ 2」のリュウグウ近接運用時の観測を模擬し，クト）と科学評価フローを定義し，作成ツールの開発・

・高度～20 km 付近に設置された Box A からの観測

パイプライン化，依存関係のあるプロダクト間での I/

・高度 5 － 7 km に設置された Box C からの観測

F 確認，作業体制と手順の確認などを進めるとともに，・高度 5 km 付近に精密軌道制御された探査機からの各機器チームの作成する LSS プロダクトのチーム内共

中高度観測

有・交換に用いる専用データディレクトリ等のインフの 3 種類の観測が設定され，実際のサイエンス観測運ラを作成した．

用のタイムラインと同様に作成された各観測機器の観測シーケンスに基づいて観測データが作成された．また探査機の位置・姿勢等についても，想定される誤差が付与されたのち LSSAA へ提供された．

700nm abs.

mean

ZoneA
ZoneB

0.0277 0.0046

ZoneC-0.0131

ZoneD

0.01500.0053 0.0139

142 ZoneD'-0.0024

ZoneE

0.01060.0089 0.0161

mean

std

mean

-62.53

2.77

1.707

-62.39-49.07-15.91-27.74-18.75

9.62

12.16

13.59

0.046

1.767

0.132

std

mean

D2

0.000

mean

0.00600.0265

0.199

0.146

0.015 -0.0327

0.088

0.068

0.0606 0.0264

0.114

0.0058 0.0317

0.064

0.122

0.0083 0.0379

std

0.02460.0

0.01420.0

0.02630.01800.0274

0.0

0.0

0.0

0.0

B

0.030

E
D

C

-0.010A

0.010-0.030
0.010

0.020

D2
C

390nm ref.

0.040

-0.030
-80.0

0.030

B
E

A

E

0.010
0.000

C

-0.030
0.020

D

0.040

0.050

-0.030

着陸候
特徴量

再処理

D’
C

-0.020

0.030

0.0

A

-0.010-0.010-0.020

-20.0

B

0.020

D2 D

0.000

-40.0

sw index

0.030

700nm abs.

0.020

-60.0

（d）0.040

0.030

D

0.000

-0.0200.010

E-0.010-0.020

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

uv slope

550nm ref.

図5： TD1候補ゾーンのONC各種評価指標の比較：縦軸は共通で700 nmの吸収深さ（深い方が正）横軸は（a）390 nm絶対反射率，（b 宇宙風化度指標（注：隕石サブタイプが違う場合，この指標での比較は困難），（c）
550 nm絶対反射率，
（d）紫外
領域勾配．

表1： TD1ゾーンの科学評価と順位．
Meteorite
group

High aqueousalteration

Low thernal
alteration

Low space
weathering

High total
CarbonHigh IOM
contents

Low Boulder
density

Zone A

CM+dehydrated○ (high T)

◎

○

△

○

×

Zone BCM◎ (high T)

◎

◎

△

△

◎

CI

○ (low T)

○

△?

◎

○

×

Zone Cstd

0.087 0.0214 0.0242

Vol. 0.0057
26, No. 4, 20170.053 日本惑星科学会誌
0.154
0.056
0.0185

0.020

A

0.010

Potential LS

390nm_ref

0.089

0.364

0.051

1.109

B

0.020

700nm abs.

0.013

1.216

15.58

mean

px

0.040

0.030

（c）

std

1.456

1.093

10.73

slope (390-950)

（b）

0.040

700nm abs.

uv_slope

700nm abs.

（a）

std

0.0190 0.0100

sw_index

Zone Ddehydrated CM?

×

×

×

△

○

×

Zone D2

dehydrated CM?

×

××?

××?

◎

◎

○

Zone E

dehydrated CM?

×

×

×

△

○

×

3 µm absorption
0.7 µm absorption

3 µm abs depth

SW index

A _390 nm

A _550 nm

Boulder (D > 0. m)
number within the
50 m radius◎：strong abs○：weaker abs
×：no abs◎：few○：weak◎：strong abs○：weak abs△：normal×：no abs◎：very low○：low△：high◎：very low○：low△：high◎：< 500○：500–10000△：> 10000

Total
evaluationst

1 candidaterd

3 candidatend

2 candidate↑TOPへ←目次へ
火の鳥「はやぶさ」未来編 その13 ～LSS訓練：ひと月で小惑星の特徴を把握し試料採取地点を絞り込め～／石原 他

143

LSSAA チームは，これらの LSSDP から提供された

今回の LSS 訓練を行わずに来年の LSS 本番を迎えてい模擬観測データを事前に準備した解析ツールを用いてたら，今回 LSS 訓練で遭遇したツールや解析法の不具

解 析 し， 形 状・ 自 転 軸・ 自 転 周 期 を 始 め と す る合に初めて遭遇した可能性が高く，その事態を想像す

Ryugoid の基礎的な情報を始めとして，多様な LSS プ

ると肝が冷える思いである．

ロダクト群（例えば図 1，図 2 など）を作成し，Ryugoid

最後に，「はやぶさ 2」に続いて，火星衛星サンプル

表層物質の同定並びにボルダー密度調査等の安全評価

リターン計画（MMX）では火星衛星フォボスからのサ（図 3）を実施した．さらには LSS データから読み取れ

ンプルリターンが計画されている．フォボスは NASA

る Ryugoid の進化の推定を行い，LSS 本番と同様にサや ESA の火星周回探査機により撮像されたデータがンプリング候補地点及び評価結果を英文で科学評価書あるため，「はやぶさ 2」程は事前情報がない中で短時としてまとめプロジェクトに提出している．今回の訓間でのサンプリングサイト決定を求められるわけでは

練では，システム側の運用安全評価の結果残った 6 候

ない，しかし解析ツール群への習熟や体制の確認など

補地点（図 4）ついて ONC 評価批評（図 5）などをもとにを含め，今回「はやぶさ 2」で行ったような LSS 訓練を

科学面の評価を行なった結果，Zone B が第一候補と実施し，実運用・解析・各種判断への備えを万全とすなった（表 1）．

ることが望ましいだろう．

4. 訓練の効果（まとめにかえて．．．
）

参考文献

本稿を執筆している時点で LSS 訓練の主要部分は終了し，LSSDP チームから提供された Ryugoid の真値と LSSAA チームの解析結果を比較しての精度検証や，訓練で把握されたデータ解析ツールの問題点等の対処を各チームで進めている．
例えば小惑星の自転軸・自転周期や探査機の精密な
軌道は，形状モデルチームが ONC 画像から小惑星形
状 を 復 元 す る ツ ー ル と し て 使 用 す る SPC（stereophotoclionometrey）[1] により同時推定される想定であったが，LSS 訓練中の作業では想定された精度で推定出来ていないことが明らかとなった．これはツールの使い方の習熟が足りなかったためであったことがわ
かり，ツール開発元に問い合わせて問題解決を図っている．また，本訓練を通じて SPC 処理で十分な精度の探査機精密軌道が得られなかった場合の対策が講じられ，LSS 本番に向けてのデータ処理のロバストネスが向上した．さらに，ツールへの習熟不足だけでなく，短時間で簡便にデータ処理を行う必要があるために採用された解析法自身の限界が訓練で明らかとなった点も複数あり，これらについては LSS の限られた時間内でより精度の出る解析を行うべく手法の見直しを進めている．
これらは実際に Ryugoid という模擬小惑星を作成し，擬似的な小惑星探査を実施するという大規模な LSS 訓練を行ったからこそ事前に把握出来た点である．もし，[1] Gaskell, R. W. et al., 2008, Meteoritics and Planetary
Science 43, 1049.

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

144

遊星百景 その10～静かの海 Apollo11号着陸地点～

山田 竜平

1

1969 年 7 月 21 日 2：56
（UTC）
，一人の男が荒涼とした真空の大地に降り立ち，一つのセリフを言い放った．
「That's one small step for a man, one giant leap for
mankind.」（これは一人の人間にとっては小さな一歩だが，人類にとっては大きな一歩である．
）
人類で最初に月面に降りたった男 Apollo 11 号の船長ニール・アームストロング氏による極めて著名なセリフである．まさしく，この言葉通り，この時，人類が初めて地球以外の天体に足をつけた瞬間であり，人類にとって大きな一歩であることに疑いようがない．
その一方，この Apollo 11 号の着陸では，人類が初めて科学観測機器を地球外天体に設置し観測データを得る事に成功している．アームストロング船長の一歩は，月の科学者，ひいては惑星科学者達がその歩みを本格的に始めた大きな一歩といっても過言ではないだろう． 図1： Apollo 11号着陸点にオルドリン宇宙飛行士が地震計を設」は月表側の北東「静かの海（Mare Tranquillitatis）

置した図．
（
（C）
NASA/Apollo11 Image Library）

部，北緯 10 度，東経 30 度辺りに広がる巨大なベーズ
2

ン
（
「海」
）である．面積は約 42 万 km で，俗にいう「東京ドーム単位」で約 9000 個分，ここ福島県の広さに換

点は北緯 0.8 度，東経 23.5 度であり，静かの海の南西算すると福島約 30 個分の広さを持つ．月の海は主に端に位置する。図 1 はアームストロング氏と供に月面衝突クレータの深内部から噴き出したマグマが冷え固に降り立ったバズ・オルドリン氏が観測装置を設置しまった玄武岩からできており，地球から見ると黒く見ている写真であり，この写真を見ると，宇宙飛行士のえる部分に当たる．形成年代は約 38-32 億年前とされ目からは，月の海は地球の溶岩台地とは異なる灰褐色ており，月の形成時期が約 45-46 億年前である事を考の砂漠のような風景に見えただろう．
（これは月表層

えると，比較的若い地域と言えるだろう．特に，一度， が隕石衝突による破砕砂礫，レゴリスに覆われている
マグマにより表層がならされているため，月の「高地」

事による．
）

と比較しても表層がなだらかであり，月の着陸船が降さて，この人類が最初に月面に設置した観測機器群

りやすい地域となっている．Apollo11 号が着陸した地であるが，Early Apollo Scientific Experiments Pac-

1. 会津大学コンピュータ理工学部
ryamada@u-aizu.ac.jp

kage（EASEP）と呼ばれる．これらの機器は後のアポロ着陸点に設置される Apollo Lunar Surface Experi-←目次へ

遊星百景 その10 〜静かの海 Apollo11号着陸地点〜／山田

145

図2： Apollo 11号の地震計で最初に観測された波形．上から長周期計LPX, LPY, LPZ, 短周期計SPZの観測波形を示す．
（画像はJAXA/C-SODAのPlanetary Seismologyのサイトより https://darts.jaxa.jp/planet/seismology/index.html）

ment Package（ALSEP）の前身であり，最初の月面着が，1 台は機能せず，機能したもう 1 台も，そもそも陸が限られたものである事を考慮して，簡単に設置で地震計が着陸機の上に搭載されていたため，有効に火きる（とされる）装置が選ばれている．設置された機器

星表面の振動を捉えていたかは不明である．また，引はレーザ測距用の「月面反射鏡」と「地震計」である．

き 続 く， 日 本 の LUNAR-A ミ ッ シ ョ ン や，ESA のこれらが簡単に設置して良いものかどうかは別として， NetLandar ミッション等，惑星地震探査計画は立ち上
どちらも月惑星における固体地球物理学においては主

がってはいるものの，なかなか実行までには至らない．

要な観測機器である．特に 15 年近く「月の地震学」に

この分野に二十そこそこで入り，月に地震計を置こう

携わってきた私にとっては，このオルドリン氏が月にといっていた私も，もはや四十を迎えようとしている．

地震計を設置したこのシーンこそ，「惑星地震学」と

惑星着陸物理探査がいかに困難であるかを物語っていいう学問が本格的に始まった瞬間であり，感慨深いるだろう．

「一景」と言える．図 2 は 1969/7/21 午前 4 時 20 分頃にた だ し， 光 明 も 差 し つ つ あ る． 来 年 2018 年 に はApollo 11 号の地震計で観測した最初の地震計記録でNASA の InSight ミッションで，一点ではあるが火星ある。Apollo 11 号の地震計は太陽電池で駆動してい表面に地震計が設置され，Apollo 以降，約 40 年ぶりたため，残念ながら合わせて 21 日程度の運用でそのに新たな惑星地震観測データが取得される事が期待さ

寿命を迎えてしまったが，この波形こそが我々の分野れている．また，日本や米国で月面有人探査の機運がにとっての「全ての始まり」となる．

高まりつつあり，地震計を設置する機会も伺える．そApollo 11 号の後であるが，Apollo 計画では 12, 14,

して，LUNAR-A で地震計を設置する貫入装置であっ15, 16, 17 号とそれぞれ地震計が設置され，月の内部

たペネトレータを使った探査も少しずつであるが復活

構造や月内部のダイナミクスを紐解く主要な観測デーの兆しを見せつつある．
惑星地震学にとって新たな「一タが得られている（Apollo 17 号では爆弾を使用した能景」を加えられるよう，ふさぎこんでもいられないの

動地震観測が実施された）．しかし，1977 年 9 月 30 日である．

に Apollo 地震計の運用を止めた後は，惑星地震学は
艱難辛苦の連続である．NASA の Viking ミッション
では，1976 年に 2 台の地震計が火星表面に設置された

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017146

惑星ラボからこんにちは！
～京都大学宇宙総合学研究ユニット～

佐々木 貴教1（要旨）本記事では，京都大学宇宙総合学研究ユニットの概要を紹介します．また，本ユニットの活動内容
をより深くお伝えするため，5 名のユニットメンバーが各々の活動内容について紹介します（本号掲載の土井氏，山敷氏，野津・柴田氏，磯部氏，呉羽氏の記事をご覧ください）．

1. 京都大学宇宙総合学研究ユニットについて
京都大学宇宙総合学研究ユニット（以下，宇宙ユニット）は，宇宙に関連した異なる分野の連携と融合にから参加しています．そのため，宇宙ユニット参加教員が主導する研究プロジェクトは，理系から文系まで様々なテーマのものがあります．以下に，研究内容の一部について，開催されている研究会ごとに簡単に紹介します．

よる，新しい学問分野「宇宙総合学」の構築を目指して，
2008 年に設置されました．工学，理学，環境エネル

・有人宇宙計画研究会：有人宇宙輸送の技術的課題，

ギー科学，医学，生命科学，情報科学，さらには人文科学・経済・社会的意義，民間有人宇宙活動の可能

社会科学系学問まで含む，学際的・総合的な新しい宇性，法的・倫理的課題など，有人宇宙活動のあり方

宙研究を開拓することが，宇宙ユニットの大きな目標について様々な側面から総合的な検討を行っていまです．

す．
（詳しくは同号記事「有人宇宙学の創出と教育

また，宇宙航空研究開発機構（JAXA）や和歌山大学，的実践」をご参照ください．
）

京都精華大学など，学外機関との連携において，京都・宇宙生物学研究会：宇宙生物学に関わる話題を網羅

大学の宇宙分野を束ねた窓口としての機能も果たして的に取り扱い，様々な議論や情報交換を行っているいます．また，大学・学術コミュニティ外の様々な方

ほか，系外惑星カタログ作りなども行っています．

との対話を通した，科学コミュニケーション活動・社（系外惑星カタログについては，同号記事「ExoKyoto会連携活動についても積極的に行っています．

太陽系外惑星データベースの開発について」をご参

宇宙ユニットは，特定の研究テーマを推進するだけ

照ください．
）

でなく，様々な関心と専門知識を持った研究者が出会・BBT 宇宙天気予報研究会：太陽表面で発生するフうことで，新しい研究が生まれてゆく場となることをレアなどを中心に，宇宙環境に関する観測データの目指しています．

整備や，データに対しビッグデータ解析手法・人工知能を応用することによる宇宙天気予報研究を進め

2. 研究紹介ています．
（フレアについては，同号記事「太陽型星のスーパーフレア」をご参照ください．
）

宇宙ユニットには 70 余名の併任教員が様々な部局
1. 京都大学 大学院理学研究科 宇宙物理学教室
takanori@kusastro.kyoto-u.ac.jp

・歴史文献天文学研究会：天体・自然現象に関する歴
史文献の記録を自然科学者と歴史学者が共同で読み解くことにより，新たな知見を見出すなど，広く自惑星ラボからこんにちは！ 〜京都大学宇宙総合学研究ユニット〜／佐々木147

図1： 宇宙ユニットが行っている多種多様な活動の様子．
「お寺で宇宙学」や「宇宙箱舟ワークショップ」など，バラ
エティ豊かなイベントを開催している．

然科学への歴史文献の活用を進めています．
（詳し
くは同号記事「歴史文献を用いた天文学研究」をご参照ください．
）・宇宙倫理学研究会：人間と宇宙との関わりにおいて生じうる，既存のシステムでは対応できないような倫理的・法的・社会的・道徳的問題について，体系的な仕方で取り組み，宇宙を生存圏とする生物として我々がどう生きるべきか，を理解することを目指しています．
（詳しくは同号記事「宇宙倫理学プロ
ジェクト〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜」をご参照ください．
）
・宇宙人文学研究会：地球観測衛星の技術と，古文書や日本書紀などの人文科学を融合し，地殻変動や古図2： 宇宙総合学の講義の様子．理系から文系まで，幅広い学部の京大生が受講している．

代地形の情報を抽出するなどの新しい試みを行っています．

3. 教育と研究テーマ

この他にも，宇宙とアートや伝統文化を融合した企

京都大学の大学院生は誰でも，宇宙ユニットが提供

画，小型飛翔体を通した教育体験プロジェクト，宇宙する新しい大学院教育「宇宙学」を受講することが可

学関連の学術資料に関するアーカイブ構築など，多種

能です
（図 2）
．宇宙学のカリキュラムには修士コース

多様な活動を行っています（図 1）．

と博士コースがあり，受講生は自分の所属先での教育

←目次へ

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017148

研究に加えて，宇宙学の教育プログラムや研究プロジ
ェクトに取り組むことになります．各受講生には，宇宙ユニットの教員が担当アドバイザーとしてサポート
し，履修要件を満たした受講生には履修認定も発行しています．
また，宇宙学の受講生は自らの研究関心・計画に基づく自由な出張・活動の費用がサポートされます．国際学会参加だけでなく，海外での共同研究やフィール
ドワークの実施などにも活用できます．さらに，サマースクールやワークショップ，国際シンポジウムなど，
様々な発想とアドバイスのあふれる環境で，自らの研究を前進させる仕組みも整えています．
宇宙ユニットの担当教員との研究テーマについては，
宇宙開発利用に関する意識調査，ビッグデータ分析手法を用いた宇宙天気アルゴリズムの開発，極端宇宙天気現象に伴う放射線被曝評価，衛星地球観測データを用いた人文考古学研究，教育・科学コミュニケーショ
ンプログラムの開発と実践，などが予定されています．
ただし，こうした内容に限らず，自ら研究テーマを設定し，宇宙ユニット教員と連携することで，一つの専門に留まっていてはできない新しい研究を進めていくことも可能です．自分の研究を宇宙につなげてみたい，と思う方であればどなたでも，宇宙ユニットの活動への参加は大歓迎です．
研究室ウェブページ：
https://www.usss.kyoto-u.ac.jp/
連絡先：
住所〒606-8502 京都市左京区北白川追分町

北部総合教育研究棟403号室
電話番号

075-753-9665

メールアドレス

usss@kwasan.kyoto-u.ac.jp←目次へ

有人宇宙学の創出と教育的実践／土井149

有人宇宙学の創出と教育的実践

土井 隆雄

1

（要旨）有人宇宙学は「人間 - 時間 - 宇宙」を繋ぐ総合科学であり，4 つの進化過程：宇宙の進化 / 生命の進化/ 文明の進化 / 宇宙開発の進化より導かれる．有人宇宙学は人類が宇宙に持続的社会基盤を構築することを主命題とし，人類の宇宙への展開の意義を明らかにすると同時に，その方法論も与えることが期待される．

1. はじめに1985 年に国際宇宙ステーション計画への参加決定及び第一次材料実験に参加する日本人宇宙飛行士の選抜

1961 年のガガーリンによる人類初の宇宙飛行以来，により，日本の「第一期有人宇宙活動」は始まった．

宇宙は人類にとって進出可能な新世界となった．図 1

日本は短期有人宇宙ミッションを通じて，宇宙実験技

は世界の有人宇宙ミッションの動向を示す．世界の有術，ロボットアーム操作技術，船外活動技術など有人

人宇宙活動は，1960 年代のアポロミッション（アメリ

宇宙活動に必須な技術を獲得した．
「第二期有人宇宙

カ主導），1970 年代のサリュートステーション（ロシ

活動」は，2008 年「きぼう」日本実験棟を宇宙ステーシ

ア主導），1980 − 90 年代のスペースシャトル（アメリョンに取り付けるミッションを契機に始まった．これカ主導）の時代を経て，2000 年代の国際宇宙ステーシ

より日本人宇宙飛行士による長期ミッションが開始さ

ョンによる国際協力の時代へと発展して来た．国際宇れ，宇宙飛行士訓練技術，有人宇宙施設の運用，長期

宙ステーションは，2024 年までの運用が国際間で定宇宙実験の実施，宇宙貨物船の運用などの技術を獲得

められている．また，2003 年以降，中国も有人宇宙した．しかしながら，これら 30 年以上にわたる有人

活動を積極的に展開している．

宇宙活動の間，有人宇宙活動全体を系統立てて理解し，

図 2 は日本の有人宇宙ミッションの動向である．

図1： 世界の有人宇宙ミッションの動向．
1. 京都大学 宇宙総合学研究ユニット
doi.takao.8w@kyoto-u.ac.jp

有人宇宙活動を担っていく人材育成が大学レベルで行日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

150

図2： 日本の有人宇宙ミッションの動向（打上げ・帰還を各0.5回と数える）．

われることはなかった．現在の多様化していく有人宇
宙活動を支え，さらに宇宙産業を発展させていくための若い人材の育成が急務である．
有人宇宙活動に関わる学問は，飛翔体工学・通信工
学・ロボティクス・建設工学・宇宙科学といった理工学だけでなく，微小重力・閉鎖空間・真空といった極限空間における生理学などの生命科学，さらには国際協力体制の実施のための宇宙法，商業といった社会科
学，巨大科学に対し正当性を問う倫理学的考察といった人文科学など，あらゆる学問・専門領域に及ぶ．これらの学問分野の有機的結合による有人宇宙活動に必要な総合科学を創出する必要がある．

図3： 有人宇宙学概念図．
（c）
NASA

2. 有人宇宙学<1 万年スケール > 文明の進化，知能を持った人類が村・町から巨大都市を形成していく過程：宇宙とい京都大学宇宙総合学研究ユニット（宇宙ユニット）
でう特異な重力環境下で人類の知的作業がどのようには平成 29 年度に有人宇宙学部門を新設し，有人宇宙

変容し，その結果として人間の作る社会がどのよう活動に必要な学問の創出に取り組んでいる．有人宇宙に変貌して行くかを調べる（宇宙を考える）．

学は，「人間－時間－宇宙」を繋ぐ総合科学であり，<100 年スケール > 宇宙開発の進化，ロケット・人工

時間スケールの違いにより 4 つの進化過程に大別でき衛星を作り，将来的には月・火星に到達する過程：

る（図 3：有人宇宙学概念図）．

人類が安全に宇宙に行き，恒久的に生活・仕事をす<100 億年スケール > 宇宙の進化，太陽系，そして地る技術を開発する（宇宙を作る）．

球の海の形成：人類が住める宇宙環境はどのように

有人宇宙学はさらに上述の 4 つの分野を融合するこ実現されたか，また実現していくかを調べる（宇宙とにより，人類が宇宙に持続的社会基盤を構築するたを知る）．

めの基礎理論と方法論を与える．有人宇宙活動が総合<1 億年スケール > 生命の進化，生命の海から陸，遂科学になることによって，人類の宇宙への展開が論理には宇宙に至る進化：人類が宇宙で生存するために，的に解析できるようになり，宇宙における人類社会の食料となる植物が宇宙で生存できるかを調べる（宇設計が可能になる．

