日本惑星科学会誌 遊・星・人
第29巻 第3号
目 次
巻頭言 金田 英宏「2019年度最優秀発表賞受賞論文」
太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化
荒川 創太，兵頭 龍樹，庄司 大悟，玄田 英典

103

104

特集「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」
古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画
春山 純一，河野 功，西堀 俊幸，岩田 隆浩，山本 幸生，桜井 誠人，他3名

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果
新井 真由美, 藤原 靖, 山田 竜也, 河野 功, 春山 純一

月縦孔地形による放射線防護効果

内藤 雅之，長谷部 信行，天野 義春，小平 聡

系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜
大野 和正

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その43 〜明日の金星は今日より涼しい？〜Y. J. Lee

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，木村 淳，小林 正規，荒木 博志，野田 寛大，他6名・1チーム

遊星人の海外研究記 その3 〜フランスで生活する楽しさとちょっとの苦労〜
小玉 貴則「第5回iSALE講習会」参加報告
嶌生 有理

2020年度宇宙科学奨励賞公募のご案内
公益財団法人 宇宙科学振興会

JSPS Information
表紙デザイン：BROOK S

115
122
132

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153
171
176
180
181

102

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

Contents
H. Kaneda

103

S. Arakawa, R. Hyodo, D. Shoji, and H. Genda

104

Preface
Formation and evolution of moons around trans-Neptunian objects

Unprecedented Zipangu Underworld of the Moon/
Mars Exploration (UZUME) program
J. Haruyama, I. Kawano, T. Nishibori, T. Iwata, Y. Yamamoto, M. Sakurai, and 3 authors

115

The progress of outreach activity of the UZUME(Unprecedented Zipangu Underworld of the Moon/Mars Exploration) program
M. Arai, Y. Fujiwara, T. Yamada, I. Kawano, and J. Haruyama

122

Radiation shielding by the Lunar vertical hole
M. Naito, N. Hasebe, Y. Amano, and S. Kodaira

132

Tales of distant exoplanet worlds (13)‒ Mineral clouds in exoplanetary atmospheres ‒K. Ohno138

Road to the ﬁrst star: Venus orbiter from Japan (43)‒ Is tomorrow cooler than today on Venus? ‒Y. J. Lee

150

K. Enya，J. Kimura，M. Kobayashi, H. Araki, H. Noda, N. Namiki, 5 authors and 1 team153

To Jupiter again together and to icy moons (5)- Measuring icy world and internal oceanwith the Ganymede Laser Altimeter (GALA) ‒Letter from planetary people working abroad (3)‒ Pleasures with a bit of troubles of living in France ‒T. Kodama

171

Y. Shimaki

176

Society for Promotion of Space Science

180

Report on 5th iSALE Short Course

Announcement of public oﬀering for Space Science Incentive Award

JSPS Information

181

《目次へ

巻頭言

103

巻頭言
巻頭言の執筆を承りました名古屋大学の金田です．私自身，惑星科学会に所属しておらず，専門は赤外線天文学（銀河や星間物質）のため，編集長から依頼を受けたときは躊躇しましたが，学会員でなくても巻頭言を書けるという貴学会の懐の深さに感銘を受け，お引き受けしました．
私はもともとは太陽活動に興味があり，「 ようこう」から研究が始まりました．その後，「 あすか」
による銀河面X 線リッジ放射で学位をとり，「あかり」で赤外線に移籍しました．これまで25 年
以上，JA X A宇宙科学研究所（I S A S）のプロジェクトに深く関わっています．現在は長年の夢であるS PICA実現を目指し，プロジェクト推進と大学での研究教育との二足の草鞋を履いています．若いころから過酷なI S A Sの衛星プロジェクトで鍛えられたおかげで，今の自分があると思います．その恩返しという意味で，今はいろんな形で惑星探査ミッションにも関わらせて頂いています．編集長とお知り合いになったのも，Dest i ny+を通してでした．
科学面では，名大は「あかり」中間赤外線全天画像の作成を担当したのですが，私にとって最
初は邪魔ものであった前景の太陽系ダスト放射の存在が，色々と調べていくうちに銀河ダスト・
星間ダストとの関連性に強く興味を持つようになり，私が指導した学生の一人は惑星間ダストで学位を取りました．近年は，千葉工大の木 村宏さんが主宰するダスト国際会議のコアメンバー
として開催に協力し，知見・交流を広げています．また，S PICAは超高感度な赤外分光により，
S PICA科学 3 本 柱の一つである惑星系形成の研究（円盤ガス散逸・雪線・ダスト進化）のみな
らず，太陽系内・系外の惑星大気分光の研究においても大きな貢献ができます．
惑星科学はさまざまなミッションが立ち上がって，世の中の人気もあって勢いを感じます．私は宇宙科学に携わる一員として，現状を心強く感じると同時に，うらやましくもあります．ただ，
衛星搭載の装置技術という点では，天文ミッションで築いてきた実績はまだまだ誇れるものがあり，色々とお力になれると思います．今後も天文学と惑星科学が共存共栄の形で支え合える
よう，自分はその一助となれればと思います．
金田 英宏 (名古屋大学)

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104

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020「2019年度最優秀発表賞受賞論文」

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化
荒川 創太1,2，兵頭 龍樹 3，庄司 大悟 4,3，玄田 英典 42020年3月30日受領，査読を経て2020年6月3日受理（要旨）直径1, 000 k m以上の太陽系外縁天体は現在 6つ発見されており，近年の観測から，これらの大型の外縁天体は衛星を持つことが明らかになった．我々は，巨大衝突とその後の潮汐進化によってこれ
らの衛星系が形成されたと考え，巨大衝突と潮汐軌道進化の数値計 算によって観測と整合的な衛星系が形成される条件を調べている．本 稿では，外縁天体の形成・集積機構と1, 000 k mサイズの外縁天体の熱史の関係，巨大衝突による衛星形成に対する分化状態の影響，そして潮汐による衛星系の軌道進化，の3つの話題について議論する．離心率の小さい衛星系が多数存在するという観測事実から，我々は，太陽系外縁部においては100 k mサイズ以上の微惑星が太陽系初期数百万年以内に形成され，これらが衝突を繰り返すことで1, 000 k mサイズの外縁天体を形成し，さらに巨大衝突によって衛星系も作られたというシナリオを提示する．

1. はじめに

1/ 1, 000 程度であり，衛星の離心 率は0.1程度かそれ以下のものが多い（表 1）．これらの衛星系の形成

太陽系の外縁部，海王星の軌道よりも外側には多機 構についてはよくわかっていない部分も多いが，数の小天体が存在し，これらの小天体は太陽系外縁

特に冥王星・カロン系の形成機構として巨大衝突が天体，あるいは単に外縁天体と呼ばれる．1992 年に有力視されている [6]．また，大型の外縁天体表層（冥王星を除いて）最初の外縁天体が発見 [ 1] されの色の多様性も巨大衝突によって生み出された可能て以降，現在では2, 500天体以上発見されている1．

性があり [ 7]，冥王星だけでなく他の1, 000 k mサイ

外 縁天体は太陽系の外側領域における微 惑星・惑ズの外縁天体も巨大衝突を経験し，その際に衛星系星形成の歴史を記 録していると考えられており，そを形成したのかもしれない．

の集積過程を理解することは重要である．

巨大衝突とその後の潮汐進化によってこれらの衛現在発見されている外縁天体のうち，直径1, 000星系が形成されたとして，観測されている衛星系の2王 星， カロン， エリ
k m 以 上のものは7つある（冥特 徴から，衝突前の外 縁天体の内部 状 態（ 分化 状ス，ハウメア，マケマケ，G onggong 3 ，クワオアー．

態，温度など）や集積過程に対してどのようなことがカロンは冥王星最大の衛星である）．そして，カロン言えるだろうか．後述（2. 3 節）するように，1, 000 k m

を除く6つの天体は全て衛星を持つことが知られてサイズの外縁天体の巨大衝突においては衝突によるいる [ 3, 4]．これらの衛星 系の質量比は1/ 10から
1.東京工業大学 理学院 地球惑星科学系
2.国立天文台
3.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
4.東京工業大学 地球生命研究所

1

散乱円盤天体やケンタウルス族も含めると3, 871天体発見されている（2020年3月19日現 在）．Minor Pla net Center website(https: //minorpla netcenter.net/mpc/summary) を参照．
2
セドナの直径は995±80 km と求められており [2]，本研究では
直径1,000 km以上の外縁天体に含めないものとした．なお，セド
ナに衛星は見つかっていない．
3

2007 OR 10 は2020年2月5日にGonggongと命名された．

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化／荒川 他

105

表1： 直径1,000 km以上の太陽系外縁天体とその衛星（質量比，
自転・公転周期，離心率）．

温 度上昇の効果は限定的であり，衝突直後の衛星(3) そして微 惑星の集 積，によって形成されたと考や中心天体の内部状態は衝突前の状態を反映する．

えられている．また，近年では微惑星に固体微粒子

そして，潮汐による軌道進化は衛星と中心天体の内凝集体が集積することで惑星へと成長するシナリオ

部状態に強く依存するため，観測されている衛星系も提案されている．太陽系外縁天体の形成に関しての軌道から外縁天体の熱史，集積史を制約することも，大質量微惑星円盤における1 k mサイズの微惑が可能であると期待される．

星の集 積 [8]，低質量微 惑 星円盤における固体 微

本 稿では， 外 縁 天体 の 形 成・集 積 機 構と1, 000

粒子凝集体の集積 [ 9] ，原始惑星円盤中でのスト

k mサイズの外縁天体の熱史の関係，巨大衝突によリーミング不安定 [ 10] や永年重力不安定など [ 11]る衛星形成に対する分化 状 態の影 響，そして潮汐によって濃集した固体 微 粒子凝集体の重力不安定

による衛星 系の軌道進化，の3つの話題について，による微惑星形成，原始惑星円盤中での微惑星へ

我々の理論研究の結果をもとに議論 する．2 章ではの固体微 粒子凝集体の集積（いわゆるペブル集積）

外縁天体の集積過程として提案されている様々なシ[ 12]，等の様々なモデルが提案されている．そして，

ナリオについて，形成される1, 000 k mサイズの外縁それぞれのモデルにおいて予想される微 惑 星サイ

天体がどのような内部 状 態になると期待されるか，

ズとその後の集 積タイムスケールが異なる．掩 蔽観

簡単な熱進化の計 算からの見 積もりを示す．3 章で測によって1 k m程度以下の外縁天体が発見されては巨大衝突によってどのような衛星が形成されるのおり，0.1−1 k mサイズの外縁天体の個数が推定さか，数値流体シミュレーションによって調べた結果れている [ 13, 14]．これらの結果は，外縁天体が 1を紹介する．4章では巨大衝突によって形成された

k m程度の微惑星として誕生し，微惑星集積による衛星系がその後潮汐によってどのように軌道進化す暴走成長でより大きな外縁天体が形成された場合のるのか，粘弾性モデルを用いた熱進化と軌道進化のサイズ分布 [8] と整 合的であり，サイズ分布は1−2

カップリング計算の結果から議論する．

k m付近に超過を持つ．一方で，カロン表面のクレー

2. 外縁天体の集積過程と熱進化

ターサイズ分布 [ 15] は1 k m 程 度以下の外 縁天体の個数が少ないことを示唆しており，1 k mサイズの微惑星の暴走成長が予言するサイズ分布と一致しな

標準的な惑星形成シナリオによると，惑星は以下

い．さらに，100 k mサイズの外縁天体の二重小惑星の3 段階プロセス，つまり，( 1) 原始惑星系円盤におの質量比，軌道，色などの特徴は，外縁天体が原始ける固体微 粒子の合体成長，( 2) m mサイズに成長

太陽系星雲中で100 kmサイズの天体として誕生したした固体 微 粒子凝 集体の集 積による微 惑 星形成，場合によく説明できることが指摘されている [ 10]．

106

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020期100万年のタイミングで微惑星が形成されたとしても，その後数百万年以内にほぼ全ての壊変熱を熱伝導によって失うことがわかる 5 ．これは形成後 1, 000
万年程度の期間，天体内部に 26 A lの壊変熱を蓄える
ことのできていた半径100 k mの微惑星の熱進化とは対照的である．
上で得られた熱進化の微惑星サイズ依存性は，小惑星内部の熱伝導による冷却タイムスケール
熱源となる放 射性核種の半減 期ととを比較することで理 解できる．熱 伝導による冷却タイムスケールは以下の式で与えられる．
図1： 放射性核種の壊変熱による半径100 kmの微惑星中心の温度進化．橙は原始太陽系星雲誕生後300万年後に微惑星が誕生した場合，青は200万年後に誕生した場合の結果である．実線は天体内部での冷却メカニズムとして対流を考慮した場合，破線は熱伝導のみを考慮した場合である．

こ こ では 微 惑 星 の 密 度，
は比熱容量， は半径，そして は熱伝導率である 6 ．これを主要な熱源である短 寿命
核 種 26 A lの 半 減 期と比 較 すると，

微惑星サイズが 100 k m程度以上の場合には，微惑2.1

放射性核種の壊変による微惑星の熱進化

上述のように，外縁天体の集積過程として様々なシナリオが提示されているが，微惑星形成・集積過程の違いは外縁天体の熱史にどのような違いを生み出すだろうか．我々は放射性核種の壊変による微惑星の熱進化を計算し，微惑星サイズに対する依存性を調べた．
図1に短寿命放射性核種の壊変熱による半径100k mの微惑星の熱進化計算の結果を示す．微惑星内部の温度構造は1次元球対称を仮定し，伝導及び対流による熱輸送過程 [ 16] を考慮した 4 ．天体中心の温度は，短寿命核種 26 A lの壊変による温度上昇と，その後の対流・伝導による温度低下を経験する．半
径100 k mの未分化な氷微 惑星の場合，温 度 上昇

図2： 放射性核種の壊変熱による半径10 kmの微惑星中心の温度
進化．線種の違いは微惑星の形成時刻の違いを表している．

のタイムスケールは100万年，冷却のタイムスケール
は1, 000万年程度である（図1）．微惑星の形成時刻（t = 0は太陽系最初期の高温凝 縮物の形成年代，
45. 67億年前とする），及び対流を考慮するか否かによって最高到達温度は異なるが，天体内部が氷の融点（約273 K）に達しない場 合は150 K 以下では初期条件によらず似た熱進化をたどる．
図1同様に，短 寿 命放 射 性核種の壊変熱による
半 径10 k mの微 惑星の熱進化計 算の結果を図2に示す．半径10 k mの微惑星の場合，たとえ太陽系初

4

本研究において我々は混合距離理論を用いて対流による熱流量を計算した．しかし，本手法による熱流量の見積もりには数倍程度の不定性があると考えるべきであろう（文献 [17] の解説を参照されたい）．
5
図2に示した計算においては，対流は天体内部の冷却に寄与しない．
6
氷 天 体 の 熱 伝 導 率 は 空 隙を考 慮しない 場 合 には100 Kで程度であるが，空隙を含む場合には1桁ないし2 桁程度低下すると考えられる．また，氷が非晶質であった場合にも熱伝導率は低下する [18]．固体微粒子凝集体の熱伝導率については著者らの論文 [19, 20] 等を参照されたい．

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化／荒川 他

107

星形成時に存在していた短 寿命核種による壊変熱
は半減期よりも十分長いあいだ天体内部に閉じ込められるため，壊変熱がほぼ全て温度上昇に寄与し，冷却タイムスケール程 度の期間は高温になる（ただし，これは対流の効果を無視した場合にのみ成り立
つ．対流の効果を考慮した場合には，対流による冷却と放 射 壊変による加熱の釣り合いで 最高到達温度が決まる）．一方で，半径が 10 k m程度以下の微惑 星の場 合には，26 A lの半減 期よりも冷却タイムス
ケールのほうが短いため，微惑星形成後 t 1/ 2 程度の期間に発生した壊変熱のみが温度上昇に寄与する．
また，半減 期よりも短いタイムスケールで微 惑星は
冷却する．

2. 2

集積時の重力エネルギーの解放による加熱

図3： 半径1,000 kmの外縁天体が固体微粒子凝集体の集積で成長した場合の，天体表層付近の温度の見積もり．温度T
は集積タイムスケールτおよび熱エネルギーへの変換効率
ηhに依存する．集積前の固体微粒子凝集体の温度は40 Kと仮定した．

直径1, 000 k m程度以上の大きな天体の場合，集積時に解放される重力エネルギーも主要な熱源にな一方，固体微粒子凝集体の集積によって成長する

り得る．そしてその加熱の度合いは，集 積メカニズ

場 合，重 力エネルギーの解放は天体表 層で 起こるム（微惑星集積 [8] か固体微粒子凝集体の集積 [ 9]ため，温 度 上昇は衝突エネルギーの持ち込 みと輻か）や集積のタイムスケール，そして天体サイズなど

射による冷却との 釣り合いで 決まる [ 7]．図3に半に依存する．我々は，まず微惑星集積によって1, 000

径1, 000 k mの外 縁天体が固体 微 粒子凝集体の集k mサイズの外 縁天体が成長した場合について，次積で成長した場合，表層付近の温度が集積タイムスに固体 微 粒子凝集体の集 積によって成長した場合ケールによってどのように変化するか示した．この計について，それぞれ検討する．

算において，固体微 粒子凝集体の天体表層への衝

天体集積によって解放される重力エネルギー

突 速度は脱出速度と仮定した．図3からわかるよう

は，内部密度一様の仮定の下，下式で与えられる．

に，集積タイムスケールが 100万年よりも短い場合には天体表層の温度が 100−200 K 程度まで上昇し得

ここで は万有引力定数，は天体質量である．ゆる一方，1, 000万年よりも長い場合には天体の温 度

えに， 解放された 重 力エネルギーのうちある割 合は集 積する固体 微 粒子凝集体の温 度とほぼ 等しくが 天体 内部に熱 エネルギーとして持ち込まれ，温度上昇に寄与したとすると，集積による温度上昇

は下式で見積もることができる．

温度上昇は小さい．
以上より，1, 000 k mサイズの外縁天体はその形成プロセスによって異なる内部温 度になることが予想される．(a) 微惑星が 100 k mサイズで誕生し，そのここで 天体 内 部 密 度は

， 比熱 容量は

後衝突合体を繰り返して成長した場合，100 k mサイを仮定した．熱エネルギーへの変換

ズの微惑星は形成後 約1, 000万年間は150−200 K

は 不定 性 が大きいパラメータであるが，微の内部温度にあり，さらに微惑星集積で形成される

惑 星 集 積を考える場 合には0. 5 程 度 以下であろう

1, 000 k mサイズの外縁天体は100 K 程度温度が上

効率[21]．ゆえに，微惑星集積によって外縁天体が 1, 000
k mサイズの天体へと成長した場合，集積時の重力エネルギーの解放によって100 K 程度の温度上昇が期待される7．

7
この見積もりにおいては，簡単のため，天体内部で一様に温度上昇したと仮定している．微惑星集積時に衝突点のごく近傍ではこれより遥かに大きな温度上昇が起こり，結果として局所的に溶融する可能性がある．

108

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

2.3

巨大衝突による温度上昇の見積もり

巨大衝突によって2天体の質量のほぼ全てが 1つの天体に取り込まれるとき，衝突前後での自己重力エネルギーの差分から温度上昇を見積もることができる．図 5に半 径の外 縁天体に半 径の天体が 衝突するときの温 度 上昇を示す．重力エネルギーの解放による温度上昇は天体半径の2 乗に比例するため，半径1, 000 k mの外縁天体同士の衝突では約200 Kの温度上昇がある一方，半径 500
k mの天体の場 合は巨大 衝突による温 度 上昇は50
K 以下である．冥王 星とカロンは半 径1, 000 k m 程
図4： 半径500 km（橙）および半径1,000 km（青）の未分化な外縁天体の長寿命放射性核種の壊変熱による天体中心の熱進化．熱伝導・対流の冷却メカニズムを考慮し時間進化を計算している．実線は原始太陽系星雲誕生後1,000万年後に200 Kだった場合，破線は40 Kだった場合の計算結果である．

度の2天体の巨大衝突によって形成されたと考えられており [6, 7]，衝突時の温度上昇が溶融・分化を引き起こす可能性もあるが，半径 500 k m程度の外縁天体の場合には巨大衝突によって全球溶融する可能性は低いだろう．

昇するだろう．これは氷天体の溶融・分化が起こり得る温度である．( b) 一方，1 k mサイズの微惑星の集 積によって1, 000 k mサイズの外 縁天体が形成された場合には，太陽系初期数百万年以内に外縁天体の成長が完了しない限り集 積する微 惑星はすでに冷却されており，集積による重力エネルギーの解放（100 K 程度）のみが寄与するであろう．(c) また，
固体微 粒子の集積によって1, 000 k mサイズの外縁天体へと成長するシナリオでは，形成後の内部温度
は（集 積タイムスケール が 1, 000万年以 上の 場 合 には）100 K 以下になると予想される．
長寿命の放射性核種（ 238 U，235 U，232 Th，40 Kなど）の壊変熱は1, 000 k mサイズの外縁天体の10 億年ス
ケールの熱進化において重要である [22] が，壊変熱で100 K 程 度の温 度 上昇が 起きるまでには数億年程度かかる（図 4）．ゆえに，衛星形成を引き起こ
す巨大衝突がそれ以前に発生する場合には，少なく

