ISSN 0285-2861

ニュース

JAXA宇宙科学研究所

2016

9

No.426
人類初の重力波イベント
GW150914のMAXIによるX線上限値の観測
人類初の重力波が 2015 年９月
14 日 9:50:45 UT に検出された。
図は赤道座標で描かれたＸ線強度
図で、重力波の発生方向は水色や緑の線で囲まれた内側の領域である。２種類の異なる方法で 90%
信頼度で推定された。重力波発生の瞬間には、MAXI は放射線帯にあり観測していなかった。４分後から観測を開始し、30 分後までにほぼスキャンを終えた。このス
キャンにおいても、また前後１カ月においても、有意な新天体は発見されなかった。扇形の黒い領域は、
太陽近辺や放射線帯のため MAXIが観測できなかった領域である。

宇 宙 科 学 最 前 線

ライトバード（LiteBIRD）でビッグバン以前の宇宙を探る
はじめに
宇宙誕生の瞬間とは？ 宇宙創生を支配する物理学の根本法則とは？ これらの問いに答えることは科学のグランドチャレンジ（最も重要かつ壮大な挑戦）です。と同時に、科学を超えたセンス・オブ・ワンダー（感動をともなう不思議な感覚）を喚起する研究テーマです！
なんと言っても、私たち人間を含めた「すべての存在の始まり」ですから、凄いと思いませんか？ 締め切り過ぎたこの原稿（編集の方スミマセン）を書いている夜のしじまに、遥かな始まりの瞬間にじっと思いを馳せていると、私の心はセンス・オブ・ワンダーで満たされていきます。と同時に、「科学者の原動力は、理ではなく情だよなあ」とつぶやいてみたりするのです。
宇宙は熱い火の玉状態からビッグバンと呼ばれる爆発的な膨張で始まったと言われます。 ビッグバンを「とにかく宇宙の始まりの瞬間」と定義してしまうと、論理的にその前はないことになってしまいそうです。でも、熱い火の玉宇宙があって、それがビッグバンを起こした、という定義だったら、その前、があっても良い気がしてきませんか？ 表題の「ビッグバン以前の宇宙」は、
この「熱い火の玉状態以前の宇宙」という意味でつけたのです。

高エネルギー加速器研究機構（KEK）素粒子原子核研究所（兼）東京大学カブリ数物連携宇宙研究機構

羽澄 昌史 （はずみ まさし）

実は、観測技術の進歩のおかげで、今や人類は「熱い火の玉状態以前の宇宙」を観測できそうなのです。いく
つかのやり方が提案されていますが、最も有望（だから世界的な研究競争状態）な方法が、宇宙マイクロ波背景
放 射（Cosmic Microwave Background、 以 下 CMB） の偏光測定です。CMB は全天から降り注ぐ宇宙最古の電磁波で、周波数は、およそ 160GHz（波長２mm 程度）を中心としています。 LiteBIRD は、CMB 偏光を宇宙空間でとことん観測する現在提案中の衛星計画です。

宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とビッグバン宇宙論
CMB は、1964 年（論文掲載は 1965 年）にアーノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンにより発見されました。２人はその業績で 1978 年ノーベル物理学賞を受賞
しています。
宇宙はビッグバンのあと膨張しながら冷えていきました。誕生から約 38 万年たった頃の宇宙では、電子と陽子がバラバラに存在していた状態から、お互いがくっつ
いて水素原子になるという大きな変化が起きます。それまで電子や陽子としょっちゅう衝突していた電磁波は、

ISASニュース

2016. 9No.4261電磁波には、波長（色）、強度（明るさ）、偏光（振動の方向）の３要素があります。プランク衛星後の CMB 研究のフロンティアはまだ精密に観測されていない偏光の観測に移りつつあります。
CMB 偏光の観測により、熱いビッグバ
ン以前の宇宙を探れるからです。それがどんな宇宙だったか、人類はまだ正解を知りませんが、最も有力な仮説がインフレーション宇宙仮説です。

インフレーション宇宙仮説
インフレーション宇宙仮説は 1980
年代初頭に提案されました。我が国の佐藤勝彦先生も提案者の一人です。基
本的アイディアは実に簡単で、宇宙は、
図１ プランク衛星による CMB の温度ゆらぎの観測結果。横軸はゆらぎのサイズ、縦軸はゆらぎの強度を表す。実線は、標準宇宙理論によるフィット結果を示す。図中の下側は観測
熱い火の玉状態になる前に急激な加速
結果とフィット結果の差を示している。
膨張を起こした、というのです。このたった一つの仮定で、素朴なビッグバ
以後自由に宇宙空間を伝わることになります。これが「宇ン宇宙論におけるいくつもの問題を一網打尽に解決して
宙の晴れ上がり」です。この自由に伝わり宇宙に満ちしまうので、現在最有力の仮説なのです。これまでの観た電磁波が CMB です。晴れ上がりの CMB の温度は約
測結果も、すべてインフレーション宇宙仮説をサポート
3000K でした（以下、温度はすべて絶対温度（Ｋ）でしています。
表します）。一方、CMB の現在の温度は約 2.7K だとわかっ
こう書くと、インフレーション宇宙仮説が正解でいいています。低くなったのは宇宙膨張とともに CMB の波のでは、と思われるかもしれませんが、事はそう単純で長が伸びたからです（電磁波の波長が長くなれば、そのはありません。人類が現在手にしている物理学の標準理温度は低くなります）。このことから、CMB の存在その論（最も基本的な法則を集めたもの）と矛盾するのです。
ものが、ビッグバンの重要な証拠とされています。
宇宙の森羅万象は、すべて物理法則どおりに動いていま1989 年には米国の COBE 衛星が地球周回軌道での観す。問題は、標準理論では宇宙の加速膨張は起こせない測を開始しました。CMB 精密観測時代の幕開けです。
（減速膨張しかしない）ということなのです。
COBE 衛星の功績により、2006 年のノーベル物理学賞
じゃあインフレーション宇宙仮説はダメなの、というはジョン・マザーとジョージ・スムートに与えられました。
と、そうではないのです。ここが面白いところです。
その後、2001 年には角度分解能で COBE 衛星をしのぐ物理学研究は、将棋のルールを知らない人が、対局を横WMAP 衛星が太陽・地球のラグランジュ点の一つ（L2）で眺めるだけでルールを突き止めるようなものです（こで観測を開始し、さらに 2009 年にはヨーロッパが主導のやり方で完全なルールブックを突き止めるのは、骨がして、WMAP 衛星の感度と角度分解能を上回るプランク
折れることでしょう）。現在の標準理論は、未完成なも衛星が打ち上げられました。これらの観測によって、宇のなのです。私を含む多くの物理学者は、宇宙のルール
宙の年齢が約 138 億年であることや、宇宙はまだ人類が解明できていない謎のエ
ネルギーに満ちていることなど、我々の宇宙の驚くべき姿がわかってきたのです。
2015 年に発表されたプランク衛星の観測結果を図１に示します。実線が理論
予想、点が観測結果（棒は誤差）を示します。CMB の温度を全天にわたり精密に観測し、どれほどのムラ（「ゆらぎ」と表現します）があるかを解析（スペクトル解析と言います）した結果で、横軸がゆらぎのサイズ、縦軸がゆらぎの強度を表します。たとえ図の意味を知らなくとも、理論と観測がとてもよく合っていることがわかりますよね。まさに精密宇宙論と呼ぶにふさわしい結果です。これは驚くべきことだと思います。100 億年以上離れた昔のことが正確にわかってしまうの
図２ CMB B モード観測の現状。横軸・縦軸は図１に同じ。丸は中央値、三角は上限値を表す。
ですから。
（作図はカリフォルニア大学バークレー校の茅根裕司氏による）