宙を生きる）
．

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有人宇宙学の創出と教育的実践／土井151

した．模擬微小重力実験では重力の植物に与える影響

3. 有人宇宙学の教育的実践の講義の後，
クリノスタット（模擬微小重力発生装置）
を使い，植物の初期成長実験を行った．実験結果の解

宇宙ユニットでは，有人宇宙学の教育実践活動を平析により，植物の持つ重力感知機構の特性を明らかに

成 29 年度 4 月より開始している．その活動の一環としした．また顕微鏡による重力感知機構の直接観察も行て，2017 年 9 月 11 － 16 日にかけて学部 1･2･3 回生 9 名った．閉鎖環境実習では，閉鎖環境が人間に与える影が参加し，京都大学大学院理学研究科附属花山天文台

響の講義の後，与えられたスケジュールに沿って各実にて有人宇宙学実習を実施した（図 4：花山天文台で習・実験を行うことにより，自分のストレスレベルが行われた有人宇宙学実習）．有人宇宙学実習は，短期

どのように変化するかを生理的・心理的に調べた．ま有人宇宙ミッションを模擬し，天体観測実習，模擬微た，時間経過に従って増大するストレスによって，チ

小重力実験，閉鎖環境実習を計 6 日間かけて体験する

ームがどのように変化するかを記録した．

ことによって，分野横断型学習から有人宇宙活動に関

有人宇宙学実習は，宇宙・生命・社会に関する活動

する包括的な視点と基礎知識を身につけることを目的

を模擬宇宙ミッションというカリキュラムの中に凝縮としている．また，参加学生は 3 人が 1 チームとなり，させた体験学習であり，今年が初めての試みであった．

共同生活をすることによって，チームワーク（小社会）

学生全員が積極的に実習課題に取り組み，各チームががどのように形成されていくのかを体験してもらった．

チームワークの形成に成功した．本実習は，宇宙環境

天体観測実習では，系外惑星天体の講義の後，望遠の認識を深め，微小重力の影響を理解し，閉鎖環境に鏡を使い系外惑星天体のトランジット観測を行った．

おける人間関係の形成など，宇宙に人類が展開したと観測データ解析によりホットジュピター型系外惑星のきの包括的な模擬演習ともいえ，まさに有人宇宙学の特徴を調べることで，太陽系外の惑星系の存在を確認

教育的側面を象徴していると考えている．

図4： 花山天文台で行われた有人宇宙学実習．

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

152

ExoKyoto太陽系外惑星データベース開発
について
山敷 庸亮

1

（要旨）ExoKyoto データベースは，既存のデータベースとの相互比較参照モジュールや，トランジット法のみで確認されている惑星についての質量推定モジュール，Stellar 画面を用いた系外主星・周辺恒星・メシエ天体等の表示や，Google Sky を用いた天球上での惑星系の位置表示などを有し，過去のデータベースを包括した上位互換的なデータベースとなっています．すでに発見されている系外惑星だけではなく，12 万個以上の恒星データや，ケプラーフィールドの恒星群，さらには京都大学や国立天文台で発見されたフレア星や突発天体のリストを取り込んでおり，様々な定義のもとでのハビタブルゾーンの計算も行っています．本
総説では，このデータベース開発の背景や仮定，用いられている考え方と，今後の活用，問題点などについて紹介します．

した．情報発信があってもそれは惑星科学専門家に限

1. 背 景るもので，一般の人々への浸透は遅かったといえるで
太陽系外惑星データベース，といっても，開発しよ1

しょう．また，そのようなハビタブルな系外惑星の分うとした時点ですでに複数公開されており ，今更わ

類を，NASA を始めとする欧米の機関が独自で行な

ざわざつくる必要をそもそも疑問視されました．実はっており，我々は彼らが < 決めた > ハビタブルかどう

開発仲間でも，二番煎じのデータベースなどつくってか，という結果を疑いもなく追従するだけである，とも，労多くして，得るものは少ないだろう，というのいうことが，国単位での研究の遅れを感じさせました．

が大勢でした．それでは，なにが，ExoKyoto をここ

さらに NASA は，Kepler などで惑星を発見する際，まで突き進ませようという原動力であったのでしょう

独自のイラストを同時に公開し，それ以降その惑星のか？また，果たしてできたものは役に立っているので姿は NASA のイラストで固定される，という点に大しょうか？

きな問題意識を持ちました．まずはそれらを理解する

筆者がそもそも自分でデータベースをつくってみよために，当初，京都大学国際高等教育院で開講していうと思ったきっかけの一つは，太陽系外惑星のハビタ

る学部生向けの ILAS セミナー
（旧ポケットゼミ） ハ

ビリティーの議論が，ほとんど欧米主体であったこと

ビタブル・アースで Excel を用いてハビタブル判定をがあります．すでに 2008 年ごろから様々な欧米の科行い，すでに見つかった惑星に適用し，それを京都大

学番組で系外惑星特集が組まれていたのに，我が国で学の宇宙生物学ゼミで「（式や判定結果が）あっている，はほとんど話題にのぼることはありませんでした．中

あっていない」というような議論をする，ということでもホットジュピターやハビタブル惑星に関しては，をやっていました．それが我々の間でなかなか面白く

National Geographic や Naked Science やそれに類するなり，「それならデータベースを作ってみよう」とい欧米の番組が数多く出回っていたにもかかわらず，我が国の番組ではほとんど目にすることはありませんで
1. 京都大学 大学院総合生存学館
yamashiki.yosuke.3u@kyoto-u.ac.jp

1. Exoplanet Transit Database  http://var2.astro.cz/ETD/
The Extrasolar Planets Encyclopeadia  http://exoplanet.eu
Open Exoplanet Catalogue
http://www.openexoplanetcatalogue.com

ExoKyoto太陽系外惑星データベース開発について／山敷153(4%!#)"..
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図1： Stellar Windowを用いて表示したKepler-452b, 限界等級17等，ズームレベル3．

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う話になりました．当初は，自分たちの「自己学習用」

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"-/'%$%"-/'-+0/として作り出したのですが，まず佐々木貴教氏が「初めての日本語データベースをつくろう」と言い出しま 

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すが，最終的に受け入れることとなり，日本語での「意"-/'*+1 義」がのちにわかるのでした．また，それから 3ヶ月後，

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宇宙飛行士の土井隆雄氏が京都大学特定教授に就任さ2+%-#0-3

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本格的に公表しよう，ということになりました．でもタブル基準を用いること，（2）系外惑星のイラストを

%$+/0,(/%-

 

示されました．そのような流れの中，データベースを考え，最低限の目標として（1）自分たちで独自のハビ

".+0/

"-/'%$  つ日本語は面倒臭いので，できればやめたかったのでやはり，やるからには，何か違ったものを出したいと)0%-%%*%,/0*%

した．私は日本語で作る意味がさっぱりわからず，かれ，系外惑星の観測と関連してデータベースに興味を





+)$%$0,(/%-

図2： 用いたテクスチャの一覧，左から右へ，水星サイズ～超木
星サイズへと大きさが大きくなり，下から上へ，150ケル
ビン以下から3000ケルビン以上まで，アルベド0.3にて計算された黒体温度にて分類している．

自分たちのものにすること，および（3）日本語でのデータベースの作成，を掲げました．（2）についてはプロのイラストを頼もうとも考えましたが，これも学生

私が書ける言語で書いたから，というしかありません．

を含めたチームでの一つの目標として一つ一つ描きあ「データベース」をつくる，と「決まった」ものの，放げることにしました．

っておいたらだれかがやるか？と期待したのですが，仲間の誰も始めなかったので，結局私が一から全部書

2. ExoKyotoの特徴

き始めてしまいました．最初は表示モジュールまで作
る つ も り は な か っ た の で す が， こ れ も X-Window/

ExoKyoto は，C++ で記載された unix 上で動作する

XLib を用いて作ってしまいました．細野七月氏から系外惑星データベースアプリケーションで，このデー

OpenGL への移行を勧められ，OpenGL 版もモジュー

タベースを用いて生成した Web 上での公開惑星デー

ル単位においては作成しつつあるのですが，現時点のタベースも含んでいます（図 1）．本体は，データベー

ものは Xlib を用いたものです．ただ，Python 版など

スモジュール（惑星・恒星・メシエ・NGC），質量推

は作ってゆこうと考えています．
）

定モジュール，運動解析モジュール，表示モジュール（1）自分たちで独自のハビタブル基準を用いる（StellarWindow）に大きくわかれています．
（ただ，そ
現在記載されているのは，[1] における判定式であり，++もそもなぜ C でプログラムを書いたのか，というと， これも論文のものと，惑星の大きさを考慮した 2 種類

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017154が記載されています．同時に，太陽系相当天文単位といますが，それらの採用に関しては現在自動判別にはして，太陽系における金星・地球・火星における平均

なっていません．だから，カタログの自動生成の想像

太陽定数と同じ位置を記載した線を表示しています．

図と個別記事の想像図は随分異なります．

金星が赤，地球が緑，火星が青，スノーラインは明るまた，ホットジュピターの絵はすでに広く想像図がい青となっています．これによって，太陽系において描かれており，それらの色の根拠もあまりはっきりしはどのあたり，という「感覚」が明確になると考えまていませんでしたが，我々はまずは Sudarsky's Gas

した．現在，[1] 以外のパラメータやフレア影響を考Giant Classification [2] を元に，いくつかのパターンを慮したハビタブルゾーンをテストしており，それらに作成しました．ただし，例えばケイ素で青いと言われついても順次公開してゆく予定です．

ている HD189733b などの色はあらかじめわかるわけ（2）系外惑星のイラストを自分たちのものにするではないので，一般的には（多くの人のイメージに合まずは NASA のイラストではない自分たち独自の致した）
赤系統の色を用いました．

イラストセットの作成を試みました．これは大学院生

さらに，主星からのスペクトルに伴って系外惑星ので元々地球物理を専攻していた黒木龍介氏と一緒に，

色（見え方）も変えようと，例えば M 型星のスペクト

太陽系における惑星のテクスチャを参考に，他の惑星

ルに近い光を与えると，系外惑星がハビタブルであっ系において一般的に受け入れられているテクスチャ集ても青色系の光はほとんど見えなくなり，青がベースの作成を行いました（図 2）．特にホットジュピターにだと真っ暗になってしまう，というような「事件」もおいては，様々な想像される色とパターンを作成しまあり，これだと Proxima Cen b も何もかも青系統が消した．次に地球・スーパーアースですが，ハビタブル

え去って赤いか黒い惑星になり，あまりにもイメージな温度域のテクスチャをいくつか作成し，海惑星，陸が異なるので，これは結局採用しませんでした．
（未

惑星と，海陸比において海が多い惑星の標準とした．

だにデータベースの中では Proxima Cen b は青くして惑星のテクスチャ選定において，アルベドを 0.3 と仮います．
）

定して計算した黒体温度を用いていますが，これで地また，このようなテクスチャ作成と OpenGL による球と同じくらいの温度（255 ケルビン）のものから，20

画像作成ではできない，直接の系外惑星の絵画を，ケルビン毎にイラストパターンを変更しています．やSGH 守山高校ハビタブル研究会所属の高校生に依頼や温度の高い惑星の海洋に，（地球における貧酸素のし，今までのところ 5 人のメンバーがそれぞれの系外兆候を示す）H2S 過多の Pink Water の色をつけたりし惑星の想像図を描いてきました（図 3）．これらの画像ました．が，このように海を描くと，固定観念からかは非常に評判が高く，また作成グループで十分に議論

海は青色，陸は基本的に緑色になってしまいます．学

されながら想像図を示し，それをネット上でのデータ

部学生でイラストに携わっている高木風香さんと，イ

ベースで公開していることから「NASA 顔負けの」ク

ギリスプリマス海洋研究所でリモートセンシングによる海洋色の判別を行なっている Marie-Funny 氏によって，いくつかの海惑星の絵を描いてもらいました．
その結果がかなり衝撃的だったのですが，海洋プラン
クトンの専門家は他の惑星系での海の色を緑や黄色が卓越したものと想像し，また大陸棚より浅い領域でサンゴが発達している様子をイラストに加え，我々が想像するものを超えた系外惑星の画像の執筆がありました．
現在はテクスチャ判定を惑星の大きさと黒体温度で決めていますが，大きな問題点があります．それは，潮汐ロックに関する明確な基準を定めていないことです．そのため，潮汐ロック惑星のイラストも準備して

図3： TRAPPIST-1 fの想像図．アイボールアースを想定．
（SGH
守山高校ハビタブル研究会，稲垣遙さん画）

ExoKyoto太陽系外惑星データベース開発について／山敷

図4： ExoKyotoの惑星表示画面（日本語モード）．

オ リ テ ィ の も の も い く つ か あ り， 実 際 に 筆 者 がNASA/GSFC で発表した際のこれらの図の評判も非常に高かったです．

155

図5： ExoKyoto Hoststar Databaseを用いて表示したGJ876恒星
系 4つの系外惑星（GJ876 b, c, d, e）と中心星GJ876, 下の4枚の図はそれぞれその大きさの比較が，下の段の4つに記されています．左からハビタブルプラネットが見つかった
Proxima Centauri星との比較，二番目が太陽との比較，三番目がふたご座のポルックス（Pollux）との比較，一番右側がオリオン座のリゲル（Rigel）との比較．

（3）日本語でのデータベースの作成
目標の 3 番目，これは佐々木貴教氏がそもそも掲げた目標でしたが，開発者の私は最後まで嫌がっていました．なぜなら，私は vi ユーザーだったからです．そこで，初期ヴァージョンはホームページだけ日本語対
応にし，データベースは英語でした．しかし，それではいろいろな問題がでてきて，メディアや利用者などから問題点を指摘され，日本語を導入「せざる」を得
なくなりました．そこで，ちょうどデータベース公開
1 周年を記念して，ホームページ上のデータページと，アプリ版を日本語対応としました（図 4, 5）．実際に日図6： メシエカタログM51．

本語を導入してみるとしかしながら，我々にとっても，ようやく「自分たちのための」データベースができたことが「実感」できるとともに，系外惑星に関わる単載と NGC 天体の掲載を行なっています
（図 6）
．特にメ

語が，いかに日本語として馴染みが無いかについても

シエ天体に関しては，ExoKyoto 開発に参加している

確認させられました．また，SGH 守山高校ハビタブ

学部生の坂東日菜さんの意図と努力によりその制作がル研究会の図と，日本語での解説を組み合わせた系外開始され，筆者がプログラムを組み，星図に組み入れ

惑星に関する記事は評判がよく，今のところデータベ

ました．ただし，フリーの写真が限られており，現在ース本体よりもアクセスが多い状況です．もともとの と こ ろ NASA/Hubble 画 像 と，Wikicommons の も佐々木貴教氏のアイデアですが，当初このような解説のをアプリ版では引用つきで用いています．さらに記事を書くのは恥ずかしくて皆躊躇していましたが，

NGC 天体については，そのデータの入力は済んだも今では学部生も高校生も堂々と解説記事を書いており， のの，ほとんど写真が体系的に集められていないこと
それを教員や大学院生の野津兄弟（翔太・湧太氏）が修から，可能な天体に関してのみ写真を集め掲載してお正して公開する，という方法をとっています．記事作り，大半は説明のみになっています．また，銀河座標

成中に想像図をよりそれらしくするために，東工大の系の導入も行いました．簡単なことでしたが，全てプ

芝池諭人氏にも参戦していただき，いろいろなアドバ

ログラミングをするので，思った通りに変換できない

イスや解説記事を書いていただいております．

場面もありましたが，無事完了しました．学部生の梨今年度に発表したアプリでは，メシエカタログの掲

元昴くんにも随分手伝ってくれました．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

156

ExoKyoto を利用することで，現在までに蓄積してれ，改良も必要になっています．

きた恒星観測の情報や結果をもとに，新たなハビタブ

もう一つ，本データベースの特徴として，天球上でルゾーンの判定基準を加えたり，星や惑星系の進化にの位置表示があります．開発当時公開されていたデー

関する観測・議論に役立てたりすることができるととタベースでは，系外惑星の位置がよくわからず，人にもに，様々な研究機関での観測データを融合して，今説明しようと思っても困る状況でした．そこで最初の後重点的に観測すべき天体を選定・提案することがで

ヴァージョンでは，kml ファイルを生成して Google

きると期待されます．各大学やアマチュア天文家のSky 上に情報とともに表示するようにしました．これ

方々が，系外惑星の観測を行ってゆく上での重要なツで目的を達成できたように見えましたが，Google Skyールとして，ExoKyoto を利用していただけると幸い自身を自分たちで触ることができなかったため，例えです．

ば星図全体での表示ができない，系外惑星を有している恒星情報が欠落しているなどの問題点にぶつかり，

3. 様々なモジュール群

自分たちで表示モジュールを開発することとなりました．この開発には学部学生たちが随分貢献してくれま

現在公開されている系外惑星データベースでは，もした．

ともとトランジット法・視線速度法で独自に計測されている惑星が多いため，質量か半径のどちらかのパラ

4. ExoKyotoの惑星科学的貢献

メータが欠落しています．通常のデータベースでは，これらの値を空欄にしたまま公開するのですが，我々

ExoKyoto 自体が系外惑星を発見するものではないのデータベースではすべての惑星に関して図を表示すですが，いろいろと考えてゆく上で，ExoKyoto が「惑

る必要があります．その際，ホットジュピターに関し

星科学」の発展に貢献しうるのは以下の 2 点かと考えては推定半径を，またケプラーで観測された地球型惑

られます．

星については質量を推定値として掲載しています．質（1）
恒星・惑星相互作用量推定については現在 [3] の方法を利用していますが，

現在突発的天体のほか，フレア星のデータを組み入ホットジュピターに関しては統一的な推定式は提案されており，かつ前原裕之氏，野津湧太氏，そして柴田

れておりません．そこで ExoKyoto では，データベー

一成氏らの貢献により，フレア発生頻度や強度が算定スに収録されており，かつ系外惑星の推定温度（アルできるようになりました．さらに，惑星大気を仮定しベドを 0.3 として仮定した黒体温度）と惑星の推定質量た場合の，恒星から飛来する高エネルギー粒子や電離毎に，惑星密度を推定し，これを利用して惑星半径を放射線による被曝量の推定ができるモジュールを組み仮に決めています．

入れております．このような試みは初めてであり，こExoKyoto のコアモジュールは C++ で記載され，のモジュールの公開に向けた論文投稿を行っています．

「系外惑星」「ホスト星」などをはじめとする様々なク

ただし，問題点もあり，そもそも恒星の自転に関するラスが定義されており，比較的シンプルなクラスになパラメータがほとんどデータとしてとられていないこっていたのですが，ケプラーデータを挿入する際，複とです．そのため，ほとんどの惑星をもつ恒星のアク数のクラスの導入が必要になりました．例えば Kepler

ティビティは正確に計測されていないのが現状です．

（ケプラー望遠鏡による観測対象星を ID 毎に並べたク

そのため，恒星のアクティビティを測定する必要性にラス），KeplerName（Kepler ID と Kepler 名との関連関して統合的にメッセージを発信しつづけるという使クラス）と，Kepler 観測対象恒星と，見つかった惑星

命が考えられると言えるでしょう．さらに考えられる群を別々のクラスとして管理し，かつその関連性を定のは，ホットジュピターと恒星との関連性の整理です．

義する必要がありました．さらにメシエ天体・NGC

現在準備中のトランジット予測モジュールとあわせて，天体などをクラスとして導入しており，どんどん増え

特に周期が短い惑星系に関するパラメータを計算し，そうな勢いです．が，このようにすると，プログラム

必要な観測につなげることが重要かと思われます．

内部での統一的処理に阻害をきたすなど問題も散見さ（2）
新しい観測対象天体の選定

ExoKyoto太陽系外惑星データベース開発について／山敷

157

銀河面からの位置関係などが明らかになり，恒星のつくった ExoKyoto を見せるのは非常に感慨深いものタイプもわかるので，特に地上からの観測対象天体のであり，今後，本当に「NASA と協力」して，このア

選定には役に立つと言えます．また，ExoKyoto は惑

プリを充実させてゆけるように，現在様々な準備をす

星や恒星を様々な条件で検索し，望みの天体を検索すすめているところです．

ることができます．ただし，
恒星データベース（数億）に比較すると登録されている恒星が少ないので，現在

5.「ExoKyoto」のご利用について

それらを入れる準備をしております．
なお，開発を行っているのは私を中心としたチーム

系外惑星データベース「ExoKyoto」をご利用されたですが，開発や公開にあたって佐々木貴教氏の存在とい方は，氏名，所属，メールアドレス，ご利用の目的

貢献は非常に大きいといえます．どの程度の精度を備を記載して mail@exoplanetkyoto.org までお送りくだ

えれば良いか，またどのような項目が望まれているか，

さい．
（無償です；現在 Mac OS X 上でのみ作動します）

また絵の描写においても様々な観点からのアドバイス

ExoKyoto のご利用は無料ですが，ExoKyoto 開発

をいただきました．そもそもデータベースを公開して基金については寄付を受け付けております．小口（千

それが「惑星科学」
でどの程度の意義があるのかは我々

円単位）も歓迎します．
賛同いただける方は，
以下の「宇にはわからず，ひたすら作り込んでいった中を，うま宙ユニット基金」にてご寄付をお願いします．

く現在の学問のトレンドをつかんでアドバイスを行っhttp://www.kikin.kyoto-u.ac.jp/contribution/space/ていただきました．また同時に，宇宙飛行士の土井隆
雄氏が，本データベースを用いての小口径望遠鏡での参考文献

系外惑星観測システムを立ち上げたことも大きなモチ
ベーションになりました．メディアでの発表においても，その注目度をあげていただき，こちらとしても，本物の宇宙飛行士とともに「開発」できるということが一つの大きな喜びとなりました．同時に，山崎直子
宇宙飛行士のパソコンでも本データベースを使ってい
ただき，いろいろアドバイスをいただいています．

[1] Kopparapu, R. K. et al., 2013, Astrophysical Journal
765, 131.
[2] Sudarsky, D. et al., 2000, Astrophysical Journal 538,
885.
[3] Weiss, L. M. and Marcy, G. W., 2014, AstrophysicalJournal Letters 783, L6.

