日本惑星科学会誌 遊・星・人
第29巻 第2号
目 次
巻頭言 渡部 潤一

系外惑星「遠い世界の物語」
その12〜 系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜
川島 由依

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その42 〜超回転〜
堀之内 武

火の鳥「はやぶさ」未来編 その21
〜熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴〜

岡田 達明，福原 哲哉，田中 智，坂谷 尚哉，嶌生 有理，荒井 武彦，他4名・1チーム

遊星百景その19 〜二次クレーター〜
本田 親寿

第12回月惑星探査データ解析実習会を終えて出村 裕英，嵩 由芙子，園家 俊，松尾 祐飛，平田 成，本田 親寿，その他1チーム

2020年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ
出村 裕英

2020年度助成事業２件公募のご案内
公益財団法人 宇宙科学振興会

63

64

75

80

88

90

95

96

学位論文タイトル紹介

97

JSPS Information

98

表紙デザイン：BROOK S

62

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

Contents
J. Watanabe

63

Y. Kawashima

64

T. Horinouchi

75

T. Okada, T. Fukuhara, S. Tanaka, N. Sakatani, Y. Shimaki, T. Arai, and 4 authors, 1 team80

PrefaceTales of distant exoplanet worlds (12)‒ Organic haze in exoplanet atmospheres ‒Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (42)
‒ Superrotation‒

Phoenix Hayabusa": A tale of the future (21)‒ Highly porous nature of a primitive asteroid revealed bythermal imaging from Hayabusa2 ‒My favorite view in planetary sciences (19)‒ Secondary crater ‒C. Honda

88

Report of 12th exercise for data analysis in lunar and planetary data explorations
H. Demura, Y. Daket, T. Sonoke, Y. Matsuo, N. Hirata, C. Honda, and 1 team90

Announcement of 2020 JSPS fall meeting
H. Demura

95

Society for Promotion of Space Science96

Announcement of public oﬀering for 2020 grants

Recent theses in planetary sciences

97

JSPS Information

98

《目次へ

巻頭言

63

巻頭言
「日本のビッグサイエンスはどこへ向かうのか」「それにつけても金のほしさよ」 そんな言葉がついつい出てしまう，この頃である．
筆者が勤める国立天文台は日本の天文学の中枢機関（現在では大学共同利用機関）として，研究者コミュニティの要望を受け，大学では実現不可能な規模の望遠鏡を次々に実現してきた．1960 年岡山天体物理観測所にはじまり，( 現在は東京大学所属の) 木曽観測所，野辺山宇
宙電波観測所，宇宙研とともに実現させた太陽観測用科学衛星やV L BIを用いた電波望遠鏡の数々，そしてハワイのすばる望遠鏡．21世紀には欧米諸国とともにチリにアルマ望遠鏡を完成させ，共同利用に供している．建設費も相当だが運用経費も問題だ．すばる望遠鏡は建設に約400 億，年間運用費は当時の考え方では一割程度とされ，30 億程度はあった．しかし，連綿と減額が続き，現在は年間10 億程度しか配分されず，維持のためには毎年数億円を内部努力せねばならない．さらに研究者コミュニティからは次期計画への強い要望がある．口径30m 望遠
鏡，TMT 計画に参加することとなり，建設費用は全体で一千億を超える．当初はその四分の一程度を日本が負担する予定だったが，反対運動のために見通しが立たなくなりつつある．しかし負担金は毎年支払わねばならず，その額も半端ではない．
同じく宇宙科学や惑星科学もビッグサイエンスの側面は強い．面白いことをやるためには，小型の探査とはいえ，それなりの投資が必要である．説明責任とともに，ステークホルダーへの働
きかけも重要で，国立天文台では首脳部が 100 弱の議員事務所を訪問し，挨拶をするのが正月の恒例行事である．科学技術立国を国是としてきた我が国ゆえ基礎科学を含めた投資には前向きにと主張するも，実際には大学等の高等教育を含めて予算は縮減する一方だ．少子化や人口減少という右肩下がり国家において，国際協力を見据えながら，面白いビッグサイエンスをどのように実現させていくのか，研究者にも問われている．

渡部 潤一（自然科学研究機構 国立天文台)

《目次へ

64

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

系外惑星
「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜
川島 由依1* 2020年4月10日受領，査読を経て2020年4月27日受理（要旨） 近年の系外惑星の観測により，大気透過スペクトルに分子の吸収の特徴が見られないような惑
星が多数発見された．これにより，系外惑星の大気中にエアロゾルが存在することが示唆された．本 稿
では，系外惑星大気中に存在するエアロゾルの候補の一つである有機物ヘイズに着目し，筆者らの最近の理論研究により得られた知見を紹介する．また，今後の系外惑星観測への示唆と，有機物ヘイズに関する現状の不定性，最新の室内実験からの示唆についても述べる.

1. はじめにな粒子が大気中に存在し，分 子の吸収の特 徴を隠していることが示唆された．同時に，近赤外域は分1995 年 に 初 めての 系 外 惑 星 が 発 見されて以 来子の吸収特徴がなく平坦であるが，可視域にはレイ[ 1] , 2020 年 3月末 現 在までに4100 個以 上の系 外 惑

リー散乱の特徴 (波長が短い程減光率が大きくなる)1星の発見が報告されている ．そのうち，短周期惑星を示すスペクトルや，近赤外域に分子の吸収特徴をと呼ばれる中心星の近傍を短い周期で公 転する惑

示すようなスペクトルが観測された惑星も見付かって星については，主にトランジット法 [2，参照 ]によっおり，大気透過スペクトルは多様であることが明らて，その大気組成の情報が観測的に得られるようにかとなっている[4]．これらの事実から，系外惑星大なってきた．地球から見て系外惑星が恒星の前を横気中のエアロゾルの特徴や成因は複雑であることが切る際，恒星からの光を惑星が遮るため，見かけの示唆される．

恒星光度がわずかに減少する．これを異なる波長の系外惑星大気中で生成され得るエアロゾルとして

光，多波長で観測して得られる減光率と波長の関係

は，大きく分けて，”ヘイズ”と”雲 ”の二種類が考えら( 大気透 過スペクトルという)には，惑星大気中の原れている．ヘイズとは，タイタン大気中の有機物ヘイ子や分子，エアロゾルによる吸収・散乱の情報が含ズや金星大気中の硫黄ヘイズのように，光化学的にまれる．従って，観測データと理論的な大気透過ス生成されるエアロゾルである．一方，雲とは，地球

ペクトルモデルとを比較することにより，大気の組成

大気中の水蒸気雲のように，凝縮により生成されるを推定することが出来る．大気組成は，惑星の内部

エアロゾルである．これまでの観測では，ヘイズか構造や形成過程などを解明する上で重要である．

雲のどちらか，またはそれらの両方が，観測された

ところが最近の観測により，大気透過スペクトル系外 惑星のスペクトルに影 響を及ぼしているのかわに分 子の吸収の特 徴 が見られないような惑 星が 多

かっていない．そもそもエアロゾルは気体分 子の吸数発見された [例3]．これにより，エアロゾルのよう収の特徴を隠してしまうため，大気組成を推定する

1.SRON Netherlands Institute for Space Research，1

https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu

系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島65

ためには，まずエアロゾルについて，その生成条件

ズ層の高度と厚さをパラメータとすることで，ヘイズや振る舞いを理解することが必須である．

が透過スペクトルに及ぼす影響が調べられた．その筆者は大学院時 代，系外 惑星大気中のエアロゾ

後，より詳細なモデル化を行った研究 [ 11]では，光ルの候 補の1つであるヘイズ，特に有機物ヘイズに

化学計 算を行うことにより，ヘイズの前駆物質であ着目して研究を行った．その理由は以下の通りである炭化 水素化合 物の混合率の高度分布，つまり大る．まず，現在多波長トランジット観測による大気観

気中のどこに前駆物質が多く存在するかが求められ測が可能な惑星の大半は，中心星近傍を公転する，た．そして，各高度でそれらの前駆物質の一部がヘ水素に富む大気を持つ惑星である．これは，中心星イズになると仮定された．一方，ヘイズ粒子の粒径近傍を公転する惑星の方がトランジットの頻度が高については，先行の研究 [ 9，10]と同じくパラメータ

く，また，地球のような小さな惑星よりかは，木星やとされた．これらの研究は，観測されたスペクトルと海王星のような大きな惑星(つまり，形成時に原始惑合うようなヘイズのパラメータ( 粒径や数 密度 ) の組

星系円盤中の水素ガスを捕獲しやすい)の方が，トラを見付けてはいたが，大気中で起こるであろうと考ンジット中の恒星光度の減光率が大きいため，発見えられるヘイズ粒子の合体成長を解いていなかった

されやすいためである．なお，中心星近傍に存在すため，そのパラメータの値の確からしさについてはわ

る惑星は，中心星からの強い輻射を受け温度が高くかっていなかった．

なるため，そもそも大気が膨張，つまり半径が大きく

そこで筆者らは，ヘイズ粒子の粒径と数密度の高なりやすい．そのような，恒星から強力な紫外線照度分布を理論的に決定することを目的として，大気射を受ける還元的な大気環境下では，有機物ヘイ

中のヘイズ粒子の生成を考慮するための光化学モデ

ズを生成する光化学反応が起きやすい 2 ．本稿では，

ルと，ヘイズ粒子の合体成長と沈降を考慮した理論

系外 惑星大気中における有機物ヘイズについての，モデルを新たに開発した．4 節で述べるように，現状

筆者らの最近の理論研究 [6 - 8]により得られた知見の系 外 惑 星大 気中での有 機 物ヘイズのモデリングを紹介する．また，今後の系外 惑星観測への示唆

において，一番の不 確かなパラメータとなっていると，現状の有機物ヘイズに関する不定性，最新の室のが，光化学反応によるヘイズ粒子のモノマーの生内実験からの示唆についても述べる．

成率である．本稿で紹介する筆者らの研究では，従2. 有機物ヘイズのモデリング

来の研究において有機 物ヘイズの前駆物質であると考えられてきたCH 4 とC 2 H 2 ，HC Nの光分 解率の合計を基準のモノマー生成率と仮定し，計算を行っ有機物ヘイズの生成過程は，次の通りである．また．なお，筆者らの光化学モデルでは，C 2 H 4 等のよず，恒星からの紫外線をヘイズの前駆物質となる炭

り高次の炭化水素化合物については考慮されていな

化 水素化合 物 (CH 4 等 ) が 吸収し，光化学と熱 化学

い．より高次の炭化水素化合物の光分解率も考慮す

反 応が起こることで，ヘイズ粒子の種 (モノマー) がると，モノマー生成率は大きくなると考えられるが，生成される．次に，そのヘイズ粒子の種が合体成長

4 節で 述べる通り，そもそもヘイズのモノマー生 成を繰り返すことにより，最終的なヘイズ粒子が生成率に関しては，前駆物質となる分子についても，前される．

駆 物質の光分 解からモノマーに至るまでの生 成 効

ヘイズの存在を考慮した大気透過スペクトルモデ

率 (未知であるため，筆者らは上限値として100%をルに関する先駆的な研究 [ 9，10]では，大気中にヘイ仮定している)についても，まだはっきりとわかってズの層を仮定し，ヘイズ粒子の粒径と数密度，ヘイ

いない．そのため筆者らは，ヘイズの前駆物質として，C 2 H 4 などに比べて存在量の多い[例11]，CH 4 と2系外惑星大気中で生成され得るヘイズとしては，有機物ヘイズの他にも，硫黄ヘイズが考えられている[例5]．硫黄ヘイズの素となる
H 2 Sは，有機物ヘイズの素であるCH4と比べるとより低温でしか存在せず，また太陽組成の元素存在度を仮定すると存在量も小さい．そのため，筆者はまず有機物ヘイズに着目した．

C 2 H 2 ，HC Nのみを考慮するに留めた．そして，得られたヘイズ粒子の特性を基に大気透過スペクトルをモデル化した．
本稿では，GJ 1214bというミニネプチューン(地球66

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

nvol

svol

nsurf

ssurf

空間質量密度 [g cm-3]

圧力 [bar]

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]

半径 [μm], 数密度 [cm-3]
図1: ミニネプチューンGJ 1214bを想定したヘイズ粒子の分布の計算結果.体積平均半径(赤色の実線)，表面積平均半径(赤色の点線)，体積平均数密度(オレンジ色の実線)，表面積平均数密度(オレンジ色の点線)，モノマー生成率(緑色の実線)，各サイ
ズのヘイズ粒子の空間質量密度(青色の等高線)．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

よりも大きく，海王星よりも小さな惑星)をモデルとしmへと合体成長により大きくなり，また数密度は何桁て筆者らが行った計 算の結果について，紹介する．

も小さくなる．なお，圧力10−2 ba rあたりに見られる

なお，次節で金属量，渦拡散強度，C/O比の依存

傾向の変化は，ガス抵抗則のレジームの変化 (すべ性について述べるが，本節ではまず，筆者らが基準

り流からストークス流 )によるものである．沈降速度

値として採用した，太陽 組成大気 (C/O比0. 5)，渦が急に大きくなるため，粒子の成長が阻害される．ま拡散係数 10 7cm 2 s−1 の場合について述べる．図1は，た，体 積平均と表面積平均の粒径と数密度の違い

ヘイズ粒子の粒径と数密度分布の計 算結果である．

がわずかであることから，各高度における粒子サイ

これまでの先行研究では大気中で一定だと仮定さズの分布は比較的狭いことがわかる．この事実は，れていたヘイズ粒子の粒径は，合体成長により，大青色の等高線で示された，各サイズの粒子の空間質