図5： 半径R tarおよびR imp (< R tar) の2つの外縁天体が巨大衝突した際の温度上昇ΔTの見積もり．衝突合体によって解放された重力エネルギーは全て温度上昇に使われると仮定した．

3. 巨大衝突による衛星形成

とも巨大衝突直 前の温 度構造を考える上で長寿 命

我々は2 章 で， 巨大 衝突 前の1, 000 k mサイズの核種の壊変熱の影響は考えなくてよい．また，天体

外縁天体はその形成・集積機構によって溶融・分化

内部の温度が約150 Kよりも高くなると対流によってしている場合とそうでない場合と両方の可能性があ

温度上昇が抑制されるため，長寿命核種の壊変熱による外縁天体の溶融・分化は起こらないだろう8．

8
ただし，対流による熱輸送が効くかどうかは仮定する粘性の値に依存する．対流が発生しない，高い粘性を仮定した場合には
長寿命核種の壊変熱で分化し得る．

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化／荒川 他

109

図6： 質量4 × 10 21 kgと2 × 10 21 kgの2つの分化した外縁天体の巨大衝突による衛星形成の数値流体シミュ
レーション．計算設定は，衝突前の2天体の氷・岩石比が共に1，衝突速度は脱出速度，衝突角度は75度である．
この計算には文献 [24] のSPH法のコードを用い，総粒子数120万の計算を実施した．計算開始後166,230
秒後の時点で質量比0.054の衛星系が形成されており，この時点での衛星系の離心率は0.53である．

ることを示した．では，現在観測されているような質よっていくつかの塊状の分裂片（衛星または系外に量比がおよそ1/ 10から1/ 1, 000 程度の衛星系（表 1）

放出される天体になる）と粒子状のばらばらな破片とはどちらの場合に再現可能なのだろうか．過去の研が形成されることが見て取れる．我々は天体の分化

究では，冥王星・カロン系のような質量比の大きい衛状態，質量比，総質量，組成，及び衝突速度・角度

星系は未分化の天体同士 [6, 7]，あるいは部分分化を変えてパラメータサーベイを行い，衛星の形成条

状態 [23] の天体同士の巨大衝突で形成されており，件と形成される衛星系の質量比を調べた [ 5]．その完全に分化している天体同士の巨大衝突によって大結果，( 1) 衝突前の2天体が分化しているかどうかにきな衛星を形成することは困難であると考えられてよらず，脱出速度程度の低速かつ衝突角度 75度程きた．一方，質量比1/ 100 程度の衛星やそれよりも度のかすり衝突が起きた場合，質量比1/ 10 程度の小さな衛星がどのように形成されたのかはよくわかっ衛星系が形成されうる，( 2) 衝突前の2天体が分化しておらず，（ カロンのように）衝突した天体が直接分裂ているかどうかによらず，脱出速度程度かつ衝突角

し衛星を形成するモデルと，巨大衝突後に円盤を形

度45度程度の衝突によって質量比1/ 100−1/ 1, 000

成しその後再 集 積する（地球の月形成と似た）モデ

程 度の様々な衛星 系を衝突天体の分 裂によって作ルの両方が考えられる．

ることができる，(3) 一方で，衝突によって形成されそこで我々は，S PH法を用いた巨大衝突の数値シた円盤（中心天体に重力的に束 縛されているばらば

ミュレーションによって，様々な質量比の衛星系が形らな破 片）の質量からその後の再 集 積で 形成され成できるかどうか調査した（文献 [24] の計算コード

る衛星の質量を見積もる [25] と衛星系の質量比はを用いた）．図 6は分化天体同士の巨大衝突ののち，

1/ 1, 000 程度以下になってしまい，これは観測を説衝突した天体の分 裂によって衛星が 形成される場

明できない，ということが 明らかになった（詳 細は合のシミュレーション結果の一例である．計 算開始

文献 [ 5] を参照されたい）．つまり，衝突前の2天体

後 166, 230 秒後のスナップショットから，巨大衝突にが分化していようといまいと，巨大衝突による衝突

110

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

天体の分裂によって，観測されている質量比1/ 10−

本稿では，中心天体と衛星がともに未分化の場合

1/ 1, 000 程度の様々な衛星系を形成可能であることについて，天体の熱進化と軌道進化のカップリングが示された．

計 算の結果を紹介する（計 算には文献 [26] の手法

大 型の外 縁天体における衛星の存在頻度についを用いた）．中心天体及び衛星は内部が一様な球でても簡単に議論する．巨大衝突の衝突角度はランダあると仮定し，天体内部の温度 の時間変化は潮汐ムであるとみなすことができ，衝突角度θ以上の衝散 逸による加熱 10 ，放射性核種の壊変による加熱，となる．また，典 型

そして対 流・熱 伝導による冷却を考慮し計 算する．

突である確 率は的な衝突速度は脱出程度であると考えてよいだろう

次に，その時刻における天体内部の温度から粘性[6]．よって，衝突角度θ以上の衝突で衛星系が形成を求め，これを用いて衛星系の離心率 ，軌道長半されると仮定した場合，現在 6天体知られている直径 ，中心天体及び衛星の自転角速度

径1, 000 k m 以上の外 縁天体において，それぞれ1変化を計 算する．そして次の時刻における加熱・冷回の巨大衝突によって衛星を形成できる確率却率を計 算する．これを計 算 機内でタイムステップ

は以下で与えられる．

毎に繰り返すことで熱進化と軌道進化のカップリンの時間グ計算ができる．
これ に具 体 的な数 値を代 入するととなり，観測される衛星の存 在頻 度
( 6天体中6天体 ) が再現されない可能性のほうが高9対流によるエネルギー輸送の大きさは，天体表層の不動蓋（st ag na nt l id）の厚さ

及び 天体内部とから計算した（深さと表層の温度差以上

いことがわかる ．このことは大 型の外 縁天体は典の天体内部領域において等温であると仮定した）．

型的に複数回の巨大衝突を経験し，いずれかの衝

不動蓋の厚さと天体半 径の比はヌッセルト数

突によって衛星 系が形成されたということを示唆し呼ばれ，対流の数値シミュレーションに基づく経験ているのかもしれない．

式から計 算される（詳細は文献 [26] を参照された

4. 衛星系の潮汐による軌道進化とい11 ）．氷天体内部の粘性は以下の式で与えられる．
ここで我々は巨大衝突によって観測される外縁天体の衛は融点での粘性， は活性化エネルギー，は気体定数，

は融点である．多結晶氷の粘性に依存することが知られており [27]，星 系の質量比を説明できることを明らかにした．では結晶粒径は，衛星 系の離心 率や公 転周期はどのような条件下式で与えられる．

のもとで再現可能なのだろうか．巨大衝突の数値シ
ミュレーションの結果，形成直後の衛星系の離心率

未分化の外縁天体の場合，天体内部はミクロンサイ

は0から1の 全 範囲に分布 することが 明らかになっズの氷及び岩石粒子が混合された状態になっている

た [ 5]．一方で，観測される衛星系の離心率は概ねと考えられる．このような状況下では，Z enerのピン0.1程度あるいはそれ以下であり，これは潮汐による止め効果 [28] によって結晶粒成長が抑制されるこ

軌道進化を反映していると考えられる．潮汐によると知られており，これは水氷と微量の不純物を混合

軌道進化は天体内部の状態に強く依存するため，軌した系における粒成長実験 [29] においても確認さ

道進化のシミュレーション結果を観測と比較するこれている．ピン止め効果の理論に基づくと，安定 結とで，衛星系形成直後の天体内部の状態，ひいては晶粒径 は不純物粒子の粒径 と体 積分率 を用い

1, 000 k mサイズの外 縁天体の形成プロセスを制約

て

できる．
9
セドナも含めて7天体中6天体に衛星が存在すると考えた場合，衛星系の存在頻度を再現できる確率は，θ = 45°のとき5. 5%，
θ = 30°のとき31%となり，再現可能性はセドナを考慮しない場合と比較して高くなる．

で与えられる [28]．ゆえに，ミクロ

10
なお，本稿で紹介する計算結果において潮汐散逸による加熱量は長寿命核種の壊変熱の寄与と比べて十分小さく無視できる．
11
ただし，本研究で用いた内部構造モデルはヌッセルト数の算出時の仮定に必ずしもそぐわない．より定量的な議論のためには，3次
元対流計算によって多様な条件下でヌッセルト数を調べ，本研究で考える状況下で適用可能な経験式を明らかにする必要がある．

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化／荒川 他

111

図7：（左）直径1,200 kmの外縁天体と直径120 kmの衛星からなる系の離心率進化．色の違いは衛星形成時点での温度の違いを表す．衛星と中心天体は初期に同じ内部温度を持つと仮定している．離心率の時間変化が不連続なところでは，（衛星の自転角速度）（/ 平均運動）が整数または半整数になっていて，その前後で離心率の時間微分が不連続に変化している（詳細は文献 [5, 33] 等を参照されたい）
（右）
．
中心天体
（実線）
及び衛星
（破線）
の温度進化．色の違いは衛星形成時点での温度の違いを表す．衛星形成後約1億年後以降の熱進化は，初期に仮定した温度にほとんどよらないことがわかる．

ンサイズの岩石粒子を10 vol . % 程度以上含む未分

k mの衛星からなる系の離心率進化を示す．初期の化氷天体において，氷の結晶粒径はミクロンサイズ

温度Ti n i は中心天体と衛星とで等しい13 と仮定し，初になり，融点での粘性は程度の値をと12

期の離心 率は= 0. 3，軌 道長半 径は= 3, 500

り得る ．また，対流運動によって結晶内部に転位

k mとした．初期温度が 250 Kの場合には衛星形成が増加し歪みが蓄積すると，これを解消するためにから45 億年後の離心 率がほぼ

（動的）再結晶が起こる [ 31]．再結晶後の粒径は流のに対し，100 Kからの場合には最終的な離心率が動応力に依存し，ピン止め効果などによって粒成長

0. 9以上になっていることがわかる．初期温度を変えが阻害されている場合には地質学的なタイムスケーて計算を行なった結果，240 K 以上から潮汐進化しルで結晶粒径が小さく保たれる可能性もある．

た場合には潮汐による軌道進化は著者らの論文 [ 5] の手法= 0になっている< 0.1に円軌道化する一方，230 K 以

下から進化した場 合には> 0. 5（ 多くの場 合にはを用いて計算した．ただし，本稿で紹介する計算で> 0. 9）の高離心率軌道になった．また，図7（ 右）を粘弾性モデルに基づいて計 算しに中心天体及び衛星の温度進化を示す．未分化な外ている（粘 弾 性モデルはアンドレードモデルを採 用

縁天体の冷却タイムスケールに関する議 論（2.1 節）

した．詳細は文献 [26] を参照されたい）．また，軌から，100 k mサイズの衛星は1億年程 度で長 寿 命

道 進 化 の 計 算 に必 要 な関 数 であるeccent r icit y

核種の壊変熱と熱 伝導による冷却の釣り合いで決は複素ラブ 数f u nct ion [ 32] を±200 次まで計 算することで，離心率約 0. 9以下での軌道進化を正しく計 算できるよ
うにした．
図7（ 左）に直径1, 200 k mの外 縁天体と直径12012

ただし，多くの（分化している）氷衛星や冥王星については多くの場合，氷マントルのηrefとして1014 Pa s程度の値が用いられている [30]．今後，未分化な氷天体のηref について，小さな衛星の軌道進化や地形の緩和などの情報から観測的に制約が与えられることを期待したい．

13

もちろん，中心天体と衛星の温度が厳密に等しいということは現実的でない．例えば，カロンのような大きな衛星は巨大衝突時にインパクター（巨大衝突する2天体のうち小さいもの）の一部が分裂することで形成される（図6）．ここで2章の議論から，インパクターよりターゲット（巨大衝突する2天体のうち大きいもの）のほうが衝突直前に高温であると考えられるので，衛星の形成直後の温度は中心天体よりも低いかもしれない．ただし，巨大衝突による加熱が中心天体と衛星のそれぞれに対してどの程度効くのかは自明ではなく，衛星のほうが高温になる可能性もある．今後，様々な初期条件で巨大衝突のパラメータサーベイを実施し，衛星系の初期温度について精査する必要がある．

112

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020に近い高温状態を仮定する必要があることが明らかになった．一方で，観測されている衛星系の多くは離心率 0.1程度以下であり，全ての衛星系が 240 Kから273 Kの狭い温度範囲で形成されたと考えるのは厳しいと思われる．ゆえに我々は，外縁天体の衛星系は未分化天体ではなく分化天体の可能性が高
いと結論づけた．今後，分化天体の衛星系について
も潮汐軌道進化の計 算を行い，実際に離心率の小さな衛星系が形成されやすいのかどうか検証していく予定である．

図8： 衛星と中心天体での散逸の比 Aの温度依存性．衛星の自転と公転は同期しており，その周期は30時間とした．色の違い
は中心天体の自転周期Pp の違いである．散逸の比 Aが1よりも大きい場合には衛星での潮汐散逸によって系の離心率が低下し，Aが1よりも小さい場合には離心率が上昇する．

5. まとめと今後の展望
太陽系の海王 星より外側には多数の太陽系外 縁天体が存在しており，これらは太陽系の外側領域における微惑星・惑星形成の歴史を記録していると考えられる．近年の観測から，直径1, 000 k m 以上のまる温 度に落ち着くと予想される．これが正しいこ

外 縁天体は全て衛星を持つことが明らかになった．

とは計 算結果からも読み取れる．一方，直径1, 000

我々は，巨大衝突とその後の潮汐進化によってこれ

k m 程度の中心天体の場 合は長寿 命核種の壊変熱

らの衛星系が形成されたと仮定して，観測されていと対 流による冷却の釣り合いによって1億年後以降る衛星 系の特 徴を再現するための条件を理論的にの熱進化が決まる．

調べた（図 9）．

衛星系の離心率進化は，衛星と中心天体とどちら2 章では，主に1次元の天体内部の熱進化計算かの内部で潮汐によるエネルギー散逸が起きているから，外 縁天体の形成・集積機構によって1, 000 k m

によって決まる（例えば冥王星・カロン系の潮汐進化

サイズの天体が形成された時点での温度が異なるこに関する文献 [ 33] を参照されたい）．衛星と中心天とを示した．外縁天体の二重小惑星の特徴 [ 10] や体での散逸の比 は下式で与えられる．

カロン表面のクレーターサイズ分布 [ 15] からは太陽系外縁において微惑星は100 k mサイズで誕生した

ここで
と

と

は衛星と中心天体の複素ラブ数，というシナリオが 支 持されている．この場合にはそは衛星と本体の半径である．複素ラブ数は一様の後の微惑星集積によって形成される1, 000 k mサ

球の粘弾性モデルから計 算した．衛星の自転 が 公

イズの外縁天体は200 K 以上の高温になり，場合に転と同期しており，衛星と中心天体の内部温度が等

よっては氷の溶融，天体の分化を経験することが明しいという仮定の下で，散 逸の比 を計 算すると図らかになった．一方，掩蔽観測 [ 13, 14] などから示は中心天体の自転周期であ唆される1 k mサイズの外縁天体の個数密度は，微る．中心天体の自転速度にもよるが，衛星の内部温惑星がまず1 k mサイズの天体として形成され，そのとなって離心 率が後の暴走成長によって1, 000 k mサイズの天体まで低下，それ以下の場合には離心率が上昇することが成長したという説を支 持 する．この場 合には1, 000

わかる．これは離心率の時間進化（図7 左）と整合的

k mサイズの天体の内部 温 度は200 K 以下になるでな結果である．

あろう．

8が得られる．ここで度が 240 K 以 上のときには以上より，未分化の中心天体および衛星の熱進化

3 章 では，S PH 法を用いた巨大 衝 突による衛星と軌道進化のカップリング計算から，衛星系が円軌形成の数値流体シミュレーション [ 5] によって何が道化するためには初期に240 K 以上という氷の融点わかったのかを簡単にまとめた（図 9上）．最も重要

太陽系外縁天体の衛星形成と潮汐進化／荒川 他

113

図9： 本研究のまとめ．
（上）
巨大衝突による衛星形成の数値シミュレーションの結果の1例．
（下）
衛星形成後の潮汐による軌道進化の概念図．
数値シミュレーションによると形成直後の衛星は離心率が大きい一方，観測からは現在の離心率は小さいことがわかっている．ゆえに，衛星形成後の潮汐による軌道進化によって離心率を減少させる必要がある．潮汐による軌道進化は衛星及び中心天体の熱進化に依存し，これは外縁天体の形成・集積メカニズムと密接に結びついている．

な結論は，衝突する2天体が分化していようがいまれたとは考え難いことから，外縁天体の衛星系は分

いが，脱出速度程度の衝突によって質量比1/ 10−

化した天体の潮汐進化によって形成されたことを間

1/ 1, 000 程度の様々な衛星系を形成可能であるとい

接的に支持していると解釈できる．

うことである．この質量比の範囲は現在観測されて今後の展 望として，まず分 化した天体の衛星 系

いる衛星系の質量比の分布と整合的であり，これはについて熱 進 化と軌 道 進 化のカップリング 計 算を

巨大衝突が衛星系の形成プロセスとして有力である

行い，溶融・分化した衛星が本当に円軌道化できることを裏付けるものである．

のかどうかを確認する必要がある．また，外縁天体

4章では，粘弾性モデルを用いた未分化天体の衛が分化している場合とそうでない場合とでアルベド星 系の熱進化と潮汐軌 道 進化のカップリング 計 算や 色にも違いが 生じることが 期 待される．よって，を行い，衛星系の離心率が 0.1程度以下になる条件

100–1, 000 k mサイズの 微 惑 星の 集 積 および 熱 進

を調べた（図 9下）．巨大 衝突直後の衛星 系の離心化の計 算から天体表層アルベドのサイズ依存性を求率は0から1の全範囲に分布する一方，観測されていめ，これをHerschelや Spit zerによる赤外での熱る衛星 系の多くは離心率 0.1程度以下である．我々

放射観測 [ 34] から求められている天体サイズとアルのカップリング計 算から，衛星 系の離心 率が 0.1以

ベドの関係と比較することで，衛星の潮汐進化以外

下に低下するのは（氷の粘性に関する不定性はあるの視点からも太陽系外縁部における微惑星形成・集が）衛星形成直後の温度が240 K 以上の場合に限ら

積プロセスを議論することができるだろう．

れるということが明らかになった．これは，全ての衛星 系が 240 K から273 Kの狭い温 度範囲で形成さ

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114

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

謝辞
指導教員である中本 泰史教授には，本 研究およびその他全ての研究において有益なコメント，指導，助言をいただきました．心より感謝申し上げます．また，2019 年度も惑 星科学 杯（フットサル大会）を企

2019, 093E02.
[21] McKinnon, W. B. et al., 2008, in The Solar
System Beyond Neptune, 345 (Univ. of Arizona
Press).
[22] Kimura, J. and Kamata, S., 2020, Planet. Space
Sci. 181, 104828.

画・実施していただき，心身ともに充実した状態で学[23] Canup, R. M., 2011, AJ 141, 35.

会初日の発表に臨むことができました．幹事の皆様[24] Genda, H. et al., 2015, Icarus 262, 58.

および一緒に参加された皆様に御礼申し上げます．

[25] Hyodo, R. et al., 2015, ApJ 799, 40.

フットサル終了後，国立天文台の堀安範氏には東工[26] Shoji, D. et al., 2013, Icarus 226, 10.

大の後輩と一緒に京都の美味しいラーメンをご馳走[27] 久保友明, 2007, 遊星人 16, 13.

になり，ポスター発表でも潮汐に関する有益なコメン[28] Smith, C. S., 1948, Trans. AIME 175, 15.

トをいただきました．深謝いたします．さらに，査読[29] Kubo, T. et al., 2009, J. Miner. Petrol. Sci. 104,者である北海道大学の鎌田俊一氏には多数の建設

301.

的なコメントを頂き，本稿の改善する上で大きな助け[30] Kamata, S. et al., 2019, Nat. Geosci. 12, 407.

となりました．ここに厚く御礼申し上げます．本研究[31] 久保友明, 2008, 低温科学 66, 123.

は日本学術振興会の特別研究員奨励費（17J06861）[32] Ferraz-Mello, S., 2013, Celest. Mech. Dyn. Astr.

の助成を受けました．

参考文献[1] Jewitt, D. and Luu, J., 1993, Nature 362, 730.
[2] Pál, A. et al., 2012, A&A 541, L6.
[3] Parker, A. H. et al., 2016, ApJL 825, L9.
[4] Kiss, C. et al., 2017, ApJL 838, L1.
[5] Arakawa, S. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 802.
[6] Canup, R. M., 2005, Science 307, 546.
[7] Sekine, Y. et al., 2017, Nat. Astron. 1, 0031.
[8] Schlichting, H. et al., 2013, ApJ 146, 36.
[9] Shannon, A. et al., 2016, ApJ 818, 175.
[10] Nesvorný, D. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 808.
[11] 冨永遼佑ほか, 2019, 遊星人 28, 172.
[12] Johansen, A. et al., 2015, Sci. Adv. 1, e1500109.
[13] Schlichting, H. et al., 2012, ApJ 761, 150.
[14] Arimatsu, K. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 301.
[15] Singer, K. N. et al., 2019, Science 363, 955.
[16] Kimura, J. et al., 2009, Icarus 202, 216.
[17] 鎌田俊一, 2018, 遊星人 27, 286.
[18] Andersson, O. and Inaba, A., 2005, Phys. Chem.
Chem. Phys. 7, 1441.
[19] Arakawa, S. et al., 2019, Icarus 324, 8.
[20] Arakawa, S. et al., 2019, Prog. Theor. Exp. Phys.

