日本惑星科学会誌
第26巻
目
巻頭言

遊・星・人

第1号
次
3

荒川 政彦 

「2015年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化 癸生川 陽子

4

エポックメイキングな隕石たち その11
〜Allan Hills 84001隕石～太古の火星を明らかにする隕石～ 三浦 弥生
一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦

15

その30 ～ 1μmカメラで金星昼＆夜～

岩上 直幹，はしもと じょーじ，澤井 健太，坂野井 健，高木 聖子，亀田 真吾

21

遊星百景 その7 〜月のクレータ，ジョルダーノ・ブルーノ〜
諸田 智克

23「天体の衝突物理の解明（Ⅻ）
〜水質変成から探る太陽系物質進化〜」参加報告
杉浦 圭祐

25

第9回月惑星探査データ解析実習会を終えて本田 親寿，松岡 萌，小野寺 圭祐，大竹 真紀子，石原 吉明，晴山 慎，平田 成，出村 裕英

30「第四回iSALE勉強会」参加報告 大村 知美

33

新刊書評 倉本 圭

35

訂正：一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その26 〜金星到着〜
中村 正人，山﨑 敦，田口 真，岩上 直幹，佐藤 毅彦，高橋 幸弘，今村 剛

JSPS Information

36
37

表紙デザイン：BROOKS■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

1

2017/03/14

18:55:44

2

日本惑星科学会誌 Vol. 26，No. 1，2017Contents
Preface

M. Arakawa

3

Multiple imaging approaches for origin and evolution of organic matterin meteorites

Y. Kebukawa

4

Y. N. Miura

15

N. Iwagami, G. L. Hashimoto, K. Sawai, T. Sakanoi, S. Takagi, S. Kameda

21Epoch-making meteorites (11)― Allan Hills 84001 – a time capsule of ancient Mars ―Road to the first star : Venus orbiter from Japan (30)
― Venus’day & night seen by the 1μm camera ―My favorite topography (7)― The 20-km-diameter lunar crater Giordano Bruno ―T. Morota

Attendance report of the meeting“Physics of impact process of astronomical bodies XII― Investigation of material evolution in solar system via aqueous alteration ―”K. Sugiura

A report on the 9th school of lunar and planetary exploration data analyses
C. Honda, M. Matsuoka, K. Onodera, M. Ohtake, Y. Ishihara, M. Hareyama

Participating report of 4th iSALE shock physics code workshop
Book review

23

25

30

T. Omura

33

K. Kuramoto

35

Corrigendum: Road to the first star : Venus orbiter from Japan (26)
― Arrival at Venus ―M. Nakamura, A. Yamazaki, M. Taguchi, N. Iwagami, T. Satoh, and 2 authors

36

JSPS Information		

37■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

2

2017/03/14

18:55:45

3

巻頭言

巻頭言

1992 年に発足した日本惑星科学会は，今年で四半世紀という区切りの年を迎える．発足当時の目標であった日本発の惑星探査を実現するため，日本各地で多くの人々が様々な形で尽力してきた．その結果，小惑星探査に月探査，そして金星探査が実現している．さらに，現在も小惑星探査が運用中であり，ESA との共同ミッションである水星探査は打ち上げ間近となっている．このように幾つもの惑星探査が実現したのは，惑星探査の成功を望む理工学コミュニティの力である．惑星科学会の会員は，このようなコミュニティの一員として惑星探査の実現に寄与できたことに誇りを持っていると思う．
一方，その過程で我々の学会は，惑星探査を実現することの難しさを知り，また，成功した
時の喜びを知った．しかしながら，日本の宇宙開発という荒海の中で，1 つの成功を次に繋げることや１つの失敗から回復することの難しさにも直面し，四半世紀前には考えられないほど多くの経験をしてきた．そして，その経験を礎にして，今，新たなミッションの実現に多くの人達が参加している．
学会の発足当時，惑星探査はこの学会の活動の中心にはなく，それはアメリカやヨーロッパ
からもたらされる遠い存在だった．それが，今では惑星探査は学会の身近にあり，毎週のようにどこかで惑星探査のミーティングや研究会が開かれている．惑星探査は，惑星形成論を実証するための手段であり，そのサンプルリターンにより原始太陽系星雲の謎を解き明かす切り札になり，地球という生命を育む惑星を理解するためには無くてはならない存在だと，多くの人が実感できるようになった．
このように今日の日本惑星科学会では，惑星探査が学会活動の中心の 1 つとして大きな位置を占めている．しかしながら，運営組織は 25 年前の発足当時からほぼ変わっておらず，運営の実体と現在の組織に歪みが生じているように思える．探査を実現する母体の一つとして，この学会はその組織も現状に合わせて作り替えて行くべきであろう．14 期では，この四半世紀で学会が蓄積した惑星探査に関する経験が次世代に受け継がれ，さらに，探査に携わる多くの人達が共同作業できる環境を構築することを目指したい．

荒川 政彦（神戸大学大学院理学研究科）■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

3

2017/03/14

18:55:45

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 20174「2015年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化

癸生川 陽子1

2017年1月18日受領，査読を経て2017年2月1日受理．

（要旨）始原的な隕石などの地球外物質には多様な有機物が含まれている．これらの大部分は複雑な化学構造を持つ固体有機物である．mm ～ cm サイズでの全体分析 ( バルク的な分析 ) からは，隕石母天体における水質変質や熱変成により，有機物の化学構造が系統的に変化することが知られている．一方で局所分析からは，このような母天体変成のトレンドから外れるような有機物や，1 つの隕石の中でも有機物の化学構造や形状に多様性があること，特定の鉱物との共存関係などが明らかになってきた．このような nm ～ µm スケールでの局所分析から，m ～ km，ひいては AU スケールでの物質の混合を伴う複雑な有機物の進化過程があることが伺われる．本稿では，このような局所分析・イメージング分析から得られた太陽系形成過程に伴う有機物の起源と進化の知見を，筆者らの研究を中心に紹介する．

1. はじめに

dust ミッションにより回収された彗星塵中にも見つかっている [4, 5]）．このような高温鉱物相は X ウィン

分子雲が重力により収縮し，原始太陽，原始惑星系

ドのような原始惑星系円盤中心部から噴き出す超音速円盤が形成され，ダストの衝突合体成長により，微惑ジェットにより太陽系の内側の高温領域から冷たい外星が形成された [1]．月隕石や火星隕石を除く大部分

縁部へ運ばれたと考えられている [6]．つまり初期太の隕石はこのような微惑星の生き残りであり，いわば陽系において惑星系円盤内部では広く物質の混合が起

太陽系 46 億年の歴史を詳細に記録している化石であこっていたのであろう．その後，混合した物質から微る．太陽に近い高温の領域ではダストは岩石や金属か惑星が形成し，その中に含まれる Al 等の短寿命放射ら構成されているが，太陽から遠く温度の低い領域（雪性核種の崩壊熱により氷が溶けて液体の水となり，水線以遠）のダストは，岩石，金属と有機物の他に氷を質変質や熱変成が起こった [7]．このような内部から含んでいる [2]．Greenberg[3] は，ケイ酸塩鉱物のコアの熱だけでなく，衝突などによっても加熱，変成が起の周りに CO などの単純分子や有機物を含む氷マント

こったと考えられている [8]．水質変質時には，およルを持つサブミクロンサイズのダストを彗星塵の構造

そ 0～150 ℃，pH6～12 程度の流体により無水のケイとして提唱した（グリーンバーグ・モデル）．これは彗酸塩からフィロケイ酸塩（含水ケイ酸塩）が形成される星塵のモデルであるが，炭素質コンドライトと呼ばれほか，比較的酸化的な環境が生じ，硫化鉄などが酸化る始原的な隕石の母天体も鉱物・有機物・氷を含むダされてマグネタイト（磁鉄鉱）が形成されるといった反ストから形成されたと考えられる．一方，コンドライ

応が起こったことが知られている [9]．

26トには白色の難揮発性包有物（Ca-Al-rich inclusion,

最も多く有機物を含む隕石は，炭素質コンドライト

CAI）やコンドリュールのような高温で形成した鉱物の中でも CM，CI，CR グループに分類されるもので相も多く含まれる（なおこれらの高温凝縮物は Star-

ある．これらのグループは水質変質の度合いの大きい

1. 横浜国立大学 大学院工学研究院
kebukawa@ynu.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

4

ものから岩石学タイプ 1～3 に分けられ，例えば CM2のように表記する．それ以外のコンドライトのほとん2017/03/14

18:55:45

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化／癸生川

5

どは熱変成を受けており，熱変成度の小さいものからているところに有機物も多く分布していることが知ら

岩石学タイプ 3～6 に分類される．熱変成度の大きいれている [18]．

もの（タイプ 4～6）にはほぼ有機物は残っていない．

隕石は最も手に入りやすく，最もよく分析されてい太陽（系）の元素存在度の上位 5 元素は，H，He，O，C， る地球外物質であり，隕石から得られる科学的知見はN である [10]．有機物はそのうちの 4 つの元素，H，C，N， 甚だしい．しかし，隕石が地球に落ちてくる過程におO を含んでいるにもかかわらず，太陽系形成史を語る

いて，サンプリングバイアスがあるのも事実である．

うえでおろそかにされてきた！太陽系形成史における現に，地球上で回収される隕石の大部分（落下が観測有機物の役割やその形成と進化を知るためには，隕石された隕石の 85 % 以上）は普通コンドライトであるの化学分析は有効な手段である．有機物分析の多くは， [19]．しかしながら，隕石のふるさとである小惑星帯
溶媒抽出によるターゲット分析（アミノ酸など見たいにおいて，普通コンドライトの母天体と考えられてい分子種を絞り，それに特化した微量分析）
や，フッ酸・る S 型小惑星の割合（質量比）は比較的少なく（8 ％），

塩酸処理により鉱物成分を溶解させた残渣である複雑

地球で回収される割合の少ない炭素質コンドライトのな高分子固体有機物（不溶性有機物 : insoluble organic

母天体と考えられているC型小惑星のほうが多い

matter, IOM）の分析が多い．様々な変成度の隕石か（53 ％）[20]．また，有機物など揮発性物質を多く含ら抽出した IOM の分析から，隕石母天体での変成がむより始原的な D/P 型小惑星も多数観測されている

進むに従い，IOM の化学構造，元素比，同位体比のが，これらを起源とする隕石は Tagish Lake 隕石 [21]系統的な変化が知られている [e.g., 11-14]．例えば，変しか知られていない（WIS 91600 隕石も Tagish Lake

成に伴い H/C 比，D/H 比が減少する傾向がみられる

隕石との関係性が指摘されている [22]）．このような[12]．また，赤外分光，ラマン分光，核磁気共鳴（nuclear

サ ン プ リ ン グ バ イ ア ス は， 地 球 近 傍 小 天 体（nearmagnetic resonance, NMR）などの分光学的な手法に

earth objects, NEO）の お よ そ 80 ％ が S 型（ま た は Q

より，変成にともなう有機物の化学構造の系統的な変型）であることのほか [23]，このような揮発性物質を化（芳香族化や脂肪族側鎖の減少）が明らかにされてき多く含む母天体は物理的にもろく，大気圏突入時など

た [e.g., 11, 13, 14]．したがって，Alexander ら [12] は，に破壊されてしまうことが多いためと考えられる．実

様々な隕石に含まれる IOM は，もともとはすべて同

際，惑星間塵（interplanetary dust particles, IDPs）と様の化学構造・組成を持っており，母天体における変呼ばれる成層圏で回収される塵には，始原的なもの（炭成過程で現在の隕石に見られるような様々なものに変素質コンドライト的なものや彗星由来と考えられるも化したと解釈している．ただしこれには異論もあり，の）が多い．また，大量の南極の雪を溶かして回収さ

隕石 IOM のバリエーションは集積前の前駆物質の違れる微隕石（micrometeorites）には，特に炭素質に富いによるものだという考えもある [e.g., 15]．

むもの
（ultracarbonaceous micrometeorites, UCAMM）

一方で，顕微的手法を用いて隕石有機物のその場分が見つかっている [e.g., 24]．このように微小な試料は析を行うと，有機物の構造が不均一であったり，特定回収が難しく，地球由来の物質による汚染の心配もあの鉱物との共存関係がみられたりする．例えば，IOMる．一方，このような，もろく始原的な物質は，他のの中にはナノグロビュールと呼ばれる，数百ナノメー

隕石母天体に捕獲されている場合もある．様々な隕石

トル（最大 1 μm）程度の球状の有機微粒子がみられるで見つかっている捕獲岩クラスト（周りの岩石とは起[e.g., 16]．しかしこのよう形状のはっきりした粒子は源の異なる mm から cm サイズの捕獲岩）の中には，

まれで，不溶性有機物のうちの 10 % 程度である [17]．

ダーククラストや CI クラストなどと呼ばれ，周りのそれ以外の有機物は鉱物の結晶粒界などに入り込んで物質よりも明らかに始原的で，母岩の熱変成の後に他いるのか観測が難しく，それらの二次元・三次元的な天体より捕獲されたものと考えられているものがある

分布の全容は明らかになっていない．例えば，オスミ[e.g., 25]．このような始原的クラストは，普通コンド

ウムで有機物をラベルした炭素質コンドライトの走査ライトなどの丈夫な母岩に守られるため，比較的無傷

観型電子顕微鏡（scanning electron microscope, SEM）

で回収される．これらの中には少々変わった有機物が察から，含水ケイ酸塩（フィロケイ酸塩）が多く分布し含まれている場合がある．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

5

2017/03/14

18:55:46

6

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017

分子雲

原始惑星系円盤

微惑星
縮合・重合

FTT反応

紫外線
・

宇宙線

水とのD-H交換
吸着・再分布低温

高温

D, 15N-richD, 15N-poor

衝突破壊

再集積

Xウィンドによる混合

図1： 太陽系形成過程に伴う有機物の形成と進化．

+

本論文では，バルク的な IOM 分析からはわからなより，反応性の高い H3 イオンに重水素が濃縮するた

かった有機物と鉱物との共存関係や，クラスト等に含め，これらをもとに形成される有機物にも重水素の濃まれる特異的な有機物の局所分析を紹介し，これらか集が起こる [e.g., 30]．窒素については，同様のイオン -ら示唆される太陽系初期物質進化過程における有機物

分子反応や自己遮蔽効果 により N の濃集が起こるの起源と進化について考察する．バルク的な IOM 分と考えられている [e.g., 32]．

1

15

析と実験的研究に基づく隕石母天体変成過程について

原始惑星系円盤において，このようなダストの大部

は，地球化学会誌に総説 [26, 27] を書かせていただい分は蒸発・再凝縮を経験するが，太陽からの距離に応たのでそちらも参考にされたい．

じて，部分的にあるいは全体が生き残ったダストも存

2. 太陽系形成過程に伴う有機物の形成と進化

在すると考えられる．また，数百℃程度の領域では，（フィッ
H2，CO 等のガスと金属粒子などの触媒反応
シ ャ ー・ ト ロ プ シ ュ 型 反 応 : Fischer-Tropsch-type

まず，太陽系形成過程における有機物の形成・進化（FTT）reaction）により，金属粒子などの表面に有機の経緯を，分子雲・原始惑星系円盤・微惑星の 3 つの物が形成される [e.g., 33, 34]．FTT 反応で形成されたステージに分けて見ていこう（図 1）．

有機物はおそらく星雲ガスを反映した同位体組成を持10K 程度と極低温の分子雲では，イオン - 分子反応や，つと推測される．また，原始惑星系円盤では，X ウィ

紫外線・宇宙線による反応で有機物が形成されたと考ンドにより内側の高温部で形成された物質が外側に輸えられている [e.g., 28]．ケイ酸塩ダスト表面を取り巻送され低温物質を高温物質の混合が起こる [6]．