気上層から下層にかけて何桁も変化していることが量密度を見るとより明らかである．

わかる．大気上層( 圧力〜10−7 ba r以下 )では，合体繰り返しになるが，これまでの研究では，大気中成長が 起こるよりも短いタイムスケールで 粒子が 落のヘイズ粒子の粒径は高度に依らず一定であると単下するため，ヘイズ粒子はあまり成長しない．合体

純化されていた．しかし，図1に示されているように，成長が起きないため，モノマーの生成により，高度合体成長と沈降を考慮して導かれるヘイズ粒子の粒が 下がる( 圧 力が上がる)に連 れヘイズ粒子の数 密径分布の描像は，それとは非常に異なるものである−7

度は大きくなる．ところがある高度 ( 圧力〜10 ba r)

ことがわかった．また多くの先行研究では，ヘイズ

で，数密度の値はピークを取る．これは，これより下層として，大気中の一部分にのみヘイズが存在する層では，ブラウン運動による拡散で引き起こされると仮定されていたが，ヘイズ粒子は大気中の広い範合体成長が，モノマーの生成に比べて短いタイムス

囲で存在することが示された．

ケールで起こるためである．下層に行くに従い，粒子

図2は，図1の分布のヘイズ粒子を考慮した場合との平均サイズはモノマーサイズである1n mから数μしない場合の大気透 過スペクトルを示している．ま系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島67

10-6 bar

ヘイズあり

10-5 barHaze, C-H
Haze, C≡N

減光率 [%]

10-4 bar

10-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

CH4

H 2O

NH3

10-1 bar
1 bar

波長 [μm]
図2: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ場合(緑線)と持たない場合(黒線)の大気透過スペクトルモデル．点線は，各圧力に対応する減光率を示す．なお，波長解像度はR =100に下げている(これ以降のスペクトルの図についても同様)．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

ず，ヘイズがない場合には，H 2 OやCH 4 ，N H 3 などの分子の吸収特徴がスペクトルに現れている．可視3. パラメータ依存性域では，レイリー散乱による，波長が短くなる程減

太 陽系内の惑星とは異なり，系外 惑星大気には光率が大きくなるようなスロープが現れている．一方

未知のパラメータが数多くある．筆者らは，その中ヘイズが存在する場合のスペクトルでは，分子の吸でもヘイズの分布と大気透 過 スペクトルに大きな影収の特徴が弱められている，もしくはなくなっている響を及ぼす，いくつかの重要なパラメータ(紫外線強−3ことがわかる．これは，大気上層( 圧力〜10 以下 )度，金属量，渦拡散強度，重力加速度，温度，C/Oに存在するヘイズ粒子が大気を光学的に厚くし，そ比)に対するヘイズとスペクトルの応答を調べた．本

れよりも下層にある分 子によって作られる吸収の特節では，それぞれのパラメータへの依存性について，徴を隠しているからである．ヘイズがある場合とない

引き続きGJ 1214bをモデルとして行った計算結果を場合のスペクトルとを比較すると，短波長側で，分子紹介しながら述べる．

の吸収の特 徴はより隠されている，つまりヘイズの

なお4 節で述べるように，最近の系外惑星大気を影響を受けていることがわかる．これは，大気上層想定した有 機 物ヘイズの実 験 [ 12-15] により，従 来にある小さな(≲1μm，図1参照 ) ヘイズ粒子は波長考えられて来たCH 4 などの炭化水素化合物だけでなが短い光程よく吸収することと，またヘイズなし大気

く，C OやC O 2 ，H 2 Oなどの分子も，ヘイズの前駆物のスペクトルを見ると分かる通り，大まかに言うと，

質として機能し得ることが示唆され始めた．しかし，分子による光学的厚みは短波長側でより小さいからヘイズの前駆物質からヘイズのモノマーの生成までである．また，大気中にヘイズがある場合でも，〜10の過程についてはまだよくわかっていない．以下に−3

ba rより上 層にあるCH 4 の吸収特 徴などは見えて述べるパラメータ依存性は，あくまで従来の仮定にいることがわかる．さらに，3. 0，4. 6，6. 3μmには，則った場合のものであることを先に記しておきたい．

有機物ヘイズ自身による吸収の特徴も現れている．

このような実験からの示唆については4節で述べる．

68

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

10-6 bar

UV x 100

UV x 102.5
UV x 10標準モデル
減光率 [%]UV x 105

10-5 bar
10-4 bar

UV x 0.1

10-3 bar

UV x 0.01

10-2 bar

UV x 10-2.5

10-1 bar

UV x 10-51 bar
波長 [μm]

図3: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの紫外線強度に対する依存性．標準モデルとは，GJ 1214bが受け取る中心星からの紫外線強度を想定した場合である．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

3.1

紫外線強度

になる．紫外線強度を標準モデルから5 桁下げた場
合 ( 紫色の線 )には，スペクトルはヘイズなし大 気の図3は，紫外線 強度が異なる場合の大気透 過ス

ものとほぼ同じとなっていることがわかる．これは，ペクトルモデルを示している．標準モデルとは，前節ヘイズの量が十分に少なく，大 気の光 学的厚みにでも紹介した，GJ 1214bが受け取る中心星からの影響を及ぼさないからである．図3に示されているよ紫外線強度を想定した場合である．紫外線強度にように，筆者らは，本 稿のはじめに述べたような観測

り，スペクトルは大きく変化していることがわかる．

された大気透過スペクトルの多様性を，紫外線強度

これは，紫外線強度が高くなるにつれ，ヘイズのモの違いによって再現出来ることを明らかにした．

ノマー生成率が大きくなるためである．標準モデル
から紫外線 強度を5 桁上げた，紫外線 強度が 非常

3. 2

金属量

に高い場合 (赤色の線 )には，スペクトルは広い波長

大 気中の金 属量 ( 水素とヘリウムより重い元 素の範囲で平坦であり，分子の吸収特徴は全く見られな量 )を多くすると， ヘイズの前駆 物質 であるCH 4 とい．一方，可視域にはレイリー散 乱のスロープが 僅

C 2 H 2 ，HC Nの混合率は大きくなる．ところが筆者らかながら見られる．前者は，高高度にある比較的大は，ヘイズの前駆物質の混合率は大きくなるにも関

きなサイズの粒子によるものであり，後者は，それよわらず，基本的には，金属量を多くすると前駆物質

りもさらに上層にある小さな粒子によるものである．

の光分 解率，つまりモノマー生成率は寧ろ小さくな

標準モデルから紫外線 強度を2. 5 桁上げた場合 (オることを発見した．これは，金属量が多くなると，ヘ

レンジ色の線 )には，ヘイズ粒子による可視 域でのイズの前駆物質よりも上層にある，H 2 OやC O，C O 2

レイリー散乱のスロープに加え，ヘイズ自身の吸収などの紫外 線を遮蔽する他の分 子の混合率も大き

特徴が 3. 0，4. 6，6. 3μmに見えている．紫外線強度

くなってしまうためである．その結果，ヘイズの前駆を低くすると，分子の吸収特徴が徐々に現れるよう物質が存在する高度まで届く紫外線の量が減ってし系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島69

減光率 [%]

1 x Solar, ヘイズあり

1 x Solar,
ヘイズなし

10 x Solar, ヘイズなし

100 x Solar, ヘイズなし
1000 x Solar, ヘイズなし

10 x Solar, ヘイズあり
100 x Solar, ヘイズあり

1000 x Solar, ヘイズあり
波長 [μm]

図4: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの金属量に対する依存性．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

まい，モノマー生成率は小さくなってしまう．なお，

トに比例する．大気のスケールハイトは大気の平均100 倍と1000 倍の太 陽 組 成大気の場合とでは，モ

分子量に反比例するため，図 4の細線に見られるよノマー生成率は1000 倍の太陽組成大気の場合の方

うに，金属量を上げる，つまり平均分子量が大きくなが僅かに高いが，ほぼ変わらない結果となった．こると，吸収特徴の大きさは小さくなる．次にヘイズがれは，太陽組成大気の1倍から10 倍，10 倍から100ある場合を考える．前述したように，モノマー生成

倍と金属量が多くなった場合とは異なり，100 倍から率，つまりヘイズの量は金属量を上げると少なくなる

1000 倍に金属量が多くなった場合には，100 倍までため，金属量を上げると，スケールハイトとヘイズのの太陽組成大気においては最も存在量の多い分子

量は両方小さく( 少なく)なる．この二つの効果の競であったH 2 の存在量が一気に小さくなることに起因合により，吸収特徴の大きさの金属量への依存性はする．前駆物質にとって，紫外線を遮蔽する分子が単純ではないことがわかった．ヘイズが影 響を及ぼ

増える効果と，H 2 に吸収されなくなった分の光子がしやすい短波長側では，吸収特徴の大きさは中程度増える効果とが同程度であったため，100 倍と1000の金属量である100 倍の太陽組成の場合に最も大き倍の太陽組成大気の場合とでは，モノマー生成率は

く，一方，ヘイズの影響が少ない長波長側では，ヘほぼ変わらない結果となった．

イズなし大気の場合と同じように，金属量が少ない

図 4は，金属量が異なる場合の大気透過スペクト
ルモデルを示している．モノマー生成率は，金属量を多くすると基本的には小さくなることを述べたが，程，吸収特徴が大きくなることがわかった．

3.3

渦拡散強度

観測を行う際に重要となるスペクトル中の吸収特 徴

図 5は，渦拡散 強度が異なる場合の大気透 過スの大きさは，金属量に対して少し複雑な応答をする．

ペクトルモデルを示している．水色の線のように，渦

まず，ヘイズがない場合を考えると，分子の吸収特拡散係数がある値よりも大きくなると，可視域のレイ徴の大きさは，大まかに述べて大気のスケールハイ

リー散乱のスロープの勾配が急になり，また赤外域

70

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

10-6 bar

Kzz = 10 cm s
5

2

-1

10-5 bar

減光率 [%]

Kzz = 107 cm2 s-1

10-4 bar

Kzz = 109 cm2 s-1

10-3 bar
10-2 bar
10-1 bar

ヘイズなし(Kzz = 107 cm2 s-1)

1 bar
波長 [μm]

図5: GJ 1214bを想定した，ヘイズを持つ大気透過スペクトルの渦拡散強度に対する依存性．図はKawashima & Ikoma (2019)[8]を一部改変．

の分子の吸収特徴が顕著になることがわかった．こ密度，すなわち重力加速度が非常に小さい惑星が

れは，渦拡散強度を大きくすると，あるところで，重いくつか 発見された．大 気のスケールハイトは重 力

力的な沈降によるヘイズ粒子の輸送よりも渦拡散に加速度に反比例するため，大気中にヘイズがなけれよる輸送の方が卓越するようになり，ヘイズ粒子がば，このような惑星のスペクトル中の吸収特 徴の大

効率的に大気下層へと運ばれるようになるためであきさは，非常に大きくなると期待される．筆者らは，る．大 野 和正 氏と筆者の論文 [ 16] 中で大 野氏が解一番最初に発見されたスーパーパフであるKepler-

析的に示しているが，ヘイズ粒子の消散係数 ( 密度 )51bを想定し，超低密度，すなわち重力加速度が極が，圧力が大きくなる( 下層に行く)に従って小さくな

端に小さい 場 合に， ヘイズ 粒子 の 分 布とスペクトればなる程，レイリー散乱のスロープの勾配は急に

ル がどのようになるかを調 べた．その 結果， ヘイ

なる．渦拡散係数がある値よりも大きくなり，下層方

ズ粒子の沈降 速 度は重 力加 速 度に比例するため，向への輸送が効率的に行われるようになると，ヘイ

K e p l e r - 51b のような重 力 加 速 度 が 非 常に 小さい

ズ粒子の消散係数 ( 密度 )の勾配がより急になるため

惑 星では，ヘイズ粒子は上 層で，合体成長によりである．そして，大気中に存在するヘイズ粒子の量もかなり大きくなるまで 落 下せ ずに存 在 出来ること減るため，赤外域の分子の吸収特徴も顕著になる．

がわかった．図 6 は，K e p l e r - 51b のヘイズ粒子の一方，渦拡散係数がこの臨界となる値よりも小さい場

分布と，典 型的な重力加速度を持ち，K e p l e r - 51b

合には，図中の緑色の線と紫色の線に示されているとモノマー生 成 率や 温 度 がほぼ 同じ H D 9 76 5 8b

通り，そもそも渦拡散による輸送が効かないため，渦の ヘイズ 粒子 の 分 布を 示 す．H D 9 76 5 8b の 場 合

拡散強度が異なってもスペクトルはほぼ変わらない．

と比べると，極端に重 力加速 度の小さいK e p l e r -

3.4

重力加速度

近年，しばしばスーパーパフとも呼ばれる，超低51b の場 合には， 大 気 上 層でヘイズ粒子が 大きく
成 長していることがわかる．その 結果， 図 7( d ) に示すように，ハッブル宇宙望遠鏡で観測された [ 17 ]

系外惑星
「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]nsurf

半径 [μm], 数密度 [cm-3]

nsurf

ssurf
圧力 [bar]nvol

空間質量密度 [g cm-3]

圧力 [bar]

svol

svol

nvol

空間質量密度 [g cm-3]

モノマー生成率 [g cm-3 s-1]

ssurf

71

半径 [μm], 数密度 [cm-3]

