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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

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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．

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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.
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Research 23, 73.
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「2021年度最優秀発表賞受賞記念論文」
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[42] Hyodo, R. et al., 2021, Icarus 354, 114064.
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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