日本惑星科学会誌 遊・星・人
第29巻 第1号
目 次
巻頭言 犬塚 修一郎「2018年度最優秀研究者賞受賞記念論文」
紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化
瀧川 晶

核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化
深井 稜汰

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その41
〜LIRの新しい可能性〜
神山 徹，福谷 貴一，今村 剛

火の鳥「はやぶさ」未来編 その20
〜小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像〜
安部 正真，橘 省吾，小林 桂，伊藤 元雄，渡邊 誠一郎

遊星人の海外研究記 その2 〜日米の大同&小異〜
門屋 辰太郎惑星ラボからこんにちは！ その2〜公立大学法人会津大学・宇宙情報科学研究センター（ARC-Space）〜
本田 親寿「天体の衝突物理の解明 (XV) 〜小惑星の表層進化〜」
開催報告

末次 竜，岡本 尚也，鎌田 俊一，嶌生 有理，杉浦 圭祐，保井 みなみ

日本惑星科学会 2019年秋季講演会開催報告
河北 秀世

3

4

14

22

28
38

43
46
52

New Face 深井 稜汰

54

JSPS Information

56

表紙デザイン：BROOK S

2

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

Contents
Preface

S. Inutsuka

3

Dust formation and evolution from mass-losing stars to the solar system
A. Takigawa

4

Nucleosynthetic isotopic dichotomy and evolution of the early solar system
R. Fukai

14

T. Kouyama, K. Fukuya, and T. Imamura

22

Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (41)
‒ New comer boosts LIR performance ‒Phoenix Hayabusa": A tale of the future (20)
- Overview of return sample analysis from asteroid Ryugu M. Abe, S. Tachibana, K. Kobayashi, M. Ito, and S. Watanabe

28

Letter from planetary people working abroad (2)- Similarity and diﬀerences between Japan and US S. Kadoya

38

Hello from the planetary labs! (2)- Aizu Research Center for Space Informatics (ARC-Space), the University of Aizu C. Honda
43
Report on "Physics of Impact Process of Solar System Bodies (XV)"
R. Suetsugu，T. Okamoto，S. Kamata，Y. Shimaki，K. Sugiura，and M. Yasui

46

Report on the 2019 fall meeting of Japan Society for Planetary Sciences

New Face
JSPS Information

H. Kawakita

52

R. Fukai

54
56

巻頭言

3

巻頭言
2018 年度夏に新学術領域研究「星惑星形成 」が採択されました．この領域では，「惑星形成
過程を銀河系の進化の中で解き明かす」という壮大なテーマを掲げています．現在の宇宙は宇宙の始まりであるビッグバンから138 億年程度経過していることが分かっており，太陽系を含む構造である銀河系が形成された頃はそのごく初期であると考えられています．銀河系の形成期
は重元素がほとんど無かったため，炭素よりも重い元素を多量に含む太陽系のような惑星系が生まれることは不可能でした．しかし，銀河系の元となる構造が生まれた後も星形成活動が断続的に継続し，星の中での核融合により重元素が合成され銀河系内の星間空間に放出され続けます．重元素は固体微粒子 (星間ダスト)の主な成分となり，それは「最近」形成された固体惑
星の材料物質となります．したがって，固体惑星のうち，生命を宿すことができる「ハビタブル
惑星」を形成する条件も宇宙年齢に匹敵する長い時間をかけて少しずつ整うことになります．この星形成と固体微粒子の増加は銀河系中心付近ほど活発であり，時間と共に銀河系の外側領域に拡大してきました．つまり，このような銀河の進化により，ハビタブル惑星が生まれる環境が銀河系の内側から外側へ「開拓」されたことになります．約46 億年前に生まれた太陽系の真の起源を探るため，銀河系進化の枠の中で惑星形成過程を研究するのが，我々の新学術領域のテーマです．研究テーマは，星団の形成・惑星系の形成・惑星大気の形成進化・系外惑星系の観測などを幅広く含み，関連研究者の総力を結集して進めます．また，「比較的重元素量に富む太陽系も銀河系内の現在の位置よりは内側の星団内で形成され，銀河系の外側に移動してきた」という仮説の検証も目指します．なお，今年の秋の科研費申請時期に公募研究を( 再度 )募集します．本テーマに関連する内容の研究を進めている方からの積極的な応募を期待しています．ht t p: //st a r- pla net .jp/
また，我々は国際 会議 P roto st a rs & Pla net s V I Iを2021年 4月に京都にて開催します．
本新学 術領域の研究者が中心となって進めていますが，新学 術領域「水惑星 」等からの協力も得ています．この会議は星形成 研究と惑 星科学の分 野において最も重要な国際 会議であるP roto st a rs & Pla net s シリーズの第７回大会であり，アジアで初の開催となります．特にこのシリーズの第２会大会の収 録は( 故 ) 林忠四郎先生らが執筆された太陽系形成論を収 録していることでも有名です．この会議の収 録は分野をレビューする三十程度の章からなり，提出されたプロポーザルを審査して章の執筆者を決めることになります．プロポーザルの締め切り
は2020 年 4月1日です．当該分 野で活躍されている方々からの積極的応募を期待しています．
ht t p: //ppv i i .org /犬塚修一郎（名古屋大学大学院・理学研究科）

4

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020「2018年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

紀元前太陽系を探る：
質量放出星から太陽系への物質進化
瀧川 晶1
2019年9月21日受領，査読を経て2019年12月1日受理（要旨）先太陽系粒子は，太陽より一世代前の晩期星で形成し，星間空間を経て太陽系原材料物質の一つになった，星周ダストの生き残りである．星周ダストやダスト形成場の観測，先太陽系粒子の分析，ダスト形成実験を組み合わせることによって，先太陽系粒子固有の形成・変質履歴と，星周ダストの一般的特徴や形成過程という，相補的な情報を得ることが可能となる．本稿では，アルミナ (A l 2 O 3 ) を鍵として，晩期星から太陽系形成に至るまでの，物質の形成と進化を紐解く試みを紹介する．

1. 太陽系の原材料とはAG B) 星などの進化末期の恒 星の大気や放出ガスから形成して現在まで生き残ったと考えられる粒子

太陽系の原材料 物質とは何であろうか．コンドラが稀に存在する．先太陽系粒子は，酸素や炭素など

イト隕石に含まれる難 揮発 性物質CA I (Ca lciu m -の同位体組成が太陽系物質と大きく異なることによA lu mi nu m-r ich i nclusion) は，現在からおよそ46

り同定される (図1)．同位体組成が進化末期の恒星億年前に太陽系で形成した最古の物質であると考えでの元素合成によりよく説明されるため，超新星や，られている．特に隕石などの物質分析から議論をす

赤色巨星，漸近赤色分岐星などの恒星を起源としてる際には，CA Iの形成を太 陽系の出発点，「紀元」いると考えられている．

として取り扱うことがおおい．惑星形成もしくは銀河

しかしながら，太陽系物質の大半は，いわゆる太における物質循環の立場からすると，太陽系の始ま陽系の同位体組成をもち，進化 末期の恒 星で形成

りはCA I 形成よりずっと前である．原始太陽系円盤

した先太陽系ダストが 直接生き残ったものはごくわ

は，その母体となった太陽系分子雲の崩壊により形ずかである．先太 陽系 粒子が示す同位体組 成のば成された．その分子雲を構成するガスや塵は，多数

らつきを平均しても太陽系の同位体組成にならないの進化末期の恒星（晩期星，晩期型巨星，質量放出( 図1)．大半の先太陽系粒子は星間空間や太陽系形星とよばれる）から放出された物質である．したがっ

成時に同位体的に均質化，もしくは一度ガス化してて，太陽系の原材料物質は，遡れば太陽より一世代

太陽系分子雲や原始太陽系円盤で再凝 縮したのだ

前の晩期星からの放出物を起源とする．

ろう．一度ガス化してしまうと，同位体は均一化し，実 際， 始 原 的 隕 石や南 極 微 隕 石， 彗 星 塵 中にまた，鉱物学的情報も失われるため，太陽系粒子かは，先太陽系（プレソーラー）粒子と呼ばれる，超新らその起源となった天体の情報を得ることはできな

星や 漸近 赤 色分 岐 (Asy mptot ic Gia nt Bra nch ;い．現在みつかる先太 陽系 粒子は，破壊 過程を運1.京都大学 白眉センター／大学院理学研究科地球惑星科学専攻
takigawa@kueps.kyoto -u.ac.jp
東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻
takigawa@eps.s.u-tokyo.ac.jp

良く生き残ったか，太陽系形成の途中でもたらされたものかもしれず，どれほど太陽系原材料物質を代表しているかは不明である．それを踏まえた上でも，先太陽系粒子は間違いなく太陽系形成以前に形成

紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

5した原材料物質の一つであり，太陽系の歴史を一世られている惑星間塵に多く含まれている．先太陽系代前の恒星までつなぐ細い糸なのだ．

粒子を最も多く含む始原的隕石においても，先太陽

先太 陽系 粒子が形成した晩 期星でのダスト形成

系珪酸塩は隕石全体の60 ppm（マトリクス中で200過程はどのようなものであっただろうか．先太 陽系ppm）程度しか存在しない．先太陽系粒子には，ナ粒子そのものに残された情報は定 量的だが断片的

ノダイアモンド，グラファイト，SiCなどの炭素に富むであり，ダスト形成の全貌を掴むのは難しい．そのた物質と，アルミナ (A l 2 O 3 ) , スピネル ( Mg A l 2 O 4 )なめ，晩期星でのダスト形成そのものを研究し，星周

どの酸化物，主に非晶質の珪酸塩などの酸 素に富ダスト形成の一 般 的描 像を描くことが 重要になる．

む物質がある．酸素に富む先太陽系粒子のうち，珪

太陽系に原材料を供給した晩期星はすでに寿命を酸塩が最も豊富で，酸化物はおよそ一桁少ない [ 1]．

終えているが，現在，晩期星周で形成されているダ酸素に富む先太陽系粒子の酸素 ( 図１) やアルミニ

ストは，赤外線分光を用いて観測することができる．

ウム，マグネシウムの同位体組成，また，一部の粒

さらに A L M Aを代表とする高空間分解の電波干渉子に関してはSi , Ti , Crなどの同位体組成が測定さ計観測により，恒星での星周ダスト形成領域を観測

れ，先太陽系粒子の起源は，主に低−中質量の赤色的に調べることも可能となっている．このような観測

巨星やAG B 星で，一部は新星や超新星爆発に由来と，ダスト形成環境を模擬した実験を組み合わせるすることがわかってきた．

ことで，観測されるダストがどのような形成過程を経
oxide
silicate

たものであるかの知見を蓄積できる．さらに先太陽系粒子から得た情報と比較することによって，先太1x10-2系粒子のダストとしての特殊性や普遍性を明らかにすることができるだろう．
２章では，酸素に富む晩期星で形成した先太陽系粒子に関する知見，3 章では，晩期星でのダスト形成について説明した上で，4, 5 章では筆者がこれ

17O/16O

陽系粒子の形成環境や変質の歴史とともに，先太陽
1x10-3solar

1x10-4

ルミナに富むAG B 星でのダスト形成と恒 星 風の加速機構について，5 章では，隕石中に先太陽系粒子
として存在するアルミナダストに関する研究について述べ，先太陽系粒子を鍵に，太陽より一世代前の恒星へと物質科学的につなげる試みを紹介したい．

2. 太陽系の原材料・先太陽系粒子

1x10-510-5solar

までおこなってきた研究の紹介をする．4 章では，ア
10-4

10-3

10-2

18O/16O

図１：先太陽系粒子（珪酸塩および酸 化物）の酸素同位体組成(データはthe Presolar Grain Databaseより[2])．

3. 質量放出星でのダスト形成

先太陽系 粒子は，太陽系では形成できないほど晩期星は，恒星風や超新星爆発とともに，大量の大きな同位体 異常を示し，太陽形成前に晩期星周ガスやダストを宇宙空間に放出する．特に，低−中囲で形成したと考えられている．太陽系形成前に作

質量の晩期星であるAG B 星は，高い質量放出率にられていても，太陽系の物質と同位体組成で区別が特徴づけられ，銀河系における主な物質供給源であできないものも存 在する可能 性がある．そのため，る．例えば，太陽程度の質量のAG B星であれば，現現在定義されている先太陽系粒子は，太陽系形成

在の太陽風 ( 10 -14 M S u n /yea r) より6から10 桁近く

以前から生き残っている物質の少なくとも一部とい

高い質量放出率となる．質量放出星の恒 星 風 速度

うべきであろう．先太陽系粒子は，変質をほとんど

は数 k m /sから最大で30 k m /sにも達し，この恒受けていない炭素質コンドライトや彗星由来と考え

星風とともに大量の物質を宇宙空間に放出する．恒6

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

星風を加速させるためには，重力に打ち勝つ力が必として，非晶質珪酸塩，結晶質珪酸塩 ( Mg 2 SiO 4 ,要である．加速機構としては，恒星からの輻射圧にMg SiO 3 )，酸化物 (A l 2 O 3 , Mg A l 2 O 4 , [ Mg x , Fe 1-x ]よる加速 ( 輻射駆動風 )とガス圧勾配による加速 (熱O)などがある [6]．

駆動風 )，音波や衝撃波，アルフベン波などの波による加速機構がある．中でも輻射駆動がもっとも効果的な質量放出機構であると考えられている [ 3]．
輻射駆動風は，高い光度を持った天体の光を，吸光度の高い物質（原子や分子，ダスト）が受けること

4. アルミナに富むAGB星の謎
4.1

星周難揮発性ダストで引き起こされる．ダストが主な光の吸収源である

酸素に富む晩期星の高温の大気が冷却すると，ダ場合は特に，ダスト駆動風（dust- d r iven -w i nd）とストとして最初に凝縮するのは，難揮発 性の酸化物呼ばれる [4]．AG B 星のダスト形成は恒 星のごく近であると考えられている．結晶質A l 2 O 3 であるコラン

傍（< 数恒 星半 径）の恒 星大気外層で始まる．気 相ダム (α-A l 2 O 3 )は，最も豊富な難揮発性の鉱物であから凝縮したダストは，恒星からの輻射圧を受けてり，最初に凝縮する星周ダストとして取り扱われるこ

外側に加速され，ダストは周囲のガスを摩擦によりとが多い．コランダムの他に，Tiの酸化物であるル

加速させる．

チル ( TiO 2 )やZr O 2 も候補であるが，元素存在度は恒星周囲に存在するダストは，中心星の可視光やA lに比べて格段に低い．

紫外線を吸収し，赤外線を放射する．星周ダストの

難揮発性ダストは，珪酸塩などより低温で凝縮す

赤外スペクトルは，分子の伸縮振動や変角運動エネ

るダストの凝縮核となりうる．さらに，後述するよう

ルギーに対応しているため，組成や結晶構造の情報に，珪酸塩と同等な量のアルミナダストが 存在するを含んでいる．そのため，実験室で測定された鉱物

AG B 星も多くある．難 揮発 性のダストがどのようにや合成試料の赤外スペクトルと，観測スペクトルを比できているのか，その多様性を知ることは，ダスト

較することで，星周環境にどのようなダストが存在す

形成と進化を考える際のスタート地点となる．

るかを推定することができる [e .g . , 5]．特に結晶質の鉱物は，結晶構造の周期性を反映して比較的鋭いピークを示すため，複数のピーク波長を用いること

4. 2

結晶質星周難揮発性ダスト:
13 μmフィーチャー論争

で，鉱物相の同定が可能となる．一方，非晶質物質

赤外線分光観測により，酸素に富むAG B 星の約は，結晶構造に長周期構造を持たないためにブロー

40% から13 μmに単 独のピークをもつダスト放 射

ドな赤外スペクトルを示す．そのため，結晶質ダストが観測されている [e .g . , 7]．この放射の起源としてと比べて観測スペクトルからその性質を推定するこは，コランダム，スピネル，シリカなどが提案されてとは困難である．しかし，組成や温度によってブローきた[ 7-12]．シリカは8.7- 9 μmに強いピークを示す

ドピークの波長が変化することが知られており，組が，13 μmに伴う8.7- 9 μmのピークの観測はされ成の推定も行われる．組成と結晶構造の他にも，温ていない．球形のコランダムは12.7 μmに強いピー

度，サイズ，粒子形状，集合体か否かによって，スペクと13. 2 μmに弱いピークを示す．球形のスピネル

クトルは変化する．そのため，多様なパラメータがスは，13. 0 -13. 2 μmに強いピーク，16. 8 μmに弱いペクトルにどのように影 響を与えるかが実 験 室におピークを示す．13 μmフィーチャーに伴う２つのピー

いて調べられ，候補鉱物の赤外吸収スペクトルをもク（16. 8 および 32 μm）を根 拠にスピネルが 13 μ

ちいた観測スペクトルのフィッティングにより，星周

mフィーチャーの起源であると主張されていたが [ 8,ダストの同定が進められてきた [6]．

11]，後に16. 8 μmのピークはC O 2 の分子線である

AG B 星は， 進 化に 応じてC/O 比 が 大きくなる．

と示された [ 7]．このように，13 μmフィーチャーは，C/O比が 1より小さいものをM 型 星，およそ１の星

酸素に富むAG B 星に普遍的に観測されるにもかかをS 型 星，そして1より大きいものをC 型 星と呼ぶ．

わらず，その起源は長く論争のままであった．

酸素に富むM 型のAG B 星で観測された星周ダスト

筆者らは，コランダムの成長実 験をおこない，コ紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

7

ランダムのa , c , m 結晶面に直交する方向への成長

いる．酸 素に富むAG B 星のうち，非晶質珪酸塩ダ

速度の異方性を求めた [ 13]．その結果，凝縮コラン

ストに由来する10 μmのブロードフィーチャーが卓ダムが c 軸にやや扁平な形 状になると予想した．さ越する天体がおよそ半数ある．このような天体を“ 珪らに，そのような形 状のコランダムが 放 射する赤外酸塩に富むAG B星”と呼ぶ．一方，10 μmに比べてスペクトルは，13. 2 μmのサブピークを伴わず，観12 μmのブロードィーチャーが卓越するような天体

測される13 μmをよく説明することを示した (図2)．

はおよそ40% 存在する [ 7]．このような天体を“アルピークの半値幅はダストのサイズやアスペクト比にわ

ミナに富むAG B星”と呼ぶ．これは，A l 2 O 3 組成をもずかな分布があれば説明できることも示した．さらつ固体を一般的にアルミナと呼び，12 μmのブローに，Z eid lerら [ 14]は，室温から928 Kまでのコラン

ドィーチャーが 非晶質のアルミナでよく説明できる

ダムとスピネルの反 射スペクトル測定から光 学 定数ためである [e .g . , 7]．13 μmフィーチャーを示す天を求めた．高温になるほどコランダムもスピネルも主

体は，ほぼすべての場合，~12 μmにピークをもつ

ピーク位置が長波長になり，コランダムは300‒ 928

ブロードなダストフィーチャーを伴っている．アルミ

Kで12.73‒12. 94 μmにピークを示し，スピネルはナに富むAG B 星周には，珪酸塩ダストと同等の量

13.17‒13. 53 μmにピークが 移動することを明らかのアルミナダストが存在すると考えられている．太陽にした．この結果は，室温より高温になるとスピネ

系の元素存在度仮定するとA lは Siに比べて一桁以

ルは観測されるより長波 長にピークがシフトしてし上量が少ないにも関わらず，アルミナダストがなぜ豊まうことを意味する．Z eid lerら[ 14]はまた，筆者ら

富に存在するのか．本節では，このアルミナに富むの結果を元に，c 軸にやや扁平なコランダムの場合，AG B 星の“アルミナ”がどのようなダストであるかを議300‒738 Kで12. 92‒13. 07 μmとなり，観測をよく論する．

説明できることを示した．温度，サイズ，形状というアルミナは様々な結晶構造をもつことが知られてパラメータを考慮すると，13 μmフィーチャーはスいる．熱力学的に安定な結晶構造は一つで，コラン

ピネルでは説明ができず，複数のパラメータを変化

ダム (α-A l 2 O 3 ) である．そ れ 以 外 の 結 晶 質 アルミさせても説明ができるコランダムと考えるのが妥当

ナは，すべて遷移アルミナと呼ばれる準安定なアルであると結論づけられた．

ミナで，酸素パッキングが面心立方格子構造 (face centered cubic , fcc) 構 造 を も つ γ-A l 2 O 3 , δMass absorption coefficient (g/cm2)

6x104-A l 2 O 3 , λ-A l 2 O 3 , θ-A l 2 O 3 と，六方最密格子構造

観測13mフィーチャー
c-oblate( hexagona l clo se - packed , hcp)をもつα-A l 2 O 3 ,sphere球状コランダム

5x104

LDE1

楕円体コランダムLDE2(ra/rc=1.4) Posch99

4x104

κ-A l 2 O 3 , χ-A l 2 O 3 などがある．

楕円体コランダム（形状分布有り）

3x104

酸 素に富むAG B 星から観 測される12 μmのブ

2x104

ロードフフィーチャーは，当初，星周γアルミナダス

1x104

トの放射によるものであると考えられていたが [ 15]，
ゾルゲル法で合成した非晶質アルミナで観測スペク

0-1x104
11.5

トルをよりよく説明できることが示されると[ 16]，以
12

12.5

13
13.5
wavelength (µm)

14

14.5

15

図2：宇宙望遠鏡ISOで観測された13 μmフィーチャーの平均値（灰色）と球状コランダム（破線），c軸にやや扁平な楕円体
コランダム（赤色），形状分布をもたせたc軸にやや扁平な楕円体コランダム（青色）の比較（[13] を改変）．

4.3

星周非晶質アルミナの正体

降数多くの論文で，この非晶質アルミナが 12 μmブロードフィーチャーの放射源として用いられてきた．
コランダムは熱力学的に高温で安定なので，平衡に近い条件であれば，多様な元素からなる星周ガスからコランダムが凝縮すると考えられる．しかし，非晶質アルミナを形成するためには，ガスの急冷など極端な非平衡環境が必要である．非晶質のアルミナが凝非晶質の珪酸塩は~10 μmと18 μmにピークを縮するような非平衡条件で，アルミニウムと酸素だけもつブロードなスペクトルを示すことがよく知られてを選択的に固体に取り込むことが可能なのだろうか．

8

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

筆 者らは，アルミナに他の元 素 が 固溶した場 合タ蒸着などで非晶質アルミナを合成する方法もあるに，どのようなダストが形成されうるかを調べるためが，星周条件下でおこるかは不明である．また，観に，高温ガスの急冷環境が再現できる，誘導熱プラ

