みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

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みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その５～ガニメデレーザ高度計GALAで測る
氷の世界と地下の海～塩谷 圭吾1,2，木村 淳 3，小林 正規 4，荒木 博志 5,2，野田 寛大 5,2，
並木 則行 5,2，押上 祥子1，石橋 高 4，東原 和行1，齋藤 義文1，
フスマン ハウケ 6，GALAチーム（要旨） 表面を氷に覆われた「氷天体」．その代表格である木星氷衛星において，内部に海が 存在する可能性をガリレオ探査機が示唆してから約20年 － 欧州宇宙機関( E SA)が主導する木星氷衛星探査機( JUICE)は，2022年の打ち上げに向けてその開発が進められている．JUICEは2029年に木星系に到達し，
エウロパ，カリストのフライバイ観測，およびガニメデでは極周回軌道からの詳細観測を行う予定である．
ガニメデレーザ高度計(GALA)はJUICEの科学観測機器のひとつであり，氷天体に適用される初めてのレーザ高度計である．GALAの科学目標の柱は(1)地形情報にもとづく氷テクトニクスの理解，(2)潮汐応答の測定を通した内部構造の理解(地下海の存否確認や特徴把握を含む)，(3)表面の小規模粗度と反射率の理解，である．地下海を含むサイエンスは，アストロバイオロジーの観点からも意義が大きい．
これらの科学目標のため，GALAは軌道上から氷衛星表面への距離測定(測距)を高密度・高精度で繰り返し行う．特にガニメデについては全球にわたって，地形情報だけでなくマクロな表面変位および回転変動，
さらに小規模粗度と反射率を計測する．測距においてはノミナル高度500 kmから送信レーザパルス(17 mJ,
波長1064 nm，ノミナル30 Hz/最大50 Hz)を氷衛星表面に照射し(ノミナルスポットサイズ50 m，スポット
間隔50 m)，反射パルスを受信して，送受信パルスの時間差から距離を求める．小規模粗度と反射率の情報
は，受信パルスの強度やパルス幅の時間的広がりから得る．好条件地点での測距精度は約1 mである．
GALAの開発はドイツを中心に，日本，スイス，スペインのチームによる国際協力によって進めている．日
本チームは心臓部とも言える受信部の3つのモジュール(後置光学系モジュール( BEO)，焦点面機器モジュー
ル (FPA)，アナログエレクトロニクスモジュール (AEM ))を開発する重要な役 割を担っている．本 稿ではJUICEおよびGALAの概要，科学目標，および機器開発について解説する．

1. イントロダクション
1.1

木星探査の歴史と氷衛星研究の重要性

木星探査の歴史は，1973 年に木星に初めて接近
1.宇宙航空研究開発機構
2.総合研究大学院大学
3.大阪大学4.千葉工業大学
5.国立天文台
6.ドイツ航空宇宙センター

して 撮 像を行ったアメリカ航 空 宇 宙局 ( NA S A) のパイオニア10 号にまで遡る[ 1]．その後パイオニア11号，ボイジャー1号・2 号，ユリシーズ，カッシーニ，
ニューホライズンズと続く[2- 4]．これらのミッション
はNA S A 主導で遂行されたもので (ユリシーズ，カッシーニでは欧 州宇宙機 関 ( E S A) の寄 与も大きい)，
木星 系の観測はいずれもフライバイによって行われた．その後やはりNA S Aの木星探査機であるガリレ
オが，初めて木星系に留まって詳細な観測を行った( 1995–2003) [ 5]．このミッションで得られた重要な科学的知見のひとつは，木星の主要な氷衛星(エウ154

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図1： 木星氷衛星探査機JUICE(左)およびガニメデレーザ高度計GAL A(右)の完成予想図．

ロパ，ガニメデ，およびカリスト)に対して，氷の地殻

J U ICEは木星の主要な氷衛星の探査を主目的との下に全 球規模の地下海 ( 液体水圏 )を持つ可能 性

して，その周回軌道に入って詳細な観測を行う初めが示唆されたことであった[6,7]．

てのミッションであり，E S Aが主導する初めての木

地球においては，海が生命の誕 生や進化におい星 系 探 査ミッションでもある．J U ICE は2012 年にて重要な役割を果たした可能性が議論されている．

E S Aの長期計画であるC o sm ic VisionのL1( 大型

しかし現時点では，海の存在が 確認できている惑

計画の初号機 )に選出されており，2022 年に予定され星は地球の一例のみである．もし木星氷衛星の地下ている打ち上げを目指して探査機の開発が進められという，地球と全く異なる環境に海が存在することている．J U ICEには11個の科学観測機器が搭載さを実証し，かつその特徴を明らかにできれば，そのれる予定である．

意義はアストロバイオロジー(宇宙生命論 ) の観点で

J U ICE はギアナ宇 宙センターから2022 年にアリも大きい．惑星系における海の概念は大幅に拡張さアン5ロケットによって打ち上げられた後，地球，金れ，また地球外で生命が居住可能な環境の候補とし

星，地球，火星，そして地球の順でのスイングバイをて重要な意味も持つと考えられる．

経て，2029 年後半に木星系に到着する予定である．

1. 2

木星氷衛星探査ミッションJUICE

その後，カリスト，エウロパでの複数回のフライバイを経て，2032 年にガニメデの極周回軌道に入る．ガ

Jupiter Icy Mo ons Ex plorer ( J U ICE)はE S A

ニメデ では表面からノミナル高度 500 k mの極 周回が主導し，日本やアメリカも参加する国際協力によ軌道にて全 球 観測を行う．J U ICEの木星 系での全

る木 星 氷 衛星 探 査 計 画である( 図1) [8, 9]．J U ICE

観測期間は4 年 5か月にわたる予定である(ただしリの科学目標の柱としては，以下が挙げられている．

ソースが許容する場合，高度200 k m軌道によるミッ●巨大 ガス惑 星 周 辺 に おける生 命 居 住可 能 領 域( E m e rg e n c e o f h a b it a b l e world s a r o u nd
ga s g ia nt s)●

ション延長の可能性がある)．

1.3

ガニメデレーザ高度計GAL A

巨大ガス惑 星の 代 表 例としての木 星 系 ( JupiterGa ny medeレ ー ザ 高 度 計 (Ga ny mede L a sersystem a s a n a rchet y pe for g a s g ia nt s)

A lt i meter : GA L A)は，J U ICEに搭載される科学みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

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図2： 表面変形とその位相ずれ，および経度秤動の概念図．天体と軌道のサイズの比は現実と異なり，また物理量は強調して示してある．ガニメデ内部に地下海が存在する場合は表
面変位や経度秤動の大きさが増加し，位相ずれは小さくなる傾向にあることが，理論モデルによって予測されている．
表1： GAL A の主な仕様