図6: 超低重力加速度(圧力10 −6barで42cm/s 2)の惑星Kepler- 51b(左図)と，典型的な重力加速度(圧力10 −6barで1100cm/s 2)を持つ惑
星HD 97658b(右図)を想定したヘイズ粒子の分布の計算結果．各線の説明等については，図2を参照.図はKawashima et al. (2019)[7]を一部改変．

ような，気体分 子の吸収の特 徴がほぼない，広い

一方C/O比については，C/O比を高くする程，モ

波 長 範 囲 で 平 坦なスペクトルとなることが わか っノマー生成率が大きく，そしてスペクトル中の分子のた．このように，重力加速度が小さ過ぎると，ヘイ

吸収特 徴の大きさは小さくなることがわかった．こズ粒子が 落 下しないため吸収特 徴は 小さくなってれは単純に，C/O比を上げると，ヘイズ粒子の前駆しまう．しかし，逆に大きくても，大 気のスケール

物質の混合率が大きくなり，また同時に主な紫外線

ハイトは 重 力 加 速 度に反 比例するため小さくなっ吸収物質であるH 2 OやC Oなどの酸素を含む分子のてしまう．そのため，中程度の重力加速度の際に，混合率が減るため，ヘイズ粒子の前駆物質がより紫

吸収特 徴は一番 大きくなると考えれられる．

外線を吸収出来るためである．

3.5

その他

筆者らは，温 度とC /O比の依存性についても調べた．まず温度については，温度が高くなるほどモノマーの生成率は小さく，そしてスペクトルの吸収

4. 議論
4.1観測への示唆

特 徴は大きくなることがわかった．これは温度が高今 後 10 年 の間には，Ja mes Webb 宇 宙 望 遠 鏡

くなると，炭素を含む主要な分子が C H 4 からC O へ( J W S T ) やA R I E Lなどの宇宙望遠鏡の打ち上げがと変わるため，ヘイズの前駆物質の混合率が小さく計画されており，系外惑星大気の解明が飛躍的に進なるためである．筆者らが発見したこの温度依存性

展すると期待される．観測時間が限られていること

は，報 告されている観測結果の傾向とも整 合的でを考えると，大気の特徴付けを行いやすい，ヘイズ

ある[ 22 - 2 4]．ただし，金属量など，他の惑星のパに覆われている可能性の低いターゲットをまずは観ラメータがこのように見える相関を作り出している

測することが重要となる．前節で述べた様々なパラ可能性もある．

メータに対 するヘイズとスペクトルの依 存性を考慮

72

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

H 2O

10-6 bar
10-5 bar
10-4 bar

ヘイズあり

HCN CHH2O CH4NH3 H2O

4

CO2H2O

10-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

CH4
NH3

(a) GJ 1214b

10-6 barCH4

減光率 [ppm]

10-4 bar

CH4

CH410-3 bar
10-2 bar

ヘイズなし

10-6 bar

NH3(b) GJ 436b

減光率 [Href]

ヘイズあり

10-5 bar

ヘイズあり

10-5 bar
10-4 bar
10-3 bar

ヘイズなし(c) HD 97658b

10-7 bar

ヘイズあり
10-6 bar

H 2O

CO2

CO
H 2O

10-5 barヘイズなし
10-4 bar(d) Kepler-51b

波長 [μm]
図7: (a)GJ 1214b，(b)GJ 436b，(c)HD 97658b，(d)Kepler- 51bの透過スペクトルモデル.上から順に，仮定されているモノマー生成率が小
さい順，
つまり想定される紫外線強度が低い順に並べてある．右縦軸は，大気のスケールハイトH refを単位として減光率を示している．また，
JWSTで達成可能だと期待される25ppmの精度[18]を上回る分子の吸収特徴を，図中に示している．観測された透過スペクトル(a，b，c)と減光率(d)[3，19-21]もプロットしている．図はKawashima et al. (2019)[7]を一部改変．

すると，低紫外線環境下，中程度の重力加速度，高強度の影 響を調べられるような複数 惑星 系の観測

温の惑星が，大気の特性を調べるのに適しているとが重要である．

いえる．

図7は，大気にヘイズがある場合でも検出が可能

一方，系外惑星の大気中に普遍的に存在することな分 子の吸収特 徴を調べるために，大気観測に適が示唆されるヘイズを理解するための観測も非常にした4つの惑星GJ 1214b，GJ 436b，H D 97658b，重要である．大気中の光化学反応を理解する鍵とな

Kepler- 51bについて， 透 過 スペクトルを計 算した

る紫外線 スペクトルが観測されている恒 星まわりの結果である．大 気 組 成は， 太 陽 組 成を仮 定した．

惑星の観測，また軌道長半 径の違いによる紫外線

J W S T で 達 成 可 能 だと期 待され る25ppmの 精 度

系外惑星「遠い世界の物語」その12〜系外惑星大気中の有機物ヘイズ〜／川島73[ 18]を上回る分子の吸収特徴を，図中に示している．

率のようなものを掛け合わせる必要があるが，そのなお，図は上から順に，仮定されているモノマー生

値はわかっていない．

成率が小さい順，つまり想定される紫外線強度が低最近の系外 惑星大気中でのヘイズを想定した実い順に並べている．紫外線強度が低く，減光率が大験 [ 13]によると，実験が行われた100，1000，10000

きい，つまり惑星と主星の半径比が大きいGJ 1214b

倍の太陽組成大気の場合に関して，金属量が多いのような惑星 3 では，たとえ大気中にヘイズがある場

程，ヘイズの生成量は多い結果となっている．3. 2 節

合でも，ヘイズ層の上にある，様々な分子の吸収特で筆者は，100 倍までの太陽組成大気において，金徴 が JWSTで検出可能であると期待される．特に，属量が多い程，モノマー生成率は小さくなることを

3. 3μmのCH 4 の吸収特徴は非常に顕著である．

述べた．これは，前駆物質よりも上層に存在する紫4. 2

外線遮蔽分子の影響であり，チャンバーを使った実有機物ヘイズに関する不定性と実験からの示唆験では取り扱われていない，1次元的な効果によるものである．金属量に依らず同じ量のプラズマが照本 稿では系外 惑星大気中の有機物ヘイズに関す

射され，前駆物質から最終的なヘイズに至るまでのる筆者らの研究を紹介したが，有機物ヘイズに関し

化学反 応が実際に起こっている実 験の結果は，筆ては，前駆物質とその前駆物質からの生成過程，即者らが金属量に依らず100%だと単純化して仮定しちモノマー生成率や，光学特性など，まだ不確かなた，前駆物質の光分解からモノマーに至るまでの生部分が非常に多い．モノマー生成率に関して，筆者

成効率が，金属量が多い程高いことを示唆しているらの最初の研究 [6] では，初期地球のヘイズのモデと考えられる．筆者らの計算と実験の両方の結果がリング [25]で行われているように，タイタンの大気中ある100 倍と1000 倍の太 陽 組 成大気の場合についでのモノマー生成率を基準値として用い，モデル化て比較すると，1000 倍の太陽組成大気の方が，筆する惑星でのライマンα強度でスケーリングした．こ者らの計 算によるモノマー生成率は僅かに大きく，の仮定の方法は，実際にモノマー生成率が観測されまた実験によるヘイズ生成量も多い結果となっていているタイタンを基準として使っている利点がある一る．そのため，100 倍と1000 倍の太陽組成大気に関

4方，紫外線強度の一次でスケーリングしてよいのか ，しては，金属量が多い1000 倍の太陽組成大気の方

また現在の観測の主なターゲットである水素に富むが，モノマー生成率は大きくなると考えられる．一方，大気とは異なる，窒素とメタンから成るタイタン大気

筆者らが，他の紫外線遮蔽分子の影響により，金属を基 準としてよいのか，などの不確定性が残る．そ

量が多くなる程モノマー生成率が小さくなることをの後の筆者らの研究では，本稿で紹介した通り，有発見した100 倍までの太陽組成大気に関しては，1，

機物ヘイズの前駆物質であると考えられているCH 4

10 倍の太陽組成大気についての実 験が行われていとC 2 H 2 ，HC Nの光 分 解 率の 合 計 であると仮 定しないため，わからない．金属量が多い程ヘイズ生成

た．有機物ヘイズの前駆物質がこれらの分子である

量が多いという傾向が引き続き現れるのであれば，ならば，この仮定を採用することで，モノマー生成

その効果の大きさによっては，筆者らが本稿で述べ率の上限値が導けるからである．実際には，このうたものとは真逆の，金属量が多い程モノマー生成率

ちの何割かが最終的なモノマーとなるため，生成効は大きいという結果になる可能性もある．また，同じ
く最近の実 験 結果 [ 12-15]によると，筆者らが仮定

3

実際のGJ 1214bは，図7に示されている通り，標準的なモデルよりも平坦なスペクトルが観測されている．そのため，分子の吸収特徴の大きさは，図中のモデルよりは小さい可能性が高い．
4

実際，紫外線強度を変化させた場合，炭化水素化合物の光分解率は線形よりもわずかに弱い依存性を示していた．また先行研究[25]では，前駆物質から光化学反応により生成された中間物質が，さらに光化学反応によりヘイズとなる場合は紫外線強度の2乗に，
熱化学反応によりヘイズとなる場合は紫外線強度の1乗に比例すると提案されている．

した炭化水素化合物だけでなく，C OやC O 2 ，H 2 O，
CH 2 N H，HCHOなどの分子も前駆物質として寄与する可能 性が指摘されており，さらにヘイズの生成パスは多数あることが示唆されている．系外惑星大
気中のヘイズを理解するには，理論と観測だけでなく，実験も加えた三方向からのアプローチを組み合わせることが非常に重要である．

《目次へ

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74

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

5. まとめ会を頂きましたことを感謝 致します．最後に，注意深く原稿を読んで下さり大変有益なご指摘とコメン

近年の観測により，系外惑星大気中においてエアトを頂いた査読者に，お礼申し上げます．本 稿の図ロゾルが普遍的に存在することがわかってきた．本は，A A Sから転載許可を頂き，K awa sh i ma et a l .

稿では，系外惑星大気中のエアロゾル候補の1つで( 2019)および K awa sh i ma & I koma ( 2019)の図をある有機物ヘイズについて紹介した．

改変し掲載させて頂いたものです．

本稿で述べた系外惑星大気の様々なパラメータに対する依存性をまとめると，ヘイズを持つ大気のス
ペクトル中の吸収特徴の大きさは，紫外線強度が低く，渦拡散係数が大きく，温度が高く，C/O比が低
い程，また重力加速度については中程度の際に，大きくなることがわかった．金属量については，ヘイズの影 響を受けやすい短波 長 側では中程 度の時に，

参考文献[1] Mayor，
M. and Queloz, D., 1995，
Nature 378，355.
[2] 福井 暁彦，
成田 憲保，
2014，
日本惑星科学会誌遊星人 23，
38.

ヘイズの影響を受けにくい長波長側では低い程，吸[3] Kreidberg，L. et al.，2014，
Nature 505，69.

収特徴は大きくなることがわかった．

[4] Sing，
D. K. et al.，2016，
Nature 529，59.

系外 惑星大気に普遍的に存在することが示唆さ[5] Zahnle，K. et al.，2016，
ApJ 824，137.

れる有機物ヘイズには，モノマー生成率など，まだ[6] Kawashima，Y. and Ikoma，
M.，
2018，
ApJ 853，
7.

たくさんの不定性がある．系外惑星大気中のヘイズ[7] Kawashima，
Y. et al.，2019，
ApJL 876，L5.

を想定した実験により，ヘイズの前駆物質や前駆物[8] Kawashima，Y. and Ikoma，
M.，
2019，
ApJ 877，

質からの生成パス，光学特性を解明すること，大気中の光化学反応を理解する鍵となる紫外線スペクト
ルが観測されている恒星まわりの惑星や，軌道長半109.
[9] Howe，A. R. and Burrows，
A. S.，
2012，
ApJ 756，176.

径の違いによる紫外線強度の影響を調べられるよう[10] Ehrenreich，D. et al.，2014，
A&A 570，
A89.

な複数惑星系を観測し，ヘイズ生成に対する紫外線[11] Morley，
C. V. et al.，2013，
ApJ 775，33.

強度の影響等を調べることが非常に重要である．理[12] He，
C. et al.，2018，
ApJL 856，
L3.

論と観測，実験を組み合わせたアプローチにより有[13] Hörst，S. M. et al.，2018，
Nature Astronomy 2，

機物ヘイズの理解が進み，数多く存在することがわ

303.

かったエアロゾルに覆われた系外惑星の大気につい[14] He，
C. et al.，2018，
AJ 156，38.

ても，その特徴付けが進むことを期待する．

[15] He，
C. et al.，2019，
ACS Earth and Space謝辞

Chemistry 3，39.
[16] Ohno，
K. and Kawashima，
Y.，
ApJL, in press.
[17] Libby-Roberts，
J. E. et al.，2020，
AJ 159，57.

本稿は，大学院で修士・博士課程に渡りご指導頂[18] Beichman，
C. et al.，2014，
PASP 126，
1134.

いた生 駒大洋先 生と，Reny u Hu 氏との共同研究[19] Knutson，
H. A. et al.，2014，
Nature 505，
66.

の結果をまとめたものです．生駒大洋先生とReny u[20] Knutson，
H. A. et al.，2014，
ApJ 794，155.

Hu 氏に，この場を借りて感謝致します．また，紹介[21] Masuda，
K.，
2014，
ApJ 783，53.

