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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 2, 2014

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その2～サブミリ波分光計JUICE-SWIの挑戦～
笠井 康子 ，佐川 英夫 ，関根 康人 ，黒田 剛史 ，
6
7
8
菊池 健一 ，西堀 俊幸 ，真鍋 武嗣 ，JUICE-SWI日本チーム
1,2

3

4

5

（要旨） 欧州宇宙機関の次期木星圏探査機 JUICE に搭載される科学観測装置の一つに，サブミリ波分光計
Submillimetre Wave Instrument（SWI）がある．深宇宙探査機の歴史の中で，サブミリ波を用いた惑星観測
はこれまでに例がなく，SWI が世界で初めての提案となる．サブミリ波分光計とは何か？

本稿ではサブ

ミリ波観測の紹介を皮切りに，我々が SWI 開発に至った経緯，SWI が拓くと期待されている科学，それを達成するための観測装置，そして最後に JUICE ミッションへ向けた抱負を述べる．

1. サブミリ波とは何か惑星科学への可能性

ブミリ波基準信号と混合し，扱いやすい低周波数帯に変換し，分光器を通して周波数分解されたスペクトルを得る．ヘテロダイン検波方式はボロメータ方式と比

ここでは SWI 惑星科学を述べる前に，まずはサブ較すると，帯域が狭いものの，周波数分解能が極めてミリ波を用いた惑星観測がどのようなものかを説明し高い（SWI の場合は 100 kHz）高感度な観測が可能とな

たい．

る．サブミリ波分光計は可視紫外や赤外，そしてミリ

1.1

サブミリ波

波の分光計と比較すると，「小型軽量」と「高い周波数分解能」の両者を同時に実現することが可能になる．

サブミリ波電磁波は，マイクロ波ミリ波よりもさら

また，マイクロ波の観測と比較すると，同じアンテナに高周波の電磁波であり，一般に周波数 300 － 3000

口径の場合，サブミリ波観測の方が高い空間分解能をGHz（波長 0.1 － 1.0 mm）の周波数帯を示す．遠赤外

達成できる．これは，視野角内のアンテナ感度特性（ア

光と電波の境界領域であるサブミリ波の検出技術が発ンテナビーム）の広がりが，観測周波数が高いほど小展してきたのは比較的最近のことである．サブミリ波

さくなるという性質によるものである．

の検出方法には，遠赤外光の検出技術として従来用いられてきたボロメータ方式と電波の受信に利用されてきたヘテロダイン検波方式があるが，SWI は後者の

1.2　サブミリ波観測から得られる化学情報と物理情報技術を使用している．アンテナで集光した観測対象か

サブミリ波観測は比較的質量の軽い分子（CO，SO，らのサブミリ波熱放射はミキサで局部発信器からのサO 2， H 2O ， N H 3， O C S ， H C N ， C 3H 2， C H 3C N ，
，ラジカル
（C，O，
CH3OH，H2CO，O3，HO2，SH2）

1. 情報通信研究機構
2. 東京工業大学
3. 京都産業大学
4. 東京大学
5. 東北大学
6. 国立天文台
7. 宇宙航空研究開発機構
8. 大阪府立大学
ykasai@nict.go.jp■2014遊星人Vol23-2.indd

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SH，OH，HCO，CN，CCN，NO，CS，CCCS）
， イ
+

オン
（C ）などの観測を得意とし，これら多種の分子測定による惑星大気の組成や惑星の化学進化などの議18論を可能とする．また，HDO や H2 O をはじめとする
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17

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同位体分子の観測から得られる D/H や O: O: O の値，あるいは H2O や NH3 における水素のオルトパラ

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そして氷衛星へ その２ ～サブミリ波分光計JUICE-SWIの挑戦～／笠井 他

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比や，O2 などで見られる磁場の影響によるゼーマン

20 K，100 K の HEMT ア ン プ を 搭 載 す る こ と で，分裂など，分子内部の物理情報により，惑星における

MLS，SMR と比較し 10 － 20 倍もの良い感度を実現し物質循環や物理進化の議論が可能になる．ドップラー

たことである．SMILES の観測により地球大気の新し効果を利用した大気中の風速推定などもその一つであい一面が明らかになっている．特筆すべき点としては，る．

成層圏や中間圏に体積比で 1000 億分の 1 程度しか存在

また，サブミリ波は大気中の分子スペクトル観測のしない BrO ラジカルの日変動のふるまいを世界で初みではなく，惑星地表面からの熱放射も観測する．こめて捉え，中間圏における塩素系ラジカルのふるまいの時に観測される輝度温度は，地表面温度と地表面物を明らかにしたことであり，これらを通して人間活動