測ロケットを利用した凝縮実験では，通常の重力下ズマ ( I nduct ion t her ma l pla sma ; I T P ) 装置をではδアルミナが凝縮する条件においても，微小重用いてA l - Mg- O, A l - Si - Mg- O 系での凝 縮 実 験を力下において，コランダムの凝 縮がおこることが示おこなった [ 17]．出発 物質として，金 属アルミニウされており，重力の影 響も考慮されるべきであろう

ム，Mg O 粉末，シリコンを用い，出発物質中のA l /[ 18, 19]．普 遍 的に観測される星 周アルミナの正体

Siもしくは A l / Mg 比を変化させた実 験をおこなっが完全に理解されるためには，観測スペクトルを再た．出発 物質は，10000K 程度のアルゴンと酸素か現することと，星周環境で無理なく形成できる過程

らなるプラズマガス中に送られ，溶融・ガス化する．

を示すことの両面が合わさる必要があるだろう．

4

5

ガスは10 -10 K /sで急冷し，固体微粒子が凝縮する．凝縮した試料を回収し，粉末 X 線回折，透過型

T Cep
residual spectrum

200

電子顕微 鏡観察，フーリエ変 換赤外分 光 ( F T-I R )をおこなった．
その結果，I T P 装置のような急冷条件であっても，

Flux (Jy)

分析をおこなって，試料の同定および観測との比較

Si-doped alumina (Al90Si10)

非晶質アルミナだけが凝縮することはなく，準安定
することがわかった．この結果は先行研究とも調和

0的である [ 18]．Siを10% 程度含むと，一部は非晶質
くはγアルミナ構造をとることがわかった．さらに Siが多くなると，A l /( Si+A l) = 0.75までは，凝縮物の組 成は出発 物質の平均とほぼ同じだが，SiとA lが同程度入った出発物質 (A l /( Si+A l) = 0. 5) からの凝縮物は，組成が不均一で，A lに富む非晶質，ムライト，そしてSiに富む細粒 (< 20 n m)の粒子が見
られた．

100

50

な遷移アルミナの一つであるδアルミナが主に生成に，一部は酸素原子がfcc構造を保ったまま，λもしamor. MgFeSiO4
corundum
FeO

150

8

10

12

14

16

18

20

22

24

wavelength (µm)
図 3：酸素に富むAGB星T Cepのダスト放射スペクトル（黒実線）と，実験室で得られたダストアナログ物質の赤外スペクトルの比較 ([17]を改変)．点線は，T Cepのスペクトルから，実験で得られたSiを10%含むアルミナのスペクトル（オレンジ）を差し引いたもの．

4.4

アルミナに富むAGB 星でのダスト形成と恒星風の加速

A lとOだけを含む急冷ガスから凝縮したδアルミ

アルミナに富むAG B 星の非晶質 珪 酸 塩とアルミナの赤外吸収スペクトルは，12 μmにピークをもつ

ナのダスト量の比を説明するためには，太陽系元素

ブロードフィーチャーの上に，10‒20 μmにかけて存在度とA lがすべてアルミナダスト形成で消費され多数のピークを示す．このような鋭いピークは観測とたと仮定して，およそ 90%のSiが気相に残っている

合わない．また，Si含有量が 25%より多くなると，12必要がある．12 μmブロードフィーチャーをSiを含μmピークに対して，10 μmのピークが強くなり，同む準安定アルミナで説明する場合と，従来のように様に観測と合わなくなる．一方，Siを10%ほど含むア

非晶質アルミナで説明する場合が考えられるが，どルミナは，12 μmにピークを示し，観測をよく説明でちらにせよ，星周ガスからA lを選択的にダストに凝きることを明らかにした（図３）．つまり，酸素に富む

縮させなければならない．前節で述べたように，実AG B 星から観測される12 μmのブロードフフィー

験室で Siを含むアルミナの形成に成功したが，I T P

チャーの起源は，従来考えられていた非晶質アルミ装置においては，基本的にすべてのガスは急冷してナだけではなくSiを不純物として含む準安定アルミ固体になるため，固体形成によるガスの分別は再現

ナダストでもよいとすることを示唆している．

できていない．非晶質あるいは準安定ダストを作れ

実験室においては，ゾルゲル法以外にも，スパッるような非平 衡条件で，A lおよび一部の Siが選択紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川9

的にダストに取り込まれるかどうかは自明ではない．

図 4に観測したA lO ( N = 9- 8)および 29 SiO (v =そこで，筆 者らは，アルミナに富むAG B 星大 気

0, J = 8-7)の分布を示す．A lOが恒星から約3恒星において，選択的にA lがダストに取り込まれ，Siが半 径以内に分布しているのに対し，29 SiOは10 恒 星

気相に残っている，という仮説をたて，観測的な検半径以上，3σの検出限界で40 恒星半径まで分布し証をおこなった．アルミナに 富 むAG B 星であるうていることがわかった．

み へ び 座 W 星 ( W Hya) のA lO および SiOガス分

Oh n a k aら [22] で観 測されたダストの散 乱 光の子の分布を，アタカマ大 型ミリ波サブミリ波干渉計

分布とA lOの分布を比較すると，両者はきわめてよ(At ac a ma L a rge M i l l i meter/ subm i l l i meter

く一致しており，アルミナダストが主に恒星のごく近A r ray) を用いて観測した [23]．W Hyaは近傍 ( 78

傍で形成したことを示唆する．一方，珪酸塩のダストpc)にある，典型的なアルミナに富むAG B 星で，過形成がどの程度おこっていたかを見 積もるために，

去の赤外分光観測から，ダストの58%が非晶質シリ

W Hya大 気での 一次 元 輻 射 輸 送 計 算をおこなっ

ケイト，34%が非晶質アルミナであると考えられていた．計 算では，SiOガス分子のある割合がダスト形

る [20]．赤外線および 可視光での偏光観測により，成で消費されたと仮定し，その時の恒星からの距離

W Hyaは2- 3恒 星半 径にダストシェルをもつこともに対する29 SiO 分子の輝度分布を求めた．その結果，示されている [21-23]．

観測された 29 SiOの分布を説明するためには，加速はダストシェルより外側でおこり，少なくとも29 SiO 分

子の70% 以 上が 気 相に残っている必 要があること

がわかった．ダストの赤外分光観測から見積もられ
















   AlO (N = 9-8)

たSiOの凝縮量はおよそ10%であり，ガスの観測からもダストの観測からもW Hyaでは珪 酸 塩の凝 縮が効率的におこっていないといえる．
我々が提案するW Hyaの恒星風の加速モデルについて説明する (図 5)．ダストシェル内部のダスト質
量 ( 5 ‒10 x10 -10 M S u n )を，定常的に形成するアルミナ
ダストで説明しようとすると，変光周期を389日，質量放出率を1. 3 x 10 -7 M S u n /y rと仮定して，数十変



光周期かかる．つまり，大量のアルミナが脈 動大気 

中に集積していることになる．アルミナは恒星からの



















   





光の吸収率は低く，[26]，恒星風の加速が引き起こ    



  

図4: ALMAで 観 測したW Hya の（上）AlO (N = 9- 8)と（下）
29SiO (v = 0, J = 8-7)の分布．図左下の楕円はビームサ
イズ，破線は中心星からの距離 ([24] を改変)．

されないことで説明できる．この間に，脈 動する恒星大 気において，アルミナ粒子はサブミクロンサイ
ズには十分に成長していると考えられる [25]．光の吸収率の低いアルミナであっても，ミクロンサイズまで成長すると散乱の効果が強くなり，一転して輻射圧を効果的に受けるようになる [27]．さらに，アルミナとは別粒子として，非晶質珪酸塩ダストが起こる．
SiOの90%が気相に残っていても，珪酸塩の凝縮によりダスト量は倍増する．もともと濃集していたアルミナに加えて，SiOの一部が珪酸塩ダストになったことにより，恒星風の加速が引き起こされたのだと考えられる．恒星風が加速されると，ガス密度と温度は急速に下がり，ダスト形成効率は大きく下がる．そ10

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020の結果，SiOの大半が気 相に残ったまま放出され，徴的な晶癖・晶相になる場合がある[ 13, 37- 39]．非赤外分光観測でみられるようなアルミナに富むAG B

晶質として凝縮し，その後の再加熱で結晶化した場星になったのだろう．

合，結晶外形は，非晶質ダストの外形を残すこともあるだろう．
そこで 筆 者らは， 非 破 壊 状 態 での 先 太 陽 系 粒
子 の 表 面 組 織 の 情 報を得るため， 同 位体 組 成 分

ガスのダストが光の圧力を受けて局所的加速

質量放出風を加速

B i s hu npu r ( L L 3. 1 5) , R o o s eve lt C o u nt y 0 7 5
低温・低密度ガス中ではさらなるケイ酸塩形成がおこりにくい形成，成長，集積3という手 法 をとった [33]．試 料 は 普 通コンドライ
ト QU E 9 70 0 8 ( L L 3. 0 5) , S ema rkona ( L L 3. 0) ,SiO 分子の一部がケイ酸塩を形成
AlO 分子が酸化アルミニウムを析に先 立って，粒子の組 織や結晶構造を分析する

5 中心星からの距離 ( 恒星半径 )図5：うみへび座W星での酸化アルミニウムとケイ酸塩ダストの形
成および恒星風の加速のイメージ図 ([24] を改変)．

5. 先太陽系アルミナ粒子から探る
太陽系原材料ダストの形成( H 3.1) の酸処理残渣を用いた．まず，アルミナ粒子
一粒一粒の表面組織や形 状をS EM観察により記載した．粒子は金箔上に希薄に分散し，S EMステージ
を回転，傾斜させることで，四ないし五方向からの二次電子像を取得した．その後，すべての粒子に対して二次イオン質量分析法により同位体測定を行った．
その結果，全 粒子のおよそ6%が先太陽系粒子であることがわかった．図 6, 7に分析を行った先太陽系および太陽系粒子の例を示す．同位体分析前に取得した表面組 織や形 状の情報から，先太陽系粒子

先太陽系アルミナ粒子は，1994 年に初めて発見さと太陽系粒子には形態上の明らかな違いはないこと

れて以降，数百粒子以上報告がある [e .g . , 28- 34]．

がわかった( 図7, [ 33] )．多くの先太陽系粒子は，粒

隕石中のアルミナの存在度が低いにも関わらず多く

子表面に凸凹が多く，また，粒子外形も不規則な形の先太陽系アルミナ粒子が発見されたのは，隕石の状であった．一方，図 6で示すように，発達した結晶

酸処理により，酸に難溶な酸化物を濃集させ，効率面に囲まれた半自形の粒子も発見された [ 34]．これ的に分析する手法が多く用いられてきたからである．

らの先太陽系粒子を薄膜化し，結晶構造や内部組

しかし，先太陽系アルミナ粒子の結晶構造は，ほと織を調べた結果，調べられた先太陽系アルミナ粒子

んどの場合調べられていない．二次イオン質量分析

はすべてコランダムであることがわかった．

法による同位体組成測定は，試料表面にイオンビー( 1) 半自形の先太陽系コランダム

ムを照射し，ガス化させる必要があるため，粒子のQU E 97008の酸処理残渣から，半自形のコラン

もともとの表面組織や形状は失われる．同位体測定

ダム粒子 QU E 060を発見した．この粒子は，r面と後に生き残った粒子も，表面から数十 n mは一次イ呼ばれる{ 011}面 ( 菱面体晶系で表記 ) で囲まれておオンビームによるダメージ層が残る．これより深い領り(図 6A)，これは，H a r t ma nが予想した，コラン

域はもともとの結晶構造が残されていると考えられ，ダムが真空中での形成したときに示す発達した結晶

St roudら[ 35, 36]により，先太陽系アルミナ粒子の面と一致した [ 37]．したがって，QU E 060 粒子は，結晶構造が初めて調べられた．発見した先太陽系ア

AG B 星の大 気で 気 相から直接 凝 縮したコランダム

ルミナ粒子を集束イオンビーム加工で薄膜化し，透の存在を示す初めての証拠といえるだろう．さらに，過型電子顕微鏡 ( T EM ) での分析をおこない，コラ

QU E 060の内部には，変調構造を伴う Mgの濃集

ンダム，非晶質アルミナ，hcp 構造のアルミナを報告

領 域 が 複 数みられた（図 6C）．QU E 060は 17Oに富した．

み，高い 26 A l / 27A lの初生比 (~ 0.1)を示すため，低26結晶の外形は，必ずしも結晶の表面エネルギーに

26
A lが質量のAG B星由来であると考えられる [ 30]．

支配された理想形にはならず，形成条件によって特放射 壊変して生じた 26 Mgは，コランダム中のMg 溶

紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

解濃度 100 ppmに対して数桁多い．そのため，高温になると式 ( 1) の反応により，スピネルを析出すると

11

ンダム
不規 則形 状の先 太 陽系アルミナ 粒子（図7 左）の考えられる．

起源は，不規則形状の非晶質アルミナが凝縮し，そ( 26 Mg x 27A l 1-x ) 2 O 3 = x 26 Mg 27A l 2 O 4 + (1-2x) 27A l 2 O 3の後の加熱で結晶化した，もしくは，もともとは自形+ 2xO ( 1)や半自形であったが，粒子の衝突などで破壊され形

しかし，Mgの濃集領域の結晶構造は，コランダムの状が変化した結果であると考えられる．先太陽系粒

基本構造 ( 酸素のhcp 構造)を保っており，スピネル

子が受ける変質過程の内，母天体での熱や水質変はみられなかった．したがって，コランダムが凝縮し，成は，先太陽系粒子の同位体異常を失わせる．星間26

A lがすべて Mgに放射壊変した後に，スピネルが空間における，超新星爆発による衝撃波で加速され形成しない程度のわずかな加熱を受けて 26 Mg が濃たガスとダストの衝突や，ダスト同士の衝突，宇宙

26

26

集したと考えられる． A lの半減期は約 70万年で，星線の照射は，主な星周ダストの破壊過程であると考周ダストの形成タイムスケールに比べて十分に長い．

えられている．そのため，星間空間での変質過程をしたがって，加熱を受けたのは，星間空間に放出さ模擬して，コランダムに対するイオン照射実験をおこれて以降と考えられる．同位体異常を残していることなった．そのうち，50 keVのHe + イオンを照射したから，加熱環境としては，周囲に酸素原子の少ない，

コランダムに対し，隕石から酸化物を抽出するため星間空間がもっとも可能性が 高いと考えられる．次の酸処理と同じ処理を行い，その時の表面組 織の節で述べるように，凹凸のある表面組織は星間空間変化を調べた．その結果，イオン照射によるダメー

でのエネルギー粒子線との衝突に起因すると考えら

ジ層が酸に溶解することで，先太陽系粒子や太陽系れるため，QU E 060は AGB 星から放出されてから粒子にみられるような凹凸組 織をよく再現すること比較的早く分子雲に取り込まれたか，周囲が他のダがわかった．したがって，先太陽系粒子や太陽系粒

ストなどで覆われて守られていた可能性がある．

子の表面に多くみられる凸凹組織 (図7)は，星間空間でのエネルギー粒子 線や太陽系での太陽風 照射Aなどによる何らかの原因ダメージ層が酸処理により取り除かれた結果である可能性が高い．酸処理による表面組織変化については，SiC 粒子に関して過去に報告があり，酸処理残渣中の多くの種類の粒子において，酸処理により表面組織が失われている可能性ある [40]．準安定なアルミナや非晶質アルミナもこの酸処 理で溶解してしまうため，結果として先太陽系アルミナにはコランダムが多く発見されると考え

500 nm

B

C-dep

C

られる [ 33]．同様の表面組織をもつ太陽系粒子 (図7) に関しては，太陽風の照射によるダメージ，あるいは，原始太陽系円盤での衝撃波などによる水素イオ
ンの照射によるダメージ層の形成などが考えられる．

Au

200 nm

200 nm

図6：半自形の先太陽系コランダムQUE060の二次電子像(A)とTEM明視野像(B)および変調構造の暗視野像(C)．発達した結晶面はr{011}面 ([34]を改変)．

( 2) 不規則形状・凹凸表面組織を示す先太陽系コラ

500 nm

図7：不規則形状・凹凸に富む表面組織を示す先太陽系コランダ
ム（左）と太陽系コランダム（右）([33]を改変)．

12

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

(3) 酸素に富むAG B星大気からの最初の凝縮物

ナは，脈動する大気の中で，ともに１ミクロン程度まダスト内部に酸化チタンの微 粒子を複数含むコラで成長する．アルミナの成長，および 珪酸塩が凝縮

ンダムを発見した．これは，先太陽系粒子にも太陽し始めることにより，恒星風の加速が引き起こされ，系粒子にもみられた．酸化チタン粒子が複数である

ダストとガスは宇宙空間に放出される．一部のダス

こと，コランダム粒子の中央に存在しないことから，

トは始原的な特徴を保ったまま分子雲に取り込まれコランダムの凝 縮核になったのではなく，成長中にるが，ほとんどのダストは，宇宙線や超新星爆発の取り込まれたか，Tiを固溶したコランダムが形成し，衝 撃波により加速された 水素やヘリウムイオンとの酸化チタンを析出したと考えられる．

衝突により損傷を受け，二次的な表面組織や構造と気相からダストが形成する時，すでに存在するダなったと考えられる．きわめて断片的な知見を強引ストを核として凝縮する場合（不均質核形成）と，自につなぎ合わせることには注意が必要だが，このよら核形成をしてダストが形成する場合（均質核形成）

うなシナリオは今後の議 論のたたき台となりうるだがある．同じ化学組成・結晶構造のダストでも，均質ろう．今後，先太陽系珪酸塩粒子の鉱物学的記載，

核形成する必要があるかどうかでダスト形成条件は珪酸塩に富むAG B星におけるダスト形成の観測・理大きく異なる．そのため，酸素に富むAG B星で最初論的理解を進めることで，より包括的な議論をおこに凝 縮するダストに関して議論 がなされてきた．星なうことが重要である．

周コランダムがすべて均質核形成であるとはいえな

宇宙鉱物学 (Ast rom i nera log y) は，赤外分光

いが，このような粒子は星周ダスト核形成を議論す

観測技術の発展とともに開拓され，実験室での赤外る上での強い根拠となるだろう．

スペクトル測定と理論的なダストスペクトルの研究とこれまで発見した先太陽系コランダム粒子は，分合わさり，どのような星にどのようなダストが存在す

析のバイアスも含まれるが，多くが１μm程度の大きるのか，という記載宇宙鉱物学的研究から進められさである．珪酸塩に富むAG B 星では，コランダムはてきた．星 周ダストの赤外放 射スペクトルは，星 周観測されておらず，また，珪酸塩が豊富に凝縮できダストのさまざまな情報が縮退しており，手にとってる環境では，コランダムが成長することは難しいと考分析ができる鉱物ほど正確で定 量的な情報を得る

えられる．そのため，ミクロンサイズの先太陽系アル

ことができない．そのため，様々なパラメータをもつ

ミナは，先に述べたアルミナに富むAG B星を起源とダストのスペクトルを用いてスペクトルフィッティング

していると予想される．今後，先太陽系珪酸塩の多を行い，もっとも合うものを見つける，という手法が様性や先太陽系アルミナのサイズによる特徴の違い

しばしばとられてきた．しかし，そのようなダストがを調べることで，珪酸塩にとむAG B 星とアルミナに形成するか，という観点を入れると，パラメータは無富むAG B 星でのダスト形成の違いを議 論できるだ

限ではなくなる．例えば，我々のI T P 装置を用いた

ろう．

実験により，急冷条件でも非晶質アルミナができる

6. おわりにとは限らないこと，そして，Siを10%含むアルミナダ
ストが気相から凝 縮可能であり，非晶質アルミナでなくとも，観測を説明できるということを明らかにし筆者らの星周アルミナ・先太陽系アルミナ粒子のた (4. 3 節 )．この結果は，これまでのアルミナに富む研究を通して得られた，アルミナに富むAG B星でのAG B 星のアルミナは非晶質アルミナである，というダスト形成から太 陽系に至るまでのシナリオについ常 識を再考するきっかけになると期待している．そて述べる．恒 星のごく近傍でコランダムが最初の凝れだけでなく，宇宙鉱物学において，「観測スペクト

縮物として凝縮し，それと同時に，やや外側の領域

ルを再現するかどうか」と同時に，「非平衡あるいはで非晶質もしくは ( Siをわずかに含む) 準安定なアル実際の星周環境で形成可能かどうか」という点が同ミナが凝縮する．非晶質や準安定アルミナの形成領

じくらい深く議論されるべきであると考える．そのた域の温度は，コランダムに結晶化しない1100K 以下

めには，より質の高い室内ダスト合成実験データをの温度であろう．コランダムと非晶質／準安定アルミ

取得し，さらに“ 動かぬ証拠”である先太陽系粒子の紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

分析から星周ダスト形成の条件を見出す努力を続けることが重要であろう．

謝辞
本稿は日本惑星科学会 2018 年度最優秀研究者賞受賞記念論文として執筆いたしました．本 稿で紹介した研究は，推薦してくださった橘省吾教授をはじめ，数多くの研究者の方々との共同研究で進めて参りました．この場をお借りしてお礼申し上げます．5
年間に渡り，自由でアカデミックな環境での研究活動を提供し，支えてくださった京都大学白眉センターと関係者の皆様に，深く感謝いたします．また，本稿の査読者である圦本尚義教授にお礼申し上げます．
本 研究は，科学 研究費助成事 業 学 術研究助成
基金 助成金 若手研究 B ( 15K 17787)，基盤研究 B( 16H 04080, 19H 01935)，基盤研究 A ( 19H 00712)の助成を受けています．

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14

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化
深井 稜汰12019年8月27日受領，査読を経て2019年11月23日受理（要旨）太陽系の進化過程を考える上で，惑星形成以前の情報は不可欠である．コンドライト隕石は，原
始太陽系星雲の物理化学過程を記録した未分化な隕石である．コンドライト隕石の全岩組成には，核合成起源の同位体異常が見られる．この同位体異常は，太陽系形成以前に作られたプレソーラー粒子が原
始太陽系星雲で時空間的に不均質分布していたことに由来する．
近年，炭素質コンドライトのTi・Cr・Sr・Mo・Nd同位体組成は，エンスタタイトコンドライト・普通コンド
ライト・その他の分化隕石の同位体組成と異なっていることがわかった．この結果は，原始太陽系星雲の内側・外側領域に，同位体二分性が存在していたことを示唆する．二分された領域の同位体組成の違いを説明するには，木星コアによる原始太陽系星雲の空間的な分断が必要という解釈が主流になっている．本論文は同位体二分性を主なトピックとし，同位体組成の違いを生んだ物質・元素間の傾向の違いなどを総合的に議論する．