いている H2O，CO，NH3 等の様々な分子を含むアモ
ルファス氷では，宇宙線や紫外線をエネルギー源としこれらのダストが集積し微惑星が形成されると，
26

Al の放射性崩壊などにより加熱され，氷を含む微惑た 反 応 に よ り， 多 様 な 有 機 物 が 形 成 さ れ る．170200K にまで温度が上がると氷は昇華し，イエロー・スタッフと呼ばれる複雑な有機分子の混合物が形成されることが実験的に知られている [e.g., 29]．このような極低温環境においては，水素のイオン - 分子反応に■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

6

14

14

15

1. N2分子と N N分子の光解離エネルギーが異なるため，主14
要な N2を解離させる波長の紫外線はすぐに減衰されるが，
14 15
N Nを解離させる紫外線は減衰せずに内部まで到達し，微量
14 15
15な N N成分を選択的に解離させることにより， Nが選択的に反応に寄与する．もとは分子雲におけるCO分子の酸素同位体組成を説明するために導入されたもの[31]．

2017/03/14

18:55:47

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化／癸生川

7(a) 芳香族CH2 2930cm-1

(m)
3

(m)
3

0

(b) フィロケイ酸塩OH 3650cm-1
0

2

2
1
0

-1.9

-1
-2

吸収強度

-0.9

-2.3

1
0

-4.6

-1
-2

-2.8

-6.8

-3

-3
-4
1

2

3

4

5

6

7

8
(m)

-4
1

-3.7

(c) 炭酸塩 1480cm-1

2

3

4

5

6

7

8
(m)

-9.1

(d) ケイ酸塩Si-O 1040cm-1

(m)
3

(m)
3

0

0

2

2
-2.3

1
0

0

-4.6

-1
-2

-3.6

1

-7.2

-1
-2

-6.8

-10.7

-3

-3
-4
1

2

3

4

5

6

7

8
(m)

-4
1

-9.1

2

-1

3

4

5

6

7

8
(m)

-14.3

-1

図2： Bells隕石の赤外分光イメージング．
（a）2930 cm 芳香族CH2，（b）3650 cm フィロケイ酸塩OH，
（c）
1480
-1
-1
cm 炭酸塩，（d）1040 cm ケイ酸塩Si-O．Kebukawaら[43]のFig. 5を改変．

星では氷が溶けて水質変質が起こる．水質変質過程でこれらの衝突破壊・再集積により，様々な変成度の物

は，ホルムアルデヒドやアンモニアなどの単純な分子質の混合が起こる場合もある．

から，隕石に含まれる不溶性有機物（IOM）と化学構

3. 鉱物と有機物の共存：赤外分光
イメージングられている [35-37]．また，流水による有機物の再分配，
造のよく似た高分子固体有機物が形成されることが知その過程における鉱物表面への吸着や鉱物を触媒とし赤外分光の利点は，有機物と鉱物両方の情報を得る

た化学反応が考えられる．さらに，比較的高温での水ことができ，なおかつ，顕微的なイメージング分析が質変質やそれに引き続く熱変成過程においては，IOM

可能なことである．筆者らは，この手法を使って隕石の化学構造変化，すなわち H/C 比の減少，脂肪族鎖・の有機物と鉱物の共存状態を調べる試みを行ってきたカルボキシ基の減少や芳香族化が進行することが実験（図 2）．Bells（CM2），Tagish Lake（C-ungrouped）
隕的にも確かめられている [38, 39]．水質変質過程にお石の赤外分光イメージングの結果，脂肪族 C-H（2900

いては，分子雲など極低温環境に起因する重水素（D）

cm 付近）の吸収強度の大きい領域とフィロケイ酸塩に富む有機物と比較的 D/H 比の低い水との同位体交

（3400
の構造水
（3650 cm 付近）または吸着水 / 層間水換により，有機物の D/H 比が減少する [40]．比較的太cm 付近）の吸収強度の大きい領域にオーバーラップ

陽系の内側で形成され含水量の少ない普通コンドライが見られた [42-44]．これらの結果は Pearson ら [18] のトなどの場合は，水が鉄を酸化することにより H2 がSEM 観測による有機物とフィロケイ酸塩の共存関係抜ける際に同位体分別がおこった結果，水の D/H 比を裏付けるものである．赤外分光の空間分解能（1μmが増加し，それに伴い有機物の D/H 比の増加が起こ

程度が限界）ではどのように有機物がフィロケイ酸塩

ると考えられている [41]．さらに，
微惑星形成過程では，と共存しているのかまではわからないが，フィロケイ■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

7

-1

-1

-1

2017/03/14

18:55:50

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 20178

酸塩の表面に吸着しているか層間に入っていると推測-1

なるのかは明らかではない．

される．一方，有機物と炭酸塩鉱物（1480 cm 付近に

最後に，IOM 様の有機物が水質変質で出来た場合ピークを持つ）については，Bells 隕石では共存が見らを考えてみよう．Cody らはホルムアルデヒドとグリ

れず，Tagish Lake 隕石については共存がみられる場

コールアルデヒドを水熱すると隕石 IOM 様の複雑な合とみられない場合があった [43, 44]．これは，比較

高分子固体有機物が生成することを示した [35]．我々

的結晶サイズの大きな炭酸塩鉱物は独立に存在していはさらにアンモニアを加えると有機物の生成量も増え，るのに対し，結晶サイズの小さなものは，有機物との化学構造的にも IOM によく似た高分子有機固体がで

インターカレーションにより分子レベルで混合していきることを示した [36, 37]．ホルムアルデヒドやアン

る こ と を 示 し て い る の か も し れ な い．Cody とモニアは，星間物質や彗星中に豊富に含まれるためAlexander [11] は， 水 質 変 質 度 の 異 な る 隕 石 IOM の[28, 47]，母天体集積時の氷にも含まれていたと考えら

NMR 分析により，水質変質により徐々に IOM が酸化れる．水質変質中にこのような反応が起こった場合，され，最終的に炭酸塩が形成されると推定していた．

フィロケイ酸塩が触媒効果をもち，これらの周りに選したがって，Bells 隕石や NWA 852 隕石よりも変質の択的に有機物が形成したのかもしれない．似たような進んだ Tagish Lake 隕石では，IOM が酸化して一部が反応として，ホルムアルデヒドとアンモニアからアル

炭酸塩となり，有機物とのインターカレーションがみ

キルピリジンが形成される反応はカンラン石（水質変られるのかもしれない．

質によりフィロケイ酸塩を形成）により促進されるこ

有機物とフィロケイ酸塩の共存関係については複数とが知られている [48]．

の要因が考えられる．まず，分子雲のグリーンバーグ・

現時点では有機物の形成過程と鉱物との共存関係に

モデル粒子のようなものがそのまま残っていれば，ケは，様々な解釈が考えられる．実際は，複数の起源をイ酸塩の周りに有機物が取り巻いた構造がみられるはもつ有機物の混合や，複数の進化過程を経て複雑に進ずだが，サブミクロンの粒子に有機物がコーティング

化してきたのではないだろうか．このような有機物とされた構造は赤外分光の空間分解能では観測できない．

鉱物の共進化についての研究はまだ始まったばかりでしかし，このようなグリーンバーグ・モデル粒子のケある．今後，分析技術の発展や新しい地球外試料の増イ酸塩が水質変質でフィロケイ酸塩になれば，上記の加などにより，この謎を解いていけるであろう．

ように，有機物とフィロケイ酸塩の共存関係がみられ
次に，円盤ガス中の FTT 反応で形成された有機物

4. 微小領域分析でみる有機物の多様性：STXM-XANES分析の場合を考えてみよう．FTT 反応では金属粒子など

赤外分光の空間分解能は，回折限界のため赤外光のの周りに有機物が形成されるため，これら金属粒子が波長程度に限られるが，より波長の短い X 線を使えば，水質変質を受けた結果，酸化物や硫化物の周りに有機より高い空間分解能を得ることができる．そこで，走物が取り巻いた構造が観測されるであろう．このよう

査 型 透 過X線 顕 微 鏡（scanning transmission X-ray

な金属酸化物や金属硫化物は赤外領域に特徴的なピー

microscopy, STXM）は微小領域分析の強力なツール

クを示さないため [45]，有機物との共存関係は赤外分である．STXM では，入射 X 線の波長を変化させる

光イメージングでは観測できない．MET 00426 隕石，ことにより，X 線吸収スペクトルを得ることができるてもおかしくはない．

QUE 99177 隕 石（と も に CR3）の 透 過 型 電 子 顕 微 鏡（図 3）．元素は特定の波長（エネルギー）の X 線
（炭素

分析による
（transmission electron microscope, TEM）の K 殻であれば約 290 eV）を吸収して，内殻電子が非と，Fe-Ni 硫化物，Fe-Ni 炭化物，磁鉄鉱などの周り占有軌道に遷移するが，非占有軌道の電子状態や化学に有機物（炭素質物質）の層がみられるという報告があ状態により吸収エネルギーが微妙に異なる．これを利る [46]．これらの炭素質物質がアモルファス炭素やグ

用して，0.1 eV 程度のエネルギー分解能で得られるのラファイト化があまり進んでいない炭素（poorly

がX線吸収端近傍構造分析（X-ray absorption neargraphitized carbon, PGC）であることはわかっているedge structure, XANES）である．この分析により赤が，これらが IOM と同様の化学構造を持つのか，異外分光と比較的似た情報，すなわち有機物の場合は試■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

8

2017/03/14

18:55:50

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化／癸生川

カルボキシ基9の化学組成の不均一やこれらの母天体変成過程との関係が明らかにされつつある．例えば，Le Guillou ら[49] は，Renazzo（CR2），Murchison（CM2），Orgueil

脂肪族（CI）隕石について，STXM-XANES 及び TEM 分析を

芳香族

C-X
AN
ES

行った．その結果，サブミクロンの有機物粒子（ナノ
グロビュール）と，鉱物粒子間にナノスケールで広が

R―
CH
x

った有機物との 2 種類の有機物が見られ，粒子状のほ

吸光度

うが比較的芳香族炭素が多く，広がった有機物はカルボキシ基が多かった．Orgueil や Murchison など水質~288.5eV~287.5~285.0変質をより受けている隕石のほうが，広がった有機物が多く見られたことや，化学組成の不均一性が多く見られたことから，水質変質時に化学変化が起こったことが示唆された．
有機物の起源を知るうえで，もう一つ重要なパラメ

図3： STXM-XANES分析のイメージ．

ーターは水素，炭素や窒素など軽元素同位体組成比で料に含まれる有機官能基の情報を高空間分解能で得るある．特に水素や窒素の安定同位体比（D/H 比及びことができる．しかし，有機物分析用の STXM の場合，

15

C，N，O の K 殻 の 吸 収 領 域（お よ そ 280～600 eV）に

トレーサーである．STXM と同程度の空間分解能で特化しているため，無機元素についての情報は限られこれらの同位体イメージングを行うことのできる高空る．また，軟 X 線を透過させるために 100 nm 程度の間分解能二次イオン質量分析器（secondary ion mass

薄片試料を作成する必要がある．試料作製の方法とし

spectrometry, SIMS），NanoSIMS を用い，有機物のては，集束イオンビーム（focused ion beam, FIB）
装置

化学構造と同位体組成分布の関連性を同一試料の同一を用いて，ガリウムイオンによるスパッタリングで薄部位から得るという多角的なアプローチが近年行われ片を削り出す，あるいはウルトラミクロトームを用いるようになってきた．例えば，De Gregorio ら [50] は，てダイヤモンドナイフにより切片を切り出す方法があCI1（Orgueil 隕 石 ）, CM2（Murchison, Bells 隕 石 ）,る．ウルトラミクロトームにおいては，TEM などのCR1（GRO 95577 隕石）, CR2（EET 92042, QUE 99177

分析用には試料を樹脂に埋めて切片を作成する方法が隕石）, CO3.0（ALH 77307 隕石）の IOM について，

一般的であるが，有機物を対象とした STXM 分析のTEM，STXM-XANES，NanoSIMS を行い，184 個のためには樹脂は測定時に邪魔になるため，硫黄を溶かナノグロビュールの形状，化学構造，窒素同位体比をした液滴に埋めて固化させ，薄片化する．最近では調べた．多くのナノグロビュールは IOM と同様の化

FIB を使用する方法が主流である．この手法は，重要学構造であったがややカルボキシ基に富んでおり，しな部分を直接切り出すことができ，比較的簡易である

ばしば芳香族に富むナノグロビュールがあった．変質が，イオンビームによる試料へのダメージに注意が必の進んだ隕石ほど，ナノグロビュールが大きく，芳香要である．有機物分析ができる STXM は国内外の一族に富むナノグロビュールの割合が少ないため，母天部の放射光施設に限られる．筆者らが使用しているの体過程で形成や変化したと考えられる．窒素同位体比は 米 国 カ リ フ ォ ル ニ ア 州 バ ー ク レ ー の Lawrenceには大きな幅があったが，形状や化学構造との相関はBerkeley National Laboratory，Advanced Light

顕著には見られなかった．

Source（ALS）のビームライン 5.3.2.2，愛知県岡崎市の分子科学研究所，UVSOR の BL4U，茨城県つくば

14

N/ N 比）は，有機物の進化と起源を解明する優れた次の章では，筆者らが行っている隕石中のクラストの STXM-XANES 分析について紹介する．

市の高エネルギー加速器研究機構（KEK），フォトン・
ファクトリーの BL13A である．
STXM により，有機物のサブミクロンスケールで■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

9

2017/03/14

18:55:50

10

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017(a) C-Ca-Fe map(c) C-XANES

周辺部分
CRA
周辺部分
1s-σ* 励起子

CRA

OR(C=O)CCHx
C=C(b) STXM image at 390eV

5 μm
図4： Sharps隕石に含まれるクラストのSTXMによる（a）
C-Ca-Fe map，（b）
シングルエネルギーイメージ，（c）C-XANESスペクトル．Kebukawaら[51]のFigs. 7,8を改変．

少ないが有機物が含まれており，C-XANES 分析から

5. 隕石中のクラスト（捕獲岩）は，285 eV の芳香族炭素のほか，287.5 eV に脂肪族
炭素，288.5 eV にカルボキシ基の吸収ピークが見られ我々は，Sharps 隕石（タイプ 3.4 普通コンドライト）

た．このような特徴は，CI，CM，CR コンドライトに 含 ま れ る 炭 素 質 物 質 に 富 む ク ラ ス ト に つ い て，に含まれる IOM に似ており，芳香族炭素骨格に脂肪

FTIR, Raman, STXM-XANES, TEM 及び希ガス同位族炭素や，カルボキシ基などの官能基を含む，始原的体分析により多角的に調べた [51]．その結果についてな化学構造であることが分かった．

以下に紹介する．Brearley [52] により，Sharps 隕石はクラストの有機物に Cody ら [53] により提案された5 mm 程度の大きさのクラストを含んでおり，金属鉄・C-XANES を用いた温度指標を適用すると，CRA が経

