日本惑星科学会誌 遊・星・人
第29巻 第4号
目 次
巻頭言 竝木 則行

187

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定
神山 悠翔，井上 昭雄

188

特集「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査(UZUME)計画」
月縦孔地下空洞の磁力探査
清水 久芳，春山 純一

小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成
榎田 直紘，宮内 貴大，石上 玄也

200
208

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その44
〜ΔVと三機協同観測： 2020年10月の多忙な「あかつき」〜
佐藤 毅彦，山﨑 敦

218

火の鳥「はやぶさ」未来編 その22 〜 SCI衝突実験とDCAM３の観測 〜
門野 敏彦

遊星百景その20 〜 ミューゼスの海〜ラブルパイル小惑星に広がる
「水面」
〜〜
金丸 仁明

遊星人の海外研究記 その4 〜 台湾における天文研究 〜
松本 侑士

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム

出村 裕英，大竹 真紀子，平田 成，小川 佳子，本田 親寿，北里 宏平，奥平 恭子，嵩 由芙子

JSPS Information
表紙デザイン：BROOK S

222
225
227
231
247

186

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

Contents
N. Namiki187

Y. Kamiyama and A. K. Inoue

188

H. Shimizu and J. Haruyama

200

PrefaceA quantitative classiﬁcation of asteroid spectral types ona near-infrared color‒color diagram

Magnetic ﬁeld observations in a lunar vertical hole

SLAM-based 3D reconstruction of lunar lavatube using
multiple ﬁsheye cameras mounted on small probe
N. Enokida, T. Miyauchi, and G. Ishigami

208

Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (44)
‒ Busy October 2020 of Akatsuki; PC2 and tri-spacecraft campaign observations ‒T. Satoh and A. Yamazaki
218
Phoenix Hayabusa : A tale of the future (22)
- SCI impact experiment and observation by DCAM3-

T. Kadono222

M. Kanamaru

225

Y. Matsumoto

227

H. Demura, M. Ohtake, N. Hirata, Y. Ogawa, C. Honda, K. Kitazato, K. Okudaira, and Y. Daket

231

My favorite view in planetary sciences (20)‒ Muses Sea: Water surface on the rubble-pile asteroid ‒Letter from planetary people working abroad (4)‒ Astronomical researches in Taiwan ‒Program for 2020 JSPS fall meeting

JSPS Information

247

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巻頭言

187

巻頭言
世界が C OV I D -19によって変容している．日本惑星科学会はどうだろうか? テレワークが広がり，大学授業はオンライン講義となり，学会はリモート開催になった．これを一過性とは考えず，人々は不可逆な変革の始まりだと感じている．感染拡大の終息後もネットの活用で地理的な距離が克服され，研究活動も確実に影響を受けるだろう．仕事のために家族やパートナーと離れて暮らす必要は減るし，留学せずとも海外大学の講義を受けられるようになる．外国人ポスドクの受け入れも容易になる．性別や国籍の優位性が均されれば国際化が進み，研究の質が向上するだろう．研究者同士の競争が激化すると同時に，研究活動の多様性が増えていくのではないか．
日本惑星科学会は冷静に今後の世界に目を向けるべきだ．惑星探査では中国が台頭し，米国，欧州とともにトップ 3を形成している．他方で，UA Eや韓国，イスラエルが宇宙開発に参加
して，多極化が進んでいる．日本はかつて米ソ，米欧につぐ「第3の宇宙開発国」を目指して奮闘努力を続けてきたが，現状ではロシアやインドとともに第2集団にいる．アルテミス計画は多極化を加速させるとともに，産業振興，安全保障という観点で科学に求められる価値を大きく変えていく．世界の変容とともに惑星科学の意義すら変わっていくことを私達は認める必要がある．
世界が変わっても研究者はなかなか変わらない．学術会議は内閣府の圧力に抵抗し，「日本
惑星科学会を壊す」と学会長が宣言しても(中本，遊星人 2019 年1号巻頭言 )簡単には壊れそうにない．変わっていく世の中に，「人類の発展に貢献する知識を発見する」という目的を決して譲らない科学者の頑固さは，それはそれで希少価値がある．変わる世界への適応と変えない信念の一徹さを両立させるコミュニティが生き残って行くのだろうか．
科学を広い視野で観察していれば，学問の境界領域に新しい分野が生まれるはずだ．天文学の分野では系外惑星の観測が盛んに行われるようになって，太陽系内の惑星の観測との関連に興味が集まっている．太陽惑星圏分野とは惑星探査において協力が必須となり，共同作業が求められている．工学分野とは「はやぶさ」以来密接な協力関係にある．変わっていく世界にはチャンスがある．どうせこの先学会設立のメンバーたちは徐々に引退していく．今なら新しい世界にふさわしい新しい惑星科学コミュニティが誕生できるのではないか．
竝木 則行 (自然科学研究機構 国立天文台/総合研究大学院大学 物理科学研究科)

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188

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

近赤外線二色図による
小惑星スペクトル型の定量的判定
神山 悠翔1，井上 昭雄1, 2
2020年2月25日受領，査読を経て2020年8月14日受理（要旨）小惑星はその反射スペクトルの形によって複数のタイプに分類され，組成の統計的な調査によって小惑星の起源や太陽系進化に関する情報が得られる．しかし，厳密なタイプ分類には分光観測が必要であり，これまで発見されている小惑星のうちタイプが判明しているものはごく一部に過ぎない．よって，
本研究では近赤外域のJ H K s バンドの測光値から簡易的かつ定量的にスペクトル型を判定する方法を提案する．2M A S Sの小惑星カタログを利用して，近赤外線二色図上におけるタイプごとの分布を二次元正規分布でモデル化し，各点における確率密度を計算することでタイプの判定と評価を行う．開発した判定法を用いてタイプが未知あるいは不明瞭な2799 件の小惑星についてタイプ判定を行い，判定法の信頼性を多角的に検証した．

1. 序論
1.1 小惑星スペクトル分類の意義と歴史

存在することが明らかになっている．このような組成の違いは，小惑星が 誕生する際の環境の違いに起因しており，たとえば炭素質の小惑星は分化を経験しておらず，原始太陽系円盤の元素組成を保存して小惑星とは，太 陽の周りを公 転する天体のうち，いるとされる．小惑星のスペクトル分類によってその惑星や衛星，彗星などを除いたもののことである．主

小惑星自体の性質や起源だけでなく，それらの統計に火星と木星の間に多く分布しており，2020 年1月現

的な情報から，原始太陽系円盤における物質移動

在までに85万個を超える小惑星が発見されている．

や，惑星への物質供給などを理解する手掛かりが得

小惑星の起源は，太陽系初期における惑星形成のられる[ 1]．

段階で惑星に成長しきれなかった微 惑星や原始惑

小 惑 星をその反 射スペクトルによって分 類すると星の残骸だと考えられており，その性質を調べるこいう試みは1970 年代に始まったが，この分野を最初とは，太陽系形成のプロセスを理解することに繋がに体系づけて確 立したのは Tholenによる分 類 [2]る．

である．Tholenは，主成分 分析という手法を用い小惑星は太陽光を反射することで輝き，その反射て小 惑 星のスペクトルを14のタイプに分けた．主 成

スペクトルは様々な形を呈する．反射スペクトルの違分分析では，複数の観測値の線形結合のうち，デーいは小惑星の表面組成の違いを反映しており，地上

タセットの分散を最大にするものを第1主成分とし，で採 取できる鉱物や隕石のスペクトルと対応させる

第1主成分に直交するという条件のもとで分散を最ことで，炭素質や岩石質など様々な組成の小惑星が大にするものを第2主成分とする．このようにして分

1.早稲田大学理工学術院先進理工学部物理学科
2.早稲田大学理工学術院総合研究所

散が最大となるよう構成された主成分の組は，観測対 象の多様 性を最もよく反映した直 交 基底であると考えられる．Tholen分類では，小惑星を可視域

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上

189の8つのバンドで観測した Eight- C olor Asteroid

研究はこの二色図の区域分けを改良し，実用的なタSu r vey ( E CA S )をもとに主成分を構成し，それらイプ判定が可能な程度に信頼性を高めたいという動を軸とするプロットを分析して小惑星を分類した．

機から出発している．具体的には，判定可能なスペク

Tholen 分 類 から 派 生して，Sma l l M a i n - B elt

トル型を増やし，正規分布モデルによって数学的に

A steroid S p ect ro scopic S u r vey の Ph a se I I

タイプごとの境界を定め，判定の信頼性を定量的に( S M A S S I I )をもとにした Bus 分 類 [ 3] が 考 案 され評価できるようにする．また，[ 10]ではタイプが既知た．Tholen分類は測光観測に基づいた分類であっの小惑星について分析をするに留めているが，本研

たが，Bus 分類ではより詳細な分光観測に基づいて

究では[9]に記載された小惑星のうちタイプ未知のもおり，Tholen分類をさらに細分化しただけでなく，のについてのタイプ判定も行う．

K 型，L 型，O型といったカテゴリーが追加されてい近 年 に お ける 類 似 の 研 究としては Popescu ほる．さらに，2009 年にはBus 分類を近赤外域に拡張

か によるMOV I S - C 分 類 [ 11, 12] が あ る．こ れ はしたBus - DeMeo 分類 [4] が考案され，近年広く使わ

V I S TA Hem isphere Su r vey ( V H S )で得られたれるようになっている．

近 赤外線 4バンド( YJ H K s バンド ) の測光データを，

1. 2

本研究の目的

小惑星スペクトル型を厳密に判定するには，小惑Bus - Demeo 分類と照らし合わせたのちに，近赤外域のスペクトルに基づいた新たな分類を開発したも星の分光観測が必要であり，比較的長時間の観測をのである．YJ H K s バンドを同時 撮像できる観測装置は限られており，本研究の方がより簡便な手法と言必要とする．そこで本 研究では，近赤外線 3 バンドえる．

( J H K s バンド )による二色図を用いたより簡易的な判定法を開発する．近赤外域では，2 µ m付近に幅広い吸収帯を持つS 型やV型，1. 0 µ mから1.7 µ m
にかけて急激に反射率が上がるA 型といったタイプ
が容易に判別できると期待される．また，国内の西2. データの取得
2.1 2MASS Asteroid and Comet Survey

はりま天文台などでは近赤外線 3 バンド同時測光がNA S A Pla net a r y Dat a System か ら [ 9] を 取可能であり[ 5]，観測が短時間で済むことで天球上を得し， そ の中に含 まれ る2M A S S 小 惑 星 カタログ

素早く移動する天体の分析が容易であるほか，小惑(a st _ ext 2ma s s .t ab)を利用した．2M A S S 小 惑 星

星の自転による光度変化の影 響を受けることなく測カタログは40859 行×63 列からなる．各列には小惑

光することができるという利点がある．

星番号，固有名，仮符号，J( 1. 25µ m)，H ( 1. 65µ m)，

J H K s バンドを用いた 小 惑 星 分 類は 古くから行われており，L ea keほか [6] やVeederほか [ 7, 8] に

K s ( 2.17µ m) の3 バンドのベガ等 級値と測光 誤 差をはじめとして，測光の信頼性を表す様々なフラグや，よるものがある．本 研究では1997年から2001年に観測した小惑星の位置に関する情報などが含まれてかけて実施されたTwo M icron A l l - Sk y Su r vey

いる．まず，カタログのフラグ情報に基づき，以下の( 2M A S S )による豊富な測光データ[ 9]，および長年

4つの条件に従って信頼性の高いデータのみを抜き蓄積されてきた多数の小惑星タイプカタログを利用出した結果，40859 件のデータから8468件を抽出しし，二色図上での分布を統計的に分析することで，た．

より定量的かつ信頼性の高い分類を行う．2M A S Sの成果を利用した研究としては [ 10] があり，A，C，・R E L I A BI L I TY_ F L AG : “A”のみ

D，S 型の小惑星が近赤外線二色図上でどのように

2M A S Sの天体検出の信頼性を表すフラグで，“A”

プロットされるかを示している．この二色図を参考に

はprobabi l it y of sou rce va l id it yが90％より大して，逆にタイプが未知の小惑星のタイプ判定を行うことが考えられるが，4タイプに限られている上，直線的な区域分けは便宜的すぎて実用には難しい．本

きいと推定されたものにあたる．
・R D _ F L G : “1”，“ 2”，“ 3”のいずれかのみ
各バンドについて既定の等級値と誤差の起源を表

190

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

す読み取りフラグで，“1”～“ 3”が一般に品質の高本研究では銀経 - 40 ～40°を長軸，銀緯 -20 ～20°

い検出・測光であると説明されている．

を短軸とする銀河系中心方向の楕円領域で観測され・C C _ F L G : “ 0”のみたデータを取り除くこととした．結果として8468件か各バンドについて近くにある別光源の光が測光に混

ら1292件が取り除かれ，約85 ％にあたる7176 件が入した可能性を表すフラグで，“0”は測光値が既知残った．

の別天体による悪影響を受けていないことを表す．
・PH _QUA L : “A”，“ B ”のいずれかのみ

2. 2

タイプ既知の小惑星カタログ

R D _ F L G や測光誤差などの情報から総合的に決2M A S S 小 惑 星カタログにはスペクトル型の情報定される各バンドの測光品質を表すフラグで，“ B ”

が含まれていないため，タイプ既知の小惑星カタロ

以 上は有 効な検 出が 行われた範 囲で各バンドのグとして次の2件を取得した．

S N比が 7より大きく，誤差が 0.15510 等級より小さ

1つ 目に，NA S A Pla net a r y Dat a System からAsteroid Ta xonomy [ 14] を 取 得し た．こ れ はいことを示す．

Tholen や Bus など による8 本 の 論 文 で 発 表されこの時点で縦軸 J- H，横軸 H - K s の二色図を描く

た 小 惑 星タイプをまとめたもので，2615 個の小 惑

と，他の大多数の小惑星に比べて異常に赤化した小星について 記 載 が ある．本 研 究 で は T HOL E N _惑星が見られた．そして，これらの赤化した小惑星

C L A S S [ 1 5]，S M A S S _ C L A S S [ 16]，B U S _は銀河系中心方向に集中していることが分かった．

C L A S S [ 3] ，S 3O S 2 _ C L A S S _ B B [ 17 ] ，B U S _銀河系中心方向は背景の恒星密度が高く，小惑星とDEM E O _ CL A S S [4]の5つを参照した．

重なる確率が高くなる．恒星は銀河面の星間塵によ

2 つ目に，NA S A Pla net a r y Dat a System かる赤化を受けるため，これが小惑星の測光に混入しらS D S S - ba sed Asteroid Ta xonomy [ 18]を取得て異常に赤化したと考えられる[ 13]．[ 9]の付属文書した．これはSloa n D ig it a l Sk y Su r vey ( S D S S )( I V. 9.b.)では赤化したデータを取り除くため，可視で観測された63468件の小惑星タイプを記載してい光で予想される明るさが 17等より明るく，小惑星のる．ただし，S D S Sは可視域の5 バンドしか測光して予測位置と2M A S Sの光源位置の誤差が 1秒角よりいないためタイプは推定値であり[ 19]，信頼性に基小さいという条件を付けている．しかし，この手法

づいてそれぞれ 0 ～100の S C OR E が 付けられていでは赤化汚染されていない多くのデータも取り除かる．本研究ではS C OR Eが 60以上の10991件を参照

れ，有効なデータが約3分の1しか残らない．そこで，した．

表1： 各文献のタイプ分類と本研究におけるタイプの対応．

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上

191

表2： タイプが既知である1596個の2MASS小惑星の個数と色の概観．

平均/分散：本研究で利用する2MASSカタログのうち§3.2で得られた1596件の小惑星のタイプ別平均値および分散．
参考：Bus-DeMeo分類における各タイプの典型的な反射スペクトル[20]と太陽の色[21]をもとに算出した参考値．

3. データの解析
3.1

複数回観測された小惑星の平均処理§2.1で 抽 出し た2M A S S の7176 件 の デ ータにペクトル型を収めた小惑星タイプカタログが完成し，§3.1で得た4395 件を対応させたところ，うち1596
件がタイプ既知となった．

3.3

判定タイプの決定

ついて， 複 数 回 観 測 が ある小 惑 星の 色 ( J- H およ

表 2にタイプ 既 知となった1596 件のタイプごとのび H - K s の 値 ) を平 均した．小 惑 星1つあたりの 観

内訳と，色の概観としてJ- HとH - K s の平均値およびC on radaの112回であった．小惑星は時間によっては Bus - DeMeo 分類による平均的な反射スペクトル

明るさが変化するため，測光誤差 (σJ - H , σH - K s )には[20]から，太陽の色[21]を用いて算出した．平均値と色のばらつきと各バンド測光値の測光誤差を平方和

参考値を比べると，分 散の大きいV 型やA 型のJ- Hの平方根で合成した．平均処理によってデータ数はに差が見られ，分散の小さいところでもS 型のJ- Hが4395 件に減少した．

参考値よりやや高くなっている．個数 比をみるとC，

測 回 数 の 平 均 は1. 63回 で あり， 最 大 値 は ( 1528)

3. 2

小惑星タイプカタログの編纂

分散に加え，先行研究による参考値を示す．参考値

S，X 型の数が特に多く，合わせると全体の90. 5 %を占める．C 型とX 型は非常に近い色を持っており二

2M A S S 小 惑 星カタログにはスペクトル型の情報

色図上で区別できないため，本研究ではC 型およびが無いため，まず§2. 2で取得したカタログを集約しX 型の近傍に位置するグループを「C/ X」としてまとてタイプ既知の小惑星タイプカタログを編纂した．な

めて評価する．数が多いC，S，X 型を基準として，Dるべく多くの小惑星タイプのデータを集めるため，複型は色が赤く，二色図上で右上に現れることが分か

数の異なるタイプ分類を参考としたが，その際，表 1

る．逆にV 型はJ- HとH - K s がともに小さく，二色図に基づく変 換対応を行った．Tholen分類などではの左下に現れる．A 型は個数こそ少ないが，J- Hの値

スペクトルが複数のタイプの性質を併せ持つ場合にが極めて大きく，二色図上で容易に判別できる．Q，

複数タイプを割り当てる( T C G や S TUなど ) 場 合 がR，T 型は個数が少ない上，C，S，X 型の集まる密集あるが，今回それらは除外した．同じ小惑星につい

地に近接しており，二色図での判別は困難である．Oて分類が重複した場合は，原則として表 1で左側に型は該当する2M A S Sのデータが無く，判定は不可ある分類を優先した．結果，13156 件の小惑星のス能である．以上を踏まえ，本研究では小惑星を近赤192

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

外色に基づき，「A」，「C/ X」，「D」，「S」，「V」の5タ式 ( 2)から二色図上の各点における確率密度を計 算

イプで判定する．参照するタイプ既知のデータはQ，した．

R，Tの27件を除外し，1569 件となる．

3.4

分布の正規性の仮定を確認するために，数が多い
C/ X 型とS 型について正規確率プロットを調べた(図二次元正規分布によるモデル化1)．正規確率プロットとは，縦軸に観測値と平均値の小惑星のスペクトル分類がその表面組成の違いを差を標準偏差で規格化した値を，横軸に対応する標反映しているという考えに立つならば，各タイプに典準正規分布の分位数をとったプロットである．結果，型的な表面組成が存在しており，その組成に従った±2σの範囲で直線のグラフが得られ，小惑星分布

典型的な反射スペクトルが存在するであろう．すなわの正規性がある程度確認できた．

ち二色図上において，各タイプが各々の典型的な位置を中心として，それぞれが独立して分布するのではないかと考える．本 研究では，各タイプの分布を
二次元 正規分布でモデル化して各点の確率 密度を計 算し，各点においてどのタイプが優位なのかを判定する．より良いモデル化を行うため，信頼性の高い
データに以下の重みを付けることで，不確かさを含むデータの寄与を減少させた．
・タイプの参照元による重みづけ
Asteroid Ta xonomy [ 14]……

3倍

S D S S - ba sed Asteroid Ta xonomy [ 18]
S C OR E : 80以上……

2倍

S D S S - ba sed Asteroid Ta xonomy [ 18]
S C OR E : 60以上
・測光誤差 (σJ - H , σH - K s )による重みづけ
σJ - H およびσH - K s がともに0.100 未満……
……

σJ - H またはσH - K s のどちらかが 0.100以上

		

……

1倍
4倍
1倍

図1： C/X 型およびS型の小惑星における近赤外色の正規確率
プロット．

3.5

区域分け・閾値の設定各点においてどのタイプの確率密度が最も高くな
一般にn次元の多変量正規分布の確率密度関数
f (x)は式 ( 1)で表される．

るかによって二色図の区域分けを行うが，そのままだと分 散の大きいV 型など が 予 想される領 域を超え，観測値の少ない背景全体に広がってしまう．また，各タイプの確率分布は独立しており，それぞれ

ここでμは n次元の平均ベクトル，Σは n×nの共分確率の総 和は1であるため，単純に比較すると観測

散行列である．n=2の場合を展開すると，頻度の少ない珍しいタイプの領域が必要以上に広くなってしまう．そこで，次の2 つの追加処理を施す．
1つ目に，タイプの存在比を区域分けに反映させる
ため，タイプごとに確率 密度の重みづけを行う．重となる．ここでσは標準偏差，ρは相関係数である．

みづけの係数を決めるにあたっては，本研究で使っx 1をH - K s ，x 2 をJ- Hとして， タイプ 既 知 小 惑 星の2M A S Sカタログで得た値から各タイプの平均 (μ1 ,ているデータが実際の小惑星のタイプ個数比を反映μ2 )，不偏標準偏差 (σ1 , σ2 )，相関係数 (ρ)を求め，プの一致率がなるべく高くなるように定める．2 つ目

しているとは限らないので，既知のタイプと判定タイ

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上193に，既知データの98 %が判定されるように閾値を設

が低く，逆に各タイプ域の中心付近では判定の正解

定し，全てのタイプで確率密度が閾値以下であるよ

率が高くなると予測される．そこで，正解率の目安とうな点は分類不能 (タイプ U: u ncla s si f iable)としてして式 (4)で定義されるスコアを導入した．

扱う．したがって，データ全体の2 %がタイプ Uとなる(ただし，§3.4の重みづけを外すと誤差の大きい
データの割合が増えるのでタイプ Uの割合は2 %よ
スコアは0から1未満の値を取り，1に近づくほどそのり多くなる)．
結果として，式 (3)に見える重みづけ係数と閾値を

点 (x 1 , x 2 )において判定されたタイプの確率 密度が採用した際に一致率が 71. 5 ％となり，これを採用し支配的であることを示す．他の領域と隣接する場所

た．各タイプの確率密度関数をf Ty p e として，二色図上のスコアは0. 5 程度より小さくなる．

の点(x 1 , x 2 )におけるタイプ判定Ty pe (x 1 , x 2 )は式(3)に従う．

4. 結果と考察
4.1

近赤外線二色図の小惑星タイプ別分布

図2に完成した二色図の区域分けを示す．各タイ
プ別に見ていくと，A 型はJ- Hが特に大きく，1. 0 µ m

3.6から1.7 µ mにかけてのスペクトルの急激な傾斜を反スコアの設定映している．ただし，A 型は他のタイプと比べてサン

異なるタイプとの接続域においては判定の正解率

プル数が少ないため，新たなデータの追加によって

図2： 近赤外線二色図の小惑星タイプ別分布．
各タイプの色の平均値および太陽の色[21]をプロットしている．

194

区域の形が比較的容易に変化することが予想される．D型は密集地の右上を占めており，右上がりの赤

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

4. 2

正解率と測光誤差・スコアの関係

いスペクトルを反映している．S 型は密集地の左側を区域分けが完 成したため，1569 件のタイプ既知占めており，H - K s が小さいことが分かる．C/ X 型は小 惑 星について§3.4で施した重みづけを外した状数の多さに比して領域が狭く見えるが，元々平坦な態でタイプ判定を行い，区域分けの信頼性を評価しスペクトルであり色の分 散 が小さいためだと考えら

た．1569 件のうち，判定したタイプが既知のタイプとれる．V 型は2 µ mに見られる吸収帯が J- HとH - K s

一致したものは1000件であり，正解率は63.7 %に留の値を押し下げ，図の左下に表れる．数は少ないがまった．§3.4の重みづけを外したことで，§3. 5で述

天体ごとにスペクトルのばらつきが大きいため広い

べた一致率 71. 5 %からは低下している．

領域を占めており，平均値は S 型の領域に入ってしまっている．

図 4に測光誤差と正解率の関係を表したグラフを示す．§3.4において測光 誤 差に基づく重みづけを

Sykesほかの研究 [ 10]と比べると，A，C/ X，D，行ったが，閾値の前後で急激に正解率が変化すると

S 型の4タイプの領域はいずれもSykesほかの示したいうことは無く，測光誤差の大きさにほぼ比例する

領域をほとんど含むような形になっている．左下には形で正解率が減少している．σJ - H +σH - K s < 0. 05のV型の領域が追加されている．また，領域の形は直線的ではなく，自然な曲線形となっている．
図3に§3. 6で設定したスコアの分布を示す．スコアが 0の点は黒く，スコアがより高くなるにつれてより明るい白色で表 示している．異なるタイプ領域との接続域はスコアが低いため暗く，各領域の中心付近
はスコアが高いため明るくなっていることが分かる．