観測機器のひとつであり，衛星表面の氷テクトニク

ガニメデ全球にわたる3 次元的地形情報および反射スや地下海の調査に密接に関わる装置である[ 10]．

特性だけでなく，そのマクロな形状および軌道運動

GA L Aチームはその科学目標の柱を以下のように定の時間変化 (表面変位，位相ずれ，経度秤動)についめている[ 10,11]．

てデータを得る．図2は表面変位，位相ずれ，経度( 1)地形情報にもとづく氷テクトニクスの理解

秤動の概念を示したものである．これらの量は潮汐( 2) 潮汐応答の測定を通した内部構造の理解

作用を通じて地下海の有無や特性を反映すると考え(3) 表面の小規模粗度と反射率の理解られる(これらの理 論 的な予想については第2 節をこれらの科 学目標に向けて開発 するGA L Aは，

参照 )．このようにして得られたデータをもとに，上記

シングルビーム・単一受光素子のレーザ 高度計であの科学目標に臨む．

る．その第1の機能は，軌道上から高指向性のレー

GA L Aは氷天体に対して適用される初めてのレーザパルス(波長 1064 n m，ノミナル周波数 30 H z)を

ザ 高度 計 である．また， 天体 のマクロな形 状や軌

氷衛星の表面に照射し (ノミナルスポットサイズは直道 運 動の変化を実測して，地下海の存否を含めた径約50 m)，反射光を受信してレーザの往復の所要

内部 構造を推定するというアプローチを行うのも，時間から距離測定 (以後，測距)を行い，スポット照GA L Aが初となる．

射地点の高度を測定することである．これとあわせて，反射光の強度およびパルス幅の時間的な広がりから，観測地点の反射率，傾斜，および粗さについても情報を得る．GA L Aの主な仕様を表 1に示す．

GA L Aの科学目標に関する詳細は第2 節に，また装置およびその開発については第3 節に示す．

1.4

国際協力プロジェクトとしてのGAL A

J U ICEの他の搭載機器と同様に，GA L Aはエウ

GA L Aの開発はドイツ航空宇宙センター( DL R )を

ロパ，カリストに対しては複数回のフライバイ観測を中心として，ドイツ，日本，スイス，スペインによる国行う一方，ガニメデに対してはノミナル高度 500 k m

際協力体制のもとで進めている(図3)．

の極周回軌道から継続的に観測を行う．その結果，

GA L Aの 開 発 に お い て 日 本 チ ーム (GA L A-J )156

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2．GAL Aの科学目標
GA L Aが定める科学目標の柱は，( 1)地形情報にもとづく氷テクトニクスの理解，( 2) 潮汐応答の測定を通した内部 構造の理解，および (3) 表面の小規模
粗度と反射率の理解である．これらの科学目標について2.1～2. 3 節にて述べる．2.4 節ではJ U ICEに搭載される他の科 学 観測機 器とのシナジーおよび波及効果について述べる．

2.1

地形情報にもとづく氷テクトニクスの理解

ガニメデをはじめとする氷 衛星の 表 面は氷 からなる地殻に覆われ，そこには地球 型の岩石天体に見られる地 形とは 大きく異なる様 式を持った構造
が， 様々な空間スケールで存 在する( 図 4, 5)．氷のテクトニクスに支配された天体進化を解明するため
図3： GAL Aにおける機器開発の国際分担(略称の意味はLEU:
レーザエレクトロニクスユニット, LHM:レーザヘッドモジュール，
BEO:後置光学系モジュール，
FPA:焦点面機器モジュー
ル，AEM:アナログエレクトロニクスモジュール，RFM:レンジファインダーモジュール，DPM:データプロセッシングモ
ジュール，PCM:パワーコントロールモジュール)．

には，地形 学的特 徴を詳細に把握することが必 須である．
しかしながら，従来の巨大惑星 系探 査ではレーザ高度計が使用されなかったこともあり，定 量的な地形情報は過去の探 査で立体視画像が得られているごく僅かな領域に限られる．また，過去に木星系衛星を調 査したボイジャー探 査 機 やガリレオ探 査

は， 後 置 光 学 系 モジュール ( Back- End O pt ic s :機の観測はフライバイによるものだったため，撮像BE O)， 高 感 度 検 出 器 (Ava la nche Photod iode:や分 光観測領域の表面カバー率が悪く，空間解像

A PD) の開発を含む焦 点面機 器モジュール ( Fo c a l

度にも大きな不 均 質がある．特に 極 域については

Pla ne As sembly : F PA)，アナログエレクトロニク

空間解 像 度 が 著しく低いか，あるいはデータが 欠

スモジ ュ ー ル (A n a log ue Elect ron ic s Modu le:

落している．そのような不十分なデータに基づいて

A EM ) の3つのハードウエアを担当する(当初はこれ作られた地質図は，全表面の半分以上が地形的特らに加えて受信望遠鏡も日本が担当する国際分担で

徴の判読ができない領域となっている[ 12]．こうし進めていたが，全体スケジュールを最適化するためたデータの不完 全 性はクレータ年 代 学に基づく地

現状の分担に変更することになった)．スイスはレン

質年 代の 推定にも十億年オーダーの大きな不定 性

ジファインダーモジュール( R a nge Fi nder Modu le:をもたらし，進化の解明に必 要な地質と時間軸のR F M ) を，スペインはパワーコンバータモジュール

対応づけを困難にしている．

( Power C onver ter Modu le: P CM )を担当する．

JU ICEによる極周回軌道からのガニメデ観測は，日本の担当部分は高感度受信検出器を含み，光

この状況を本質的に改善する．以下に，現状で判明し学，エレクトロニクス，機械・構造，および熱設計がている地質学的特徴を概説し，GA LAでの詳細な調

複 雑に絡み合う，GA L Aの心臓部とも言える．その査によって期待される科学的知見について述べる．

ほかに，日本が主担当ではないものの，GA L A-Jではパフォーマンスモデル(GA LA全体の性能をシミュレートするソフトウエア)を自主的に開発している．

2.1.1

ガニメデ

ガニメデ 表 面の 地質は 大きく3つに分 類され る．

みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

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図4： ガリレオ探査機によって得られたガニメデのクローズアップ画像に，高度500 kmの極周回軌道において予想されるGAL Aのレーザス
ポットを赤点で示した図．

Br ight Ter ra i nと呼 ばれ， 相 対 的に反 射 率が 高

おいてはプレートの生成や移動，消滅に特徴づけらく溝 状の構造 が卓 越 する領域，Da rk Ter ra i nとれるいわゆるプレート・テクトニクスによって駆 動さ呼ばれ 相対的に反 射率が 低く衝突クレータで 飽 和

れているのに対し，そういった運動が見られないガ

した 領域， そして天体 衝突によって形成した構造

ニメデでは，内部の温度変化や液体水の固化に伴う( I mpact St r uct u re) である．

全球的な体 積膨張や，内部での固体氷対流に伴う上昇流などが応力源として提案されている[ 13,14]．

(1) B r ig ht Ter rain

しかしながら，地形学的情報の不足からそのよう相対的に反射率が高い ( 波長～1 μmにおけるアな応力源となるイベントの発生時期や規模は分かっ

ルベドの平均値で約 0. 6)この領域は，Gro ove (あるていない．またクレータ年 代 学 に 基 づ いて， この

いは Gro oveの集合体としての Su lcus)と呼ばれる

Br ight Ter ra i nの典 型的な年代は約20 億年前と溝状の地形で特徴付けられ，ガニメデ表面の約2/ 3推定されているが，データの欠如や衝突フラックスを占める(図 5)．高さ数十～数百m，波長 1 k m程度の推定における不定性によって，8 億年前から40 億の起伏を持った溝 (Gro ove) が帯状に束になり，皺

