日本惑星科学会誌 遊・星・人
第32巻 第1号
目 次
巻頭言 竝木 則行「2021年度最優秀研究者賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み
兵頭 龍樹「フロンティアセミナー・テキスト」宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査
第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源
山岸 明彦

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その53〜４年に一度のあかつきTIリセット〜
安藤 紘基，山崎 敦，佐藤 毅彦

エッセイ：他の惑星や衛星の地質年代の大区分は
「代」
ではなく
「紀」
山路 敦

2022年度日本惑星科学会 秋季講演会 開催報告
百瀬 宗武

「天体の衝突物理の解明 (XVIII)〜表層粒子から探る太陽系天体の進化〜」参加報告
辰馬 未沙子太陽系天体若手研究会2022 (SSBW2022) 開催報告

豊川 広晴，荒木 亮太郎，池谷 蓮，于 賢洋，菖蒲迫 健介，鈴木 雄大，野崎 舜介，他2名

New Faces

辰馬 未沙子，金丸 仁明

JSPS Information
表紙デザイン：BROOK S

3

4

16

35
38

40
43
48
54
59

2

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

Contents
N. Namiki3

R. Hyodo

4

A. Yamagishi

16

H. Ando, A. Yamazaki, T. Satoh35

Preface

Planet formation theory × Planetary exploration

Origin, evolution, distribution and exploration of life in spacePart I. The origin of organic compounds revealed by geoscience

Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (53)- Akatsuki TI reset held once in four years -Not erathems but systems: Geologic time scales of planetary bodies
A. Yamaji

38

Report on the 2022 autumn meeting of the Japanese Society for Planetary Sciences
M. Momose40

M. Tatsuuma

43

K. Toyokawa, R. Araki, R. Ikeya, K. U, K. Shobuzako, Y. Suzuki, S. Nozaki, and 2 authors

48

Report on 18th workshop on collisional physics of planetary bodies

Report of solar system bodies workshop for youngers in 2022

New Faces
M. Tatsuuma, M. Kanamaru

JSPS Information

54
59

《目次へ

巻頭言

3

巻頭言
日本惑星科学会の第17期運営委員会を代表して挨拶します．会長の竝木則行です．この役目に就いてまだ一月も経っていませんが，会長職に紐づいた仕事が既にぞろぞろと始まって，先が思いやられます．流れに身を任せて，大過なく2年間を耐えることも考えられなくはないですが，一生に一度の役目ですので(...のはずですので)，自分らしい課題に取り組んでみようと考えました．それは，他の学会やコミュニティとの連携を深めて自由に議論を戦わせる場を作ることです．
会長が先頭に立って働き始めると，他の運営委員，特に副会長と総務専門委員会が迷惑します．教授が張り切ると助教が振り回されるとか，政治家が出しゃばると五輪組織委員会が尻拭いに走り回るとかいうパターンです．自分自身もそういう苦労を重ねてきていて，『申し訳ない』と思うのですが，年齢を重ねると頭頂葉が衰えるのか自制心が働かなくなります．前頭葉が弱って思考力と判断力が落ちているのかも知れません．取り敢えず，中村昭子副会長，今村剛副会長，保井総務専門委員長にはごめんなさいです．先に謝ったので，もう自由にやらせて貰えるでしょう．
私は惑星探査の仕事をすることが多くて，どうしても「将来，大型の惑星探査を実現するためには?」みたいな事を考えてしまいます．月のアルテミス計画や，日本独自の火星探査などです．真面
目に考えると，これらの大型探査は惑星科学会が総力をあげて取り組んでも成し遂げられるのか
分からないくらい難しいミッションです．ましてや，火星衛星探査 ( M M X)や次世代小天体サンプ
ルリターン等などと同時並行で開発するのは至難です．日本が独自の火星探査を実現するためには，大型月探査・開発に取り組んでいくためには，従来の宇宙科学分野の枠組みを外した大連携が必要であることは自明であるように私には思われます．
そういう考えは何も新しいアイデアではありません．これまでも多くの方々が，S GEP S Sや天文学会，日本航空宇宙学会，宇宙生物科学会 etc.と研究交流を図ってこられました．それを学会間の活動にしようということです．もちろん，相手あっての話ですから，一筋縄には行かないでしょう．障害はあるかも知れませんが，その先に広がる可能性に私はワクワクしています．一緒に取り組んでくれるお友達を募集中です竝木 則行（国立天文台）《目次へ4

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」

惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み
兵頭 龍樹12022年12月14日受領，査読を経て2023年1月27日受理（要旨）宇宙を取り巻くコミュニティーは，科学界も参加する官民の社交場となり，ますます総合格闘技な世界になっていくと感じています．~20 年後には，小惑星探査はアカデミア（宇宙科学）主導で行うものでなくなり，宇宙事業の主戦場にもなるかもしれません．このような未来を妄想して生きる若手・理学研究者
として，他者との協働のあり方を模索する経験は将来に繋がると考えます．本紙前半では，JA X A火星衛
星探査計画
（M M X計画）に関連させて，独善的かつ利他的な思いで試みた理学研究の表現例を紹介させていただきます．一方で外惑星領域は，今後~20 - 30 年は，アカデミアが主導し続ける世界であると考えます．しかしながら日本は，外惑星領域に独自に足を踏み入れたことがない現状です．本紙後半では，筆者が工学チームと考える日本初の外惑星探査（例として土星円環探査）× 小惑星マルチフライバイ・コン
ステレーション案を紹介します．

1. はじめにならず，官民の直接的な参入・関与とともに，ますます
総合格闘技な世界になっていくと感じています．

誤解を恐れずに極論を展開すると，小惑星探査な

このような状況において，惑星科学会や自分自身

どの過去の宇宙探査は「 研究者中心の遊び場」だっの直接的な興味を追求するだけでなく，惑星科学をたが，「 これからは官民の社交場」としての香りがより使いながら，他コミュニティーと協働ができないか

強くなると思っています．

と筆者は模索を続けています．惑星科学を道具とし太陽系の起源を解明するという旗印は，我々惑星て，分野横断で，何か新しいものごとが始まる理由

科学会員にとって，これからも目指すところでありまやきっかけを作れるような研究活動をしてみたいと

すし，筆者にとっても格別の面白さを感じるものであ

思っています．

ります．巨人の肩の上に立ってやるべき惑星科学的な課題は明確で，尽きないものとして存在します．

以下は，自分自身の興味のためだけでなく，誰かのために研究をしてみようと思った筆者の活動例に一方で，我々惑星科学のコミュニティーは社会のとなります．本 誌 前半ではJA X A 火 星衛星探 査 計画ても小さな一部に過ぎず，社会にとっての我々の存（M M X計画）に寄り添って，筆者が信頼する仲間と在価値や意義というものを日々考えずには(個人的に行った理学 研究の一部を紹介させていただきます．

は)いられません．そして技術の進歩とともに，宇宙と本誌後半では，日本 初の外惑星探査が工学的に実いうキーワードが，惑星科学の外で一般的に呟かれ現するきっかけになればとの思いから生まれた惑星

ることが多くなってきました．これから宇宙を取り巻

科学的な動機付けを紹介します．

くコミュニティーは，多種多様なアカデミア分野のみ
1. ISAS/JAXA
hyodo@elsi.jp

「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭5

図1： MMX計画が掲げるその意義・価値の三本柱．出典：JA X A

2. 火星衛星探査(MMX)計画に関するある取り組み
2.1

その意義と価値の三本柱

いのか？」「 莫大な税金を火星衛星に投入する価値が理解できない」等のコメントが散見していました．
図1は，カタールワールドカップで三笘薫がライン
際で神躍動した2022 年冬の時点でM M X計画が掲げている「その意義と価値の三本 柱 」になります．上M M X 計画がその計画当初から掲げている大目の二つは惑星科学的なもの．一番下は工学・技術的標として「火星衛星の起源を明らかにする」というもなものです．本節では，惑星科学会における当たり前のがあります．火星衛星が探査対象天体であることの追求だけでなく，他分野への波及と他者との協働を考えると，ごく自然で，当たり前です．しかし，このに繋がる意義・価値の創出を目指した筆者の小さな“当たり前 ”に価値や意義を直接的に見出すのは，惑

努力の積み重ねを紹介したいと思います．

星科学を専門とする我々にほぼ限定されると思われます．惑星科学会は，宇宙を取り巻く多くのステーク

2. 2

そもそも何故ウケないのか？

ホルダーのほんの一部であり，他のステークホルダー

その答えは単 純で，「フォボスとデイモスだから」はこの当たり前に満足しない，興味を持たないと想です．筆者個人的には，衛星，リング，そして小天体像できます．実際筆者が H U N T E R×H U N T E Rのは，とても興味深い惑星科学の研究対象です．しか次に愛読するYa ho o !ニュースで，M M X計画に対しし惑星科学会の外に存在する一般社会には「つまらて，「なぜ，火星衛星なのか？」「 なぜ，火星に行かなない，よくわからない，何のため」と言われます．全員

6

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図2：フォボスへ輸送される火星物質量（©︎R. Hyodo）「．Zunil」「Corinto」「McMurdo」「Tooting」「Mojave」は，火星表面上に存在するクレータの名前で，最近10万年以内に形成された直径10 km以上の新しいクレータからの寄与分です．
「Random」は，最近5億年間に火星に起こった直径100 km以下のクレータを作る無数の小天体衝突によって輸送される総量を示しています．
「260 km」は，最近5億年間で少なくとも一度は起こると考えられる直径260 kmのクレータを作る衝突によって輸送される量です．
「 Total」は，これらの合計値です．右の縦軸で表される量は，輸送された火星物質がフォボス表層1 mに均質に混ざった場合の火星物質の割合になります．

を説得するのは無理．でも少しでも多くの人と共有でンを狙うM M X計画において，惑星保護 事情 1を考きる可能性を探る努力はできると思っています．今回慮する必要が出てきたというわけです．

の場合，火星衛星ではなく，火星本体についてのこと

本誌では，惑星保護の課題をクリアした滅菌過程

なら，人類の移住計画や生命探査と関連させること（衝突および放射滅菌など）の詳細は省きます（詳細で，より多くの人の興味を引き，協力を仰げる可能性

は，[ 5, 6]に譲ります）．一方ここで前提となる研究をがあると期待できました．そこで以下，「火星 」をキー行いました．それは惑星保護だけに留まらないもの

ワードとする研究を行ったので，その紹介をさせていなので，その話を以下にします．ここでの問いは，「そ

ただこうと思います．

もそも火星衛星に運ばれうる火星表層物質の総量は

2.3

火星に行かずとも，フォボスから火星物質を獲得できるどの程度なのか？」です [ 7]．
すでに先行研究において，火星表層から火星衛星に運ばれうる衝突イジェクタ質量の推定が行われて始まりはM M X計画の惑星保護に関する課題であいました [ 1, 2]．しかしその見積りに使われたイジェ

りました．というのも，先行研究で火星から火星衛星

クタ速度分布は，シンプルな正面衝突モデルに基づに火 星物質が降り積もっているだろうと予想されてくものでした．本研究では，3 次元のS PH衝突計算

いました [ 1, 2]．これは，火星に隕石衝突が起こるたを用いて，かつ，より現実的な衝突天体サイズ，衝突

びに，火星表 層物質がイジェクタとしてある程度の角度，衝突速度，これらの分布に基づいて上述の問速度を持つからです．地球に火星隕石が到達するくらいなので，火星衛星に到達する可能性は大いにあると容易に想像できます．そしてもし火 星表面に微生物が存在する可能性が無きにしも非ずということになれば [ 3,4]，それは火星衛星からサンプルリター

1

C O S PA RのP l a n et a r y P r o t e c t i o n P o l i c y（ P P P）では，Unrestricted Earth-Return missionsとするためには，直径10nm以上の滅菌されていない粒子がサンプルに1つでも含まれる確率が10 - 6 未満でなければならない，とされています（R EQ -10と呼ばれます）[3,4]．

「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭

7

いを再考しました．衝突計 算によって求められた衝

まりM M X 計 画の サンプル 中に含 まれうる火 星 表

突直後のイジェクタの位置と速度の情報は，軌道計

層物質が，さまざまな時 代に形成された多様な岩算のインプットとなり，長期の軌道進化で，イジェク

石（f rom sed i ment a r y to ig neous）をランダムにタがフォボスかデイモスに到達するかを調べました．

含むことになります．時間軸においても多様な火 星

特に本研究では，過去 5 億年の間に火星に起こった粒子の採 取と分析に成功すれば，火星史を“t i me -クレータ形成衝突からの寄与分を調べ，潮汐による

resolve”することが可能になります（図3）．M M X計

フォボスの軌 道 進化も考慮しました（時間を戻すと画が，フォボスのみならず，火星の形成と進化を明ら

フォボス軌道が広がるセンス）．

かにするという理学意義と価値を持ちうることを意

その結果，従来推定されていたよりも10 倍以上の味します．ちなみにここでの議論は，火星衛星の起

火星表層物質がフォボス表面に集積していることが源に関わらず，火星衛星が 5 億年前から存在すれば明らかになりました（図2）[7]．輸送される火星物質の期待できる結果です．

総量は，フォボス表層1 mに均質に混合したとすると，~1000 ppm程度の粒子数密度となるものです．

2.5

火星隕石や他の火星探査計画との比較

このうち~340 ppmは火星表面に存在する直径100

我々の隕石コレクションや他の探査ミッションとのk m 以下のクレータを形成する無数の衝突からの寄比較もポイントになります．まず，現在見つかってい与分であり，残りの~760 ppmは過去 5 億年に一度る火星隕石は，100種類以上, 合計100 kg以上です．

は起こると考えられる直径 260 k mサイズのクレータ

次に，NA S A- E S Aが計画する火星サンプルリター

形成衝突からの寄与分になります．これが意味する

ン計 画（M a rs S a mple Ret u r n 計 画 ; M S R 計 画）

ことは，
「火星に行かずとも，フォボスから火星物質

は，火星表層にあるJezeroクレータからの物質採取を獲得できる」可能性がある，ということです．

を目指しています [8]．既にM S R計画の一部として，

2.4

MMX計画で得られうる火星表層物質とは？

NASA・Persevera nceローバーが，長年の風化に耐えた岩塊などを掘削し，試料サンプルを無事に保管

さて，M M X 計 画と掛 け 算することで 得られ るチューブに詰め込むことに成功しています．今後，さ本 研 究の重要なメッセージは次のようになります．

らなる物質採取を続け，最終的に2030 年代前半に地M M X計画では，少なくとも異なる2 箇所から合計10球にサンプルを持ち帰えることを目標としています．

g以上のサンプル採取を目指しています（はやぶさ2で

M M X 計画による上 述の火 星表 層 起 源サンプル

は打ち上げ前の目標が 0.1 gだったので，M M X計画と 比 べ ると，M S R サンプル は， そ の geolog ic a lはその100 倍の量を目指す）．ここで~1000 ppmがcontext sが明確であり，サンプル量も圧倒的に多く意味することは，10 g サンプル中に火星表層から飛なります（~15g チューブが 43 個）．しかし，Jezero

来した粒子が ~100 粒ほど存在するということです．

クレータに偏ったデータとなります．火 星 隕 石は，

ここでは，粒子を0. 3 m mの立方体 [2] として，かつ

M M Xサンプルよりも圧倒的に多量で，豊富な理学

密度を3 g /cm 3 として見積もっています．少なくともデータを我々にもたらしました．しかし，geolog ic a l~34 粒は火星表層のあらゆる場所から飛来した粒子

context sが不明確であり，ある時代の産物に限定がランダムに含まれていることになります．~76 粒はされ（<1. 3 Ga）かつ，全て火 成岩で強い 衝 撃（>5

直径 260 k mサイズのクレータ形成衝突からの寄与

GPa）を経験していることが報告されています [ 9]．

です．さらに，火星から火星衛星に輸送するための一方 で M M Xサンプルに含まれうる火 星 表 層 物 質

エネルギーは，火星から地球に火星隕石として輸送

は， 火 星表 層からランダムに輸 送されてきたため，するのに必要なエネルギーに比べると，圧倒的に小geolog ic a l context sは不明確ですが, 偏りのない

さくなります．強い衝撃変性なしに（< 5 GPa），火星

多様な火 星表 層サンプルになりえます．しかし少 量からの粒子が火星衛星に運ばれうるということですに限られます．このようにそれぞれが一長一短である[ 7]．

ものの，互いに相補的な役割を担うことで，火星史を

隕石衝突は火 星表面でランダムに発生します．つより包括的に紐解くことに繋がると期待できます．

8

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図3：異なる火星物質サンプル（火星隕石とフォボス表層に存在すると期待される火星表層物質）を比較した概念図．現在発見されている火星隕石は，ある時代の産物に限定されている．フォボス表層から得られる火星表層物質は，さまざまな時代における多様な物質であると期待される（図中の上）．このような多様なサンプルを分析することで，火星の磁気活動，水・氷圏のD/H比，表層水インベントリ，鉱物などの進化の理解を深めることが可能になると期待している（図中の下）．Hyodo et al. 2019 [7]の図を改変．

「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭9

図4：火星隕石，Jezeroクレータ，フォボス表層を比較した概念図（©︎R. Hyodo）．火星隕石は，その放出過程および地球大気への突入過程において高圧環境 and/or 高温環境を経験することで，火星生命に関する情報が存在したとしても破壊されると考えられる．MMX計画では，火星生命の情報がSHIGAIとして存在する可能性がある [11]．MSR計画では，Jezeroクレータに限られるが，そこを詳細に調べることで，もし存在すれば生きた生命までも発見できる可能性を秘めている [8]．

2.6

火星生命探査に関してできるとは考えるべきではない．
そこで， 火 星 衛 星フォボスの 表 面 物 質（つまりNA S A- E S A・M S R計画の最大の目的は，「 生命のM M X計画）に新たな期待を寄せることができます．

痕跡」を見つけることであります．
「地球はどのように

上述のように，フォボスは火星の近くを回っているた

して生命惑星となったのか？」「 地球以外に生命はいめ，衝突で掘り起こされた火星表層物質の一部が低るのか？」．このような問いは，現在の惑星科学と惑

衝撃圧（< 5 GPa）でフォボスまで飛来します．つまり，星探査においてもトップに掲げられるものです．そし火星生命の痕跡（ 太古の火星で存在した生命やバイて地球だけを見ていても答えは出ないであろうといオマーカーの化石や痕跡など）が火星表面にもしもう考えが，その背景にあります．現在では表面が干存在していた場合，その情報が失われることなく，からびているように見える火星ですが，35 億年前頃

フォボスまで運ばれうるのです（図４）[ 11]．

まではその表面に海があったと考えられます [ 10]．

さらにM M X 計画に関する惑 星保 護の議 論を掛「地球外で生命の痕跡を探すなら，まずは，かつて地け算すると，微生物が火星表層に仮に存在していた球に似た環境があった火星であろう」というのが，火としても，衝突滅菌と放射滅菌によってフォボス上で星探査における基本戦略であります．

死滅します [ 5, 6]．つまり，地球帰還が許される“ 安Jezeroクレータは，数十億年前まで巨大な湖が全な死骸 ”が存在する可能性を示唆しており，ある意

存 在していた可能 性がある場所であり，粘土 鉱物

味，“ 安全 ”であることが “退屈”や“無価値 ”と同義でなど 水の存 在を示唆する鉱物が 発見されていますはないということです．“ 死骸 ”の高い価値を改めて[8]．NA S A- E S Aはこのポイントに着目することで，

陽に議論したことがポイントとなります．

この地域を精査することとしました．しかし，地球や我 々は， フォボス 上で 存 在 するか もし れ な い

火星のようなサイズの天体の場合，ある一部の場所

火 星 生 命 の 痕 跡 と 死 骸 を 合 わ せ て，S H IGA I

からの情報に基づいて惑 星全体を議論 することが（ S t er i l i z e d a nd H a r s h ly I r r a d i at e d G e ne s ,10

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

a nd A ncient I mpr i nt s）と定義しました [ 11]．本

は省きますが，OPE N S 計画では，軌道に強い制約研究で S H IGA I が 確実に存 在することを示したわがあり，科学ペイロードが小さく，搭載機器は原則けではありません．しかし，「見ようとしないと見え的に開発実 績のあるものに限られます．このようなないもの」があります．そのような思いで本 研 究 が状況では，上述の巨大惑星大気の制約を十分な実

M M X計画の価値最大化に貢献できれば幸いです．

現可能性を持って行うことは現状チャレンジングで

M S R計画とM M X計画，このように互いの相補的す．そこでここからは， 光 学系
（例えば 望 遠カメラな意義が明確になり，二つの計画が連携協働を目指

T E NG O O）のみでも最低限で達成しうる土星リング

しています．2020 年代，火星生命探査はそのような探査について，その理学意義と価値を中心に議論い新時代に突入し，M M X計画にはそこで果たすべきたします．

役 割があると筆者および I S A S / JA X Aでは考えております．

3. 外惑星探査計画に関するある取り組み3.1

そもそも，土星リングとは？

そもそも土星メインリング（以下，リング）は，土星周りをケプラー運 動 するcm からmサイズの 無 数の
水氷 粒子によって構成されていると考えられています [ 15,16]．リングの外縁は，土星の中心から約14万

ここから話題が変わります．JA X Aは自力で外惑

k mです．厚みは，リング粒子間の衝突ダンピングに星領域に到達したことがありません．現在 JA X Aのよって10 ｍ程度に保たれています．その軌道周期は

技 術フロントローディング活動の中で，超 小型探 査

１日よりも短く，一周する間に数十から数百の粒子間機 技 術を発展させ，外 惑星領域を目指す動きが見衝突が起こっています [ 17]．土星リングは，いま現在られます．またJA X A宇宙 科 学 研究 所には，超 小でも，数日というタイムスケールで力学的な進化を遂型宇宙機による外惑星探査実証ワーキンググループ

げている非常にダイナミックな系です．

（OPE N S 計画）が爆誕しています．

また，土 星リングの外側に存在する順行衛星は，

このような機運において筆者は，OPE N S 計画に土星メインリングが，数十億年をかけて土星のロッ

おいて，日本として初めて外惑星領域を探査する動シュ半径の外側に染み出し，自己重力集積すること

機 付けになるような理学価値と意義の創出を担うこで形成された可能性が理論モデルより明らかになっとになりました．巨大惑星である木星・土星は，そのてきました [ 18-21]．さらにカッシーニによって，現在圧倒的な重力によって，太陽系の形成過程（ 力学 構進行形で，リング外縁で新たな衛星が集積している造の形成や物質混合・分断など）に決定的な影響を徴候を示すような画像も得られています．

与えてきたと考えられています．

一方，土星リングの起源は未決 着です．これまで

現在，太陽系の形成モデルは乱立しています．モに，( 1) 太 陽系誕 生から1, 000万年以内に存 在した

デルによって木星・土星の材料物質（微惑星集積か

周惑星円盤内での衛星潮汐破壊説 [22]，( 2)太陽系

ペブル集積かなど），形成時期と形成場所，および，

c at aclysm 期における太陽系外縁天体の土星近接進化が異なります．その結果，例えば，巨大惑星大遭遇による潮汐破壊説 [23]，(3) 数億年前に起こっ気の化学組成や同位体組成，および，内部構造が変た衛星同士の衝突 破壊説 or 衛星軌道の不安定にわってきます [ 12,13]．また木星トロヤ群の捕獲確率