図4： 測光誤差と正解率の関係．
横軸に測光誤差σJ-HとσH-K s の和をとった積み上げヒストグ

ラム．判定タイプと既知タイプが一致した小惑星の個数と不一致だった小惑星の個数を表す．折れ線は一致した小惑星の割合，すなわち各誤差階級における正解率を表し，母数が全体の1%に満たない階級については点線としている．

図5： スコアと正解率の関係．
図3： スコアの分布．

横軸にスコアをとった積み上げヒストグラム．形式は図4に準ずる．

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上195

階級においては正解率 86. 5 %となっており，十分に測光誤差が小さいデータが得られれば，図2の区域
分けに基づいて信頼度の高いタイプ判定が行えると言える．
図 5にスコアと正解 率の関係を表したグラフを示
す．スコアが0の階級はタイプ Uの数を表しているが，§3.4の重みづけを外したことで閾値の基 準とした
2 %より多くなっている．～0.4以上の階級においてはスコアが大きくなるにつれて正解率が高くなっており，§3. 6での予測通り，スコアが判定タイプの信頼性を表す尺度として機能することが分かる．

4.3

タイプ未知の小惑星のタイプ判定§3.1で得た4395 件の小惑星の2M A S Sデータのうち，§3. 2でタイプ 既 知となった1596 件を除いた
2799 件についてタイプ判定を行った．表 3に結果を示す．
表 2に示したタイプ既知の場合と比べると，全体の割合ではA，D，V型が多く，C/ X，S 型が少ない
ことが分かる．分類不能であるUの割合も14. 5 %と図6：本研究における判定タイプとMOVIS-C分類タイプの比較比較．
各行 (本研究における判定タイプ )の合計に占める割合が大きいほどセルの色を濃くしている．

高い．そこで測光誤差が小さいものに絞って割合をを通して多角的に検証を加える．

見ると，Uの割合は6. 0 %にまで下がり，各タイプの存在比も既知のものに近づいている．唯一A 型のみ

MOV I S - C 分 類 は 近 赤 外 域 の4バンド ( YJ H K s
バンド )をもとに定められたタイプ分類であり，本 研は既知と比べて5 ～6 倍ほど 存在 比が多くなってお究におけるタイプ分類と対応するとは限らないが，とり，近赤外域で特徴的なスペクトルを持つことからもにBus - DeMeo 分類を参考にしていることからお可視域での調査に比べて多く検出・分類される可能

おまかな傾向は同じものと期待される．[ 12] から取性や，他タイプの混入が考えられる．

得したMOV I S - C分類カタログに記載のある18265

表3： タイプ未知の小惑星のタイプ判定．

件の小惑星のうち，Cla s s Fi n (最終的な分類型 ) がU( 分 類 不能 )でない 6495 件を抽出した．このうち，§3.1で得られた2M A S S 小惑星4395 件に含まれているものは370 件であった．この370 件について，本研 究 で の 判 定 タイプとMOV I S - C 分 類 タイプの 対応を調べ，図 6にまとめた 1．上段が判定した370 件
全て，下段は370 件のうち判定信頼度が高い103件(σJ - H +σH - K s < 0.15かつスコア> 0. 5)に絞った対応*測光誤差が小さい(σJ-H+σH-Ks < 0.1)ものに絞った場合．

4.4

判定タイプの検証

本 項では本 研究における小 惑 星のタイプ 判定について，異なるタイプ分類法 MOV I S - C分類 [ 12]との比較と，軌道分布およびアルベドの統計的な考察表である．全体的な傾向として，MOV I S - C分類においてもS 型が 約半 数を占めており，本 研究でA，
C/ X，D型と判定した小惑星の中にS 型が数多く混入している．この傾向は判定信頼度が高いグループ
1
370 件の中にはタイプが既知の天体も127件含まれるが，ここでは既知タイプを参照するのではなく，本研究の判定法を用いた判定タイプを参照した．

196

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

ではやや和らいでいる．S 型( S，K l 型に対応)とV型

クトルを持つDs型が混入しやすい可能性がある．

( V 型に対応 )は MOV I S - C分類との一致率が 7 割を次に，2M A S Sカタログ [ 9]に含まれる軌道要素の超えており，他のタイプと比べて判定の信頼性が高情報から小惑星タイプごと( Uを除く) の軌道分布をいと考えられる．C/ X 型( Bk，C，Cg x，Xt 型に対応)調べた( 図7)．小惑星タイプごとの分布は DeMeoとはMOV I S - C分類の4タイプの大半が C/ X 型に属し

Ca r r yによる研究 [22] が知られており，図7の既知タている反面，本 研究で C/ X 型と判定された小惑星

イプの分布( 折れ線)はこれによく従っている．すなわにはD s，S，K l 型も多く含まれてしまっている．D型

ち，S 型は小惑星帯の内側，C 型は外側でそれぞれ( D s 型に対応 )は数 が少ないため S 型の混 入の影 響

大多数を占める．D 型は5. 2 auのトロヤ群でほとんが大きいが，信頼度の高いグループでは D s 型と一どを占めるが，小惑星帯にも散見される．V型は2. 2

致する割合が大きくなっている．A型(Ad型に対応)は～2. 5 auのベスタ族に分布が集中しており，それら十分な議論に足るだけの数が無いが，同じく赤いスペ

が過去の衝突によって生じた(4) Vest aの破片に由来していることを示唆する[23]．A 型はDeMeoほかの研究[24]によると小惑星帯全体にほぼ均等に分布しており，これも既知タイプの分布と一致する．本研
究による判定タイプの分布を見ると，S 型および V型
は小惑星帯内側の2. 2～2.4 auにピークを持っており従来の研究によく一致している．C/ X 型は既知タイプの分布と比べて小惑星帯内側の割合が多くなって
おりS 型の混入が疑われるが，S，V型に比べれば小惑星帯外側の割合が多い．D型はトロヤ群の割合が他タイプに比べるとやや多く見られるが，小惑星帯内側まで多く分布しており他タイプの混入が 著しいと考えられる．A 型は小惑星帯全体に広く分布しており，軌道分布の偏りから既知タイプとの差異を見つけることはできない．
次に， 赤 外 線サーベイ衛星のI R A S [25]， あかり[26]，W I S E [27- 39] か ら 得 ら れ た デ ー タを 参
照し， 小 惑 星タイプごとのアルベド分 布を調 べ た( 図 8)．W I S E で 同 一 天 体 に 複 数 の デ ータが あ る
場 合 は t her ma l f it t i ng に 使 わ れ た 測 定 数 ( N _W 1～N _W4) が 多いものを採 用した 上で， あかり→W I S E→I R A S の 優 先 順で採用した．§3.1で得られた2M A S S 小 惑 星4395 件 のうち， アルベドのデータが 得られたのは3329 件であった．小 惑 星のアルベドとスペクトル型の間には密接な関係があり，DeMeoとCa r r y [22] によれば各タイプの平均 値は

図7： 各タイプ別の軌道分布．

横軸に軌道長半径をとった積み上げヒストグラム．タイプ未知の小惑星2799 件については判定タイプを参照し，信頼度が高い(σJ-H +σH- K s < 0.15 かつ スコア>0.5)判定タイ
プは濃い色，その他の判定タイプは薄い色で表す．タイプ既知の小惑星1569 件については既知タイプを参照し，黒の折れ線で表している．

V型が0. 35±0. 01，S 型が0. 23±0. 02，A 型が0. 20±
0. 03と比較的明るく，C 型が 0. 06±0. 01，D型が 0. 06±0. 01と暗い．図 8における既知タイプの分布( 折れ線 )も，C/ X 型についてはX 型を含んでいるため注意が必要であるものの，先行研究によく従っている．本
研究で判定した判定タイプの分布を見ると，S 型とV

近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上197にあるといった天体は検出されにくい傾向にある．
特に本 研究では2M A S Sデータのうち品質の良いものを選んでおり，近赤外域で15 等前後より暗い天体
は僅かしか扱っていない．また，厳密なスペクトル型
分類に必要な分 光観測では観測対象を事前に選定しているため，観測しやすい天体が選ばれやすい傾向がある．したがって図7，8から現実の小惑星分布を考察する上では，本項で議論した判定法の妥当性に加えてこれら観測バイアスの補正を検討する必要があり，それは今後の課題である(cf . [22] )．

5. 結論
小惑星の近赤外線二色図上での分布を二次元正規分布でモデル化し，重みづけ等の適 正な処 理を施した上でスペクトル型の区域分けを作成した．区
域分けに加えて信頼度の指標としてスコアを設定することで，近赤外線 J H K s バンドの測光結果から定量的に小惑星のスペクトル型を判定することが可能となった．また，スペクトル型が未知・不明瞭である
2799 件の小惑星について判定を行い，多角的な検証を通して，S，V型では7～8 割程度，C/ X，D型では4～5 割程度の正解率で判定が 可能であることを確認した．A 型については従来予想される数より多
図8： 各タイプ別のアルベド分布．
横軸にアルベドの対数をとった積み上げヒストグラム．形式
は図7に準ずる．

く判定される傾向にあり，近赤外域での更なる調査が必要である．
本 研 究で提案した判定 法は従 来のスペクトル分類に比べて，必要とする測光値が少ないため短時間型はほとんどが明るいアルベドを持っており，既知タの観測で済むほか，V 型などの近 赤外域で特 徴的

イプの 分布とほぼ一致している．ただしアルベドがなスペクトルをもつタイプの判定に適するといった利

0.1より暗いものも全体の2割程度存在しており，これ点がある．C 型とX 型の判別については今後の課題

らについては他タイプの混入が疑われる．A 型は既だが，本判定法は単独で用いるだけでなく，アルベ

知タイプと同様に0. 3 前後にピークが見られるが，0.1

ドや軌道要素などの情報を合わせることでより有意以下の暗いアルベドを持つものが約4割存在し，同じ義なものになると考える．今後より多くの小 惑 星にく赤いスペクトルを持 つD 型などの混 入が考えられついてスペクトル分類がなされることで，太陽系形

る．C/ X 型とD型については，約半数が 0.1以下の暗成の理 解や将来的な宇宙開発の一助となることがいアルベドを持っており，ヒストグラムの形状も明る期待される．

いタイプとは異なることが分かるが，残りの半数はS型などが混入しているものと考えられる．
最後に観測バイアスについて述べる．可視～近赤

謝辞

外域の波長では主に小惑星の太陽反射光を観測し本論文の執筆にあたり，査読者の臼井文彦氏にはているため，サイズが小さい，アルベドが低い，遠方

多くの有益なご意見をいただきました．この場を借り

198

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

改めて厚く御礼申し上げます．
This publication makes use of data products
from the Two Micron All Sky Survey, which is a
joint project of the University of Massachusetts
and the Infrared Processing and Analysis Center/

Comets, Meteors - ACM 2002, ed. B. Warmbein,
ESA SP-500 (Noordwijk, Netherlands: ESA),
481.
[14] Neese, C., 2010, NASA PDS, EAR-A-5-DDRTAXONOMY-V6.0.

California Institute of Technology, funded by the[15] Tholen, D. J., 1989, in Asteroids II, ed. R. P.

National Aeronautics and Space Administration andBinzel et al. (Tucson: University of Arizona

the National Science Foundation. This research is

Press), 1139.

based on observations with AKARI, a JAXA project[16] Xu, S. et al., 1995, Icarus 115, 1.

with the participation of ESA. This publication[17] Lazzaro, D. et al., 2004, Icarus 172, 179.

makes use of data products from the Wide-field[18] Hasselmann, P. H. et al., 2012, NASA PDS,

Infrared Survey Explorer, which is a joint project of
the University of California, Los Angeles, and theJet Propulsion Laboratory/California Institute ofTechnology, funded by the National Aeronautics andSpace Administration. This publication also makes
use of data products from NEOWISE, which is a
project of the Jet Propulsion Laboratory/California
Institute of Technology, funded by the Planetary
Science Division of the National Aeronautics andSpace Administration.

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《目次へ

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近赤外線二色図による小惑星スペクトル型の定量的判定／神山，井上

付録
A . 区域分け・スコアの詳細
本研究で作成した区域分けおよびスコアの詳細は
以下のリンクに公開している．
https://drive.google.com/file/d/1gt4dZ8i8scEKwcLpVzAk-8ADm7GJlfT/view?usp=sharing
B . タイプ判定した小惑星リスト

本研究でタイプ判定した2799 件の小惑星リストは以下のリンクに公開している．分類不能としたものや
判定信頼度が低いものも含んでいる．
https://drive.google.com/file/d/1QfQCk5-bgH_
DUtWNrIiniFyZ4lTmyFxB/view?usp=sharing

199

《目次へ

200

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

特集
「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

月縦孔地下空洞の磁力探査
清水 久芳1，春山 純一2
2020年6月29日受領，査読を経て2020年9月19日受理（要旨）天体の古磁場とその変遷は，天体進化の情報をもたらす．月においては，月表面で採取された岩石から1 ~100 µT におよぶ強い磁場が過去に存在したと推定されること[ 1]，および，月表面付近の磁化による磁気異常 [2]には月磁場が逆転を繰り返していた証拠がみられること[ 3]から，月の核がかつてダイナモとして機能していたことが示唆される．一方で，月ダイナモを駆動するエネルギー源の変遷やダイナモが停止した時期等，月科学における本質的な疑問が残されている．本論文では，月縦孔周辺と内部における磁場観測が，古月磁場の時間変化に関する新たな情報をもたらす可能性があることを紹介し，月や火星の縦孔を通して地下空洞を調査する「月火星の縦孔・地下空洞直接探査 ( UZ U M E)計画」に期待することを述べる．

1. 古月磁場の変遷と
月ダイナモの進化

気 異常から過去の地磁気変化を議論 することは稀である．この理由として，前述の周辺環境の影響により，磁気異常から地殻の磁化が推定できたとして過去の地球磁場の情報は，岩石サンプルに基づいもそのままでは過去の磁場を復元したことにはならた古地磁気学的測定 ( 古地磁気強度や古地磁気方ないことに加えて，地球上では比較的容易に古地磁

位の，室内実験による推定 )や，地殻磁化に起因する気測定のための岩石サンプルを採取することが可能

磁場 ( 磁気異常 )の観測から得ることができる．これであることがあげられる．これに対し，月から持ち帰は，火成岩や堆積岩が形成された時の地磁気が，そられた岩石サンプルは極めて限られているため，磁れぞれ 熱残留磁 化と堆積残留磁 化として岩石に記

場観測から求めた月の磁気異常は過去の月磁場に録されることによる．これらの磁化は，岩石形成時関する貴重な情報源として用いられており[ 3] ，今後以降の地磁気や周辺環 境の影 響により変化する可も磁気異常から得られる情報を活用して古月磁場の能性があるものの，古地磁気学的測定では様々な測推定に努める必要がある．

定法や消磁法，検定を適用することにより，残留磁

月表面における磁気異常の原因には諸説あった．

化 獲 得時に周辺に存在した磁場の方位や強度を高

一つは隕石等の衝突に起因する衝撃残留磁化であい信頼度で推定することができる．一方，顕著な磁る．このモデル [4]では，衝突によって月から放出さ気異常は火山や海洋底にみられるが，これらはそれれたプラズマが，月表面に沿って惑星間空間磁場をぞれ火山活動の把握や，海洋底の年代推定とこれに移流し，磁力線を衝突の対蹠点に集中させることに基づくプレート運 動の復元等に用いられており，磁よる磁場の強化，および，衝突で生じた地震波が対

1.東京大学地震研究所
2.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所

蹠点で集中することによる地殻圧力の急激な上昇という，衝突に起因する2 つの現象が同時に発生することにより地殻が 磁 化を獲 得するとしている．しか月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山201

し，セレーネ(かぐや)やルナ・プロスペクタの磁場観のライフタイムを説明するためには，内核が成長 (固測によって明らかにされた孤立した磁気異常は，月化 )する際に多量の軽元素を含む液体が内核境界に磁場が 核におけるダイナモ作用によって作られてい残され，これが外 核内を上昇することによる重力エたことを強く示唆する．たとえば，磁気異常から推定

ネルギーの解放 (組成対流 ) [ 10]や，月の歳差運動にされた磁化が示す仮想月磁気極 ( 磁化の原因となっよるマントルから核への運 動エネルギーの伝達 [ 11]た磁場が，月中心におかれた双極子磁場であると仮等，熱エネルギー以外のエネルギーで外核内の流れ定して求めた磁極 )は，年代によりクラスター化するを駆動する必要がある．月の歳差運動をエネルギー

こと，および，クラスター内には，正・逆両方向の月磁源とするダイナモが生じるのは，月の軌道要素進化

場の痕跡が認められることが報告されている[ 3]．この見積もりから，約 2.7 Ga 以前であると考えられてれらは，回転系における均質ダイナモの特徴である

いる[ 11]．このメカニズムで生成される磁場の時空間( 1) 時間平均として，ダイナモ領域外の磁場は自転角

的特 徴は熱 対 流や組成 対 流によって生成される磁速度方向を向く月心双極子 (月中心においた双極子)場とは大きく異なるため[ 12] ，ある年代においてこにより近似できる，( 2) 生成される磁場は逆転を繰

の磁場生成メカニズムが 支配的であったとすれば，り返す(ことがある)，の2点に加えて，(3) 月の極(自その年代に磁 化を獲 得した岩石やこれに伴う磁気転軸)は何回か移動した，と考えると全てが説明でき異常から，ダイナモのエネルギー源が判別できるとる．したがって，古月磁場は月内部でダイナモ作用に期待される．

より生成されていたと考えてよく，地球と同様に，月

前述のように，月地殻には月磁場の進化過程が記の地殻磁化から月の進化にアプローチすることが可

録されており，月ダイナモが磁場を生成していた期間

能である．

や，月の極の位置が移動した可能性があることを議

アポロ計画により取得された月岩石サンプルの古論できた．今後，月表層付近の磁化から連続的な月月磁気学的な計測・研究によると，4. 2 Ga から 3. 2

磁場時間変化に関する情報が得られれば，月の進化

Ga には月表面に1 µT 以上の磁場が存在したと推に関する理 解をさらに深めることができると期待さ定されている[ 1, 5 -7]．このうち，3. 8 Ga 付近では，れる．以下に述べるように，「 月火星の縦孔・地下空洞

月表面において 100 µT におよぶ磁場が 存在して直接 探 査 ( UZ U M E) 計画」で月縦 孔 周囲や内部にいた可能 性も示唆されている．また，2. 5 Ga から

おいて新たな磁場観測を行うことにより，破砕や礫

1 Ga においても 1 µT 程度の磁場が存在したとい化の過 去を持 つ月岩石のサンプルや時間的解 像 度う報告もある[8]．月ダイナモの停止時期についてはの粗い磁気異常からは得られないような，月磁場の未だ議論の余 地が 残されているが，月磁 場はおよ

変遷に関する新たな情報が得られる可能性がある．

そ 30 億年という長期にわたって内部で生成され続

ただし，地殻が磁化を獲得した年代は，クレーター

けていた可能性が高い．また，月の核の半径が 300

年代によって推定されるその周辺の月表面の年代と

k m 程度であり[ 9]，双極子磁場が卓越していたと仮異なる可能性があるため，これに留意して議論を進定すると，月表面における 1 µT の磁場は核表面にめる必要がある．

おける約 200 µTの磁場に相当する．これは，地球の核表面において推定されている現在の磁 場強度と同程度であり，地球の核と比較して約 0. 06%の体積しかもたない小さいダイナモが生成する磁場としては，非常に強いといえる．

2. 月表面における磁場と月地殻の磁化高度数 10~100 k m を飛行する月周回衛星磁場デー

月ダイナモの駆動には，月形成から数億年間につタから求められた月表面の磁気異常[2]は，アポロ計

いては冷却に伴う熱エネルギーの放出 (熱対流 )が重画によって実施された月表面における磁場観測の結要であるが，小さい核は急速に冷やされるため，10

果 [ 13]と大きく異なることが知られている．例えば，

億年以 上にわたって熱 対 流で磁 場を維持し続ける

アポロ 12 号と14号の着陸地点における磁場の強さ

ことは，おそらく不 可能である[ 10,11]．月ダイナモ

は，それぞれ 40 nT，40 ~ 100 nT 程度 [ 13]である

202

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

ことが報告されているが，衛星観測により求められしている可能性があり，また，これらには衝撃によるた月表面における磁気異常の強さはそれぞれ 3.8 nT，磁化や消磁の影 響が残存することも否定できない．

0. 9 nT であり[2]，月表面における観測値とくらべしたがって，表面そのものではない位置における，衝て顕著に小さい．これは，月表面で観測された磁場撃による影響を受けていない岩石の磁化をなんらか

は，表層付近の，短波長成分を含む磁化構造に強くの方法で測定・推定できれば，上記の問題に一定の影響を受けるのに対し，衛星飛行高度で測定された結論を与えることができると期待される．

磁場から求められた磁気異常は，より大きい空間ス
ケール ( 飛行高度よりも大きい空間スケール)を持 つ
磁化を反映するからである．すなわち，アポロ12，14号着陸点近傍地下浅部には，局所的な磁化構造が存在すると推察される．

3. 月縦孔地下空洞における磁場探査
セレーネ以来の観測により発見されている月縦孔
は，溶岩チューブ等の地下空洞に開いた水平，鉛直

では，局所的に強い磁気異常を発生させる磁 化

共に数 10 m スケールの孔であり[ 16]，縦孔側壁の構造はどのようなものであろうか．アポロ 16号ミッ観察により，表層付近が層構造をなしている可能性

ションでは，宇宙飛行士はローバーを駆って広範囲も示唆されている[ 17]．これらの層が，異なる年代にの探査を行ったが，月面磁場測定も着陸点周り距離噴出した溶岩により形成された層であるとすると，異7 k m に渡る範囲において行われ，その結果として，なった年代の月磁場の痕跡を，深さによって変化す

磁場強度は 110 ~ 330 nTと月表面における磁場とる磁化として残している可能性がある．また，縦孔しては強く，また，磁場勾配も大きいことが報告され壁は磁化した溶岩層の端となり，縦孔周辺や内部にている[ 13]．この地点の磁気異常は，たとえば火成

おいて顕著な磁気異常をつくることが期待される．

活動により生じた厚さ 1000 m，磁化の強さ( 周辺の地球や月，火星の磁気異常分布は，極軌道周回衛

磁化強度とのコントラスト) 0. 6 A /mの，水平方向片星を用いた磁場観測等，磁場を面的に観測すること側に延びた磁化層( " 端"をもつ磁化層) が，月面よりにより求められている[2,18]．月表面においても面的深さ 1 m の位置に存在するというモデルで大局的な観測から磁化の情報を得ることが望ましいが，移に説明できる[ 14]．ここで，磁化層の" 端 "の存在が動が困難である地球以外の天体表面において，面的重要となる．つまり，水平方向に無限に広がる層で近な観測を行うことは現実的ではないであろう．しか似して考えると，一様に磁化した層ではその外部にし，限られた観測であっても，月表面における測線

磁場を作らないが，磁化に端 ( 磁化のコントラスト)がを工夫することにより，なんらかの磁化情報を得るこあり，磁化構造が一様でなくなることにより磁化層とができると期待される．さらに，縦孔の場合には，外部に磁場が作られ，この端の付近において強い磁縦孔壁に沿った深さ方向の磁場プロファイルを観測

気異常や磁場勾配が得られるのである．

することも可能である．これは，隕石衝突等による衝次に，月地殻の磁化強度について考える．人工衛

撃の影 響を受けていない溶岩層の磁化による磁場星観測により求められた局所的で強い磁気 異常をを観測可能であること，および，(月面における水平説明するためには( 磁化の空間的な広がりや磁化領方向の局所的な測線に沿った磁場観測では得るこ域までの深さにも依 存するが ) 平均として0. 3 A /mとができない)月磁場の時間変化に関する情報をも程度の磁化が必要であり，また，ライナーガンマの非たらす可能性があることの2点において，特に重要で常に強い磁気異常を発生させるには，0.42 ~ 1.2 A/m

ある．したがって，縦孔の周囲や内部における磁場の磁 化が必 要であると見積もられている[ 3]．一方，観測により，月の過去の磁場に関する新たな情報がアポロ計画によって得られた月岩石の磁化の測定値得られると期待される．

~ 10 - 2 A /m 程度 [ 15] であり，これは磁気

UZ U M E 計画に向けて縦孔探査の方法について異常から推定された磁化の強さと比べて弱い．この検 討が進められているが，月着陸機や観測機 器を違いの理由は未だ不明であるが，採取された月岩石搭載したプローブやローバーを用いた縦孔探査の過は，ごく表層の採取地点近傍の局所的な磁化を代表程において，( 1) 縦孔付近をローバーが移動する際