またこの 9 月に筆者は初めて NASA/GSFC を訪問
し，Airapetian 博士の紹介のもと，Kopparapu 博士
本人にも ExoKyoto を披露してきました（図 7）．ハビ
タブル判定をつくった本人の元に我々が「手作りで」＊系外惑星データベース
ExoKyotoアプリケーション開発メンバー＊
山敷庸亮（京都大学大学院総合生存学館；開発責任者）
全体モジュールデザインおよび C++ コード作成
細野七月（京都大学大学院総合生存学館） 3D 表示モジュール，惑星軌道モジュール作成
黒木龍介（京都大学大学院総合生存学館） 系外惑星・
恒星テクスチャー作成
村嶋慶哉（京都大学理学部） 惑星軌道ディスプレイモ
ジュール設計佐藤啓明（京都大学工学部）
ハビタブル判定式確認，データ確認
真柳和也（京都大学理学部）
Stellar モジュール開発補助

図7： Kopparapu博士
（左）
と筆者
（右）
．NASA/GSFCにて．

野津翔太（京都大学大学院理学研究科） ハビタブル判

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定式提案，恒星パラメータ推定
野津湧太（京都大学大学院理学研究科） ハビタブル判
定式提案，恒星パラメータ推定，フレアモジュール開発
芝池諭人（東京工業大学理学院） 惑星科学専門の立場からの記事執筆とアドバイス伊藤岳陽（京都大学理学部） Kopparapu 判定式導入
嶋田侑治
（京都大学農学部） 質量推定式（Larsen &Geoffrey, 2014）
導入
高木風香（京都大学農学部） 惑星・恒星テクスチャ作成
梨元 昴（京都大学理学部） 座標変換補助，NGC モ
ジュール
坂東日菜
（京都大学理学部） メシエモジュール補助
下崎紗綾（滋賀県立守山高校）
系外惑星イメージ図描画
藤田汐音（滋賀県立守山高校）
系外惑星イメージ図描画
稲垣 遙（滋賀県立守山高校）
系外惑星イメージ図描画
清水海羽（滋賀県立守山高校）
系外惑星イメージ図描画
前田理那（滋賀県立守山高校）
系外惑星イメージ図描画
佐々木貴教（京都大学理学研究科） 惑星科学専門の立場から全体開発計画のアドバイス及びデザイン＊ ExoKyoto を用いた系外惑星観測推進メンバー＊
土井隆雄（京都大学宇宙総合学研究ユニット）
ExoKyoto 観測モジュール設計およびテスト
三木健司（京都大学大学院農学研究科） 観測実施
木原孝輔
（京都大学理学部） 観測実施

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017←目次へ

太陽型星のスーパーフレア／野津，柴田

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太陽型星のスーパーフレア

野津 湧太 ，柴田 一成
12（要旨）私たちの身近な太陽は，実は爆発（フレア）だらけの恐ろしい天体で，地球や社会へも影響が及ぶこともあります．太陽フレアとはどのような現象で，なぜ発生するのでしょうか？さらに最近，私たちの研究グループでは，系外惑星探査望遠鏡ケプラーのデータを用いて，太陽型星においてスーパーフレアという巨大フレア現象を多数発見しました．本稿では，その発見の過程と得られた統計的な性質について述べ，「私たちの太陽でもスーパーフレアは起きるのか？」という問いについて，どのような結果が得られてきたのか
ご紹介します．さらに，フレアが惑星へ及ぼす影響など，その後の興味深い研究の一端についてもご紹介したいと思います．

1. 太陽フレア
太陽と聞いて何を連想するでしょうか？一見，ただ穏やかに燃え続けている星に見えます．数ある宇宙の星の中で，私達の最も身近にある星であり，その姿を私達は完全に理解していると思われるかもしれません．
しかし実は，太陽の表面では様々なスケールの爆発現
象が頻繁に起こっており，その最大のものが「太陽フレア」です [1]．フレアは，黒点の近くで発生し，典型
的には 1-10 万 km 四方の面積が，突然 Hα線や X 線で
（図
明るく輝き，数分〜数時間にわたって継続します29

1）．解放される全エネルギーは，10 -1032

図1： 太陽フレアの典型例（2011年9月7日JST）．京都大学飛騨天文台にて撮影．左図： 可視連続光（白色光），右図：Hα単色像．これはいわゆるXクラスフレアと分類される大フレ
31
ア（エネルギー 10 erg程度）．白色光で輝点が見えており，
白色光フレアと呼ばれる．

erg．水素爆弾に例えると 10 万個〜 1 億個に相当するような，非常に大きなエネルギーです．
太陽フレアの研究はこの 100 年で著しく進展してきました．さかのぼること約 400 年前 , ガリレオ・ガリ
レイ達が望遠鏡で太陽を観測して以来，太陽黒点のス
ケッチ観測が行われるようになり，19 世紀には，11年周期で黒点数が変動することがわかってきました．
そして 1859 年 , 英国のキャリントンが眼視（白色光）による黒点スケッチ中に，黒点の一部が光輝いていると
1. 京都大学 大学院理学研究科 宇宙物理学教室
2. 京都大学 大学院理学研究科 附属天文台
ynotsu@kwasan.kyoto-u.ac.jp

図2： キャリントンによるフレアのスケッチ（Carrington 1859
[2]）
．図中，A, B, C, Dと示されている所で，白く光っている部分がフレア．白色光観測．

の報告をしました（図 2）[2]．これが太陽フレアの最初

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

160

図3： SMM衛 星 が 観 測 し た1980年4月14日 の コ ロ ナ 質 量 放 出（CME）．矢印の先がプロミネンス，その上方にCMEの先端が見える．07:09UTにはCMEの先端は視野の外まで飛んでいる．

図4： SOHO衛星搭載のコロナグラフ装置LASCOによって観測された，1997年11月6日のX9.4クラスフレアに伴うコロナ質量放出（CME）．中央の白い円は太陽表面の大きさを表している. CMEは太陽直径の数倍（時として10倍以上）にも及ぶ大きさをしていることが分かる.

の発見になります．翌日，世界各地でこの 200 年で最って生じていることも確立しました [1]．そして現在は，大とされる磁気嵐が発生し [3]，世界各地で巨大なオ

磁気リコネクションを含む電磁流体機構に基づくフレーロラが現れましたが，当時はフレアとの関係は不明

アモデリングが太陽物理学の中心課題の一つとなってでした．現在では，白色光で見えるフレア（白色光フいます．

レア）は大フレアの時のみ観測できることが知られて

太陽フレアが起きると，それに伴って，あらゆる電

おり，キャリントンの見たこのフレアは史上最大のフ磁波が電波から紫外線，X 線，ガンマ線に至るまで突レアだったと考えられています．しかし，このような発的に放出されます．さらに大量の高エネルギー電子

巨大な白色光フレアの発生は稀なので，19 世紀の間や陽子が加速され，いわゆる放射線粒子となって，地はフレア研究はあまり進展しませんでした．

球の方へと飛んでくる可能性があります．大気がある

フレア観測が急速に発展したのは，20 世紀初頭，ため，これらの放射線は，地上にはほとんど影響はあＨα線などの彩層から放射されるスペクトル線の分

りませんが，精密機器を積んだ人工衛星の故障や宇宙光観測が発展したことによります．フレアは彩層のよ

飛行士の被ばくなどの懸念があります．日本の X 線天

うな太陽の上空大気で起こる爆発現象であるため，

文衛星「あすか」は 2000 年に起きた太陽フレアの影響

Ｈα線などで彩層に着目すると，小さなフレアも検出で膨張した地球大気によって，空気抵抗を受け軌道をできるようになり，フレアは黒点の発生と密接に関連維持できなくなり，最終的に大気圏に突入するというしていることが明らかになりました．また 20 世紀初

運命を辿りました．

頭に，黒点の正体は強い磁場であることが判明し，20

また，フレアが起こるとしばしば，惑星間空間に向

世紀半ばにはフレアのエネルギー源は黒点近傍に蓄えけて，磁場を帯びたプラズマ噴出現象（コロナ質量放られた磁気エネルギーであることが確立しました．

出：図 3，図 4）が発生します . 巨大なコロナ質量放出が，20 世紀後半になると，急速に進歩した大気圏外で地球に衝突すると , 地球上部の磁気圏が激しく乱され，の人工衛星による観測（特に，日本が打ち上げた「よ磁気嵐が発生，通信障害や送電網へダメージを与える

うこう」衛星の軟Ｘ線観測の貢献が大きい）によって ,懸念もあります．例えば 1989 年に，太陽フレアの影

フレアのエネルギー解放過程は，太陽の上空大気（特響によって，カナダのケベック州の変電所の変圧器ににコロナ）中での磁気リコネクションという機構によ障害が起こり，大停電が起きるという事例もありまし太陽型星のスーパーフレア／野津，柴田

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た．また最近でも，2017 年 9 月前半に複数の巨大太陽フレアが発生し，磁気嵐の発生などが懸念され，報道等でも多数取り上げられたことは，記憶に新しいこと
かもしれません．この意味で，私達の社会（特に宇宙利用も始まった現代社会）は，太陽によって引き起こされる「災害」とは無縁ではないだろうということも言えるかもしれません．そのため ,フレアの地球環

境への影響の予報（宇宙天気予報）が緊急の課題となっています [4]．

2. スーパーフレア発見
さてここまで，太陽フレアによって，我々の社会も影響を受ける可能性があるということを見てきました．
しかし広い宇宙に目を向けてみると，例えば生まれたばかりの星などでは，私達が今まで遭遇したこともな

図5： フレアのエネルギーと発生頻度．太陽の（ナノ・マイクロを含む）フレアはエネルギーのべき乗則で頻度が下がる.最35
大級の太陽フレアの1000倍のエネルギー（10 erg）のフレ
アは，太陽とよく似た星では1万年に1度程度の頻度で起きる．一方，若い星では1年に100回程度起きる．

いような巨大なフレア（スーパーフレア）が起きている事が知られています [5，6]．その様なスーパーフレアが，このようなスーパーフレア探索のアイデアが検討さ

我々の太陽で起きる可能性はあるのでしょうか？長年れていた 2010 年夏頃，2017 年の現在に至るまで，系の太陽研究により，フレアの発生頻度は，「フレアの外惑星探査で革命的な業績を挙げ続けることになる，

エネルギーが 10 倍上がると，発生頻度は約 10 分の 1

「ケプラー宇宙望遠鏡」が本格的に成果を発表し始めになる」という経験則に従うことが分かってきました

ました（打ち上げは 2009 年 3 月）
．はくちょう座近くの（図 5）．これは興味深いことに，地震の発生頻度の統領域にある 16 万個の星（そのうち，太陽型星は約 8 万計と似ています．その関係を単純に延長すると，最大個）の明るさを，30 分に 1 回の間隔で，4 年の長期にわ32erg）の 100-1000 倍の大きさのスたり常時観測し続けるという観測を行います．星の明ーパーフレアは，1000 年から 10000 万年に 1 回程度のるさの僅かな変化も捉える事ができ，データはインタ頻度になります．頻度は非常に小さいですが，ひょっーネットで世界中にすぐに公開されます．スーパーフとしたら数千年前には，現代の我々がまだ知らないほ

レアによって星が僅かに明るくなる現象も捉えられる

ど大きなフレアが起こっていたのかもしれません．

と期待できる，ということが分かり，早速ケプラーの級の太陽フレア（10もし本当だとしたら，大変重要で興味深い話です．

データを使おう！ということになりました．

しかし，いったいどのようにしたらこの頻度分布を調

しかし，8 万個の太陽型星のデータはあまりに膨大べることが出来るでしょうか？太陽の近代観測の歴史です．そこで当時学部 1 年生だった 5 名（柴山拓也・野は数百年ほどにすぎないので，千年以上前はもちろん

津湧太（本稿著者）
・野津翔太・長尾崇史・草場哲）も

望遠鏡も人工衛星もなく，科学的記録から探るのは困加わり，ある種の人海戦術でフレア探索を開始したと難です．そこで私たち，京都大学附属天文台のグルーころ，メンバーの 1 人の柴山さんが早速，太陽型星のプでは，太陽を昔に遡って調べるのではなく，太陽と光度曲線から，フレアの候補となるデータを発見．そよく似た星（太陽型星）
を沢山観測するという方法を考れを受けて，当時京都大学附属天文台研究員だった前

え始めました．太陽型星を 1 万個 1 年間観測すれば，原裕之さんの指揮のもと，より体系だったフレアの検太陽を 1 万年観測したデータと同様のデータが得られ出手法の構築に着手し，本格的な研究が開始されまし

るのではないか？そして，スーパーフレアが太陽で起た．

きるかどうかの手掛かりを得る事が出来るかもしれない，と言う訳です．

図 6 は検出された太陽型星のフレアの一例です .
数日から数十日の準周期的な変動の上に，スパイク状

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017162

図6： 左図：太陽型星のスーパーフレアの明るさの時間変化（ケプラー衛星の観測データ）．フレアでの突発的な増光の他に，周期15日程度のゆっくりとした明るさの変化が見られる．これから黒点のサイズと自転の周期が推定できる．
右図：太陽型星のスーパーフレアの想像図．巨大な黒点群でスーパーフレア（白色）が起こっている．

の増光が何度も起きており，その部分を拡大すると，

ラー宇宙望遠鏡の最初の 90 日間のデータを利用）に引

急速な増光とその後の緩やかな減光が見られることがき続き , さらに長期間（約 500 日）のデータを解析した

分かります．近くに別の天体があるケースや，継続時

ところ，現在までに 279 個の太陽型星で 1547 個のスー間が短く増光点が 1 点しかないなど，疑わしいイベン

パーフレアを発見するに至っています [9]．このようトについては最終的に個々の光度曲線を目で見て排除に非常に沢山のイベントを発見したことにより，太陽を徹底的に行い，148 個の太陽型星で 365 個のフレア型星のスーパーフレアについて，統計的な議論をする

イベントを検出するに至りました（2012 年に Nature 誌

ことが初めて可能となりました．

に発表 [7]）． フレアを起こした星自身の明るさとフレ発生頻度について考えてみると，よりエネルギーの

アの振幅，継続時間からエネルギーを推定すると，大きなスーパーフレアほど発生頻度は下がっていく関

33

36

10 -10 erg という値になることが分かりました．前係（べき分布）が見られました．そして，図 5 に現れて章で述べたキャリントンフレアのエネルギーがいる通り，スーパーフレアの発生頻度分布は，太陽フ

32

10 erg 程度だと推定されているので，まさにここでレアの発生頻度分布を延長したものと非常によく合っ

発 見 さ れ た フ レ ア は， 最 大 級 の 太 陽 フ レ ア の 10～ています．太陽とよく似た性質を持つ星（太陽類似星）10,000 倍に相当するような，「スーパーフレア」であるについて，スーパーフレアの頻度を換算してみると，ことが判明しました．

最大級の太陽フレアの 100 倍の大きさのスーパーフレ
ア で 約 800 年 に 1 回，1000 倍 の 大 き さ の フ レ ア で 約

3. スーパーフレアの発生頻度
このスーパーフレア発見で最も重要な意義は，非常に沢山の数のイベントを発見したことだと言えます．
この発見以前は，過去の地上の写真乾板のデータや眼5,000 年に 1 回という値になりました [10]．

4. スーパーフレア星の巨大黒点と，すばる望遠鏡での分光観測

視観測から，太陽型星においては，わずか 9 個のフレ

スーパーフレアを起こした星を詳しく見てみると，

アイベント「候補」が報告されているだけでした [8]．

フレアによる増光とは別に，数日から数十日の準周期

わずか 9 例という少数であったこと，またデータ自体的な変動が多くの星で見られました．このような変動の精度も眼視観測などである点を踏まえると，統計的の原因は何なのでしょうか？私たちは，表面に黒点をな研究は困難です．しかしケプラーのデータの登場以持つ星の自転によって引き起こされているのではない

後，私達のグループでは，2012 年の最初の報告（ケプかと考えています（図 6）[11]．もしこの仮定が正しい

太陽型星のスーパーフレア／野津，柴田

163

図7：（右）自転している星の表面の各場所から放射される光は，光の「ドップラー効果」の影響で，波長に僅かな変化が生じます最終的に地球でスペクトル線を観測する場合，A，B，C点など星表面の各場所からの，波長が少しずつずれた光の足し合わせとなるので，スペクトル線が波長方向に広がって観測されます．（左）星の自転速度とスペクトル線の広がり．ここでは，中性鉄（Fe I）の吸収線を4本示しています．上記の通り，自転している星表面から放射される光の「ドップラー効果」による波長ずれの影響で，吸収線には広がりが見られます．そして，太陽のように自転の遅い星は，ドップラー効果による波長ずれが小さいためにラインが比較的細い一方で，自転の速い星は波長のずれが大きくなり，ラインがより広がって観測されます．このラインの広がりを測定する事で，星の自転速度を求めることができます．

とすると，明るさの変動の周期は星の自転周期，変動の振幅は黒点の大きさに対応します．変動の振幅は典型的には 0.1～数 % なので，スーパーフレアを起こす星の多くは，図 6 のように太陽よりも大きな黒点を持
つと考えられます．巨大な黒点があれば，磁場のエネ
ルギーを沢山蓄えることができるので，スーパーフレ
アを起こすのに都合が良くなります．
しかし，この解釈はあくまで仮定であり，本当に巨大な黒点が星の表面に存在するのか？また，明るさ変動が自転で説明できるのか ? そして，スーパーフレアを起こした星々は，
本当に太陽とよく似た星なのか（連星である可能性などはないのか）？これらの点について，ケプラー宇宙望遠鏡の測光観測だけで答えを出すことは困難です．
そこで私たちは，ケプラー宇宙望遠鏡データで発見したスーパーフレア星のうち 50 星について，すばる

図8： ケプラーで観測された明るさの変動振幅（横軸）と，Ca II
8542線中心の規格化強度から推定された，星の平均磁場強度（縦軸）．Ca II 8542線強度と平均磁場強度の間の関係式
は，太陽観測で得られた関係式を用いている．
この図から，黒点の大きさに関して，ケプラー宇宙望遠
鏡の測光観測による指標（横軸）と，分光観測による指標（縦軸）の間に相関があり，よく対応しているということが分かる．

望遠鏡 HDS を用いて可視光高分散分光観測を行い , そければ，明るさの変化のタイムスケールは，星のの波長スペクトルの詳細な分析を行い，以下の結果を

自転の速さに対応することになる．
「分光観測」

得ました [12，13]．

を行うと，スペクトル線の広がり幅から，星の自1. まず，観測の結果，観測した 50 星のうち半数以転の速さを測定する事ができるが
（図 7）
，今回の

上では，二つの星の吸収線が重なっていたり視線観測結果は，上記の明るさの変化から求めた値と速度の大きな変動があるなどの連星の兆候は見らよく対応しており，上記の予想が正しいことを提れなかった．そして，温度等も太陽型星（G 型主示している．

系列星）の範囲にあることを分光的に確認できた．

3. 大きな黒点が存在して星表面の平均磁場が強くな「明るさ変動 = 自転」という解釈が正し
2. 上述の，ると，上空の彩層が加熱され彩層由来のスペクト日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

164

ル線の放射が強くなり，Ca II 8542 Å（電離カルシウム）の吸収線が浅くなることが，太陽の観測から知られている．このことを応用し，スーパーフレア星の Ca II 8542 Å の吸収線の深さを測定し，星の他の性質と比較した．その結果，ケプラーのデータでの明るさの変動振幅との間に相関が見られた（図 8）．そして，スーパーフレア星は太陽と比較して，非常に大きな黒点を持つ事が確認された．
以上の結果から，スーパーフレアの示す準周期的な明るさ変動が，巨大黒点の自転で説明できると考えて矛盾ない，そしてスーパーフレア星は巨大な黒点を持つ，ということが分かりました．

5. スーパーフレアと星の性質
さて，上記で述べた分光観測によって，スーパーフ
レア星の明るさ変動が自転に説明可能だと考えて矛盾ないと言うことができました．これを踏まえ以下では，
図 6 のような明るさ変動の周期がその星の自転周期であると仮定して，もう少し詳しく，スーパーフレアが星の性質，特に星の自転とどのような関係があるのか見ていきたいと思います（[9-11]）．

図9：（a）個々のスーパーフレアのエネルギーとそのフレアを起
こした星の自転周期の関係．
34（b）エネルギーが5x10 erg以上のスーパーフレアの発生頻
度と星の自転周期の関係．

34

図 9（b）は一定規模（5x10 erg）以上のエネルギーを解放するスーパーフレアの発生頻度と自転周期の関係です．この図から，スーパーフレアの発生頻度は自転線などの彩層から放射される輝線と自転周期の間にも，周期が長くなると低くなることがわかります．星の自同様の関係が知られています．

転周期は星の年齢と良い相関にあることが知られてお発生頻度については自転周期との相関が見られましり，例えば若い年齢数億年の星は太陽と比べると 1 桁

たが，フレアのエネルギーについてはどうでしょうか

ほど速く自転しています．太陽と同じ自転周期（約 25? 単純に考えると，自転周期の短い星の方が大きなフ日）の太陽型星では，周期数日の若い太陽型星と比べレアを起こせるのではないかとも考えられます．しかると，スーパーフレアの発生頻度は 1-2 桁も低いと分し，図 （9 a）スーパーフレアのエネルギーと自転周期かりました．1 章で述べた通り，フレアは星の上空大の散布図を見てみると，その予想とは異なることが分気（コロナ）中での磁気エネルギーの解放現象であり，かります．スーパーフレアのエネルギーの上限値と自その磁気的な活動の源は，星の自転と対流によるダイ転周期との間には強い相関はなく，周期 20 日程度のナモ機構だと考えられています．若くて自転周期が短自転の遅い星でも，10 erg の巨大フレアが生じていい星ほどフレアの発生頻度が高いのは , 自転周期が短ます．

い星ほどダイナモによる磁場生成が活発であるためと考えることができます．
一方で，自転周期が 2-3 日よりも短くなるとスーパ
ーフレアの発生頻度はほぼ一定の値になることも分かりました．太陽型星では，定常的な X 線強度や Ca II

35以上の結果をまとめると，太陽のような自転の遅い星であっても，頻度は低いものの，巨大なスーパーフ
レアが起こりうることを意味していると言えます．

太陽型星のスーパーフレア／野津，柴田

165
14

C は宇宙線が地球の上層大気中の原子に衝突してで

6. スーパーフレアと惑星の存在・スー
パーフレアの痕跡

きた中性子が窒素 14（ N）と衝突し，その後 N が崩

私たちの研究の以前に，太陽型星のスーパーフレア

ことを意味します．三宅さんらはさらに長期間の Cについて議論をした Schaefer らは，太陽ではスーパの量の時間変化を調べ，西暦 993-994 年にも同様のイーフレアが観測された形跡がないことから，スーパー

ベントがあることも発見しました [16]．これらの宇宙

フレアを起こす天体は，ホットジュピターをもち，そ

線量の原因としては，近傍の超新星爆発やガンマ線バれによって恒星の磁場活動が高められ，スーパーフレ

ースト，巨大な太陽フレアなどいくつかの可能性が挙アを起こすのではないかと考えました [14]．私たちのげられます．2012 年の発見以来，屋久杉以外の世界

太陽には，太陽のすぐ近くを公転する巨大惑星がない

各地の樹木を用いた C 濃度の測定や，氷床コアのベ

14

14

14

壊することで生成します． C の量が急激な増加を示したということは，宇宙からの放射線量が増えていた
14

14

10

10

14

ために，スーパーフレアを起こさない，というわけで（ Be は C と同様に宇宙線由リリウム 10（ Be）濃度

す．もしこの説が正しければ，ケプラーで発見された来）の測定が行われ，現在では太陽の爆発現象が最有スーパーフレアを起こす太陽型星の大部分はホットジ力と考えられているようです [17]．

ュピターをもつはずです．ホットジュピターがトラン

また，巨大なオーロラの報告が過去の文献に残ってジットを起こす確率を考えると，279 個のスーパーフ．もいないかを探る試みなども進んでいます（[18, 19]）

レアを起こす太陽型星の 20 個弱はケプラーによってしこれらのイベントが本当に太陽におけるスーパーフ

トランジットが見つかっていてもよさそうです．しかレアの痕跡であるとしたら，1000 年オーダーの時間

し現在までに，この 279 個のスーパーフレア星の周りスケールでは，太陽でもスーパーフレアが起きることで見つかっている惑星は，Kepler-491b という 0.1 木星を示唆しているのかもしれません．