116, 109.
[33] Cheng, W. H. et al., 2014, Icarus 233, 242.
[34] Santos-Sanz, P. et al., 2012, A&A 541, A92.

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古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画／春山 他

115

特集「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査(UZUME)計画

春山 純一1，河野 功1，西堀 俊幸1，岩田 隆浩1，山本 幸生1，桜井 誠人1，
大槻 真嗣1，諸田 智克 2，石上 玄也 3，
月火星の地下空洞直接探査リサーチグループ（要旨）Unprecedented Zipa ng u Underworld of the Moon / Mars Exploration ( UZU M E:古今
未曽有の日本の月/火星の地下世界探査計画）は，月や火星の縦孔とその底の奥に広がる溶岩チューブのような地下空洞の探査を目指すものである．本計画では，理学目的として，1）「 生命圏」の発現，そしてその「持続条件」，および2）人類の「居住圏」拡大の可能性についての知識を積み重ねることを掲げ，これまで，宇宙科学研究所宇宙理学委員会のもとで「月火星の地下空洞直接探査リサーチグループ」において検討を重ねてきた．現在，ワーキンググループとなることを目指している．本特集では，UZU M E計画に関わる，解説論文 2 本ほか，査読論文4本を本号，ならびに次号以降に収録予定である．本稿では，UZU M E計画の概要を解説する．

図1： SELENE搭載地形カメラが2009年に発見した縦孔の位置．1：マリウス丘の縦孔（303.3°E, 14.2°N）．2:静の海の縦孔（33.2°
E, 8.3°N)，3：賢者の海の縦孔（166.0°E，35.6°
S)．背景はSELENE/地形カメラ画像．

1. 月の縦孔・地下空洞にも及ぶ縦孔を，月のマリウス丘，静の海，賢者の海に発見した（図1）[ 1- 3]．ハワイ島や日本の富士山

20 09 年， 日 本 の月 周 回 探 査 機 S elenolog ic a l

麓は，月の海と同じ玄武 岩質溶岩に覆われているa nd Eng i neer i ng Ex plorer ( S E L E N E，かぐや）が，そこには火成活動起源の地下空洞「溶岩チューブ」に搭載された地形カメラは，直径深さともに数 10mが数多く見られることから，これら月の縦孔は，溶岩チューブに開いたものとの仮説が立てられた[1- 3]．

1. 宇宙航空研究開発機構
2.東京大
3.慶応大

その 後， 米 国 探 査 機 Lu n a r Recon n a is sa nce
O rbiter ( L RO) に搭載された狭 角カメラによる高解 像 度画像データにおいて，これらの縦 孔 底は通116

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図2： LRO狭角カメラによる,月の静の海の縦孔直下視画像（Product ID: M12671087R）．縦孔の底は,お椀型をしておらず，また縦孔周辺に飛散物が見られない．これらのことは,縦孔は溶岩チューブのような地下空間に開いたものとの仮説を支持する．撮像時の太陽角度と,縦孔底の明暗境界位置から深さ107ｍと求められている．

図3： LRO 狭 角カメラによる，月の 静 の 海 の 縦 孔 直 下 視 画 像（左：Product Id _M155016845R）と 斜 め 撮 像 画 像（右：Product ID_
M152662021R)．斜め観測から直下視で見えていた三つの岩の奥に空間が広がっていることが分かる．右画像の三日月状の明るいとこ
ろは，縦孔の壁でおおよそ47mの張り出し，すなわち高さ60mにも及ぶ空洞の入り口になっている．
（両図中の楕円は，安田遼氏による）常のクレータとは異なり，お椀型となっていないこと

2017年，米国の重力場探査機 Gravity Recovery

や，縦孔周りには飛散物がまったく見られないこと

and Interior Laboratory （GR A I L）のデータ解が確認され（図2）[4]，月の縦孔は地下空洞に開いた析結果から，マリウス丘の縦孔から西方向，縦孔がものとの仮説がより強く支持されることになった．

見られるリル構造に沿って，質量が相対的に欠損し更 に，L RO 狭 角 カメラ に よる 斜 方 観 測 で は，ていることが見いだされた[6]．また，S E L E N E 搭載

S E L E N Eの発見した三つの巨大な縦孔底に，明らの能 動 的なレーダ 探 査 装置 であるLu n a r R ada r

かに水平方向に延びている地下空間が存在すること

S ou nder（ L R S ) の データに， このマリウス丘 の 縦が見いだされ，この仮説が更に一層支持されること孔がみられたリル構造にほぼ 沿った場所数カ所に，になった[4]．

地下からのエコーの 急 激 な減 少（地下の空 洞の 存

その後，「海」領域には，十にも及ぶ縦孔，あるい在を示唆する）の後に引き続いてみられる強い反射は陥没地形が発見されているが [ 5]，画像データ以外（チューブの底の存在を示唆する）を示すものが発見にも，「月の縦孔は，溶岩チューブに開いたもの」とすされた[ 7]．これから推察するに，この溶岩チューブる仮説を支持する探査データが得られてきている．

は距離にして50k mに及ぶ．

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画／春山 他

117

図4： マリウス丘の縦孔（矢印先）近傍で得られたSELENE搭載レーダサウンダー受信波のプロファイル．横軸は，真空を仮定したときの反射面の深さ．月の平均半径1737.4kmが、ここでは0km．縦軸は反射波強度．月表面からの最も強い反射（赤点）と，より深部からの二番目
に強い反射
（青点）
が見られる．これら一番目と二番目の強い反射の間に急激な反射の減少が見られ，地下空洞の存在を強く示唆する[7]．

図5： a:MRO搭載HiRISEが撮像したエリシウム山近傍の縦孔列（28.5N,139.9E，EPS _ 04629_ 2090)．b:aの四角枠拡大図．火星にも，多数の縦孔が見つかっており，中には本図のように，縦孔や陥没地形が鎖状に連ななってみられるものがあり，その下に溶岩チューブが存在しているのが想像に難くない．図は，Goto et al. (2017）[10]より転載．

このように，近年得られた様々なデータから，月のの1年のうち1-2 週間ほど，温 度- 圧力関係から液層

地下空洞の存在が，そしてそれは溶岩チューブであの水が存在しうる可能性が高く，生命探査の重要候ることが，確実なものになりつつある．

補地である．また，利用可能性も高い．火星の縦孔・

2. 火星の縦孔・地下空洞
火星においても，月と同様の縦孔が発見されている[8]．その形態から，火星の縦孔も溶岩チューブに開いたものと考えられる．すでに火 星では発見された縦孔の数は，50以上にも上り[ 9]，最初に発見され地下空洞探 査において，地球により近い月の縦孔・溶岩チューブの探査で培われる知見と経験が，非常に有用になることは言うまでも無い．

3. 月火星の縦孔・地下空洞の基地としての有用性とUZUME計画

たアルシア山の麓の他，かつて海に囲まれていたと

月火 星の溶岩チューブが 重要 視されるのは何 故されるエリシウム山にも，多 数 見つかっている[ 10]か？それは，人類が活動領域を地球から宇宙に拡げ(図 5）．アルシア山，エリシウム山地域は共に，火星て行く際に，優れた居住域を提供すると考えられる

118

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020からである[ 1, 3,11]．例えば，月火星の溶岩チューブプ」が設置され，探査の第一歩をより現実的にしようの様な地下空間は，宇宙からの放射線や，微隕石かとしてきた．2020 年度には次のステップとなるワーキ

ら，人類や機器を守ってくれる．
（月の縦孔内におけ

ンググループへ移行し，2020 年代半ばのプロジェク

る，放射線の影響については，本特集号の内藤らにト実現を目指す．

よる論文を参照されたい．）また月表面は，極端な温度変動がある場所であるが，マリウス丘や静の海の縦孔に関わる地下空洞は，約－20℃，非常に一定し

4. UZUME計画における科学探査

た温度環境であると理論的に推測されている．火星

宇宙理 工学委員会のもとに設 置された国際宇宙表面には砂嵐が発生するが，それもまた，地下空間

探 査専門委員会による中間報 告 書（2019 年 3月）にであれば，影響がきわめて少ないであろう．

よれ ば，「惑 星科 学 の大目的は『ハビタビリティ』に

アポロ11号による人類初の月面着陸は，すでに50

かかわる知識を増やしていくこと」である．すなわち，年以上前のことである．当時，人類はすぐにでも宇（１）過去にどのように生命や生命を育んだ環境「生宙へとその活動領域を広げていくかに見えた．しか命圏」が生まれ，その後，進化維持されたかというし月面の過酷な環境は人類の訪れを拒み，また一方「持続条件」といった知識を増やしていくこと （２）で，アポロ計画や旧ソ連のルナ計画による優れたリ

今後，我々人類の住む世界「居住圏」を宇宙へと「拡

モセンデータ，合計400kg 近くにもなる岩や砂の試大 」していくうえで必要な宇宙の知識を増やしていく

料をもとに，月の科学が一気に推し進められたこと

こと，である．

で，逆に，月の科学探査の魅力を失わせ，結果的に惑星科学の大目的（１）の「生命圏」の起源と進化

月探 査を推し進める原動力が無くしてしまったのか

維持に関わる要素は，多種多様にあるが，地球のよもしれない．実際，月への回帰が始まるのは，1990

うな固体天体でも最も重要な要素の一つは「火成活

年代を待たねばならなかった．

動」である．火成活動は，地表面，大気，更には深今世紀に入って再び，日本をはじめ，欧米，イン

海に物質・エネルギーの再分配をもたらし，環境にド，中国が，月探査へと乗り出している．そうした中，

大 小 様々な規 模の変 動をもたらす．言い 換えると，

月の溶岩チューブ探査も探査対象として，注目を浴

環境変動に敏感な「生命圏」の変化を理解するにはびつつある．例えば，2018年3月，日本によるホスト「火成活動の理解」が必須である．

で， 各 国の 宇 宙 機 関の閣 僚 級 会 合International

月の地下空 洞直接 探 査によって調 査を行おうと

s p a c e e x p l o r a t i o n f o r u m 2 ( I S E F 2) が 開 催する月の「溶岩チューブ」は，地球にも見られる溶岩されたが，それに先立ち，I nt e r n a t i o n a l S p a c e

流によって形成される地下空洞である．火成活動がExploration Coordinate Group ( ISECG) により大規模，広範囲になれば，より多くの生態系へと影まとめられたGlobal Exploration Roadmap (GER)

響し，「生命圏」の激変を生むことにもなるが，溶岩3版で，将来の探査地点候補として” lava tube”の語

チューブの形成は，溶岩の長 距離輸送を可能にし，句が記されたりしている．

火 成活動の影 響を広範囲に広げることから，溶岩こうした動きもふまえ，我々，宇宙理学・工学者，

チューブの形成は，火成活動そのものだけでなく，更に 教 育 現 場 や 科 学 館 など 文化 施 設に籍をおく生命圏への火成活動への影響，という点で重要な因者たちで，月火 星の縦 孔，地下空洞探 査を進めよ子である．また，溶岩チューブのサイズや形 状等かうとして い る．この 探 査 計 画 をUnprecedented

らは溶岩流の物理的諸量が求まり，それらは，例えZipa ng u Underworld of t he Moon / Ma rs

ば溶岩流の温度などの噴出情報を知る手がかりとな

Ex plorat ion ( 古今 未曽有の日本の月/火星地下世

る．更にまた，月火星の火成活動を知る上で縦孔が界探査）「 UZ U M E」計画とよんでいる．

最適な場所の一つである．というのも，縦孔の垂直2016 年，30 名以上に上る研究者達の申請により，「壁」が露頭だからである．地質活動を理解する上でJA X A /宇宙科学研究所の宇宙理学・工学委員会の露頭が重要なのは言うまでも無い．月の縦孔壁にはもとに「月火星の地下空洞直接探 査リサーチグルー

層構造が見られている（図 6）[3,4]．その調査は，天古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画／春山 他

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図6： LROによる静の海の縦孔の斜め観測画像（直下視画像は，図２ならびに図３の左図）．縦孔の壁には各数ｍ程度の厚さからなる層構造がみられ，地質学的に極めて重要な露頭となっている．
（Product ID_M144395745L)．

体の噴出物の時代変遷を語ってくれるであろう．
こうした溶岩噴出情報によって，天体の火成活動

5. UZUME初号機

によるエネルギー再分 配や水を含む 揮発 性物質や前節に述べたように，月の縦孔・地下空洞は，月ダストの放出等によるに環 境変 動の可能 性に関わ惑星における生命生存圏の発 現と維持，また人類る知見が高まり，ひいては「生命圏」がどのように生の居住圏の拡大につながる鍵をいくつも有しており，

まれ，その後，進化維持，あるいは破壊されたかの世界的にも注目を浴びており，月における最も重要理解においても重要な情報を与えることが期待されな探査対象である．

る．

一方で，月の縦孔・地下空洞は，月周回軌道から

溶岩チューブを構成する岩体は，月表面表層の砕のリモートセンシングによってのみ知られており，対屑された，或いは礫化した環境とは異なり，固化し象が地下にあることで，その詳細は不明である．将たときの状態そのままである．このため，溶岩チュー

来のサンプルリターンを含む詳細な理学探査，基地

ブは，過去の磁場や，過去に噴出した揮発性物質，

建設着手のためにも，月の縦孔・地下空洞に関して

そして，地下深部物質等の情報を保持している可能最も基本的な情報である，（１）地下空洞は実際どの性が高い．こうした情報は，天体の火成活動，さら程度巨大なのか，そして，また（２）その地下空洞がにまた，天体での生命 現 象の起源と進化の理 解に溶岩チューブである可能性はどの程度有るのかといとって，有意義である．例えば，磁場は多くの生命う情報の収集を，最初にそして確実に行う必要があ現象にとっては有害となる宇宙放射線を遮蔽する効る．そのため，まず，縦孔付近にピンポイント着陸し果があるため，月での残留磁化の情報は，月，ひいなければならない．しかし，これまで日本は月軟着ては固体天体一般の磁場の形成メカニズムを解明す

陸の実績がなかった．そこが大きな壁であった．

る手がかりとなる．言い換えれば，月での残留磁化

しかし，JA X A宇宙科学研究所は，2022 年度にの情報は，固体天体での生命圏の発現の有無，ある月ピンポイント着陸探 査 S L I Mを実施すべく開発をいはその条件を推察する上で重要な情報となる．

進めている．このS L I Mのヘリテージを，UZ U M Eの初号機に大いに利用できることがみえてきたので

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020ある．実際に，地下空洞内のデータを得るのに，広達とともになしていく計画である．そのためには，現

角カメラと，できればレーザ測距計が有用であるが，在の計画を知ってもらうことが必要である．そして，

そうした機器は既に民生品として小型・軽量のもの

単に「支援をお願いします」ではなく，「一緒にやってが開発されている．もちろん，宇宙機搭載品としてのいきましょう」とする活動を目指している．UZ U M E

耐環境性は十分に確認，場合によっては改良していのアウトリーチ活動には，高校や高専の先生方，科く必要はあるが，S L I M 搭載機器重量範囲に十分載

学館の方々に担ってもらっている．本 特集号の新井るものと思われる．さらに，これら機器以外にも，さらによる解説記事を参照されたい．

らにエクストラな観測もできるであろう．
もちろん，実際の探査計画を推し進める上で，更なる工学的挑戦は多い．それは次の三つの課題に集約されよう：1) 垂直移動，2) 不整地踏破，3) 未知領
域調査．

7. 終わりにかえて
何故，人は月を，そしてその先を目指すのか？それは，自然は人類に必ずしも優しくなく，人類はその生

縦 孔 底 へのアプローチは， オーソドックスには，存環境を様々に求めておくことが必要であるからでローバによるものが考えられる．投 擲マシンの検 討ある．にも関わらず，1972 年に，アポロ17号が月面もなされている．更に，近年の急速なロボット技術を去って以来，人類は月へと訪れていない．その理の発展は，多肢型のロボットの可能性もまた，検討

由としては，多額になってしまった予算のことなどもに値するものとなっている．多肢型のロボットは，垂あるだろうが，やはり，過酷な月面環境が挙げられよ

直降下のみならず，不整地踏破，未知領域調査まで，う．しかし，月の縦孔の発見により，状況が変わろう

多様な場面で，時には形 状を変えるなどして，作動としている．月に，そして火星に，人類が新たな世界されることも期待される．

を築ける天然の環境が用意されているようなのであ

縦孔底へのアプローチとして，最近になって可能

る．もちろん，そのような世界のことはもっと先に考性を高めているひとつに，通信を確保するテザー付

えればよい，という考えもあるかもしれない．しかし，きのプローブを，探査機が縦孔上空を通過する際に少しずつでもその可能性を知るための情報を集める

投下しようというものがある．

ことは，科学者にとって興味あふれることである．

問題は，プローブが 投下後のハードランディング

月火星で人類が切り拓く新たな世界は，初期におに耐えられるか，テザーによる緩衝制御は可能か，

いては，人類にとって究極の極限環境である．少な

投下後の探査は実現可能か，ということである．しい人的・物的資源を効率良く使って，活動を維持・発かし，はやぶさ2 号機でのミニローバによる自律 探展させなければ いけない．その過 程で，科 学 者に査， 近く行 われ る月面 へ のミニプローブ 投 下 計 画

よって大いなる知見が得られるであろう．得られた

OMO T E NA S H Iなどのヘリテージによって，問題

知見は，地上での活動，特に少子高齢化が進行する

解決の可能性も見えてきている．こうしたミニプロー

我が国にとって有益なものとなることが 期待されよブによる探査可能性を高め，他月探査プロジェクト

う．

との相乗りを含めた「パスファインダー」的な探査を，
UZ U M E計画では視野に入れている．

6. UZUMEのアウトリーチ活動

更に一方で，本特集号でも論じられるように，人類の生存環境の拡大に資する情報とは別に，月や火星の様々な科学課題を解明できるための様々な知見
が，月や火星の地下空洞探査で得られる．
UZ U M E（古今 未曽有の日本の月/火 星地下世界

UZ U M E計画では，理学，工学の他に，もう一つ探 査）を行う価値は高い．現在，50人近くの日本人

重要な柱を立てている．それはアウトリーチである．

科学者とエンジニアが，計画を実現に至らせようと議UZ U M E 計画は，将来的には，人類の宇宙への論を行っている．もちろん，困難にあふれた探 査に進出を目指すものである．それは，理学者・工学者なるであろう．一度や二度で成し遂げられないことはだけでなされるものではない．より多くの，一般の人確実である．それ故，UZ U M E計画では，宇宙理学

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古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画／春山 他

者・工学者だけでなく，様々な人たちが，様々な面で活躍していくことになっていく．本 特集でUZ U M E
計画に様々な面から興味を持っていただけたらと思う．UZ U M E計画，「是非，一緒にやりませんか」．

謝辞
本解説記事は，2019 年度，日本航空宇宙学会主催の宇宙科学 技術連合講演会 予稿として投 稿された「UZ U M E 計 画

そ の 現 状と今 後 について」を元としています．許諾いただいた当学会に謝 意を表します．図 5については，G oto . Y. , et a l . . , ( 2017) ,JA X A- R M -16 - 008から転 載しています． 許 諾い
ただいた著者らならびにJA X A 出版に謝 意を表し
ます．

参考文献
[1]. Haruyama, J. et al., 2009, Geophysical Research
Letters 36, L21206.
[2]. Haruyama, J. et al., 2010, 40th Lunar andPlanetary Science Conference, abstract #1285.
[3]. Haruyama, J. et al., 2012, in Moon - Prospective
Energy and Material Resources. Springer, 139.
[4]. Robinson, M.S. et al., 2012, Planetary Space
Science 69, 18.
[5]. Wagner, R.V. and Robinson, M.S., 2014,
ICARUS 237, 52.
[6]. Chappaz, L. et al., 2017, Geophysical Research
Letters 43, DOI: 10.1002/2016GL071588.
[7]. Kaku, T. et al., 2017, Geophysical Research
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[8]. Cusshing, G.E. et al., 2007, GeophysicalResearch Letters 34, L17201.
[9]. Cusshing, G.E. et al., 2015, 2nd International
Planetary Caves Conference, abstract #9026.
[10]. Goto. Y. et al., 2017, JAXA-RM-16-008.
[11].Hörz, F. 1985, in Lunar Bases and Space Activityof the 21st Century, 405.