は10

-5

月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

203

図1： MHH(図中の●)とその周辺における磁気異常分布．左から，磁場の北向き，東向き，鉛直上向き成分を示している．等値線の間隔は1 nT．
実線と破線は磁場成分の値がそれぞれ正および負であることを示す．

の磁場連続観測，( 2) プローブの縦孔侵入後，観測を想定し，単 純化した磁 化モデルを用いて磁 場の機器が縦孔底部まで降下する際の連続的な磁場観

フォワードモデリング を行った [21]．本 論 文 で は，測，および，(3) 観測機器が縦孔底部に到達した後

M H H を直径 50 m，深さ 40 m の，鉛直方向に中のその場における磁場観測，の3つの観測は実現で心軸をもつ円筒状の空洞と考え，月表面と縦孔底面きる可能性があると考えられる．この論文では，( 1)は水平であると仮定した．一方で，M H Hでは縦 孔として縦 孔 外 部を一周する測 線 上での 磁 場 観 測，底部から水平方向に地下空洞(溶岩チューブ )が存在

( 2) として縦孔側壁に沿った深さ方向の測線 上でのすることが Lu n a r R ada r S ou nder ( L R S ) [22]や磁場観測，(3) として縦孔外部と底部のある点にお重力場観測 [23]により示唆されている．縦孔底に横ける磁場観測を想定して議論を進める．磁場観測を方向に広がる地下空洞は，縦孔周辺や縦孔壁に見ら用いた地殻磁 化とその空間分布の推定可能 性に関れる溶岩層の磁 化を議論 する上で本質的な存在でする議論は，より体系的にパラメータを変化させた

あるが，ここでは問題を簡単化するために無視する．

モデリングによる調査や，逆問題による磁化構造のしたがって，この論文では観測磁場に影響を与える

復元可能性の考察に基づくことが望ましい．しかし，地殻磁化構造として，水平方向に無限に広がる厚さ

ここではそのような研究の第一ステップとして，仮定40 m の磁化層に，これを貫く円筒状の空洞が存在したモデル磁化分布が，分解能 0.01 nT，確度 1 nTするモデルを考える．

程度のベクトル磁力計を用いた観測により検出できるか否かという点から議論を行う．

まず，最も単純な場合として，縦孔周辺領域の磁化が一様であるモデルについて考える．これは，定ここから具体的な例として，マリウス丘地域の縦常とみなせる磁 場中で磁 化 層が 作られた場合を想孔 [ 16] ( M a r ius H i l ls H a l l , 以下 M H H と略す)を定したモデルである．このモデルの磁化方位を伏角考える． M H H は 14. 2 N，303. 3 E に位置する直26. 8度，偏角0度と仮定した．この方位は，月ダイナ

径50 m，深さ 40~50 m の縦孔であり[ 19, 20]，この

モによって作られる磁場が月心軸双極子磁場である付近では図1に示すような磁気異常分布が推定されと仮定した際に，M H H の緯度において期待されるている[2]．M H H の位置で推定されている磁場強磁 場方位である．比較のために，磁 化の伏角が 50

度は約 4 nT であるが，前述のように，表層付近に度の場合についてもモデル計算を行った．磁化強度存在する局所的な磁化により，これより強い可能性

は，アポロサンプルの磁化を参照し 1×10がある．

仮定したが，仮定した磁化強度と磁場は比例関係にM H H 周辺と内部における上記 ( 1) ~ (3) の観測-3

A /m とあるため，磁化強度が異なる場合についても計算結204

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

図2： 月表面の縦孔周辺および内部における磁場成分の方位依存性．左図は縦孔 (白い部分)とその周辺の平面図である．右図は磁化強度
1×10 - 3 A /m，偏角0度，伏角26.8度(太線)または50.0度(細線)の一様な地殻磁化モデルによる磁場成分を示しており，B x ，B y，B z はそれぞれ北向き，東向き，鉛直下向き成分である．実線は月表面から高度 0.5 m，縦孔中心軸から 30 mの位置(左図の実線の円，縦孔の縁から 5 mの位置)における磁場，破線は縦孔底部から0.5 m の高さにおいて，縦孔中心軸から 20 mの位置(左図の破線の円，縦孔の側面から 5 mの位置)の磁場を表す．

果を適宜定数倍することにより議論できる．また，こ縦孔周辺の観測から偏角が求められていれば，(3)のモデルに対しては，( 1) に相当する縦孔外部を一で想定した観測により求められる縦孔外部と底部付周する測線による観測と，(3) の縦孔外部と底部に近の1点における磁場成分の差 ( 図中の実 線と破 線

おける観測を想定した．

の差 )から，磁化強度の推定値を( 1)の観測とは独立

図2に，月表面から高度 0. 5 m，縦孔中心軸からに得ることが可能となる．また，底部における観測位

30 m ( 縦孔の縁から 5 m)の円周に沿った測線にお置によって磁化強度への感度が異なることを考慮しける磁場分布(実線 )と，縦孔底面から0. 5 m 上部，て，最適な観測地点を決定することも可能である．

縦孔中心から 20 m( 縦孔の縁から内側に 5 m)の円

次に，縦孔周辺領域で伏角と偏角はそれぞれ一様

周に沿った測線における磁場分布( 破線 )を示す．図であるが，磁化強度が深さ方向に変化している場合

2 左図に示されているように，( x ,y, z) 座標は地磁気について考える．これは，火成活動によって流出しの慣習に則って，それぞれ北向き，東向き，および，た溶岩層がその年代の月磁場強度に対応する磁化

鉛直下向きを表す．また，太線と細線はそれぞれ，伏を獲得した場合を想定したモデルである．ここでは，

B x 成分とB z 成分
角が 26. 8度と50度の場合である．
は，北からの方位角(θ )に対して同位相の変化を示

厚さ5 m の磁化強度が異なる層が 8層重なっている

し，B y 成分はこれらとは位相が 90 度ずれている．

な変化は明らかではないので，磁化強度分布は最大

従って，鉛直成分と水平成分の位相の比較から磁化10 倍程度の違いがあると仮定して適当に与えた．深の偏角の方位が推定できる．また，磁化の伏角と磁さ方向の磁化分布を明らかにすることが月磁場時間

場成分の振幅の対応が，水平成分 (伏角が大きい方

変化の情報を得ることの手がかりとなるので，ここでが大きい)と鉛直 成分 (伏角が大きい方が小さい)では観測方法として，( 2) の月縦孔側壁付近の深さ方

異なることを用いて，縦孔周辺を一周する観測から伏向の測線で観測することを想定した．

角に関する情報も得ることができる．ここで，磁場成-3場合について考える．ただし，月磁場強度の短期的

図3に，縦孔側壁から1 m 離れた3 地点 ( 左図の分の確度が 1 nT 程度であるとすると，1×10 A /m

A，B，C)における磁 場ベクトルの深さ方向のプロ

以 上の磁 化 強度であればシグナルの検出は可能でファイルを示す．それぞれの地点において異なった

あるが，これより1桁以上小さい磁化の場合には，シ変化をすることが確認できるが，縦孔壁に沿って深グナルを検出することが困難であり，想定した磁場さ方向に 2×10観測から磁 化を推定することはできない．この他，

1 nT 程度の確度の磁場成分観測により磁化強度分-3A /m 程度の磁化の差があれば，

月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

205

図3： 層ごとに磁化強度が異なるモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(左図のA, B, C)における磁場3成分の深さ方向のプロファイル．
磁化の伏角を26.8度，偏角を0度とした．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す． M は各層で仮定した磁化強度を表し，単位は 10 −3 A /m である．

布に関する情報を得ることができることがわかる．

程度であるため，ここで仮定した磁化強度で検出は最後に，磁化方位が深さによって異なる場合につい十分可能である．

て考える．まず，月表面から

40 m の厚さの層が，その内部で等しい厚さの2層構造をしており，両層で磁 化の強さ( 1×10 - 3 A /m)と伏 角 ( 26. 8度 ) は 等しい

4. 克服すべき課題

が，偏角は上層で 0 度，下層で45度と，層により偏

前章では縦 孔周辺と内部における磁場観測によ角が 45 度異なるモデルを考える．(これは，何らかる磁化情報の検出可能性を示したが，これらはあくの要因で磁場方位が急激に 45 度変化した場合にまで理 想的な磁 化モデルと観測条件を想定した場対応するが，磁場方位を変化させる要因については合に対する結果である．しかし実際の観測環境は単

深入りしないことにする．)ここでも観測方法として，

純ではなく，複雑な状況が磁場観測値に多大な影響( 2) の月縦孔側壁付近の深さ方向の測線で観測するを与える．
観測値への影 響が大きい要素として，縦 孔側壁

ことを想定する．
図4に，仮定した磁化モデルに対する地点A，B，Cの形状があげられる．側壁の凹凸が存在することは( 図3 左図参照 )における磁場の深さ方向のプロファ磁化が複雑な空間分布をすることと等価であり，こイルを示す．参考のため，偏角が層内部で一様な場の影響を正しく評価しなければ，信頼性の高い磁化合 (上下層ともに磁化の偏角は 0 度 )の結果も示したの見積りはできない．また，移動体を用いた磁場観( 細線 )．与えた磁化強度では，B x ，B z 成分の両モデ

測値には磁場の時間変化と空間分布の両者が含まル間の差は約 0. 3 nT，また，B y 成分の差は 1 nT

れており，なんらかの方法でこれらを分離する必要程度である．この観測から数十度程度の偏角の差をがある．さらに，実際に磁場観測値を解析する際に検出するためには，ここで想定したモデルの磁化強は，磁力計を搭載した移動体や，磁力計の周辺に設

度より5 倍程度以上( 5×10

-3A /m)強い磁化が必要がある．また，比較のため，上層と下層で磁化方位が置された他機器による磁気ノイズの影響を除去する必要もある．

逆向きの場合，つまり，層が形成される途中で月磁

磁 場から磁 化を見 積もることにも問題 が 内在す

場逆転が発生した場合についての計算結果を図 5にる．観測された磁場から磁化を求める逆問題には一示す．この場合は，どの地点のプロファイルでも符号意性がないため，磁場以外の情報を用いて条件を課が変わる磁場成分が存在し，最大-最小振幅も 5 nTして推定する必要がある．

206

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

図4： 上層と下層で磁化の偏角が異なるモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(図3左図のA, B, C)における磁場３成分の深さ方向のプ
ロファイル．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す．磁化の伏角は両層ともに 26.8度，磁化強度は 1×10 - 3 A /m を仮定した．D は各層で仮定した偏角を表し，単位は度である．

図5： 上層と下層で磁化が逆方向を向いているモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(図3左図のA, B, C)における磁場３成分の深さ
方向のプロファイル(太線)．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す．上層の磁化の伏角は26.8度，偏角は 0度，磁化強度は両層共に 1×10 - 3 A /m を仮定した．P は磁場の極性を表し，N がノーマル(正磁極，磁場が北向き)，Rがリバース(逆磁極，磁場が南向き)を表す．参考のとして磁化が伏角26.8度，偏角 0度，磁化強度1×10 - 3 A /mで一様のモデルに対する磁場成分も示した(細線)．

磁化が求められたとしても，これには岩石形成時いた古月磁場の議論には様々な困難が伴うが，将来に獲得した磁化に加え，その後に岩石が獲得した2の探 査で古月磁 場強度等の情報 が 得られた場 合，

次的な磁化も含まれる．さらに，岩石の磁化は，岩石

それら岩石が形成された年代周辺の磁場の大まかの組成と磁場 獲得時の環境に依存し，周辺磁場とな傾向としてとらえられるであろうことに留意して，よ岩石磁化の関係も複雑であるという問題もある．

り有意義な議論や解釈をするために，事前の研究準

このように，縦孔とその周辺での磁場観測に基づ

備を十分に行う必要がある．

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月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

5. UZUME 計画への期待

207

Cosmochimica Acta 60, 1205.
[2] Tsunakawa, H. et al., 2015, J. Geophys. Res.
Planets 120, 1160.

月のような小型の天体でどうして磁場が形成されたのか．その詳細の解明は，一般の惑星・衛星の磁[3] Takahashi, F. et al., 2014, Nature Geoscience 7,409.

場生成，そして消失の理解を深めるであろう．天体[4] Hood, L. L., 1987, Geophys. Res. Lett. 14, 844.

の固有磁場は，宇宙放射線から天体を遮蔽すること[5] Garrick-Bethell, I. et al., 2008, Science 203, 356.

で生命の発現・進化・絶滅などにも大きく関わる要因[6] Shea, E. K. et al., 2012, Science 335, 453.

の一つであり，これまでにもまして一層の理解が求め[7] Suavet, C. et al., 2013, PNAS 110, 8453.

られている．

[8] Tikoo, S. M. et al., 2017, Science Adv. 3,

月磁場観測による磁化の推定と，それに基づいた

e1700207.

古月磁場情報の抽出には，たしかに困難が伴う．し[9] Shimizu, H. et al., 2013, Icarus 222, 32.

かし，月表面における磁場観測は，磁化を通して過[10] Laneuville, M. et al., 2014, Earth Planet. Sci.

去の天体におけるダイナモ形成や内部進化に関わる

Lett., 401, 251.

新たな情報をもたらすことができる有望な観測であ[11] Dwyer, C. A. et al., 2011, Nature 479, 212.

るため，是非とも達成すべきものである．

[12] Lin, Y. et al., 2016, Physics of Fluids 28, 066601.

今世紀になって発見された月の縦孔においては強い磁気異常が期待され，また，1地点において月磁[13] Dyal, P. et al., 1974, Rev. Geophys. Space Phys.
12, 568.

場の変 遷に関する情報を得られる可能 性があるた[14] Strangway, D. W. et al., 1973, Nature 246, 112.

め，月進化を議論するための情報が得られる観測地[15] Fuller, M. and Cisowski, S. M., 1987, in

点として最適な地点の一つであるといえる．縦 孔やGeomagnetism vol. 2 (ed. Jacobs, J. A.), 307.

その下に広がる地下空間は，月面での基地建設候補[16] Haruyama, J. et al., 2009, Geophys. Res. Lett.

地でもあり，今後繰り返し探査が行われ，更には人が長期滞在するミッションも恒常的になされるようになると考えられる．従って，将来的には，溶岩チュー
ブ内のフレッシュな岩体や縦孔壁の各層の岩体が，サンプルとして数多くもたらされることが 期 待される．持ち帰られたサンプルの古地磁気計測結果と縦孔における磁化の比較により，古月磁場変化に関す
るより確実な情報が得られ，月の過去の磁場の生成と衰退の歴史の解明が飛躍的に進むことも期待される．
現在検 討が進められているUZ U M E 計画では，たとえば初号機で縦孔形 状の詳細と磁場環境の調査を行い，この結果をふまえて，成果を最適化する
測線や観測方法，解析方法を決定し，その後の探査において移動体を用いた磁場観測を実施する，というように，長期的な戦略をもってこの難題に挑戦していくことが可能であり，また，求められよう．

参考文献[1] Runcorn, S. K., 1996, Geochimica

36, L21206.
[17] Robinson, M. S. et al., 2012, Planetary andSpace Science 69, 18.
[18] Morschhauser, A. et al., 2014, J. Geophys. Res.
Planets 119, 1162.
[19] Haruyama, J. et al., 2012, Moon (ed. V.
Badescu), 139.
[20] Haruyama, J. et al., 2016, Trans. JSASS
Aerospace Tech. Japan 14, Pk_147.
[21] 清水久芳, 2019, 第63回宇宙科学技術連合講演
会予稿集, 3C06.
[22] Kaku, T. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 44,10155.
[23] Chappaz, L. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 43,
105.10.1002/2016GL071588.

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208

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

特集
「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた
縦孔側壁の3次元再構成
榎田 直紘1，宮内 貴大1，石上 玄也12020年6月30日受領，査読を経て2020年10月29日受理（要旨） 本論文では，月縦孔降下中の探 査プローブが撮像した複数の時系列画像を用いて，月縦孔側壁形状を3 次元再構成することを目的とする．3 次元再構成では，Si mu lt a neous L o c a l i zat ion a nd
M appi ng ( S L A M ) の技術を援用し，探査プローブの自由落下運動条件をS L A M の各処理過程に組み込むことによって，カメラの回転に頑強なS L A M へと改良した．提案 S L A M のシミュレーション検証において，3 次元再構成の精度向上を確認した．さらに，探査プローブ搭載カメラの性能の違いによる3 次元再構成への影響の検証も実施し，本研究で得られた検証結果から，ミッションシナリオと探査プ
ローブの運動要件，カメラ性能に関する議論を行った．

1. はじめにで月の地層の状態を知ることができる．また，縦孔からつながる地下空洞は，月面と異なり隕石によって月面探 査において，縦 孔およびそこからつなが破壊されていないため，月に磁場があった証拠や水る地下空 洞の 探 査 が 注目を集 めている．2009 年のような揮発 性物質が見つかる可能 性があるなど，に，日本の月周回衛星かぐやに搭載された地形カメ

様々な科学的課 題の解 決が 期待できるとされていラの画 像 データによって月のM a r ius H i l ls Holeる．加えて，地下空洞は微隕石の衝突や強い放射線( M H H ) に通常のクレータとは異なる直径，深さ共などの，月面の厳しい環境から機器や人を守り，温に50 m の縦孔が発見された．また，2009 年に打ち度が比較的安定しているなどの利点から，有人基地上げられた米国の月周回探査機によるカメラ観測に建設に最適と言われている[2]．

よって，その縦孔の底には水平方向に数 10 m 以上

月火星の縦孔・地下空洞直接探査（UZ U M E）計の空間が広がっていることが確認され，地下空洞の画では，本 格的探査の前に縦孔側壁の3 次元再構

存在が期待された．また2017 年には，JA X A がか成を行うミッションが 想定されている[ 3,4]．3 次元ぐや搭載の電波レーダ，月レーダサウンダーで取得し再構成とは，2 次元平面に投影された複数の画像情たデータを解析し，月の火山地域の地下数 10 m か報から，対象物体の3 次元構造を取得することであら数 100 m の深さに，複数の空洞の存在を確認しる．縦孔を3 次元再構成することで，理学的には縦た．その中の1 つは縦孔から数 10 k m 続く未崩孔の壁に見られる層序を知ることができ，また，工学

壊の地下空洞があることを報告している[ 1]．

的にはその後の探査の際にどの壁面から降下するここのように月の縦 孔 探 査 が 注目を集めているのとが好ましいか，探査経路の検討に活用されることは，縦孔探査には多くの価値があるためである．探が期待される．このように縦孔探査において3 次元査によって縦孔の壁に見られる層序を取得すること

再構成のミッションを達成することは，探査全体に

1.慶應義塾大学

大きな影響を与える．
縦孔側壁再構成のミッションシナリオとして，小型小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成／榎田 他

209することをいう[ 7, 8]．S L A M では，1 タイムステッ
プ前のカメラ姿勢に基づいて推定した現在のカメラ
姿勢を最適化することで，リアルタイムに自己位置推
定と地図生成を可能にする．SLAM は以下の処理によって自己位置推定と地図生成を同時に行っている．
図1: 小型プローブ．

1. I n it ia l i zat ion：2 つの画像間の対応点から相探査プローブを縦孔内に投下して側壁を撮像すると2. Track i ng：画像上での特徴点を追跡し，入力フともに，同画像を着陸機経由で地上局へ送信し，地対的な位置関係と初期マップを生成する．
レームのカメラ位置と姿勢を推定する．

上局にて同データをもとに3 次元構成するシナリオ

3. M appi ng：位置 関係と点 群をバンドル調 整にが 検 討されている[4]．本 論文において想定する小よって最適化し，点群の生成・更新を行う．

型探査プローブを図1 に示す．総重量1 kg 程度，カ4. L o op Clo si ng：周回経路を検出し，閉じること

プセル両端に広角カメラを搭載し，金蒸着バイザー

で蓄積誤差を削減する．

で 保 護されており， 外 装は M L I による断 熱とし，搭載 機器は一部宇宙実証済みのものを積極的に活レーザ測距やRG B - D カメラのような深度測定方用している．なお，この小 型プローブは，NA S A /式は，重量やサイズ，消費電力，宇宙環境での未実

J PL が検討しているMo on D iver 計画 [ 5] におけ証などの点において小型プローブへの搭載が困難でるA xel ローバ [6] への搭載を想定したものである．

あり，また，より広範囲の画像情報を取得することを同ローバへの搭載寸法の制約，プローブ展開方法な主眼として，本 研究では複数の魚眼カメラを用いる

らびにミッション要求などから，小型プローブの形状こととした．さらに，従来のダイレクトS L A M（L S D -ならびにカメラ配置が決定されている．

S L A M など）ではなく，Urba n らによって提案され

本 論 文 で は， この 小 型プローブ に 搭 載され たた複数の魚眼カメラ対応のMu lt iC ol - S L A M を援2 つの広角カメラを用いた縦 孔の3 次 元再 構成に用する[ 9]．Mu lt iC ol - S L A M は，特 徴点ベースでついて， ロボット工学 分 野において 確 立している

基 準となっているOR B - S L A M [ 10,11] を複数台のSi mu lt a neous L oca l i zat ion a nd Mappi ng

魚眼カメラに使用できるように拡張したものである．

( S L A M ) を援用し，縦孔側壁の3 次元再構成シナ

もととなっているOR B - S L A M は重度の乱れに対リオに特化した改良を行うとともに，その手法のシして頑強であるため，落下運動においても3 次元再ミュレーション検証，ミッションシナリオについて検構成が可能であること，またオープンソースのため，討する．

これをもとに改良できることがメリットである．

2. SL AM 手法概要と従来手法の検証
2. 1

SL AM 概要

2. 2

SL AM の予備検証

本 研究において S L A M を改 良するにあたって，実際の縦孔内形 状の真値が未観測であるため，縦孔の3 次元形状を模したランダムな表面凹凸を持つ
中空円筒をC G ソフトウェア3ds ma x を用いて作

S L A M を用いた3 次元再構成では，連続画像を成した．さらにC G 空間内に魚眼カメラを2 台搭載対象とした再構成において局所的にバンドル調整をした小型プローブを作成し中空円筒内を自由落下さ行って最適化を行う．バンドル調整とは，一方の画像

せ，そのカメラ映 像を任意のフレームレートで出力の対応点を位置関係を用いて，もう一方の画像へ投し，プローブ自由落下時の連続画像を獲得した．こ影した際に生じる再投影誤差の総和が小さくなるよ

れら画像をもとにMu lt iC ol - S L A M を用いて3 次

うに，相対的位置関係と物体の3 次元位置を最適化

元 再 構成を行った．本 節では， 従 来 のMu lt iC ol -210

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

S L A M を用いた際の課題を明確にし，次節におい発生する視 差の調整が 結果に影 響を及ぼ すことがてS L A M の改良を行う．

ある．視差角の閾値を1. 0°，2. 0°，3. 0°と変更して(1) 前提条件

S L A M を行った．代 表として閾 値1. 0 ° の 結果を
図3 に示す． 以降のグラフも含め，リセットを含む

C G ソフトウェアにより作成した縦孔は，鉛直方向

S L A M によるトラッキング開始点をグラフの原点との深さが約100 m ，入り口付近の直径が約50 m のしている．またプローブの移動量については，カメラ

円筒形状を想定しており，アスペクト比1: 2 で作成しフレームごとにトラッキングできた相対的な移動量をた ( 図2)．縦 孔内がどのようなテクスチャになっていFra me po sit ion として無次元量でプロットしているかは不明のため，層序はあるがはっきりとした特る．実移動量への変換に必要なスケールファクタに徴のない画像を基本のテクスチャとした．

ついては今回は同定せず，本研究では，各種条件にプローブの落下運動は自由落下，かつ空気抵抗がおいて特徴点の継続的なトラッキングが可能であっ微小で無視できるため，本体の角速度一定，鉛直方

たかどうかを検証するのみとする．閾値を1. 0° に設

向に等加速度運 動，水平方向に等速 運 動という運定した場合，初期化で1 つの点を生成する際，2 視動法則に従う．月における重力加速度は地球の6 分

点からのベクトルがなす角が 1. 0 ° を上回った場 合の1 であるため，100 m の落下には11.06 秒かかる．

のみ初期マップに登録される．3 次元の再構成結果

プローブ搭載カメラは視野角180 度とし，プローで見えている側面は，図2 と同様の面である．回転

ブ両端にそれぞれ1 つずつ設置した．カメラの最大が無い場合，3 次元再構成によって視差に関係なくフレームレートを20 f ps と想定し，縦孔開口部からおおよそ縦孔の外形の再現ができていた．

の落下の場合，縦孔底部までの到達の間に，220 枚

問題点として, z 方向について，100 フレーム以前の画像が作成されるよう設定し，またカメラ画素数

では，自由落下に相当する放物線形状の自由落下軌

ははやぶさ2 搭載のカメラを参考に800 px とした．

跡が確認されるが，それ以降は直線状となっている．

C G 空間内にチェッカーボードを作成し，魚眼カメ

この軌 跡は等 速で落下していることと同義であり，

ラの一般的なモデル [ 12]に基づいてカメラキャリブ

実際のプローブの運動とは一致しない．さらに，水平レーションも実 施した．画像中心と平均ピクセル誤方向にも初期段階では直 線あるいは放物線の位置差を表 1 に示す．

