ISSN 0285-2861

ニュース

JAXA宇宙科学研究所

2016

6

No.423「ひので」で見た
水星太陽面通過
左：極端紫外線撮像分光装置による Fe XII 輝線画像、右：可視光磁場望遠鏡のストークス・ポラ
リメータによる連続光画像。分
光器のスリットの位置を少しず
つ横にずらして撮影していくた
めに、移動している水星は横に伸びた形になっている。
（P.6 参照）

宇 宙 科 学 最 前 線「すざく」が明らかにしたⅠa型超新星の起源
宇宙の化学進化と超新星爆発
私たちの宇宙は、炭素や酸素、ケイ素、鉄など、生命と文明を支える元素で満ち溢れている。しかしそれらは初めからあったわけではない。宇宙創生の大イベント「ビッグバン」によって作られたのは、主に水素とヘリウムだけであった。その他の元素（「重元素」と呼ばれる）のほとんどは、恒星内部における核融合を経て作られる。
作られた重元素は、超新星（寿命を終えた星の爆発）によって宇宙空間に撒き散らされ、やがて次の星へと生まれ変わる。そこで新たな元素生成の種となり、また撒き散らされる。こうしたサイクルが、宇宙誕生後 138 億
年の間に幾度も繰り返され、今のようにバラエティー豊
かな宇宙、そして地球と生命が育まれたのである。
超新星は、単に恒星内部の物質を撒き散らすだけではない。爆発時には星の大部分が高い温度（摂氏数十億度）にさらされるため、それまで以上に効率のよい核融合が起こる。したがって、超新星爆発の仕組みを詳しく知る
ことは、宇宙の化学進化の歴史を紐解く上で重要な一歩となる。言い換えれば、「星がどのようにして爆発するか」を解明することで「どんな元素がどれだけ作られるか」も同時にわかる。本記事ではその具体例を示しつつ、

NASA ゴダードスペースフライトセンター・研究員
兼メリーランド大学カレッジパーク校・助教

山口 弘悦 （やまぐち ひろや）
筆者が日々行う研究の一端を紹介したい。

超新星残骸のＸ線観測
さて、超新星の素性を調べるにはどんな天体を観ればよいだろうか。誰もが真っ先に考えつく答えは、「超新星爆発そのもの」だと推測する。星が爆発すると、少な
くとも数十日間は可視光帯域で明るく輝くため、性能のよい望遠鏡があれば（場合によっては肉眼で）地上からでもお目にかかれる。しかし筆者は、ちょっとトリッキーな天体を観測する。それは、私たちが生まれるよりもずっと前、具体的には数百年から数千年前に爆発した星の痕
跡、「超新星残骸」だ。超新星残骸は我々が住む天の川
銀河に多数存在するため、遠方で起こる超新星と比べて、細部まで詳しく調べることができる。生成された重元素の種類や量だけでなく、その空間分布や爆発の形状など、
超新星残骸の観測から引き出せる情報は多い。
（ 超 新 星 残 骸 の 詳 細 に つ い て は、 勝 田 哲 氏 の 記 事No.373、2012 年 4 月号を参照）
一方で難点もある。超新星残骸は地球大気を貫通できないＸ線で輝くため、人工衛星を打ち上げて宇宙から観測しなければならない。宇宙観測の難しさは、地上とはISASニュース

