日本惑星科学会誌
第23巻
目
巻頭言

遊・星・人

第3号
次

松永 恒雄

277



エポックメイキングな隕石たち その４ 〜Elephant Moraine A79001隕石～火星起源を証明した隕石～
三河内 岳
278
系外惑星「遠い世界の物語」その４ 〜巨星を巡る複数惑星系：νOphとHD4732 ～ 佐藤 文衛 283
火の鳥「はやぶさ」未来編 その７ ～ NIRS3とC型小惑星の水～北里 宏平，はやぶさ2 NIRS3チーム

288

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その23 〜金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用〜
豊田 裕之
293
日本惑星科学会 2014 年度秋季講演会プログラム
2014 年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員会

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Whiteboard

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JSPS Information

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表紙デザイン：BROOKS■2014遊星人Vol23-3.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

Contents
PrefaceT. Matsunaga

277Epoc-making meteorites（4）― Elephant Moraine A79001–Proof of Martian origin ―T. Mikouchi
278
Tales of distant exoplanet worlds（4）― Multi-planet Systems around Giant Stars: νOph and HD4732 ―B. Sato283

K. Kitazato and Hayabusa-2 NIRS3 team288

Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future（7）― NIRS3 and Water of C-type Asteroids ―Road to the first star: Venus orbiter from Japan（23）― Development and Operation of the Electrical Power System of Akatsuki―
H. Toyota

293

Local Organizing Committee of JSPS 2014 Fall Meeting

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Whiteboard		

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JSPS Information		

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Program of 2014 Fall Meeting of JSPS■2014遊星人Vol23-3.indd276

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巻頭言

巻頭言
月惑星探査と地球観測の狭間で現在私が所属している独立行政法人国立環境研究所（国環研）
においては，月や惑星に関する研究はもちろん主業務ではありません．それでも縁あって今回「遊星人」の巻頭言を書かせていただくことになりました．
私自身の月惑星に関する研究は主にかぐやの光学センサである LISM に関するものです．ただしかぐやに取り組み始めた当時は通商産業省配下の地質調査所（現在の産業技術総合研究所の一部．）に所属し，地質リモートセンシングの 1 つとしてかぐやの研究に取り組んでいました．
実際，当時の主業務は米国 NASA の地球観測衛星 Terra（1999 年打上げ．現在でも運用中．
）に搭載された ASTER という資源探査用カメラのプロジェクトでした．
その後私は大学を経て国環研に異動し，現在は主に 2017 年度打ち上げ予定の温室効果ガス
観測衛星 GOSAT-2 やハイパースペクトルセンサである HISUI（打ち上げは 2018 年以降）の仕事をしています．
このように私は ASTER（1990）→かぐや（1995）→ GOSAT-2（2005）／ HISUI（2006）（かっこ内はプロジェクトに参加した年．）と，地球観測と月惑星探査のプロジェクトに交互に携わってきたのですが，その過程で両分野の様々な interaction を見ることが出来ました．例えば日米
合同 ASTER サイエンスチームの米国側メンバーには Viking や Mars Global Surveyor の機器
PI やその教え子の皆さんがいました．彼らが地球観測と火星探査を同列に議論する姿を目の当たりにし，強く刺激を受けたことをよく覚えています．一方，かぐやの LISM は我が国の月惑星探査機搭載センサとしては最大級であったこともあり，その校正やデータ処理ではASTER を含む地球観測のノウハウと人材に助けられました．さらに最近では，
かぐや等で育った人たちが地球観測ミッションでも活躍するようになりました．
その一方で両分野のプロジェクトの違いにも気づきました．例えば地球観測ではプロジェク
ト外のデータユーザを強く意識するのに対し，月惑星探査では科学者が自分の研究に必要なデータを取得することを目的とする面が強いこともその 1 つです．
「社会貢献か科学者としての興味か」と言うと少々短絡的ですが，どちらも多額の税金が投入される以上，その立ち位置を常に意識すべきように思います．
私自身は当分 GOSAT-2 と HISUI にかかりきりになりますが，両分野の interaction が双方に良い影響をもたらすよう，両分野の狭間の住人として今後も微力ながら努力していきたいと思
います．
松永 恒雄
（国立環境研究所）■2014遊星人Vol23-3.indd277

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

エポックメイキングな隕石たち（その４）：
Elephant Moraine A79001隕石～火星起源を証明した隕石
三河内 岳

1

（要旨）火星隕石はこれまでに 70 個あまりが見つかっている．これらの隕石が火星起源であることが証明されたのは，1980 年に南極で発見された Elephant Moraine A79001 隕石による．火星大気と同一の成分を持ったガスが，この隕石中に含まれていることが分かり，それまで SNC 隕石として認識されていた隕石グループが火星起源であることが明らかになったのである．この隕石をはじめとする火星隕石の研究により火星での火成活動やマグマ組成，マントル進化などが明らかになってきており，火星探査の結果と合わせて火星についての情報を得る重要な源になっている．

字を取ったもので，化学的特徴などの共通性から同じ

1. はじめに

母天体を起源とすると考えられていた隕石グループでほとんどの隕石は小惑星を起源とし，約 45～46 億ある [1]．小惑星ベスタから来たと考えられているホ

年前の形成年代を持っていることから「太陽系の化石」

ワルダイト，ユークライト，ダイオジェナイトの隕石と考えられている．しかし，隕石の中には，ごく少数グループがお互いに強い成因関係があり，それぞれのであるが月や火星から来ているものがあることが頭文字をとって「HED 隕石」と呼ばれていることは前1980 年代になって明らかになった．月から来た隕石号で紹介されているが [2]，SNC 隕石の呼び名の方が，の場合は，アポロやルナ計画でサンプルリターンされHED 隕石よりも先に使われていた．ただし，1970 年

た月試料があるために，その存在が証明できることは代前半までに見つかっていた SNC 隕石は全部合わせ理解できよう．それでは，火星から来た隕石の存在はてもわずかに 6 個であった．

どのようにして明らかになったのだろうか？

その答

これら 6 個の SNC 隕石に見られた特徴は，約 1 億

え と な る の が， 今 回 紹 介 す る Elephant Moraine

8000 万年～13 億年前という極めて若い結晶化年代を

A79001（EETA79001）であり，火星起源となる直接的持つこと，わずかながらも水質変成の証拠を持つもの

な証拠を持っていた隕石である．

があること，磁鉄鉱をはじめとする 3 価の鉄イオンを含む鉱物の存在などであった [1]．これらの特徴から，

2. SNC隕石

SNC 隕石の母天体は，酸化的で，液体の水が存在し，最近まで活動していたことがわかるが，候補となる天

今では「火星隕石」と言う言葉は広く使われるよう体としては火星しか考えられなかった．しかし，このになったが，少し前までは「SNC 隕石」と言う呼び名

議論はあくまで間接的証拠からの推測の域を出ておらの方が一般的であった．SNC 隕石とは，シャーゴッ

ず，SNC 隕石が火星から来たと完全に結論づけるこタイト（Shergottite），ナクライト（Nakhlite），シャシとはできなかった．実際に SNC 隕石の火星起源を提ナイト（Chassignite）という 3 つの隕石グループの頭文唱した論文は 1970 年代後半からいくつか出版されて

1. 東京大学大学院理学系研究科
mikouchi@eps.s.u-tokyo.ac.jp■2014遊星人Vol23-3.indd

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いたものの [3]，直接的な証拠がなかったのである．
火星起源がなかなか信じられなかった大きな理由とし2014/09/08

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エポックメイキングな隕石たち その4 〜Elephant Moraine A79001隕石～火星起源を証明した隕石～／三河内

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2）[5, 6]．人類は火星からのサンプルリターンはまだ果たしていないが，火星探査機による分析結果から，「SNC 隕石＝火星起源隕石」を結論づける直接的な証
拠が 1983 年になって得られたのである．こうして，
1980 年代半ばになると，SNC 隕石が火星から来たことは広く受け入れられるようになった．この背景には，同じく 1980 年代に入ってから南極で月起源の隕石が見つかったことや [7]，火星表面の岩石を宇宙空間に放出する衝撃が可能であることが新しいモデルによって示されたこともある [8]．

4. EETA79001の形成過程
図1： EETA79001隕石の断面図．黒っぽい部分が衝撃で溶融しており，火星大気をトラップしている．画像提供NASA．

シャーゴッタイトは，
主に輝石とマスケリナイト（斜長石が強い衝撃によりガラス化したもの）から成る隕て，当時は，火星はおろか，月から来た隕石も見つか

石種と言うのが元々の定義である．南極産シャーゴッっていなかったことや，火星圏外に岩石をはじき飛ばタイトが発見される前に見つかっていたシャーゴッタ

すための秒速 5 キロメートル以上の衝撃では岩石がす

イトは 2 つしかなく，マグマから結晶化した輝石と斜べて溶融もしくは蒸発してしまうという見積りがあっ長石が集まってできた玄武岩だったからである．
岩石・たためである [4]．

鉱物学的にはユークライトによく似ているが，シャー3. EETA79001隕石の発見：火星起
源の証拠

ゴッタイトは非常に強い衝撃を受けていることが大きな 違 い で あ っ た． そ の 後， 南 極 で 見 つ か っ た
ALHA77005 や EETA79001 は，前述したように，そ1970 年代から始まった南極での組織的な隕石探査

れまでに知られていた 2 つのクラシックなシャーゴッ

によって大量の隕石が回収されるようになり，それまタイトとは岩石学的に少し異なっているのが特徴であで数が少なく研究材料に乏しかった隕石の研究は大きった．特に EETA79001 には岩石学的に組織の異なるく進展することになった．SNC 隕石の研究もこれら部分が 2 つあり，それらが互いに層をなして接触して南極隕石の恩恵を大きく被った．まず，1977 年の暮

いる点は他の隕石には見られないものであった（図 3）．

れに，日米合同の南極隕石探査チームが Allan Hills で一方の岩相（岩相 B）は，上述の典型的なシャーゴッタ

482 グラムのシャーゴッタイトを発見し，ALHA77005

イトに似て，輝石（ピジョン輝石・オージャイト）とマと名付けられた．この隕石は，それまで見つかっていスケリナイトから主に成っていたが，もう一方の岩相

たシャーゴッタイトと異なり，カンラン石を含んでい（岩相 A）では，これらに加えて，カンラン石の大きなた [3]．地球のレールゾライトと鉱物組合せは似ており，

斑晶と Ca に乏しい斜方輝石組成の輝石も含んでいた．

南極の氷上でなければ，見過ごされても不思議はない

また，岩相 A の構成鉱物の方が岩相 B よりも Mg に富石であった．そして，1980 年 1 月にアメリカの隕石探んでおり，より始原的なマグマ組成を反映していた．

査チームが Elephant Moraine で EETA79001 シャーゴ

しかも，岩相 A の輝石とカンラン石の化学組成は，

ッタイトを発見した．約 8 キログラムもあるこの隕石

ALHA77005 のものとよく似ていたのである．これらに特徴的なのは，強い衝撃によってガラス状に溶けて2 相が接していることから，一方が生成した後，もうしまった部分が見られることである（図 1）．この部分一方が生成したことは明瞭なわけであるが，それだけに含まれる希ガス等の同位体組成を計測した結果，に留まらず，それまでに知られていた 3 個のシャーゴ

1976 年に火星に着陸して火星大気の成分を分析した

ッタイトは，同じ天体での連続した火成活動の過程に

バイキング探査機のデータと一致したのである（図よる結晶分化作用により形成された可能性が明らかに■2014遊星人Vol23-3.indd279

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

図2： EETA79001隕石中に含まれるガスとバイキング探査機により分析された火星大気の組成を比較したもの．両者は1:1に対応していることが分かる．データは[6]による．

なったのである．EETA79001 中のカンラン石や輝石は，急速に冷却するマグマから結晶化しているために，

5. 火星隕石研究の展開著しい化学的ゾーニングをしており，その冷却速度は1 時間に 0.05-1 度と見積もられている [9]．元々のマグ

現在では火星隕石の総数は 70 個以上に増えている．

マの形成は地下深部で起こったと考えられるが，この1997 年に筆者が火星隕石の解説記事を書いた時はま

冷却速度は EETA79001 が火星表面に流れ出した溶岩だ総数は 12 個だったが [10]，その後，砂漠から多くの流の表面近くで結晶化したことを示している．岩相 A

火星隕石が発見され，南極からもコンスタントに回収の方がより始原的なマグマ組成であることから，まず，が続いたことから急増することになった．ただし，火岩相 A のマグマが噴出し，その次により分化した岩星大気と同一の希ガス成分が含まれていることが見つ

相 B のマグマが噴出したことが示唆される．

か っ て い る の は 本 稿 で 紹 介 し た EETA79001 と

現在では，シャーゴッタイトは岩石学的特徴の違い

Zagami（玄武岩質シャーゴッタイト）の 2 つのみであにより，さらにグループが細分されているが，岩相 A

る． こ れ ら 以 外 の 試 料 に つ い て は，EETA79001 とに見られる岩石タイプを「カンラン石フィリック質シ

Zagami を含めて，酸素同位体組成がすべて同一の分ャーゴッタイト」，岩相 B に見られるタイプを「玄武別直線に乗ることから同一母天体
（＝火星）
と言う結び

岩 質 シ ャ ー ゴ ッ タ イ ト」と 呼 ん で い る． ま た，付きになっているのである．

ALHA77005 に見られるタイプは「レールゾライト質

70 個に増えた火星隕石はすべてが火成岩であり，8シャーゴッタイト」や「輝石ポイキリティックシャー

割以上はシャーゴッタイトに分類される．多くのシャゴッタイト」などと呼ばれている．いずれも含有鉱物

ーゴッタイトの希土類元素組成や Nd，Sr などの同位は化学的ゾーニングが強く，マグマの最終的な固化は体組成を測定した結果，シャーゴッタイトは大きく分

火星表層近くで起こったことが推測される．

けて 3 つのグループに分けられる化学的特徴を持つことが明らかになってきている [11]．このことは，マグ■2014遊星人Vol23-3.indd

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エポックメイキングな隕石たち その4 〜Elephant Moraine A79001隕石～火星起源を証明した隕石～／三河内