質量の星たった 1 つのみです（スーパーフレアを起こす星は大きな黒点による変光が見られることから，小7. 惑星への影響さな惑星であれば自転による変光に隠されて見つかってない可能性もありますが，ホットジュピターのよう

ここまで，スーパーフレアについて述べてきました．

な大きくかつ星の近くを公転する惑星であれば十分検

この章では，少し話題を転じて，スーパーフレアが惑出可能です）．この結果から，ホットジュピターをも星にどのような影響を与えるのか？ 少し掘り下げて，

つスーパーフレア星の数は，すべてのスーパーフレア

最近出てきた一つの興味深い新説 [20] を紹介したいと星がホットジュピターをもつと仮定した場合に予想さ思います．

れる数よりもずっと少なく，少なくともホットジュピ
ターの存在が，太陽型星でスーパーフレアを引き起こ

7.1

faint young Sun paradox

すための必要条件だということはできないと分かりま

私たちの住む地球は現在，温暖で液体の水が表面にした．この結果は，従来の説では太陽ではスーパーフ

安定に存在し，さらに私たち生命の体を形づくっていレアが起こらないと考えられていましたが，「起こらる有機物が豊富に存在するという，生命の存在に非常ない」理由の一つである「太陽にはホットジュピターに適した環境となっています．岩石など地質学的な証がない」という理由が成り立たないことを意味します．

拠を紐解くと，地球に生命が誕生した約 40 億年前のでは，太陽でスーパーフレアが起こった証拠は本当

昔から，地球上には海洋が存在し，現在のような温暖にないのでしょうか？私たちのスーパーフレア発見論な環境がすでに形成されていたことが示唆されていま文が Nature 誌に掲載された 2 週間後，驚くべき論文

す．しかしその一方で．標準的な太陽の進化モデルでが同じく Nature 誌に掲載されました [15]．名古屋大学

は，40 億年前の太陽の明るさは，いまの約 70％程度の三宅芙沙さんらの研究結果で，屋久杉の年輪を使っであったと考えられており，地球大気が現在と同じ組

14て炭素 14（ C）の量の時間変化を調べたところ，西暦

成であったと仮定すると，地球表面の温度は 0 ℃を下774-775 年に急激な増加を示していたというものです． 回り，液体の海は存在できないことになってしまいま日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

166

図10：スーパーフレアによって放出されたコロナ質量放出が，約40億年前の地球の磁気圏に衝突した際の想像図（Airapetian et al. 2016[20]の図を改変）．白線は磁力線，カラーバーはプラズマの圧力を表している．地球磁気圏が圧縮され，極地域から高エネルギー粒子が大気中に侵入する経路（図中の赤線で示された領域）が形成される．

す． こ の 矛 盾 を，「 若 い 太 陽 の パ ラ ド ッ ク ス（faint

べて非常に活発な状態であった，ということができまyoung Sun paradox）」と い い，1972 年 に Carl Sagan

す．

らによって提唱されました [21]．

1 章でご紹介したように，巨大なフレアが発生する

この矛盾を解決するために，さまざまな説が提唱さと，巨大なコロナ質量放出も発生し，地球の方へ飛んれてきました（cf. [22]）．これらの説では，昔の地球大でくる可能性が考えられますが，太陽でスーパーフレ

気では温室効果ガスの量が，現在よりはるかに多かっ

アが頻発している状況下で，約 40 億年前の昔の地球

た こ と を 仮 定 し て い ま す． た と え ば， ア ン モ ニ アには，どんな影響があったのでしょうか？

（CH4）の量が多くその温室効果が効い（NH3）とメタン

2016 年，Vladimer Airapetian 氏らの研究チームは，ていたという説や，現在の 1000 〜 1 万倍ほどの二酸化上述の「ケプラー宇宙望遠鏡」での観測結果を基に，炭素（CO2）が存在していたという説があります．しか若い太陽でのコロナ質量放出のエネルギーと地球へのしどの説も，たとえば地質学的に過去の CO2 濃度を調

衝突頻度を推定し，1 日に 1 回以上地球に衝突するとべた結果と一致しないなど，定量的な妥当性が確立さいう結果を得ました [20]．そして，その高頻度のコロれているとはいえず，現状このパラドックスについて， ナ質量放出が地球へと衝突した際の地球磁場との相互確定的な解決策は得られていないという状況です．

7.2

若い太陽のスーパーフレアの地球への影響

さて，約 40 億年前の若い太陽は，現在よりも 30％

作用について，数値シミュレーションを行ったところ，
地球の磁気圏が圧縮され，極地域から高エネルギー粒
子が大気中に侵入する経路が形成されることがわかりました（図 10）．

も暗かったわけですが，前章までで述べてきた「太陽高エネルギー粒子が大気中に侵入すると何が起こるフレア」の視点でみてみると，太陽はどのような星でのでしょうか ? Airapetian 氏らは，初期地球の大気成あったのでしょうか？

分（窒素が豊富：N2 80％，CO2 20％）を仮定し，化学

ケプラーのデータを用いた統計的研究によると，太反応計算を行いました．その結果，これらの高エネル

陽と比べると自転が 10 倍ほど速い若い星では，スーギー粒子は地球大気の中に豊富に含まれる窒素分子

パーフレアの頻度がはるかに高く，1 日に 1 回を超え（N2）と化学反応を起こし，さまざまな中間生成物をとシアン化水素
（HCN）
が
（N2O）
るような頻度で起こっていることがわかります（図 5）． 経ながら，亜酸化窒素
この結果から，40 億年前の若い太陽は，自転が速く，フレアに必要な大量の磁場のエネルギーを簡単に蓄えられる状況にあり，スーパーフレアが頻発し現在と比大量に生成されることが強く示唆されました．

太陽型星のスーパーフレア／野津，柴田

7.3

生命誕生に適した環境の形成

大量に生成される N2O と HCN. この 2 つの物質が，原始地球が生命誕生に適した環境であったかを考える上で，重要な役割を担う可能性があります．

167

8. 今後の展開 ～太陽でスーパーフ
レアは起こるのか？
本記事の 2 〜 4 章では，ケプラーのデータに基づいて，
スーパーフレアを起こす星の性質について見てきまし実は N2O は強力な温室効果ガスであり，頻発する

た．自転周期の遅い太陽のような星でも，巨大な黒点

スーパーフレアの影響で大量の N2O が生成され，地が生じれば，頻度は低いものの巨大なスーパーフレア

球大気中へ拡散していくことを考えると，最初に述べが発生するという描像が見えてきました．しかし，「太た「若い太陽のパラドックス」は十分に解決できてし陽でスーパーフレアが起こるのか？」という問いに迫まう可能性が示唆されます．生命誕生に必要な液体のるには，まだまだ明らかにすべき点がたくさん残され水を持つ温暖な地球環境が，初期地球においては，スています．例えば，太陽のような星で巨大な黒点はどーパーフレアのおかげで形成および維持されたのかものようにできるのか ? そのような黒点の寿命はどれくしれません．

らいか ? 例えば，私たちのグループでは，理論的な考一方 HCN は，別の重要な役割を担います．より複察によって，太陽で巨大な黒点は作れる可能性を示し雑な化合物の生成の起点となり，アミノ酸をはじめとた研究も行いましたが [24]，観測的な理解もまだまだする生物分子の供給源となる可能性があります．すな

不十分です．

わち，私たち生物の体を形づくる物質の起源ともなった可能性があるわけです．

7.4

系外惑星系へのフレアの影響

京都大学大学院理学研究科の宇宙物理学教室と附属天文台は，天体爆発現象の観測や系外惑星探査を目的（図 11）[25] を，岡とした東アジア最大の 3.8 m 望遠鏡
山県浅口市（現・国立天文台岡山天体物理観測所構内）「若い太陽での活発なスーパーフレアの影響により，に開発・建設し，2018 年から共同利用観測も開始の

原始地球の大気が温暖になり，さらに生命誕生に必要予定です．この望遠鏡は，まさに太陽型星のスーパー

な環境と材料がつくられた」とする新説が提唱されまフレアを解明するのに世界で最も適した望遠鏡です．

した．今後より定量的な検討が必要ですが，太陽のフ「占有望遠鏡」の強みを最大限に生かし，多数の観測

レアが単に地球に被害をもたらすだけでなく，初期地

時間を集中的に投下することによって，スーパーフレ

球での生命発生という，私たちの起源にもかかわってア星は巨大な黒点をもっているのか？スーパーフレアいる可能性があるとは，非常に驚くべき結果といえまの発生機構は太陽フレアと同じなのか？太陽フレアとす．

同様にプロミネンス噴出やコロナ質量放出を起こしてここで述べたのは，約 40 億年前の地球・太陽間で起こりうる現象でしたが，この新説は，近年多数発見されている太陽系外の地球型惑星でも適用できるかもしれません．さらに，物質が生成されるだけでなく，
巨大フレアに伴う高エネルギーに陽子よって，オゾンが破壊されるというような計算結果も報告されるなど[23]，この分野の研究は，少しずつ増えてきています．
現在，「第 2 の地球」を探そうという試みが，多数の宇宙・地上の望遠鏡を用いて，盛んに行われています．
たとえばその際に，「活発なフレアによって惑星の大気にどんな影響が出ているのか？」をもっと詳しく調べていく必要がありそうです．
図11：3.8 m望遠鏡完成予想図．18枚の鏡を組み合わせる分割鏡方式で，独特な構造の軽量架台となっている．

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

168いるのか？ などの重要問題の解決に挑むことを目指[24] Shibata, K. et al., 2013, PASJ 65, 49.

しています．そして太陽型星を詳しく解明することに[25] 京大岡山3.8m望遠鏡 http://www.kusastro.kyoto-u.

より，私たちの太陽の活動の未来と過去を解明したいと考えています．
3.8 ｍ望遠鏡は京都大学の望遠鏡開発チームの頑張りで，10 年がかりでいよいよ完成し，いよいよ稼働
しようとしています．多くの皆さまのご支援をいただ
けたら幸いです [26]．

参考文献[1] Shibata, K. and Magara, T., 2011, Living Review Solar
Physics 8, 6.
[2] Carrington, R. C., 1859, MNRAS 20, 13.
[3] Tsurutani, B., 2003, JGR 108, 1268.
[4] 柴田一成, 上出洋介（編）, 2011,「総説宇宙天気」（京大学術出版会）.
[5] Koyama, K. et al., 1996, PASJ 48, 87.
[6] Gershberg, R. E., 2005, Solar-Type Activity in MainSequence Stars (Berlin: Springer).
[7] Maehara, H. et al., 2012, Nature 485, 478.
[8] Schaefer, B. E. et al., 2000, ApJ 529, 1026.
[9] Shibayama, T. et al., 2013, ApJS 209, 5.
[10] Maehara, H. et al., 2015, Earth, Planets and Space 67,
59.
[11] Notsu, Y. et al., 2013, ApJ 771, 127.
[12] Notsu, Y. et al., 2015, PASJ 67, 32.
[13] Notsu, Y. et al., 2015, PASJ 67, 33.
[14] Rubenstein, E. P. and Schaefer, B. E., 2000, ApJ 529,
1031.
[15] Miyake, F. et al., 2012, Nature 486, 240.
[16] Miyake, F. et al., 2013, Nature Communications 4,1748.
[17] Miyake, F. et al., 2015, Geophys. Res. Lett. 42, 84.
[18] Hayakawa, H. et al., 2017, Solar Physics 292, 12.
[19] 磯部洋明, 早川尚志, ほか, 2017, 天文月報 110,「特集 : 歴史書から探る太陽活動」.
[20] Airapetian, V. S. et al., 2016, Nature Geophysics 9,452.
[21] Sagan, C. and Mullen, G., 1972, Science 177, 52.
[22] Kasting, J. F., 2010, Nature 464, 687.
[23] Segura, A. et al., 2010, Astrobiology 10, 751.

ac.jp/psmt/[26] 京大天文台基金 http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/
kikin/

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歴史文献を用いた天文学研究／磯部169

歴史文献を用いた天文学研究

磯部 洋明

1

（要旨）京都大学宇宙総合学研究ユニットの歴史文献天文学研究会では，太陽－地球環境に関心を持つ自然科学者と，様々な地域，時代を専門とする歴史研究者との共同研究により，歴史文献中の太陽黒点や中低緯度オーロラの記録を用いた過去の太陽活動の研究を 2014 年頃から行っている．本稿では太陽活動に関する
いくつかの成果とともに，8 世紀のシリア語の文献から，彗星にイオンテイルとダストテイルと思われる二つの尾あることを記述した例についても紹介する．また，自然科学系と人文系の学際的共同研究の難しさと魅力についても述べる．

1. 歴史文献を使った自然科学研究にも活用されている．筆者が大好きな研究の一つ
は，京都の貴族の日記に残された花見の記録から桜の古来，人々は天体の規則的な運行を記録して暦を作

開花時期を推定して，それを元に京都の局所的な気候

るだけでなく，時折出現する異常な現象も観測し，その長期変動を再現するというものである [2]．今私たこから様々なメッセージを読み取ろうとしてきた．歴ちが日々 SNS にアップしている何気ないつぶやきも史的な文献に記録されているそれらの天変の記録を探

既にマーケティングなど様々な目的で利用されている

しだし，現代の天文学や地球惑星科学に役立てようととのことで，それは何だか居心地の悪いことであるが，いうのが，私たち歴史文献天文学研究会の狙いである．

千年後の科学者にとっても貴重なデータになる日が来

歴史上の記録を現代天文学に用いたのはもちろん私るのかもしれないと思えば，そう悪くないかなとも思たちが最初ではない．よく知られているのは超新星爆

えてくる．

発の記録だろう．例えば藤原定家の明月記には，当時

太陽物理学，地球惑星物理学，歴史学研究者が集まの天文博士である陰陽師が観測した超新星爆発が，「客った私たちのグループは，2014 年頃から歴史的な文星」すなわち夜空に突如出現した新しい星として記録

献の中に残された中低緯度地域のオーロラや肉眼で見されている．そのうちの一つ，西暦 1006 年に起きたえる巨大黒点の記録を用いて，過去の太陽活動やその超新星爆発の残骸を，千年後の 2006 年に京都大学の地球への影響を調べる研究を始めた．以下ではこれま小山勝二らが X 線天文衛星「すざく」で観測した．千での成果や研究の経緯を紹介する．

年前の記録により正確な発生年月日が分かっていたことでより多くの科学的知見を得ることができたこの成

2. 過去の太陽活動を知りたい理由

果は，いわば陰陽師と現代の科学者による千年越しの共同研究である [1]．

太陽では「フレア」と呼ばれる大規模な爆発が頻繁

天文学以外に目を向ければ，古い文献の記録を現代に起きている．フレアが起きると，電磁波の急激な増科学に活用する手法は地震や津波などの災害の研究で光，高エネルギー粒子の加速，プラズマ塊の惑星間空も長い蓄積があるし，気候や生態系の長期的な変動の間への噴出（コロナ質量放出）が起き，人工衛星の故障

1. 京都大学 大学院総合生存学館
isobe@kwasan.kyoto-u.ac.jp

や通信障害，地磁気嵐による大規模停電など様々な影響が出る．太陽フレアとその影響については本号の野日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017170

3. 文献に刻まれた太陽活動の記録
歴史文献に記録されている太陽活動の指標には 2 種
類ある．1 つ目は肉眼で見えるような巨大黒点である．
2017 年 9 月に 10 年ぶりの大フレアが起きた時の太陽全面像が図１である．これくらいのサイズの黒点になると専用グラスを使えば肉眼でも確認できる．昔の人は恐らく，日没直前や薄雲がある時などに太陽の中に黒点を発見したのだろう．例えば中国 ･ 宋の天文志には以下のような記録がある [5]．
元豐元年十二月丙午，日中有黑子如李大，至丁巳散
筆者訳：西暦 1077 年 1 月 11 日，太陽の中に李（すもも）ほどの大きさの黒子があり，22 日に消滅した．
太陽活動の指標となるもう一つの有力な記録が，中

図1：（左）京都大学大学院理学研究科付属飛騨天文台の太陽磁気活動観測望遠鏡（SMART）が観測した2017年9月5日の太陽全面像．

低緯度で見られるオーロラの記録である．一般に地磁津 ･ 柴田による記事で詳しく解説しているのでそちら

は低緯度で見られるので，オーロラ観測の下限は地磁も参照して頂きたい．

気嵐の強さの指標となる．太陽フレアと磁気嵐の強さ

気嵐が強い（地磁気変動の振幅が大きい）ほどオーロラ野津 ･ 柴田の記事で紹介されているように，京都大の関係は複雑だが緩い相関はあり，大雑把にいって中学のグループは 2012 年に太陽型の恒星で，知られて低緯度でオーロラが見られれば大きなフレアが起きたいる太陽フレアの 100 倍から 1000 倍ものエネルギーをことが示唆され，従って大きな黒点が出ていたと推察持つ「スーパーフレア」を発見した．もしこれが現在される．

の太陽で起きれば影響は甚大である．太陽フレアの頻

オーロラの色は高度によって異なり，高度 100 〜

度分布は地震など多くの自然現象と同じようにべき乗

200 km では主に酸素原子の波長 557.7 nm の輝線が出を示し，規模が大きいほど頻度は小さい．しかし，太す緑色が，それより上空では酸素原子の波長 630.0 nm

陽フレアの観測はたかだか 150 年程度であり，人類がの赤色が光る．離れた場所から見れば幾何学的効果で持つ最も長期の科学データとされる黒点数の観測もた上空の方だけが見えるため，通常，中低緯度で見られかだか 400 年である [3]．2011 年に起きた東日本大震災

るオーロラは高緯度側の方向の空が赤く光って見える．

は千年に一度の規模だったそうだが，そのような低頻オーロラが観測者の緯度にまで下がってくれば，緑や度で起きる太陽活動についての知見を得るためには，

ピンクなどの色が空に拡がることになる．

望遠鏡による近代観測が始まる前の太陽活動についての情報を得る必要がある．

漢字文化圏の文献では，オーロラと思われる現象は，ひろがりを持った発光現象を表す
「赤氣」
「赤雲」
「白氣」

過去の太陽活動について知りたいという科学的欲求といった言葉で記述されている．例えば，上の黒点のは，長期的な変動とその地球気候への影響についての例と同じ宋の天文誌には以下のような記述がある [5]

関心が先行していた．太陽黒点数は約 11 年の周期で景德三年三月丙辰，北方赤氣亙天．

変動しているが，もっと長い時間スケールの変動もあ筆者訳：1006 年 4 月 14 日，北の空を赤氣がよこぎ

り，地球の気候との間に相関があることが知られていった

る．例えば 17 世紀後半にはマウンダー極小期と呼ばもちろん，オーロラの正体を知らなかった先人達によれる数十年にわたってほとんど黒点が出なかった時期

るこれらの記録が本当にオーロラだったかどうかは自があったが，この時期地球は全体的に気温が低かった．

明ではない．例えば「白氣」とされるものは，月暈の

詳しくは参考文献 [4] などをご覧頂きたい．

ような大気の散乱現象か彗星であったかもしれない．

歴史文献を用いた天文学研究／磯部171

ある記録がオーロラであることを示す最も強力な証拠
は，日本と中国，東洋と西洋など，離れた 2 点間の同時観測である．このような例を見つけるには，漢字の文献とラテン語の文献など，異なる文化圏の記録を照合する必要がある．また自然科学側からは，観測時間
や方角，形状，色などの記述がオーロラという解釈と矛盾がないか確認したり，観測日の月齢を計算して月光の散乱現象の可能性を吟味したりといった作業を行う．さらには，文献に書かれていることが，実際に観測したことの直接的な記録なのか，一般的な事象を述べたことなのか，フィクションなのかも確認する必要がある．このような検証には，文献の書かれた文脈や時代背景などを読み解くことができる人文系の研究者と，自然現象をよく理解している自然科学者の密接な

図2： 1770年に日本全国で観測されたオーロラを描いた図．国立
国会図書館所蔵『猿猴庵随観図絵』より．

協働が不可欠である．
することが困難な形でしか提供されていないケースも

4. 京大宇宙ユニットから始まった歴史
文献天文学研究の進展
京都大学宇宙総合学研究ユニット（宇宙ユニット）は，あった．このため私たちは，キーワード検索に見つけた候補となる記録をから記述の吟味により明らかに黒点やオーロラでないものをのぞいて，書誌情報まで含
めてデータベースとしてインターネットで公開するこ理工学から人文社会科学にわたる学際的な新しい宇宙とにした [11]．これまでに隋，唐，五代十国，宋，元，明，研究の開拓を意図して 2008 年に発足した．設立時最清の歴代王朝の天文志のサーベイを終えて論文として初の専任教員だった筆者は，人文社会系の研究者を誘出版している [12-15]．

って宇宙倫理学 [6] や宇宙人類学 [7] といった複数の共その過程で科学的に面白いこともいくつか分かって同研究の立ち上げに携わりながら，「お寺で宇宙学」「宇

きた．中でも興味深いのは大学院生の河村聡人氏が主

宙落語会」「宇宙茶会」のような学問以外とのコラボ

導した清代のケースで，マウンダー極小期に対応する企画も手がけていた．こういう変わった活動を生暖か

17 世紀後半に，中低緯度オーロラの可能性がある記く許容する京大の雰囲気が本プロジェクトが生まれた録が見つかっている [15]．太陽活動が極めて低調と考背景にある．

えられているマウンダー極小期に本当に中低緯度オー本研究を立ち上げたのは筆者ではなく，宇宙ユニッ

ロラが起きていたとすれば極めて興味深い．今後，対トの活動に何かと顔を出していた京大文学研究科の早応する同時観測を中国以外の文献から見つけ出したい

川尚志氏（現在は大阪大学の博士後期課程）と理学研究と考えている．

科の玉澤春史氏の二人の大学院生である．百万遍の居歴史文献を使ったアプローチに関心を持ってくれた

酒屋で思いついたという彼らの最初のアイディアは，

オーロラ研究者である極地研究所の片岡龍峰氏を通じ専門の観測官による定常観測によって多くの黒点・オて，極地研と同じビルにある国文学研究資料館の岩橋ーロラの記録が残されている中国歴代王朝正史の天文

清美氏や，宇宙線由来の放射性同位体解析をしている

志が，現在は全文デジタル化されてテキスト検索でき

武蔵野美術大の宮原ひろ子氏とも共同研究をすることるので，刊本とデータベースの照合で徹底したサーベができた．片岡氏主導で明月記のオーロラ記録を用いイができるのではということだった．

た論文 [16] を書いた際には，国文学研究資料館の研究

中国や日本のオーロラ記録をまとめた記録はこれま者が，虚構性が高い文章を書くと思われていた藤原定でにもある [8-10]．しかし原文や参照した文献の書誌

家が，自然現象の正確な記述をしていたことは意外な情報が不十分なことが多く，後世の研究者による検証発見であったとコメントしている [17]．本研究のアプ日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

172

図3：（上）バビロン天文日誌に楔形文字で書かれたオーロラの記
録 [20, 21]．三津間康幸氏によるコピーに基づく．（下）粘土に楔型文字（アッカド語）で書いた筆者の名前．

図4： StellaNavigatorによる760年5月25日の夜空のシミュレー
ション．
インセットがズークニーン年代記中の彗星のスケッチ（MS Vat. Sir. 162 : f. 136v; Chabot II 217）
． 牡 羊 座 の3つの星と火星，土星も描かれている．
（c）2017 Biblioteca
Apostolica Vaticana, reproduced by permission of
Biblioteca Apostolica Vaticana, with all right reserved.