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宇 宙 科 学 最前線
ブックには未知の物理学根本法則が書いてあり、それはインフレーション宇宙も作れ
るし、現在の標準理論も導けるはずと思っています。すでに物理学根本法則の提案はいくつかあって、観測によるテストを待っています。代表的な例としては超弦理論があり、世界は４次元を超えた高次元でできているとか、万物の根源は素粒子ではなく、ひも状の何かであるという、大胆な予想をしています。

CMB 偏光による原始重力波観測
では、どんな観測をすれば、インフレー
ション宇宙仮説の決定的な検証ができるでしょうか？ 答えは「原始重力波」です。
インフレーション宇宙仮説の最も重要な予言は、原始重力波の生成です。重力波と図３ LiteBIRD 衛星の概要
は、時空のゆがみが波として伝わる現象です。インフレーションの加速膨張は重力波
国立天文台、カリフォルニア大学バークレー校、マックを生みます。天体の運動で生まれる普通の重力波と区別
スプランク宇宙物理学研究所などから総勢 130 名以上のして、これを原始重力波と呼びます。原始重力波の検出
研究者が LiteBIRD ワーキンググループに参加し、2020
なくしてインフレーション仮説を証明することはできな
年代半ばの打上げを目指して概念設計に従事していまいので極めて重要です。
す。CMB 観測を手掛けている研究者以外にも、Ｘ線天CMB 偏光を使った原始重力波の検出方法を説明しま
文学や赤外線天文学の研究者などが参加しています。
しょう。原始重力波はインフレーション宇宙で生まれた
図３に LiteBIRD 衛星の概要を示します。搭載される主後、晴れ上がりの時にも宇宙空間を満たしており、CMB
な装置は、１）観測の系統誤差を減らすために CMB 偏
偏光の分布に特殊な渦巻きパターン（「Ｂモード」とい光を変調する回転半波長板、２）およそ４K に冷却したう名前がついています）を刻印したと予想されています。
直径約 80cm 程度の主鏡と一枚の副鏡を持つ反射型望遠
これを検出すれば、インフレーションの動かぬ証拠です。
鏡、３）100mK の熱浴温度で動作する多色超伝導検出
人の指紋を検出するのと似たような感じです。
器アレイ、４）ジュール・トムソン冷凍機とスターリン
現在、原始重力波の発見を目指した CMB 偏光観測のグ冷凍機で構成される予冷系、５）断熱消磁冷凍機およ世界的競争が行われていて、群雄割拠の状態です。地上びバスシステムからなります。WMAP やプランク衛星との望遠鏡や気球を使ったプロジェクトが進行中もしくは同様、地球から 150 万 km 離れた太陽・地球のラグラン準備中です。我が国の研究者も高エネルギー加速器研
ジュ点の一つ（L2）で３年間の観測を行うことを検討し究機構（KEK）の CMB グループを中心にチリ・アタカています。歳差運動するコマのような運動をすることに
マ高地での POLARBEAR プロジェクトなどで活躍してより、まんべんなく全天をスキャンする方式を考えていいます。これまでの探索結果を図２に示します。図１はます。超伝導検出器アレイによって、およそ 40GHz かCMB の温度のゆらぎをスペクトル解析した結果でした
ら 400GHz までを 15 バンドに分けて観測する予定です。
が、図２はＢモードのゆらぎをスペクトル解析した結果
標語的には「ナノケルビンのでこぼこを見る究極の観測です。たくさんデータがあります（丸は中央値、三角は装置」となります。全般に、地上観測で使い込んでいる上限値）が、要するに、横軸の値が小さいところで見え技術の延長としての検出器システムに、これまでの JAXA
るはずの原始重力波の信号はまだ見えていない、というの科学ミッションで実績のある冷凍機や衛星バスのコンことです。ゆらぎの強度の上限だけが得られています。
ポーネントを使って、高い実現性をもたせる計画です。
原始重力波を発見するには、これまでより少なくとも10 倍以上の感度で観測を実行しないといけません。
おわりに決定的な観測をするには大気の影響を受けず全天をカCMB の観測はこれまで二度のノーベル物理学賞に輝バーする究極の測定が必要になります。つまり衛星計画
いていますが、原始重力波の発見は、それを超えた大成です。我が国では 2008 年ごろにすでにこうした流れを果になると言われています（なんと言っても、ビッグバ
読んで、世界に先駆けて比較的小型の衛星を打ち上げる
ン以前の宇宙からの信号です！）。衛星による精密観測
検討を KEK の CMB グループが中心となって開始しましは、発見だけでなく、超弦理論などの物理学根本法則のた。これがライトバード（LiteBIRD）衛星計画です。
候補をテストするという役割も担います。決して簡単
ライトバード（LiteBIRD）衛星計画
ではない実験プロジェクトですが、少しでも感度を上げて、ぜひ「全ての始まり」という大いなるセンス・オブ・
LiteBIRD 計画は、2015 年２月に JAXA 宇宙科学研究
ワンダーを喚起する問題に迫っていきたいと考えていま所へ正式提案を行い、初期の審査を通過したところです。
す。ご期待ください！
現在、KEK、東京大学カブリ IPMU、JAXA、岡山大学、

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ISAS

事

情

ERG総合試験終盤戦です。また、衛星開発も最終盤を迎え、衛星の追跡管制隊が正式に編成され、衛星運用の準備も急ピッチで進ん で い ま す。
残された試験
メッセージプレートを ERG 衛星に搭載した際の写真

質量特性試験中の ERG 衛星

や衛星運用準備を確実にこ今年２月に始まった ERG 衛星のフライトモデルのなして、無事に観測運用に入れるよう、手綱を緩める

総合試験は、３月の振動試験、５月の熱真空試験、６

ことなく頑張って参ります。どうぞ引き続き ERG プロ

から７月にかけての EMC 試験、７月の最終電気試験、

ジェクトへのご支援・ご協力をよろしくお願い申しあ

８月前半の質量特性試験と紆余曲折を経ながらも約半げます。

年間の試験工程をなんとか乗り越えてきました。試験

左の写真はこの春に皆さんからご応募いただいたメッ

項目としては、残すところ８月 22 日からの運用模擬

セージを衛星に搭載した時の写真です。お預かりした試験のみとなりました。この試験を無事に完了し、９メッセージはしっかりと衛星に搭載されました。右の写

月の開発完了審査会にて開発完了のお墨付きがいただ

真は質量特性試験の風景です。ERG 衛星はスピン衛星

ければ、いよいよ内之浦へ向けて出発となります。運ですが、この写真はスピン軸と垂直な軸に対して回転さ用模擬試験は、打上げから初期運用までの実際の手順せている実際には起こらない一コマです。珍しい風景な確認を行うなど、打上げに向けて緊張感が高まる試験