した研究を行うにあたり，成田憲保氏，福井暁彦氏[22] Heng，
K.，
2016，
ApJL 826，
L16.

からは，共同研究等を通じて，観測面に関する大変[23] Stevenson，K. B.，
2016，
ApJL 817，
L16.

有益な助言を頂きましたこと，お礼申し上げます．さ[24] Crossﬁeld，I. J. M. and Kreidberg，
L.，
2017，
AJ

らに，本文中で共同研究の内容を少し紹介させて

154，
261.

頂きました大野和正氏にも，この場を借りて感謝致[25] Trainer，
M. G. et al.，2006，
Proceedings of the

します．また重ねて成田憲 保 氏に，本 稿の執 筆機

National Academy of Science 103，
18035.

《目次へ一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その42～超回転～／堀之内

75

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その42
～超回転～堀之内 武1

1. はじめにの角運動量が，固体惑星のそれの最大値（即ち赤道地表面での値）よりも上回ることと，局所的には定金星探 査機あかつきの最大の目標は金星大気の義できます．それより小さな角運 動量は，どこかのスーパーローテーション（ 超回転）の解明でした．あ

緯度の地表面付近からの移流で簡単に作れます．例

かつきの観測結果が出始めて以来，プロジェクトマ

えば地球の中緯度のジェット気流は，角運動量の観ネージャーの中村正人さんは，会う人ごとに（という点から超回転ではないということになります．大域的のは大げさですが）「 それでスーパーローテーションには，全大気の角運動量を質量で割ったものと，赤はわかったんですか」と聞かれ続けたようです．

道地表面の質量当たりの角運動量を比較します．前

超回転そのものは半世紀以上前より観測されてま者のほうが大きければ，その大気はグローバルに超すが，その機構に観測から迫るのは難題です．過去

回転していると言えます．金星大気では前者と後者の研究でまともに取り組めたと言えるものはありませの比が 10 程度です．同様な比を局所的にみると，赤ん．筆者自身があかつきのデータを使って超回転の道の雲頂付近（高度約 70 k m）にあるピークでは50研究を始めたのは2017年の秋でした．あかつきの観以上にもなります（自転の速さ1. 8 m /sに対し，風速

測が 2015 年の12月に始まってから既に2 年近くたっが 100 m /s前後，即ち一周4- 5日）．

ていました．データが溜まるのを待っていた面もありますが，できるかどうかわからないので先延ばしにしていた面もあります．なお，中村さんにもだれにも，

2. 超回転を解明するって？

やってくれというプレッシャーはかけられてないこ

そもそも，観測から超回転を解明するってどういうとは断っておきます（ 居心地のいいチームです）．はことでしょう．超回転のメカニズムの問題は，どのよ

じめてみると，「これはいける」という感触がすぐ得

うに出来て（ 成因），どのように維持されているかとられ，あかつきの科学ワーキングチーム会合で意気分けることができます．成因問題は，超回転がない

揚々と報告しました．しかし，そこからの足固めには状 態からどうできるかという問題と捉えられていま時間がかかりました．やっとこの4月に論文を出版す

すが，ない状態は観測されていませんし，ない状態

ることができましたので [ 1]，この場で報告させていが過去にあったかどうかもわからないので，仮想的ただきます．

な問題ともいえます．観測で直接扱いうる問題があ

大気の超回転とは，質量あたりでみた自転軸周り1.北海道大学 地球環境科学研究院

るとすれば，それは維持問題です．
維持問題は二つにわけて考えられます．一つは，(A) 4日循環と呼ばれる非常に強い超回転率を含む

76

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

図1: あかつきの観測から提案されたスーパーローテーションの維持機構の模式図．文献1のプレスリリースより（クレジット：Planet- C projectteam）．金星の雲層の子午面循環（白い矢印）
による移流は，角運動量を一様化するように働きます．熱潮汐波は，それを補うように，水平および鉛直に角運動量を運び（赤い矢印），スーパーローテーションを加速するように働きます．熱潮汐波以外の波や乱流は，低緯度の雲頂付近では弱いながら潮汐とは逆に働き（青い矢印），中高緯度では別の重要な役割を果たします（水色の矢印．不安定による擾乱が子午面循環を短絡するように角運動量を運びます）．これらの組み合わせにより，
子午面循環によるゆっくりとした極向きの熱輸送と，
スー
パーローテーションによる速い夜側への熱輸送が両立するシステムが形成されて，太陽からの熱が効率的に分配されます．

風速構造がどのように成り立つか，もう一つは，( B)で，一旦は分 解して考えるのが良いだろうというの

それが長期的に保てるか，です．金星の東西風は，が，筆者の考えです．観測だけでかなり取り組める

地表付近で弱く，高度とともに増加します．つまり，可能性があるのは(A)であり，( B)については，観測

上 空で速くても，それに応じた摩擦が地面では働は補助的な手段とならざるを得ないでしょう．従っ

かない構造になっています．そこで，(A) 観測されるて，今回発表した論文 [ 1]で取り組んだのは(A)です．

大気内部の角運動量の分布が如何にして保てるか，

その中の一部ですが，最も重要と考えられる点につ( B) 惑星表面における大気と地面の間の釣り合いはいて，幸いにもあかつきの観測から強力な制約を得どう実現されるかと，分けて問うことができるというることができました．上で述べた観測による制約可次第です．関わる時間スケールは(A)では短いところ

能性を考えると，あかつきの主目的はかなりの程度

で100日のオーダー，( B)では少なくとも万日のオー達成できたと言えるでしょう．ただし，観測には限りダーとなります．もちろん二つの問題は独立ではありがあり，ベストを尽くしても不確定要素は残ることはませんが，鍵となる高度や時間スケールが異なるの申し添えておきます．

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その42～超回転～／堀之内

3. 雲を追跡する

77星の縁を使って補正するマッピングプログラムが，より早い時 期から開発されています．両プログラムの

金星の連 続画像から雲の動きを調べて風速を推実装を主に担ったのは，小郷原一智さんです．それ

定することは，古くは1970 年代のマリナー10 号のフを高木征弘さん，神山徹さん，樫村博基さん，佐藤ライバイ時の観測で実施されました[ 3]．その後，パ尚毅さんなどが 支えました（筆者の貢献は，データ

イオニア・ビーナス・オービター( PVO)，ビーナス・エ

形式に関する助言などに限られています）．

クスプレス( V Ex) の長 期観 測に対しても実 施され，その傍ら，筆者は学生と共同で別の自動追跡法を

多数の論文が出版されています．PVOまでは主に紫開発しました [6]．それは，通常は2 枚の画像を使う

外線で観測される雲頂の模 様の追 跡が行われまし

相互相関法を，多数の画像を同時に活用するようにた．V Exではそれに加え，近赤外の窓波長(~ 2μm)

拡張したものです．通常の手法も含みますから，「取を使って，雲の下の大気の熱放射で照らされる雲のり入れて損はない」です．さらに，相関曲面の先鋭度

影絵の追跡も行われています．これらの研究や電波に基づく精度評価指標を開発しており，結果のスク

掩蔽観測より，超回転の風速分布や熱潮汐 波の構

リーニングに有効なのは明らかでした．よってそれら造が調べられてきました．さらに近年，惑星規模のをあかつき用の雲追 跡プログラムに組み込むことを

ロスビー波やケルビン波と解釈される，従来は輝度提案しました．実装を担ってくれたのは，2015 年 4月

で観測されてきた数日周期の波も，雲追跡風で捉えに宇宙研の研究員として採用された村上真也さんでられています [4]．

す．村上さんが論文をもとに再実装して組み込む間，

さて，超回転のメカニズムを調べるには，角運動

筆者のほうは相関曲面の複数のピークから候補を選

量の輸送を定量する必要があります．それは，平均択する「緩和ラベリング法」の改良などの手法開発とからのずれの掛け算の平均による二次の効果を定プログラム実 装を行いました [ 7]．こうして，軌道投量することなので，精度要求が 格段に上がります．

入後の2016 年 初頭に，現在あかつきで使われてい2015 年12月の軌道投入の8カ月ほど前に行った，雲る雲追跡プログラムが出来上がりました．なお，村上

追跡に関する内輪の研究集会において，筆者は，水さんは，着任以来，あかつきデータ生成パイプライ

平スケール1000 k mの構造を誤差 2—3 m /s 以内

ンの大黒柱として，上記マッピングプログラムの改良で捉えるという目標を提案しました．それまでの研やパイプライン運用など様々な役割を担っています．

究からすると，とんでもない数値です（それまでの研

さて，最近になって，異なる時刻の雲追跡の結果

究では，誤差の見積もり自体不明確でしたが）．

をラグランジュ的にトレースし比較することで，実際金星の雲追跡では，目視によるマニュアル追跡との不 確定性を導く手法を確立しました [ 1のオンライ

相 互相関法などによる自動 追 跡が 使われてきましン補遺]．その結果，紫外画像による雲頂の雲追 跡

た．過去の研究では，マニュアル追跡のほうが精度では，上記の研究会で提案した当初目標が実際にがよいと考えれてきましたが，追跡に適した特徴的達成できていることがわかりました．

な模様を慎重に選択するとまばらにしかデータが得られません（すると二次 効果の定 量が 難しくなり得ます）．あかつきプロジェクトでは，神山徹さんによっ4. 超回転の維持機構て改良された（おそらくそれまでの金星研究史 上最本題に入ります．東西方向の運 動方程式を緯度，良の）自動追 跡 [ 5]をもとにした追 跡プログラムが，気圧（＝鉛直 座標）を固定して東西に平均したもの

最初の金星到着( 2010年12月)前後より整備されてきは，ました．また，正確な雲追跡を行う前提として，画像変形オイラー平均と呼ばれる方程式です）．ここで，が金星上に正確にマップされている必要があります

は質量当たりの角運動量， は子午面循環の速度と表せます（ 気象学ではが，探 査機 本体から得られる姿 勢 情報はしばしば（ストークスドリフトと呼ばれる効果を含む），

不十分です．あかつきも探査機の仕様上そうなので，密度のようなもの（実際には気圧に比例）， はエリ

こちらも神山さんの経験を踏まえて，画像に写る金アッセン- パーム( E P )フラックスと呼ばれる，渦角運

78

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

動量輸送を表す項です．定常状 態では左辺がゼロて見積もりました．その結果，水平成分の収束と同なので，右辺の2 項の釣り合いが成り立ちます．論文

程度の加速効果が見込まれるという結論になりまし[ 1] ではまず，これまでの観測データ（ 突入プローブ

た．一方，他の波や乱流については，見積もりは得による放 射 観測）をもとにシンプルな仮定を置いてられません．以 上は図1のようにまとめられます．狭の分布を大 雑把に見積もり，それに伴う南北の熱義のギーラッシュメカニズムにおける水平渦粘性の輸送が，宇宙からみた短・長波放射の差の緯度分布

効果は，低緯度では角速度一様化とはむしろ逆に働を見積もりました．

いています．また，潮汐による運動量輸送は，期待

これを，雲追跡から得られる様々な大気擾乱にともされていた鉛直方向だけでなく，水平にも働いていと比較すれば，超回転がいかなるバランスて角運 動量のピークを再生する働きを担っていること概ね合うことを確認し，なうのもとに成り立っているかがわかります．

とが特徴的です．ただし，潮汐による角運動量輸送

ただし，当然ながら，観測からこの項の全大気中の見積もりは，昼面での観測からは難しく，様々な角の分布が得られるわけではありません．そこで的を度から検討したとは言え，今後変わってくる可能性絞ります．それは，赤道域の雲頂付近にある のピーはあると考えられます．観測だけからできることはでクが如何にして作られているかということです．短波

きる限りしましたので，今後は数値シミュレーション

吸収の約半分は雲層で起きますので，雲層上部にはなどの助けを借りて研究する必要があるでしょう．

極向き，下部には赤道向きの子午面循環があります[ 1，2]．それは をラグランジュ保存的に移流するだ
けなので，中高緯度から戻った大気の を増やして

5. 超回転の役割復活させる機構が必要になります．逆に赤道から離最後に，超回転の役割について触れておきます．

れる経路上で は減少しなければなりませんが，そそれは，昼面と夜面の間の熱輸送だと考えられます．

れは必然的に起こる順圧・傾圧不安定が担えますの

超回転以外の運び方として，太陽直下点とその反対で，低緯度での 再生に注目します．ギーラッシュに側とを結ぶ軸（自転軸とは直交）に対して対称な「夜は渦粘性が担うと仮定され昼間」対流も考えられます．しかし，そのような循環ます．特に，水平の渦粘性は，自転軸周りの角速度

は子 午面循環同様，上下動を必 要とし，また水平を一様化するように働くため，移流で中高緯度に運には加速減速を必要とします．超回転のような円に（こばれる を低 緯度に戻す働きがあるとされます

沿った流れは鉛直運動を必要としないので，より速の働きによって，超回転をない状態から生成できま

くなりやすいでしょう．ただし，東西流だけでは南北

は大気の波の生成・散逸によってに熱が輸送できません．そこで，熱潮汐波など渦角も生じます．そこで，渦粘性でなく，熱潮汐波による運動量輸送を起こせる運動を介して，子午面循環と鉛直の角運動量輸送が重要であるという説もありま

東西循環を両立させられれば，広く水平に熱を行きす [ 9, 10]．はたして結果はどうだったでしょうか．

わたらせることができます．今回あきらかになったのよる理論 [8] では，す）．一方で，の水平成分は主に東西風と南北風の掛け算（東西方向の運動量の南北フラックス）からなります（もう一つ項がありますが，着目している領域では小さいと考えられます）．これを，熱潮汐波とその他の波または乱流にわけて見 積もりました．すると前者はは，そのような熱輸送システムのあり様の一つだと言
えます．

引用文献

赤道向きに，後者はそれより弱く極向きに角運動量[1] Horinouchi，T. et al.，2020，
Science 368，405.