よる衛星の潮汐破壊説 [24. 25]，などが提唱されてや分布は，木星の軌道進化に依存する可能性が示さいます．それぞれの説が正しかった場合に期待されれています [ 14]．外惑星探査の惑星科学的な意義とるリング粒子の物質科学的特 徴，形成時の熱力学

価値は，物質科学的な証拠から，これらのモデルを的環境，形成年代は大きく異なります．しかしリング

直接的に制約することです．

粒子の詳細な情報が得られていない現在では，起

惑星探 査を現実のものにするためには，「実現可源に決着がついていません．r i ng ra i nやspokesな能性 」が重要なポイントになります．現状のOPE N S

ど，リング粒子と土星磁気圏の相互作用もまだまだ計画の枠 組みは 小 型 探 査 機によるものです．詳 細理解が少ない現象として存在します [26]．

「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭11

図5：土星リングと衛星系（©︎R. Hyodo）．現在までに達成されている土星リングの撮像は，300 m/pixel 以上の解像度に留まっている．理論やシミュレーションから，<100 m/pixelの解像度でself-gravity wakes や propeller 構造を形成する小衛星が見えてくると期待されている．もし<10 m/pixelでリングを解像することができた場合は，最大級サイズのリング粒子一粒が見えてくると期待されている．

これまで土星リングは，NA S Aカッシーニ探査計

wa kesと呼ばれる局所構造を生んでいます [ 17]．そ

画によって，精力的な観測が行われてきました．とくして，そのsel f- g rav it y wa kesが，巨視的なリングに顕著なリングサイエンスの成果として，リング質量の角運動量輸送・拡散を制御し，さらにエネルギーの制約 [ 16]，リング内に存在する衛星の発見 [27]，

散 逸もコントロールしています [ 30]．その結果，数リング 粒子群が 作る巨視 的 構造の詳 細 観 測（縞 構

十億年の拡散進化によって，土星リングは，周囲の造，propel ler構造 [27]，r i ng ra i nやspokesなど

衛星を形成してきたと考えられています [ 18-21]．

のリング粒子と土星磁気圏の相互作用）[26, 28]，動しかし現状では，カッシーニ探査の結果をもって径方向に存在する物質分布 [29]など，が挙げられましても，土 星メインリングの巨視的な構造 進化を支す．しかしながら，カッシーニのリング観測における配するリング粒子個々の特性に関する本質的な情報

最高空間解像度は，300m /pi xel程度に留まっていが欠けている状況です．例えば，ケプラー周期で変ることから，以下に述べるサイエンスの課題は，未達

動 するsel f- g rav it y wa kes（ 10 〜100m スケール）

成であります．

3. 2

土星リングの惑星科学的な面白さは？

や，個々のリング粒子（cm～mサイズ）の情報が欠落しています（図 5）．土星リングの形成と進化を語る上で，これらの理解が本質的に重要です．

土 星リングは粒子拡散円盤であり，この宇宙に，あらゆるスケールで普遍的に存在する物理現象の一例として魅力的なシステムです（銀河，原始惑星系円

具体的にカッシーニがやり残した核心的な惑星科学的問いは以下です．

盤，デブリ円盤なども全て拡散円盤である）．土星リ- 氷粒子は，どのような形をしているか？サイズ分布は？

ングは，無数のリング粒子が，衝突によるエネルギー- 粒子内部も，水氷なのか？化学組成は？同位体組成は？

散 逸， 重 力エネルギーの注 入を繰り返す， エネル- 氷粒子は，高密度なicy chu n kなのか，空隙を持ギー注入・散逸系であり（図５），それがsel f- g rav it yつsnowba l lなのか？

12

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

- 粒子表面は，fluffy，slushy，または frostyなのか？

最後に，カッシーニの観測によって新たに提示さ- 氷粒子は，amorphous または crystallineなのか？

れた謎として，「 なぜ，数十億年のm icrometeoroid- 氷粒子は，始原的なものなのか，変質したものなのか？

b omba rd mentから予想される“ 汚れ”が，巨視的な- S el f- g rav it y wa kes は 存 在 するの か？する 場

リング表面観測では見られないのか？
（i .e . , 土星リン合，どのようなスケール・形状比なのか？
- リング粒子は重力や衝突によってどのように相互作用しているのか？
- 軸対称の無数の縞模様は，密度起源なのか？または物質起源なのか？
（年齢）
・起源は？
- 土星リングの形成年代
観測的にsel f- g rav it y wa kesを理 解する（10 〜

グは，“ 汚れの少ない”きれいな水氷でできているよ
うに見えている）」，というものがあります．現在これを理由に，リングの年齢が1億年程度と言われたりしますが，確定的ではありません [ 33, 34]．粒子個々の詳細な表面観測，または，リング粒子のバルクとしての理解は，この問題解決において鍵となります．

3.3

100m /pi xelの解像度を達成する）ということは，土土星リング探査が持つ惑星科学的な波及効果

星メインリングの拡散進化を特徴づける構造を，直すでに述べた部分もありますが，土星リングの起源

接見て，理 解することを意味します．さらに，sel f-と進化を理解することは，次の波及効果を持ちます．

g rav it y wa kesは，リング粒子のサイズ分布，重力

まず，土星リング粒子の化学組成，同位体，粒子構相互作用，衝突時の物性によって支 配される構造

造（表面/ 内部構造）を理解することは，リングの材であるため，他の観測，理論や数値計算との比較を

料物質の起源と進化の理解に繋がります．提案され通して，間接的に粒子の表面特性など，リング粒子

るリング形成モデルにおいて期待される材料 物質，

個々の物理化学 特 性を明らかにできる可能 性があ形成時の熱力学的環境，形成年代が大きく異なるか

ります．しかし，それでも情報が縮退してしまう場合らです．

は，次に述べるリング粒子個々を解像する観測が必要です．

次に，sel f- g rav it y wa kesは，土星リングの拡散現象（拡散の粘性係数 ）を支配します．ゆえに，sel f-

観測で，粒子個々の形状，表面化学組成，表面力

g ravity wa kesの理解は，数十億年をかけた土星リ

学特性，空隙などの粒子内部構造，まで理解できた

ングの拡散進化の理解に繋がり，土星の衛星系の形（cm〜m /pi xelの解像度を達成する）場合は，リン成と進化の理解に繋がります．

グ粒子が形成された当時の熱力学的環境や衝突 破

さらに土星リングの形成と進化が，太陽系の惑星

壊環境などに制約が与えられ，その起源に迫れる可形成の中で起こることを考えると，土 星リングの理能性があります．さらに，上述のように粒子個々の物

解は，太陽系形成の理解（原始惑星系円盤の描像，

理化学特性がsel f- g rav it y wa kesを支配すること

太古の土星周囲の集積環境など）に波及します．まから，拡散現象モデルの検証とさらなる一般理論のた，sel f- g rav it y wa kesと，それに支配される拡構築に繋がります．

散現象の理解を，理論面からだけでなく，ある現実

もしリング粒子をサンプル分析して，同位体，鉱物の系を通して深めることは，銀河，原始惑星系円盤，組成，バルク化学組成，などを明らかにすることがでデブリ円盤などの一般的な円盤システムの拡散現象

きた場合は，隕石，小天体，彗星などのデータと比較を理解することに波及します．

することで，リングの材料物質が，いつ・どこで形成され，その後どのように進化したのかを明らかにでき

3.4

土星リング探査のこれまで，これからる可能性が高まります．ちなみに，カッシーニが採取

カ ッ シ ー ニ を 超 えて 土 星 リング を 探 査 す る

した“リング物質 ”は，土星メインリングから，選択的（< 300m /pi xelを達成する）ためには，これまで以に弾き出され，イオン化 / 部分昇華した粒子，または，

上に土星リングに近づくことが必要です．土星リング

衛星エンケラドス起源のEリング粒子で，メインリン

近傍では，無数の粒子がランダムに飛び交っている

グのバルク粒子とは異なることに注意です [ 31, 32] .

ので，探 査機にとってはリング粒子との衝突で破砕「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭

リスクを伴う環境です．一方，カッシーニ探査のおか

13間が伸びることはありません．

けで，粒子数密度が極めて低い領域や，ギャップ構

さらにこのような技術実証の積み重ねの結果，N造などが明らかになりました．カッシーニが積み重ね機の小型衛星のコンステレーションを組むことが 有

た過去の知識の上に，正確な軌道設計・軌道決定が益ではないかと考えています（軌道設計の専門家で実現できれば，カッシーニを超えて土星リングの姿をある尾 崎 直 哉 氏 がリード）．例えば N=10 -20など

明らかにすることができるでしょう．このような探査でコンステレーションを組むことで，衛星が 惑 星ス

はリスクとチャレンジ精神が必要であるため，欧米のイングバイを定 期的にできるように配置します．こ巨額大型探査は理学価値・意義が明確でも，手を出の場合，スイングバイの度に適切な小惑星を見つけしにくいでしょう．

て 探 査を目指 すことも可 能 で すし，I nterstel la r

また，土 星リングに近づくということは，必然的

Object s や長周期彗星が突然現れた場合でも，即に 土 星 本 体 にも近 づくことになります．これ は 土

応型探 査機として利用することも可能です（C omet星大 気を観測する絶好の機 会にもなります．近年，

I nterceptorで採用するラグランジュ点での待ち一

NA S A・Ju noが木星大気の構造や化学・同位体組方の探査手法と異なります）．

成を制約することで，木星の形成過程の制約に重要

探査機寿命の改善や安価に大型探査機が作れるな貢献を果たしました[ 13]（NA S A・Ga l i leo木星プ

ような未来では，地球近傍でコンステレーションを組

ローブもそうです）．しかし土星に関して，このようなみながら地球近傍探査を行いつつ，適切・必要なタ探査は未だ行われていません．

イミングで外 惑星に軌道変更をするような柔軟性を

3.5

外惑星探査 × 小惑星マルチフライバイ・
コンステレーション案

最後に，外惑星探査（土星リング探査）は，小惑

持たせることが可能だと考えています．

4. まとめと今後の展望

星探査の新しい形を実証する貴重な機会になりうる

結局，見てもS H IGA Iは見つからないかもしれなという話をしたいと思います．外 惑星領域に到達す

いし，土星リング探査も実現しないかもしれません．

るために，地球型惑星（金星や地球）のスイングバイ

逆に，M M X計画がノーベル賞級の成果をあげるかを利用します．スイングバイは，その度に，探査機のもしれないし，日本が独自の外惑星探査を展開する

軌道を調整する機会で，ある適当な小惑星のフライ

未来がやってくるかもしれません．筆者は，黙っていバイ探査を狙う絶好機となります（Asteroid F lybyても人類や業界を救えるような研究論文を書けるよ

Cycler Trajector y ; 詳しくは，尾崎直哉氏の[ 35]

うな能力は持っていません．その代わりに筆者は，を参照）．

「ただのサイエンティスト以上に何を語れるか」「 何か

筆者 ( 理学)と尾崎 (工学)は協力して，外惑星探査を言うために論文を書く」ことを意識し，惑星科学

計画にこのようなフライバイ探 査手法の実証を盛り

コミュニティーを飛び越えて，工学分野，(非科学の)込むことを画策しています．例えば，地球（打上げ）→

宇宙コミュニティー，そして社会一般（多種多様なス

地 球→ 金 星→地 球→地 球→土 星というような軌 道

テークホルダー）を巻き込む仕事をしたいと思ってい設計を考えた場合，小惑星フライバイを入れ込む余ます 2 ．その結果として，多種多様な人材，そして運が地は，地球（打上げ）→小惑星#1→地球→金星→地良ければ黙っていても我々を救えるような神人材を球→小惑星#2→地球→小惑星#3→土星，となるよ

惹きつけ，宇宙コミュニティーを真に総合格闘技化でうなものです．実現した場合，土星圏到達の前に，数きる一翼を担えれば幸いです．

年に一度の頻度で新たな小惑星をフライバイできる
可能 性があります（小 惑 星マルチフライバイ探 査）．
ここでポイントは，土星圏を目指した軌道に最適化
した上での小惑星マルチフライバイなので，マルチフ
ライバイの有無によって，土 星到達までにかかる時

2
最優秀研究者賞としての評価では，本誌に記載した内容だけでなく，純・惑星科学的な研究（微惑星形成 [36- 39]や，衝突現象[40- 42]，衛星形成 [43- 47]）も含んでいただいています．

14

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

謝辞
修士課程において面倒を見ていただいた大槻圭史
教授との出会いが全ての始まりでした（研究において[7] Hyodo, R. et al., 2019, Scientific Reports 9,
19833.
[8] Beaty, D. W. et al., 2019, Meteorit. Planet. Sci.
54, S3.

父のような存在です）．博士課程で面倒を見てくれた[9] Nyquistetal, L. E., 2001, Space Sci. Rev. 96, 105.

Sebastien Charnoz 教 授とFrédéric Moynier 教[10] Eigenbrodeetal, J. L., 2018, Science 360, 1096.

授は，受け入れ当日に「これからは友達で，同僚だ」と[11] Hyodo, R. and Usui, T., 2021, Science 373, 742.

言ってくれました（いまでは家族ぐるみの付き合いで[12] Drazkowska, J. et al., 2022, arXiv:2203.09759.

す）．井田茂教授には，学生のころから一緒に飲み歩[13] Guillot, T. et al., 2022, arXiv:2205.04100.

いてくださり，現在でも井田研メンバーとして受け入[14] Pirani, S. et al., 2019, A&A 623, A169

れてもらい，研究感だけでなく，「こんなことしてもい[15] Zhang, Z. et al., 2017, Icarus 294, 14.

いんや」と思う生き方を見せ続けてくれています．藤[16] Iess, L. et al., 2019, Science 364, 6445.

本正樹 教 授には，「俺のことを友 達と思ってるやろ」[17] Salo, H. et al., 2018, in Planetary Ring Systemsと(関西人として有難く)ツッコんでもらい，学生の頃(Cambridge University Press), 434.

から飲みに連れて行ってくださり，サッカーで互いに[18] Charnoz, S. et al., 2010, Nature 465, 752.

熱く語り, かつ国際協力や惑星探査の楽しさを教え[19] Crida, A. and Charnoz, S., 2012, Science 338,てもらっています．臼井寛裕教 授とは，大変だった
S H IGA I案の構築を共にし，そして宇宙研という少し変わった場所を共にする大先輩として，飲みなが1196.
[20] Hyodo, R. and Ohtsuki, K., 2015, Nature Geoscience 8, 686.

ら良きアドバイスをいつもくれます．玄田 英 典 教 授[21] Hyodo, R. et al., 2015, ApJ 799, 40.

は，偉くなり, 年々連絡が返ってくるのが遅くなりま[22] Canup, R. M., 2010, Nature 468, 943.

すが（大変そうです），誰よりも一緒に，たくさん仕[23] Hyodo, R. et al., 2017, Icarus 282, 195.

事をし続けています（日本に帰ってきたときの最初の[24] Cuk, M. et al., 2016, Astrophys. J. 820, 97.

受け入れが玄田さんで良かったです）．以上の方々に[25] Wisdom, J. et al., 2022, Science 377, 6612.

は，心より特別な感謝をいたします．そのほか，森島[26] Horanyi, M. et al., 2009, in Saturn from Cassi-

龍司さん，黒澤耕介さん，末次竜さん，鎌田俊一さni-Huygens (Springer Netherlands, Dordrecht),ん，北里宏平さん，浦川聖太郎さん，岡本尚也さん，
角和樹さんに感謝の念に堪えません．

参考文献

511.
[27] Tiscareno, M. et al., 2019, Science 364, 6445.
[28] OʼDonoghue, J. et al., 2019, Icarus 322, 251.
[29] Cuzzi, J. N. et al., Icarus 309, 363.
[30] Takeda, T. and Ida, S., 2001, ApJ 540, 514.

[1] Chappaz, L. et al., 2013, Astrobiology 13 (10),963.
[2] Ramsley, K. R. and Head, J. W., 2013, Planetary
and Space Science 87, 115.
[3] P a t e l , M . e t a l . , 2 0 1 8, E S A c o n t r a c t n o .
4000112742/14/NL/HB.

[31] Hsu, H.-W. et al., 2018, Science 362, eaat3185.
[32] Waite, J. H. et al., 2017, Science 356, 155.
[33] Hyodo, R. and Charnoz, S., 2017, AJ 154, 34.
[34] Crida, A. et al., 2019, Nature Astronomy 3, 967.
[35] Ozaki, N. et al., 2022, Journal of Guidance, Control, and Dynamics 45 (8), 1496.

[4] Summers, D., 2017, SterLim-Ph2-TAS-TN21.

[36] Hyodo, R. et al., 2019, A&A 629, A90.

[5] Fujita, K. et al., 2019, Life Sciences in Space[37] Hyodo, R. et al., 2021, A&A 646, A14.

Research 23, 73.
[6] Kurosawa, K. et al., 2019, Life Sciences inSpace Research 23, 85.

[38] Hyodo, R. et al., 2021, A&A 645, L9.
[39] Hyodo, R. et al., 2022, A&A 660, A117.
[40] Hyodo, R. and Genda, H., 2020, ApJ 898, 30.

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「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
惑星形成理論×惑星探査に関するある取り組み／兵頭[41] Hyodo, R. and Genda, H., 2021, ApJ 913, 77.
[42] Hyodo, R. et al., 2021, Icarus 354, 114064.
[43] Hyodo, R. et al., 2016, ApJL 828, L8.
[44] Hyodo, R. et al., 2017, ApJ 845, 125.
[45] Hyodo, R. et al., 2017, ApJ 851, 122.
[46] Hyodo, R. et al., 2018, ApJ 860, 150.
[47] Hyodo, R. and Genda, H., 2018, ApJL 856, L36.

著者紹介
兵頭 龍樹
JA X A宇宙科学研究所 国際トップヤングフ ェ ロ ー ( ITY F)． 惑
星 形 成 論 および 惑 星 探 査 を専門とし，JA X A 内 部から積 極 的に次 世代の 惑 星 探 査ミッションの 構 築 を 行 な って い る．E SA・
NASA・JAXAの 3 機関の探査計画に参画．Cassini,Hayabusa 2, BepiColombo, M M X , 次世代サンプ
ルリターン計画 , OPENS (日本 初の外 惑 星探 査 計画) などに参画している．

15

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16

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

「フロンティアセミナー・テキスト」

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査
第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源
山岸 明彦12022年12月19日受領，査読を経て2023年1月16日受理（要旨）地層には，地球の歴史が記録されている．46億年前に誕生した地球の，38億年前の地層には炭素同位体化石として生命の痕跡が残っている．35億年前の地層には最古の細胞微化石が残されている．この時期の海底熱水活動の証拠も残されている．海底熱水地帯では，海水が地下の高温の玄武岩と反応して還元型の成分を含む熱水となる．この熱水と低温海水との反応に依存した生態系が熱水地帯周辺に形成される．35～30億年前の微化石がどの様な生物かということが，当時の環境との関連で検討されている．地球生命を構成する元素は，宇宙に由来する．それらが，どの様な経路で生命に利用されるに至ったか，有機化合物の起源とともに解説する．有機化合物は宇宙空間で合成され，地球にやってきた可能性が高い．

1. はじめに本連載は，2019年2月18日-19日北海道大学で開催された惑星科学フロンティアセミナー2018「 生命の起源：
地球上の生き物はどこでどのように誕生したか」の聴講あったが，その記録も読者の理解を助ける可能性が高いと判断して残した．

2. 生命の進化：地層に隠された証拠

ノートを元に，その後の新しい知見も含めて加筆修正

46億年前に地球が誕生してから今日にいたるまで，した．聴講ノートを作成した，千葉紗登子氏，オン碧氏

様々な地学的証拠が残されている．地学的証拠が生命に感謝する．

の進化を考えるうえでの重要な基準年代を与える．ただ本稿は，三回に分けて連載される予定である．第一し，地球形成初期に関する地学的証拠はそれほど多く

回目は，地球に残されている生命の痕跡と，地球化学

ない．海の形成時期に関してはGenda [1]，生命初期のや宇宙科学から明らかになりつつある有機化合物の起炭素同位体化石に関しては掛川 [2]，初期の細胞化石源を解説する．第二回目では，生命科学からわかる生に関してはSugitani [3]が参考になる．

命の起源と進化について解説する．特にRNAワールド
や，遺伝子からわかる生命の進化，ダーウィン進化等に2.1

地殻形成の歴史：岩石の物質解析関して解説する．第三回目では，地球大気圏での微生

地球 上に残された最古の鉱物は，ジャックヒルズ

物採集，地球低軌道での微生物・有機化合物実験，火（オーストラリア）
で発見されたジルコンである．ジルコン

星での生命探査について解説する．

はジルコニウムのケイ酸塩で，１mmにも満た（ZrSiO 4）

本連載で解説する分野は極めて広いが，周辺分野

ない大きさのジルコン結晶が多数収集されている．それに関しては概略の記載で済まし，関連する総説を紹介

らの結晶の鉛同位体分析から，最古の年代を示したジ

するようにした．ただし，重要な文献に関しては書誌情

ルコンは今から45～44億年前に形成されたと推定され報を載せるようにしている．また，講演では質疑応答がている．ジルコンはマグマと水との相互作用で形成され

1.東京薬科大学，生命科学部
yamagish@toyaku.ac.jp

る．ジルコン中の酸素同位体比δ18Oから，45～44億年前に海と大陸地殻が存在していたのではないかと推定

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸17

表1: 世界に知られる古い岩石（文献[5]より改変) ．

年代

産出地

岩石名

40 億年

カナダ・北西部

アカスタ片麻岩

38 億年

グリーンランド・イスア

イスア緑色岩イスア・ゴッドハブ

アミツォーク片麻岩

シベリア・アルダン盾状地

片麻岩

中国・河北省

グラニュライト

36 億年

カナダ・ラブラドアー

片麻岩

34 億年

オーストラリア・北西部

ピルバラ緑色岩

37億年

表2: 各地の太古岩石中の炭素 13C/12C比と産状[2]．

年代
億年前

地域名

δ13 C（‰） 炭素の産状

コメント

ジャックヒルズ（オーストラリア）

41

-24

アキリア島
（グリーンランド）38- 49 〜 -21

未確認

M ojz s i s，S . J. e t a l .
炭素の存在未確認状態で分析 (1996)

イスア
（１）
38〜37
（グリーンランド）- 35 〜 -12

未確認

M ojz s i s，S . J. e t a l .
炭素の存在未確認状態で分析 (1996)

イスア（2）（グリーンランド）-12 〜 - 8

地下温泉脈中（顕微鏡で確認）37億年前の
非生物炭素

イスア
（3）
38〜37
（グリーンランド）-20 〜 -14

38〜37億年前の堆積 38〜37億年前の岩中（顕微鏡で確認） 炭素

Rosing, M. T. (1999)

イスア
（4）
38〜37
（グリーンランド）-24 〜 -12

38〜37億年前の堆積 38〜37億年前の岩中（顕微鏡で確認） 炭素

Ohtomo，Y. et al. (2014)37

ジルコン結晶中炭素の混入時期（電子顕微鏡で確認） が不明

Bell，E. A. et al. (2015)

Van Zuilen, M. A. et
al. (2002)