のでご紹介します。

（篠原 育）

強化型イプシロンの開発状況に更新し、大型化・高性能化・低コスト化を図っているのが特徴です（燃焼試験の様子については ISAS ニュー
ス 419 号参照）。これにより打上げ能力やペイロード
スペースが強化され、今後想定される本格的な小型衛星需要にストレスなく対応する態勢が整うことになります（打上げ能力は試験機に比べて約 30% 向上）。
輸送系技術の発展という意味でも、強化型イプシロンは重要です。強化型開発で挑戦している高性能・低コスト化技術は輸送系の未来を牽引するトップバッターとして期待されており、H3 ロケット開発にも応用される予定です。一方、H3 開発により製品として完成する新サイドブースタ（SRB-3）などは将来のイプシロンにも活用していく計画です。これを H3 とのシナジー開発とダイナミックバランス試験中のイプシロン第２段機器搭載構造（相模原）

私たちは、イプシロンロケットの発展プログラムの一環として強化型イプシロンの開発を進めています。イプ

4

呼び、関連する作業がすでに始まろうとしています。こうして輸送系開発全体が我が国の総合力となってきたことは、今後の宇宙科学の進歩や宇宙利用の活性化のためにとても大きいと言えるでしょう。

シロン開発のコンセプトは、高性能でコンパクトなロ

強化型イプシロンは、イプシロン２号機としてジオス

ケットデザインにより宇宙への敷居を下げることにあり

ペース衛星 ERG を搭載、2016 年度中に打上げの予定

ます（ISAS ニュース 417 号参照）。ご存じのように、です。今月の初めに開発は無事完了し、総点検も終わっ

試験機開発では、自動・自律点検やモバイル管制など、て、現在すでに内之浦での打上げ準備作業が始まっていロケットを打ち上げる仕組みの改革を実現しました。一

ます。強化型になって、イプシロンの身長も約２ｍ伸び方、今回の強化型開発の一番大きなポイントはロケットました。成長するイプシロンを引き続き応援いただけれ本体の革新にあります。特に、第 2 段ステージを全面的ば幸いです。

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2016. 9No.426（森田 泰弘）

はやぶさが持ち帰った小惑星
イトカワ試料分析の最新成果

ミニ特集

これまで 500 粒以上の小惑星イトカワ試料が回収され、世界中の研究者による試料分析を通して太陽系小天体の歴史が明らかになりました。その最新成果について、ミニ特集として４人の方に紹介していただきます。

酸素同位体比分析から探る
小惑星イトカワの進化過程
東北大学大学院理学研究科

助教

中嶋 大輔 （なかしま だいすけ）

サイズに異なる樹脂円盤に合わせたインジウム量の調整、高低差や隙間のないマウントの作成は非常に困難でした。
SIMS 分析した 7 つのイトカワ試料（図２）の酸素同位体比データは

酸 素 は、 地 球 や 小 惑 星 な ど 岩 石て同位体ごとに分離されることを利

いずれも普通コンドライトの領域に質の天体の重量のうち約半分を占用し、同位体比を測定する分析機器

プロットされました（図３）。すなわ

め る 主 要 元 素 で す。 そ の 同 位 体 比です。イトカワ試料のような微粒子

ちイトカワ試料は小惑星物質であり、（ 0/ 0、 0/ 0）は、隕石種とそ（直径 10 ～ 100µm 程度）の酸素同

普通コンドライトと（イトカワを含の構成物質ごとに異なる値を取るた

位体比を得るには、SIMS 分析が唯む）Ｓ型小惑星は親子関係にあるとめ、未知の地球外試料の起源を同定

一の方法です。実際、イトカワ試料言えます。以上のことは、先行研究することに用いられます。さらに、の初期分析でも SIMS による酸素同と整合的です。一方、４種の鉱物間異なる鉱物間で酸素同位体の交換が位体比分析は行われ、地球に飛来す

での同位体分別から推定される熱変起き、その平衡状態での酸素同位体

る隕石で最も主要な普通コンドライ

成温度は、Ca 輝石 - 斜長石間で約比の差が温度に依存することを利用

トの酸素同位体比と類似すると報告

800℃、橄 欖 石 -Mg-Fe 輝石間でおして天体内部の温度を推定する、酸されています。

およそ 1400℃となり、大きく異な

18

16

17

16

かん らん

素同位体温度計は地球・宇宙科学の

我々 SIMS ラボは、初期分析結果

ります。1400℃は斜長石の融点を分野で広く適用されています。探査の検証と未分析の鉱物種（Ca 輝石）

超えるため、現実的な数字ではあり

機「はやぶさ」が持ち帰ったイトカの分析を目的に、イトカワ試料の第ません。Ca 輝石を含む 4 種の鉱物

ワ試料が真に小惑星物質であるか？

一回国際研究公募に研究提案を提出

間での酸素同位体比は平衡状態でな

小惑星イトカワの母天体小惑星はどし、採択されました。冒頭で述べた

いと言えます。これは橄欖石中の酸のような熱史をたどったか？ を知る

二つの問いに答えられるだけの十分

素の拡散速度が遅いため、酸素同位

うえで、酸素同位体比は強力な指標な精度が得られることは、普通コン体比が平衡に達する前に熱変成が終になります。本稿では、イトカワ試

ドライトの SIMS 分析結果から実証了したためと考えられます。つまり、料の酸素同位体比分析とその成果に済みだったので、残る課題は試料のこれらの物質は 800℃程度かそれ以ついて紹介します。

加工成型でした。初期分析で調べら上の温度にはなったが比較的短い期

イトカワ試料の分析を行った当時、私れたイトカワ試料は、６㎜樹脂円盤間であったことを物語っています。

はポスドクとしてウィスコンシン大学にに包埋され、研磨された状態でした。

どの程度の時間であるかを明らかに在籍していました。同大学には二次イ

一方、SIMS 分析で正確な値を得る

することは困難ですが、同じような

オン質量分析計（SIMS; Secondaryには直径 25㎜の平滑面を用意する必結果が同様の隕石の分析結果から得Ion Mass Spectrometer） の 最 新要があります。そこで、６㎜樹脂円られており、イトカワだけが経験し型 機 Cameca IMS-1280 が あ り、盤を柔らかい金属であるインジウムた特殊な歴史ではなく、これらの隕これを用いた地球外試料の同位体比の中に押し込むことで、上記の要求

石が普遍的に経験した可能性を示唆分析が私の仕事でした。SIMS とは、を満たし、なおかつ、分析後に 6㎜しています。

直 径 10µm 程 度 の セ シ ウ ム イ オ ン

樹脂円盤を取り出して次の分析へ引

ビームの照射により試料から叩き出き継ぐことが可能なインジウムマウ

された二次イオンが磁場中を通過す

ント（図１）を考案し、研究提案にる過程で質量 / 電荷比の違いによっ

書きました。ですが、微妙に形状や

図２
図１

SIMS ホルダーに装填されたインジウム
マウント

SIMS 分析後のイトカワ粒子の電子顕微鏡像。SIMS 分析孔横の数字は、スポットナンバー。

図３ イトカワ試料の三酸素同位体図。δ 18O とδ 17O は、それぞれ試料の 18O/16O 比と17
O/16O 比の標準海水の値からのずれを千 分率で 表したもの。H、L、LL の直 線
は普 通コンドライトのサブグループがプロットされる直線。ECL は、Equilibrated
Chondrite（平衡コンドライト）Line の略（Clayton et al. 1991 GCA）。
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2016. 9No.4265