質の物性などによる放射率が掛け合わされたものを観により放出された物質が成層圏のみではなく中間圏に測する．地表面温度を何らかの方法で決めてやると，

おいても活発な大気化学を展開していることを明らか

地表面を構成する物質の種類やその状態を制約するこにした．また，その高感度スペクトルを用いて世界でとができる．この特徴はマイクロ波地球観測で確立さ初めて成層圏下部および中間圏における風速を導出し，れている手法であるが，サブミリ波でも同様の観測原

気象モデルの精度向上の一役にも立っている．ここで理が成り立つ．

は紹介しきれないが，これらをはじめとする SMILES

天文分野では新しい波長・周波数での観測が常に新しい発見をもたらしてきた．サブミリ波による新しいの地球大気観測成果は [2] にまとめてあるのでそちらを参照されたい．

宇宙の姿を切り拓く目的で，2011 年 9 月から南米チリ

地上のサブミリ波望遠鏡や干渉計を利用した金星，

大型サブミリ波干渉計 ALMA が初期科学運用を開始

火星や木星といった惑星大気の観測も，数は少ないな

している．SO と cyclic-C3H2 の観測を用いて惑星系円がら実施されており，各惑星大気における微量成分の盤が形成されつつある際に劇的な化学変化が起こるこ測定や大規模スケールの風速場の導出など，他の波長とを明らかにする [1] など，驚くべき発見が相次いで帯での観測とも相補的な研究がなされてきている．木いる．このように画期的な発見をもたらす魅力を持つ

星 観 測 に お い て は，1994 年 の Shoemaker-Levy 9にも関わらず，これまでサブミリ波が深宇宙における（SL9）衝突によって木星大気上層に注入された微量成惑星探査に用いられなかったのは何故だろうか？それ

分の定量が行われている [3]（本稿 2 章に詳述する）．

は，サブミリ波が光と電波の境界領域で 10 － 20 年ほど

地上からのサブミリ波観測では地球大気がどうして前までは「未開拓周波数帯」と呼ばれてきた新規技術

も観測の邪魔となる．その問題点を解決したのが，欧であり，ようやく観測の有効性が実証されてきた「さあ， 州の宇宙天文台 Herschel である．Herschel は地球－太これから」というフェーズであるということに集約さ

陽の第二ラグランジュポイントに置かれた口径 3.5 m

れる．サブミリ波観測は，まさに今，惑星観測の新しのサブミリ波・遠赤外望遠鏡である．搭載機器の一つい姿を切り拓いていこうとしている．

で あ る サ ブ ミ リ 波 分 光 器 HIFI（Heterodyne Ins-

1.3

SWIの背景trument for the Far Infrared）は SMILES と 同 様 に 4
K 超伝導ミキサを搭載し，サブミリ波・テラヘルツ波

これまでサブミリ波衛星観測技術は主に地球周回軌を利用した太陽系天体の観測を実施した．そのハイラ

道からの地球上層大気観測において発展してきた．こ

イトは木星族彗星 103P/Hartley2 の水蒸気同位体比観れまでに米国 NASA の UARS/MLS（Microwave Limb

測である [4]． HIFI は木星族彗星 103P/Hartley2 におSounder）（1991 年打上），Aura/MLS（2004 年打上），

け る HDO，H2O の 509.292，556.936 GHz 放 射 ス ペ ク

スウェーデン・カナダ・フランス 3 カ国共同の Odin/

トルを観測し，それらから D/H 比を導出したところ，SMR（Submillimetre Radiometer）（2001 年打上），日

地球海洋における D/H の値と非常に良く似た値を示

本の国際宇宙ステーション（ISS）搭載超伝導サブミリした．これは彗星が地球の水の起源として重要な役割

波サウンダ JEM/SMILES（2009 年打上）の 4 機のサブを持つ可能性を示唆している．これらは彗星探査機

ミリ波衛星が軌道上から地球大気観測を実施していRosetta 搭 載 の サ ブ ミ リ 波 観 測 装 置 MIRO（Micro-

る． SMILES の特徴は 4 K に冷却した超伝導ミキサとwave Instrument for the Rosetta Orbiter）
によりさら■2014遊星人Vol23-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 2, 2014に解明されていくことと期待される．