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図3： EETA79001のMg分布図．Mgに富んだカンラン石を含む岩相A（上側）とカンラン石を含まない岩相B（下側）が接してい
る．輝石とマスケリナイトは両方の岩相に含まれるが，岩相Aの方がより細粒でMgに富んでいる．

マの元になったマントルが不均質であったことを示し

ppm もの H2O が含まれており，揮発性成分も含めてており，地殻物質の同化作用などが提唱されている．

火星の地殻形成史やマントル進化史を考える上で重要

また，このような化学的特徴によるシャーゴッタイト

な試料となっている．また，バルク組成は，火星探査の分類は，岩石学的タイプによる分類とは全く対応し機によって得られている火星表面の岩石・土壌組成とていない．それぞれのマントルで形成されたマグマが， よく似た化学組成を持っており，火星表面を代表する
その後どのような結晶化過程を経たかにより，形成される岩石の岩石学的タイプは決まる．そのため，火星試料の可能性があることも注目点である．
火星表面には堆積岩が広く分布することが探査機にマグマの固化過程はマントルソースの違いに関係なく， よる調査で知られてきているが，近い将来には，このいずれも同様な過程を経て各種の岩石タイプを形成しような堆積岩の火星隕石が見つかるかもしれない．筆たことを示している．

者は 2012-2013 年に日本・ベルギー共同で実施した南70 個もの火星隕石が見つかっているにもかかわら極セール・ロンダーネ山地での隕石探査に参加するこず，1970 年代にわずか 6 個の SNC 隕石しかなかったとになり，火星堆積岩発見の野望を秘かに持って探査時代の S，N，C と言う 3 つのグループに当てはまらなを行ったが，残念ながら明らかな堆積岩の火星隕石はいような異質の火星隕石は今でもほとんど見つかって見つけることはできなかった．いずれにせよ，火星のいない（残念ながら）．数少ない例外の 1 つが約 41 億年

研究は，本稿で紹介したような火星隕石の分析と火星前の古い結晶化年代を持つ ALH 84001 であり，火星探査を両輪として，相補的な形で推し進められており，生命の痕跡が存在するか否かでかつて大きな論争を巻

今後も次々と新しい発見が行われることが期待される．

き起こした [12]．また最近，S，N，C に分類されない
全く新しいタイプとして話題になっているのが，サハ

謝 辞

ラ砂漠で見つかった NWA7034（＋そのペア隕石）である [13]．この隕石は火星隕石では初めてのレゴリス角木村眞氏，野口高明氏，岡崎隆司氏には本稿執筆の

レキ岩であり，年代測定では約 44 億年，21 億年，17

機会を与えて頂き，粗稿を読んで頂いた．また，長尾億年前などの様々な形成年代が得られている．6000

敬介氏には火星隕石中の希ガス組成について議論して■2014遊星人Vol23-3.indd281

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

頂いた．これらの方々にこの場をお借りして感謝致し
ます．

参考文献
[1] McSween, H. Y. Jr, 1985, Rev. of Geophys. 23, 391.
[2] 山口 亮, 2014, 遊星人 23, 130.
[3] McSween, H. Y. Jr. et al., 1979, Earth Planet. Sci. Lett.
45, 275.
[4] O’Keefe, J. D. and Ahrens, T. J., 1977, Proc. Lunar Sci.
Conf. 8, 3357.
[5] Bogard, D. D. and Johnson, P., 1983, Science 221, 651.
[6] Wiens, R. C. and Pepin. R. O., 1988, Geochim.
Cosmochim. Acta 52, 295.
[7] Marvin, U. B., 1983, Geophs. Res. Lett. 10, 775.
[8] Vickery, A. M. and Melosh H. J., 1987, Science 237,
738.
[9] Mikouchi, T. et al., 2001, Meteorit. Planet. Sci. 36,
531.
[10] 三河内 岳・宮本 正道, 1997, 遊星人 6, 29.
[11] Symes, S. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72,
1696.
[12] McKay, D. S. et al., 1996, Science 273, 924.
[13] Agee, C. et al., 2013, Science 339, 780.

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系外惑星「遠い世界の物語」その4〜巨星を巡る複数惑星系: νOphとHD4732 ～／佐藤283

系外惑星「遠い世界の物語」その4～巨星を巡る複数惑星系: νOphとHD4732～
佐藤 文衛

1

（要旨）太陽系のように複数の惑星からなる複数惑星系は太陽系外でも多数見つかっており，惑星系の形成と軌道進化を理解する上で重要なサンプルとなっている．本稿では，我々が行っている中質量巨星を対象とした惑星探索から見つかった複数惑星系について，発見にまつわるエピソードを交えて紹介する．中質量巨星における複数惑星系は未だ数えるほどしか発見されていないが，ここで紹介するものを含めて興味深い惑
星系が見つかり始めているので，今後の探索の進展に期待してほしい．

1. 視線速度法による系外惑星探索

たに見つかった惑星系，特に岡山で見つかった巨星の周りの複数惑星系について紹介したい．

惑星の引力による主星のふらつきを捉える視線速度

太陽系は言うまでもなく複数惑星系であるが，この法は代表的な系外惑星の間接的検出法であり，これまような複数惑星系は惑星系の形成とその後の軌道進化

でに多くの系外惑星が発見されている手法の一つであの過程を理解する上で大変重要である．例えば，惑星

る．視線速度法は幅広い軌道長半径と質量の惑星に検同士の重力散乱による惑星移動の痕跡はホットジュピ

出感度があり，軌道傾斜角が極端に小さい場合を除いターを含む複数惑星系の軌道配置に残されており [3]，て惑星を検出することができるため，惑星の検出率がまた，惑星同士が平均運動共鳴の関係にある場合は円高い．最近は，ケプラー宇宙望遠鏡の大活躍によって

盤内での惑星移動が強く示唆される [4, 5]．単独惑星

惑星のシルエットを捉えるトランジット法で膨大な数

系と複数惑星系では惑星の軌道分布の統計的な特徴がの系外惑星が発見されているが，太陽近傍の明るい恒

異なるという示唆もあり，両者の軌道進化の違いが現星に対しては主として視線速度法で惑星探索が行われれている可能性がある [6]．複数惑星系の長期的な軌ている．

道安定性を調べることも重要である．惑星系の軌道は

視線速度法を用いた本格的な惑星探索は日本では視線速度変化の観測データを最も良く再現するものと2001 年に岡山天体物理観測所（以下，岡山観測所またして求められるのが普通だが，必ずしもそうやって求は単に岡山）で始まり，中質量巨星を対象とした惑星められた軌道が長期間（例えば主星の寿命程度）に渡っ探索で成果を挙げ続けている．すばる望遠鏡では，て安定であるとは限らないので，逆に軌道の安定性か

2004 年に始まった太陽型星周りのホットジュピター

ら軌道要素に対して制限を加えることができる．

探索（N2K プロジェクト）や，地上トランジットネッ

太陽型星の周りでは約 30 % から 50 % の巨大惑星がトワーク（HATNet，HATSouth）と連携したトランジ

複数惑星系に属すると言われており [6]，また，海王ット惑星探索などが成果を挙げており [1]，岡山とす星質量の惑星やスーパーアースなど比較的低質量の惑

ばるを合わせてこれまでに合計 34 個の系外惑星が視星からなる系では複数系の頻度はさらに高いと言われ

線速度法によって発見されている．これらの一部の成ている [7, 8]．一方，中質量巨星や準巨星では，過去

果は以前この誌面で紹介したが [2]，今回はその後新10 年間の精力的な探索で数多くの惑星が発見されて1. 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
satobn@geo.titech.ac.jp■2014遊星人Vol23-3.indd283

きてはいるが，複数惑星系はまだ数えるほどである．
しかしその少ない例においても平均運動共鳴にあると

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

考えられる惑星系が複数発見されており [9, 10]，太陽

覚えている．しかし，彼らの方が我々より先に観測を型星同様，中質量星の周りでも軌道移動が起こってい始めており，我々のデータではなぜかうまく軌道が決ることが強く示唆されている．次節では，我々が岡山

まらなかったのですぐには出版できそうになかったとで発見した二つの複数惑星系について，発見までの過いう事情もあって（実はこのことが，この系が複数系

程を交えて紹介する．

であることを示唆していたのである），諦めはついた．

2. 岡山で見つかった巨星の周りの複
数惑星系
2.1

すぐに論文も出版されるだろうと思い，この星については少し熱が冷めてしまったのだが，非常に明るい星であったため曇りがちのときなどに観測していたので，結果的に年に数回は観測し続けることになった．

へびつかい座ν星

その後数年が経ち岡山のデータがたまり始めると，どうやらこの星は二つの褐色矮星をもっているようだということが分かってきた．しかも，二つの公転周期

る（図 1, 2）[11]．岡山での惑星探索のサンプルは V 等

はちょうど 6 対 1 で平均運動共鳴に入っていることが級で 6 等より明るい GK 型巨星が中心なので，V 等級示唆された．この時点で Quirrenbach 氏らのグループ

で 3.3 等の K0 型巨星であるこの星は当初からサンプル

はまだ論文を発表していない．こうなると俄然やる気に入っており，2002 年に観測を始めてすぐにこの星が出てきて，岡山でデータを密に取り始めた．そんなが周期 500 日程度の大きな視線速度変化を示すことに

折，2010 年の 7 月に Quirrenbach 氏から突然メールが気がついた．振幅の大きさから判断して伴天体は褐色

届き，今度東京に行くので東工大を訪問したいとのこ

矮星である．そう思って喜んでいた矢先，アメリカのと．同氏の訪問を受け，東工大のオフィスで色々研究

リック天文台でK型巨星の惑星探索を行っていたの話をしながら最近面白い発見はありましたかと尋ね

Andreas Quirrenbach 氏のグループが，アメリカ天文たところ，「複数褐色矮星系を見つけた」というので，学会でこの褐色矮星の発見を発表したことを知った．

私は彼らが以前アメリカ天文学会で発表したあの星か

学会のアブストラクトのみで詳しいパラメータは書かというつもりでさりげなく「ν Oph ですか？」と言っれていなかったが，先を越されてとても落胆したのをたら，その場の空気が凍ってしまった．私はまずいと残差（m/s）

視線速度（m/s）

岡山で最初に見つかった複数系は，へびつかい座
ν星（ν Oph，HD163917）を周回する褐色矮星系であ

ユリウス日（ー2450000）
図1：へびつかい座ν星の視線速度変化．

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系外惑星「遠い世界の物語」その4〜巨星を巡る複数惑星系: νOphとHD4732 ～／佐藤285

かし運の悪いことに，この星の赤緯はマイナス 25 度，
岡山からは頑張っても半年間しか観測できない．さら距離（天文単位）に輪をかけて運の悪いことに，観測を数年続けるとどうやらこの惑星は公転周期がほぼ一年であるらしいことが分かった．周期が一年で一年に半年間しか観測できないということは，毎年同じ位相しか観測できないことを意味し，HD4732 の場合は視線速度が増加する
位相しか観測できなかった．しかし，視線速度の平均
値は年々増加しているように見える．これが一つの惑星によるものなのか，それとも二つの惑星が存在するのか，観測開始から 6 年が経過しても分からなかった．
そんな折，2009 年の秋にオーストラリア・ニュー

距離（天文単位）
図2：へびつかい座ν星を周回する二つの褐色矮星の軌道（実線）．
点線は内側から太陽系の地球，火星，木星の軌道を表す．
＋は中心星の位置．

サウスウェールズ大の Robert Wittenmyer 氏から突然メールがあり，翌年の春に東京に行く機会があるのでそのとき東工大を訪問して議論したいとのこと．面
識はなかったが論文で名前は知っており，彼らは口径（AAT）を3.9 m のアングロ・オーストラリアン望遠鏡

思って適当にごまかして話題を変えたのだが，果たし使って中質量準巨星周りの惑星探索を新たに始めていて，その半年後には某研究会の集録に彼らの発見―ν

たので，ちょうど私も話を聞いてみたいと思っていた

Oph における褐色矮星系の発見―が載ったのであった

ところだった．余談だが，彼は大変旅行が好きで毎年[12]．お互い口が滑った形になり，結局私は先を越さ

オーストラリアが冬の季節に北半球を研究旅行していれたわけだが，その後我々は十分なデータをためて“査るらしい．中でもアジア，特に日本が大好きなようで，読付き論文”では先に独立発見として発表した．

その後もほぼ毎年日本に来ている．東工大に来るのは

さて，ν Oph の質量は約 3 太陽質量で，約 24 木星質

どちらかというと旅行のついでなのかもしれない．

量と 27 木星質量の褐色惑星がそれぞれ公転周期約 530

彼との議論の中で，岡山で観測しているターゲット

日と約 3190 日で公転している．そもそも視線速度法に赤緯の低いものがあり，軌道が決められずに困ってで伴星として発見される褐色矮星は少ないが，複数のいるという話をしたところ，彼が AAT でもっている

褐色矮星からなる系はさらに珍しく数えるほどしか例

観測時間の中で観測してくれるという．南半球のオーがない．褐色矮星の形成シナリオはいくつか提案されストラリアでは日本より数ヶ月間長く観測できるので，ており，ガス雲の収縮・分裂や星周円盤内での重力不これまで欠けていた位相のデータが取れて軌道が決定

安定などが有力とされているが [13, 14]，最近の理論できる．早速彼に天体名を教えて観測してもらうこと研究によると巨大惑星と同様のコア集積によっても形にした．その後はこちらが期待した以上にデータを取成されると言われている [15]．ν Oph 系の存在は褐色ってくれて，結局 AAT のデータが決め手となり，こ

矮星質量の天体が円盤内で形成されうることを意味し，の系は約 2.4 木星質量の二つの巨大惑星がそれぞれ公かつそれらが惑星のように軌道移動しうることを示唆

転周期約 360 日と約 2700 日で公転している複数惑星系

している．

であることが 2012 年の夏に判明した．

2.2

HD4732

この結果を踏まえて，天体力学の専門家である東工大の長沢真樹子氏にこの惑星系の安定性を調べてもら

岡山で発見されたもう一つの複数惑星系は K0 型準った．長沢氏の素早くかつ詳細な計算の結果，この系

巨星 HD4732 を周回する惑星系である（図 3, 4）[16]．こは両惑星が同一平面上にあり同じ方向に公転しているの星の場合も，2004 年に観測を始めてすぐに惑星相場合，軌道傾斜角 5 度以上，つまり惑星質量が 28 木星

