日本惑星科学会誌 Vol.17.No3,2008

2008

一番星へ行こう!
日本の金星探査機の挑戦 その 5一番星へ行こう！

日本の金星探査機の挑戦 その 5 ～紫外イメージャ UVI ～／山田，山崎，今村，渡部189〜紫外イメージャ UVI〜一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その5

山田 学 1 , 山崎 敦 2 , 今村 剛 2 , 渡部重十 3～紫外イメージャ
UVI ～(要旨) PLANET-C に搭載される紫外イメージャ UVI(Ultraviolet Imager) はプロトモデル (試作機) の性

山田 学
，山崎
敦 ，今村 剛 (，渡部重十
能評価を無事終え
年 8 月現在フライトモデル実機) の組み立て段階に入っている, 2008. 2010 年夏の打122

3

ち上げに向け着々と準備の進む UVI について, 観測対象と性能諸元, および現在の開発状況を報告する.

（要旨）PLANET-Cに搭載される紫外イメージャ UVI（Ultraviolet Imager）はプロトモデル（試作機）の性能評価を無事終え，2008年8月現在フライトモデル（実機）の組み立て段階に入っている．2010年夏の打ち上げ
ついての研究は紫外観測から始まったといっても良に向け着々と準備の進むUVIについて，観測対象と性能諸元，および現在の開発状況を報告する.
く, 金星探査において紫外光による撮像は繰り返し

1. はじめに

金星は可視光で見ると特徴的な模様がないが, 紫外行われてきた (表 1).

1. はじめに線で見ると“横倒しの Y 字” をはじめとする惑星規模の模様があり, それらが約 4 地球日の周期で東か金星は可視光で見ると特徴的な模様がないが，紫外ら西へと循環していることを発見したのは1960 年線で見ると“横倒しのY字”をはじめとする惑星規模代の地上からの金星紫外観測であった[1]. ほぼ同時の模様があり，それらが約4地球日の周期で東から西期に地上からのレーダーを用いた地表面の観測からへと循環していることを発見したのは1960年代の地上からの紫外観測であった[1]．ほぼ同時期に地上から自転は地球と反対方向で, 周期は 243 日という非常のレーダーを用いた地表面の観測から自転は地球と反に遅いものであることが判明した. 雲の模様の動き対方向で，周期は243日という非常に遅いものであるが背景風に乗ったものであると仮定し, 自転速度とことが判明した．雲の模様の動きが背景風に乗ったも比較すると, 地面の約 60 倍という早さで大気が回転のであると仮定し，自転速度と比較すると，地面の約していることになる. 地球での平均的な東西風速は60倍という速さで大気が回転していることになる．地

自転速度のせいぜい1 割程度であり, これに比べる球での平均的な東西風速は自転速度のせいぜい1割程と自転の60 倍の風速はかなり非常識である. そのた度であり，これに比べると自転の60倍の風速はかなりめ, 模様の動きは風に流されたものではなく波動の非常識である．そのため，模様の動きは風に流されたものではなく波動の伝播であるという考え方もあった．
伝播であるという考え方もあった. しかし, 1970 年
しかし，1970年代以降の旧ソ連のベネラシリーズによ
代以降の旧ソ連のベネラシリーズによるプローブ観

10，パイオ測や,るプローブ観測や，アメリカのマリナー
アメリカのマリナー 10, パイオニアビーナス
ニアビーナスによる観測から，波の伝播ではなく本当による観測により, 波の伝播ではなく本当に大気がに大気が高速循環していること（図1），“Y字模様”だけ高速循環していること (図 1), “Y 字模様” だけでなでなく，細かな構造が存在することが確認された（図2）．