測対象や分子種の観測データは，それぞれの学問分野

こうしたサブミリ波惑星観測の新たな局面として登の進展に貢献するに留まらず，これらの分野を結びつ場するのが JUICE-SWI であるが，この観測装置の構けた新たな学問領域（アストロバイオロジーや比較惑

想が始まったのは，木星探査計画がまだ Laplace とい星系円盤学）を創成する種にもなるであろう．

う名前で呼ばれていた頃である．JUICE そのものの検討の変遷は前回の記事 [5] に詳しいのでここでは割（1）
ガリレオ衛星希薄大気観測と惑星形成論

愛するが，その頃からドイツ・マックスプランク太陽

太陽系の氷衛星は，周ガス惑星円盤中の固体物質の系研究所（MPS）を中心としてフランス・パリ天文台

集積によって形成したと考えられている [7]．近年のやアメリカ・JPL などとの国際協力のもとで観測装置

ガス惑星形成理論によると，氷衛星が形成するガス惑

の提案が練られてきた．そして，JUICE への搭載観星形成後期の周ガス惑星円盤内では，低圧低温のため

測 装 置 が 募 集 さ れ た 際 に， ち ょ う ど そ の 頃 JEM/

化学反応がほとんど起こらなかったことが示されていSMILES での経験を将来の惑星探査用小型サブミリ波

る [7]．その場合，氷衛星の材料物質となる氷微衛星

観測器の開発に繋げようとしていた日本チームもの組成は，原始太陽系円盤のガス惑星形成領域の氷物

SWI の開発に合流することとなり，まさに日欧米の質組成を反映したものとなる [7]．従って，原始太陽サブミリ波惑星科学コミュニティが一体で取り組む国

系円盤の木星形成領域（標準モデルでは 5 AU）の物理

際共同プロジェクトとなった．その後，JPL が撤退と化学情報を得るためには，ガリレオ衛星（特に，地質なったものの，現在，スイスやスウェーデン，ポーラ

活動が乏しく，初期の情報を保持しているであろうカンドなども参加した測器開発が鋭意進行中である．

リスト）の化学・同位体組成を理解することが重要となる．

2. JUICE-SWIの科学

SWI が行うガリレオ衛星の希薄大気中での重要な観測項目の 1 つに，H2O の D/H 比の測定がある．過去

2.1　サブミリ波観測が拓く木星ガリレオ衛星の科学の研究から，分子雲において水と水素ガスの D/H 比は大きく異なることが示唆されている [8]．低温の外

ここでは，SWI が行うガリレオ衛星のサブミリ波

側太陽系では，これら分子雲由来の D/H 比は保存さ観測に焦点を絞り，その科学的意義や波及効果についれるが，内側太陽系の水の雪線付近では水と水素ガスて述べる（対象を，本記事のタイトルにも含まれてい間の同位体交換が活発に行われることが予想されている「氷衛星」とせず「ガリレオ衛星」と敢えてしているる [8]．このような原始円盤における同位体交換効率は，のは，イオの希薄大気の観測も SWI の重要な科学目