ニ ッ ケ ル を 含 む PGC か ら な る 凝 集 体（carbon-rich

は 700 ℃～800 ℃，その周験した平均加熱温度（TEFF）

aggregates, ここでは CRA と略す）が含まれることが辺部分が経験した平均加熱温度は最大で 300 ℃～500

知られていたが，TEM による分析にとどまっていた℃であると見積もられた．Cody らの温度指標では加ためその化学構造などの情報は限られていた．筆者ら

熱時間を 1000 万年と仮定しているが，時間依存性はの STXM によるイメージング分析の結果，数ミクロ

あまり大きくないため，加熱時間による誤差は少ない

ン程度の炭素の濃集している部分がみられた（図 4a）．

と考えられる．周辺部分を「最大で」としているのは，

これらは Brearley により報告された炭素に富む凝集

周辺部分にも細粒の炭素に富む凝集体が含まれており，体（CRA）と考えられる．CRA の C-XANES スペクト

それにより，温度の見積もりが過大評価されている可ル を み る と，285 eV に 芳 香 族 炭 素 の 吸 収 ピ ー ク，

能性があるためである．

291.7 eV にグラフェン構造の発達を示す励起子の吸収

一方で，Rietmeijer と Mackinnon [54] により提唱さピークが見られた（図 4c）．また，CRA の周辺にも，れた，TEM により PGC の d002 面間隔を調べてピー■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

10

2017/03/14

18:55:51

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化／癸生川

11

Si-O

PMT
（℃）
－3

2

2

（1）

－3

2

2

（2）

= 931 － 5.10 ×ΓD cm + 9.1×10 ×ΓD cm
及び Cody ら [53] の式：
Sharps (H3.4)クラスト

吸光度

OH

（℃）
TEFF
=899.9 － 3.0 ×ΓD cm + 1.4×10 ×ΓD cm

芳香族
C=C
1585

脂肪族C-Hを用いると，それぞれ約 380 ℃及び約 490 ℃と求まった．なお，Cody ら [53] の式は，様々な隕石について，

Sharps (H3.4)クラストIOM

先 に 述 べ た C-XANES で 求 め た 温 度 と Busemann ら
C=O

Chainpur (LL3.4) IOM[13] の式から求めた温度の相関関係から得たものであ

C=Cる．
分析方法により求まる温度が異なるのは，先に述べ

波数 [cm-1]

た様にキャリブレーションの方法などの問題もあるが，

図5： Sharps隕石に含まれるクラスト及びIOMの赤外吸収スペク
トル．比較としてSharps隕石と同じ岩石学タイプ（熱変成度）のChainpur隕石（タイプ3.4普通コンドライト）
IOMのス
ペクトルも載せた．同様の熱変成度の隕石IOMと比較しても明らかにSharpsクラストのIOMには特徴がなく，赤外領
域に吸収を持たないグラファイト的な構造であることがわ
かる．Kebukawaら[51]のFig. 3を改変．

おそらく CRA の場合は，分析手法ごとに異なる化学状態を見ているからということが大きいと思われる．
C-XANES は グ ラ フ ェ ン 構 造 の 2 次 元 的 な 発 達 を，
Raman はグラファイト状構造の欠陥などを反映，そして TEM ではグラファイト状物質の格子間隔をみているのである．それでも比較的よく調べられてきたIOM については，Cody らの C-XANES の温度指標と

ク変成温度（peak metamorphic temperature, PMT）

Busemann らの Raman による温度指標はおよそよいを見積もる方法を用いると，CRA のピーク変成温度

相関を示すし [53]，TEM による指標も大きくかけ離は 300 ℃ ～400 ℃ で あ っ た． こ れ は， 同 じ 方 法 でれてはいない．しかし，Sharps クラストに含まれる

Brearley [52] により見積もられた CRA のピーク変成

CRA の場合は，出発物質・加熱条件などが通常の隕

温度，330 ± 50 ℃とおよそ一致する．TEM 分析から

石 IOM とはかなり異なるため，異なる結果となった

求められた温度は「ピーク変成温度」であるにも関わのではないかと推測される．このように，バルク的ならず，C-XANES から求めた「平均加熱温度」よりも低

IOM 分析から知られているような母天体変成過程だ

いのは不思議である．原因としては，TEM による温けでは説明のつかない有機物が存在するのである．

度の見積もりは，地球の岩石に基づいており，圧力の筆 者 ら は ま た，Sharps 隕 石 の ク ラ ス ト を 酸 処 理

かかった状態での温度スケールのため，圧力のあまり（HF/HCl 処理）することより，ケイ酸塩鉱物等を溶解高くない条件と考えられる母天体では温度は過小評価

させ，IOM を回収した．得られた IOM の C-XANESされている可能性がある．我々は他にもラマン分光を

スペクトルは CRA のものとおよそ一致していたこと

用いて温度の推定を行った．ただし，分析上，ラマンから，IOM の大部分は CRA であると考えられる．こ分光から見積もられた値は，CRA とマトリックスのれは，IOM の赤外スペクトル（図 5）にほとんどピーク

有機物の平均的な値となっているが，後に述べるようが見られなかったことからも裏付けられる．すなわち，に，クラストに含まれる炭素質物質の大部分は CRA

赤外吸収を持つ脂肪族鎖や酸素を含む官能基がほとんであると考えられる．ラマン分光法では，1580 cm-1

ど含まれていない，PGC や glassy carbon のような構付近の G バンド（グラファイトの六員環構造の面内伸造だと考えられる．酸処理前のクラストの赤外スペク-1-1縮振動），及び 1350 cm 付近の D バンド（その欠陥構

トルには，有機物のピーク（2960，2925，2860 cm の造に由来）のピーク強度比や半値幅等を用いて，ピー

脂 肪 族 C-H 結 合 の ピ ー ク，1585 cm 付 近 の 芳 香 族

ク変成温度を求める方法が知られている．D バンドのC=C 結合のピーク）及び 1100-800 cm にわたるケイ-1

半値幅ΓD [cm ] を指標として Busemann ら [13] の式：

-1

-1

-1

酸塩 Si-O 結合のピークが見られた．1100-800 cm のピークの特徴は，CI，CM，CR などの水質変質を受■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

11

2017/03/14

18:55:52

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201712

けた炭素質コンドライトよりも，CO，CV などの熱変含んでいた微惑星内部で形成され（例えばユレイライ成を受けた炭素質コンドライトのものに似ており，カトの母天体のような？），衝突破壊などにより微粒子

ンラン石などの無水のケイ酸塩を多く含んでいることとなってクラストの母天体に取り込まれたのかもしれが示唆される．CRA 部分の詳細な TEM 分析からは，ない．

幅数百～数十 nm 程度のグラフェンシートが何層かまいずれにせよ，CRA は炭素質コンドライト的な希とまったものや，数十 nm の poorly-organized carbon

ガス成分を持っているため，前駆物質は炭素質コンドの周りに，より層構造の発達した炭素が取り囲む構造

ライトに含まれる IOM と似たようなものであったとが見られた．グラフェン層の向きはランダムであり，考えられる．しかし先に述べたように，温度見積もり

このようなランダムな配向のものはこれ以上のグラフを考慮すると，IOM と前駆物質は同様であったとし

ァイト化が難しいため，non-graphitizing carbon と呼ても後にたどった加熱過程などは大きく異なると考えばれることがある．このような特徴は岩石学タイプられる．CRA は何らかの形で最大 800℃程度の高温を3.6 以上の炭素質コンドライトに似ており [55]，始原的経験しており，その後 CRA の周辺部分の物質（低温成

な CI，CM コンドライトとは異なる．また，CRA 中分）と混合し，クラストの母天体が形成されたのであには鉄 - ニッケル合金や鉄 - ニッケルカーバイドが含

ろう．さらにそのクラストの母天体が衝突破壊され，まれていることがあった．さらに，クラスト IOM の普通コンドライトの母天体（Sharps 隕石の母天体）に

希ガス分析を行った．希ガスは不活性で周りの物質と取り込まれたと考えられる．すなわち CRA は少なく反応しないため，物質の形成環境や物理化学的過程のとも 3 つの異なる環境を経験したことになり，太陽系

良いトレーサーとなる．クラスト IOM の希ガス成分は，初期には複雑，かつ大規模な物質混合過程があったこ

炭素質コンドライトに含まれる希ガスと類似しており，とをうかがわせる．

Xe 等の重い成分が比較的豊富な Q ガス，プレソーラ

さて，ここまでは Sharps 隕石に含まれるクラスト

ーダイヤモンドに含まれる HL と呼ばれる成分，プレの話であったが，最近筆者らが進めている Zag 隕石（タソーラー SiC に含まれる Ne-E
（H）と呼ばれる成分が多イプ 3-5 普通コンドライト）のクラストについて少しく含まれていることが分かった．したがって，CRA

紹介したいと思う．Zag 隕石は，液体の水をもつ流体

は IOM と同様の前駆物質を持ち，プレソーラー物質

包有物を含む岩塩が見つかったことで知られているも多く含まれていることが示唆される．

[60]．Zag 隕石のクラスト中にはマイクロメーターサ

CRA の起源についてはっきりとした結論は得られイズの有機物の塊があり，その有機物部分を FIB によていないが，いくつかの可能性を考えてみよう．分光

り 切 り 出 し，STXM に よ る 化 学 構 造 分 析 及 び

的な観測から，星間塵に含まれる固体有機物の多くはNanoSIMS による同位体イメージング分析を行った

水素化非晶質炭素（hydrogenated amorphous carbon,[61]．STXM による有機物の C-XANES 分析からは，

HAC）や 多 環 芳 香 族 炭 化 水 素（polycyclic aromatic

芳香族炭素（sp2 炭素）以外に特徴的なピークは見られhydrocarbon, PAH）であると考えられている [56, 57]．

なかった．しかし，Sharps 隕石の CRA とは異なり，

こういった物質が凝集して，さらに変質が進むことにグラフェン状組織の発達を示す励起子のピークは見らより CRA を形成したのかもしれない．実際，TEM にれなかったため，アモルファス的な構造を持つ炭素質より観測される CRA の構造は，HAC に UV 照射をし物質と考えられる．このような C-XANES スペクトルたものと類似している [58]．あるいは，CRA 中に鉄 -の特徴は，水素化非晶質炭素（HAC）に似ている [62]．

ニッケル粒子などがみられることから，原始惑星系円Zag クラスト中の有機物の D/H 比と N/ N 比はとも

盤ガス中の H2 や CO による FTT 反応によりできた可に高く，分子雲や太陽系外縁部の極低温環境の痕跡を能性もある．鉄によりグラファイト化が促進されるこ留めている．このように，サイズが大きく，同位体異とも知られており [59]，FTT 反応で形成した炭化水素

常を持つ有機物は UCAMM に類似しているが，化学のグラファイト化がさらに進行して CRA を形成した構造には差異がみられる [63, 64]．このようなマイク

15

14のかもしれない．また，微惑星で形成されたとすると， ロメーターサイズの有機物がどこでどのように成長し比較的熱変成度が高くかつ集積時に炭素質物質を多く■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

12

たのかは未だ謎である．

2017/03/14

18:55:52

局所分析から探る隕石有機物の起源と進化／癸生川

13

Zolensky 博士，STXM の紹介・指導を始め様々な実

6. まとめと今後の展望

験のアイディアを頂いた George Cody 博士に感謝します．また，多数の共同研究者の方々，諸先輩方や同以上のような局所分析からは，バルク的な分析から得られる母天体変成によるトレンドに収まらないよう僚の皆様にお礼申し上げます．また，査読者により有益な意見を頂いたことに感謝します．

な有機物や，有機物と鉱物の相互作用についての知見を得ることができる．さらに，有機物の化学的なプロ

参考文献

セスだけでなく，物質の混合や流体の作用などの物理的な過程の解明にもつなげることができる．
これらのためには，最先端かつ多角的なアプローチ
による局所分析が不可欠である．ここ 10 年ほどの分
析技術の飛躍的な向上により，これまでに得られなか[1] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and planets II,
1100.
[2] Ciesla, F. and Charnley, S., 2006, in Meteorites and theearly solar system II, 209.

ったような高分解能・高精度のデータが得られるよう[3] Greenberg, J. M., 1998, Astron. Astrophys. 330, 375.

になった．それに伴い，これまで見えなかったような[4] McKeegan, K. D. et al., 2006, Science 314, 1724.

惑星物質の細部にわたる情報が得られるようになり，[5] Nakamura, T. et al., 2008, Science 321, 1664.

クラストや UCAMM などから多様性に富む有機物の[6] Shu, F. H., 1997, Science 277, 1475.

存在も明らかになってきた．これらは試料が少なく研[7] MacPherson, G. J. et al., 1995, Meteoritics 30, 365.

究例も少ないため，重箱の隅をつついているようにも[8] Rubin, A. E., 1995, Icarus 113, 156.

とらえられかねないが，先に述べたように隕石はサン[9] Brearley, A. J., 2006, in Meteorites and the early solar

プリングバイアスのある試料ということも考慮せねばならない．現在はまだこれらが「太陽系物質進化パズ
ル」のどこのピースに該当するのか明らかではないが，さらなる分析技術の向上や分析試料数の増加，太陽系
始原天体からのサンプルリターンや直接探査によるデータが増えるにつれて，今はまだつながらない空白の部分，ミッシングピースが埋められていき，こういっ
た一見マイナーな物質の重要性が明らかになるのではないだろうか？
また，情報量が増えていくにつれ，複雑な物質進化
過程が垣間見えるようになってきた．自然界はそんなsystem II, 587.
[10] Asplund, M. et al., 2009, Annu. Rev. Astron.
Astrophys. 47, 481.
[11] Cody, G. D. and Alexander, C. M. O., 2005, Geochim.
Cosmochim. Acta 69, 1085.
[12] Alexander, C. M. O. D. et al., 2007, Geochim.
Cosmochim. Acta 71, 4380.
[13] Busemann, H. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42,
1387.
[14] Kebukawa, Y. et al., 2011, Geochim. Cosmochim. Acta75, 3530.

に単純ではなく，それらをすべてつなげるシナリオの[15] Orthous-Daunay, F. R. et al., 2013, Icarus 223, 534.

構築はより難しくなり，チャレンジングである．複雑[16] Nakamura, K. et al., 2002, Int. J. Astrobio. 1, 179.

難解な現実に悲鳴をあげつつも，自然界からの挑戦状[17] Pizzarello, S. et al., 2006, in Meteorites and the earlyを受けて立とうと気を引き締める次第である．

solar system II, 625.
[18] Pearson, V. K. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,

謝 辞

1829.
[19] Weisberg, M. K. et al., 2006, in Meteorites and the

この論文は 2015 年度日本惑星科学会最優秀研究者

early solar system II, 19.

賞受賞記念論文として執筆の機会を頂きました．推薦[20] DeMeo, F. and Carry, B., 2013, Icarus 226, 723.

して頂いた小林憲正教授を始め，審査員の方々に感謝[21] Hiroi, T. et al., 2001, Science 293, 2234.

します．また，学生時代にご指導頂いた中嶋悟教授，[22] Yabuta, H. et al., 2010, Meteorit. Planet. Sci. 45, 1446.

当 時 か ら 共 同 研 究 さ せ て い た だ い て い る Mike[23] Bottke Jr., W. F. et al., 2002, in Asteroids III, 3.

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

13

2017/03/14

18:55:52

←目次へ

↑TOPへ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201714[24] Duprat, J. et al., 2010, Science 328, 742.
[25] Johnson, C. A. et al., 1990, Geochim. Cosmochim.
Acta 54, 819.

48, 904.
[51] Kebukawa, Y. et al., 2017, Geochim. Cosmochim. Acta
196, 74.

[26] 癸生川陽子, 2016, 地球化学 50, 67.
[27] 癸生川陽子, 2016, 地球化学 50, 211.
[28] Herbst, E. and van Dishoeck, E. F., 2009, Annu. Rev.
Astron. Astrophys. 47, 427.
[29] 香内晃, 2005, 岩石鉱物科学 34, 114.
[30] Millar, T. et al., 1989, Astrophys. J. 340, 906.
[31] Yurimoto, H. and Kuramoto, K., 2004, Science 305,
1763.