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No.423

1

事実が突き止められ、2011 年のノーベル物理学賞の対象研究にもなった。しかし「明るさが天体間で一様」であることは、数ある超Ｘ線望遠鏡
新星の観測から経験的に知られているに過ぎ5.39 m
ず、その物理的根拠は全くわかっていない。
それどころか、親星（爆発前の星）である白色矮星が、どのように進化してどのように爆発に至るか、という基本的な問いに対しても、未だ明確な答えが得られていないのである。
もちろん、有力な説がないわけではない。白
硬Ｘ線検出器色矮星には「チャンドラセカール限界」と呼1.85 m
HXD
ばれる、存在可能な質量の上限値（太陽質量CCD検出器XISの約 1.4 倍）があるため、この質量に近づくと星が不安定になって暴走的な核融合を始める。
それを根拠に、「白色矮星が近傍の星から物質を吸い寄せ、限界質量に達したところで Ia 型
超新星になる」という仮説が比較的古くから受け入れられてきた（先述した林氏の記事参照）。
この仮説が正しければ、どの Ia 型超新星もほとんど同じ質量で爆発することになるので、明るさが一様になるのもうなずける。ところが最近になって、もっと軽い白色矮星でも爆発できると主張する研究者が急増している。例えば、２つの白色矮星の合体によって超新星爆発が
図１ （上）Ｘ線天文衛星「すざく」の概観。
（左下）X線CCDカメラ『XIS』の全体写真。
（右下）
XISの半導体素子部。緑枠内の領域のみが露光され、天体からのX線を検出する。
起こるというのだ。こうなってくると、Ia 型超新星が本当に「標準光源」たり得るかも、もはや怪しい。我々が知る宇宙膨張の歴史や宇宙年齢は本当異なって「問題が発生・発覚したときにやり直しがきかに正しいのだろうか？ これら一連の疑問は「Ia 型超新ない」という点にある。したがって、衛星や検出器のデ星の親星問題」と呼ばれ、現在、世界的に熱い論争が繰
ザインは極力シンプルにして、打上げ前には入念な試験り広げられている。米国の学術機関
National Academy ofを行う。これらは機器の安全性を確保するだけでなく、
Science も、Ia 型超新星の起源解明を、現代宇宙物理学にその動作や特性を深く理解し、持ち味を最大限に引き出おける最重要課題の一つに位置づけたほどだ。
す目的も兼ねる。筆者は京都大学大学院在籍時に、Ｘ線
天文衛星「すざく」（2005 年 7 月に打ち上げ）の主力
超新星残骸の元素組成から親星問題に迫る
検出器『XIS』（図１）の地上試験に携わり、その較正に筆者がこの問題の白熱ぶりを認識したのは、米国へと全力を注いだ。XIS はシリコンの半導体でできた CCD カ所属を移した 2011 年のことだった。初めて出席した米メラである。半導体は宇宙線被曝によって結晶構造に欠国天文学会で、まさに「Ia 型超新星の親星問題（Type Ia
陥が生じるため、軌道上で徐々にエネルギー分解能が低supernova progenitor issue）」というタイトルの特別セッ
下することが予めわかっていた。したがって地上較正試
ションが組まれていたのだ。理論から観測まで様々な分
験では、打上げ後に想定される性能劣化を最小限に食い野の研究者が登壇していたが、Ｘ線観測によるアプロー
止めることを特に意識し、そのための工夫を凝らした。
チはまだ主流ではないな、という印象を受けた。一方、結果として、XIS は CCD カメラとしては史上最高のエネ
当時の筆者はというと、検出器の仕事をしばし離れ、Ｘ
ルギー分解能を実現し、他衛星を圧倒する輝線検出能力
線放射過程の理論研究に取り組んでいた。そのおかげで、を 2015 年の科学運用終了まで維持できた。これが、後超新星残骸のスペクトル解析を通じて正確な元素量測定
述する観測成果につながることとなる。
を行えるようになっていた。何とかこの特技を活かして
Ⅰa 型超新星の親星問題
親星問題の解明に取り組めないだろうか。そう考えていろいろな文献を調べたところ、以下のことに気づいた。
超新星には、様々なタイプがあることが知られる。本結論から言うと、鉄族元素（鉄やニッケルなど）の組成
記事はその中でも、「Ia（いちえー）型」と呼ばれる、比を使えば、親星の質量を制限できるのである。
白色矮星の爆発的核融合による超新星を取り扱う（白図２をご覧いただきたい。Ia 型超新星の親星である白色矮星の詳細については、林多佳由氏の記事 No.397、色矮星は、主に炭素と酸素から成る。両元素は、ともに2014 年４月号を参照）。Ia 型超新星は、宇宙に存在す同数の陽子と中性子を持つ。したがって、爆発時に合成る鉄族元素の主要起源であるとともに、宇宙論の研究にされる重元素も、陽子と中性子が同数になりやすい。中
おいても極めて重要な役割を持つ。それは、最大光度時でも多く作られるのが、ニッケル 56（56Ni）である（陽子の絶対等級が天体間でほぼ一様なため、遠方までの距離
数 = 中性子数 =28）
。この元素は不安定なので、放射性崩を測る「ものさし」になることだ（「宇宙の標準光源」）。
56
56
壊（ Ni → Co → 56Fe）を経て、爆発後約３カ月で鉄に
過去にはこの性質を利用して宇宙の膨張が加速している

Ｘ線天文衛星「すざく」
6.49 m

伸展式光学ベンチ

軟Ｘ線検出器2

ISASニュース

2016. 6

No.423

宇 宙 科 学 最前線
軽い白色矮星12
16

C (6, 6)28

O (8, 8)56

Si, 32S, 40Ca, ...