円盤温度やガス粘性といった円盤の物理パラメタに大標の一つだからである）．SWI の特徴である高周波数

きく影響を受ける．言いかえれば，現在の太陽系にお分解能を活かした，ガリレオ衛星希薄大気の同位体観

いて，始原的な水氷の持つ D/H 比の動径方向の分布

測や，エウロパから噴出するプリューム [6] に含まれが得られれば，上記の物理パラメタを制約することにる内部海由来の溶存ガスやイオンの測定など，JUICE

つながる．

ミッション全体の科学目標の達成（木星系のキャラク

上記の原始円盤における物理パラメタは，惑星形成

タリゼーション，氷衛星のハビタビリティの理解）に論において惑星系の大構造を決定する極めて重要な値深く関わる観測も，これに含まれている．

であり，これが惑星探査から実証的に制約できる意義

前者の木星系氷物質の同位体組成は，太陽系物質科

は大きい．実際，Cassini 探査機によって，土星衛星

学のみならず，惑星形成論や系外惑星系円盤の天文観

エンセラダスの水の D/H 比が，彗星のものとよく一測にとっても重要なデータとなり，後者は宇宙におけ致していることが確かめられている．同様の水の D/

るハビタビリティの理解という意味で，惑星科学のみ

H 比が木星系でも得られれば，太陽系における D/H

ならず地球化学や極限微生物学にも広い波及効果をも比分布や，上記の制約に対して大きな意味を持つだろ

つだろう．JUICE の探査が実現する 2030 年代というう．このような物質・同位体分布の理解や，原始太陽

先を見越した期待を述べれば，SWI が行う多様な観系円盤の物理化学状態の理解は，地球の材料物質（特■2014遊星人Vol23-2.indd

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さらに，ALMA をはじめとする高空間分解能を持つ動によっても生成・消費される分子種であり，エウロ

地上大型望遠鏡によって，系外惑星系円盤の温度構造

パにおける上記（c）の理解や生命活動の有無を調べるや同位体分布が，近年急速に明らかになりつつある．

バイオマーカーともなりうる．以下，この点を少し詳

このような天文観測結果と，探査結果および円盤モデ

しく述べる．

ルにより推定される原始太陽系円盤の姿を比較するこエウロパのような太陽光の届かない内部海では，生とで，太陽系の初期条件が，数多の系外惑星系円盤の命が利用できる自由エネルギーは，分子種の酸化還元

なかで普遍的なものか特殊なものなのかを理解するこ反応によって得られると考えられる [9]．エウロパでは，ともできるだろう．このような惑星形成論や原始円盤内部での海底熱水反応によって還元剤（例えば H2）がモデルは，日本が世界をリードする分野である．今後生成され，氷地殻内での放射線分解反応によって酸化も当該分野を引っ張る存在であるためにも，望遠鏡を剤（例えば SO2，CO2）が生成されている可能性がある

使った天文観測のみならず，SWI を始めとする太陽[9]．これら還元剤，あるいは酸化剤の供給によって，系探査との連携は重要となる．

内部海組成は化学的に非平衡となる．地球化学的物質循環において，生命は非常に効率のよい触媒である．

（2）エウロパプリュームとハビタビリティ

もしエウロパに生命が存在すれば，酸化還元反応によ

地球上の生命は，（a）液体の水，（b）生命必須元素，って還元剤や酸化剤を消費し，内部海組成をより低い（c）自由エネルギーの 3 つを必要とする．生命自体をエネルギー状態（あるいは平衡状態）にするであろう．

探すことの困難さを考えれば，上記の 3 要素が満たさしたがって，内部海組成に非平衡が存在すれば，上記れる環境を宇宙において探すことが，現状において地（c）の自由エネルギーが存在することを示し，上に挙

球外生命発見のための第一歩となるだろう．エウロパ

げたような生命関連分子の存在量比に，熱水活動や放の場合，Galileo 探査機がもたらした様々な証拠から

射線分解などの非生命過程で説明できない異常が見つ判断して，液体の水が内部に存在することはほぼ間違

かれば，それがバイオマーカーとなるだろう．この際，いない．しかし，これでエウロパが生物学的にハビタ重要となるのは，エウロパにおける非生命過程で生じブルであると結論できるかといえばそうではない．エ

る酸化還元反応の理解である．日本ではこれまで，地

ウロパの生命生存可能性を理解するためには，（b）や

球化学と極限環境微生物学の研究者が協力し，地球の（c）の条件が満たされているかを明らかにする必要が海底熱水噴出孔での非生命酸化還元過程の理解を，深あり，そのためには，内部海の詳細な化学組成の情報

海底探査および実験的に制約し，海底熱水噴出孔におが不可欠である．しかしながら，エウロパ内部海は厚ける生命存在可能性を議論してきた．現在，惑星科学

い氷地殻の下に存在するため，塩だけでなく溶存ガスの研究者がこれに加わり，世界に先駆けてエウロパな種も含む化学情報を，観測によって直接得ることは困

どの氷衛星での非生命酸化還元過程の実験的・理論的難であろうと思われてきた．

制約を行っている．

Hubble 望遠鏡によってもたらされた大きなブレイ

JUICE 探査機の観測機器の中でプリュームの化学

クスルーは，エウロパにおいてもエンセラダスのよう組 成 を 調 べ る こ と が で き る の は，SWI と UVI（UVなプリューム活動が存在することが明らかになったこ