ローチが人文学研究へも貢献できた一つの例だと考え発見があったので紹介したい．これは上述の三津間氏ている．

に加えて，古代ローマ史の研究者である小坂俊介氏やまた日本史研究者の岩橋氏はその後日本各地の日記

流星の研究をしている総合研究大学院大学の藤原康德

等から未発見の史料を次々に発見しており，今や世界（現在の氏との共同研究で，後 775/776 年にシリア語屈指の古典 ･ 古文書オーロラハンターである．特に，

シリア語ではなく中東の一部キリスト教徒が用いたア

京大生存圏研究所で宇宙ユニットにも参加しているオラム語に近い言語）で書かれたズークニーン年代記とーロラ研究者の海老原祐輔氏とも協力して，1770 年

いう文献を解析した研究である [21, 22]．論文の主要に日本全国で観測されたオーロラの史料をまとめ，そな結果は，世界最古の日付の分かっているオーロラのれがこれまで近代観測最大と言われていた 1859 年の図表の発表と分析というものだが，同じ文献には彗星

地磁気嵐に匹敵する規模であったことも明らかにしたに関する記述とそのスケッチも残されていた．記述で[18, 19]．なお 1770 年のオーロラはいくつか図表も知はおひつじ座のα星，β星，γ星，そして火星と土られており，有名なものの一つが図 2 である．

星が並んでいる横に彗星が見えたとあり，その様子が漢字文化圏以外の文献も活用している．共同研究に

スケッチに描かれている．試しに Steller Navigator と加わって下さった東京大学の三津間康幸氏は，粘土板いうソフトウェアでその日の夜空をシミュレーションに楔型文字で書かれた「バビロン天文日誌」の刊行もしてみると，確かにスケッチの通りの配置になってい

手がけているこの分野の専門家で，三津間氏の参加にることが確認できた（図 4）．興味深いことに，この彗より「バビロン天文日誌」から紀元前 6 世紀〜 1 世紀の星に関する記述では，2 本の尾が見えたと書き残されオーロラの記録を発見することができた [20, 21]．図 3ている．スケッチからは判然とはしないが，もしかしはその一例である．読者の中にこれが読める方はおらたらこれはイオンテイルとダストテイルに関する世界れるかどうか分からないが，上記論文の共著者である最古の記述なのかもしれない．

筆者は，論文の根幹をなすデータ＝楔型文字のテクス
トについて全く何も分からないのはさすがに問題だと

5. おわりに考え，三津間氏に教えを請うて自分の名前だけは楔型文字（アッカド語）
で書けるようになってみた．無論，歴史研究者と自然科学研究者の共同研究である本プ

それで「バビロン天文日誌」が原文で読めるようにな

ロジェクトは典型的な文理融合型研究と言うことがでったわけではないのだが．

きるだろう．それなりによい成果は上がっていると自最後に，歴史文献中の彗星の記録についても面白い負しているが，そこに至るには専門的知識のギャップ↑TOPへ←目次へ

歴史文献を用いた天文学研究／磯部だけでなく，データの扱いやオーサーシップなど研究

173[7] 岡田浩樹, 木村大治, 大村敬一 編, 2014,「宇宙人類における文化の違いに起因する様々な困難があった．

学の挑戦」
（昭和堂）
.

それを克服するために大切なことは，専門的な内容を[8] 慶松光雄, 1969, 史林 52, 62.

分かりやすい言葉で説明したり，お互いの文化を尊重[9] 神田茂, 1933, 天文月報 26, 204.

したりといったことももちろんだが，何よりも異分野[10] 中沢陽, 1999, 天文月報 92, 94.

の研究者が何を「面白い」と思っているかを理解して，[11] データはここからダウンロードできる http://

自分もそれを「面白い」と思えるようになることだと思う．
本プロジェクトは上にお名前を上げた方々以外にも多くの方々の協力の上に成り立っている．一応「歴史www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~palaeo/.
[12] Tamazawa, H. et al., 2017, PASJ 69, 22.
[13] Hayakawa, H. et al., 2015, Earth, Planets and Space
67, 82.

文献天文学研究会」と名付けてはいるが，別にＰＩや[14] Hayakawa, H. et al., 2017, PASJ 69, 65.

決まったメンバーがいるわけではなく，出てきた史料[15] Kawamura, A. D. et al., 2016, PASJ 68, 79.

や科学的疑問に応じて，お互いの知見を持ち寄って自[16] Kataoka, R. et al., 2017, Space Weather 15, 392.

然発生的に研究チームができるような，緩やかなネッ[17]京都大学プレスリリース, 2017年4月10日

トワークができていると言った方が正しいが，これは京大宇宙ユニットの特徴的なスタイルかもしれない．
ただその中でも，中心になってプロジェクトを引っ張っているのが，早川，玉澤の二人の大学院生であるこ

http://www.kyoto-u.ac.jp/en/research/research_
results/2016/170227_1.html.
[18] Ebihara, Y. et al., 2017, Space Weather, 15,
doi:10.1002/2017SW001693.

とは強調しておきたい．研究機関であると同時に教育[19] Hayakawa, H. et al., 2017, ApJL, 850, L31.

機関でもある京都大学（宇宙ユニット）
にとって，個別[20] Hayakawa, H. et al., 2016, Earth, Planets and Space

の研究成果もさることながら，このような分野横断型

68, 195.

の研究に主体的に取り組む学生が出てきてくれたこと[21] 三津間康幸，早川尚志, 2017, 天文月報 110, 472.

が最大の成果と呼べるのではないかと考えている．最[22] Hayakawa, H. et al., 2017, PASJ 69, 17.

後に，図 4 に用いた Vat.Sir.162 の画像の使用を許可頂
い た Vatican Apostolic Library の Dr. A.M. Piazzoni,
Dr. D.V. Proverbio，そしてこの原稿をチェックして下さった早川氏をはじめ共同研究者の方々に感謝を申し上げて筆を置く．

引用文献[1] Koyama, K., 2008, AIP Conference Proceedings 1016,
361.
[2] 青野靖之, 2012, 地球環境 17, 21.
[3] Owens, B., 2013, Nature 495, 300.
[4] 宮原ひろ子, 2014,「地球の変動はどこまで宇宙で解明できるか: 太陽活動から読み解く地球の過去・現在・未来」（化学同人）.
[5] Hayakawa, H. et al., 2015, Earth, Planets and Space
67, 82.
[6] 呉羽真, 伊勢田哲治, 磯部洋明, ほか, 2016, JAXASP-15-017, 37.

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017174

宇宙倫理学プロジェクト～惑星科学との対話に開かれた探求として～
呉羽 真

1（要旨）本稿では，京都大学宇宙総合学研究ユニット（以下では「宇宙ユニット」と略記する）が中心になって推進している「宇宙倫理学」という学問分野を紹介する．まず，同ユニットにおける宇宙倫理学プロジェク
トの概要を述べる．次いで，惑星科学と関係の深い宇宙倫理学の具体的な話題として，惑星保護に関連した
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宇宙環境の価値の問題と，宇宙科学と社会のコンフリクトに関連した科学の価値の問題について解説する．
最後に，宇宙倫理学が惑星科学との間に築きうる関係性について，筆者の期待を交えつつ論じる．

1. 宇宙倫理学プロジェクトの概要，2010 年代に入ってからと続けられてきたが（e.g. [1]）何冊もの研究書や論文集（e.g. [2-4] が出版されてにわ

宇宙倫理学プロジェクトは，宇宙人類学などと並ぶかに活況を呈してきている．日本でも 2016 年には宇宇宙の人文社会科学の一つの柱として，宇宙ユニット

宙倫理学研究会メンバーの稲葉振一郎がこの分野におが京都大学内外の研究者と連携しつつ推進している研ける日本初の書籍である『宇宙倫理学入門』[5] を出版

究プロジェクトである．2015 年には宇宙ユニットとしている．
（宇宙倫理学に関するより詳しい紹介は，

京都大学大学院文学研究科応用哲学・倫理学教育研究）[5] の第 1 章，[6], [7] の第 1 節を参照せよ．

センターが共同で「宇宙倫理学研究会」を設立し，読宇宙ユニットでは，宇宙倫理学を単独で推進するの書会や講演会，ワークショップなどの企画を不定期にではなく，それと隣接分野との融合を模索している．

開催している．

特に現在は，宇宙法や宇宙政策・科学技術政策，そし1

同研究会ウェブサイト では「宇宙倫理学」を，「人て宇宙科学コミュニケーション論といった諸分野と宇間と宇宙との関わりにおいて生じうる様々な道徳的問

宙倫理学を接合することで，今後の宇宙科学や宇宙開

題を検討する分野」と規定している．このような宇宙発の進展に伴う社会的課題を明らかにし，宇宙科学技

倫理学の取り組みには，二つの側面がある．第一にそ術と社会の望ましい関係を構想する学際的な学術領域

れは，宇宙開発や宇宙科学の進展に伴って生じた新し（これを筆者は「宇宙科学技術社会論」と呼んでいる）

い道徳的問題の解決を試みる，という側面をもつ．第を創設することを目指している ．

2

二にそれは，この作業を通して，地球のみに目を注い

さて，宇宙科学や上記の宇宙の人文社会科学の諸分できた従来の倫理学における思考法の刷新を図る，と野と比べて，宇宙倫理学は「価値」（特に道徳的価値）いう側面をもつ．つまりそれは，地球上の道徳的問題に対処するために用いられてきた思考法をそのまま宇宙に関わる問題に適用するわけではなく，むしろそれが通用しない場面で新しい考え方を考案することに重点を置いているのである．
宇宙倫理学の研究は 1980 年代に始まって以来細々
1. 京都大学 宇宙総合学研究ユニット
kureha.makoto.7r@kyoto-u.ac.jp

1. http://www.usss.kyoto-u.ac.jp/research/spaceethics.html（最終閲覧：2017年10月22日）
2. 宇宙ユニットでは，宇宙倫理学研究会のほかに，「宇宙科学コ
ミュニケーション論研究会」を運営している．また，宇宙探査・開発・利用に伴う倫理的・法的・社会的課題に関する研究調査報告書の作成を進めており，2017 年 9 月には，関連する諸分野の専門家を招いて当該報告書の内容を検討するワー
クショップを開催した．
参考サイト：http://www.usss.kyoto-u.ac.jp/etc/space_elsi/
workshop.html（最終閲覧：2017 年 10 月 21 日）

宇宙倫理学プロジェクト〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜／呉羽
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を扱う分野だという特徴がある ．倫理学は，様々な尽くせないだけの資源が存在しており，技術の発展次価値を分類し，問題を整理するためのツールを提供す第でそれらが入手可能になりうる．このため，資源のる．無論それは，もっぱら哲学者自身の価値観に基づ

有限性という従来の前提が揺らぐ．さらに，地球上のいて独断的な主張を行うのでない．むしろ，科学者を環境にはどこでも生態系が存在しており，それが価値含む人々の価値判断をもデータとして用いながら，理の源泉だと考えられるが，宇宙はそうでない．このた論の批判的検討や理論間の優劣比較を行うことで，研め，生態系の存在しない環境の道徳的地位という新し究を進めていくのである．

い問題が生じる．こうして，宇宙環境を環境倫理の射

以下では，こうした価値に関わる宇宙倫理学の諸問題の中から，特に惑星科学と深い関わりをもちうるも
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のとして，宇宙環境の価値および宇宙科学の価値とそ
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程に含めることで，「なぜ環境を保護すべきなのか」が改めて根本的に問われることになるのだ．
さて，一口に宇宙環境の倫理と言っても，その射程の位置づけを巡る倫理的問題とその議論状況について

は，われわれが今まさに直面している地球軌道上のス

解説を加える．

ペースデブリの問題（デブリ対策において誰がどんな責任を負うべきか）から，遠い将来の火星移住を見据
4えたテラフォーミングの問題まで，多岐にわたる ．

2. 宇宙環境の価値

ここでは特に，「惑星保護」に関する倫理的問題を取
本節では，惑星保護の話題を中心に，地球外環境の価値を巡る「宇宙環境倫理学」の議論を紹介する．

り上げることにする．
惑星科学者の間では周知のことだろうが，「惑星保護」とは，惑星間汚染（特に生物汚染）を防止する取り

環境倫理学と宇宙組みであり，惑星探査において，他の天体に由来する

まず，環境倫理学にとって宇宙の興味深い点がどこ生物による地球環境の汚染を阻止すると同時に，地球にあるのかを説明しよう．環境倫理学とは，環境問題

由来の生物による地球外環境の汚染を阻止するというを扱う応用倫理学の一分野だが，従来は「環境問題」

二 つ の 側 面 を も つ． 実 際 に 宇 宙 空 間 研 究 委 員 会と言ってももっぱら地球環境に関わるものを扱ってき（COSPAR）が，各国宇宙機関に対し，宇宙探査の際た．そこで環境を保護すべき理由とされてきたものにに従うべき措置（生命のいる可能性のある天体に向かは，将来世代の権利や自然の内在的価値を引き合いにう宇宙探査機の殺菌消毒など）を定めている．しかし，出すものがある．（「内在的価値」とは，あるものが他（特に有人の場合には）完全な殺菌消毒は不可能である．

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の事柄に役立つかどうかに関わらずそれ自体でもつ価
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値を指し，あるものが何か他の価値ある事柄を達成す
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こうした取り組みの法的根拠になっているのは，宇宙条約（『月その他の天体を含む宇宙空間の探査及び利るための手段として もつ「道具的価値」と対比され用における国家活動を律する原則に関する条約』）第 9る．）前者の論点からは，地球上の資源は有限であり，

条である．
そこでは，
以下のように述べられている．
「条

現在世代は将来世代の幸福な生活を保証するために環約の当事国は，月その他の天体を含む宇宙空間の有害境の搾取を控えなければならない，と言える．また後な汚染，及び地球外物質の導入から生ずる地球環境の者の論点からは，環境はそれ自体で価値をもっており，悪化を避けるように月その他の天体を含む宇宙空間の人間の役に立つかどうかに関わりなく保護されなけれ研究及び探査を実施，かつ，必要な場合には，このたばならない，と言われる．

めの適当な措置を執るものとする」．しかしこの条文だが，宇宙を視野に入れるならば，これらの論拠はは明快とは言い難い．特に，ここで言われる「有害な必ずしも当てはまらない．まず，宇宙には事実上使い汚染 harmful contamination」とは何を指すのだろうか．

3. 倫理学以外の哲学分野にも，美的価値を扱う美学や認識的価値を扱う認識論・科学哲学など，価値を扱う分野はある．そして宇宙倫理学は「宇宙環境美学」や「宇宙科学の哲学」，「哲学的宇宙論」といった諸分野と密接な結びつきをもっている．宇宙環境美学や宇宙科学の哲学の問題を本格的に扱った研究はまだ存在しないが，哲学的宇宙論に属する優れた著作としては宇宙のファインチューニングの問題を扱った[8]がある．

それは，わたしたち人間にとって害があるということだろうか，地球外環境に生息する生物にとってだろう
4. ただし，スペースデブリ問題に対する倫理的考察はまだほとんど行われていない．これと対照的に，テラフォーミング問
題については幾つもの研究がある（e.g. [9, 10]）．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

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か，それともその環境自体にとってだろうか．第二の選択肢は，地球以外の太陽系天体に生命がいたとして言えるだろうか．
確かに，地球上の微生物と地球外の微生物の間には，もせいぜい微生物だと考えられているが，そんなもの

われわれは前者に危害を与えずに生きていくことは不も考慮すべきなのだろうか，という疑問を提起する．

可能だが，後者に関してはそうではない，という相違

また最後の選択肢は，地球外生命だけでなく，生命のがある．
「できないことはしなくてよい」という原則は，

いない天体も惑星保護の対象に含めるべきなのか，と倫理学においても（‘ought imply can’という呼称の下いう疑問を投げかける．以下では，これら二つの問題

で）広く受け入れられている．これは地球上の微生物について，順に検討を加えることにする．

と地球外の微生物を異なった仕方で扱う一つに理由になる．しかしそもそも，微生物などが道徳的地位をも地球外生命体の道徳的地位
まず，地球以外の天体の生物汚染を防止すべき理由を整理しておこう．一つは科学的理由である．すなわ

つもの（道徳的配慮を与えられるべきもの）
なのか，という点に疑問の余地がある．ここで，道徳的地位を巡る倫理学の議論を紹介しよう．

ち，元々その天体にいた生物と地球から持ち込まれた

事実上，社会において採用されているのは，人間だ

生物の見分けがつかなくなり，地球外生命探査を阻害

けが道徳的地位をもつ，という「人間中心主義」である．

することを避けるために，汚染を阻止しようというの

動物愛護が叫ばれていても，人間以外の動物は法律のだ．これは結局のところ人間のためだと言ってよい．

上では人間の所有物として扱われており，環境保護へ

もう一つの理由は倫理的なものである．すなわち，その関心が高まったとはいえ，それは主として将来世代の天体にいる生物が危害をこうむることを避けるためも含めた人間社会の存続のためである．しかし倫理学に，汚染を阻止しようというのだ．これは（まだ見ぬ）

においては，人間だけを特別扱いすることを正当化す

地球外生命のためである．

る根拠は不十分だと言われ，人間中心主義に代わる理

これまでのところ惑星保護の取り組みの原動力にな論が幾つも提案されている．動物倫理で広く受け入れってきたのは科学的理由の方だが，倫理的理由に関しられている考え方は，快楽や苦痛を感じる能力（「有感ても議論されている．2010 年の COSPAR ワークショ

性 sentience」と呼ばれる）をもつすべての生物が道徳

ップでまとめられた勧告では，「地球外生命を含む生的地位をもつ，というものだ．この考え方では，人間

命は，内在的価値と道具的価値の両方をもつがゆえに， 以外の動物の多くは道徳的配慮に値するが，植物や微特別な倫理的地位をもち，適切な配慮に値する」[11]

生物はそうではない．しばしばこの考え方に反発して，と述べられている．また，惑星科学者のセーガンは，「ありとあらゆる生命は平等に道徳的地位をもつ」とより率直に，次のように述べている．
「もし火星に生主張する人がいる．これは植物や微生物にも道徳的配物がいたら，私たちは火星に対して何もするべきでは慮を与えるべきだと説く立場であり，ジャイナ教などない，と私は信じる．そのときには，火星は火星人のの宗教思想にしばしば認められるが，倫理学においてものである．かりに火星人が微生物にすぎなかったと

も「生命中心主義」の名で提唱されている．環境倫理

しても，やはりそうだ」[12]．

ではさらに，生物種や生態系といった生物個体以外のこれは一見，奇妙な考えである．と言うのも，われ存在者にも道徳的地位を認める様々な立場が提出され

われは地球上で微生物のことを気遣ってなどいないかており，これらは「生態系中心主義」と総称される．

らだ．例えば，「火星」を（あなたの家の）「風呂」に置

これらの諸理論のうち，生命中心主義の考え方でいき換えてみよう．あなたの家の風呂には大量の微生物

けば地球外環境にいる微生物個体，生態系中心主義のが生息しているはずだが，だからと言ってあなたは微考え方でいけばその生物種や生態系を保護すべきとは生物の大量殺戮をもたらす風呂掃除を思い止まらなけ

言える．ただし前者では，地球上の微生物を殺す探査ればならないだろうか．もっと言えば，惑星保護のた

機の殺菌消毒は倫理的と認められはしないだろう．まめに探査機を殺菌消毒することは，存在するかどうか

た，生命中心主義は現実味がないという意見や，種のも分かっていないよその天体の生命を守るために地球ような抽象物に道徳的な配慮をしなければならない理上の生命を殺すことになる．これのどこが倫理的だと由は不可解だという意見も存在している．

宇宙倫理学プロジェクト〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜／呉羽

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以上のような次第で，惑星保護に最近注目が集まっ分でない．そして，前項で紹介した道徳的地位に関すているものの，従来の倫理学の諸理論に照らすならば，る既存の理論のどれを採用しても，生命のいない環境

その倫理的根拠は考えられているほど強固ではないとに対しても道徳的な配慮をすべきだという結論は必ず言える．ただしこれは，もっぱら地球のみに目を注い

しも出てこない．

できた従来の倫理学の限界を示すものでもあるかもししかし，前出の COSPAR ワークショップの勧告は，れず，惑星保護を巡る倫理学の議論の結論というより「地球外のものを含む無生物もまた，［生命と］同様には，むしろ出発点と見なされるべきだろう．

価値をもち，その内在的価値，美的価値，あるいは人間や地球外生命にとってのそれ以外の価値に適した配生命のいない地球外環境の道徳的地位

慮に値する」[11] と述べて，生命のいない環境の道徳

次に，生命の存在しない地球外環境をわれわれは保的地位をはっきり認めている．ここで考慮に入れなけ

護しなければならないか，そしてしなければならない

ればならないのは，地球外環境がいわゆる「原生自然」，とすればそれはなぜか，という問いについて検討を行

すなわち人間の手つかずの環境だということである．

う．ここでもまず，生物のいない地球外環境を保護す

地球上には厳密な意味での原生自然などほぼ存在しなべき理由を整理しておこう．その理由としては，狭いいと言ってよいが，宇宙空間では事情がまったく異な意味で倫理的なものの他に，科学的・文化的・審美的る．地球上から原生自然が消えたことに胸を痛める人なものが考えられる．

が，いまだ誰の手も及んでいない天体を人間の都合で科学的観点からは，アポロ計画やかぐや計画が月・作り替えることに抵抗を覚えてもおかしくはない．だ

惑星科学の発展に大きく貢献したことからも明らかなが，こうした価値判断は合理的根拠によって支持されように，生物のいない天体も，地球や太陽系の起源とうるものだろうか．

進化を探る上で重要な手がかりを提供すると言える．

ここで，生命のいない環境の価値を説明するというこうした科学的目的からすれば，他の天体に生物がい難題に挑む宇宙倫理学者ミリガン [3] の議論を紹介しないからと言ってそれを改変することは望ましくない．

よう．彼はそれを，天体の「統合性 integrity」（損な

文化的観点からは，太陽や月をはじめとする他の天

われていないという性質）とその「ユニークさ」に求め

体は人類の生活において大きな役割を演じることから，

る．ミリガンによれば，例えばグランドキャニオンの様々な文化的意味を付与されてきたという事実を指摘

ように複雑な歴史によって形成された対象は，単なるできる．これは，それらの天体に改変を加えることに岩や鉄の塊と違って統合性をもち，またその歴史的位反対する理由になる．例えば，日本の企業などが企画

置づけに応じたユニークさをもつ．月のような天体もした「ロンギヌスの槍を月に刺すプロジェクト」は，また複雑な歴史によって形成された対象であり，これクラウドファンディングで目標額を集められず実施さらの性質をもつので，生命がいないとしても，人間のれなかったが，月が文化的重要性をもち，信仰の対象

都合で無暗にそれを損なってはならない．

にもなっていることから，多くの批判が集まった．

さて，以上の説明はどれほどの説得力をもつだろう

また，審美的観点からは，地球外環境の美しさがそか．一つ難点を挙げれば，この論法によって生命のいれを保護すべき理由として挙げられる．例えば，探査ない天体にも一定の内在的価値があるとは言えても，

機キュリオシティの撮影した火星の荒涼たる砂漠の画

どれだけの価値があるかは分からない．惑星探査のよ像は見る者を魅了するし，エベレスト山の 3 倍の標高

うな他の重要な価値をもたらす活動を制限するべきだをもつオリンポス山や，グランドキャニオンと比べてと言えるほどの価値がそれに認められるかは疑問であすら桁違いの規模を誇るマリネリス峡谷の景観は，人る．