機化合物の13C/ 12Cは環境中の二酸化炭素に比べて低されている[4]．
岩塊としての岩石が残っているのは40億年以降に限13
C/ 12Cは基準試料との差δ13Cとして測定されくなる．

定される(表1)．大陸地殻の形成は45〜44億年前と推る．δ13Cの基準としてアメリカ・サウスカロライナ州の定されているので[4]，40億年前以前の岩石は浸食され

Pee Dee 層から産出するベレムナイト（PDB: Pee Dee

たか，後期重爆撃で失われたか，理由は不明であるが，Belemnite）
が用いられる．

現時点では大きな岩塊としては残っていない．

植物によって炭酸固定に用いられる酵素が光合成の38億年前の岩石の中には枕状溶岩および，堆積岩が種類C3植物，C4植物，CAM植物によって異なる．そある．これらの岩石は38億年前に海があった証拠となの結果，植物の光合成形式によってδ13Cの値が多少異

る[1]．

（図1）．
なるが，δ13Cは-10‰(パーミル)から-35‰となる

2. 2

最古の生命の証拠
1312

化学合成細菌でも植物と同じRubiscoを用いるタイプ
はC3植物に似たδ13Cの値になる．数値はPDBに対す炭素には Cと Cの安定同位体が存在し，炭素同位る数値であるが，同じ時代の炭酸塩と比較することに体比分析を行うことで，炭素の起源をある程度明らか

より，測定された炭素が光合成等の二酸化炭素固定反にすることができる[6]．光合成あるは化学合成によっ応であるかどうかの判断材料とすることができる[2]．

13
Cにて，二酸化炭素が同化される際の酵素反応では，12比べて Cを効率良く取り込むため，炭酸固定された有表2はこれまでに報告された，37億年前までの地層中の炭素同位体分析結果である[2]．ジャックヒルズの18

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図1：様々な起源の炭素の13C/12C同位体比．Naraoka [6]．

表3: ガラパゴス海嶺周辺のATP，AT，GTP : ATP [9]．

SampleATP (ng/liter)

Surface sea water a (50m)bGarden of Eden vent (2500m)
Note:

a

GTP: ATP340 ± 112

32

1.7±

0.3

Deep seawater a (2400 m)
Garden of Eden vent a (2500m)

AT (ng/liter)

130 ±

3.4±

0.16 ± 0. 08

0.3 0. 075

491 ± 151

1495 ± 553

0. 86 ± 0.17

1943 ±1143

4248 ±2031

0. 89 ± 0. 35b

ろ液． 沈殿粒子．

41億年前のジルコン結晶中炭素の同位体比が報告されているが，炭素の混入年代が不明である[2]．Mojzsis

2.3

最古の細胞化石ら [7] によって，アキリア島，イスアの岩石中炭素の同最古の細胞微化石はオーストラリア，ピルバラ地方の位体分析が行われ，生命の痕跡を示すデータが得られ35億年前の岩石中に発見された[8]．微化石は細長いていたがその産状は不明であった．その後，イスア堆

数珠状でその幅は5µm程度であった．通常，微生物細積岩中炭素の同位体分析が行われ，その同位体比は生胞の直径は1µm以下の大きさなので，細胞の直径が一命の痕跡である可能性を示した(表１．イスア(3, 4))．炭般の微生物としては大きい．この微化石付近には，スト素の構造を顕微鏡で観察した結果，構造が不規則であロマトライトが発見されて，この微化石はシアノバクテ

ることも炭素の起源が生命である可能性を支持していリアではないかと推測された．ストロマトライトとはドーる．すなわち，炭素同位体組成，炭素が堆積岩中にあム状の縞状模様がある岩石で，シアノバクテリアの関与

ること，さらに炭素の構造が不規則であることから，こでできるものが知られている．水中でシアノバクテリアのイスア堆積岩中炭素は生命の痕跡である可能性がと他の微生物の共生体が粘液を出し，周りの砂を固め

高い．つまり今から38〜37億年前には生命が誕生してることでドーム状となる．夏に成長して冬に成長が停滞いた可能性が高い [2]．

するため，縞模様ができる．またシアノバクテリアは光宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸19

図2：海底熱水噴出孔付近において推定されている化学反応モデル．Jannasch [11]より改変．

に向かって成長するため，ドーム状の形状となる．シア

いことがわかっており，GTP : ATPは微生物の増殖をノバクテリアが最古の細胞化石生物なのだろうか．この反映している．

最古の化石はシアノバクテリアでは無い可能性が高い．

2.4

深海熱水噴出孔付近の生物群集

表3はガラパゴス海嶺周辺のATP，AT，GTP : ATPを測定した結果である[9]．深海200m以下は光が届かず生物がほとんどいない．表層海水と比べて，2400 m

最古の細胞化石がどのような生物なのか，初期生命の深海水はATPおよびAT が顕著に少ない．つまり深に関して解説する前に，深海熱水噴出孔付近の生態系

海には生物体がほとんど存在しない．Garden of Edenと化学合成細菌に関して解説する．

とよばれる熱水地帯では，周辺部の深海水と比べて水深200m以下の深海にはほとんど生物は存在せず，

ATPおよびAtが顕著に増加していた．これは，この地

砂漠同様のバイオマスである．動物，植物，微生物を含点に熱水等のエネルギー源があり，微生物やその残骸

む全ての生物は，ATP（ アデノシン三リン酸）をエネルがあることを示している．なお，GTPは増殖中の微生ギー利用に用いている．生物は有機化合物から取り出

物細胞内に多いことがわかっており，この数値が高い

したエネルギーをATPに変換し，ATPの脱リン酸化でことから，熱水地帯で微生物が増殖していることもわ得られるエネルギーを生命活動に利用している．したかる．

がってATPは，生きている生物量を反映する．またAT

深海底でも熱 水地帯では，熱帯雨林に匹敵するは，ATP, ADP（アデノシン二リン酸）
とAMP
（アデノシ

20kg /m 2 のバイオマスがあることが報告された[10]．

ン一リン酸）の合計で，生育が盛んな生物と盛んでない

熱水地帯には，化学合成細菌による生態系があり，生物，あるいは死んでからまもない状態の生物量の合チューブワーム，シンカイヒバリガイ，甲殻類，ゴカイな計を反映している．GTPは増殖中の微生物細胞内に多どが生息している．この発見により，光合成生産がなく

20

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図3：様々な代謝系の酸化還元反応とATP，NAD(P)H生産．発酵では有機化合物を，より低分子量の有機化合物（アルコールや乳酸など）や二酸化炭素に分解する時のエネルギーでATPとNADHを得る．呼吸では，有機化合物と酸素の反応によってATPとNADHを得る．化学合成では，電子供与体と電子受容体の酸化還元反応でATPとNADPHを得る．化学反応の種類に応じて，水や硫酸，硫化水素や窒素などの反応生成物を生じる．光合成では，光エネルギーを用いて，ATPを合成すると共に，電子供与体から電子と水素を取り出してNADPHを得る．酸素発生型光合成では水を，非酸素発生型光合成では硫化水素，水素あるいは低分子量の有機化合物を電子供与体として用いる．その結果，電子供与体から酸素や硫酸等が生成する．光合成や化学合成ではATPとNADPHを用いて二酸化炭素を還元して糖を合成する．

ても，熱水地帯で化学合成細菌による生態系が成立しいる．海底面下深部まで浸透した海水は高温の玄武岩得ることが明らかとなった[10]．これらの環境に生息しと反応する．玄武岩との反応で，硫酸イオンは硫化物イている大型生物は，化学合成細菌と何らかの関係（共オンに，マグネシウムイオンは，マンガン，カルシウム，

生，捕食等）を持って生育している．

鉄，銅，等の金属イオンや水素イオンと交換する．炭酸2.5

海底熱水地帯地下および海水中での化学反応

水素イオンは二酸化炭素やメタンに変換される．こうして，海水とは組成の変わった高温熱水が海底面に向かって上昇する．熱水が上昇する過程で温度が下がる

図2は海底熱水地帯地下でおきている反応を図示しと，FeS，FeS 2，CuFeS 2 等の沈殿を形成する．また，熱たものである[11]．海水中にはナトリウムイオンや塩素水が海底面下あるいはチムニー中で低温海水と混合す

イオンの他，硫酸イオン，マグネシウムイオンが含まれてる過程でCaSO 4やFeSの沈殿を形成する．熱水が海水

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸

21

中に噴出して海水と混合すると，FeO(OH)やMnO2 がに還元力を使う場合にはNADPHを，呼吸などの異形成されて沈殿する．熱水が海底面下や海水中で混合化反応に還元力を使う場合にはNADHが使われる．

する過程で希釈による温度の低下と沈殿形成が起きる

NADPHとNADHは合成反応と異化反応で使い分けが，それに加えて酸化還元反応が進行する．この酸化られている．

還元反応は化学的反応として進行するが，その一部は微生物の生育に利用される．

2.6

植物は，光エネルギーを用いてATPを合成すると共に，電子供与体である水から電子を引き抜くことで分解（図3）．同時に水から引き抜いた電
してO2を発生する

化学合成細菌子と水素をNADPHとして受け取り還元力を得る．植物
は，ATPとNADPHを用いて二酸化炭素を還元して糖(1) 生物の代謝反応
海底熱水地帯の化学的非平衡状態から，微生物はを合成する．これは，酸素発生型の光合成と呼ばれる．

どのようにエネルギーを取り出すのか．化学合成による

もう一つ別の光合成系として非酸素発生型の光合エネルギー獲得を，動物の呼吸や植物の光合成と比

成がある
（図3）．
（ 光合成の詳細は第２回参照）．非酸

較しておく．なお，生化学反応での本質は反応前後で素発生型光合成では，光エネルギーを用いてATPとのギブス（自由）エネルギー差であるが，以下ではギブ

NADPHを得るが，その時に電子供与体として水ではスエネルギー差を単にエネルギーと記述する．反応前

なく，硫化水素，水素あるいは低分子量の有機化合物

後のギブスエネルギー差は，一般にエネルギーと言わを用いる．その結果，電子供与体は対応する酸化型のれる時の意味とほぼ同義である．必要があればエネル

分子，硫酸や水等になる．非酸素発生型の光合成で，ギーをギブスエネルギー差に読み替えて欲しい．

電子供与反応の結果できた化合物は化学合成の場合ヒトを含む動物（従属栄養生物）は，有機化合物かに似ているが，反応全体を見たときにエネルギーは低下

らエネルギー（ATP）を取り出して，体の構成成分（有

せず，光エネルギーによって増加する．ATPとNADPH

機化合物）を作り出している（図3）．酸素がある場合にを用いて二酸化炭素を還元して糖を合成する点は，酸は従属栄養好気性生物は有機化合物と酸素の反応に素発生型光合成や化学合成と同じである．

よってエネルギーを得る．まず，有機化合物から還元力
として水素と電子をNADHに取り込む．NADHから電(2) 化学合成反応

子伝達反応を介して酸素に電子を受け渡す反応過程

化学合成反応でエネルギーを獲得する際には，電子でATPが合成される．NADHの水素は還元力が必要

供与体と電子受容体との間で進行する酸化還元反応

な生化学合成にも利用される．有機化合物と酸素とのを利用する．厳密には，電子供与体と電子受容体の反反応では，反応生成物として水と二酸化炭素が生成す

応後と，反応前のギブスエネルギーの差を利用する．

る．これは，呼吸と呼ばれる代謝過程である．

様々な電子供与体と電子受容体の組み合せを利用する

酸素が無い環境では，有機化合物を低分子量の有様々な化学合成細菌および化学合成古細菌が知られ機化合物（アルコールや乳酸など）
や二酸化炭素に分解ている．個々の菌は細菌であったり古細菌であったりすすることでATPとNADHを得る．この過程は発酵（あるが，化学合成細菌と化学合成古細菌の両方とも化学

るいは解糖）と呼ばれる．

合成という観点では同じなので，区別をつけない場合

化学合成では，それぞれの生物種ごとに特定の化には単に“菌”と記載しておく．その化学合成菌に利用

学物質の組み合わせからATPとNADPHを得る(図される酸化還元反応の例は表4に，それらの反応を利

2＋3)．化学合成では還元型物質（H 2，H 2 S．Fe 等：電子用する化学合成菌が熱水地帯で見つかっているかどう

2-供与体）と酸化型物質（O2，SO 4 等：電子受容体）のかが表5にまとめられている．主に電子受容体によって組み合わせが反応に使われる．この酸化還元反応の決まる反応の種類と電子供与体名で化学合成菌を名

種類に応じて，水や硫酸，硫化水素や窒素などの反応付けるが，メタンを生成する菌をメタン菌，酢酸を生成

生成物を生じる．化学合成ではそれらの酸化還元反応する菌を酢酸菌，窒素を生成する菌を脱窒菌とよぶ．

を行うことからATPとNADPHを得る．得られたATP

これらの細菌および古細菌は，電子伝達反応によっとNADPHを用いて糖が合成される．なお，合成反応てエネルギーを得ている．従属栄養微生物の酸素呼吸22

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023
表4: 化学合成菌が利用可能な反応の種類とその反応[11]．

反応の種類

化学反応式

メタン生成

4H 2 ＋C O 2 ＝CH 4+2H 2 O

硫酸還元

4H 2 ＋H 2 S O 4 ＝H 2 S+4H 2 O

メタン酸化鉄還元

CH 4 ＋4FeO 3 ＝C O 2+2H 2 O +4FeO 2

メタン酸化

CH 4 ＋2O 2 ＝C O 2+2H 2 O

硫黄酸化

H 2 S＋2O 2 ＝H 2 S O 4

水素酸化

2H 2 ＋O 2 =2H 2 O

表5: 熱水噴出孔付近で発見された化学合成菌[11]．

＋：存在が確認されている＋＋：単離されている

電子供与体

電子受容体

化学合成菌

存在

S 2- , S o , S 2 O 3 2-O2

イオウ酸化菌＋＋

脱窒硫黄酸化菌

＋

水素酸化菌

＋＋

脱窒水素酸化菌-

2-o

S , S , S 2O 3

2-

NO 3

-

O2

H2

-

H2

NO 3

H2

o

S , SO4

イオウ硫酸還元菌

＋＋

H2

C O2

メタン菌，酢酸菌

＋＋

-

O2

硝化菌

＋

Fe 2+ , M n 2+O2鉄酸化菌，マンガン酸化菌

＋＋

CH 4

O2

メタン酸化菌，

＋＋

CO

O2

一酸化炭素酸化菌＋＋+

N H 4 , NO 3

2-では，有機化合物から得られた還元力NADHを用い

ブスエネルギーの計算結果が表6にまとめられている．

てATP合成を行う．NADHを電子供与体として，細胞350℃の熱水は海底面下で上昇する過程で，地下に膜上の電子伝達系を通して電子を酸素に受け渡す．電浸透した低温海水と混合して徐々に温度を下げる．温子伝達過程で水素イオン濃度勾配を細胞膜内外に形度がまだ下がりきらない高温の段階で，二酸化炭素と成する．細胞膜内外の水素イオン濃度勾配を利用して，水素からメタンを生成する反応と，硫酸イオンを水素でATP合成酵素（プロトンATPアーゼ）がADPとリン酸

還元する硫酸還元反応が進行する．熱水が低温海水からATPを合成する．多くの化学合成細菌や化学合中に噴出されると，低温海水との混合過程で急速に温成古細菌も，電子伝達反応でできる水素イオン濃度勾度が下がる．低温海水との混合過程で様々な電子供与

配を利用して，ADPとリン酸からATPを合成している．

体の酸化反応が進行する．様々な反応の中で硫化水素得られたATPとNADPHによって必要な有機化合物

を電子供与体としたギブスエネルギーが，獲得可能なを合成している．

ギブスエネルギーの大部分を占めている．
ただし，反応で得られるギブスエネルギーは熱水中(3) 化学反応理論計算との比較の電子供与体濃度に依存している．通常の海底地殻を

酸化還元反応のギブスエネルギー差は，標準ギブス構成する玄武岩との熱水反応でできた熱水は，硫化水

エネルギー差と酸化還元に関わる基質の濃度によって素を主成分として含んでいる．したがって反応で得られ決まる．熱水中の電子供与体濃度と周辺海水中の電子

るギブスエネルギーの中で，硫化水素を電子供与体と受容体濃度を考慮して，酸化還元反応から得られるギ

したギブスエネルギーが大部分となる．一方，特殊な環

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸23

表6: 熱水地帯における反応から得られるギブスエネルギー(McCollom and Shock [12]より導出)．

Electron donnerConc. (mM)

SO4ReactionT (℃)

cal /kg vent ﬂuid

methanogenesis

>40

<10

28

sulfate reduction

>40

<10

subsurface mixing zone

7. 3

oxidation

<40

760

plumes or diffuse mixing

1.7

H2
2-

H 2S

Locationsubsurface mixing zone

Fe

1.7

oxidation

<40

<10

plumes or diffuse mixing

CH 4

0. 07

oxidation

<40

<10

plumes or diffuse mixing

M n 2+

0. 96

oxidation

<40

<10

plumes or diffuse mixing

図4：熱水系地下での電子受容体および電子供与体の流れと微生物群集．Kato ら [13]より作製．

境ではマントル構成成分であるかんらん岩が海底面近れた．試料はチムニーや，チムニーから噴出した熱水，

くに露出している．その環境では水素やメタン濃度の周辺海水，および海底掘削を行った掘削孔からの流出

高い熱水となり，水素やメタンに依存した反応から得ら水で，それらの分析から以下の様な微生物種が確認されるギブスエネルギーが大きくなる．

れた（図4）[13]．海底面下から上昇する高温熱水中には超好熱性や好熱性の硫酸還元菌，水素酸化菌やメ(4) 熱水系の微生物群集

タン菌が，海底面下で低温海水と混合した低温熱水中

それでは，海底熱水地帯にはどのような微生物がどでは生育温度が低いメタン酸化菌やアンモニア酸化菌

こにいるのか．海底熱水地帯から様々な試料が採集さが，熱水噴出孔周辺の海水では硫黄酸化菌が卓越して

24

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

いた．さらに熱水噴出孔周辺の鉄を含む沈殿物中には年前の酸素濃度は極めて低いので，硫黄酸化細菌が生

鉄酸化菌が見られた[13]．すなわち表6から推定され育できるとは考えにくい．

る，酸化還元反応から想定される菌が温度に依存して実際に確認された．

2.7

35億年前の生物（最古の化石）は一体何なのか．

一方，細胞の幅が5µmの数珠状細胞をもつ硫酸還元菌が熱水噴出地帯で活動を停止したチムニー表面で見いだされた[17]．硫酸還元菌は電子受容体として硫酸を用いるので酸素は不要である．硫酸還元菌が35〜30億年前の微化石の候補となる．

35〜30億年前には多くの微化石が報告されている[8,また，非酸素発生型光合成細菌と推定される34億

14, 15]．多くの現存原核生物細胞は直径1μm以下であ年前の微化石も報告された[15]．炭素同位体比は-35

るが，報告された微化石は数μmを越える幅の細長い〜 -20‰で生物由来の炭素と推定された．この微化石

形状あるいは数珠状のものが多い．10μmを越える大は幅が1～1.5µm程度の細長い形状で，同じ場所でバ型の細胞をもつ真核生物が出現するのは，分子系統樹

イオマット（微生物が密集した微生物の固まり）が波にからは20億年前以降と推定されているので（第2回参よって変形したと推定される形状の化石も見つかった．

照），35〜30億年前の大型細胞の微化石が真核生物とつまり生育場所は比較的浅い波打ち際で，太陽光があは考えにくい．

たる場所であろうと推定された．したがって，この化石

原核生物の中では，シアノバクテリア，非酸素発生型

は光合成生物の可能性がある．当時まだ地球に酸素は光合成細菌，化学合成細菌には直径数μmを越える細なかったことと，付近に菱鉄鉱（siderite： FeCO（炭3長い細胞形状のものがある．化学合成細菌やシアノバ酸鉄(II)）の沈殿があったことを考慮して，この化石はクテリア，光合成細菌は電子伝達反応をおこなう複雑

非酸素発生型光合成細菌であろうと推定された[15]．

な膜系を細胞内に持っており，細胞が大きい．一方で，非酸素発生型光合成細菌は，前述の様に水の代わりにこうした独立栄養原核生物以外の原核生物，従属栄養

硫化水素や水素，有機化合物を電子供与体とする光合

原核生物は細胞内の複雑な膜系を持たず，細胞直径は成細菌である．

小さい．細胞が大きい独立栄養原核生物が35〜30億年前の微化石の候補となっている．

さらに，当時メタン菌がいた可能性も報告されている．熱水沈殿物中の液体包有物内にメタンが微量に含

また，その微化石の産状から当時の環境を推定して，まれていることが発見された．同位体分析により，メタ

微化石がどのような生物であるかの推定が行われていンが生物由来であることが確認でき，35億年前にメタる．例えば，オーストラリア北西部ノースポールの地層ン菌が存在していたことが推定された[18]．

の解析が行なわれた．ノースポールの地層は，熱水地帯に特有の地層であることがわかった．そこには地層

2.8

第2節のまとめを貫くシリカ岩脈が観察された．この地層は当時の深い地球が46億年前に誕生してから45～38億年前に海海であった可能性が考えられる．するとそこは光が届かができていた可能性がある．38億年前には炭素同位体ない環境なので，シアノバクテリアが生息するには不適から炭酸固定を行う生物が誕生した可能性が高い．35

であり，そこで発見された微化石は海底熱水付近の生～30億年前の地球には熱水活動があった．35～30億物ではないかと推測された[16]．西オーストラリア北部，

年前の生物細胞の微化石も見つかっている．ただし，微ピルバラ緑色岩体のシリカ岩脈内に微化石が発見され化石がどの様な生物かという複数の可能性が提案された．これは地層の特徴を考慮してシアノバクテリアではている．おそらく35～30億年前には化学合成細菌が存なく，化学合成細菌であろうと推定された[14]．

在していたと思われる．その種類として硫黄酸化菌や現 存 の 大 型 細 胞 を 持 つ 化 学 合 成 細 菌としてBeggiatoa と い う 硫 黄 酸 化 細 菌 が 発 見 さ れ，

硫酸還元菌が提案されている．メタン菌や非酸素発生型光合成細菌もいた可能性が高い．

Beggiatoaが太古代の微化石の候補と提案された．し生物がエネルギーを得る手段として，発酵（解糖），呼かし，Beggiatoaは硫黄酸化細菌であるが，硫黄酸化吸，化学合成，非酸素発生型光合成，酸素発生型光合細菌は酸素を電子受容体として必要とする．35〜30億成がある．光合成生物として，水素源および電子源とし

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸

25て水を使う酸素発生型光合成生物（植物とシアノバクテ

非生物的なものから合成された有機化合物は？

リア）
と水以外
（硫化水素，水素，簡単な有機化合物）

答え：考慮していない．地球形成時に集積した有機化を用いる非酸素発生型光合成細菌がいる．化学合成で合物は，マグマオーシャンで分解されたはずであは電子供与体と電子受容体の組み合わせで炭酸固定

る．その後，飛来した有機化合物の寄与はあるを行う様々な化学合成細菌および化学合成古細菌がはずだが，これまでの検討では考慮されていな

いる．

い．ただし，Naraoka ら [20]は南極裸氷上で採2.9集された炭素質隕石30数試料について，炭素量第2節への質疑応答とその同位体比を測定し，約1.3 wt%と加重平均

質問：初期の海水量はどのくらいだっただろうか．

で–5.8‰（vs. PDB）を得ている．そういう意味で

答え：35億年前は現在と変わらないかあるいは2~3倍は飛来した有機化合物は炭素同位体比にはあまの量から減少している可能性があるが，まだ研究進行中であるとおもう．

り影響がないということかもしれない．
質問：火星の土壌中に有機化合物が見つかった．

質問：-25‰は，光合成で作られる値であるが，化学エネルギーを食べる生物も同様なのか．

答え：火星でCuriosityが発見した有機化合物は，宇宙からきたものか，過去の火星生命由来の両方

答え：化 学 エネルギ ーを 使う生 物 は， 炭 素 の 固 定の可能性がある（第3回参照）．

法が 様々である．光 合 成と同じ 酵 素ルビスコ

質問：微化石の顕微鏡写真の黒い影は膜か？

(Rubisco)を使う生物もいて，その場合には同様

答え：炭素の痕跡である，おそらくグラファイトかケロの値を示す（図1）．異なった代謝系をもつ細菌や古細菌は異なった値を持ち得る（参考：金子と奈
良岡 [19]）.