を輸送しているという結果になりました． の鉛直成

[2] Schubert，
G. et al.，1980，
J. Geophys. Res. 85，

分においては，低緯度においては東西風と鉛直風の掛け算の項が卓越すると考えられますが，観測から鉛直風は直接見積もれません．そこで熱潮汐波については，観測された振幅と波長から理論式に基づい

8007.
[3] Limaye，
S. S.，and Suomi，V. E.，
1981，
J. Atmos.
Sci. 38，1220.
[4] Kouyama，T. et al.，
2013，
J. Geophys. Res. 118，

《目次へ

TOPへ↑

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その42～超回転～／堀之内

37.
[5] Kouyama，T. et al.，2012，
Planetary and Space
Science 60，
207.
[6] Ikegawa，S. and Horinouchi，
T.，
2016，
Icarus 271，
98.
[7] Horinouchi，T. et al.，2017，
Meas. Sci. Technol.
28，085301.
[8] Gierasch，
P. J.，
1975，
J. Atmos. Sci. 32，
1038.
[9] Fels，S. B. and Lindzen，R. S.，
1974，
GeophysicalFluid Dynamics 6，149.
[10] Takagi，M. and Matsuda，
Y.，
2007，
J. Geophys.
Res. 112，
D09112.

79

《目次へ

80

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その21〜熱撮像で明らかにされた
始原的小惑星の超高空隙な特徴〜
岡田 達明1,2,*，福原 哲哉 3，田中 智1，坂谷 尚哉 3，嶌生 有理1，荒井 武彦 4，
千秋 博紀 5，出村 裕英 6，神山 徹 7，関口 朋彦 8「，はやぶさ２」
TIRチーム（要旨）小惑星探査機「はやぶさ２」に搭載された中間赤外カメラT I Rによって，C 型小惑星 Ry ug uに対して全球の高解像度サーモグラフィ（熱撮像）が史上初めて実施された．表層温度と日変化から導出される熱慣性から，Ry ug uの表面を覆う岩塊や岩片の大部分が，典型的な炭素質コンドライト隕石と比較して非常に高空隙な物質で構成されていることが分かった．この高空隙な性質は，表面重力の小さい始原的小惑星に共通であると考えられる．太陽系初期の微惑星も同様に高空隙で低強度の物質で構成されていたと考えられ，惑星形成時の力学進化過程の考察に影響を与える可能性を提起する重要な発見である．

１. はじめに性 成 分を 含 む炭 素 質コンドライト隕 石の 母 天体と考えられるが [ 1, 2]，その物理的性質はほとんど分

われわれの住む地球は１G の重力下にある世界でかっていない．小 惑 星 探 査 機「はやぶさ２」が小 惑あり，石と言えば 稠密で硬いものという先入観があ星162173 Ry ug uを訪 れ るまで は [ 3,4]，N EA R-

るが，微小重力下の世界では石がどのような物理的S ho ema ker が フライバイ観 測した253 M at h i lde

性質をもつのかよく分かっていない．例えば炭素質が唯一の直接 観測された C 型小惑星であった [ 5]．

コンドライトが地球大気に突入する際には，大気中

そ の 半 径 ほど の 直 径をもつ 複 数 の 巨 大 クレ ータ

で崩壊して大部分が損失してしまい，強度の高い部が 天体を崩 壊させ ず に形 成されて いることから，分だけが地 上まで到達して隕石として発見される．

M at h i ldeは全体として非常に高空隙であり，収 縮

元の天体の平均的性質は少なくとも，発見された隕することで衝撃波を減衰させられる構造であると推石よりも脆弱であることは確実である．

察される．Ry ug uが M at h i ldeのように大部分がフC 型小 惑星は小 惑星帯の雪線外側で 最も多く存

カフカの「新雪」が堆積したような小惑星である可能

在する種 類の小 惑 星であり，水や有 機 物など 揮発性もあれば，小 惑 星 25143 Itokawaのような岩塊がむき出しになったラブルパイル天体 [6]，すなわち

1.宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
2.東京大学
3.立教大学4.足利大学5.千葉工業大学
6.会津大学7.産業技術総合研究所
8.北海道教育大学

母天体が衝突破壊によってばらばらになった後で再集 積して形成された「瓦礫の寄せ集め」の可能 性もある．探査機で直接観測できるのは表層だけである
が，ラブルパイル天体の場合，表面には前世代の内部構造を構成する物質が岩塊として陳列された状態にあり，実質的に母天体の内部構造の探査を行うことに相当する．

熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

81

積の平方根

で表される物理量であり，表層の物

理状態，特に粒径，空隙率，ラフネスなどの特徴の指標となる．熱慣性が小さいほど昼夜の温度差がよ
り大きくなり，熱慣性が大きいほど昼夜の温度差がより小さく，また最高温度の到達時刻が遅延する傾向がある（図2）．自転する小惑星について朝から夕方まで（夜の領域も含めて）の温 度日変化が得られれば，各地点の熱慣性が導出できる．
小惑星の直径と熱慣性の関係が過去の研究で整図１：「はやぶさ２」搭 載の中間赤 外カメラのセンサ部（TIR-S）．
（©JAXA）

理されており [ 12]，一般に天体サイズが大きいほど熱慣性が小さい傾向があることが知られる．これは天体 衝突に伴うクレータ形成時のイジェクタが，天体重力の大小によって表層に堆積しやすいかどうか「はやぶさ２」には 小 惑 星 Ry ug uの現 在の表 層，の指標と考えられていた．つまり，より大きな天体ほ

そして母天体の内部 構造についての物理的特 徴をど 細 粒のレゴリスが多く堆 積するため空隙が多く，調べることを目的に中間赤外カメラ（T I R）を搭載し熱慣性が小さい．一方で小さい天体ほどレゴリスのた（図1）[ 7]．この 装置は身体の 健 康 チェックや非堆積が少ないため表面の空隙が少なく，熱慣性が大破壊検 査に使用されるサーモグラフィと同じ原理のきい．直径1 k m程度の天体の熱慣性が，典型的なものであり，金星探査機「あかつき」搭載の中間赤外隕石の熱慣性よりも小さい理由はよく分かっていな

カメラL I Rと同型である [8]．本 報告では T I Rによかったが，微隕石の衝突や熱応力によって生じる破砕

るRy ug uの全球熱撮像を実施した初期成果につい物がレゴリスとして堆積している可能性が挙げられてて報告する．なお，本 報告は Nat u re誌（O n l i ne版

いた．

2020 年 3月16日，冊子版 2020 年 3月26日付）に掲載

Ry ug uの場合，熱慣性 150 ～300 t iuを説明するされた論文 [ 9] を基に説明を補足して分かりやすく

表層状態として，粒径数～10 mm程度の砂礫質のレ記載したものである．

２. 到着前の小惑星Ryugu「はやぶさ２」の探査対象である小惑星Ry ug uは，
地上観測によってある程度の特徴が事前に判明しており[ 10]，スペクトル型はC 型，直径は約 0. 85 k m，
自転周期は約 7. 63 時間，反射率は約 0. 05，熱慣性は150~300（以下，t iu）程度の地球近傍小 惑 星である．自転に伴う反 射 強 度の変化が小さいことから，球形に近い形状とされていた．
「はやぶさ２」の第一の目的が C 型小 惑 星からのサンプルリターンであるため，スペクトル型が C 型で，エネル
ギー的に往還運用が可能な地球近傍小惑星であり，かつ着陸によるサンプルの回収が可能なように比較
的自転周期が遅いことが条件であり，計画段階でほぼ唯一の探査対象であった [ 11]．
熱慣性はバルク密度 ，熱伝導率 ，定圧比熱 の

図2： 太陽距離1 au，自転周期7.63 hrのとき，凹凸の無い熱慣性Iの表層での温度日変化．

82

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

径160 m以上）があり，そのほか大小の岩塊が存在するが，小惑星 Itokawaにみられたような平坦地は存在しないことが分かった [6,16]．
T I Rによる熱 撮 像観測では，表面温 度が 2次元的に分かる．昼側表面の温度は300 ～370 Kで，形状モデルによる凹凸を考慮（面素内の微小凹凸によるみかけの 輝度 変化は 考慮しない）した熱モデル
計 算 [ 17] によって導出される熱慣性の値は地上観測の結果と整 合する値
（約300 ± 100 t iu）である
ことが分かった [ 9]．但し，到着前の予測と異なり，
図3： 模擬小惑星Ryugoidの熱撮像の様子．岩塊（Cold Spot）とレ
ゴリスの熱慣性が1600及び300 tiu [9]．
（原画像 [9]から改編）

O toh i meなどの岩塊は C old Spotにはなっておらず，岩塊と周辺土壌では温度もその日変化の特徴も同様であった．この熱慣性の値は，通常の炭素質コゴリスに，稠密な岩石からなる岩塊が点在するようなンドライト隕石（> 600～1000 tiu [18]）に比べて低状態が想定された [10]．
「はやぶさ２」の到着前に検い．即ちRyuguは稠密な岩塊ではなく，チョップし討されていた模擬小惑星（Ry ugoidと称する）では，たら壊れるほどの高空隙な状 態であれば 説明でき大部分の表面がレゴリス（熱慣性300 t iu）で，そこる．一方，表層全体が約１cmサイズの砂利で覆われに稠密な岩石で構成された岩塊（1600 t iu）が点在すている場合も同様の特徴となり得るため，より高解ると仮定された [9]．そのため，「はやぶさ２」が到着

像度の観測による確認が必要であった．

直後に実施するような，小さい太陽角でRy ugoidの昼側を観測すると，高熱慣性の岩塊が低熱慣性の周辺土壌に比べて低温の斑点（C old Spot）に見えるよ
うな結果が予測されていた（図3）[9]．

３. 到着！小惑星Ryugu

４. 高解像度の熱撮像
2018 年 8月1日に「はやぶさ２」は高度 5 k mまで低下して，ホームポジションよりも4 倍の空間分解能で
Ry ug uを観測する「中高度観測」を実施した [ 3,4]．
太陽距離 1. 057 au，太陽位相角19. 0°で，より高解2014 年12月3日に打ち上げられた小 惑 星 探 査 機

像度で観測することによって科学的精度の向上を図「はやぶさ２」は，1年後の地球スイングバイを経て，るとともに，着陸地点選定のための情報収集が目的

2018 年 6月27日 に 小 惑 星 Ry ug u か ら20k m の 距であった．T I Rは中高度観測において，1画素あた

離のホームポジションに到着した [ 3]．T I Rによるり4. 5 mの空間分解能で1自転分の熱撮像を実施し

Ry ug uのファーストライトは6月6日で，1画素以下のた（図 4）[9]．O toh i meなど最大 級の岩塊だけでな点光源として検知された [ 13]．接近中も徐々に大きく，直径10 m以上の多数の岩塊やその他の代表的

く明るくなるRy ug uを継続的に観測し [ 14]，ついに地形が検知された．その結果，岩塊の温度はやはり到着した直後の6月30日に，第1回目の1自転全球観

周辺土壌とほぼ同じであった．形 状モデルの凹凸を測を実施した [ 9]．太陽距離 0. 987au，太陽位相角考慮し，日陰や向き合う面同士の自己加熱の影響を

18. 5°で，Ry ug uの視直径は50画素分，1画素あた

取り入れた熱モデル計 算 [ 17]の結果と比較すると，

り約18mの空間分解能で，1自転（6°毎に１枚）の熱

みかけの熱慣性は，ホームポジションと同様に300撮像を実施した．これが史上初めて実施された小惑± 100 t iu 程 度でよく一致した（図 5）[9]．可視カメ星の全球高解像度熱撮像である．

ラONCの撮像で発見された，部分的に堆積物に覆実 際 に観 測された 小 惑 星 Ry ug uは， コマ 型のわれている岩塊について，堆積物に覆われた箇所と形 状で自転軸がほぼ公転軌道に垂直の逆行自転で覆われていない箇所で温度がほぼ同じであることがあった [4,15]．南極付近に最大の岩塊O toh i me
（長

確認された [ 15]．それは岩塊と堆積物（おそらく周熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

83

図4： 高度5 kmの中高度観測からの小惑星Ryuguの熱撮像（４方向）：a) Otohime（オトヒメ岩塊）, b) Catafo（カタフォ岩塊）, c) Cendllion（サ
ンドリヨンクレータ）,d) Momotaro（モモタロウクレータ), e) Kibidango（キビダンゴクレータ）, f) Urashima（ウラシマクレータ）, g) Ejima（エジマ岩塊）, h) Kintaro（キンタロウクレータ）, i) Tokoyo（トコヨ地溝帯）, j) Brabo（ブラボークレータ）, k) Kolobok（コロボッククレータ）,l)
Ryujin（リュウジン尾根=赤道リッジ）（原画像 [9]から改編）．