1. 序論

イト・普通コンドライト・炭素質コンドライトの3 種類に大分される．近年の小惑星探査において，はやぶ

太陽系の固体物質，特に岩石惑星がどのように形さが普通コンドライトと類似した反射スペクトルを示成・進化してきたかを解明することは, 近年の惑星科す小惑星( S 型小惑星 )・はやぶさ2 が炭素質コンドラ

学 研究においてますます重要になってきている. 古イトと類似した反射スペクトルを示す小惑星(C 型小典的な太 陽系形成モデルによると，太 陽系の微 惑惑 星 )に着陸したことは有名である．コンドライトの星は数マイクロメートルの微 粒子が 合体成長をくり

鉱物学・地球化学的研究により，原始太陽系星雲にかえし形成したと考えられている[ 1など ] . そのため，おける固体物質の凝縮過程・輸送過程など様々な現

現在の惑星の軌道・質量・化学組成といった特徴は,象が理解されている[2など ]．

原始太陽系星雲における固体物質が受けた物理化

前述の構成要素の他に，コンドライトに微量に含学過 程に由来している. 原始太 陽系星雲内の情報

まれている「プレソーラー粒子」は，隕石の化学的研は，地球や火 星のように大規模なコア―マントルの究において非常に重要な物質である．プレソーラー

分化・ケイ酸塩層の分化を経験していない，未分化

粒子は，多くの元素において太陽系平均とは大きくな小 惑 星由来のコンドライト隕石(以下コンドライト)

異なる同位体組成を持っている[ 3など ]．そのため，に残されている．コンドライトは大きく4つの構成要

プレソーラー粒子は太陽系形成以前に存在した恒星

素 ( 難揮発性包有物・コンドリュール・Fe - N i合金・マで形成したと考えられている．コンドライト中に現存

トリックス)からなる岩石で，エンスタタイトコンドラ

するプレソーラー粒子は，隕石母天体における変成1 .東京大学 理学系研究科 地殻化学実験施設
ryota .fukai@gmail.com

や，原始太陽系星雲内の物理化学過程による同位体
均質化を免れた先太陽系物質の生き残りである．お核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化／深井15

そらく，原始太陽系星雲にはより多くのプレソーラーの効果を補正している．つまり，隕石試料の同位体粒子が存在していたが，上述の過程を経て，太陽系比の差異は，非質量依存の同位体変動を反映する．

の固体 物質の同位体組成は大局的には均質化した扱う隕石試 料・同位体の選定，結果の検証により，と考えられてきた．

本論文で議論される隕石全 岩に見られる同位体 不一方，近年の研究成果により，多くのコンドライト
全岩はTi・Cr・Sr・Mo・Ru・Ba・Nd・W同位体などで均質性は，基本的に全て「核合成起源同位体異常」と解釈される．

地球と異なる同位体組成をもつことがわかっている

プレソーラー粒子は顕 著な核合成 起源同位体 異[4など ]．この同位体変動は，隕石全岩の「核合成起常を示し，漸近巨星分枝星や重力崩壊型超新星爆

源同位体異常」または「同位体異常」と呼ばれている．

発における核合成過程を記録している．漸近巨星分隕石全岩に同位体異常が存在することは，原始太陽枝星では，He燃焼殻に貯蔵された中性子が Feなど

系星雲においてプレソーラー粒子が 時空間的に不の原子核に捕獲され，遅い中性子捕獲反応 (sプロセ

均質分布していたことを示している．同時に，コンドス)が起きる．sプロセスは主にFe - pea k以降の元素

ライト母天体と地球が異なる時空間で形成したことからPbまでの元素を合成するので，漸近巨星分枝を表している．つまり，プレソーラー粒子によって変星由来プレソーラー粒子のSr・Mo・Ndなどは，sプ

動する同位体組成は，惑星物質の形成過程を辿る上ロセスで出来た同位体 (s 核種 )に富む同位体組成をでの重要なトレーサーである．

持っている．さらに，漸近巨星分枝星由来プレソー

同位体異常の起源を理解することは，原始太陽系

ラー粒子のもつ同位体組成は，理論的に得られたs星雲における熱過程や物質輸送 過程を探る上で重プロセス端成分の同位体組成とよく一致している[ 5要である. 本論文では , まず核合成の種類や機構になど ]．

ついて解説 ( 2 章)した後に, 近年話題を呼んでいる同一方重力崩壊型超新星爆発では，その爆発的な位体異常の「二分 性 」に関する研究を中心に紹介すエネルギーの解放によって，中性子過剰なFe - pea kる(3章) . 最後に，結論と今後の展望を述べる(4章)．

元 素の合成 (例：50Ti , 54Cr) や速い中性子捕獲反2. 核合成起源同位体異常とは

応 (rプロセス) など が 起きる．rプロセスは 主に Fe pea k 以降の元 素からUまでの元 素を合成する．重力崩壊型超新星爆発由来プレソーラー粒子について

固体物質のもつ同位体比は，大きく2 つの要因にはまだ情報が少なく，一部 54Crの過剰を示す粒子

よって変 動する．1つは，質量依存同位体分別であの報告がある程度である[6, 7]．重力崩壊型超新星

る．この分別は，同位体の質量数の差異に伴う化学爆発由来のプレソーラー粒子が，rプロセスで出来た平衡の平衡定数(平衡同位体効果)，運動エネルギー

同位体 (r核種 )に富む同位体組成を持っているかは( 動的同位体効果)の差によって生じる．もう1つの要未だ不明であり，重要な研究課題となっている．し因は，質量数の差異では定 式化できない同位体分

かし，太陽系のFe - pea kより重い元素は，概ね「s 核別(非質量依存同位体分別)である．非質量依存同位種 + r核種 」で出来ていると言えるので，rプロセス

体分別は原子核の体 積・形の差 (フィールドシフト効で出来る同位体組成は ( 太陽系の平均同位体組成 )果)・磁気モーメントの差( 磁気同位体効果)などによっ− (sプロセスで出来る同位体組成：理論値 またはて生じる．さらに非質量依存の同位体変動を起こす

漸近巨星分枝星由来プレソーラー粒子の測定値 ) とプロセスとして広く知られるのが，放射性元素の壊いう計算によって求められる．

変による影響，大気の光化学反応，宇宙線照射によ

このように，各恒星で出来たプレソーラー粒子がる核反応，核合成などである．天然試料に観測され持つ同位体組成を端成分とすることで，隕石全岩にるこれらの非質量依存の同位体変 動は，一般に同見られる同位体 異常の起 源を判別することが でき

位体異常と呼ばれる.

る．図2から4までの同位体比プロットには，s 核種

本論文で紹介する同位体組成のデータは，全ての(質量分析計内・天然を問わず ) 質量依存同位体分別に富む (s - exces s)，r核種に富む (r- exces s) 傾向がそれぞれ矢印で示されている．

16

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図1 : 隕石全岩のμ54Cr−μ50Tiデータを示す図(Cr: [9, 11‒15], Ti: [14, 16‒18])．全てのデータは同一の隕石から得られており，特に同一研究グループ(Cr: [9] ‒ Ti: [17]，またはCr‒Ti: [14])からデータが報告されている場合は，重複するデータがあっても同一研究グループの報告のみ採用している．Warren [10]では，国際会議のアブストラクトのデータも含めコンパイルしているが，ここでは掲載していない．
μiM = ((Rmeteorites / Rterrestrial) ‒ 1) × 10^6), R = iM/jM を表す．プロットの誤差は，各論文に掲載されている測定誤差を示す．

3. 同位体二分性
3.1

同位体二分性の発見

隕石全 岩に同位体 異常があることは，2000 年代に質量分析計の分析精度向上に伴って，様々な元素

分 性は，単純な二成分混合などの単一の物理化学
過程では達成されない．更に，NC・C C間には組成のギャップがあり，中間的な同位体組成をもつ物質がないことが見てとれる．これらの結果から，NC・C Cには形成時に時空間的な分断があり，それぞれの形成領域で異なる物質輸送が進行していたと考えられる．

において明らかになりつつあった[8, 9など ]．炭素質

Wa r renの結果をもとに，更に発展した解釈を導コンドライトは特に大きな同位体異常を示し，エンス

いたのが Budde et a l . [ 19]，K r u ijer et a l . [20]タタイトコンドライトや 普 通コンドライトは 地 球に近である．著者達は Ti・Cr同位体の結果に続き，Mo

い組成・または区別できない組成を示す傾向にある．

同位体に同様の二分 性を見出した．NC・C Cは Mo

Wa r ren [ 10]は，過去の研究で得られたTi・Cr同位同位体比の二次元プロット上で，異なる回帰直線を体のデータを使って，地球を含む様々な惑星物質は作る( 図 2)．C C - g roupは NC - g roupよりr核種に富同位体異常によって大きく2つのグループに分類されんでおり，Ti・Cr同位体の結果と同様にNC・C Cのると提唱した(同位体二分 性 )．1つのグループは, 炭

中間的な同位体組成の物質は存在しない．NC・C C

素質コンドライトと一部の分化隕石で構成されるC Cの回帰直線は切片が異なり，ほぼ平行な傾きを持つ(Ca rbonaceous Chond r ites) - g roupである．もことから，単一の過程では両者のMo同位体組成をう一方のグループは，エンスタタイトコンドライト・普説明することはできない．さらに著者達は H f‒W年

通コンドライト・( 火 星 由来と考えられて いる) S NC

代測定によってNC・C C母天体の分化年代の差を求隕 石・( 小 惑 星ベスタ由 来と考えられて いる) H ED

め，NC・C Cの時空間的な分断の存在をより明確に

隕 石など で 構 成され るNC ( Non - Ca rbonaceous

示した．それでは，原始太陽系星雲は一体何によっmeteor ites) - g roupである．Ti・Cr同位体比の二次て分断されTi・Cr・Mo同位体二分性を生んだのだろ

元プロット上で，NC - g roupとC C - g roupは異なるうか．

傾きを持っている(図1)．つまり，NC・C Cの同位体二

著者達はその原因を，他の岩石惑星より先に誕生核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化／深井17

図2: 隕 石全 岩のμ94Mo−μ95Moデータを示す図(EC (Enstatite Chondrites), OC (Ordinar y Chondrites): [21‒23], CC: [19,22‒24], CAI: [25])．2本の直線は，NC・CCそれぞれのプロットから得られた回帰直線である（計算には「ISOPLOT」
を用いた）．プロッ
トの誤差は，各論文に掲載されている測定誤差を示す．

した「木 星コア」であろうと解釈した．より詳しいシ[21] は，重 力崩壊 型 超 新星 爆 発 由来プレソーラー

ナリオは以下の通りである．木 星による分断によっ粒子が C C 形成領域に選択 的に輸送されたことで，て，太陽系外側から内側へ粒子が落下することが阻

C C - g roupが r核種に富む同位体組 成を獲 得した，害され，NC・C C 領域の物質は混合しなかった．分というモデルを提案した(図 2)．

断が起きている間，NC・C Cそれぞれの形成領域に一方 で，Fu ka i a nd Yokoya ma [26] は，NC・存在する粒子は微惑星レベルに成長した．この時点

C C両者を含むコンドライト全 岩のNd同位体分析をでNC・C C領域のMo同位体組成には二分性が存在行った．著者達が Nd同位体に注目した理由の1つにした．その後微惑星は木星の移動によって擾乱を受は，Ndの核合成起源が関係している．Wa n ajo [27]け，現在の小惑星帯の軌道に輸送された(この部分は，ある条件下の重力崩壊型超新星爆発で起きるrはグランド・タックモデルと同様 )．この論 文の発 表プロセスでは，質量数 130以上( Ba 以降)の元素は合以降，同位体二分性の原因として「木星コア」の存在成されない，というシミュレーション結果を示した．

を前提とする論文が大半を占めるようになるほど，イ

Ndの質量数は144 程度なので，重力崩壊型超新星

ンパクトのある説であった．

爆発由来プレソーラー粒子が C C形成領域に混入し3. 2

同位体二分性の起源たとしても，形成領域のNd同位体比は乱されない．
このことから，もしWorsha mらの説のようにMo同同位体二分 性について議論するとき，原因となる

位体二分 性が重力崩壊 型超 新星爆発由来プレソー

物質 (例えば漸近巨星分枝星由来・超新星爆発由来

ラー粒子の混入によって生まれたならば [21]，隕石などのプレソーラー粒子)を考えることは，原始太陽

全岩にNd同位体二分性が存在する可能性は低いと系星雲の物理化学過程を理解する上で重要である．

考えた．

Mo同位体二分 性を発見したK r u ijerらは，具体的しかし著者達の予想に反して，NC・C C間にはNdにどのような物質の空間的不均質性が NC・C Cの同同位体二分性が存在した (図3)．つまり，元素によっ

位体比の違いを生んだのか，深く言及しなかった．

て同位体二分性を形成する原因は異なり，重力崩壊

後続の論文では，Mo同位体二分 性をつくった物質型超新星爆発由来プレソーラー粒子以外にも，二分について詳しく議論 がなされた．Worsha m et a l .

性の原因となる物質を考える必要が出てきたのであ18

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図3: 隕石全岩のμ142Nd−μ150Ndデータを示す図(EC・OC・CC: [26, 28]，CAI: [25])．原点を通る直線は，地球組成とsプロセス端成分[5]との混合直線を示す．EC・OC・CC・CAIの誤差は分析結果の2 SD (two standard deviations)を示す．CAI-subtracted CCの誤差は，分析結果の誤差を伝播させた2 SE (two standard errors)を示す．

る．それでは，Nd同位体二分 性の原因となった物

CA I中の元素存在度が高いため，同様のモデルで質はなんだろうか．最も有 力な候 補は，コンドライ

同位体二分 性をおおむね説明することが出来る( Ti :ト中 に含 まれ る CA I (Ca lciu m - a lu m i nu m -r ich[ 32] , Sr : [28] )．

i nclusions ; 難 揮発 性包有物 )であると考えられる[26, 29]．

それでは，Ndとは異なり親 鉄 性 元 素であるMo
同位体 二分 性を，CA Iの輸 送によって説明するこCA Iは太 陽 近傍で凝 縮したと考えられる高温凝とはできるのだろうか．Render et a l . [22] による

縮 物 であり， 太 陽 系 最 古の 年 代を示 すこと(4567と，「C C - g roupからCA Iの寄与を取り除くと，NC -M a : [ 30] )，隕石全岩よりも大きな同位体異常をもつ

g roupの同位体組成に近づく」という傾向はMo同位こと[25] で 知られている( 図2- 3)．CA I が 同位体 異体にも見られる．しかし，CA IのMo 存在度が比較常をもつということは，CA I 形成領域と地球にもま的小さいことから，CA Iを取り除いただけでは NC・たプレソーラー粒子の時空間的不均質性があったと

C Cの同位体組成の差異は説明できない．結論としいうことだが，その原因は本論文では議論せず NC・て，Mo 同位体二分 性は主に重 力崩壊 型 超 新星 爆

C C の違いにのみ着目する．CA Iは，NC - g roupに発由来プレソーラー粒子，Nd同位体二分 性は主にはほとんど含まれておらず，C C - g roupには最大 3％

CA I によって引き起こされたと考えるのが，現状最

ほ ど 含 ま れ て い る [ 31]．Fu ka i a nd Yokoya maも妥当と言えそうである．

[26]は，炭素質コンドライト全 岩の同位体組成から
CA Iの同位体 組 成をマスバランス計 算で取り除き，
CA I- subt racted C Cの同位体組成を計算した．結3.3

NC - group・CC - group内の同位体不均質性果として，NC - g roupとCA I- subt racted C Cの同

NC - g roup・C C - g roup間に見られる同位体二分

位体不均質性は，二成分混合で説明できることがわ

性の原因についてここまで議論してきたが，それぞかった(図3)．C C - g roupからCA Iを取り除くことで，れのグループの中にも同位体不均質性は存在してい同位体二分性に特徴的な組成のギャップは無くなっる(図1‒ 4)．ここからは，各グループ内の同位体不均たため，Nd同位体二分 性の原因はC C 形成領域に質性に関する研究例を紹介する．

輸送された CA Iである可能 性が 高い．Ndをはじめ

NC - g roupは，数 種 類のコンドライトと分化隕石とする親石性かつ難揮発性の元素（Ti , Srなど）は，

で 構 成されて いる．NC - g roup 内 で 地 球と最も良核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化／深井19

図4: 隕石全岩のμ84Sr−μ150Ndデータを示す図(EC・OC・CC: [26]，CAI: [25])．原点を通る直線は，地球組成とsプロセス端成分 (太線:[36]，破線: [37])との混合直線を示す．EC・OC・CC・CAIの誤差は分析結果の2 SDを示す．CAI-subtracted CCの誤差は，分析結果の誤差を伝播させた2 SEを示す．

い一致を見せる隕石種として，エンスタタイトコンドて分類された8 種類の炭素質コンドライトサブグルー

ライト(Cr : [ 9] )，I A B 型 鉄 隕 石 ( Mo: [21] ) が 挙 げプ(CV・CK・CM・C O・C B・CH・CR・C I )と，これらられる．地球とこれらの隕石母天体は，おおむね同のグループに分 類されない例外 的な隕石(タギシュ

一の同位体リザバーで 形成したと考えられている．

レイク隕石など )で構成されている．サブグループ間

一方で，NC - g roupの中で比 較 的 大きな同位体 異での同位体組成の違いはCr同位体で最も明瞭に示常を示すのが，分化隕石の一種であるユレイライト

されている[ 9]．Sug iu ra a nd Fujiya [ 35]はコンド隕石である(Cr : [ 9, 33] )．S ch i l ler et a l . [ 34] は，

ライト母天体の集 積年代とCr同位体 異常に相関関NC - g roupの Ca同位体 異常の大きさが各隕石母天係があることを指 摘し，Cr同位体 異常の原因が原体の質量に比例することを主張した．著者達は，質始太 陽系星雲の時間的な組 成変化であることを主

量 が小さい天体 (ユレイライト母天体 ) は C C - g roup

張した．一方Fu ka i a nd Yokoya ma [28]は，CV・由来 物質の降 着 量 が小さく， 質量 が 大きくなるに

CM・C O・C IコンドライトにSr・Nd同位体不均質性

つ れ 降 着 量 が 増 すというモデルを提 唱して いる．

が 存在することを示した ( 図 4)．Cr同位体比の結果

Yokoya ma et a l . [23] では， エンスタタイトコンドと異なり，Sr・Nd同位体異常と集積年代の相関関係

ライト・普通コンドライト・ルムルチコンドライトにMoは得られなかった．そこで，Sr・Nd同位体不均質性

同位体不均質性を発見した．原因として，原始太陽を説明する新たなモデルとして，C C形成領域への粒系星雲で一部のプレソーラー粒子が中心星付近で子輸送モデルを提案した ( 図 5)．小 惑 星と隕石の対起きた熱過程によって選択的に破壊され，ガスとし応関係から，CV母天体は円盤の比較的内側，CM・て分離するモデルを提案した．もしくは，コンドライ

C O 母天体は円盤の比較的外側で形成したことが推ト毎のマトリックス存在 量・Fe - N i 合金存在 量の違察される[ 38]．C C - g roupの母天体は全て木星以遠

いによっても，NC - g roupのMo同位体 不均質性がで形成されたとすると，CV母天体は木星付近で形説明 可能であるとしている．このように NC - g roup

成されたことになる．近年のシミュレーション結果かの同位体不均質性は元素によって見られる傾向が異ら，木星形成領域のすぐ外側では，ガス圧力勾配のなり，それらを現時点で統一的に説明できるモデル

ギャップが生じることによって比較的大きい粒子がはない.