Imaging Spectrograph）による分光観測である．SWIとである [6]．この発見により，探査機の周回（あるいは 極 性 分 子 で あ る H2S，SO，CO，CN，NO，SiO なはフライバイ）観測から，エウロパ内部海の化学組成

どに感度がよく，存在量が微量であっても検出・定量を明らかにすることができる可能性が示された．エウできる可能性がある．また，UVI は単純な SO2，N2 な

ロパプリュームでの重要な観測項目は，炭素（CO2，どの分子種の観測を行うことができるだろう．SWI とCO，CH4），硫黄（H2S，SO2），窒素（NH3，N2）といっ

UVI は，相補的に観測可能な分子種をカバーし合い，た元素を含む分子種の検出および定量である．これら

プリュームに含まれる主要溶存種の化学組成の全容をの元素は生命必須元素であり，内部海におけるこれら明らかにすることができるかもしれない．これら探査元素の存在形態や量を調べることは上記（b）の理解に結果と，実験や深海底探査に基づいたエウロパ内部海■2014遊星人Vol23-2.indd

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モデルによるそれらの解釈は，エウロパにおける生命存在可能性の理解を本質的に前進させてくれるだろう．

2.2

(a)

木星成層圏大気観測とその意義

JUICE における木星本体の探査に対して，SWI は
木星大気観測の中心的役割を担う．木星という巨大ガス惑星における大気物理現象を理解するということは，
地球大気の理解をベースに発展してきた大気物理学を，
より普遍的な惑星大気物理学に発展させるための大きなブースターになると考えられる．
木星大気の理解における最終目標は，流体力学・気象学・惑星物理学・大気光化学・熱化学をベースとして，極から赤道に至るまで，コアから最上層に至るまでのガス惑星構造と組成，および物理諸過程の解明である．地球より自転周期が短く，太陽放射のみならず(b)

内部熱源の影響も受ける木星大気について，その循環・温度場・雲層・大気組成を決定する力学・放射・化学
メカニズムの理解は，比較惑星気象学の観点からも興味深い．木星の大気は 100 hPa 付近を境界に対流圏と成層圏に分けられる [10]．対流圏上部にはアンモニア，
アンモニア化合物，水蒸気による雲層が存在し，よく知られる縞模様構造や大赤班はこの雲層の構造を見ている．また成層圏上端（0.001 hPa 付近）より上には，
熱圏上層大気が存在する．しかしながら，木星大気の鉛直方向の循環や物質輸送がどのような過程において，どのような規模で，どのような深さまで互いに影響し合うのかはわかっていない．
SWI は，木星成層圏の物理化学プロセスをターゲットとした大気観測を行う．この高度領域は，内部熱源によって循環が駆動されている対流圏と，外部からのエネルギー供給が支配的となる上層大気とを繋ぐ高図1： SWIの 観 測 周 波 数 帯 で あ る（a）600 GHz帯 お よ び（b）1200
GHz帯における木星大気スペクトル（リム放射）のシミュ
レーション図．1000 hPaの接線高度を観測したケースを想定．（a）内部の図は，556 GHzのH2O吸収線拡大図．木星大気の高速回転によって，吸収線の中心周波数がドップラー
シフトをしている．

度領域であり，木星大気の循環や熱収支を理解する為には重要な鍵となる．さらにこの観測は，雲層より深考えられている．雲層付近で生成された大気波動は，

い対流圏の観測を対象とする米国の JUNO 探査機搭載

成層圏へと上方伝搬する．コリオリ力が相対的に小さマイクロ波放射計 MWI による観測と互いに相補的ない赤道域では，下層大気からの大気波動は主に東西風面を持つ．

を加速・減速させる効果をもたらす．その一方で中緯以下に SWI の目指す主な木星大気科学を述べる．

度帯においては，コリオリ力と作用し子午面風を駆動する．このメカニズムにより大気の東西風の向きが周（1）成層圏風速場および気温場観測

期的に入れ替わることになり，地球で見られる準二年

一般的な惑星大気において，対流圏では大小の対流

周期振動などをもたらす要因となっている [11 など ]．

セル構造がエネルギーや運動量輸送を担うのに対し，木星の場合はどうか．Voyager や Cassini 探査機，

成層圏では放射と大気波動の影響が強く効いていると

地上赤外望遠鏡などによる木星成層圏の気温場観測の■2014遊星人Vol23-2.indd

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(a)