[52] Brearley, A. J., 1990, Geochim. Cosmochim. Acta 54,831.
[53] Cody, G. D. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 272,446.
[54] Rietmeijer, F. J. and Mackinnon, I. D., 1985, Nature
315, 733.
[55] Le Guillou, C. et al., 2012, Meteorit. Planet. Sci. 47,
345.

[32] Aléon, J., 2010, Astrophys. J. 722, 1342.

[56] Jones, A., 1990, Mon. Not. R. Astron. Soc. 247, 305.

[33] Anders, E. et al., 1973, Science 182, 781.

[57] Muñoz Caro, G. M. and Dartois, E., 2013, Chem. Soc.

[34] Nuth, J. A., III et al., 2008, Astrophys. J. Lett. 673,
L225.

Rev. 42, 2173.
[58] Gadallah, K. A. K. et al., 2011, Astron. Astrophys. 528,[35] Cody, G. D. et al., 2011, Proc. Natl. Acad. Sci. USA
108, 19171.

A56.
[59] Charon, E. et al., 2014, Carbon 66, 178.

[36] Kebukawa, Y. et al., 2013, Astrophys. J. 771, 19.

[60] Zolensky, M. E., 1999, Science 285, 1377.

[37] Kebukawa, Y. and Cody, G. D., 2015, Icarus 248, 412.

[61] Kebukawa, Y. et al., 2016, 79th MetSoc, abstract#6233.

[38] Yabuta, H. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, 37.

[62] Robertson, J., 1991, Prog. Solid St. Chem. 21, 199.

[39] Kebukawa, Y. et al., 2010, Meteorit. Planet. Sci. 45,[63] Yabuta, H. et al., 2012, 43rd LPSC, abstract#2239.

99.

[64] Engrand, C. et al., 2015, 46th LPSC, abstract#1902.

[40] Alexander, C. M. O. D. et al., 2012, Science 337, 721.
[41] Alexander, C. M. O. D. et al., 2010, Geochim.
Cosmochim. Acta 74, 4417.
[42] Kebukawa, Y. et al., 2009, Chem. Lett. 38, 22.
[43] Kebukawa, Y. et al., 2010, Meteorit. Planet. Sci. 45,394.
[44] Yesiltas, M. and Kebukawa, Y., 2016, Meteorit. Planet.
Sci. 51, 584.
[45] Salisbury, J. W. et al., 1991, Infrared (2.1–25
micrometers) spectra of minerals (Baltimore: John
Hopkins University Press).
[46] Abreu, N. M. and Brearley, A. J., 2010, Geochim.
Cosmochim. Acta 74, 1146.
[47] Mumma, M. J. and Charnley, S. B., 2011, Annu. Rev.
Astron. Astrophys. 49, 471.
[48] Yamashita, Y. and Naraoka, H., 2014, Geochem. J. 48,
519.
[49] Le Guillou, C. et al., 2014, Geochim. Cosmochim.
Acta 131, 368.
[50] De Gregorio, B. T. et al., 2013, Meteorit. Planet. Sci.

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

14

2017/03/14

18:55:52

←目次へ

エポックメイキングな隕石たち その11 〜Allan Hills 84001隕石～太古の火星を明らかにする隕石／三浦

15

エポックメイキングな隕石たち（その11）：～ Allan Hills 84001隕石～太古の火星を明らかにする隕石～
三浦 弥生

1

2017年1月7日受領，査読を経て2017年1月27日受理．

（要旨）火星起源と考えられる隕石の数は 170 個を超え，それらの多くは 13 億年前よりも若い結晶化年代を示すが，1984 年に南極で発見された Allan Hills 84001（ALH 84001）は約 45 億年前という太陽系形成時期に近い結晶化年代を示す．炭酸塩鉱物や有機物を含む斜方輝石岩であるこの隕石は，古い時代の火成活動・水質変成・天体衝突の痕跡，それらの時期や規模に関する情報を与える貴重な隕石である．

1. はじめに
これまでに見つかっている隕石の数は 55000 個を超えるが（落下時や落下後に割れて別々の個体として登録されているものも含む），そのうち火星起源隕石と同定されているものは 170 個あまりである [1]．1970 年
代 前 半 ま で は，6 個 の 隕 石 が シ ャ ー ゴ ッ タ イ ト（Shergottite）
・ナクライト（Nakhlite）
・シャシナイト（Chassignite）に分類され，それらは若い結晶化年
代や水質変成の痕跡を示すことから，大きな分化天体に由来すると考えられた [2]．分類名の頭文字から「SNC 隕石」とも呼ばれ，酸素同位体組成や岩石学的

図1： ALH 84001の切断面の写真．
画像提供NASA/JSC/Stanford University．

特徴から共通の分化した母天体から来たことは多くの研究者が認めるところであった．しかし，当時は火星
40

36

129

132

起源を示す直接的証拠は見つかっていなかった．その（約 2000）や Xe/ Xe 比
（約
いた．特に， Ar/ Ar 比

後，南極や砂漠から多くの隕石が見つかり，SNC 隕

2.5）は地球大気や他の隕石に見られる値より明らかに石の数も増加した．1980 年には南極で 7.9 kg の比較的高く，火星起源を支持する証拠となった（これらの比大きなシャーゴッタイト Elephant Moraine A79001

が大きく変動するのは， Ar や Xe が K や I から

（EETA79001）が発見された．この隕石は 2 つの異なの放射壊変生成核種であることが関係している）[3]．

る岩石組織（岩相 A, B）からなり，さらに，それまで

EETA79001 については本連載（その 4）[4] にて紹介さのシャーゴッタイト隕石には含まれていなかった cm

れている．さらにその後，SNC 隕石と共通の酸素同スケールの衝撃ガラスを含んでいた．衝撃ガラス中に位体組成や鉱物学的特徴を持ちながら約 45 億年といは，アメリカの火星探査機 Viking によって測定されう古い結晶化年代を持つ南極隕石が見つかった（図 1）．

た火星表層大気に似た組成の希ガスや窒素が存在してと名付けら
本稿では，Allan Hills 84001（ALH 84001）

1. 東京大学地震研究所
yayoi@eri.u-tokyo.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

15

40

129

40

129

れたこの隕石の特徴や得られている知見について紹介する．

2017/03/14

18:55:52

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201716

ALH 84001 は，1984 年にアメリカの隕石探査隊には，この隕石が SNC 隕石よりもゆっくりと冷却されよって南極大陸の Allan Hills 地域で発見された重さたことを示唆する．酸素同位体組成・軽元素同位体組

1.9 kg の斜方輝石岩である．発見当初は分化隕石の一成・化学組成・鉱物学的・年代学研究の成果も続々と種であるダイオジェナイトに分類され，詳細な研究は発表され（例えば，[10-13]），ALH 84001 は新たな火星

発 見 か ら 10 年 ほ ど 経 っ た 後 に 始 ま っ た [5]．ALH

隕石メンバーとして広く認知されるようになった．

84001 は，酸素同位体や鉱物組成などにおいて SNC 隕

全岩化学組成からは，高 Mg/Fe 比を持つマフィッ

石と密接な関係を示すが岩石組成そのものや年代などク岩であることが示され，また，ニッケル，イリジウ

は大きく異なっており，新たな種類の火星起源隕石にム，金などの元素濃度が低いことから，親鉄元素に乏分 類 さ れ た． 火 星 起 源 の 斜 方 輝 石 岩（orthopyroxe-

しい古いマントルに由来する可能性が指摘された [14,nite）とされ，現在のところこの分類に属す隕石は15]．

ALH 84001 のみである [1]．ALH 84001 が発見されるまでは，クレーター年代学から推定される火星表面の3. 年代学的研究

地質年代は大部分（3/4 程度）が 30 億年よりも古いにもかかわらず [6]，いずれの火星起源隕石も若い年代を

ALH 84001 は衝撃や変成を受けた隕石であり，結示すことは一つの疑問であった．特に多くのシャーゴ

晶化年代の他，衝撃や変成の年代が調べられてきた．

ッタイトが示す ≤5 億年となると，後期アマゾニアン

Nyquist and Shih [16] は，全岩と鉱物分離した計 22 試と呼ばれる時代に相当し火星表面の約 7 % に過ぎない料の Sm, Nd を測定し， Sm- Nd アイソクロン年代

147

143

[7]．しかし，ALH 84001 の発見により火星起源と考として 45.68 ± 0.88 億年の年代を得た．Sm-Nd 系は変えられる隕石が必ずしも若い結晶化年代を持つわけで成に強く，結晶化年代を保持していると考えられる．

はないこと，火星の岩石の種類は多様であることが示

同様の古い Sm-Nd 年代が別の研究グループからも報された．最近では砂漠の隕石からも従来よりも明らか

告されている．他方，Lu-Hf, U-Pb, Rb-Sr, Ar-Ar などに古い年代を示すシャーゴッタイトが見つかっていて他の壊変系は何らかの二次的な影響を受けて若い年代，探査による火星観とのギャ（例えば，NWA7034 [8]）を示しており，多くの系が 39-41 億年の年代を与える

ップは埋められつつある．

．分析を行った鉱物種あるいは親核（例えば，[17, 18]）
種が存在すると考えられる鉱物相を考慮すると，炭酸

2. ALH84001の鉱物学的・化学的特徴

塩やマスケリナイトが形成された年代が 40 億年前後と考えられる．岩石組織や年代情報から，マスケリナ

1994 年に Mittlefehldt は，詳細な鉱物学的，化学的

イト形成の後に炭酸塩が形成され，形成の時間差は研究をもとに ALH 84001 は発見直後の分類であるダ

1-2 億年程度と推察される（ただし，破壊された炭酸塩

イオジェナイトではなく新しいタイプの火星隕石であにマスケリナイトが貫入しているような組織も見られるとの報告を行った [9]．[9] によると，ALH 84001 はることから二次的鉱物の形成史は単純ではない [19]）．

粗粒な（およそ 3.5 mm 以下）圧砕状の斜方輝石岩で，これらの時期は火星上で Valley Network 地形が発達

化学組成は比較的均質である．マイナー相として Ca-した頃と重なり，今後の研究により当時の環境条件のFe-Mg 炭酸塩鉱物，クロム鉄鉱，マスケリナイト（ガ

推定に結びつくことを期待する．

ラス化した斜長石）を含む．クロム鉄鉱中に 3 価の鉄

ALH 84001 はその後，長らく火星内部（地殻部分）が存在すること，硫化鉄がトロイライトではなくパイに保持された後，小天体衝突により火星から放出され，ライトであること，Fe/Mn 比がダイジェナイトの範

宇宙空間を飛行して（飛行の期間を宇宙線照射年代と囲ではないこと，などダイオジェナイトとは異なる特呼ぶ），地球に落下し回収された（落下から現在までの徴が見られた．輝石やクロム鉄鉱の組成はシャーゴッ

期間を落下年代と呼ぶ）．ALH 84001 の宇宙線照射年

タイト隕石 EETA79001 の岩相 A と類似し，マスケリ

代は約 1500 万年で，見つかっている火星隕石の中でナイトの組成はナクライトやシャシナイトの長石組成

は 2 番目に長く，落下年代は約 13,000 年である [18]．

に類似する．均質な化学組成や大きな鉱物粒子サイズ

すなわち，南極氷中に 1 万年以上閉じ込められた後，■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

16

2017/03/14

18:55:52

エポックメイキングな隕石たち その11 〜Allan Hills 84001隕石～太古の火星を明らかにする隕石／三浦17

4. 希ガス同位体組成・窒素同位体
組成
SNC 隕石が火星起源と考えられるようになった根拠のひとつは，火星探査機 Viking によって報告された火星大気組成に類似した希ガスを含んでいたことである．Viking による火星表層大気組成は，その後のCuriosity 探査において支持する結果が得られている．ALH 84001 にも火星大気に類似する（[20, 21] ほか）
特徴的な希ガスが含まれていて（[22-24] ほか），火星起
源であることが示唆される．図 2 に，ALH 84001 および他の火星隕石の

129

132

84

132

Xe/ Xe 対 Kr/ Xe のプロットを示す．データのばらつきは，複数の成分が混在していることを意味し，図の左下側は火星内部の成分または隕石に吸着した地球大気成分，上側は火星大気成分
129

132

84

132

図2： 火星隕石の Xe/ Xe対 Kr/ Xeプロット．ALH 84001,
EETA79001の衝撃ガラス，ナクライト，火星大気組成，
および地球大気組成をプロット．隕石のデータは文献 [25]およびその中での引用文献より．火星および地球大気のデータは文献 [21, 27, 28]より．横軸の誤差は省略（一般的に相対誤差10-15%程度）．ハッチ部分は，引用データ以外の多くのシャーゴッタイトとナクライトがプロットされる領域を示す．地球大気の矢印は，吸着した際の元素分別の方向を示す．

と考えられる．EETA79001 の衝撃ガラスに関する結果の中で，最も高い

129

132

Xe/ Xe 比は 2.50±0.03 [25] で，

最 近 Curiosity に よ り 報 告 さ れ た 現 在 の 火 星 大 気 の
129

132

Xe/ Xe 比（2.5221 ± 0.0063 [21]）と良く一致している．衝撃ガラスの年代ははっきりしないが，結晶化年
84

132

代の 1.8 億年よりは後のはずである． Kr/ Xe 比は，Viking による値は誤差が大きいため（Curiosity の報告
84132

値はまだない），衝撃ガラス中に捕獲された Kr/ Xe
運良く（隕石にとっては？）観測隊に発見された次第で比と違いがあるかは定かではなく，大気の希ガスを捕ある．南極氷中を隕石が運ばれるメカニズムも興味深

獲する際に元素分別が起こったかどうかはっきりしな

いものである．火星隕石の宇宙線照射年代は，（a）他

い．元素分別の有無を調べるために玄武岩への衝撃実の石質隕石に比較すると全体の分布として短い傾向に験を行った研究例があり，その結果によればマスケリある（ただし月隕石を除く），（b）共通の照射年代を持ナイトが形成されるような衝撃の際に捕獲する希ガス

つ隕石が多い，などの特徴が見られる．本稿冒頭におの元素分別は小さいとされ [26]，火星大気の Kr/ Xe

いて，現在までに発見された火星隕石の数は 170 個あ比は EETA79001 が示す値に近いのかもしれない．

84

132

まりと述べたが，（b）および他の特徴から，多くの火Bogard and Garrison [25] は，シャーゴッタイト隕石

星隕石は共通の小天体衝突で火星から放出されたと推の値をもとに火星大気の Kr/ Xe 比として 20.5±2.5

察され，現在我々が手にしている火星隕石が火星を飛を提案している．図 2 からわかるように，ALH 84001

び出すことになった衝突イベントの数は 10 程度と考も同様に高い Xe/ Xe 比を示すが， Kr/ Xe 比はえられている．一緒に火星を飛び出しながら地球へは小さい傾向にある．これまでに得られた Xe/ Xe 比

別々に落下した隕石達をロ－ンチペアと呼び（地球への全岩としての最大値は 2.17 ± 0.01 で EETA 79001 よの落下まで一緒の場合は単にペア，または同一隕石とり若干低く（データの引用文献は図説明に記載），過去して扱われる），ロ－ンチペアが多いことは火星隕石の火星大気の比が現在よりも低いことを示しているのの特徴のひとつである．

かもしれない．これらの希ガスが，ALH 84001 中の

84

129

132

132

84

132

129

132

どこに捕獲されているかは同定されていないが，希ガスが放出される温度が 1300-1400℃と比較的高いことから，斜方輝石か高温まで安定な鉱物に捕獲されてい■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