天体の温度進化から探る
小惑星イトカワの昔の姿
国立天文台理論研究部 専門研究職員度を示していて、右にいくほど時間が進み、下から上にいくほど天体中心から表面に近づいていきます。この計算
結果では天体の中心付近はイトカワ微

脇田 茂 （わきた しげる）

粒子の観察事実（800℃以上を経験し、760 万年後にも 700℃以上）を満た

2010 年 6 月に小惑星探査機「はか？ ここでも放射性同位体元素の出しています。条件を変えてたくさんのやぶさ」が小惑星イトカワの微粒子を番となります。放射性同位体元素は数値計算を行った結果から、微粒子の地球へ持ち帰りました。サンプルカプ

ある時間経つと別の元素に変わりま

観察結果を満たすような天体の姿が明セルの中には、わずか 100 µ ｍ（おす。その際に放出されるエネルギー

らかになりました。それは、現在の小およそ髪の毛の太さ）ほどの大きさの（崩壊熱と呼ばれます）で小惑星を

惑星イトカワの大きさよりはるかに大微粒子が数多く含まれていました。イ

温める、と考えられています。過去

きい、半径 20km 以上の天体である

トカワの表面物質である微粒子は全に行われた研究でもよく使用されてことがわかりました。さらに、そのよ

世界の研究者たちに配布されており、きたアルミニウムを我々の研究でもうな大きさの天体は太陽系ができてか彼らが行っている分析によって多くの熱源の候補として採用しました。質ら約 200 万年後に形成されたことま事実が明らかになってきています。し量数 26 のアルミニウムは半減期 72

でわかりました。元になった天体から

かし、分析だけではわからないイトカ

万年でマグネシウムに変わります。

現在のイトカワになるまでの歴史を図

ワの姿もあるのです。ここでは、「はイトカワ微粒子に成分が近い隕石は2 に示します。残念ながら今回の研究やぶさ」サンプルの初期分析によって岩石のみから構成されている未分化では、今のサイズになるような衝突が得られた結果と、数値計算から明らかの天体から来たと考えられています。

いつ起こったかまでは明らかになりまになった小惑星イトカワの昔の姿を紹分化とは内部が高温になってから地せんでした。今も行われている微粒子介します。

球のようにコアとマントルなどに分の分析結果から衝突イベントが起きた

イトカワの微粒子とはどういうも離することで、逆に未分化とは分離タイミングも明らかになるかもしれまのでしょうか？ 微粒子を構成する鉱していない状態のことです。計算でせん。新しい分析結果の便りが届くの物に含まれる鉄やマグネシウムなど用いた天体もそのような未分化の岩を楽しみにしています。

の元素分析によって、地球の鉱物と石天体だと仮定しました。また、元最後に、ここで紹介した研究に一は異なっていて地球外物質である隕になった天体は球対称であると仮定

緒に取り組んだ共同研究者の方々と石と似た組成を持つことが明らかにして、その大きさやその形成時期を

執筆の機会を与えてくれた宇宙科学

なりました。主に南極や砂漠で回収変えて多数の数値計算を行いました。

研究所の方々に感謝します。

されている隕石は、元々小惑星から

マグカップの中にあるコー

飛来したと考えられてきました。こ

ヒーとお風呂にためたお湯がのことが微粒子の分析によっても確

冷める時間の差を想像してくかめられたことになります。さらにださい。それと同じように、詳細な分析から、イトカワ微粒子が小さい天体ほど温まったとし

800℃以上を一度は経験したことがてもすぐに冷えてしまいます

示唆されます。また、鉱物中の同位が、大きい天体ほど冷えにく

体分析により、その鉱物が形成されくなります。一方、熱源であた年代を調べたところ、太陽系がでるアルミニウムは崩壊して別きてから 760 万年後にイトカワ微粒の元素になってしまうために子が 700℃以上の環境にさらされた

時間がたつにつれてだんだんことがわかりました。

減っていきます。このことはこうして、イトカワ微粒子を分析す

形成時期が早い天体ほど熱源ることで温度に関する事実が明らかにであるアルミニウムがたくさなりました。一方、現在の小惑星イトんあるために温めやすいのでカワの大きさは 200 〜 500m と現在

すが、逆に形成時期が遅い天発見されている小惑星の中でも小さい

体ほど熱源が少なくなってし方です。こんな小ささで 800℃まで

まって温めにくくなっていく

内部が温まることができるのでしょう

ことになります。

か？ この質問に答えるためには数値計算を行う必要があります。
お湯を沸かすにはポットやガスコ

6ができてから約 200 万年後に形成された半径 30km の天体の、中心から表面の温度進化

ンジを使います。小惑星のような天を図１に示します。赤い部分が体を温めるには何を使うのでしょう

高い温度、青い部分が低い温2016. 9No.426半径 30km を想定した天体内部での温度進化の計算結果計算の一例として、太陽系

ンロ、冷凍食品を温めるには電子レ

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図１

図２ 「小惑星イトカワが辿ってきた歴史」

Ar/39Ar年代測定から探る
イトカワの生成時期
40

Kingsborough Community College, Assistant Professor
Rutgers University, Visiting Scholar
American Museum of Natural History, Research Associate

朴 芝鮮（ぱく じそん、Jisun  Park）

れず、その後のインパクトで母天体が壊れてイトカワが Rubble pile 状
天 体 と な っ た。 こ の 場 合、 イ ト カ
ワは 14 億年より若くなる。シナリ
オ２：約 14 億年前のインパクトでイ ト カ ワ 母 天 体 が 壊 れ て、 す ぐ に
Rubble pile 状イトカワ天体が形成された。小惑星の力学モデル計算に

はやぶさ探査機は小惑星 25143

これはイトカワの母天体が、地球によれば、このような天体はインパク

イトカワから LL 4-6 コンドライト

飛来している普通の LL コンドライ

ト後１日程度で作られる。シナリオ（石質隕石のうち、コンドルールといトと異なり、形成年代が若い LL コ

３：イトカワができた後に起こった

う球粒状構造を持ち比較的金属鉄のンドライトである可能性を示していイ ン パ ク ト に よ っ て、Rubble pile

量が少ない種類の隕石）に似た極小ます。（２）「はやぶさ」によるとイ中の粒子の Ar-clock がリセットさの粒子を 2000 個以上持って帰って

トカワは Rubble Pile（母天体が衝れたが、Rubble pile は壊れなかっきました。その中の三つの粒子につ突によって破壊されたのち、再度集た。しかし、現在のイトカワの空隙

いてアルゴン（Ar）同位体を用いた積したもの）状の天体です。約 14率が 40％に達していることを考える

Ar/ Ar（以後 Ar/Ar）年代測定 *億年の Ar/Ar 年代はこの大規模インと、Ar-clock の リ セ ッ ト を 起 こ すを、アメリカの Rutgers 大学にあるパクトが起こった時代を示しており、程度のインパクトであったら、イト