ジェンで膜構造は残っていない．
質問：カニとエビは何を食べているのか，チューブワー
ムを食べているのか？

質問：酸素発生型光合成が始まったのはいつ頃か．
（次回参
答え：まだ定まっていない．分子系統樹解析
照）
から30億年前くらいと推定されており，40億〜30億年前頃は，まだ酸素発生型光合成生物は誕

答え：化学合成細菌もしくは，化学合成細菌を食べている何かを食べていると思われる．
質問：深海熱水付近の化学合成細菌は，実験室に持ち帰り，培養可能か？

生していない．しかし，化学合成による炭酸固定

答え：化学合成細菌で培養されているものは表5に示しは行われている可能性がある．その際，光合成とた．ただし，特定の種を培養しようというのは極同様にルビスコ(Rubisco)用いた炭酸固定をしてめて困難で成功率は1%以下である．ただし，現いる化学合成菌もいる（図1）．

在はゲノム解析でどの様な代謝を行っているか推

質問：いつ頃の無機炭素を指標にしているのか？当時定することは可能．また，近縁種が培養されていか現在か？

ることも多い．小さいチューブワームは浅い場所

13（PDB）を用
答え： C/ C比測定の基準には標準化石にも生息しており，短期間培養可能．ただし，代いるが，当時（40〜35億年前）
の無機炭素
（炭酸カ

謝反応等を調べる時には，間接的に調査してい

12

13

12

ルシウム）
を指標にして炭素微粒子中の C/ Cをる場合が多い．例えば，サンプルをすり潰して遺判定している(Mojzsis ら [7])．

伝子を調べる．化学合成細菌と近縁かどうかを質問：地球の磁場の形成期とそれ以前の紫外線による影響は？

みる．その遺伝子がどの細胞の遺伝子かを特定するためには，細胞を蛍光染色して特定の遺伝

答え：磁場が無い事による放射線や，紫外線は水素同子配列をもっているかどうかを調べる等を行う．

位体比に影響を与えた可能性はあるとおもうが，現地で同位体標識した炭酸を使って生体内への炭素の同位体比率が変わる可能性は少ないと思取り込みを測定する場合もある．

う．何れにせよ当時の無機炭素を指標にしている

質問：海面よりもエネルギー量が大きいか？

ので問題無いと思う．

答え：熱水噴出孔近傍での海水中では，熱水から離

質問：もともとのソースはCO2という前提になっているが，れた海底面直上あるいは海表面よりもはるかに26

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

ATP量やAT 量が大きい（表3）．

答え：水素濃度勾配形成とそれを利用したATP合成

質問：熱帯雨林でも同様のデータはでるのか？

では，きちんとした化学反応量論は成立していな

答え：熱帯雨林と深海とは調査方法が異なる．深海にい．水素イオン濃度勾配を細胞膜内外で形成しは微生物しかいないため，化学的方法となる．熱て，H+ -ATPアーゼでATPを生成する．これらの帯雨林では生体重量をはかる．海底熱水噴出孔

機構は，全生物ほぼ共通である．ATPもNADH

周辺の化学合成細菌に依存した大型生物に関しも様々な代謝反応，呼吸，様々な生合成反応で共2ては重量ではかられて，20kg /m という熱帯雨林なみの数値が得られている[10]．
質問：全ての生き物はATPを使うのか？

通なので，それらを融通する．
質問：これらの化学反応は複雑系であり，生物が進化した結果，可能になった？

答え：全ての生物がATPを使う．リン酸結合は強すぎず

答え：そうである．化学合成菌の機能を発揮するために

弱すぎずちょうどよい結合の強さであるためと思は複雑な電子伝達系，酵素系が必要で，さらにわれる．ATPはRNAの単量体なので，必ず細胞それを維持する遺伝の仕組みが必要である．生内にある．

命の起源で最初に誕生した生き物とは全く別の

質問：リンは比較的早い時期に作られるのか？
答え：恒星の核融合反応では比較的最後にできた．リ

進化した生物と考えた方がよい(第2回参照)．
質問：電子伝達の最初の反応は膜の上で行われる？

ンは他の元素に比べて，宇宙での構成比率と比

答え：電子伝達反応は膜に存在するチトクロームとよべて生体内での濃縮度が高い．リン酸を様々なばれる電子伝達タンパク質を介して行われる．熱反応や核酸で使っているためだが、その理由はエネルギーは生物のエネルギーとしては利用でき

現在不明である．

ない．そのため，化学エネルギーである必要があ

質問：紅色細菌は化学合成細菌か？

る．電子伝達反応では，細胞膜上の電子伝達反

答え：紅色細菌といった場合には従属栄養細菌を主に応によって細胞膜内外の水素イオン濃度勾配の含むプロテオバクテリアのグループのことを指す場合もある．今はあまり使われないが，かつて
Woeseが命名した．プロテオバクテリアには従属形成を介してATPが合成される．
質問：地点によって，ガスの組成に微生物種は対応している？

栄養細菌のほか，非酸素発生型光合成細菌や化

答え：対応している．ガスの組成は地下で海水と反応す

学合成細菌も含まれる．紅色光合成細菌は，非る岩質に対応しているので，熱水の組成は地下の酸素発生型の光合成細菌である．

岩質に対応している．微生物種はガス成分の組

質問：各化学反応において得られたエネルギーをATPにどのように換算するのか？
答え：例えば，グルコース1分子あたり，32分子のATP成に対応している。
質問：微生物はチムニーにしがみついている，プルームの中にいる微生物は流されて行かないのか？

が 生 成され る．1分 子 のATPは 約30kJ/molな

答え：プルームに流出した微生物は死んでしまうが，チので，グルコース１分子あたり合計約960kJ/mol

ムニーに残った部分が増殖を続けている．

のATPができることになる．一方，グルコースの質問：進化の速度は？

燃焼熱は2800 kJ/molなので，グルコースのもつ

答え：様々な遺伝子の解析を行うと原核生物の進化速エネルギーの大部分は熱エネルギーとなる．グ

度は一般に真核生物よりも遅い．原核生物細胞

ルコースを基質とした呼吸では電子伝達反応がの分裂速度が速い(速い場合には20分に１回分行われ，電子伝達反応によって細胞膜内外で水裂する)ので，遺伝子がランダムに起こす変異速度

素イオンの濃度勾配が形成される．水素イオンのは速いのだが，原核生物の系統樹上の遺伝子変+濃度勾配にしたがって，H -ATPアーゼによって化速度は真核生物より遅い．遺伝子の変異が起

ATPが合成される．これらの反応経路でできる

きても，大部分の変異はむしろ適応度を下げるた

ATPの数を足し合わせる．

めと思われる．つまり，進化速度の決定要因は，（中途半端な）
場合はどうなるか？
質問：ATPが1つ足りない

変異が起きる速度では無く，適応変異が起きる

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸

速度によっている．
質問：チムニー間を移動している証拠はあるのか？
答え：様々な場所の熱水地域で見つかる同種の原核生27構成するタンパク質（チトクローム）の種類や反応が調べられた．多数の実験によって反応系が明らかにされた．

物の間に大きな違いはみられない．原核生物の質問：水素に着目している理由？

場合，進化を決めているのは場所ではない．とい答え：化学合成と光合成いずれの場合でも有機化合

うことは系統樹的な時間スケールでは同種で，同物を合成するためにはCO2 を還元する必要があ

じ種が移動したと考えられる．

る．そのためには，電子だけでなく水素が必要．

質問：積極的な移動は確認できないが，移動している可能性はある？

NADPHを介して水素 が CO2 還 元のために利用される．呼吸から得られたATPのエネルギー

答え：ある．原核生物は増殖できない環境では仮死状

で有機化合物合成を行うこともあるが，その際態で生きていられるので，その状態である確率に還元反応が行われるためには水素が必要でで移動していると思われる．

NADPHを介して他の有機化合物から得た水素

質問：化学合成細菌の食性は？
答え：さまざまである．酸化還元反応を行いうる電子供与体と電子受容体の組み合わせが環境にあればそれを利用する（表5）．

が利用される．
質問：どうして細胞は数珠状なのか？
答え：細胞分裂後の方向によるため．細胞を特定の環境におくと，分裂後の細胞が分離しないで数珠

質問：すりつぶしてしまうとわからなくなる？

状になる微生物は多くいる．数珠状の細胞を形

答え：酵素の種類を調べれば反応基質がわかるが，遺成することは困難ではない．進化的なメリットとし伝子を調べる方が早い．遺伝子を調べることで，ては，絡み合ってまとまるため，固着しやすく，流どの様な化学合成菌かは概ねわかる．
質問：バイオマットの化石が非酸素発生型光合成細菌であると推定した件について，当時酸素分圧が低かった以外の証拠はあるのか？

れのある環境で流されにくくなるかもしれない．
質問：どうして分裂する際に面的にひろがらないのか，
線なのか？
答え：面的に細胞を形成するのは難しい．微生物細胞

答え：23億年以前のイオウ同位体比にバラツキが見らの有る一つの軸の中央では分裂できるが，それとれることから，当時は酸素が現在の10万分の一

直交する軸では分裂装置を持たない．したがっ以下であった．付近に菱鉄鉱（siderite：FeCO 3て，分裂を複数回行った場合に長い線状にはな（炭酸鉄(II)）の沈殿があり酸素濃度はこの環境

るが，面にはならない．面状の分裂を行う様になでも低かった．化学合成細菌の内，鉄酸化菌，水るのは，真核生物の藻類以降である．

素酸化菌は酸素が必要なのでこの環境では生育

質問：膜表面での反応系が重要であるのに，数珠状にできない．バイオマット化石は，当時の深度200m

結合することで，表面積は減少しないのか？なぜ

より浅いところだけで確認された．これは，光合

表面積を増加させるよりも，結合するのか？

成生物であることとつじつまがあう．非酸素発

答え：微生物細胞はサイズが1µm程度なので，光を透生型光合成細菌と調和的である(Tice & Lowe

過する．そのため，細胞の裏が影にならないため，[15])．シアノバクテリアの誕 生が 系 統 樹 からは細胞が束にもなってもあまり支障がない．光合成

30億年前なのでシアノバクテリアでは無いと思う

細菌や化学合成細菌は細胞内に非常に複雑に折が，論文では検討していない．

りたたまれた内膜構造を持って膜面積を増やし

質問：非酸素発生型光合成細菌の反応系はどのようにして解明されたか？
答え：植物生理学，遺伝学，生化学の面から調べられた．研究初期には，光をあてて光合成反応が起きるときに必要な基質と反応によってできる分子を特定した．その後，酵素の種類や，電子伝達系をており，細胞膜よりも効率よくはるかに面積が多くなっている．

28

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

表7: 大腸菌の分子組成 [21]

成分

重量(%)

水

70

タンパク質

15

核酸 ( DNA)1( R NA)

6

糖類

6

脂質

2

その他の有機分子

1

無機イオン

1

3. 生命構成元素の由来
この節では，生物を構成する分子と元素と，その由来を簡単に説明する．

3.1

生き物の組成生き物はどんな分子，どんな元素でできているのか．
表7は大腸菌の成分を重量%で示している．大腸菌は生物学で最も代表的な生物として，様々な分析が行われている．他の微生物，動物や植物等の多くの生物でも，細胞構成成分の比率はほぼ同じである．その成分構成
は水が70%程度，有機化合物が30%程度である．その中でもタンパク質が最も構成比率が高い．タンパク質は機能性の高い成分である．
タンパク質は，アミノ酸の重合によってできる高分

図5：リゾチームの立体構造．下図右の凹み矢印部分に上図では矢印の分子（反応基質：紫）がはまり込み，切断反応が触媒される．原子は，白：炭素（水素は省略されている），青：窒素，赤：酸素，黄：イオウ．

子化合物である．アミノ酸50~100個以上が，決まった機能を発揮する．つまり，図5の構造決定にはアミノ酸配列で結合してタンパク質ができる．このアミノ酸配列の疎水性と親水性が寄与しており，構造決定には溶媒

は，遺伝子によって決まっている．

として水が必要である．

例えば図5はリゾチームという名前の触媒タンパク

こうして，水はタンパク質の構造維持に重要な役割

質，酵素の立体構造である．リゾチームは涙の成分でをもっている．また，水は非常に優れた溶媒である．溶ある．リゾチームは細菌の細胞壁を分解する触媒活性

媒として体内の代謝系タンパク質や代謝産物を溶解し，をもち，殺菌作用をしめすことで細菌感染を防いでいその移動や拡散に大きく関与している．その他，脂質膜

る．リゾチームのアミノ酸配列は遺伝子によって決まっの形成にも膜脂質の疎水性と親水性部分が寄与してており，その配列はヒト個人ごとに変わることはない．

いる．したがって，水の存在が膜構造形成に必要であアミノ酸配列が決まると，疎水性のアミノ酸は内側へ，る．水は分子間水素結合によって多量体性を持ってい親水性のアミノ酸は外側へ移動する．アミノ酸の構造

る．水は水素結合の寄与によって，蒸発熱，凝固熱およがジグソーパズルの様に組上がって，タンパク質の立体

び比熱が高い．これが地球表面の温度の安定化にも寄構造が形成される．立体構造が決まると，基質（図5上与している．

の矢印の紫）が結合する部位ができる．反応を触媒する残基が基質に対して適切な位置にくることで，触媒宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸29

図6：宇宙における元素存在量．Lodders [24]より作製．

表8: ヒトの元素組成 [22]．

元素

乾燥重量(%)元素

乾燥重量(%)

C

61.7

F

痕跡

N

11. 0

Si

痕跡

O

9. 3

V

痕跡

H

5.7

Cr

痕跡

Ca

5. 0

Mn

痕跡

P

3. 3

Fe

痕跡

K

1. 3

Co

痕跡

S

1. 0

Cu

痕跡

Cl

0.7

Zn

痕跡

Na

0.7

Se

痕跡

Mg

0. 3

Sn

痕跡

B

痕跡

Mo

痕跡

表9: 海水の元素濃度[23]．

海水mg /k g

3. 2

Cl

19350

ヒトの 元 素 組 成と宇 宙における元 素
存在量比，海水成分との比較

Na

10780

Mg

1280

ヒトの身体を元素にまで分解して分析すると
（表8），

S

898

Ca

412

K

399

Br

67

主成分は炭素，窒素，酸素，水素であるが，これらは宇宙に多い元素でもある（図6）．宇宙に多いから利用しているとは言えないが，少なくとも利用可能であったとは言える．これらの元素は，原始大気の成分である二酸化炭素あるいは一酸化炭素，窒素，水蒸気にも含まれ30

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023ていた．
ヒトを構成する元素の内，炭素，窒素，酸素，水素にとはない．RNAは乾燥することで，多量体を形成する．これも，リボザイム活性を持つ配列が偶然重次いで多い成分はカルシウム，カリウム，イオウ，塩素，合によってできる確率は極めて低い（第2回参照）．

ナトリウム，マグネシウムで（表8），これらは海水の成分

質問：宇宙の全物質の原子数を合わせてもタンパク質

でもある
（表9）
．海水成分は地殻から溶け出した物であ一つの合成を試すために足りない．しかし，生物り，ヒトのこれらの成分は地殻由来と言っても良い．

は誕生した．なぜ？

3.3

生命構成元素に関するまとめ

回答：1950年代，J. モノーによって指摘されている課題でもある．何らかのダーウィン進化が初期から働生命を構成する分子は水が約70%で有機化合物がいたというのが可能性のひとつ．もう一つは，全約30%，有機化合物の中でタンパク質が最も多くを占め宇宙がインフレーションの拡大によって現在見える機能性分子である．タンパク質を構成するアミノ酸残ている範囲よりはるかに大きい可能性がある．そ

基の疎水性と親水性等の残基の性質によってタンパクの場合には，生命誕生に必要な配列空間を試行

質立体構造が決まっている．水は，タンパク質や膜構造

錯誤するのに充分な原子があるという計算もあるを維持することと，種々の代謝関連分子の溶媒として機能している．
生体構成元素は，炭素，窒素，酸素，水素であるが，これらは宇宙に多い元素でもある．残りの生体構成元
素として海水成分と同じ元素が含まれている．

3.4

生命構成元素の由来に関する質疑応答

質問：タンパク質の構造の決定方法は，乾燥させてX線解析するのだろうか？
回答：タンパク質を結晶化するが，その方法は単純に乾（Totani [25]）．
質問：タイタンの表面には液体の有機化合物がある．そこでは，同じタンパク質をもつ生き物を探すことはできるか？
回答：タイタン表面の液体，エタン・メタンは疎水性である．エタン･メタンの液体中に，タンパク質のような多量体分子ができてダーウィン進化によって構造をとるようになったとする．すると，おそらく親水性が内側で疎水性が外側のタンパク質，つまり水溶液中とは裏表逆のタンパク質ができるのでは燥するわけではない．乾燥はさせず，徐々に吸湿ないかと推定している（第2回参照）．

させてタンパク質溶液の濃度をあげる．結晶のX

質問：氷が浮くと，なぜ環境が安定化するのか？

線回折をおこない，分子構造を決定する．

回答：氷は熱伝導度が低いので熱伝導が妨げられる．

質問：得られたタンパク質の構造は正しいのか．

氷が浮いて下側の液体の水の上に保温性の蓋が回答：X線解析を行う結晶内では，溶液中では存在しできた構造になるので，液体の水が保温されて保ない隣接タンパク質分子同士の相互作用が発生している．その効果で接触箇所の構造が微妙に変わる可能性はある．しかし，その変化はそれほ持される効果がでてくる．
表10: Murchison隕石中に含まれる有機化合物量[33]．

ど大きくなく，タンパク質の全体構造が結晶化でCompound class

かわることはない．

Amino acids

質問：実験によって，生物の起源となるものを化学的に合成することは可能か？

Concentration (ppm)
17〜60

Aliphatic hydrocarbons>35

Aromatic hydrocarbons

3319

Fullerenes>100

成可能である．RNAは水溶液中で合成可能．ア

Carboxylic acids>300

ミノ酸は乾燥状態で高温にすることで，脱水熱

Hydrocarboxylic acids

15

重合してプロティノイドになる．しかし，遺伝子でPurines and pyrimidines

1. 3

配列が決まっていないプロティノイドは，ペプチド

Alcohols11

鎖が溶媒中でランダムなブラウン運動をしている

Sulphonic acids

68

状態で，タンパク質の様な決まった構造をとるこ

Phosphonic acids

2

回答：アミノ酸はMillerの気体中での放電によって合宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸31

表11: Murchison隕石中に含まれるアミノ酸[34] ．#は生物が使っているアミノ酸．

α

GlycineαD-Alanineα

L-Alanine#αD-allo-Threonineγ

L-4-A-3-HBA

α

L-allo-Threonine

γ

γ-ABA

#

α

DL-α-MethylserineαD-Valineα

SarcosineαD-Homoserineα

L-Valine

αD-Serineα

L-Homoserine

αD-Norvalineα

L-Serine

βD-β-ABAα

L-Norvaline#

βD-IsoserineβL-β-ABAαDL-Isovaline

βL-Isoserine

βD-β-AIBAα

D-Glutamic acid

#

#
#

β

β-AlanineβL-β-AIBAα

L-Glutamic acidαα-AIBAβDL-β-HomoserineβD-β-(Aminomethyl)-succinic acidαD-α-ABA

βDL-3-Amino-2-(hydroxy-methyl)
propanoic acidβL-β-(Aminomethyl)-succinic acidα

L-α-ABAβDL-Isothreonine

αD-α-Aminoadipic acidαD-Aspartic acidα

L-Aspartic acidαD-Threonineα

L-Threonin##βD-allo-Isothreonine

α

L-α-Aminoadipic acidβL-allo-IsothreonineαD-LeucineγDL-4-A-2-HBA

α

L-Leucineγ

D-4-A-3-HBA

αD-Isoleucineα

L-Isoleucine##

質問：ケイ素も多いけど，使われていないのか？

線，紫外線，放電，粒子線などを用いて合成可能であ

回答：大多数の生物はケイ素を使っていない．珪藻がケることがわかってきた．しかし，窒素原子が気体成分にイ酸の殻をもつこと，放散虫と呼ばれる生物種が入っていると合成された分子にアミノ基が入ってしまう

放射状に突出する骨針や、外側を覆う殻としてケために糖を合成することは難しい．

イ酸を使っているだけである．ケイ素も4本の腕

またMillerの行った実験はタイタンの大気を想定しを持つので，炭素同様の化合物をつくっても良い

た還元型大気での実験であったが，その後，初期地球様にも見えるのだが，地球にはケイ酸とケイ酸塩の大気成分は火山ガスに近く，二酸化炭素や一酸化炭

しかケイ酸化合物は見当たらない．工業的にケイ素を含むものの，メタンやアンモニア，水素を含んでい酸化合物が合成されて使われているが，これも炭ない可能性が高くなってきた．こうした大気は，弱還元素を含む分子である．二酸化炭素にくらべてケイ型大気とよばれるが，弱還元型大気のもとでは，有機酸（SiO2 ）が安定すぎるためケイ酸以外の構造が化合物合成の効率は極めて低い．そこで，有機化合物

採りにくいと思われる（第2回参照）．また，水に対が宇宙起源であるいう可能性が高まっている．

する溶解度も炭酸より低い．

4. 化学進化：生命誕生前の有機合成

4.1

宇宙空間での有機化合物合成

宇宙空間での有機化合物探査に関しては，Ohishi[28]が詳しい．既に宇宙空間で，多くの有機化合物が見化学進化に関しては，Kobayashi [26]が 詳しい．

つかっている．分子雲中では200種類を越える有機化

Millerは1953年，CH4，NH 3，H 2，H 2Oの混合気体中合物が検出されている．彗星からスターダスト計画で持で放電することにより，アミノ酸や有機酸などの種々のち帰られた惑星間塵中からはグリシンが検出されてい有機化合物が合成可能であることを示した[27]．そのる[29]．

後，多くの実験が行われ，アミノ酸と核酸塩基は宇宙32

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

(1) 隕石中の有機化合物

機化合物が合成された．合成された有機化合物は，酸

隕石中有機化合物に関してはYabuta [30]が詳しい．

や水不溶性の高分子化合物であるが，加水分解によっ

隕石には多くの種類があるが，その中でも炭素質コンてアミノ酸や有機酸を生じるような構造を持っているドライトという炭素に富む隕石で有機化合物が多く検[26, 30]．