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(b)

(c)

図2： SWIの概念図．（a）JUICE探査機とSWI（JUICE Yellow Bookより），（b）SWIアンテナ光学系，（c）SWIブロックダイ
アグラム．

結果を見ていくと，赤道域で約 4 地球年周期での変動

高い周波数分解能で観測する（図 1）．またサブミリ波の存在が示唆されている [12 など ]．この準四年周期振観測の大きな利点として，分子吸収線のドップラーシ

動（Quasi-Quadrennial Oscillation，QQO）とも呼ぶべ

フトを用いて大気風速を直接的に観測することが可能

き変動はモデル計算による再現も行われているもののなことが挙げられる．こうした風速観測は地上のサブ[13]，その存在を定量的に検証するような成層圏風速

ミリ波望遠鏡を利用しても可能ではあるが，周回軌道

場の直接的な観測結果は未だ得られていない．現在まからの観測を行うことで，空間分解能の改善だけではでに得られている木星大気循環に関する観測的研究は，なく，鉛直方向の情報分離も可能となる．SWI では，

雲構造をトレーサーとして対流圏の大気運動を可視化

0.01 400 hPa と広い高度領域をカバーすることを目するような観測，あるいは成層圏の気温場から温度風指している．

近似を利用して東西風速を求めるような研究に限られ1995 年に投下された Galileo プローブによる測定やている．後者としては Cassini 探査機で得られた気温

地上望遠鏡による観測から，対流圏では東西風ジェッ

場を利用したものがあるが，そこでは低緯度帯（23 N， トは長期にわたり持続的に，また高度方向にはほぼ一5 N）に 60 140 m/s にも達する高速東西風の存在が様に（少なくとも Galileo プローブが測定した 22 000

示されている [14]．そのような高速流は安定して存在

hPa より上の領域では）吹いており，さらに大赤班のするか，QQO との関連性はどうか，また温度風近似

ような渦状構造が長期的に持続して存在することが示が成り立たない赤道域の様子や，成層圏子午面循環の唆されている．このような対流圏における大気運動が情報など，未だ多くの観測的情報が欠落したままであ

成層圏にどのような影響を及ぼしているか，JUNO/

る．

MWI による対流圏深部の観測と合わせて新たな知見

SWI では木星成層圏に存在する微量大気成分（CH4，が得られることが期待される．

H2O，HCN，CO，CS 等）からの大気放射を，非常に■2014遊星人Vol23-2.indd145

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（2）成層圏大気微量成分の解明

向にも± 4.3°の範囲で視野を移動できる．SWI は 2 系

木星の大気組成は，1 章で述べた SL9 衝突にも見ら統の独立した受信機を搭載しており，600 GHz 帯で直れるように，惑星外部からの影響を度々受けると考え交する二偏波の観測を行う（1 系統を 1200 GHz 帯の受られている．SL9 衝突の際には，CS や CO，HCN とい信機に置き換えるオプションも検討している）．受信った分子が木星大気に注入されている．こうした外的機のフロントエンドはショットキー・バリア・ダイオ

要因が惑星の大気組成の進化にどのように影響を及ぼード・ミクサであり，ここで観測信号と局部発振器信してきたのかを知る為に，成層圏大気組成の空間・時

号とを混合することによって，サブミリ波帯の観測信間変化をモニター観測していくことが必要である．特号をマイクロ帯の信号に変換する．マイクロ波信号はに先ほど述べたような CS や CO といった分子は，化