類がこれまで目にしたことのない壮大さをもって見る者を圧倒するだろう．
以上の論点はいずれも，生命の存在しない地球外環
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まとめ
宇宙環境倫理は今まさに研究が進展しはじめている

境も人間にとって何らかの道具的価値を有しうるといところだが，本節で見てきたように，地球外生命の問うことを示すものだが，その内在的価値を示すには十

題と生命のいない地球外環境の問題のいずれに関して

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

178

も，その議論は成熟しているとは言いがたい段階にあ

ハワイ州最高裁判所の決定により，2013 年にハワイ

る．実践的な教訓を述べるならば，それらの道徳的地

州土地・天然資源委員会（BLNR）が出した建設許可が位がどうであれ，今後の太陽系探査において，科学的・無効化された．その後，再審査を経て，2017 年 9 月に，文化的などの様々な理由から，他の天体の汚染を最小

BLNR がマウナケア山頂域の利用許可を決定した．し限に抑えることが望ましいとは言える．しかし，環境

かし，反対派住民は最高裁判所への上訴を検討中であの価値を巡る知的探究を深めるためにも，また宇宙進り，騒動が収束する見通しは立っていない．この問題

出がより本格的に展開される将来に備えるためにも，を安易に「科学と伝統文化のどちらが重要か」といっ

宇宙環境倫理の議論を洗練させていくことは重要だとた二項対立に切り詰めてはならないが（[13]），こうし言えるだろう．

た衝突を生み出してまで宇宙科学の研究を進めるべき

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なのか，と問うことは可能だろう．
第三に，将来に起こりうる問題として，地球外環境

3. 宇宙科学の価値とその位置づけの保護を巡る問題がある．例えば，火星旅行や小惑星
本節では，宇宙科学が直面する社会とのコンフリク

資源開発が可能になった場合に，基地建設や資源採掘

トを取り上げて，倫理学の視点から何が言えるかを示によって地球外環境が改変されることは避けられない

5

そう ．

が，これは惑星科学の研究を阻害することになりうる．
しかし，科学研究を阻害するからという言い分は，
人々

宇宙科学と社会のコンフリクト
惑星科学を含む宇宙科学は，他の科学分野に比べてに富やエンターテインメントをもたらす民間事業をや7めさせる理由になるだろうか ．

社会から高い支持を受けていると言われるが，その一あらかじめ言い訳を述べておくと，以上のような問方で様々な場面で社会とのコンフリクトに直面しても題は，その性質上，簡単な答えが見つかるものではないる．こうしたコンフリクトの類型を整理しよう．

い．しかし，多少なりとも議論を整理するために，次第一に，公的資金の配分を巡る問題がある．宇宙科

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項で，宇宙科学を含む科学の営みにどのような価値が
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学は「巨大科学 big science」であり，宇宙探査機の打あり，それは社会の価値体系全体の中でどのように位ち上げ，大型望遠鏡の建設，国際有人火星探査計画へ置づけられるのか，という点に関する倫理学の議論をの参加など，その研究には莫大なコストがかかる．し紹介しよう．

3

かし宇宙科学は，純粋な知的好奇心を主要な動機とする「純粋科学 pure science」であり，社会に対して目

科学の価値とその位置づけに見える利益をもたらさない．それでは，なぜ市民は科学の価値に関する一つの極端な考え方は，数学者

そのコストを負担しなければならないのだろうか．公のポアンカレ [14] が表明したものである．彼によれば，的資金は，例えば貧困問題などの社会問題や気候変動

人間の究極の行動目的は真理の探究を推進することになどの環境問題の解決といった，よりプライオリティ

あるのであって，例えば人々を苦悩から解放するといの高い事業のために使われるべきではないのか．

った他の目的はそれに従属する．ここには，科学の営第二に，施設建設を巡る問題がある．例えば，ハワ

みに代表される認識活動が人間の多種多様な活動の中（TMT : thirty
イ島マウナケア山における 30 m 望遠鏡

で特別に高尚だとする見方が表明されている．しかし，meter telescope）建設計画では，マウナケア山を神聖このような見方は，現代の人文社会科学ではほとんど視するハワイ先住民を中心とした現地住民によって激支持者がいない．誤解のないように述べておくが，こしい建設反対運動が展開されている．2015 年には，
5. 第3節で扱う問題は，「宇宙科学倫理」と呼ぶべき分野に属すものだが，科学倫理自体が応用倫理学の中でメジャーな分野ではなく，そこで宇宙科学を集中的に扱った研究があるわけではない．しかし，宇宙科学はその巨大さと純粋性，高い人気などの点で，科学倫理の話題として非常に興味深いと筆者は考えている．

6. TMT建設計画に反対する人々は決して天文学研究に反対しているわけではなく，建設地の変更を要求しているのであり，またBLNRが建設を許可したのは両者が両立可能（すなわち，
TMTがマウナケアに建ってもハワイ先住民文化を損なうことにはならない）と判断したからである．
7. 火星旅行や小惑星資源開発といった新興の宇宙ビジネスを巡っては，ビジネス倫理に属す問題も数多く提起されているが，本稿では取り上げない．

宇宙倫理学プロジェクト〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜／呉羽

179

れは決して科学が信頼できる知的営為であることを否は決して短期的な経済的価値に限られるものではない．

定するものではない．ただ，人間の複雑さと多様性をと言うのも，科学的知識の利用者（潜在的利用者を含考慮すれば，他の様々な人間の活動を圧倒するほどのむ）である人々は，目先の経済的ニーズや関心のみに

特別な価値がそれに認められるという考え方は一面的

突き動かされて生きているわけではないからだ．そこである，ということだ．科学者が科学の特別な価値をで，惑星科学を例にとって，純粋科学の知識にどのよ

主張するとき，自らを人類の存在意義を代表する特権

うな価値があるかをより具体的に考察しよう．

階級と見なす傲慢なエリート主義に陥っている懸念が第一に，すでに述べたことだが，純粋科学の知識のある．
「人類」というものを，「真理の探究」のような主要な道具的価値は，知的好奇心の充足という点に認単一の究極目的に向けて行動する一枚岩の集団と見なめられる．日本惑星科学会のウェブサイト では，惑してはならない．それはむしろ多様な価値観とニーズ

星科学とは，「「ここは何処で私は誰か」という素朴なをもった人々の雑多な寄せ集めにすぎず，それを正し疑問に答えること , すなわち , 私達が自然界にどのよく代表できる人間などどこにもいはしないのだ．以上

うに位置づけられているのかを考察する学問分野のひの点を考慮すれば，科学の価値に関する考え方としてとつ」と規定されている．興味深いのは，その目的がは，哲学者のレッシャーが述べた「知識は多くの人間

宇宙の普遍的構造などではなく，われわれ人間の存在的価値の中の一つにすぎず，科学的知識は知識の一つに向けられていること，そして，生命科学や認知科学のあり方にすぎない」[15] というものが妥当だと考え（しばしば他の生物のそれとが人間そのものの特性をられる．

比較しつつ）解明しようとするのと対照的に，惑星科

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より詳しく，科学的知識の価値に関する倫理学の議

学は人間の住む世界の特性を解明することにより，そ論を見ていこう．
この話題に関する立場には，「内在説」

こにおける位置づけという観点から「人間とは何か」と「外在説」がある．前者は，知識には内在的価値がに迫ろうとする，という点である．自分が何者かなど

ある，すなわち何かを知ることには，それがどう役立といった思弁的な問題に関心をもつのは（これまで知つかに関わらずそれ自体で価値がある，という説であられている限りでは）人間だけだが，自分の存在をそる．これに対して後者は，知識には道具的価値しかなの世界の中での位置に基づいて理解したがるという点

い，すなわち何かを知ることはそれとは別の何らかのも，人間の興味深い特徴だと言えるだろう．こうした目的に役立つからこそ価値がある，という説である．

好奇心のあり方が前出のポアンカレははっきりと内在説に与しており，筆者の知る範囲でも，「道具」という言葉への反発かすべてのではないとしても多くの人間に共有されるものである限りで，惑星科学には一定の社会的意義がある．

らか，内在説に賛同する科学者が多い．しかし，倫理第二に，より実用的な価値としては，長期的な人類学ではしばしば，内在説は擁護しがたいと考えられての福祉への貢献というものが純粋科学の知識にも認めいる．科学の価値の説明としてよく見られるのは，何られる．近年の惑星科学では，「ハビタビリティ」，す

かを知ることで喜びが得られる，人間は知的好奇心をなわち生命が惑星上で発生し，生存していくための条もっている，といった論拠である．しかし，これらの件の理解が中心的目標となっているが，そこで得られ

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た知見は，今後人類が地球を守っていく上で，あるいものにではなく，それがもたらす喜びや好奇心の充足

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はことによると他の惑星へと進出していく上で，役立に価値を認めていることになる．知識が内在的価値をつかもしれない．これは短期的な経済的利益のようなもつというのは，誰も知りたがっておらず，それを知狭い意味での「実用性」からは外れるが，将来世代をることで誰も喜ばないような知識にも価値がある，と含めた人々の福祉に貢献するというより広い意味で，理由で科学的知識はよいものだと言う場合，知識その
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いうことだが，そんな例は思い浮かばないのである ．

やはり「実用的」であると言える．

従って，純粋科学であっても，そこで得られる知識

以上のような惑星科学の価値の整理からも伺われるの価値は道具的なものだと考えられる．しかし，それように，純粋科学といえども，豊富な社会的意義を有

8. 知識の価値の内在説／外在説の区別と，内在説への批判としては，[16]を参照せよ．

9. https://www.wakusei.jp/（最終閲覧：2017年10月22日）

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017180している．科学的知識は，人間のもつ最も信頼性の高の進歩と絡み合いながら展開してきた．例えば，伊藤い信念体系であるだけでなく，将来の人々を含めて誰[17] が論じるように，西洋近世における自然哲学は，もがアクセスしうる財産でもあるのだ．それは特定のニュートン力学に代表される近代科学の成立を受けて，誰かが占有してよいものではないため，公的支援の下そうした科学の営みを可能にしている人間の認識能力で追求される．しかしその一方で重要なのは，この財の本性や限界への反省として展開された．また倫理学

産にどれだけの価値が認められるかは，それを利用すの領域においても，例えば，比較認知科学の明らかにる人々の関心やニーズ，現在および将来の社会を取りした人間以外の動物の驚くべき認知能力に関する諸事

巻く状況次第だということである．

実が，それらの動物の扱い方に関する反省を迫ってい以上の考察は，前項で紹介した宇宙科学と社会のコる，という事例がある．

ンフリクトについて考える上で一定の含意をもつ．少

銘記してもらいたいのは，倫理学という学問が，何なくとも，「科学の進歩のため」という名目が，すべらかの行為を禁止することをはじめから目的とするもてにおいて優先されるわけではないことは明白である． のではない，ということである．むしろそれは，本稿
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これは，宇宙科学が重要な価値をもつことを否定する

で実例を示してきたように，どんな根拠に基づいてあものではない．科学は確かに重要な価値をもたらすが，る行為が正しい／不正であるとされるか（あるいはあそれ以外にも多種多様な価値が存在する．そして，そる物事が価値をもつ／もたないとされるか）を理解す

れらの価値を実現するためのリソース（資金や土地）にることを目指す．そのことを通して，正義や価値とい限りがある以上，社会の様々なニーズを考慮に入れて，った難解なテーマに関わる話題を，合理的議論に耐え様々な事業の間でのバランスやプライオリティに配慮うるものへと昇華させることを旨とするのである．
ここに，哲学者・倫理学者と惑星科学者が協働で議しながらリソースを配分しなければならないのだ．
より重要な論点は，上述のように科学の価値が様々論していく可能性が開かれる．惑星科学を含む諸科学

な人間的価値の一つであり，また種類の異なる価値のは，倫理学に対して，単に議論の前提となる経験的知間で優先順位をつけることは（明らかに誰かの権利を見を提供するだけではない．と言うのも，哲学的思考

侵害するといった場合を除いて）事実上不可能に近いは哲学者の専売特許ではなく，様々な学問分野の根底

10ということだ ．従って，上記のようなコンフリクト
3においても簡単な答えは期待できず，様々な価値の共3に浸透しているからだ．例えば前節で，科学的知識は誰かに占有されてはならないものであると述べたが，存を模索することが最も現実的な道となる．この際にこれは科学に関する一つの哲学的理念と見なせる．そは科学者も，自らの研究の価値を説明すると同時に，してそれは，外から誰かに押し付けられたものではな

他の価値を理解しようと努めるべきであろう．

く，科学者たちがその歴史の中で自ら作り上げてきたものなのである．ただし，科学の根底にあるこうした哲学的思考は普段あまり自覚されていないため，それ4. 終わりにを明るみに出し，異分野間の対話を促進することは，最後に，宇宙倫理学が惑星科学との間に結びうる関係について，筆者の期待を述べたい．

哲学者の重要な役割となる．
そうした対話が行われる場として，大学，特に京都

宗教と倫理学の相違点の一つに，宗教の教義がしば大学宇宙ユニットのような学際的研究拠点は，今後重しば固定されたものであるのと対照的に，倫理学の学要な役割を果たしていくだろう ．本稿を読んでくれ

説は原則的に対話へと開かれている，という点が挙げた惑星科学の研究者たちの中に，宇宙倫理学者との対

11

られる ．実際に歴史上，倫理学を含む哲学は，科学
10. 種類の異なる価値の間で比較を行うためにほとんどの社会が採用してきた手段として，貨幣 がある．しかし，例えば
TMT建設を巡る問題で，TMTを用いた天文学研究の価値や
ハワイ先住民文化におけるマウナケア山の価値を貨幣換算した場合，天文学者と反対派住民の双方を怒らせるだけで，それによってコンフリクトが解決されることはまずないだろう．
11. 外部との対話に開かれた宗教が存在することを，筆者は否定
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話に積極的に取り組んでくれる方が現れることへの期
待をここに述べて，本稿を終えることにする．

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するわけではない．しかし，こうした対話を拒絶する原理主
義的な宗教／宗派もまた存在していることは事実であり，宗教が「原則的に対話へと開かれている」とまでは言いがたいだ
ろう．
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宇宙倫理学プロジェクト〜惑星科学との対話に開かれた探求として〜／呉羽

181[15] Rescher, N., 1999, The Limits of Science (Revised

参考文献

Edition) (Pittsburgh: University of Pittsburgh Press).
[16] 内井惣七, 2002, 科学の倫理学―現代社会の倫理を[1] Hargrove, E., 1986, Beyond Spaceship Earth:Environmental Ethics and the Solar System (SanFrancisco: Sierra Club Books).
[2] Arnould, J., 2011, Icarus’Second Chance: The
Basis and Perspectives of Space Ethics (New York:
Springer).
[3] Milligan, T., 2015, Nobody Owns the Moon: The
Ethics of Space Exploitation (Jefferson: McFarland).
[4] Schwartz, J. S. J. and Milligan, T., 2016, The Ethics ofSpace Exploration (New York: Springer).
[5] 稲葉振一郎, 2016, 宇宙倫理学入門―人工知能はス
ペース・コロニーの夢を見るか？
（ナカニシヤ出版）.
[6] 呉羽真ほか, 2016, in 宇宙航空研究開発機構特別資料：人文・社会科学研究活動報告集：2015年までの歩みとこれから, 37.
[7] 呉羽真, 2017, 現代思想 45, 226.
[8] 伊藤邦武, 2002, 偶然の宇宙（岩波書店）.
[9] Sparrow, R., 1999, Environmental Ethics 21, 227.
[10] Schwartz, J. S., 2013, Ethics and the Environment 18,
1.
[11] Rummel, J. D. et al., 2012, Astrobiology 12, 1017.
[12] カール・セーガン, 2013, COSMOS（木村繁訳, 朝日
新聞出版）.
[13] Karube, N., 2016, Journal of Cultural Anthropology
11, 55.
[14] ポアンカレ, 1977, 科学の価値（吉田洋一訳, 岩波書店）.
12. こうした異分野間の対話の実践として，宇宙ユニットは，
2016年の「宇宙学セミナー」にて，筆者の司会の下，太陽物理学者の柴田一成氏（京都大学大学院理学研究科）と哲学者の伊勢田哲治氏（京都大学大学院文学研究科）の公開対談「宇宙の道と人の道
天文学者と倫理学者の対話」を行った．その内容は，宇宙ユニットのウェブページ
（http://www.usss.
kyoto-u.ac.jp/etc/161024_Shibata-Iseda_Seminar.pdf，最終閲
覧：2017年10月22日）
にて公開している．
また 2017 年には，応用哲学会第九回年次研究大会にて，筆者の企画で，文化人類学者（軽部紀子氏／早稲田大学大学院文学研究科），天文学者（栗田光樹夫氏／京都大学大学
院理学研究科），哲学者（伊勢田哲治氏）を提題者とした，
TMT 建設の問題に関するワークショップ（「科学の価値と社会におけるその位置づけ
ハワイ島マウナケア山における30m 望遠鏡建設計画から考える）を開催した．

考える6
（丸善）
.
[17] 伊藤邦武, 2007, 宇宙を哲学する（岩波書店）.

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017182

2017年度惑星科学フロンティアセミナー参加報告

辰馬 未沙子1

北の大地に向かうということで，私は長袖を着て上着の準備をして行きました．しかし，バスを降りてみると思っていたよりも暑く，すぐに上着を脱いでしまいました．それでも灼熱の東京に比べれば随分と涼し
く，同じ日本なのにここまで格差があるものかと驚きました．後から北海道の人に「最近は暑いほうだよ」と言われ，大変羨ましく感じました．
今年の惑星科学フロンティアセミナーは 9 月 6 日から 9 日にかけて，北海道札幌市南区定山渓温泉の渓流荘において開催されました（図 1）．テーマは「惑星系と衝突の歴史」で，名古屋大学大学院理学研究科の小林浩氏を招待し，2 日間の講義をしていただきました（図 2）．源泉かけ流しの露天風呂や食べきれないほど

図1： 渓流荘前での参加者集合写真．

の豪華な食事のおかげで，大変リラックスした状態で講義を受けることができました．また，渓流荘は平成
30 年 10 月末に閉館してしまうということで，最後の貴重な機会に泊まることができました．余談ですが，札幌駅からバスで 1 時間強もかかるというのにまだ札幌市内だということに気付き，北海道の広さを実感しました．
講義の内容は，現在の太陽系と原始惑星系円盤やデブリ円盤，ダストから微惑星へ，秩序成長と暴走成長，天体の成長とサイズ分布，その後の惑星形成，太陽系の形成条件という順で，小林氏の研究と絡めたものでした．詳しく見てみたい方は今後公開されるビデオやノートを参照していただければと思います．理論に慣図2： 講義中の様子．写真奥が講演中の小林氏．

れていない人には概念を，慣れている人には式を用いて理解することができる授業で，大変面白かったです．

い雰囲気で，学生の質問にも丁寧に答えてくださり，

途中わからないことが出てきても非常に質問のしやす

とても勉強になりました．その後の天文学会での小林

1. 東京大学大学院理学系研究科
misako.tatsuuma@nao.ac.jp

氏の講演は，今回の講義の内容の一部でもある「微惑星から惑星への乱流円盤中での成長」であり，まさに←目次へ

2017年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告／辰馬「フロンティア」セミナーだと実感しました．
今回私は初めて惑星科学フロンティアセミナーに参加し，初めて会った人ばかりで緊張していましたが，参加者の皆さんは大変親切ですぐに打ち解けることができました．また，学生の参加者も多く，学部生の参加もあったようで，同年代の知り合いがぐんと増えました．個人的には女性参加者が 6 人ということで，普段とは異なる環境で楽しく過ごすことができました．
来年度以降の惑星科学フロンティアセミナーも，ぜひ
参加してみたいと思いました．
お忙しい中，丸 2 日間にわたる講義を行っていただ
いた小林氏に改めて感謝いたします．また，セミナーの企画や運営をしてくださった実行委員会の皆様にも感謝いたします．さらに，私は参加費の補助をいただ
いたので，日本惑星科学会にも感謝いたします．私のように個人研究費が潤沢でない学生には，参加費の補助は大変有り難いものです．ありがとうございました．

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017184

「iSALE講習会2017」参加報告

金丸 仁明

1

2017 年 8 月 1 日 か ら 8 月 3 日 の 3 日 間 に か け て，Web ページを参考に電子メールで申請を行っていた「iSALE 講習会 2017」が国立天文台三鷹キャンパスにだきたい [2]．国内のユーザグループの方々も相談において開催された．本稿では，惑星科学の分野で衝突乗っていただけるのではないかと思う．

現象の数値シミュレーションに用いられる iSALE に

iSALE はソースコードを書き換えなくとも，入力

ついての簡単な説明，および講習会の参加報告を行う． ファイルのパラメータを設定するだけで，ある程度の
iSALE と は， 数 値 流 体 計 算 コ ー ド の 一 種 で あ る

計算を行うことができる．そのため初学者にとってのSALE コードをもとに 1990 年代から開発された衝突ハードルはそれほど高くはないはずである．iSALE

計算コードである [1，2]．Tillotson や ANEOS といったを実行すると，各タイムステップにおける温度や圧力

状態方程式が組み込まれており，複数の物質を扱うこ等の計算結果が出力される．可視化のための解析ツーともできる．弾性変形や塑性変形のふるまいに加え，ルも一緒に提供されているので，比較的簡便に衝突計

強度モデルや空隙率による圧密のモデルも計算に組み算を始めることができるであろう．現在では，室内実込むことが可能である．計算領域を多数のメッシュに（Smoothed Particle Hydro験 と の 比 較 や SPH

区切って計算を行う iSALE は自己重力の計算は得意

dynamics） 法など異なる計算手法による結果との比ではないものの，天体中心に向かった一定の重力加速較 な ど か ら， コ ー ド の 妥 当 性 が 検 証 さ れ て い る．

度を加えることは可能である．重力天体上でのクレー

iSALE を使った計算で論文を執筆する際にも計算結ター形成の問題などを扱うのに困ることはないであろ果の解釈や議論に集中しやすいと思われる．現在も開う．

発者らの手によって改良が続けられていることも

iSALE は，科学研究の目的であれば無料で利用でiSALE 利用の大きな利点であると言えよう．

きる．しかしながら，完全なオープンソースではない

プログラム

ため，開発者に申請の上，承認を得る必要がある．一
般ユーザが利用できるのは，2 次元座標系（円柱座標系，

2017年8月1日（火）

直交座標系）での計算コードに限られる．円柱座標系

14：00 － 15：00

iSALE の解説

において，軸対称の衝突現象を扱うことで，3 次元空

15：15 － 16：15

計算サーバへのログインと
iSALE2D の実行間におけるシミュレーションと同等の結果を得ること

iSALE を使った計算例の紹介ができる．2 次元の iSALE では斜め衝突などの現象

16：30 － 17：00を取り扱うことはできない．3 次元の衝突計算に対応

2017年8月2日（水）

したコードも 10 年ほど前から開発されているものの，

10：00 － 11：30

iSALE2D の初期設定ファイルの編
集の仕方

こちらは開発者のみ使用することができる．iSALE
を 利 用 し て み た い と い う 方 は，iSALE グ ル ー プ の

13：00 － 14：30

基本課題

1. 大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専攻
kanamaru-masanori@hotmail.co.jp

14：45 － 15：00

CfCA 計算サーバ見学

15：15 － 17：00

pySALEPlot の使い方 1

「iSALE講習会2017」
参加報告／金丸2017年8月3日（木）

185

状態方程式や強度モデル，空隙モデルを選択するため

10：00 － 10：30

pySALEPlot の使い方 2

10：45 － 15：00

自分の課題

15：00 － 15：30

参加者の成果発表の不連続面を扱う際の注意点をあげておく．iSALE

15：30 － 16：00

計算サーバへの申請方法の説明

では，流体の運動方程式に人工粘性を加えることで，のものである．
今後利用を検討している方のために，衝撃波面など

衝撃波面を捉えられるようにしている．これは衝撃波
面周辺で振動して不安定になる解を抑え込む役割を果
iSALE の国内ユーザグループの主催により，これたす．その結果，衝撃波面は 5 セル分ほどの幅をもまで勉強会や講習会が行われてきた．過去の勉強会にって表現される．衝撃波面近傍を解析したい場合は，関する情報や資料等は，iSALE 国内ユーザグループ

目的に応じて計算の解像度をあげる必要があるだろう．

のウェブページで公開されている [3]．第 2 回目となる

続いて，脇田氏（国立天文台），末次氏（産業医科大）今回の iSALE 講習会は，表のようなプログラムで行から iSALE を使った研究例を紹介していただいた．

われた．今回の講習会は，三日間という短い時間の中脇田氏は，直径 10 km の微惑星を様々なサイズの微惑

で，基本的な使い方の説明から，練習問題の実行，各星に衝突させるシミュレーションを行った [4]．微惑

自の興味にもとづいた衝突シミュレーション，そして星どうしの衝突による加熱がコンドリュールの生成に

計算結果の可視化まで一通り行った．

寄与している可能性を示している．続いて，末次氏か

初日は，主催者の黒澤氏（千葉工大）から iSALE のら iSALE を用いた微惑星の衝突素過程に関する研究

特徴や計算手順を説明していただいた．iSALE によを紹介していただいた．微惑星が衝突によって半分のる計算は，二つの入力ファイルを用意するところから質量を失うときの衝突のエネルギーを臨界衝突エネル

始まる．一つは，計算領域と格子サイズの設定や，衝ギーと呼び，微惑星どうしの衝突規模を議論する際の突天体および標的天体の設定などを行うファイルであ目安となる．臨界衝突エネルギーの計算において，る．衝突天体をいくつの格子に分割するか，標的の形

iSALE は高解像度の SPH 法と調和的な結果を示して状は球体か，平面かなどをこちらの入力ファイルを用いる．

いて設定する．書き出す物理量の指定やトレーサー粒

二 日 目 は， 基 本 的 な 練 習 問 題 を 試 し な が ら，子の設定を行うこともできる．トレーサー粒子を用い

pySALEPlot に よ る 解 析 の 練 習 を 行 っ た（図 1）．

ることで，その粒子の移動を追跡しながら，温度や圧

pySALEPlot とは，iSALE により書き出した出力ファ力等の履歴を保存することができる．クレーター形成

イルの解析用 python ライブラリである．これにより，時の放出物を追跡したい場合など，より詳細な解析に可視化をはじめ各種解析をより簡便に行えるようにな

役に立つ．もう一つの入力ファイルは，計算に用いるった．その後，国立天文台の天文シミュレーションプ

図1： 講習会の様子．講師の指導のもと各自課題に取り組んだ.