辺土壌と同様のもの）の熱慣性がほぼ一致すること

前から南中時，午後にかけての温度変化が，平らなを意味する．即ち，周辺土壌は1日（自転周期の7. 63

表面を仮定した場 合の単純熱モデルによる計 算結時間）に熱が 浸み込む深さ（スキンデプス：D ~ 35

果に比べて変化に乏しく平坦であり，かつ日没後にm m）よりも大きいサイズの高空隙な岩塊で覆われてわずかに見える夜 間領 域 で 温 度 が急降下する（図

いることを示唆する．

6）．このような特徴は，極端に激しい凹凸のある表

Ry ug uの温 度日変化には大きな特 徴がある．午面に対してみられることがモデル計 算では示されていたが [ 19]，実際の惑星探査で確認された実例は過去になかった．表 層の熱慣性とラフネスを数値モデル化した計算例では，熱慣性 327 ± 127 t iu，ラ
フネス0.4 ± 0. 05で近似的に表すことが 可能である [20]．より詳細な計算結果と議論については後続の論文にゆだねる [21]．彗 星では同様に温 度日変化の乏しい例として，9P/ Tempel第1彗星，103P/
Hea r t ley 第2 彗 星のフライバイ時 に 観 測されて いるが [22]，それらの表層状態は確認できていない．
Ry ug uでは表面凹凸を詳細に確認できる初めてのチャンスであり，より高解像度での観測が期待された．

５. 降下運用中の超高解像度観測
図5： 中高度観測でのTIRの熱画像
（緯度0°
）
と数値計算
（凹凸無
し）
の比較: a) 観測結果, b)-i) 熱慣性 50, 100, 200, 300,
400, 500, 750, 1000 tiuの場合の熱計算結果．
（原画像[9]から改編）

2018 年9月以降，「はやぶさ２」は表面着陸探査用の小型ホッピングローバ（MINERVA-II）[23]や欧州協
力による小型ランダ（MASCOT = Mobile Asteroid
Surface S COuT）[24] の分離運用や，サンプル回収

84

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

図6： 中高度観測時のTIR熱画像（緯度0°）と温度分布：a) 1自転中の最高温度, b)-g) 各点b-gでの温度日変化と同地点の熱慣性別計算結果
（凹
凸無し）
との比較．
（原画像[9]から改編）のための２回のタッチダウン運用（TD1，TD2）とそ

T I Rの結果は，M A S C O T 搭載カメラM a s CA Mのリハーサルのために，低高度への降下運用を開始

による表層撮像によって調査された結果と整合的でした．T I Rでは高度 500m 以下に到達 後，ローバ・ある [26]．すなわち，大部分の岩塊の表面はカリフ

ランダ分離運用では高度 60mまで，タッチダウンリ

ラワー状のデコボコで脆弱そうであり，また，ごく一ハーサルでは高度 20mまで熱撮像を実施した（ター部の岩塊の表面は比較的平面的であり，そしてレゴゲットマーカ分離やタッチダウン時には高度 10m 以

リス状の細粒土壌は見られない．また，M A S C O T

下まで実 施）．前者の最高空間分 解能は画素当た

搭載熱放射計M A R Aによって，１か所のみである

り約54m m， 後 者は 約18m mである．一 例として，がデコボコ表面の岩塊の熱慣性を１昼夜に渡って計

太陽距離 1. 273 au，太陽位相角10. 8 °で2018 年10測された結果が 約282（ 247～375）t iuであり [27]，

月15日に実 施され た TD1リハーサルA 運 用（TD1-

T I Rの全球観測の結果と整合することが分かった．

R 1-A）での熱画像を示す（図7）[9]．どの降下運用ですなわちM A S C O T が観測した岩塊は Ry ug u 上のも，表層の大部分が岩塊や長径100 m m 以上の岩

典型的な岩塊であり，Ry ug uの表面は同様な状 態片で覆われていることが分かった．岩塊は土砂で覆が全球的に広がっているのだろう．

われておらず，さざれ石のように岩石中の組 織まで観察できるものが多く存在することが分かった．また，一部の岩塊はやや平坦な境界を持つものも含まれることが T I Rでも確認された．

６. 低熱慣性の小惑星
C 型小惑星 Ry ug uの熱慣性が約300 ± 100 t iu

頻度は少ないものの，周囲よりも20 K以上低い，明程 度であることが 判明したが [ 9]， 同様に NA S A

らかに低温の岩塊が存在することが分かった（図7）の小 惑 星 探 査 機 O S I R I S - R ExによるB 型 小 惑 星[9]．到着前に存在を予測していたCold Spotに相当

101955 B en nuの観測でも同程度の低熱慣性が得する．この岩塊の熱慣性を輝度温度から導出するとられており[28]，低熱慣性は始原的小惑星で一般的600～1000 tiu程度であり，典型的な炭素質コンドラな性質である可能性が高い．小惑星のサイズと熱慣

イト隕石の熱慣性 [18]と同等であることが分かった．

性の関係において，大きな天体ほど低熱慣性である

つまり，高空隙な岩塊の中に，普通の隕石のような岩原因はレゴリスの堆積によると考えられるが，小型塊がわずかに含まれている．これは同じ母天体内の深の小惑星が隕石よりも低熱慣性である原因は，以前

部でより高い圧密を受けた部分で形成されたかもしれに考えられていたレゴリスの堆積による影 響ではなない．あるいは衝突破壊をもたらした衝突天体の破く，高空隙な岩塊が表層を覆っているためであると片が残った外部起源の可能性も残される [25]．

考えられる（図 8）[ 9, 21]．

熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

85

図7： 2018年10月15日のTD1リハーサル降下運用（TD1-R1-A）
中の熱画像：a) 13:34:44 (UTC) ，高度78.8mでの撮像，b) a)内のCold Spotを含む温度分布，c) 13:44:20 (UTC)，高度21.9mでの撮像，d) c)内のCold Spotを含む温度分布．
（原画像[9]から改編）

C型小惑星で熱慣性約300 tiuの場合，熱伝導率は隙率（micro-porosity）
が50 ％程度はあると考えられる．

，空隙率は30～50 ％に相当する[9,27]．

以上より，小惑星 Ry ug uの表面を覆う岩塊や岩[4]で片は，通常の隕石のバルク密度 が 半 分になるほどあることを説明するには，炭 素質コンドライト隕石の「超」高空隙で脆弱な構造であると考えられる．ま約0.1

なお，Ryuguのバルク密度が1190 ± 20）[ 18] をた，岩塊の周辺土壌は熱の浸み込み深さ（スキンデ仮定 すると， さらに50 ～60％ 程 度の空 隙が 必 要プス）である約35 m mよりも大きなサイズの岩片がになる．Ry ug uを構成 する岩塊や 岩片の間の隙間

大部分を占めるため，熱物性的には岩塊と同様の振（macro - poro sit y）は大きく見積もっても20 ％以下

る舞いになると考えられる．岩塊や岩片で覆われる（実際はもっと小さい）が妥当であり，岩塊内部の空表層はT I Rの観測波長帯（約10 μm）に対して激し（C I：~2420

や CM : ~2960

い表面凹凸のある状態であり，温度日変化が平坦な特徴を示すと考えられる．

７. 小惑星Ryuguの形成史
小惑星 Ry ug uの形成シナリオについて既に提案されているが [ 15]，T I Rの観測によって以下のように制約されるだろう．1) 原始太陽系の星雲ガス中で形成された微 粒子（ 太陽系前駆物質も含まれる）から付着によって超高空隙でフワフワの塵が形成され，徐々に成長した．2) 多少の圧密は受けるものの，高空隙な状態を保持したまま成長してゆき，微惑星が
図8： 小惑星の直径と熱慣性の関係の図（原画像 [12]から改編）に到着前の予測[10]，小惑星Ryuguの平均熱慣性，Cold
Spotの熱慣性と典型的な炭素質コンドライト[17]との比較．

形成された [29]．3) ある程度
（数 10 k m以上）のサ
イズになると内部で熱変成や水質変成がある程度は進行するとしても，Ry ug u母天体ではそれらに伴う86

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

図9： 小惑星Ryuguの形成シナリオ．大部分の岩塊が低熱慣性（高空隙率）であり，ごく一部が「普通の隕石」
程度であることを説明するモデル．
（原
画像[9]から改編）

圧密過程は低度にしか起きなかった（ 圧密不完全で惑星でも一般的な性質であり，炭素質隕石が大気突

高空隙な状 態のまま）．相対的に高温高圧となる天入時に崩壊して固い部分のみ生き残るのはこの性質体の深部では圧密がより進行し，通常の隕石が形成のためと考えられる．また，高空隙率によって可視された可能 性はあるが，母天体の体 積の大部分で近赤外の反射率の低下とスペクトル形状の変化を生は高空隙率な状 態が保 持された．4) 大規模な衝突じるため，どの隕石のスペクトルともよく一致しない

破壊によって分裂し，バラバラになる．5) 破片が再原因にもなるだろう．

集合して，緩く寄せ集まったラブルパイル天体が形

この高空隙な特 徴は，太陽系初期の微惑星も同成された．その際，元の天体の内部構造の様々な深様に当てはまる．高空隙に伴う衝撃減衰の効果によさにあった高空隙な物質が岩塊として表層に点在しり，衝突時のクレータ形成や破壊の進行が低減し，た．C old Spotとなる「普通の隕石」的な岩塊は深部

そ の 結 果として 天体 成 長 のタイムスケールを変 化から来た岩塊の可能性があるが，破壊の原因となっさせるなど，惑星形成過程にも影 響を与えるだろう

た衝突天体を起源とする可能 性もある（岩塊に S 型[ 32]．小惑星Ryuguは塵から稠密な固い天体に至る

小惑星的な分光特性を示すものがあり，それらは衝

惑星形成過程の途中にある状態を具現するものかも

突天体起源と考えられる[25] ）．周辺土壌は細かいしれない．

高空隙な衝突 破 片であるか，岩塊がその後の隕石

以 上の 議 論 は 小 惑 星 Ry ug u の 物 質 が 炭 素 質

衝突や熱応力によって破砕し，堆積したものである．

隕 石と同 様 の 物 質 で あ ることを前 提として いる

6) YOR P 効果 [ 30] などによる自転速度の変化等にが，E S Aの 彗 星 探 査 機 Ro set t a が 探 査した67P/

よって，緩く寄せ集まったラブルパイルが変形・流動

Chu r u mov- G era si men ko 彗星の塵の質量分析でして現在のコマ型の形状になった [4]．

判明したように [ 33]，有機物が半分以上を占める高このシナリオでは，超高空隙でフワフワな塵から

炭素質物質によって低バルク密度と低熱慣性を実現

出発し，地球の岩石のような稠密で硬い岩石になっしている可能性は否定できない．これらの問題の解たことが一度もなく，常に高空隙であり続けたとい決には2020 年12月に帰還予定のRy ug uサンプルのう仮説で，現在のRy ug uのほぼ全球の岩塊が高空分析が期待される [ 34]．

隙な状態に保持されている理由を説明している [ 9]．
これは 小 惑 星 Ry ug u
（ および小 惑 星 B en nu）だけ
でなく，太陽系史を通じて低重力な天体では一般的

８. まとめと今後にむけてに起きる現象と捉えるのが妥当だろう．太陽系内で「はやぶさ２」搭載 T I Rによる，惑星探 査史 上初現存する小惑星で低密度な天体は同様な過程で形の「熱撮像 」によって，C 型小惑星 Ry ug uを構成す成され，高空隙な物質（m icro - poro sit yが高い）でる物質が典型的な炭素質コンドライト隕石よりもずっ構成されていると考えられる [ 31]．おそらくC 型小と高空隙である特徴を捉えることに成功した．おそ

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熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

らくC 型小惑星に一般的な性質であり，また重力の大きな原始惑星に成長する前の段階の微惑星にも共

87[8] Fukuhara, T. et al., 2011, Earth Planets Space 63,1009.

通する一般的な性質であったと考えられる．小惑星[9] Okada, T. et al., 2020, Nature 579, 518.

探 査機「はやぶさ」で初めて人類が「ラブルパイル小[10] e.g., Mueller, T. G. et al., 2017, Astron.

惑星 」を見たのと同様に，「はやぶさ２」では「高空隙な岩塊からなる小惑星 」を確認した最初の例となった．この特徴は今後，惑星形成過程などに実例として応用されることになると期待される．
熱撮像による探 査方法の有効性が実証されたこ

Astrophys. 599, A103.
[11] Yoshikawa, M. et al., 2014, Trans. JSASS
Aerospace Tech. Japan 12, 29[12] Delbo, M. et al., 2015, in Asteroids IV, 107.
[13] Okada, T. et al., 2018, Planet. Space Sci. 158, 46.

とから，今後の探査計画においてスペクトル型の異[14] Okada, T., 2020, Appl. Sci. 10, 2158.

なる様々な物質からなる小惑星や，直径が異なり表[15] Sugita, S. et al., 2019, Science 364, 552.

面重 力の異なる小 惑 星に対して熱 撮像を実 施する[16] Saito, J. et al., 2006, Science 312, 1341.

ことは極めて有意義である．例えば「はやぶさ２」の[17] Takita, J. et al., 2017, Space Sci. Rev. 208, 287.

帰還後に運用を延長し，別のスペクトル型や直径の[18] Flynn, G. J. et al., 2018, Chemie der Erde 78,

小惑星を訪問することができれば，新たな知見が得られるだろう [ 35]．欧州の小惑星探査計画Heraは二重小惑星 D idy mo sの探査を実施する予定である
が，Heraに熱 撮像カメラの搭載が 計画されており[ 36]，実現すれば史上初のS 型小惑星の熱撮像が実269.
[19] Rozitis, B. and Green, S. F., 2011, Mon. Not. R.
Astron. Soc. 415, 2042.
[20] Shimaki, Y. et al., 2019, Lunar Planet. Sci. Conf.
50, 1724.