濃 集することが示されている[ 39]．木 星よりも内側

C C - g roupは，化学組成・酸素同位体組成によっの領域から輸送された (C C - g roup 平均と異なる同20

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図5：Sr‒Nd同位体不均質性を表す概念図([28]より一部改変)．

位体組成の) 粒子が，CV母天体付近に濃集すること年代の違いや，NC形成領域から輸送された粒子ので，CM・C O 母天体との差異を説明することができ

不均質分布によって引き起こされた可能性がある．

る．

このように，隕石全岩の同位体異常の原因を解釈しかしこのモデルは，C C - g roupの中で最も太陽する際，隕石母天体の「空間的な」分布・「時間的な」

系の外側に由来すると考えられてきた C Iコンドライ

分布を軸に議論が進められてきた．しかし，隕石母

トが，小さい同位体 異常を示すことを上手く説明で天体の「空間的な」分布というのは，小惑星と隕石のきない．C C - g roup間の不均質性はより複 雑な機構

対応関係をある程 度仮定した上で得られる，間接を表している可能性があり，様々な元素の測定から的な証拠である．隕石と小惑星表面の反射スペクト

より多角的に検証する必要がある．

ルが完全に一致する例は少ないことからも，隕石が4. 結論と今後の展望

由来する場所の情報に欠ける標本なのは間違いない．一方で，はやぶさ2やO S I R I S - R Exのサンプル
リターン探査は，直接リモートセンシング探査をした

隕石全 岩のもつ核合成起源同位体 異常は，初期

小惑星から岩石試料を入手し，対応した化学情報を

太陽系に起きた様々な物理化学過程を表している．

実 験 室環 境で得ることができる．この方法により，

特に近年発見された同位体二分性は，隕石母天体が小惑星の空間分布に加え，小惑星の宇宙風化など形成した時空間的な違いを明瞭に示している．炭素の影響も考慮することができ，より精密な議論がで

質コンドライトに代表されるC C - g roupの形成領域

きることが期待される．そのためにも，我々が手にしと，エンスタタイトコンドライト・普 通コンドライトなている隕石試料を用いた信頼できる宇宙化学データ

どのNC - g roupの形成領域は，木星コアによって空

ベースの構築や，微小量サンプルからできる限り多く

間的に分断されていたというのが有力な説である．

の情報を引き出すスキームの確立などが，今後不可NC - g roup 内 , C C - g roup 内 に見られ る同 位 体
不 均質性の原因を明らかにすることも重要である．
NC - g roupの同位体 不 均質性は，熱 過程によるプ
レソーラー粒子の破壊や，マトリックス・Fe - N i合金

欠になるだろう．

謝辞の含有量の違いによって引き起こされた可能性があ

本論文の執筆を勧めてくださった瀧川晶博士，丁る．C C - g roupの同位体不均質性は，母天体の集積

寧にコメントをして頂いた査読者の飯塚毅 博士に厚

核合成起源同位体二分性と初期太陽系の進化／深井

く御礼申し上げます．本論文の議論やデータの大部分は，東京工業大学地球惑星科学系にて提出した自身の博士論文をもとにしています．当時の指導教員である横山哲也博士をはじめ，ご指導頂いた臼井寛裕博士，羽場麻希子博士らに深く感謝致します．

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22

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その41
〜LIRの新しい可能性〜
神山 徹1, 福谷 貴一2, 今村 剛 3,（要旨）中間赤外線カメラ( L I R )のデータ解析技術の進展から，L I Rのデータに埋め込まれている様々な情報が得られるようになってきました．例えばスーパーローテーション維持機構に重要な「熱潮汐波 」の全球的な構造を3 次元的にとらえることに成功しています．また画像の低ノイズ化にも成功し，あかつきの悲願だった金星の夜の風速分布も手に入りつつあります．金星到着以降，巨大山岳波の発見など驚きの画像を送り続けているL I Rの新しい展開についてご紹介します．

1. LIRによる金星観測持に重要な大気波 動があるのですが，熱潮汐波は
赤道から極域，また昼・夜両面を覆う全球的な構造

中間赤外カメラ，L I Rでは8-12μmの赤外線を用を持ち，過去の探査ではその全貌をとらえることがい，対 象からの熱放 射を利用して観測を行います．

困難でした．あかつきの持つ赤道軌道と昼・夜の区

このためL I Rでは金 星自身から放たれる熱放 射を別なく観測が行えるL I Rの組み合わせにより，熱潮観測することができ，加えてこの波長帯では太陽光

汐 波の全 球的な構造を観測的に捉えることが金星の反射は十分暗いことから，金星を昼・夜別なく観探査の歴史上はじめて可能になりました．

測することができます(図1)．雲頂高度の観測に関し

このように雲頂高度というある特定の高度において, 太 陽光の反 射を利用するU V IやI R 1, I R 2では ,て熱潮汐波の全球探査が可能となりましたが，大気データは昼面のみに制限されることから，あかつきの現象は当然高度方向にも広がりを持ち，熱潮汐波が搭載する5つのカメラのうちL I Rだけが金星の昼・の働きを理解するためには3 次元的な探査が求めら

夜の区別がない観測データを提供可能です．

れます．あかつきでは「電波掩蔽 」観測により，電波

また，P ioneer VenusやVenus Ex pres sなど過が通過する緯度・経度に対して高度方向の情報を取去の極軌道衛星とは異なり，あかつきは赤道軌道を得しているものの，より広範囲の3 次元情報の取得

周回しています．このためあかつきは赤道を中心としは大気現象の理解に役立ちます．

て両半球に広がる現 象の観測を得意とします．たとこのような課題があり，ミッションチームでは金星

えば太陽光による雲の加熱を励起源とする「熱潮汐雲から放射される熱放射がどのように宇宙空間まで波 」と呼ばれる，スーパーローテーションの生成・維到達するか，放射伝達計算に基づき詳しい議論を行

1.産業技術総合研究所 人工知能研究センター
2.東京大学大学院 理学系研究科
3.東京大学大学院 新領域創成科学研究科
t.kouyama@aist.go.jp

いました．議論の成果としてL I R単体でも(限定された高度範囲であるものの)高さ方向の情報が得られることが認識されました．本記事ではこの成果を活用し，熱潮汐波による温度場の3 次元構造を明らか

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その41〜LIRの新しい可能性〜／神山 他

23

図1. 2015年12月7日に同じタイミングで取得された(a) UVI，(b)LIR観測画像．LIR画像中の実線は赤道，白点線は昼夜境界線を示す．LIR
は金星雲層から発せられる熱放射を観測するため，昼・夜両面の情報が得られる．

にした結果を報告するとともに，さらにL I Rのノイズ

かけの厚みが 変わることになります( 図2a)．この効低減処理により，金星雲頂高度における昼・夜両面

果により出射角ごとにL I Rが観測する高度が変化しの風速構造を得た成果について紹介します．

ます．図2bではどの高度が L I Rによってより観測さ2. LIRデータ解析の新たな展開
2.1

観測高度の出射角依存性を利用した，
LIRによる大気3次元観測

L I Rでは熱赤外波長を扱います．この波長は金星大気を深く透過できるものの，金星を分厚く覆う雲れるかの指標となる寄与関数を，いくつかの出射角について示しています．直下観測条件では最も深い
高度の情報まで得られる一方，出射角が大きくなる
につれてその高度が上層にシフトしていく様 子が分かります．寄与関数の広がる効果により重なる高度
幅あるものの，直下視と出射角60 °では実効的に3k mほど高度方向に差のある情報が得られると見積もられています [2]．

により散乱を受けるため，L I Rでは主に金星雲層高出射角ごとにL I Rデータを区別することができれ度から射出される熱放射が観測されることになりまば，異なる高度の情報 が 得られることになります．

す．この熱放射は単一の高度から射出されるものがちょうど良いことに同じ出射 角を持 つ 領 域は金 星観測されるわけではなく，雲の散乱の程度に合わせ

ディスク上で同心円状に分布し，出射角が大きくなるある幅を持った高度範囲の熱放射が観測されること

ほど半径が大きくなり(図2c)，出射角ごとにデータをになります．放 射 伝 達 計 算によりL I Rでは高度 60 -

区別することが可能です．つまり2次元センサである

75k mの範囲から射出される熱放射が積分されたもL I Rから様々な高度の情報が得られることを意味しのを観測すると見積もられています [ 1]．

ています．もともとL I Rでの観測の特性として昼・夜

このように L I Rでは金 星雲層の上部 高度を観 測

区別なく全球的にデータが得られることは分かってします．一方で，金星は全 球をすきまなく雲が覆ういましたが，さらに高度方向にも情報が得られる特ことから，熱放射が射出される向きによって雲の見性が認識され，L I R単体でも3 次元的な情報が抽出24

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図2. (a) 出射角の違いによって観測高度が変わる概略図．eは出射角を示す．もし雲の密度がどの高度でも一定とすると，光路長の変化に合わせ観測可能高度は1- coseに従って上昇する．(b) 出射角0°
，45°
，60°
における寄与関数の高度分布．(c) LIR画像中での出射角45°，60°に相当する領域(白線)．Kouyama et al [2]より抜粋．

可能という測器としての新たな描像が得られていま

効かず，他の構造に対して相対的に強調される形にす．

なります．事実 L I Rでは大小さまざまな定在波構造

2. 2

LIR画像の低ノイズ化による模様追跡の検出に繰り返し成功しています [ 5]．
では本当に高度方向にもスケールの小さい小規模L I R観測の別の観点として，軌道投入以前に予想

擾乱の情報は L I Rでは検出できないのでしょうか．

された以上にL I R画像に小規模な雲の擾乱構造が結論としてはL I R画像の温度分解能を向上させるこみられない，という事情がありました．事前に行われとにより，その検出ができました．L I Rの温 度分 解ていた地 上観測の研究成果 等から，L I Rでも紫外能はノイズ成分によって決まっています [6]．そのあ

波長でみられる細かな模様のような小規模な大気のらわれ方はランダム的であり，シンプルに画像を重乱れが観測されると期待されていました[ 3] が，実際ね合わせることで統計的により減少させることが可には小規模な擾乱による温 度の乱れをL I R 画像で能です．一方で単純に画像を重ね合わせるのではな

識 別することは困難でした．これは2.1章で 示した

く，L I R 画像を緯度 経度 展開した L 3プロダクト[ 7]ようなL I R が 持 つ 10k mの幅の寄 与関数による効を用い，スーパーローテーションとともに動く座標上果が影 響していると考えられています．寄与関数のにおいて画像の重ね合わせを実施しました．これに幅分，高度方向に情報が足し合わされ，高度方向によりスーパーローテーションによって移流される成分

小さな構造をもつような温度擾乱はその振幅がキャのみが強調されることになります(地形固定 成分もンセルされ，L I Rのもつ温度分解能 (ΔT= 0. 3 K )を除去できる)．結果，期待した通り温度分解能が向上

下回ってしまうためです．逆にL I Rによってはじめてし，目視においても相関などの統計処理においても同定された地形固定の「定在波 [4] 」にとってはこの雲模様の識別性が改善しました(図3 [ 8] )．

特性は有利に働きました．定在波は鉛直波長が 100

この成果によりついにL I Rによる大気擾乱の追跡

k mにもなると予想され，大気下層から雲層までつなが可能となり，これまで世界でまだ誰も成功していがった構造を持つことから鉛直積分の効果はあまりない，雲上層高度 ( 65 -70k m)における昼・夜の区別

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その41〜LIRの新しい可能性〜／神山 他

25

図3. 重ね合わせによるノイズ低減手法の流れとその効果．

のない風速分布の導出が可能となりました．

3. 観測成果
3.1

熱潮汐波による温度擾乱の全球構造

れ，ローカルタイムが小さくなる方向に半日潮汐成分の位相が変化する様が確認され (図 5)，同様の高度を観測した電波掩蔽観測 [ 9]と良い整 合 性を示していました．この位相関係は下層で励起された熱潮汐波が上方に向かって伝搬している様を示すものであり，熱潮汐波が少なくとも定性的にはスーパーロー

2.1章で紹介した通り，L I R 観測高度の出射角依テーションを加速している証拠をとらえたと考えられ存性と，あかつき赤道軌道 上からの全 球観測の組ています．このような観測事実は理論研究に有益なみ合わせにより，熱潮汐波の構造が (雲上層高度に情報として活用が検討されています．

限定されるものの) 3 次元的に得られました．まず図4では出射角60°に着目し(代表高度 : 69 k m)，2016

3. 2

昼と夜とで異なる南北風の向き

年10月から2019 年1月まで，3金 星年以 上のL I R 画

2. 2 章で示したように，スーパーローテーションに像を平均して得られた熱 潮汐 波 構造を示していま

よる大気の移動を考慮しながら画像を重ね合わせる

す．南北両半球とも赤 道から中緯度 帯まで 波数 2，ことで，スーパーローテーションに乗って，あるいは半日潮汐成分の構造が卓越し，緯度45°より高緯度

スーパーローテーションに近い速度で移動する模様

帯では波数 1，一日潮汐成分の構造が明瞭になる様のみが強調されます．1時間おき，あるいは2 時間お子が見られています．

きに取得されたL I R画像を昼側10 時間，夜側 9 時間

このように両半球にわたり，ローカルタイムに欠け分の平滑化幅を持って重ね合わせた結果を図 6に示のないデータセットが得られたのは L I R が初めてでしています．昼面，夜面ともに目視でも確認できるほす．さらに1金星年ごとに熱潮汐波構造の調査を行っ

ど雲模様が明瞭になり，昼 側で雲模様が赤道からた結果，振幅，位相どちらも時間変化が小さく，安極向きに発 散していくさまが 確認される一方，夜側定して存在することが確認されました[2]．

では逆に極から赤道に収 束する模 様の動きが 確認

次に異なる出射角ごとにデータを平均し，高度にされました[8]．

よる構造の違いが調査されました．赤道での輝度温

このような南北風速の波数 1構造が 存在すること

度プロファイルを位相角ごとに表 示してみると，出は，熱潮汐波の理論的研究から予想されていました

射角が大きくなるにつれ，つまり高度が高くなるにつ(たとえば [ 10] )．しかし紫外波長観測では観測範囲

26

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図4. LIRによって初めて同定された熱潮汐波の全球構造(出射角60°のデータを利用)．3金星年分のLIR画像を平均処理することで導出．熱
潮汐波は太陽光加熱を励起源とするため，その構造が固定されている金星地方時―緯度座標系において平均処理を行った．

図5. 複数の出射角を用いて導出した赤道上空での温度プロファイル(実線)．点線は波数2成分のフィッティング結果を示す．高度による位相変化を見やすくするため，金星の午前域に存在する温度極大位置にマークをした．

が昼側のみに限られるなど，過去の探査で観測的に確かめた事例はなく，L I Rにより初めて同定されました．ここまでは定性的な評 価ですが，波数 1構造の強度や昼・夜平均した際に残る全球平均としての
南北風の強さ(つまり子午面循環の真の強度 )について，定量的な調査がまさに今行われています．

4. まとめ
本記事では最近目覚ましい発展のあった，あかつ一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その41〜LIRの新しい可能性〜／神山 他

27

図6. ノイズ低減処理により取得された昼・夜のLIR緯度経度展開画像．矢印は確認された雲模様の南北移動方向を示す．

き/ L I Rの解析手法について紹介するとともに，この[2] Kouyama, T. et al., 2019, Geophys. Res. Lett. 46,

手法を用いて得られた観測成果，特にスーパーロー

9457. doi: 10.1029/2019GRL083820.

テーションの維持・生成に深く関与していると考えら[3] Sato, T. M. et al., 2014, Icarus 243, 386.

れている熱潮汐波に関する成果を紹介しました．過[4] Fukuhara, T. et al., 2017, Nat. Geoscience 10, 85.

去の観測では得られなかった情報が手に入ったこと[5] Kouyama, T. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 44,

により，理論的研究がさらに進むものと期待されています．
また画像 重ね合わ せによるノイズ成 分を低 減 する処理そのものは一般的な処理であるものの，長くミッションに参加しているメンバー(また長くあかつきデータを見ているはずの世界中の研究者 )では雲模 様を効果的に抽出する手順にまでは到達できま

12098. doi: 10.1002/2017GRL075792.
[6] Fukuhara, T. et al., 2011, Earth Planets Space 63,1009.
[7] Ogohara, K. et al., 2017, Earth Planets Space 69,
167.
[8] Fukuya, K. et al., 2019, In proc. EPSC-DPS2019,397.

せんでした．画像 重ね合わせに関する成果は新しく[9] Ando, H. et al., 2018, J. Geophys. Res. 123, 2270.

ミッションに参加したメンバーがフレッシュな視点で[10] Takagi, M. et al., 2018, J. Geophys. Res. 123,

試行した結果であり，それが世界初の成果につながりました．思い込みのない新しい視点をミッションに加え続けることの大切さもこの研究成果から再認識しています．

参考文献[1] Taguchi, M. et al., 2007, Advanced Space
Research 40, 861.

335. doi: 10.1002/2017JE005449.

28

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その20〜小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像〜
安部 正真1，橘 省吾2，小林 桂 3，伊藤 元雄 4，渡邊 誠一郎 5（要旨）探査機「はやぶさ2」は小惑星リュウグウ表面での試料採取のための二回の着陸運用を成功させ，現在，地球帰還に向けて，飛行中である．2020 年末に地球に届けられるリュウグウ試料は，地球帰還から6ヶ月の期間，JA X Aキュレーション施設内に設置された専用のクリーンチャンバーの中で，地球大気にさらされず，窒素ガス中で初期記載される．その後，一部試料に対し，外部機関でのJA X A 主導の高次キュレーションならびに「はやぶさ2」科学チームによる初期分析がおこなわれる．地球帰還から18ヶ月
後には，それらの分析結果はカタログ化され，国際公募による分析に試料が配布される．本稿では，初期記載，高次キュレーション，初期分析に関し，それぞれの目的や実施内容，計画について示し，国際公募開始以前にJA X Aならびに「はやぶさ2」プロジェクトが主導しておこなうリュウグウ試料分析の全体像を紹介する．

1．リュウグウ表面での試料採取見られるが，含 水 鉱物を含む炭素質コンドライトに比べ，吸収が弱いこと，などが明らかとなった [e .g . ,探 査機「はやぶさ2」は小惑星リュウグウでの近傍

1- 3]．また，着陸機 M A S C O Tによって，表面に細観測（2018 年 6月‒2019 年11月）を終えた．リモート

かい粒子が 積もっているような様子は見られないこ

センシング観測によって，( 1) リュウグウが独楽（コと，数 cmサイズの表面岩石の熱伝導度が隕石の典マ）を上下に重ねたような形をしており，平均半径は

型値より小さいことが明らかになった [4, 5]．これら

およそ450 mであること，( 2) バルク密度が 1.19 ±の事実は，リュウグウが既存の隕石とは異なる物質

0. 03 g cm‒ 3であり，炭 素質コンドライトの密度を

科学的特徴をもつことを示唆する．含水鉱物の低い想定すると，天体全体として，50‒ 60 %の空隙率を存在度は，リュウグウが加熱などによって含水鉱物

もつこと，(3) 表面全域に10 mを超える大きな岩塊を失ったためか，そもそも母天体で水質変成があま（大きさ約25 cmを超える岩石を岩塊とよぶ）が多くり進行しなかったためか，いずれかの可能性が考え存 在し，リュウグウ表面物質の幾 何アルベド（反 射られるが，現時点でははっきりとしない．

能）は~4. 5% しかなく，典型的な炭素質コンドライト「はやぶさ2」は2019 年2月，7月の二度，リュウグ

よりも暗いこと，(4) 表面全域に2.72 μmの吸収がウ表面への着地に成 功した．試 料 採 取のための弾

1.宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
2.東京大学・宇宙惑星科学機構
3.岡山大学・惑星物質研究所
4.海洋研究開発機構・高知コア研究所
5.名古屋大学・大学院環境学研究科
abe.masanao@jaxa.jp

丸の発射も確認された．
「はやぶさ2」サンプラーシス
テム [6 - 8] は「はやぶさ」を踏襲しており，弾丸発射型の試 料 採取機構が宇宙環境で動作することが初めて示された．第一回目の着地および試料採取は赤道付近でおこなわれた．第二回目の着地は衝突装置

小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像／安部 他

29

S C Iによって赤道付近につくられた人 工クレーター

加工洗浄室と呼ばれるエリアで，インスツルメンタル

周辺でおこなわれ，採取された試料にはクレーター

モジュールとサンプルアブレータの除去を行う．特にから掘り起こされた地下物質が含まれていることがサンプルアブレータはサンプルコンテナと締結してい期待される．

るネジからの熱の流入を防ぐために，ネジ頭までア

初回と二回目の着陸の間にはサンプルキャッチャ

ブレータで蓋をされているため，フライス盤を用いて内の試 料導入口位置を変更し，二度の着陸で得らアブレータを削り出すという加工作業をクリーンルー

れた試料をサンプルキャッチャ内の個別の格納室にム内に独立排気エリアを設けて行う必要がある．

収納した．2019 年 8月には，サンプルキャッチャを地

余計なものを取り除いたサンプルコンテナは表面

球帰還カプセル内のサンプルコンテナに収 納する運を清浄にした後，試 料準備室
（クラス1000）で蓋開用もおこない，試料採取運用における全動作が無事

封 機 構 に 組 付 けられ る．サンプルコンテナは 帰 還に完了した．
「はやぶさ2」は小惑星リュウグウ近傍で試 料 の大 気 暴 露を防ぐためにメタルシールされての運用を11月に終え，現在，地球へ帰還中である．

いる．サンプルコンテナの蓋は内と外の二重 構造に地球帰還カプセルは2020年末に地球に届けられる．

なっており，ラッチ拘束された外蓋とばね力によっ

2．JA X Aキュレーションにおける
初期記載
2.1

キュレーション設備への帰還試料受入「は やぶ さ２」の 帰 還 試 料 の 受 入 につ いて は，て，内蓋がサンプルコンテナのシール部に押し付けられることで内部の密閉が保たれている．サンプル
コンテナの内蓋だけをジグを使って反跳を抑え，外蓋とばねを除去してから，最終的に蓋開封機構に組付けられることになる．

2.3

試料の取り出しと初期記載

JA X A宇宙科学研究所の地球外 物質研究グループ「はやぶさ２」の試料受入れのためのクリーンチャ

が，JA X A相模原キャンパスに設置された試料受入

ンバー (以下C Cと略す )は，第2処 理 室（クラス100

れ設備（キュレーション設備）を用いて行う．

〜1000）に設置され，5室（C C 3-1, 2, 3; C C 4-1, 2）

帰 還試 料は探 査機の帰 還カプセルのサンプルコから構成されている(図1，2.4 節 )．蓋開封機構は台ンテナ内のサンプルキャッチャに収 納されている．

車で C C 3-1下部に設置され，C C 3-1の下面フランジ

地球 帰 還時に探 査機から分離されたカプセルは豪に取り付けられる．蓋開封機構取り付け後にクリー州で回収される予定である．カプセルは回収後，現

ンチャンバー内は真空環境にされる．

地でサンプルコンテナ内のガスが回収された後，輸サンプルコンテナの開封は，内蓋を抑えている機送コンテナに封入され，日本に空輸され，キュレー

構をチャンバー外からの操作で解除し，内蓋を持ちション設 備に運び 込まれ る予定 である．帰 還カプ

上げることで行う．内蓋はサンプルキャッチャと締セル回収からキュレーション設備への搬 入までは，結されているため，この操作で，サンプルキャッチャ

JA X Aに組 織されたカプセル回収 隊が主導して行がサンプルコンテナから露 出する．露 出したサンプ

い，地球外物質研究グループの作業はサンプルコン

ルキャッチャをC C 3-1の第1トランスファーロッドでテナ受入後からスタートする．

つかみ，C C 3-2 へ水平 搬 送する．C C 3-2で第1トラ

2. 2

サンプルコンテナのクリーンチャンバー搬入

ンスファーロッドを用いてサンプルキャッチャを反転し，内蓋を下にして，CC3-2の第1ステージに設置する．
サンプルキャッチャは A , B , C 室の3部屋構成にキュレーション設備受入時，サンプルコンテナになっており，1回目の着地の際の採取試料はA 室に，は，帰還カプセルのインスツルメンタルモジュールと2回目の着地の際の 採 取試 料は C 室に入っている．

呼ばれる構造体や，サンプルアブレータ（熱防御材）C C 3-2の第1ステージではキャッチャA 室の蓋のネがついているため，そのままではクリーンチャンバー

ジを外し，蓋を取り除く．

には入れられない．そのため，クラス10000レベルの蓋を取り除 いた後，C C 3-2の 第2トランスファー

30

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図1：
「はやぶさ２」
試料受入れ専用の新クリーンチャンバー．5室構成（CC3-1からCC4-2）となっている．

ロッドを用いてC C 3-2の 第2ステージに 移 動させ，「はやぶさ」初号機でも行った方法である．石英容器

スコープカメラで観察しながら，A 室の試 料の一部に移し替えられた各室の試 料は再度 C C 4-2に移さを，鉗子機構を用いてピックアップし，C C 3-2 内にれ，各室の試料重量を計測したのち，光学観測と分設置した石英皿に保管する．その後，C C 3-2の第 3