推移を示しているが，特にy 方向については放物線

本研究では，運動速度とフレームレートの差異に形状を示し，等加速度運動をしていることとなり，実よって発生するモーションブラーを除いている．これ

際の運動とは一致しない． これに対する1 つの要因

は，モーションブラーによって3 次元再構成が一切として，小型プローブの2 つが180°正対させて配置できなくなると，他の要素の影響の検証が困難になしたことが，S L A M の計算に対して不適当であったるためである．また，プローブの落下方法はプローブためである．S L A M 計 算時に三角関数を用いるた

長手方向の並進運動のみの場合と，並進運動に加め，180°の入力があった場合，数学的にゼロ除算がえカメラの中心方向を軸として姿 勢 安定のスピン回発生し S L A M の計 算が停止してしまうことが 確認

転をする場合を想定する．回転に関しては，鉛直方された．よって，ゼロ除算を避けるため，実際のSLAM向を軸として角速度ω = 60◦/s とした． なお，プ

計算時には，2 つのカメラの相対角度を180°に限りなローブを長手方向に落下させる理由として，プローブ

く近い値として設定した．つまり，C G 空間内ではカの2 台のカメラのうち1 台を常に縦孔開口部に向け

メラ相対角度が 180°であるのに対し，S L A M 計算

ることにより，縦孔開口部と月面上空との境界部分

時ではこの角度を180°に限りなく近い値としているにおいてS L A M 処理に必要な特徴点ならびに明確ため，経路と縦孔の湾曲が生じていると考えられる．

な特徴量が検出されると期待されるためである．

また，カメラキャリブレーションの影 響も大きい．

(2) SL AM 検証：並進運動の場合
S L A M の初期化において，カメラフレーム間に

表 1 にまとめたように，画像中心が 50 px ほど離れている．このため鉛直方向に落下しているにもかかわらず，水平方向にも小さい加速度がかかっている

小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成／榎田 他

211

表1: キャリブレーション結果．

(a) 点群と経路(b) 位置推移

図3: 並進：改良前SL AM (視差閾値1.0゜)．

(a) 点群と経路
図2: 縦孔CG 画像．

と誤推定したと考えられる．

(3) SL AM 検証：並進回転運動の場合同様にして，初期化における視差の閾値を1. 0 °，2. 0 °，3. 0 ° と変更して，プローブが並進回転運 動をする際のS L A M を行った．代表として視 差閾値
が 1. 0°の結果を図 4 に示す．なお，図４の原点は，(b) 位置推移

図4: 回転：改良前SL AM (視差閾値1.0°)．

ム数が遅いことがある．これは初期化でマップを生成したとしても，Track i ngで正しい姿勢を推定できずにリセットを繰り返すためである．以上より，初期化の精度とともに，回転でも正しく姿勢を推定できるTrack i ng に改良する必要があると言える．

2. 3

SL AM 手法改良の要点

前述のとおりトラッキング開始点を原点としているた

上記の検証結果より，改善すべき点としては，以め，図３の原点とは一致していない．回転が加わった

下のものがある．まず第1 に回転 への対応である．

場合，精度が著しく下がったことが確認できる．

これには初期化とTrack i ng の改良が必要になる．

視差が1. 0°の場合，図4 のように本来の経路からTrack i ng可能な初期化を早い段階で作成すること大きく逸脱し，その間一切回転しない経路を生成すと，回転がある場合でも安定してTrack i ng できる

ることが起きた．これは視差1. 0°の場合に多く発生ようにすることが，再構成の成功と失敗を決める．

し，2. 0°，3. 0°ではほとんど発生しなかった．

また従来のS L A M ではL o op Clo si ng，すなわ

これより視差の設定が回転の推定と関わっている

ち同じ場所を通過する際にループが構成され，そのと推測することができる．視 差を小さく設 定した場

情報をもとに最適化を行う技法があるが，本研究で合，画像 上であまり動いていない点も初期マップには，プローブが鉛直に落下するのみの運動であるた

追加される．視 差が小さい点とは，カメラ位置からめ，この技法を適用できない．よって，再構成ができ

遠方に位置する点であり，この点はプローブから常たうえで，経路と点群を本来の運動法則に合った形に観測できる点となるため，位置推定に失敗するとにするため，L o op Clo si ng に代わる全体最適化手

正しい3 次元再構成が困難になる．また視差に関係法を考案すべきであると考える．

なく，プローブの経路推定が開始できるカメラフレー

212

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

3. 縦孔降下プローブに特化したSL AM 手法と検証
3. 1

改良SL AM予 備 実 験 で 判 明 し た 課 題 を 解 決 する た め，

れ た 運 動 モデルによってカメラ姿 勢を推 定 する．
2. 対応点の探索：前回観測された点群を，推定された姿勢に基づいて現在のフレーム画像に投影し，その付近で対応点を探索する．
3. 最 適 化：カメラ 姿 勢 を 対 応 点 に 基 づ い て

S L A M 手法の改良を行う．プローブ落下は，1 度のMot ionon lyBu nd le Adjust ment ( BA)

自由落下というS L A M にとって特殊なケースになる

最適化する．

でため，その運動に特化したS L A M へと変更する．回

4. ノイズ付加：回転量にノイズを付加し，1 から3転の対応のために初期化の改善と運 動モデルの変を繰り返し計算により最適化．最も精度が高い更を行い，全体最適化のためにスムージングと運動ものをカメラ姿勢とする．

法則の適応を行う．
本 研究ではプローブ落下実 験に特化したS L A Mを作成するため，以下の4 ステップの改良を行う．

(1) 初期化の改善
本研究では繰り返し計算による初期化アルゴリズ
ムを追加し，下記のステップに基づいて，画像ペアにおける一致度を比較して優秀なペアを使用する．

Mot ion - on ly BA とは点を固定した状 態でカメラ姿 勢 のみをバンドル調 整 で 最 適 化 することである．本研究ではその調整時に慣性センサの誤差分の幅を与えて繰り返し計 算させることで，前回の状 態に依存することなく真値付近での最適解の探索を可能にし，現在の姿勢推定を可能にする．

(3) スムージング

1. 回転量推定：画像やプローブ搭載の慣性センサ

Track i ng 内の局所 最 適化によってブレを持 つの値から，あらかじめおおよそのプローブの姿

経路を，球面線形補間と最小二乗法により滑らかに

勢角度・回転量を推定する．

し，その変化量に合わせてマップを修正する．視点

2. ノイズ付加：最適な値を計算するため，回転量とが 1 点の場合，カメラの姿勢を修正した分だけ周囲並進移動量を少しずつ変更し，相対的位置関係のマップも移動すれば良い．しかし複数視点になるとする．

と1 つのマップポイントが 複数の視点から見られる

3. 初期マップ生成：相対的位置関係を使って初期
マップの生成を行う．

ことがあり，多くの視点から見られた点ほど大きく動いてしまう．

4. 繰り返し計算による最適化：回転量と並進移動

これを解決するため，複数フレームにTrack i ng量に与えるノイズを変更し1 から3 を繰り返しされたマップポイントについては，それらフレームの計算．再構成できた点群の数が最も大きいもの

修正量の平均によって更 新を行う．1 つの点についを初期化の結果とする．

て，以下の処理を行う．

(2) 運動モデルの変更

1. フレームを記憶：S L A M が実行されている間，点をTrack i ng したフレームを記憶する．

Track i ng において失敗しやすい回転 量の推定

2. 平均修正 量を算出：点をTrack i ng した全フを，連続画像や慣性センサの値から推測された一定

レームの，修正量の平均を球面線形補間によっ値を用いて行うことで，前回の値に依存しない推定を可能にする．以下Track i ng の流れである．

て算出する．
3. マップの更新：平均修正量を点の座標にかけることでマップを更新する．これを全ての点に対し

1. 運動モデル固定：1 ステップ前の計 算において
Track i ngに成功した場合，あらかじめ推測さて繰り返すことで，マップの更新を行う．

小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成／榎田 他(4) 運動法則の適応
物体の落下軌 跡が実際の運 動法則に従うように修正し，本研究では，z 軸を鉛直方向とし，鉛直方213

4. 実ミッションを想定した検証
4. 1

カメラや運動の影響の検証

向には等加速度運動，水平方向には等速運動をする

S L A M による3 次元再 構成に対して，プローブ

ようにカメラ位置を変化させ，その変化量に合わせ自体の運動やカメラの性能，環境が要因となって精てマップを修正する．

度が低下することが考えられる．本研究では，プロー

3. 2

改良SL AM によるシミュレーション検証結果

ブの初速，角速度，縦孔壁面のテクスチャ，カメラフ
レームレート，カメラ画像ノイズを変更し，S L A M の検証を行った．このうち，本論文では，特に3 次元再

本節では改良したS L A M 手法を用いて縦孔の3構成への影響が大きかった要因であるプローブ角速

次元再構成を行う．まず，前節の予備実験で用いた

度とカメラフレームレートについて述べる．またそれC G 映像を用いて3 次元再構成を行い，改良の評価

ぞれの要因の影響を検証するため，全体最適化は行を行う．

わずに3 次元再構成のみを実施する．これは全体最予備実験と同様のCG 画像を用いて，改良SLAM
による3 次元再構成を行った．予備実験において，すでに並進は3 次元再構成が行うことができたため，
ここでは改善が顕著に見られた回転について評価を適化により経路が修正され，それぞれの要因による影響が見えなくなってしまうためである．

(1) 角速度による影響

行う．図 5 に各改良ステップの効果を図示する．図 5

角速度を変更して，S L A M の精度への影響を検からも，大きく広がってしまっていた縦孔底部の点群証した．角速度は60 °/s , 120 °/s , 180 °/s の3 パが，運動法則の適応によって円筒に近い形に修正さ

ターンで行ったところ，結果として，ω = 180°/s でれていることがわかる．また，図 6 に各フレーム間では初期化ができず，Track i ng も開始しなかった．

Track i ng に成功した対応点の数であるS core of

図7 には，60°/s , 120°/s ,のみの結果を示す．同図

Track i ng の推移を図示する．同図より改良S L A M

より角速度が大きくなるにつれて，Track i ng していによりTrack i ng 数が向上していることが分かる．

る特徴点の個数が少なくなることが確認された．

一方で，経路のスムージングと運動法則の適応に角速度が大きくなるにつれ，1 フレームレートあた

よって推定 経 路が 改善するのは当然であるといえりのカメラ画像が大きく動くため，キャリブレーショ

る．したがって，経路の修正によって位置が更新さンや再 構成における誤 差の影 響が 顕 著に現れる．

れたマップ 形 状を比較することでスムージングと運

角速度が 60°/s , 120°/s , 180°/s のとき，フレーム動法則の適応の効果を評価する．図 5 中段より，ス

レートが 20 f psのため，毎フレームごとにそれぞれムージングによって縦孔のy 正方向への曲がりが解

3. 0°，6. 0°，9. 0°ずつ回転している．また，初期化で消され，外側へ拡散していた点群が集約された分布は推定した一定の回転 量からそれぞれの軸方向にへと改善されたことがわかる．以上より，初期化と2 ° 分の幅を与えて最適化を行っている．よって，最Track i ng である程度の3 次元再 構成ができてい

適化計算のための2°という幅が，各角速度に対してれば，全体最適手法であるスムージングと運動法則異なった割合となってしまい，結果として最適化計算の適応は一定の効果があるといえる．なお，C G 画

が十分ではなく，大きな角度変化に対応できていな像の多面体形状とS L A M から得られる点群の位置

いと推測することができる．120°/sや180°/s のよう関係から3 次元再 構成の精度を定 量評 価すべきでな角速度が大きい場合に，初期化での最適化の計

あるが，多面体形状と点群との位置合わせにおいて算回数を増やすことで初期化の精度向上ができる可も繰り返し計 算が発生してしまい，各手法における能性がある．

正当な評価ができない．よって今後は適切な評価指標の導入も必要となる．

214

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020(a) Tracking 後(b) スムージング後(c) 運動法則適応後

図5: 改良後SL AM による3 次元再構成（上段：3 次元再構成，下段：推定経路）．

とで，キャリブレーションでの画像中心と実際の中心との位置関係に変化が生まれ，1 タイムステップ
あたりの点群運 動の推定が困難になる可能 性がある．よって，カメラキャリブレーションによって画像中(a) 改良前SL AM(b) 改良後SL AM

図6: Tracking 成功数推移．

心がイメージ上の中央に来るような，低歪のレンズを搭載したカメラを使用することが，3 次元再 構成の精度を上げると推測される．

(2) フレームレートによる影響
宇宙空間で使 用されるカメラはフレームレートが4. 2

全体最適化を含めたSL AM 適応性の検証

一般的に低い．例えばはやぶさ2 で使用された分離

前述の検 証によって判明した3 次元再 構成の精カメラは5 f ps である．よって，ここでは20 f ps を実度を悪 化させる要因を，全体最 適化を含めて再度現できない場合を想定し，プローブの垂直落下にお3 次元再 構成し，本 研究において改良したS L A M

いて姿勢回転(60°/s) がある場合で，10 fps と5 fpsの 適 用 性 を検 証 する．S L A M の 処 理 に お いて，で検証を行った．その結果，図 8 に示すように，フTrack i ng の繰り返し回数を増やし，さらに解の探

レームレートが 下がるほど 3 次 元再 構成が困難で索範囲を広げる調整を実施し，前述の再構成不可能あった．フレームレートが小さいことは画像間の対応であった，角速度 180°/s，フレームレート20 f ps の点の低下を招き，理論上最も再構成が困難になる条

ケースと，角速度 60°/s，フレームレート5 f ps での件といえる．これに加えて，3 次元再構成が困難にな

再構成を実施した．また対応点が少ないため，まずる原因として，カメラキャリブレーションによるピクセ

は初期化を完了させるため初期化における視差の閾

ルの誤差の影響が考えられる．姿勢回転が加わるこ

値を下げ，点の数を増やす処理を追加した．

小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成／榎田 他(a) 60◦/s(b) 120◦/s

図7: 異なる角速度でのSL AM (上段：点群と経路，中段：位置推
移：下段：トラッキング数)．

(1) 角速度に対する全体最適化による改善(a) 10 fps

215(b) 5 fps

図8: 異なるfps でのSL AM (上段：点群と経路，中段：位置推移：
下段：トラッキング数)．

きている．これは，Track i ng の解の探索範囲を広げたためである．フレームレートが下がると，画像自図9(a) より，S L A Mの設定を変更する前では一切体の対応点が少なくなるため，画像間での対応点もマップが生成できなかったが，220 フレームのうちお少なくなっている．しかし，その推移は安定している

よそ100 フレームは Track i ng ができている．探索

ことがわかる．このことは，本 研究で行った改良が範囲の拡大が 3 次元再 構成を可能にしたことが分

低フレームレートのカメラに対応できることを示してかる．しかしながら同図 (a) 中段より，初期化付近でいる．フレームレートが高いほど対応点が多くなるた

経路が大きく歪み，位置推定が正しく行えていない．

め，再構成の点群の密度が上がりTrack i ng もしや回転の作用が大きくなると並進の推定が正しく行え

すいが，対応点を原理上Track i ng できる範囲のフなくなっていると考えられる．運 動を一切考慮せず

レームレートであれば，計算の試行回数の増加によに探索範囲を拡大すると，本来の姿勢ではなくてもる探索範囲の拡大によって3 次元再 構成が 可能で良い一致度が出ることがあることも考えられ，実際あるといえる．このことから本研究で行った改良は，の運動を考慮して探索範囲を拡大することが重要でフレームレートに対して一定の適応性を有することがあると考えられる．

確認された．

(2) フレームレートに対する全体最適化による
改善

4. 3

図 9( b) より，対応点の数は少ないが，Track i ng
L o stを起こすことなく3 次元再構成を行うことがでミッションシナリオでの検討事項

前述において得られた各要因の影響をもとに，本研 究において 提 案 する改 良 S L A M を用いたミッションシナリオでの検討事項を議論する．

216

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020(1) 角速度についてプローブの角速度が小さいほど 3 次元再 構成の精度は高くなるため，プローブ放出時には角速度は極力与えないほうが好ましいと言える．一方で，改良
S L A Mにより，ある程度の角速度であれば 3 次元再構成が可能となっている．本研究の手法を探索範囲を広げて行うことで，角速度が大きい場合でも精度の良い3 次元再構成を実現できる可能性がある．
プローブへ角速度を与える必要がある場合，モーションブラーの 影 響も考 慮 する必 要がある．モーションブラーの大きさによる影 響 の 違 いは定 量 的に検 証できていないが， 一 般 的に考えてモーショ
ンブラー が 大きくなるほど 特 徴 点 が 少 なくなり，Track i ng が困難になると予測される．モーション
ブラーの影響検証はさらに深める必要があると考える．

(2) カメラ性能について
自由落下においてフレームレートが小さくなること
は，時系列画像間でのプローブの落下速度が大きくなることと同義である．フレーム間の変位が大きくな(a) 角速度180◦/s，20 fps(b) 角速度60◦/s，5 fps

図9: 全体最適化によるSL AM (上段：点群と経路，中段：位置推
移：下段：トラッキング数)．

ると，対応点の数が下がり，物体が回転する場合，る．同 手 法 は， カメラ回 転 にロバストか つBu nd le

フレームレートが 下がることは角速度が上がること

Adjust ment が 不要なS L A M であり，同手法がと等しいため，さらに3 次元再 構成を困難にする．

適用可能かを今後検討していく．さらに，S L A M自Track i ng や初期化での探索範囲を広げることで，体の精度評 価においても，再 構成された3 次元点あるレベルまでの精度を出すことはできるが，対応点群データと真値との比較についても検討が必要であが少ないことは3 次元再構成において致命的な要素

る．前述のとおり，真値との比較において繰り返し計となる．よって，可能な限り高いフレームレートのカメ

算が発生してしまうことを解決すべく，より解像度のラを用いることが好ましい．

高い C G 生成ならびにMu lt iC ol - S L A M の処理時

4. 4 今後の課題：アルゴリズムおよび精度評価
一般的に，S L A Mにおける3 次元再構成自体はTrack i ngした特徴点に依存するため，縦孔の模様にほとんど変化が無い場合や，縦孔内の明るさが特間向上が必要である．また，推定されたプローブの運動経路に関しても精度評価が必要となる．

5. まとめ

徴点を得るには不十分な場合は，再 構成が困難に

本研究では，従来 S L A M における初期化の改善なるという課題がある．よって今後の課題として，カと運 動モデルの変更，ならびに球面線形 補間を用

メラキャリブレーションの影 響による経路湾曲を修いたスムージングを実装することによって，プローブ正すべく，キャリブレーション手法の改良，あるいは回転動作条件下でのS L A M においてもTrack i ng

カメラ自体の設定変更などが挙げられる．また，カL o st が発生することなく，3 次元再構成が可能でメラの回転成分のみを最適化する手法 [ 13] を取りあることを示した．この改良によって，3 次元再 構

入れた L - i n f i n it y S L A M [ 14]も近年発 表されてい成の結果に致命的な影響を及ぼす要素，すなわちプ

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小型探査プローブ搭載の複数広角カメラを用いた縦孔側壁の3次元再構成／榎田 他

ローブの回転角速度やカメラのフレームレートなどを定量的に特定することが可能になった．
実ミッションを想定したシミュレーション検 証では， プローブの 鉛 直 軸 周りの 角速 度 が 60 °/s， カ

217

Robotics 31, 1147.
[11] Mur-Artal, R. et al., 2017, IEEE Transactions on
Robotics 33, 1255.
[12] Scaramuzza, D. et al., 2006, Proc. of the

メラフレ ームレ ート5 f ps の 条 件 下 に お い て も，

2006 IEEE/RSJ International Conference on

Track i ng L ost を生じることなく，3 次元構成が可Intelligent Robots and Systems, 5695.

能であることを示した．今後は，フレームレートや画[13] Chatterjee, A. and Govindu, V. M., 2013, Proc.

素数といったカメラ性能によっても再 構成に用いるof the 2013 IEEE International Conference on

ことができる情報量が変わるため，理学的要求とカComputer Vision, 521.

メラ性能ならびに3 次元再 構成精度とのトレードオ[14] Bustos, Á . P. et al, 2019, Proc. of the 2019

フ検討，さらには，地上の縦孔を使用した実地実験

International Conference on Robotics andなど，実ミッションに向けての改良と検証を行うこと

Automation, 2385.

が必要となる．

謝辞
本論文の執筆ならびに修正にあたっては，国立研
究開発法人産業 技 術総合研究 所 有隅仁博士に多大なるご指摘とご助力を頂きました．この場を借りて深く御礼申し上げます．

参考文献[1] Kaku, T. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 44,10155.
[2] Haruyama, J. et al., 2012, Moon (ed. V.
Badescu), 139.
[3] 春山純一 他, 2019, 第 63 回宇宙科学技術連合講演会, 3C01.
[4] 石上玄也 他, 2019, 第 63 回宇宙科学技術連合講演会, 3C09.
[5] Kerber, L. et al., 2019, 50th Lunar and Planetary
Science Conference, No.1163.
[6] Nesnas, I. et al., 2012, Journal of Field Robotics
29, 663.
[7] Hartley, R. and Zisserman, A., 2003, Multiple
view geometry in computer vision, Cambridge
University Press.
[8] Caruso, D. et al., 2008, International Journal ofComputer Vision 80, 189.
[9] Urban, S. and Hinz, S., 2016, arXiv:1610.07336.
[10] Mur-Artal, R. et al., 2015, IEEE Transactions on

《目次へ

218

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その44
～ΔVと三機協同観 測：2020年10月の多忙な「あかつき」～
佐藤 毅彦1,2,山﨑 敦1（要旨）2020 年10月は，あかつきが金星の周回軌道に入ってから間もなく5 年という時期でしたが，特筆すべきイベントのあった「多忙な一か月」でもありました．ひとつは，探査機にとって4 年半ぶりの「軌道微修正運用」であり，もうひとつは「日本の宇宙機3機による金星協同観測」という，日本の宇宙科学史上でも初のイベントへの参加です．その二つについて，運用の当事者目線からドキュメンタリ風にお伝えしています．

1.「超長時間日陰」
を避けよ！

回軌道に入って約4ヶ月後）以来，久しぶりのことです．今回の修正はPha se C ont rolを略してP C 2と呼あかつきは金星の赤道面近くを西回りに，約11地

ばれます（2016 年 4月4日はP C1）．P C 2により日陰時

球日をかけて一周回する軌道をとっています．長楕円間をどれだけ短くできるか，計画値を表 1の右側にま軌道の長半径は約37 万 k mで，周回軌道上でときどとめました．日陰の起きるタイミングからして変わりき金星がつくる影「日陰」を通過することになります．

ますので一対一対応にはなっていませんが，最長で長期の軌道計算を行ったところ，2022年2月11日よりも250 分，これまでの実績内に収まる見通しであるこも先に「超長時間日陰（半影を含む）」が頻繁に起こるとが分かります．

ことが分かりました．
「あかつき」搭載のバッテリーはそもそも，最長 90分の日陰を安 全に過ごすことを想定したものです．
そこはもちろんマージンもあり，また高信頼の日本

2. 決戦は2020年10月7日，
わずか4秒間の大勝負

製ということもあって，これまでに最長 259 分の日陰

PC2の実施日は2020年10月7日，日本時間21: 22: 00（2019年1月30日）を乗り切ることができました．しかと決定．内惑星の金星はこの時間帯，日本からは非し2022 年2月11日よりも先に予測されたのは，300 分

可視となりますので，D S N局
（NA S Aが運用する深を超え500 分に近い「超長時間日陰（半影を含む）」

宇宙探査用アンテナ局ネットワーク）のお世話になりであり，しかもそれが頻繁に起きます（表 1の左側）．

ました（マドリッド局からゴールドストン局へとリレー

2019 年1月30日の経験から推測して（2022 年までのする運用）．

間にも徐々にバッテリーの劣化は進行しますから），10月7日といえば，B epiC olomb （o 以下ではB Cと300 分超を乗り切ることは難しそうです．そこで軌道

略 記します）が金 星フライバイをするわずか一週間の微修正計画が練られました．

前です．何もそのタイミングで「リスクがゼロではな

実は軌道を修正するのは，2016 年 4月4日
（金星周
1.宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
2.総合研究大学院大学・物理科学研究系・宇宙科学専攻

い」P C 2をやらなくてもよさそうなものですが，しかしそこには事情がいくつもあります．P C 2は近金点に探査機が差しかかるタイミングで行うものであり，
選択 肢は10月7日または18日または29日でした．最一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その44 ～ΔVと三機協同観測：2020年10月の多忙な「あかつき」～／佐藤，山﨑219