現でき，太陽系科学の発展に大きく貢献できると期[21] Shimaki, T. et al., 2020, Icarus 348, 113835.

待される．

[22] Groussin, O. et al., 2013, Icarus 220, 580.

謝辞[23] Yoshimitsu, T. et al., 2015, in 11th Low Cost
Planetary Missions Conf. Abstract.
[24] Ho, T.-M. et al., 2017, Space Sci. Rev., 208, 339.

小惑星探 査機「はやぶさ２」の開発や運用を通じ[25] Tatsumi, E. et al., (in revision), Nat. Astronon.

て本 研究の実現に協働して頂いた全ての「はやぶさ[26] Jaumann, R. et al., 2019, Science 365, 817.

２」プロジェクトの関係者，科学的議論に参加した[27] Grott, M. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 971.

「はやぶさ２」国 際 サイエンスチームのメンバーの多[28] DellaGiustina, D. N. and Emery, J. et al., 2019,

大なる協力に感謝 する．本 研究は日本 学 術振 興会
科学研究費（ J P 26287108，J P17H 06459），およびJS P S C ore -to - C oreプログラム「惑 星 科 学 国 際 研
究ネットワークの構築」の助成を受けている．

参考文献

Nat. Astron. 3, 341.
[29] Arakawa, S. et al., 2017, Astron. Astrophys. 608,
L7.
[30] Rubincam, D., 2000, Icarus 148, 2.
[31] Britt, D. T. et al., 2002, in Asteroid III, 485.
[32] Housen, K. R. and Holsapple, K. A., 2011,
Icarus, 856.

[1] Tholen, D. J., 1989, in Asteroids II, 1139.
[2] DeMeo, F. E. et al., 2015, in Asteroids IV, 13.

[33] Bardyn, A. et al., 2017, Mon. Mot. R. Astron,
Soc. 469, S712.

[3] Tsuda, Y. et al., 2020, Acta Astronaut. 171, 42.

[34] Tachibana, S. et al., 2014., Geochem. J. 48, 571.

[4] Watanabe, S. et al., 2019, Science 364, 268.

[35] 三桝裕也ほか, 2020, 第20回宇宙科学シンポジウム,[5] Veverka, J. et al., 1999, Icarus 140, 3.
[6] Fujiwara, A. et al., 2006, Science 312, 1330.
[7] Okada, T. et al., 2017, Space Sci. Rev. 208, 255.

P1.39[36] Okada, T. et al., 2020, Lunar Planet. Sci. Conf.
51, 1355.

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88

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

遊星百景その19〜二次クレーター〜

本田 親寿1

遊星百景 5回目以来の執筆となりますが，話はそレーターが連なっています．この杉綾模様以外にも，の前回から続きます．前回のコラムでは「皆さんご存複数のクレーターがクラスターを成して存在すること

じの二次クレーター」のように取り扱いましたが，二があります．このクラスタークレーターが二次クレー次クレーターの素 性を説明していませんでした．二ターだと仮定すると，どの一次クレーター由来である

次クレーターは通常の天体衝突によるクレーター（区のか判別が難しいです．しかし杉綾模様を成してい別して一次クレーターと呼ぶ）と比べると形がユニー

るクレーター群と近い場所に多いことから（という私クです．形だけではなく，空間分布の様子もユニーの勘です），クラスタークレーターも杉綾模様を成し

クです．その形と空間分布の様子から，その起源はているクレーターと同じく二次クレーターだろうと思

天体衝突由来のクレーター形成時に放出された岩塊

います．こうした形態的特徴からその起源が直接的などによって二次的に形成されたクレーターとされてに天体衝突ではない二次クレーターであると一般的います．

に説明されますが，本当はどうなのでしょう？杉綾模

まずその形に注目します．一次クレーターと呼ばれ様を成すクレーター群は9割方そうであると私は考える普通のクレーターは直径10k m程度以下であればますが，クラスタークレーターについて私はよく分か

一般的にお椀型を示しますが，二次クレーターは違りません．シューメイカー・レヴィ第9 彗星のように分います．上方からみたリムの形 状はやや複 雑で，場裂した天体の衝突でもできそうな気がします．
「考え合によっては多角形に見えることもあります．さらにる」とか「気がする」は科学的なアプローチではない

リムから延びたヒゲ状地形を伴うこともあり，それがので，この人は頭はそうしたことでモヤモヤしている

連なり杉綾模様を成すこともあります．

のだなと見守って下さい．

次はその空間分布の様 子です．今 述べた杉 綾 模

天体 表 面に空 間的にランダムに形 成され るお 椀

様は鎖状に並んでいることが 多く，その鎖状の杉型のクレーターと比べると，個々の形が歪で空間分

綾 模 様のクレーター群から辿った先には 杉 綾 模 様

布の様 子も杉綾模 様やクラスターを成しているようを成すクレーターに比べてずっと大きなクレーターなクレーターを多くの天体で確認することができまが存在します．この特徴から杉綾模様を成すクレーす．月面で代表的な画像を紹介します．私は学生とターはその先に存在する大きなクレーター形成時に議論を始めるときによく利用する画像が，アポロ17

放出された岩塊由来の二次クレーターだと考えられ号のパノラミック画像（A S17- 3093）です [ 1]．しかしています [ 1]．月面だとコペルニクスクレーターやチコ

今回紹介したいのは「かぐや」のT C画像です．杉綾

クレーターが有名で，かなり遠方まで杉綾模様のク模 様を成す鎖状のクレーターや，まとまったクラス
ターを成しているクレーター群がこの画像には同居

1.公立大学法人会津大学コンピュータ理工学部

しています．杉 綾 模 様の440k m先にはその起 源となったコペルニクスクレーターがあります．T C 画像

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遊星百景その19〜二次クレーター〜／本田89

図1: かぐや/ TC画像
（TCO_MAPm04_N24E333N21E336SC.img）．画像右（東側）に [1] 論文中に登場する代表的な杉綾模様の二次クレーターがあり，その杉綾模様の北側先端付近（西寄り）にクラスタークレーターが存在します．

のプロダクトI D（ファイル 名）は T C O _ M A P m 04_
N 24E 333N 21E 336S C（. i mg）です．この画像を用いて，クレーターの空間分布から二次クレーターを自動的に抽出する方法を学 生と探ってきましたが，それに加えて二次クレーターの特徴的な形状を利用
して画像 から自動 的に抽出する試 みを思案してい
ます．

参考文献
[1] McEwen, A. S. and Bierhaus, E. B., 2006, Annu.
Rev. Earth Planet. Sci. 34, 535.

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90

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

第12回月惑星探査データ解析実習会を終えて出村 裕英1，嵩 由芙子1，園家 俊1，松尾 祐飛1，平田 成1，
本田 親寿1，月惑星探査データ解析実習会世話人一同（要旨） 第12回月惑星探査データ解析実習会の報告記事です．今回のテーマは『機械学習による領域分
割 』で，前回好評だった『機械学習による画像の自動分類 』に続くものでした．新型コロナウイルス感染症対策として，Z o omとSlackを併用した初めての多地点オンライン実習会となったことが特筆されます．嵩
講師から「月地質図概論と月惑星データへの機械学習の応用」，出村講師から「機械学習導入の考え方」，
園家講師と松尾TAより「Deep L ea r n i ngで画像識別」という題目で講義ならびに説明が行われました．
受講生の内訳は7機関（宮城教育大，会津大，足利大，東京大，JA X A / I S A S，名古屋大，大阪大）16名，講師世話人を含む当日参加者数は22 名で，一部の会津大生は講師と同じ講義室で参加しました．本実
習会は，日本惑星科学会と神戸大 CP Sのご支援を頂きました．

第12回目となった月惑 星探 査データ解 析実習会

「機械学習導入の考え方」，園家講師と松尾TAよりでは，前回好評だった『機械学習による画像の自動「Deep L ea r n i ngで画像識別」（ 図3）という題目で分類 』に続くものとして，『機械学習による領域分割 』

初日に説明されました．

をテーマとして取り上げました . 新 型コロナウイルス

遠隔の方に対しても画面を共有することで遠隔で感染症対策として，Z o omとSlackを併用した初めても実習指 導がしや すかったのは 利点でしたが（図の多地点オンライン実習会となったことが特筆され

4），Z o omとそのチャット機能だけでは講師と受講ます．

生との質疑 応 答中に他の受講生 対応することが困会 津会 場には講 師とTA および世 話人が 6 名と，難でした . 途中からSlackを導入して複数の質問ス

会津大受講生が 3 名の合計 9 名がおり，大学や自宅

レッドに対応できるようになり，必要に応じて講師を等から接 続したリモート参 加 者は13 名をか ぞえま

口頭で呼んでZ o om 上その場で議論する形式に落ちした . 参 加 者 総数 22 名は， 盛況だった昨 年の18 名着きました（図 5）.走りながら試行錯誤して会期二日を上回りました（図１）．受講生の内訳は7 機関16 名

目までにやり方を確立できたのは，園家講師＆松尾（宮城教育大，会津大，足利大，東京大，JA X A /TAの息の合った貢献と，辛抱強くお付き合い頂いI S A S，名古屋大，大阪大）です．

た受講生の皆さんの努力の賜物です.

座学 の内 容は， 嵩講 師から「月地質図 概 論と月

本実習会は，日本惑星科学会と神戸大 CP S のご

惑星データへの機械学習の応用」（ 図2），出村から支援を頂きました．

1.会津大学宇宙情報科学研究センター

開催日程：2020 年 3月8日13: 20 ～3月11日12: 30
開 催 場 所：会 津 大 学 研 究 棟 3 階 M11教 室 および

第12回月惑星探査データ解析実習会を終えて／出村 他

91

図1: リモートを含む当日参加者集合写真．

Z o om多地点接続

車種判別』

主催：月惑星探査育英会

・梁晨（ 足利大）『 機械学習によるリアルタイム映像の共催：会津大学宇宙情報科学研究センター

解析およびロボティクス機構へのフィードバックの考察』

後 援：日本惑星科学会，神戸大学大学院惑星科学・高野安見子（ JA X A / I S A S）
・金丸仁明
（大阪大）

研究センター(CP S )『機械学習を用いたクレーターカウンティングから推実習会詳細および資料：

察する火星表層の流水 』

h t t p s : // w w w. c p s - j p . o r g /~ t a n s a k u / w i k i /・池田あやめ（名古屋大）『 Kaggleのデータセットを

top/ ?scho ol _ m is sion -12

用いてsegmentation （』Kaggle Artificial Lunar

講師・TA：嵩由芙子，出村裕英，園家俊，松尾祐飛

Landscape Dataset）（会津大）・小倉暁乃丞（東京大）『 K aggleのデータセットで領

当日参加者：22 名（講師・TA・世話人が 6 名，受講生

域分割 』

16 名の内訳はPD1，博士1，修士 7，学部7）

・三瓶美 鈴（会 津 大）
『 K aggle のデータセットを用いて，画像分類 』

成果発表した受講生とその内容（発表順，当時の所属）
・荒木亮太 郎・川上結生・有田直哉（大阪大）『 氷衛
星の地形の探索』・大谷育未・鈴木 泰 裕（会津 大）『 レーシングカーの参加者アンケート結果●多地点ビデオ会議形式での感想・コメント
・画面共有の画像がきれいに出ていたので見易かっ92

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

じました.また，質問事項が共有されやすいというメ
リットもありました.
・機械学習を学ぶという目的に関して，実習そのものはほとんど差し支えなかったと思います.どなたかが一方的に話すような状況（講義 ）では，その場にいた方が集中して話が聞けるように感じました.
・Z o omがかなりツールとして優秀でした. 時々，ホストが落ちる事があったのでこれを解決する事が課題だと思われます. Slackの併用が有効でした. 受講者のレベルが一定以上でないとビデオ会議形式では難しい様に感じました.
図2: 嵩講師と散開着席する会津会場の様子．

たです.

●実習会事前資料へのコメント・要望
・とても役に立つと思いますが資料を全部一か所で・Slackを併用することで効率よくできていたと感じ

まとめてから配布して欲しいです.

ます.

・詳細に書かれていてわかりやすかったです.

・あまりリモート会議の経験はなく慣れませんでした

・事前に講義資料・データセット・関連リンクなどをが，質問にもよくご対応いただいて助かりました. 本

共有していただいて，大変助かりました.

当にありがとうございました.

・わかりやすかったです.

・不便だろうと予想していましたが Slackを利用した・プログラミング超初心者，かつ初めての機械学習をこともあり効率よく進めることができたと思います.

学ぶ私にとっては事前に環境を整えること，py t hon

・対面で行えるに越したことはないものの，講師の皆のプログラムの内容を把握すること自体に時間がかさんのサポートで有意義な時間となりました.共通すかりました. 1.個人P Cで環境を整える場合の手法のる質問・複数人が困っている問題点などは，まとめて

詳細，2. 機械学習でやれることとやることに対応し全体にレクチャーする時間をとったら良いかと思いまたdat a set内容の解説，3.実際に走らせるpy t hon

した.オフ会だとその点は柔軟に対応しやすいと思うのプログラムの中身の大まかな説明や見方 など，超のですが，リモートであちこちから接続しているので，初心者向けの系統的な説明書きが事前資料の中にその都度講師の方に個別対応していただきました.

組み込まれていると非常にありがたいです.