年前までの曖昧さがある[ 15]．

のような外見を作り出している．水平方向のスケールは長大で，1000 k mを超えるものも多い．

GA L Aが高空間分解能で全球測定を行えば，定量的なGro oveの形 状 解 析を通して弾性リソスフェ

Gro oveはその形成以前から存在している古い地

アの厚さや表面拡大の全 球 総 量を見出すことがで質を引き裂くような形態を取ることから，表面の伸き，Br ight Ter ra i nの形成のために必要な体積膨張応力によって形成した正断層の集合体と解釈され

張量，すなわち内部温度の変化量あるいは地下海のている．応力と断層形成という地質活動が，地球に固化量などの推定に繋げることができる．これは内158

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図5： ガニメデにおける代表的な地質学的特徴．左上：Bright Terrainに見られるGroove (Uruk Sulcus)，右上：Dark Terrainに見られるFossae (Lakhmu Fossae)，左下：直径40 kmの衝突クレータ (Achelous crater)，右下：緩和が進んで起伏がなくなった古い衝突
地形 (Buto Facula，直径245 km)．

部の熱史を制約する重要な情報にもなる．Gro oveを反映した大きな緩和や侵食を受け，やや丸みを帯の起伏の波長がリソスフェアの厚さで決まる点も，熱びた畝のような形態に近い(図 5)．

進化を制約する手がかりとなる．また，J U ICEの可この Fo s sae の 成 因 が Gro oveと同 様 に 表 面 の視光カメラ ( JA N U S ) が得る高空間分 解能の画像

拡 大や 伸 張 応力にあるのかは分 かっていないが，データと連 携して小スケールの衝突クレータを同定

Fu r rowの分布が同心円状に見えることから，巨大すれば，地形の形成年代を高精度で推定することがな衝突イベントに伴う多重リング構造との解釈があ可能となる．各地質領域の形態とそれらの層序，そる[ 16]．一方で，Gro oveを形成した体積変化イベン

して各地形が持つ年代を組み合わせた知見は，ガニトが Da rk Ter ra i nにも構造を作り，衝突イベント

メデのテクトニクス様式の理解と進化の解明に本質

起源としてのFu r rowと混在している可能性もある．

的な寄与をもたらすものと期待できる．

特にBr ight Ter ra i nとの境界領域では，推定年代や物質学的特徴の違いも注意深く読み取りながらそ(2) Dar k Ter rainの起源を把握することが必要となる．

相対的に反射率が低い(波長～1μmにおけるアルベドの平均値で約 0. 25)この領域は，衝突クレータ(3) Imp ac t Str uc tur e

で飽和した古い年代 (40 億年以上前 )を持ち，ガニメ

ガニメデでの衝突クレータの形態は，サイズが大デ 表面の約1/ 3を占める[ 15]．衝突クレータに重なきくなるに従って単純 (お椀 )タイプ，平底タイプ，中るように存 在 するFu r row (あるいは Fu r row が卓央丘タイプ，中央孔もしくは中央ドーム型タイプ，そし越する領域としてのFo s sae)と呼ばれる溝状の地形て複 雑・多重リングタイプへと変化する．こうした傾は，その形態が Gro oveに似ているが，年代の古さ

向はカリストやエウロパにも同様に見られる．ただし

みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

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クレータの個数には大きな差異があり，エウロパ，ガ

きな違いである[ 15]．エウロパ表面の地質は大きく3

ニメデ，カリストの順に少ない．また，氷天体上のクつに分類される．第1にLi nea mentと呼ばれる線状

レータのサイズと深さの関係は地球型岩石天体のそ構造，第2にMot t led Ter ra i nと呼ばれる局所的れとは異なり，形態が変化するサイズが月よりも小さな崩壊地域，第3に外来の天体衝突によって形成しい ( 同じサイズの平底クレータは月よりも浅く，かつた構造 ( I mpact St r uct u re) である．

平底の中央部がやや高まっている)．さらに大きいサ

Li nea mentはガニメデにおけるGro oveと同様にイズのクレータでは深さ/ 直径比の傾きが変わり，大氷地殻の応力の履歴であり，画像データと連係した

きいほど浅くなる[ 17]．

地形年代の推定を通して，地殻進化の規模と時間ス

このような傾向は， アイソスタシーのもとではスケールが対応付けられる．また近赤外分光などによ

ケールの大きい地形ほど粘性 緩和が進み，形 状がる物質化学的情報との連携は，氷地殻における物質

長期的に変化することと対応している．粘性緩和の循環の理 解にも繋がる．Mot t led Ter ra i nは氷 地

度合いはリソスフェアの厚さで決まり，その厚さは熱殻が局所的に融解した「ホットスポット」的な領域と流量で決まる．そのためクレータの粘性緩和度は熱して注目されている．特に，測線 上にあるTheraと進化を制約する重要な手がかりとなる．また，粘性Th raceと呼ばれる2 つの巨大なMot t led Ter ra i n

緩和の進行に伴う応力場の変化は断層の形成に発は，地形的外見の乱 雑さからChaot ic Ter ra i nと展する可能性があり，クレータ内の断層構造 (同心円も呼ばれ，その内部に局所的な融解領域，いわゆる状か放射状か)もリソスフェアの厚さで決まる．

内部湖が存在することを示唆する領域として解釈さしたがって，大きな粘性緩和度が期待できる大きれている[ 18]．液体水は固体氷に比べて高密度 ( 小なクレータに対してGA L Aを用いて深さ/ 径比の計体 積 )なため，地殻浅部に液体水が存在するとその測を行い，あわせて高解像度画像を用いた断層構造

上層が沈下し表面氷を破壊する．すなわちこうしたの解析を行うことは，ガニメデの熱進化史を理解す

領域は，その起伏を計測することで地殻内部の状態

るために重要である．また，ほとんど緩和しないとを知る窓となる．

考えられる小さいクレータの深さ/ 直径 比を正確に

また，ガニメデと同様にクレータの深さ/ 直径比の求めることも，大きなクレータの緩和度推定に必須

実測から粘性 緩和度を見出し，リソスフェア厚さとである．深さ/ 直径 比決定のためにはクレータ内に熱流量の推定へと繋げることも，内部状態の理解に

複数のデータ点が必 須となるため，小さいクレータ

有効である．

はデータ密度の高い高緯度地方に存在するものに着目すべきである．また，クレータが複数の地質ユニッ

2.1.3

カリスト

トをまたぐ場合や，クレータ形成後のテクトニクスに

J U ICEはカリストに対しては10 回以上のフライバより変形している場合 (例えば，クレータを二分するイを行う．その際にGA L Aは探 査機の高度が 1000