出されている．一般には，隕石を地球で採集する場合

その後おそらく，有機化合物を含むケイ酸塩と氷のには，地球由来の有機化合物が混入する可能性がある

微粒子が集まって，だんだんと大きな天体となった．天が，Murchison隕石は，地球落下後に時間をおかずに体が充分に大きくなると微粒子成分の融解が起き，分採集されたため，地球由来の有機化合物混入の可能性

画によって岩石惑星型の天体となった．つまり，天体がは低い．この隕石の成分を調べたところ，たくさんの有

中心部の金属性の核，それを取り巻く岩石性のマント

機化合物が含まれていた（表10）．

ル構造に分化した．それらが再び破壊されたことによっ

Murchison隕石では数十種のアミノ酸が検出されてて，鉄隕石，エコンドライトと石鉄隕石となった．分画がいる（表11）．アミノ酸にはカルボキシル基とアミノ基が起きない段階で微粒子成分の変質程度が低い物がコある．生物が使っているアミノ酸は，カルボキシル基とアンドライトで，その化学組成でエンスタタイトコンドライ

ミノ基が一つの炭素（α炭素とよぶ）に結合していて，こト、普通コンドライト、炭素質コンドライト等に分類されれをαアミノ酸と呼ぶ．カルボキシル基とアミノ基が一ている [30]．

つ隣の炭素
（β炭素）
に結合している場合には，βアミノ酸と呼ばれる．Murchison隕石中には，αアミノ酸の他に，βアミノ酸やγアミノ酸が多数見つかっている．

4. 2

第4節のまとめ：化学進化

Millerの実験以来，初期地球大気での有機化合物

また，αアミノ酸のα炭素の結合が鏡像異性のアミノ合成の実験が行われてきたが，初期地球大気は弱還酸，D型アミノ酸とL型アミノ酸が存在するが，生物は元的で有機化合物合成には適していなかった可能性

そのうちL型アミノ酸を用いている．隕石中にはD型とが高い．一方，宇宙での有機化合物の研究が進んでいL型が同程度の比率で含まれている．ただし，L型のほる．炭素質隕石中には多種のアミノ酸や核酸塩基が検うが少し高い比率をもつアミノ酸もある[31]．生物はL出されている．炭素質隕石に含まれる有機化合物は，型アミノ酸を利用してタンパク質を合成しているが，初宇宙空間で合成され，様々な過程を経て隕石となった．

期に地球にもたらされた隕石中アミノ酸のL型過剰が温度が充分低下したあとの初期地球表層に隕石中有その起源である可能性もある．

機化合物がもたらされた可能性が高い．

この隕石には，生物が使っているアミノ酸よりも，はるかに多い種類のアミノ酸が含まれている（表11）．核4.3 第4節に関する質疑応答

酸塩基も，生物が使っているグアニンやアデニンを含

質問：芳香族アミノ酸の重要性はないのか？

む多数の塩基が見つかっている[32]．その中で，なぜ回答：芳香族分子そのものは，Murchison隕石中に大現存の生物が20種のアミノ酸を選択的に使っているの量に含まれているが（表10），これまで芳香族アか，なぜ5種の核酸塩基を使っているのは不明である．

ミノ酸に関してはフェニルアラニンとチロシンが報告されている[35]．タンパク質にはフェニルアラ

(2) 有機化合物のできかた

ニン，チロシン，トリプトファンという3つの芳香族

宇宙では，星間分子雲中で200を超える有機分子種

アミノ酸が含まれている．一方，生物が用いる20が検出されている[28]．それらは，彗星，隕石として地のアミノ酸種がなぜ，用いられているかは，まだ球にやってきた可能性が高い[30]．

はっきりわかっていない．ただし，生命誕生後あ

宇宙空間でどの用に有機化合物が合成されたのかとる時期までは，生物が20種よりも少ない種のアミいうことに関して，グリーンバーグのモデルが提案されノ酸種だけを用いていた可能性も提案されていている[26, 30]．このモデルでは，μm以下のケイ酸塩

る．その場合，例えばアラニン，フェニルアラニン，

粒子の周りに氷の層ができ，その中に取り込まれた一イソロイシン，リシン，ロイシン，メチオニン，グル

酸化炭素やアンモニア等が放射線によって重合して有タミン，セリン，トレオニン，トリプトファンは無く

宇宙での生命の起源，進化，伝播および探査 第1回 地球科学からわかる有機化合物の起源／山岸ても機能するタンパク質を構築できる（Shibue ら[36]）．つまり，初期生命は芳香族アミノ酸をあまり使っていなかった可能性もある．
質問：グリシンの次に見つかるべきアミノ酸は？
回答：宇宙塵中に見つかってほしいアミノ酸という意味

33

引用文献
[1] Genda, H., 2019, in Astrobiology: From theorigins of life to the search for extraterrestrial
intelligence (Singapore: Springer Nature), 197.

であれば特に指定はないが，アラニンがグリシン[2] 掛川 武, 2017, 生物の科学 遺伝 71, 133.

の次に簡単な構造を持っているので見つかりや[3] Sugitani, K., 2019, in Astrobiology: From the

すいのではないか．
質問：アミノ酸が隕石中などで重合していることは？
回答：隕石の種類によっても異なるが、アミノ酸は検出

origins of life to the search for extraterrestrial
intelligence (Singapore: Springer Nature), 229.
[4] Wilde, S. A. et al., 2001, Nature 409, 175.

される量の半分程度が、100℃の水で抽出される[5] 下山 晃, 1995, 月刊地球 17, 440.

遊離のアミノ酸である．残りの半分程度は、その[6] Naraoka, H., 2010, Res. Org. Geochem. 26, 13.

残渣をさらに塩酸で抽出したときに検出されるの[7] Mojzsis, S. J. et al., 1996, Nature 384, 55.

で，おそらく不溶性高分子として存在している．ア[8] Schopf, J.W. and Packer, B. M., 1987, Science

ミノ酸のダイマーも検出されている[37]．

237, 70.

質問：隕石中でアミノ酸はどうできたのか？

[9] Karl, D. M. et al., 1980, Science 207, 1345.

回答：星間空間の温度の低い部分で，シリカのサブμm[10] Grassle, J. F., 1985, Science 229, 713.

サイズのコアができ，コアの周りにできた氷に水素，一酸化炭素，窒素あるいはアンモニアが溶け込み，放射線照射されたことによりアミノ酸ができた．その微粒子が重合してだんだん大きな塊となり，途中の過程をへて隕石となって地球へやってきた．

[11] Jannasch, H. W., 1985, Proc. R. Soc. Lond.
B225, 277.
[12] McCollom, T. M. and Shock, E. L., 1997, Giochim. Cosmochim. Acta 61, 4375.
[13] Kato, S. et al., 2010, Environ. Microbiol. 76,
2968.

質問：ラセミ体はできないのか．

[14] Ueno, Y. et al., 2001, Int. Geol. Rev. 43, 196.

回答：ラジカル反応でできる不溶性高分子中のアミノ[15] Tice, M. M. and Lowe, D. R., 2004, Nature 431,

酸は基本的にはラセミ体のはずである．ただし，

549.

L体とD体のどちらが選択的に合成されたかある[16] Isozaki, Y. et al., 1997, EOS 78, F 399.

いはどちらが選択的に分解されたことによってL[17] Kato, S. and Yamagishi, A., 2016, Deep-Sea Res.

体過剰あるいはD体過剰になる可能性はある．そPart I 110, 99.

のプロセスはいくつか提案されて，実験検証がお[18] Ueno, Y. et al., 2006, Nature 440, 516.

こなわれている．

[19] 金子雅紀, 奈良岡浩, 2011, Res. Org. Geochem.

質問：糖はみつかっている？
回答：Murchison隕石中に糖リボースがみつかっているが，塩基と縮合しないので，ヌクレオチドの合成過程が問題となっている（第2回参照）．
質問：アミノ酸が宇宙由来であるとすると，量的にはどのくらい必要であるか？
回答：わからない．海に溶け出すと薄まってしまうので，

27, 55.
[20] Naraoka, H. et al., 1997, Geochem. J. 31, 155.
[21] Watson, J.D., 1976, Molecular Biology of theGene, 3rd ed. (New York: Benjamin).
[22] ICRP, 1974, in Report of the task group onreference man ICRP Publication (Oxford:
Pergamon Press), 23

濃縮方法を考えないといけない．波打ち際，陸の[23] DOE, 1994, in Handbook of methods for the

池やクレーター等が生命の起源の場所として検analysis of the various parameters of the

討されている（第2回参照）．

carbon dioxide system in seawater. version
2 (Washington DC: USDOE), ORNL/CDI-

《目次へ

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34

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

AC-74.
[24] Lodders, K., 2003, Astrophys. J. 591, 1220.
[25] Totani, T., 2020, Sci. Rep. 10, Article number:
1671.
[26] Kobayashi, K., 2019, in Astrobiology: From theorigins of life to the search for extraterrestrial
intelligence (Singapore: Springer Nature), 43.

intelligence (Singapore: Springer Nature), 23.
[31] Cronin, J. R. and Pizzarello, S., 1997, Science
275, 951.
[32] Callahan, M. P. et al., 2011, Proc. Natl. Acad.
Sci. USA. 108, 13995.
[33] Ehrenfreund, P. et al., 2002, Rep. Prog. Phys. 65,
1427.

[27] Miller, S. L., 1953, Science 117, 528.

[34] Koga, T. and Naraoka, H., 2017, Sci. Rep. 7, 636.

[28] Ohishi, M., 2019, in Astrobiology: From the[35] Burton, A. S. et al., 2012, Chem. Soc. Rev. 41,

origins of life to the search for extraterrestrial
intelligence (Singapore: Springer Nature), 11.
[29] Elsila, J. E., 2009, Meteor. Planet. Sci. 44, 1323.
[30] Yabuta, H., 2019, in Astrobiology: From theorigins of life to the search for extraterrestrial

著者紹介
山岸 明彦
東京薬科大学 生命科学部 名誉教授．東京大学 大学院理学系研究科 相関理化学専攻 博士課程修了．
理学博士．日本学術振興会 奨励研究員，カリフォル
ニア大学 バークレー校 博士研究員，カーネギー研
究所 植物生理学部門 博士研究員，東京工業大学
生命理工学研究科 助手，東京薬科大学 助教授，準教 授，教 授を経て，2018 年 4 月に退職して名誉教授．専門は分子生物学･微生物学．日本惑星科学会，
極限環境生物学会，宇宙生物科学会，生命の起原および進化学会に所属．

5459.
[36] Shibue, R. et al., 2018, Sci. Rep. 8, 1227.
[37] Shimoyama, A. and Ogasawara, R., 2002, Orig.
Life. Evol. Biosph. 32, 165.

《目次へ一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その53 ~４年に一度のあかつきTIリセット~／安藤，他

35

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その53~４年に一度のあかつきTIリセット~

安藤 紘基1，山崎 敦 2，佐藤 毅彦 2（要旨）人間のように時計を持たない探査機は, Ti me I nd ic ator ( T I ) という数字で時刻を管理しています. T Iの値は時々刻々増えていき, あかつきの場合は約４年で１周（ロールオーバー）します. ロールオー
バーを放置してしまうと, 探査機が想定外の動作をするため定期的にT Iをオール 0にリセットする必要があります. そして、あかつきのT Iリセットが年明けの1月11日に行われました. 本稿では, ４年に一度の大イ
ベントに向けて, あかつきの運用スタッフが一丸となって取り組んだその様子をお届けします.

人が生活を送る際 , 常に気にするものがあります.

ら見えない時でもあかつきが T Lに沿って自動で姿

それは「時間」です. 何時に起きるか, 会議は何時か

勢変更や金星観測など行えるよう仕向けます. T Lはらやるか, 何時の電車に乗って帰るか, というように人が分かりやすいように地上時刻を用いて作成しま

常に時間のことを頭に入れながら動きます. これはすが, あかつきは地上時刻を知りません. 地上時刻

探 査機でも同様です. 何時にどのような軌道にあるとあかつきのT Iを地 上の衛星管制で値付けし, T I

か, 何時に姿勢変更して観測を開始するか, 何時かに換算したT Lを送信することで, あかつきが時刻ど

らデータを地上局に向けて下ろすか, など探査機もおりに動作するようになります. つまり, あかつきの中

常に時間と隣り合わ せです. 人間が 時間を知る場にあるT Iが１カウントずつ時々刻々増えていき, ある合は時計を見れば良いですが, 探 査機には時計は

T Iの値に該当するコマンドが TL 上で見つかると, そ装備されていません. その時計の代わりとして使うのコマンドを自動で実行するようになっています. まのが Ti me I nd ic ator（ T I）で, 探査機を運用する

た , ある時刻であかつきの T I がオールFになれば ,上で必 要 不 可欠なものです. あかつき時 代の 探 査

次の時間ステップで T Iのカウントが 1増えてオール 0

機 の T I は8 桁 の16 進 数 で 表され る数 字 で 約1/ 32になります. しかし前述のように, あかつきは4 年以

秒ごとに１カウントずつ増えていき, 約４年で 値 が

上 継 続して使 用できるカウンターを持っていません

F F F F F F F F から00000000に変わる, すなわち１ので, T I がオール 0になるとあかつきは過去にあっ周すること（ロールオーバーと呼びます）になります.

た０と判断して, これを境にあかつきに送られたT L

あかつきの運用は , 主に長 野県の臼田宇宙空間の整合性がとれなくなり, 想定外の動作をします. そ観測所にある直径 64 mの反射鏡の大型パラボラア

こで, ４年に１度のタイミングで T Iがオール０になる

ンテナ（臼田局）を用いて行われます. しかし, 常に前に明示的にT Iを0にリセットして, 今の 0を覚えさ

臼田局からあかつきをモニターできるわけではないせることで, このような事故が起きぬよう防ぐのです.

ので, コマンドを時 間 順に並 べたリスト（タイムライちなみに, ロールオーバーは私たちの生活に身近なン, 以下T L）をあかつきに予め送っておき, 臼田局か

GP Sでも発生します. GP Sシステムが「週」を管理し

1.京都産業大学 理学部
2.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
ha ndo@cc.kyoto -su.ac.jpているカウンターが10ビット長なので, 1024 週目にな
るとゼロに戻ってしまうことが原因です（直近の週数
ロールオーバーは2019 年 4月7日でした）.

36

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図1： あかつきTIの時系列を表したグラフ. 横軸は地上局での受信時刻を表す. この日の運用における通信電波の片道伝播時間が約13分であるため,「UT3:00に０リセットが完了した」というあかつきからの通達がUT3:13頃に地上局で受信されたことが分かる.

話をあかつきに戻しましょう. あかつきでは機 上ありました. その一方で, あかつきのT Iリセットが今で金星・地球・太陽の位置を計算する際にもT Iを使回で3回目ということもあり, 私以外の方々はどこと用しているので, T Iを0にリセットを実施する際はそなく余裕もありました. T Iリセットに向けて, 全員での時の金星・地球・太陽の位置を事前に計算してあ着々と運用を進めていきます. 混乱が起きないようにかつきに覚えさせる必要があります. また, リセット

既にあかつきに登 録してあったT Lを全て削除した

後に地 上時刻とあかつきのT Iの値付けをやり直し

後 , 地上時刻でちょうど日本時間の正午 ( UT 3: 00)てから, T Lを送信しなくてはなりません. そんな事にT Iが 0リセットされるようコマンドを送信しました.

前準備をしっかり行った上で, 今回のT Iリセットは

ただし, オール 0だと何らかのソフトウェア誤動作に

年明けの1月11日に実施することになりました. そし

繋がる可能 性もあるため, 慎 重を期して16 進 数のて, その日の運用当番は私でした. 実は私が運用に00000080にセットしました. そして、臼田局とあかつ

入ると, テレメトリー画面が突然消えたり, 観測機器

きを往復通信した26分後くらいに, テレメトリー画面やエレキ部にトラブルが発生したり, 何かしらのアク

上にT I : 00000087と表示されました (図1) . 無事に

シデントに見舞われることが数多くあり, このような

T Iリセットがうまく行ったことが分かった瞬間です.

大きなイベントを抱えた運用には私が一番適さない

テレメトリーの更 新はある周 期で 行 われます から,のです. でも, 今更誰かと交代するわけにもいかない

00000080の瞬間は見えてはいませんが, これまでにので, とにかくその日は運用室にある神棚を入念に見た最も小さなT I値にちょっと嬉しくなりました. ま整えて, T Iリセットも含めて運用が無事に終わるよ

た, あかつきの位置や姿勢が事前に予測したものとうしっかりお祈りしました. お祈りが終わったのも束一致していることも確認できました. T Iリセットが無の間 , 日本 時間の午前10 時からあかつきの運用が事に成功したことで, 今後もT L 上のコマンドが正常始まりました. ４年に一度のイベントということで, いに実施され、引き続き金星を観測することができま

つもより多くのスタッフが集まり管制室に緊 張 感がす. その場にいた全員がホッと一安心. 神棚にしっか

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一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その53 ~４年に一度のあかつきTIリセット~／安藤，他

37

りお祈りして本当に良かったと思います. その後も特せないあかつきのタフさには本当に頭が下がります.

に問題なく運用は進められ, 午後4 時30 分に運用がまた ,「あかつきがこれだけ頑張っているのだから,無事終了したのでした.

自分も一つでも多く論文を書けるよう研究を頑張らあかつきが金星周回軌道に入ってから７年が経ちないといけないな.」と気持ちが引き締まります. 最後

ましたが, カメラや電波発振 器は今でも健在で, 金に, あかつき運用をいつもサポートしてくださってい

星大気の観測を行なうことができています. あかつる方々に御礼の言葉を申し上げて, 記事を締めさせきが打ち上がってから12 年が経過し, その間に5 年て頂きます. いつもありがとうございます！そして、こも太陽を周回しましたが, そんなことを微塵も感じさ

れからもどうぞよろしくお願いいたします！

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38

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

Essay

他の惑星や衛星の地質年代の大区分は
「代」
ではなく
「紀」
山路 敦1

月や火星など，天体ごとに地質時代を大区分する

ち「代」が定義された．つまりまず，古生界がAda m

とき，
「 代」と
「紀」のどちらを使うべきか．月なら例え

S edgew ickによって1838 年に定義され [ 3]，続いてば，I mbr ia n Per iodの訳語はインブリア代なのか，

惑星地質学の開祖でもあるJoh n Ph i l l ips [4]によっ

それともインブリア紀なのか．正解は「紀」であるとて中生界と新生界が 1841年に定義された．こうした筆者は考える．その理由を研究史にもとづいて解説

地層群の区分をするのが層位学 (st rat ig raphy)で，することが小論の目的である．その前提として，「代」

その基礎になっているのが，より新しい地層がより上や「紀」など，地質年代の区分について，はじめに解位に横たわるという，地層累重の法則 (t he law or

説する．というのも，月でPer iodという語を使い始

pr i nciple of super po sit ion)である．

めた研究者達は，地球の層位学を下敷きにしていた

月 の 地 質 年 代 区 分 は1960 年 代 の は じ め にからである[ 1, p. v i i]．
「代」も「紀」も，層位学の伝統

S ho ema kerらによって開始された．その記念碑的的な術語なのである．

論文であるS ho ema ker a nd H ack ma n ( 1962)のまず，「紀」とは何か．いちばん若い地層の集合を「St rat ig raph ic ba sis for a lu na r t i me sc a le」

第四系(Q uater na r y System)とよび，それらが堆という論文 [ 5]の第1ページの「The geolog ic a l law

積した時 代として第四紀 (Q uater n a r y Per iod) がof super po sit ion is a s va l id for t he Mo on a s

定 義される．つまり，Systemと一括される地 層群

it is for t he Ea r t h」という文は，地層累重の法則があって，それをもとに時代区分としてのPer iodがだけを言っているのではなく，層位学的考え方が月定 義され るわけ である．Q uater n a r yはもともと，にも通用する，という宣言として読むべきなのであP r i ma r y, S econda r y, Ter t ia r yとともに， そ れる．それには地層累重の法則のほか，t he pr i nciple

らより若いSystemとして，Giova n n i A rdu i noにof or ig i na l hor i zont a l it y と cros scut t i ng

よって18 世紀半ばに定義された[2]．S econda r yはrelat ionsh ip が ある[6, 第 8 章 ]．
「地 層はもともと

今日いうところの中生代の地 層群に，Ter t ia r yは水平に近い姿勢で堆積する」というのが前者であり，第四紀を除いた新生代の地層群にほぼ相当する．そ「ある物が他の物を切っているなら，切られているほの後，カンブリア系やオルドビス系など，地名や古代

うが古い」というのが後者である．これらは惑星地質の部族名を冠したもろもろのSystemが定義されて学の基本的考え方であり，これらを使って地層の新いった．そしてそれらをまとめて，古生界 ( Pa leozoic

旧の順序体系が組み立てられる[1, 第2 章]．こうしてErat hem) や 中 生 界 ( Mesozoic Erat hem) や 新地層が分類され，それにもとづいて「系」や「紀」が定

生界 (C enozoic Erat hem) が定 義され，また，そ義される．これなら，放射年代データなど絶対年代のれらに対応する期間として中生代などのEraすなわ

情報がなくても，時代区分ができるわけである．こう1.京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻
yamaji@kueps.kyoto -u.ac.jp

した組織的作業が月の表側の中央部で1960 年頃にはじまり，I mbria n などの「系」や「紀」が定義された．

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他の惑星や衛星の地質年代の大区分は「代」
ではなく「紀」／山路

しかし月の「紀」が地球のそれより桁違いに長い期間であるらしいことは，1962 年時点ですでに認識されていたのである[ 7]．地球の「紀」のなかで一番長い白亜紀でさえ継続期間が約 7.7千万年 [8]であるのに

39

参考文献
[1] Wilhelms, D.E., 1987, The Geologic History of
the Moon (USGS Proc. Pap.), 1348.

対し，ネクタリス紀を含めて[ 9]，月の「紀」はそれぞれ[2] Gillispie, C.C. et al. (eds.), 1970, Dictionary of

億年単位の期間である．つまり月で層位学的研究をScientiﬁc Biography (New York, Scribner).

進めたS ho ema ker やWi l hel msらは，地球でいえ[3] Sedgwick, A., 1838, Proc. Geol. Soc. London 2,

ば「代」に相当するような期間であることをわかった
うえで「紀」を使ったのである．
地球の層位学でそう訳すからというだけでなく，このような 経 緯 から， 月や 他 の 惑 星 の Per iod やSystemは「紀」や「系」と訳されるべきであると筆者は考える．層位学において，地層区分は時代区分に先んじる．地層区分にSystem（ 系）を使えば必然的に時代区分はPer iod（ 紀）になるわけである．

675.
[4] Fras, R.H., 2012, Antiquarian Astronomer 6, 44.
[5] Shoemaker, E.M. and Hackman, R.J., 1962, in
The Moon (Proc. Symp. 14th IAU), 289.
[6] Grozinger, J. and Jordan, T., 2010, Understanding Earth, 6th Ed. (New York, Freeman).
[7] Shoemaker, E.M., 1962, in Physics and Astronomy of the Moon (New York, Academic Press),
99.
[8] Gale, A.S. et al., 2020, in Geological Time Scale2020 (Amsterdam, Elsevier), 1023.
[9] Evans, A.J. et al., 2018, JGR: Planets 123, 1596.