光 観 察を行う．光 学 観 察では試 料 のサイズ分布にステージに移動させ，A 室の開口部に試料飛散防止

ついての概 略 の情報も得る予定である．分 光 観 察

用石英キャップを載せてから，C C 3-2の第 3トランス

はここでは集合体としての分光データを取得予定でファーロッドを用いてC C 3- 3に移動させる．ここまである．分 光観察は F T I Rによる反射スペクトル測定の作業をすべて真空環境下で行う．サンプルキャッと，フランス宇宙天体物理学研究所 ( I A S )が開発しチャが C C 3- 3に移動完了後，C C 3- 3とC C 3-2の間

たM icr O megaによる分光イメージ測定を準備中でのゲートを閉めてから，C C 3- 3を窒素パージし，以ある．M icr O meg aは，「はやぶさ２」のM A S C O T

降，窒素雰囲気下でグローブ操作を行う．

に搭 載された分 光イメージャーを帰 還試 料 の測定

C C 3- 3からは，サンプルキャッチャはキャッチャ

が 行えるように専用に新 規 製 作したものを用いる．

ハンドリング治具を介してつかむことで，グローブ操

このM icr O mega の 使 用は2019 年 6月にJA X Aと作でも安 全 かつ確実にその分 解および 試 料の取り

C N E S間で締結された「JA X A地球外試料キュレー

出しが行えるようになっている．サンプルキャッチャ

ションセンターにおけるM icr O meg aでの「はやぶさは分解する前に，C C 4-2 室で全体重量を計測し，回２」帰還試料分析に関する協力活動についての実施

収された試 料 のおおよその 総 量を計 測する．その取り決め」によって実現したものである．

後，C C 4-1で，A 室の試料の取り出し，B室の取り外各部屋の試料の集合体としての測定後に，個別粒し，B室の試料の取り出し，C 室の取り外し，C 室の子のピックアップを行う．
「はやぶさ」初号機では最試料の取り出しを行う．

大でも300μmサイズの試料であったのに対して，「は各室からの試 料の取り出しは，各室の開口部にやぶさ２」ではm mサイズの試料も帰還することが期

石英容器をかぶせた状 態で全体を反転させて，各待されている．そのため，地球外 物質研究グループ

室内の試 料を石英容器に移し変える．この手法は，では，m mサイズの試料もハンドリングできるツール

小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像／安部 他

31を開発中である．個別粒子はピックアップされた後，境から窒素環境に変えるエアロック機能を備えると個別の容器に収 納され，光学顕微鏡での記載を行同時に，拡張ポートを備え，将来の新しい機能を付う．また大きなものは個別の秤量と分 光データの取加できるようにしている．前述のM icr O meg aによ得を予定している．個別 粒子のピックアップと観察る分 光測定機能は，チャンバー仕様の決定後に追は，大きい粒子から行い，最初の6か月間では最大加することが決まったため，このポートを用いて行200 粒子程度と考えている．

う．拡張ポートにはゲートバルブがついているため，

2.4

JA X Aキュレーション設備

M icr O mega測定が完了した後には，別の機能を付け替えることも可能である．

ここまで，帰還カプセル回収から，試料の個別ピッC C 4- 2も「はやぶさ」初号機にはなかった作 業用クアップと試 料の初期記載までの流れを説明した．

チャンバーである．
「はやぶさ」初号機の帰還試料は続いて，試料受入設備について簡単に紹介する．

ほとんどが 100μm以下と小さく，静電制御マニピュ

試 料 受 入れ 設 備の検 討の 経 緯については，[ 9]レータ[ 10]と呼 ばれる専用のハンドリングツールをに書かれている．2015 年から検討がスタートし，ク

開発し，これまで約1000 粒子のピックアップに成功

リーンル ームとクリーンチャンバ ー の 完 成 は2018しているが，作業効率が悪く，当初は1日1 粒程度の年である．クリーンルームを，「はやぶさ」初 号機 用

ハンドリングがやっとであった．
「はやぶさ２」では限クリーンルームの隣の部屋に新しく新設し，その中られた時間で初期記載を完了し，後段の詳細分析にに，「はやぶさ２」専用のクリーンチャンバーを設 置分配する作業を速やかに行う必要がある．幸い，
「は

している．
「はやぶさ２」のクリーンチャンバーは5室

やぶさ２」の帰還試料は初号機よりも大きなサイズで構成で，C C 3-1, 3-2, 3- 3, 4-1, 4-2と呼ばれている．

あることが期待されており，試料ハンドリングも手作

C C 3-1, 3-2は真空環境下でのハンドリング，C C 4-1,

業で拾い上げることも可能なように，チャンバー上面

4-2は窒素環境下でのハンドリングを行える仕様で，をすべて窓面として，手元を目視して作業できるよう

C C 3- 3はその両方の機能を備えている．チャンバーなチャンバーを新たに設 計している．これにより光はステンレス製で内面は複合 電 解 研磨 処 理され 超学観察も，光学顕微鏡をチャンバー内に入れること

精密洗浄されている．クリーンルームへ設 置後ベーなく，窓越しに設置観察できると同時に，電動モーキングで脱ガス処理を行い，真空環境下では残留ガタを用いて自動マッピングも可能となり，試 料 観察

ス分析四重極型質量分析計 ( RGA- QM S )を用いて，の効率も格段に向上している．

窒素 環 境下では大 気 圧イオン化質量分析計 (A PI-

C C 4-1は「はやぶさ」初号機の静電マニピュレータ

M S )を用いて環 境モニタを行う．窒素ガスについてを設置したチャンバーと同様な設計であるが，主には，最高グレードの液体窒素から気化器および流出

キャッチャハンドリング治具を用いた，キャッチャの型純化機を用いて不純物を取り除くと同時に，循環分解作業を，個別ピックアップした試料の一時保管型純化器でクリーンチャンバー内のガスを随時精製スペースとして用いる予定である．

しながら環境を維持する．

C C 4-1とC C 4- 2にはハンドリングツールや試 料容「はやぶさ」初号機のチャンバー構成が 2 室であっ器 の出し入れのための 搬 入出用のポートが用意さたのに対し，「はやぶさ２」では5室構成となったのにれており，専用の搬入出用チャンバーを取り付けて，は理由がある．一つは真空 環 境下での試 料の取り

チャンバー内を真空排気および窒素置換を繰り返し出しおよび保管を可能にするために，専用のC C 3- 2行い，清浄 化された環境にしてからゲートバルブをを作ったことである．C C 3-2には真空環境で動作す

開け，出し入れを行う．テフロン製のジグなどは水分る機構を複数取り付け，ネジの取り外しや蓋の取り

や大気の脱ガス効率が悪く，清浄化まで時間がかか外し，試料の回収などを行うことが可能である．まる傾向があるため，「はやぶさ２」用の搬入出ポート

た各 種 スコープカメラを備え，サンプルキャッチャ

は内部ヒータを備えており，脱ガス効率を上げて，も内の試 料 の様 子 や 作 業 の様 子をリアルタイムで 観のの出し入れの作業性の向上も図っている．

察できる機 能も備えている．また C C 3- 3は真空 環

C C 4-2の搬 入出ポートはフーリエ変 換 赤外 分 光 光32

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

度計 ( F T I R ) の測定チャンバーの接続ポートも兼ね前には，超純 水および有機溶剤で超音波洗浄を行ている．F T I Rはキャッチャの各室から取り出したい，メタル製品以外は酸アルカリ溶液を用いた洗浄

試 料を集合体として石英容器に回収した後，拡散も併用している．有機物除去に関しては，ベーク処

反 射スペクトルデータを取得することを予定してい理する方法もあるが，有機物以外の汚染レベルが悪る．測定光のスポットサイズは1 m mφ程度であるた化することを考慮して，U Vオゾン洗浄を採用するこめ，試料サイズが大きい場合は，個別の反射スペクトとを検討している．

ルデータも取得可能である．測定波長範囲は0. 67μ
mから5μmと「はやぶさ２」搭載の近赤外線分 光計
N I R S 3の観測波長域をカバーしており，リモートセ
ンシングデータとの比較することが可能である．チャンバー上部にはサファイヤ製の窓があり，チャンバー
外に設 置した F T I R 測定 装置と外部光 学系を介して，チャンバー内の試料を分光測定する．

3. 初期記載後の試料分配の流れ
3.1

Phase2キュレーションの位置づけ

帰還試料受入れ 6か月後に，初期分析を開始することになっている．また初 期記 載作 業と並 行して，重量測定については，C C 4- 2に接続した搬 入出

キュレーション主導のもと，高次キュレーション（以室を介して，秤量装置をC C 4-2に導入して行う予定

後 Pha se 2キュレーションと呼ぶ）をJA X A 外 部のである．
「はやぶさ」初号機では秤量装置を，ゲート

研究 機 関と共同で行うことになっている．Pha se 2

バルブを介して隔離し，測定時のみゲートを開ける

キュレーションについては2015 年 3月に開催された方式であったが，装置から秤量皿までの距離がある

第5回キュレーション専門委員会でその必要性が 議ため振 動の影 響を受けやすく，測定 精度が十分出論された．

せない問題点があった．そのため，「はやぶさ２」でその時の資料によれば，必要性については「「はやは装置本体を専用のアルミケースで覆うことでコンタ

ぶさ２」の帰還後，その試料に最も多く接する機会

ミネーション源となることを極力避けると同時に，秤を持つのは I S A Sキュレーショングループである．し

量測定時のみチャンバー内に導入し，測定終了後はたがってそのハンドリングの経験から，初期分析や，速やかに外に出すことで，チャンバー内汚染を極力外部の研究者からは提案されていない研究テーマ

低くする方式を選択している．この方式は NA S Aのを創出することが出来るはずである． 拠点分析は，

Joh nson Space C enter が 採用している方式でもこのキュレーションメンバーの経 験を生かしたサイ

ある．チャンバー内はドライな窒素 環 境下でグロー

エンステーマに基づく分析を実施する枠組みとして，

ブ操作や窒素循環の風の摩擦により静電気が発生「はやぶさ２」の試 料から得られるサイエンス成果をしやすく，秤量装置は静電気の影響を受けやすいた

最大化するために設定することを目的とする．また，め，秤量想定時には，金属メッシュを取り付けた専

拠点との共同研究を通し，キュレーションとその他用の風防を用いて測定環境の安定化を実現し，測定の研究施設の人材交流，技術情報交換などを行い，精度の向上を図っている．

将来のサンプルリターンへの人材育成を実施する．」

C C 4-１には将来の試 料 保管のための拡張ポートとある．

も用意している．初号機では，同様の拡張ポートに

初期分析との違いについては次のように整理され試料保管庫を取り付け，保管庫には無電源で駆動すた．初期分析は試 料が帰ってくる前にあらかじめ徹

るゲッタポンプが 2 式 搭載されている．保 管庫に試底的に議論された分析フローにのっとって，試料が料保管後，保管庫をチャンバーから切り離すことで，帰ってきてから短 期間に科学成果を出すことを目標

停電時にも安 全に試 料 保 管をすることが 可能であとするものである．一方，Pha se 2キュレーションは，る．

試料の帰還後，ある個々の試料，あるいはある試料

チャンバー内で用いるハンドリングツールおよびのグループに対して，初期記載で得られたデータを試料容器は合成石英または，ステンレスおよびアル

もとに，帰還試料 全体の特徴などを踏まえた上で，

ミまたはテフロンを原則としている．チャンバー搬入与えられた試料から最大の科学成果が得られるよう

小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像／安部 他

33

サイエンステーマ・目標を設定し，それを達成する分ングによって得られた形体・形状情報，物性，物質析フローを検討して，実施するものである．

科学的情報によって，小惑星リュウグウの描像の理

その後，専門委員会での2度にわたる書類審査を解が進みつつある[2]．岡山大学惑星物質研究所で経て，2015年5月の第6回キュレーション専門員会で，実 施 するPha se 2キュレーションにおいては，これ

岡山大学・地球惑星物質科学 研究センター（現惑星らの情報に基づき推定される物質科学的多様 性を物質研究所）（ Pha se 2 三朝：代表 中村栄三）と国立

持 つ微 小重 力天体形成モデルをあらかじめ 想定し研究開発法人・海洋研究開発機構（ JA M S T E C）高[ 13]，帰還試料の総合解析によってそのモデルを検知コア研究所（Pha se 2高知：代表 伊藤元雄）の2か証する準備を進めている．リュウグウは，分 光学的所が選定された．そして，キュレーション主導のも手法によって有機物質を含むことが示唆されており，と，それぞれの研究機関がリュウグウ試料の分析を

太陽系環境における有機 ―無機物質の共進化およ

独立に担当することとなる．

びマクロな小惑星形成・進化に関する物質科学的検

JA M S T E C高知コア研究所については，2018 年

証が最大のサイエンステーマとなる．岡山大学惑 星

4月の第14回キュレーション専門委員会において，地物質研究所では，地球近傍小惑星の形成およびそ

球外 物質研究グループが連携協定や共同研究契約の後の物質進化における彗星の関与を強く示唆するを結んでいる大学共同利用機関法人・自然科学研究

物質科学的証拠を隕石試 料中に見出している[ 14]．

機構・分子科学研究所，大学共同利用機関法人・情そしてリュウグウにおいても同様の形成・進化モデル

報・システム研究機構・国立極地研究所，高輝度光が適用可能であり，それを示す物質科学的痕 跡を科学 研究センターの研究 機 関と連 携する体制に拡

帰還試 料に探りたいと考えている．そのため，多様張することを提案し，承認されている（ただしあくまな解 析手法のなかから最適な手法を組み合わせるでも主体は高知コア研究所である）．

CA S T EM 2をさらに拡張し，L C超高質量分解能有3. 2

Phase2三朝の取り組み

機質量分析計および G C 有機質量分析計をシステムに導入することによって，多くの有機物質を含むと推岡山大学 惑 星物質研究 所（I PM）は，小 惑 星探

定されるリュウグウからの帰還試 料に対応できる解査 機「はやぶさ」によってもたらされた 小 惑 星イト

析体制の整備を行った．これらの有機物質解析シス

カワ由来の帰 還試 料の初期分析を担当し，限られテムに加え，電子顕微 鏡や二次イオン質量分析計，

た 微 粒子 試 料 の 総 合 解 析によって， 微 小重 力天

安定同位体質量分析計，希ガス質量分析計を中心と

体 表 層 環 境に関 する新 たな 物 質 科 学 知 見を得た

したシーケンシャルな分析ルーチンの開発，評 価に[ 11]．その 初 期 分析において重要な役 割を果 たし

精力的に進めている．また，Pha se 2キュレーション

たのは，多様な局所分析，バルク分析機 器を組み実施向けた人的体制整備にも取り組む．

合わせ対象試 料から複合的な物理化学情報を取り出すことを可能とした地 球 惑 星物質 総合 解 析シス

3.3

Phase2高知の取り組み

テム（ C omprehe n s ive A n a ly t ic a l Sy st em for

Pha se 2高知は，JA M S T E C 高知コア研 究 所を

Ter rest r ia l a nd Ext rater rest r ia l M ater ia ls :中核として複数の研究機関（国立極地研究所，分子CA S T EM）を用いた総合 物質 科 学 的 解 析であっ科学 研究 所U V S OR，高輝度光 科学 研究センター

た [ 12]．そして小惑星リュウグウからの帰還試 料の（S P r i ng- 8），首都大学東京，大阪大学，あいちシ

Pha se 2キュレーションにおいても，さらに発展した

ンクロトロン光センター，マリン・ワーク・ジャパン）

CA S T EMを最大限活用し，総合的な観点から帰還と連携し，小惑星リュウグウ試料分析の実施体制を

試料の起源・進化に関わる情報を抽出する予定であ整えている．彼らは，地球由来の汚染を極力排したる．そして国際 AOの基礎となる基本的な物質科学

国内外 研究機関間の試料輸送手段の検討，複数の的情報を与え，継続的な研究の効率化を図ることを分析機器間での試料 搬送法の確立，そして汚染源目的とする．

となる地球物質の物質化学的データの取集から始ま

小惑星探 査機「はやぶさ２」によるリモートセンシ

り，リュウグウ試料の分析を見据え，連携研究機関

34

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020が持つ分析機器・技術の先鋭化にチームとして取り組んできた [ 15 -18]．

3.5

海外機関への試料分配

リュウグウ試 料に含まれる有機物と含 水 鉱物は，

このほか， 初 期 記 載 後の試 料 分 配 先としては，

微小・微細な組織として複雑に共存する可能性が高JA X A・NA S A間で結ばれたMOUに基づき，試料い．そこで，Pha se２高知では，リュウグウ試 料の帰 還後 1年以内にNA S Aに10％の試 料を分 配する分析に対して以下の取り組みを実施する．
（１）放 射ことが決まっている．また MOUには分 配する試 料

光分析を中心とした非破壊分析から質量分析などのは represent at iveで u npro ces sed で あ ることと破壊分析へとシームレスにつなげた分析システム（二

明記されており，「はやぶさ２」の初期記載で S EM /次元・三次元の高解像度組織観察，分子構造・化学

ED Sを実施しない理由にもなっている．また，帰還

種同定，軽元素同位体比，結晶構造，主要・微量元

後 1年半後には国際公募研究 ( 国際 AO)を開始する

素組成など）を開発し，試料の物質科学的特徴を総ことも記載されており，そのためのカタログ作りも前合的に取得する．
（２）得られた分析結果・手法は，述の機関への試 料 分配後に継 続して行う必 要もあ

初期分析チームへフィードバックするとともに，国際る．さらに高次キュレーションの海外枠として，一部

AOやキュレーション作業に資するベンチマークとすの試 料を海 外チームに，国際公募研究の開始前にる．
（３）国立極地研究 所が 保有する多様な地球外分配することもかねてから提案されており，その分配

物質（隕石，微隕石）の分析データを利活用し，リュのタイミングと分配先についての検 討が現在も継続

ウグウ試料の太陽系物質としての普遍性と特殊性を

中である．

探求する．

以上，初期記載から国際公募研究までの試料分配

3.4

JA X Aキュレーションにおける詳細分析

相模原のキュレーション施設内で行う詳細分析について，第14回キュレーション専門委員会で提案があり，承認されている．

のタイミングについての現時点での案を図２に示す．

4.「はやぶさ2」
チームがおこなうリュウグウ試料初期分析

キュレーションで実施する初期記載は原則として初期分析の役割は，( 1)リュウグウ表面試料がどう

非破壊・非汚染としているため，実施できる測定はいう物質であるかを明らかにし，( 2)「はやぶさ2」計

光学観察，分光観測と秤量測定に限られている．は画が 掲げるサイエンス目標をリターンサンプル 分 析

やぶさ初 号 機 では サンプルカタログ作 成に当たり，から解明することに挑み，(3) その後の国際分析 (国S EM / ED S 測定を行い，試 料の鉱物種データを取際 AO)に対し，リュウグウ試料の科学的ポテンシャ得しているが，「はやぶさ２」試 料には有機物が多くルを示すことである．

含まれていることが想定されており，S EM測定にお「はやぶさ2」計画が掲げてきたサイエンス目標は，

いて電子ビームによる試 料ダメージが懸念されるこ

1) 微惑星から小惑星に至るまでの熱変成とそれにとから，初期記載では実施されないため，一部の試伴う物質進化の紐解き，2) 衝突破壊・合体のプロセ料について，次の目的のためにキュレーションにて早スを含めた小天体物理進化の謎解き，3) 小惑星でい段階で試 料ダメージを許容する詳細分析の実 施の鉱物・水・有機物相互作用による有機物複雑進化が認められている．その目的とは，その時の資料に過程の探索，4) 原始太陽系円盤内での高温物質かよれば，「（１）持ち帰った試料が小惑星リュウグウ起ら揮発 性物質までの物質混合・循環の解明である．

源の試 料なのかどうかを明確にする．
（２）リュウグ

初期分析では，これらの4つの目標の下に，銀河・分

ウ試料がどのタイプの惑星物質と近いかを明らかに

子雲，初期太陽系円盤，微惑星，メインベルト小惑する．
（ ３）リュウグウ試料に対して，汚染物質がどの星，近地球型小惑星といった進化ステージごとの物程度含まれるかを明らかにする．」の3点である．上

質進化を追うことを目標とする[6, 19]．
「はやぶさ2」

記の目的を達成する為に，原則として地球外物質研がリュウグウで得たk m‒m mスケールでの観測情報

究グループの装置を用いて行う予定である．

を，m m‒原子スケールの分析情報と結びつけ，観測小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像／安部 他

35

図2：「はやぶさ２」帰還試料の試料分配予定． 試料の分配比率については最終的にはHayabusa2 Sample Allocation Committee(HSAC)で決定される予定である．

データを解釈する物質科学的証拠を提供することもる可能性が高いことを意味する（空隙率が高く脆い

重要な役割として当然含まれる．( 1) , ( 2)で十分な成岩石であれば，大気圏突入時に破壊され，地上に隕果が得られれば，自ずと(3)の役割を果たすことがで石として落ちてこない可能性がある）．リュウグウ試

きるものと考えている．

料とはなにか，まずはこの点を明らかにする．

持ち帰られた試料が（地球起源ではなく）リュウグ
ウ起源であることを鉱物種，組織，同位体などの分

4. 2

太陽系の初期化学条件

析から結論づけた上で，これまでのリュウグウでの太陽系始原物質には，太陽系形成以前に進化末

観測結果 [e .g . , 1‒ 5] をもとにして，以下のような科期の恒星周囲で形成された微粒子（ 太陽系とは極端学目標に取り組む．

に異なる同位体組成をもち，プレソーラー粒子とよ4.1 リュウグウ試料とはなにか

ばれる）が一部含まれる．始原隕石に比べ，宇宙塵により多くのプレソーラー粒子が 含まれていること

これまでの地上の隕石や惑星間塵コレクションにが知られている．リモートセンシング観測が示すリュ

見られる化学的，岩石鉱物学的多様性の中に，リュウグウは含 水 鉱物起 源の OH 振 動が表面全 域に見ウグウ試 料を位置 づけることである．イトカワ粒子

られるものの，その存在度は含水鉱物を含む炭素質に対しても，初 期分析でその 作 業がおこなわれた

コンドライトより少ないものであった [ 3]．その原因[20‒22]．着 陸 機 M A S C O Tによるリュウグウ表 面

は加熱による脱 水であったかもしれないし，そもその詳細観察では，コンドライトに見られるようなm m

も含水鉱物形成が進んでいないのかもしれない [2,

サイズのコンドリュール，CA I 様の構造が 確認され3]．リュウグウが加熱による脱 水を経験した天体でた一方で [4]，熱放射計での分析では，数cmサイズ

はなく，鉱物と水の反応が限定的で，彗星的天体での表面岩石の熱伝導度が地上の隕石より小さいことあった場合には，リュウグウ試 料にプレソーラー粒が明らかとなった [ 5]．これはリュウグウ表面岩石が子が高濃度で含まれている可能性がある．分子雲や隕石より空隙率が 高いことを示唆し，リュウグウの初期太陽系円盤外縁部に起源をもつと考えられる重岩石がこれまで人類が手にした地球外物質とは異な