図2： 講師と参加者の集合写真．左側後方に見えるのが，今回講習会にあたり使用させていただいた計算サーバ.

↑TOPへ←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

186

図3： 直径6 kmの微惑星が, 直径20 kmの微惑星に衝突して4秒後のスナップショット. 標的天体内部の空隙率を変えて, 二層構造を仮定してある. カラーで見たい方は，電子版をご覧いただきたい .

ÏǿȁŲċȀkm 'ĐĘĵ, Ųċ 20 km 'ĐĘĵ%ƧƂ

4 źč'Q\Vd

OoVZ.
ŊŰÝ£ǝ'ƁǪţ=Ú, ôňǖ=è 9. Gpw!
ロジェクト（Centerfor Computational
Astrophysics;
最後に，本講習会を開催するにあたり，ご尽力くだCfCA）が運用する計算サーバの見学を行った（図 2）．

さった全ての方に感謝申し上げる．特に，講習会を主ƫĲ(ǻǭáŞ=Ʈ.

今回の実習では，CfCA の計算サーバおよび解析サー催いただいた世話人の黒澤耕介氏，脇田茂氏，末次竜

バ上で iSALE を利用させていただいた．CfCA はスー

氏には重ねて御礼申し上げる．加えて，懇親会後の途

パーコンピュータから中小規模のPC クラスタまで幅ºƘįŢ

方もなく長く感じた駅から天文台までの道のりを楽し

広く運用しており，共同利用も募集している．

く先導していただいた国立天文台の瀧哲朗氏にも感謝[1] ǸŘ, 2014, ǘĵ

23, 103.

三日目は，参加者それぞれが各自の興味に応じて課申し上げる．

[2] iSALE
CDcfwPǹhttp://www.isale-code.de/redmine/projects/isaleǺ.
題を設定し，iSALEによる衝突シミュレーションを行った．上述したように，iSALE は初学者にもやさ

参考文献[3] iSALE Ð£nwNKrwd'CDcfwP

しく，考えたアイデアを比較的簡単に実行に移すことǹhttps://www.wakusei.jp/~impact/wiki/iSALE/?1.+iSALE[1] 黒澤耕介ほか, 2014, 遊星人"(ȃ#űŌǺ.
23, 103.
ができる．とはいうものの，初めて利用するときには，[2] iSALEウェブページ
（http://www.isale-code.de/
多くのエラーに直面することになった．黒澤氏，脇田[4] Wakita, S. et al., 2017, The AstrophysicalJournal 834,
125.
氏，末次氏の親切な指導のおかげで，一通りの計算を

redmine/projects/isale）.

[5] Bowling, T. J. et al., 2013, Journalof geophysical research 118, 1821.
[3] iSALE国内ユーザグループのウェブページ
（https://

完成することができた．例として，筆者の行った計算例を示す．小惑星ベスタの巨大クレーター，レアシル

www.wakusei.jp/~impact/wiki/iSALE/?1.+iSALEとヴィアの対蹠点には，特徴的な高地が存在する．巨大は？ #目次）.

衝突による衝撃によって，対蹠点付近で地形の変化が起こりうるかどうか，マントルの強度や空隙率，音速を変えながら調べた研究例がある [5]．もう少し小さな未分化の小惑星でも，そうした衝突の影響を受けた地形が形成されうるかどうかを調べようと考え，天体内部の空隙率を変えて衝突シミュレーションを行った（図 3）．今後，衝突によって表層物質が受ける加速度などを解析し，実際の小惑星の地形との比較を行えれ
ばとぼんやり考えているところである．参加者によっては，普段行っている室内実験を iSALE によって再現しようと試みるなど，多様な課題が取り組まれていた．

[4] Wakita, S. et al., 2017, The Astrophysical Journal 834,
125.
[5] Bowling, T. J. et al., 2013, Journal of geophysicalresearch 118, 1821.

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木星トロヤ群小惑星探査ワークショップ開催報告／癸生川 他

187

木星トロヤ群小惑星探査ワークショップ開催報告
癸生川 陽子 ，河井 洋輔 ，青木 順 ，岡田 達明 ，
5
伊藤 元雄
1

2

1. はじめに2

3,4

2. プログラム及び講演内容

2017 年 9 月 30 日
（土）に大阪大学豊中キャンパスに本ワークショップのプログラムを表１に示す．初めて木星トロヤ群小惑星探査ワークショップを開催した．

に，岡田氏が木星トロヤ群探査計画の概要について講本研究会は，現在計画審査段階にあるソーラー電力セ演を行った．

イル探査機による木星トロヤ群小惑星探査計画の意義

吉田氏は，木星トロヤ群小惑星の観測事実についてをより深めること，また，広くコミュニティの方々に講演した．サイズ頻度分布や自転周期分布について最関心を持っていただくことを目的とし，日本惑星科学

新の研究成果について述べ，メインベルトの D 型小惑

会秋季講演会の後日，同会場にて行われた．本ワーク

星との差異や水氷の存在などについての議論が行われ，ショップの参加者（ご記名頂いた方）は 37 人であった．

地下試料の調査の重要性が強調された．

木星トロヤ群小惑星の探査は，世界初の D/P 型小惑

野村氏は，原始惑星円盤の有機分子の観測及びこれ星の着陸探査であり，惑星形成論の制約や始原的小天らにより明らかになった反応機構について講演した．

体の形成・進化を読み解く鍵となることが期待されて円盤内の位置による化学反応の違いについて議論し，いる．したがって，本研究会では，木星トロヤ群小惑木星トロヤ群の物質分析からダストの氷マントル反応星だけでなく太陽系における物質進化や始原的小天体

前の初期状態がわからないかという提案がなされた．

の形成なども含めた幅広い専門の研究者に講演を依頼

生駒氏は，巨大惑星形成についての理論研究についし，議論を行った．また，本ミッションは片道 10 年て講演し，最新の研究成果も織り交ぜて，初期太陽系

以上と，非常に長い期間となるため，積極的な後進のにおける微惑星の広範囲な混合について議論した．希育成を念頭においており，若手の参加を促すため，鳥ガスを含んだ氷の分析や小惑星の形成場所（温度）
とそ

居・井上基金の援助のもと大学院生及び若手研究者にの多様性を調べることの重要性が強調された．

旅費の援助を行った．本ワークショップ費用の一部は

平田氏は，クレーター数密度と空間分布について講JAXA の支援を受けた．

1. 横浜国立大学 大学院工学研究院
2. 大阪大学 大学院理学研究科
3. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
4. 東京大学 大学院理学系研究科
5. 海洋研究開発機構 高知コア研究所
kebukawa@ynu.ac.jp

図1： ワークショップの様子．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

188
表1： 木星トロヤ群小惑星探査ワークショッププログラム．

9:00－

受付

9:30－9:45

挨拶・趣旨説明9:45－10:15

岡田達明（JAXA）「ソーラー電力セイルによる木星トロヤ群の探査計画概要」

10:15－10:45

吉田二美（千葉工大 / 神戸大）
「これまでに地上観測で分かっているトロヤ群
小惑星についてのレビュー」

11:00－11:30

野村英子（東京工業大学）「原始惑星系円盤における有機分子生成」

11:30－12:00

生駒大洋（東京大）「巨大惑星形成に関する未解決問題」

12:00－13:30

昼休み

13:30－14:00

平田直之（神戸大）「小天体のクレーター数密度と空間分布」

14:00－14:30

野口高明（九州大学）「微隕石から想像するトロヤ群小惑星の構成物質」

14:45－15:15

橋口未奈子（九州大学）「炭素質コンドライト中有機物の水素・窒素同位体異
常と水質変質」

15:15－15:45

薮田ひかる（広島大学）「コンドライトの高強度レーザー圧縮実験 : 衝突物質の初期地球への寄与」

16:00－16:30

総合議論・まとめ16:30－

ラボツアー（希望者）

演し，これらの観測による年代や衝突履歴の推定につはランデブーが必須であることなどが議論された．ないて解説した．また，D 型に分類されている火星衛星

お，木星トロヤ群探査におけるマルチランデブーはオ

Phobos・Deimos と同じく D 型（または P 型）の木星ト

プションとして検討されている．また，水質変質の有ロヤ群小惑星との比較の重要性についても述べられた．

無を調べることは，微惑星の起源や進化過程の問題と野口氏は，地上における観測や地球外物質分析から密接に結びついている Al の放射壊変の寄与について推定されるトロヤ群の物質について講演した．木星ト制約を与えることができるという点において重要であ

ロヤ群小惑星と惑星間塵や超炭素質南極微隕石との類ることが議論された．

似性が指摘され，宇宙風化や水質変質の影響についての議論がなされた．

26

ターゲット天体については，木星トロヤ群にはその位置により L4・L5 に分けられることや，スペクトル

橋口氏は，有機物の水素・窒素同位体について講演タイプにより Red（≃ D 型）・ Less red（≃ C/P 型）の2し，これらの小惑星における水質変質による変化につタイプあることから，どの天体をターゲットとするのいて議論した．有機物の起源や進化のトレーサーとしが良いかが議論となった．L4 と L5 の両方を調べる必ての水素・窒素同位体の重要性が強調された．

要はないが，Red と Less red は両方とも調べるべきと薮田氏は，レーザーを用いた隕石の衝突模擬実験かの意見があった．木星トロヤ群小惑星のマルチフライ

ら，衝突物質の初期地球への寄与について講演した．

バイミッションである NASA の Lucy との協力の重要

質量分析を用いた物質分析における高質量分解能の装性が確認された．また，トロヤ群天体同士の衝突・合置への期待，質量分析装置へ導入する前に試料を分離体があった場合，その天体を何箇所か調べることがでするガスクロマトグラフィーの重要性が述べられた．

きれば，1 つの天体から Red・Less red 双方の情報を得られるのではないかとの意見があった．

3. 総合討論

タッチダウンポイントについては，氷が存在するとされるクレーターの壁や極付近にタッチダウンするこ

最後に総合討論の時間を設けた．惑星形成論の制約とができるかどうかが議論の焦点となった．工学側かについては，たくさんの天体を調査することが重要で

らオービターによる観測は可能だが，クレーターの壁あること，しかし，局所的な氷の存在を調べるためにへのピンポイントタッチダウンは難しく，極について↑TOPへ←目次へ

木星トロヤ群小惑星探査ワークショップ開催報告／癸生川 他

は自転軸の向きによるとの回答があった．
同位体については，有機物の同位体比のバリエーシ
ョンは非常に大きく，実際に分析を行っても木星トロヤ群の起源への制約が難しいのではないかという懸念が挙げられた．バリエーションが大きい以上，サンプ
ル数を増やすしかなく，その場分析でも分析する試料量をできる限り大きくする必要があるとの議論がなされた．地上での惑星間塵などの分析はそもそも量が少ないため，比較対象として不確定要素が多い．これらについてもサンプル数を増やし，平均値で議論することの必要性が挙げられた．
トロヤ群小惑星の着陸探査においてはサンプリングのためのガス銃やスラスターなどのガスに希ガスを使うことを検討しているが，希ガスの分析への影響を最小限にするためにはどのようなガスを使うのが良いかが議論となった．重要なのは主に Ar, Kr, Xe の量比であるためそれ以外が望ましいとの意見があった．

4. 終わりに限られた時間のワークショップであったが，活発な議論を行うことができた．今回は参加できないが，次回は是非と言っていただいた方も何人かおり，興味を持っていただける方がこのように多く存在していることは励みになると共に，今後これらの方々に加わって頂くための体制作りが急務であるとも感じられた．最後に，お忙しい中講演を引き受けてくださった方々，
日本惑星科学会 公開講演会やフットサル大会の誘惑に負けずに本ワークショップに参加して頂いた方々に感謝したい．

189←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

190

研究会開催報告「第5回衛星系研究会：冥王星系の起源」
谷川 享行 , 木村 淳 , 奥住 聡 ，関根 康人 ，倉本 圭 ，
6
7
大槻 圭史 ，田中 秀和
1

2

3

4

5

衛星系研究会を 2017 年 1 月 25 － 26 日の日程で，東京工業大学にて開催した．今年で第 5 回となる本研究会は，衛星（系）を対象とした研究を行う様々な分野の研究者が相互に交流することを目的として，2012 年に発足したものである．
今回は，「冥王星の起源」というテーマを設定した．
1930 年の発見以来これまで謎に包まれていた冥王星だが，2015 年に探査機 New Horizons が通過したことで一気に詳細な情報が得られた．地表の様子からは，活発な活動が遠くない過去に起こっていることを示しており，数多くの研究結果が既に発表されている．さらに，巨大衛星 Charon および 4 つの小衛星からなる衛星系の姿も明らかになってきた． Charon は，冥王

図1： 研究会中の様子．

そこで，冥王星の起源・進化・現在の様子について，星との質量比からすると衛星というよりは連星として3 名の招待講演者にそれぞれの専門領域についてレビ

考えてもよく，その形成起源について活発に研究が行ューを行って頂いた．まず東工大の小南淳子氏に，太われている．近年発見された他の 4 つの小衛星につい

陽系外縁部における微惑星群の進化・惑星形成，およても，形状・表層の色や自転などの情報まで得られつ

び微惑星連星の形成について，ご自身による大規模

つあり，連星周りの衛星形成という力学的観点からも

N 体計算の結果を中心にご講演頂いた
（図 1）
．大きな

興味深い．このように，準惑星としての冥王星は，太衛星 Charon と連星を成している見なせる冥王星を代陽系外縁部の天体の中で最もよく研究がなされており，表例として，TNOs には多くの連星が発見されている．

太陽系外縁部の進化，ひいては太陽系形成過程を紐解

そこで，太陽系外縁部における外縁部の微惑星群の力く重要な鍵となりうる．そこで今回は，冥王星（系）に

学進化のシミュレーションを行い，連星形成のメカニ

ついての研究を主なテーマとして開催し，衛星（系）に

ズムおよび連星形成率について系統的に説明して頂い

関わるあらゆる話題についても広く講演を募集した．

た．さらに，この力学進化により必然的に起こる惑星

1. 一関工業高等専門学校総合科学自然科学領域
2. 大阪大学 大学院理学研究科
3. 東京工業大学 理学院
4. 東京大学 大学院理学系研究科
5. 北海道大学 大学院理学研究科
6. 神戸大学 大学院理学研究科
7. 東北大学 大学院理学研究科
tanigawa@g.ichinoseki.ac.jp

移動についても最新の知見を詳しく説明して頂いた．
次に北大の鎌田俊一氏には，自転の極の位置が移動する「真の極移動」のメカニズムと冥王星のテクトニク
ス・地形・内部海・地表物質分布の関連について，それらを統合的に説明可能な冥王星進化シナリオを，ご自身らの研究を中心に解説して頂いた．衝突盆地への←目次へ

研究会開催報告「第5回衛星系研究会：冥王星系の起源」／谷川 他

揮発性物質の移動・凝縮やテクトニクスによって冥王星の質量分布が変化し，それに伴って自転軸の極が力学的に移動し，さらにその移動の痕跡が様々な地質学的特徴として残っていることが示唆しているという，
冥王星の活発さをリアルに感じさせられる講演だった．
東大の関根康人氏には，クジラ型で知られている赤道

191

ン● 16：40－18：00
・土屋史紀「衛星イオの火山活動と磁気圏へのガス
散逸」
・関口朋彦「あかり衛星によるトリトンとエリスの赤外線観測」

付近の赤い領域について，Charon を生み出した巨大衝突を原因とするご自身らによる仮説をご紹介頂いた．

▶ 1/26 

まずＳＰＨシミュレーションを行い巨大衝突後の表面●09：30－11：00

温度分布とその継続時間を調べ，さらに地表模擬物質の加熱実験を行い模擬物質の色変化の温度・時間依存・鎌田俊一「冥王星の進化」
・木村淳「冥王星地下海の安定性と進化」

性も調べ，その両者が調和的となるような条件を求め● 11：30－13：00

ることにより実際に起こったであろう巨大衝突の衝突● 13：00－14：20

パラメータを絞り込んだ．さらに，このメカニズムを大型 TNOs の表層色多様性の起源にも適用し，巨大・関根康人「冥王星の暗いクジラ模様を生み出した
カロン形成巨大衝突」

衝突の確率論的多様性まで話を一般化した話をされ，● 14：20－14：40

外縁天体の色についての理解が大きく進んでいること● 14：40－16：00

を感じさせられた．
以上の招待講演に加え，一般講演・ポスター講演も，（個別に触れることはしないが）今回のテーマに直接的に関係するしないにかかわらず，招待講演の内容の間をつなぐものもたくさんあり，充実したものだった．

ポスターセッション＆昼食

休憩

・芝池諭人「ダストの合体成長による周惑星円盤内での微衛星形成」
・青山雄彦「1 次元放射流体計算による集積期巨大ガス惑星からの水素輝線強度の推定」● 16：00－17：00

総合討論

本研究会での各講演テーマが今後さらに進展すること
で，衛星系を鍵とした太陽系・惑星系形成史の統合的に理解が進むことを願っており，また本研究会がその一助となれば幸いである．
最後に，招待講演者の皆さんをはじめ，すべての発表者の方々，および参加して会を盛り上げて頂いたす
べての参加者の皆様に感謝したい．また，研究会の準▶ ポスター講演 ・中嶋彩乃「土星中型衛星の軌道進化とエンケラド
スの潮汐加熱」
・柴田翔「成長中の原始巨大ガス惑星による固体物
質の後期集積過程」
・丹秀也「1000 気圧超熱水環境でのメタン生成・硫備を積極的に手伝って頂いた東工大・地惑の皆さんに酸還元反応実験－巨大氷衛星・火星での物質循

感謝したい．参加申込システム及び講演資料の保管・環・進化の理解に向けて－」

公開には CPS のサーバを使わせて頂いた．

プログラム1▶ 1/25 ● 13：00－15：00
・小南淳子「微惑星連星の進化，集積から探る冥王星や円盤外側の惑星の形成・起源」
・道越秀吾「 Chariklo の二重環の構造と衛星との相互作用による長期進化」● 15：00－16：40

ポスター紹介＆ポスターセッショ

1. 講演資料はhttps://www.cps-jp.org/~satellite/で公開している．

図2： 集合写真．石川台2号館前，背後の建物はELSI-1棟．

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017192

2017年日本惑星科学会秋季講演会報告

佐々木 晶

2017年日本惑星科学会秋季講演会実行委員長（大阪大学LOC）

12017 年 9 月 27 日（水曜）から 9 月 29 日（金曜）にかけて，大阪大学豊中キャンパスにて 2017 年日本惑星科学会秋季講演会が行われました（図 1）．大阪大学では1993 年に創立間もない日本惑星科学会の第１回秋季講演会が開かれおり，今年，24 年ぶりに第 25 回秋季講演会を開催させていただきました．
会場は，講演会場として今年完成したばかりの理学
研究科教育研究交流棟・南部陽一郎ホールを使用しました（図 2，図 3）．また，ポスター会場には基礎工学

図1： 受付前看板．

国際棟の会議室を使用しました．南部陽一郎ホールは，
通常は使用料が必要なのですが，今回は，学部生及び修士１年の非発表の学生を参加費無料とするということで，理学部学生に有益と判断され，無償で借りることができました．演台を取り囲むように円錐形に座席が配置されたコンパクトな会場は，よい雰囲気で講演・議論ができたと，好評をいただきました．
参加者は，211 名（うち事前参加申込者 139 名，当日
参加者 72 名）と大変多くの方にご参加いただくことができました．また，学部生及び修士 1 年の非発表の学生を参加費無料としたところ，45 名の参加者があり

図2： 南部陽一郎ホール．

ました．大阪大学だけでなく，神戸大学や京都大学等
近隣の大学からの無料参加者も多く，都市部での開催
では，無料制度は多くの学生に惑星科学に触れる機会を提供することができるよい方法だとあらためて感じました．無料参加学生もいれた全参加人数は，おかげ
さまでここ 10 年の秋季講演会で最高人数を記録しました．
発表数は，口頭発表 110 件，ポスター発表 72 件で，両者のうちそれぞれ 9 件は，口頭発表とポスター発表
1. 大阪大学大学院理学研究科
sasakisho@ess.sci.osaka-u.ac.jp