希ガスラボで行いました。得られた

イトカワはその後に破片が集積した

カワ自体が壊れる可能性の方が高い。

イトカワ粒子の年代は約 13.5 億年天体であると考えられます。これはシナリオ４：イトカワの上に、イト± 2.5 億年（図１）を示しています。

太陽系での Rubble pile 天体の生成

カワとは関係のない約 14 億年の年

この結果は、小惑星イトカワを構成が 46 億年前の太陽系形成以来、32代を持つ他の LL コンドライト物質する粒子から約 14 億年前になんら億年以上続いてきたことを意味してが捕獲されていて、偶然にも「はやかのインパクトによる加熱で Ar がい ま す。（ ３）Ar/Ar 年 代 測 定 は 段ぶさ」が持ち帰った。このシナリオ

完全に脱ガスされたことを示してい

階加熱測定が必要なので、ある程度は可能性としてはほとんどありえます。

の試料量が必要です。今回の測定は

ない。

40

39

これは Apollo 時代に月から持ち２µg という微量の試料について得ら

結果としては、我々は２あるいは帰られた試料以来、月以外のサンプれた結果であり、今後のサンプルリ

１がイトカワ生成のシナリオと考え

ルリターン物質の初めての放射性年ターン探査（「はやぶさ２」、OSIRISています。もちろん、さらに多くの代 の 報 告 で す。 特 に、 こ の Ar/Ar

REx 等）で得られるマイクログラム

イトカワ粒子の年代測定が必要です

年代測定は、重量が２µg（１µg はサイズの試料に対しても、Rutgers

が、我々の得た Ar/Ar 年代測定の結100 万分の１g）という極小量の試

大学では正確なデータを得ることが果はクレーターカウンティングから料について得られた結果であり、次できることを示しています。

の年齢 0.75-10 億年とも矛盾しての三つの理由で重要な意味がありまもしインパクトが原因でイトカワ粒

いません。最近オーストラリアのグす。（１）イトカワの粒子は化学的お子の Ar-clock が完全にリセット **ループが別の二つの試料について、よび鉱物学的に LL コンドライトとされているとしたら、Ar/Ar 年代か

38-46 億年と 23 億年という、我々似ています。しかし、我々が報告しらイトカワの４つの進化シナリオがが得た 14 億年より古い Ar/Ar 年代

た Ar/Ar 年 代 は 約 14 億 年 で あ り、

考えられます（図２）。シナリオ１：を報告しています。このような結果

多くの LL コンドライトの年代（75％

イトカワの母天体に約 14 億年前にも踏まえて、イトカワ Rubble Pile

以上の LL コンドライトは 30 億年インパクトが起こって Ar-clock はの生成シナリオについて今後より深以上）と比べて著しく若いことです。

リセットされたが、母天体は破壊さ

い議論がなされるでしょう。
* Ar/Ar 年 代 測 定 は、岩 石・鉱 物 の中に含 まれるカリウム（K）の 同 位体である 39 K の 一 部を中 性子照 射によって変換した 39 Ar と、40 K からの 放 射 壊 変 起 源 の 40 Ar の 量 を 質
量 分析 法 で 測 定し、39 Ar から 推 定
した K 量と 40 Ar 量の比に基づいて鉱物の年代を求める方法です。

図２
図１

Ar/Ar 年代から見たイトカワの４つの進化シナリオ。

**Ar は揮発性の高い元素なので、衝突 な どの 加 熱 が 生じやす い イベ ン
トにより岩 石の 中 などの 閉 鎖 系 から抜けやすい性質があります。Arclock のリセットとは、閉鎖系から
Ar が 抜 け て、放 射 壊 変 起 源 の Ar
がゼロになって、年代測定のカウン
トがリセットされることです。

イトカワサンプルの段階加熱 40 Ar/39 Ar 年代スペクトラム。試料加
熱 用レーザー出力を段 階的に増 加（1W から 35W）して、各加熱段階で放出される 39 Ar と 40 Ar 量の比から年代を計算する。すべての加熱段階で同様な年代 13.5 億年が得られることは、この試料を構成する Ar 保持力が異なる鉱物が全て同じ年代を持つことを示す。

ISASニュース

2016. 9No.4267

微粒子の表面模様から探る
小惑星イトカワの歴史

まざまな面に当たったことを示しています。イトカワ表面では宇宙風化と若返りの歴史を繰り返しているのです。

松本 徹 （まつもと とおる）

地球外物質研究グループ プロジェクト研究員

さらに、レゴリス流動によって微粒子が動いた証拠として、粒子同士のこすれ合いで摩耗したと思われる

2010 年、探査機「はやぶさ」がていると予想できます。さらにはイ模様がありました（図１- Ｃ）。表面

小惑星イトカワから微粒子を回収し、トカワがたどった進化史の記録が刻の模様が消えかけています。

地球に持ち帰りました。現在は「はまれていることも期待しました。本

このようなレゴリスの流動は、イ

やぶさ２」が小惑星リュウグウへ向稿では微粒子の表面模様を観察した

トカワが惑星の近くを通過した際にかいつつあります。小惑星探査・試研究成果について解説します。

受ける潮汐力やイトカワの自転速度

微粒子は数十µmの大きさです。
まず、となるでしょう。小惑星は、惑星に粒子を直径５µm のファイバーに固定しまで成長できないまま、太陽系初期

ました。その後、Ｘ線 CT と走査型電子

そして、さらにはイトカワ母天体のの 40 億年以上の昔から、そのままの顕微鏡（SEM）を用いて、微粒子表面

熱変成に由来する模様が見つかりま

状態で取り残された天体です。小惑の微細模様を観察しました。Ｘ線 CT をした。これは幾何学的な同心円状の星の歴史を理解することで、惑星形用いると、微粒子の外径や鉱物の３次元

階段模様として見えます（図１- Ａ）。

成につながる太陽系初期の進化史を

分布を非破壊で観察できます。一方で、この模様は、岩石の隙間にさまざまな明らかにできると期待されています。

SEM を使うと、ミクロンからナノメート

成分を溶かした熱水やガスが入り込

さて、小惑星から持ち帰った試料か

ルの世界の様子を見ることができます。

み、それが高温で結晶化したときに力だと考えています。

ら、どのようなことが分かるのでしょSEM による観察の結果、微粒子表形成します。ところが、イトカワ程度うか。イトカワの微粒子の分析の大き面には、ナノメートルスケールの微の大きさの天体では幾何学模様が形な成果のひとつは、地上に降ってくる

細な模様が折り重なっていることが成するほど高温にはなりません。小さ隕石が小惑星の物質に由来することを分かりました。そして表面模様のパいので内部から加熱されても表面かはっきりと証明したことです。これはターンは、４種類に大別できること

らの冷却が勝るからです。これまでの一方で、隕石を研究することで、小惑が分かりました（図１）。

研究から、イトカワは現在よりも 40

星の歴史のおおよそは描くことができ最も多く見られたパターンは破断面倍程度の大きさの母天体が一度壊れ、るということです。しかし、隕石ではです（図１- Ｂ）。これは平行な階段模様