ような巨大な断層が走っている場合など )には，深さk m 以下において測距を行う．従 来の探 査によって/ 直径比の解釈が複 雑になる．そのため単一地質ユ

得られたカリスト表面のデータは，両極域で欠落しニット内にあり，巨大な断層で引き割かれていないクているなどカバー率と質のいずれも悪い．J U ICEは

レータについて，まず着目すべきであろう．

木 星 周回フェーズにおいてその軌 道を木 星赤 道面

2.1. 2エウロパ( 衛星公転面)に対して最大 22度傾けるため，カリストへのフライバイ時は高緯度領域の観測も可能とな

J U ICE はエウロパに対して2回のフライバイを行る．カリストの表面は一様に衝突地形が卓越し，衝う．その際にGA L Aはエウロパ表面からの 探 査 機

突クレータ同士 が 重なり合う飽 和 状 態にあることの高度が 1300 k m以下において測距を行う．エウロ

から，推定される地質年代は40 億年以 上前と古いパの表面にもガニメデと同様に多様な地質構造が存[ 15]．こうした地形的特 徴や反射率の低さはガニメ

在するが，ガニメデよりも表面年代が総じて若い ( 典デのDa rk Ter ra i nに類似していることから，クレー型的な地形形成年代として4000万年前 )点が最も大タの深さ/ 直径比の実測にもとづくリソスフェア厚さ160

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

や熱流量の推定を目指す．

2. 2

潮汐応答の測定を通した内部構造の理解

れは，低圧相の氷からなる表層の氷地殻と，高圧相の氷からなる高圧氷マントルに挟まれて存在すると思われる[21]．

潮汐変形のデータは，リモートセンシングによってこのような内部構造を仮定した潮汐変形の粘弾性

地下海の存否を判断 するための最も重要な情報とモデル計算によれば，地下海が存在する場合，表面なる．地球－月系と同じように，木星と衛星の間にも変位をあらわす変位ラブ数 (h 2 ) は1. 0 ～1.7であり，重力相互作用による潮汐が働き，惑星と衛星に周期

その位相ずれ ( 変位が最大となる軌道上の位置と近的な形 状や運 動の変化をもたらす( 図2)．その変化

木点とのなす角)は10度以下となる．一方で，地下海量は 衛星の構成 成分と内部 構造に依 存する．特にが存在しない場合のh 2 は0.1～1. 6であり，位相ずれ

氷衛星に対しては，変化量が地下海の有無に依存しは0 ～60度以 上に達する[ 19]．ここで見られる不定て有意に異なることが理論計算から予測されている性は主に氷殻の厚さや粘性率，剛性率が持つ不定[ 19]．GA L Aは探 査機から衛星表面への測距を継性に主たる要因があり，例えば高圧氷層の粘性率が続的に行うことで衛星全体の形 状変化をモニタリン

低い場合は，地下海が存在しない場合でもh 2 が大きグし，潮汐に伴う衛星表面の変位(鉛直方向の変化)

くなってしまう．これはすなわち，変位ラブ数だけでと回転変動 (いわゆる秤動，水平方向の変化)を捉えは地下海の存否を決定できないことを意味するが，る．

変位の位相ずれと合わせることによってこの制約が2. 2.1

表面変位可能となる．
エウロパにおいては，ガニメデよりも木 星に近い

ガリレオ衛星のフライバイ探 査を行ったガリレオ

ことから大きな潮汐変位が予想される．しかしエウ探査機は，ガニメデ，カリスト，及びエウロパのいず

ロパに対 するJ U ICE の2回のフライバイはエウロパ

れにおいても，周期変 動する木 星磁 場に衛星が応と木 星との位相が同一となるタイミングで行われる

答して生じた衛星内部の誘導電流による二次磁場のため，潮汐応答の検出が原理的に不可能である．カ

兆候を捉えた[ 7]．これは衛星内部に地下海の存在

リストにおいては，地下海がない場合の潮汐変位がを示唆する観測結果である．ただしガニメデにおい

0. 5 m程度と見積もられている一方，地下海が存在ては，自身が固有磁場を持っていることなどから解する場合の振幅は4 m以上になると予想されている釈が難しく，地下海の存在を強く制約するには至っ[22]．カリストに対しては様々な軌道位相でのフライていない．また，ハッブル宇宙望遠鏡を用いたガニ

バイが 行われるため原理的には潮汐変位の検出がメデのオーロラ観測からも地下海の存在が示唆され可能だが，フライバイ回数が少ないことに加えて軌ているが，同様の理由で確定的とは言えない[20]．

道の交差点がほとんどないため，実際には潮汐変位

そこで地下海の存否について確証を得るために，
GA LAは従来とは異なる測地学的アプローチによってこれに挑む．地下海が存在しない，すなわちH 2 Oの検出はかなり困難であると考えられる．

2. 2. 2回転変動

層の全てが固化して深部の岩石層と固着している場

エウロパ，ガニメデ，カリストはいずれも，その公合と，地下海がある場合とでは，潮汐に伴う衛星表

転周期と自転周期が一致した同期回転と呼ばれる面の変形量が異なることが理論的に見積もられてい状態にある．そのため1回の公転における平均としてる[ 18]．

は「常に同じ面を惑星に向ける」が，その公転の最中

ガニメデをはじめとするガリレオ衛星の内部 構造に木星から受ける潮汐トルクによって自転速度は変は，平均密度と慣性能率の制約のもとで組成含有率

動する(この変 動を強制秤動と呼ぶ )．ガリレオ衛星とその内部成層度が推定されている．慣性能率が小の公転面は木星の赤道面にほぼ一致しているため，

さいガニメデの内部は，明瞭な分化状態にあると考強制秤動は主に経度方向に発生する．

えられている．そして表層が厚さ約1000 k mにおよこうした変動があると，測距の際に衛星表面におぶH 2 O主体の層に覆われ，地下海があるとすればそいてレーザ照射のスポット位置が系統的にずれるたみんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

161

め，GA L Aによる長期間観測からその大きさを検出

衛星表面の起伏を作り出す主要因は断層運 動なできる可能 性がある．さらに地形のステレオ画像をどのテクトニクスや天体衝突であるが，小さな空間ス

用いた相対的に精度の良い数値地形モデルが 構築

ケールでは，日射に伴う氷の昇華や，木星磁気圏中されれば，GA L Aの観測と組み合わせることで変動のプラズマ粒子によるスパッタリングが大きな寄 与の測定精度が上がる．

を果たしている可能性もある．GA L Aがもたらす小強制 秤動の大きさは内部 構造に依 存することが規模粗度の定量的な情報と，地質ユニットとの関係

理論的に示されており，ガリレオ衛星以外 の天体，や日射やプラズマ粒子などの外的要因との関係を見

例えばカッシーニ探 査機による土 星 系衛星での秤

出し，特にガニメデに対してはその緯度経度分布も動の測定が，地下海の存在を判別する手段のひとつ考察することで，外的な要因による起伏変化の素過として用いられている[23]．ガニメデの秤動の大きさ