17

2017/03/14

18:55:53

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017

18
84

132

ると思われる．また， Kr/ Xe 比が低い理由として，
昔の火星大気組成を反映している，あるいは，EETA
79001 とは捕獲メカニズムや捕獲サイトが異なる，などが考えられる．ナクライトに存在する水質変成鉱物
内に取り込まれた希ガスが ALH 84001 と似た値を示すことから，その両方が理由とも考えられる．ナクラ
イトの場合には火星大気希ガス成分はカンラン石からの変質鉱物であるイディングサイトに入っており，イディングサイトが形成された時代（6 億年前以降）の火
星大気である可能性は高い．ALH 84001 やナクライ
84

132

129

132

トの値からは捕獲元の Kr/ Xe 比は， Xe/ Xe =2.1 – 2.5 と仮定するならば，6 – 8 と推定される．
Curiosity による現在の火星大気の窒素同位体組成
15

14

15

は，地球の N/ N 比に比べて 57 % 高い（δ N = 572

図3： ALH 84001のcarbonate globulesの 拡 大 写 真．carbonate
globulesの典型的なサイズは100 – 200μm．オレンジ色に見えるカルシウムに富む「コア」とそれを囲む「リム」から成る．リムの黒色部分は鉄に富むマグネタイトや硫化鉄を含み，その外側の白色部分は主にCa-Mg炭酸塩である．画
像提供NASA/JSC/Stanford University．

± 82‰ [20]）．一方，EETA79001 の衝撃ガラス中に含15まれていた窒素同位体比はδ N = 309±10 ‰（段階
加熱法による分析で誤差も考慮し最大値が見られた[31] は世界中で話題となった．
“Search for past life on

1180 ℃での値 [29]）であった．ALH 84001 においても， Mars: Possible relic biogenic activity in Martian15

14

Miura and Sugiura [30] により N/ N 比が明らかに高15

meteorite ALH 84001”というタイトルやこの論文にい成分が見つけられているが（δ N = 392.5±5.8 ‰，掲載されたバクテリアの微化石様形態が見られる写真

および 134 ± 49 ‰：段階加熱法による分析で最大値がを記憶されている方も多いのではなかろうか．ALH見られた 800 ℃での値，および 600 ℃以上で放出され84001 の 鉱 物 の 割 れ 目 か ら， 有 機 物 の 一 種 で あ る

た窒素の合計について宇宙線照射起源成分を補正した

PAHs（Polycyclic aromatic hydrocarbons，環状芳香後の値），含有量が少なく捕獲サイトや取り込まれた族炭化水素）や炭酸塩鉱物を主成分とする carbonate

年代はわかっていない．他の研究グループによってもglobules（100 μm 程度の円盤状の炭酸塩鉱物の集合体：

分析が行われており，地球の窒素同位体比により近い

図 3）と呼ばれるものが見つかった．他の南極隕石で値が報告されている．しかし，各々のグループの結果

は同様の PAHs は見られないことなどから，これらはを比較すると含有窒素量が多いほど同位体比が地球の地上での汚染によるものではなく隕石本来のものと考

窒素同位体比に近いため，火星大気よりも低い火星隕

え ら れ る． 表 面 組 織 や 内 部 構 造 の 高 解 像 度 SEM,

15

石中のδ N 値は地球起源窒素の影響を受けている可TEM 観察によると carbonate globules は，細粒で二能性を否定できない．今後の研究により，ALH 84001

次的なマグネタイトや硫化鉄などを含んでいて，地球

129

132

15

14

中に含まれている高い Xe/ Xe 比や N/ N 比の成のバクテリア起源のものと組織構造やサイズが類似し分について，捕獲元の値や捕獲した年代が明らかになている．[31] では，これら各々は非生物起源でも説明

れば，火星大気進化史への制約が強まり，火星の気候・できるが，生物起源と考える方が PAHs も含めて多く

環境変化の解明にも役立つはずである．鉱物学や年代の観察結果（存在や組織形態）
を矛盾なく説明できると測定手法と組み合わせた分析試料
（鉱物相）
の選択や高

指摘している．生物起源か否かを解明するために，そ

感度・低ブランク分析装置の開発を進めることが今後の後多くの研究者により詳細な組織観察や再現実験がの課題とも言える．

行われた．例えば，ALH 84001 で観察されるような微細なマグネタイトの形成については，無機的に作る

5. 生命体の痕跡？

ことが可能という報告が多く（例えば，[32]），非生物
起源との考えが主流となっている．一方で，炭酸塩のMcKay らが 1996 年にサイエンスに発表した論文■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

18

熱水分解ではそのような組織構造は形成されないので

2017/03/14

18:55:53

エポックメイキングな隕石たち その11 〜Allan Hills 84001隕石～太古の火星を明らかにする隕石／三浦

生物起源も含め他の形成プロセスを考えるべきであるといった主張も少数ながら存在する（例えば，[33]）．
その後も火星に生命が存在していた証拠を探す研究
は，火星隕石の分析や火星探査機による火星での直接的調査により試みられている．ナクライトやシャーゴ

19

edu/meteor/.
[2] Reid, A. M. and Bunch, T. E., 1975, Meteoritics 10,317.
[3] Swindle, T. D., 2002, in Noble Gases in Geochemistry
and Cosmochemistry, Rev. Mineral. Geochem., 171.

ッタイトといった火星隕石からも生物起源の可能性が[4] 三河内岳, 2014, 遊星人 23, 278.

否定できない微細構造が発見されている．また，衛星[5] Lindstrom, M. M. et al., 1994, 25th Lunar Planet. Sci.

画像をもとに火星表層には現在も液体の水が存在する
可能性が指摘されていて，生命が存在する／していた可能性を期待させる状況証拠は増えている．しかしながら存在を確定付ける決定的な証拠は見つかっておらConf., 797 (abstr.).
[6] Tanaka, K. L. et al., 2014, U.S. Geological Survey
Scientiﬁc Investigations Map 3292, https://pubs.usgs.
gov/sim/3292/.

ず [34]，これまでのところ生命の痕跡を発見するには[7] Tanaka, K. L. et al., 1992, in Mars, 345.

至っていない．

[8] Nyquist, L. E. et al., 2016, Meteorit. Planet. Sci. 51,483.

6. おわりに[9] Mittlefehldt, D. W., 1994, Meteoritics 29, 214.
[10] Clayton, R. N., 1993, in Antarctic Meteorite Newsletter

隕石の分析からは，形成環境や年代などを詳細に調

16 (3).

べることができる．ALH 84001 は 45 億年前まで遡る[11] Dreibus, G., 1994, Meteoritics 29, 461 (abstr.).

ことができる貴重な火星試料であり，そこからもたら[12] Watson, L. L., 1994, Meteoritics 29, 547 (abstr.).

される情報は昔の火星に関する直接証拠となる．近年[13] Grady, M. M. et al., 1998, Meteorit. Planet. Sci. 33,

は火星探査からの情報も増えており，両者を比較する
ことで新たな知見も生まれる．また，火星隕石が火星のどこから来たのか，探査機データと比較して候補地

795.
[14] Warren, P. H. and Kallemeyn, G. W., 1996, Meteorit.
Planet. Sci. 31, 97.

域を探す研究も行われている．ALH 84001 については， [15] Kong, P. et al., 1999, Geochim. Cosmochim. Acta 63,
主要鉱物組成や年代が一致する場所として北半球にある Syrtis Major の北東側や南半球にある Hellas Basinの北西側が候補として挙げられているが，マイナー鉱物も含めた全岩組成は一致しないなどまだ不確定性も

1865.
[16] Nyquist, L. E. and Shih, C-Y., 2013, 44th Lunar Planet.
Sci. Conf., #2182 (abstr.).
[17] Lapen, T. J. et al., 2010, Science 328, 347.

ある [35]．近い将来，火星隕石の起源場所が同定され， [18] Meyer, C. 2012, Martian Meteorite Compendium,
隕石が存在していた環境をグローバルに知ることができることも期待したい．

https://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
[19] McKay, G. A. et al., 1997, Meteorit. Planet. Sci. 32,
A87 (abstr.).

謝 辞[20] Mahaffy, P. R. et al., 2015, Elements 11, 51.
[21] Conrad, P. G. et al., 2016, Earth Planet. Sci. Lett. 454,

木村眞博士，野口高明博士，岡崎隆司博士からは，本稿を執筆する機会と原稿への助言・コメントを頂きました．査読者の三河内岳博士からは，有益なコメン
トを頂きました．これらの方々に感謝いたします．

1.
[22] Miura, Y. N. et al., 1995, Geochim. Cosmochim. Acta59, 2105.
[23] Swindle, T. D., 1995, Geochim. Cosmochim. Acta 59,
793.

参考文献

[24] Murty, S. V. S. and Mohapatra, R. K., 1997, Geochim.
Cosmochim. Acta 61, 5417.

[1] Meteoritical Bulletin Database, http://www.lpi.usra.

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

19[25] Bogard, D. D. and Garrison, D. H., 1998, Geochim.

2017/03/14

18:55:54

↑TOPへ←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201720

Cosmochim. Acta 62, 1829.
[26] Wiens, R. C. and Pepin, R. O., 1988, Geochim.
Cosmochim. Acta 52, 295.
[27] Mathew, K. J. and Marti, K., 2001, J. Geophys. Res.
106, E1, 1401.
[28] Ozima, M. and Podosek, F. A., 2002, Noble gas
geochemistry (Cambridge Univ. Press).
[29] Wiens, R. C. et al., 1986, Earth Planet. Sci. Lett. 77,
149.
[30] Miura, Y. N. and Sugiura, N., 2000, Geochim.
Cosmochim. Acta 64, 559.
[31] McKay, D. S. et al., 1996, Science 273, 924.
[32] Golden, D. C. et al., 2004, American Mineral. 89, 681.
[33] Thomas-Keprta, K. L. et al., 2009, Geochim.
Cosmochim. Acta 73, 6631.
[34] Gibson, E. K. Jr., 2001, Precambrian Res. 106, 15.
[35] Ody, A. et al., 2015, Icarus 258, 366.

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

20

2017/03/14

18:55:54

←目次へ

一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その30 ～ 1μmカメラで金星昼＆夜～／岩上 他

21

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その30
～ 1μmカメラで金星昼＆夜～
岩上 直幹 ，はしもと じょーじ ，澤井 健太 ，坂野井 健 ，
45
高木 聖子 ，亀田 真吾
1

2

2

3

（要旨） あかつき 1 mm カメラで昼夜の画像が撮れ始めています．さて，何がみえているのか？ご案内．
1 mm カメラは昼夜両方に的があり，昼は 0.90 mm で雲による太陽散乱光から雲底高度 51 km の風を狙い，
夜は 1.01 mm 熱放射で活火山探し．さらに 0.90-0.97-1.01 mm で水蒸気・表面物性を狙います .

何も模様がみえませんがご心配なく想定内です．
1990 年のガリレオ 0.9 mm 画像でもコントラストは
3 % のみ．
（a）

図1： 昼面0.9 mm画像
（2016年5月7日6時と8時（b）

金心距離7-9万km）．

ハイパスするとコントラストが見えてきます．2 時

層雲ムラです．このムラの動きから風を出します．

間離れている割には似すぎてますが，あかつき公転速雲追跡チームに頼んで，図 2 から風ベクトル図を試（9 度 /2 時間）が大気超回転速（7.5 度 /2 時間）に近いた

作してもらいました．
（村上真也さん堀之内武さんほめ， 雲 模 様 が ほ ぼ 同 位 相 に み え て い る の で す．0.9

かあかつき雲追跡研究チームのみなさまありがとうご

μm 昼面の場合コントラストの源は雲厚ムラつまり下

ざいました）風パターンは 25 年前ガリレオが 1 μm でみたのに似ていて西向き平均風速 77 m/s と雲頂のそ

1. アジア宇宙環境研究機構
2. 岡山大学大学院自然科学研究科
3. 東北大学大学院理学系研究科
4. 東海大学情報技術センター
5. 立教大学理学部
iwagamina@hotmail.co.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

21

れよりかなり遅く，南北成分ほとんどなし．

2017/03/14

18:55:54

↑TOPへ←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017

22

（a）

図2： 昼面（b）

ハイパス画像．

さて夜面は・・
図 4 にアフロディーテ大陸が見えます（左下の暗い部分）. 周囲より 4 km 高いため 30 K 寒く , 熱放射は半分なので暗く見えています .
図 5 ではマゼラン高度＋ VIRA 気温が仮定されており，雲によるボケ効果（径 100 km）
考慮済みです . モザ
イク状に見えるのは , マゼラン高度データが緯度経度
１度刻みのため .
夜面では地形＋下層雲影が見えているはずなのですがなぜか地形ばかりが目立ちます・・火山探しには好適．プランク関数の短波長側のためと理解しています．
活火山探し請御期待．
今後とも御支援よろしく

図4： 夜面1.01 mm画像．
（2016年1月21日金心距離44,000 km）■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

22

図3： 試作風ベクトル．

図5： 表面熱放射シミュレーション．

2017/03/14

18:55:54

←目次へ

遊星百景 その7 〜月のクレータ，ジョルダーノ・ブルーノ〜／諸田23

遊星百景 その7～月のクレータ，ジョルダーノ・ブルーノ～

諸田 智克

1

この企画が始まったのを見て，いつか担当が回ってくるのでは，と恐れていましたが，とうとう来ました．
今回は私が思い入れのあるクレータの一つを紹介します．月の裏側にあるジョルダーノ・ブルーノ（Giordano
Bruno）クレータです．ジョルダーノ・ブルーノクレ
ータは直径約 22 km で非常に新鮮な形状を保ってい．このクレータに思い入れがあるクレータです（図 1）
る理由は，月周回衛星「かぐや」のデータを使って最初に研究し，最初に書いた論文がこのジョルダーノ・
ブルーノクレータの形成年代に関してだったからです[1]．
イギリス，カンタベリーのガーベスが記した年代記において，西暦 1178 年に月で突如として明るい巨大な発光が起こった，という記録が残されています．それから約 800 年の時が流れて，Hartung [2] はこの記録を月面におけるクレータ形成の目撃証言と考え，アポロやルナで得られた画像データをもとに，そのイベントで形成されたクレータを探索しました．その結果，ジョルダーノ・ブルーノクレータが年代記にある目撃証言の位置と一致することから，ジョルダーノ・ブル
ーノクレータは約 800 年前に形成されたと結論づけました．この仮説は月の秤動が大きいことなどからも支持されました [3]．

図1： ジョルダーノ・ブルーノクレータ．
「かぐや」
地形カメラデータ（http://l2db.selene.darts.isas.jaxa.jp/index.html.ja）．
（A）ジョルダーノ・ブルーノクレータの全体像．（B）放出物上にある新鮮な小クレータ．
（C）放出物上にあるインパ
クトメルト．
（D）
クレータ内部のメルトポンド．

もし Hartung の仮説が正しければ，800 年前に地球のすぐ脇の月において一つの都市を破壊する程の天文非常に稀な現象といえます．本当に 800 年前にこんな学的現象が起こっていたことを意味しています．直径ことが起こったのでしょうか？

20 km スケールのクレータは月において約 3000 万年

このクレータの形成年代を知ることは，Hartung のに一度の頻度で形成されると考えられているおり，も仮説が正しいか否かの問題だけでなく，惑星地質学のし中世にこのようなことが起こったとすると，それは観点からも重要な意味を持っています．クレータは形

1. 名古屋大学環境学研究科
morota@eps.nagoya-u.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

23

成から時間が経つにつれ，地形が崩壊し，光条も宇宙風化作用によって消失します．ジョルダーノ・ブルー

2017/03/14

18:55:56

←目次へ

↑TOPへ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017

24

ノの形状や放出物は月面で最も新鮮であり [ 例えば，
4]，その形成年代の理解は，地形崩壊や宇宙風化のタ[5] Plescia, J. B. et al., 2010, 41st Lunar Planet. Sci. Conf.,
2038.