Ni (28, 28)56

重い白色矮星︵重力収縮により密度増大︶

鉄族元素の組成比を測定した。その結果、少なくとも１つの Ia 型超新星残骸『3C 397』から、爆発時の電子捕獲なしには説明できないほど多量のクロム、マンガン、ニッケ
ルを発見した。図３にそのイメージとスペクトルを示す。
これほど強い鉄族元素の輝線が検出されたのは、史上初のことであった。3C 397 の親星は、確かにチャンドラセ
カール限界質量を持つ白色矮星だったのだ。

Fe

陽子数 中性子数Co (27, 28)56
Ni (28, 28)
58
Ni (28, 30)

55
12

C, O
16

＋
中性子

55

Mn

56

今後の課題

Fe

上記の発見は、Ia 型超新星の起源と元素合成機構の両方に対して新知見をもたらした成果として、NASA ウェ
ブサイトのトップページなどで大きく取り上げられた。
しかし、ここに一つの疑問が残る。「すざく」は 3C 397の他にも多数の Ia 型超新星残骸を観測したが、これまでのところ電子捕獲の証拠を明確に示す結果はこの一例を除いて得られていない。この事実は、Ia 型超新星の親星が、必ずしも全て限界質量には達するわけではない、
すなわち先述した「軽い親星説」を支持するのだろうか？
残念ながら、現状ではこの問いに対して明確な結論は出せない。電子捕獲反応を経て作られるニッケルやマンガ
ンは超新星残骸のごく一部にしか存在せず、その空間分
布や温度によってはＸ線で光りにくくなるためだ。この問題を解決するには、「すざく」よりもさらに高感度で、角度分解能の高い衛星が必要となる。まだずっと先のことになるが、2028 年頃に欧州が打上げを予定している Athena 衛星などがブレイクスルーをもたらすだろう。
将来の研究に期待したい。

（爆発時の電子捕獲）

図２ Ⅰa型超新星における核融合反応の概要。括弧内の数字は、左から陽子数と中性子数を示す。白色矮星は重くなると自己重力により収縮するため、密度が高くなる（図下段）。質量がチャンドラセカー
ル限界に近づくと、星中心付近の密度が 2 x 108 g cm-3 を上回
り、Ⅰa型超新星として爆発する際に電子捕獲が起こる。その結果、
58
Niや 55Co（爆発後 55Mnに崩壊）などの中性子過剰元素が多量に生成される。

変わる。Ia 型超新星から多量の鉄が供給されるのはそのためだ。しかし、親星の質量がチャンドラセカール限界に近い場合に限り、爆発前後での陽子数・中性子数保存がわずかに崩れる。強い自己重力によって白色矮星中心に高密度領域が形成されるため、爆発時に電子捕獲反応（p+ e- → n + νe）が起こり、中性子数が増大するのだ（電子捕獲が起こる密度は 2 x 108 g cm-3 以上）。この効果のため、56Ni に加えて、中性子を過剰に持つニッケル 58（58Ni）
が効率的に作られる。ニッケル 58 は安定核なので、爆発後もそのまま存続する。同様の理由で、マンガン（Mn）
やクロム（Cr）の生成量も、質量の大きい Ia 型超新星ほど多くなる。したがって、これらの元素を多量に含む超新星、あるいはその残骸を発見できれば、親星が真にチャンド
ラセカール限界に達したことの証明となる。
この方法、一見簡単そうに思えるが、実際には多くの困難があった。超新星爆発直後の可視光観測では、ニッケ
ルやマンガンを原理的に検出できない注）。また、そもそもの生成量が少ないため、超新星残骸のＸ線観測でも組成測定が極めて難しかった。
この状況を大きく変えたのが「すざく」である。望遠鏡が持つ大有効面積と、先述した XISの高いエネルギー分解能が相まって、微弱な輝線の検出を得意としていたからだ。そこで筆者は「すざく」がこれまでに観測した超新星残骸のデータをくまなく分析して、謝辞
本記事執筆の機会をいただいたのは、筆者が 2016 年
３月 10 日に第８回宇宙科学奨励賞（宇宙科学振興会）を授与されたことに関連します。同月 22 日には、現所属機関 NASA/GSFC の最高奨励賞に当たる Robert H.
Goddard Honor Award を頂くこともできました。筆者の学生時代から温かくご指導くださった小山勝二先生に深く感謝いたします。また、受賞理由となった研究
は、いずれも「すざく」でしか成し得なかったものです。
XIS の地上試験や初期運用で特にお世話になった中嶋大さん、松本浩典さん、鶴剛さん、林田清さん、そして切磋琢磨し合えた戦友の勝田哲さんに、この場をお借りしてお礼を申し上げます。