その破片から形成した天体だと考え分からない情報があります。それは天で構成されます。この模様は、イトカワ

られています。熱変成や天体衝突で体表面で起きた現象です。隕石のほと形成後、レゴリス粒子が天体衝突によイトカワ母天体が加熱され、幾何学

んどは天体の内部の岩石が砕かれてる破砕で生成したことを示しています。

模様が形成したと考えると、微粒子地上に降ってきたものであり、天体表

次に、太陽風に長時間さらされたための観察結果を説明できます。すなわ

面での出来事について多くを語りませに形成したブリスターと呼ばれる模様がち、イトカワ微粒子の表面には、40ん。そのため、小惑星のサンプルは、多く見られました（図１- Ｄ）。太陽風が億年以上も昔に遡る、イトカワ母天体

天体表面で起きる具体的な物質科学

長時間、微粒子表面に当たると、太陽の記憶が残っていたことになります。

風の主成分である水素イオンやヘリウ

このように、微粒子の表面模様に

このような観点から、私は、イトムイオンが鉱物表面に入り込み、表面

は、天体表面の出来事のみでなく、カワ微粒子の特徴の中でも、特に表内部で泡構造をつくります。1000 年程

40 億年以上昔から現在に至るまでの面の模様に注目しました。微粒子表

度のタイムスケールで、この泡構造がイトカワの進化史が刻まれているこ

面は、宇宙空間にさらされていた界結晶表面まで膨らむと、ブリスターとしとが初めて分かりました。

面であり、その模様は、イトカワのて観察されます。太陽風の照射で小惑表層で起きた現象の詳細が保存され星の色が変わる現象は宇宙風化と呼ばる有効性が示されました。この分析方法

れています。ブリスの最大の利点は、貴重な微粒子を壊すこターの存在は、微粒となく、数十億年から現在で天体の進化

子が宇宙風化を受けを調べることができることです。試料を的変化を知る手がかりになります。

A

B

C

D

図１ イトカワの進化史の概要と、微粒子の表面模様の電子顕微鏡写真
8の変化、粒子の静電浮遊などが原動料の採集は今世紀の惑星探査の主役

ISASニュース

2016. 9No.426

この成果によって、表面模様を分析す

た証拠と言えます。

破壊してしまう分析の前に、表面模様をまた、ブリスター

分析し、その結果を研究者が共有すれば、は微粒子表面の表

その後の別の手法で行う分析や研究ににも裏にも不 均 一も役立つと考えています。イトカワ微粒に 分 布していたの子の分析はもちろん、今後のサンプルリです。これはレゴリ

ターンミッションでも、試料のナノメート

スがイトカワ表面をルスケールの模様を詳しく調べることで、

流 動し た 結 果、 太

惑星の形成に至る太陽系の進化につい陽 風が 微 粒子のさて深く理解できると期待しています。

ISAS

事

情

全天X線監視装置（MAXI）、ISS研究開発賞を受賞
マが繰り広げられます。MAXI や Swift 衛星の全天観測装置から発せられるＸ線天体出現リアルタイムアラート
授与された盾。ガラス製（15 ×20cm）で、宇宙ステーションから撮影された月の出が焼き込まれている。MAXI から見た風景もまさにこのようなものであろう。下の ３ つ の マ ー ク は 主 催 ３ 団 体：
アメリカ宇宙航行学会、NASA、Center for the Advancementof Science in Space.

を受けて、世界中の天文学者が各自の望遠鏡（電波・可視光・γ線等のあらゆる波長）をその天体に向け、その天体の位置決定や正体の解明を行っています。インターネットの普及と相まって、地球上のアマチュア望遠鏡から巨大望遠鏡まで、はたまた軌道上の天文衛星と、あらゆる手だてが動員されます。これにより従来のブラック
ホール新星の発見から、世界初の新星爆発の瞬間や、遠方銀河の巨大ブラックホールに恒星が飲み込まれる潮汐
破壊現象、といった新しい種類の現象までが見つかって

アメリカ宇宙航行学会主催の「国際宇宙ステーション

きました（ISAS ニュース 408 号）。動員される望遠鏡

研究開発会議」において、全天Ｘ線監視装置（MAXI）が、は電磁波だけではありません。今や、神岡や南極のニューISS 研 究 開 発 賞（Innovation in Earth and Space

トリノ装置や、発見の興奮冷めやらぬ重力波といった多Science 部門）を受賞しました。日本の装置が、アメ

媒体天文学にも展開されています。
MAXI は 2009 年８月の観測開始から７年間にわたっリカの学会の賞を頂くのは大変名誉なことです。
授賞理由は、MAXI がトリガーとなって展開する時てＸ線の空を観測し続け、これまでに 350 件の天体変

間次元天文学（time domain astronomy）や、MAXI

動現象について速報してきました。MAXI のＸ線観測も一翼を担っている多媒体天文学（multi messenger

データは 150 件以上の査読付き論文で使用されていま

astronomy）を発展させた功績です。従来の可視光天す。MAXI はまだまだ正常に動作しております。継続は

文学は、星図や天体写真のような２次元の天文学が主体

力なりを銘に新しい装置とも連携し、さらなる成果を目です。対してＸ線天体は時間変動するものが多く、時間指します。新発見のトリガーとなっている MAXI に今後次元でも大いに活躍します。新天体出現時には一大ドラ

もご期待ください。

（理化学研究所

三原 建弘）

第15回「君が作る宇宙ミッション」（きみっしょん）開催
クエンターテインメントに応用するといった、高校生ら
しい刺激的なアイデアも見受けられました。ミッション
意義を論理的に構築し、技術課題を限られた理数能力で解決しようとする機会は、高校生にとってあらゆる物事の考え方を養う機会としても有意義です。
また近年、イノベーション志向によりビジネス業界で取り入れられ始めた“アイデアソン※１”が話題です。技術の最先端をゆく宇宙開発業界で、きみっしょんのよう
なアイデアソンが先駆けて行われてきたことは象徴的だと感じます。様々なバックグラウンドを持つ高校生が切磋琢磨し、独創的なアイデアを生み出す過程は、宇宙教
育のみならずオープンイノベーション※２という観点から

宇宙研１Ｆロビーにて全体集合写真

も興味深いプログラムであります。

８月１～５日にかけて行われた高校生向け体験プログ

そして本プログラムは今回で第 15 回を数えますが、

ラム「君が作る宇宙ミッション」（きみっしょん）には、参加した高校生がアカデミックを志し、今度は大学院生

過去最大の応募数から選抜された 24 名の高校生が参加

スタッフとして本プログラムに関わるというサイクルがしました。

回りつつあります。今後宇宙利用の裾野が拡大し、より

きみっしょんは合宿形式で行われるミッション立案体

多くの宇宙人材が革新的なアイデアを生み出し活躍する

験で、宇宙研で学ぶ大学院生スタッフにサポートを受け際には、本プログラムの重要性はさらに増すものと思わて検討を進め、成果を宇宙研の研究者の前でプレゼンしれます。

ます。さらには翌年３月に行われる日本天文学会のジュ

今年も例年にも増して様々なご支援をいただきました

ニアセッションでの発表を通じて、アカデミックな研究

宇宙研職員およびお世話になった皆様に御礼申し上げま

活動を体験します。今年は生命探査や技術実証などに加すとともに、今後ともご協力よろしくお願いいたします。

え、月面でのプロジェクションマッピングをオリンピッ（井出 舜一郎）※１

アイデア（Idea）＋マラソン（Marathon）の造語で、特定のテーマについて多様なメンバーが対話を通じてアイデアを出し合うイベント※２

企 業 内 部と外部 のアイデ アを組み合わせること
で、革新的で新しい価値を創り出すこと

ISASニュース

2016. 9No.4269

隣の庭を見る（後編）─ ESAの宇宙科学プログラム ─
現代の宇宙科学ミッションでは、国際協力は不可欠です。そのためには、海外の宇宙機関がどのように科学ミッションを進めているのか、そのやり方を知っておくことは有意義でしょう。先月号では NASA（アメリカ航空宇宙局）の科学プログラムについて取り上げましたが、今号は ESA（ヨーロッパ宇宙機関）における宇宙科学ミッションの進め方について解説します。原文執筆の依頼には、藤本正樹前国際調整主幹の協力をいただきました。