表１： ΔＶ実施有無による長時間日陰時間の違い．

後の29日では予備日を確保することができません．

です！これから15 年先ではその前に燃料が尽きてし18日は，15日のB Cスイングバイとの協同観 測 延 長

まうでしょうから，実質的に「超長時間日陰の心配は線上にあり，ここでのデータ取得を行いたいところ．

なくなった」ことになります．ΔVオペレーションをす

そうすると消去法的に10月7日になるわけですが，7

るのも，これが最後でしょう．そう思うと少しさびし日ならではの利点もあります．この日であれば，スラ

い気もします（もちろんリアクションホイールに蓄積しスタ噴射姿勢へと移行する際，探査機のY 軸（常にた擾乱アンローディングのため，秒以下の噴射はとき

角運動量をもたせている方向）を傾ける必要がなく，

どきありますが）．

安 全 性の高い実 施が 可能なのです．所の了承を得て，10月7日に向けて準備作業が始まりました．
スラスタの噴射時間はわずか 4 秒，探査機速度の変化であるΔV量として約 0. 53 m /sという小さなものですが，これが表１のような大きな違いを生むのです．逆にいえば，このΔVに対するごく微小な誤差も先々の大きな差になり得るわけで，慎重かつ正確にこれを達成しなければなりません．

3. そしてPC2の結果はこうして P C 2を無 事 終えたあかつきは次の大仕事，15日のB Cスイングバイ・イベント（金星協同観測）へ向けた準備に取りかかったのでした．

4. 協同観測計画
B Cは水星軌道に向かうため金星での減速スイン
グバイを10月15日に実施する計画で，1年以上前から
この日の前後に金星観測を行う計画を進めていました．現在金星を周回する唯一の探査機「あかつき」も同時観測を計画し，地球を周回する惑星分光観測衛

メンバーが固唾を飲んで見守る中，探査機に仕込

星「ひさき」も金星に視野を向けて，日本の宇宙機 3

まれたタイムライン・コマンド（直 前の臼田局運用でミッション協同による金星同時観測という壮大な計

アップロードしたもの）は着実に実行されてゆきまし

画となったのです．各衛星の特徴を生かして，金星のた．すべてが終了し，「出来上がりの軌道」をもとに雲層から金 星近傍の宇宙空間プラズマまで総合的

ΔV量を計算したところ，98 % 以上が達成されていな観測，複数衛星での観測で初めて可能となる全球ることが分かりました．この場合，これまでの最長実的な観測，そして，同時・同波長帯観測による相互較績259分を上回る日陰の発生はなんと2035年7月3日

正データの取得が目的です．

220

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

図1. 原点に金星，太陽方向を右側に固定した座標系で，黄道面に投影した各探査機の軌道．赤線が10月の「あかつき」の軌道を示し，太線部分がBC（「みお」）の金星最接近前後数時間の軌道を表します．青線がBCのスイングバ
イ軌道を示し，「 ひさき」
は地球方向（緑矢印）
から観測します．(ISASニュース掲載図より)当日の「あかつき」，B C，「 ひさき」の軌道位置関係

大限有効に活用するには，スイングバイの前後数日を図1に示します．
「あかつき」と金星の間をB Cが通以上観測を継続していることが必要となります．
「あ過し，その反対側から「ひさき」がモニタリング観測す

かつき」は紫外 イメージャおよび中間赤外カメラでるという構図です．
「 あかつき」は，遠金点を過ぎた当

1～2 時間毎に雲頂の構造と温 度を10日間以上観測たりに位置し視直径小さめの金星しか観測できない

し，「ひさき」で金星電離圏の極端紫外分光観測を前のは残念ですが，その一方で固定した地方時を連続

後 1週間継続，B Cで金星の赤外・紫外の分光観測やして観測できるメリットがあります．

金星周辺のプラズマ環境計測を実施する，という協B Cのスイングバイは15日ですが，もちろんこの日だけ観測すればよいものではありません．ご 存じのとおり，金星を覆う雲はスーパーローテーションしていますし，大気圏・電離圏は熱潮汐波・重力波で数日の周期変動が知られています．貴重な協同観測を最同観測計画を立案しました．

5. 観測の実施結果「あかつき」は，10月12日から金星観測を再開しま

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一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その44 ～ΔVと三機協同観測：2020年10月の多忙な「あかつき」～／佐藤，山﨑

221

図2. 10月15日13時頃（日本時間）に「あかつき」搭載紫外イメージャ（左）および中間赤外カメラ（右）が捉えた金星像（Credit: Planet- C
Project Team）．

した．P C 2 後の初観測ということで撮像後すぐに観イングバイ時の金星観測キャンペーンも成功させ，極測データを確認したい焦る気持ちがありましたが，めて多 忙な一か月を過ごしました．日本の宇宙機 3

金星の協同観測のために観測姿 勢を継続する必要

ミッション協同による惑星同時観測は，地球以外でがあります．協同観測機会は一瞬で過ぎ去るのに対は日本の宇宙科学史 上初めて実現されたものです．

し，データ再生は後日でも可能ですから，そこ（即日

金星の近くに日本の探査機が 2 機飛翔し3 機での協観測データを再生できない）はぐっとこらえたのでし同観測が成功したことは，今後の惑星科学への日本た．協同観測時の画像データを再生開始できたのはの貢献度をますます高める実績になると期待します．

16日で，付帯情報まで含め必要なデータがすべてそろったのは19日のことでした．心落ち着かずの数日を過ごしましたが，無事に図2に示した画像を取得することに成功しました．B Cの金星最接近は10月15日
12 時 59 分（日本時間）で，その最近接時刻の画像です．
紫外線の画像（左）は，10月15日の13時01分と13時
05 分（日本時間）に撮影された2 波長（283n m : 赤 と365n m : 青）から疑似カラー合成したもので，昼半球の雲の濃淡が見て取れます．中間赤外線の画像（右）は，13 時 08 分（日本時間）に撮影された雲頂の温度を色付けした画像で，視直径の小さめ金星像にも関わらず熱潮汐波構造がはっきりと見えています．今後の定量的なデータ解析が待たれます．

6. まとめ超長時間日陰回避のためのP C 2を無事成功させた「あかつき」チームは，「ひさき」とともにB C金星ス

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222

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その22〜SCI衝突実験とDCAM３の観測〜

門野 敏彦1「はやぶさ2」探査機はSmall Carry- on Impactor

しばらくして，朝からまったく言葉を発せず話しか（S CI）と呼ばれる衝突装置を持っており，それを小けられても返事もしない⼩川⽒と，彼と⼀緒にずっと

惑星 Ry ug uに打ち込み，その様子をD CA M 3と呼D CA M 3の開 発を進めてきた澤田氏 が「D CA M 3

ばれる分離カメラで撮影します．3億k m 離れた本物が生きている」という信号が来たのを確認し，静寂のの小惑星の表面に，実験室と同程度の2 k m /sの速管制室で突然二人が雄叫びを上げました 4 ．その後，度で大きな飛翔体（ 十数 c m）を衝突させる実 験でいつもの小川氏に戻りました（図1）．
D CA M 3の画像データが送られてくるのは，そのす [ 1]．
この実 験が 行われた2019 年 4月5日金 曜日の朝7

日の夕方4 時頃であろう，ということで，とりあえず，

時前，私は宇宙科学研究所のB 棟，管制室に入りま控え室として解放された管 制室の向かいの会議 室した．大学院生からポスドクの5年半，宇宙研に在籍

で居眠りを始めました．ところが，2 時過ぎ 嶌生氏がしましたが，管制室は初めてです．最初は入口付近に「何やってるんですか，もう出てますよ」と起こしに来こっそり居ましたが，あとから来た方々に押されて，て，「ん，何が」「 いいから来い」と運用室に連れて行混んでいるのにそこだけなぜか空いている場所に移かれました．運用室はめちゃ混みで，荒川氏から「門動しました．そこはプロジェクトマネージャー席の後

野くん，何やってたの」と言われながら人をかき分け方で，しばらくしてから，ちょうどそこを撮影するた一番奥のモニターの前で「どうだ」という顔で座ってめのカメラの視 線方向であることに気付きましたがいる白井氏のところまで行き画面を見ると，おー，エ1

既にもう他の場所は空いていませんでした ．

ジェクタが飛んでいるではないですか！予定よりはや

11時半頃，S C I衝突実験が行われます．探査機はくデータが降りてきて，白井氏の速攻解析の技が冴「S C Iを分離した」「 D CA M 3を分離した」などの信号

え，D CA M 3のアナログ画像が現れ，エジェクタがを送り管制室で受け取るのですが，探査機が信号を飛んでいる様子が映っていたのでした．衝突が確認

2

出してからそれが地球に届くまでは時間差 がありまされ，ちょうどいい案配に漆黒の宇宙空間を背景とす．S C Iが動作する予定の時刻が過ぎ，探査機からして飛んでいます．しかし，見慣れた実験室の結果と「S C I 動作＝S C I実験が実行された」という信号が届違って左右対称ではなく北側のみ．その場で荒川氏

くまで，荒川氏と時計を見ながら「実際にはもう衝突と杉田氏と，なぜ非対称か，衝突点付近南側に何か3していますよね」「 うん，光の速さは遅いね 」などと話しているうちに，無事 S C I が動作したという信号が届きました．

1.産業医科大学

1

カメラの上方には探 査 機 の高度 が出ていて，そのカメラに気づいてしまってからは，高度を見たら視 線を下げてそのままカメラを見てしまい，何度もカメラ目線になってしまいました．
2
3億km/光速〜17分．
3
この荒川氏の発言はどこで漏れたかネットに「本日の名言」と書かれていました．
4

DCAM3開発についての小川氏と澤田氏の苦労は[2]．

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その22 〜SCI衝突実験とDCAM３の観測〜／門野223

図1. 当日の管制室の様子．
（©JA X A）

あるのでは 5 ，という話になりました．

もこのクレーターから飛び出したエジェクタが堆積しここに至ってもなお，「まだわかりません，まだわているであろうこと[ 3]，1 m 近い岩塊が多数，宇宙

かりません」と言いながら運用室から管制室に戻る

空間に飛び出しているが衝突点付近にあった数 mの（S C Iの開発を率いてきた）佐伯氏を見て，50を過ぎ岩塊はクレーター内に残っていること[ 3,4]，などなて涙 腺がゆるくなっている荒川氏と私はもらい泣き

どです．

をするのでした．

近年の小惑星探査から小惑星の表面は多様なサ

夜にかけて D CA M 3のデジタル画 像も降りてき

イズの粒子・岩塊で構成されていることがわかってきて，澤田氏に「デジタルとアナログ，両方載せてよかっました．ところが，構成 粒子が単一サイズでない標たですね」と言うと深くうなずいていました．

的への衝突実 験は系統的に行われていません 8 ．そS C I 衝 突 実 験 は，D CA M 3によってその 場でエのため，たとえば今回のような衝突条件に対して，どジェクタの様子を時系列で撮影することができたこのようなサイズ・初期位置の岩塊が掘削流に乗ってと，事前と事後の画像からクレーターの様子を探査

宇宙空間に飛び出せるのか/乗れずにクレーター内

機 本体に搭載されたカメラONC で確認できたといに残るのか，などは，よくわかりません．小惑星表面う意味で，3 億 k mの彼方で室内実験と同じ事がでから脱出することができる岩塊のサイズは地球に飛6きました ．ONCとD CA M 3の観測でわかったこと

来する隕石のサイズや小惑星表面の岩塊サイズ分布

は，大小さまざまな岩塊で構成されているRy ug u表の進化にも影 響しますので，今後はサイズ分布を持層に形成されたクレーターのサイズは，これまでのつ標的に対しての衝突実験を系統的に行い，クレー

室内実験で得られている重力支配域 7 でのスケーリ

ターやエジェクタの様子をあらためて調べなくてはな

ング則をS C Iの衝突条件で適用した結果と合っていらないようです．このような標的が複 雑な場合には，ること[ 3]，表層と下層は構成粒子のサイズ分布が異衝突実験と粉体を取り扱う数値計算を相補的に行っなっていること[ 3- 5]，2回目のタッチダウンの場所にていくことも重要かと思います．
最後に，惑星探査とどう関わるかという問題につ5

これはその後のONCによるクレーター画像により確認されまし
た[3]．
6
TI R
（熱慣性）やN I RS （3 赤外線）など他の計測機器でもSCIク
レーターに関連して興味あるデータが取れているようです．
7

標的の強度がなくクレーター形成が重力の影響のみで決まる状況．

8
近年，表面が大きな岩塊で覆われているときのクレーター径 [6]や，大小，二種類の粒子が混合されている場合のエジェクタの模様 [7]など，構成粒子が単一サイズでない場合での結果が報告され始めています．

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

いてです．探 査というのは何 百人というものすごい
人数が関わり，10 年以上の時間をかけ，何十何百億

謝辞というお金をつぎ込み，すべてが桁違いで，得られ文中，実名で書くことを許していただいた方々，コるデータは世界で唯一無二，科学的価値は計り知れメントをいただいた皆さまに感謝します．ここで紹介ません．今回，私がずっと実験 室で行ってきた衝突

したS C I衝突実験とD CA M 3の運用と成果は「はや実験と同じ事が実際に宇宙で行われるということでぶさ２」プロジェクトメンバーのご協力で成し遂げら参加させてもらいましたが，「おー，自分が実験室でれたものです．ありがとうございました．このようなやってきたことが宇宙で起こっている」という感覚を文章の掲載を許可してくれた遊星人編集長にも感謝得られたことについては，やはり何物にも代えがたいたします．
（本文および脚注の内容については私個

く，そういう場に立ち会えてそのデータを基に論文

人の感想です）9を書けたのは本当に楽しかったです ．ただ，探査にも光と影があり，ものすごい人数であるがために個性が発揮できないこともあるし，10 年という年月の

参考文献

間，ずっと論文が出ないかもしれない，お金が足りな[1] 荒川政彦 他，
2013，
遊星人 22, 152.

くて途中で中止になり，それまでの苦労が水の泡に[2] 小川和律 他，
2019，
遊星人 28, 231.

なることもあります．若い人，特に大学院生がそこに[3] Arakawa, M. et al., 2020, Science 368, 67.

全てを捧げるのはあまりにリスクが大きいでしょう 10．

[4] Kadono, T. et al., 2020, ApJL 899, L22.

しかしながら，この30 年，宇宙研の内外でずっと日[5] Wada, K. et al., 2020, submitted to A&A.

本の惑星探査を支えて頑張った多くの方々のおかげ[6] e.g., Tatsumi, E. and Sugita, S., 2018, Icarus

で，私が大学院生の頃とは大きく状況が変わりました 11 ．いろいろな探 査 が 動いて結果 が出ている現状では，おそらく，大学院生も含めた若い方にとってリスクの少ない関わり方がいろいろあるはずです．
実験，理論，機器開発，マネージメント，何でも良いので，小さいことでも自分が楽しく思えそうな事が探査にあれば 12 ，参加してみると他では得られない体験ができるのではないかと思います．探 査自体も多様な人材が参加すれば内容も充実してさらに面白いものになるでしょう 13 ．
査読がないと果てしなく余計なことを書いてしまうので，このあたりで終わりたいと思います．

9

荒川氏は記者会見で人生最大の喜びと言いました．

10

大学院生の頃はそういう探査の悪口を散々言っていたので，当時から宇宙研に居たT氏からは「宇宙研に探査しに来たらぶん殴る」と言われていました．今回，宇宙研に探査しに来たのですが，実際はぶん殴られず，良いデータがでたことを友好的に喜び合いました；T氏の心の広さに感謝します．
11

私自身は悪口だけ言って外に出て，何も貢献できませんでした．
自分で楽しく面白いと思える部分がないとしんどいのは，探査に限らずどんな研究にでも言えることですが．
12

13

佐伯氏は
「これから先も泣けるミッションをやっていきたい」とコメントしています．

300, 227.
[7] Kadono, T. et al., 2019, ApJL 880, L30.

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遊星百景その20 ミューゼスの海 〜ラブルパイル小惑星に広がる『水面』〜／金丸225

遊星百景その20 ミューゼスの海〜ラブルパイル小惑星に広がる『水面』〜

金丸 仁明1

図1： 小惑星Itokawa上に広がるミューゼスの海．イラストは，The 50th Lunar and Planetar y Science Conferenceで筆者が発表した
際にJ. T. Keane氏に描いていただいたものである．

特 段 geolog ist 的なバックグラウンドを持たない

2005 年，探査機「はやぶさ」のカメラが写し出した

私が，本コラムでお気に入りの地形を紹介するのは小惑星 Itokawaの姿は驚くべきものであった．当時

恐れ多いというのが正直なところであるが，ユニーク

中学一年生であった筆者も熱狂していた…と言いたな形をした小惑星と戯れてきた大学院時代の経験をいところだが，野球をしているか走っているかというもとに筆を取らせていただく．今回紹介したいのは，

オフラインな日常の中で，はやぶさの偉業をリアルタ

はやぶさ初号機が探 査した小惑星 Itokawaにあるイムで知ることはなかった．しかし，満身創痍で地球「ミューゼスの海」と呼ばれる地域である．

に帰還したはやぶさの活躍の知らせは，九州の片田

1.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所舎にも届き，高校生だった筆者の心を躍らせたのを記憶している．もともと抱えていた宇宙への憧れは，

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226

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

惑星科学的な興味に変わっていき，吸い寄せられる者を惑星科学研究の道に誘うこととなった．本 稿執ように大阪大学の佐々木晶教授のもとで研究するよ筆時点では，はやぶさの後継機「はやぶさ２」が小惑

うになる．

星 Ry ug uでの観測を終え，回収試料を届けるべく地

かくして，「Itokawaのラッコのようなユニークな球に向かっている．Ry ug uのそろばん玉のようなユ形 状で何かできないか」という入り口から研究を始

ニークな形 状（コマ型形 状）が投げかける謎に導かめた私が迷い込んだのが，本題のミューゼスの海でれて, 小惑星のカタチと成り立ちをめぐる旅は続く．

ある*．岩塊に覆われた Itokawa 表 層の大半とは対照的に，ミューゼスの海は細かな砂礫に覆われた平坦な地域である（図1）．試料採取のために，はやぶさが参考文献降り立ったのも（しばらく迷子になっていたようだが…），[1] Abe, S. et al., 2006, Science 312, 1344.

ここミューゼスの海である．不規則な形 状をもつ天[2] Kanamaru, M. et al., 2019, Planetary and Space

体の重力場を計 算して遊んでいた筆者にとっても大変興味深い地域であった．Itokawaのような大気のない小規模天体では，重力と振 動が表層の物質移
動を引き起こす．3 次元 形 状をもとにItokawa 表面
における重力ポテンシャル（標高）の分布を計算してみると，全球で最大 80メートルほどの高低差が生じる．そして，Itokawa 上で 最も標高の低い地点は，
ミューゼスの海 の中にある．度 重なる隕石衝 突によってItokawa全球が振動し，動きやすい細かな粒子が低地に運ばれてきたのであろう．
小惑星 Itokawaがどのように形成したのかを明らかにする上で，その中身がどうなっているのか？という疑問が生じてくる．Itokawaの平均密度は2 g/cm 3程度であり，Itokawaを構成する普通コンドライトの密度を考えると，内部に40% 以上の空隙をもつと考えられている[ 1]．衝突で破壊された母天体の破片が集まってできた低密度の天体は，ラブルパイル天体と呼ばれている．小惑星の平均密度は重要な情報であるが，逆に言うと，天体内部に関して得られる情報
はそれくらいしかない．筆者が大学院時 代に取り組んだのは，小惑星の内部構造にもう一歩踏み込むための研究である．平坦な地面が広がるミューゼスの海は，地球の海面（ジオイド）のようにItokawa 上での等ポテンシャル面に沿って分布していると考え，逆に天体内部の密度構造を推定するという手法を提案
した[2]．その結果，Itokawaの頭（図1の左側）は，残りの胴体に比べて20%ほど密度が高く，一枚岩に近い構造をもつことが示唆された．
小惑星 Itokawaのユニークな形 状と地質は，筆*ミューゼスの海（Muses Sea）は通称である．正式名称としては
MUSE S - C Regioが国際天文学連合によって承認された．

Science 174, 32.

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遊星⼈の海外研究記 その4 〜台湾における天⽂研究〜／松本227

遊星⼈の海外研究記 その4〜台湾における天⽂研究〜

松本 侑⼠1

1. 中央研究院 天⽂及天⽂物理研究所に⾄るまで
私の在籍する中央研究院 天⽂及天⽂物理研究所( A c a d e m i a S i n i c a I n s t i t u t e o f A s t r o n o mya nd Ast rophysic s , A S I A A) は 台 湾 に おける国⽴天⽂台に相当するような研究機関です．元は1928
年に南 京に設 ⽴されましたが，その後台湾において2010 年に正 式に復 興された， ⽐ 較 的新しい 研
究 機 関にあたります．A S I A A は 台北市にある国⽴台湾 ⼤ 学 ( 國⽴ 臺灣 ⼤學 ) のキャンパスの北側にある天⽂ 數學 館の10 階から最 上 階である14 階に⼊ 居して います ( 図1)． A S I A A からは 毎 年 ポス
ドクの 公 募 が出ています．また 東アジア中 核 天 ⽂
台 連 合 ( E AC OA ) の ⼀ 員 で もあ るた め E AC OA
R e s e a r c h Fe l l ow s h i p に おける所 属 先としての選択も可能です．

図1: ASIA Aの⼊居する国⽴台湾⼤学天⽂數學館(中央２棟)．

私がA S I A Aを知ったのも，これらの公募を通してのことです．私のA S I A Aへの応募は，実は複数したが，そういえば会ったことがある，程度のつな

回に及びます．不採⽤，折り悪く辞退といった経緯をがりから公募に際しコンタクトを取りました．この結経て，2017年12⽉に着任に⾄りました．私の選出に果，受け⼊れ研究者としてご助⾔をいただき，現在は

おいては，受け⼊れ研究者であるP i n - Gao Gu博⼠

共同研究を⾏うに⾄っています．

の強い後押しを受けてのことだと聞いています．私

台湾のビザの申請は台北経済⽂化代表処で⾏いが初めてGu博⼠に会ったのは，2010 年に⽯垣島でました．A S I A Aのフロントオフィス( 事務部 )に書 類開かれた、惑星系形成の国際研究会でのことです．

と作成⽅法について指⽰をいただいており，特に取当時はたいして議論等をしたわけではありませんで得に苦労はありませんでした．渡航準備はつつがな

1. I nstitute of Astronomy a nd Astrophysics,
Academia Sinica

く終わりましたが，着任に際しては，⼣⽅退職した
⾜でスーツケースを2 つ持ってフライトし，夜に台湾
桃園国際空港についた後はフロントオフィスにピック

228

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

アップしてもらったタクシーに乗ってA S I A A の最で成果を上げている台湾出⾝の研究者 が増加して寄りのホテルまで運ばれ，翌⽇朝に着任と慌ただしいる印象です．この辺りの⼈を中⼼に原始惑星系円かったことを覚えています．

盤の研究について盛り上がってきていると感じてい2. 研究⽣活ます．
A S I A A は国⽴天⽂台のような機関ですが，ファカルティ数に表れるように，その規模は国⽴天⽂台

着任後のポスドク⽣活については，基本的には⽇ほど⼤きくありません．台湾の天⽂学会 (中華⺠国天

本 でのポスドク⽣活とほぼ 変わりません．A S I A A

⽂學會, A S RO C)もほぼパラレルセッションなしに2の公⽤語が英語なこともあり，セミナーや議論，また⽇間の⽇程であり，単純な規模としては惑星科学会

A S I A Aの理 論グループのミーティングや後 述するよりも⼩さいのではないかと感じます．このように規

ポスドクミーティング等あらゆる場所で英語で⽣活し模が⼩さくなると，1. 天⽂分野全体の中で分野に強ています．英語が 話せればやっていけますし，英語

弱が⼤きく現れる; 2. 個⼈の研究分 野が広めに扱からは逃げることができないといった感じでもありわれるようになる，といった影響があるように思いまます．
⽇本でのポスドク⽣活との違いとして感じることのす．1 点⽬は装置や予算の投⼊先に応じて⾃然と分野の偏りが⽣まれるためでしょう．また台湾内の主1 つがポスドクの意⾒が強く，また重視されている

要な研究所や⼤学のファカルティの専⾨分野に，台点です．海 外からのポスドクのリクルーティングを重湾の強い研究分野が依存しているようにも思います．

視しているためか，欧⽶でポスドク⽣活を過ごしてい私の専⾨である惑星系形成の理論研究分野についた⽅が多いためか，ポスドクのA S I A A への意⾒やては，近年A S I A A のM i n - K a i Li n 博⼠のグルー要望のためのミーティング(ポスドクミーティング ) がプが活発に研究していることもあり，私の着任当初よ

⾏われ，また所⻑とポスドクの意⾒交換会も年に⼀りも分野が活発になってきているように思います．欧度⾏われています．これらでは，ポスドクの給与や⽶や⽇本ほどの規模がないため，台湾ではPI として