0.1

1注）ニッケルについては爆発後１年ほどで見えてくるものの、その全質量まで決めることはできない。

Mn

Ni

20光年

10-4

10-3

0.01

Ｘ線強度

Cr

Fe

5

6
7
8
Ｘ線エネルギー (キロ電子ボルト)

9

図３ 「すざく」が観測したⅠa型超新星残骸『3C 397』のＸ線画像（左）およびスペクトル（右）。XISの優れた感度により、Cr,
Mn, Niの輝線がこの天体から初めて検出された。

ISASニュース

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No.423

3

ISAS

事

情

ASTRO-H（「ひとみ」）の機能喪失の原因究明について
すでに報道されているとおり、2016 年２月 17 日

星が回転していると自己判断した。その結果、その回転に打ち上げた X 線天文衛星 ASTRO-H（「ひとみ」）は、を止めようとする向きにリアクションホイール（RW）

試験観測中であった３月 26 日に衛星からの電波を正常を作動させ、衛星を誤って回転させるという姿勢異常がに受信できず、その後の調査で衛星の機能を喪失したと発生したのがきっかけである。

判断したため、2016 年４月 28 日に復旧運用を断念しました。

2. 姿勢制御系が実施する磁気トルカによる角運動量のアンローディングが姿勢異常のため正常に働かず、RW

異常事態発生の当日に、理事長を長とする対策本部おに角運動量が蓄積し続けた。

よび ISAS 所長を長とする原因究明チームを JAXA 内

3. 姿勢制御系はこの状況を危険と判断し、衛星を安に設置し、背後要因を含めた原因の究明に取り組んでき全な状態とするためにセーフホールドに移行し、スラスました。「衛星」から得られたテレメトリデータの解析、タを噴射したと推定される。その際、姿勢制御系は不適

搭載ソフトウエアを用いたシミュレーション検討、設計

切なスラスタ制御パラメータにより、想定と異なる指示

審査や開発試験のデータ等をもとに調査を進めました。

をスラスタに与え、その結果衛星の回転が加速する作用

その際、宇宙科学研究所のみならず、JAXA 全体の専門を与えた。

家が参加し、開発を担当した関係者および企業からも聞4. 衛星の想定以上の回転運動（数秒に１回転）により、き取り調査等を行い、積極的な協力を得ました。 調査

太陽電池パドルと伸展式光学ベンチなど回転状態で発生

結果は、宇宙開発利用部会（文部科学省

科学技術・学する力に対して構造的に弱い部位が破断し分離したと推

術審議会）において報告し、また X 線天文衛星「ひとみ」

定される。特に太陽電池パドルについては、取付部周辺の異常事象に関する小委員会にてその妥当性が評価されで破損し、両翼とも分離したと考える。

ました。

その後の分析により、異常発生の要因として、設計時調査で明らかになった衛星の機能喪失に至る異常発生におけるシステム全体の安全性が検討不十分であったこ

メカニズムは、以下のとおりです。詳細は下記 JAXA ホーと、運用において、初期運用段階でのリスクを過小評価

ムページに出ています。

し、運用手順書の整備や運用訓練が不十分であったこと、(http://fanfun.jaxa.jp/topics/detail/7243.html)

不適切なパラメータ設定においては、データ入力誤りや

1. 衛星の姿勢変更運用終了後、姿勢推定中に慣性航検証の漏れ等人的ミスを見逃さない仕組みの不備等が挙法装置のバイアスレートが高い値に保持され、実際にはげられます。原因および背後要因を精査し、ニ度とこの衛星が回転していないにもかかわらず、姿勢制御系は衛ようなことが起こらない対策が急務です。 （久保田 孝）

SPICA 国際科学ボードの開催
チームが目指す科学目的を吟味し、SPICA チームの活動に反映して計画をさらに発展させてゆくための JAXAに対する提言をいただくためのものです。特に、日本と欧州の SPICA チームが準備を進めている欧州宇宙機関 ESA Cosmic Vision M5（宇宙科学ミッションの M-Class）提案公募への応募にあたり、SPICA の目指す科学目的、期待される科学成果についての内容を
JAXA の SPICA 国際科学ボート会議で SPICA 計画について説明する計画代表者の芝井広教授。

言が求められます。議長を務めていただいたフランスの

SPICA（Space Infrared Telescope for Cosmology

David Elbaz 博士をはじめ、欧州、米国、日本の 11 名

and Astrophysics）計画は、宇宙が重元素と星間塵にの委員の方が参加され、真摯な議論と評価をいただきま

より多様で豊かな世界になり、生命居住可能な惑星世界した。国際ボード会議は、欧米日の第一線の研究者の方々をもたらした過程を解明することを目的とする次世代のに SPICA 計画についてより理解を深めていただき、真赤外線天文衛星です。2027-2028 年の打上げを目指し、剣な考察をいただくための得がたい機会でもあります。