当の振幅の視線速度変化を示すことに気がついた．し質量以下なら視線速度データから求められた軌道で安■2014遊星人Vol23-3.indd285

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

図3：HD4732の視線速度変化．●は岡山，▲はAATで取得されたデータ．

心で水素の核融合反応を起こす恒星ではないことが示

距離（天文単位）されたのである．

3. 今 後中質量巨星の周りでは他にも興味深い惑星系や褐色矮星系が見つかっている．例えば，K2 型巨星 BD+202457 ではν Oph と同様に褐色矮星が二つ見つかっており，当初 3:2 の軌道共鳴にある可能性が示唆されていた [17]．しかし，その後の詳細な軌道安定性解析によって視線速度データに対してベストフィットな軌道は不安定であり，安定軌道はベストフィットのものと距離（天文単位）
図4：HD4732を周回する二つの惑星の軌道（実線）．点線は内側から太陽系の地球，火星，木星の軌道を表す．＋は中心星の位置．

は大きく異なることが判明した [18]．このような場合
は，観測期間が短かったりデータが少なかったりで観測データから軌道がきちんと決まっていないことが多いのだが，別の可能性として面白いのは，二つの褐色矮星がお互い逆向きに公転していればベストフィット

定であることが分かった．視線速度法では軌道傾斜角の軌道で安定だということである．視線速度観測ではが分からないため惑星質量に不定性があり，もし軌道基本的に伴天体の公転の向きが分からないため，二つ傾斜角が小さければ，つまり惑星質量が大きければおがお互いに同じに向きに回っている場合と逆向きに回互いの重力が強くなって軌道が不安定になる可能性がっている場合とで主星の視線速度変化にほとんど違いある．このことを利用して，今回の場合は二つの伴天が見られない．これらを区別するのは容易ではないが，体は重くてもせいぜい軽めの褐色矮星程度であり，中長期間に渡る高精度の観測によってヒントが得られる■2014遊星人Vol23-3.indd286

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系外惑星「遠い世界の物語」その4〜巨星を巡る複数惑星系: νOphとHD4732 ～／佐藤287

かもしれない．
岡山での惑星探索は今も続いており，前節に示した系以外にも興味深い複数惑星系が見つかりつつある．
今後このような事例を蓄積していくことによって，中質量星周りの惑星系の形成と進化についてより理解が深まっていくものと期待される．これらについては，
また別の機会に紹介できればと思う．

謝 辞
ここで紹介した成果は岡山惑星探索プロジェクトによって得られたものです．この場をお借りして共同研究者の皆様にお礼申し上げます．

参考文献[1] Zhou, G. et al., 2014, AJ 147, 144.
[2] 佐藤文衛, 2009, 日本惑星科学会誌 18, 138.
[3] Ford, E. B., 2005, Nature 434, 873.
[4] Lee, M. H. & Peale, S. J., 2002, ApJ 567, 596.
[5] Kley, W. et al., 2004, A&A 414, 735.
[6] Wright, J .T. et al., 2009, ApJ 693, 1084.
[7] Mayor, M. et al., 2011, arXiv:1109.2497v1.
[8] Howard, A. W. et al., 2012, ApJS 201, 15.
[9] Johnson, J.A. et al., 2011, AJ 141, 16.
[10] Trifonov, T. et al., 2014, A&A in press(arXiv:1407.0712).
[11] Sato, B. et al., 2012, PASJ 64, 135.
[12] Quirrenbach, A. et al., 2011, in AIP Conf. Proc. 1331,
102.
[13] Bate, M.R., 2000, MNRAS 314, 33.
[14] Boss, A.P., 2000, ApJ 536, L101.
[15] Alibert, Y. et al., 2005, A&A 434, 343.
[16] Sato, B. et al., 2013, ApJ 762, 9.
[17] Niedzielski, A. et al., 2009, ApJ 707, 768.
[18] Horner, J. et al., 2014, MNRAS 439, 1176.

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

火の鳥「はやぶさ」未来編 その７～NIRS3とC型小惑星の水～北里 宏平 ，はやぶさ2 NIRS3チーム
1（要旨）はやぶさ 2 に搭載する近赤外分光計（NIRS3）は，水酸基や水分子の赤外吸収が見られる 3μm 帯の反射スペクトルを測るリモートセンシング機器である．我々は NIRS3 を使って，近地球 C 型小惑星 1999 JU3の近接観測を行い，その表面の含水鉱物分布の特徴を明らかにする．近年，C 型小惑星の内部に氷の存在を示唆する観測結果が報告されており，地球の海洋形成における C 型小惑星の寄与が従来の想定よりも大きくなる可能性が出てきた．内部氷の存在を検証するには水質変成が起きたときの水の挙動を理解することが必要であり，NIRS3 では衝突装置が作り出す人工クレーターの観測から加熱脱水や宇宙風化による二次的な変成の影響を識別し，母天体上で起きた水質変成の情報を抽出することをめざす．

1. C 型小惑星の水一方，理論的には，氷と岩石からなる微惑星が放射性元素の壊変熱によって水質変成を引き起こし，融解しはやぶさ 2 が探査対象とする C 型小惑星のイメージ

た水の一部が天体の地下表層に氷として保存されるとが変わりつつある．きっかけは（7968）エルスト・ピサ

いう予測もある [4]．もしかしたら上記の観測事実は，ロなどのメインベルトで彗星活動する C 型小惑星の発

その氷がその後の衝突作用に伴う昇華を免れて現在ま見であろう [1]．力学的に太陽系外縁部起源の彗星がで生き残ったことを示唆しているのかもしれない．そメインベルトに捕獲される可能性は低いため，もとかうすると，C 型小惑星は内部に氷を含み，従来の想定らある小惑星が衝突作用によって活動を誘発されたとよりも高い含水率を持つということになる．

考えられている．また同じくメインベルトにある C 型

前置きが長くなったが，C 型小惑星で水質変成が起小惑星の（24）テミスで，その表面全体が霜のような氷きたときに，水がどのような振る舞いをしたのかを探

成分で覆われていることが明らかにされた [2]．表面

る こ と が， は や ぶ さ 2 に 搭 載 す る 近 赤 外 分 光 計

温度を考えると氷は昇華によって短期間で消失してし（NIRS3）の主目的である．NIRS3 ではなぜこの点に着まうため，水が地下から供給されるような仕組みが必目するのかについて次節で述べたい．

要と見られている．面白いことにテミスは衝突破壊によってつくられる小惑星族の親（最大天体）で，エルス

2. 水質変成後の水の行く末

ト・ピサロはそのテミス族の子という関係もある．さらに，広義の C 型に分類される準惑星ケレスで，表面C 型小惑星の大半は，含水鉱物のかたちで水分を保の一部から水蒸気が噴出していることも明らかになっ有していることが近赤外の分光観測から知られており，

た [3]．

一定量の水を含む小天体のなかでは地球に最も近い領

そもそも従来においては，C 型小惑星は表面の反射域に位置する．それ故，C 型小惑星は地球に海をもたスペクトル特性から，炭素質コンドライトに似た物質

らした要因のひとつとして考えられている．地球の海で構成されているというのが大方のイメージであった．

水の起源については，太陽系の形成過程と密接に関係

1. 会津大学先端情報科学研究センター
kitazato@u-aizu.ac.jp■2014遊星人Vol23-3.indd

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する重要な問題であり，C 型小惑星の他にも彗星や円盤ガスを主要な供給源と考える説がある [5]．ただし，2014/09/08

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その７ ～NIRS3とC型小惑星の水～／北里，はやぶさ2 NIRS3チーム

地球の海水の水素同位体比を説明するという観点では，

Orgueil (CI)

炭素質コンドライトのそれとよく一致することから，

289

OH stretch H-O-H bend
(2.7-2.8 µm) (2.9-3.0 µm)

C 型小惑星起源説が最も都合がよい．また地球のマントル物質や月面のクレーターの研究から，地球の形成痕跡が見つかっている．その衝突イベントによって，
C 型小惑星に含まれる水が地球に供給され，海ができたと考えると話がシンプルである．しかしながら，このシナリオには海水の量を説明できないという問題がある [6]．
21

それに対して，
地球の海洋質量は 1.4 × 10 kg である．
地球の形成後に付加した物質の総量は，地球の上部マントルに含まれる強親鉄性元素の量から，10

22

kg と

1.5
Normalized, Offset Reflectance

後数億年間にわたって大量の小惑星が地球に衝突した

1.0

Murchison (CM)Renazzo (CR)0.5

見積もられている．そうすると，衝突した小惑星は少なくとも 14 wt% のバルク含水率を持っていなくてはならない．しかし，炭素質コンドライトの含水率は多くても 10 wt% 程度である．また，付加物質の情報を示す上部マントルの Os 同位体比が，炭素質コンドラ
イトよりも普通コンドライトに近いことから，衝突した小惑星の割合は C 型よりも S 型の方が多いと推測されている．結果，水が不足するという問題に陥る．こAllende (CV)
0.0

2.0

2.5

3.0

Wavelength (µm)

図1： 炭素質コンドライトの反射スペクトル．RELABで測定されたデータ[9]をもとにNIRS3の小惑星観測条件にあわせて再現したもの．2.9 µmより長波長域に見られる細かい特徴は吸収ではなくノイズ．

こで前節の話につながる訳だが，C 型小惑星が炭素質コンドライトよりも高い含水率を持っているとなれば，定できると考えられる．

この水の量の問題を解決できる可能性がある．すなわ

対象小惑星の 1999 JU3 は，まさにそのことを調べ

ち，地球の海水の起源を解く鍵は，水質変成で融解しるのにうってつけの天体で，その表面には水質変成をた水がその後小惑星の内部にどの程度保存されたのか経験した母天体の内部物質が転がっていると期待されを明らかにすることである．C 型小惑星の内部に今でる．なぜなら，地上観測から表面の一部に含水鉱物のも氷が存在するのか．そのことを直接確認するのは探存在が示唆されているからである [8]．1999 JU3 の現査機を使ったとしても容易ではない．そこで NIRS3

在のサイズでは内部加熱によって氷が融解する温度までは，水質変成後の水の行く末を示す間接的な証拠をで達しないため，元々は水質変成を起こすくらいのサ得ることを目標にしている．

イ ズ の 天 体 が 衝 突 破 壊 さ れ， そ の 破 片 が 集 積 し て

炭素質コンドライトの酸素同位体比から，水質変成1999 JU3 ができたと考えられる．さらに，1999 JU3 の時の母天体の水 / 岩石比は 0.3 から 1.2 の間と推定され表面は微小重力下なのでレゴリスよりもボルダーが支ている [7]．このことは，母天体がもともと炭素質コ配的と予想され，母天体の破片ごとの組成を調べるこ

ンドライトよりも豊富な水分を有し，水質変成の際にとができるだろう．

岩石との反応で余剰水が発生したことを意味する．そ組成の違いの見分け方だが，炭素質コンドライト的の水が仮に天体の内部を移動できたとすると，水と岩な物質の場合は，水酸基や水分子の赤外吸収を含む 3石の元素交換によって組成の偏りが生じ，最終的に水µm 帯の反射スペクトルを見るのが有効である．図 1

は外部に抜けることになる．逆に移動できなかったとのように，含水鉱物のサポナイトを含む CI コンドラ

すると，組成は均質で，水はそのまま氷として内部にイトでは，2.9-3.0 µm を中心とする底の丸い吸収が見留まると予想される．つまり，内部物質の組成の多様

られ，サーペンティン（蛇紋石グループ）を主体とする性の有無から，小惑星内部の水の挙動と氷の存在を推CM コンドライトでは，2.7-2.8 µm にピークを持つ角■2014遊星人Vol23-3.indd289

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

張った吸収が見られる．そのため，吸収の形状を見る

現にイトカワでは，表面の一部が剥がれて新鮮な地下ことによって CI と CM のどちらの物質に近いかを判物質が露出したような場所が見られる．また，はやぶ

別することができる．また CR や CV のような熱変成

さ 2 には小型の衝突装置（SCI）が搭載され，人工的に度の異なる物質の違いも吸収の深さから区別すること

クレーターをつくる実験も行なわれる．その人工クレが可能である．

ーターが表面流動や物質撹拌の形跡のない場所につく上で述べたような母天体内部の水の移動は，岩塊のられれば，二次的な変成を受けていない物質を観測す

間隙や亀裂を沿うはずなので，それに関する情報をることができる．NIRS3 の観測ではそれらの暴露されcm サイズの隕石から得るのはおそらく難しいだろう．

る地下物質を確実に捉え，加熱脱水や宇宙風化によるましてや小惑星を点光源として見る地上観測ではなお反射スペクトルの変化の傾向を掴むことが重要である．

さらである．まさにこの情報を得られるのは，C 型小惑星を km から µm までのマルチスケールで観察でき

4. NIRS3の仕様と性能

るはやぶさ 2 でしかない．そのなかで，小惑星表面の含水鉱物分布を m スケールで調べることのできる
NIRS3 の役割は大きいといえる．

機器の概要について紹介したい．NIRS3 の設計は，はやぶさ初号機に搭載した NIRS をベースにしている．
NIRS は観測波長域が 0.7-2.2 µm のポイントスペクト

3. 小惑星表面の二次的変成ロメータで，イトカワのほぼ全球を m スケールの空間分解能でマッピングすることに成功した [11]．NIRS

現在の姿をした 1999 JU3 がいつ誕生したかは現時

からの大きな変更点は，3 µm 帯を観測するのに波長点でわからないが，宇宙空間に曝されてきた表面は少域を 1.8-3.2 µm にシフトさせたことである．ちなみに，

なからず太陽放射や隕石衝突による変成を受けている

NIRS3 の名前の由来は「NIRS の 3 号機」と「3 µm 帯をと予想される．数値計算により 1999 JU3 の過去の軌観測する」という二重の意味からきている（NIRS2 は道と表面温度の履歴を推測した結果からは，現在より