水素や15Nに富んだ有機物についても同様の期待が36

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

あり，超炭素質宇宙塵のように有機物に富む場合にを理解するためには，リュウグウ試料のバルク密度，

は，太陽系初期の低温起源有機物も多く含まれる可強度，熱伝導率，アルベドなどの物性情報は有用で能性がある．

ある．これらの情報をもとに，リュウグウがラブルパ

4.3

イル天体であることの実証や「はやぶさ2」が観測し初期太陽系物質進化た科学データの物質科学的意義付けが可能となる．

コンドライトは，全岩化学組成，鉄の酸化還元状

衝突による衝撃変成や物質混合の証拠がある場合

態，酸素同位体などの違いで化学的に分類される．

には，衝撃の規模の推定や（可能な場合）衝撃脈の

一部の隕石には化学グループの異なる岩片が入って年代 測定などから，小惑星での衝突の歴史，ラブいることが知られているが，小惑星規模で化学的多ルパイル天体形成時期の考察をおこなうことができ様性があるかどうかはわかっていない．
「はやぶさ2」る．

は表面二地点への着陸に成功し，試料回収オペレー

小惑星イトカワ表面粒子の分析で，小惑星は現在ションをおこなった．二地点からの回収試料の化学においても，表面地質活動が続いていることが発見

的・岩石学的・鉱物学的特徴から，小惑星の化学的された [ 11, 23-25]．リュウグウ試料に対しても，宇多様性の有無を明らかにする．

宙風化プロセス（ 太陽風イオンの撃ち込み）の有無やまた，コンドライトには，初期太陽系円盤で高温

宇宙風化年代を決定する．また，宇宙線 生成 核種

ガスの凝縮や，固体物質の高温溶融でつくられた難量からも粒子の表面滞在期間を求め，C 型小惑星で揮発 性包有物（CA I）やコンドリュールが含まれる．

の宇宙風化プロセスを初めて明らかにする．特に二それらの岩石学・鉱物学的観察，元素・同位体分析

回目の着陸では，S C Iインパクトでのイジェクタとしを組み合わせ，形成条件を制約するとともに，放射て，地下物質が採取されている可能性が高い．一回性同位体の壊変系を利用して形成年代を決定する．

目の着陸時の回収試料との岩石学・鉱物学的差異やリュウグウ試料に含まれる初期太陽系円盤物質の形

宇宙線 生成核種量などを調べ，地下物質の同定を成年代は，リュウグウ母天体の形成年代の制約となおこなう．地下物質と表面物質の違いからは，表面る．

地質プロセスの考察が可能となる．例えば，表面か4.4

リュウグウ母天体での熱変成・水質変成26

形成直後のリュウグウ母天体（微惑星）では， A lなどの短 寿命放射性核種の壊変などで天体の加熱が起こりうる．母天体にH 2 O 氷が含まれていた場合には，氷が溶け，岩石と水との反 応で含 水 鉱物がら数十cm以上の深さでは太陽光加熱の影響が少な
いため，太陽光が表面での脱水を引き起こした場合には含水鉱物量に差異が見られるかもしれない．

4.6

海や生命の材料の進化の場としての小惑星形成される．リュウグウ試料の鉱物組み合わせや組

太陽系小天体の水や有機物は，地球の海や生命の成，組織を調べることで，リュウグウ母天体で起き材料物質となった可能性がある．これまで，炭素質コた熱や水による物質変成の有無や程度を解明する．

ンドライト中の水素のD/ H 比が地 球の海のD/ H 比また，放射壊変系を利用して，変成・変質年代を決と似ていることから，炭素質コンドライトが地球に水定する．リュウグウはラブルパイル天体であることかをもたらしたという議論がおこなわれてきた．炭素質

ら [ 1, 2]，表面試料には母天体の様々な深さで形成

コンドライトはC 型小惑星との関連が指摘されてきたされた岩石試料が混在している可能性もある．試料が，リュウグウ試料のD/ H 比から，C 型小惑星が地ごとの変成度などから，母天体での変成プロセス，

球の水の起源となりうるかどうかという議論 が初め

構造や熱史について知見が得られることも期待されて可能となる．また，アミノ酸や糖などの生体関連分る．

子にも注目し，生命材料物質の宇宙における最終進

4.5

リュウグウの形成・進化・現在の地質活動

リュウグウがどのように形成され，進化してきたか化の場としての小惑星の役割を明らかにする．

4.7 分析体制

小惑星リュウグウからのリターンサンプル分析の全体像／安部 他

37「はやぶさ2」サンプラーシステムの特徴により [6 -下浅部から採取された試料を2020 年末，地球に持8]，初期分析で扱う試料を，m mサイズ程度の粗粒

ち帰る．
「はやぶさ2」が見たリュウグウは，典型的な粒子，<100μmサイズ程度の細粒粒子，コンテナ内

隕石試 料とは異なる物質でできている可能 性があで採 取されたガスとする．粗 粒 粒子はサンプルコン

る．C 型小惑星とはなにか，私たちは初めて物質科

テナ内で着地点ごとに分けて，収 納されるため，採学から明らかにすることができる．探 査機による観取 地 点固 有の 情 報 や不 均 一 性の議 論 が 可能であ

測データとあわせ，リュウグウおよび太陽系の起源

る．一方で，細粒粒子はサンプルキャッチャ内で混と進化に関する新たな制約をリターンサンプルから合の可能性があり，表面全体の平均的特 徴や表面存分に引き出したい．

での地質プロセスである宇宙風化の評価などに用いる．また，コンテナから回収されるガス成分は，存在すれば，世界で初めての気体 状態のリターンサン

参考文献

プルとなるが，試料中に含まれる揮発性有機物や表[1] Watanabe, S. et al., 2019, Science 364, 268.

面から遊離する太陽風希ガスなどが得られる可能性[2] Sugita, S. et al., 2019, Science 364, 252.

があると考えている．

[3] Kitazato, K., 2019, Science 364, 272.

これらの試料の特徴を考慮して，分析チームには[4] Jaumann, R., 2019, Nat. Astron. 3, 971.

分析 対 象に応じた6つのサブチームを設けている．

[5] Grott, M. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 971.

同位体分析・化学分析チーム（バルク元素・同位体分[6] Tachibana, S. et al., 2014, Geochem. J. 48, 571.

析，微小部同位体分析，年代測定），粗粒粒子に対[7] Okazaki, R., 2017, Space Sci. Rev. 208, 107.

する鉱物学・岩石学的研究チーム（非破壊三次元組[8] Sawada, H., 2017, Space Sci. Rev. 208, 81.

織・鉱物分析，鉱物・組織記載，分光特性，粒子物[9] 安部正真，圦本尚義, 2018, 遊星人 27, 92.

理特性），細粒粒子に対する鉱物学的，岩石学的研[10] 藤村彰夫, 2011, 静電気学会誌 35, 255.

究チーム
（微細構造分析，宇宙風化，ならびに他チー[11] Nakamura, E. et al., 2012, PNAS 109, E624.

ムへの試 料準備ハブ），ガス成分分析チーム（ 太陽[12] Nakamura, E. et al., 2003, ISAS Report SP 16,

風希ガス，太陽宇宙線希ガス，銀河宇宙線希ガス，

49.

揮発性有機物，H 2O），不溶性有機物分析チーム（化[13] Potiszil, C. et al. (under review), Astrobiology.

学組成・同位体組成（バルク，局所，官能基），構造），[14] Nakamura, E. et al., 2019, Proc. Japan Acad. Ser.

可溶性有機物分析チーム（ 分子元素組成，同位体組B 95, 165.

成，構造，光学異性体，生体関連分子）の6つのチー[15] 伊藤元雄, 2017, ぶんせき 9, 403.

ムである．それぞれのチームを率いるのは，圦本尚

[16] Ohigashi, T. et al., (in revision), Review of義（北大），中村智樹（東北大），野口高明（九州大），
岡崎隆司（九州大），薮田ひかる（ 広島大），奈良岡浩（九州大）である．各チームには海外からの研究者も参加し，国際チームとして，分析をおこなう．また．

6FLHQWL¿F,QVWUXPHQWV
[17] Shirai, N. et al., (in revision), Meteoritcs &Planetary Science.
[18] Uesugi, M. et al., (in revision), Review of

分析結果を統合し，リモートセンシング観測と連携

6FLHQWL¿F,QVWUXPHQWV

したサイエンスを展開するための統合チームも組 織[19] 橘省吾, 2013, 遊星人 22, 261.

し，分析チーム全体として，リュウグウ試 料の詳細

[20] Yurimoto, H. et al., 2011, Science 333, 1116.

記載，「はやぶさ2」サイエンスへの物質科 学からの[21] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.

貢献をおこなう．

[22] Ebihara, M. et al., 2011, Science 333, 1119.

5. まとめ[23] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.
[24] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.
[25] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.

探 査機「はやぶさ2」はリュウグウ表面ならびに地

38

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

遊星人の海外研究記 その2〜日米の大同 & 小異〜

門屋 辰太郎1

1. はじめに

2. シアトルで生活を始めるまで

学位取得 後まもなく渡 米をし，おおよそ2 年半の

私は，学部の卒業研究から博士課程まで東京大間，アメリカ・ワシントン大学シアトル校 ( U W ) で研の田近先生の元で指導を受けました．田近先生のお究を行ってきました ( 図1)．学生時代に3ヶ月間，ペ人柄や研究室メンバーの雰囲気，何よりここでの研ンシルバニア州立大学 ( Pen n . St ate) で研究をした究テーマが自分に合っていたこともあり，修士や博ことも合わせると，それなりにまとまった期間を英語士課程への進学段階では特に転学・留学をすること

圏で生活してきたことになります．では，あなたは海は考えていませんでした．

外で生活をしたかったのですか？と問われると，目の大学院に進学する前の海外経験は，片手で余るく前のことを追いかけるうちに海外に出てしまったとい

らいの観光 旅行と学部時 代に参加した中国での野うばかりで，特に海外生活を強く志す意志も忌諱も外調査実習，そして高校のプログラムとして参加しなかったのが正直なところです．

たオーストラリアでの2 週間のホームステイ語学実習

このような意識で海外 生活を始めてしまった，非でした．加えて，大学院進学後に4度の国際学会参常に狭い範囲の体 験 記ですが，一つのケーススタ

加．取り立てて多くも少なくもない経 験 だと思いま

ディとして読んでいただければ幸いです．

す．ただし，英語漬けの2 週間をオーストラリアで経験したことが，英語で生活することに対する心理的なハードルが下がる最初の転機でした．
2 つ目の転機は，ペンシルバニア州立大学 ( Pen n .
St ate)に3ヶ月間滞在し, 研究をしたことでした．高
校の同級生が近くにいて，また滞在先から日々の活動までお膳立てされていたホームステイの時と違い，ビザの取得から住居・ライフラインの契約まで，単身で初めて経験する海外生活でした．ただ, 3ヶ月という比較的短い期間だったこともあり，ひとまず研究

図1: ワシントン大学．左手前の建物に地球・宇宙科学専攻が入居しています．

1. D epa r t me nt of E a r t h a nd S pa c e S c ie nc e s / c ro s s campus Astrobiology Program,
University of Washington
skadoya@uw.eduに没 頭していたらホームシックを感じることもなく，あっという間に滞在 期間が 終わってしまったというのが，この時の正直な感想です．
このように2 週間・3ヶ月とステップを踏んで海 外滞在を経験したことで，海外生活に対する心理的なハードルが徐々に下がっていたことが，その後ふらっ遊星人の海外研究記 〜日米の大同 & 小異〜／門屋39と海外に出てしまう，大きな要因だったと考えていま

さらに約１ヶ月，渡米は面接からさらに約1ヶ月後と，す．

手続きを開始してから実際の渡米まで4ヶ月あまりを3. いざシアトルへ
2017年，博士課程を修了し，応募していた複数の公募の中の一つ，そして唯一採用されたのが U Wの
Cat l i ng 教授のもとでのResea rch As sociateでした (助教という訳が出てきますが，要はポスドク研究費やしました．こうした手続きの進行速度は，受け入れ 機関のやる気と大使 館での面接の予約状況に大きく左右されるため，なかなかスケジュールが 読め
ないなという印象です．

4. 研究のこと員) ．唯一，採用された公募でしたし，海外での生活

いよいよシアトルでの 研 究 生活 が 始まりました．

に対してハードルがなかったこともあり，ここにいかが，研究に関しては日本にいた時と全く変化はない

ないという選択肢はありませんでした．

というのが，2 年余りを過ぎた現在での全体的な感

当時のメールから時系列を振り返ると，2月21日に想です．“ 海外 研究記”という割には，海外ならでは

応募書 類を送 付，3月15日に書 類の1次選考を通過の研究の苦労が特にないというのが，本稿を書くにしたと連 絡が届き，5月17日に書 類の2次 選考通 過あたっての一番大きな苦労であるくらいです．私自身の連絡とオンラインでの面接日程の調整，実際の面は，院時 代から現在までシミュレーションを用いた

接は連合大会直後の5月29日でした．

研究を行なっているため，日々大学に通い，論文を

面接は，これまでの研究経過や私自身の進 路の読んで，モデルを作り，コードに落として，計算を走希望，採用時のプロジェクトについて計1時間ほど話らせ，結果を図示・解釈していく，というのが研究のし，1週間程度で合否の連絡を送るという説明を受一連の流れです．この大きな流れは，日本でもシアト

けて終了．しかし，ここから2 週間近く音沙汰のない

ルでも全く変わっていません．

状況が続きます．6月12日にしびれを切らして，駄目東大の時との大きな違いといえば，セミナーの形

元で確認のメールを送ったところ，折り返しのメール

式です．週 2でセミナーに参加しているのですが，こで採用通知を受けたのが翌13日．上位候 補が 辞 退

ちらでのセミナーは，学内の参加者が自分の研究をした上での採用だったのだろうと思うのですが，諦発 表・議論するというものではなく，外部から講演めずにメールを送ってみて良かったです．

者を招き，その研究発表を聞くというスタイルが主でアメリカに留学する方の多くが取得するのが J-1ビ

す．ただ，こうしたセミナーの形式に関しては，日本

ザ ( 交 流 訪 問 者ビザ ) で す．J-1ビザ 取 得 には D S -国内・国外の差というよりも大学間の差の方が大き2019という, 受け入れ機関発行の書類が必要で，こく，例えば Pen n . St ateの時には，研究室ごとにセのD S -2019 が U Wから届いたのが，採用通知からミナーを行い，そこで各自の研究の進捗を発表・議1ヶ月がたった7月10日ごろ．同じくビザ 取得に必 要論をするという，私が日本で経験していたものと近い

な，アメリカ大使 館での面接を受けたのが 8月3日．

スタイルで行っていました．

アメリカ大使 館に預けたパスポートが，ビザ付きでU Wでのセミナーに関して一つありがたいのが，希返ってきたのが 8月10日ごろ．そして，シアトルに到

望者には外部の講演者と１対１で議論をする時間が着したのが 8月15日でした．応募をしてから半年，採設けられていることです．毎回希望者が多く，またこ用通知を受けてからも2ヶ月と，かなり慌ただしくバの予約は先着順のため，うかうかしていると機会をタバタと渡航準備・手続きをしたことを覚えています．

取り逃がすこともままあるのですが，それでも今までこのように，U Wへの着任時は2ヶ月で渡航手続

論文でしか名前を見たことがなかったような方と話きをしたのですが，これはかなり短い方のようです．

し，疑問をぶつけたり，あるいは自分の研究を紹介

例えば，Pen n . St ate滞在時にもJ-1ビザを取得しましたりできる，非常に貴重な機会だと思っています．

したが，この時は，渡米が決まってからD S -2019 がセミナ ー に 関して一 つ 衝 撃 的 だった の が， 論発行されるまでに約2ヶ月，大使 館での面接までに

文 購 読 会 で す．私 の 参 加 する，Cro s s - Ca mpus

40

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

Ast robiolog y prog ra mでは隔週で論文購読会がしたほうがよかったかなとも思います．

あるのですが，学生とポスドクだけで開かれるこの

一方，シアトルでは一軒家のst ud io部分を間借り

会の開催場所が大学近くのパブ．毎回，お酒を飲みしています．地 上階には大家さんが生活しておられながら論文について議論をしており，かつその費用るものの基本的に行き来はなく，また家具付きで光は大学から援助されています．お酒を飲みながらで

熱費等込みの賃貸料であるため，Pen n . St ate時にもきちんと議論をするだろうという，大学から学生へ比べ費用が安く抑えられました．

の信頼と，お酒を飲みつつ論文について楽しく議論をしようという考え方に，驚きました．

どちらの契約も日本にいる間にメールベースで行なったため，内見はしませんでした．一方，最初の1論文に関していえば，学生さんの論文を書くこと

週間はホテル滞在でその間に家を探したという，他へのハードルの低さにも驚いています．実験をして結の方の経験も聞いたことがあります．結果的に，どち果が出たら，レポートを書く感覚で文章にまとめるとらの住居にも満足していますが，見切り発車の契約

いうような，ある種の気軽さで論文執筆を始めていは大きな賭けでしたので，内見をしない契約は当然る印象です．翻って私は，かなり気合いを入れないながらお勧めできません．

と英文が書けないため，どうしても筆が遅くなってしまいます．こうした論文を書く気楽さは，そもそも英語が母語であるということに加え，文章を書くトレー
ニングをきちんと受けていることが原因のように思います．例えば，私の所属する環境学 専攻にはテクニ
カルライティングの授業が 3つあり，ここでは論文や学会発 表，一般向け科学記事やプロポーザルの書
き方について学んでいるそうです．英語に慣れていて，執筆技術もあれば，当然，論文を書くことへのハードルも下がりますよね．

5. 海外での生活のこと
滞在先の家は，ビザの手続きに目処が立った段階で探しました．Pen n . St ate滞在時も現在も，大学が 提 供しているサービス ( “ 大学名 + housi ng” で検索するとなんらかの情報が引っかかるはず; 残念
ながらU Wでは大学運営の仲介サービスは最近無くなったようですが 1 ) を利用し，物件の契約を行いました．
Pen n . St ate 滞 在時は集合 住宅の半地下のワンルーム (st ud ioと呼ばれます ) を借りました．ただ

図2: 旧日本人街にある日本語で書かれた案内標識．この地区に，日系スーパー，そしてマリナーズの本拠地Tモバイルパーク(旧セーフコ・フィールド) があります．

し，家具なし物件のため，家具のレンタル・サービスを利用せねばならなかったこと，水道・電気・ネット

生活に関して大きく変わったのは，自炊をきちんとワークの契約を自分でしなければならなかったこと，するようになったことでしょうか．日本にいるときは，そして，アメリカは基本的に年単位の賃貸契約であ

外食やコンビニで買ったお弁当が主だったのですが，るため，3カ月だけの賃貸では違約金を支払わなけ

シアトルでは外食をするとどうしても高く，また市販ればならなかったことから，費用がかなりかさんでしの惣菜にバリエーションもあまりないため，どうしてまいました．今思えば，3ヶ月であればホテルで生活も自炊をせねばならなくなっています．幸い，シアト遊星人の海外研究記 〜日米の大同 & 小異〜／門屋41

ルには日本人が多いこともあって，日系のスーパーがアメリカ生活で一番大きな苦労は，言葉の問題を市内にあり，そこではお米に醤油，味噌にみりんま

除けば，水回りに関することです．トイレは，温 水洗で購入することができます (図2)．このため，やる気

浄便 座なんてものはありませんし，また気をつけてさえあれば，食材に関しては特に問題がありません．

いないとよく詰まります．また，前述した通り，半地

アメリカというと車社会のイメージが私の中にはあ下の部屋を借りているため，大雨が降ると雨水が浸りました．しかし，シアトル市内のみであれば，バス入してくるということもありました．

や地下鉄等の公共交通機関の利用のみで特に不便

お風呂に関しては，シャワーからお湯を出そうとなく生活することができます．実際，ワシントン州発

思っても水しか出ないということがよくあります．お行の免許を所持していますが，シアトル市内で運転

そらく，湯水を貯めておく水槽が小さいのだろうと思をしたことはこれまでありません．運 転 免許の取得うのですが，タイミングが悪ければ，例えば大家さん

は，ワシントン州と日本との相互協定により，日本でが使った直後にシャワーを浴びると，シャワーのおの運 転 免許を所持していれば 試 験が免除されてい湯が突然冷水になるなんてことさえあります．当然，

2

ます ．同様の協定は，他の州とも結ばれているよう

浴槽にお湯を貯めることはできず，唯一この点に関です．

しては日本に帰りたいと思うばかりです．

日常生活で驚いたことといえば，犬に関する文化があります．大 型犬から小型犬まで，しっかりとト
レーニングされた犬を連れて歩いている人を街中で

6. 英語を使った生活のこと見かけるのですが，彼らはバスにも乗ってきます．時

3 年弱の間アメリカで生活をしていますが，英語でに，座席に大人しく座っている犬の姿は，日本ではの生活にはいまだに苦労を感じています．というよりなかなか見られないものかもしれません．また，学も，むしろ周りに苦労を強いているといった方が正内でもよく犬が闊歩しています．私のオフィスがある

確かもしれません．

フロアには，少なくとも2 頭の犬がおり，うち1 頭は仕事の面に関して言えば，英文を読んだり書いた

定期的にフロアをパトロールし，各オフィスを訪問しりする経験がある分，比較的マシな状況です．そもてはおやつを要求してきます ( 図3)．私自身は犬がそも人と話をする機 会がそれほど多くないという状

好きなので大丈夫なのですが，犬が苦手な方にとっ況もあるのですが，英語での議論をする際には，あてはぎょっとする状況かもしれません．

る程度の原稿や想定問答，また要点をまとめた文書
資料を事前に用意できるため，なんとかなっています．ただしこれは，特に研究に関しては何か聞くべき
中身があるはずだというスタンスでこちらの発言を聞いてもらえることと，そもそも１対１であれば，こちらのペースに合わせて相手が 話してくれているということが大きいかもしれません．何はともあれ事前準備の必要性を感じる毎日です．
日常生活に関しても，日々の買い物程度であれば，応対のフォーマットが決まっているため，あまり苦労は感じません．しかし，グループランチや懇親会等，グループでの雑談には，会話についていくのに精一杯で，その輪に加わることはほとんどできません．また，こちらではバスで隣り合わせになった人やタクシーの運 転手から話しかけられることもよくあるの