著者紹介
山路 敦
京都大学大学院理学 研究科教授．専門は構造地質学，テクトニクス．

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40

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

2022年度日本惑星科学会秋季講演会開催報告

2022年日本惑星科学会秋季講演会実行委員長(茨城LOC) 百瀬 宗武

1

1. 概要

の実施を模索はするものの，直前でのキャンセルに大きな支障がでない会場を確保した上で，会費の徴

2022 年日本 惑 星科 学会 秋季 講 演会は，2022 年

収を含め講演会本体とは分離してスケジュールを組

9月20( 火 ) -22日( 木 ) に対 面+オンライン(Z o om) のむこと，以上 2点を基本方針として準備を進めた．こハイブリッドで開催された．対面での講演及びポスのうち( 2)の懇親会については，2022 年7月以降の急ター会場はザ・ヒロサワ・シティ会館 ( 水戸市 )であっ

速な状況悪化を受けて中止したが，当初からキャン

た．また9月23日(金・祝)には，ザ・ヒロサワ・シティ会

セルの可能性も視野に入れていたため大きな混乱が館小ホールにおいて，一般普及講演会「水惑星の誕なかったのは不幸中の幸いであった．一方，( 1)のハ

生：その起源と条件を探る」を行った．懇親会についイブリッド開催については，今回が秋季講演会におては，9月21日夕方に開催できるように水戸駅近くのいては初の試みであったので，後ほど項を改めて少会場を確保して準備を進めていたが，C OV I D -19のし詳しく報告したい．

感染拡大状況を踏まえ，8月下旬に中止を決定した．
秋季講演会には264名の参加申込があり，このう
ち175名は会場での参加があった．195件の講演申し込みがあり，その内訳は，最優秀発表賞ノミネート10
件，口頭発表 108件，ポスター発表77件であった．
L O Cは，茨城大学理工学 研究科 ( 理学野)スタッ
フの百瀬宗武，橋爪光，藤谷渉，及び Web 係の折原龍太 ( 茨城大学理工学 研究科博士後期課程在学)を中心に構成した．

2. 準備の経過

参加申込に関わる各種手続きの締め切りは，以下の通りであった．
i.

2022 年 6月24日(金 ) 24: 00 参加申込，発表申込，支払い，予稿原稿受付開始

i i . 2022 年7月15日(金 ) 24: 00 発表申込締切，最優秀発表賞予稿原稿の締切
i i i . 2022 年 8月26日( 金 ) 24: 0 0 参 加 申 込 締 切，
予稿原稿締切，支払い締切
このうち i i の際には，締 切の6 時間ほど 前から
サーバー (wa k usei .jp) の反 応が 極 端に遅くなり発表申込が受け付けられなくなったため，急遽，締切を連 休 後 の2022 年7月19日( 火 ) に延 長する措 置を

本講演会の準備は2022 年1月から本 格的に開始取った．サーバー自体の障害であったためメールやした．当初よりC OV I D -19 感染症 対策が 継 続的にホームページでの広報も不可能となり，L O Cとして求められる見通しがあったことから，( 1)対面開催をは慌てたが，広報専門委員会にご 協力をいただい想定しつつ，会場設備とL O Cの対応が可能な範囲て学会 t w it terで発 信してもらうなどの対応をとっ

でハイブリッドを取り入れること，( 2) 対面の懇親会

た．また，参加費の支払いについては，昨年度に実1.茨城大学理工学研究科（理学野）
munetake.momose.dr@vc.ibaraki.ac.jp

績 が あったイベント運 営 支 援 サイト「イベントペイ」
を主に用いたが，直前の別イベントで発生したクレ2022年度日本惑星科学会秋季講演会開催報告／百瀬41

図1：口頭発表会場の様子．

図2：ポスター発表スペースのレイアウト．

ジットカード情報漏えいを踏まえて取扱業者が行政可能であり，かつ参加者にとっても大きなメリットが処 分を受けたことに伴い，クレジットカードでの払あると判断し，ハイブリッド形式を基本とすることを込を受け付けられなかった．そこで，国内在住の参最終決定し，2022 年 5月の総会にてその旨を正式に加者にはコンビニやペイジーでの支払いをお願いすアナウンスした．本番直前の2022 年9月1日午後にはるとともに，主に海外に在住しクレジットカードでな

リハーサルを行い，参加者に見立てた茨城大学水戸

いと支払いが困難な参加者のために，別の決済手段

キャンパスの人員と会場を繋ぎ，発表や質疑応答が（S qua re）を急遽，並列に用意した．

双方向で実施できるかの確認と調整を行った．

上記の通り，最優秀発表賞を含む口頭発表希望

そもそも純粋な対面形式，あるいはオンライン形には118件の応募があった．当初は，昨年度の経験式と比べたときの，ハイブリッド形式のメリットは何を踏まえ，申込多数の場合には提出された予稿原だろうか．それは，発表及び聴講を行うそれぞれの稿の査読を通じた口頭発表の絞りこみを計画してい参加者が最適な参加場所を会期直前まで自由に選た．しかし実際の予稿に目を通した結果，絞り込み

べることであろう．その前提として，参加場所によらは困難であるとの結論に達した．そこで今回は，一ずに同等の参加体験が得られることが重要となる．

件あたりの発表時間枠を8 分に絞った上で，全て希

さらに，多数の発表者が次々と登壇する学会講演会

望通りの発表形式で実施することにした．この判断においては，発表者全員が確実にネットワーク接続の是非については賛否両論あると思うが，行事部会

できるような準備・サポートを対面会場において行うを中心に，ここ数年の参加体験に基づく会員からのことは不可能である．以上を踏まえ，参加者が参加

ご意見を集約していただき，より良い形態を模索す

場所によらずに「ハイブリッドを意識せずに済む」方

る契機になればと考えている．各発表者が時間を厳式として，会場とZ o omを中継で繋ぐ方式は最適な守したことや質疑応答にS lackを併用したことから，ものであったと考えている．総会から受賞記念講演

会の進行自体はスムーズであった(図1)．

に移る際にZ o omホストが手薄になったことに伴う

3. ハイブリッド形式の実施と課題トラブルが発生した点を除けば，シームレスに会場とZ o omが繋がれていたはずである．今回の会場では，中継を可能とするだけの専用ネットワーク回線や

茨城 L O Cの人員体制が限られていたこともあり，

音響映像設備があったこと，配信に詳しい経験豊富

当初より多大な労力をかけてのハイブリッド化は追な会場スタッフの助けが得られたことから，理想的求しない方針であった．しかし，2022 年 3月にザ・ヒ

な会場であった．その意味では，同様な方式がいつ

ロサワ・シティ会館担当者と詳しく打ち合わせを行っでも可能であるとまでは断言できないが，今回得たた結果，「中継方式 」のハイブリッド形式が現実的に技術的ノウハウ，経験は可能な限り引き継ぎしたい．

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42

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

最後に，ハイブリッド，あるいはオンライン形式での大きな課題として，ポスター発表が挙げられる．今り，講演会全体を完全な収支均衡で終えることができた．茨城 L O Cとして感謝の意を表明する．

回は会 場でのポスター発 表 スペース( 図2) の用意はもちろん，Z o om 上でもポスター発表スペースを用意[1] https://www.isas.jaxa.jp/topics/003192.html

し，会期外の9月26日，27日の午前 9 時から午後 6 時[2] https://www.eps.s.u-tokyo.ac.jp/focus20220930/

までも，ブレイクアウトルームつきのZ o omを稼働させた．しかし，対面会場のポスター会場の賑わいとは対照的に，Z o om スペースの利用は極めて限られていたと言わざるを得ない．これは本会の講演会だ
けでなく，オンラインでのポスター発表に共通する課題と思われる．この点は技術的観点に加え，企画・運営的な観点からの知恵を一層絞る必要がある．

4. 一般普及講演会
9月23日(金・祝)に開催した一般普及講演会には90名の聴衆が来場し，以下の2件の講演が行われた．
• 中村智樹氏（東北大学）「 はやぶさ2が持ち帰ったサンプルが明かすリュウグウの起源と進化」• 生駒大洋氏（国立天文台）「 最新理論が予測する太陽系外の水惑星の存在度」
もともと高い関心が寄せられていた「はやぶさ2」の成果であったが，当日の午前中に，講演者である中村氏をはじめとするチームが行ったプレスリリース[ 1]に関する報道が広く行われ，より一層大きな興味を引く結果となった．また後半の生 駒氏の講演では，水戸の名産品である納豆を題材にした小噺も交えつ
つ，海の起源に関する最 新の研究成果が紹介されたが，こちらの関連研究も講演会からほどなくしてプレスリリースが行われた[2]．いずれの講演にも活発な質問が寄せられ，参加者にとって満足度の高い講演会ではなかったかと推察される．プレスリリースと連 動したタイムリーな講演会になったことを含め，講演者の中村氏，生駒氏には，この場を借りて改めて御礼申し上げたい．

5. 終わりに
本講演会の開催にあっては，一般社団法人・水戸市観光コンベンション協会からコンベンション開催
助成 金・ハイブリッド開催 助成金をいただくとともに，多くの助言を受けた．この助成金のおかげもあ《目次へ「天体の衝突物理の解明(XV I I I )〜表層粒子から探る太陽系天体の進化〜」
参加報告／辰馬43「天体の衝突物理の解明(XVIII)〜表層粒子から探る太陽系天体の進化〜」
参加報告
辰馬 未沙子1

1. はじめに2022 年11月9日から11日にかけて，第18回「天体の衝突 物理の解明」が開催された．新型コロナウイ
ルス感染症は依然として流行しているものの，Z o omとSlackを用いたオンラインと，千葉 工業大学東 京
スカイツリータウンキャンパスでの現地を両立させた
ハイブリッド形式での開催となった．なお，感染対策のため現地での懇親会は行われなかった．今年度のテーマは「表層粒子から探る太陽系天体の進化」で，
榎戸祐馬氏 ( 東北大学)，松本徹氏 ( 京都大学白眉セ

図1：研究会の集合写真(現地とZoom画面)．

ンター)，松島亘志氏 (筑波大学)を迎え，ご講演いた
だいた．研究会には現地 30 名，オンライン45 名の合計 75 名の研究者と学生が参加し(図1)，招待講演を

ジ ( ht t p : //w w w. i m p a c t - r e s . o rg / i m p a c t 2 2/含めて現地13件，オンライン6 件の合計19 件の口頭

i ndex . ht m l)にて公開されている要旨を参照してい発表と，現地7件のポスター発表が行われた．参加

ただきたい．

人数は現地参加のみの開催時よりは多く，オンライ
ンのみの開催時と同等とのことであった．ハイブリッ
ド開催に対応するため，会場のマイクやスピーカー，
ミキサーを用いており，質的な不自由さを全く感じることがなく研究会に参加することができた．講演時

2. 講演概要
以下に研究会のプログラムを示す( 敬称略)．なお，*はオンライン発表者であることを示している．

間は質疑応答込みで招待講演が 60 分，一般講演が30 分と一般的な学会よりも長い時間に設定されてお＜口頭講演＞り，じっくりと研究内容を聞くことができた．

11月9日( 水)本 稿 で は 講 演の 概 要と研 究 会 の 様 子をごく簡

諸田 智克 * ( 東京大学)

単に紹 介 する．各 講 演内 容についてはあくまで 私「小 惑 星リュウグウ表面の微 小クレータの統 計と岩の理 解の範 囲内でまとめているが， より詳 細な講塊の衝突強度」

演内 容を知りたいという方は，研究会の web ペー
1.東京工業大学理学院地球惑星科学系
misako.tatsuuma@gmail.com

黒澤 耕介 (千葉工業大学)「リュウグウの状 態方程式モデル作成と炭素質小惑星上の衝突過程への応用」

44

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

保井 みなみ* ( 神戸大学)「多孔質氷球の反発係数 : 粘弾性変形及び塑性変形「小惑星リュウグウ表層を模擬したサイズ分布を持つを考慮した非弾性衝突メカニズム」

ボルダー模擬物質へのクレーター形成実験 」

大野 正和 ( 大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科

榎戸 祐馬* ( 東北大学)

学専攻 )「リターンサンプル分析から明らかになったリュウグ「レーザー衝撃圧縮を受けたSiO 2 の変成分布」

ウ母天体の歴史」【 招待講演】

多田 賢弘(千葉工業大学地球学研究センター)

松本 徹 ( 京都大学白眉センター)「花 崗 岩 の 衝 撃 回 収 実 験 : 石 英 中 の Feat her「微小隕石衝突・太陽風に曝された小天体表面におFeat u res形成機構への示唆 」

ける揮発性物質の振る舞い」【 招待講演】＜ポスター講演＞
11月10日(木)松原 光佑( 神戸大学理学部惑星学科)

松島 亘志 (筑波大学)「高速度衝突によって形成されるクレーターの形 状「天体表層土の力学: 粒子物性進化とバルク力学特と分光特性の観察」

性評価」【 招待講演】

木内 真人(宇宙航空研究開発機構 )山本 裕也 ( 神戸大学大学院理学研究科)「クオータースペース法を用いた低 重 力下での高速「低強度粗 粒標的に対する衝突実 験 : アーマリング

度クレーター形成実験 」

効果を含んだクレータースケール則の構築」

櫻井 諒太 ( 神戸大学)

豊嶋 遥名( 神戸大学大学院理学研究科)「ダスト集合体の衝突圧密実験 」「ハビタブル天体表面を模擬した含水砂標的への斜長足 友哉 ( 東北大学)

め衝突実験 」

「ダスト凝集現象に対するダストのサイズ分布の効果」

柿木 玲亜 ( 神戸大学大学院理学研究科)

佐藤 瑶介 ( 東京農工大学)「レゴリスに覆われた基盤岩 へのクレーター形成実「対向集中荷重を受ける2次元弾性円板内の応力伝

験 : 衝突励起振動による物質移動との関連」

播の解析」

門野 敏彦 * ( 産業医科大学)

黒澤 耕介 (千葉工業大学)「中空プロジェクタイルによる放出物分布」「ナイロンの状態方程式モデルの作成 」

山口 祐香理 ( 神戸大学)

奥山 純吾 (日本大学)「標的物性の高速度衝突エジェクタサイズへの影響」「月面衝突摸擬実験における発光強度の，温度と衝突角による依存性について」

11月11日(金 )辰馬 未沙子 ( 東京工業大学)「付着 N 体 計 算で探るダスト集合 体のせん断 強 度 :

2.1

招待講演

研究会初日の後半から2日目の前半にかけて，今彗星表層との比較 」

年度のテーマである「表層粒子から探る太陽系天体

黒崎 健二 ( 神戸大学)の進化」に関連した3件の招待講演が行われた．

「巨大 衝突に伴う大 気 流出と角運 動 量輸送 への影

榎 戸氏と松本 氏はリュウグウのリターンサンプル

響」

分析結果について詳細に講演された．榎戸氏はX 線

石田 紗那 * ( 神戸大学理学研究科惑星学専攻 )回折を用いて物質の同定を行った．その結果，ほと「コア・マントル構造を持つ含水小天体の衝突破壊とんどが含水鉱物であることがわかった．その中には破片速度分布: 標的内部の粒子速度分布の計測」

一部水との反応が弱い部分が見つかる一方，200度

道上 達広 * (近畿大学工学部 )ほどの高温で形成される珪酸塩も見つかった．これ「炭素質隕石に対する衝突実 験～コンドリュール内らの分析結果を合わせると，リュウグウ母天体は主部のクラック成長」には40度くらいの温度が維持され，水が液体になり豊田 優佳里( 神戸大学理学研究科)

水質変成を経験したが，表 層では水が溶けずに水「天体の衝突物理の解明(XV I I I )〜表層粒子から探る太陽系天体の進化〜」
参加報告／辰馬45

質変成を経験せず，より内部では40度を超える高温

築した．豊嶋氏は水を含む砂への斜め衝突によるクになったことが示唆される．松本氏はリュウグウのリレーター形成実験を行った．その結果，含水砂では

ターンサンプル表面における，太陽風やミクロンサイ

クレーターが重力支配ではなく，強度支配域になっズ以下の微小隕石による宇宙風化について講演されていることがわかった．柿木氏は層構造を持つ小惑

た．サンプル表面にはミクロンサイズのクレーターが星でのクレーター形 状を調べるため，基盤と粒子層見つかっており，それは微小隕石の衝突による破片で構成される標的へのクレーター形成実 験を行っがさらに衝突した，2次衝突によるクレーターだと考た．その結果，低速度領域と高速度領域でのクレーえられる．また，表面のFe SからFeがひげ状に成長

ター形状を得ることに成功した．

した結晶も見つかっており，太陽風との相互作用が示唆される．

エジェクタについてのセッションでは2件の講演が行われた．門野氏は中が空洞の弾丸を打ち込んだと土木工学や地盤工学を専門とされる松島氏は，天きに見られる，垂直なエジェクタの発生メカニズムに

体表層土の力学について講演された．粒子破砕によ

ついて調べた．その結果，弾丸の真ん中に穴が開く

るサイズ分布の進化モデルについては，単粒子の破場合に垂直なエジェクタが発生することがわかった．

砕実験や1次元圧縮実験の結果とその解釈について

さらに，サンプルを採 取しやすくするためには，円紹介された．また，粒子を割り続けることによる形状

筒やリング型の弾丸の検討が必要であることを示しの進化については，白銀比を用いてイトカワや月の粒た．山口氏は火星のエジェクタが衛星に到達する現子の形状を議論できることを示した．

象を模擬して，1次標的に弾丸が衝突し，そのエジェ

2. 2

一般口頭講演

例年通り一般講演では，招待講演のテーマに限ら

クタが 2次標的へ衝突する様子を実験で調べた．その結果，エジェクタの標的物質の物性への依存性を明らかにした．

ず，天体の衝突現象に関するさまざまな分野の発表

数値計 算についてのセッションでは2件の講演がが行われた．以下ではセッションごとにそれぞれ簡行われた．辰馬氏は付着N体計算でダスト集合体の単に紹介する．

せん断強度を求めて定式化を行い，彗星67P 表層の小惑星リュウグウについてのセッションでは3件のせん断強度と比較した．その結果，彗星67Pの構成

講演が行われた．諸田氏は岩塊の細粒化 過程を調粒子半 径が 20 µ m以上 5 m m以下である必要があ

べるため，微小クレータを画像から抽出した．そのることを示した．黒崎氏は大気を持つ惑星同士の斜結果，熱疲労による岩塊表面の剥離が 起きているめ衝突を計算した．その結果を用いて，角運動量の可能 性が 高いことを示した．黒澤氏はリターンサン

観点から大気流出について議論した．

プルを用いてリュウグウの状 態方程式モデルを作成

衝突 破壊・変形についてのセッションでは3件のし，リュウグウ母天体の破壊計 算をi S A L Eで行っ講演が行われた．石田氏は水を含んだコアと多孔質た．その結果，リュウグウの元となる物質は，母天体マントルを模擬した2層構造の試料への衝突実験を

が 衝突を受けた点から少なくとも20 k m 程 度 遠方

行った．その結果，画像相関法を用いて衝突によるの部分の物質であることを示した．保井氏はクレー

物質の変位を得ることに成功した．道上氏は炭素質ター形成について，サイズ分布を持つ岩塊の影響を隕石に対する衝突実験を行い，クラックの入ったコン

調べた．その結果，弾丸が表面の岩塊を破壊してエドリュールの3 次元モデルを作成した．その結果，クネルギーを散逸し減速するアーマリング効果が，サイ

ラックがコンドリュール内部に入るのか表面に沿う

ズ分布の影響で弱くなることを示した．

のかという違いから，炭素質隕石の種類による強度

クレーター形成についてのセッションでは3件のの違いについて議論した．豊田氏は土星リングの多講演が行われた．山本氏は空隙率が 高めで強度の孔質氷を模擬した試料の反発係数を測定した．その低いサンプルを用いてクレーター形成実験を行った．

結果，衝突速度と反発係数の関係を求めることに成

その結果，重力支配のクレーター則には合わないこ

功した．

とがわかり，粒子破壊の効果を含むスケール則を構

衝撃変成についてのセッションでは2件の講演が

46

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023行われた．大野氏は粉末 SiO 2 にレーザーを照射し，微小領域X 線回折を用いて衝撃による変成を評価し

3. おわりにた．その結果，X 線回折の線幅が変成の新たな分類

今回は「表層粒子から探る太陽系天体の進化」との指標となることを示した．多田氏は衝撃変成組織

いうテーマで，3人の招待講師を招いて開催された．

のFeat her Feat u resという鳥の羽根のような構造

初のハイブリッド開催ということで，現地とオンライの形成機構を調べるため，実験とi S A L Eでの圧力

ンでの準備をしていただいた世話人の皆様に感謝を

計算結果を比較した．その結果から，形成されると申し上げたい．Slack 上では活発な議論が見受けらきの圧力や衝撃波の伝播方向との関連について議れなかったが，全体には公開されないダイレクトメッ

論した．

セージを利用した交流は ( 少なくとも私は) あったの

2.3

ポスター講演で，あまり使われていないと思わずに今後もZ o om
や Slackを用いたオンライン参加の選択 肢が残って研究会 2日目の夕方に現地でのポスターセッショ

ほしいと思う．私は現地参加であったが，実際にオンが開催された．前年度に引き続き，学生のポスター

ンラインからの口頭発 表や質問は数多くあった．オ

講 演については3分間のフラッシュトークが 行われンライン参加という選択 肢を残すことは，研究会へた．現地では各講演者の周りに人が集まり，熱心なの参加人数を増やし，活発な議論などの交流を促進

議論が繰り広げられていた．今回は全て現地でのポし，より多くの参加者にとって実りある研究会にするスター講演であったが，オンライン上であるSlackに助けになると信じている．

もポスターをアップロードし，オンライン参加者も議論に参加できる形態であった．しかし，Slack 上での議論は特に見受けられず(ダイレクトメッセージが使謝辞われていた可能性はあるが )，ハイブリッド開催にお研究会の開催にご尽力いただいた世話人の皆様

いて，オンライン参加者と現地参加者がいかに交流(岡本尚也氏，杉浦圭祐氏，黒崎健二氏，木内真人

するかは今後の課題であると感じられた．

氏，大村知美氏，長足友哉氏，嶌生有理氏 )，そして

2.4

キャンパス見学ツアー

会場準備をしていただいた千葉工業大学東京スカイツリータウンキャンパス関係者の方々に感謝いたしま

2日目のポスター講演後，会場の千葉工業大学東す．また，本稿執筆の機会は千葉工業大学の岡本尚

京スカイツリータウンキャンパスの見学ツアーが行わ

也氏よりいただきました．さらに，集合写真は宇宙航れた．キャンパス関係者の方々や，千葉工業大学の空研究開発機構の木内真人 氏よりいただきました．

黒澤耕介氏を始めとした参加者の方々による解説も重ねて感謝いたします．

いただけた．キャンパスはA rea IとA rea I Iに分けられており，A rea Iではロボットを中心とした展示を，A rea I Iでははやぶさ2を始めとした宇宙関連の展示を楽しむことができた．個人的な見どころとしては，A rea I Iのはやぶさ2の実物大模型や，アニメ「マクロスF (フロンティア)」に登場する変形ロボット「バ
ルキリー V F-25F」を挙げたい．A rea Iでのロボットに関する展示では，あまりなじみのない分野ではあるものの，最先端の技術に触れることができ，存分に楽しめた．入場無料なので，機会があればぜひ見に行ってほしい．