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

特集
「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査(UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果

新井 真由美1, 藤原 靖 2, 山田 竜也 3, 河野 功 4, 春山 純一 4（要旨）月火星の縦孔・地下空洞直接探査（UZ U M E）計画の広報アウトリーチを2013 年より実践してきた．研究者やアウトリーチチームによるボランタリーな研究広報とは別に，月の縦孔が取り上げられた映
画，舞台，賞等多様なメディアでの展開がここ何年かで登場してきている．これは，月の縦孔の発見と地下空洞の存在の可能性が示された研究結果をうけて，その場所が脚本家・主催者等に魅力的に映ったからであろうか．本稿前半では，UZ U M E計画アウトリーチ活動の変遷を振り返り，その課題認識を行う．
後半ではUZ U M E 計画が目指す月の縦孔や地下空間を題材としてとりあげた多様なメディア作品等の紹介を行いつつ，月火星の縦孔・地下空洞を一般に広く知ってもらうための道筋について考察する．

1. 背景および目的大）もさることながら，地質・地形・環境の探査 , 生命探査など多くのそして重要な科学探査が視野に入れ2009 年, 日本 の月探 査 機 S E L E N E（愛 称「かぐられている. 縦孔の数は限られ，また基地として有や」）の科 学 者 チームは , 月に３つの巨大な縦 孔を意義なことから先取権を主張する国が現れ, 科学探発見した［1］. 同様の縦 孔は火 星にも発見されてい査に大いに支障を来すとも限らない．UZ U M E 計画

る［2］．こうした縦孔の底には, 横方向に広がる巨大の実現のためには, この探査の様々な面での重要性

な地下空洞が広がっていると考えられており, 隕石やを国内に訴え, 計画を進める予算を獲得する必要が放射線の遮蔽性から将来の月/火星面基地建設地とある．多額の予算を使う宇宙開発プロジェクトでは ,しても有望視されている. 月火星の縦孔および地下

国民の支持を得る必要があり，そのために，アウト

空 洞を探 査 する計 画「Unprecedented Zipa ng u

リーチ活動が重要であると考える.

Under world of t he Mo on / M a rs Ex plorat ion

筆者らは , UZ U M E 計画は教育面等で日本の社（UZ U M E：古今 未曽有の日本の月/火 星地下世界会に大きく貢献できる要素を含むと考え，2013 年よ探査）計画」（ 以下，UZ U M E計画と略す）が, 現在，

り月の 縦 孔に関する「月の 縦 孔 探 査 かるた」
（ 後に ,

多くの研究者により構想されている. 計画では，月「月の地下どうくつ探検かるた」と改名）を開発し, か面基地候補としての環境探査（人類の存在領域の拡るたイベントを実 施してきた［3,4］. また , UZ U M E
研究に携わる研究者による一般向けの講演会も推1.日本火星協会
2.横浜国立大学大学院
3.ナスピア／宇宙作家クラブ
4.宇宙航空研究開発機構

進してきた . さらに , 2017年の月の縦 孔に続く地下空洞の発見に関する研究発 表は , テレビやネットのニュースでも取り上げられ, 多くの一般市民の目に触れる絶好の機会であった［5］. そこで，本稿前半では,

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果／新井 他

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UZ U M Eアウトリーチ活動の変遷を振り返り，そのよるUZ U M E 計画の展示紹介に加え，本 稿著者の課題と解決策を考察するとともに，後半では，昨今春山らによる呼びかけでJA X A 以外に所属する学の多様なメディア展開の事例を取り上げ， 月の縦孔生や社会人によるボランティアも加わり，本計画のを一般に広く知ってもらうための道筋について考察

PRやファン獲得に一丸となり取り組んでいる．

する.

③月球儀への縦孔名記載

2. UZUMEアウトリーチ活動

地 球儀メーカーの株 式会社 渡 辺 教具製 作所の月球儀 へ の 縦 孔 名記 載も， 月の 縦 孔のPRに一役買っていると考える．2013 年に製 作された月球 儀

アウトリーチ活動とは，文部科学省による用語説

K AGU YAは，月探査機「かぐや」による月面の詳細

明では「国民の研究活動・科学技術への興味や関心な探査情報をもとに作られたもので，本稿著者の春を高め，国民のニーズを研究者が共有するため，研山が記載に主体的に関与している．月球儀は，馴染究者自身が国民一般に対して行うコミュニケーショ

み深い黄色の月と，高度が色分けされたグレーの月

ン活動のこと」と解 説している［6］．UZ U M Eにおと2 種類あり，どちらも「静かの海縦穴」「 マリウス丘

けるアウトリーチ活動は，第１に研究者自身によるも縦穴」「 賢者の海縦穴」と記載されている（図1）．さの，第2に研究会等に参加している関係者（研究者らに，「かぐや」の探査情報を元に作られた平面版の以外も含む）からなるアウトリーチチームによるもの

月面ポスター「K AGU YA月面図」にも３つの穴名のがあげられる．

記載があり，渡辺教具製作所の渡辺美和子取締役

2.1

UZUME研究者によるアウトリーチ活動

会長は，「 月面ポスターは，プレゼントにお勧めです」と述べている．

第１にUZ U M E 計画に携わる研究者自身による
主なアウトリーチの取り組みについて①から④で紹介する（表 1）．

表1： UZUME研究者による主なアウトリーチの取り組み
図1： 月球儀KAGUYA（ 画像提供：渡辺教具製作所）① 研究者自身による講演活動
講演の依 頼を外部団体から受けて実施する場合④研究者による一般書籍や一般雑誌への執筆活動もあるが，UZ U M E 計画に携わるメンバーからの働

月の縦孔に関する記載のある書籍や雑誌を表 2にきかけにより，講演会開催に至った事例もある．例まとめた．前述の① ② ③は宇宙や月に興味のある人

えば，本稿筆者である春山が講演を行った例としてが主対象であったが，④の書籍になることで，対象は，ミュージアムパーク茨城県自然博物館の第 65回

は大きく広がったといえよう．例えば，佐伯和人氏の企画展「洞くつ探検―地下に広がるふしぎな世界―」

著書『月は僕らの宇宙港』には，縦孔の特徴やでき

開期中の講 演会「月で見つけたスゴイ地下洞くつの方，月面基地として有利である点などが述べられて話」や，千葉市科学館の千葉キッズサイエンストーク

おり，挿入地図には「静かの海の縦孔 」名が 記載さ「月に行く時代がやってきた～月の地下空洞の発見～」れている．また，この書籍は，全国学校図書館協議等である．

会が中学 校の部の課題図書 2017として認定された②宇宙航空研究開発機構（ JA X A ）での特別公開

ことで，全国の書店や図書館，学校図書館に設置さJA X A相模原キャンパス特別公開では，研究者にれ，さらに読書感想文の書き方サイトが独自に登場

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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

したり，大阪府立中央図書館では第10 回本のP OP
広場入賞作品にも選ばれたりしている［7］．課題図書に選ばれた理由を佐伯氏に伺ったところ「出版社の方に聞いた話では，近年学校では能動的な学習というのが推進されており，本書のミニ実 験コーナー
が 評 価されたのではないか」ということである．また，UZ U M E 計画のリーダーで本稿筆者の春山は，電子書籍で『月の縦孔・地下空洞とは何か : 月探査機

表3： UZUMEアウトリーチチームによるUZUMEの主なPR活動①「月の地下どうくつ探検かるた」の企画・制作・実施「かぐや」による縦孔発見から「ＵＺＵＭＥ」計画まで』

本 稿筆者の新井は，UZ U M E 計画を分かりやすを出している．ここには，月の縦孔発見に至る経緯

く市民に伝える科学コミュニケーション・ツールとしのほか，発見の意義，月のみならず太陽系内の縦孔・て「かるた」を考案し，2013 年,「月の縦孔探査かる

地下空洞についても記載している．また，UZ U M Eた研究会」を発足し, 有 志でかるたの製 作を行い,計画のアウトリーチについても，どの書籍よりも詳細

2014 年より各種イベントにかるたを出展してきた（図に述べている［8］．また，寺薗淳也氏の著書『 夜ふか2）. かるたは「月の地下どうくつ探検かるた」と命名しするほど面白い月の話』は，宇宙飛行士の山崎直

し，2014 年からの3か年で15回以上行った. 神奈川

子氏推 薦の帯には「宇宙 探 査 やJA X Aの広報に長

県の「子どもサイエンスフェスティバル」や「青少年の年携わってきたテラ金さんの言葉だからこそ魅力がための科学の祭典」，大阪市立科学館で開催された

伝わってきます」と記載があり,この書籍全体は，寺「こどものためのジオ・カーニバル」への出展等を通薗氏のわかりやすい口調とテンポのよい解説からなじ，小学生を中心に実施し, 合計体験人数は1000人

るQ& A形式でまとめられている．具体的には「Q 月を超える. またFaceb o okページも開設しイベントのに穴があると聞きました．本当ですか？

洞窟

告知なども行った . かるた体験時には , 月に関するの一部が崩壊してできた穴／はい．月には穴があり

10 分程度の紙芝居を行い, 月の縦孔・地下空洞へのます．この穴とは，別項で触れたクレーターのことで興味を喚起させ, 研究の意義を事前に伝えた.

Aはありません．正真正銘の「穴」です．」という出だしで述べられ，「かぐや」が発見したことや，溶岩チュー
ブのでき方，「ウズメ計画」にも触れている［9］．

表2： 研究者が執筆した月の縦孔が紹介されている一般向け書籍等

2. 2

アウトリーチチームによる取り組み

図2：「月の地下どうくつ探検かるた」とロゴの例②「高校の授業 」での紹介
2015 年7月の神奈川県立 立向の岡工業高等学 校

第2に，UZ U M Eアウトリーチチームが主体となっ定 時 制・総合 学 科 生徒会 が「フランス国立先端技

たUZ U M Eの主なPR 活動について，以下，①から術学校 卒業研修生13 名」を対象にかるたを実践し⑤で紹介する（表 3）．

た．また，同科の理数「地球生態学入門」（ 学校設定古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果／新井 他

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科目２～４年次選択科目）では，2019 年に9 名を対象に，東海大学大学院 JA X A 技術研修生の郭 哲也
氏による授業「月の地下空洞の探索」を実施した．かるた実践を通した事前学習も合わせて行った．いず
れも当時，同校の理科教諭であり，本稿筆者の藤原がコーディネートしている．
③「宇宙博2014―NA SA・JA X Aの挑戦 」への出展
2014 年に 幕 張 メッセで開 催された宇 宙 博（主催
N H K , N H Kプロモーション, 朝日新聞社）に出展協力した．具体的には，縦 孔のジオラマ模 型の展 示，「月の縦孔探査かるた」（ 原案）のポスター展示，さらには，展示前での研究者自身による生解説やボラン
ティアによる展示解説も行った．模型前で，本 稿筆図4：「月の地下の家をつくろう！」完成作品と月の地下パーティーへ
の招待状
（右下）

⑤ホームページやFace b o okページの開設・運用者の春山が解説を始めると50 名を超える人だかり

UZ U M Eのホームページは本 稿著者の山田が中ができ，質問が絶えなかった．また，かるた（原案）

心に管理し，Faceb o okページは，同じく本 稿著者

は，本 稿筆者の新井が現場で紹介し解説を行ったの藤原と新井が中心に更 新を行っている［10 -12］．

（図3）．

月に関する記事や，学会等での発表の予告，かるた④「子供向けイベント」の企画・実施

イベントの案内などを掲載しているが，更新頻度はかるた以外のイベントを考案し，地方での展開を試 みた．本 稿筆者の新井が 茨城 県つくばみらい市
で主催している「つくばみらい子供科学 教室 」内で，不定期である．

2.3

アウトリーチの課題と解決策

2015 年には「月の地下の家をつくろう！」というオリUZ U M Eのアウトリーチ活動の課題は，大きく次

ジナルワークショップを企画・実施した．これは，絵の4点をあげる．①本業の傍らボランティアで行うた本『ちか１００かいだてのいえ』（ 偕成社 , いわいとしめ， 時間的・身体的・金銭的負担がかかる．②アウお著）から発想を得て，月の地下に住むうさぎからトリーチの成果が見えにくい．③メンバーがあまり増パーティの招待状が届き，うさぎのリクエストに応ええないため，現状のアウトリーチ展開（かるた活動，て，地下に様々なアイテムを手分けして描いて月の地

ホームページ更 新，Faceb o ok更 新など）には限界

下空間を作り上げるという工作型の子供向けイベンがある．④アウトリーチの成果が研究本体へフィード

トである．このイベントでは，月の地下に森や，学校，

バックもしくは，寄与しているのか分からない．

遊園地など多様な機能を持たせて，楽しい月の地下
世界を子供たちに想像させた．

解決策としては，①は心身ともに無理のない範囲で行うことが 先決であるが，研究 予算から旅 費 等の支援が出るよう働きかけていきたい．②について
は，イベント等の後には学会等での発表を心がけてきたが，今後は本稿のような記事投稿に力を入れていきたい．③については，毎年，JA X A相模原の特別公開で, UZ U M EブースのサポートをUZ U M E計
画の応援団とも呼 べるボランティア有志が行い, その研究の意義や将来性について研究者とともに市民に訴えてきた．各 種 “イベント”というものを通じて，
UZ U M Eはまさにボランティアや市民，そして多彩な研究者と一体となって盛り上げていく計画である

図3：「宇宙博2014」
での様子

素地が 確立してきている．少しずつではあるが，着126

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

実に応援団は増えてきており，今後も継続が必要とことに詳しかったわけではないです．」との回答を得

感じる．④アウトリーチの成果のUZ U M E計画へのている．

還元であるが，これはまさに今後積極的にしかけていきたい．その一つとして本 稿を位置付けたいと考えている．

3. 多様なメディア展開事例
UZ U M E 関 係 者による書 籍 やアウトリーチチー
ムによるイベント実施等に限らずとも, 2016 年以降，
多様なメディア
（映画, テレビ番組 , 舞台, コンテスト等）内に，月の縦孔・地下空洞が登場・紹介されてい図5：「宇宙兄弟」 ©小山宙哉/講談社

3. 2

小説
「映画ドラえもん のび太の月面探査記」

る. 特に2017年の月の縦孔・地下空洞に関する発見

続いて2 つめは，書籍『小説「映画ドラえもんのびのテレビニュースは広く国内にその存在をPRする一太の月面探査記」』である［14］．国民的人気キャラク助になったと考える. 多様なメディア展開の事例を

ターのドラえもんの作品に月の縦孔・地下空洞が登表4に記すとともに，以下に紹介する．

場するシーンは，のび太がうっかり月の穴に落ちると

3.1

まんが
『宇宙兄弟』

いう設定で始まる．本稿著者の新井は，文字情報だけで展開していく小説版の月地下世界が，映画ではまず1つめは，まんが『宇宙兄弟』に月の縦孔が掲

どのようにビジュアルとして描かれるのか，非常に興載されている．具体的には第28 巻に，主人公の一味を持った．また，小説は，小学生向けのルビ付き

人のムッタが，月面で穴を発見するシーンが登場すの本と，ルビのない本の2 種類が出ている（図 6）．

る（図 5）［ 13］．講談社経由で「なぜ，月の縦孔を登場させたのか？」についてインタビューを行なったところ「パラソルアンテナが紛失してしまった理由を考えたら，月のトンネルに落ちたのでは？という仮説がた
ち，その形を考えたら縦孔が結果的に登場した」との回答を得た．また，縦孔を著者が知ったきっかけについては「上記のパラソルアンテナを考えていた流
れで，月のトンネルに落ちたのでは？という話が出てから，地下空洞の存在を知りました．ですので，その表4： 月の縦孔が登場する多様なメディア

図6： 小説「映画ドラえもん のび太の月面探査記」
左：ルビ付き小学生向け 右：大人向け 小説風
藤子・F不二雄
（原作）
,辻村深月
（著）
,小学館
（2019/2/12）

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果／新井 他

図7：「映画ドラえもん のび太の月面探査記」
ポスターとロゴ（c）
藤子プロ・小学館・テレビ朝日・シンエイ・ADK 20193.3

映画ドラえもん

のび太の月面探査記

127

図8：「映画ドラえもん のび太の月面探査記」のワンシーン（c）
藤子プロ・小学館・テレビ朝日・シンエイ・ADK 2019

大まかなあらすじは，以下のとおりである．山田先生
がでんこさんに女装し，月に行ってしまう．乱太郎た

3つめは，この映画版である．月の地下空洞は，月ちは，宇宙船になった“あひるさんボート”で月まで追に住むルカたちの居 住 空間になっており，1本の大いかけて行く．月で出会ったサングラスをかけたウサ

きな木をシンボルに，小川が流れ，家畜などを飼っ

ギの道案内で月観光をする．
「虹の入り江」「 チェーンている豊かな世界として描かれている
（図7,

図 8）．

クレーター」「 直線壁」「 ティコクレーター」そして，「ど映画では，前人未踏で暗黒の月の地下世界を色彩豊

うくつ（マグマの流れたあと）」が高精細画像で紹介

かに魅力的に描かれており，ほのぼのとした平和なされる，というもの．つまりここでは，月の穴は月の世界として表現されている．登場人物のセリフ「月に代表的な観光スポットの一つとして登場している．

こんなたて穴があるなんて」（ しずかちゃん）や「ここは月のマグマの通り道．溶岩チューブを改 造して

3.5

舞台「超絶ブルームーン」

つくったコロニーなんだ」（ ルカ）には，研究者が述べ5つめは，舞台『超絶ブルームーン~2067年，宇宙

る言葉とは異なる一種の感動を覚えた．小学館のドの果ての秘密基地へキミに愛に行く～』である．宇宙

ラえもんルームを通じて，月の縦孔を登場させた経専門の演劇ユニット「宇宙食 堂 」が 2017年に公演し緯について伺ったところコメントを頂戴したので一部たものである（図 9）．UZ U M E 計画も特別協力とし紹介する．
「八鍬新之介監督が，科学雑誌かインターて名を連ね，劇場通 路に科学解説パネルを展 示さ

ネットのニュースを見てかぐやのデータをもとに発見せていただいた．本舞台では，月の縦孔は月面基地

された月の縦 孔について知ったそうです．シナリオ（コロニー）として，地下の横穴は月の空港につなが会議の際に，著者の辻村深月先生と八 鍬 監督とでる迷路として登場する（図10）．また，月の重力キャ

相談をしていく中で，月の縦孔のことについて話題ンペーンとして「UZ U M Eキャンペーン」という名がになり，辻村深月先生が脚本を書かれたそうです」

用いられ，アマテラスオオミカミの説明も俳優のセリ

3.4

プラネタリウム番組『忍たま乱太郎』

4つめは，プラネタリウム『 忍たま乱太郎の宇宙大冒険 w it h コズミッククフロント☆ N E XT

フにある．脚本家の新井総氏に月の縦孔を脚本に取り入れたきっかけを伺ったところ，以下のような回答を得たので紹介する．
「これは，日常的な宇宙リサー

月ウサチの一環です．本公演は，月基地が舞台の『月面半ギがクレーターをかけるの段 』である[ 15]．忍たま乱

魚人 』という作品の続編で，『月面半魚人 』の公演と太 郎は，N H Kで放送されている子供向けの人気ア「かぐや」打上げがほぼ同時期で，ずっと「かぐや」のニメである．
「月ウサギがクレーターをかけるの段」

データは拾っていました．次に月の話をする時は，かの初回テレビ放送は2016 年 3月で，その後 2017年にぐやのデータを使おうと考えていました．そして本公

プラネタリウム番 組としてつくばエキスポセンターや演では，縦孔の奥に月基地（コロニー）を作る設定にぐんまこどもの国児童会館，佐賀県立宇宙科学館等しました．そしたら，公演終了の49日後に，横穴発の全国 8 館以 上のプラネタリウムで上映されている．

見のニュース！創作劇が未来を的中した瞬間でした．

128

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

いやぁ面白い．宇宙や未来は，繋がっているんです」

催団体の宇宙建築コンテスト実行委員会であり，本稿著者の春山は，審査員として依頼を受け参加している．第3回の応募作品は21作品あり，大学生や社会人のチームなどが 応 募している．本 稿 著 者の新井も，社会人の有志チームで「PEACE PL A N E T
project」と題して応 募し入 賞している．全 作 品はホームページで公開されている[ 16]．コンテスト形式
をとることで，質の高い“未来の月地下空間基地”のアイディアが集まり，かつ，応募者チームらは，月やその地下での建築・生活・国際協力などについて深く考察を重ね，作品に仕上げたことであろう．

図9： 月をテーマにした舞台のポスター（提供：宇宙食堂）

図11：建築デザインコンテスト「第3回宇宙建築賞」
募集要項の一部抜粋
課題はUzumarch。 ©宇宙建築コンテスト実行委員会/TNL

図10：舞台『超絶ブルームーン〜2067年、宇宙の果ての秘密基地へ
キミに愛に行く〜』（提供：宇宙食堂）（a）
壇上の奥に見えるグレーの大地が月の大地。人々はその下（地下の孔の中）に住んでいる…というイメージ（b）
縦孔迷路の入口の扉。

3.6

建築デザインのコンテスト「宇宙建築賞」

4. 考察とまとめ
UZ U M Eのアウトリーチは，2012 年頃より，研究者自身による活動（フェーズI）と，その周辺のコミュ
ニティからなるアウトリーチチームによる活動（フェーズⅡ）とで，並行して行われてきた（図12）．JA X A
特別公開や「かるた」イベント等は, 宇宙や科学に関

6つめは，2016 年 に 開 催され たコンテスト「宇 宙

心がある親子や大人が主なターゲットであり, 来場

建 築賞」のテーマに選 定されたことである．このコ

者も主にイベント開催地周辺住民が大部分であるとンテストは，宇宙飛行士の山崎直子氏をはじめ建築想定される. 一方, 書籍であれば全国に読者が広が家や研究者の協力のもと，「宇宙建築の会」が 2014

り, 月の縦孔について知名度・理 解度が広がると考年度 から始めたものである．第1回目の課 題は「宇える.また，宇宙博については，期間も2か月以上と宙観光 」，第2回目は「木星の月」，そして第3回目は

長く来 場者は37 万 7, 318人と発 表された．そのうち「Uz u ma rch」であった（図11）．Uz u ma rchという

例えば 1％の来場者が月の縦孔のジオラマやかるた

名称だけでは全くイメージが湧かないが，具体的にのポスターに目を止めてくれたなら宣伝効果は高い．

は22 世紀に月面洞窟に居 住を始めた第一世代の人その中で，月の縦孔・地下空洞に深く興味関心を持っ類が 舞 台になった超短 編 S Fを読み，「人 類の未 来

た人 がインフルエンサーとなってくれることを期 待について有益な月面施設を設計する」ことが設定条する．さらに, 2016 年頃より，映画やテレビ，プラネ件であった．このコンテストの課題を決めたのは，主タリウム番 組など多様なメディアに月の縦 孔が 登場

古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果／新井 他

129

するようになった．これは，UZ U M Eの研究チーム

2019 年はアポロ11号の月面着陸から50周年の年やアウトリーチチームによる直接的な宣伝や交渉にであった．そのため全国各地で月をテーマにした催よる広がりではないことが，関係者による取材で明しの開催や，天文雑誌の特集号の発売，テレビ等でらかになった．多様なメディア媒体への掲載により，の特別番組が放映された. その際に, 月の縦孔・地

いわゆる宇宙や月の研究に関してアンテナの高い高下空洞についてもこの機運に乗じて, 世間に存在が関心層や，インフルエンサー以外の一般市民へター

より知れ渡るチャンスがあった. そこで, 2019 年のアゲットが広がったことは，月の縦穴・地下空洞の認知

ポロ特 集号の 雑 誌４冊を調べたところ縦 孔に関す度向上につながったと期待される.