年次休暇数が海外と⽐べて少ない等の“意⾒”もよく研究グループを⽴ち上げて分野を盛り上げていくこ

出ますが，⾃分の着任時におけるトラブルや研究費とがより重要なのではないかと感じています．

について，あるいは勤務時間と観測時間のズレにつ

2点⽬については，例えば私の場合，惑星形成の特いてなどの意⾒や要望も活発に出ています．実際にに⼒学過程が専⾨であるというよりも，惑星や太陽研究費がプロジェクトと独⽴に与えられる新しいポ系の専⾨家のようだ，と関連分野の研究者が少ない

スドクポジシ ョ ン ( D ist i ng u ished Po stdo ctora l

ので少しぼんやりと広く研究分野を扱われるような

Fel low)が 2019 年に設⽴されており，ポスドクの意

感じでしょうか．この点が功を奏したのか，講師とし⾒を受け⼊れて研究所を良くしていっているという印て台湾内で呼んでいただくこともあります．またその象があります．

ように知識を求められるので，少し広めに知識を仕

A S I A A は，そのメンバーに台湾以外の出⾝者が⼊れておこうというモチベーションにもなっています．

多く含まれている，かなり国際⾊の強い研究所です．

⼀⽅でこちらからコンタクトを取りにいかないと，2020年9⽉14⽇現在，ポスドクおよそ30名の2/ 3程度

同じ分野の研究者と議論する機会が減少してしまうが台湾以外の出⾝で，⽇本⼈ 5 名の他，欧⽶，またこようにも思います．この点においてA S I A Aのポスド

こ数年でインド系の⽅も多くなってきたように思いまクは，元々台湾外出⾝や台湾外でポスドクを経験しす．ファカルティはおよそ30 名の内10 名程度が台湾ている⽅が多いので，台湾外 の研究者と共同研究

外出⾝で，ほぼ⽇本⼈です．⽇本⼈ファカルティが多をすることで解消していることが多いようです．私もいという点では，⽇本⼈がポスドクをしやすい環境かA S I A A 理論グループのサポートを受けて，学会つもしれません．私もセカンドスーパーバイザーは⾼⾒

いでに国⽴天⽂台にはしばしばお邪魔して議論させ

道弘博⼠に担当していただいています．ファカルティ

ていただいています．これは，広く台湾外の研究者をについては，ここ数年でA L M A などを⽤いた研究台湾に招いたりA S I A A を周知する効果もある⼀⽅

遊星⼈の海外研究記 その4 〜台湾における天⽂研究〜／松本

229

で，A S I A A内部での共同研究が⽣じにくい原因の分台湾で医療を受けることが可能です． ⼀部では⽇⼀つであるように思います．

本語か英語での受診ができるところもあります．ま3. 台北での⽣活

た健康診断も⾏われており，健康的に⽣活しやすい
環境が整っています．ただ保険適⽤外の医療は⾼額です．私は胃を痛めた際に，⽇本語で受診可能な外

台北についた当初はホテル⽣活をしていました．

国⼈向け外来を利⽤しましたが，ここでの医療は保

基本的には最初にフロントオフィスに2 週間分ホテル

険適⽤外でまた通訳費が⼊り，数万円程度の医療費を予約してもらい，その間に賃貸を探すことになりまがかかりました．幸いこの費⽤は⽇本で加⼊しておす．⽇本では新築や築浅が好まれますが，台湾ではいた保険が適⽤され，事なきを得ました．

このような物件は多くの場合トラブルに⾒舞われる

台湾といえば⻑い夏が特 徴的です．12⽉1⽇の着ため，避けた⽅が無難です．私の契約した賃貸はあ任時にスーツを着て来たら昼の暑さに後悔したこと

まり築浅というわけではありませんでしたが，トイレを覚えています．⼀⽅で短い冬は思っていたよりものケーブルの⽔漏れや温 ⽔器のトラブル等に⾒舞わ

寒いです．単純な気温では10℃を切ることは稀です

れています．台湾での物件探しは，既に誰かが⼊っが，台北では冬が⾬のシーズンであり，低温多湿と低たことのある条件の良い物件で，かつトラブル対応

温サウナにずっと⼊っているような気分になります．

の良い⼤ 家さんとうまく出 会えるかがポイントなの

また台湾ではエアコンに暖房機能がないことも多い

で，台湾⼈か台湾に精通している⽅の協⼒なしではため，暖まれる場所がなく，2̶3 ヶ⽉の間着膨れしなかなか困難です．私は，⽇本⼈スタッフに内⾒・契て凌ぐことになります．この冬の間は⽉に何度か温泉

約をサポートしてもらう仲介業者に依 頼し，賃貸契に温まりに⾏っています．台湾付近ではフィリピン海

約を済ませました．これは早くホテル⽣活を解消する

プレートが沈み込んでおり，台湾も広い範囲に温泉こと，また契約とその後の⾔語的なサポートを期待が 存在しています．台北市付近にもいくつかの温 泉

してのことでしたが，結果的に．上記のトラブルにもが存在しており，特に冬の間は重宝しています．

即座に対応して頂ける⼤家さんを紹介していただけ

私 が 台 湾で 最も⻑い時 間を過ごしているのは，ており，悪い⼿ではなかったと認識しています．もうA S I A Aの存 在 する国 ⽴台湾 ⼤ 学においてでしょ⼀つ，台湾での部屋決めにおいて避けた⽅が良いのう．国⽴台湾⼤学の前⾝は台北帝国⼤学ですが，そが，南向き最上階です． 夏が⻑く暑い台湾においての初代総⻑である幣原坦博⼠は古在機構で有名なは直射⽇光の多い部屋は避けたほうがよいというこ

古在由秀博⼠の祖⽗にあたるようです．国⽴台湾⼤とです．私は賃貸及びA S I A A の居室を最上階に決学キャンパスの南側には台北帝国⼤学時代からの建めた後で知りました．
台北では，⽇系企業がそれなりに進出しており，⽇本と同じように⽣活環境を整えることができています．⼤型の百貨店といえば三越やそごうですし，またニトリなども進出しており，賃貸契約後に家具等を買い⾜す際もスムーズに終わりました．
飲⾷店についても⽇系企業が多く進出しています．
台湾では外⾷が安く，また単⾝者向けの物件にはキッチンがほぼないため，⾷事は外⾷で済ませることになります．⽔餃⼦の店などにも通ったりしていますが，⽇系の飲⾷店が豊富にあることでだいぶスト
レスなく過ごせています．
台湾では国⺠皆保険が完備されおり，医療費が⽇本よりも安く，渡航前に医者に通い詰めなくとも，⼗図2: 国⽴台湾⼤学校史館．台北帝国⼤学時代の1929年に建造され，現在は国⽴台湾⼤学の歴史についての展⽰がなされ
ています．

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230

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

⾏っています．コロキウム講演者であればA S I A Aによるサポートを受けて滞在することも可能です．ご興
味あれば私，あるいは分野の近いファカルティにご連絡ください．
本 稿の執 筆を勧めていただいた⿊ 澤 耕 介 博⼠，
また執 筆に際しご助⾔いただいた⾼⾒道弘博⼠に感謝いたします．

図3: 国⽴台湾⼤学総合体育館 (中央)．2001 年に完成し，同年から学外からの活動も受け⼊れているようです．これとは別に体育館もあります．

物も残っています(図2)．⼀⽅で北側には，A S I A Aのある天⽂數學館など，⽐較的新しい建物が多く建てられています．また北側には総合体育館が建てられていますが (図3)，この体育館は⼀般向けの⽤途に開かれているようで，ライブやコンサート，同⼈系のイベントなどが開かれています．休⽇まれにコスプレをした⽅が体育館から天⽂數學館まで溢れかえっていることもあります．台北帝国⼤学時 代の建物があり，⼀⽅で体育館という資源を活かして現代的なイベントも開かれている様⼦はどことなく台湾らしさを感じています．
台湾においても⼤学はある種市⺠の公園のような扱いがされているのか，国⽴台湾⼤学のキャンパス
内でも散歩やジョギングをしている⽅，また親⼦連れなどを⾒かけます．A S I A Aの⽬前には醉⽉湖という池がありますが，この付近ではキャンプ⽤具を出してくつろいでいる⽅々を⾒かけることもあり，⾃由だなと感じています．

4. 結び
台北⽣活は⽇本に近いけれど少し異なる，⽇本から⼀歩踏み出した海外といったように感じています．
⼀⽅でA S I A A は国際 ⾊の強い研究環 境です．この3 年ほどで⽇欧⽶とはまた少し異なる環境にある
台湾における天文研究を体験したようにも思います．
現 在は C OV I D -19により情 勢 がよくありません
が，A S I A A ではコロキウム講 演 者 の 募 集も広く

《目次へ日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

231

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム
出村 裕英1，大竹 真紀子1，平田 成1，小川 佳子1，本田 親寿1，
北里 宏平1，奥平 恭子1，嵩 由芙子1
●秋季講演会
日程 : ２０２０年１１月１２日(木)～１４日( 土)場所 : オンライン会場
講演数 : 口頭発表数１１８件，最優秀発表賞選考１０件，最優秀研究者賞受賞講演１件，ポスター発表４８件
主催者 : 惑星科学会，会津大学宇宙情報科学センター** 会津大学宇宙情報科学研究センター(ARC - Space)は，日本惑星科学会を母体の学協会とし，地球惑星科学およびその関連分野を研究分野とした共同利用・共同研究拠点(月惑星探査アーカイブサイエンス拠点)です．文部科学省より特色ある共同研究拠点の整備の推進事業
JPMX P 0619217839 の助成を受けています．日本惑星科学会2020年秋季講演会は，日本惑星科学会の定期学術講演会として，また会津大学宇宙情報科学研究センターの事業である研究集会として，共同主催により実施されます．また，会津大学グローバル推進本部国際戦略室より開催に関わる諸費用の助成を受けています．
11/12（木）Room A

Room B

8:55-9:00

LOC 委員長挨拶

LOC 委員長挨拶
衝突現象

AM

9:00-11:45

機器開発・将来計画

PM1

12:30-15:00

最優秀発表者賞選考 ( オーラル )PM2

15:15-16:45

原始惑星系円盤PM3

17:00-18:00

擬似ポスター ( フラッシュトーク )PM4

18:00-18:45

11/13（金）アーカイブサイエンス

擬似ポスター ( コアタイム：各講演者設定 )Room A

Room BAM

9:00-11:45

月

小惑星

PM1

12:30-15:00

惑星大気・表層環境

小惑星・アストロバイオロジー

PM2

15:15-16:45

原始惑星系円盤

氷天体

PM3

17:00-18:00

擬似ポスター ( フラッシュトーク )PM4

18:00-18:45

擬似ポスター ( コアタイム：各講演者設定 )11/14（土）AM
PM1

9:00-11:45

Room A

Room B

惑星・衛星形成

隕石・彗星

12:30-13:30

日本惑星科学会総会（特別会場）

13:45-15:00

最優秀研究者賞受賞講演

PM2

15:15-16:45

火星・火星衛星PM3

17:00-18:00

擬似ポスター ( コアタイム：各講演者設定 )PM4

18:00-18:45

擬似ポスター ( コアタイム：各講演者設定 )19:00 ～
1.会津大学宇宙情報科学研究センター

系外惑星オンライン懇親会（特別会場）

232

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

●口頭発表
今年は，Z o omを使ったオンライン開催となりました．最優秀発表賞選考及び，一般公演は１５分講演(３分間の質
疑時間および交代時間を含む)です．

●擬似ポスター発表
発表者が共有可能な資料を「ポスター」として提示し，オンラインで議論を行います．発表者が登録した，擬似ポスターの閲覧，議論に必要な情報は，プログラム情報の一部として公開されます．また，疑似ポスターセッションでは，最大 ２分フラッシュトークセッションが用意されています．なお，口頭発表に割り当てられている方も擬似ポス
ター発表者と同じ形式で，情報を登録，公開が可能です．

●プログラム
講演番号 (O ra l / Po ster- Day#- Ro om A / B#)，開始時間，表題，講演者を掲載しています．各発表の著者リスト
は，発表申込受付時の著者リストフォーム入力内容に，追加入力された著者情報が存在する場合はそれを末尾に付け加えたものです．また，所属は筆頭著者のみ表記しています．いずれも申込受付時の入力内容そのままですが，著者名のうち英文表記が適切と判断したものは英文表記内容に置き換えています．

《１１月１２日(木)A M

口頭発表プログラム

Room A 》

8: 55
L O C 委員長挨拶
機器開発・将来計画 ( 座長 : 石橋 高・村上 豪 )O-D1-A1

9:00

日欧共同 BepiColombo 水星探査計画に向けた取り組み:ミッション概要
村上 豪(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)，
Benkhoff Johannes

O-D1-A2

9:15

日欧共同 BepiColombo 水星探査計画に向けた取り組み:
後期集積が水星に与える影響
兵頭 龍樹(宇宙航空研究開発機構(JAXA))，玄田 英典，Ramon Brasser

O-D1-A3

9:30

日欧共同 BepiColombo 水星探査計画に向けた取り組み:
水星形成解明のための理論研究
鎌田 俊一(北海道大学理学研究院)，兵頭 龍樹，高橋 太，吉崎 昂，石城 陽太，
倉本 圭，村上 豪

O-D1-A4

9:45

戦略的火星探査計画および国際協働探査 Ice Mapper 計画の検討状況
臼井 寛裕(宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所)，関華奈子，藤田和央，
着陸機による火星環境探査リサーチグループ

O-D1-A5

10:00

月・火星・小惑星地下探査レーダ試作機を用いた検証実験
熊本 篤志(東北大学大学院理学研究科)，宮本 英昭，西堀 俊幸，土屋 史紀，石山 謙

O-D1-A6

10:15

月の縦孔・地下空洞直接探査(UZUME)
春山 純一(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)，岩田 隆浩，
岡田 達明，庄司 大悟，諸田 智克，清水 久芳，内藤 雅之，河野 功，西堀 敏幸，
角 有司，安光 亮一郎，石上 玄也，本多 力

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

233

O-D1-A7

10:30

月面の放射線環境と縦孔領域内での防護効果
内藤 雅之(量子科学技術研究開発機構)，小平 聡，長谷部 信行，天野 嘉春，
春山 純一

O-D1-A8

10:45

DESTINY+計画の進展とサイエンス
荒井 朋子(千葉工業大学惑星探査研究センター)，小林 正規，石橋 高，吉田 二美，
木村 宏，平井 隆之，洪 鵬，千秋 博紀，和田 浩二，Srama Ralf，Kruger Harald，
今村 裕志，豊田 裕之，西山 和孝，高島 健，佐々木 晶，薮田 ひかる，石黒 正晃，
渡部 潤一，伊藤 孝士，大坪 貴文，大塚 勝仁，阿部 新助，中村 智樹，小林 詩歩，廣井 孝弘，
小松 睦美，中村 メッセンジャー 圭子，関口 朋彦，木下 大輔，浦川 聖太郎，橘 省吾，
三河内 岳，諸田 智克，野口 高明，金田 英宏，矢野 創，吉川 真，岡本 尚也，中藤 亜衣子，
柳沢 俊史，黒崎 裕久，小松 吾郎，山田 学，出村 裕英，平田 成，伊藤 元雄，松浦 周二

O-D1-A9

11:00

DESTINY+搭載用小惑星追尾望遠モノクロカメラ(TCAP)
およびマルチバンドカメラ(MCAP)の検討状況
石橋 高(千葉工業大学惑星探査研究センター)，洪 鵬，岡本 尚也，石丸 貴博，山田 学，
奥平 修，荒井 朋子，吉田 二美，尾崎 直哉，佐藤 峻介，亀田 真吾，鍵谷 将人，宮原 剛，
太田 方之，高島 健

O-D1-A10

11:15

始原天体サンプルリターンミッションの検討嶌生 有理(宇宙航空研究開発機構)，脇田 茂，浦川 聖太郎，洪 鵬，臼井 文彦，松岡 萌，
坂谷 尚哉，田中 智，長谷川 直，黒田 大介

O-D1-A11

11:30

はやぶさ２拡張ミッション:微小で高速自転する小惑星へのランデブーする理学的意義
平林 正稔(Auburn University)，三枡 裕也，坂谷 尚哉，渡邊 誠一郎，津田 雄一，
佐伯 孝尚，菊地 翔太，神山 徹，吉川 真，田中 智，中澤 暁，藤井 淳，岩田 隆浩，
津村 耕司，松浦 周二，嶌生 有理，浦川 聖太郎，石橋 之宏，長谷川 直，石黒 正晃，
黒田 大介，奥村 真一郎《１１月１２日(木)A M

口頭発表プログラム

Room B》

8: 55
L O C 委員長挨拶
衝突現象 ( 座長 : 寺田 健太郎・黒澤 耕介)
O-D1-B1

9:00「かぐや」が明らかにした地球ー月システムを襲った小惑星シャワー寺田 健太郎(大阪大学大学院理学研究科)，諸田 智克，加藤 麻美

O-D1-B2

9:15

ラブルパイル天体に適用可能なクレータースケール則と衝突励起振動に関する実験的研究
山本 裕也(神戸大学理学研究科)，荒川 政彦，保井 みなみ，長谷川 直，横田 優作，
大川 初音，杉村 瞭

O-D1-B3

9:30

小惑星の起伏地形上に形成するクレーターに関する実験的研究
横田 優作(神戸大学理学研究科)，荒川 政彦，保井 みなみ，山本 裕也，長谷川 直，
大川 初音

O-D1-B4

9:45

クレーター形成時のエジェクタ放出過程におけるサイズごとの三次元粒子追跡大川 初音 ( 神戸大学大学院理学研究科 )，荒川 政彦，保井 みなみ，長谷川 直，
横田 優作，山本 裕也

O-D1-B5

10:00

斜め衝突による高速度岩石エジェクタのサイズ－速度同時計測
野村 啓太(神戸大学理学研究科)，中村 昭子，長谷川 直

234

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

O-D1-B6

10:15

多孔質氷天体を模擬したクレーター形成実験:衝突残留熱の計測
笹井 遥(神戸大学大学院理学研究科)，保井 みなみ，荒川 政彦，白井 慶

O-D1-B710:30

低強度標的を用いた高速度衝突破壊実験:衝突破壊強度と引っ張り強度の関係
堀川 和洋(神戸大学大学院理学研究科)，荒川 政彦，保井 みなみ

O-D1-B8

10:45

フラッシュX線による衝突破片の速度ー質量分布の計測:粘土を用いた延性標的の衝突破壊実験
長野 巧(神戸大学大学院理学研究科惑星学専攻)，荒川 政彦，保井 みなみ，堀川 和洋

O-D1-B9

11:00

衝突閃光のターゲット物性と発光メカニズムの関係
布施 綾太(日本大学)，阿部 新助，柳澤 正久，福原 哲哉，坂谷 尚哉，長谷川 直

O-D1-B10

11:15

3次元衝撃回収実験によるコンドライト隕石の衝撃変成度の見直しに向けて
大野 遼(千葉工業大学惑星探査研究センター)，黒澤 耕介，新原 隆史，三河内 岳，
玄田 英典，鹿山 雅裕，小池 みずほ，富岡 尚敬，佐野 有司，佐竹 渉，松井 孝典

O-D1-B1111:30

粉体衝突実験における衝突直下点物質の回収
黒澤 耕介(千葉工業大学惑星探査研究センター)，大野 遼，佐藤 雅彦，新原 隆史，
長谷川 直，佐竹 渉，松井 孝典《１１月１２日(木)PM1

口頭発表プログラム

Room A 》

最優秀発表賞選考 ( 座長 :諸田 知克 )O-D1-A1212:30

原始惑星系円盤におけるN2H+，N2D+輝線観測データの解析
大和 義英(東京大学大学院理学系研究科天文学専攻)，相川 祐理，Cataldi Gianni

O-D1-A13

12:45

原始惑星系円盤HD 163296のALMA連続波観測によるダストスケールハイトの制限
土井 聖明(国立天文台科学研究部)，片岡 章雅

O-D1-A14

13:00

講演キャンセル

O-D1-A15

13:15

小惑星リュウグウ上の岩塊の形態・分光スペクトル的特徴
湯本 航生(東京大学)，巽 瑛理，海老原 樹，諸田 智克，長 勇一郎，木 直史，杉本 知穂，
本田 理恵，亀田 真吾，横田 康弘，坂谷 尚哉，神山 徹，澤田 弘崇，早川 雅彦，
松岡 萌，鈴木秀彦，山田学，小川和律，吉岡和夫，杉田精司

O-D1-A16

13:30

LIBSによる月隕石の主要元素濃度予測 および月着陸探査を想定したLIBS装置改良
小倉 暁乃丞(東京大学理学系研究科)，湯本 航生，長 勇一郎，新原 隆史，亀田 真吾，
杉田 精司

O-D1-A17

13:45

クレーターサイズ頻度分布が語るセレスと月の類似性
豊川 広晴(総合研究大学院大学)，春山 純一，平田 直之，岩田 隆浩

O-D1-A18

14:00

タイタンの成層圏超回転へのヘイズ層の影響
墨 幹 ( 東京工業大学大学院地球惑星科学系 )，竹広 真一，大淵 済，野村 英子，
藤井 友香

O-D1-A19

14:15

短周期super-Earthの大気散逸に伴う軌道進化
藤田 菜穂(京都大学大学院理学研究科)，堀 安範，佐々木 貴教

O-D1-A20

14:30

還元型原始地球大気の流体力学的散逸
吉田 辰哉(北海道大学 大学院理学院)，倉本 圭

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

O-D1-A21

14:45

235

10年間のWASP-33bの軌道歳差渡辺 紀治(総合研究大学院大学天文科学専攻)，成田 憲保，Marshall C．Johnson，
福井 暁彦，日下部 展彦，川内 紀代恵，John Livingston，Jerome de Leon，
森 万 由 子， 西 海 拓，Enric Palle，Hannu Parviainen，Felipe Murgas，
Pilar Montaes-Rodriguez《１１月１２日(木)PM２

口頭発表プログラム

Room A 》

原始惑星系円盤 ( 座長 :國友 正信・森 昇志 )O-D1-A22

15:15

ngVLAによる原始惑星系円盤観測の展望
百瀬 宗武(茨城大学)，伊王野 大介

O-D1-A23

15:30

次世代電波望遠鏡 ngVLA でスノーラインを観る
奥住 聡(東京工業大学)，百瀬 宗武，片岡 章雅

O-D1-A24

15:45

磁気的に降着する原始惑星系円盤におけるスノーラインの移動:
地球型惑星の形成過程への示唆
森 昇志(東京大学天文学専攻)，奥住 聡，國友 正信，Bai Xuening

O-D1-A25

16:00

原始惑星系円盤の消失:磁気駆動円盤風と光蒸発の競合
國友 正信(久留米大学)，鈴木 建，犬塚 修一郎

O-D1-A26

16:15

円盤風によって散逸していく原始惑星系円盤における新しいダスト成長メカニズム
瀧 哲朗(国立天文台)，桑原 滉，小林 浩，鈴木 建

O-D1-A27

16:30

原始惑星系円盤進化の中心星質量への依存性
中野 龍之介(東京大学)，鈴木 建，小久保 英一郎，荻原 正博《１１月１２日(木)PM２

口頭発表プログラム

Room B》

アーカイブサイエンス( 座長 :出村 裕英・平田 成)
O-D1-B12

15:15

月惑星探査アーカイブサイエンスの意義と大学共同利用・共同研究拠点ARC-Spaceの取組
出村 裕英(会津大学宇宙情報科学研究センター)

O-D1-B1315:30

ウェブ地図技術を用いた大規模惑星大気数値シミュレーションデータ
可視化ツール dcwmt の開発
杉山 耕一朗(松江工業高等専門学校情報工学科)，松村 和樹，森脇 大智，村橋 究理基，石渡 正樹，林 祥介

O-D1-B14

15:45「たんぽぽ計画」捕集実験試料用データベース構築
奥平 恭子(会津大学)，三田 肇，佐々木 聰，矢野 創，山岸 明彦，出村 裕英，矢口 勇一，
石橋 之宏，今仁 順也

O-D1-B15

16:00

小天体探査データ解析のための三次元地理情報システムと画素指向画像DBの開発
平田 成 ( 会津大学宇宙情報科学研究センター，会津大学コンピュータ理工学部 )，菊地 紘，出村 裕英，佐藤 広幸，松本 晃治，中里 直人，河野 郁也，古舘 拓真

O-D1-B16

16:15

月南極域カラーモザイクの作成
佐藤 広幸(宇宙航空研究開発機構)，大竹 真紀子，嵩 由芙子，山本 光生

O-D1-B17

16:30

すばる望遠鏡HSCデータを用いた小惑星検出アプリCOIASの開発
浦川 聖太郎(日本スペースガード協会)

236

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

《１１月１３日(金)A M

口頭発表プログラム

Room A 》

月( 座長 :山本 聡・唐牛 譲 )O-D2-A28

9:00

三次元球殻プログラムによる月内部マントルの対流安定性についての計算実験
荷見 拓生(東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻)，小河 正基，亀山 正典

O-D2-A29

9:15

月面上のカンラン石と斜長石に富む露頭の共存領域の
リモートセンシングによる地質的研究山本 聡(産業技術総合研究所地質調査総合センター地質情報研究部門)，大竹 真紀子，
唐牛 譲，鹿山 雅裕，長岡 央，石原 吉明，春山 純一