イムスケールを決定する上で重要な校正データとなり[6] Xiao, Z. and Strom, R. G., 2012, Icasus 220, 254.

ます．

[7] Basilevsky, A. T. and Head, J. W., 2012, Planet. Space

もしジョルダーノ・ブルーノクレータの年代が 800
年なのであれば，その放出物やクレータ内部には，10Sci. 73, 302.
[8] Shkuratov, Y. et al., 2012, Icarus 218, 525.

m サイズのクレータはほとんど存在していないはずです．2008 年 2 月に「かぐや」地形カメラデータは初めてジョルダーノ・ブルーノの高解像度（10 m/pixel）
画像を取得しました．我々はその画像からジョルダーノ・ブルーノ放出物の上に，多数の数 10 m サイズの小クレータが存在していることを発見したのです．その小クレータの数密度から，ジョルダーノ・ブルーノの年代を 100 〜 1000 万年と見積もりました．我々はこの結果から，ジョルダーノ・ブルーノは中世にできたクレータではない，と結論づけたのです．
その後，米国の月探査機ルナ・リコネサンス・オー
ビタ（Lunar Reconnaissance Orbiter, LRO）が更に高解像度の画像データを取得しました．LRO 画像デー
タを用いた詳細観測によると，ジョルダーノ・ブルー
ノ放出物上のいくつかの小クレータはジョルダーノ・
ブルーノ形成時に自身の放出物によってつくられた，“self-secondary crater”である可能性が指摘されており，我々が見積もった年代は過大評価であった可能性がでてきました [5, 6]．一方で，ジョルダーノ・ブル
ーノとその二次クレータの形状の崩壊具合からは，極度に若い年代を持つことは否定されており，我々の見積もった年代とおおよそ整合的という結果もでています [7, 8]．

謝 辞
本原稿の執筆機会を与えてくださった本田親寿氏に感謝致します．

参考文献[1] Morota, T. et al., 2009, Meteorit. Planet. Sci. 44, 1115.
[2] Hartung, J. B., 1976, Meteoritics 11, 187.
[3] Calame, O. and Mulholland, J. D., 1978, Science 199,
875.
[4] Grier J. A. et al., 2001, J. Geophys. Res. 106, 32847.

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

24

2017/03/14

18:55:56

←目次へ「天体の衝突物理の解明（XII）〜水質変成から探る太陽系物質進化〜」参加報告／杉浦

25「天体の衝突物理の解明（XII）〜水質変成から探る太陽系物質進化〜」参加報告
杉浦 圭祐

1

1. はじめに2016 年 11 月 10 日から 12 日の 3 日間，六甲山の麓にある神戸大学六甲台キャンパスにて，研究会「天体の衝突物理の解明」が開催された（図 1）．同研究会は通称「衝突研究会」の名で呼ばれ，理論や実験など幅広い手法を用いて天体衝突の物理を研究している者の発表，交流の場となっている．特に筆者のように惑星形
成を理論の面から研究している者にとっては，室内衝
突実験を行っている方々の研究成果を集中的に聞くことのできる貴重な機会である．今年で 12 回目を数え

図1： 研究会の集合写真．

るこの研究会は，北海道大学の低温科学研究所での開本稿では衝突研究会の参加報告という形で，講演の催が通例であったが，去年まで会場を手配していただ

概要と研究会の様子をごく簡単に紹介させて頂く．研

いていた方の異動の都合で今年は神戸大学での開催で究会の雰囲気を多少なりともお伝えし，研究会に興味あった．毎年衝突物理に関連するテーマを掲げ，招待をいだいていただければ幸いである．ページ数の都合

講師の方々にテーマに沿った招待講演をしていただく

上，個々の講演の詳細についてお伝えすることはできのがこの研究会の特徴であるが，今年は「水質変成かないが，筆者の理解の範囲内で講演内容についてまとら探る太陽系物質進化」というテーマが掲げられた．

め，お伝えしようと思う．各講演の要旨に関しては研このテーマの下，招待講師の方々には隕石に含まれる

究 会 の HP（http://www.impact-res.org/impact16/）

水質変成を受けた成分を手がかりにして，過去の太陽にて公開されているので，より詳しく講演内容を知り系で何が起きたかを解明する研究について講演をしてたいという方はぜひそちらを参照していただきたい．

いただいた．このテーマに限らず幅広い分野の研究に関する一般講演も同様に行われ，21 件の口頭講演と2. 講演概要

10 件のポスター講演が行われた．また，実際に室内衝突実験を行っている研究室がある神戸大学での開催という利点を活かし，最終日の研究会終了後に神戸大学ラボツアーが行われ，2 段式軽ガス銃などの実験設備を見学できるという貴重な機会も設けられた．
1. 名古屋大学理学研究科
sugiura.keisuke@a.mbox.nagoya-u.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

25

以下に研究会のプログラムを示す．

■11月10日
（木）
中村昭子
（神戸大）
「隕石母天体上の強度支配域のクレーターサイズ」
鈴木絢子（ISAS/JAXA）

2017/03/14

18:55:58

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201726

「強度支配域の室内実験衝突クレーターに見られる「衝突による水質変成と有機物」【招待講演】

形状効果」

松榮一真
（神戸大）

荒川政彦
（神戸大）

「含水砂標的へのクレーター形成実験 :SCI 実験解析

「凍結砂を用いた強度支配域の衝突クレーター形成に向けて」

過程に関する実験的研究」
田中秀和
（東北大）
「ダストアグリゲイトのクレーター衝突破壊」
脇田

茂
（天文台）

平田

成
（会津大）

「形状・自転・衝突履歴から考える小惑星 Ryugu の
表面地質」
大村知美
（神戸大）

「iSALE を用いた微惑星衝突計算」「振動によるレゴリス層の密度進化に関する実験的

末次

研究」

竜
（産業医大）「iSALE を用いた重力支配域での衝突計算」
小川

諒
（神戸大）

■11月12日（土）「鉄合金への衝突実験：鉄質天体のクレーター形状

長谷川による軌道進化制約の可能性」「あかり 3 ミクロン分光観測小惑星の近赤外 YJHK

向井敏司
（神戸大）

直
（ISAS/JAXA）

分光観測」「超高速衝突試験によるマグネシウムの衝撃変形応

石黒正晃（ソウル大）

答解析」「衝突現象の観測について」

黒澤耕介（千葉工大）

小林「Spallation による火星隕石放出過程の再評価」「衝突進化と惑星形成」

浩（名古屋大）

岡本尚也（千葉工大）

門野敏彦（産業医大）「室内衝突実験と数値衝突実験による高速放出物の「固体が破壊されるときに発生する X 線の計測」

挙動」■11月11日（金）■ポスター講演
平田直之
（神戸大）

道上達広
（近畿大）

「ディオーネの構造地形の年代決定」「モルタル標的に対する斜め衝突実験〜月の楕円ク

横山康喜
（神戸大）

レーターと縦穴への応用」
金城秀征
（東京大）

「重複クレーター形状の実験的研究」
鈴木絢子（ISAS/JAXA）「層構造氷物質への斜め衝突実験 – エンセラダス・「小型ガス銃開発の現状報告」

プリューム噴出維持機構への応用」

木下敏輝
（神戸大）

杉浦圭祐
（名古屋大）「月画像解析によるクレーター光条線長さの計測 :Z「微惑星の形状進化 : 弾性体 SPH 法を用いた微惑星モデルとの比較」の衝突破壊・重力再集積の数値計算」

岡本千里
（神戸大）

中条俊大
（東京大）

「氷分化天体の衝突破壊実験」「DEM に基づいたラブルパイル小惑星の振動モー黒澤耕介（千葉工大）

ド解析と衝突破壊への応用」「衝突破砕岩石の内部摩擦による粘性加熱 : 衝撃熔融

留岡和重
（神戸大）

条件の再評価」「始原天体の中で何が起こったか : 水質変成を手がか

石橋りにして」【招待講演】「「低速」高速度衝突による炭素化合物の生成」

藤谷

渉
（茨城大）

多田賢

高
（千葉工大）
弘（東京大）「水質変成の年代学と物質進化」【招待講演】「タイ東北部における 0.79Ma 衝突事変
（オーストラ古川善博（東北大）

リア・アジアテクタイトの起源）のイジェクタ層の■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

26

2017/03/14

18:55:58

「天体の衝突物理の解明（XII）〜水質変成から探る太陽系物質進化〜」参加報告／杉浦

探索」

27

る水質変成が重要になる可能性があるとのことであっ

金丸仁明
（大阪大）

たので，衝突物理の解明が岩石組成の理解にも影響を「小惑星イトカワにおける表面重力場への自転周期

及ぼすと改めて実感できた．

と内部密度分布の影響」
白井直樹
（首都大）
「オーストララシアンテクタイト中での隕石成分の一般口頭講演

今年も研究会のテーマである「水質変成から探る太陽系物質進化」に限らず，幅広い分野の一般口頭講演

探索」

2.1

2.2

招待講演

がなされた．以下では室内衝突実験やその他の室内実験に関するもの，数値シミュレーションや理論的手法

研究会の 2 日目には，研究会のテーマである「水質を用いた研究に関するもの，小惑星とその観測に関す変成から探る太陽系物質進化」に関連し，3 件の招待

るもの，の 3 つに分類し，特に面白いと感じた講演を講演が行われた．

中心に筆者の理解した範囲内で内容を紹介していく．

1 件目の招待講演である留岡和重氏の講演では，隕（1）衝突実験，室内実験

石に見られる水質変成の起源の研究とその理解につい

衝突研究会と呼ばれる研究会だけあって，非常に多て，歴史的な経緯を時系列に沿って紹介していただい

岐に渡る衝突実験に関する研究が紹介された．そのどた．講演では隕石の顕微鏡写真が多数紹介され，そのれもが独創的であり，衝突実験の多様性やユニークさ

観察から推察される過去に隕石が経験したと考えられを楽しませていただいた．

る環境について分かりやすく解説していただいた．特鈴木氏の講演では，曲率のある面への衝突実験の結に，1980 年代には隕石中の含水鉱物が変成で作られ果が紹介された．平らな面への衝突実験が一般的であたかどうかもわかっておらず，その後に層状珪酸塩のるが，一方で直径 1 km 以下の小さい天体上のクレー

脈の発見から母天体での水質変成でできたと理解されター形成には曲率の効果が重要となってくる．実験のた，という話を聞き，太陽系の歴史への理解が時間と結果，曲率が大きくなるとクレーター体積も増加する

ともにいかに深まっていったかが実感できた．

ことが分かった．iSALE と呼ばれる衝撃波物理を記

2 件目の藤谷渉氏の講演では，短寿命放射性核種に述できる衝突計算コードを用いた数値計算とも比較をよる年代測定を用いて測定される，隕石やそれに含ま行い，クレーター体積の増加は曲率により衝突点かられる鉱物の形成年代について，具体的に紹介していた

遠くでも衝撃圧が高くなるためであることが推定されだいた．特に親石性のハフニウムから親鉄製のタング

た．

ステンへの放射壊変を用いることで，コア分化の時期

荒川氏の講演では，強度支配域のクレーター形成過を推定できるという話は印象的であった．また年代測程を詳しく調べるため，凍結砂を用いた衝突実験の結定の手法だけでなく，水質変成の度合を調べる方法と果が紹介された．凍結砂の水分量を変えることにより，

そ の 指 標（Rubin scale, Alexander scale, Howard

物質強度を系統的に変えることが可能であり，強度支

scale）についても紹介していただき，大変勉強になっ

配域での衝突現象をより詳しく調べることができる．

た．

実験結果を用いて，強度支配域における音速の依存性

最後の招待講演は古川善博氏による講演で，天体衝も含んだカップリングパラメータの導出と，放出物の突と水質変成の関連性に主軸を置いた講演をしていた

軌道を表現できるモデルの構築を行い，その結果が紹だいた．隕石にはコンドリュールと呼ばれる粒状の構介された．

成物が存在するが，コンドリュールの中にはリムと呼向井氏の講演は天体の衝突現象という観点から少しばれる構造をその縁に持つものがある．このリムの形

離れ，工学的に強いマグネシウム合金を作るために衝成起源の仮説の一つに，衝突加熱で蒸発した水による突実験を利用する，というユニークなものであった．

水質変成で作られたとするものがあると紹介されたが， 軽くて強い金属は工学的に有用である．マグネシウム
大変興味深いと感じた．講演によると，短寿命核種には密度が小さく扱いやすいが，反面引張強度が小さくよる加熱が期待できない時代や場所では，衝撃波によ脆いという欠点もある．そこで他の金属元素を少量添■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

27

2017/03/14

18:55:58

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201728

加することで強度を増やすということが行われており， 径 10 km 程度の微惑星同士，衝突速度 1 km/s 程度の向井氏は金属を添加したマグネシウムの強度の評価に衝突計算を行った結果，表面付近から放出される物質

衝突実験を用いていた．その結果，少量のイットリウは溶融しており，コンドリュールが形成可能であるこムの添加により脆性的な破壊を抑えられることが示さとが示された．

れた．

末次氏からは同じく iSALE を用いて，大規模破壊

金城氏の講演では，土星の衛星であるエンセラダスになるために必要な衝突エネルギーの閾値が，数値計からの水の噴出を維持する機構を明らかにするための算の解像度によってどのように変化するか調べた結果

衝突実験の結果が紹介された．水の噴出を維持するたが紹介された．先行研究により SPH 法を用いた場合

めには，噴出口の壁面へ氷が凝結する機構よりも，氷には解像度を増やすと閾値のエネルギーが減ることがダストが壁面に凝結した氷を破壊する機構の方が卓越示されていたが，他の手法でも同様の依存性があるかする必要がある．金城氏は破壊の機構の効率を調べる

調べた形になる．その結果，iSALE を用いた場合にため，霜をまとった氷への衝突実験という非常に独創

も SPH 法と同様の傾向が見られることが示された．

的な実験を行った．講演では破壊効率の速度依存性が紹介された．

黒澤氏からは，火星起源の隕石を火星から放出するための機構を，同じく iSALE を用いて調べた結果が大村氏からは衝突実験ではなく，砂の充填率の変化報告された．火星はある程度大きくその脱出速度も 5を調べた室内実験の結果が紹介された．天体表面のレ

km/s と高速であるので，火星隕石を説明するためにゴリス層を構成する岩石粒子の充填率が振動によりどは物質を高速で放出する機構が必要である．計算の結のように変化するか調べるため，砂の充填率が振動，果，自由表面を超えた後に起きる後期加速によって高及びタッピングでどのように変化するか調べた．その速な放出物を作ることが可能であることが示された．

結果，重力と振動による加速度が同程度の時に最も充填率が増加しやすいことが示された．

岡本氏の講演では，衝突実験によって観測される放出物の挙動を SPH 法で再現するために必要な数値計

門野氏からは，衝突破壊によって発生する X 線を実算解像度を調べた結果が報告された．解像度を様々に験的に測定するという，一風変わった実験の結果が紹変えて，実験で観測された放出物の形状と比較するこ介された．破壊時の歪みにより電荷の偏りが生じ，破とで，実験を再現するためには弾丸に 10 もの SPH 粒