図3： 秋季講演会受付．

2017年日本惑星科学会秋季講演会報告／佐々木193

図5： 惑星焼きを焼くLOC委員長．

図4： 懇親会惑星焼きブース前．

の両方が義務付けられている最優秀発表賞のエントリ

好評をいただきました．また，懇親会企画として，惑

ー講演でした（プログラムは前号に掲載済）
．二日目の

星焼き
（惑星の内部構造やカラフルな外観を模した，総会にて，発表賞受賞者の表彰式が行われ，京都大学

たこ焼き）を LOC 有志がその場で焼いて提供しましたの野津翔太会員が受賞されました．また，総会後に最（図 4，図 5）．惑星焼きを片手に惑星形成論を語り合

優秀研究者賞特別講演が行われ，国立天文台の秋山永う様子があちこちで見られ，惑星科学会ならではの楽治会員が「観測が明かす原始惑星系円盤と惑星系の姿」

しい企画となりました．

というタイトルで講演をされました．

3 日間の講演会日程を無事終えて，翌日の 9 月 30 日

口頭発表の一人当たり持ち時間は 10 分
（質疑応答 2

（土曜）には一般講演会が，京阪電車なにわ橋駅コンコ分を含む）で行いました．秋季講演会計画当初は発表

ースのアートエリア B１で行われました．アートエリ

時間を確保するために，口頭発表を 2 会場並行で行う

ア B１は大阪大学と NPO 法人ダンスボックスと京阪案も検討されましたが，「すべての発表を聴講できる」

ホールディングス（株）
が共同で運営しているアートコというメリットを重視する意見が多く，また議論をす

ミュニケーション広場です．一般講演会は，主催：日

る十分な時間もなかったため，従来通り 1 会場で行う

本惑星科学会，大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科

こととしました．ただし，同じテーマを同じ発表者が学専攻，アートエリア B1，共催：大阪大学 21 世紀懐口頭とポスターの両方で発表することはご遠慮いただ

徳堂という形で開催されました．一般の方々への広報

きました（最優秀発表賞エントリー者は除く）．また，や，参加申し込みから会場の準備まで，大阪大学 21

同一発表者による発表は，口頭 1 件＋ポスター1 件ま世紀懐徳堂という，市民と大阪大学をつなぐ社学連携でとさせていただきました．座長は LOC 以外の会員や社会貢献活動の窓口となる組織に全面的に協力してにお願いしましたが，座長の皆様の適切な進行により，いただきました．
「月の科学の最前線」というテーマで，大きな遅延も生じず，無事にプログラムを進行するこ寺田健太郎会員（大阪大学）
が分析・観測研究の側面かとができました．

ら，玄田英典会員（東京工業大学）
がモデル計算の側面

懇親会は二日目の夜に豊中キャンパス内にあるカフから，佐伯和人会員（大阪大学）
が探査の側面からそれェテリア「らふぉれ」を貸し切って行いました．懇親

ぞれ月科学の最前線を語り，その後 3 者で対談しつつ会参加者数は 136 名（事前参加申込 87 名，当日参加 49

来場者の質問に答えるというコーナーを設けました名）と盛況でした．カフェテリアに無理を言って持ち（図 6）．事前申し込み定員 70 名の枠は申し込み開始後込み自由としていただき，各種お酒類を大量に持ち込

すぐに埋まり，当日立ち見覚悟でいらっしゃった方々

むことができました．その分，食事を多めに注文できも含めて 100 名近くの来場がありました．

たため，ご来場の方々には「たっぷり飲食できた」と

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日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

194

図6： 一般講演会のオープニング．

今回の秋季講演会を開催するにあたって，多くの皆な情報を提供してくださり相談にのっていただいた，様のご協力をいただきました．LOC の構成は，佐々前大会岡山 LOC のみなさま，惑星科学会各委員会の木晶（委員長）
，佐伯和人
（総務）
，木村淳
（会計）
，寺田

みなさま，秋季講演会運営に協力していただいたセッ

健太郎（一 般 講 演 会 ）， 近 藤 忠（懇 親 会 ），西谷隆介

ション座長のみなさま，アルバイト学生のみなさま，（WEB），山中千博（プログラム，案内），植田千秋（ポ

大阪大学 21 世紀懐徳堂のみなさま，そして，大阪にスター主），河井洋輔（アルバイト管理），佐野孝好（ポ集まって熱い発表と議論を交わしていただいた参加者

スター副）の各氏で，体制をしっかりと組めたことがのみなさまに，LOC を代表して厚く御礼申し上げます．

成功につながったと思います．大会運営について様々←目次へ

JSPS Information

195

JSPS Information◇日本惑星科学会第121回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第122回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第48回総会議事録◇日本惑星科学会第123回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会第121回運営委員会議事録
日時：2017 年 9 月 13 日
（木）15：00 － 17：00

場

所：TV 会議

運営委員：
出席者

15 名

荒川 政彦，中本 泰史，中村 昭子，渡邊 誠一郎，千秋 博紀，和田 浩二，生駒 大洋，諸田 智克，林 祥介，はしもと じょーじ，竹広 真一，中島 健介，寺田 直樹，佐伯 和人，上野 宗孝
欠席者

8名

倉本 圭，田近 英一，平田 成，田中 智，中村 智樹，藪田 ひかる，小久保 英一郎，橘 省吾（委任状： 議長 5 通）議

題：１．将来惑星探査検討委員会設置について（将来惑星探査検討グループ）
・千秋将来惑星探査検討グループ長から専門委員会化についての提案があった．
・RFI への回答文書やロードマップの改定が必要なときには，新たな作業部会をおく．
・将来計画専門委員会との担当がボーダーな作業に関しては，今後，様子を見ながら作業を割り振る．
・名称は「惑星探査専門委員会」とする．
・委員会の設置が承認された．
・会長から委員長は千秋博紀が選任された．
・委員は下記が選出され，承認された．
田中智（宇宙科学研究所）
大竹真紀子（宇宙科学研究所）
寺田直樹（東北大学）
佐伯和人（大阪大学）
関根康人（東京大学）
２．RFI 改定作業について（将来惑星探査検討グループ）
・千秋将来惑星探査検討グループ長から RFI 文書の改定が提案された．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017

196

・部会の設置を提案され，承認された．
・寺田会員を中心に sgepss との連携を行う．
・体制については次回の運営委員会で承認する．
・次回の総会で活動について説明予定である．
・部会委員の公募も行う予定である．
３．EPS 分担金について（欧文誌専門委員会）
・生駒欧文誌専門委員会委員長より現状の説明があった．
（経緯は第 119，120 回運営委員会議事録を参照）
・来年度，科研費が採択されなかった場合を想定して分担金が算出されている．個人会員数 × 和文誌計数により算出している．
・投稿料の値上げも検討している．
・移行期間に必要となる分担金の増分は現在の分担金に係数をかけたものにすべきとの意見がでた．
・EPS を維持することのメリットとデメリットを勘案して，EPS から抜けることも考えるべきとの意見がでた．
４．シニア会員制度について（将来計画専門委員会）
・中村将来計画専門委員会委員長より現状の検討状況について説明があった．
（これまでの議論の詳細は第120 回運営委員会の議事録を参照）
・終身会員制度の検討を行っている．
５．運営委員の改選に関して（将来計画専門委員会）
・中村将来計画専門委員会委員長より，運営委員会メンバーのリフレッシュを促すために多選を妨げる規則を追加することが提案された．
・過去 3 期にわたり運営委員会の構成メンバーであった会員は運営委員の被選挙人名簿から外れる規則の追加が提案され，承認された．
・次回運営委員会で役員選挙規定の改定案を．
・次回の総会で会員に意見を求め，次次回の総会で承認を得ることとする．
６．パルスパワー科学研究所の共同研究拠点申請への要望書について（衝突研究会）・熊本大学のパルスパワー科学研究所から衝突研究会へ応援の要望書を出して欲しいとの依頼があった．荒川衝突研究会世話人より要望書を提出することとしたいとの提案があり，承認された．
７．国際宇宙探査専門委員会について（荒川会長）
・荒川会長より国際宇宙探査専門委員会で説明された月探査のシナリオについて説明された．
・SELENE-R，HLEPP（Human Lunar Exploration Precursor Program）で資源探査・技術探査への科学的な貢献がコミュニティに期待されている．
・佐伯委員，千秋将来惑星探査検討グループ長らがサポートし，RFI の記載を踏まえ意見をまとめる．
８．用語研究会設置要望書について
・天体名称についての研究とその成果の発信については科学的意義が認められるが，強制力があるとの認識については多くの反対意見が出た．
・運営委員からの意見を踏まえ回答案をまとめることとなった．

JSPS Information

197

９．その他
・荒川会長より連合の代議員選挙について案内があった．

◇日本惑星科学会第122回運営委員会議事録
日時：2017 年 9 月 27 日（水）
18：20 － 21：00

場

所：大阪大学豊中キャンパス

理学研究科 F 棟

F313

運営委員会委員：
出席者

18 名

荒川 政彦，倉本 圭，中本 泰史，中村 昭子，渡邊 誠一郎，千秋 博紀，田近 英一，生駒 大洋，諸田 智克，林 祥介，平田 成，竹広 真一，中島 健介，田中 智，寺田 直樹，佐伯 和人，上野 宗孝，藪田 ひかる
欠席者

5名

和田 浩二，はしもと じょーじ，中村 智樹，小久保 英一郎，橘 省吾（委任状： 議長 4 通）
オブザーバー：
春山 純一会員
門野 敏彦 学会賞選考委員長
関口 朋彦 2018 年秋季講演会組織委員長
議題・報告事項：
１．国際宇宙探査専門委員会の設置について（春山会員）
・春山会員から委員会の設置の経緯と役割・具体的なタスクについて説明があった．
・国際宇宙探査推進チームへの科学的な提言するための専門機関として理学・工学委員会の下に設置された．
・荒川会長も委員として参加している．
２．第 1 回，第 2 回国際宇宙探査専門委員会の報告（荒川会長）
・荒川会長よりこれまでの専門委員会の議論の内容が報告された．
・SELENE-R に対する荒川会長のスタンスについて説明があった．
・シンポジウムなどを開催し多様な意見を集めることとする．
３．会計第 14 期上期中間報告（竹広財務専門委員長）
・竹広財務専門委員長から会計第 14 期上期中間報告があった．
・順調に執行している．
４．会計第 14 期下期予算案（竹広財務専門委員長）
・竹広財務専門委員長から会計第 14 期下期予算案について報告があった．
・EPS 分担金の増加の可能性がある．増加分は予備費として計上している．
・予算赤字，決算黒字を解消するために遊星人印刷費を例年の 180 万から 150 万と減額した．編集専門委員会とは合意している．

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・72 万円の赤字（昨年予算より 13 万円赤字増）．
・寄付金で若手育成などに当てられないか．財務を中心に検討する．
・賛助会員を増やす努力をする．宣伝が足りないと思われる．
５．EPS 分担金について（生駒欧文誌専門委員長）
・荒川会長より 10 月初めに 5 学会長会議があり，EPS について議論予定であることが報告された．
・生駒欧文誌専門委員長より現状の説明があった．
・科研費が切れることへの緊急措置，学会間の均等化が増額の目的である．
・均衡をとることについては学会間の覚書に基づいている．
・どのような基準で均衡と考えるかについての交渉の余地がある．
・これまでの経緯を踏まえての均衡化が必要である．
・惑星科学会としては 48 万への増額は出せないと伝える．
・27 万円までは会長の判断で了承して良い旨，合意された．
６．自然災害に伴う会費免除措置等について（竹広財務専門委員長）
・今年度も免除措置を実施する．
７．運営委員の改選に関して（中村将来計画専門委員長）
・前回の運営委員会で承認された，多選禁止について再度説明があった．
８．役員選挙規定改定案（諸田総務専門委員長）
・改定案について議論した．告示日の時点で正会員であるものを選挙人，被選挙人の資格とする．告示日以降に入会が認められた会員には入会時に選挙人，被選挙人になれないことを伝えることで対応する．
・会則の修正と合わせて，春の総会で改定案を会員に提示できるように進める．
・総会では，運営委員会で多選禁止が承認されたこと，会則，選挙規定を改定することを報告し，会員から意見を求める．
・oml により本件について周知し，1～2 か月程度 steering へ意見を求めることにする．
９．入退会について（諸田総務専門委員長）
・諸田総務専門委員長より会員数の報告があった．
・非会員の承認手順について，入退会担当が手作業で行なっているメール送信は省略することとなった．
・佐伯委員から，退会者の意見が紹介された．理学・工学者が参加している学会がある中で，惑星科学会は少数の理学者が運営していることで魅力を感じないためである，とのこと．
・多選禁止により，より広い会員からの意見が反映できるようにする予定である．
・工学とのセッションを積極的に進めては，との意見がでた．
・今後，秋季講演会でセッション提案を受け付けることを含めて行事部会で検討する．
10．その他総務からの案件（議長・書記等）（諸田総務専門委員長）
・総会の議長として，濱野景子会員，書記として，山本幸生会員が推薦されることとなった．

JSPS Information

199

11．RFI 改定作業のための部会設置について（千秋惑星探査専門委員長）
・主査を東工大の臼井会員にお願いした．
・前回の RFI を基にして，１月末までに JAXA に提出できるように進める．
・委員は応募している．10/13 締め切り．その後，委員を運営委員会で承認を得る．
12．遊星人の発行状況報告
（和田編集専門委員長）（メール報告）・遊星人はつつがなく発行されている．とくに秋季講演会プログラムが掲載されている最新号
（９月号）
は三浦
編集幹事の尽力と印刷所・事務局のご協力により，秋季講演会開催前に，会員の手元に届けることができた．
・J-STAGE 上での公開作業も粛々と進めている．2011 年以降の記事はすでに J-STAGE にて公開中．それより
過去（2010 年と，それ以前）のものは，査読の有無が確認できないので，J-STAGE での掲載予定は今のところないが，何らかの方法で確認でき次第掲載することとする．
・国立情報研究所から頂いた過去記事の PDF 版も順次学会サイトへ掲載予定である．現在，掲載担当者を検討中．
13．2017 年秋季講演会報告（佐伯 2017 年秋季講演会組織委員）
・秋季講演会の参加者についての報告があった．
・通常参加 197 名＋無料参加 30 名で，初日終了時点で 227 名の参加者があった．
14．日本地球惑星科学連合の報告（田近対外協力・連携専門委員長）
・代議員選挙が始まる．
・2020 年大会は AGU ジョイント大会となった．
・フェローの募集がある．
15．2018 年秋季講演会実施案（関口 2018 年秋季講演会組織委員長）
・2018/10/16 － 19 を予定している．
・会場は旭川市科学館サイパルを予定している．
・一般講演会すれば会場費は無料となる見込みである．
16．最優秀発表賞受賞者の決定（門野学会賞選考委員長）
・門野学会賞選考委員長から，選考委員での議論の経緯を含めて説明があり，野津翔太会員が推薦され，承認された．
17．用語研究会設置要望書について
・前回の申請時に回答した内容が今回の要望書に十分に反映されていない．
・これを踏まえ回答案をまとめることとなった．

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◇日本惑星科学会第 48 回総会議事録
日時：2017 年 9 月 28 日
（木）16：40 － 18：00

場

所：大阪大学豊中キャンパス

理学研究科 J 棟

南部陽一郎ホール〒 560-0043 大阪府豊中市待兼山町 1 － 1
正 会 員：614
定 足 数：62
参加人数：102 名（開会時）（これに加えて非会員の傍聴者 6 名）
＞ 106 名（議事 3.1 採択時）
＞ 106 名（議事 3.2 採択時）
委 任 状：112（ただし，内 0 通分は提出者が総会に参加したため無効）
議長：109 通佐々木晶会員：2 通林祥介会員：

1通

１．開会宣言諸田総務専門委員長が開会を宣言．
２．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に濱野景子会員，書記に山本幸生会員が選出された．
３．議事

3.1．第14期上期（2017年度）
中間報告
3.1.1

会計報告
（竹広財務専門委員長）

特に問題なく順調であったことが報告された．
3.1.2

各種専門委員会報告

・運営委員の改選に関して（中村将来計画専門委員長）
委員の再任を妨げる規則を設ける提案について，他の学会の例，想定される質問に対して報告された．
・会則・役員選挙規定の改定（諸田総務専門委員長）
改選について oml で意見を集う予定であることが報告された．
・質疑応答及び討論
適用時期は，次の選挙から適用可能なよう準備を進める．
・惑星探査専門委員会の設置とRFI改定作業について（千秋惑星探査専門委員長）
惑星探査専門委員会の設置が運営委員会で承認されたことが報告された．RFI回答文書とは，2014年にJAXAから発出された情報提供の依頼に対して，惑星科学会長の諮問委員会で作成した回答である．回答から3年近く経つ現在，現状に合う形で改定を行う予定であることが報告された．10/13（金）までにRFI改定作業チームに参加したい人は連絡する旨報告された．
・質疑応答及び討論
公募型小型の応募（1月末）について，公募書類にRFI文書を引用できるよう進める必要があるが間に合うかという質問に対して，RFI文書は12月末に改定作業チームで作成を行い，１月中旬にJAXAに提出する予定である旨報告された．

JSPS Information

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・採択
第14期上期活動報告の採択が行われ，賛成：218（うち出席者106），反対：0，保留：0により採択された．
3.2．第14期下期（2018年度）
予算案
・説明（竹広財務専門委員長）の再査定を行い，遊星人の印刷費の減額（180－>150万円），原稿起こし+カラーページの増額（15－> 30万円）
トータル15万円の減額とした．一方EPS分担金増加の可能性（最大47.6万円）が発生しており，予算は例年通り20万円とし，残る28万円を予備費として計上した．提案予算としては約72万円の赤字となり，昨年度より13万円赤字が増加した．
これに対し「会費の維持」「賛助会員の増加」「EPS分担金増額に対する交渉」の努力を進めていく予定である．寄付金の案もあるが用途を明確にするなど議論を深める必要がある．
・質疑応答及び討論「秋季講演会への予算が減額されているが問題はないか？」という質問に対して「秋季講演会に関しては秋
季講演会の中で閉じた会計となっておりLOCの意向を反映している」と回答された．
・採択
第14期上期予算案の採択が行われ，賛成：217（うち出席者105），反対：0，保留：1により採択された．
４．報告事項4.1．自然災害に伴う会費免除措置について（竹広財務専門委員長）
自然災害で「災害救助法適用地域」に該当される方へ周知する旨を報告された．
4.2．学会賞授賞式：2016年度最優秀研究者賞および2017年度最優秀発表賞（門野学会賞選考委員長）
9名の方々が午前中に口頭発表，午後にポスター発表が行われ，選考委員8名で慎重に審査した結果，最優秀発表賞に京都大学の野津翔太会員が選ばれた．また，最優秀研究者賞に国立天文台の秋山永治会員が受賞したことが報告された．
4.3．2017年秋季講演会の報告（佐々木2017年秋季講演会組織委員長）
LOCの皆様への感謝と，第1回惑星科学会秋季講演会（1993年）が実は阪大で行われた驚愕の事実を報告された．講演会及び懇親会の参加人数，9/30（土）に開催される「月の科学の最前線」のアナウンスがなされた．
4.4．2018年秋季講演会の案内（関口2018年秋季講演会組織委員長）
来年度の秋季講演会2018年10/16（水）から10/19（金）の間，旭川市科学館サイパルで実施予定である旨の報告がなされた．
4.5．国際宇宙探査専門委員会の設置について（春山会員）
政策レベルで有人宇宙探査に関する対話が進められている．
宇宙科学コミュニティとして科学情報の助言・提言，探査情報の共有を行うことの必要性についての報告がなされた．国際宇宙探査の実施する科学とそれを可能にする技術シナリオにコミュニティの意見を反映する必要がある．
4.6．その他
宇宙惑星科学セクションでの代議員選挙があるため，投票を促進する旨の報告がなされた．

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 4, 2017202

５．議長団解任
６．閉会宣言◇日本惑星科学会第 123 回運営委員会議事録
日時：2017 年 10 月 18 日（水）
～10 月 24 日（火）

議

題：RFI 回答文書改訂作業部会委員と総務専門委員，情報化専門委員の新任の承認

運営委員会委員：
出席者

22 名

荒川 政彦，倉本 圭，中本 泰史，中村 昭子，渡邊 誠一郎，千秋 博紀，和田 浩二，田近 英一，生駒 大洋，
諸田 智克，林 祥介，平田 成，はしもと じょーじ，竹広 真一，中島 健介，寺田 直樹，佐伯 和人，
中村 智樹，上野 宗孝，藪田 ひかる，小久保 英一郎，橘 省吾
欠席者

1名

田中 智
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 e-mail により投票
議題１．RFI回答文書改訂作業部会の活動期間と委員の承認
作業部会の活動期間は 2018 年 3 月までとする．
●作業部会長千秋博紀（千葉工業大学）
●主査

臼井寛裕
（東工大 ELSI）●作業部会メンバ：
山岸明彦（東京薬科大），春山純一（ISAS/JAXA）
，生駒大洋
（東大）
，倉本圭
（北海道大学），
諸田智克（名古屋大）
，古川善博
（東北大）
，薮田ひかる（広島大学），伊藤元雄（JAMSTEC），亀田真吾（立教大学），
藤田和央（JAXA），小河正基（東大），癸生川陽子（横浜国立大学），笠原慧（東京大学），吉岡和夫（東京大学），
吉田二美（千葉工大），岡田達明（ISAS/JAXA），岩田隆浩（ISAS/JAXA）
，村上英記
（高知大）
，
，鎌田俊一
（北海道大学），渡邊誠一郎（名古屋大学），
北里宏平（会津大学），玄田英典（東工大 ELSI）
大竹真紀子（ISAS/JAXA），田中智（ISAS/JAXA），佐伯和人（大阪大学），寺田直樹（東北大学），
関根康人（東京大学）
議題は承認された（可 22，否 0）．
議題２．総務専門委員の新任の承認
北里宏平（会津大学）
議題は承認された（可22，否0）．
議題３．情報化専門委員の新任の承認
北里宏平（会津大学）
議題は承認された（可22，否0）．

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JSPS Information

203◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2017 年 12 月 25 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）
有限会社テラパブ
Exelis VIS 株式会社

204

編集後記
今号より，新連載「惑星ラボからこんにちは！」が始ま編集を担当した 2015 年 3 月号から早 3 年．先輩たちが築きりました．企画名のとおり，惑星科学の研究室を紹介して上げてきた編集システムに沿って作業をするだけの簡単ないく企画です．インターネットが普及している現在，「惑（だが地味に時間と精神力が削られる）お仕事でしたが，そ星科学 研究室」で検索すれば多くの研究室が見つかります．

れまで何気なく目を通していた『遊星人』の制作過程に関ネット上なら誌面の制限がないので，内容も充実していまわることができたのは良い経験でした．「遊星百景」「学位す．ですが，あまりの情報量にどこから眺めてよいか分か

論文タイトル紹介」「惑星ラボからこんにちは！」などのらない…．そういった思いを持たれている方のために，ま企画の誕生にも立ち会うことができました．J-STAGE へったりと研究室の様子を紹介していければ，と考えていまの参加に伴う，過去記事データをひたすら右から左へ移行

す．「うちの研究室も紹介したい！」という方の投稿をおするという終わりの見えない作業に忙殺されたこともあり待ちしています．本企画が，日本の惑星科学業界の横断的ました．今となっては良い思い出です．
後任は杉山耕一朗さんです．今後とも，『遊星人』をど交流を活性化させる一助となれば嬉しく思います．
さて，本号を以って私は編集幹事を退任します．初めてうぞよろしくお願いします．

（三浦）

編集委員
和田 浩二 [ 編集長 ]三浦 均 [ 編集幹事 ]生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，黒澤 耕介，小久保 英一郎，白石 浩章，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，はしもと じょーじ，本田 親寿，
諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一

2017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26巻

第4号

一部 1,750 円（送料含む）
和田 浩二（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF 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
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 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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