コンセプトのみで実現しなかった）．

も内側の軌道にある期間に，表面温度が 600 K 程度まNIRS3 の検出器には新たに InAs のフォトダイオー

で達した可能性が約 50 % あると見積もられているドセンサを採用した．長波長化に伴い検出器の暗電流[10]．おおよそそのくらいの温度で含水鉱物の脱水分と内部熱放射の影響が増大するため，それらを抑える

解が起こり始めるため，そのような加熱を受けた場合のに検出器と光学系を－80℃まで冷却することが必要

は初期の組成情報が失われていることになる．また熱になった．そのため，検出器と光学系を含むセンサ部的な変成を受けなかったとしても，宇宙風化によって（NIRS3-S）を探査機構体から断熱保持するとともに，同様の問題が生じる．宇宙風化は，天体表面が太陽風

放射冷却のためのラジエータを新たに装備した．光学や微小隕石に叩かれて微小還元鉄粒子や非晶質の層を系は Si と Ge のレンズ群と回折格子で構成し，小惑星

つくり，見かけの光学特性が変化する事象を指すが，表面の組成を見分けるのに必要な波長分解能と，人工C 型小惑星の表面ではそれが実際どのような変化をもクレーターの観測に必要な空間分解能を満たすようにたらすのかよくわかっていない．しかし幸いなことに，
太陽放射による熱の浸透深さは数 cm 程度であり，宇宙風化もごく表層にしか作用しない．そのため，表面から数 cm 深い場所にある物質はこれらの影響をほとんど受けていないと予想され，比較的最近になって表面に現れた物質を観測すれば，変成していない母天体
破片の情報を得ることができるだろう．

表1： NIRS3の主な仕様．

項目値

観測波長範囲
波長分解能
視野全角
空間分解能

1.8-3.2 µm
20 nm
0.1 deg.
35 m（高度20 km）
2m
（高度1 km）－85℃～－70℃
50 以上（波長2.6 µm）

1999 JU3 は近地球型小惑星なので，過去に地球や火星に近接遭遇した可能性があり，その際に受けた潮汐力による振動で地滑りが生じたとしてもおかしくない．

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検出器温度
S/N比

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その７ ～NIRS3とC型小惑星の水～／北里，はやぶさ2 NIRS3チーム

291設計された．またセンサ部からの出力は，常温のアナ

う条件のなかでの達成だ．また行ってみるまで何があ

ログ回路部（NIRS3-AE）とデジタル回路部（DE）によるかわからない惑星探査では，観測機器の仕様を明確る信号処理を経て，データレコーダ（DR）に記録されな根拠を持って定量的に決めることが難しく，高性能

るようになった．

または最先端の機器を搭載するという考え方が稀では2013 年 7 月に NIRS3 のフライトモデル（図 2）が完成ない．しかし，優れた観測機器を開発するにはその分，し，それから 2 週間ほどかけて最終的な性能確認と校時間もコストもかかる．その点 NIRS3 は，サイエンス，

正の試験を行った．実を言うと，NIRS3 の試験では開開発期間，コストのバランスがとれた優秀な機器とい発初期から不具合の発生が続き，一時はかなり深刻なえるのではないだろうか．上記のサイエンスを行なう

状況まで追い込まれるということもあったのだが，そ上では NIRS3 の仕様は丁度よい．著者（北里）
は NIRS3の最後の試験では，光学系，検出器，電気系のどれもがそのような機器に仕上がったことを誇らしく感じて設計とほぼ同等かそれよりも良好な結果が得られた．

いる．これまで尽力いただいてきたメーカーならびにその試験の結果から，我々は実際に小惑星を観測する

プロジェクトの関係各位に改めて謝意を表したい．

条件で，上記のサイエンス目標を実現するのに必要な打上げまであと少し．地上でやれることは全てやり

S/N 比が得られることを確認した．

尽くした．

5. 最先端の機器ではないが参考文献

海外の惑星探査機に詳しい読者のなかには，NIRS3[1] Hsieh, H. H. and Jewitt, D., 2006, Science 312, 561.

の仕様を見て物足りなさを感じる人がいるかもしれな[2] Campins, H. et al., 2010, Nature 464, 1320.

い．確かに欧米の機器は波長範囲囲やイメージング機[3] Küppers, M. et al., 2014, Nature 505, 525.

能などの点で優れているので，それらと比べて見劣り[4] Grimm, R. E. and McSween, H. Y., 1989, Icarus 82,

するのは残念ながら否定できない．しかし，我々はお244.

よそ 3 年という短期間で NIRS3 を完成させることがで[5] 生駒大洋, 玄田英典, 2007, 地学雑誌 116, 196.

きた．NIRS が下地にあったとは言え，新規要素も少[6] Drake, M. J. and Righter, K., 2002, Nature 416, 39.

なくはなく，メーカーも NIRS のときとは異なるとい[7] Brearley, A. J., 2006, Meteorites and the Early Solar

図2： NIRS3フライトモデルの外観写真．

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

System II, 587.
[8] Vilas, F., 2008, Astrophys. J. 135, 1101.
[9] Hiroi, T. et al., 1996, Meteorit. Planet. Sci. 31, 321.
[10] Michel, P. and Delbo, M., 2010, Icarus 209, 520.
[11] Abe, M. et al., 2006, Science 312, 1334.

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一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その23 ～金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用～／豊田

293

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その23
～金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用～
豊田 裕之

1

1. はじめに（Power Control Unit, PCU）に 渡 さ れ， バ ッ テ リ（Battery, BAT）および負荷機器に分配される．太陽金星探査機あかつきは，火星探査機のぞみ，小惑星探査機はやぶさに続く，我が国 3 番目の惑星探査機であり，初めての内惑星探査機である．それゆえ太陽電光の当たらない日陰中は BAT を放電し，負荷機器に電力を供給する．
ここで特徴的なのは，SSR による電圧安定化である．

池パネルには，従来にない高温・高照度環境への耐性

こ れ は， あ か つ き の 太 陽 距 離 が 0.7 AU 〜 1.03 AUが求められる．またバッテリは，金星到着までは実質（Astronomical Unit，地球と太陽との平均距離）で大的に全く使用せず，金星周回軌道投入後には充放電をきく変動するのに伴い，日照時の SAP 温度が約 30℃繰り返すため，その間の容量劣化抑制が課題となった．

から 170℃近くまで大きく変動するためである．これ

本稿では，あかつきの電源系の特徴と開発課題を紹に対し，地球周回衛星のほとんどは，シャントレギュ

介した後，テレメトリデータを交えながら運用状況に

レータ（Shunt Regulator, SHNT）により電圧を安定化

ついて述べる．

する．これらの違いを，図 3 を用いて解説する．

2. あかつき電源系機器の特徴と開発
課題をする．まず「高温・高照度時太陽電池特性」をご覧

2.1

あかつき電源系機器の概要

シャントレギュレータは，図 3（a）に示す振る舞いいただきたい．太陽電池特性上の動作点はバス電圧で固定され，太陽電池からは「負荷電力」＋「高温・高照度時余剰電力」が取り出され，後者が SHNT で熱とし

図 1 にあかつきの外観を示す．電源系に帰属する機て捨てられる．次に，負荷は一定のまま太陽電池の特器としては，衛星構体から南北方向に突き出た太陽電性が「低温・低照度時太陽電池特性」に変化すると，池パネル（Solar Array Panel, SAP）が特徴的である．

実は「低温・低照度時最大電力」を発生することがで

金星周回軌道投入後は，5 台の観測カメラを金星に向きるにもかかわらず，これを取り出すことができずにけつつ，太陽電池パネルで太陽を追尾するため，パド

余剰電力がゼロになる．地球周回衛星では日照条件やル回転機構（Solar Array Drive Assembly, SADA）を

SAP 温度がほぼ一定のため問題ないが，あかつきで備える．

は無駄が多くなってしまう．

電源系ブロック図を図 2 に示す．日照中に SAP で発これに対しシリーズスイッチングレギュレータは，生した電力は，
SADA および逆流防止ダイオード（SAP

図3（b）に示すように太陽電池特性上の動作点を自由

Blocking Diode, SBD）を経由してシリーズスイッチンに設定できる．したがって日照条件や SAP 温度が大グレギュレータ（Series Switching Regulator, SSR）に

きく変化しようとも，常に最大電力を取り出すことが入 り，50 V に 電 圧 安 定 化 さ れ た 後 に 電 力 制 御 器可能である．SAP の寸法は最も電力収支の厳しい時

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
htoyota@isas.jaxa.jp■2014遊星人Vol23-3.indd

293を基準にして決定するため，あかつきに対してはシリーズスイッチングレギュレータを用いる方が SAP を

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294

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

North

South

Solar array paddle

Medium gain
antenna

Rotation

ThrusterLow gainantenna
Slot-arrayhigh gain antenna
Observation cameras- UV imager
- LIR
- IR1
- IR2
- LAC

OrbitalmaneuveringengineStar tracker

図1： あかつきの外観．

SBD
PCU
SAP

SADA

SSR

to LOADBAT

図2： あかつきの電源系ブロック図．

高温・高照度時余剰電力
負荷電力
高温・高照度時動作点

低温・低照度時動作点
低温・低照度時
最大電力

高温・高照度時動作点
負荷電力
（同面積）

電流

電流

低温・低照度時動作点
負荷特性

負荷特性

電圧
（a）シャントレギュレータの動作．

時
低照度
低温・ 池特性
太陽電

照度時
高温・高
特性
太陽電池

時
低照度
低温・ 池特性
太陽電

照度時
高温・高
特性
太陽電池

バス電圧

バス電圧

電圧
（b）シリーズスイッチングレギュレータの動作．

図3： レギュレータの動作比較．

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一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その23 ～金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用～／豊田

295

は地球近傍の約 2 倍となる．金星を回る一周回の太陽小さくすることができる．
なお，多くの地球周回衛星がシリーズスイッチング

電池パネルの予測温度を図 4 に示す．高温ケースは全レギュレータを採用しないのは，シリーズスイッチン

日照軌道の場合で，一周回の大半が +144℃，近金点

グレギュレータの効率は 100 % になり得ず，必ず損失

通過時には短時間ながら +162℃に達する．これに姿が生じるからである．

勢喪失時の温度上昇と解析誤差を加え，+185℃を太2.2

陽電池パネルの設計温度とした．

太陽電池パネル

既に金星周回軌道上にある ESA の Venus Express

金星は太陽から 0.7 AU の距離にあり，太陽光強度

（図 5
（a）
）は， 太 陽 電 池 セ ル の 列 間 に Optical Solar

高温ケース
Tempearture [ºC]

低温ケース

Time [min]図4：金星周回軌道上における太陽電池パネル予測温度．

（a）Venus Express（ESA）．

（b）MESSENGER（NASA）．

図5： 太陽電池パネルにOSRを備える内惑星探査機．

■2014遊星人Vol23-3.indd295

2014/09/08

18:59:05

296

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

（a）表．

（b）裏．

図6： あかつきの太陽電池パネル．

Reflector（OSR）という，ガラスに銀蒸着を施した反射板を実装することで熱入力を低減し，温度上昇を防ぐ．

2.3

バッテリ

NASA の水星探査機 MESSENGER（図 5（b））はさらにあかつきの運用フェーズは，バッテリ運用の観点か

強烈な太陽光に曝されるため，OSR の面積比率を高ら，地上保管，金星に向かうクルージング，そして金

めたうえ，高温時には SAP を傾け温度上昇を防ぐ．

星周回に分けられる．あかつきはリチウムイオン電池

一方であかつきは，開発当初 M-V ロケットによるを搭載するが，リチウムイオン電池は充電状態（State

打ち上げを想定しており，これに収納できる寸法の太Of Charge, SOC）が高いほど，そして温度が高いほど，

陽電池パネルで必要な電力を得るためには，受光面を容量劣化が早く進行する．そこで表 1 に示すようにフ

全て太陽電池セルで覆う必要があった．太陽電池パネ

ェーズごとに運用条件を規定し，容量劣化を抑制する

ルは，アルミハニカムコアの両面に CFRP 板を貼り付方針とした．

けた板状の構造をとる．受光面に OSR を搭載できな

地上保管中は，バッテリを使用せず開回路で保管すいあかつきのパネルは，通常より薄く高密度な厚み

る．この期間の SOC は可能な限り低く保つのが望ま

10 mm の 1/8 インチアルミハニカムコアを用いること

しいが，過放電を避けるため 10 % とした．クリーンで，裏面への排熱効率を高めた．さらに，裏面を全面

ルーム内保管のため，温度は 25℃である．

OSR で覆うことで金星アルベドの入射を抑制した．

地球から金星に向かうクルージング中は，全日照期

こうして製作された，あかつきの太陽電池パネルの間である．基本的にバッテリは使用しないが，何らか

外観を図 6 に示す．シャープ製 InGaP/GaAs/Ge 3 接の異常により探査機が正常な姿勢を維持できなくなっ合太陽電池セル（変換効率 28.3 %）を 36 直列 ×10 並列た場合に備え，太陽電池パネルが太陽を捕捉するまで

× 2 翼構成で搭載し，太陽距離が最も遠くなる 1.0781の間，バッテリから電力を供給する．これに必要な電AU で 480 W 以上，金星周回軌道上で 660 W 以上の発力量を SOC41 % と推算した．温度は「はやぶさ」の運電能力を有する．

用実績に倣い，10℃とした．

■2014遊星人Vol23-3.indd296

2014/09/08

18:59:08

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その23 ～金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用～／豊田297