る記載は2か所のみであった．寺薗氏による解説記

2015 年に，かるた取りのイベント実施の際に小学事内での記述「月に縦穴が存在することなど，科学生 200 名以 上にとったアンケートでは ,「かるたを通的に重要な成果が次々と見つかり，月の科学に対しじて，新たな発見（学び）があった」と答えた子供はて大きな貢献を行った．」[19]と，ispaceの秋元衆平

参加者の6 割を占めた．そして約5 割の子供たちは，

氏の発言「死の湖には学 術的に興 味深い縦穴があ

もっと知りたいと回答した．さらに，UZ U M E 計画る」[20] である．いずれの雑誌も月特 集号ではあっへの応援の声やかるた自体への好評 価も得た .しかたものの，「かぐや」が発見した３つの月の縦孔名やしながら，月の地下どうくつに行ったとしたら何をし

UZ U M E計画に関する記述はなかった（表 5）．

たいか？というアンケートへの回答では，ゲームやひ仮に，雑誌等に月の縦孔・地下空洞の存在につい

るね等，日常の暮らしや遊びの延長で回答する子供て記載があり，初見の読者が多くいたとして，知名が 80% 以 上を占めた．はるばる月に行っても何をし度が増したとしても, 以下の点まで紹介される保障たらいいのか即時にイメージが湧かないのも無理ははない. ①月の縦孔・地下空洞は，日本の月周回衛星

ないが，子供たちには月世界に憧れや夢を抱いて欲「かぐや」が世界に先がけて発見したものである点 ,しいものである．2016 年以降は，多様なメディアが②月の縦孔に探査機を送り, 日本が世界に先がけて月の縦孔・地下空洞を取り上げているため，市民が月

詳 細な探 査をしたいと研究計画を練っている科学の縦孔について知る機会が増してきていると考える者コミュニティがいる点 , ③地下の構造的特 徴から（フェーズⅢ）．その結果，読者や観覧者にとって月

月面基地として適した空間であることについて科学の地下世界がより身近に感じられ，未来に想いを馳的な特徴と合わせて紹介される点等. 以上から, 筆

せ，想像する機会も増えたのではないかと考える.

者らはこれまで見えてきた課題を克服し，UZ U M E

図12：UZUMEアウトリーチ展開の広がりと3つのフェーズ

130

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

表5： アポロ11号月面着陸から50周年の特集号記事の比較
［17］
［18］
［19］
［20］

アウトリーチのフェーズⅣを，戦略的に考える時期に入ったと考えている．国内外では，小型月着陸実証

謝辞

機（S L I M）の計画や月軌 道プラットフォームゲート

本 稿執筆にあたり，以下の皆様にご協力頂いた．

ウェイ計画が現実味を帯びていく中で, 月の縦孔・地小西 麻 理 科 様（小 学 館ドラえもんルーム/ドラえも下空洞探査の存在を世間から取り残されたかのようん），新井総様（劇団ユニット 宇宙食堂 主宰/宇宙な錯覚に陥る．しかしながら，月の縦穴を扱った映演劇），仲山優 姫様（株 式会社コルク/宇宙兄 弟），

画や小説，まんが，舞台等の多様なメディア媒体の寺薗淳也様（会津 大学 准教 授 / 書籍・雑誌紹介），

力に後押しされ，大きく励まされながら，UZ U M E

佐伯和人様（大阪大学 准教 授 / 書籍・雑誌紹介），

計画を実現に導きたい．2019 年 3月，日本航空宇宙

渡 辺 勝巳 様（佐賀県立宇 宙 科 学 館 館長 /ドラえも学会の宇宙ビジョン2050に，月の地下空洞を利用しん），渡辺美和子様（渡辺教具製作所 取締役会長 /た月面基地のキービジュアル（提供：JA X A）が採用

月球儀 ），N ico spyder様（イラストレーター/かるた

されている［21］．このビジュアルは，本 稿著者の春

イラスト）．ここに記して深謝の意を表する．

山と河野 への取材をもとに制作されたものである．
このキービジュアルの登場により，良い意味で二次利用が始まっている．
将来の有人月利用に向けて，月で何をしたいか・
何をするべきかについてイメージが湧かない子供たちが大多数であった．月の地下空洞は，その構造的な特徴のみならず，放射線防御や温度などの観点からも基地として最適である．そういった科学的知識も周知していきたい．多様なメディア媒 体の力との

参考文献[1] Haruyama, J.et al., Geophys. Res. Lett. 36,
L21206, 2009.
[2] Cusshing, G.E. et al. 2007, Geophys. Res. Lett.
34, L17201.
[3] 新井真由美 他, 2013, 宇宙科学技術連合講演会
2F18.

相乗効果で，次世代を似合う子供たちに月火星の地[4] 新井真由美 他, 2015, 日本地球惑星科学連合

下世界への夢や憧れ，月火星を利用する未来社会を[5] Kaku, T. et al., Geophys. Res. Lett.44 ,2017.

描く力の養成をフェーズⅣで行っていきたい.

[6] https://www.mext.go.jp/b_menu/shingi/

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古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画におけるアウトリーチ活動の歩みとその成果／新井 他

gijyutu/gijyutu2/shiryo/attach/1345270.htm[7] 佐伯和人, 2016, 新日本出版社[8] 春山純一, 2016, ロビー出版[9] 寺薗淳也, 2018, PHP文庫[10] http://kazusa.net/uzume/[11] https://www.facebook.com/uzume.exploration/[12] https://www.facebook.com/uzume.karuta[13] 小山宙哉，
2016,

宇宙兄弟28巻, 講談社[14] 藤子・F・不二雄（原作），
辻村深月（著）, 2019,
小学館[15] https://www.d-dpictures.co.jp/
planetarium/1270/[16] https://tnlabsa.wixsite.com/tnlab/spacearchitecture-award[17] ナショナルジオグラフィック日本版,2019年7月号[18] 月刊 星ナビ, 2019年7月号[19] 月刊 星ナビ, 2019年8月号[20] 日経サイエンス, 2019年8月号[21] https://www.jsass.or.jp/wpcontent/uploads/2019/05/JSASS_
SpaceVision2050_20190313_JPN.pdf

131

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132

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

特集
「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

⽉縦孔地形による放射線防護効果

内藤 雅之1，⻑⾕部 信⾏ 2，天野 嘉春 3，⼩平 聡1
2020年6月26日受領，査読を経て2020年7月25日受理（要旨） 本 研究では月面と縦孔周辺における放射線環境について考察した．月面は大気や磁場がなく，
銀河宇宙線や太陽粒子線といった高エネルギー粒子に直接さらされる過酷な放射線環境である．月面における放射線被ばく量は実効線量当量で約420 m Sv/y ( 太陽活動極小期)であり，こうした放射線環境に長期間人類が滞在するためには放射線防護と被ばく量の管理が不可欠である．見積の結果，縦孔内の被ばく量は概ね一次 粒子の立体角と共に減少した．マリウス丘で観測された縦孔を仮定した場合，孔の底の被ばく量は最大で約25 m Sv/yとなり，A lの防護壁に換算すると約1 mに相当する防護効果が得られることが明らかになった．縦孔環境は放射線防護の観点から有望であり，将来の長期間の有人探査において重要であるといえる．本研究は，これから⾏われようとしているUZ U M E 計画に重要な科学的知⾒を与えるものである．

1. 宇宙の放射線環境
月面をはじめとする宇宙空間は銀河宇宙線(G CR :Ga lact ic C o sm ic R ay) や太 陽 粒子 線に直接さら考えたとき，宇宙放射線による被ばくは探査期間を制限する要素の一つである．従って，長期間の宇宙滞在には，乗組員の放射線防護と被ばく量の管理が不可欠である．

される放 射線環 境である．これらの宇宙 放 射線は

銀河宇宙線は太陽系外から定常的に飛来する粒

地球上では厚い大気と磁場によって遮蔽されている

子群で，そのほとんどが 高エネルギーの荷 電 粒子

ので，地表における宇宙放射線由来の年間被ばく量によって構成される．構成粒子の約87%が陽子，約は約 0. 39 m Sv/yである．国際宇宙ステーションが12%がヘリウム核，残りの約1%がリチウム以上の重周回する地 球低 軌 道は地 球 磁 場によってこれらの粒子成分である[2]．銀河宇宙線 粒子は太陽風が引粒子の一部は遮蔽されているが，月や深宇宙ではこき延ばした惑星間磁場と相互作用して変調されるたれらによる遮蔽効果は得られない．M a rs S cience

め，太陽活動に依存してその強度が変化する．太陽L aborator y ( M S L)の航行期間中の観測によれば，活動は約11年を周期として極大と極小を繰り返して深宇宙における定常被ばくの線量率は約660 m Sv/

おり，銀河宇宙線の強度は太陽活動極大期に極小yである[ 1]．重篤な放射線被ばくは深刻な健康被害となり，極小期に極大となる．太陽活動極小期と極を及ぼす可能性があるため，将来の有人宇宙滞在を大 期における銀 河宇 宙 線のフラックスはそれぞれ
225 pa r t icles /cm /s と2 pa r t icles /cm /s 程 度 で1.量⼦科学技術研究開発機構，
2.早稲⽥⼤学先進理⼯学部物理学科，
3.早稲⽥⼤学基幹理⼯学部機械科学・航空宇宙学科

ある[ 3]．銀河宇宙線 粒子のエネルギースペクトルは
複数のモデルが構築されており，数百 MeV/nにピークをもち，10 G eV/n 以上の高エネルギーでは冪型

⽉縦孔地形による放射線防護効果／内藤 他

スペクトルである[ 3, 4]．
太陽粒子線は爆発的な太陽活動によって太陽表面から宇 宙空間へ放出される粒子群である．ほとんどの太陽粒子は10 MeV/n以下であり，固体や液133

2. 放射線線量率の見積もり
月面の放射線はその成因によって以下の３つに大別される．

体中の飛程 * がμm程度と短い．そのため防護が容易であり，放 射線被ばくとして問題になることはあ① 月外部由来の放射線

まりない．しかしながら，大 規 模な太 陽フレアやコ② 外部由来の放射線が月物質と相互作用すること

ロナ質量放出などの太陽イベントに伴い，G eV/nを
超 える高エネルギー粒子 ( S EP : S ola r Energet ic

によって生じる二次放射線③ 月面の天然放射性核種の崩壊によって生じる放射線Pa r t icle) が大 量に放出される．一部の大規模イベ
ントではS EPのフラックスが極めて大きく，二次粒子①は銀河宇宙 線と太 陽 粒子 線 が 代 表 的であり，(中性子)の線量率が短時間で上昇するイベントとして②にはこれらの高エネルギー粒子が月物質の原子核

地 上で観測される．これらをGL E (Grou nd L evelと核破砕反応を起こすことで生成する軽い原子核のEn ha ncement)イベントと呼んでいる．GL Eイベン

他，中性子，電子，ガンマ線，π粒子，μ粒子などがトは1951年に中性子モニターが導入されて以来，約含まれる．二次粒子の中で最も影響の大きいのは中70 年間で 70以上が観測されている[ 5]．こうしたイベ性子である．これらは一連の数値シミュレーションにントは地表で観測されるものだが，地球周回の月表

よってその被ばく量を見積もることが可能である．

面でも同様に大規模な粒子イベントとして観測され核破砕反応による高速中性子の生成率は一般にるだろう．これまでの地球周回衛星による観測では標的となる物質の平均原子量が大きいほど大きくな

1イベントで最大 1010 pa r t icles/cm 2 近いフラックス

る．実際，月面ではFeやTiに富む玄武岩質の海の方のGL Eイベントが報告されており[6]，大規模イベン

がA lやCaに富む斜長石質の高地よりも高速中性子

トでは被ばく量も大きくなることが懸念される．

の存在量が大きくなることが観測によって示されていこれらの放 射線から身を守るための手段として，る[e.g. , 12]．本研究では線量率のワーストケースとし

放 射線 遮蔽材による受動的な防護や電場・磁場をての見積もりを得るため，海の月面組成としてアポロ用いた能動的な防護が 検 討されてきた [ 7, 8]．特に12 号のリターンサンプルの元素組成 [13]を採用した．

月面に関しては，月面物質や月の溶岩洞を放 射線

一方で，Slaba et a l. [14]は様々な月面の元素組成に防 護に 利用することが 有 望である[ 9, 10]．かぐや

対して線量率を計算し，元素組成の二次粒子線量率( S E L E N E)の観測によって発見された縦孔地形は，への寄与は最大で銀河宇宙線に対しては9%，GLE

その成因から地下の溶岩洞へと続いていると考えらイベントに対しては6%と見積もっている．このことかれている[ 11]．溶岩洞の内部は低線量率な放射線環

ら，月面元素組成について二次粒子が線量率に与え境に加え，安定した温度環境と微小隕石から身を守る影響は大きくないことが明らかになっている．

ることが可能であり，過酷な宇宙環境で人類が滞在するための候補地として有望視されている[ 9]．

銀河宇宙線と代表 的な GL Eイベントを一次 粒子として月面と縦孔地形周辺に照射し，一次粒子と二これまでに月の溶岩洞を利用した放 射線 防 護が次 粒子による月面線 量率と縦 孔内の線 量空間分布検討されている一方，その入り口としての縦孔とそのを数値シミュレーションによって見積もった．粒子の周辺領域の放 射線環 境は十分な検 討がなされてい輸送と生成の計算には粒子・重粒子輸送計算コードない．そこで本研究では，月面と縦孔周辺領域の放PH I T S ver. 3.17[ 15]を用いた．図1に計算に用いた

射線 線 量率を数値シミュレーションによって見積もジオメトリの概念図を示す．縦孔の大きさはφ50 m

り，それらを比較することで縦孔地形による放射線× 43 m (マリウス丘の縦孔 )とし，孔の底から水平に防護効果を評価した．

高さ17 mの溶岩洞へつながると仮定した[ 16]．月面の線量計算は縦孔領域外の月面上φ1 m × 1 mを

* 物質中を粒子が走る平均の距離

観測領域として実効線量当量を得た．

134

図2に本研究で使用した一次粒子のエネルギース
ペクトルを示 す．銀河宇 宙 線のスペクトルは DL Rモ

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

3. 月面の放射線線量率

デル [ 3]を使 用した．太 陽活動極大 期 ( 2001年 )と極

銀河宇宙線とGL E 粒子照射時の一次 粒子・二次小期 ( 2010 年) のスペクトルについて，水素から鉄ま粒子による月面の縦 孔領域 外での線 量率をそれぞでの原子核を一次 粒子として照射した．GL Eイベン

れ表１に示す．定常被ばくである銀河宇宙線によるトとして，定量的なスペクトルが得られている近年の線量率は太陽活動極小期で416 m Sv/y，極大期でイベントから比較的強度の大きい2000 年7月，20 0 3も161 m Sv/yとなった．極小期の一次粒子による被年 10 月， 2 0 0 5 年 1 月 の G L E を 選 択 し た [ 6 ] ．エ

ばく量は356 mSv/yであり，Z eit l i n et a l . [ 1]によっ

ネルギー領 域は銀 河宇 宙 線・G L E イベントともにて見 積もられた深 宇宙での被ばく量の約半分であ10 MeV/nから10 G eV/nまでとした．

る．月によって銀河宇宙線の半分は遮蔽されている③はK , Th , U系列の放射性核種由来のガンマ線ため，実測値と比較して矛盾しない結果が計算で得が主である．これらの元素存在量はこれまで複数のられている．JA X Aの規定する宇宙飛 行 士の生涯

ガンマ線観測によって月面の存在量分布が求められ被ばく量の制限は表 2の通りである[20]．これらのており[e .g . , 17, 18]，その存在量から線量率を推定

比較からも，月面での長期間の滞在を考えた場合，可能である．これらの不適合元素は共通してコペル

戦略的な放 射線防護と被ばく量管理の必要性は明ニクスの南東部周辺 (フラマウロ地域 )で最大濃度がらかである．

観測されている．今回は線量率が最大になる場合を

GL Eイベントによる被ばく量は銀河宇宙線による仮定するため，K , Th , Uについてそれぞれ観測値

線量率と比較して大きく，1 Svを超えるイベントもみの最大となる4, 300 ppm，13 ppm，7. 3 ppmを採られる．一方で，GL Eイベントによる被ばくはほとん

用し，線量率を求めた．

どが一次粒子によるものであり，二次粒子の寄与はそれぞれの放射線の存在量から線量への換算に小さい．それに対して，銀河宇宙線は二次粒子の線は国際放射線防護委員会の2013 年勧告 [ 19]によっ量率が 全 体の20%前後を占める．この違いは銀河て得られた，人体モデルへ等方照射したときの実効宇宙線とGL E 粒子のエネルギー分布の違いに起因

線量当量への変換係数を用いた．

するものである．図2からもわかるように，GL E 粒子
はいずれも100 MeV以下の低エネルギー領域の粒子の占める割合 が大きい．100 MeV以下の陽 子の核破砕反応断面積は小さいため，GL Eの線量への二次 粒子の寄与が小さくなったと考えられる．太陽活動極小期と極大期の銀河宇宙線で比較しても，極大期の方が二次 粒子線 量率の占める割合が大きく

図1： 数値シミュレーションのジオメトリ．

なっている．図2から，極大期の方が極小期よりも高エネルギー粒子の占める割合が大きいことがわかる
ため，合理的である．
一次 粒子のエネルギー分布の違いは遮蔽材を用いた際 の防 護 効 果にも表 れる．図3はアルミニウムとポリエチレンを遮蔽材として用いた場合の太陽活動極小期の銀河宇宙線と３つのGL Eの線量率の変化 である．エネルギーの 低い粒子の割 合 が 大きい
20 0 0 年7月と20 03 年10月 の GL E イベント は10 g /2

cm 以下の遮蔽で被ばく量を10% 以下まで低減可能
図2： 銀河宇宙線 (太陽活動極小期: GCR min, 極大期: GCRmax)とGLEの陽子スペクトル[3, 6]．

だが，銀河宇宙線や2005 年1月のGL Eイベントのよ
うな高エネルギー成分が大きいイベントでは遮蔽効

⽉縦孔地形による放射線防護効果／内藤 他

果が小さいことが分かる．これらの遮蔽効果の差は入射粒子の飛程の長さの違いに起因する．

135

4. 縦孔とその周辺の線量分布

表 1と図3から分かる通り，GL Eイベントによる線

ここまでの 結果から分 かるように， 一次 粒子が量は非常に大きいが，遮蔽材を用いた GL E 粒子のGL E 粒子の場合には二次 粒子はほとんど発生しな防護は十分現実的である．従って，有人宇宙滞在に