く, 細かな構造が存在することが確認された(図 2).
大気のこの高速循環は“超回転”と呼ばれており，大気のこの高速循環は“超回転” と呼ばれており,金星大気の最大の謎の一つとされている．超回転につ金星大気の最大の謎の一つとされている. 超回転にいての研究は紫外観測から始まったといっても良く，
金星探査において紫外光による撮像は繰り返し行われ
1 東北大学理学研究科惑星プラズマ・大気研究センターてきた（表1）.
2 宇宙航空研究開発機構
3 北海道大学大学院理学研究院

1. 東北大学理学研究科惑星プラズマ・大気研究センター
2. 宇宙航空研究開発機構
3. 北海道大学大学院理学研究院

図1: 金星大気の西向き風の高度プロファイル．‘V’で示され

図 1: 金星大気の西向き風の高度プロファイル. ‘V’ている曲線はベネラシリーズによる観測，他の曲線はパイオニアビーナスの観測による（文献[2]の図を改変）．

で示されている曲線はベネラシリーズによる観測, 他の曲線はパイオニアビーナスの観測による(文献 [2]
金星の雲は高度約47kmから70kmに存在していて濃の図を改変).
硫酸の液滴からなり，光学的厚さは20∼40と非常に厚い．紫外で見える模様の暗い部分は，雲頂付近の光学的に薄い部分に何らかの化学物質がより多く存在し，金星の雲は高度約 47km から 70km に存在していそれらが太陽紫外線の散乱を弱めるために生じるもの
一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その 5/山田, 山崎, 今村, 渡部て濃硫酸の液滴からなり, 光学的厚さは 20∼40 と非常に厚い. 紫外で見える模様の暗い部分は, 雲頂付近の光学的に薄い部分に何らかの化学物質がより多く存在し, それらが太陽紫外線の散乱を弱めるために生じるものと推測される. 紫外吸収物が上昇気流に

2. UVI の観金星昼面の太陽よって運びあげられるというシナリオ [4] や雲その から 500nm の間で含まれる物質によものの不均一な分布, 高緯度の明るい部分について
図図2:
2: 紫外域で観測した金星に見られる典型的な模様
紫外域で観測した金星に見られる典型的な模様（文献[3] の 去に行われてきた図を改変）．
(文献 [3]の図を改変).

は微細な粒子の影響などにより, 雲の濃淡が作られていると説明されている. 大規模な “Y 字模様” がどのようにして作られているのかについては, 赤道ケルビン波やロスビー波による説明が試みられている

比較的大きなコンる 365nm 付近を中の吸収を担う物質

ることは物質を同320nm–400nm の太り [4], エネルギー収

我々はこの波長を第1902010

日本惑星科学会誌 Vol.17.No.3,2008

的に動くシャ

表1: 金星探査に使われた紫外撮像装置の比較.

衛星名

PVO*Galileo

センサ名
受光素子

OCPP
シリコン
フォトダイ
オード
365nm
0.5mrad
30km

SSI
CCD
(画素数800×800)
404nm
8.1mrad
16kmVenus
Express
VMC
CCD(画素数1024×1024)
365nm
0.3rad
27km

8bit

8bit

14bit

中心波長
視野角
全球撮像時
空間分解能
データ深度

転送中の露出はこの問題をとセットで画ロ秒露出) を行

ンボードで除SN 比 100 をる. ゼロ秒露

*PVO: Pioneer Venus Orbiter

図3: UVI-Sプロトモデル概観と推測される．このような紫外吸収物質の不均一な分下でも観測を行う．観測の中心波長は283nmであるが，布[4]や雲そのものの不均一な分布，高緯度の明るい部

ここを選んだ理由は，この波長付近でのSO次元的な大気の動きを知ることが期待できる.
2の吸収の分については微細な粒子の影響などにより，濃淡が作強さと太陽光スペクトル強度の兼ね合いで最も高コンられていると説明されている．大規模な“Y字模様”トラストが期待できるためである．