表1： 当初計画されていたあかつき搭載バッテリの運用条件．

運用フェーズ

期間

SOC

温度

状態

地上保管

1.5年

10 %

25℃

開回路保管

41 %

10℃

フロート充電

41〜85 %

10℃

充放電サイクル

クルージング

ノミナル

0.5年

バックアップ

2.5年

金星周回

2年

35

必要容量
BAT容量の推移

30

出荷〜打ち上げ打ち上げ〜金星到着

金星周回軌道VOI

容量 / Ah

25
Earth

20

負荷マージン等

15
10

Sun

5
0

0

1

2

3

4

5

6

経過時間 / 年

図7： あかつき搭載バッテリの必要容量と容量推移の解析結果．
Venus
LaunchAKATSUKI
20 days/plot

図9：打ち上げから金星会合までのあかつきの軌道．

逆算し，打ち上げ時に必要なバッテリセル容量は 23.5
Ah と求められた．
古河電池製 23.5 Ah 級リチウムイオン電池 11 セルを直列に接続し，保護回路等を取り付けたバッテリユニ
ットの外観を図 8 に示す．あかつきは，このバッテリ
図8：あかつき搭載バッテリユニットの外観．

ユニットを 2 台搭載する．

3. 運用実績
金星周回軌道投入後は，日陰時間が 0 〜 90 分の範囲で変化し，バッテリは繰り返し充放電される．そこで日陰時間に応じて必要な電力量のみを充電することとし，SOC を 41 〜 85 % の範囲で変化させることとした．
温度はクルージング中と同じ 10℃である．
以上の運用条件から求めたバッテリの必要容量と，解析により求めた容量推移を図 7 に示す．クルージン
グは最長ケースの 2.5 年とした．金星周回軌道投入後は，

3.1

概 要

あかつきの電源系に関する主要イベントを表 2 に示す．以下，太陽電池パネルとバッテリについて，テレ
メトリデータを交えて運用実績を紹介する．

3.2

太陽電池パネル

日陰時間に応じて SOC を変化させるため，必要容量

あかつきの打ち上げから金星会合（VOI）までの軌道が櫛形に変化する．ミッション末期に必要な容量からを図 9 に，太陽電池パネル関連テレメトリを図 10 に示■2014遊星人Vol23-3.indd297

2014/09/08

18:59:09

298

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014
表2： 電源系に関する主要イベント．

発生日

イベント

2010年5月20日

打ち上げ，SAP 展開

2010年5月21日〜31日

BAT SOC変更 100 % → 60 %2010年8月6日

BAT SOC変更 60 % → 40 %2010年12月4日

VOIに備えBATリセット充電（4.1 V/セル）

2010年12月6日

VOI

2010年12月14日〜17日

BAT SOC変更 100 % → 30 %2010年12月23日

BAT制御温度変更 10℃ → 0.5℃

2011年6月5日

SAP電圧低下（太陽フレアの影響？）

2011年8月11日〜15日

OME試し噴きに備えBAT SOC変更 30 % → 70 %2011年8月15日〜9月14日

OME試し噴き2012年1月23日

SAP電圧低下（太陽フレアの影響？）

2012年2月19日〜3月12日

BATリセットオペレーション（1回目）

2012年7月23日

SAP電圧低下（太陽フレアの影響？）

2013年3月4日〜22日

BATリセットオペレーション（2回目）

2014年5月5日〜26日

BATリセットオペレーション（3回目）

VOI: Venus Orbital Insertion, OME: Orbital Maneuver Engine

90

SCP-V [V]

80

70

60

50

SAP Temperature [¼C]

150

100

50
SAP-A
SAP-B
2010/05/01
2010/06/01
2010/07/01
2010/08/01
2010/09/01
2010/10/01
2010/11/01
2010/12/01
2011/01/01
2011/02/01
2011/03/01
2011/04/01
2011/05/01
2011/06/01
2011/07/01
2011/08/01
2011/09/01
2011/10/01
2011/11/01
2011/12/01
2012/01/01
2012/02/01
2012/03/01
2012/04/01
2012/05/01
2012/06/01
2012/07/01
2012/08/01
2012/09/01
2012/10/01
2012/11/01
2012/12/01
2013/01/01
2013/02/01
2013/03/01
2013/04/01
2013/05/01
2013/06/01
2013/07/01
2013/08/01
2013/09/01
2013/10/01
2013/11/01
2013/12/01
2014/01/01
2014/02/01
2014/03/01
2014/04/01
2014/05/01
2014/06/01
2014/07/01
2014/08/01

0

Date

図10：太陽電池パネル関連テレメトリデータ．

■2014遊星人Vol23-3.indd298

2014/09/08

18:59:09

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その23 ～金星探査機あかつきの電源系機器開発と運用～／豊田

299

72

SCP-V [V]

71

70

69

68

119
118
117

22:00

21:00

20:00

19:00

18:00

17:00

16:00

15:00

14:00

13:00

115

23:00

SAP-A
SAP-B

116

2011/06/05
12:00

SAP Temperature [ºC]120

Date & Time

図11：2011年6月5日に発生した太陽電池出力電圧（SCP-V）低下を示すテレメトリデータ．

25

値）

直後

上げ

打ち

値）

解析

解析

後（

10

前（

劣化

15

劣化

Current [A]205
テレメトリデータ

0
0

10

20

30

40

50

60

70

80

Voltage [V]

図12：放射線劣化前後の太陽電池の電流電圧特性．

す．打ち上げ後，あかつきはいったん太陽から遠ざかな変動に対処するため，SSR により電圧安定化を行っ

り 1.07 AU まで達した後に，金星に向かった．その間，ているのは，前述のとおりである．SSR の効率は，設

太陽電池パネルの温度は太陽距離に応じて変化し，遠計通り 90 % 以上を維持している．

日点では約 30℃まで低下，その後太陽に近づくにつ2010 年 12 月 6 日の VOI に失敗してより後，あかつれて上昇し，VOI 時には約 110℃に達した．SAP 動作

きはおよそ 0.61 AU 〜 0.7 AU の太陽距離で太陽の周点電圧（SCP-V）はそれに追従して，およそ 85 V 〜 75りを公転している．次回の金星会合は 2015 年 11 月に

V の範囲で変化した．こうした SAP 出力電圧の大幅予定されており，現在のところ探査機は正常に動作し■2014遊星人Vol23-3.indd299

2014/09/08

18:59:09

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300

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014ているが，表面材料の劣化が懸念される．
SAP 温度は金星周回軌道上の予測温度を下回る 100の運用実績からセーフホールド（機体の安全維持のための動作状態への自律的移行）時の電力をより詳細に℃〜 140℃で推移しており，高温による性能低下の心見積もり，以降のバッテリの充電状態を 40 % から 30

配は少ない．SCP-V は温度に追従して上下しているが，% に低下させた．あわせてバッテリの制御温度を 10

全体として徐々に低下しているのは，放射線劣化の影℃から 0.5℃に低下させ，容量劣化のさらなる低減を響である．放射線劣化は特に発生電圧を大きく低下さ図った．

せるが，あかつきが搭載する SSR は太陽電池の電流

また，これまでに 3 回，約 1 年おきに BAT リセット

電圧特性の定電圧領域を使用するため，その効果が大オペレーションを実施してきた．バッテリセル間の電きく現れる．現段階で問題は生じていないが，運用長

圧ばらつきの抑制を目的とし，全てのセルをいったん期化の影響は避けられず，予断を許さない状況である．

4.1 V まで充電した後に，再び SOC を低下させる運用

SCP-V には，これまでに 3 回の顕著な低下が認めらである．リセットオペレーション中は 4.1 V/ セルの高れた．このうち 2011 年 6 月 5 日に発生した電圧低下付

い SOC から 30 % 以下の SOC まで放電を行うため，バ近のデータを図 11 に示す．SCP-V が約 2 時間かけて約ッテリの状態を把握する貴重な機会となる．2014 年 5

1.63 V 低下している様子がわかる．電気回路の故障で月に実施した直近のリセットオペレーションからは，あれば電圧は急激に変化するはずで，この現象を説明

現在のバッテリ容量はほぼ定格の 23.4 Ah を維持してできない．また温度が上昇すれば電圧は低下するが，いると推定された．このデータをもとに，来年に予定

温度は一定に保たれていた．この変化を引き起こす現している金星周回軌道投入後の運用計画を立てている

象としては放射線劣化が最も妥当であり，ちょうどこ

ところである．

の電圧低下を説明し得る太陽フレアが発生していたことがわかった．そこで典型的なプロトンスペクトルの4. おわりに形状を仮定し，地上試験で取得された相対損傷係数（RDC, Relative Damage Coefficient）に基づいて数値解析を行い，太陽電池セルの劣化を推定した．

本稿では，金星探査機あかつきの電源系機器について，主な開発課題と運用状況を解説した．あかつきのこうして得られた放射線劣化前後の電流電圧特性と，電源は，小惑星探査機はやぶさの技術を引き継いで設同じく劣化前後のテレメトリデータを，図 12 に示す．

計され，高温高照度環境での運用可能性を得て水星探テレメトリデータと数値解析で得られた電流電圧特性

査機 MMO へとつながった，技術的に見るべきところ

が，よく一致していることがわかる．これによる電力の多い機器である．現在は地球から金星に向かうクル

低下は約 24 W で，全発生電力の約 5 % にあたる．

ージング中で，動きの少ない運用が続いている．2015

3.3

バッテリ

あかつきは，23.5 Ah 級のリチウムイオン電池を，
11 直列 2 並列（A 系，B 系）構成で搭載する．

年に金星周回軌道に投入された後には，日照と日陰が繰り返される運用が始まり，我々に新たな知見をもたらしてくれることだろう．そしてその知見は，次の世代の電源系機器の礎となるに違いない．

打ち上げ時にはバッテリを満充電状態とし，探査機がロケットから分離，太陽電池パネルが正常に電力供給を始めたことを確認した後に，バッテリの容量劣化を低減するため SOC を 40 % まで低下させた．これ以降は，1 回 / 週の頻度でバッテリの補充電を実施している．2012 年 12 月 4 日には全てのバッテリセルを 4.1
V（108 % SOC）まで充電し，2 日後の VOI に備えた．
結果的には VOI に失敗してしまい，ミッションは当初計画より長期化したため，バッテリの容量劣化をより小さく抑える必要が生じた．そこで，VOI 失敗時■2014遊星人Vol23-3.indd

300

2014/09/08

18:59:09

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日本惑星科学会2014年度秋季講演会プログラム

301

日本惑星科学会2014年度秋季講演会
プログラム
2014年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員会

10：40

口頭発表セッション 1

11：40

昼食

日時：2014 年 9 月 23 日（火・祝） 14：00～16：45

12：40

ポスターセッション 1

場所：東北大学片平さくらホール

14：00

口頭発表セッション 2

系外惑星

15：10

口頭発表セッション 3

惑星形成Ⅰ

16：50

口頭発表セッション 4

惑星形成Ⅱ●一般講演会〒980-8577

仙台市青葉区片平二丁目 1-1

講演 1：題目：「はやぶさ 2」が拓く宇宙探査

惑星大気

講演者：國中 均（宇宙航空研究開発機構
宇宙科学研究所・教授）
講演 2：題目：「はやぶさ 2」が探る惑星科学〇 9 月 25 日
（木）
08：30

受付

09：00

口頭発表セッション 5

惑星形成Ⅲ

10：10

口頭発表セッション 6

表層進化・物質Ⅰ

11：30

昼食

12：30

ポスターセッション 2

日程：2014 年 9 月 24 日（水）～9 月 26 日（金）13：30

口頭発表セッション 7

はやぶさ 2

場所：東北大学片平さくらホール

14：50

口頭発表セッション 8

物質Ⅱ

16：30

総会

口頭発表会場：2 階会議室

17：40

最優秀研究者賞特別講演

ポスター発表会場：1 階ラウンジ

19：00

懇親会

講演者：渡邊 誠一郎（名古屋大学大学院
環境科学研究科・教授）●秋季講演会〒980-8577

仙台市青葉区片平二丁目 1-1

会場へのアクセスは下記の秋季講演会ホームペー
ジをご参照下さい．

〇 9 月 26 日（金）

https://www.wakusei.jp/meetings

08：30

受付

09：00

口頭発表セッション 9

月・内部構造隕石・実験/fall_meeting/2014/index.html
講演数：口頭107 件，ポスター84 件

10：40

口頭発表セッション 10（最優秀研究者賞特別講演および

11：40

昼食

最優秀発表賞選考を含む）

12：40

口頭発表セッション 11

衝突実験Ⅰ

14：00

口頭発表セッション 12

衝突実験Ⅱ・小天体

15：30

口頭発表セッション 13

ダスト・探査Ⅰ

16：40

口頭発表セッション 14

探査Ⅱ●プログラム概要〇 9 月 24 日
（水）
08：30

受付

09：00

特別セッション

最優秀発表賞選考●口頭発表プログラム
口頭発表の講演時間は特別セッション 15 分
（3 分間

aloc-ml@wakusei.jp■2014遊星人Vol23-3.indd

301の質疑時間含む），一般セッション 10 分
（2 分間の質疑

2014/09/08

18:59:09

302

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

および交代時間を含む）です．下記では講演開始時刻，

る依存性－

山下達也
（国土地理院）

講演番号，第一著者名，和文表題を掲載しています（註）．
11：40-12：40

昼食

12：40-14：00

ポスターセッション 1

9 月 24 日（水）
08：30-08：55

受付

08：55-09：00

開催挨拶，連絡事項
口頭発表セッション 2

特別セッション（最優秀発表賞選考）（座長：小林浩）
09：00 S01

14：00 O2-01

土星氷衛星の地質学的研究に基づくエン

セラダスとディオーネの熱的再活性化の発見
真空下における粉体熱伝導率の空隙率依

存性測定実験と微惑星の初期熱進化への応用
坂谷尚哉（総研大）09：30 S03
09：45 S04

松野淳也（京大）

10：00 S05

藤井悠里（名大）レゴリス対流による小惑星表面更新のタ

イムスケールの推定
10：15 S06

10：30-10：40

山田智哉（名大）トロヤ群小惑星の L4-L5 間遷移現象の力

学的機構

大島健太（早稲田大）

休憩

口頭発表セッション 1

超高分解能赤外レーザヘテロダイン分

黒田剛史（東北大）

火星ダスト巻き上げスキームの大気大循環モデル DCPAM への実装及びダスト巻き上
げフラックス診断実験荻原弘尭（北大）

大気大循環モデルのための放射モデル

開発：同期回転惑星大気
11：20 O1-05

大西将徳（神戸大）

同期回転惑星大気の数値実験：昼夜間

熱輸送に関する検討
11：30 O1-06

石渡正樹（北大）

初期火星大気中の主成分凝結対流の二次元数値実験－雲分布の凝結核数混合比に対す■2014遊星人Vol23-3.indd

302

全球凍結状態にある系外地球型水惑星の存在確率
14：40 O2-05
程

門屋辰太郎
（東大）

巨大ガス惑星の雲層構造と放射冷却過

高橋康人
（北大）

14：50 O2-06

ヘイズを持つ系外惑星の大気透過スペ

クトルモデル：温度および組成の鉛直分布の影
響

川島由依
（東大）
休憩
惑星形成Ⅰ

15：10 O3-01

原始太陽系星雲ガス中で集積成長する

火星の混成型原始大気とその保温効果
齊藤大晶（北大）

火星極域の大気環境と二酸化炭素降雪：

天気予報の可能性

11：10 O1-04

新田光
（東大）

（座長：濱野景子）

中川広務（東北大）

11：00 O1-03

限界

地球型水惑星の地表水分布と暴走温室

口頭発表セッション 3

惑星大気光器による惑星大気の連続観測
10：50 O1-02

ブラッサー ラモン（東工大）

15：00-15：10（座長：杉山耕一朗）
10：40 O1-01

of the exoplanet 40307 g

14：30 O2-04

衛星形成の舞台となる周惑星円盤の形成・進化について工藤智幸（国立天文台）

14：20 O2-03

三次元観察と室内実験から探る GEMS の起源

すばる望遠鏡戦略枠観測「SEEDS」による原始惑星系円盤および系外惑星探査
14：10 O2-02 A dynamical study on the habitability