The Science Programme of the European Space Agency
Fabio Favata
European Space Agency
Head of the Programme Coordination OfficeDirectorate of Science and Robotic Exploration

The Science Programme of the European Space
Agency (ESA) has a long history of successful scientificspace missions, spanning a wide range of topics, frommagnetospheric physics, to the exploration of bodies
in the solar system, to space telescopes covering
the whole electromagnetic spectrum. The program's
success is related to its long-term planning associatedwith a bottom up approach to the selection of its
content, and to its being a hub of cooperation withinternational partners.
The Science Programme is the only mandatory
program of the European Space Agency, i.e., theonly program to which all of its 22 Member States
contribute, pro rata to their GNP. The program's
budget is decided unanimously by the Member States
every 3 to 4 years, with a 5 years funding horizon,
providing the program with a unique long-term budget
horizon.
Large (L) and Medium (M) mission constitute thebulk of the program's content. L missions are ESA's
flagships, and, while in general featuring significant
international participation, they are ESA-led. They
have an ESA cost equivalent to approximately two
years of the program's budget (i.e., of order 1 B€). The
BepiColombo mission to Mercury is a typical example,
being ESA led but with a significant JAXA-provided
element.
M missions are the program's workhorse, with a costequivalent to approximately one year of the program's
budget (i.e., of order 500 M€), and can be ESA-led
or can be contributions to partner-led missions. All
possible international cooperation schemes can be
implemented for M missions, and they range frommissions implemented by ESA alone (e.g., the PLATO
mission) to missions implemented in partnership under
ESA's leadership (e.g., the Solar Orbiter mission, apartnership with NASA) to contributions to partner led
missions (e.g., the ESA participation to the NASA-led
JWST mission).
All missions in the ESA Science Programme aredefined through an open, competitive process, based

10

ISASニュース

2016. 9No.426

on open solicitation to the broad scientific community,
followed by a peer review of the proposals' scientificmerit, resulting in an advice to the ESA Director of
Science. Based on the outcome of the peer review
process, the Director of Science will make a proposal
to the Science Programme Committee (SPC, the bodywhere the member states of ESA decide on the content
of the Science Programme), following which the SPC
will take a decision.
The process is somewhat different for L and M
missions. L missions typically require significant
technology developments, and therefore a decision
about which scientific themes to address with the L
missions is solicited to the SPC long in advance of theactual missions' implementation, to allow both ESA
and the member states (as well as the international
partners) to develop the necessary technology. The
relative decision typically covers more than one L
mission, and spans up to two decades, giving the
program a solid "scaffolding" concerning the science
themes that will be covered in a given planning cycle.
The definition of the L missions for a given planning
cycle is therefore a major event in the program's life.
On the occasion of the selection of the L missions
for a given planning cycle an open presentation to thebroad community by the proposers is organized (inthe presence of the peer review body that will assess
the proposal), resulting in a true scientific workshop,and giving the opportunity to the scientific community
to express their point of view about the scientificpriorities for the program.
M missions need be able to address new scientificchallenges on a shorter time scale, and therefore must
rely on largely existing technologies, resulting in ashorter time between proposal and implementation.
They are solicited to the community one at the time,through open "Calls for Missions", that undergo peer
review and then SPC decision. Calls for M missions
are released regularly (typically every two years ofso) and provide the scientific community with regular
opportunities.

L and M mission form the bulk of the program andabsorb the bulk of the budget. In addition, fast, small
missions (S missions) and of Missions of Opportunity(MoO) complete the program's portfolio. MoOs are
small contribution by the program to partner-led
missions. They are proposed to ESA by a partner
agency and are peer reviewed on the same basis as
L and M missions. Given that such opportunities are
partner-driven, they can be considered at any time.
The ESA participation to the JAXA Hitomi mission isa typical example of a Mission of Opportunity in the
program.
S missions are a novel element of the program,aiming at a short implementation cycle, and are of asignificantly smaller size than M missions. Thus far
only one has been chosen, and its being implemented(the CHEOPS mission), so that in a sense they arean "experimental" part of the program and theirimplementation scheme is likely to evolve.
The combination of a well defined structure, a longterm planning horizon and a bottom-up, peer reviewed
approach to mission selected has ensured a solid
program, that has enabled the scientific communityin Europe to lead in a number of scientific areas, andthat has made the ESA Science Programme a reliable
partner for space faring entities worldwide.

（抄訳）ESA の科学プログラム
ESA の科学プログラムは、ボトムアップを基本とした長期計画と国際協力を特徴としている。宇宙科学プ
ログラムは、ESA の事業の中で唯一「必須の」プログラムである。すべての参加国の合意の上、５年間の科学プログラムの資金枠が確保される。ESA の科学プログラムは、Large（Ｌ）および Medium（Ｍ）ミッショ
ンからなる。Ｌミッションは ESA のフラッグシップであり、ESA 主体による大規模な国際協力で実施している。予算規模はおおむね 10 億ユーロ。Ｍミッションはおおむね５億ユーロの規模であり、ESA 単独のミッションから、他の宇宙機関が主体となるミッションまで様々な国際協力の形態がある。Ｌミッションは通常
大規模な技術開発を必要することが多く、ミッション提案は、開発も含めた長期的展望の中で行われる。Ｍ
ミッションは、既存の技術を基盤として、比較的短いタイムスケールで新しい科学的な挑戦を行うことが期
待されている。そのため、おおよそ２年に一回の定期的な提案の機会がある。これら以外に小規模ミッショ
ン（Ｓミッション）と Missions of Opportunity（MoO）という枠がある。MoO は他の宇宙機関のミッションに対して、ESA が小規模な参加をするためのもので、随時提案可能である。Ｓミッションは新しい枠組みで、
まだ試行段階にある。すべての ESA ミッションは、研究者コミュニティに対する公募とピアレビューによ
る選考によって決定される。レビューの結果は ESA の科学ディレクターを通じて Science ProgrammeCommittee（SPC）によって最終的に判断される。
（文責・山村 一誠）