い．縦孔内部の一次粒子による線量空間分布は，イ

際しては太陽活動を定常的に観測し，大規模イベン

ベントが 変わっても線 量率の絶 対値が 変わるのみ

ト時には一時的に防護壁内に退避することで重篤なで，ほとんど同様の分布を示すと考えられる．従っ

被ばくを避けることができる．

て，縦 孔領域の線 量分布については銀河宇宙線の天然放 射性元素由来のガンマ線による線 量率は

太陽活動極小期のみを扱い，その結果を一次 粒子

計 算によって0. 32 m Sv/yと求 められた．表 1の 値と二次粒子に分けて記載する．それぞれについて別との比較から分かる通り，天然放 射 性元 素由来のの粒子イベントの月面線 量率で 規 格 化 することで，

線 量 率は銀 河宇 宙 線や GL E 粒子による線 量 率と縦孔領域のそのイベントの線量分布を概ね推定は可

比較して3 桁から4 桁小さい．従って，月面における能である．

被ばく量の位置による変 動は元 素組 成の違いによ

図 4に縦孔中央φ10 m の線量率の深さ依存性をる二次 粒子の線 量率にのみ依存すると考えてよい．

示す．線 量率は一次 粒子・二次 粒子ともに深さと共Slaba et a l . [ 14]から，月面線量の変動は全体としに減少し，全線量率は孔の底で約25 m Sv/yと，月ては数 % のオーダーであると推定されるため，月全面縦孔領域外の10% 以下になった．遮蔽材によって球の線量率は概ね一様であるといえる．ただし，本線 量率を10%まで低減するには，アルミニウムなら研究で対象としている縦孔地形など，月面に存在す

約250 g /cm 2 ，ポリエチレンなら約150 g /cm 2 が必る地形が一次 粒子の一部を遮蔽することによって局要である(図3)．この厚さの遮蔽材を月面に直接持ち

所的に低線量領域を形成することは考えられる．

込むことは輸送コストが大きく，現実的ではない．こ

表1： 月面での銀河宇宙線とGLEイベントによる実効線量当量．

表2.：宇宙飛行士の生涯被ばく制限[20]．

図3： 銀河宇宙線とGLEイベントにアルミニウム(Al, 実線)とポリエチレン(PE, 点線)を遮蔽材として用いた場合の線量率の遮蔽厚さ依存性．0 g /cm 2 でそれぞれ値を規格化している．

136

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020のことから，縦孔を利用することによる遮蔽は遮蔽いる[23]．したがって，溶岩洞を利用して銀河宇宙材を使用するよりも効果的であり，低線量率を月面線による被ばく量を1. 0 m Sv/y以下に抑えることはで実現するための手段として有望であるといえる．

十分 現実的であると考えられる．ただしこの場 合，縦孔内の線量率の変化は概ね立体角の変化によ天然 放 射 性 元 素由来のガンマ線による被ばく量がるものである．一次粒子の線量率は線源の立体角の同程度存在する可能性がある．そのため，本研究で変化 ( 図 4 緑 太 線 )とほとんど 線 形に変化している．

示す1 m Sv/y前後の低線量環境についての計算精

一方で，二次 粒子の寄与は孔の底で50% 程度まで

度は十分でないことは留意すべきである．

増加している．二次粒子の寄与の増加は二次粒子源

なお，本研究では溶岩洞を縦孔の底からつながるとなる壁や地面の占める立体角が孔の深くに入るほ

平らな空間として仮定している．実際には地面に起ど増加するためであると考えられる．なお，このとき

伏あることや横穴が湾曲していることが考えられる．

天然放射性元素由来のガンマ線の存在量も壁や地

実際の放射線環境を推定するには縦孔内部の地形

面の立体角と共に増加すると考えられる．今回仮定を調査し，その形 状に即して計 算のジオメトリを変したK , Th , Uの存在量であれば，その被ばく量は更する必要がある．

最大で約1. 2 m Sv/yである．
月物質によって遮蔽され，一次粒子を天頂開口部の立体角分まで被ばく量を低減することができるという縦孔の特徴は，宇宙環境の放射線防護では特に有効である．図3に示したように，銀河宇宙線のような飛程の極端に長い粒子イベントに対しては防護材を用いた放射線防護は効果が薄い．従って，縦孔環境は一次 粒子となるイベントの種類や大きさに寄らずほぼ一定の割合で被ばく量を低減可能であり，月面で人類が長期間滞在するのに有望な候 補地であるといえる．
図 5に縦孔の底から高さ1 mの領域における線量
率の水平 位置依 存性を示す．銀河宇宙 線による線量率は縦 孔の縁周辺 (±25 m)で約20 m Sv/yであり，横孔に入ることでさらに小さくなる．国際放射線防護委員会の定める地球 上での公衆被ばくの基 準

図4： 太陽活動極小期の銀河宇宙線による線量率の縦孔深さ依存性．比較のため一次粒子の立体角の変化を0 mで規格化して示している(緑太線)．

値は1. 0 m Sv/y，職業被ばくの基準値は50 m Sv/y及び 100 m Sv/ 5yである[21]．従って，縦 孔を利用することで職業被ばくの基 準値程度まで被ばく量を軽減することが 可能である．直径 50 mの縦 孔中心から側方の横穴 ( 溶岩洞 ) へ75 m移動することで銀河宇宙線による被ばく量は太陽活動極小期でも1. 0
m Sv/y以下となり，地球上の公衆被ばく基準値以下の放射線環境を実現可能である．
ここで，Lunar Reconnaissance Orbiter ( LRO)の斜め観測によれば，横穴の奥行は最低 10 数 mとされている[ 16]．また，数値計算による見積もりで溶岩洞の径は最大で数百mからk m [ 11, 22]，レーダ
観測による見積もりで約50 k mの長さが見込まれて

図5： 縦孔の底における銀河宇宙線線量率の水平方向位置依存性．

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⽉縦孔地形による放射線防護効果／内藤 他

137

5. まとめRep., NASA/TP-2013-217376.
[5] Lopate, C., 2006, in Sol. Eruptions Energ. Part.,

本 稿では，月面及び月縦孔地形周辺の放射線 線283.

量を見積もった．定常的に降り注ぐ銀河宇宙線による[6] Mewaldt, R. A. et al., 2012, Sp. Sci. Rev. 171, 97.

被ばく量は太陽活動極小期に最大の約420 m Sv/y[7] Durante, M., 2014, Life Sci. Sp. Res. 1, 2.

となった．また，月面の放射線環境は場所による変[8] Naito, M. et al., 2020, Life Sci. Sp. Res. 26, 69.

化はほとんどないと予想される．太陽の大規模イベ[9] Angelis, G. De et al., 2002, J. Radiat. Res. 43,

ント(例えば地表で観測されるようなGL E) が発生しS41.

た場合，1 Svを超える被ばく量が懸念されるが，大[10] Reitz, G. et al., 2012, Planet. Space Sci., 74, 78.

部分の太陽粒子イベントはエネルギーの低い粒子に[11] Haruyama, J. et al., 2009, Geophys. Res. Lett.

2

よる被ばくが支配的であるため，数 g /cm の遮蔽材
によってほとんどを防護可能である．
一方，縦 孔の内部では被ばく量は概ね立体角の変化に従って減 少した．太 陽活動 極小 期の銀河宇
宙線の被ばく量は，マリウス丘の縦孔の底では約25

36, L21206.
[12] Hareyama, M. et al., 2016, Nucl. Instr. Meth. A.
828, 145.
[13] Lucey, P., 2006, Rev. Mineral. Geochemistry 60,
83.

m Sv/yまで低減可能である．縦 孔の底の中心から[14] Slaba, T. C. et al., 2011, Radiat. Res. 176, 827.

水平に75 m ( 側 壁 から50 ｍ ) 程 度の空 間が 存 在 す[15] Sato, T. et al., 2018, J. Nucl. Sci. Technol. 55,

れば，公 衆被ばくの基 準 値である1. 0 m Sv/y以下まで被ばく量を抑えることができる．従って，縦 孔
地形は宇宙環境において地球と同程度の低線量空間を提供することができ，月における長期間の有人滞在を考えたとき，有望な地形であるといえる．本
研究は古今 未曽有の日本の月/火 星地下世界 探 査( UZ U M E) 計画に向けて重要な科学的知⾒を提 供

684.
[16] Robinson, M. S. et al., 2012, Planet. Space Sci.
69, 18.
[17] Prettyman, T. H. et al., 2006, J. Geophys. Res.
111.
[18] Yamashita, N. et al., 2010, Geophys. Res. Lett.
37, L10201.

するものである．より詳細な放 射線環境するために[19] ICRP, 2013, ICRP Publ. 123. Annu. ICRP, 42.

は、縦孔内部の放射線と地形環境の実測が不可⽋[20] JAXA, 2013, http://iss.jaxa.jp/med/research/

である．

謝辞

radiation/.
[21] ICRP, 2007, ICRP Publ. 103. Annu. ICRP, 37.
[22] Blair, D. M. et al., 2017, Icarus 282, 47.
[23] Kaku, T. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 44,

本稿を投稿するにあたり，査読者である慶應義塾大学の寺沢和洋様に有意義なコメントと提案を多数いただきました．この場を借りて御礼申し上げます．

参考文献[1] Zeitlin, C. et al., 2013, Science 340, 1080.
[2] Simpson, J. A., 1983, Annu. Rev. Nucl. Part. Sci.
33, 323.
[3] Matthiä, D. et al., 2013, Adv. Sp. Res. 51, 329.
[4] OʼNeill, P. M. and Foster, C. C., 2013, Tech.

10,155.

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138

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

系外惑星
「遠い世界の物語」
その13〜系外惑星大気中の鉱物雲〜
大野 和正1
2020年6月30日受領，査読を経て2020年7月24日受理（要旨）系外惑星の大気組成は，惑星の形成・進化過程を探る重要な手がかりである．系外惑星大気はトランジット分光観測などによって近年盛んに調べられている. しかし, 多くの系外惑星は厚い雲に覆われていると考えられており，それらの大気組成を類推するのは容易ではない．本 稿では，系外惑星に存在が示唆される鉱物雲に関する基本的な背景を紹介した後，筆者らの近年の研究から明らかとなった鉱物雲の鉛直構造や大気観測への影響に関する知見を紹介する．また，雲微物理モデルを応用することで「曇った系外 惑星の大気組成に対してどのような示唆が得られうるか?」「 得られた大気組成は過去の惑
星形成過程にどのような示唆を与えうるか？」といった問いにも答える．

1. はじめに学および天文学における大目標の1つであると言っても過言ではないだろう．

今 日ま で に410 0 個 を 超 え る太 陽 系 外 惑 星 が系外 惑星の大気組成は惑星の起源を探る有力な

発 見 さ れ ( 2020 年 6月 時 点，NA S A Exopla net

手がかりの1つである．惑星大気は，惑星形成の舞A rch iveを参照 )，系外惑星の発見は2019 年のノー台となる原始惑 星 系円盤中のガスの捕獲や惑 星材

ベル物理学 賞にも選ばれた．太 陽系外には中心星

料物質の蒸発・脱ガス等によって形成されると考え近傍を公 転する灼 熱の巨大ガス惑 星 (ホットジュピ

られており，大気組成は過去の形成過程を反映してター)，大きく歪んだ楕円軌道を持つ惑星(エキセントいると期待される．例えば円盤ガス由来の大気は水

リック・プラネット)，地球と海王星の中間サイズを持

素に富むことが，一方で脱ガス大気は水蒸気や二酸

1つ惑星(スーパーアース )といった，太陽系には存在化炭素といった重元素に富むことが期待される．ましない多種多様な惑星が存在することが知られていた，原始惑星系円盤は場所によって化学組成が異なる．近年ではケプラー宇宙望遠鏡などによる系外惑ることを利用し，大気組成から惑星の形成場所を推星探 査により，およそ2 つに1つの太 陽型 星が系外定する試みもなされている．

惑星を保 持すること，スーパーアースの出現頻度が系外 惑星の大気は地上・宇宙望遠鏡の双方から

巨大ガス惑星より桁で高いことといった統計的な情盛んに調べられている．観測的に系 外 惑 星の大 気報も明らかとなってきている[ 1]．
「多種多様な系 外を探る上で，近年問題となっているのが系外惑星大惑星系はどのような物理・化学プロセスによって生まれてきたのか?」これに答えることは，今日の惑星科

1.東京工業大学

1

ここでのスーパーアースの定義付けは実は古典的なものである．
近年では地球と海王星の中間サイズの惑星のうち，約1.5地球半径より小さい惑星をスーパーアース，それより大きい惑星をミニネプ
チューンと呼ぶ風習が広まっている．本稿では便宜上，両分類をまとめてスーパーアースと呼称する．

系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野139

気に存在する雲である．雲とは大気中に存在する固いう性質を利用した観測手法である．図1の概略図

体 (または液体 )の微粒子群 (エアロゾル)の総称であを用いて具体的に紹介しよう．系外惑星が中心星のり，本 稿では特に蒸気の冷却凝 縮から形成される

前を横切ると，中心星の一部が隠されることで減光

凝 縮雲を雲と呼ぶ．水 星以外の太 陽系の惑星にはが 起きる．減 光の一部は惑星大気に存在する分 子

例外なく雲が存在し，我々の地球には水の雲，金星や原子が中心星の光を吸収・散乱することで起きる．

には硫酸の雲，火星にはドライアイス(C O 2 )の雲，木

分子や原子には特定の波長で光を強く吸収する性質

星や土星にはアンモニアなどの雲，天王星や海王星があるため，減光率 (トランジット深さと呼ばれる)はにはメタンなどの雲といったように，惑星の温 度に観測波長によって異なる．分子・原子の種類毎にど応じて多種多様な雲が存在する．本稿では系外惑星の波長の光を吸収するか異なるため，減光率の波長の大気観測と絡めて，系外惑星における雲形成過程

依存性 ( 大気透過光スペクトルとも呼ばれる)を調べについて筆者らの近年の研究成果も交えて紹介してることで大気組成を類推することができる．これまいく．なお，凝縮雲以外の大気エアロゾルとして，大で約40天体ほどの系外 惑星に対してトランジット分

気中の炭化 水素などの光化学反 応で形成される有光観測は行われており，H 2 O，Na , K , Heといった機物ヘイズも近年注目を集めている．系外惑星にお様々な分子・原子の発見に成功している[ 3]．トラン

けるヘイズ形成と大気観測への影響については川島ジット分光観測については福井氏と成田氏や川島氏

氏による遊星人記事 [2]などを参照されたい．

による遊星人記事 [2,4]も参照されたい．

2. 系外惑星の大気観測と雲の問題
2.1

系外惑星のトランジット分光観測

トランジット分光観測は複数の天体に対して行われているが，その中で大気分 子の吸収が非常に弱い系外 惑星というものが多数報告されている．このような観測スペクトルは波長依存性が弱いことから，
無特徴 (feat u reles s)，あるいは平坦 (f lat)スペクト

系外惑星大気の観測手法はいくつかあるが，今日ルなどと呼ばれている．平坦スペクトルの起 源にはまでに最も広く行われているのはトランジット分光観

いくつかの可能性があるが，その中でも広く受け入測である．トランジット分 光観測とは，系外 惑星大れられているのが「系外惑星の大気上層に雲が存在

気の不透明度が観測する光の波長に応じて異なるとし，大気透過光を遮っている」という説である．雲に

図1： トランジット分光観測の原理の概略図．系外惑星が中心星の前を横切った時の減光率(トランジット深さ)は惑星と中心星の半径比の2乗に比例する．トランジット深さは観測波長によって異なり，これは大気の不透明度の波長依存性に起因している．トランジット減光率の波長依存性を調べることで大気組成を類推できる．

140

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

よって大気吸収が弱められているという説はトランうる[ 12]．系外惑星以外でも，中心星近傍の系外惑ジット分光観測が行われ始めた2000 年代初頭から星と温度帯が近い褐色矮星に対して，色指数や光度示唆されており，近年のハッブル宇宙望遠鏡によるの時間変 動性などから鉱物雲の存在が示唆されて高精度観測によって確信的なものとなった[ 5]．観測

いる．

スペクトルの平坦度合いから，系外惑星の雲はかなり
2

上空に雲頂 が存在することが示唆されている．例えば-33中心星近傍の系外 惑 星は潮汐固定状 態 4 にあると考えられている．このような惑星では，昼 – 夜面のスーパーアースGJ436bや GJ3470bでは~10 気 圧 ，日射差が激しい大気循環を駆動しており，大気上層

スーパーアースGJ1214bでは~10 - 5 気圧より上空に雲での鉱物雲形成を促進していると考えられる．激し頂が存在することが示唆されている[ 5 -7]．平坦スペ

い大気循環の存在は，大気大 循環モデルを用いた

クトルは程度の差はあれど，スーパーアースからホッ理論研究 [ 13]に加えて，惑星の位相光 度変化や分トジュピターまで様々な系外惑星で報告されている．

子の吸収 線のドップラーシフトなどの観測からも示

系外惑星における雲の存在は平坦スペクトル以外

唆されている[ 14,15]．激しい大 気循環は大 気 上 層からも観測的に示唆されている．例えば大気透過光

への雲の輸 送を引き起こしうる．大 気 循 環 計 算にスペクトルの可視波長域には，トランジット深さが短Pa s sive t racerを導入した研究によると，雲を構成波長に向かうほど連続的に増加するスロープ構造がする微 粒子 (雲粒 )が十分に小さければ~10 - 3 –10 - 5 気

頻繁に観測されており，レイリー散 乱を引き起こす

圧のような大気上層まで雲は輸送される[ 16,17]．こ微小なエアロゾルの存在が示唆されている[8]．系外のように，中心星近傍という特異な環境は，大気中

惑星の1軌道周期の間の光度変化 (位相光度変化)はに分厚い鉱物雲を形成するのに適した環境であると大気の水平構造を探る有力な手段であるが，いくつ見ることもできる．

かの惑 星の光 度曲線は雲による反 射 光を反映していると考えられている[ 9]．これらの観測も雲の存在

2.3

系外惑星における鉱物雲モデリングを示唆するものだが，雲以外の解釈も可能である点

系外惑星の大気観測を解釈する上で，雲の取り扱には注意が必 要である．これらのトピックに関して

いには様々な手法がある．ここではそれらのうちのは筆者の論文 [ 10,11]などを参照されたい．

代表的なものを紹介する．最も単純な手法は，雲が2. 2系外惑星における鉱物雲

特定の高度より下層の透 過光を波長に依 存せず遮断すると仮定する，雲を“地面 ”として扱うものである

冒頭で紹介したように，惑星大気には温 度に応[ 18]．一見粗 雑に見える手法であるが，実装が容易

じて多種多様な雲が 形成されうる．大 気 観 測が 行

かつ雲粒が観測波長より大きい場合には良い近似とわれる系外 惑星の多くは中心星近傍の灼熱環境になるため，観測を解釈する上で現在も幅広く利用さあり，鉱物の雲という風変わりなものが大気中に存れている．この手法は雲頂高度を推定する上で有用在すると考えられている．具体的な鉱物雲の成分はであるが，一方で仮定した雲頂がどのような条件下

温度に応じて多岐に渡る．例えば温度 500 —1000K( 大気組成など )で生成されるか，また物理的に尤もの惑星では KClやNa 2 Sなどのアルカリ金属の雲が，らしいかに関しては分からないという短所がある．

1000 —1500Kの 惑 星では Mg SiO 3 などのケイ酸 塩

雲の鉛直構造や光学特性を左右する重要な要素の雲が，2000Kを超えるような超高温惑星においてとして，雲粒のサイズがあげられる．例えば，微小もコランダム(A l 2 O 3 )など 高温凝 縮物の雲が 存 在しな雲粒は重力落下の速度が小さく, 大気上層まで広2雲が観測者に対して光学的に厚くなる高度をここでは指す．

3
静水圧平衡大気を仮定して，圧力座標で高度を表現するのが慣習となっている．この方法であれば高度を定量する際に地面を定義する必要がない．低大気圧ほど大気上層に対応する．
4

惑星の自転と公転の周期が同期していることを指す．つまり，地球と月の関係のように，惑星が常に同じ半球面を中心星に向けていることになる．

がった雲を形成する傾向がある．また，観測波長より小さい雲粒はレイリー散乱を引き起こし，観測スペ
クトルの形 状に影 響を与える．これらの性質を捉えるため，雲粒のサイズに何らかの仮定をおくモデルがしばしば利用されている．例えば，Acker ma n 氏とM a rley氏によるモデル [ 19]は，雲粒の落下速度

系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野141と大気の平均鉛直速度の比が一定になると仮定して以下では，スーパーアースGJ1214bに存在が示唆

雲の鉛直構造を推定する手法をとっており，複数のされているKCl雲を1つの例として，雲の鉛直構造

系外惑星に適用されている．別のアプローチとして，やトランジット分 光 観 測への影 響を見ていく．KCl

雲粒のサイズを一定と仮定して重力落下と鉛直混合はGJ1214bの温度帯で最も存在量が高い凝縮可能の釣り合いから鉛直構造を推定する手法もあり，大な鉱物である．KCl 蒸 気の凝 縮，衝突 合 体による気循環計算におけるPa s sive t racerの平均鉛直分

成長，重力落下による沈降，大気循環による鉛直

布をよく再現することが知られている[ 16,17]．これ

輸送を考慮し，雲粒の数密度，質量密度，KCl蒸気らの手法は簡便さを保ちつつ，ある程度の物理的根密度の1次元移流拡散方程式を解くことで雲の平均拠に基づいて雲構造を推定できる長所がある．一方