平田直之（東大）
09：15 S02

系外惑星

（座長：黒川宏之）

15：20 O3-02

形成過程から探る短周期スーパーアー

スの大気および内部構造
15：30 O3-03

堀安範（UCSC）

原始海洋組成の解明に向けて

玄田英典（東工大）
15：40 O3-04

周惑星ガス円盤中で形成する巨大氷衛星の原始大気15：50 O3-05

三上峻
（北大）

周惑星ガス円盤中での微惑星軌道進化と原始衛星への衝突確率
16：00 O3-06

氷ダストの捕獲を通じた原始惑星の水量の進化
16：10 O3-07

清水俊平
（神戸大）

佐藤貴央
（東工大）

光学的に薄い円盤内での Type I 移動に

2014/09/08

18:59:09

日本惑星科学会2014年度秋季講演会プログラム

対するダストの影響

山田耕（早稲田大）原始惑星系円盤の散逸における中心星

16：20 O3-08

進化の影響

303

発と，その岩石惑星における小天体衝突現象への適用

國友正信（東工大）
10：00-10：10

16：30-16：50

上田翔士
（東工大）
休憩

休憩
口頭発表セッション 6

口頭発表セッション 4

惑星形成Ⅱ

微惑星サイズと乱流の関係

16：50 O4-01

ハイブリッドコードによる惑星集積のシミュレーション
磁気乱流駆動の円盤風によって進化す

17：10 O4-03

る原始惑星系円盤中での地球型惑星形成
荻原正博（コートダジュール天文台）
デッドゾーン縁辺における木星型惑星

17：20 O4-04

コア形成

片山将文（名大）自己重力不安定な円盤における巨大ガ

17：30 O4-05

ス惑星の軌道進化植田高啓（東工大）

木星の共鳴による微惑星の軌道進化

17：40 O4-06

長沢真樹子（東工大）
マルチインパクトによる月と地球深海

17：50 O4-07

底の起源（SEED SCIENCE Labo.）
種子彰

9 月 25 日（木）
口頭発表セッション 5

火星大気と表層水の進化
10：40 O6-04
能性10：50 O6-05

芝池諭人
（東工大）
衝撃波によるギ酸およびアンモニアからのアミノ酸生成
11：00 O6-06

黒川宏之
（名大）

後期重爆撃による冥王代大陸の消失可

古川善博
（東北大）

氷衛星および小惑星における有機化合物の生成と衝撃変成に関する実験的研究
兒玉賢哉（東大）
11：10 O6-07

地球外天体によるアミノ酸およびペプ

チドの供給の可能性
11：20 O6-08

菅原春菜（JAMSTEC）

生命の起源に関連する星間化学進化におけるロバスト分子小林憲正（横浜国大）

11：30-12：30

昼食

12：30-13：30

ポスターセッション 2

円盤磁気乱流中でのプラズマの電場加

9：00 O5-01

熱：磁気乱流強度とダスト成長への影響
原始惑星系円盤内の圧力バンプにおけるダスト集積過程のダスト層の厚みによる違い
原始惑星系円盤の化学反応と H2O スノーラインの分光観測による検出可能性
回転不安定から考える原始惑星系円盤の外側領域の構造

小野智弘（京大）

任意の不連続面に対応可能な SPH 法の

9：40 O5-05

山本智子（東工大）

9：50 O5-06

303

はやぶさ２

はやぶさ 2 が拓く惑星科学

渡邊誠一郎（名大）はやぶさ 2 搭載中間赤外カメラ TIR の科学観測計画13：50 O7-03

岡田達明（JAXA）

はやぶさ 2 近赤外分光計による含水および脱水炭素質隕石の反射スペクトル測定

野津翔太（京大）
9：30 O5-04

13：30 O7-01
13：40 O7-02

瀧哲朗（東工大）
9：20 O5-03

口頭発表セッション 7（座長：小林直樹）

森昇志（東工大）
9：10 O5-02■2014遊星人Vol23-3.indd

隕石重爆撃期における大気散逸による惑星形成Ⅲ（座長：奥住聡）

開発

隕石重爆撃による原始金星の乾燥

黒澤耕介（千葉工大）
10：30 O6-03

森島龍司（カリフォルニア大学）

星雲遭遇による白亜紀末の強い寒冷化

二村徳宏（岡山天文博物館）
10：20 O6-02

小林浩（名大）17：00 O4-02（座長：木村淳）
10：10 O6-01（座長：井田茂）表層進化・物質Ⅰ

天体衝突シミュレーションコードの開中村智樹（東北大）
14：00 O7-04

はやぶさ 2 分離カメラ（DCAM3-D）の開発状況とサイエンス
14：10 O7-05

荒川政彦
（神戸大）

TIR による SCI クレータ検出方法の検討～クレータの熱進化モデル～

2014/09/08

18:59:09

304

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

千秋博紀（千葉工大）
14：20 O7-06

会場：さくらホールラウンジ

はやぶさ 2 搭載レーザー高度計による

小惑星 1999JU3 のアルベド観測精度評価

9 月 26 日（金）

山田竜平（国立天文台）口頭発表セッション 9

14：30 O7-07

はやぶさ 2 探査対象小惑星 1999JU3 のYORP 効果

北里宏平（会津大）月・内部構造（座長：鈴木昭夫）
月高地地殻の化学組成を用いたマグマ

9：00 O9-01

オーシャンの固化過程への制約
14：40-14：50

休憩

大竹真紀子
（JAXA）月 SPA 盆地によって形成されたインパ

9：10 O9-02
口頭発表セッション 8

物質Ⅱ（座長：中村智樹）
14：50 O8-01

矢田達（JAXA）

はやぶさ帰還試料コンソーシアム研究

ー最大粒子の 3 次元組織と形成過程
上椙真之（JAXA）
15：10 O8-03

かんらん岩および玄武岩高速衝突破片の 3 次元形状分布：はやぶさ粒子との比較
15：20 O8-04

放射光 X 線を用いたイトカワ微粒子の鉱物学的研究15：30 O8-05

形モデルを用いた衝突クレーター自動判別手法
の開発

山本聡
（環境研）
かぐや / スペクトルプロファイラデー

9：30 O9-04

タを閲覧・表示するための Web-GIS「月光」のユーザ拡大に向けて

三河内岳（東大）

炭素質隕石へのパルスレーザー照射による C 型小惑星における宇宙風化作用再現実験
松岡萌
（東北大）

小川佳子
（会津大）

9：40 O9-05 水星のマントル進化

笹森映里
（北大）

5GPa での Fe-O-S 系の融解と月核への

10：00 O9-07
応用

小河正基
（東大）

形成期の水星におけるコア - マントル間

9：50 O9-06の硫黄の分配

圡山明
（阪大）

上本季更
（JAXA）

観測衛星による分光画像および数値地

9：20 O9-03

はやぶさサンプルキャッチャーから回収された粒子の特徴
15：00 O8-02

クトメルトプールの同定

赤松明香
（東北大）
高温高圧実験から探るガニメデ核の構

10：10 O9-08

造・組成モデル

柴崎裕樹
（東北大）

Brillouin 散乱法を用いた地球核マント

10：20 O9-09

太陽風による宇宙風化を模擬した照射

ル境界圧力条件までのδ-AlOOH 相の音速測定

実験試料の表面・内部構造の観察：小惑星イトと地球・火星内部への適用 増野いづみ（東北大）

15：40 O8-06

カワ・月のレゴリス粒子との比較 松本徹（京大）
15：50 O8-07

層状珪酸塩鉱物における太陽風プロト

10：30-10：40

休憩

ンの影響：反射スペクトル形状の年代変化
仲内悠祐
（総研大）
16：00 O8-08

ナノ秒パルスレーザー照射模擬実験による宇宙風化作用における硫化鉄の効果の検証
岡崎瑞祈
（阪大）

口頭発表セッション 10（座長：中藤亜衣子）
10：40 O10-01

休憩

ダスト模擬物質形成過程の赤外スペク

トル“その場”測定実験：星周シリケイトの結晶
化

16：10-16：30

隕石・実験

石塚紳之介
（東北大）

10：50 O10-02

非晶質フォルステライトと水蒸気の反応による含水鉱物形成実験

山本大貴
（北大）

16：30-17：30

総会

17：30-17：40

休憩

ンボイダルマグネタイトの形成過程

17：40-18：30

最優秀研究者賞特別講演（北大）

奥住聡（東工大）

11：00 O10-03

11：10 O10-04

タギシュレイク隕石中に見られるフラ木村勇気

アエンデ隕石を用いた高温高圧下にお18：30-19：00

休憩

ける金属鉄－ケイ酸塩メルト間の炭素分配実験

19：00-21：00

懇親会

（東北大）
朝原友紀

■2014遊星人Vol23-3.indd

304

2014/09/08

18:59:10

日本惑星科学会2014年度秋季講演会プログラム

CV コンドライト隕石の水質変成と熱11：20 O10-05
変成

14：30 O12-04

CV3 炭素質コンドライト隕石母天体の集積時期と形成進化過程

城後香里（東北大）

14：40 O12-05

昼食

あかり衛星によるケンタウルス天体と
関口朋彦
（北教大）

小惑星
（704）
Interamnia の立体形状

佐藤勲
15：00 O12-07

口頭発表セッション 11

衝突実験Ⅰ（座長：和田浩二）
ズ試料へのクレータ形成実験

チェリャビンスク火球からの光放射

柳澤正久
（電通大）
15：10 O12-08

C 型小惑星を模擬した焼結ガラスビー

12：40 O11-01

兵頭龍樹
（神戸大）

TNOs の低温熱放射観測
14：50 O12-06

11：40-12：40

ラブルパイル小衛星の衝突破壊による土星 F リングの形成

小松睦美（総研大）11：30 O10-06

305

大気中形成の炭素含有粒子の特徴：大気中ダスト，ロシア落下隕石と月隕石
（山口大）
三浦保範

岡本千里（神戸大）
模擬低重力下における砂標的への低速

12：50 O11-02

度衝突クレーター形成実験

高空隙率標的に形成される衝突キャビ

13：00 O11-03

ティに関するスケーリング則：彗星表面への応用岡本尚也（神戸大）
氷地殻を模擬した氷・砂混合物に対す

13：10 O11-04

る高速度クレーター形成実験
高野翔太
（神戸大）
る実験的研究Ⅱ松榮一真（神戸大）

粒子径分布と形状がレゴリス層の空隙

13：30 O11-06率に及ぼす影響についての実験的研究
低密度天体への脆性衝突体の挙動に関する実験的研究

ダスト・探査Ⅰ（座長：大坪貴文）
15：30 O13-01

IKAROS-ALADDIN が発見した地球周太陽ダストリング中の大型宇宙塵の粗密分布（JAXA）
平井隆之
大型レーダ流星ヘッドエコー観測による太陽系ダストの観測
15：50 O13-03

流星観測衛星 S-CUBE のミッション

紹介と開発進捗報告
16：00 O13-04

阿部新助
（日大）
石丸亮
（千葉工大）

BepiColombo 日欧共同水星探査ミッション：MMO プロジェクト最新状況報告

大村知美
（神戸大）
13：40 O11-07

休憩

口頭発表セッション 13

15：40 O13-02

粉流体を伝播する衝突励起地震に関す

13：20 O11-05

15：20-15：30

木内真人（神戸大）

原田竣也（神戸大）（JAXA）
早川基
16：10 O13-05

JUICE 木星系探査が拓く科学

（阪大）
佐々木晶
13：50-14：00

休憩

16：20 O13-06

木星圏探査機（JUICE）搭載サブミリ波

分光計の開発と科学目標
口頭発表セッション 12

衝突実験Ⅱ・小天体（座長：保井みなみ）
14：00 O12-01

16：30-16：40

布に与える影響研究所）
高速度域におけるクレーターエジェク

辻堂さやか
（神戸大）

16：40 O14-01
16：50 O14-02

深宇宙探査技術実証機 DESTINY

道上達広（近畿大）

深宇宙探査技術実験機 DESTINY による太陽系探査17：00 O14-03

衝突破片形状の実験的研究と小惑星イ

トカワの岩塊の形状

305

探査Ⅱ

（JAXA）
川勝康弘

タ速度のスケール則に関する実験的研究■2014遊星人Vol23-3.indd

口頭発表セッション 14（座長：菊池冬彦）

プティヤベティル シャリマ（インド天体物理学

14：20 O12-03

休憩

イジェクタ構成粒子の空間密度分布および光散乱特性がイジェクタカーテンの輝度分

14：10 O12-02

笠井康子（NICT）岩田隆浩（JAXA）

火星着陸探査技術実証ミッション（JAXA）
藤田和央
17：10 O14-04

火星表面での生命探査：LDM 生命探2014/09/08

18:59:10

306

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

査顕微鏡開発の現状報告
17：20 O14-05
査

山岸明彦（東京薬大）P1-04 ピリカ望遠鏡および VMC/VEX を用いた紫外撮

火星ローバのナビカメラによる地質探像による金星スーパーローテーション周期とそ佐藤毅彦（JAXA）

17：30 O14-06

音波を利用した火山湖探査

佐伯和人（阪大）
17：40 O14-07

熱流量プローブを用いた月惑星表層レ

ゴリスの熱伝導率に対する精度評価
堀川大和（総研大）17：50 O14-08

月の縦孔・地下空洞探査− UZUME 計

画−のミッションとシステムの構想
春山純一（JAXA）●ポスター発表プログラム
ポスターは１日目朝からポスターセッション 2（2 日
目のポスターセッション）終了時まで掲示できます．
下記では発表番号，第一著者名，和文表題をコアタイ
ム毎に掲載しています．ポスターは 2 日目の口頭発表
セッション７開始前までに撤収して下さい（註）．