最終的に高分解能分光計（CTS）と 広 帯 域 分 光 計

学的に比較的安定な為，SL9 衝突発生後惑星全体に広（ACS）へと導かれ，分光スペクトルとして検出される．

がり，その後希薄化していく様子が観測されており，

SWI の開発は MPS をとりまとめ機関とする国際分

木星大気における大気循環や渦拡散を定量的に測るト

担で進められており，日本はアンテナ鏡面の開発を担

レーサーとなっている [3]．近年の Cassini 探査機によ当する．惑星観測のためにはアンテナ指向性向上やサる観測では，空間分解能の良い観測が実現した結果，イドローブ抑制などが重要になるが，アンテナ鏡面にHCN と CO2 が木星上で異なる空間分布（HCN が極域関して，日本は SMILES の開発経験から高い技術的成では殆ど存在しないのに対し，CO2 は南極にその存在熟度を持つ．観測対象のサブミリ波強度を正確に知る量の極大を持つ）が示されている [15]．SWI ではこうにはアンテナ鏡面の損失などの較正データが重要であした物質循環を高い空間分解能（緯度分解能 1 度）で観るが，日本チームは鏡面のオーミック損失を評価する

測を行い，様々な空間・時間スケールの水平移流と拡特許技術などを有しており，地上でのアンテナ光学系

散プロセスを定量的に明らかにする．

の評価を主導することも期待できる．

また，H2O も SWI の重要な観測ターゲットである．

JUICE の 2022 年の打ち上げを目指し，日本担当分

木星成層圏における H2O は，赤外線宇宙天文台によについては 2018 年にフライト品を完成し，MPS へ輸

る観測で発見されたが [16]，その起源は未だ定量的な送する計画である．MPS では各国で開発されたコン理解は出来ていない．SL9 衝突の様な突発性事象でもポーネントを組み上げ，SWI 全体としての試験を実たらされたという説 [17] も存在するが，それ以外にも，施した後，SWI を JUICE へと引き渡す．

惑星間ダストにより恒常的に木星大気へと降り込んでSMILES のヘリテージを最大限に活かすため，日本いるとする説，木星周囲のリングや氷衛星から磁力線分担分の開発においては，SMILES のアンテナ開発のを介して取り込まれているとする説などが唱えなれて実績があるメーカとの協力体制を構築する．電気性能いる．SWI では H2O の鉛直分布を観測し，その緯度（サブミリ波性能）に関わる設計・試験は SWI チーム

分布をモニターすることで，巨大ガス惑星におけるが実施し，担当メーカは主鏡，副鏡，第 3 鏡の機械設計・

H2O の起源を定量的に評価する．

製作，および機械測定（鏡面精度・粗度測定，周期的

3. JUICE-SWI センサ概要と開発スケ
ジュール

歪みの測定）を実施する．2014 年度には，SWI 国際チームが分担して開発するコンポーネント間のインターフェースを確認するためのモデル（デモンストレーシ

SWI の測器概要を図 2 に，測器性能を表 1 に，観測ョン・モデル）の開発を行い，MPS において SWI 全体

分子を表 2 に示す．図 2a は JUICE 探査機と SWI である．

としての機能を確認する試験を実施する．また，並行

図 2b，c に示すように SWI のアンテナは開口直径 30

して鏡面のサンプルを用いた環境試験（高強度放射線

cm のオフセット・カセグレン鏡である．木星や氷衛に対する耐性と低温環境を含む広範囲温度における安星のマッピング観測の他，信号レベルの較正のために定性等）を行い，鏡面が木星環境での使用に耐えるこ深宇宙を指向する必要があるため，アンテナ系は直交とを確認する予定である．

した 2 軸方向に走査を行うための駆動機構を持ち，JUICE の軌道面内方向には± 76°，それに直交する方■2014遊星人Vol23-2.indd

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みんなでふたたび木星へ，
そして氷衛星へ その２ ～サブミリ波分光計JUICE-SWIの挑戦～／笠井 他

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表1： SWIの測器仕様．

観測性能
観測周波数

600 GHz帯（～ 530－600 GHz），
1200 GHz帯（1075－1275 GHz）
（オプション）
1500 K（DSB[1]，600 GHz 帯），
3000 K（DSB，1200 GHz 帯）（オプション）
1000－2000 km@15木星半径（0.5-1.0 km @ 500 km）

システム雑音温度
空間分解能
アンテナ系
ビーム幅
鏡面精度
駆動範囲
ポインティング精度
受信機系
ディテクタ
分 光 計
形
式
観測帯域
周波数分解能約 0.11° @600 GHz<6μm r.m.s
軌道面内方向：-73 - +73°
軌道面に直交する方向：-4.3° - +4.3°<5秒角（knowledge）（設定精度は<30秒角）
ショットキー・バリア・ダイオード
広帯域分光計（ACS[2]），高分解能分光計（CTS[3]）
ACS：5 GHz，CTS：1 GHz
ACS：19.5­－4.9 MHz（256-1024 ch），
CTS：0.1 MHz（10000 ch）[1] SWIは両側波帯（double side band，DSB）の受信機である．
[2] Autocorrelation Spectrometer[3] Chirp Transform Spectrometer
表2： SWI観測物理量と観測精度．