図 3: UVI-S プロトモデル概観

しない全球撮プ撮像時はワ比 10 を達成す

センサ名がどのようにして作られているのかについては，赤道3.東西風速の1/10未満と予想される南北風速を導出す
性能諸元

ケルビン波やロスビー波による説明が試みられている

るにはできるだけ長い間同じ雲を追跡することが必要

センサ形式

が決着を見ていない[5].となる．Planet-Cは遠金点付近で超回転に同期する軌

総合 F 値
中心波長UVI は光学センサーからなる UVI-S, 主に電源供給および CCD 制御を行う UVI-AE で構成され, 取大気大循環を明らかにするというPlanet-C[6, 7]の目道を選ぶという工夫がされており，UVIは同期してい標を達成するには，惑星スケールからメソ（数十km）る約20時間に全球を2時間以下の時間間隔で撮像する

スケールまでの様々な大気現象（波動，循環，対流）をことで，連続した雲の動きを捕らえる．また，近金点網羅的にとらえる必要がある．我々は，高空間分解得画像データの処理は UVI を含めた 4 つのカメラで共通のデジタルエレクトロニクス (DE) に送られる.

表 2 に UVI の諸元を, 図 3 に UVI-S のプロトモデ付近での撮像やリム撮像ではこれまでに類を見ない高能と高シグナルノイズ比（SN比）を得ることに注力し，ルの概観を示す. UVI-S においてフードから入った解像度で雲の水平・鉛直構造の観測を試みる．

UVI（Ultraviolet Imager）の開発を行ってきた．本稿

283nmで見る金星が従来365nmで見てきた金星とど
光は, フィルターホイールに取り付けられた任意のでは，UVIの観測対象と性能諸元，および現在の開発のように異なるのか誰にもわからないがこれら2波長フィルタを通過し, 軸外し反射屈折型の光学系によっ状況を報告する．の画像を用いて次のような研究が可能となるだろう．て 1024×1024 ピクセルの背面照射型 CCD に結象す・SO2および未同定吸収物質の水平分布

2. UVIの観測対象

る. CCD は電気的な冷却装置を持たず, ラジエター
・雲追跡による雲頂高度付近の大気運動の解析

観測方式

視野角
露出時間
空間解像度
データ深度
計測器重量
光学素子
画素数

により自然放射冷却で −5◦ C 以下を保つよう設計さ・リム観測によるヘイズの鉛直分布

金星昼面の太陽散乱光のスペクトルには200nmから500nmの間で広く吸収構造があり，雲の中に含まれるれている. なお, UVI の開発担当メーカーは NEC 東
これらは独立ではなく，光化学や雲物理と密接に関係物質によるものと考えられている[8]．過去に行われてUVI の観測解像度を表 3 に示す. 光学系の視野角雲物理の理解の鍵を握る．また，同時に観測を行う他きた紫外域イメージ観測は，経験から比較的大きなコのカメラとの連携によりこれまで不可能であった3次
12 度は Planet-C に搭載される他のカメラと同じでントラストがあることが知られている365nm付近を中元的な大気の動きを知ることが期待できる.
あり, 10Rv よりも遠くからの撮像では金星ディス心に行われてきた．この波長域の吸収を担う物質は未同定であり，その挙動を調べることは物質を同定する手がかりとなること，また320nm–400nmの太陽放射の50%近くを吸収しており[4]，エネルギー収支にとって重要であることから，我々はこの波長を第一のターゲットとする．加えて，雲の成分である硫酸のもとになる二酸化硫黄（SO2）が主に吸収を担う波長320nm以

表芝スペースシステム(株) である.
するSO
2や未同定吸収物質の挙動と風速場との関係は，ク全体を撮像でき解像度は 13km 程度となる. また

3.
性能諸元 , 最大 60m のクローズアップ撮像と近金点付近では金星中心からの距離空間解像度SN 比なる.