の時間発展の観測

今井正尭
（北大）

P1-05 短周期地球型惑星の大気構造と放射スペクトル
伊藤祐一（東大）
P1-06 マグマオーシャンに覆われた惑星の光度進化曲線とその検出可能性

濱野景子
（東大）

P1-07 地球型惑星が持つ水量と表層環境：海惑星における炭素循環中山陽史（東大）

P1-08 ホットネプチューンの水素ヘリウム大気量推定における内部組成分布の影響

黒崎健二
（東大）

P1-09 講演キャンセル
P1-10 巨大ガス惑星の熱進化：重元素分布の不均質性と二重拡散対流の影響について
黒川宏之（名大）P1-11 巨大惑星による原始惑星系円盤ギャップの形
成：ギャップ構造と密度波の減衰
金川和弘（北大）
P1-12 内縁進化を考慮した原始惑星系円盤の粘性進化

ポスターセッション 1：1 日目（9/24）
12：40-14：00
S01

S02

土星氷衛星の地質学的研究に基づくエンセラダ

レーションコードの開発と磁気回転不安定性のスとディオーネの熱的再活性化の発見

非線形発展に関する計算機実験平田直之（東大）

平井研一郎（東北大）

真空下における粉体熱伝導率の空隙率依存性測定実験と微惑星の初期熱進化への応用
坂谷尚哉（総研大）S03

今枝佑輔（東工大）
P1-13 ずれ境界条件を導入した高次精度 MHD シミュ

三次元観察と室内実験から探る GEMS の起源
松野淳也（京大）

S04

衛星形成の舞台となる周惑星円盤の形成・進化

S05

レゴリス対流による小惑星表面更新のタイムス

S06

トロヤ群小惑星の L4-L5 間遷移現象の力学的機について

藤井悠里（名大）ケールの推定構

山田智哉（名大）大島健太（早稲田大）

P1-01 木星型惑星を想定した雲対流の数値計算
杉山耕一朗（JAXA）
P1-02 ASTE 望遠鏡を用いた，木星成層圏微量分子のサブミリ波帯分光観測の初期成果
飯野孝浩（東京農工大）P1-03 Venus GCM への金星硫酸雲生成・消失と大気
化学過程の導入（1） 伊藤一成（東北大）■2014遊星人Vol23-3.indd306

P1-14 原始惑星系円盤における有機物粒子の時空間変
化

沼田実穂
（東大）

P1-15 原始惑星系円盤における水氷の吸収帯に表れる
光脱離反応の効果

高附翔馬
（東工大）

P1-16 モノマーサイズ分布のあるダストアグリゲイトの衝突とイジェクタ量

和田浩二（千葉工大）

P1-17 層流円盤におけるダストの沈殿成長過程で生じるレイリー・テイラー不安定性
石津尚喜（国立天文台）
P1-18 周惑星粒子円盤の進化と衛星系の多様性
兵頭龍樹（神戸大）
P1-19 捕獲された微惑星の周惑星円盤内での分布
末次竜（神戸大）P1-20 分子雲に埋もれた星団および散開星団における惑星の生存率堀安範（UCSC）

P1-21 巨大衝突での衝突に伴う原始惑星の離心率減衰松本侑士（国立天文台）
P1-22 木星摂動による SERRA 潮汐分裂仮説とマント

2014/09/08

18:59:10

日本惑星科学会2014年度秋季講演会プログラム

ル分裂片地球衝突による月形成のメカニズム307

P2-01「かぐや」等最新データを基にした新しい月地質

種子彰（SEED SCIENCE Labo.）

図作成プロジェクト

P1-23 空間量子赤方偏移仮説と新定常宇宙論

P2-02 月表層誘電率の全球分布

種子彰（SEED SCIENCE Labo.）
P1-24 粒子線照射による種々の組成の模擬星間物質からのアミノ酸前駆体生成松田知之（横浜国大）

P1-25 星間有機物の亜臨界・超臨界水中における水質
変成過程

松原康浩（京教大）P1-26 氷衛星における生命構成物質の重合反応
木村淳（東工大）
岩田隆浩（JAXA）

P1-28 はやぶさ 2 搭載中間赤外カメラによる隕石の測定

荒井武彦（JAXA）

押上祥子（国立天文台）

P1-31 はやぶさ 2 における Structure-from-Motion 法による小惑星形状推定手法の適用性の検討
P1-32 1999 JU3 の衝突確率とクレーター年代学関数安藤滉祐（名大）P1-33 アグリゲート型イトカワ粒子の三次元構造解析
P1-34 火星隕石 Tissint に含まれる硫化鉄中の鉛同位
森脇涼太（東工大）

P1-35 加熱実験生成物の鉱物学的・酸素同位体的変化に基づく加熱脱水炭素質隕石形成過程への示唆
P1-36 CM 炭素質コンドライトの岩石学的特徴に基づいた C 型小惑星の水質変成による物質進化過程

小林直樹（JAXA）
P2-07 月の初期における膨張過程と火成活動
P2-08 20 億年前に発生したスーパープルームに伴う
加藤伸祐
（名大）

P2-09 月の衝突盆地の放出物厚モデルにもとづくメガ
レゴリス厚分布諸田智克（名大）P2-10 GRAIL 衛星重力データを用いた月の地殻形成過程についての考察

山本圭香（JAXA）

五十嵐愛子（東北大）
P2-12 高圧下における月マグマの粘度
鈴木昭夫（東北大）

程に関する実験的研究

ータから推定される月深部構造
松本晃治（国立天文台）
P2-14 月面クレータから見た過去 10 億年の天体衝突
史

加藤麻美
（名大）

伊東里保（会津大）P2-16 衝突実験に基づいたクレーター周辺のバルク密度と誘電率の測定

仲田愛里（東北大）
P1-37 コンドリュールの強度とコンドライトの圧縮過
紫垣沙央（神戸大）

P1-38 浮遊法による全溶融した放射状輝石コンドリュ
野村逸郎（東北大）

P1-39 アエンデ隕石中コンドリュールの 3 次元外形と内部組織の分析

P2-06 かぐや MI データを用いた光学関数の再考

P2-15 月と水星のクレーター空間分布の定量的解析

中藤亜衣子（JAXA）

ールの再現実験

程への制約〜 Mare Ingenii 地域を中心に〜

P2-13 アポロ月震計による走時データと最新の測月デ矢田達（JAXA）
体不均質

石原吉明（JAXA）

P2-11 高圧での月の高 Ti 玄武岩の熔融関係

平田成（会津大）
の構築

石山謙
（東北大）

P2-05 月面 swirl 地域における主要鉱物分布と風化過月面地形の変形岡田達明（JAXA）

P1-30 はやぶさ 2 レーザ高度計による小惑星周辺ダスト検出の試みた雨の海の地下構造の研究

P2-04 ポシドニウスクレータの構造と地質解釈

澤田なつ季（名大）P1-29 はやぶさ 2 搭載小型ランダ MASCOT の観測計
画

熊本篤志
（東北大）

P2-03 かぐやレーダーサウンダー観測データに基づい

小川佳子（会津大）P1-27 はやぶさ 2 搭載近赤外分光計 NIRS3 のフライト
モデル性能

大竹真紀子
（JAXA）

中本泰史（東工大）

石山謙
（東北大）

P2-17 石膏の衝突破壊強度に対する複数回衝突の影響
保井みなみ（神戸大）
P2-18 チェリアビンスク隕石大気突入の数値シミュレ
ーション

高田淑子
（宮教大）

P2-19 C 型小惑星表面物質を模擬した有機物混合試料の光散乱測定藤原彩香（会津大）P2-20 小惑星のラフ表面モデルと温度場に対する影響
ポスターセッション 2：2 日目（9/25）
12：30-13：30■2014遊星人Vol23-3.indd

307

の評価

滝田隼
（東大）

P2-21 小惑星ベスタの熱進化の数値シミュレーション

2014/09/08

18:59:10

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308

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

野上竜彦（名大）P2-22 Sub-km サイズ地球近傍小惑星 2011 XA3 の高速
自転Ⅱ註）1）プログラムの詳細は日本惑星科学会のホームペー

浦川聖太郎（美星スペースガードセンター）
P2-23 すばる望遠鏡によるメインベルト小惑星のライ
トカーブ観測吉田二美（国立天文台）

P2-24 木星トロヤ群小惑星の軌道安定性について
岡山博明（神戸大）

ジに記載されております．下記アドレスをご参照下
さい．
https : //www.wakusei.jp/meetings/fall_meeting/2014/program.html
2）プログラムに関するお問い合わせは，秋季講演会

P2-25 オールト雲起源新彗星の力学進化
伊藤孝士（国立天文台）

LOC（下記メールアドレス）へお願いします．
aloc@wakusei.jp

P2-26 オールト雲の構造の進化と寿命
樋口有理可（東工大）
P2-27 土星リング中での小粒子の重力集積による小衛星形成

安井佑貴（神戸大）

P2-28 土星 A リングの太陽春分における不完全冷却とそこから推察されるリング粒子の内部構造
森島龍司（カリフォルニア大）P2-29「あかり」遠赤外線拡散光全天マップに見られる黄道光微細構造大坪貴文（東大）

P2-30 JUICE-JAPAN WG 木星氷衛星探査計画－JUICE-GALA レーザ高度計－
並木則行（国立天文台）
P2-31 JUICE 搭載多バンド分光カメラ「JANUS」ミッション

春山純一（JAXA）

P2-32 将来の惑星探査に向けた小型放射線分光装置の提案

長岡央（早稲田大）P2-33 イオンビームによる月面反射鏡の精密加工に関する研究相原寛樹（千葉工大）

P2-34 月面コーナーキューブミラーの製造及び高精度
角度測定方法の検討

鹿島伸悟（国立天文台）

P2-35 地上局用広帯域・広域受信機システムの開発
菊池冬彦（国立天文台）
P2-36 イプシロンロケットを用いた月探査の課題
村上英記（高知大）P2-37 火星探査における K-Ar 年代測定対象試料の検討

三浦弥生（東大）

P2-38 K-Ar 年代その場計測法の開発： アイソクロンデータの詳細解析長勇一郎（立教大）

P2-39 K-Ar 年代測定のための，真空紫外 LI BS を用い
た Ar イオン輝線検出実験

芝崎和夫（立教大）

P2-40 固体天体の内部構造探査に向けた岩石の比誘電率の計測■2014遊星人Vol23-3.indd308

小熊みどり（東大）

2014/09/08

18:59:10

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309

Whiteboard

Whiteboard「宇宙科学奨励賞」候補者推薦依頼
公益財団法人宇宙科学振興会
公益財団法人宇宙科学振興会では，宇宙科学分野で優れた研究業績を挙げ，宇宙科学の発展に寄与した若手研究者を顕彰し，宇宙科学奨励賞を授与いたします．ここに 2014 年度の第 7 回宇宙科学奨励賞候補者のご推薦を募集いたします．推薦要綱の詳細は当財団のホームページ（http://www.spss.
or.jp）に掲示しておりますが，当奨励賞の概要は以下の通りです．皆様の周りで優れた業績を挙げ将来の活躍が期待される若手研究者をご存知の際には，是非ともご推挙いただきますようお願い申し上げます．
●表彰の趣旨：宇宙理学（地上観測を除く）
分野及び宇宙工学分野で独創的な研究を行い，宇宙科学の進展に寄与する優れた研究業績をあげた若手研究者個人を顕彰する．
●授 与 機 関：公益財団法人●候補

宇宙科学振興会者：上記分野で優れた業績をあげた当該年度の 4 月 1 日現在 37 歳以下の若手研究者個人．

候補者の推薦は他薦に限る．
●業績の審査：業績の審査は，推薦理由となる研究業績に関連して発表された論文に基づいて，当財団が設置する選考委員会において行う．
●賞 の 内 容：授賞は原則として毎年宇宙理学関係 1 名，宇宙工学関係 1 名とする
（ただし適格者のいない場合は受賞者なしとする場合がある）．受賞者には本賞（賞状と表彰楯）および副賞（賞金 30 万円）が贈られる．
●推薦締切日：2014 年 10 月 31 日（金）必着．
●表彰

式：選考結果は 2015 年 1 月に推薦者と受賞者に通知するとともに，当財団ホームページにおいて発表する．その後 2015 年 3 月に表彰式を行い，受賞者には受賞対象となった研究に関する講演をして頂く．
なお，推薦の手続きの詳細については財団のホームページ（http://www.spss.or.jp）をご覧いただ
き，推薦書式をダウンロードして必要事項を記載の上，（1）
候補者の略歴，（2）
論文リスト，および（3）
推薦の対象となる論文の別刷等必要書類を添付の上，電子メールにてご投稿下さい．
●お問い合わせ先および推薦書送付先：〒 252-5210

神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1

公益財団法人宇宙科学振興会

事務局

TEL：042 － 751 － 1126
FAX：042 － 751 － 2165
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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