日本と欧州が共同で開発を進めています。

4

吟味し、これをより明確かつ強力なものとするための助会議では、日本の SPICA チームから、SPICA とそ

５月９日、10 日、JAXA 東京事務所（御茶ノ水）にの観測装置 SMI および SAFARI についての紹介に続い

おいて、JAXA SPICA 国際ボードの第１回会議が開催て、SPICA 計画の核となる科学目的についてのプレゼされました。これは、JAXA 宇宙科学研究所が SPICA

ンテーションが行われ、大変活発な議論が行われました。

計画を推進するにあたり、当該の分野において国際的

国際科学ボード委員からは、多くの建設的な質疑、まに活躍されている指導的な研究者を招へいして SPICA

た、計画をより良くするための批判的な質疑が行われま

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した。国際科学ボードからは、これらの議論に基づいて、を踏まえて、欧州の SPICA チーム研究者とも十分に議JAXA 宇宙科学研究所への提言が行われます。ここには、論を重ねつつ計画提案を練り上げる努力をさらに続けてSPICA チームへの「宿題」が盛り込まれますが、これゆくことが必須です。

（山田 亨）

ERG熱真空試験実施

ERG 衛星の周囲を取り囲む熱入力
模擬のための赤外線パネルを取り付けるところ。

ジオスペース探査衛星

り付けると衛星は鳥籠に入れられたような形態となる）。

ERG は 2016 年度の打試験は５月５日～ 19 日の期間に行われ、プロジェクト、上げに向けて、2015 年

ミッション機器担当、担当メーカ、チェンバー運転メー

10 月から総合試験を進カが一丸となって 24 時間フル稼働で取り組みました。

めており、2016 年４月

いつもはがらんとしたチャンバー制御室が衛星の地上に試験のバトンがシステ系の試験装置や外部電源などで埋まり、チェックアウト

ム熱真空試験に渡りまし

室にはミッション機器担当やサブシステムのみなさんがた。熱真空試験ではシス集結しました。限られた時間中に必要な確認やデータ取テムとして衛星を組み上得を確実に行うために、事前に詳細に検討された試験手げた状態で真空環境に曝順に従って、昼夜問わず継続して試験を行いました。試し、機器が高温・低温環

験は、ERG が打上げから軌道上での運用で経験する各境に曝されても壊れない

モードで行い、それぞれの環境にて電気的な確認や熱平

か、衛星の運用時に使用衡データを取得しました。機器の高温化が危惧されるするコマンドに対して機モードや、バッテリー容量が足りるかを確認するモード

器が正常に動作するか、など、モニタ画面に張り付いてはらはらしながら見守る

事前に予測した温度と計測温度を比較して熱解析モデル

ような試験内容もありましたが、計画した全ての試験をに間違いがないか、許容される温度範囲に納まっている

無事に終えることができました。取得したデータをもとか確認することが目的です。試験は宇宙の真空・低温環に、今後さらに解析や調整を進めていく予定です。

境を模擬することのできる４mΦスペースチェンバーにて打上げに向けてもう少し総合試験が続きます。ジオス

行い、軌道上の太陽光による熱入力は赤外線パネルを用ペースへの打上げに向けて引き続きプロジェクトが一丸いて模擬する方法で実施しました（写真は３段ある赤外となって開発を進めてまいりますので応援をどうぞよろ

線パネルのうちの１段目が取り付けられるところ。３段取

しくお願いいたします。

（柴野 靖子）「ジオスペース衛星ERGにあなたの応援メッセージを載せよう！」キャンペーン報告部をはじめとした多くの方々のご協力の下、当初予定より応募期間を延長して 2 月 25 日から 4 月 25 日までの２カ月間にわたって実施させていただきました。その結果，周知期間が短かったにもかかわらず、国内外より
約 2,400 件にも及ぶ応募をいただきました。ヴァン・
アレン帯という一般の方には必ずしも耳慣れない領域の探査であることから、このキャンペーンを通じて少しでも多くの方に私たちのミッションについて興味を持っていただきたいと思って始めたことですが、逆に数多くの温かい励ましのお言葉を頂戴し、プロジェクトメン
バー一同を大変元気づけていただきました。本当にありがとうございます。いただいたメッセージやお名前はア
ご応募いただいた方々には、ウェブ上に「ERG 探査パスポート」の画像ファイルを表示させていただきました。ダウンロードしてお楽しみいただけたのであれば嬉しい限りです。