図3: オフィスをパトロールし，おやつを要求するロッキー先輩．滴るよだれの量がすごい．

ですが，事前準備が当然出来ない，このような状況には，毎回あたふたしてしまいます．

42

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図4: 大学から臨むレーニア山．コーヒーの商品名にも使われている山です．タコマ富士とも呼ばれる，綺麗な山影ですが，冬場などは特に曇りの日が多いため，なかなかその姿を見られません．逆に，レーニア山を見ることができると，幸せな気持ちになります．

英語に関して一番の懸念は，教育に関するもので文化や気候の違う環境で生活することは新鮮で (図す．今後のキャリアを考えると教育経験も積んでいく

4)，それ自体を楽しく感じています．また，研究に関ことが必要で，例えば同僚のポスドクは実際に授業して言えば，日本にいようと海外にいようと，その中を行ってその経験を積んでいます．一方，私の英語

身にも苦労にも達成感にも変わりはありません．シア

ではまだまだ授業をするレベルに程遠く，この点でトルにいても日本にいた時と同じように，一つ一つ

大きな遅れを取っていると感じています．

課題に取り組み，これによって充実した生活を送る

いずれにせよ，きちんと英語で生活をしていくためことができています．今後この経験がどう役に立っには，ただ英語圏で生活をするだけでなく，意識的ていくのかはさておき，少なくともこの数年間の経験に様々な機会で英語を使うことをしていく必要があは非常に楽しいものでした．

ります．この点，まだまだ試行錯誤を繰り返している

日本を離れて以来，残念ながら，なかなか秋の惑ような状況で，今後も精進が必要だなと考えていま

星科学会に参加することができていません．ただ，す．

連合大会内には参加し，そこでみなさまにお目にか7. さいごにたまの日本帰国時， 特に帰国 初日に会った方には，”そんなに話す人間だったっけ”と驚かれることがよくあります．日本とは異なる文化圏で生活をしていることで知らず知らずのうちにストレスがたまり，日かれることを楽しみにしております．これからどこで生活していくのかさっぱりわかりませんが，今後ともよろしくお願いいたします．

脚注
1)

本語で会話できる機会にはそれが一気に噴出しているようです．
しかし，ストレスを感じているだけかと言われると当然そんなことはありません．今まで暮らしてきた

UWの例: https://www.ielp.uw.edu/life-at-theuw/housing/ (2020/1/15閲覧)

2)

運転免試験相互免除の例: https://www.seattle.
us.emb-japan.go.jp/itpr_ja/00_000234.html(2020/1/15閲覧)

惑星ラボからこんにちは！公立大学法人会津大学・宇宙情報科学研究センター（ARC-Space）／本田43

惑星ラボからこんにちは！ その2
公立大学法人会津大学・
宇宙情報科学研究センター（ARC-Space）
本田 親寿1

1. 宇宙情報科学研究センターについて我々はもともと情報システム学部門の「宇宙惑星情報学講座 」
「 パターン処理学講座 」と「会津大学先端 情報 科学 研究センター宇宙情報 科学クラスター」
を兼任していました．2019 年度から文部科学省の月上）配属されています．本センターの大学院生はほとんど会津大学からの進学ですが，センター併任教員が受け入れた他大学もしくは高専からの学生は少ないですが実績あります．

2. 研究紹介

惑星探 査アーカイブサイエンス拠点として認定され，本センターが取り組んでいる公募型共同研究など

宇宙情報科学クラスターから「宇宙情報科学 研究セについてはwebページをご覧下さい．大学院生が取ンター」として発展的に移行・設置されました．本センり組んでいる研究･開発はセンターが 取り組んでいターは惑星科学と情報科学を融合した宇宙情報科

る共同研究と密接に関係していることもありますが，学分野で宇宙航空研究開発機構（ JA X A）やIC T企

センター紹介の web ページには載っていない研究･業と連携して，過去に実施された探査・観測データ開発もあります．ここでは学 生が 取り組んでいる研を活用した公募型共同研究を実施するなどしてデー

究内容を中心に紹介しますが，中でもセンターの活

タの付加価値向上やソフトウェア開発を行い，その動内容に密接に関係したソフトウェア・GI Sの開発系

成果を学術コミュニティに提供することを目的として研究テーマを選ぶ大学院生が多いです．それ以外にいます．宇宙航 空研究開発機構（ JA X A）との連 携

も月・惑星探査データの解析や月・惑星・小天体に関を通じて研究・開発をすすめることが多いです．こうするモデル数値計 算，地球 観測データの解 析を選したアーカイブサイエンス拠点としての研究･開発以ぶ大学院生もいます．情報学系の大学なので，最近

外にも，教員が参画している幾つかの月・惑星探査

は月・惑星探査データを入力とした機械学習を研究

プロジェクトに対してソフトウェアを提 供したり，プ

テーマに選ぶ学生も増えました．

ロジェクトへの参加有無に関係なく惑星科学的な研究も行っています．

ソフトウェア・G I S の 開 発 系 研 究 テ ーマとして取り組 んで い るソフトウェアや 地 理 情 報 システム

この本センターの規模はセンター併任教員6 名（出（G I S）， デ ータベ ースは 大 別して 五つ ありま す．

村，平田，小川，北里，本田，奥平）であるのに対し

H A R MON IC S，A iG I S，H EATは小天体探査にて，大学院生が最近の実績だと1学年 3- 9 名程度（学役立てる目的で，月光とt a npopoDBはそれぞれ既部生は2 年生後半から配 属となり1学 年当り20 名以にアーカイブされている月探査データやI S Sミッショ

1.公立大学法人会津大学，宇宙情報科学研究センター（ARC-Space）
chonda@u-aizu.ac.jp

ンデータの検索・閲覧の利便性の向上を目的として
研 究･開発に取り組んでいます．H EAT（小 惑 星 探
査 機 はやぶさ2 搭 載 の中間 赤 外カメラT I Rの デー44

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

図1: グループ学生の全体セミナーの様子．

タ校 正と探 査データの解 析を行うためのソフトウェアです）を除くこれらのソフトウェアとGI Sは A RC Spaceのwebページに詳細に紹介されています．
惑星科学的な研究として月・惑星探査データの解り組んでいます．

3. 教育と研究テーマ

析やモデル数値計 算にも取り組んでいます．最近は大学院 生の所属は会 津 大学 大学院コンピュータ

月周回衛星かぐやの地形カメラ（T C）データを用い理工学研究科コンピュータ・情報システム学専攻となた地形解 析やマルチ分 光カメラ
（M I）データを用いります．この専攻の学生のうち約半分が他大学からた鉱物吸収に関する研究，小惑星イトカワ，リュウを含む留学 生です．従って大学院の授業は基 本的グウやC eresなどの小天体探査データを用いた地形に英語で行われます．グループの研究内容に直接関や鉱物・水の吸収に関する研究に取り組んでいます．

連する科目は五つあり，月・惑星探 査データの構造

その他に，小天体の軌道計 算から小天体表面地形

や太陽系天体の軌道計 算または探査機の軌道計 算や岩塊の様子を考察する研究，クレーターの空間分や観測機器の視野を計算することができるNA S A /布を定量化する手法の研究，地球観測衛星データを

NA I F開発のS PICE To ol k itに関する授業，月・惑

用いた I n S A R 解 析と火山の継 続 的なモニタリング

星探 査データを実際に解 析する実 践的な授業，外に関する研究・開発に取り組んでいます．

部の連携研究機関から講師を招いて行われる最先

近年，情報学系の大学で流行している研究テー

端の技術に関して学ぶ授業など，月・惑星探査にまマの一つが機械学習を応用した研究です．我々のグ

つわるさまざまな科目が用意されています．この他にループだと米国 L RO の高解像度画像を入力とした情報学系の大学院で行われる授業も履修しますが，月面岩塊の自動抽出，かぐや画像を入力とした月面グループの学 生に聞いてみたところデータ構造とア

Sw i rlや光条クレーターの自動抽出や月面地質自動

ルゴリズム，機械学習，ビッグデータサイエンスなど

分類，たんぽぽ画像を入力とした研究対象となる微の科目を履修しているようです．

粒子トラック痕の自動分類に関する研究テーマに取我々のグループから博士課程に進んだ学生はまだ

惑星ラボからこんにちは！公立大学法人会津大学・宇宙情報科学研究センター（ARC-Space）／本田45

図2: 大学院生の研究の様子．自分の研究だけでなく，授業の課題も計算機と向き合う時間が長くなります．

いません．大学全体としても博士課程に進む学生は究テーマから少し離れて宇宙関連を含むさまざまな

1学 年20 名程 度でその多くが海 外からの留学 生で開発系ハッカソンに挑む学 生もいます．IC T企業のす．また情報学系大学であることから，博士課程に

みならず一般企業で働く方々と短 期間で行うハッカ

おける研究テーマとしては惑星科学分野だけではな

ソンへの参加経験が学生の研究活動にプラスに働く

く情報学分野での寄与もしっかり考慮した研究テーことが多く，またハッカソン参加後にそのときの開発

マ設定が必要となります．ただし修士課程修了であ経験を自分の研究へフィードバックできる学 生もい

ればその限りではないと私は思います．過去に卒業

るので，そのような活動も我々は応援しています．

した学生の修士論文も情報学分野への寄与は大小様々でした．
大学院の研究活動で 最初のハイライトは最初の夏に訪れます．修 士課 程 1年生は研究テーマと研究計画を夏までに固めて，プレゼンテーションを通してグループ外 教員による審査を受けます．先輩学生の研究・開発を引き継いで自分の大学院における研究テーマに設定する学 生が多いですので研究 紹介の欄をご覧下さい．研究テーマの内容によってはグループ外 教員や学外の連携研究機関や企業と協働で進めることもあります．また，国際 学会での発 表
が大学院の単位取得として認められているので（認
定は最大 1回），研究をすすめる上でのマイルストー
ンに国際 学会発 表を設 定して研究計画を立てている学生が多いです．また国際学会以外に，自分の研46

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

「天体の衝突物理の解明 (XV)
〜小惑星の表層進化〜」
開催報告
末次 竜1，岡本 尚也 2，鎌田 俊一 3，
嶌生 有理 2，杉浦 圭祐 4，保井 みなみ 5

1. はじめに中敬称略)．各講演のスライドや要旨は研究会のウェブページにアップロードしているので，詳細はそち2019 年11月27日( 水 ) 〜29日( 金 ) の三日間， 千葉らを参 考にしていただけ たら幸 いである( ht t p: //工業大学スカイツリータウンキャンパスにおいて「天w w w. i mpact-res . org /i mpact19/i ndex . ht m l)．

体 の 衝突 物理の 解 明 ( X V ) 〜小 惑 星の表 層進化

なお毎年，研究会の内容は初回 [ 1]を除いて参加者〜」を開催した ( 図１)．研究会の目的は天体の衝突に報告をお願いしてきたが，私 ( 末次 )自身はこれま

現 象に関係する物理の理 解であり，2005 年に初開で報告記事を執筆していなかったため，今回は15 年催されて以降，会場の変更等はあったが毎年継続的ぶりに開催報告という形をとらせていただくことにした．

に開催され，今回で第15回を迎える．
この研究会では毎年，議論の軸となるテーマを設定しており，今年度のテーマは「小惑星の表層進化」
である．毎年 4，5月頃に世話人らでテーマについて相談し決めているが，今 年度は相談時 期に探 査機「はやぶさ2」による小惑星リュウグウ表面への宇宙
衝突実 験の成功もあり，比較的早い段階で今回の2. プログラム<<口頭講演 >>■11月27日(水)テーマとなった．当然，探査機「はやぶさ2」の結果も鈴木大輝（アストロバイオロジーセンター）

含めた議論が望まれるため，探査に大きく関わって「彗星衝突による有機分子運搬の可否」

おられる荒川政彦氏 ( 神戸大学)，杉田精司氏 ( 東京

岩佐海詩（神戸大学）

大学)，坂谷尚哉氏 (宇宙航空研究開発機構 )の三名「衝突掘削による氷小天体カラーへの影響」にご講演をお引き受けいただいた．こうした内容で

豊田優佳里（神戸大学）

一般講演を募集した結果，首都圏開催ということも「土星リングを模擬した多孔質氷 球の反発に関するあり講演数が例年よりも増加し，最終的には口頭講

実験的研究」

演が 28件 ( 招待講演含む)，ポスター講演が 15 件，参杉村瞭（神戸大学）

加者総数は55 名となった．

「物質強度を変化させた模擬小惑星標的を用いた高以下では研究会の内容をごく簡単に紹介する( 文1.産業医科大学
2.宇宙航空研究開発機構
3.北海道大学
4.東京工業大学
5.神戸大学ryos@med.uoeh-u.ac.jp

速度クレーター形成実 験〜クレータースケール則の導出，エジェクタ放出過程の解析〜」
樋口誠（北海道大学）「冥王星の衝突クレーターの深さ- 直径比とその理論的解釈 」
中村昭子（神戸大学）

「天体の衝突物理の解明 (XV) 〜小惑星の表層進化〜」
開催報告／末次 他

47「衝突弾丸物質の残存」

阿部新助（日本大学）

保井みなみ（神戸大学）「月面衝突閃光と微光流星の多波長同時観測による「石膏及びガラス球の衝突破壊強度に対する斜め衝

メテオロイドのサイズ分布決定 」

突の影響」

布施綾太
（日本大学）

中村誠人（神戸大学）「衝突閃光の実験・観測・数値シミュレーションによ「氷微惑星を模擬した氷球の斜め衝突実験 」

る研究 」■ 11月28日(木)鈴木宏二郎（東京大学）「塑性ガスモデル数値流体 力学によるペネトレータ

山本裕也（神戸大学）

貫入シミュレーション」「リュウグウ表層を模擬した低強度粗 粒標的に対す

池田晋太郎（神戸大学）るクレーター形成実験 」「衝突によるラブルパイル天体の自転速度変化」

杉浦圭祐（東京工業大学）

黒崎健二（名古屋大学）「小惑星の高速自転変形の数値計 算とリュウグウな「水素大気を持つ惑星の天体衝突」

どのコマ型の形成条件について」

城野信一（名古屋大学）

金丸仁明（大阪大学）「木星の形成に伴うコンドリュールの形成 」「小 惑 星 Ry ug uに働くYOR P 効果の数値 計 算：自大村知美（名古屋大学）

転状態の進化史の解明に向けて」「小規模衝突による傾斜地形緩和に関する実験的研

道上達広（近畿大学）

究」「小 惑 星リュウグウに お けるメートルサイズのボル

長足友哉（神戸大学）

ダー3 軸比」「自由落 下ダスト流に形 成 するクラスター間 衝 突 実

荒川政彦（神戸大学）【 招待講演】

験」「はやぶさ2- S C IとD CA M 3による宇宙衝突実験 」
杉田精司（東京大学）【 招待講演】<< ポスター講演 >>「はやぶさ2 観測データから見えてきた小惑星リュウ

塩本純平*（ 神戸大学）

グウの進化史 」「D型小惑星模擬標的の衝突破壊実験 」

坂谷尚哉（宇宙科学研究所）【 招待講演】

堀川和洋 （* 神戸大学）「はやぶさ2中間赤外カメラの観測結果」「始原的隕石母天体を模擬した衝突破壊に関する実

和田浩二（千葉工業大学）

験的研究」「S C Iクレータから放出されたイジェクタ粒子のサイ

長野巧 （* 神戸大学）ズ推定 」「フラッシュX 線による衝突破片の速度-質量分布の門野敏彦（ 産業医科大学）

観測：乾燥粘土を用いた強度と空隙率に対する依存「小惑星Ry ug uでの宇宙衝突実験: 放出物のパター性の研究 」

ンとボルダー」

笹井遥 * ( 神戸大学)

巽瑛理（I nst it uto de Ast rof isic a de Ca na r ia s）「多孔質天体を模擬した雪のクレーター形成実 験及「極域観測から示唆されるリュウグウのスペクトル進

び衝突残留熱の計測」

化」

横田優作 * ( 神戸大学）■ 11月29日(金)「バルジ地形に形成される衝突クレーターに関する実験的研究」

黒澤耕介（千葉工業大学）

大川初音 * ( 神戸大学)「炭素質隕石シミュラントからの衝撃脱ガス」「クレーター形成時のエジェクタ放出過程における3

柳澤正久（電気通信大学）

次元粒子追跡」「月面衝突閃光の発光メカニズム」

中澤風音 * ( 東京工業大学)

48

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

「放出物カーテンにおけるパターン形成のメカニズム

士の非弾性衝突が重要である．衝突実 験で氷 球の解明に向けた多粒子衝突シミュレーション」

反発係数を調べ，ある衝突速度以上で非弾性衝突

末次竜 ( 産業医科大学)に推移することを明らかにした．

「L IG G GH T Sによる衝突計算」

杉 村 : 天体には物質強度があるが従来の掘削流の嶌生有理 (宇宙科学研究所)

モデルは物質強度を無視している．衝突実験の結果「Ry ug u クレーターの熱物性 」

をもとにモデルを改良しリュウグウ表面の物質強度

黒澤耕介 (千葉工業大学)に制約を与えた．

「大気中斜め衝突現象の高速シュリーレン撮像 」

樋口 : 探 査機 New Hor i zonsによる観測結果から

黒澤耕介 (千葉工業大学)

冥王 星のクレーターの深さと直径の関係を求めた．

「i S A L E users g roup i n Japa n 活動報告」

その関係からクレーターの形 状変化が起こるサイズ

岡本尚也 (宇宙科学研究所）

を調べ，リソスフィアの厚さなどを見積もった．

「DE S T I N Y+ミッション 搭 載 カメラによる小 惑 星

中村( 昭 ): 小惑星表 層にある反射率が異なる物質

Phaet hon 表 層の 観 測：機 上校 正方 法に関する検はインパクターの残骸である可能性が指摘されてい討」

る．実際に衝突実 験を行い，放出物にインパクター

佐藤峰南 (千葉工業大学)の破片が多数含まれうることを示した．

「米国西部に分布する白亜紀-古第三紀境界セクショ

保井, 中村( 誠 ): 天体は多くの場合，角度を持ってンの強親鉄性元素およびオスミウム同位体組成バリ

衝突することから，衝突実験で大規模破壊に必要とエーション」

されるエネルギーの衝突角度依存性を調べた．斜め平田直之 ( 神戸大学)

衝突の場合，衝突 速度の ( 標的表面に対する) 法 線「リュウグウクレーターの東 西 不対 称性の起 源に関成分を用いることで，エネルギーと破片質量が冪のする理論的考察」

関係になることを示した．ただし冪指数は，標的の門野敏彦 ( 産業医科大学)

構成物質( 石膏や氷など )によって異なる．

「爆発によるクレーター形成：衝突との対応」

ポスター講 演 : 口頭講 演の増 加から，これまで二（*はポスター2分講演者）

日目に行っていたポスター講演を今 年は初日に行っ

3. 講演概要

た．毎年，ポスター講演者のなかには，学外で初めて発表する学生がいる．そうした学生と他機関の研究者との研究交流を促すために，二年前から学 生

各講演内容を簡単に紹介するが，関係性が強いにのみポスターの内容を紹介する2分発表の時間を講演については，まとめて紹介していることについて

ポスター講演の前に設けている．今 年度は2分発 表

ご了承いただきたい．

の定着もあり，発表スライドに実験結果や数値計算

3.1

11/27(水)結果の動画を入れるなどの積極的な研究 紹介 が目立った．その結果，ポスター講演は大変盛り上がり，

鈴 木( 大 ): 天体衝突で地球に持ち込まれる有機 分

予定していた時間では足りず，講演の時間を超えて子の生存率を数値計 算で調べた．計 算で得た分 子も議論が行われていた．

が生存可能な温 度領域の割合と衝突角度ごとの衝突確率から，生存率が従来よりも低くなることを示し

3. 2

11/28(木)た．

山本 : リュウグウ表 層を模擬した大きさの異なる粒

岩佐 : トロヤ群小惑星のカラーの二分 性に対する天子で構成された標的への衝突実 験を行い，粒子破体衝突の表面掘削の寄与を調べ，臨界 衝突エネル

壊で消費されるエネルギーの効果をスケーリング則ギーより小さいエネルギーで小天体の半球全体が更に考慮する必要があることを示した．

新されうることを示した．

杉浦 : リュウグウのコマ型形状の形成に自転速度が豊田 : 土星リングの薄さを維持するには構成粒子同及ぼす影 響を数値計 算で調べ，高速で自転し構成「天体の衝突物理の解明 (XV) 〜小惑星の表層進化〜」
開催報告／末次 他

49

図1: 集合写真（杉村瞭氏(神戸大)提供）．

粒子間の摩擦が大きい場合には，コマ型形状になり面の強度は極めて小さく重力に支配されていること得ることを示した．

を明らかにした．

金丸 : リュウグウの観測結果 ( 軌道・形 状モデル等 )杉田: ONC (O pt ica l Navigat ion Ca mera)のリュと熱モデルから，YOR P 効果による自転速度変化をウグウ表 層のスペクトル観測により，リュウグウはC

見 積もり，10万〜100万年の時間スケールで自転が型小惑星のうち含水吸収の無いグループに分類され減少していることを示した．

た．これはリュウグウの母天体と推測されているポ

道上 : リュウグウ表面にあるメートルサイズの岩塊のラナ，オイラリアの特徴とも一致している．また表層三軸比を測定した結果，それらの平均値は衝突 破の多くの岩塊も同じスペクトルである．そのため，こ壊で形成される破片の比の値とおおむね一致しておれら岩塊が母天体への天体 衝突で生まれた破 片とり，岩塊は衝突破壊で形成された可能性が高い．