解説：宇宙科学のやり方 〜ところ変われば、と言うけれど〜
今回は ESA の進め方の紹介です。ここで紹介されて い る“Cosmic Vision”。中期計画となるプログラ
ム全体に名前がついていることで、わかりやすさに加え、宇宙科学を進める上での意志を感じさせる効果もあるようです。少し違う範疇ですが、NASA の Great
Observatories、New Frontiers などプログラムに名前がついていると、それだけで推進力を感じさせるとこ
ろは確かにあります。JAXA の宇宙科学ミッションは、「宇宙科学ロードマップ」として推進されていますが、日本の宇宙科学が目指すところを体現する良いプログラム
名をつけるということも国際的には有用かもしれません。
もっとも、ESA の Cosmic Vision 自体はプログラ
ム化されているわけではなく、Ｍミッションでは、それぞれの公募に対して様々な分野の計画が提案されます。
すべての計画は、欧州の研究者コミュニティから提案され、ピアレビューによって選ばれていきますが、NASAとは違い、天文学・天体物理学と惑星科学、太陽物理学とに分かれておらず、ひとつのＭミッションの機会にこれらすべての分野からミッション提案がなされるので、非常に激しい競争になります。一方で L ミッションの戦略性も特筆すべきやり方で、20 年先の計画の目指すところを設定し、それに向けて計画的な開発が進めら

れていきます。ESA では国際協力も非常に重視されており、2018 年度に打上げが予定される水星探査計画
BepiColombo では JAXA が水星磁気圏探査機（MMO）
を担当する主要パートナーになっています。また、大型
冷却赤外線望遠鏡衛星 SPICA の提案では、JAXA 戦略
的中型計画と ESA Cosmic Vision M ミッションの計
画との国際協力として、その実現を目指す計画提案になっています。
JAXA の「宇宙科学ロードマップ」では、大きい方から戦略的中型、公募型小型（イプシロン・ミッション）、小規模プロジェクト、というカテゴリになります
が、コストキャップでいうと、（人件費などの考え方で違うところはありますが）JAXA 最大の戦略的中型が、
ESA の中型であるＭミッション、あるいは、前回紹介の NASA の中型クラスの約半分程度になります。今回の記事では、大型化と同時に様々な規模・分野での計画を総合的に進める NASA や ESA の宇宙科学の進め方を見て、これらに学びつつも、今後 JAXA がどのように宇宙科学ミッションを進めていくのか、目指すべき戦
略性、多様性、またあるべきミッションの規模も含め、改めて考えてみる良い機会となると期待します。
（国際調整主幹・山田 亨）

ISASニュース

2016. 9No.42611

「ようこう」打上げ25周年に際して太陽研究のため一丸となって取り組んでモンタナ州立大学

Loren Acton （ローレン・アクトン）
かると、喜びや祝福へと変わった。日江井栄二郎さんが私に近づいてきて、「ようこう」と命名されたことを告げ、「ローマ字だとどのような綴りにすればよいか」と尋ねてきた。そういう次第
なので、綴り（YOHKOH）が気に入らない人がいたならば、責任は私にある。

1991 年９月３日に送られてきた SXT 画像

もうひとつの緊張は、1991年９月３日にSXT がコロナ X

1985 年にスペースラブ２で搭乗科学技術者として宇宙を飛行した後、私は「キャリアの点で次に何をするべきか」

線画像を送ってきた時である。温かいCCDのため背景ノイという決断を迫られた。宇宙を飛んだ飛行士には多くの機ズが多く、また完璧な方向に望遠鏡が向いていないため、素会が用意されているのだが、この答えはすぐに見つかった。

晴らしい画像ではなかったが、この時 SXTが設計通りに動く

それは日本の太陽ミッションで軟 X 線望遠鏡を飛ばす機会ことを知った。小川原先生やSXTチームの喜びは凄かった。

を NASA が発表した時だ。これはまさに私の夢だった太1991 年の時点では、望遠鏡のリモート運用のために信陽に関する実験であった。小田稔さんや田中捷雄さんと長頼できるインターネットも ISAS の設備もなかった。その年にわたって親交があり、日本の仲間と一緒にこのようなため、米国チームは淵野辺にアパートを借り、ISAS で「よ研究ができる機会は魅力的であった。

うこう」の科学運用に参加した。届くデータを監視して、提案チームが、理論（P. Sturrock）、地上観測（R.

動画にして X 線コロナやフレアのとてつもないダイナミズ

Canfield）、太陽粒子線の専門知識（S. Kane）、および装ムを観察することは、非常に刺激的だった。
「ようこう」は、置開発の優れた才能（M. Bruner）を集めて早速編成され太陽活動の高エネルギープロセスを解明するために我々がた。1986 年に我々が選ばれたという吉報が届き、1991

期待した通りのことを成し遂げてくれた。1991 年末まで

年の打上げに間に合わせるべく我々は直ちに忙しいスケに、フレアにおける磁気リコネクションの重要性が証明さジュールのもと動き始めた。軟 X 線望遠鏡（SXT）の日本

れ、Ｘ線ジェットといった新しい活動現象も発見された。

側 PI（Principle Investigator：研究代表者）は平山淳さ「ようこう」の科学運用は、ある意味で研究者仲間の間でんで、私は NASA の米国側 PI に指名された。小川原嘉明

平等であった。初期データの検証と研究はすべて ISAS にさんが率いる、詳細を決定した初期の会議は、非常に建設あった一つの部屋で行われた。定期的な会議は、「ようこう」

的かつ興味深いものだった。ここで、議論の対処法が日本のチームにビジターも参加して開催された。
「ようこう」は、側と米国側とで少し異なることを知った。米国側は意志決

10 年に及ぶ科学運用を通じて目覚ましい科学的成果をも定が非常に早いものの、プロジェクトが進行するにつれてたらしたが、これは 1,500 を超える論文から明白である。

決定内容の変更が必要になる傾向があった。日本側は、重「ようこう」の生データは複数のサイトで保管されて要な決定を下すのには時間を要したが、決定事項の変更がいる。
「ようこうレガシーアーカイブ」（http://solar.

後に必要になることが極めて稀だった。若い小杉健郎さ

physics.montana.edu/ylegacy/）は、2001 年 12 月にん、常田佐久さん、渡邊鉄哉さんが大変な実務を努めてく「ようこう」の運用が終了して以来 15 年かけて（主に武田ださった。NASA のプロジェクトマネージャ J. Owens

秋さんによって）作成された。このアーカイブは、各処理氏にも大いに助けられた。

レベルの SXT データ、
「ようこう」の他の装置からの広範

1991年８月30日のSOLAR-A 打上げにより、私が経験なデータカタログ、SXT データやファイル構造の詳細な説した最も素晴らしく、最も良く実行されたプロジェクトが成明、便利なブラウズ機能やデータ検索機能、動画作成機能、就した。無用な書類の作成を最小限に抑える一方で、双方のおよび ISAS での日々の科学運用作業からの膨大な記録に重要な合意事項や文書は最新の内容に保たれるようにした。

加え、SXT の詳細な技術情報を提供している。最後になっ打上げ当日、鹿児島宇宙センターは緊張感に満ちていたが、ほぼ完璧な軌道で衛星が安定し動作していることが分たが、私は今年、SXT の軌道上性能と較正に関する長大な論文を Solar Physics 誌に発表したところである。

ISASニュース No.426 2016年9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 生田 ちさと発

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

12

ISASニュース

2016. 9No.426

編 集 後 記この夏は各地で台風の大雨に見舞われましたが、被害を受けた
方々にはお見舞い申し上げます。宇宙から地球を観測する様になって久しいですが、地球環境の異変に対する人類の意識はどうでしょうか？
（竹前 俊昭）＊本誌は再生紙（古 70％）、
植 物 油 イン キ を 使 用しています。