O-D2-A30

9:30

機械学習を用いた新たに形成されたクレータの検出森川 恵海 ( 東京大学大学院新領域創成科学研究科複雑理工学部 )， 小野寺 圭祐，
山本 光生，田中智O-D2-A31

9:45

月面のクレータ斜面におけるボルダー崩れの成因の検討:
舌状衝上断層での月震と斜面上の少クレータ形成による震動の比較
池田 あやめ(名古屋大学大学院環境学研究科地球環境科学専攻地球惑星物理学講座)，
熊谷 博之，諸田 智克

O-D2-A32

10:00「かぐや」スペクトルプロファイラデータによる月極域の水氷探索
大竹 真紀子(会津大学コンピュータ理工学部)，田中 智，仲内 悠祐，小野寺 圭祐，
長岡 央

O-D2-A33

10:15

月極域探査計画による水資源利用可能性検討
唐牛 譲 ( 宇宙航空研究開発機構国際宇宙探査センター )，石原 吉明，野村 麗子，
金森 洋史，白石 浩章，大竹 真紀子，水野 浩靖，星野 健，麻生 大

O-D2-A34

10:30

月極域探査 LUPEX に向けた水資源分析計-質量分析部 REIWA-TRITON の開発
齋藤 義文(宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所)，浅村 和史，横田 勝一郎，笠原 慧，
齋藤 直昭，藤原 幸雄，浅川 大樹，西野 真木，柳瀬 菜穂，本 直輝，齋藤 義文，
浅村 和史，横田 勝一郎，笠原 慧，齋藤 直昭，藤原 幸雄，浅川 大樹，西野 真木，柳瀬 菜穂，
本 直輝

O-D2-A35

10:45

月着陸実証計画SLIMおよび月氷探査計画LUPEXにおける可視近赤外分光観測の戦略
佐伯 和人(大阪大学理学研究科)

O-D2-A36

11:00

月面に露出した深成岩の観測のための，焼結人工岩石の鉱物境界面の分光学的性質の研究
松井 俊樹(大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻)，佐伯 和人

O-D2-A37

11:15

月極域氷探査に向けた，粒径と種類が異なる鉱物粉体に付着した氷の近赤外スペクトルによる定量
荒木 亮太郎(大阪大学 理学研究科)，佐伯 和人《１１月１３日(金)A M

口頭発表プログラム

Room B》

小惑星 ( 座長 : 杉田 精司・金丸 仁明)
O-D2-B18

9:00

はやぶさ2のリュウグウ近傍観測の科学成果
渡邊 誠一郎(名古屋大学)，田中 智，吉川 真，杉田 精司，岡田 達明，北里 宏平，
竝木 則行，荒川 政彦，橘 省吾，諸田 智克，杉浦 圭祐，嶌生 有理，平田 成，平田 直之，はやぶさ２ サイエンスチーム

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

237

O-D2-B19

9:15

小惑星リュウグウ上の明るい岩塊の高分解能観測杉田 精司(東京大学大学院 理学系研究科地球惑星科学専攻)，杉本 知穂，巽 瑛理，
湯本 航生，青木 美波，諸田 智克，本田 理恵，亀田 真吾，長 勇一郎，田 康弘，
坂谷 尚哉，神山 徹，澤田 弘崇，早川 雅彦，松岡 萌

O-D2-B20

9:30「はやぶさ２」タッチダウン運用で得られたRyugu表面の詳細な熱物性構造
田中 智 ( 宇宙航空研究開発機構 )，菊池 翔太，白井 慶，坂谷 尚哉，嶌生 有理，
岡田 達明，福原 哲哉，千秋 博紀，荒井 武彦，神山 徹，出村 裕英，関口 朋彦

O-D2-B21

9:45

小惑星リュウグウ上の高空隙率で始原的な岩塊
坂谷 尚哉(立教大学理学部 物理学科)，田中 智，岡田 達明，福原 哲哉，Riu Lucie，
杉田 精司，本田 理恵，諸田 智克，横田 康弘，巽 瑛理，湯本 航生，平田 成，
三 浦 昭， 神 山 徹， 千 秋 博 紀， 嶌 生 有 理， 荒 井 武 彦， 滝 田 隼， 出 村 裕 英，
関口 朋彦，Thomas Mueller，Axel Hagermann，Jens Biele，Matthias Grott，Maximilian Hamm，Marco Delbo，Wladimir Neumann

O-D2-B22

10:00

小惑星探査機はやぶさ2の低高度運用で観測された小惑星リュウグウに点在する岩塊の温度変化分布解析
大杉 歩 ( 東京大学理学系研究科化学専攻 )，坂谷 直哉，嶌生 有理，千秋 博紀，
荒井 武彦，出村 裕英，田中 智，福原 哲哉，岡田 達明

O-D2-B23

10:15

小惑星エロス，イトカワ，リュウグウのボルダーサイズ分布，形状分布の比較～重力場とボルダーの移動
道上 達広(近畿大学 工学部)，Hagermann Axel

O-D2-B24

10:30

小惑星リュウグウにおける岩の分布と方位角の調査:表面進化への示唆
海老原 樹(東京大学)，湯本 航生，杉田 精司，本田 理恵，亀田 真吾，巽 瑛理，
長 勇一郎，吉岡 和夫，澤田 弘崇，横田 康弘，坂谷 尚哉，早川 雅彦，松岡 萌，
山田 学，神山 徹，鈴木 秀彦，本田 親寿，小川 和律，道上 達広，諸田 智克

O-D2-B25

10:45

小惑星の赤道リッジ形成へのエジェクタ堆積物の寄与
池谷 蓮(神戸大学理学研究科惑星学専攻)，平田 直之

O-D2-B26

11:00

歪な天体表面上で生じたイジェクタの再衝突地点
菊地 紘(宇宙航空研究開発機構)

O-D2-B27

11:15

小惑星リュウグウ表面のボルダー上に観測された小クレーターの統計
高井 雄大(東京大学)，諸田 智克，杉田 精司，湯本 航生，本田 理恵，亀田 真吾，
巽 瑛理，長 勇一郎，吉岡 和夫，澤田 弘崇，横田 康弘，坂谷 尚哉，早川 雅彦，松岡 萌，
山田 学，神山 徹，鈴木 秀彦，小川 和律

O-D2-B28

11:30

小惑星Ryuguに働くYORP効果と自転進化史
金 丸 仁 明 ( 宇 宙 航 空 研 究 開 発 機 構・宇 宙 科 学 研 究 所 )， 佐 々 木 晶， 諸 田 智 克，
長 勇一郎，巽 瑛理，平田 成，千秋 博紀，嶌生 有理，坂谷 尚哉，田中 智，平林 正俊，
岡田 達明，臼井 寛裕，杉田 精司，渡邊 誠一郎《１１月１３日(金)PM１

口頭発表プログラム

Room A 》

惑星大気・表層環境 ( 座長 : 黒崎 健二・野津 翔太 )O-D2-A38

12:30

陸惑星におけるハビタブルゾーン
小玉 貴則(ボルドー大学)，玄田 英典，阿部 彩子

238

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

O-D2-A39

12:45

細な円盤化学進化計算を初期条件としたホットジュピター大気の平衡化学構造
野津 翔太 ( 理化学研究所 開拓研究本部 坂井星・惑星形成研究室 )，野村 英子，
Christian Eistrup，Catherine Walsh

O-D2-A40

13:00

初期火星の高EUV放射下における酸素大気の形成可能性
小山 俊吾(東北大学)，寺田 直樹，寺田 香織，中川 広務，黒田 剛史，小河 正基

O-D2-A41

13:15

天体衝突に伴う水素大気散逸率における惑星大気量依存性
黒崎 健二(名古屋大学)，犬塚 修一郎

O-D2-A42

13:30

初期金星における大気散逸と元素分配
櫻庭 遥(東京工業大学 地球惑星科学系)，黒川 宏之

O-D2-A43

13:45

一酸化炭素に富んだ大気を持つ地球型惑星の表層環境
青木 紘介(東京工業大学)，黒川 宏之，藤井 友香

O-D2-A44

14:00

全球非静力学火星大気大循環モデルによる鉛直対流とダスト巻き上げ輸送の計算
樫村 博基(神戸大学)，八代 尚，西澤 誠也，富田 浩文，小郷原 一智，黒田 剛史，
中島 健介，石渡 正樹，高橋 芳幸，林 祥介

O-D2-A45

14:15

星雲ガス中で集積する岩石惑星の希ガス同位体比
齊藤 大晶(北海道大学理学研究院)，馬上 謙一，山本 順司，倉本 圭

O-D2-A46

14:30

月の起源仮説で何が説明できるのか? Multi-Impact Hypothesis，Giant Impact
Hypothesis で何が示せたのか? Natureと何が一致出来たのか? 出来なかったのか?
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)《１１月１３日(金)PM１

口頭発表プログラム

Room B》

小惑星・アストロバイオロジー ( 座長 :荒川 政彦・黒川 宏之)
O-D2-B29

12:30

衝突残留熱と小惑星母天体の熱変成過程に関する実験的研究
保井 みなみ(神戸大学大学院理学研究科)，田澤 拓，橋本 涼平，荒川 政彦，小川 和律

O-D2-B30

12:45

Jbilet Winselwan 炭素質 CM2コンドライト中の酸不溶性有機物の元素・同位体・
化学構造分析による母天体熱変成の評価
上出 奏海(広島大学)，重中 美歩，池原 実，川上 紳一，薮田 ひかる

O-D2-B31

13:00

分子雲中での高分子態アミノ酸前駆体の生成とその宇宙安定性の検証
小林 憲正(横浜国立大学)，倉本 想士，佐藤 智仁，横尾 拓哉，癸生川 陽子，三田 肇，
中川 和道，吉田 聡，福田 一志，小栗 慶之，柴田 裕実，矢野 創，山岸 明彦，左近 樹

O-D2-B32

13:15

C型小惑星の起源と炭素質コンドライト隕石との繋がり:水岩石反応と赤外スペク
トルモデルからの示唆
黒川 宏之(東京工業大学地球生命研究所)，渋谷 岳造，関根 康人，
Ehlmann Bethany L．，臼井 文彦，菊池 早希子，依田 優大

O-D2-B33

13:30

原始惑星系円盤におけるダストの紫外線被曝と有機物形成: 乱流混合とアグリゲイト衝突破壊の重要性
本間 和明(東京工業大学 理学院 地球惑星科学系)，奥住 聡

O-D2-B34

13:45

木曽広視野CMOSカメラTomo-e Gozenを用いた微小地球接近小惑星の探索
紅山 仁(東京大学天文学教育研究センター)，酒向 重行，大澤 亮，諸隈 智貴，瀧田 怜，
小林 尚人，奥村 真一郎，浦川 聖太郎，吉川 真，柳沢 俊史，黒崎 裕久，吉田 二美，
佐藤 英貴

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

239

O-D2-B35

14:00

赤外線カメラデータを用いた局所地形モデルの作成と小惑星「リュウグウ」の熱慣性評価
伊藤 瑞生(東京大学)，田中 智，坂谷 尚哉，千秋 博紀

O-D2-B36

14:15

はやぶさ2SCIによる人工クレーター形成に伴う小惑星リュウグウの再表面化過程
本田 理恵(高知大学)，荒川 政彦，横田 康弘，嶌生 有理，白井 慶，門野 敏彦，
和田 浩二，小川 和律，石橋 高，坂谷 尚哉，中澤 暁，保井 みなみ，諸田 智克，
亀田 真吾，巽 瑛理，山田 学，神山 徹，長 勇一郎，松岡 萌，鈴木 秀彦，本田 親寿，
早川 雅彦，吉岡 和夫，澤田 弘崇，杉田 精司，平田 成，平田 直之

O-D2-B37

14:30

遠心力による砂山の形状変化および流動特性
入江 輝紀(名古屋大学大学院環境学研究科)，山口 隆正，渡邊 誠一郎，桂木 洋光

O-D2-B38

14:45

行列表示を用いた有機物反応のモンテカルロ計算:星間粒子を模擬した
糖合成実験の再現に向けて
竹原 仁(東京工業大学 理学院地球惑星科学系)，庄司 大悟，井田 茂《１１月１３日(金)PM２

口頭発表プログラム

Room A 》

原始惑星系円盤 ( 座長 :冨永 遼佑・田中 佑希)
O-D2-A47

15:15

ダスト衝突成長過程が駆動する原始惑星系円盤の不安定性
冨永 遼佑(名古屋大学理学研究科)，犬塚 修一郎，小林 浩

O-D2-A48

15:30

原始惑星系円盤における鉛直シア不安定性とダストの共進化
福原 優弥(東京工業大学)，奥住 聡，小野 智弘

O-D2-A49

15:45

移動する惑星に追随するガス圧バンプにおける 微惑星形成
芝池 諭人(ベルン大学)，Yann Alibert

O-D2-A50

16:00

超木星質量の巨大ガス惑星による原始惑星系円盤へのギャップ形成
田中 佑希(東北大学理学研究科)，金川 和弘，谷川 享行，田中 秀和

O-D2-A51

16:15

すばる望遠鏡を用いた原始惑星系円盤 HD34700 の観測
鵜山 太智(カリフォルニア工科大学)，Thayne Currie，Christiaens Valentin，
Bae Jaehan，武藤 恭之，田村 元秀

O-D2-A52

16:30

高分解能多波長画像解析によるTWHyaの原始惑星系円盤のスペクトルインデックス動径分布の調査
塚越 崇(国立天文台)，武藤 恭之，野村 英子，川邊 良平，金川 和弘，奥住 聡，井田 茂，
高橋 実道，橋本 淳，鵜山 太智，田村 元秀，Catherine Walsh，Tom J． Millar《１１月１３日(金)PM２

口頭発表プログラム

Room B》

氷天体 ( 座長 : 木村 淳・豊田 優佳里)
O-D2-B39

15:15

土星リング粒子を模擬した多孔質氷球の非弾性衝突メカニズムに関する実験的研究
豊田 優佳里(神戸大学理学研究科)，荒川 政彦，保井 みなみ

O-D2-B40

15:30

階層粉体の伝熱過程に基づく彗星表層の熱慣性の解釈
荒川 創太(国立天文台科学研究部)，大野 和正

O-D2-B41

15:45

衛星の内部海のシミュレーションのためのSPH法のコード開発
村嶋 慶哉(京都大学大学院理学研究科 宇宙物理学教室)，細野 七月，斎藤 貴之，
佐々木 貴教240

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

O-D2-B42

16:00

海王星衛星 Triton の窒素噴出現象における内部熱構造の寄与
今井田 奈波(大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専攻佐々木研究室)，木村 淳

O-D2-B43

16:15

木星衛星カリストの不完全な内部分化と地下海の維持を説明する長期進化モデル
松岡 夏季(大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専攻佐々木研究室)，木村 淳

O-D2-B44

16:30

木星衛星エウロパに地下海が存在し金属核起源磁場が存在しないための内部構造条件
木村 淳(大阪大学)《１１月１４日(土)A M

口頭発表プログラム

Room A 》

惑星・衛星形成 ( 座長 :植田 高啓・小林 浩)
O-D3-A53

9:00

デッドゾーン内側境界での微惑星形成:太陽系地球型惑星形成への示唆
植田 高啓(国立天文台)，奥住 聡，荻原 正博，小久保 英一郎

O-D3-A54

9:15

ダストリング構造の重力崩壊による微惑星形成
高橋 実道(国立天文台科学研究部)，小久保 英一郎

O-D3-A55

9:30

低質量周りのペブル集積を考慮した共鳴惑星系の形成
松本 侑士(中央研究院天文及天文物理研究所)，Yu-Chia Lin，Pin-Gao Gu

O-D3-A56

9:45

原始惑星系円盤内のダストリングの局所数値シミュレーション
関谷 実(九州大学大学院理学研究院地球惑星科学部門)

O-D3-A57

10:00

原始惑星重力による摂動を受けた原始惑星系円盤ガスの流れと小天体の集積率についての理論的研究
岡村 達弥 ( 名古屋大学理学研究科素粒子宇宙物理学専攻理論宇宙物理学研究室 )，小林 浩

O-D3-A58

10:15

進化する円盤中での岩石惑星及びガス惑星の形成
荻原 正博(国立天文台)，堀 安範，國友 正信，黒崎 健二

O-D3-A59

10:30

ダストから惑星まで直接合体成長を取り扱う統一シミュレーション
小林 浩(名古屋大学大学院理学研究科)，田中 秀和

O-D3-A60

10:45

N体計算コード GPLUM の開発: 惑星形成の展望
石城 陽太(東京大学，宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所)，兵頭 龍樹，藤本 正樹，
牧野 淳一郎O-D3-A61

11:00

散逸中の周惑星円盤における衛星系の形成について
藤井 悠里(名古屋大学高等研究院/理学研究科素粒子宇宙物理学専攻理論宇宙物理学
研究室)，荻原 正博

O-D3-A62

11:15

N体計算を用いた巨大天体衝突に伴う衛星系形成のパラメータスタディ
長谷川 祐一(京都大学大学院理学研究科)，細野 七月，佐々木 貴教

O-D3-A63

11:30

衛星前駆天体の捕獲とその周火星領域での集積による火星衛星形成シナリオ
松岡 亮(北海道大学理学院宇宙理学専攻)，倉本 圭《１１月１４日(土)A M

口頭発表プログラム

Room B》

隕石・彗星・流星 ( 座長 :古川 善博・樋口 有理可 )O-D3-B45

9:00

形成過程から明らかにする長周期彗星分布の非等方性
樋口 有理可(産業医科大学)

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

241

O-D3-B46

9:15

地球に接近したパンスターズ彗星(P/2016 BA14)の彗星核の中間赤外線観測
大坪 貴文(国立天文台天文データセンター)，河北 秀世，新中 善晴

O-D3-B47

9:30

レゴリス粒子の固着力:粒子の形状と塑性変形の効果
長足 友哉(神戸大学理学研究科)，中村 昭子，青木 隆修

O-D3-B60

9:45

講演キャンセル

O-D3-B48

10:00

放出物カーテン内での粒子のクラスター形成:解析モデルと室内実験・数値計算との比較
中澤 風音(東京工業大学 地球惑星科学系)，奥住 聡，黒澤 耕介，長谷川 直

O-D3-B49

10:15

石鉄隕石メソシデライトの形成シナリオ解明に向けたベスタへの巨大衝突の数値計算
杉浦 圭祐(東京工業大学 地球生命研究所)，羽場 麻希子，玄田 英典

O-D3-B50

10:30

火星隕石 ALH 84001 の炭酸塩中の硫黄化学種解析に基づく
初期火星表層環境の推定
梶谷 伊織(JAXA 宇宙科学研究所)，中田 亮一，小池 みずほ，田辺 学，臼井 寛裕，
松浦 史宏，福士 圭介，黒川 宏之，横山 哲也

O-D3-B51

10:45

隕石有機物の主要生成反応:炭素同位体組成からの制約
古川 善博(東北大学理学研究科 地学専攻)，岩佐 義也，力石 嘉人

O-D3-B52

11:00

分光観測と数値シミュレーションによる2017-2018年ふたご座流星群Na変動量の調査
小川 巧覽(日本大学大学院理工学研究科航空宇宙工学専攻)，阿部 新助，新垣 志麻，宇田 天音，前田 幸治，荒井 朋子

O-D3-B53

11:15

東京大学木曽観測所広視野 CMOS カメラ Tomo-e Gozenと京都大学生存圏研究所MUレーダーを用いた微光流星の同時観測
森田 晃平(日本大学大学院理工学研究科航空宇宙工学専攻)，阿部 新助，大澤 亮，藤原 康徳，中村 卓司，西村 耕司，酒向 重行，渡部 潤一，Johan Kero，Daniel Kastinen

O-D3-B54

11:30

炭素含有鉱物による天体のシステム環境(流体・生命)研究
三浦 保範(山口大学海外の大学)《１１月１４日(土)１２:３０－１３:３０

特別会場》

日本惑星科学会総会《１１月１４日(土)１３:４５－１５:００

Room A 》

最優秀研究者賞受賞講演 ( 座長 :はしもと じょーじ)O-D3-A70

13:45

分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化
古家 健次(国立天文台科学研究部)《１１月１４日(土)PM２

口頭発表プログラム

Room A 》

火星・火星衛星 ( 座長 : 倉本 圭・長 勇一郎 )O-D3-A64

15:15

火星内部進化の数値モデル
小河 正基(東京大学教養学部宇宙地球科学科)

242

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

O-D3-A65

15:30

火星のクリュセおよびアキダリア平原における地下構造の探索
大浦 愛菜(東北大学大学院理学研究科)，笠羽 康正，野口 里奈，熊本 篤志，石山 謙，
臼井 寛裕，土屋 史紀，植村 千尋，木村 智樹

O-D3-A66

15:45

火星衛星探査計画MMXの進捗2020
倉本 圭(北海道大学)，川勝 康弘，藤本 正樹，Maria Antonella Barucci，David J．Lawrence，
玄田 英典，平田 成，今村 剛，亀田 真吾，小林 正規，草野 広樹，松本 晃治，Patrick Michel，
宮本 英昭，中川 広務，中村 智樹，小川 和律，大嶽 久志，尾崎 正伸，Sara Russel，
佐々木 晶，澤田 弘崇，千秋 博紀，寺田 直樹，Stephan Ulamec，臼井 寛裕，和田 浩二，横田 勝一郎O-D3-A67

16:00

MMX/MEGANEの元素組成データを用いたPhobosの起源の制約について
平田 佳織(東京大学)，臼井 寛裕，兵頭 龍樹，玄田 英典

O-D3-A68

16:15

MMXローバ搭載用ラマン分光計RAXのエンジニアリングモデル開発状況
長 勇一郎(東京大学地球惑星科学専攻)，亀田 真吾，臼井 寛裕，Boettger Ute，
湯本 航生，小倉 暁乃丞，Ryan Conor，Buder Maximillian，Hagelschuer Till，
Routley Selene，Dietz Enrico，Kopp Emanuel，Moral Andoni，Rull Fernando

O-D3-A69

16:30

モンテカルロシミュレーションによるフォボス表面のメートルスケール以下の起伏の予測
竹村 知洋(東京大学工学系研究科システム創成学専攻)，逸見 良道，宮本 英昭《１１月１４日(土)PM２

口頭発表プログラム

Room B》

系外惑星 ( 座長 :堀 安範・川島 由依 )O-D3-B55

15:15

すばる/IRDを用いた赤外ドップラー法によるM型星周りの系外惑星サーベイ
大宮 正士 ( アストロバイオロジーセンター )，佐藤 文衛，田村 元秀，小谷 隆行，葛原 昌幸，平野 照幸，原川 紘季，工藤 智幸，日下部 展彦，宝田 拓也，高橋 葵，笠木 結，
IRD-SSPチーム

O-D3-B56

15:30

中間赤外高分散分光による系外地球型惑星の大気組成の検出可能性
藤井 友香(国立天文台)，松尾 太郎

O-D3-B57

15:45

低温度星周りの水惑星が持つ炭素循環の観測的制約:高層酸素大気による
紫外線トランジット透過率の理論的検討
中山 陽史(東京大学)，生駒 大洋，亀田 真吾

O-D3-B58

16:00

系外惑星大気における非平衡化学の影響
川島 由依(オランダ宇宙研究所)，Michiel Min

O-D3-B59

16:15

磁場から探る系外巨大惑星の内部組成
堀 安範(自然科学研究機構アストロバイオロジーセンター)《 擬似ポスター発表》
フラッシュトーク
Room A １１月１２日(木)１７:００～ ( 座長 :嵩 由芙子)
P-D1-A1

オールト雲起源新彗星の力学進化: 新彗星の最小近点距離分布伊藤 孝士 ( 大学共同利用機関法人自然科学研究機構国立天文台天文シミュレー
ションプロジェクト)，樋口 有理可日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

243

P-D1-A2MMX搭載用イオンエネルギー質量分析器の性能評価
出口 雅樹(大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専攻寺田研究室)，横田 勝一郎，
寺田 直樹，齋藤 義文，浅村 和史，笠原 慧，松岡 彩子

P-D1-A3

小惑星リュウグウ形状モデリングの現状
平田 成 ( 会津大学コンピュータ理工学部 )，平田 直之，野口 里奈，嶌生 有理，
杉田 精司，松本 晃治，千秋 博紀，山本 幸生，村上 真也，石原 吉明，津田 雄一，
渡邊 誠一郎，Robert Gaskell，Eric Palmer

P-D1-A4

火星ポリゴンにおける，亀裂方向の定量化とアナログ実験
植村 千尋(総合研究大学院大学)，中原 明生，岩田 隆浩，松尾 洋介，庄司 大悟，
野口 里奈，臼井 寛裕

P-D1-A5

FDTD法に基づいた小惑星内部探査の基礎研究
石山 謙(鶴岡工業高等専門学校創造工学科電気・電子コース)，熊本 篤志

P-D1-A6

原始惑星系円盤内に埋没した原始惑星周りの3次元ガス流構造:
その形態とペブル降着への影響
桑原 歩(東京工業大学理学院地球惑星科学系，地球生命研究所)，黒川 広之