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「天体の衝突物理の解明(XV I I I )〜表層粒子から探る太陽系天体の進化〜」
参加報告／辰馬

著者紹介
辰馬 未沙子
東京工業大学理学院地球惑星科
学系 日本 学 術振 興会 特 別 研 究員( PD)．東京大学理学系研究科
天文学専攻 博士課程修了．博士( 理学)．2022年4月より現職．専門は惑星形成論．日本天文学会，日本地球惑星科学連合，天文・天体物理若手の会，日本
惑星科学会，理論天文学宇宙物理学懇談会に所属．

47

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48

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

太陽系天体若手研究会2022 (SSBW2022)
開催報告
豊川 広晴1，荒木 亮太郎 2，池谷 蓮3，于 賢洋 4，菖蒲迫 健介 5，
鈴木 雄大 6，野崎 舜介7，米谷 珠萌8，吉田 有宏 9

1. はじめにいない方にも門戸を広げて参加を募集しました．一方で，本研究会は「若手研究会」と銘打っております

太陽系の形成・進化に関する科学は，ますます発が，これは若手研究者 (学生・PD)，特に研究を始め展を続けています．その背景には，数値計算や室内たばかりの学 生でも気 軽に参加してもらうためであ実 験といった手法の改良に加え，近年の宇宙探 査り，シニアの皆様の参加も歓迎しました．

や観測技術の飛躍的な進歩が大きく貢献しているでしょう．その一方で，太陽系科学に携わる若手としては，研究分野の細分化により，自身の研究分野以外

2. 実施概要を包括的に学ぶことは，難しくなっているとも感じら

2022 年度の太陽系天体若手研究会は，11月16日

れます．若手にとって，近隣分野との意見交換及び連から11月18日の3日間，各日午後に実施されました．

携は，自身の研究を見つめ直し発展させる機会とし現状を鑑みて前年度と同様オンライン形式としまして，大変重要だと考えます．そこで，太陽系科学に関た．媒体ツールとしては，各セッションの口頭発表とわる若手研究者が広く気軽に交流できる場を目指し

質疑は Z o omを，文字ベースでの議論やスライドのて，太陽系天体若手研究会が発足されました．本研

公開には Slackを利用しました．また，懇 親会には究会は2021年度に立ち上げられ，2022 年11月に2度

Wonder. meというビデオチャットツールを用いまし目の開催がされました．

た．参加は発表・聴講いずれも無料であり，計 69人も本研究会では，若手間の交流を大きな目的の一つの方に参加登 録していただきました．講演中も常時としているため，個々の講演発表だけでなく議論や

20 ～50人程度は参加されており大盛況でした(図1)．

意見交換の時間を可能な限り確保しました．また本

発 表 件数は一般講演 23件＋招待講演 3件で，各研究会では基礎的な知識の共有を重視し，学部生

分野に関して議論を深めながら進行することができや修士の学生のような，まだ研究の結果が十分出てました．参加者の学年・職階について，参加申請時点

1.総合研究大学院大学 物理科学研究科 宇宙科学専攻 博士1年
2.大阪大学 大学院理学研究科 宇宙地球科学専攻 博士2年
3.神戸大学 大学院理学研究科 惑星学専攻 修士2年
4.東京大学 大学院総合文化研究科 広域科学専攻
広域システム科学系 博士1年
5.九州大学 大学院理学府 地球惑星科学専攻 修士2年
6.東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻 博士3年
7.東京工業大学 理学院 地球惑星科学系 修士2年
8.明治大学大学院 理工学研究科 物理学専攻 修士2年
9.総合研究大学院大学 物理科学研究科 天文科学専攻 修士2年
toyokawa@planeta.sci.isas.jaxa.jp

で統計を取った内訳を図2に示します．大学院生を中心に，学部生から教授の方まで幅広い方々にご参加
いただけました．
一般講演の発 表形式としては，発 表 12分 + 質疑
3分の口頭発 表，もしくは5 分間のライトニングトー
クのいずれかを選択できるようにしました．また，各セッションの最後に20 分間の議論タイムを設置しました．議論タイムでは，各セッションで発表された研究内容に対しての追加質問やコメントなどを，発表者

太陽系天体若手研究会2022 (S SBW2022)開催報告／豊川，他

49

図1：参加者の集合写真．

天体・氷天体，(3) 惑星内部，(4)地学教育，( 5)月，( 6)惑星・惑星間空間，( 7)円盤の7つでした．それぞれ
1~4件の発表が行われ，盛況でした．
また一般講演に加えて3件の招待講演を行い，それぞれ，JA X A宇宙科学研究所の仲内悠祐氏，東京工業大学の野田夏実氏，東京大学の宮本英昭氏にお願いいたしました．
仲内氏には「分身が月へ行く~月面探 査用近赤外
分 光カメラの開発とその場観測~」というタイトルでご講演いただきました．現在進行中の月極域探査計
画LU PE Xのカメラ開発のご紹介に加えて，月面に
図2：本研究会参加者の学年・職階の内訳

おける水の生成プロセスに関するわかりやすいご解説をいただきました．
野田氏には「実験室で復元した火星から生命の条

同士や聴講者を交えてざっくばらんに議論しました．

件に迫る」というタイトルでご 講 演いただきました．

招待講演は，各日最後のセッションとして行いまし初期火 星でのハビタビリティや，原始細胞を創る環た．講演時間は，発表40 分 +質疑 20 分として実施い境に対しての実験的アプローチについてわかりやす

たしました．

くご紹介してくださいました．

3. 研究会の内容と雰囲気
本年度に開催されたセッションは，( 1) 衝突，( 2) 小

宮本氏には「宇宙資源開発と太陽系科学」というタイトルでご講演いただきました．小惑星を資源として活用することの可能性や，M M Xなどの今後の探査によって切り拓かれる未来について裏話を交えなが

50

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

図3： 研究会後の感想アンケートの集計．それぞれ，(a)全体的な満足度，(b)議論・交流に対しての満足度，(c)講演時間に対しての満足度，(d)開催時期
に対しての満足度の結果．

らお話しいただきました．
また御三方には，最先端の研究内容をご解説いた

4. 総括

だいただけでなく，若手にとって自身の研究に活き

本 研究会は今回で発足から2度目の開催となりまるような太陽系研究に関する包括的なお話もしていした．本年度の世話人には，昨年に引き続き参加しただき，非常に勉強になりました．この場をお借りしたメンバーに加え，新たに複数名メンバーが増えまて，改めてお礼申し上げます．

した．世話人経験メンバーが昨年度に培ったノウハ

また，一般講演の各セッションの最後に設けた20ウを引き継ぎ，世話人全体で上手く役割分担をする

分の議論時間では，参加者の皆様同士で積極的なことで，より円滑な運営ができたのではないかと感意見交換を行っていただくことができました．このよじています．

うな交流を通じてお互いの分野への理解も進んだと

図3は参加者の方々に研究会後にご記入いただい感じます．さらに，2日目終了後のオンライン懇 親会

たアンケート結果です．全体的な満足度や議論・交流には 20名程度の方々にご参加いただきました．本研に対しての満足度が高く(図3(a) , ( b))，参加者の皆様

究会を通じて，分野やポジションを問わず同じ志をにとって意義のある研究会になっていたようで嬉し持った人々と議論・交流することの楽しさを感じていく存じます．発表 12分 + 質疑 3分の一般講演や発表

ただけていれば幸いに存じます．

40 分 + 質疑 20 分の招待講演，各セッション最後の20分間の議論といったそれぞれの時間の長さについても，適切であったという声が多数でした(図3(c))．

太陽系天体若手研究会2022 (S SBW2022)開催報告／豊川，他

51

また，研究会の開催時期についても多くの方に満足『実験室で復元した火星から生命の条件に迫る』

いただけたようですが (図3(d))，これに関してはより

17: 00 – 17: 05 二日目閉会の挨拶

多くの若手が参加しやすいように，最適な開催時期
を次回までに検討する必要があるかと考えています．
本 研究会の今後としては，2023 年度以降も継続

11/ 18(金 )13: 30 – 13: 30 三日目開会の挨拶的に実施していきたいと考えています．お手伝いいた

13: 30 – 14: 30 惑星・惑星間空間セッション

だける世話人も随時募集しております．また，本研究14: 30 – 14: 50 議論会に対してのご意見やご指摘等も大歓 迎ですので，

14: 50 – 15: 00 休憩

忌憚のない意見をぜひお寄せいただければと存じま

15: 00 – 16: 00 円盤セッション

す．最後になりましたが，本研究会の開催に向けてご

16: 00 – 16: 20 議論

協力いただいた方々，本研究会にご参加いただいた

16: 20 – 16: 30 休憩

方々に改めて感謝申し上げます．皆様のおかげで有16: 30 – 17: 30 招待講演 宮本英昭 ( 東京大学)『宇宙意義な研究会を円滑に開催することができました．

資源開発と太陽系科学』

誠にありがとうございました．

17: 30 – 17: 35 閉会の挨拶

5. タイムテーブルとプログラム＜プログラム＞＜タイムテーブル＞○衝突セッション [座長 : 米谷珠萌 ]11/ 16( 水)13:10–13: 25 山口祐香理( 神戸大学理学研究科惑星11/ 16( 水)13: 00 – 13:10 開会の挨拶

学専攻 )13:10 – 14: 00 衝突セッション『標的物性の高速度衝突エジェクタサイズへの影響』

14: 00 – 14: 20 議論

13: 25–13:40 内田雄 揮 ( 東 京大学 理 学系 研究 科地

14: 20 – 14: 30 休憩

球惑星科学専攻 JA X A 宇宙科学研究所)

14: 30 – 15: 30 小天体・氷天体セッション『Phob o s 捕獲年代を考慮したクレーター年代関数

15: 30 – 15: 50 議論の導出』

15: 50 – 16: 00 休憩

13:40–13: 55 米谷 珠 萌 ( 明治 大学 大学院 理 工学 研

16: 00 – 17: 00 招待講演 仲内悠 祐 (宇宙科学 研究

究科物理学専攻 )所)『分身が月へ行く~月面探 査用近赤外分光カメラ『ダイヤモンドアンビルセルを用いた小天体衝突再現の開発とその場観測~』実験について』17: 00 – 17: 05 初日閉会の挨拶

13: 55–14: 00 松原光佑( 神戸大学

11/ 17(木)『 高速度衝突によって形成されるクレーターの形 状

13: 00 – 13: 00 二日目開会の挨拶と分光特性の観察』

理学部

惑星学

科)

13: 00 – 14:45 惑星内部・生命セッション
13:45 – 14: 00 議論○小天体・氷天体セッション [座長 :池谷蓮 ]14: 00 – 14:10 休憩

14: 30–14:45 鈴 木 雄 大 ( 東 京大学 大学院 理 学系 研

14:10 – 14: 25 地学教育セッション

究科地球惑星科学専攻 )14: 25 – 14: 35 議論『 彗星の「見かけのD/ H 比」に対する多重散乱・自己14: 35 – 14:40 休憩

吸収効果の影響』14:40 – 15:40 月セッション

14:45–15: 00 窪田暉 ( 京 都産 業 大学 理学 研究 科 物

15:40 – 16: 00 写真撮影 & 休憩

理学専攻 )

16: 00 – 17: 00 招待講演 野田夏実 ( 東京工業大学)『エウロパ に 間 欠 泉 は あるの か？-A L M A デ ータ

52

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

アーカイブからの探索-』『月探査における光電子・オージェ電子観測応用の可15: 00–15:15 池谷 蓮 ( 神戸大学 理 学 研究 科 惑 星学

能性 』

専攻 )

15:10–15: 25 豊川広晴 (総合研究大学院大学物理科『小天体との近接遭遇におけるリングの安定性 』

学研究科宇宙科学専攻 )15:15–15: 30 野 崎 舜 介 ( 東 京工業 大学地 球 生命研『S E L E N E の観測に基づく，月初期に形成した純究所)

粋斜長岩に含まれる水が内部起源である根拠 』『分子動力学シミュレーションで探る，タイタンにおけるガスハイドレートの形成と進化 』○招待講演 2 [座長 : 于賢洋]

○招待講演1 [座長 :荒木亮太郎 ]『実験室で復元した火星から生命の条件に迫る』

16: 00–17: 00 野田夏実 ( 東京工業大学)
16: 00–17: 00 仲内悠祐(宇宙科学研究所)『分身が月へ 行く~月面探 査 用近 赤外 分 光カメラの11/ 18(金 )開発とその場観測~』○惑星・惑星間空間セッション [座長 : 于賢洋]

11/ 17(木)『火星露頭における柱状図自動作成のための機械学○惑星内部・生命セッション [座長 :菖蒲迫健介]

習の試行』

13: 00–13:15 于賢洋( 東京大学総合文化研究科宇宙13:45–14: 00 平田佳 織 ( 東 京大学 理 学系 研究 科地

13: 30–13:45 野口里奈 ( 新潟大学自然科学系)

地球部会)

球惑星科学専攻 )『「マグマの生成・移動の効果」が引き起こす月の熱史『表面組成データの多変量解析による水星の化学組

モデルにおける指状のマグマ上昇プロセス』

成ユニットの同定 』

13:15–13: 30 菖蒲迫健介 (九州大学理学府地球惑星

14: 00–14:15 小長谷智哉 (北海道大学)

科学専攻 )『レゴリス角礫岩質隕石に記録された過去の太陽風『 弱圧縮 S PH 法によるマントル対流計算』

フラックス』

13: 30–13:45 三堀遼太 ( 東京大学総合文化研究科宇14:15–14: 30 眞田聖光 ( 東 京大学 新 領域 創成 科 学

宙地球部会)

研究科複雑理工学専攻 )『カナダ・サグレック岩体の変成堆積岩(＞ 39. 5 億年

『複数の衛星観測データを用いた木星磁気圏の構造

前 )の岩石鉱物学・地球化学的分析から見る初期生解明』

命の代謝および生態系 』○円盤セッション [座長 :吉田有宏 ]○地学教育セッション [座長 : 鈴木雄大]

15: 00–15:15 神野天 里 ( 神戸大 学 大 学院

理学 研

14:10–14: 25 荒 木 亮 太 郎 ( 大 阪大学 理 学 研究 科 宇

究科

宙地球科学専攻 )『 動 径方向に不連 続 性を持 つ原始惑星 系円盤にお『なぜ地学はマイナー科目になったのか？ ∼ 戦後日

けるpebble accret ionを 考 慮した 惑 星 系 N 体 シ

本の中等理科教育における地学科の変遷と現状∼』

ミュレーション』

惑星学専攻 ))

15:15–15: 30 駒木彩乃( 東京大学理学系研究科物理○月セッション [座長 : 豊川広晴 ]学専攻 )14:40–14: 55 荒 木亮 太 郎 ( 大 阪大学 理学 研究 科 宇『原始惑星系円盤進化の中心星質量依存性 』

宙地球科学専攻 )15: 30–15:45 吉田有宏 ( 総合研究大学院大学/ 国立『レゴリス反射率から水氷検量線を求める手法の構

天文台)

築および月極域探査への適用と考察』『輝線の圧力広がりを用いた原始惑星系円盤ガス分

14: 55–15:10 加藤正久 ( 京都大学大学院理学研究科

布の直接的制約』

地球惑星化学専攻 )15:45–16: 00 長 足友哉 ( 東 北 大学 大学院理学 研究

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太陽系天体若手研究会2022 (S SBW2022)開催報告／豊川，他

53

科地学専攻 )

○招待講演 3 [座長 : 野崎舜介]『地球外模擬有機物の真空・低温環境での付着力測

16: 30–17: 30 宮本英昭 ( 東京大学)

定に向けて』『宇宙資源開発と太陽系科学』

著者紹介
豊川 広晴

鈴木 雄大
総合研究大学院大学 物理科学研究東京大学 大学院理学系研究科 地球科 宇宙科学専攻 5年一貫制博士課

惑星科学専攻 博士課程3年. 日本学

程3年．挑 戦 型SOKENDAI特 別 研術振興会特別研究員 (DC2). 専門は究員．専門は惑星地質学．日本惑星科

惑星希薄大気 , 装置開発. 地球電磁学会，日本地球惑星科学連合に所属．

気・地球惑星圏学会, 日本地球惑星科学連合に所属.

荒木 亮太郎
大阪市立大理学部地球学科卒 大阪

野崎 舜介

大学理学 研究科宇宙地球科学 専攻

東京工業大学

博士後期課程 2 年．専門は惑星地質

学系 /地 球 生命研究 所

学，火山学．日本惑星科学会，日本

専門は惑 星科学．日本惑 星科学会,

火山学会，Jp GU 所属．

日本地球惑星科学連合に所属.

理学院地球惑星科
修 士2 年 .

池谷 蓮
神戸大学大学院理学 研究科惑星学
専攻

米谷 珠萌

博士前期課程 2 年．日本惑星

明治大学 大学院 理工学 研究科 物

科学会，日本地 球惑 星科学連合に

理学 専 攻 博士前期課 程 2 年. 専門

所属．

は地球内部物理学，高圧実験 . 日本
鉱物科学会に所属.

于 賢洋
東京大学大学院 総合文化文化研究吉田 有宏

科 広域 科学 専攻広域システム科学

総合研究大学院大学 物理科学研究

系 博士課程1年. 惑星内部物理学を科 天文科学専攻 5 年一貫制博士課

専攻．

程 2 年．国立天文台科学 研究部．専
門は惑 星 系形成 論．日本 惑 星科 学会, 日本天文学会, 日本地球惑星科学連合に所属.

菖蒲迫 健介九州大学 大学院理学府 地球惑星科 学 専 攻 地 球 内 部ダイナミクス研究分 野 修 士2 年．専門は惑 星内部の数値流体計 算．日本惑星科学会，
日本地球惑星科学連合に所属．

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54

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

New faces
辰馬 未沙子1 (東京工業大学理学院地球惑星科学系)
2022 年 3月に東京大学理学系研究科天文学 専攻
で博士号を取得した辰馬未沙子 (たつうまみさこ)と申します．現在は，東京工業大学理学院地球惑星科
学系奥住研究室で日本学 術振興会特別研究員として研究しています．専門は惑星形成で，ダスト粒子シ
ミュレーションを用いてダスト集合体の物質強度を求め，彗星や小惑星などの太陽系小天体の物性と比較し，惑星形成過程を調べています．今回，この場をお借りして，学生生活を振り返りながら自己紹介をしたいと思います．
最初に，私が惑星科学に興味を持ったきっかけについてお話しします．私は小学生の頃から物理が好は，途中で1年間デンマークのコペンハーゲン大学

きでした．東京大学の理科一類に入学し，学部1年に交換留学し，その分修士課程を1年延長しました．

の後期で小久保英一郎さんの惑星形成論に関する

その後，就職か博士課程に進むか迷い，企業系イ

授業を受け，遠いと思っていた宇宙が簡単な式で表ンターンにも行ったのですが，もっと研究したいと思現できることに感動し，惑星形成を研究したいと思い，博士課程に進学しました．修士論文では，岩石ダいました．

スト集合体の内部密度進化を考慮した，ダスト層の理学部天文学科に進学後，学部 4 年の研究室配

重力安定性解析を行いました[2]．

属では，惑星形成の観測を勉強するために，田村元

時間が少し戻りますが，修士論文を執筆する少し

秀さんの研究 室に入りました．卒 業 研究では，I M

前，私にとって重要なターニングポイントが訪れましLupという恒星の周りの原始惑星系円盤のすばる望た．国立天文台の片岡章雅さんに誘われ，ダスト集

遠鏡での偏光観測データを解析しました．田村さん

合体の数値計 算をガッツリやれることになったのでの研究室では，学部 4 年のときに台湾の中央研究院

す．東北大学の田中秀和さんにもお世話になり，ダス

天文 及 天文 物理 研 究 所 (A S I A A)に行って原始 惑

ト粒子シミュレーションについて多くのことを学びま星系円盤の電波観測データを解析したり，修士1年した．

の夏に南アフリカ赤外線天体観測所 ( I R S F )に行っ同時期，これも私にとって大きなターニングポインて惑星トランジット観測をしたり[ 1]，さまざまな海外

トですが，大学院生活で出会った年上の研究者と結経験を積むことができました．

婚しました．そして，研究者のパートナーを見ている

修士課程では，東京大学理学系研究科天文学専

うちに，私自身も研究者を目指そうと思うようになり

攻の小久保さんの研究室(場所は国立天文台)で，微ました．研究者としての出産などのライフプランを考

惑星形成理論を研究しました．人生に迷っていた私える中で，任期や住む場所がまだ決まっていないポ
スドクになってからではなく，学生でも子供を預ける

1. misako.tatsuuma@gmail.com

ことができる国立天文台の保育ルームなど，出産やNew faces

55

育児のための環境が整っている今，つまり学生のうけ始めました．国立天文台の保育ルームの良いとこ

ちに子供を産みたいと思うようになりました．

ろは，学生であっても預けられ，定員に余裕がある

結果として，私は博士課程の間に2度の出産を経ため年度途中でも預けられるという点です．子供が験しました．第1子は2018 年11月に，第2子はコロナ

生まれる時期は完全にはコントロールできないため，

禍の2021年 5月に生まれました．それぞれ半年間休

年度途中でも預けられる環境は非常にありがたいも学したため，博士課程に進学してから卒業するまでのでした．これは産後の復帰に限らず，乳幼児を連に4 年かかりました．妊娠や出産はプライベートな話れた引っ越しの際にも言えることですが，大学や研ですが，この場をお借りして，周りに当事者がいても究所の保育施設を定員に余裕がある状態で維持す

なかなか見えてこない，研究者の出産や育児についることは，乳幼児を抱える研究者を助けることにつて話をしようと思います．

ながります．

まず，妊娠初期はつわりによる体調悪化が激しく，

保育施設 利用開始後は自由に出張に行けるかと2ヶ月間ほど研究活動を行えませんでした．第2子妊

思いきや，そんなことはありませんでした．母乳育児

娠中には，重症妊娠悪阻と診断され1週間入院しまをしていた私は，第1子が 0 歳のときに子供をパートした．妊娠の時期は完全には予測できないため，つナーに任せて出張に行った結果，授乳間隔が空きす

わりの酷い時期の研究活動をあらかじめセーブしてぎて乳腺炎になりかけました．体質によりますが，私おくことは不可能でした．この時期の学会では，発の場合は胸が張って非常に痛くなり，出張先での研表直前に部屋の外で吐いたり( Jp GU2018)，発表を究活動に集中できませんでした．しかし第2子が 0 歳

キャンセルしたり( 惑星科学会 2020 年秋季講演会)，のときは，コロナ禍のため学会や研究会にオンライ

周りの方々には大変ご迷惑をおかけしました．

ンで参加でき，子供と離れて出張に行く必要がなく

つわりが終わっても，妊娠中の出張や日々の通学

助かりました．

には大きな制限がありました．出張中の新幹線や飛パートナーと一緒に同じ学会や研究会に参加した

行機などの長 距離移動は体への負担が大きいと判いと考え，子供を連れて出張に行くことを検討したこ

断し，第1子妊娠中は行くことを断念した学会がありともありました．しかし，新幹線などの長距離移動はました．また，私は通学するだけで体力を消耗し，研負担が大きいと判断し，子連れ出張を断念しました．