程と変化の時間スケール(いわゆる風化速度 )の解明

は，地下海の有無も考慮した上で，ガニメデ赤道上を目指す．

での位置に換算して6. 5～9 m程度と見積もられている．一方J U ICEで期待される秤動の検出精度が数

2.3. 2

反射率m程度であることを考えると，これをもって地下海の氷衛星の反射率は，全球平均ではエウロパ，ガニ

存在を確定的に判別することは難しそうである．いメデ，カリストの順に高く，また地質ユニット間でもずれにしても，従来の理論モデルは衛星の固体層を違いがある(一般に古い地質ほど低反射率 )．また，

完全弾性体と仮定しているため，粘弾性的な振る舞

木星磁気圏中の高エネルギー粒子のスパッタリング

いを考慮したより現実的なモデル計算を行う必要がの影響によって，公転方向の前方と後方でも有意なある．

違いがある．さらに，固有磁場を持つガニメデでは，

エウロパに対しては潮汐変位と同様に，2回のフライバイ時の軌道位相が同一となるために経度秤動の極域の反射率が高く「極冠」と呼ばれる特徴も持っている．

検出は原理的に不可能である．またカリストの秤動

能 動的にパルスを照 射 するレーザ 高度計であるの振幅もガニメデと同程度と見積もられているが，ガGA L Aのデータを用いることで，全球的にほぼ同じ

ニメデより観測数が少ないことを考えると，潮汐変位条件でレーザ波長での入射強度と反 射強度の比をと同様に秤動の検出自体が困難と考えられる．

求めることができる．高度や表面の傾 斜を補正し，

2.3

表面の小規模粗度と反射率の理解

地形情報の取得や潮汐応答の検出がレーザの往復の所要時間を用いた測距に基づくのに対し，受信レーザパルスの時間的拡がりや強度の変化によって表面状態に関する情報を得ることも期待できる．

2.3.1

表面の小規模粗度

近赤外分光による観測結果との照合を通して，レーザ波 長での天体の反 射率マップを求めることが でき，放 射線や紫外線による反射率の変化の理 解を大きく進めることが可能となる．

2.4

他機器観測とのシナジー・波及効果

GA L Aによる観測がもたらす氷テクトニクス，地下海を含む内部構造，そして表面組成に関する知見

レーザの照射スポット( 高度500 k mからの測距には，J U ICEが他に搭載する様々な機器の観測結果

おけるスポットサイズは直径 約50 m) 中に高さ数 mと組み合わせることで，さらに多角的に深めること

以上の起伏があると，反射パルスの幅が時間的に広ができる．

がる(ピーク強度は下がる)．地表面に傾斜がある場

例えば 可視カメラJA N U S が 得る画像データは，合も同様である．氷衛星の表面は，大気のない地球

GA L Aの計 測位置を特定し，点の情報を面的な表の月の表面がそうであるように，継続的な天体衝突

面地質の理 解へと繋げる最も重要な連 携 機 器であを経たことにより細かいレゴリス状になっていると考る．氷層を透過するレーダのR I M Eや重力場測定をえられているが，数メートル規模の起伏については行う3GMは地質の産状把握に寄与し，可視赤外撮情報がなく，GA L Aによる測定が初となる．

像 分 光計 M AJ I S や 紫外 分 光 系U V S，サブミリ波

162

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

分 光 系 SW Iは様々な波長で表面の組成に関する情

GA L Aのハードウエアは複数のモジュールによっ報を得る．磁力計J- M AGは木星磁場の変動に伴うて構成される(図3)．各モジュールの機能を，測距信

衛星の電磁感応をモニターし，非熱的中性粒子観測号の大まかな流れに沿って以下に記す．

器 PE P や電波・プラズマ波 動 観測器 R PW Iによる●

L H M・L EM : 内蔵するNd :Yagレーザによって，観測のサポートを得て，地下海の規模や組成 (電気波長 1064 n m，出力17 mJの送信パルスを生成

伝導度 )を制約する．こうした複眼的なアプローチでする．送信パルス幅は2. 9 ns，ノミナルおよび最氷衛星，特に地下海の環境を把握することによって，

大サンプリング頻度はそれぞれ，30 H zおよび 50
H zである．

アストロバイオロジーの観 点での研究も進むと考えている．

●

照射スポットサイズは 50 mである．

のデータを総合して得られる氷衛星についての知見
は，木星系の理解に貢献するだけには留まらない．

送信望遠鏡 : 生成された送信レーザパルスをガニ
メデなどの観測天体表面に照射する．ノミナルの

GA L Aをはじ めJ U ICE に搭 載され る観 測 機 器●

受信望遠鏡 : 観測天体表面で反射したレーザパ

太陽系形成理論と連携することによって，一般的なルスを受信・集光し，BE Oに導入する．開口径 25

惑星系・衛星系形成モデルの構築に寄与することがcmの軸対称光学系から成る．

期待される．

●

BE O : 微弱な受信レーザパルスをできる限り高い

近年，数多く発見されている系外惑星系を成す天シグナルノイズ比で受けることができるよう，焦点

体の年齢，質量，軌道等は多様性に富んでいるが，面ピンホールによる空間フィルタリング，バンドパ
スフィルタによる波長フィルタリングを行う．

観測から得られる情報 量には，観測対 象までの距離に起因する限 界がある．いっぽうGA L A および●

F PA : BE Oを経て導入された受信レーザパルス

J U ICEの他の機器を用いた探査は，対象は太陽系

を，A PD 検出器によって光学的信号からアナロ

における木星 系という特定のターゲットに限定され

グ 電 気 信 号 へと変 換 する．また F PAには 送 信

るが，得られる情報の詳細さでは系外惑星観測を圧レーザパルスの一 部を導入する経 路が 設けてあ倒する．したがって両者は相補的である．GA L Aおり，送受信レーザパルスを同一の検出器で計測することができる．

よび J U ICEの機器がもたらす情報は，太陽系外の惑星系・氷衛星を研究していく上で重要なテンプレー●

デジタル信号に変換する．

トとなり，足掛かりになると考えている．
●

3. 機器開発
GA L Aの装置全体の概要，諸元および国際分担

強度等を定量化する．
●

GAL Aの機能・構成

DPM : GA L Aの主コンピュータであり，装置の制御を行い探 査機とのインターフェースの役割を持機能と構成要素について述べ (3.1 節 )，次に特に日本

3.1

R F M : A EM から出力されたデジタル信号を受け，送受信パルスの時間差や受信パルスの波形，については第1 節で述べた．本節ではまずGA L Aのにおける開発について重点的に解説する(3. 2 節 )．

A EM : F PAから出力されたアナログ電気信号を

つ．
●

P CM : GA L Aに各種電圧の電源供給を行う.