P-D1-A7

コンドリュール・リム形成時のダスト形態のモノマーサイズ依存性
金子 寛明(東京工業大学)，荒川 創太，中本 泰史

P-D1-A8

リュウグウの宇宙風化から見たB型小惑星とC型小惑星の関連巽 瑛理(カナリア天文物理学研究所，東京大学)，坂谷 尚哉，杉田 精司，本田 理恵，
諸田 智克，松岡 萌，亀田 真吾，長 勇一郎，吉岡 和夫，澤田 弘崇，横田 康弘，
早川 雅彦，山田 学，神山 徹，鈴木 秀彦，本田親寿，小川和律

P-D1-A9

鉄コンクリーションから推測する地下水組成
城野 信一(名古屋大学大学院環境学研究科地球環境科学専攻)，柴田 拓真，吉田 英一，
勝田 長貴

P-D1-A10

熱赤外カメラを用いた多孔質標的の衝突加熱に関する実験的研究
嶌生 有理(宇宙航空研究開発機構)，長谷川 直，福原 哲哉

P-D1-A11

フォボスシミュラント(UTPS-TB)標的の衝突破壊実験
塩本 純平(神戸大学理学部)，中村 昭子，長谷川 直，宮本 英昭，新原 隆史

P-D1-A12

太陽放射力の下での火星周辺の小さな塵の進化
Liang Yuying(宇宙科学研究所太陽系科学研究系)，兵頭 龍樹

P-D1-A13

DESTINY+による小惑星フライバイ探査を模擬した地上撮像試験
洪 鵬(千葉工業大学惑星探査研究センター)，石橋 高，岡本 尚也，奥平 修，山田 学

P-D1-A14

将来の惑星探査に向けた高エネルギー電子観測器のASIC技術による小型化
菅生 真(東京大学)，笠原 慧，池田 博一，小嶋 浩嗣，菊川 素如，頭師 孝拓

P-D1-A15

月極域探査の質量分析に資するタンデム型イオン源の開発
柳瀬 菜穂(東京大学)，笠原 慧，齋藤 義文，横田 勝一郎，平原 聖文，川島 桜也

P-D1-A16

太陽系探査を目指したOrbitrap型質量分析器の開発
川島 桜也(東京大学理学系研究科地球惑星科学専攻)，笠原 慧，齋藤 義文，
横田 勝一郎，平原 聖文，杉田 精司

P-D1-A17

N体計算を用いた近地球型小惑星の惑星による掩蔽の探索
櫻井 祥(会津大学)，北里 宏平

244

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

P-D1-A18

簡易的な落下装置を用いた高速度クレーター形成実験:
クレーターサイズの重力依存性
木内 真人(宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所)，岡本 尚也，長足 友哉，長谷川直，中村 昭子

P-D1-A19

DESTINY+搭載用ダストアナライザの開発と地上較正計画2020
平井 隆之(千葉工業大学惑星探査研究センター)，小林 正規，荒井 朋子，木村 宏，
薮田 ひかる，天野 翠，小林 幸雄，伊藤 元雄，佐々木 晶，矢野 創，Trieloff Mario，
Hillier Jon，Khawaja Nozair，Eckart Lisa，Simolka Jonas，Harald Krueger，Ralf Srama

P-D1-A20MMX搭載赤外線分光計MIRSの観測計画と開発状況
岩 田 隆 浩 ( 宇 宙 航 空 研 究 開 発 機 構 宇 宙 科 学 研 究 所 )， 中 川 広 務， 中 村 智 樹，
A n t o n i e t t a B a r u c c i M a r i a，R e e s s J e a n - M i c h e l，B e r n a r d i P e r n e l l e，
Doressoundiram Alain，Fornasier Sonia，Le Du Michel，Sawyer Eric

P-D1-A21(162173) リュウグウ上の岩塊の割れ目の方向の分布と熱疲労効果
佐々木 晶(大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻)，神田 志穂，菊地 紘，道上 達広，
諸田 智克，本田 親寿，宮本 英昭，逸見 良道，杉田 精司，巽 瑛理，渡邊 誠一郎，
竝木 則行，平林 正稔，平田 成，中村 智樹，野口高明，廣井孝弘，松本晃治，野田寛大，
坂谷尚哉，亀田真吾，神山徹，鈴木秀彦，山田学，本田理恵，長勇一郎，吉岡和夫，
早川雅彦，松岡萌，金丸仁明，澤田弘崇，横田康弘，吉川真P-D1-A22

月の溶岩洞探査用ローバー
梁 晨(足利大学工学部システム情報分野荒井研究室)

P-D1-A23

中心核星と逆回転方向 太陽系外惑星の存在
犬山 文孝(九電産業株式会社環境部)

P-D1-A24

ダークマターの宇宙年齢 約１億年を特殊相対論，３元時空等によって推算犬山 文孝(九電産業株式会社環境部)

フラッシュトーク
Room A １１月１３日(金)１７:００～ ( 座長 :嵩 由芙子)
P-D2-A25「はやぶさ２」搭載分離カメラDCAM3によりSCI衝突実験時に観測された放出ボルダ
石橋 高(千葉工業大学)，白井 慶，和田 浩二，小川 和律，坂谷 尚哉，嶌生 有理，
横田 康弘，本田 理恵，門野 敏彦，荒川 政彦

P-D2-A26

DCAM3D画像を用いた小惑星Ryuguの形状モデル
白井 慶(神戸大学大学院理学研究科)，石橋 高，小川 和律，澤田 弘崇，荒川 政彦，
門野 敏彦，和田 浩二，本田 理恵，坂谷 尚哉，嶌生 有理

P-D2-A27

すばる望遠鏡Hyper Suprime-Cam で検出された微小メインベルト小惑星のサイズ分布測定前田 夏穂(神戸大学)，寺居 剛，大槻 圭史，吉田 二美，石原 昂将，出山 拓門

P-D2-A28

超木星質量の惑星周囲における巨大衛星の形成可能性
山中 陽裕 ( 京都大学大学院理学研究科物理学・宇宙物理学専攻宇宙物理学教室 )，佐々木 貴教，芝池 諭人

P-D2-A29

高EUV放射下における初期火星の膨張大気を考慮したフォボスの軌道進化計算
藤田 晃平(東北大学理学研究科)，寺田 直樹，堺 正太朗，寺田 香織

日本惑星科学会2020年秋季講演会プログラム／出村 他

245

P-D2-A30

弾丸形状が重力支配域クレータ形状に与える影響嶌生 有理(宇宙航空研究開発機構)，黒澤 耕介

P-D2-A31

機械学習による月地形の自動抽出
嵩 由芙子(会津大学宇宙情報科学研究センター)，本田 親寿，出村 裕英

P-D2-A32

小惑星探査機はやぶさ2搭載中間赤外カメラTIRのデータアーカイブ
荒井 武彦(足利大学工学部創生工学科システム情報分野)，荒井 武彦，岡田 達明，
田中 智，福原 哲哉，出村 裕英，坂谷 尚哉，嶌生 有理，千秋 博紀，神山 徹，関口 朋彦

P-D2-A33

米欧火星探査機群観測データによる新大気リトリーバル技術の検証 (2)～欧ExoMars Trace Gas Orbiter および 日MMXへの応用展開準備～
中 川 広 務 ( 東 北 大 学 理 学 研 究 科 )， 笠 羽 康 正， 青 木 翔 平，Mahiaux Arnaud，
小暮 李成，岩渕 弘信，出村 裕英

P-D2-A34

Comet Interceptorミッション:WGからISAS所内検討チームに移行
笠原 慧(東京大学)，吉岡 和夫，坂谷 尚哉，亀田 真吾，松岡 彩子，村田 直史，船瀬 龍，
中島 晋太郎，尾崎 直哉，宇佐美 尚人，河北 秀世，新中 善晴

P-D2-A35

SCIクレーター周辺のブライトボルダーのスペクトル解析
青木 美波(東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻杉田研究室)，杉本 知穂，
湯本 航生，巽 瑛理，諸田 智克，横田 康弘，荒川 政彦，杉田 精司，ONCチーム

P-D2-A36

DESTINY+搭載カメラTCAPとMCAPの機上校正計画
岡本 尚也(宇宙航空研究開発機構)，石橋 高，山田 学，洪 鵬，吉田 二美，荒井 朋子，
石丸 貴博，高島 健

P-D2-A37

火星表面探査に向けた生命兆候探査顕微鏡のブレッドボードモデル開発
吉村 義隆(玉川大学)，山岸 明彦，宮川 厚夫，今井 栄一，佐々木 聰，塩谷 圭吾，
三田 肇，小林 憲正，癸生川 陽子，佐藤 直人，佐藤 毅彦，薮田 ひかる，長沼 毅，
藤田 和央，臼井 寛裕

P-D2-A38

21P/Giacobini-Zinner 彗星の形成環境
新中 善晴(京都産業大学)，河北 秀世，大坪 貴文，田実 晃人

P-D2-A39(3200)Phaethonの可視スペクトルとその自転位相への依存性
大塚 勝仁(東京流星観測網)，伊藤 孝士，木下 大輔，阿部 新助，澤井 恭助，船橋 和博，
加藤 遼，宮坂 正大，長谷川 直，中村 智樹，陳 文屏

P-D2-A40

月の縦孔下に想定される溶岩チューブの探査項目とその探査精度
本多 力(NPO法人火山洞窟学会)，春山 純一

P-D2-A41

Hera 搭載熱赤外カメラTIRI の開発
岡田 達明(宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所，東京大学)，福原 哲哉，田中 智，
千秋 博紀，坂谷 尚哉，嶌生 有理，荒井 武彦，神山 徹，出村 裕英，関口 朋彦，Hera
TIRI チーム

P-D2-A42

周白色矮星円盤モデルの構築: 光球面への重元素供給メカニズムの解明に向けて
奥谷 彩香(東京工業大学理学院 地球惑星科学系)，井田 茂，兵頭 龍樹

P-D2-A43

Abducton with Evolution 理論で仮説は検証できるか?
起源を探究する方法を提案した．
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

P-D2-A44

月の起源仮説で，何故プレートテクトニクスの起源が示せるのか?
何故地球の海洋底の起源が示せるのか?
何故環太平洋弧状列島と背弧海盆の起源を示せるのか?
何故マントル対流が無くてもプレート移動が示せるのか?
何故プレートが相互に重なり始める事を示せたのか?
何故太平洋プレートの移動方向が急変する事を示せたのか?
何故地球自転軸が急に傾いた事を示せたのか?
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

P-D2-A45

銀河回転の謎をAbduction with Nature Structure で解明する．
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

P-D2-A46

夜空の星は何故星型★に見えるのか? 検証は如何に?
パラダイムシフト，モデルの限界，発想の転換，自然との一致⇒真実に至る道．
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

P-D2-A47

赤方偏移の謎，実証が出来ない宇宙仮説(論)，検証ができる宇宙仮説(論)種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

P-D2-A48

月の海は何故表側だけに有るのか，
Multi-Impact Hypothesisだけが検証できたその理由，
月が常に地球を向く理由と同じ，月の偏芯形成メカニズムが起因であった．
種子 彰(ＳＥＥＤ ＳＣＩＥＮＣＥ Ｌａｂｏ．銀河系・惑星・地球月起源研究室)

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JSPS Information◇日本惑星科学会第137回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第138回運営委員会議事録◇第53回総会◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会第137回運営委員会議事録
日時： 2020 年 8月3日 (月) 18: 30 - 20: 30

場

所： オンライン開催

運営委員：
出席者 18 名
中本 泰史，中村 昭子，和田 浩二，諸田 智克，玄田 英典，中島 健介，寺田 直樹，田中 秀和，竹広 真一，
小林 浩，臼井 寛裕，奥住 聡，荒川 政彦，北里 宏平，佐伯 和人，田近 英一，平田 成，薮田 ひかる
欠席者 5 名中村 智樹，倉本 圭，関根 康人，関 華奈子，渡部 潤一（委任状：議長 1通）
オブザーバー：
はしもと じょーじ（2019 年学会賞選考委員長）
堀 安範（2019 年連合大会プログラム委員）
出村 裕英（2020 年秋季講演会組織委員長）
保井 みなみ（総務専門委員）
議題・報告事項：
1. 第 15 期上期活動報告，第 15 期下期活動計画（北里 総務専門委員長 ）・2019 年度の活動実績及び 2020 年度の活動計画について，steer i ng M Lによる展開の報告があった．修正があれば，総会までに総務専門委員長まで報告するようにとのこと．
2. 入退会状況報告（北里 総務専門委員長 ）・2020 年 8月3日現在，正会員一般は507名，正会員学生は85 名，シニア会員は24名，賛助会員は3 名との報告があった．
・ここ数年間の会員数と比較すると，正会員学生の会員数が増加したが，他は大きな変化はなかった．
3. 第53 回総会の議長・書記の推薦について（北里 総務専門委員長 ）・議長に菅原春菜会員（宇宙科学研究所），書記に田中佑希会員（東北大学）がそれぞれ推薦され，承認された．
・コロナ禍のため，第53回総会は 8月4日
（ 火）の12: 30 〜13: 30に Z o om Webi na rを用いたオンライン開催で実施される．

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

4. シニア会員制度について（ 諸田 総務専門委員 ）・会員の種 別表を作成したとの報 告がされた．一部訂正の上，日本惑 星科学会のホームページの入会案内ページに掲載することが承認された．
・シニア会員のDP S a f f i l iate member入会については，詳細を確認後，検討することになった．
5. 第 15 期上期一般会計・特別会計決算報告（佐伯 財務専門委員長 ）・2019 年度決算額は，2018 年度と大きく変更はない．
・会津大学で開催された探査データ解析実習会（2020 年 3月）はオンライン開催となったため，旅費補助がなくなった．そのため，2019 年度支出の研究会等補助額が 15万円の減額となっている．
・京都産業大学で開催された日本惑星科学会 2019 年秋季講演会の収支は，京都産業大学からの補助金の余剰分返却により，0円となっている．
・新型コロナウイルスの影響により，支出が若干減少となっている．
・（株）イーサイドへの業務委託費の消費税は，2020 年度会計から10%に上昇する．
・賃借対照表についての照会があった．
6. 遊星人の発行状況報告（和田 編集専門委員長 ）・コロナ禍においても，ほぼつつがなく順調に発行できている．
・印刷所を（株）シュービに変更したことにより，今後，印刷費が 1〜2 割減額になる予定であるとの報告がなされた．
7. R FI回答文書改定について（寺田 惑星探査専門委員長 ）・主査１名、副査４名、会長、委員長含む計 89 名の部会委員と外部有識者による2019 年度 R F I回答文書の改訂作業を行った．
・2019 年10月6日に検討会を開催，同年11月18日にオンライン全体会議を開催，2020 年2月1日に日本惑星科学会ホームページで公開されたとの報告があった．
・2020 年度は大きな改訂が実施される予定であるが，コロナの影響で遅延している．そのため，その進行状況
及び 2019 年度の公開に関しては，2020 年度秋季講演会総会で報告する予定である．
8. 日本地球惑星科学連合：プログラム委員会（堀 連合大会プログラム委員 ）・次年度のプログラム委員について報告があり，田中佑希会員（東北大学）がプログラム委員（正），黒崎健二会員（名古屋大学）がプログラム委員（副）に推薦され，承諾された．
9. 日本地球惑星科学連合：学協会長会議（中本 会長 ）・2020 年7月14日に，オンラインによる学協会長会議が開催された．
・日本学術会議の近況報告として，次期委員長に田近英一会員が選任されたことが報告された．また，田近委員は日本地球惑星科学連合の会長にも選任された．
・次期学協会長会議議長に，渡辺俊樹物理探査学会会長が選任されたことが報告された．
・学協会員の会員減少（特に若手研究者）に関する対策を行うため，2019 年にアンケート調査が実施され，その集計結果が紹介されたとの報告があった。
10. 2019 年度最優秀研究者賞について（はしもと 学会賞選考委員長 ）・古家健次（筑波大学計算科学研究センター，現 国立天文台科学研究部）を推薦することが提案され，承認された．
・応募者は6 名で，2020 年 4月30日に全選考委員による審議が行われた．
11. 2020 年秋季講演会について（ 出村 秋季講演会組織委員長 ）・新型コロナウイルス感染拡大防止のため，2020 年度の秋季講演会はオンラインで開催されると報告があった．

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・会議日程について，2020 年11月12日（木）〜14日（土）が提案され，承認された．
・オンライン開催の大まかな概要が紹介された．
・オーラルセッションはzo om 会議 室を用いて行い，発 表 希望者の発 表分 野によっては並列セッションを組む可能性がある．
・擬似ポスターセッションは共有可能な資料を提示し，各種オンラインメディアを用いたオンラインで議論を行う，ポスターセッションに相当するものである．
・１日目に発表賞セッション及び発表者賞選考委員会，２日目に運営委員会，３日目に総会（発表者賞受賞者公表）および研究者賞受賞講演を行う．
・参加登録費は無料とする．
・主催は日本惑星科学会と会津大学宇宙情報科学研究センターとする．
・発表申込受付期間は9月1日（ 火）〜14日（月）とし，セッションプログラムの公開は10月頭をめざす．
・参加登録システムは特に設けないが，参加希望者には日本惑星科学会の非会員登録を行う事を指示する．
・翌日の総会にて，2020 年秋季講演会オンライン開催に関するアンケートを募る予定である．
12. 2021年秋季講演会について（中島 行事部会長 ）・名古屋大学及び名古屋市立大学が組織委員会として，秋季講演会を開催する旨が報告された．
・時期は未確定である．来年度もオンラインでの開催を検討する必要があることが報告された.
13. 2022 年秋季講演会 LO Cへの補助について（中島 行事部会長 ）・現在交渉中のL O C 担当候補において，新型コロナウイルス感染症が収束していない場合を考えると，感染防止のために大きな部屋を使用する必要があり，会場費がかなり大きくなることが予想される．そのため，会場費を含めた運営費に学会から30万円程度の補助を希望したいとの要望があり，承認された．
14. その他
・北里 総務専門委員長より，現在総務委員会内で検討している事案についての報告があった．
・入退会業務の見直し（総務作業の簡略化・自動化）
・委嘱状の発行業務の整備
・会計年度の変更案（１月→４月）の実現性・有用性の検討
・玄田 欧文誌専門委員長より，E P Sの現状報告があった．
・臨時分担金は終了した．
・編集長及び編集委員の交代が報告された．
・I mpact factorが低くなってきたため，今後更なる投稿をお願いしたいとのことである．

◇日本惑星科学会第138回運営委員会議事録
期

間： 2020 年10月23日（金）～10月26日（月）

議

題： 第16 期役員選挙管理委員の承認について

運営委員：
出席
（23 名）
中本 泰史，中村 昭子，倉本 圭，和田 浩二，諸田 智克，関根 康人，玄田 英典，中村 智樹，中島 健介，
寺田 直樹，田中 秀和，竹広 真一，小林 浩，臼井 寛裕，奥住 聡，荒川 政彦，北里 宏平，佐伯 和人，
関 華奈子，田近 英一，平田 成，薮田 ひかる，渡部 潤一
欠席（なし）
成立条件： 期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす．

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議決方法： 上記期間内に steer i ng- m l@wa k usei .jp 宛に投票
議題： 第 16 期役員選挙管理委員に下記の会員8 名を選出したので承認を求める．
北里 宏平（委員長）
平田 成
諸田 智克
奥住 聡
谷川 享行
保井 みなみ小林 浩
藤谷 渉
参考： 日本惑星科学会役員選挙規定
https://www.wakusei.jp/abstract/rule/rule-elec-steer-18-9-09.html
審議結果： 議題は原案のとおり承認された（可23・否 0）．

◇第53回総会日時： 2020 年 8月4日
（ 火）12: 30 -13: 30

場

所： オンライン開催

正会員数： 592 名
定足数： 59 名
参加人数： 120 名
委任状： 65通（議長：65通）
1. 開会宣言
北里総務専門委員長が開会を宣言．
2. 議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に菅原春菜会員，書記に田中佑希会員が選出された．
3. 議事
3.1. 審議事項
・第 15 期上期（2019 年度 ）活動報告（中本会長 ）日本地球惑星科学連合 2019 年大会，日本惑星科学会 2019 年秋季講演会の参加者数および発表数，学会誌の発行状況，最優秀研究者賞および最優秀発表賞の受賞者，各種セミナーやシンポジウムの開催状況，学会運営等の説明がなされた．
・第 15 期下期（2020 年度 ）活動方針（中本会長 ）先日開催されたJp GU -AGU Joi nt Meet i ng 2020，開催予定の秋季講演会，学会誌の発行予定，各種セミ
ナーや実習会の開催予定等の説明がなされた．国立天文台の渡部潤一氏を講師に招いて開催予定だった惑
星科学フロンティアセミナーは，コロナ禍のため2021年度に延期することが報告された．
・第 15 期上期一般会計・特別会計決算報告（佐伯財務専門委員長 ）第15 期上期の一般会計・特別会計の決算報告についての説明がなされた．秋季講演会の事業収入に関して，補助金は収支が 0となるように返却するシステムであったため，惑星科学会側の収支はプラスマイナスゼロとな

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JSPS Information

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る旨の説明がなされた．また，今年度の水害や新型コロナウイルス感染症などの影響で財政が厳しくなっている会員向けに，学会費の免除などを実施することも説明がなされた．
・会計監査報告（ 門野会計監事）
収支決済に誤りの無いことが報告された．
・その他
特になし．
・質疑応答及び討論なし．
・採択
審議事項の採決が行われ，賛成 : 177（ うち出席者112），反対: 0，保留: 0により採択された．
3. 2. 報告事項
・2019 年最優秀研究者賞受賞者発表（はしもと学会賞選考委員長 ）古家健次会員（筑波大学，現国立天文台）に授与されることが発表された．
・2020 年秋季講演会について（ 出村秋季講演会組織委員長 ）2020 年秋季講演会の実施案についての報告がなされた．新型コロナウイルス感染症の影響により，初のオンライン開催とし，なおかつ日程が変更される．開催は11/ 12-14とし，オーラルセッションに加えて擬似ポス
ターセッションを検討していることが説明された．
参加登録費は無料だが，参加可能なのは正会員・シニア会員および非会員登録を行った者のみである．発表受付期間は9/ 1-14，10月頭にセッションプログラムを公開する予定である．
オーラルセッションはZ o om会議室を利用し，パラレルセッションとなる可能性がある．
Jp GUとは異なり，アプリ版・ブラウザ版いずれのZ o omも使用可能とする予定である．
また擬似ポスターセッションのショートオーラル発表も行われる予定である．
擬似ポスターセッションは，発表者が共有可能な資料を提示してオンラインで議論する形式とする予定である．
近日中に会員に秋季講演会の実施案についてアンケートを実施することが告知された．
アンケートの回答を元に接続数などの規模の調整や実施形態が定められるので，参加を検討している方は回答してほしい．
・その他
なし．
4. 議長団解任
5. 閉会宣言
北里総務専門委員長が閉会を宣言．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2020 年11月4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

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

編集後記
今号は前号に引き続き特集「古今未曽有の日本の月/面が大きく変わることのないよう ( 変更したことに気

火星地下世界探査 ( UZUM E)計画」をお送りします．
ゲストエディターの春山純一さんのご尽力で充実したがつかれないよう) 努めたつもりですが，どうでしたでしょうか?

誌面になりました．また，今号も原著論文・連載記事が集まり，興味深い誌面になったと思います．コロナ禍の中でも原稿を作成してくださる皆さまに感謝申し上げます．
前任者の三浦均さんから引き継いで3年間勤めてきた編集幹事ですが，次号からは瀧川晶さんにバトンタッチ致します．最初は感覚が掴めなくて右往左往しておりましたが，皆さんの支えがあり，何とか無事にさて，コロナ禍で皆さんもバタバタした生活をされているのではないかと思います．私のところでは，実験実習を分散登校・集中講義形式で行うことになり，10月は1ヶ月間毎日2コマ学生演習という乾いた笑いしか出なくなるようなスケジュールとなってしまいました…．
コロナ禍は簡単には収まりそうにありませんので，まだまだ変則的かつ窮屈な生活が続くのかなと思うとため息が出ますが，気分は前向きにと思っています．

役目を終えることができそうです．この3年の中で最も大きな変更は印刷所の変更でしょう．それによって誌次号からも皆さんからの原稿を心よりお待ちしておりますので，よろしくお願い致します． (杉山)

編集委員
和田 浩二 [ 編集長]
杉山 耕一朗 [ 編集幹事 ]春山 純一 [特集「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 ( UZ U M E)計画」ゲストエディター]
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12月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第29巻

第4号

一部 1,925円（税込・送料込）和田 浩二（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒224- 0044 神奈川県横浜市都筑区川向町 787-1 株式会社 シュービ
〒105 - 0012 東京都港区芝大門2-1-16 芝大門M F ビルB1階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
T E L : 03 - 6435 - 8789／FA X : 03 - 6435 - 8790
（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

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