鉛直分布を求めた．大気循環による雲粒の輸送は，で，仮定した雲粒サイズが現実的かどうか分からな

GJ1214bに対 する大 気 循環 計 算 [ 17] から得られたいという短所が存在する．

渦拡散係数を用いて拡散項として近似した．

近年注目を集めているのが，雲微物理モデルと呼雲微物理モデルを用いる目的の1つは，系外惑星

ばれる雲粒の生成・輸送・成長を自己無撞着に計算

大気中で雲粒がどのようなサイズを持つのかを理解する手法である．地球における雲形成は，水蒸気がすることである．雲粒サイズに制約を与えることがで

大気エアロゾルを核として雲粒を生成し，凝 縮およきれば，雲の鉛直方向の広がりや観測スペクトルをび衝突併合で成長した雲粒が雨として地表に落下す

解釈する際の助けとなる．形成されうる雲の構造をるという一連の過程を含む．雲微物理モデルは，こ網羅するため，筆者らは雲底における凝結核の存在

れら雲の一生を可能な限り厳密に取り扱おうという量と大 気の重元 素存 在 量を様々な値に変えて計 算ものである．雲 微 物理モデルの系 外 惑 星への応用を行った．ここで重元 素とは水素・ヘリウム以外 のはHel l i ng氏らが先駆的に行い[20]，近年では筆者元素を指す．系外惑星大気の理論モデリングにおけらを含む複数のグループが精力的に取り組んでいるる共通の問題として詳細な大気組成が分からないと[21-23]．雲微物理モデルは雲粒サイズを仮定する必いう点があげられる．多くの研究では，太陽組成を要がなく，雲の構造を半ば ”予言 ” することも原理的ベースに重元素の存在量を増減させたものをモデルには可能である．しかし，雲の構造を決める様々な内で仮定しており，本稿でもこの慣習に従う．参考ま

物理量 (雲粒の種となる凝結核の存在量や大気組成

でに太陽系の巨大惑星の大気重元素量は，木星でなど )が系外惑星において未知なことに加えて，理論

太陽組成の~4 倍，土星で~ 9 倍，天王星と海王星でそのもの (例えば核形成率など )にも多くの不定性が~80 倍とCの存在量から推定されている[27]．

内包される点には注意が必要である．次章からは，筆者らの雲微物理モデルを用いた研究 [21, 24] から

3.1

図2に様々な凝 結 核数 密度 ( N C C N )，大 気 重元 素

得られた鉱物雲形成に関する知見を紹介していく．

3. 鉱物雲の形成過程と大気観測への影響

鉱物雲の鉛直構造量における雲粒の平均サイズと雲質量密度の鉛直分布を示した．鉱物雲の鉛直構造は，雲底付近での雲粒成長過程で基本的に決まる．雲粒サイズは雲底付
近で急激に増加する( 図2 左列 )．これは KCl 蒸気の系外 惑星における鉱物雲形成過程を調べるにあ凝縮および雲粒の衝突合体による成長に起因していたって，筆者らはモーメント法に基づいた微物理モ

る．凝縮蒸気の密度および雲質量密度はいずれも雲デルを用いた．モーメント法とは雲 粒サイズ分布の底 付近が最も高く，雲粒成長は雲底 付近で 最も効

5モーメント の時間進化を計算する手法であり，地球率的になる．一方，大気上層では蒸気密度および雲の雲形成のモデリングにも用いられている[25]．筆
者らの過去の研究においても，地球や木星の雲の鉛直質量分布や平均サイズをモーメント法でよく再 現できることが実際に確認された[26]．

5i次のモーメントはと定義される．ここでmは
粒子質量，
は と
の間の質量を持つ粒子の数密度である．0次のモーメントは総粒子数密度，1次のモーメントは総質量密度に対応する．

142

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図2： KCl雲の鉛直構造．各図の縦軸は大気圧で，低圧ほど上空に対応する．左列は雲粒の平均サイズを，右列は雲の質量密度を大気密度で割ったもの(質量混合率)の鉛直分布を示している．上段は太陽組成大気，下段は重元素の存在量が太陽組成の100 倍の場合の計算結果である．線の色の違いは雲底における凝結核数密度(NCCN)の違いに対応し，灰色点線は雲底高度(KCl蒸気の分圧が飽和蒸気圧を超える高度)を示している．Ohno & Okuzumi (2018) [21]の図3を改変．

粒数密度が低く，粒子成長が非効率なため，雲粒サ

め雲粒の落下速度が大きくなり，上層に向かうほど

イズはほぼ一定となる 6 ．Gao氏らによる雲粒が均質

質量混合率が低くなる(つまり雲が薄くなる)．雲がこ核形成で蒸気から直接形成されることを仮定した計

れ以上上層に到達できなくなる高度は，雲粒の終端算においても同様の傾向が見られている[22, 28] 7．

速度が渦拡散の速度スケールを上回る高度におおよ雲の鉛直方向の広がりは，雲質量混合率 (質量密そ対応し，雲粒サイズが小さいほど上空まで到達可度と大気密度の比)の鉛直分布から読み取れる( 図2

能となる．

右列 )．基本的に，雲の鉛直質量分布は雲粒の重力

雲粒がどの程度のサイズまで成長するかは，雲の落下と渦拡散の釣り合いから決まっている．大気深凝 結 核の存在 量や大気 組 成などに依 存する．例え層では雲粒の落下速度が遅く8 ，鉛直分布は渦拡散

ば，凝結核が大量に存在するほど上層の雲粒サイズ

で主に決まるため，雲質量混合率は鉛直方向にほぼは小さくなる傾向がある．これは凝結核が多いほど一定となる．一方，大気上層では大気密度が低いた

核一個あたりに分配される凝縮蒸気の量が少なくなることに起因する．一方，雲粒サイズは大気の重元

6

実際には，雲粒の重力落下が渦拡散による輸送より早くなるような大気上層では，平均サイズは上層ほど小さくなる[22]．これはサ
イズの小さい雲粒ほど終端速度が小さく，サイズ分布の小サイズ側に属する雲粒が選択的に上層に巻き上げられることに起因す
る．図2の計算ではデルタ関数的なサイズ分布を仮定しており，このサイズ分布が有限の幅を持つことに由来する傾向は現れない．
7

均質核形成を仮定すると，大気上層においても飽和蒸気から雲粒が新たに形成される．上層は蒸気量が低く，その場形成される雲粒の総量は低いが，渦拡散による雲底からの雲粒輸送が非効率な場合には重要となりうる．
8
鉱物雲の大半の領域で雲粒は大気の平均自由行程より小さいため，雲粒へのガスの抵抗則はエプスタイン則が適用される．この場合，雲粒の終端速度は雲粒の半径と密度に比例，大気圧(もしくは大気密度)に反比例する．

素量が高いほど大きくなる傾向がある．これは，雲の総質量 ( 凝 縮蒸気の存在量) が大気重元素量と共に高くなり，より効率的に粒子成長が起きるためである．また，大気重元素量には雲の質量混合率を底上げする効果もある．
系 外 惑 星大 気における凝 結 核量は未 知のため，それに由来する雲粒サイズや鉛直質量分布の不定性は存在する．しかし，凝結核量が未知でも雲粒平均
サイズの下限値を見積もることは可能である．図3に雲底 付近での成長を終えた後の雲粒サイズを凝 結
核数密度の関数として図示した．先述した通り，雲系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野

143

詰まった完全球でなく大量の微粒子が寄り集まった集合体 (アグリゲイト, 図 4の左 上パネル中の絵も参照 )となる．実際，地球大気に存在する雪片や煤などの固体微粒子はアグリゲイトであることが多い．アグ
リゲイトは内部に大量の空隙を持ち，その空気力学的および光学的性質は完全球と定性的に異なる．しかし，系外惑星の雲構造や観測スペクトルにどのような影響を与えるのかはこれまで明らかでなかった．
そこで筆者らは，原始惑星系円盤内の固体微 粒
図3： 上層における雲粒平均サイズ．横軸は凝結核数密度である．
太陽組成の100 倍の大気重元素量を仮定．青点線は凝縮
蒸気を凝結核に等分配したとして見積もられるサイズ，緑破線は衝突成長の時間スケールと渦拡散の時間スケールが等しくなるサイズを示している．Ohno & Okuzumi (2018)[21]の図5を改変．

子の密度進化モデル [29, 30]を雲微物理モデルに応用することで，“鉱物の雪雲 ”がどのように系外 惑星
大気中に形成し，大気観測に影響を与えるのかについて調べた [24]．モノマー(アグリゲイトを構成する
一個一個の微 粒子)は雲底 付近で凝 結 核に蒸気が凝縮することで形成したと仮定し，その後の雲粒ア

粒サイズは凝結核数の増加と共に小さくなるが，十グリゲイトの 衝 突 成 長 および 空 隙率 進 化を計 算し分大きな凝 結核数のときにあるサイズに漸近していた．計算においては凝結核数密度でなく，モノマーることが見て取れる．これは数密度が 高くなるほど半 径をパラメーターとして変化させた．これは凝 結衝突成長が効率的になることに起因しており，雲底核に凝縮蒸気が分配されてモノマーが形成されるとにおける衝突 成長タイムスケールと渦 拡 散タイムス

すると，モノマー半径と凝結核数は1対1で対応する

ケールの釣り合いから，以下のように平均サイズの下ためである9．この計 算の設定においては，高い (低限値(図3の緑波線 )を見積もることができる( 詳細はい) 凝 結 核 数 密度は 小さい ( 大きい) モノマーサイズ[21]を参照 )．

に対応する．
図 4に雲粒の空 隙率進化を考慮した場 合の雲鉛直構造を示す．まず平均サイズに着目すると，雲粒
アグリゲイトは完全球に比べてより大きなサイズまで

ここでHは大気のスケールハイト，K z は渦拡散係数，

成長する( 図 4 左 上 )．これは同じ質量の粒子でも低qは雲の質量混合率である．雲粒の組成をKClとし，密度の粒子の方が大きいサイズを持つことに起因す-2

重力加速度 10 m s を仮定したが，これらへの依存

る．雲粒の密度は成長に伴って減少し，大気上層の性は弱い．典型的なパラメーターのもとでは，雲粒比較的大きな雲粒アグリゲイトは物質密度より桁では少なくともミクロンサイズ程度までは成長すること低い粒子密度を持つ ( 図 4 右上 )．ちなみに地球の雪をこの結果は示唆している．大量の凝結核に凝縮蒸も大粒子ほど低い密度を持つ傾向があり，定性的に気を分配することで雲粒サイズを小さくしても，そのは整合的である．低密度な雲粒は落下速度も遅いた

後の衝突合体である程度のサイズまでは成長してしめ，完全球の場合に比べてより大気の上層まで到達

まうわけである．

する(図 4中上)．このように，雲粒の空隙率進化は巨3. 2

雲粒の空隙率進化

ここまでの議論や過去の先行研究において，鉱物雲を構成する雲粒は密に詰まった完全球であることが暗に仮定されている．しかし，鉱物雲を構成する
固体 雲粒に対しては必ずしも妥当な仮定ではない．
例えば固体 微 粒子が衝突合体で成長すると，密に大な粒子で構成された鉛直方向に分厚い鉱物雲を
9
具体的には，モノマー質量は雲底における蒸気量を凝結核数で割った値とした．言い換えると，モノマーサイズが図3の青点線に対応している．したがって，大きなモノマーサイズは少ない凝結核数，小さいモノマーサイズは凝結核数が多い状況に対応する．この手法は凝結核の質量を無視しているが，凝結核の質量混合率が凝縮蒸気の質量混合率より十分低ければ妥当な近似となる．

144

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図4： 空隙率進化を考慮した場合の雲鉛直構造．左列は雲粒平均サイズ，中列は雲質量混合率，右列は雲粒密度の鉛直分布を示している．上段ではモノマー半径0.1 µmを仮定し，完全球(灰色線)とアグリゲイト雲(緑線)の鉛直分布を比較した．下段ではモノマー半径0.01(深緑線)，0.1(緑線)，1 µm(薄緑線)におけるアグリゲイト雲の鉛直分布を示した．どちらの図でも太陽組成大気を仮定している．Ohno et al.
(2020) [24]の図3を改変．

形成するよう働く．

収 線リストを用いて分 子の吸収断面積を計 算した．

次に，雲 構造がモノマーサイズにどのように依存

雲粒の光学 特性は，完全球の場合はミー理論，ア

するかを見ていく．雲粒の平均サイズはモノマーが小グリゲイトの場合は修正平均場理論 [ 31]から計 算し

さいほど大きくなる(図 4 左下 )．直感的ではないかもた．KCl 雲粒の複素屈折率は参 考文 献 [ 32] が収 集しれないが，これはモノマーサイズが小さいほど雲したものを用いた．なお，現行のトランジット分光観

粒の密度が低くなるという傾向に起因している( 図 4

測がよく行われる可視・近赤外波長域ではKCl雲粒

右下 )．雲粒密度はモノマーが小さいほど低くなるたの単一散乱アルベドが非常に高く，KCl雲粒の減光

め，雲粒アグリゲイトはモノマーが小さいほどより上

断面積は散乱断面積とほぼ等しい．

層まで到達できるようになる( 図 4中下 )．ちなみに，

図 5に幾つかの理論 大気透過光スペクトルを示し

モノマーサイズが大きい場合には雲粒密度が殆ど低た．雲なし大 気の場 合は，主に H 2 O や CH 4 の吸収

下せず，完全球を仮定した場合とほぼ同じ鉛直構造に起因するトランジット深さの特 徴的な波長依存性となる．これは，モノマーサイズが大きい場 合には(フィーチャーと呼ばれる)が現れている．~ 0. 5µ mよ衝突成長が非効率であることに起因している．

り短波長では連 続的にトランジット深さが増加して

3.3

トランジット分光観測への影響

いるが，これは大気中のH 2 などによるレイリー散乱に起因する．

ここでは鉱物雲がトランジット分 光観測にどのよ

鉱物雲は現在観測が広く行われている可視・近赤

うな影 響を与えるのかを見ていく．大気の不透明度

外 波長 域のスペクトルに大きな影 響を与える．雲が(単位質量あたりの減 光断 面 積 ) の計 算においては存在する場合，ある高度より下層の透過光は雲に遮

鉱物雲の吸収・散乱に加えて，大気分子 ( H 2 , H 2 O,られ，大気分子のフィーチャーは著しく弱められる

CH 4 , C O, C O 2 , N H 3 , H 2 S , PH 3 )による吸収・レイ( 図 5上 )．どれだけフィーチャーが 弱められるかは

リー散 乱の寄 与も考慮した．大気 分 子の存在 量は雲の鉛直構造に依存する．完全球の場合，モノマー

熱 化学平 衡計 算から推定し，H I T R A N 2016の吸半 径 が小さい (つまり凝 結 核 数 が 多い) ほど雲が上系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野

145層まで到達するため，大気分子のフィーチャーが弱フィーチャーは残り続ける．言い換えれば，雲によっめられる．しかし，3.1 節で紹介したように雲粒サイてフィーチャーを隠す効果には限度がある．

ズには下限値があり，ある高度より上空に雲は到達

アグリゲイト雲は完全球の場合と異なる形 状の大できない．そのため，フィーチャーは完全に消えるこ

気 透 過 光 スペクトルを生 成 する( 図 5中)．完 全 球のとはなく．雲頂より上空に存在する大気分子由来の場合に比べてアグリゲイト雲はより上層に到達可能なため，大気分子のフィーチャーをより効率的に弱める．興味深い特徴として，波長に依存しない平坦なスペクトルを生成する完全球とは異なり，アグリゲ
イト雲は短波 長ほどトランジット深さが増 加する緩いスロープ状のスペクトルを生成する．これはアグリ
ゲイトの光 学的性質に起因している．密に詰まった
完全球の場合，粒子のサイズより短い波長域においては不透明度は波長に依存しないため，平坦なスペクトルを生成する．一方，アグリゲイトは粒子サイズより小さい波長域においても波長に依存する不透明度を持つため10 ，緩やかなスロープ状のスペクトルを生成する．したがって，観測スペクトル内のスロープ状の構造は，雲粒アグリゲイトの存在を観測的に実証する手がかりとなりうる11．
アグリゲイト雲はモノマーがサブミクロンサイズの時に最も効率よく可視・近赤外波長域のフィーチャー
を弱める( 図 5中)．理由は次の通りである．モノマーが大きい場合，雲粒アグリゲイトは落下速度が大き
く大気上層に到達できないため，フィーチャーを隠す効果が弱い．モノマーが小さい場合，雲粒アグリ
ゲイトは大気上層まで到達できるが，一方でアグリゲイトの散乱不透明度はモノマーが小さいほど小さくなる．そのため， モノマーが 非常に 小さい場 合，
散乱不透明度が減少する効果によってフィーチャー
を隠す効果が弱まる．これらの効果により，大気上層まで到達できるアグリゲイト雲の場合でも，フィー
チャーを隠す効果には上限が存在する．
観測スペクトルの形 状は大気 組成にも依存する．
10

図5： 理論大気透過光スペクトル．縦軸はトランジット深さ，横軸は観測波長である．上図は完全球，中図と下図ではアグリ
ゲイト雲粒を仮定．上図と中図では太陽組成，下図では重元素量が太陽組成の100 倍の大気組成を仮定している．線の色の違いは雲粒アグリゲイトを構成するモノマー半径の違いに対応する．雲なし大気のスペクトルは黒線で示した．
Ohno et al. (2020) [24]の図6, 7を改変．

実際にはアグリゲイトのフラクタル次元などにも依存しており，ある程度コンパクト(フラクタル次元が2より大きい)なアグリゲイトは波長に依存しない不透明度を持ちうる．今回の計算では，殆どの場合で雲粒アグリゲイトはフラクタル次元2(質量が面積に比例)を持っており，モノマーサイズより長い波長域ではアグリゲイトの不透明度は常に波長に依存する．
11

ただし，これは雲粒を構成する物質の光学特性にも依る点は留意しておきたい．例えば，雲粒の単一散乱アルベドが低い(吸収が散乱より卓越する) 場合，フラクタル次元2以下のアグリゲイトとモノマーの不透明度はほぼ同じになり，原理的には区別することが
できない．

146

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図6：スーパーアースGJ1214b の大気透過光スペクトル．先行研究で得られている各波長のトランジット深さをエラーバー(1σ) 付きの点で示した．左図は可視‒ ‒赤外波長域全体の観測点を，右図はハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3(HST-WFC3)の観測点を拡大して示した．
各色線は異なる重元素量の大気毎に雲粒のモノマー半径(凝結核数密度)を変えて得られるベストフィット理論スペクトルを示している．
黒点はHST-WFC3およびスピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線カメラ(Spitzer-IR AC)による最新の観測点[5,34]を示しており，これらの観測点とのカイ二乗を自由度で割った値は57.1(太陽重元素量)，37.1(10 倍重元素量)，6.61(100 倍)，2.03(1000 倍)である．Ohno etal. (2020) [24]の図8 を改変．

例えば大気の重元素量が高い場合，全体的にフィー公転する~ 6. 5地球質量，~2.7地球半径の惑星であチャーが弱まったスペクトルが生成される( 図 5 下 )．

る．トランジット分 光観測が最も盛んに行われてきこれは重元素が多いほど大気の平均分子量が増加

たスーパーアースの1つであるが，顕著な波長依存性

し，大気のスケールハイトが小さくなることに起因しが見られない平坦なスペクトルを示すことで知られている．また，重元素に富んだ大気ではより密度のている．K reidberg氏らはハッブル宇宙望遠鏡によ高い鉱物雲が形成されうるため，雲によってフィーる近赤外 観測から，観測されている平坦なスペクト

チャーを弱める効果が強まる傾向もある．したがっルを説明するには少なくとも0.1– – 0. 01 mba rより下て，大気の重元素量が高いほどより平坦に近いスペ層の大気は雲に隠されている必要があることを示唆

クトルが生成される傾向がある．

した[ 5]．一方で，GJ1214bがどのような組成の大気

4. スーパーアースGJ1214bへの応用を保持しているかは未だに明らかではない．

4.1

大気組成への示唆

ここで，雲モデルを実在のスーパーアースに適用す

GJ1214bのような曇った惑星に対しても，雲モデることで，大気組成や過去の形成過程にどのようなルによって雲の鉛直構造を制約することで，大気組示唆が得られうるかを紹介しよう．これまでに約10成を類推することが 可能となる．図 6にGJ1214bの天体ほどのスーパーアースに対してトランジット分 光