氷衛星
地表面◦ガニメデのレゴリ
スの理解：600，
1200 GHzバンドより表層の輝度温度
を高空間分解能で測定◦レゴリスの表面～1cmの熱波の振幅と位相を導出◦レゴリスの熱・物理的特性を測定◦大気と表層の特性の相関を見る木星

大 気
温度・風速・組成の₃次元プロファイル
トレーサー分子の₃次元構造モニタリン
グガニメデ/カリスト： H2O，CS，HCN，（SL9衝突や
H2O，O2，COからの CO，OCS
17
O，18O，D，オルト・ 木星外部由来の大気
分子）
パラ比

新しい分子種の探査

NH3，C3H2，CH3OH，H2CO，CN，C2N，CS，C3S，NO，SiO，OH，HO2，HC3N，
CH3CCH，halides（HCl…）…，17O，18O，D，
13
15
34
C， N， S
（from HCN，CO，CS）
，C+

鉛直分解能

1 km

～ scale height

水平分解能

2－10 km

<5 degrees

温度観測精度<2 K
in collisional range<5 K

ドップラー風速観測精度

10 m/s

10 m/s（CH4，H2O）

ブレイクスルーをもたらすのであろうか．SWI の科

4. これから

学目標の中でも，「氷衛星の物理化学」に関しては日本の SWI サイエンスチームの活躍が期待されるとこ

本稿では駆け足ではあるが，JUICE 搭載サブミリろである．また，GALA など他の観測装置から得ら

波分光計 SWI について述べた．初めての探査機かられる情報と連携することで，さらなるサイエンス展開のサブミリ波惑星観測は惑星科学の発展にどのようなが期待される．そうしたサイエンスの議論を日本のコ■2014遊星人Vol23-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 2, 2014

ミュニティが牽引できるよう，今からしっかりとした準備をしていきたい．その為には，ALMA などを用いた地上観測によりサブミリ波惑星観測の実績を重ねることも非常に重要である．また，若い分野である「サ
ブミリ波惑星探査」は大いなる可能性を秘めている．
SWI の測器開発で培う惑星探査の技術を次世代の若者に継承し，これからの学生諸君に夢と発見を与える
日本オリジナルのサブミリ波惑星探査機 [18] を実現していくことに挑戦していきたい．

5. 謝 辞本連載を企画し，SWI 紹介の機会を与えて頂いた
木村淳氏（東京工業大学地球生命研究所）に感謝する．

参考文献[1] Sakai, N. et al., 2014, Nature 507, 78.
[2] SMILES Publications, http://smiles.nict.go.jp/pub/
publication/publications_all.html[3] Moreno, R. et al., 2003, Planet. Spa. Sci. 51, 591.
[4] Hartogh, P. et al., 2011, Nature 478, 218.
[5] 木村淳ほか, 2013, 遊星人 22(3), 146.
[6] Roth, L. et al., 2014, Science 343, 171.
[7] Canup, R.M. and Ward, W.R., 2006, Nature 441, 834.
[8] Mousis, O. et al., 2000, Icarus 148, 513.
[9] Zolotov, M.Y. and Shock, E.L., 2004, J. Geophys. Res.
109, E06003.
[10] Seiff, A. et al., 1998, J. Geophys. Res. 103, 22857.
[11] Baldwin, M.P. et al., 2001, Rev. Geophys. 39, 179.
[12] Simon-Miller, A.A. et al., 2006, Icarus 180, 98.
[13] Friedson, A.J., 1999, Icarus 137, 34.
[14] Flasar, F.M. et al, 2004, Nature 427, 132.
[15] Lellouch, E. et al., 2006, Icarus 184, 478.
[16] Feuchtgruber, H. et al., 1997, Nature 389, 159.
[17] Lellouch, E. et al., 2002, Icarus 159, 112.
[18] Kasai, Y. et al., 2012, Planet. Space Sci. 63-64, 62.

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