究に集中できる時間が激減しました．しかし，第2子

夜に慣れない場所で子供の世話をすることや，懇親のときはコロナ禍のため学会や研究会にオンライン

会に出る時間がないこと，託児所に預けるための子で参加できたり，日々の研究を在宅勤務で行うこと

供の昼食を毎日用意すること，大量の着替えの洗濯ができたり，研究活動を無理なく続けることができまが必要なことなども，子連れ出張を断念する理由となした．妊娠中の体調は個人差が大きいものですが，りました．子供の性格など個人差がありますが，子供私のように体調が安定しない場合もあるので，オンラがいると出張に行きづらくなるので，オンライン参加

イン参加や在宅勤務という選択肢は今後も残ってほという選択肢は今後も残ってほしいと切に願います．

しいと思います．

日々の研究に関しては，保育園に子供を預けられ出産後は研究活動に復帰するため，定期利用できる限られた時間内でやりくりしています．最近は，保る保育園を探しました．私は第1子を11月に出産し，育園のコロナ対応による遅めの登園のお願いがある

その直後に在住自治体の保育園の翌年度4月入園でことや，遅くまで預けて子供が疲れ果ててしまうことの申し込みをしました．しかし，私は学生であったたを避けるため，8 時半に預けて17 時半に迎えに行っめ優先順位が低く，その保育園には落選しました．

ています．私は現在自宅から片道 1時間半ほどかか

もちろん，年度途中での空きはありませんでした．

る場所に通っていますが，在宅勤務のおかげで通勤

結局，私は2度の産後の復帰時どちらも国立天文時間が大幅に減り，研究に時間を使えています．と台の保育ルームに子供を預けました．現在は子 供 2

はいえ，子供が保育園で風 邪を移されて熱を出し，

人とも自宅近くの保育園に転園していますが，私は治ったと思ったらまた風 邪を移されることを繰り返

第1子を生後 5ヶ月から，第2子を生後 3ヶ月半から預し，1ヶ月のうち半分も保育園に行けないような月も

56

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

ありました．育児のために研究活動がペースダウンし遂行できました．博士論文に関しては，東京大学理学て苦しいときもありますが，それでもオンライン参加

系研究科の研究奨励賞を受賞しました．この場をおや在宅勤務といった選択肢があることで，研究者が借りして関係者の方々に深い感謝を申し上げます．

育児によってキャリアを中断せずに研究を続けていくことができると信じています．

東京大学で博士 号を取得した後は，日本学 術振興会特別研究員( PD)に採用され，東京工業大学の最後に，博士論文の話をしたいと思います．博士

奥住さんと一緒に研究を続けています．ダスト粒子シ

論文の執筆時期は第2子の生後半年頃で，夜中に2，

ミュレーションも使いつつ，新しいことに挑戦したい

3回起きて授乳をしており，寝不足でとても大変でしです．今後も研究時間が思うように取れないことがた．博士論文のタイトルは「惑星形成におけるダスト

予想されますが，私にしかできないような研究をして集合体の物質強度」で，田中さんや片岡さんとの共投稿論文を書き，なんとか研究業界で生き残ってい同研究の成果をまとめました．内容は大まかに3つきたいです．どうぞよろしくお願いいたします．

の研究で構成され，修士課程の頃から研究を始めて第1子出産後に投稿論文が受理された，ダスト集合体の引張強度についての研究 [ 3]，第1子出産復帰後

参考文献に研究を始めて第2子出産後に投稿論文が受理され[1] Hirano, T. et al., 2016, ApJ 820, 41.

た，ダスト集合体の回転破壊についての研究[4]，そし[2] Tatsuuma, M. et al., 2018, ApJ 855, 57.

て現在育児に追われながら投稿論文を執筆中の，ダ[3] Tatsuuma, M. et al., 2019, ApJ 874, 159.

スト集合体の圧縮強度とその応用としての太陽系小[4] Tatsuuma, M. and Kataoka, A., 2021, ApJ 913,

天体の密度との比較についての研究です．どの研究

132.

も共同研究者やパートナーの理解と協力のおかげで

金丸 仁明 2 (東京大学・地球惑星科学専攻)
東京大学の金丸仁明（かなまるまさのり）と申します．現 在は日本 学 術振 興会の特 別 研 究 員として地球惑星科学専攻の杉田研究室でポスドクをしています．気づけば学位を取得してから3 年が過ぎようとしており，New Facesへの投稿も最後のチャンスとな
りましたので，これを機に簡単に自己紹介をさせていただきます．
九州の山間の村1で生を受けてからは，進学や就職を機に少しずつ都会へと移動していく半生を送ってきました．宇宙に興味を持ったルーツは，星が綺麗な場所で育ったことにあります．小学生の頃は，図鑑でや惑星を見たりしていました．自分で工夫しながら自覚えた星や星座を夜空の中に探したり，望遠鏡で月然の中で遊ぶことが多く2 ，自分のマイペースな生き方や研究スタイルはこの辺りに源流があるのかなと

2. ka namaru@eps.s.u-tokyo.ac.jp1
大分県竹田市．九州出身というとしばしば「暖かそう」という感想をもらうが，標高数百メートルを超えてくると東京や大阪の平野部
よりは厳しい冬が待っている．あと古い家は気密性が低くて屋内でも吐く息が凍る．

思っています 3 ．中学校時代は，野球と駅伝に明け暮
2

探検したり，秘密基地を作ったり，とても充実していた．
人と比べて落ち込むことの少ないタイプ，博士課程を生き抜くには都合がよかった．
3

New faces

57

れていましたが，朝読書の時間に眺めていたハッブ

う教育研究事業が走っていて，大阪大学でも多様な

ル 宇 宙 望 遠 鏡の写 真 集やWi ndows V I S TAで動プログラムが展開されていました．海外に行けそうとかしたシミュレーションソフトM it a kaが宇宙との接いう曖昧な動機で「超 域イノベーション博士課 程プ

点でした．高校時代は，親元を離れて寮生活をしな

ログラム」の門戸を叩きました．文理融合のリベラル

がら，学校に通っていました．スパルタな指導方針でアーツとでも言うような怒涛のコースワークをこなしま

テストが多かったため，脳内のメモリ性能が最盛期した 9．大学院生としての本業の研究時間が削がれたを迎えました．天文学や地球惑星科学との接点はあことは否めないのですが，異分野の研究をする同世

まりなくて，進路決定のための情報収集やアクション

代の仲間ができたことは大きな財産でしたし，学位取4はできていなかったと思います ．物理学を学んでか得やその後のキャリア構築への励みになりました．

ら宇宙の研究ができる点に惹かれて 5 ，大阪大学の大学院で 最初に取り組んだ研究テーマは，小惑

理学部物理学科に進むことにしました．

星の内部 構造というマニアックな内容でした [ 1]．重大学では「音楽やりたいなぁ. . .」と思っていたとこ

力の小さな小惑星 Itokawaでは，探 査機の軌道か

6ろ，大阪大学男声合唱団 という部活に迷い込み，熱ら天体内部の密度分布を制約するのは困難であった

い青春を過ごすことになります．学部の頃は，付け焼ため，低地に広がる平坦な地形（smo ot h ter ra i n）

き刃の知識で試験に臨んでおり，勤勉な物理学徒での分布を用いたアプローチを提案しました[2]．当時

はありませんでした．もっと本を読んで勉強していたは小惑星の内部 構造や形成史についての研究が何らよかったと毎日後悔しながら研究しています．
「宇につながっていくのか見えていませんでした．しか宙」の研究をしたいという漠然とした思いが 惑星科

し， そ の 後 はやぶさ2や O S I R I S - R Ex，DA R T/

学に向かうようになったのは，探査機「はやぶさ」のHeraなどの小惑星探査ミッションが続き，コマ型小影響が大きかったと思います．ギリギリ手が届く「身

惑星や二重小惑星の姿を見せてくれました．小惑星

近な宇宙」に憧れて，惑星探査に関わりたいと思うよの形態と進化史を結ぶ統一的な描像を描くためのヒ

うになりました．希望が叶い，大学４年時の研究室ントをくれたように思います．

配属から佐々木晶教授のもとで研究を始めることに7

自由奔放な大学院生活を送っていた分，「ひとりでなりました ．研究室に入ると測地学の本読みから始困る」という経験もたくさんしました 10 ．手 探りで始めて，小惑星のような不規則な形 状をした小天体のめた研究が 論文になるのにも時間がかかりました．

8

重力場のモデリングに取り組むようになります ．思

大きな転機となったのは，フランスのニース天文台

えば，寄り道の多い大学院生活でした．当時は，副での滞在でした．修士論文を終えた後，ニースで行専攻として大学院生に5 年一貫の教育カリキュラムをわれた研究会でポスターを貼っていたところ，Ma rk

提 供する博士課 程 教育リーディングプログラムとい

Wieczorek博士が興味を持ってくれて，ニース天文台に2ヶ月ほど滞在して研究することになりました 11．

4
始まる前から情報戦で負けていることが多い自分のスタイルは，
この辺りに源流がある．とはいえ，都会と田舎の情報格差は如何ともしがたいものがある．そんな環境の中で，大学院まで行くことを応援してくれた家族には感謝している．自分が履かせてもらった「下駄」の中で一番高いのがそれだと思っている．
5

最終的な決め手は，大阪大学のキャンパスを地図で見たときに緑が多そうという，なんとも不純（むしろ純粋）な動機だった．そのとき地図で見ていた豊中キャンパスの「大高の森」でハンモックを広げて，ぷかぷか研究することになる．
6
7

男だけで合唱をする硬派な音楽ジャンル．

私が希望の研究室を探していたのは，佐々木教授が国立天文台
から大阪大学に異動してまもない時期で，「ラーメン王が来た」
という噂が広がっていた．
8とはいえ，最初のうちは何をしたら研究になるのか，そもそも研究はどうやって進めるものなのか，何も分かっていなかった．

9

気づくと，マーシャル諸島でボートを操 縦して町に水を買いに行ったり，大阪北部地域を盛り上げるためにショッピングモールの観光戦略を考えたりしていた．
10

自分でやり切る力が付いたとも言えるし，単に人を頼るのが苦手
で時間を空費したとも言える．人に相談するためには，手土産となる進捗が欲しくて，素直に「困った」と相談できないまま時間が過ぎていく．そして，過ぎ去った時間に見合うだけの進捗を生まねばならないという強迫観念のループ．健康に悪いので，気軽に相談に行くべきだと思う．ただ，何をしたいのか考え続けて自分と向き合う時間は無駄ではなかった（少なくとも無駄にしないように生きていこう）と思っている．
11

JSP S 研究拠点形成事業「惑星科学国際研究ネットワークの構築」（コーディネーター：杉田精司教授）に支援いただいた．感謝申
し上げる．

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58

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

その後も何度か訪れる機会を得て，今でも関係が続いています．ニースは当時の自分 12 を見つけて背中を参考文献

押してくれた町で，とても思い入れの深い場所です．

[1] Kanamaru, M. and Sasaki S., 2019, Transactions

博士課 程在学中，はやぶさ2 が小 惑 星 Ry ug uにof the Japan Society for Aeronautical and Space

到着しました．光 学航法カメラチームでデータ解 析

Sciences, AEROSPACE TECHNOLOGY JA-に参加していたのですが，自分で提案した研究テー

PAN 17, 3, 270.

マにも挑戦したいと思うようになり，小 惑 星に働く

[2] Kanamaru, M. et al., 2019, Planetary and Space

YOR P 効 果 の 数 値シミュレーションを始 めました
13

Science 174, 32.

[ 3] ．YOR P 効果は，小惑星から発する熱放射の異[3] Kanamaru, M. et al., 2021, Journal of Geophysi-

方性によって生じるトルクのことで，小惑星の自転進

cal Research: Planets 126, e2021JE006863.

化を引き起こします．こうした非重力効果は，小惑星の自転進化だけでなく軌道進化や天体形 状の進化にも関わっています．そして，これまで研究で扱ってきた小惑星の3 次元形 状のノウハウが使えそうだと気づいた時，雷に打たれたような衝撃と興奮を感じました 14 ．研究を始めて5 年経ってやっと，自分はこうやって生きていくぞというスタイルあるいは覚悟のよ
うなものが固まったのだと思います．マイペースな私を程よい距離感で見守り続けてくれた指導教員や家族にはとても感謝しています．特に，私の一番の理解者であり，いつも支えてくれる妻には感謝してもしきれません．
学位をとった後は，新学術領域研究「水惑星学の創成 」に参加し，宇宙科学研究所の臼井寛裕教授・
岡田達明准教授のもとでポスドクとして2年間研究をしました．小惑星の力学進化を研究しながら，はやぶさ2やHeraなどの小惑星探査ミッションに密接に関わるようになりました．学位をとってからはコロナ
禍が続いている一方で，じっくり研究に取り組む機会をもらえたとも思います．私は実験系ではないのですが，ものづくりと並行して研究を進めていく方が性に合っているので，数値シミュレーションのライブラ
リ開発も行っています 15 ．小惑星探 査から得られた地質や熱物性をもとに，小惑星と太陽系の進化史に迫れるような研究をしていきたいと思っています．どうぞよろしくお願いします！ 16

12

当時は，自分の研究が世界に刺さってないなあという不安が大きかった．自分で研究テーマを設定するのは荷が重くて，明確な方針も見えないでいた．
13
D3の夏から新しい事を始めるのは，なかなかリスキーな選択だったと思う．賢明な読者におかれましては，早めに学位論文の構想をまとめることをお勧めする．でも，これが終わるまでは絶対に他のことをしたくないって思うことはありますよね．
14

Eureka （エウレーカ!!
！！）
確かにそう叫んでいた．
小 惑 星 の 力 学 シミュレ ータAstroshaper（ https: //github.
com/Astroshaper/ThermoPhysicalModeling.jl）．試しに動かしてみた！など，フィードバックをもらえると励みになります．
Julia言語で作っています．まだまだユーザの少ないプログラミン
グ言語ですが，数値シミュレーションを自分で書きたい人には特におすすめです．
15

16

最後に，ここの小さな文字も読んでくれた読者の皆さん，ありがとうございます！

《目次へJSP S I nformation

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JSPS Information◇日本惑星科学会第155回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第156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155回運営委員会議事録
日時： 2022 年12月6日（ 火）～12月12日（月）
議題：
日本学術会議「学術の中長期研究戦略」への公募案について
運営委員会委員：
出席者 22 名
中村 昭子，竝木 則行，中本 泰史，
関根 康人，奥住 聡，寺田 直樹，田中 秀和，小林 浩，
関 華奈子，千秋 博紀，大竹 真紀子，佐伯 和人，薮田 ひかる，
保井 みなみ，荒川 政彦，臼井 寛裕，倉本 圭，田近 英一，
中島 健介，中村 智樹，三浦 均，百瀬 宗武
欠席者1名
玄田 英典
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす．
議決方法：上記期間内に steer i ng- m l@wa k usei .jp 宛に投票．
議題：
日本学術会議「学術の中長期研究戦略」の公募に関し，惑星科学会から応募予定の以下の3つを提案し，その承認および意見を求める．
1. 国際宇宙探査と連携した戦略的火星探査

提案者：関 華奈子 会員

2. 惑星科学，生命圏科学，および天文学に向けた紫外線宇宙望遠鏡計画 ( LAPYUTA)
3. 惑星探査コンソーシアム

提案者：竝木 則行 会員

提案者：土屋 史紀 会員

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日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

内容：
秋の運営委員会での手順に従い将来構想検討作業部会にて議論を行った結果，日本学術会議「学術の中長期研究戦略」の公募（12月16日申請締切）に，上記の3つの案を応募することを決定した．
その決定に伴い，公募へは惑星科学会運営委員会での審議が必要であるため，上記 3つの案について承認及び意見を求める．
審議結果：
各提案は以下の通り，承認された．
1.
（承認 20・不承認 0）2.
（承認 22・不承認 0）3.
（承認 21・不承認 0）
なお，提案者及び提案グループに所属する運営委員は自身の提案には回答していないため，提案毎に票数が異なっている．
以上◇日本惑星科学会第156回運営委員会議事録（木）
日時： 2022 年12月26日（月）～2023 年1月5日
議事：第17 期役員等の選出について報告1

会長選挙結果

報告2

運営委員選挙結果

報告3

会長による運営委員の選任

報告4

各専門委員会委員長の選任

議案 1

副会長の選任議案 2

作業部会委員長の選任

議案 3

監事候補者の選出

運営委員会委員：
出席者 21名
竝木 則行，
玄田 英典，保井 みなみ，奥住 聡，関根 康人，大竹 真紀子，
千秋 博紀，小林 浩，田中 秀和，諸田 智克，瀧川 晶，
臼井 寛裕，三浦 均，横田 勝一郎，中本 泰史，亀田 真吾，
関 華奈子 ，村上 豪，百瀬 宗武，野村 英子，癸生川 陽子

JSP S I nformation

61

欠席者 0 名成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす．
議決方法：上記期間内に steer i ng- m l@wa k usei .jp 宛に投票．
報告1：会長選挙結果
有権者数

626

投票総数

115［ 有効票115］

投票率

18.4%

得票数

氏名

所属組織

108

竝木 則行

国立天文台 R I S E月惑星探査プロジェクト

2

田中 秀和

東北大学 理学研究科

5

散票

以上により，第17 期会長に 竝木 則行 会員が選出された．
報告2：運営委員選挙結果
有権者数
投票総数

626
924（ 投票者数 77×12 名連記）
［有効票 810，白票75，無効票 39］

投票率

12. 3%

順位

得票数

氏名

所属組織

1

33

玄田 英典

東京工業大学 地球生命研究所

232

保井 みなみ神戸大学 大学院理学研究科

2

32

奥住 聡

東京工業大学 理学院

4

31

関根 康人

東京工業大学 地球生命研究所

527

大竹 真紀子

会津大学

6

26

千秋 博紀

千葉工業大学

7

23

小林 浩

名古屋大学 大学院理学研究科

8

22

田中 秀和

東北大学 理学研究科

9

20

諸田 智克

東京大学

9

20

瀧川 晶

東京大学 大学院理学系研究科

11

19

臼井 寛裕

宇宙航空研究開発機構

12

18

三浦 均

名古屋市立大学 大学院理学研究科

次点 *

18

和田 浩二

千葉工業大学 惑星探査研究センター

次々点 *

18

関 華奈子

東京大学 大学院理学系研究科

散票

計 471

62

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

*日本惑星科学会役員選挙規定 第5 章第18 条より順位を決定
第5 章 運営委員選挙
第18 条 得票順に12 名を選出する．得票同数の場合は年少者を優先する．
以上により，得票順に上位12 名が，第17 期運営委員に選出された．
報告3：会長による運営委員の選任
上記の選挙結果及び会則第12条 3 項により，下記 8 名が会長によって第17 期運営委員に選任された．
横田 勝一郎，中本 泰史，亀田 真吾，関 華奈子，
村上 豪，百瀬 宗武，野村 英子，癸生川 陽子
報告4：各専門委員会委員長の選任
上記の選挙結果及び会則第12条 4 項により，以下のとおり，各専門委員会委員長が会長によって選任された．
総務専門委員会長

保井 みなみ

行事部会長

玄田 英典

広報専門委員会長

奥住 聡

財務専門委員会長

横田 勝一郎編集専門委員会長

三浦 均

欧文誌専門委員会長

大竹 真紀子将来計画専門委員会長

小林 浩

惑星探査専門委員会長

関根 康人

情報化専門委員会長

千秋 博紀

対外協力・連携専門委員会長

亀田 真吾（以下より，議案）
議案1：副会長の選任
会則12条 2 項により，副会長に下記 2 名が会長によって選出されたので，承認を求める．
副会長

今村 剛，中村 昭子

審議結果：
議案は原案のとおり承認された（可21・否 0）．
議案 2：作業部会委員長の選任
会則12条7 項により，作業部会委員長に下記1名が会長によって選出されたので，承認を求める．
事務局体制検討作業部会長
審議結果：

中本 泰史

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JSP S I nformation

63

議案は原案のとおり承認された（可21・否 0）．
議案 3：監事候補者の選出
会則12条 6 項により，監事候補者として適任と思われる方 2 名を選出頂きたい．
審議結果：会長から 大槻 圭史 会員と 岩田 隆浩 会員が推薦された．
運営委員による投票の結果，全会一致で大槻・岩田両会員が監事候補者に選出された．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2023 年2月5日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．( 五十音順 )・H a r r is G eo spat ia l 株式会社
・株式会社ナックイメージテクノロジー
・株式会社ノビテック

64

日本惑星科学会誌Vol. 32, No. 1, 2023

編集後記
こんにちは．遊星人新編集幹事の関口朋彦です．
「 新」
と言っ

いただき)，なんとか発刊に漕ぎ着けたところです．3月号の編集ても編集委員自体は手元の資料では11年目でした．これまで長作業時期はちょうど年度末．講義の試験問題作成・採点，卒論

い間編集委員としてお名前入れていただいておりましたが，今指導，そして小規模地方国立大学にいる手前，大雪山の施設

回から幹事を仰せつかり，編集長 /編集幹事のお仕事が他の長，教員免許状更新講習委員長，理科教育専攻代表と，大学編集委員とはぜんぜん違うということを今になって知ったのでし業務の兼任兼任で手一杯．あたふたまくりでした．
でもこの時期た．実は私，遊星人原稿の校正作業って，(恥ずかしながら)出てんてこ舞いなのは皆さん同じ．もしこれに子育て・介護といった

版会社の方がしてくれていたような気でいたのですが，実は委方でも手一杯の方だったらどんなだったんだろうと(僕は小鳥を員長が(そしておそらく幹事が )全ての記事の体裁，
句点・句読点6羽育てていますが 笑)．

や引用文献の書式などの詳細にわたりひじょうに細かなチェッ

ここ数日，かなり気が遠くなる思いで画面に向かっていました．ダメダメなガラスの○十代新米編集幹事，どうぞよろしくおクをなさっていたとは．
今回，三浦編集長と瀧川前編集幹事に支えられ (入稿直前願いします．これから成長できるかな. (関口)にすさまじい数の質問メールに対して一つひとつ寛容に答えて編集委員
三浦 均 [ 編集長]
関口 朋彦 [ 編集幹事 ]荒川 創太，上椙 真之，岡崎 隆司，小川 和律，鎌田 俊一，木村 勇気，黒澤 耕介，小久保 英一郎，
坂谷 尚哉，杉山 耕一朗，瀧 哲朗，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行，長 勇一郎，成田 憲保，
野津 翔太，はしもと じょーじ，濱野 景子，本田 親寿，諸田 智克，山本 聡，和田 浩二
2023 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32巻

第1号

一部 1,925円（税込・送料込）三浦 均（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒224- 0044 神奈川県横浜市都筑区川向町 787-1 株式会社 シュービ
日本惑星科学会事務局〒604- 8206
京都市中京区新町通三条上ル町頭町112 菊三ビル2階 201号室（Og yaa's御池内）
Tel : 075 -708 - 5984
（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
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T E L : 03- 3475 - 5618／FA X : 03- 3475 - 5619
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