ISAS ニュース 3 月号の ISAS 事情の記事中にてご紹介させていただいた「ジオスペース衛星 ERG にあなた

ルミプレートに写真印刷を行い、まもなく衛星のバラン
スウェイトとして搭載する予定です。ERG プロジェク
トでは引き続きフライトモデルの総合試験が続いています。打上げに向けて万全を尽くして準備を進めてまいりますので、今後とも応援いただければ幸いです。
（篠原 育）の応援メッセージを載せよう！」キャンペーンは、広報

ISASニュース

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No.423

5

ISAS

事

情

ちっちゃい水星が太陽の前を通過得られやすいものです。例えば、2012 年６月６日に観測された金星の太陽面通過では、「ひので」の可視光磁場望遠鏡がとらえた精細な画
像は新聞一面に掲載されるなど大きな注目を集めました。惑星の太陽面通過は、太陽・惑星の
大きさやそれらの距離感を学校の生徒さんに肌で感じてもらえることから、教育目的で有効な活用ができます。また、観測装置がもつ解像度
や散乱特性を評価するための較正データとして「ひので」に搭載された X 線望遠鏡がとらえた水星の移動。太陽の東側縁に広がる太陽
コロナの手前に水星がシルエットとして見えている。

価値があります。さらに、惑星大気の診断への応用も考えられます。太陽光が水星周りにある
希薄な大気を通過してくる際に偏光が生じるか５月９日に水星が太陽面を通過していく現象（水星太もしれません。可視光磁場望遠鏡のストークス・ポラリ

陽面通過）が欧米を中心に地上から観察されました。欧メータで精密に取得した偏光プロファイルから水星の大

米の天文台（米国国立太陽天文台やビッグベア天文台な気状態を診断できれば興味深いことです。

ど）や衛星（SDO、IRIS）がとらえた通過の様子がこぞっ

水星は、約 7.5 時間かけてゆっくりと太陽の東縁かてネット上で速報され、欧米では結構な盛り上がりを見ら西側に移動していきました。地球から見た水星は、太せていました。

陽の見かけの大きさに比べて、米粒のようです。この時この現象は、ちょうど日本の夜に起きたために日本での水星の視半径は６秒角ほどであり、太陽の視半径の約はほとんど話題に上りませんでしたが、日本の太陽観測

1/160 しかありません。現在 JAXA は、この水星に探衛星「ひので」がその通過をとらえていました。「ひので」査機を送り込むべく、水星磁気圏探査機（MMO）の準にとっては、打上げ後間もない 2006 年 11 月９日の備を進めています。

観測以来、2 回目となる珍しい機会でした。
水星太陽面通過は稀な現象なので、一般の人の関心が

なお、画像や動画は、「ひので」プロジェクトページ
にて公開されています。

（清水 敏文）「あかり」データプロダクトの公開
天体数が増加し、信頼性・精度も向上しています。他波長のデータと併せて天体の放射エネルギー分布の解析や、新しい性質の天体を見つけるなどの研究が期待されます。近赤外線（波長 2-5 マイク
ロメートル）のデータは地球の大気が邪魔をして観測できない波長の情報も含み、特に分光カタログ
はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠
鏡（2018 年 10 月打上げ予定）
が観測を開始するまで「あかり」「あかり」遠赤外線全天カタログに含まれる約 50 万天体の分布図。天の川（銀河面）が中央水平になるような座標系で示している。青〜赤になるほど、長波長側で明るくなっていることを示している。

6の独壇場です。
「あかり」は 2006 年２月に打赤外線天文衛星「あかり」の観測データが新たに３種

ち上げられ、2011 年 11 月に停波しました。「あかり」

類、世界の天文学研究者に向けて公開されました。今回の観測データを、科学的解析ができるまでに処理・較正

リリースされたのは「遠赤外線全天点源天体カタログするのは、専用のソフトウェアとスキルが必要で、これVer.2」「近赤外線撮像データ」「近赤外線分光カタログ」

がデータ利用に対する高いハードルとなっていました。

の３種類です。

我々は、2013 年度から５年計画で、「あかり」データ

遠 赤 外 線 天 体 カ タ ロ グ は、 波 長 65、90、140、をエキスパートによって処理・較正し、一般研究者が科160 マイクロメートルで観測した約 50 万天体のデー学的解析を行いやすい状態にして公開する作業を進めてタベースで、2010 年３月に公開された初版に比べ、います。