3. 2

日本における開発

シングルビーム・単一受光素子のレーザ高度計でGA L A-J は国 際 協力によるハードウエア開 発であるGA L Aの第1の機能は，軌道上から氷衛星表面

BE O, F PA , およびA EMの3つの モジュールを担へのレーザ測距を行い，氷衛星表面におけるレーザ

当する( 図3)．また主 担当ではないものの，GA L A

照射 箇所の高度を測定することである．これに加え全体の性能をシミュレーションするソフトウエア(パて，受信した反射光の強度やパルス幅の時間的な広フォーマンスモデル) の開発を自主的に行っている．

がりから，観測地点の反射率や傾斜・粗さについて

本節ではこれらの開発について述べる．

も情報を得る．

みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

163

表2： GAL A- J における開発モデル(ハードウエア)およびその目的1)．
1)

2)
モジュール未満の規模の試作や，モジュールを試験するために開発した装置は含めていない．
BEO単体試作モデル以外は全てBEOとFPA
3)のそれぞれについて製作する．
欧州を含む公式のGALAプロジェクトでは要求されていないが，日本担当分の開発のため不可欠と判断して
4)
H ENSOLDT社(ドイツ)．ドイツにおけるGALAの主契約企業．
開発したモデル．

3. 2.1

開発モデル群(ハードウエア)とその目的:
Model philosophy

応の基本路線とされたことが挙げられる．あわせて，
単にGA LA-Jが複数のモジュールを担当しているこ
とも，開発モデルが多数になる要因となっている．

宇 宙用の 機 器 開 発 では， 段 階 的に複 数の モデ

日本担当モジュールに求められる機能・性能要求

ル ( ハ ードウエア ) を 製 作 すること が 一 般 的 で あおよび制約条件は挑戦的で，モジュール自体の開発

る．GA L A-Jに おける開 発 モデル および そ の目的のためにも試験・実証方法を確立するためにも，計( Model ph i lo sophy)を表 2に示す．

画したことを消化 するだけでは 不十分で， 試 行 錯

このように通常の同規模の国内プロジェクトと比誤が 不 可欠であった．そのため欧 州を含む 公 式のべて多くのモデルを開発する理由は幾つかある: 欧GA L Aプロジェクトでは要求されていなくても，フラ州との「堅い」国際 分担であることは，その要因のイトハードウエアと同等の設計による自主的な実 証

ひとつとなっている．また，GA LA 全体の方針としモデル( EM1- 3) 一式の開発が不可欠と判断した．こて，多数の国・機関にわたる国際分担において，各モのことも，日本で開発するモデルの数が増す要因とジュールの機能を模擬するハードウエア(シミュレー

して寄与している．

タ)を製作して相互交換することがインターフェース対

164

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図6： BEOの光学設計．上段が光学系の構成，下段が結像特性を示す

3. 2. 2

BEO

る．空間フィルタリングの役割はこのピンホールが担う．ピンホールを通 過した受信レーザパルスは，高BE O ( Backend O pt ic s)は，受信望遠鏡が集光

精度の波長フィルタリングを行うため第1レンズでコしたレーザパルスに適用する後置光学系モジュール

リメートされた後，バンドパスフィルタを経て，第2レである．その主な役割は，微弱な受信レーザパルス

ンズによって再結像する．

をできる限り高いシグナルノイズ比で検出するため，光学系の高効率化のため，レンズ( 石英製)の枚数

空間フィルタリングおよび波長フィルタリングを行うを最小限の2 枚とし(ドイツによる当初の設計例ではことである．BE Oの光学設計を図 6に，機械的設計

4 枚 )，各レンズの両面に反射防止コートを施した．まを図7に示す [24]．

た縮小光学系(倍率 0. 52)にすることでBE O・F PA間

BE O の入 射 開口は直 径 700 μmのピンホール

アラインメントの実現性・堅牢性を確保する方式にしで，受信望遠鏡の焦点面に位置するようにドイツ側た(ドイツの当初の設計例では等倍光学系)．このよとBE O間の機械的インターフェース条件を定めてあうな光学系を設計制約のもとで実現するため，接着みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

165

図7： BEOおよびFPAの外観(上)および断面図(下)．

剤を使わない保持構造およびそれと整合する特殊な

BE O の 筺 体 は ステンレス ( SU S 316) を 母 材とし，レンズ形 状を設計し，特注品として製造した( 図 6)．

高精度機 械 加工による一 体 材料からの削り出し部

その結果，実現した透過効率 (バンドパスフィルタを品として設計した．その結果，筺体内のレンズやバン除いて99. 8 % 以上)は余裕を持って要求 (98 %)を上

ドパスフィルタ等の部品は，ネジ締結で組み立てる

回る，理想値に近いものであった．

だけで保 持および内部アラインメントが自動的にで高性能のバンドパスフィルタの開発も重要課題できる方式になっている．また，BE Oの筺体は放射線あった．入念な設計検討と試験および製造の結果，シールドを兼ね，その形状・肉厚が内部の光学素子

透過帯 ( 1064 n m帯 )の全域で透過率 95 % 以上 ( 要の放射線遮蔽の要求を満たすよう計算して設計して求値は90 %)，遮蔽帯の遮蔽率 6 桁以上( 要求は5 桁)ある．さらに，BE O 筺体はドイツ側との機械的インなど，たいへん良い特性を実現した．

ターフェースを兼ねている．その高精度の要求を満

レンズおよびバンドパスフィルタについては，交渉により欧州の規格標準と擦り合せつつ，国内で放射線，温度，湿度等についての認定試験を遂行した．

たすためにも，高精度の機械加工は重要な役割を果たした．
BE Oには，打ち上げ時に筺体内部の閉空間を排

166

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

気するための系 路を設けてある．迷 光 対 策として，束と，極 小金 属鏡による2回反 射を経てA PD セン

筺体と内部スペーサの幾 何学的形 状の組み合わせサに至る．F PA 内部は許 容空間の制約が厳しく通により，(長さに比べて ) 細い排 気経路が 4回の折れ

常の鏡の据え付けが困難だったため，鏡を内部に取曲がりを経て，初めて外界に通じる構造にしてあるり付ける構造部品と一体化し，その一部を研磨して(迷光が混入するために必要な反射回数はもっと多い)．

金コートを施すことで反射光 路を実現した．これら設計においては，光学的アラインメントや部品のの構造により，送受信レーザパルスの時間差や強度製造精度，熱変形，物性の温度依存性等を考慮し比，パルスの時間幅の広がり等を同一の検出器で計た公 差 ( 許容誤差 ) 解 析を行い，すべての公 差を決測・比較することができる．A PDセンサからの出力定した．その結果，BE Oについては最終的には製

信号は A PD モジュール内のトランスインピーダンス

造時に接着および光学的微調整を要することなくドアンプ( 帯域は100 M H z)で増幅され，A EMに出力イツ側との高精度の機械的インターフェースや厳しいされる．

許容空間の制約，放射線遮蔽，環境条件 (温度域，GALAのAPDモジュールは，Excelitas Technologies振動) 等の要求と光学特性を両立する設計解を得る

社 製の民生品A PD センサ およびA PD モジュールことができた．

をベースとし，J U ICEミッションで 要 求されて い

いっぽうBE OとF PAの間のアラインメントについる性 能 要求や 環 境 耐 性 要求を満 たすようカスタマては，公差解析と設計検討により，光軸をZ方向とイズや 認 定 試 験 等 を行って開 発したものである．