すると，母天体の内部は加熱され均一だった可能性

荒 川 : S C I ( Sma l l Ca r r y- on I mpactor) の 弾 丸がある．一方，小さいクレーターが表層に少ないこと

はリュウグウ表面から約 60 °の角度で斜め衝突し直から，リュウグウ表層の更新速度は100万年以下とい

径14. 3mで中心にピットがあるクレーターを形成しう非常に短い時間スケールであることが示唆される．

た．クレーターの形 状は半円形であり，これは衝突

坂谷 : リュウグウ表 面の 熱 慣 性をT I R ( Ther ma l

点近くの岩塊が影 響した可能 性が 高く，実 際，分I n f ra Red I mager)で全 球的及び局所的に調べた

離 カメラ D CA M 3( Deployable CA Mera i n 3rdが，基本的に均一であり，その値は200Jm s

generat ion)で撮 影されたエジェクタも岩塊に阻害程度であることを明らかにした．これは岩塊の性質

され岩塊方向へはほとんど放出されていない．またが低熱慣性 (=高空隙 )であり，値が地球上の隕石と長 時間エジェクタカーテンがリュウグウ表 面と接し異なるのは地球の大気通過時の破壊により，採取でていることやクレーターの大きさが重力支配域のスきる隕石にバイアスがかっている可能性があること

ケーリング則とよく一致することから，リュウグウ表を示唆している．一方，より詳細な解析では，ホット-2- 0. 5K -1

50

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

スポットと呼ばれる周囲よりも熱慣性がさらに低い

数値 計 算によって衝突 合体にはコア同士の衝突が領域や高い熱慣性をもつ岩塊など不均質性も存在重要であることを示した．

することが示された．

城 野 : 天体 衝突によるコンドリュール形成モデルで和 田， 門 野 : D CA M 3で観 測された S C Iによるエ

は，岩石の溶融に原始惑 星 系円盤内で数 k m /sのジェクタカーテンと掘削流のモデルとの比較から，エ

衝突速度が要求されるが，木星重力によって到達でジェクタの主要な構成粒子サイズは1〜10cmである

きうることを数値計算で明らかにした．

ことを見積もった．一方，エジェクタカーテンがフィ

大村 : 斜面上のクレーターの緩和を調べるために衝

ラメント構造になったのはエジェクタ内にある大粒子

突実験を行い，クレーター径の重心位置と傾斜角のが影 響した可能性が 高い．またこれらの結果から，経験式を求めた．傾斜角が小さい時，緩和を無視しリュウグウの地表面下の粒子サイズ分布にも制約をた先行研究の式に近づくことも示した．

与えた．

長 足 : 自由落下させた砂からできるクラスター同士巽 : リュウグウ表面のスペクトル傾 斜の観測から極を衝突させた結果，衝突速度が数値計 算から予測域は他と比べると青く，さらに0.7μmバンドの吸収される値より速い場合でもクラスター同士が付着成が見られることから含 水 鉱物が 存在し新 鮮な表 層長する可能性があることを示した．

である可能性が高い．

3.3

11/29(金)4. まとめ黒 澤 : 小惑星内の揮発成分の衝突への反 応の解明

今 年度は「小惑星の表層進化」というテーマで研はリュウグウのサンプル 解 析 等で重要となる．C 型究会を開催し，多くの方にご参加していただき，小小惑星を模擬した標的への衝突実験を行い，H 2 や惑星だけでなくダスト，コンドリュール，衛星，惑星

C O 2 などのガスが検出されたことを報告した．

などを対象とした衝突現象についてご講演いただい柳澤，布施，阿部 : 衝突閃光は主に月面への天体衝

た．例年に比べ小惑星に関係する講演が多かったの突で生じる発光現象であり詳細なメカニズムは不明

は，今年度テーマもさることながら，やはり「はやぶである．最近のふたご座流星群により生じた閃光のさ2」が得た小惑星リュウグウの探 査 結果の影 響がスペクトルの解析では，3000Kの黒体放射のスペク大きいだろう．昨年度のテーマが「探査機はやぶさの

トルとおおよそ一致した．また衝突する天体自体にも成果と挑戦：初号機から2 号機へ」であり，講演中に制約を与えるためにレーダーや大型望遠鏡を用いた「岩塊だらけの表面に予定通りタッチダウンできるの観測成果についても報告した．さらに，衝突実験と

か？」，「衝突実験を行って，クレーターやエジェクタ

数値計 算を用いた相補的な研究にも着手しており，を観測できるのか？」という議論が行われていたこと

衝突による閃光の発 光 効率の詳細が見 積もられつを考えると，今年一年間の探査結果が，惑星科学につあることが示された．

とっていかに重要で，また様々な方のご尽力で得ら

鈴 木( 宏 ): 流体計 算で粉流体の挙動を示す「圧 縮れたものかと思わずにはいられない．2020 年はリュするが膨張しないモデル」を用いた衝突計 算を行っ

ウグウの探 査 結果の更なる解 析や，「はやぶさ2」がた．クレーターの底の硬化といった従来と異なる結

二回のタッチダウンで採取したサンプルの回収計画

果が示され，より現実的な計算にむけた改良が進行に加え，NA S Aの小惑星探査機オサイリス・レック

中である．

スのベンヌへのタッチダウンなどもあり，小惑星につ池田 : 小惑星の自転速度 進化に対する天体 衝突のいての知見がさらに深まるのが今から楽しみである．

寄与を見積もるために数値計算を行い，天体衝突は質量比の有無に関わらず基 本的に自転速度を減 少させることを明らかにした．

５. おわりに黒崎 : 大気を持つ天体同士の衝突は天 王 星の自転

昨年度の懇親会や参加報告記事[2]で私や世話人

軸の傾斜からも，しばしば起こった可能性がある．

にかけられた期待 (プレッシャーとも言う)に応えられ

「天体の衝突物理の解明 (XV) 〜小惑星の表層進化〜」
開催報告／末次 他

たのかは不明ですが，今回の経験をもとに来年度にむけて動き始めておりますので，ご 期待下さい．特に5 年後，10 年後といった将来的な衝突研究を考えると若手研究者の参加は非常に重要となってきますので，少しでも衝突現象にご興味があればお気軽にご参加ください ( いきなり世話人への勧誘や参加報告書の依頼などはしませんので…)．まるで世話人代表を終えたような雰囲気をだしていますが，来年度も引き続き私が努めますので，どうぞよろしくお願いいたします．
最後になりましたが，今年の研究会は国立天文台の研究交流委員会から開催 助成金をいただきました．その申請過程や旅費見積もりでは国立天文台シ
ミュレーションプロジェクトの伊藤 孝士氏，増子京
子氏にご尽力いただきました．心より感謝申し上げます．また会場は千葉工業大学より提供していただ
きました．千葉工業大学の黒澤耕介氏と下山亜希子
氏には会場設営でお手数おかけいたしました．誠にありがとうございました．

参考文献[1] 和田浩二ほか, 2005, 遊星人 14, 202.
[2] 脇田茂, 2019, 遊星人 28, 94.

51

52

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

日本惑星科学会 2019年秋季講演会開催報告

河北 秀世1

図１：講演会会場（京都産業大学神山ホール）．

2019 年秋季講演会は2019 年10月7日( 月)−10月

ることができて発表者のみなさまには充実した講演

9日( 水)，京都産業大学上賀茂キャンパスにて開催さができたのではないでしょうか．ポスター発 表は大れました．京都産業大学は創設者が宇宙物理学・天ホールに隣接した 1F ロビーにて行いました．ひどく文学の研究者であり，宇宙物理学，天文学の教育・混雑することもなく，また閑散とすることもない十分

研究に力を入れております．このような地において惑

な広さでありました．

星科学会秋季講演会を開催することを嬉しく思う次
第です．

参加者として345 名 (うち事前参加者169 名，当日
参加者176 名)の方々が講演会に集われました．例年

講演会会場には同キャンパスの神山ホールを使用

通り学部生および修士1年の未発表の学生の参加費いたしました．口頭発表，総会，学会賞記念講演にを無料といたしました．京産大の関係教員の担当講は 1600 人収容可能な大ホールにて行いました．コ

義にて講演会のことを宣伝して頂いたので，84名にンサートも開催可能な音響および照明設備を利用すのぼる多くの方に参加いただきました．また，会場

1.京都産業大学
kawakthd@cc.kyoto -su.ac.jp

が 京産大 入り口のバス乗り場に近接していたため，
通りがかりの学生の方々がポスター発表を覗いてい日本惑星科学会 2019年秋季講演会開催報告／河北53

きました．惑星科学のよい宣伝になったのではない
かと思います．
初日の冒頭に「最優秀発表賞応募講演」(3 分間の質疑込みで一人 15 分間口頭講演＋ポスター発表 ) が6 件ありました．その後「一般口頭講演」が 3分間の質疑込みで一人12分間の発表が67件行われました．
さらに，107件のポスター発 表が行われ，初日夕刻のコアタイムには終了時刻まで熱心な議論がかわされました．今 年も昨年の講演会にて導入された「口頭発表 +ポスター発表 」を企画し，38件の発表が行われました．昨 年は口頭によるポスター紹 介 が 3分で行われましたが，聞いている側からは冗長に感じ

図2：口頭発表の様子．

られたので短くしてはどうかという意見が L O Cで上がったので，試みとして今 年は2分間の口頭発表時の取材が入りました．火星の月探査計画に関連する間としてみました．また，ポスター口頭発表とコアタ

口頭発 表 2件 の 撮 影と数 名の 学会 会員へのインタ

イムの日程を同じ初日に設定しました．このためポスビューが行われました．口頭発表の様子は講演会終ター発表のコアタイムの時間が短くなりました．事後了後の11月にサイエンスZ E RO『日本の”お家芸 ” サのアンケートによると，この形式の発表に概ね好意

ンプルリターン

的でありましたが，コアタイムを増やしたほうがいい

頭に放映されました．

世界 初！ 火 星の月探 査 へ 』の冒という意見もみられました．複数セッションへの移行

講演会L O Cメンバーは河北秀世，高木征弘，竹も含めて今後引き続き検討していく必要があると思

広真一，佐々木貴教，瀧川晶，安藤紘基，佐々木洋

われます．この他に2日目に最優秀研究者賞受賞講平の7名で構成しました．秋季講演会のWebコンテ

演が 2件総会の後に行われました．口頭発表者が持ンツ編集作業は学会Webページ担当の北大の吉田

ち時間を守っていただけたのとスムーズに入れ替わ辰哉さんに依 頼しました．また，京産大と京大の大れたことで，ほぼプログラムどおりに進行することが学院生に会場の設営撤収と口頭発表時の会場係をできました．また，初日に「日本の惑星探査に関する

お願いしました．受 付事務とポスターパネルの設 置

説明会：非 専門家向け！」，2日目に「超小型探 査機

撤収等を( 株 )日商社に依頼しました．

やイプシロンロケットをいかした惑星科学の新展開」

他にも講演会の準備と実施に際して，多くの方のに関するパネル討論会が昼休みを利用して行われまご助力をいただきました．京都産業大学からは神山

した．

ホールの無償の使用許可と資金援助を受けました．

懇親会は2日目夜に京産大キャンパス内の並楽館

京産大理学部事務室の森さまには，京産大での各4FのBA BY FACE PL A N E T ' Sにて行いました．

方面との折衝や会場準備，N H K取材対応など全面

124名 (うち事前参 加申し込 み77名，当日申し込 み

的にサポートしていただきました．神山ホールスタッ

47¥名)の多くの方に参加いただきました．開宴直後

フの中西さまには大ホールの設営と講演会当日でのには今 年のノーベル物理学賞のニュースが入り，系

口頭発表時の照明とスライドのコントロールをしてい外 惑 星の発見の業績により M ichel M ayor 博士

ただきました．前年のL O C並びに行事部会のみなさと D id ier Q ueloz 博士が受賞されたことが会場に

まからは多くの助言をいただき，大変助かりました．

知らされると大いに盛り上がりました．終了後は多く

最後に，参加者のみなさまの熱心な発表と議論のおの方々が京都の街に繰り出して引き続き交流を深め

かげで無事に講演会を開催することができました．

られたとの話を伺いました(そのためか3日目の午前

L O Cを代表してお礼申し上げます．

セッションの参加者の出足が鈍かったようです) .
3日目午前には N H K Eテレのサイエンス Z E RO

54

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

New face

深井 稜汰
（東京大学 理学系研究科 地殻化学実験施設）
日本惑星科学会の皆様，はじめまして．深井汰 (ふかい稜りょうた)と申します．隕石をはじめとする宇宙地球物質の同位体比分析・元素存在度分析を専門としています．隕石の化学的情報から，初期太陽系の物質進化を解明することを目標としています( 詳しくは今 号にて紹 介しています [ 1] )．2019 年 3月に，東京工業大学・地球惑星科学系の横山
こやま

哲也(よ

てつや) 教授のもとで学位を取得し，現在は東京大学・地殻化学実験施設の平田

岳史 (ひらたたかふみ) 教授のもとで研究員をしています．
私は学部 2 年生の時地球惑星科学科 (以下，地惑 )に進学しましたが，少なくとも学部生の間に研究者を志したことはなかったと記憶しています．そもそも

く自分なりの勉強法を身につけられたのだと思いま

私は胸を張れるような物理や化学の素養がなく，大す．

学の授業についていくのは大変でした．そんな中で，修士2 年頃，修士課程からはじめたテーマ(コンド

高校までには本 格的に触れたことのなかった銀河・

ライト隕石のNd同位体異常 )がある程度実を結びは恒星・惑星といった対象に惹かれ，地惑を志望しまじめた時が，自分の転機だったように思います．自分

した．今よりなお未熟であった私は，当時の地惑のの出したデータに十分な解釈を見出せていなかった

先生方に迷惑をかけたかと思いますが，そんな私を私ですが，ある時ふと作ったグラフを見て「これはイ

受け入れてくれる地惑を大変有難く思いました．たケる」と感じたことを鮮明に覚えています．自身と同だし，研究者というビジョンは見えておらず，高校教一のテーマについて，複数のグループが研究に取り員になるというのが当面の目標でした ( 2014 年に高組んでいたのを後に知り，ライバルであったグループ

校教員免許を取得しました)．

が Nat u re 誌に論 文を出版した時 [2]目の前が 真っ

学部 4 年生で研究室に所属してからは，大学生活

白になるような(というと大げさですが ) 感覚がしたのに充実感を感じはじめました．幅広い知識に欠けるも覚えています．ただ，その時のレース的感覚も今まという自覚があった自分ですが，研究はある種「自での大学生活では味わえない興奮でした．その後，分の武器で勝 負できる」フィールドだと感じました．

横山先生のご指導の甲斐あり，自分達の成果も無事

ペーパーテストに比べ，自分が出した分析結果をプ

Ea r t h a nd Pla net a r y S cience L et ters 誌に掲

レゼンすることや，論文執筆に向けて議論を深めて載され一息つきました[ 3]．

いく作業が好きでした．研究室所属を通して，ようやryota .fukai@gmail.com

修士課程での充実した経験を経て，博士課程進
学以降も継続して研究 生活を楽しんできました．一New face方で，学会で他分野の研究者の方と議論 する機 会
や，研究テーマを自分で考えるという機 会も増えており，徐々に「自分の武器だけでは不十分なのかも」という感覚になってきている頃でした．そんな折，東京都の高校で「地学基礎 」の教員として講師をやらないか，というお誘いを受けました．高校で「地学」を履修したことがなかった私は，基礎的な知識に絶望的に欠けていましたが，持ち前の安請け合い精神で仕事を引き受けました．毎週 2回の授業を進めなければならないので，矢継ぎ早に予習を行い，毎回授業時には生徒にフィードバックを要求し，自分の知識をブラッシュアップしながら教員として働きました．この時，学部の授業でわからなかった事はここ(地学の教科 書 )に書いてあったのか！と大変驚くと
ともに，基礎に立ち返る重要性を叩き込まれたように思います．
未だにこのスタイルは変わらず，ゼミや学会に追われながらマラソンの水分補給のように足りない知識を補充し，面白い研究を日々探しています．自分の武器を使って惑星科学に活発な議論を引き起こせる
よう，日々努力致します．今後ともよろしくお願い致
します．

参考文献
[1] 深井, 2020, 遊星人, 29 (1), 14.
[2] Burkhardt, C. et al., 2016, Nature, 537, 394.
[3] Fukai, R. and Yokoyama, T., 2017, Earth Planet.
Sci. Lett., 474, 206.

55

56

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

JSPS Information◇日本惑星科学会 第135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135回運営委員会議事録

期間：2019 年12月2日（月）〜12月6日（金）

議

題：R F I回答文書改訂2019 作業部会の設置及び構成員の承認

運営委員会委員：
出席（22 名） 中本 泰史，中村 昭子，倉本 圭，和田 浩二，諸田 智克，関根 康人，玄田 英典，中村 智樹，
中島 健介，寺田 直樹，田中 秀和，竹広 真一，小林 浩，臼井 寛裕，奥住 聡，荒川 政彦，
北里 宏平，佐伯 和人，関 華奈子，田近 英一，平田 成，薮田 ひかる
欠 席（1名） 渡部 潤一

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：R F I回答文書改訂2019 作業部会の設置及び構成員の承認
提案内容：
惑星探査専門委員会の下に「R F I回答文書改訂2019 作業部会」（ 以下、「作業部会」）を設置する。
作業部会委員長は、惑星探査専門委員会委員長が兼任する。
作業部会の活動期間は2020 年 3月までとする。
作業部会は以下の委員長及び委員から成る。
●作業部会委員長
寺田 直樹（東北大学、惑星探査専門委員会委員長）

JSPS Information

57●作業部会委員
倉本 圭（北海道大学）
（ 主査）

杉田 精司
（東京大学）

諸田 智克（東京大学）（ 副査）

関 華奈子（東京大学）

玄田 英典（東京工業大学）（ 副査）

関口 朋彦（北海道教育大学）

亀田 真吾（立教大学）
（ 副査）

関根 康人
（東京工業大学）

笠原 慧（東京大学）（ 副査）

巽 瑛理（東京大学）

安部 正真（ JA X A）

田中 智（ JA X A）

荒井 武彦（ 足利大学）

田中 佑希（東北大学）

荒井 朋子（千葉工業大学）

谷川 享行（一関工業高等専門学校）

生駒 大洋（東京大学）

長 勇一郎（東京大学）

石橋 高（千葉工業大学）

辻 健（九州大学）

石原 吉明（国立環境研究所）

津村 耕司（東京都市大学）

石丸 亮（千葉工業大学）

出村 裕英（会津大学）

伊藤 元雄（ JA M S T E C）

長岡 央（ JA X A）

今村 剛
（東京大学）

中川 広務（東北大学）

岩田 隆浩（ JA X A）

中島 健介（九州大学）

臼井 文彦（神戸大学）

並木 則行（国立天文台）

大坪 貴文（ JA X A）

成田 憲保（アストロバイオロジーセンター）

岡崎 隆司（九州大学）

野口 里奈（ JA X A）

岡田 達明
（ JA X A）

長谷川 直（ JA X A）

小川 和律（ JA X A）

春山 純一
（ JA X A）

小郷原 一智（滋賀県立大学）

晴山 慎（聖マリアンナ医科大学）

鎌田 俊一（北海道大学）

平井 隆之（千葉工業大学）

鹿山 雅裕（東京大学）

福原 哲哉（立教大学）

唐牛 譲（ JA X A）

藤井 友香（東京工業大学）

河原 創（東京大学）

藤田 和央（ JA X A）

木村 淳
（大阪大学）

藤谷 渉（茨城大学）

木村 智樹（東北大学）

堀 安範（アストロバイオロジーセンター）

木村 宏（千葉工業大学）

三河内 岳（東京大学）

木村 勇気（北海道大学）宮本 英昭（東京大学）

熊本 篤志（東北大学）

村上 豪（ JA X A）

黒崎 健二
（名古屋大学）矢田 達（ JA X A）

洪 鵬（千葉工業大学）

矢野 創（ JA X A）

神山 徹（ 産業技術総合研究所）

薮田 ひかる（ 広島大学）小林 憲正（横浜国立大学）

山岸 明彦（東京薬科大学）

小林 正規（千葉工業大学）

山田 学（千葉工業大学）

坂谷 尚哉（ JA X A）

山田 竜平（会津大学）

嶌生 有理（ JA X A）

山本 聡（宇宙システム開発利用推進機構）

白石 浩章（ JA X A）

吉岡 和夫（東京大学）

58

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

吉川 真
（ JA X A）

和田 浩二（千葉工業大学）

吉田 二美（千葉工業大学）

渡邊 誠一郎（名古屋大学）

吉村 義隆（玉川大学）●上に加えて、惑星探査専門委員会委員および会長も作業部会委員として参加する。
荒川 政彦（神戸大学）

齋藤 義文（ JA X A）

臼井 寛裕（ JA X A）

千秋 博紀
（千葉工業大学）

大竹 真紀子（ JA X A）

中本 泰史
（東京工業大学）癸生川 陽子（横浜国立大学）
議題は承認された（可22，否 0）．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2020 年 2 月 1 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◇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．
2020/05
5/24- 28 Jp GU -AGU Joi nt Me et i ng 2020(a) 千葉県千葉市( b) Jp GU(c) ht t p: //w w w.jpg u . org /meet i ng ̲ 2020/
2020/092020 年9月23日（水）- 25日（金） 日本惑星科学会 2020 年秋季講演会(a) 会津大学( b) 日本惑星科学会

59

編集後記
この冬はとても暖かい日が続いています．山陰もくなります．皆さんにおかれましては今後のカラー印

例外ではなく，日本海側でありながら雪が全く降り刷の利用を改めてご 検 討頂けると幸いです．なお，ません．例年なら白くなっているはずの山々が青々とそれ以外の部分については特に変更はありません．

したままです。先日はあまりの暖かさに近場の山にこの場を借りまして，これまで印刷を行って頂いた日

登山に行ってしまい、おもいがけず運動不足解消が本印刷株式会社さんにお礼申し上げるとともに、株できてしまいました．そうはいっても雪が恋しくなっ式会社シュービさんに今後のご支援をお願いする次ている今日この頃です．

第です．

遊星人の著者・読者の皆さんにお知らせですが，本号より遊星人の印刷を株式会社シュービさんにおそれでは皆さんからの原稿を心よりお待ちしております．今後ともよろしくお願いいたします．

願いすることになりました．印刷所変更に伴ってカラー印刷の費用が改定され，これまでより大幅に安

( 杉山)

編集委員
和田 浩二 [ 編集長]
杉山 耕一朗 [ 編集幹事 ]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，関口 朋彦，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行, 長 勇一郎，成田 憲保 ,はしもと じょーじ，濱野 景子，本田 親寿, 三浦 均，諸田 智克，山本 聡，渡部 潤一

2020 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29巻

第1号

一部 1, 925円
（税込・送料込）和田 浩二（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
〒105 - 0012 東京都港区芝大門2-1-16 芝大門M F 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 - m a i l : st a f f @ wa k usei .jp
T E L : 03 - 6435 - 8789／FA X : 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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複写される方へ
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