ISASニュース

2016. 6

No.423

今回の公開は、世界中の研究者を対象にしています

た、今後も引き続き他のデータについても公開に向けてが、データの説明文書が完全に整っていないため、随時

処理・較正を行っています。今後も「あかり」データにデータ作成チームからのフォローアップができるように

ご注目ください。

「登録制」としています。今後速やかに解説文書を整備「 あ か り 」Web ペ ー ジ : http://www.ir.isas.jaxa.jp/

し、完全な公開とするべくチームは努力しています。まAKARI/index-j.html（山村 一誠）西村敏充先生を偲ぶ
初めてお目にかかったの日か日本が惑星間飛行に乗り出す時に備えて、先生の存
在を深く心に刻んで、日本に帰りました。

は、1974

後に 1981 年に宇宙科学研究所が東京大学から分離年のことでし独立して設立され、ハレー彗星の探査が計画された時、た。 米 国 の日本に戻っておられた先生を所にお迎えできたことは幸NASA の研究運でした。軌道決定プログラムは ISSOP の名で、富士所群を歴訪し通の協力も得て先生の手により完成し、我が国初の惑星た時のことで間ミッションであるハレー彗星の探査も成功しました。

す。武者修行

近年の「はやぶさ」｢あかつき｣ 等の諸ミッションも先というほどの生のお仕事を下敷きにしています。

ことでもないお酒がお好きでカラオケがお好きで、宇宙研では時間

駆け足の旅で外を十分に楽しまれたのではないでしょうか。体力に優したが、私の最大の目的は、カリフォルニアの JPL（Jet

れた的川（泰宣）君がもっぱらお相手をしました。

Propulsion Laboratory）でした。私は惑星間飛行に

ストックホルムだったでしょうか、当地の酒アクア強い関心を抱いていましたが、当時の日本はようやく初

ビットの度が過ぎて翌日の飛行機を逃されたことがありの人工衛星「おおすみ」を成功させた段階で、惑星間飛ます。我々は安いチケットすなわち変更不可のチケット

行はとても手の届かぬ試みでした。なかんずく、超遠距を利用していたので、随分と高い一杯になったはずです。

離にある探査機の軌道決定は、我々にとって白紙の技術

カラオケについては、歌いながら次の曲を探すというでした。惑星間飛行の総本山というべき JPL を訪ね、特技をお持ちでした。米国滞在時の空白を埋めるかのよ

いろいろと見聞する中で先生とお会いする機会を得たこうにでした。

とは、この旅行での最大の収穫だったと思っています。
何しろ、超遠距離での軌道決定をご専門とされ、NASAの諸計画で実際に役割を果たされた方ですから。いつの内之浦での楽しかった時間を偲びつつ、心からご冥福をお祈りいたします。
（宇宙科学研究所元所長

松尾 弘毅）JA X A相 模 原キャンパス特別公 開 2016
JAXA 相模原キャンパスの特別公開を、
今年は 7 月 29 日（金）・30 日（土）の 2 日間にわたって開催します。
通常の見学では見ることができない施設の公開や、最新の研究内容をわかりやすく紹介します。衛星やロケッ
トの模型展示、工作・実験など子どもから大人まで楽しめるイベントが盛りだくさんです。
日時

2016年7月29日（金）・30日（土）10時00分～16時30分（両日共）

会

場

JAXA相模原キャンパス／相模原市立博物館／東京国立近代美術館フィルムセンター相模原分館／相模原市立共和小学校

交通アクセス・JR淵野辺駅南口より直通の無料送迎バスが運行されます。
（特別公開当日限定）
・当日はたいへんな混雑が予想されます。できるだけ路線バス等をご利用ください。

問い合わせ

JAXA宇宙科学研究所 広報〒252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台3-1-1
TEL：042-759-8008

ISASニュース

2016. 6

No.4237

「流れ星を造る」
日本大学理工学部航空宇宙工学科

阿部 新助 （あべ しんすけ）
的に流れ星を作るアイデアは古く 1940
年頃からある。世界初の人工流星実験は、
1946 年 12 月 17 日に Fritz Zwicky 博士によってドイツ V2 ロケットを使って実施されているが、ロケットが爆発して失敗に終わった。1957 年 10 月 16 日（人類初の人工衛星スプートニク打上げの 12日後）には、同じく V2 ロケットを使って流星アブレーション実験の様子（2014-2015 宇宙研 アーク加熱風洞にて）米国空軍がホワイト・サンズで実験を行い、直径数 cm の３発のアルミニウム球1999 年 11 月 18 日 2 時（UT）、地中海上空 13km。

が埋め込まれた釣鐘型弾薬を高度 87km で爆発させ、秒速１時間に４千個（瞬間最大 200 個 / 分）を超える流星嵐

15km に加速させて人工流星を発生させることに成功してを NASA・米国空軍機（しし座流星群国際航空機観測いる。爆発で生じたデブリの一部は、地球重力圏を超えてミッション「Leonid MAC（Multi-Instrument Aircraft