した場合におけるX Y 方向の面内シフトだけは光学

Excel it a s Tech nolog ies 社 のA PD センサはYag

特性を測定しながらの微調整が必要と判断した．そレーザの基 本 波長 ( 1064 n m)において高い検出効のためBE O・F PA間に機械的な調整自由度を設け率を持つことで知られており，これまで多くの宇宙た( 図7)．このようなシンプルな機 構でじゅうぶんに

ミッションで使用された実績がある．例えば日本の事足りるのは，前述の縮小光学系の効果で，X Y面

月惑星ミッションでは月探査機「かぐや」に搭載され

内方向の許容度を大き目に確保できたことによる(そたレーザ高度計L A LTや，小惑星探査機「はやぶさの結果，Z方向のアラインメント許容度は若干，犠牲

2」のL I DA Rでも使用されている．

になっているが 問題にならない程 度である．また，

A PD センサは， 微 小な光 信号をアバランシェ効

ここでは傾きの誤差は事実上，無視できる)．なお，

果によってセンサ内部で信号を増倍することができ

この部分にも迷光対策を施してあり，迷光が侵入す

るが，増倍率やノイズレベルが大きな温度依存性をるためには5回の折れ曲がりを含む経路を経る必要持つことも知られている．GA L AのA PDモジュールがある．

では，プリアンプやA PD温度制御用ペルチエ素子，

実験的には，このような機能・性能および制約条

温度センサなどがひとつの基 板に載ったハイブリッ

件への適合の全てを，複数のハードウエアモデルのド ICとして，コンパクト( 直径 2 cm程度 )な筺体中に開発を経て，EM1- 3にて実証することができた(表 2)．

パッケージ化されている( 図7)．このことが外部から

3. 2.3FPAのノイズ混入防止や高精度の温度制御，そしてF PA
および GA L A全体のコンパクト化に寄与している．

FPA (Focal Plane Assembly) は，APDセンサ

A PDモジュールの開発では，木星圏磁場中の大を含むAPDモジュールを中心に，その周辺機器をまと強度の電子線に対するA PDセンサの性能劣化が重めた焦点面機器モジュールである(図7)．FPAの主な

要な課 題であった．そのためA PD センサの放 射線

役割は，光学信号(受信レーザパルスおよび送信レー耐性を調べるための電子線照射を，フランス国立航

ザパルスの一部)を電気信号に変換することである．

空宇宙研究 所 ON E R Aにて行った．さらに量 子科

受 信レ ーザパルスは 受 信 望 遠 鏡とBE Oを 経 て学 研究機構放 射線研究所でのプロトン照射試 験やF PAに導入され，A PD センサに照 射される．また東工大のコバルト施設での照射試験も行い，放射線F PAは送信レーザパルスの一部を導入する光ファイ

シールド設計に必要な情報を得た．また，電子線にバーを持ち，F PA内にて極小ボールレンズによる収よって引き起こされる偽信号の評 価をするため，京みんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

167

図8： 組 み 合 わ せ た 状 態 の AEM( 角 型 の 基 板 ) お よ び
BEO+FPA(中央部). いずれもモデルはEM1- 3．

図9： DLRでのAEM-RFM間インターフェース試験．

都大学原子 炉実 験 所 ( 現 京都大学 複合原子力科学

Msps ( Meg a sa mples per second) のレ ートと12

研究所 ) のライナック加速器を用いた電子線 照射試

bit の 分 解 能 でA D C サンプリング を 行 い， スイス

験を行った．また，光ファイバーについては交渉によチームが担当するR F Mにデジタルデータとして送信

り欧州の規格標準と擦り合せつつ，国内で放射線，することである(図 8)．

温度，湿度等についての認定試験を遂行した．これ

GA L A 開 発 の 検 討 が 始まった 当 初 か ら，200らの結果をもとに，F PA筺体および内部 構造体がMsps，12 bit のA D C サンプリングおよび R F M へ

放射線シールドの機能を兼ねて，トータルで遮蔽にの高速通信は重要な課題であった．試作・改良を繰関する要求を満たすよう設計した．

り返し，最終的にはフライトモデルとほぼ同じ基板・

F PAの設 計においては他にも多くのハードル が部 品を用いたモデル ( EM1- 3)を GA L A-Jにて自主あった．例えば外部とのインターフェース温 度 が大的に製作して細部までの調整を行った．R F Mとのイ

きく変 動する環境でA PDを運用温 度 ( 25℃)に保つ

ンターフェース試験は DL Rでしか行えないため，最熱設計や，柔軟性と伝熱能力の厳しい要求を同時に終的な調整のためDL Rに繰り返しEM1- 3を持ち込満たす熱ストラップを含む 排 熱 系の実 現は重要なんで試 験を行った( 図 9) . その結果 A D C サンプリン

課題であった．また，欧州の規格標準と擦り合わせ

グ，高速通信，およびノイズレベルなどの性能要求を交渉をしながら進める特殊表面処理などに取り組ん

満たせることが実証できた．

だ．これらの要求を満たす機能・性能を，限られたA EMのその他の役割は，A PDセンサに逆バイア

許容空間その他の条件の範囲内で実現することはス電 圧として印加される高電 圧(300 ～400 V ) の供

挑戦的であったが, 設計解を見出すことができた(図給，A PDセンサの温度コントロールを行うペルチエ

7)．実 験 的には複 数のハードウエアモデルを経て，素子の駆 動，およびハウスキーピングデータの収集

EM1- 3にて全ての機能・性能および制約条件へのである．これらの機能についてもEM1- 3までの開発適合を実証することができた(表 2)．

で実証できている．

3. 2.4

3. 2.5AEM

A E M ( A n a l og u e E l e c t r o n i c s M o du l e) の第1の役割は，A PDモジュールの出力信号を受け200

パフォーマンスモデル(GAL A全体評価ソフトウエア)

ここで言うパフォーマンスモデルとは，GA L A 全

168

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

表3： 測距精度に関する要求および計算値

体の性能をシミュレーションするソフトウエアのこと

さらに R_ SN Rの実 現 可能 性を検 証するためにである．パフォーマンスモデルは，ハードウエアへのは，GA L Aの 機 器 性 能 や 観 測 条 件 を考 慮して 計

要求設定や設計，および実 験 結果の考察等におい算 し た S N R (C _ SN R ; Ca lcu lated S N R ) が，て重要な役割を果たす．そのため日本はパフォーマ

C _ SN R > R_ SN R を 満 たさな け れ ば ならない

ンスモデル開発の主担当ではないものの，GA L A-J[25, 26]．ここで， 木 星 周 囲 の 放 射 線 環 境 によるでもソフトウエアの開発を行い，ドイツと共有してダA PD の性能 劣化の影 響の度合いが 重要となるが，ブルチェックを行いつつ運用している[25]．その活