・形式的にはとても便利と思いますが，実習の効率

・何 を実 習として取り組む の か 事 前によくわ からは少し下げたと感じます.
・質問をしている間Z o omを占有してしまうので少しやりづらさを感じました.また，これは私の問題ですが，ネット環境があまり良くなく，音声が途切れてしまい一文まるまる聞き取れなかったことが度々あったので新しいことを講義形式でやるには難しいと思いました.
・もともと実習の形なので特に困ることはありません
でしたが，強いて言うなら質問事項が共有しづらい
かなと思いました.このやりづらい中でたくさんフィードバックをくれた世話人や TAの方々，ありがとうご
ざいました . 誰かの質問中に質問しづらいのはビデオ会議でも実際に現地で参加していても同じだと感図3: 園家講師の説明とiPadカメラの動画中継．

第12回月惑星探査データ解析実習会を終えて／出村 他

93がとても貴重なことだと思います.
・Z o omを使うことも実習内容も初めてのことばかりだったので，ついていくのに必死でした.研究に使えたら嬉しいなと思い参加しましたが本 格的に取りかかれるのはまだ先になりそうです.たくさん質問してZ o omを占有してしまいすみませんでした.ありがとうございました.
・「いま話題の〜」程度の認識しかしていなかった機械学習を実際に体験することができて，非常に勉強になりました . 限られた時間の中ではありましたが，教師データの作成から訓練・テストまでの流れをつ
図4: 松尾TAによる画面共有しての説明．

かむことができました .実際に惑星科学の研究に活
かすには，機械学習の使い所を見極める必要があるなかったので， 関 連するネット上の 記 事 など 載っように思いました.機械学習アルゴリズムの仕組みにて いれ ば 事 前 知 識 が 増えたと思います. i mageとついても今後勉強していきたいと思います.

a n not at ionの二種類が必要だと知っていれば解析・機械学習の足がかりとして楽しむことができました.

に使う画像を事前に用意し，より内容を広げられた・本実習会で初めて機械学習を学ばせていただきまのかなとも感じました.

した.プログラミング自体も超初心者の私でしたが最・環 境 構 築 の 導 入の 記 述やスライド 等ファイル が終日が終わる頃には，機械学習の作業工程のおおCP S，G o ogle d r ive，Git Hub 等に分 散していてよそフレームが理解できるようになり，機械学習でどとっさに探しづらかったので，別途どこかに「今回ののようなことができるのかについて具体的に想像でデータ」フォルダを一か所にまとめてアップロードしていただければよいかなと感じました.
・サンプルコードの説明がもう少しあればありがたいです.

●実習会全体の意見・感想
園家講師：昨年度から引き続き講師を務めさせて頂きました. 昨年度導入したDockerに加えて，今年はSlack , Z oom , G oogle C olaborator y, Git Hub等
多様なツールを導入し，より先進的な実習会になったと思います. 今後もこの形態は有効でしょう. 急遽リ
モート形式になったこともあり，実習会の事前資料が不十分だった点も多かったと思いますが，参加した皆様の機械学習への足掛かりになれれば幸いです.
松尾 TA：資料作成やモデルの準備，実習を通して良い経験になりました.画面共有してのTAは難しかったですが，リモートでもある程度は可能と感じました.
・いろんな教育機関の方々と交流ができて凄く勉強になります，そして皆様の成果を見てから自分 が普段，容易に気づけない不足点も全面的に分かったの

図5: SlackとZoomを併用した議論の様子．

《目次へ

94

きるようになりました .どういったサイエンスが 機 械
学習を用いて可能なのかについて考えられるようになった点が本実習に参加させていただいたことによる，一番の収穫です.また，今回はコロナウイルスの影 響により，リモートでの参加をさせていただきました .リモートでの参加は機械学習超初心 者の私としては非常に不安でしたが，大阪大学の金丸さんがサポートしてくださり，しっかりと学ぶことができました. 金丸さん，有難うございました. 本実習会で学んだことを今後の研究に応用し，生かしていきたいと思います. 最後に，講師の皆様，一緒に学んでくださった方々，3日間，貴重な講義とご指導をありがとうございました.
・全く触れたことのない画像による機械学習が何をしているのか，参考のプログラムを実際に動かしながら少しだけ知ることができました.自力で作り上げるのはまだまだ先になりそうですが，データセットを用意するのが大変なこと，大量の時間と容量とメモリが必 要とされることを身をもって体 験 できました.リモートでの参加となりましたが，丁寧に解説していただけてとても勉強になりました .ありがとうご
ざいました.
・機械学習を実際に触ったのは初めてだったのでとても良い経験になりました
・機械学習と聞くと難しそうなイメージがありましたが，このようなイベントの場で集中して行えたことで，学習も非常に効率よく進めることができたと思います.ぜひ今後も，関連するスキルや知識も含めて自分の研究に活用していきたいと思います. 今回はオンライン開催で皆様と顔合わせすることはかなわず残念でしたが，主催者方々の努力のおかげにより，質問しやすく活発な議論もできたと思います. 私はプログ
ラミング初心者ということもあり，講師・世話人の皆さんには初歩的な質問ばかりしましたが，真摯に対応していただきました . 本当にありがとうございました.
・機械学習は初体験でしたが大まかな流れを理解することができてよかったです. 探査データを用いれば今後の研究に生かせそうな内容であったため大変有意義な三日間でした.

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

《目次へ2020年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ／出村

2020年度日本惑星科学会
秋季講演会のお知らせ
2020年日本惑星科学会秋季講演会
実行委員長(会津LOC) 出村 裕英12020年日本惑星科学会秋季講演会は，会津大学（福
島県会津若松市）において9月23日から25日の会期で開催する予定でした．しかし、新型コロナウイルス
蔓延の状況下で，例年通りの集会 形式での実施は難しいと判断しています．現在、学会運営委員会や行事部会などと協議しつつ，オンライン形式での開催とすることを検 討しています．また，Jp GU -AGU
Joi nt Meet i ng 2020 が オンライン 形 式 に て7月中旬に開催予定となったことを受けて，本秋季講演会の開催もそこからある程度期間をおいた時期に移動させることも検 討しております．見通しがつき次第，
メーリングリストおよび惑星科学会のウェブページにてお知らせします.いましばらくお待ちください．

1.会津大学宇宙情報科学研究センター

95

《目次へ

96

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 20202020年度助成事業２件公募のご案内

公益財団法人 宇宙科学振興会1
公益財団法人宇宙科学振興会は宇宙科学分野に応募締切り2021年2月28日：2021年 4月から2021年

おける学術振興を目指し，2020年度も引き続き下記

9月の期間に開催初日が予定される国際学会の参加の助成事業を行います．それぞれの応募要項の詳細

者対象

は当 財団のホームページ：http: //www.spss.or.jpに掲載しています．それぞれの公募に対する応募申請に際してはホームページご参照の上，申請書をダウンロード・作成いただき必要な書類を添付の上，財団宛に電子メール（）で申請下さい．

奮ってご応募いただくようご案内申し上げます．

（1）
国際学会出席旅費の支援●支援対象
宇宙理学（ 飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連する理学 研究）および宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する独 創的・先端的な研究活動を行っている若手研究者（当該年度4月2日で35歳以下），また（2）
国際学会開催の支援●支援対象
宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究所，大学等）で，宇宙理学（ 飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連する理学研究）及び宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する国際学会，国際研究集会の国内開催を主催しようとする団体．

●助成金額・件数
一件あたり20 〜50万円程度，年間4件程度●申し込み受付時期

はシニアの 研 究 者（当該年度4月2日で 63 歳 以 上か

応 募 締 切り2020 年 8月31日：2020 年10月から2021

つ定年退職した者）で，国際研究集会で論文発表ま年 3月の期間に開催初日が予定される国際学会対象

たは主要な役 割などが原則として確定している者．

応募締切り2021年2月28日：2021年 4月から2021年

海外で開催される国際学会に限ります．

9月の期間に開催初日が予定される国際学会対象●助成金額・件数
一件あたり10 〜30万円程度，年間10 件程度●申し込み受付時期●照会先
公益財団法人宇宙科学振興会事務局
ht t p: //w w w. sps s .or.jp

応 募 締 切り2020 年 8月31日：2020 年10月から2021〒252- 5210

年 3月の期間に開催初日が予定される国際学会の参Ema i l :加者対象

Tel : 042-751-1126

1.公益財団法人宇宙科学振興会 事務局

神奈川県相模原市中央区由野台3-1-1

《目次へ学位論文タイトル紹介

97

学位論文タイトル紹介
惑星科学関連分野にて博士号および修士号を近年取得された会員の研究内容を学会員に広く知ってもらう目
的で，論文タイトルを掲載いたします．項目は，(1)氏名，(2)論文タイトル（現題名），(3)論文タイトル（和訳名），(4)論文提出時の所属，(5)学位取得年・月，(6)次の所属，の順です．希望者は，論文の結果を最もよく表す図を1枚掲載できます．この記事に関するお問い合わせは編集長（chiefeditor@wakusei.jp）
までお願いいたします．
※毎年6月号に，過去3年まで遡って掲載可．投稿方法等はomlにて案内いたします（2月頃）．

博士論文( 1) 深井 稜汰
（ふかい りょうた）( 2) Nucleosynthetic Sr and Nd isotope
heterogeneities in the early Solar System(3) (4) 東京工業大学 理学院 地球惑星科学系( 5) 2019 年 3月
( 6) 宇宙航 空研究開発機構 宇宙科学 研究 所
球外物質研究グループ

地

0

Gen.

ELC

HC

5261 Eureka
4 Vesta
Kapoeta

Acfer 111
S-type asteroids

Fayetteville

ALH 85119

100

Tsukuba200

MAC 88136
E-type asteroids300

対応する小惑星における現在の太陽風フラックス

PRE 95410

隕石に記録された
過去の太陽風フラックス

400
Present-day
flux at 1 au

Solar wind 36Ar flux (θ = 0°) [atoms cm-2 s-1]

( 1) 小長谷 智哉（おばせ ともや）
( 2) Noble gas studies in meteorites: Constraints on
the origin of t rapped noble gases in primitive CR
chondrites and past solar wind f luxes on solar gas
rich meteorite parent bodies(3) 始原的 CRコンドライトに含まれる捕獲成分希ガスの起源への制約、及び太陽風 希ガスに富む隕石の母天体位置における過去の太陽風フラックス(4) 東北大学大学院理学研究科地学専攻( 5) 2020 年 3月
( 6) 東京大学大学院 総合文化研究科 広域科学専攻

RC

HOW

( 1) 荒川 創太（あらかわ そうた）( 2) Ther mal Histor y of Small Bodies in the Early
Solar System(3) 初期太陽系における小天体の熱進化(4) 東京工業大学 理学院 地球惑星科学系( 5) 2020 年 3月
( 6) 国立天文台 科学研究部( 1) 金丸 仁明（かなまる まさのり）( 2) D y n a m ica l Evolut ion of Sm a l l Sola r Syst e mBodies Inferred from Interior Density Distribution
and YORP-induced Spin Alteration(3) 内部密度分布とYOR P 効果による自転状態の進化から明らかにする太陽系小天体の力学進化(4) 大阪大学大学院・理学研究科・宇宙地球科学専攻( 5) 2020 年 3月
( 6) 宇宙航 空研究開発機 構 宇宙科学 研究 所 太陽系科学研究系

《目次へ98

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

JSPS Information◇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◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2020 年 5 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．
2020/07
7/12-16 Jp GU -AGU Joi nt Me et i ng(a) オンライン開催( b) Jp GU(c) ht t p: //w w w.jpg u .org /meet i ng _ 2020/
開催時期調整中
日本惑星科学会 2020 年秋季講演会(a) オンライン開催の方針( b) 日本惑星科学会(c) ht t ps : //w w w.wa k usei .jp/meet i ng s /fa l l _ meet i ng /2020/

99

編集後記
コロナウィルスの流行で世の中が一気に変わってしまいました．J P GUや秋の惑 星科学会はオンライ

り…．いつも通りの日常を送れることの有り難さを感じる今日この頃です．

ン開催の方向ですし，ほとんどの高等教育機関では

コロナウィルス流行で社会活動が制約されていま

前期はオンライン授業になったのではないでしょう

すが，著者のみなさん，編集委員のみなさん，印刷

か．私の所属する高専でもゴールデンウィーク明けか所のみなさんなど多数の方々のご尽力により，6月号

らオンライン授業が本 格的に開始される予定で，そを予定通りに発行できる運びとなったことを嬉しく思の準 備でバタバタしています．ちなみに島根 県は田います．ありがとうございます．なお，毎年 6 月号に

舎なこともあり，3月中も小中高校は通常通り，4月もは「学位論文紹介ページ」が掲載されますが，これは入学式の挙行・授業開始と頑張っていました．
「出雲

惑星科学関連分野において博士号もしくは修士号を大社をはじめとする神様たちのおかげ」と皆で感謝取得された会員の論文タイトルを紹介するものです．

していたのですが，4月に3日ばかり授業を行ったと

過去3 年に遡って掲載できますので，もし今回の掲ころでとうとう県内感染者が発生してしまい，学校は載を逃してしまったという方がおられましたら来年度休 校となってしまいました．この編集 後記はゴールの6月号に是非掲載下さい．

デンウィーク中に書いていますが，例年なら観光客

それでは皆さんからの原稿を心よりお待ちしておがあふれる松江の表 通りには人の姿はありません．

ります．今後ともよろしくお願いいたします． ( 杉山)

家では小 学 生の子 供たちが 外にいけずに腐ってお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 6月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
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遊・星・人

第29巻

第2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
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