JSPS Information◇日本惑星科学会第106回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第41回総会議事録◇日本惑星科学会第107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106回運営委員会議事録
日時：2014年 4月28日（月） 18：30－20：40

場

所：日本地球惑星科学連合2014年大会会場422号室（横浜市西区みなとみらい1-1-1

パシフィコ横浜 会議センター）

運営委員：（出席者）18名
田近 英一，渡邊 誠一郎，倉本 圭，中村 昭子，荒川 政彦，林 祥介，生駒 大洋，並木 則行，井田 茂，
千秋 博紀，はしもと じょーじ，平田 成，荒井 朋子，佐々木 晶，城野 信一，小林 直樹，中本 泰史，
杉田 精司（欠席者）5名（委任状有）渡部 潤一，永原 裕子，小久保 英一郎，橘 省吾（委任状無）藤本 正樹
オブザーバー：
山田 耕（連合大会プログラム委員）
木村 勇気（2014年秋季講演会LOC）
議

題：
１．会計第12期上期決算
荒井財務専門委員長よりおおむね予算通り執行したとの報告がなされた．自然災害に伴う会費免除の申請者はなし．寄付金10万円があり最優秀発表賞の賞金に充てた．収入増の大きなものは，滞納会員費の納入（40万円増），支出減の主なものは，遊星人のページ数減少に伴うもの（11万円減），学会費原稿起こし費（未使用10万円），秋季講演会事業費（20万円減）など．会費納入のクレジット決算で2回ボタンを押した2名分2万円が前受金となっている．
２．会計第12期下期予算執行状況報告
荒井財務専門委員長より会計第12期下期予算執行状況が報告された．
Q. 消費税増税の影響は．
A. 今年度に関しては問題ないが，来年度以降は考慮していかなければならない．
３．財務専門委員の追加
並木則行会員が財務専門委員に選出され，承認された．

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４．第12期上期活動報告ならびに第12期下期活動計画
平田総務専門委員長より活動報告書と計画書について説明がなされた．
月惑星探査育英会月惑星探査データ解析実習会が会計年度終了の後に開催されたことに関して議論が行われた．今回は特例として認め，今後は，各種事業は会計年度内に行うこととする．12月までに行われなかった
場合は未開催とし，翌年2回申請を行う等の処理をする．
５．入退会状況について
平田総務専門委員長より入退会状況について報告がなされた．
６．学会賞選考委員の入れ替え
平田総務専門委員長より学会賞選考委員会委員の交代について説明がなされ，承認された．継続する委員は，佐伯和人会員（委員長），小林浩会員（幹事），杉田精司会員，和田浩二会員．新任の委員は，中村昭子会員，竹内拓会員，竹広真一会員，三河内岳会員．
７．その他総務からの案件
平田総務専門委員長より，第41回総会の議長として山本聡会員，書記として上椙真之会員が推薦され，了承された．
８．遊星人の発行状況
はしもと編集専門委員長より遊星人はつつがなく発行されている旨，報告がなされた．遊星人に他雑誌との二重投稿があり，論文投稿の際に，引用を括弧書きにしたか等の項目にチェックをつけてから投稿するシ
ステムの導入を考えている．
９．2013年度最優秀研究者賞について
林2013年度学会賞選考委員長より2013年最優秀研究者賞に4名の応募があり，受賞者として奥住聡会員を推薦することが報告された．審査過程と推薦理由の概要が説明され，異議なく承認された．最優秀研究者賞の副賞の金額について議論がなされ，今後1万円以内と決定．
10．連合関係
永原委員の代理で田近会長から報告がなされた．2014年度日本地球惑星科学連合フェローとして，元会員を含めて惑星科学会員から12名が選出されたことの報告がなされた．中澤清会員が受賞辞退．5月1日に授賞式が行われる．
日本地球惑星科学連合のジャーナルProgress in Earth and Planetary Scienceに関して，宇宙科学セクシ
ョンの編集長をしている倉本委員より，第1号発行があったと報告された．多数の投稿をお願いしたい．招待論文なら投稿料が無料となる．レビューペーパーを多く期待している．
英文校閲機能もあるのでぜひ活用を．
来年度以降の連合大会はまた幕張に戻る．パシフィコ横浜はゴールデンウィーク中しか空いてないため．
11．秋季講演会予稿集について
中村行事部会長より，秋季講演会予稿集がPDF化される件に関し，Web上での保持期限の設定提案がなされた．NIIに掲載されたときに学会サーバーからは消去することとなった．
2016年秋季講演会は岡山大学をLOCとして行われる．はしもと運営委員から状況説明がなされた．会場はまだ検討中．会員数の少ないLOCの際，www-adminをどうするかは今後検討する．
12．2014年秋季講演会・学会賞実施案等
木村2014年秋季講演会組織委員より，進捗状況と各種日程，会場，収支見込について説明がなされた．会
2Fが講演会会場．
期は2014年9月24日（水）- 26日（金）．東北大学片平さくらホールで開催．1Fがポスター会場，
25日（木）に最優秀研究者賞特別講演および懇親会を行う．懇親会はさくらホール1F．予稿集はPDF化され，事前に学会サーバーで公開．当日参加者分として受付でコピー用のCD-RおよびCDドライブを用意する．会場のネットワークの申請を予定している．学部生，修士1年生の参加料は無料とする．学会が9月であるため，申し込みのなどの各種締め切りが早めの設定となっている点に関し，運営委員会から可能な範囲で遅くして■2014遊星人Vol23-3.indd311

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ほしいとの要望がなされた．発表賞のポスター発表時間をしっかり確保するよう要望があった．
13．2015年秋季講演会について
井田2015年秋季講演会組織委員長より報告がなされた．3月完成予定の東京工業大学ELSI新棟レクチャー
ホールで開催．机なしで200名ほど収容可．会期は10月とする方向となった．
14．連合大会プログラム委員からの報告
山田連合大会プログラム委員より，来年度のプログラム委員として，
納田明達会員（正）と大宮正士会員（副）が推薦され，異議なく承認された．また，来年度の惑星科学セッションコンビーナとして黒澤耕介会員（正）と濱野景子会員（副）が選出されたとの報告がなされた．
（本記載内容の一部は運営委員会後に行われた書面による報告事項も含む．）
15．学会における小惑星探査の検討状況について
荒川将来計画専門委員長より，継続的惑星探査実現のためのアクションプランの立案と実行のための活動の報告がなされた．宇宙研と同調して活動し，イプシロン3号機のサイエンス充実のために協力し，増強イ
プシロンへの要望をしていく．
渡邊委員から宇宙科学・探査ロードマップと各分野の将来計画，国際宇宙探査フォーラムの会合等の報告がなされた．
16．「来る10年」検討状況の報告
並木将来探査検討グループ長より，ミッションコンセプトの検討状況，「来る10年」のまとめ方針，今後のスケジュールについて報告がなされた．
17．イプシロン搭載宇宙科学ミッションへの提案中月ペネトレーターミッション
小林委員から，理学から提案中のペネトレーターを使うAPPROACHの概要について説明がなされた．6
月2日までに提案書の改訂を提出する．サイエンスの定量化と論理化にご協力を．
18．その他
特になし．

◇日本惑星科学会第41回総会議事録
日時：4月29日（月） 13：00－14：00

場

所：日本地球惑星科学連合2014年大会会場  416号室
神奈川県横浜市西区みなとみらい1-1-1

パシフィコ横浜 会議センター

正 会 員：627
定 足 数：63
参加人数：64（議事2時点），72（議事3.1時点），71（議事3.2時点）
委 任 状：128通（議長 125，田近英一会長 1，渡邊誠一郎会員 1，林祥介会員 1，
佐々木晶会員 1（欠席のため無効））
１．開会宣言平田総務専門委員長が開会を宣言．
２．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に山本聡会員，書記に上椙真之会員が選出された．
３．議事

3.1．第2期上期（2013年度）活動報告■2014遊星人Vol23-3.indd

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・基調報告（田近会長）
2013年度の連合大会と秋期講演会の概要，学会員数の現状，学会誌発行状況，最優秀発表賞（成田会員）
・研究者賞（片岡会員），フロンティアセミナーの開催，等の説明がなされた．また，平成26年度科学技術分
野の文部科学大臣表彰科学技術賞及び若手科学者賞に諸田会員が推薦され，受賞したことが報告された．
・会計報告（荒井財務専門委員長）
おおむね予算通りの執行であったことが報告された．
収入について，滞納分の支払い，寄付金があったことが報告された．
支出について，学会誌，秋期講演会費等の支出減，研究者賞の移管，来年度への繰越額が増額したこと，賃借の現状等が報告された．
・会計監査報告（松田・関谷会計監事（代理：山本議長））
収支決済に誤りの無いことが確認された事が報告された．
・2013年度最優秀研究者受賞者発表（林学会賞選考委員長）
奥住聡会員が受賞されたことが報告された．
・各種専門委員会からの報告
荒川将来計画専門委員長から，イプシロンロケットを用いた小型惑星探査の検討等について現状報告が
行われた．
・採択
第12期上期活動報告の採択が行われ，賛成: 72，反対: 0，保留:0により採択された．
3.2．第12期下期（2014年度）活動方針
・基本方針（田近会長）
秋期講演会の開催，遊星人の発行，月惑星探査来る10年の検討活動，フロンティアセミナー 2014
（9/2-5，北海道，当日配布資料では誤記のため修正）の開催，日本地球惑星科学連合2014年大会の開催，欧文学会誌EPSの発行，最優秀発表賞の受付，最優秀研究者賞の募集などが説明された．
・各種専門委員会活動方針なし
・質疑応答
出村会員から日本学術会議がとりまとめる大型計画について，惑星科学会倉本会員のコンソーシアムの提案が採択されたことについて，今後の展開について質問があった．田近会長からその意義，今後について説明があった．
・採択
第12期下期活動方針の採択が行われ，賛成: 71，反対: 0，保留: 0により採択された．
４．報告事項
4.1．2014年秋季講演会について（中村2014年秋季講演会組織委員長）
会期（9/24-26），一般講演の内容および講演者，総会・懇親会，会場やその周辺の内容，講演受付日程，
予稿集の冊子の発行をしないこと，会費，LOC体制，などについて説明がなされた．
4.2．その他
田近会長から，日本地球惑星科学連合フェローへの選出について報告があった．日本惑星科学会関係者
としては，現会員として阿部豊，荒牧重雄，小嶋稔，川口淳一郎，中澤清（ただし受賞は辞退），西田篤弘，
丸山茂徳，水谷仁の各氏，元会員として河野長，本藏義守，松井孝典，松本紘の各氏が選出されている．
５．議長団解任
６．閉会宣言■2014遊星人Vol23-3.indd313

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◇日本惑星科学会第 107 回運営委員会議事録
期間：2014年7月15日（火）～ 7月22日（火）議

題：財務専門委員の新任の承認

運営委員会委員：
出席者

23名

田近 英一，渡邊 誠一郎，倉本 圭， 中村 昭子，荒川 政彦，林 祥介，生駒 大洋，渡部 潤一，並木 則行，
永原 裕子，井田 茂，千秋 博紀，はしもと じょーじ， 平田 成，荒井 朋子，小久保 英一郎，藤本 正樹，
橘 省吾，佐々木 晶， 城野 信一，小林 直樹，中本 泰史，杉田 精司
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emailにより投票
議

題．財務専門委員の新任の承認をお願いしたい
竹広 真一（京大）
議題は賛成多数で承認された（可22, 棄権1）．
なお，これに伴って現財務専門委員の並木則行（国立天文台）は退任とする．

◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2014 年 9 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）
・アメテック株式会社カメカ事業部
・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
・フジカット有限会社■2014遊星人Vol23-3.indd314

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315◇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．


2014/09
9/24-9/26 日本惑星科学会 秋季講演会（a）東北大学 片平キャンパス さくらホ−ル，宮城県仙台市（b）日本惑星科学会（c）https://www.wakusei.jp/meetings/fallmeeting/

2014/11
11/12-11/14

第42回可視化情報シンポジウム（a）
長崎ブリックホール，長崎県長崎市（b）
日本航空宇宙学会（日本惑星科学会共催）（c）
http://www2.nict.go.jp/wireless/spacelab/preciseorbittech/ukaren58/index.html

11/22-11/24

第55回高圧討論会（a）
徳島大学

常三島キャンパス，徳島県徳島市  

（b）
日本高圧力学会（日本惑星科学会協賛）（c）
http://www.highpressure.jp/new/55forum/■2014遊星人Vol23-3.indd315

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編集後記
昨年の 9 月号でも同じことを書きましたが，この原稿を執筆している 8 月上旬の名古屋は茹だるような暑れており，その壮大な外観には強烈な印象を受けました．まさに太陽系 46 億年の神秘である．

さで気を失いそうです．みなさんが本号を手にしてい我々は「はやぶさ 2」の今年度の打上げを目指している頃には過ごしやすくなっているとは思いますが，そます．実際の探査においては運用計画や解析計画を最れまで意識を保っていられるか自信がありません．

適なものにするために事前に探査天体である 1999JU3

さて，ESA の彗星探査機 Rosetta がとうとうチュリの形状や構造，組成などを想定して考える必要がありュモフ・ゲラシメンコ彗星に到着しました．一ヶ月程ます．では実際に 1999JU3 はどんな天体なのでしょう

前から徐々に接近する彗星の画像が公開されてきておか？私は運用計画を立てながらも，それらが考え直さり，彗星の特異？な形状が話題になっています．特にないといけないくらいに我々の想像をはるかに超える

近接画像では表面の地形や模様が更に鮮明に写し出さ興味深い天体であってほしいと望んでいます．（諸田）編集委員
はしもと じょーじ [ 編集長 ]，諸田 智克 [ 編集幹事 ]，生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，倉本 圭，小久保 英一郎，白石 浩章，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，本田 親寿，三浦 均，山本 聡，
渡部 潤一，渡部 直樹，和田 浩二

2014年9月25日発行

日本惑星科学会誌

遊・星・人

第23巻

第3号

定 価 一部 1,750 円（送料含む）
編集人 はしもと じょーじ（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）
印刷所 〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社
発行所 〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF ビル B1 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 03-6435-8790（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）
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