壊後にそれがもとに戻ることで電磁波を発し，発光現子数が必要となることが分かった．

6

象が起こる．実は破壊に伴う発光現象は一般的であり，中条氏からは，ラブルパイル天体の振動モードを解

氷砂糖の破壊でも可視光を観測することができるそう

析的に調べ，さらに DEM による数値計算と比較したである．講演では様々な物質を衝突破壊した際のスペ結果が紹介された．ラブルパイル天体の振動特性を調クトルが紹介され，物質ごとの特性 X 線を検出可能でべることは，将来的な探査ミッションで天体の内部構あることが示された．

造を調べる際に重要となる．このような解析的な議論（2）数値計算，理論研究

は数値計算とは異なり包括的な理解が可能であるので，衝突現象を理解するためには室内実験だけではなく， 極めて有用であると感じた．
実験室スケールから天体スケールまで幅広い衝突現象

小林氏からは，多数の微惑星を統計的に扱うことでを扱うことができ，詳細な解析が可能な数値計算の使

惑星と多数の微惑星の軌道計算を行い，惑星の離心率

用 が 極 め て 重 要 で あ る． 衝 突 研 究 会 で も iSALEを下げる機構について調べた結果が紹介された．惑星（impact Simplified Arbitrary Lagrangian Eulerian）

は巨大衝突を経て形成されたと考えられており，巨大コード，SPH（Smoothed Particle Hydrodynamics）法，

衝突は惑星の離心率を上げてしまうが，そのままだとDEM（Discrete Element Method）といった手法を用

現在の太陽系の小さい離心率を説明することができな

いて衝突現象などを再現した研究が多数紹介された．

い．そのため，微惑星による力学的摩擦で離心率を下脇田氏の講演では，iSALE を用いて微惑星の衝突げる機構が提案されている．小林氏の講演では，惑星を再現し，微惑星の衝突でコンドリュールを作る溶融の離心率を下げるために必要な微惑星のサイズと量に液滴が形成可能かどうか調べた結果が紹介された．半ついての定量的な議論が紹介された．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

28

2017/03/14

18:55:58

↑TOPへ←目次へ「天体の衝突物理の解明（XII）〜水質変成から探る太陽系物質進化〜」参加報告／杉浦29（3）小惑星，観測
衝突研究会では実験，数値計算以外に，観測的な手

3. おわりに法で小惑星の性質を調べた研究に関する講演も行われた．以下ではそのような観測に関連する 3 講演について紹介していく．

今回の衝突研究会のテーマが「水質変成から探る太陽系物質進化」であったこともあり，筆者にはあまり

平田氏の講演では，はやぶさ 2 ミッションのターゲ

馴染みのない隕石の組成，変成やそこから分かる太陽ットである小惑星リュウグウの表面地質を，形状モデ系の歴史について聞くことができ，非常に有用な研究

ルの観点から調べた結果が紹介された．小惑星イトカ会であったと感じた．また，このような隕石の詳細なワの観測から，表面に傾斜が適度に存在し細粒な物質

観察や解析から太陽系の過去の詳細な姿が次々に明らが存在する場合，重力と遠心力ポテンシャルの和が小かとなっている，ということが実感できた．一方でそさい低地に細粒な物質が集まることが予想される．リのような過去の姿を説明できるような惑星形成のモデ

ュウグウの場合にもそのような場所があるか形状モデ

ルの構築もこれから必要であり，より一層，観測，実ルを用いて議論した結果，あまりなさそうであるとい験，理論の専門家が協力して研究を行うことの重要さうことが示された．

も感じられた．

長谷川氏からは，あかり衛星の赤外分光観測のデー

研究会の雰囲気としては終始和やかであり，活発かタと追観測したデータを用いて，小惑星をスペクトルつオープンな議論がなされていた．改めて，衝突研究の特徴ごとに分類分けを行った結果が紹介された．含会が異なる分野で研究を行う研究者同士の重要な交流

水鉱物は 3 ミクロン付近に強い吸収線を作るため，この場であることを実感した．この参加報告記事を読んの波長域の分光観測から含水鉱物の有無を調べること

でこの研究会に興味を抱いた方は，ぜひ次の機会に参ができると考えられている．長谷川氏の講演では小惑加してみて欲しいと思う．

星を Bus-DeMeo の分類法を用いて分類した結果が紹
介された．

謝 辞

石黒氏の講演では，P/2010 A2 という小惑星からのダスト放出の起源についての議論がなされた．ダスト

この研究会の開催にあたり尽力いただいた世話人の雲の形状を再現するためのモデル計算の結果が紹介さ方々，及び神戸大学の方々には会場の準備や整備などれ，このダスト雲の起源は破壊的衝突である可能性がを通して大変お世話になりました．この場をお借りし高いとの結論が出された．

て感謝申し上げます．

2.3

ポスター講演研究会の 2 日目の夕方には，懇親会を兼ねたポスタ
ーセッションの機会が設けられた．お酒の力もあってか，終始和やかな雰囲気で議論ができたように思う．
また，世話人の方々と神戸大学の学生の方々の尽力により，快適に議論ができた．筆者も木下氏とポスター
セッションの時間に議論を行い，月表面の画像解析を行いクレーター光条線の長さを定量的に評価した研究について聞かせていただいたが，普段聞けないような話を掘り下げて聞く事のできる貴重な機会であったと感じた．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

29

2017/03/14

18:55:58

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201730

第9回月惑星探査データ解析実習会を終えて本田 親寿 ，松岡 萌 ，小野寺 圭祐 ，大竹 真紀子 ，
4
5
1
1
石原 吉明 ，晴山 慎 ，平田 成 ，出村 裕英
1

2

3

4

2009 年に始まった月惑星探査データ解析実習会はrated Analysis System）の利用方法と米国月探査機

2016 年 9 月に 9 回目が開催されました．本実習会は普LRO の NAC データオルソ化（正射投影）ツールの紹介

段惑星探査データと自分の研究の間に少し距離があると実習，晴山さんによる MI データを用いた地質分類方を対象にして , 短期集中実習を通して距離を詰めての紹介と実習を行いました．特に今回の実習の目玉はいただくための一助となることを期待しています．

月面多バンド撮像画像データを用いた地質分類であり，9 回目を迎えた今回の実習内容は，7 回目に実施しその解析環境には惑星探査画像データを扱っている人

た月面連続スペクトルデータ（SP データ）と双対をなならばよく耳にする ENVI
（Environmental for Visua-

す月面スペクトルデータである月面多バンド撮像画像

lizing Images）を利用しました．この解析ソフトウェを用いた月面地質分類を目標設定しました．今回実習

アは GUI ベースの高機能解析・可視化ツールで，IDLで紹介した地質分類手順は月地質図作成の研究グルー

言語を利用して機能拡張も可能なリモートセンシング

プで議論を続けてきた解析手法をスピンアウトしたも用統合処理パッケージです．逆に捉えると，高機能がのであり，その研究グループを代表して JAXA の大故に初学者には敷居が高いのが難です（本田個人の意

竹真紀子さん，石原吉明さん，聖マリアンナ医科大学

見です）．今回の実習はその最初の垣根を 3 日（実質 2の晴山慎さん，会津大学の平田成さんに講師をお願い日で）で乗り越えられる良い機会だったのではないかしました．実習会には月惑星探査データ解析の初心者と思います．

である学部生から小天体探査データに詳しいポスドク

今回の実習会では MI データを出発点として解析領

までさまざまな技術 ･ 知識を持った 10 名
（学部生 3 名，

域分のモザイク作業，反射率への変換，検出器切替波

大学院生 6 名，PD1 名）が参加し，最終的には月探査

長（1 μm）でのギャップ補正などのデータ解析するに

機かぐやの取得したマルチバンドイメージャデータ

あたって必要な事前作業を学び，その上で解析手法と（MI データ）を解析し，参加者それぞれが興味ある月

して，主成分分析，独立成分分析，教師付き分類の例

面領域を地質分類した結果を実習会の中で成果報告し，（SAM），教師無し分類の例（K-means, ISODATA）

ました．

異常値マスクデータの作成を実習しました．これらの実習会の詳細な内容は実習会 Web ページを見てい手法を組み合わせて参加者が思い思いの場所を解析し，ただくことにして，大まかに大竹さんによる「地質図」

最終日の成果報告会に臨みました．本田は世話人であの持つ意味と鉱物スペクトル解析の初歩についての座

りつつ実習生として参加していたのですが，参加者の学， 石 原 さ ん に よ る KADIAS（Kaguya Data Integ-

皆さんは本田以上にさまざまな着目点をもった解析を行い，成果発表の資料まで作成にこぎ着けていたのに

1. 会津大学先端情報科学研究センタ宇宙情報科学クラスタ
2. 東北大学大学院理学研究科地学専攻
3. 東京学芸大学教育学部
4. 宇宙航空研究開発機構
5. 聖マリアンナ医科大学
chonda@u-aizu.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

30

は感心しました．一方で，探査データさえあればすぐに何か新しい科学的成果を得られるものでもなく，探査データの性質と解析アルゴリズムの理解，解析のト
ライエアンドエラーを繰り返しながら新たな科学的成2017/03/14

18:55:58

第9回月惑星探査データ解析実習会を終えて／本田 他

31

図1： 実習会の様子．

果を見出す目の重要性を実感できたのではないでしょを見ながら自力で進めるよりも圧倒的に分かりやすく，

うか．今回の実習をきっかけとしてより多くの月惑星

この 3 日間でずいぶん ENVI の扱いに慣れることがで探査データを利用して頂き，皆さんの研究活動（解析

きました．加えて，MGM や主成分分析の紹介等も大アルゴリズムは探査データ以外にも適用できます）に

変勉強になりました．

活かされることを期待しております．

ENVI は例えば複数地点の複数チャンネルにおける最後に，本実習会を資金面にてご支援いただいた日

反射率のような大量の情報を，視覚的にわかりやすく

本惑星科学会，惑星科学研究センター（CPS），フル機

図示するために非常に有効であることを今回の実習を

能 試 用 版 の ENVI ラ イ セ ン ス を 提 供 い た だ い た

通じて実感しました．今回の対象天体は月でしたが，

HARRIS 社に厚くお礼申し上げます．

将来的には他の天体においても実習で扱われた解析手法を用いて表層物質データの解析を行いたいと思い，

開催日程：2016 年 9 月 28 日 13：00 ～ 9 月 30 日 17：00

基本的な扱いに習熟するよう今後も ENVI の操作に親

開催場所：オフィスゴコマチ大会議室（京都）

しんでいきたいと感じました．今後の研究にもぜひ活

主

催：月惑星探査育英会 実行委員会

後

援：日本惑星科学会，惑星科学研究センター

用しようと思います．
ENVI を用いるデータ解析は今まで未経験だったた（CPS）

め，私のような初心者にはややハードではないだろう

実 習 会 の 詳 細 お よ び 資 料：https://www.cps-jp.

かと参加するまでは少し不安に思われました．しかし

org/~tansaku/wiki/top/?school_mission-9
師：大竹真紀子，石原吉明（宇宙航空研究開発

講機構），晴山慎（聖マリアンナ医科大学）

実際に実習に参加して質問のし易いアットホームな雰
囲気に安心し，先生方や学生の皆さんに都度アドバイスを頂きながら無事に全日程を終えることができまし世話人：平田成，出村裕英，本田親寿（会津大学）

た．初日は大変な雷雨でしたが，ENVI スキルの習熟

参加者：10 名（学部生 3 名，大学院生 6 名，PD1 名）

度に連動していたかのような最終日の晴天が印象的でした．世話人・講師の先生方，参加された学生の皆さん，どうもありがとうございました．

参加者の声：
松岡

萌（東北大学大学院理学研究科地学専攻博士課程 2 年）
今回の実習では，ENVI を用いた月表層物質の反射小野寺圭祐（東京学芸大学教育学部 4 年）
本実習会には今年で二回目の参加であった．今回は，スペクトルデータ解析手法を非常にわかりやすく教え

かぐやのマルチバンド画像（MI）データの解析がテーて頂きました．リアルタイムの解説と演習は，参考書

マということで，月の研究をしている私としては心躍■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

31

2017/03/14

18:55:59

↑TOPへ←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201732

る内容であった．普段は Apollo の月震データの解析を行っているため，画像解析をする機会はほとんど無い．しかし，この実習会では他分野からの参加も奨励されており，一から丁寧に教えてくれるため，私も気軽に参加することができた．
1 日目，2 日目は画像解析ソフト ENVI の使い方や地質図の基礎など解析に必要な知識や技術を実際の作業を通して学んだ . そして，3 日目に解析実習を行い , 最後に成果の発表を行った . 解析実習では , モスクワの海とその周辺の自動分類を試みた . その結果 , 解析領
域が 12 class に分類された．実習の時間が限られていたため，分類結果に対する十分な考察を行えなかったが，元の画像からは読み取れないことも画像解析をすることで様々な情報を得ることができた．
私は実習会を通して , 画像解析の面白さや奥深さといったものを感じ，より興味を持つようになった．また , 普段関わることのない他分野の学生とも交流することができ，非常に良い経験となった．来年以降の開催も期待したい．今回，このような機会を与えてくださった世話人をはじめ，講師や TA の方々には心から感謝申し上げたい．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

32

2017/03/14

18:55:59

←目次へ「第四回iSALE勉強会」
参加報告／大村33「第四回iSALE勉強会」参加報告

大村 知美

1

第四回 iSALE 勉強会が，2016 年 11 月 9 日に神戸大学六甲台キャンパスにおいて行われました．iSALE
勉強会は過去に 3 回開催されており [1-3]，それに加えて iSALE 講習会も開催されています [4]．今回は 14 人が参加しました（図 1）．
iSALE は Impact-SALE （Simplified Arbitrary
Lagrangian Eulerian）の略です．SALE コードをもとに惑星科学に特化した仕様に改良されたもので，衝撃波を補足できる流体コードであることに加え，粘弾塑性体応答についても扱うことができる Shock physics
code です [5]．描画ツールも用意されており，初心者も簡単に計算結果を可視化することが可能です．科学目的に使用するためであれば申請を行えば無料で使用できること，操作が簡単であること，現在も改良され続けていることなどから欧米の研究者や，近年は日本の研究者にも広く利用されています．
日本のユーザーのグループとしては千葉工業大学の黒沢耕介氏が中心となって立ち上げられた「iSALE◆◆◆◆◆◆◆◆

プログラム◆◆◆◆◆◆◆◆

13：00 － 13：25
黒澤耕介（千葉工大）iSALE の基本的な解説
13：30 － 13：55
黒澤耕介（千葉工大）iSALE の入力ファイルの読み方
14：00 － 15：55
脇田茂（国立天文台）pySALEplot の解説 & 実習
16：00 － 16：55
末次

竜（産業医科大）ソースコード改良入門編
17：00 － 18：00
自由実践◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆◆

users group in Japan」があり，グループの wiki ペー

1 つ目の講義では，黒澤氏から iSALE についての基ジ（https://www.wakusei.jp/~impact/wiki/ iSALE）に本的な説明がありました．iSALE は思いついたこと

は iSALE の イ ン ス ト ー ル レ ポ ー ト か ら 計 算 例 ま でをすぐに計算できること，適切な強度モデルを用いた様々な情報がまとめられています．今回やこれまでの勉強会の資料もここにあるので，興味のある方はご覧ください．
今回の勉強会では iSALE の基本操作に加え，最新版である iSALE-Dellen から新しく実装された解析・描画ツールである，pySALEplot の使い方について学
びました．また，コード改良の方法などについても学
びました．プログラムは以下の通りです．
1. 神戸大学大学院理学研究科
tomura@stu.kobe-u.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd33