UVIは光学センサーからなるUVI-S，主に電源供給

フィルタホイールには, 365nm, 283nm のフィルおよびCCD制御を行うUVI-AEで構成され，取得画

タの他, フラット画像を撮像するための拡散板と, 太像データの処理はUVIを含めた4つのカメラで共通の陽直射などを防ぐための蓋に相当するアルミ板のポカメラ系統合制御装置（DE）に送られる．表2にUVIジションがある. フレーム転送型 CCD を採用しているため高感度であるが, 露出時間にあわせて瞬間

4. おわりUVI は Pl

規開発要素のかしながら,一番星へ行こう！

日本の金星探査機の挑戦 その 5 ～紫外イメージャ UVI ～／山田，山崎，今村，渡部191の諸元を，図3にUVI-Sのプロトモデルの概観を示す．

を取得できると見積られる．ゼロ秒露出を用いた撮像

UVI-Sにおいてフードから入った光は，フィルターホは被写体が高速で移動しない全球撮像時に利用可能でイールに取り付けられた任意のフィルタを通過し，軸あり，クローズアップ撮像時はワンショットとなるが，外し反射屈折型の光学系によって1024×1024ピクセルこの場合でもSN比10を達成する設計である．の背面照射型CCDに結象する．CCDは電気的な冷却装置を持たず，ラジエターにより自然放射冷却で−54. おわりに℃以下を保つよう設計されている．なお，UVIの開発担当メーカーはNEC東芝スペースシステム㈱である．

UVIはPlanet-Cに搭載されるカメラの中で，新規開UVIの観測解像度を表3に示す．光学系の視野角12発要素の少ない機器であるといわれていた．しかしな度はPlanet-Cに搭載される他のカメラと同じであり，がら，金星までの航行と金星周回軌道という未体験の10金星半径（Rv）よりも遠くからの撮像では金星ディ環境において，最良の性能を得るため，これまでの経スク全体を撮像でき解像度は13km程度となる．また

験や知識を結集させ，あるいは実験を行うことで必要

近金点付近では，解像度が最高60mのクローズアップな基礎データを取得し，浮上してくる問題を一つ一つ撮像となる．

解決する必要があった.

フィルタホイールには，365nm，283nmのフィルタ

UVIチームの検討課題として，1）フィルタホイールの他，フラット画像を得るための拡散板と，太陽直射用モーター耐久性，2）
CCDの高エネルギー粒子耐性，などを防ぐための蓋に相当するアルミ板のポジション3）
光学系内のガラス緩衝材として使用するシリコン材がある．フレーム転送型CCDを採用しているため高からのアウトガスによる分子コンタミネーション対策，感度であるが，露出時間にあわせて瞬間的に動くシャが挙げられる．1）に関しては中間赤外カメラと共に真ッタはなく，短時間露出ではフレーム転送中の露出（ス

空中における機構モデルの耐久実証試験をおこなったミア）がSN比を低下させる．UVIはこの問題を解決す[9]．2）の放射線によるCCD感度劣化に関して，フラるため，通常の露出時間の撮像とセットで画像転送時イト品で使用する同型のCCDへ高エネルギープロト間のみの露出による撮像（ゼロ秒露出）を行い，スミアンを照射し，感度劣化を測定した．雲のような広がりによる上乗せ分の信号をオンボードで除去することを持った対象が撮像可能となる放射線耐性（6KRad以が可能である．これにより，SN比100を超えるデータ下）を見積り，必要となる遮蔽物の厚み（アルミ6mm相当以上）を決定した．3）については，衛星上で予想

表2: UVI諸元

センサ名
UVI
観測方式
昼面雲よる太陽散乱光観測
センサ形式 反射屈折光学系を用いた撮像カメラ
総合F値
16
中心波長
283nm，365nm（共に半値全幅15nm）
視野角12度×12度
露出時間0.004sec – 11 sec
空間解像度 60m（@近金点）– 17km（@13金星半径）
データ深度 12bit
観測器重量 4.1 kg
光学素子
SiCCD（背面照射フレーム転送型）
画素数
1024×1024 ピクセル
表3: UVI観測解像度概要