従来は文献データからの推定に頼っていた．そのた

用例を以下に記す．

めGA L A-Jではその環境を模擬した2 MeV電子線

GA L Aの性能要求を規定する量として，ガニメデ

及び 50 MeVの 陽 子 線をA PD に照 射し，A PD 放の極周回軌道観測およびエウロパフライバイ観測を

射線劣化を再評 価した[25, 27]．この結果をGA L A

念 頭に置いた測距精度と誤測距 確率がある( 表 3)．

性能評 価モデルに組込みC _ S N Rを計 算した結果，

実 際 の 測 距値の誤 差 が 測 距 精度を逸 脱する確 率

A EMのノイズの影 響評 価を除きA～Dの4ケースでは，誤測距確率以下に抑える必要がある．この要求

C _ SN R > R_ SN R であることを確 認できた ( 表 2)を満たすには，受信パルス波形のSN R (Sig na l to[27]．

Noise Ratio) が，閾値(R_ SNR ; Required SNR )を超えている必要がある．
そのためにまずR_ SN Rを，表 2に示したA～Dの4ケースについて，GA L A受信波形のシミュレーショ
ンによって求めた．GA L A受信模擬波形データを複4. 打ち上げに向けて
4.1

当面のスケジュール

数作成し，そのピークタイミングの統 計変 動から誤本稿執筆時点( 2020 年 6月)においてBE O，F PA，

測距 確率を得た．受信 模 擬波 形データは{ [ 基 準波

およびA EMのいずれについても，EM1- 3(フライト形]＋[ 正規分布ランダムノイズ] }の適合フィルタ処理

ハードウエアと同一設計の試験・実証モデル)の製作で作成した．次に，得られた誤測距確率が表 2に示およびそれらを統合した試験を終えている(表 2)．こ

した要求値と等しくなるように正規分布ランダムノイ

こに来てようやく，開発の実現性が実証できたと言ズのレベルを調整し，確定した受信模擬波形データ

える．

のSN RをR_ SN Rとした( 表 3)．ここでケースAにおGA L A-Jでは2020 年度にPF Mを製作してドイツ

ける測距精度の要求値は10 m，SN R ＝[基準波形に出荷する．PF Mの開発はEM1- 3の実績をもとに，

2

ピーク値 ] / [ 正規分布ランダムノイズ分 散値 ]とした

フライトハードウエア特有の品質保証・清浄度・段取[25]．

り・文書提出等の要求を踏まえて遂行する．出荷にみんなでふたたび⽊星へ，そして氷衛星へ その5 ~ガニメデレーザ⾼度計GALAで測る氷の世界と地下の海~/塩⾕ 他

169

関連する各地の審査等も経た後には，ドイツにおいレーザ高度計開発や，レーザ高度計に限らない本格て全体組立ておよび 試 験を行い，さらにJ U ICE 探

的な国際協力プロジェクトなどにぜひ活かして行き

査機に搭載して統合試験に臨む．J U ICEは2022 年

たい．

に，フランス領ギアナのクールーにあるギアナ宇宙センターから打ち上げられる予定である．

4. 2

GALA開発の経験・教訓と今後への応用

謝辞
ドイツ，スイス，スペインのチームと共同で進めてGA L A-Jの開発は様々な面で，これまでに経験しいるGA L A-Jの活動は，宇宙科学 研究所およびそたプロジェクトに比べて多くの労を要するものであっの他の機関，また内外の審査委員，事務の方々に支た．ここで挙げやすい要因を示すとすれば，まず，えられております．関わっている全ての方々に深く感

日本が 3つ (も) の重要なモジュールを担当したこと，

謝いたします．

BE O・F PAおよび関連する試験装置・実証方法等をGA L A-Jの開発は多くの企業の方々と進めてきま

宇宙研が責任を負って実際に開発したこと，挑戦的した．当初は実現性も不明だった多数の課題に対しな機能・性能・インターフェース要求，そして多数のモて単なる発注・請負を超えて，直接の議論や実験等

デルを非常に限られたスケジュールで開発する必要を繰り返しご一緒に取り組んで頂いていた，明星電があったこと等は大きなハードルであった．

気株式会社，株式会社クリスタル光学，株式会社内同様にGA L A 全体における国際分担の変更，X

藤電誠町田製作所，夏目光学株式会社，株式会社

線天文衛星「ひとみ」の不具合を受けたプロジェクト

森川製作所，横浜プレシジョン株式会社，ジェピコ

推進方針への影 響および審査・契約への影 響，海株式会社，Excel it a s Tech nolog ies，フジトク株

外企業との交渉，ドイツ政権に起因する予算上の問式会社，M ater ion，株式会社トプコン，株式会社オ

題の影響，GA L A全体におけるモデル開発ポリシー

プトクエスト，株式会社 P T IJ，株式会社 FA Mサイの変更，欧日における新型コロナウイルス禍，これら

エンス，株式会社エム・アール・ジェイ，アストロオプの相乗効果などからも，GA L A-Jプロジェクトは大トの皆様に，心より感謝いたします．

きな影 響を受けた(途中の変更はその時々で最適化のためなされたことは書き添えておきたい)．このような開発プロジェクトを，大量の文書と審査を前提と

参考文献

する
「堅い」欧州の方式と両立して遂行することから[1] Opp, A. G., 1974, Science 183, 302.

得られた経験や教訓は大きい．

[2] Smith, E. J. et al., 1992, Science 257, 503.

また GA L A-J 内で自主 開 発した EM1- 3一 式も，[3] Hansen, C. J. et al., 2004, Icarus 72, 1.

スケジュール，予算，および人的リソースを圧迫した[4] Stern, S. A., 2008, Space Science Reviews 140, 3.

(最終的にはEM1- 3はGA L A-J内だけでなく日欧を[5] Johnson, T. V. et al., 1992, Space Science

行き来して大活躍している)．
宇宙機 搭載レーザ 高度計の重要性は今後ますます高まり，広範な用途に適用されていくと考えられる．既に，GA L Aで開発した A PD 検出器モジュー

Reviews 60, 3.
[6] Kivelson, M.G.et.al., 2002, Icarus 157, 507.
[7] Schubert, G. et al., 2004, in Jupiter: The planet,
satellites and magnetosphere, 281.

ルを小型月着陸実証機S L I Mで用いることが議論さ[8] Grasset, O. et al., 2013, Planet. Space Sci. 78, 1.

れている．また月面等の縦穴探査におけるレーザ測[9] 木村淳ほか, 2013, 遊星人 22, 146.

距の応用に向けても，コンタクトを受け情報提供をし[10] Hussmann, H. et al., 2019, 2019CEAS 11, 381.

ている．衛星あるいは航 空機からの地球 観測にも，[11] Kimura, J., et al., 2019, Trans. JSASS Aerospace

レーザ高度計は有用である．

Tech., Japan 17, 2, 234.

GA L Aの開発を経て得た技術と経験を他のプロ[12] Global Geologic Map of Ganymede, SIM3237,

ジェクトや次世代の人材ともぜひ共有して，今後のhttps://astrogeology.usgs.gov/search/map/

170

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

Ganymede/Geology/Ganymede_SIM3237_
Database.
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