図1： 参加者の集合写真．

2017/03/14

18:56:00

←目次へ

↑TOPへ

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201734

ときの計算結果は実験とかなり整合的であることなどをお話されていました．適切な計算条件を選ぶため，
自分の目的に合った先行研究を調べておくことも大切で あ る と の こ と で し た． さ ら に， 最 新 版 で あ る
iSALE-Dellen の特徴についても説明していただきました．新しく実装されたツールや導入されたモデルに加え，最新のマニュアルは 100 ページ超の丁寧なものになっていることも特徴であるそうです．
続けて 2 つ目の講義では iSALE の入力ファイルの読み方について学びました．iSALE で計算を行う際に必要な，弾丸，標的の大きさや計算条件についての情

図2： 勉強会の様子．

報，また弾丸，標的物質についての情報は 2 つの入力
ファイルにまとめられています．このファイルの中身

少人数ということもあって講義中にも質問が飛び交い，を書き換えることで計算条件や書き出し物理量を変え困ったときにはすぐに質問できる環境でした（図 2）．

ること，またある地点にあった物質の温度や圧力の情

実際の操作を行えたことで，iSALE を普段利用しな報を時間ごとの位置と共に記録する，トレーサ粒子のい参加者も iSALE を身近に感じられるようになった

設定ができます．講義中の実習では計算領域，衝突体と思います．私個人としては，iSALE は非常に手軽

サイズの変更やトレーサ粒子の挿入などを行いました．

であり，また工夫次第でいろいろなことができる便利

3 つ目の講義では，脇田氏から pySALEplot についなツールであると感じました．普段シミュレーションての解説を受けました．まずは pySALEplot に用いらを研究手法に用いない研究者も，iSALE ならば気軽れている言語である，Python について学びました．

に取り入れることができそうだと思いました．

Python は可読性，メンテナンス製に優れ，数値計算

最後になりましたが，勉強会を企画してくださった，や描画のためのモジュールも豊富な言語であるそうでまたインストールのサポートをしてくださった世話人

す．次に pySALEplot についての簡単な説明を受け，の方々に感謝申し上げます．

続く実習では実際に pySALEplot でのグラフの作成も行いました．時間ごとの温度，ダメージの分布の図や参考文献

圧力プロファイルなどを作成しました．初心者でもき
れいな図を作成することができました．
4 つ目の講義では，末次氏から iSALE のソースコー[1] 常昱, 2014, 遊星人 23, 156.
[2] 末次竜, 2015, 遊星人 24, 63.

ドの改良についての講義を受けました．iSALE は基[3] 岡本尚也, 2016, 遊星人 25, 121.

本的にソースコードを見なくても計算を行うことがで[4] 脇田茂, 2015, 遊星人 24, 346.

きますが，ソースコードを書き換えることで本来は固[5] 黒澤耕介ほか, 2014, 遊星人 23, 156.

定されているデータの出力頻度の変更なども行えます．
講義中の実習では実際にデータの出力頻度の変更を行いました．ソースコードの書き換えというと難しい印象があったのですが，どこに何が書かれているかを理解してソースコードを変更できるようになると，研究においてできることの幅が大きく広がりそうでした．
今回半日という短い時間ではありましたが，iSALE
がどんなものであるかを知れたと共に，勉強会前のインストールサポートもあったおかげで，ほぼすべての参加者が実際に iSALE を操作することができました．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd34

2017/03/14

18:56:02

←目次へ

新刊書評

35

書 評

系外惑星の事典
井田茂，田村元秀，生駒大洋，関根康人[編]朝倉書店
2016年9月 総351頁 ISBN978-4-254-15021-6

倉本 圭

C3544

1

系外惑星の同定数は，いまや数千に達し，第二の地るだけでも，この分野の研究が今何に注目しているの球と呼べるような生命に適した表層環境を持つ惑星のか把握することができる．また，この分野で活躍して確証も，そう遠くない将来に実現するものと思われる．

いる研究者陣が執筆していることから，随所に次の展

惑星科学には，宇宙における地球，そして生命の普遍開に向けた問題意識を垣間見ることができ，これも刺性の理解を目指すという問題意識が核心にある．この激になる．

核心を照らす方法はさまざまだが，観測天文学の進歩

系外惑星の研究は急速な進展を見せているが，最初からもたらされた，もっとも新らしいかがり火が系外の系外惑星発見の報告から 20 年以上の月日が経過し惑星といえるかもしれない．系外惑星には，その軌道たのも事実であり，これまでに積み重ねられてきた知配置，サイズ，密度，大気構造などに想像を超えた多見はいまや相当のボリュームである．本書は，一層関様性が見いだされ，惑星形成や生命居住可能惑星の理心が高まりつつあるこの分野に新たにアクセスしよう

解に根本的な再考を促してきたことは，遊星人においとする若手や隣接分野の研究者にとって，その全貌にてもしばしば紹介されてきた通りである．

アクセスできるタイムリーかつ便利なガイドブックと今回紹介する「系外惑星の事典」は，こうした目覚なっている．ポケットマネーからためらいなく購入でましい進展を遂げつつある系外惑星の学問について，きる価格設定ではないが，気になったらすぐに手に取基礎的事項から最先端の知見に至るまで網羅的にまとることができるよう，身近に置きたい一冊である．

めた書である．本書では，160 あまりに分類された小項目につき，それぞれ基本的に 2 ページないし 4 ページの解説が読み切り形式で記述されている．また各小
項目は 5 つの章に大くくりされ，項目間の関連性を意識した配列がなされている．
通読というよりは，「事典」
として調べたい項目を拾い読む形での利用が中心になると思うが，周辺の関連項目に手軽に触れることができ，これは視点を広げるのに役立つであろう．観測的知見だけでなく，観測の技法や，生命居住可能性や惑
星形成論といった，系外惑星を理解するための理論的枠組みとその最新像について，それぞれ章を割り当てて厚みのある解説がなされていることも，本書の大きな特色と言える．これらの章はパラパラと項目を眺め
1. 北海道大学大学院 理学研究院
keikei@ep.sci.hokudai.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

35

2017/03/14

18:56:04

←目次へ

36

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 2017

訂正：

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その26
〜金星到着〜
中村 正人 ，山﨑 敦 ，田口 真 ，岩上 直幹 ，佐藤 毅彦 ，
4
1
高橋 幸弘 ，今村 剛
1

1

2

3

日本惑星科学会誌『遊・星・人』2016 年第巻 25 第 1 号に掲載された記事『一番星へ行こう !

1

日本の金星探査機の挑戦 その 26 〜金星到着〜』[1] に於きまして , ミスが 1ヶ所ありました．以下の通り，お詫びして訂正致します．
6 ページ左段下から 5 行目
  2016 年 12 月 10 に探査機Ｙ軸（概ね南北方向）
の・・・
（誤）
↓
（正）
  2015 年 12 月 10 に探査機Ｙ軸（概ね南北方向）の・・・
参考文献[1] 中村正人ほか，2016，遊星人 25, 4.

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
2. 立教大学理学部
3. 東京大学大学院理学系研究科
4. 北海道大学大学院理学院
t_imamura@edu.k.u-tokyo.ac.jp■2017遊星人Vol26-1_最終.indd36

2017/03/14

18:56:04

←目次へ

JSPS Information

37

JSPS Information◇日本惑星科学会第117回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第118回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第117回運営委員会議事録
期間：2016 年 12 月 15 日
（木）
～12 月 21 日（水）

議

題：第 14 期役員等の選出

運営委員会委員：
出席者 21 名
荒川 政彦，
中村 昭子，渡邊 誠一郎，倉本 圭，千秋 博紀，和田 浩二，田近 英一，中本 泰史，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，田中 智，寺田 直樹，
佐伯 和人，中村 智樹，上野 宗孝，藪田 ひかる
欠席者 なしオブザーバー：小久保 英一郎（議題１が認められると運営委員会委員）
橘 省吾（議題１が認められると運営委員会委員）
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
報

告１．役員等選挙結果◯ 日本惑星科学会会長選挙結果
有権者数

608

投票総数

147
［有効票 147］

投票率

24.2%

得票数

氏名
荒川 政彦

141
6

散票

以上により，第 14 期会長として 荒川 政彦 会員が選出された．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd37

2017/03/14

18:56:04

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201738

◯ 日本惑星科学会運営委員選挙結果
有権者数

608

投票総数

1188
（投票者数 99 × 12 名連記）
［有効票 1035，白票 153］

投票率

16.3%

順位

得票数

氏名

1

49

中村 昭子

2

48

渡邊 誠一郎

3

41

倉本 圭

4

39

千秋 博紀

5

34

和田 浩二

5

34

田近 英一

7

33

中本 泰史

8

32

生駒 大洋

9

31

諸田 智克

9

31

林 祥介

11

28

平田 成

12*

24

はしもと じょーじ

次点 *

24

小久保 英一郎

次々点 * 	

22

橘 省吾

以上により，第 14 期運営委員として 12 名の会員が選出された．
* 順位は日本惑星科学会役員選挙規定 5 の（2）による
２．会長選任による運営委員
上記開票結果および会則第 12 条 3 項により以下 8 名の運営委員が会長によって選出された．
竹広 真一，中島 健介，田中 智，寺田 直樹，佐伯 和人，中村 智樹，上野 宗孝，藪田 ひかる
３．専門委員会委員長
上記開票結果および会則第 12 条 4 項により各専門委員会委員長および部会長が会長によって選出された．
総務専門委員会長

諸田 智克

行事部会長

中島 健介

財務専門委員会長

竹広 真一

編集専門委員会長

和田 浩二

欧文誌専門委員会長

生駒 大洋

将来計画専門委員会長

中村 昭子

将来惑星探査検討Ｇ長

千秋 博紀

情報化専門委員会長

平田 成

対外協力・連携専門委員会長

田近 英一

議題１．会則第 12 条 2 項により会長によって副会長が選出されたので承認願いたい．
副会長■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

38

倉本 圭，中本 泰史

2017/03/14

18:56:04

JSPS Information

39

なお，これにともない，小久保 英一郎 会員と 橘 省吾 会員が運営委員に繰り上げられる．
議題は全会一致で承認された（可 21, 否 0）。
議題２．会則第 12 条 7 項により会長によって選出された各部会委員長の承認をお願いしたい．
行事部会長

中島 健介

将来惑星探査検討Ｇ長

千秋 博紀

議題は全会一致で承認された（可 21, 否 0）．
議題３．会則第 12 条 6 項による監事候補者の選出
会長から，監事候補者として山岸 明彦 会員および 門野 敏彦 会員が推薦された．運営委員による投票の結果，全会一致で山岸および門野両会員が監事候補者として選出された．

◇日本惑星科学会第118回運営委員会議事録
期間：2017 年 1 月 11 日（水）〜 1 月 18 日（水）

議

題：第 14 期専門委員会・部会委員の承認

運営委員会委員：
出席者 23 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，田中 智，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 なし成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす
議決方法：上記期間内に steering-ml@wakusei.jp 宛に投票
議題１．各専門委員会委員の承認をお願いしたい．
（◎の各専門委員会委員長 , ○の部会長 , グループ長については第 117 回運営委員会にて承認ずみ）
1）総務専門委員会◎諸田 智克平田 成，長沢 真樹子，奥住 聡，谷川 享行，保井 みなみ，小林 浩
行事部会○中島 健介
城野 信一，中村 昭子，木村 勇気，浦川 聖太郎，奥住 聡，木村 淳
2）財務専門委員会◎竹広 真一佐々木 貴教，荒井 朋子，中本 泰史
3）編集専門委員会◎和田 浩二三浦 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，■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

39

2017/03/14

18:56:04

日本惑星科学会誌 Vol. 26, No. 1, 201740

はしもと じょーじ，本田 親寿，諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一
4）欧文誌専門委員会◎生駒 大洋大槻 圭史，大竹 真紀子，佐々木 晶，三浦 弥生
5）将来計画専門委員会◎中村 昭子
柳澤 正久，中本 泰史，竹広 真一，諸田 智克，木村 淳，癸生川 陽子
将来惑星探査検討グループ○千秋 博紀田中 智，大竹 真紀子，佐伯 和人，寺田 直樹，関根 康人
6）情報化専門委員会◎平田 成
千秋 博紀，伊藤 孝士，大竹 和生，石岡 圭一，荒川 政彦，小川 和律，石原 吉明，納田 明達
7）対外協力専門委員会◎田近 英一伊藤 洋一，小久保 英一郎，橘 省吾，中本 泰史，宮本 英昭，小川 佳子，矢野 創，佐々木 晶
押野 翔一（連合大会プログラム委員・正），黒川 宏之（同・副）
議題は全会一致で承認された（可 23，否 0）．

◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2017 年３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）
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス
Exelis VIS 株式会社■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

40

2017/03/14

18:56:04

←目次へ

↑TOPへ

JSPS Information

41◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報（a）場所，（b）
主催者，（c）
ウェブページ / 連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．


2017/06
6/3-6/9

第31回宇宙技術および科学の国際シンポジウム（a）
ひめぎんホール，愛媛県松山市道後町（b）
日本航空宇宙学会（c）
http://www.ists.or.jp/■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

41

2017/03/14

18:56:04

42

編集後記2017 年 2 月 1 日，遊星人が総合学術電子ジャーナルサイト「JSTAGE」で公開されました．オンラインで記事が読めるのは本編集幹事の仕事だって，AI に取って変わられないとも限りません．J-STAGE への原稿登録のような単純作業なんて，AI のほ学会ウェブサイトと同様ですが，J-STAGE で公開されることで，CrossRef など海外の電子ジャーナルサイト上の論文とも相互にうが得意でしょう．人間はミスをするものです（ですので，JSTAGE への登録情報に間違いがあっても，怒らずにこっそりとリンクされるようになります．遊星人のグローバル展開です．そんな遊星人に，今後とも応援（論文や記事）をよろしくお願いいた

編集幹事までご連絡ください）．遊星人の校正チェックも AI は得意そうです．ページが 98 ページも飛ぶようなこともないでしょします．
ところで，最近の人工知能（AI）の進化はすごいですね．例えば，う（本誌 25 巻 3 号の編集後記を参照）．編集後記も AI が書けそうですね．とある文学賞の 1 次選考を通過するような小説が書ける

囲碁で世界のトップ棋士に勝ちました．他にも，車の運転，医用
画像の診断，果ては国会答弁の原稿書きなど，一昔前では考えらようですから．原稿入稿直前，編集幹事が原稿チェックに追われながら「編集後記のネタないどうしよう」と不安に怯えることもれなかったようなことが AI で実現可能だと思えるようになりました．人間の仕事が AI に奪われてしまうのでは，なんて不安が出てくるのも頷けます．

なくなるでしょう．
どうやら，編集幹事は AI に仕事を奪われると心労が減るようです．ぜひ実現してほしいものです．
（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3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1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）

本誌に掲載された寄稿等の著作権は日本惑星科学会が所有しています .
複写される方へ
本誌に掲載された著作物を個人的な使用の目的以外で複写したい方は，著作権者から複写等の行使の依託を受けている次の団体から許諾を受けて下さい．
〒 107-0052 東京都港区赤坂 9-6-41 乃木坂ビル 学術著作権協会
TEL : 03-3475-5618／FAX : 03-3475-5619
e-mail : kammori@msh.biglobe.ne.jp
著作物の転載・翻訳のような複写以外の許諾は，直接日本惑星科学会へご連絡下さい．

■2017遊星人Vol26-1_最終.indd

42

2017/03/14

18:56:04