全球撮像
金星中心から 10–13Rvの距離
空間解像度
13–17km
SN比> 100

近金点付近
リム300km–2Rv ∼2000km
60m–2.6km> 10∼500m> 10

されるUVIの温度環境下・真空条件下で，シリコン材（40度）からのアウトガスがどの程度低温箇所（−50度）−62に付着するかを10 g/cm 以下の精度で計測可能な水晶振動子センサー（TQCM）を用いて実測した．また，−50度に冷却したガラス材をチャンバー内に一緒に入れておき，アウトガスが付着した状態の透過率を分光器で測定した．これから見積もられるコンタミネーシ−52ョンの許容量（<1.8×10 g/cm ）を十分達成する長時間のベーキング（80℃で1週間以上）をFM品のシリコン材に対して実施した．
以上のような試行錯誤を経て，UVIは万全の体制でフライトモデルの組み上げを行っている最中である．
今後，フライトモデルの性能評価試験という最後の山場を越えれば，2010年からは金星への旅路が始まる．
2006年4月から観測を行っているVenus Expressに搭載されたVMC（Venus Monitoring Camera）の紫外画

192

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像は，これまで考えられていた以上に細かな雲構造が存在することを示しており[10]，より高解像度・高感度のUVIが，どのような雲の姿・動きを我々に見せて8107.
[4] Pollack, J. B. et al., 1980, J. Geophys. Res., 85,8141.

くれるのか，さらなる予想外の構造が存在するのでは[5] 今村剛他, 2003, 遊・星・人, 12, 254.

ないのか，と非常に楽しみである．

[6] Nakamura, M. et al., 2007, Planet. Space Sci., 55,1831.

謝 辞[7] 今村剛他, 2007, 遊・星・人, 16, 226.
[8] Moroz, V. I. et al., 1985, Adv. Space Res., 5, 197.

本論文の執筆にあたっては多くのUVIチームメンバーから協力を得ました．
本稿で述べた，モーター耐久試験実施にあたり多摩川精機㈱の唐澤豊氏からステッピングモータに関する技術協力をいただきました．CCD放射線耐性試験の実施に関しては，放射線医学総合研究所の重粒子線がん治療装置（HIMAC）を使用させて頂き，同研究所の内堀幸夫氏，北村尚氏と宇宙航空研究開発機構の高島健准教授に御協力いただきました．また，アウトガス
試験においては，国立天文台先端技術センターの真空チャンバーおよびTQCMといった機材を利用させて頂き，同センターの田村友範氏と原弘久助教には実験方法に関して多くのアドバイスと御協力をいただきました．この他，UVIの開発に際して，さまざまな研究機関の施設や関係諸氏に御協力いただきました．全てを記載するのは困難でありますが，ここに感謝の意を記します．
UVIの設計，製作および上記実験に関係した試料の提供など全般に関して，高い技術力で我々の要求に親身に答えてくださったNEC東芝スペースシステム㈱の佐藤康志氏，野口一秀氏，ならびに，NEC航空宇宙システム㈱の小菅勇司氏を中心とするUVI開発チームの皆様，そして光学系に関して最高の設計をしてくださった㈱ニコンの江崎龍彦氏，向井香織氏，沼田利幸氏，その他多数メーカーの関係諸氏によってUVI開発は支えられてきました．この場を借りて厚く御礼申し上げます．

参考文献[1] Boyer and Guerin, 1969, Icarus, 11, 338.
[2] Schubert, G．et al., 1980, J. Geophys. Res., 85,8007.
[3] Rossow, W. B. et al., 1980, J. Geophys. Res., 85,[9] 福原哲哉他, 2008, 遊・星・人, 17, 130.
[10] Markiewicz, W. J. et al., 2007, Nature, 450, 633.