太陽の周りを回る軌道に入ったため、人類初の深宇宙人工Campaign）」）の観測窓から茫然自失の状態で眺めていた。

物体にもなった。その後、1960年代にはNASAラングレー

当時、総研大（国立天文台）の博士課程の学生だった私は、研究所が、観測ロケットとキックモーターを使った人工流

天体分光学の手法を用いて流星や流星痕（流星発生後に長星実験を何度も行っている。1-2cm ほどの金属弾丸を弾

時間残るプラズマ雲）の分光観測に挑んで博士号を取得し

道飛行と多段ステージで秒速 11-12km まで加速して地球た。その後、宇宙研のポスドクとして、小惑星サンプルリ

大気圏に再突入させ、0 等級の流星を発生させている。

ターン探査機「はやぶさ（MUSES-C）」搭載の近赤外線

現在、我々の研究グループでは、隕石や、各種パラメー

分光器開発に携わった。M-V ロケット５号機での打上げタをコントロールして造った流星源を使った流星アブレーを内之浦から見送った後、小惑星イトカワ到着までの２年ション※実験を、宇宙研の惑星大気突入環境模擬装置（アー間は、流星研究の拠点であるチェコ共和国プラハ郊外のオ

ク加熱風洞）を用いて実施している。昨今問題視されていンドジェヨフ天文台にて、チェコビールと音楽を嗜みながる「スペースデブリ」の数を減らすデブリ除去技術では、

ら流星三昧の日々を過ごした。

デブリの軌道を変更させ、地球大気圏に再突入させて流星2006 年１月、NASA 観測航空機からスターダスト地

アブレーションで運動エネルギーを光や熱エネルギーに変球帰還カプセルの人工流星観測を成功させ、2010 年６月

換し消滅させる手段が、コスト面でも最も効率が良いとさには、７年間の旅を終え地球に帰還した「はやぶさ」の地れている。
（株）ALE（http://www.star-ale.com）が計画

球大気圏再突入を豪州ウーメラ砂漠の地の果てで、「はやしている低軌道からの「人工流れ星プロジェクト」は、デぶさーーお・か・え・りー」の雄叫びとともに迎えた。はブリ除去や、大気圏再突入を行う上での突入パラメータ決

やぶさ地球帰還カプセルは、地球周回軌道に入らずに惑星

定のリファレンスなどにも応用されることが期待される。

間軌道から直接大気圏へ再突入するため、超高速で地球

そもそも地球には、毎日100 〜 300トンの地球外物質

大気圏に再突入する。しかし、天然の流星の対地速度 ( 秒が降り注いでいる。そのほとんどは、太陽系内の彗星や小速 12 〜 72km) と比較した場合は極めて遅く、小惑星起

惑星からやってくるマイクロメートル〜センチメートルサ

源の隕石火球の速度に相当する。流星、隕石火球や宇宙往イズの流星物質（メテオロイド）である。アミノ酸などを含還機は、大気との高速衝突による空力加熱により高温状態

んだ有機物メテオロイドが地球に生命起源物質をもたらしとなり発光するが、物理化学的な発光状態については完全た可能性についても、人工流れ星実験を通して検証できたに理解されていない。つまり、材質、形状、突入速度・角ら面白いと考えている。流星嵐を目撃しながら願い事を言度などが既知の人工物による流星発光を精度良く観測すうのを忘れたリベンジは、人工流れ星の実現で果たしたい！

ることによって、発光物理の理解が深まる。そもそも人工※加熱で高温になった固体表面が溶けて爆発的に剥ぎ取られる現象。

ISASニュース No.423 2016年6月号

ISSN 0285-2861

行／国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機構
発行責任者／宇宙科学広報・普及主幹 稲谷 芳文
発編集責任者／ ISAS ニュース編集委員長

宇宙科学研究所

山村 一誠〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1 TEL: 042-759-8008
本ニュースは、
インターネット（http://www.isas.jaxa.jp/）
でもご覧になれます。
デザイン制作協力／株式会社アドマス

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ISASニュース

2016. 6

No.423編 集 後 記ノーベル賞を受賞された梶田先生のセミナーが宇宙研で先日開催された。若いころに１年以上かけて観測データを詳しく見て考えたことが成果につながったとのこと。衛星からのデータをじっくり見る時間を見つけたい。
（清水 敏文）＊本誌は再生紙（古 70％）、
植 物 油 イン キ を 使 用しています。