大気透過光スペクトルと理論スペクトルを示した．太観測が行われており，大半のスーパーアースに対して

陽 組成のような重元 素に比較的欠 乏した大気の場

雲の存在が示唆されている．そのため，スーパーアー

合，GJ1214bの平坦なスペクトルを説明できるほど

スの大気観測を解釈する上で，雲の影響を適切に考

分厚い雲を形成することができない．その結果，重慮することは重要である．スーパーアースの形成論と

元 素 量が太 陽 組 成の100 倍以下のモデルでは観測

大 気に関しては荻 原 氏と堀氏による天文月報 記事に比べて理論スペクトルの波長依存性が強くなりす[ 33]も参照されたい．

ぎてしまう(これ は特に H S T-W F C 3の 観 測との比

本 稿では特に曇ったスーパーアースとして知られ較で顕著である)．一方，大気の重元素量が太陽組

るGJ1214b に 着目する．GJ1214b は M 型 星 周りを成の100 倍以上と非常に高ければ，十分に分厚い雲

系外惑星「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野

147を生成することで，観測されている平坦なスペクトル

円盤赤道面に存在する惑星には十分な量のガスがを説明可能となる．したがって，GJ1214bの平坦な

供給されなかった可能性もある[ 33, 38]．ガス降着をスペクトルは分厚い雲の形成に適した重元素大気の抑制するのとは別の可能性として，ガス円盤散逸後存在を示唆している可能性がある．

のデブリ円盤に残留するガスが降着することで，重可視・近赤外域のフィーチャーは雲によって隠さ元素に富んだ大気が形成されたという可能性も示唆れてしまうが，一方で長波 長 域では雲が光 学的にされている[ 39]．系外 惑星 系の起源に迫るために，薄くなることで大気分 子のフィーチャーが見えるよ

大気観測とのシナジーも視 野に入れた惑 星形成理

うになる．特に顕 著なのは~4. 3 µ mに現 れるC O 2論を構築することが今後重要となるであろう．

のフィーチャーである． C O 2 の存 在 量は大 気の重元素 量と共に増加するため，重元素大気の存在を観測的に検 証する情報の一つとなりうる．Spit zer-

5. まとめと今後の展望

I R ACの観測[34]もこの波長域でトランジット深さの本 稿では，系外 惑星大気における鉱物雲形成過増加を示しており，C O 2 の存在と矛盾しない．C O 2 の程と大気観測への影 響に関して，筆者らの研究か

フィーチャーは高重元 素 量モデルの場合でも~200ら得られた知見を中心にまとめた．雲の全体の構造

ppmほどの振幅があり，観測精度~20 ppmが予想

は，雲底付近での微物理過程に支配され，凝結核されている次世代宇宙望遠鏡のジェイムズ・ウェッブが多く，大気の重元素量が高いほど分厚い鉱物雲

宇宙望遠鏡 ( J W S T )によって検出できることが期待が形成される傾向がある．大気透過光スペクトル観される．

測において，雲は大気のフィーチャーは著しく弱める

4. 2

惑星形成過程への示唆

が，雲がフィーチャーを隠す度合いには上限がある．
従来無視されてきた雲粒の空隙率進化は，雲の鉛直

GJ1214bが高重元素量大気を保持している場合，構造や観測スペクトルに大きな影響を与えうるため，

過去の形成過程にどのような示唆が与えられるかを

今後の観測を解釈する際に可能性の一つとして検討

紹介しよう．スーパーアース質量の惑星は，原始大気していく必 要があるだろう．モデル計 算と観測の比中で微惑星や小石が蒸発・乖離することで，大気の較から，曇ったスーパーアースGJ1214bは分厚い鉱

重元素量が太陽組成の数百倍にまで増加しうること

物雲の形成を可能とする高重元素 量大気を保 持しが理論的に示唆されている[ 35]．高重元素量大気のている可能 性が示唆された．高重元 素 量大気の存存在はこの理論予測と整合的である．一方で疑問と在は，過去の大気形成過程を探る重要な手がかりとなるのが，何故 GJ1214bはガス惑星にならなかった

なる．雲は長波長域では光学的に薄くなるため，次のかである．原始惑星はある臨界質量 ( 古典的には世代望遠鏡による観測で大気組成に関してより堅い~10 地球質量)を超えると，円盤ガスを暴走的に捕獲

結論を得ることができると期待される．

することでガス惑星になることが示唆されている．こ雲モデルから得られた知見は，従 来の観測の解の臨界質量は大気が重元素に富むほど小さくなる．

釈にも影響を及ぼしうる．例えば 2.1 節で紹介したよ堀氏と生駒氏による大気構造計算 [ 36]によれば，高うに，観測スペクトルの可視波長域に頻繁に見られ重元素量大気を持つ惑星の臨界質量は地球質量程るスロープ構造は微小な雲粒のレイリー散乱に起因度となり，GJ1214bの質量を下回りうる．

すると考えられてきた[8]．しかし，筆者らの研究もGJ1214bがガス惑星でなくスーパーアースであると含む複数の雲微物理モデルを用いた研究は，鉱物雲いう事実は，過去の形成時に暴走ガス降着を抑制すが観測されているようなスロープ 構造を生成するこる何らかの機構が働いていた可能性を示唆する．例とを予言していない12 ．筆者らは，このスロープ構造

えば，円盤ガスが散逸する直前に惑星が形成したこは寧ろ有 機 物ヘイズに起因していると考えている．

とで，十分な量の円盤ガスを獲得できなかったのかもしれない[ 37]．あるいは，荻原氏と堀氏が提案するように，円盤ガスの降着が円盤表層で主に発生し，12雲粒がアグリゲイトの場合にはスロープ構造が現れるが，観測されているスロープ構造に比べるとかなり緩やかなものとなって
いる．

148

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

筆者と川島氏による近年の研究は，鉱物雲では説明者様と，本記事の執筆機会を与えてくださった成田が難しい急なスロープ構造やスロープの傾きの惑星

憲保編集委員に深く感謝致します．本研究を遂行す

温度依存性をヘイズによって説明できる可能性を示るにあたり，特別研究員奨励費J P18J14557の援助した[ 10]．実際の大気には鉱物雲とヘイズが共存しを頂きました．本 稿の図は A A S から転載許可を頂ていると考えられ，それぞれがどのように相互作用

き，Oh no & Ok u z u m i ( 2018)およびOh no et a l .

(ヘイズが鉱物雲の凝結核になるなど )し，大気観測( 2020)の図を改変し掲載させて頂いたものです．

に影響を与えるかは今後調べていく必要がある．
本 稿 を 締 め るに あ たって， 今 後ど のような 観
測 が 計 画されて いるかを 最 後 に一 部 紹 介しよう．
今 後 10 年 間 で J W S T ( 2021年 打 ち 上 げ 予 定 )，Tw i n k le ( 2023 年打ち上げ予定 )，A R I E L ( 2028 年

参考文献[1] Fressin, F. et al., 2013, The AstrophysicalJournal 766, 81.

打ち上げ予定 )といった次世代宇宙望遠鏡の打ち上[2] 川島 由依, 2020, 遊星人 29, 2.

げが既に決まっており，より高精度・広波長域の大気[3] Madhusudhan, N., 2019, Annual Review of

観測が可能となる．日本と欧州が共同で開発を進め

Astronomy and Astrophysics 57, 617.

る次世代赤外線天文衛星 S PICAもE S Aのコスミッ[4] 福井 暁彦, 成田 憲保, 2014, 遊星人 23, 1.

ク・ビジョンM 5ミッションの候補の一つとして検討[5] Kreidberg, L. et al., 2014, Nature 505, 69.

されており，採択されれば J W S Tより更に長波長域[6] Knutson, H. et al., 2014, Nature 505, 66.

を高感度で観測可能となる．鉱物雲の構成物質は[7] Benneke, B. et al., 2019, Nature Astronomy 3,~10 µ mより長波長 域に雲自身のフィーチャーを持ち，J W S TやS PICAでこれらのフィーチャーを見つ

813.
[8] Lecavelier Des Etangs, A. et al., 2008,

けられれば，系外惑星の雲の性質に大きく迫ること

Astronomy and Astrophysics 481L, 83L.

が できるだろう．A R I E L は~1000天体もの系 外 惑[9] Parmentier, V. et al., 2016, The Astrophysical星に対して大 気観 測を行うことが予定されており，

Journal 828, 22.

統計的な議論も可能になると期待される．系外惑星[10] Ohno, K. and Kawashima, Y., 2020, Theの大気観測が今後より盛んになっていくことは間違

Astrophysical Journal Letters 895, 47.

いない．観測の量・質ともに急増する今後 10 年を見据えて，観測結果を正しく解釈し，系外惑星系の起源に迫るための理論的枠組みを整えていくことが重
要である．

謝辞

[11] Ohno, K. and Zhang, X., 2019, The
Astrophysical Journal 874, 2.
[12] Morley, C. et al., 2012, The AstrophysicalJournal 756, 172.
[13] Showman, A. and Guillot, T., 2002, Astronomy
and Astrophysics 385, 166.
[14] Knutson, H. et al., 2007, Nature 447, 183.

本 記 事 は， 筆 者 が 第 一 著 者 で あ る 参 考 文 献[15] Louden, T. and Wheatley, P., 2015, The[21, 24]の内容から主に構成されています．これらのAstrophysical Journal Letters 814, L24.

研究を遂行するにあたり，多くの実りある議論をして[16] Parmentier, V. et al., 2013, Astronomy and

頂いた共同研究者の東京工業大学の奥住聡氏と工学院大学の田崎亮氏にはこの場をお借りして深く御礼申し上げます．加えて，多くの助言をくださったカ
リフォルニア大学サンタクルーズ校のX i Z ha ng 氏，オランダ宇宙研究 所の川島由依 氏，カリフォルニア
大学バークレー校のPeter Gao氏には深く感謝致します．また，丁寧な査読をしてくださった匿名の査読

Astrophysics 558, 91.
[17] Charnay, B. et al., 2015, The AstrophysicalJournal 813, 15.
[18] Howe, A. and Burrows, A., 2012, The
Astrophysical Journal 756, 176.
[19] Ackerman, A. and Marley, M., 2001, The
Astrophysical Journal 556, 872.

《目次へ

TOPへ↑

系外惑星
「遠い世界の物語」
その13 〜系外惑星大気中の鉱物雲〜／大野[20] Helling, C. et al., 2008, Astronomy andAstrophysics 485, 547.
[21] Ohno, K. and Okuzumi, S., 2018, The
Astrophysical Journal 859, 34.
[22] Gao, P. and Benneke, B., 2018, The
Astrophysical Journal 863, 165.
[23] Ormel, C. and Min, M., 2019, Astronomy andAstrophysics 622, 121.
[24] Ohno, K. et al., 2020, The Astrophysical Journal
891, 131.
[25] Grabowski, W. et al., 2019, American
Meteorological Society 100, 655.
[26] Ohno, K. and Okuzumi, S., 2017, The
Astrophysical Journal 835, 261.
[27] Atreya, S. et al., 2020, Space Science Reviews
216, 18.
[28] Gao, P. et al., 2018, The Astrophysical Journal855, 86.
[29] Kataoka, A. et al., 2013, Astronomy andAstrophysics 554, A4.
[30] Wada, K. et al., 2008, The Astrophysical Journal
677, 1296.
[31] Tazaki, R. and Tanaka, H., 2018, The
Astrophysical Journal 860, 79.
[32] Kitzmann, D. and Heng, K., 2018, MNRAS 475,
94.
[33] 荻原 正博, 堀 安範, 2019, 天文月報 112, 12.
[34] Gillon, M. et al., 2014, Astronomy andAstrophysics 563, 21.
[35] Venturini, J. et al., 2016, Astronomy andAstrophysics 596, 90.
[36] Hori, Y. and Ikoma, M., 2011, MNRAS 416,
1419.
[37] Lee, E. and Chiang, E., 2016, The AstrophysicalJournal 817, 90.
[38] Ogihara, M. and Hori, Y., 2018, The
Astrophysical Journal 867, 127.
[39] Kral, Q. et al., 2020, Nature Astronomy 66K.

149

《目次へ

150

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その43
〜明日の金星は今日より涼しい？〜Yeon Joo Lee1
訳：今村 剛 2（要旨）あかつきを含む複数の宇宙機による金星の紫外観測データを組み合わせることにより，金星のアルベドの長期変動が見出された．この変動は太陽光エネルギー収支に影響し，帯状風速度の変動をもたらしていると考えられる．この成果を報告した私たちの論文を紹介する．

図1： 4つの宇宙機による金星の紫外観測．ヴィーナスエクスプレス(2006～2014年)，
メッセンジャー(2007年)，
ハッブル宇宙望遠鏡(2011年)，
あかつき(2011年，2015年〜2017年)．ヴィーナスエクスプレスとあかつきが画像を取得したのに対し，メッセンジャーとハッブル宇宙望遠
鏡は印を付けた領域の分光スペクトルを取得した．(画像は文献[9]より引用)

金星は全天で太陽と月に次いで明るい天体で，肉から「未知吸収物質」と呼ばれています．吸収物質に

眼で簡単に見ることができます．この明るさは太 陽はいくつか候補があり，O S S O，S 2 O，S x ，Fe C l 3 の光を宇宙空間にはね返す惑星規模の厚い雲層によほか [ 3,4]，微 生物の可能性 [ 5]まで挙げられていまるもので，可視域の反射率はほぼ100％に達します

す．化合組成を特定できていない主な理由は，観測[ 1]．しかし，1世紀前にRo s s [2] が金星の紫外線画されているような広い波長域に広がった吸収スペク

像に暗い斑点を発見しました．その後多くの観測にトルや長い化学的寿命をどの候補物質もよく説明でよって，暗い斑点は金星の雲の中に常に存在していきないことです．

て，その濃さと形 状が時間とともに変化することが未 知 吸 収 物 質は 主に 近 紫 外 域 ( 波 長 320 ～380

わかりました．驚くべきことに，現在に至るまでこのn m)で太陽光を吸収し，様々な雲の形態をこの波長

紫外吸収の源は，その化学組成が未同定であること

域で 最もよく見ることが できます ( 図1)．そのため，
この未知吸収物質を追跡するために波長 365 n m付

1.ドイツ・ベルリン工科大学／
EU Horizon 2020 MSCA-IFフェローシップ
2.東京大学

近で多くの観測が行われてきました．吸収の強さは可視域である青色にかけて低下しますが，オレンジ
色あたりまでも吸収が存在します [6]．太陽光エネル

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その43 〜明日の金星は今日より涼しい？〜／Lee151

図2： 2006年から2018年にかけての低緯度の紫外アルベドの変化．ヴィーナスエクスプレス(2006-2014年)，ハッブル宇宙望遠鏡(2011)，あかつき(2015-2017)のデータを合わせて示したもの．(画像は文献[9]より引用)

ギーがこの波長域に集中しているため，この未知吸スとハッブル宇宙望遠鏡のデータに重複した傾向を収物質による太陽光エネルギーのわずかな吸収も雲確認できたほか，2007年のメッセンジャーのデータ

層の加熱に重要な役割を果たしていると考えられまや2011年のあかつきのデータとも整合していました．

す [ 7- 9]．このことは，未知吸収物質の量の変化が大紫外アルベドの10 年スケールの長期変動の大きさは気加熱に直接影響する可能性を示唆しています．かファクター2に達し，そこに短期的な変化が重なってつて私たちは，未知吸収物質の空間分布が顕著にいることがわかりました．このような紫外アルベドの変化していることを示しました [8]．しかし，未知吸変化はこれまで想定されていなかったものです．

収物質の絶対量が変化しているかどうかは，絶対量

紫外アルベドの 変 動 が 大 気の放 射エネルギー収の変化と観測機器の経 年変化の影 響の切り分けに支や力学に与える影響を解明するために，私たちは曖昧さが残るため，難しい問題でした．

モデル計 算をもとにさらなる解 析を行いました．ま今回私たちが発 表した論文では，単一の観測機

ず，このレベルのアルベド変化があると大気中の太器のデータを用いるのではなく，近い時期に異なる

陽光 加熱が−25%から＋40% 程度の範囲で変化す

機器で独立に測定された値を比較することにより未ることがわかりました．また，このような太 陽光 加

知吸収物質の量的変化を求める方法を考えました

熱の変化は全 球的な大気循環に影 響を与え，雲頂[ 9]．私 たちはヴィーナスエクスプレス ( 2006 ～2014

高度での高速帯状風 (スーパーローテーション) の速年)，メッセンジャーの金星フライバイ( 2007年)，ハッ度が 変化しうることもわかりました．モデル計 算でブル 宇 宙 望 遠 鏡 ( 2011年 )， 金 星 探 査 機 あか つき

示された風速変化の大きさは，2006 年には80 〜90( 2011年，2015 年～2017年)が取得した紫外データを

m /sだった風 速が 2012 年には110 m /sまで上昇し集め，太陽光散乱角や緯度領域など条件をそろえてて2016 年には95 m /sまで低下したという観測結果比較したところ(図1)，紫外アルベドの長期的な変化[ 10,11]とよく合って います．2006 〜2008 年と2016が見出されました．図2のようにヴィーナスエクスプレ

年にはアルベドが 高かったため太 陽 光 エネルギー

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152

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図3： アルベドの変化から帯状風速度の変化に至る一連の大気現象のイメージ．

の吸収量が減り，結果として全球的な大気循環が弱明日の金星の天気が今日とは違うものになることはくなって帯状 風が遅くなっていたのでしょう．一方，わかっています．

2011〜2014 年のアルベドが 低かった時 期には逆の現象が起こり，太陽光エネルギーの吸収量が増えて帯状風が速くなったと考えられます(図3)．
我々の研究によって，金星の惑星規模の気象シス

参考文献[1] Zasova, L. V. et al., 1981, Adv. Space Res. 1, 13.

テムが長期変動していることがわかりました．このこ[2] Ross, F. E., 1928, Astrophys. J. 68, 57.

とは金星で気候変動が生じていることを意味してお[3] Mills, F. P. et al., 2007, Geophys. Monogr. Ser.

り，もしそうであれば，金星は地球以外では初めて現在進行形の気候変動が見つかった惑星ということになります．一方で，これは気候変 動ではなく太陽

176, 73.(Washington, D. C.:AGU)[4] Frandsen, B. N. et al., 2016, Geophys. Res. Lett.
43, 11.

活動度サイクルに伴う周期的な変動である可能性も[5] Limaye, S. S. et al., 2018, Astrobiology 18, 1181.

あります．あかつきや，2020 年と2021年に予定され[6] Perez-Hoyos, S. et al., 2018, J. Geophys. Res.

るベピコロンボの金星フライバイ，そして将来の金星

123, 145.

探査ミッションにより継続的な観測を行うことによっ[7] Crisp, D., 1986, Icarus 67, 484.

て初めて，現状を理解することができるでしょう．さ[8] Lee, Y. J. et al., 2015, Icarus 253, 1.

らに，将来の金星ミッションで未知吸収物質の直接[9] Lee, Y. J. et al., 2019, Astron. J. 158, 126.

サンプリングを行い化学組成を特定できれば，紫外[10] Khatunstev, I. V. et al., 2013, Icarus 226, 140.

アルベドの変 動の根本的な原因がわかるはずです．

[11] Horinouchi, T. et al., 2018, Earth Planets Space

それまでは，残念ながら今日の観測から明日の金星の天気を推測することはできません．しかしながら，

70, 10.

《目次へ

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

153

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

155

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

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

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

157

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

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

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

159

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/

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170

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

Ganymede/Geology/Ganymede_SIM3237_
Database.
[13] Showman, A. P. and Malhotra, R., 1997, Icarus
127, 93.
[14] Bland, M. T. and Showman, A. P., 2007, Icarus
189, 439.
[15] Zahnle, K. et al., Icarus 163, 263.
[16] Hirata, N. et al.,2020, Icarus, https://doi.
org/10.1016/j.icarus.2020.113941[17] Schenk, P., 2001, Nature 417, 419.
[18] Schmidt, B. et al., 2011, Nature 479, 502.
[19] Kamata, S. et al., 2016, J. Geophys. Res. Planets
121, 1362.
[20] Saur, J. et al., 2015, J. Geophys. Res. 120, 1715.
[21] Anderson, J. D. et al., 1996, Nature 384, 541.
[22] Moore, W. B. and Schubert, G., 2003, Icarus 166,
223.
[23] Cadek, O. et al., 2016, Geophys. Res. Let. 43,
5653.
[24] Enya, K. et al., 2018, Proc. SPIE, vol.10698,
106984L.
[25] Araki, H. et al., 2019, Trans. JSASS Aerospace
Tech., Japan 17, 2, 150.
[26] Gunderson, K. and Thomas, N., 2010, Planet,
Space Sci. 58, 309.
[27] Kobayashi, S. et al., 2016, JpGU Meeting
abstract 2016, PPS11-P08.

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遊星人の海外研究記 その3 〜フランスで生活する楽しさとちょっとの苦労〜／小玉171

遊星人の海外研究記 その3〜フランスで生活する楽しさとちょっとの苦労〜

小玉 貴則1

1. 興味と決意
私 は，2019 年1月か ら 現 在 までフランスの ボル

学位 取得 後， 東 京大 学 大 気 海洋 研 究 所にてポスドクになり1年が 過ぎた頃， 私にとって大きな転機となる，憧れのフランス パリ大学 L ab oratoi re

ドー大学にて，ポスドク研究員として系外 惑星大気

d e M ét é o r o l o g i e D y n a m i q u e ( L M D ) でに関する研究に従 事してきました．この体 験 記は，

滞 在 の 機 会 が 巡 って きまし た．JS P S C ore -to -海 外での研究に興味があるがなかなか動き出せな

core P rog ra m ' I nter nat iona l Net work ofい後輩たちを勇気付ける例になればと思い，筆をとPla net a r y S ciences'に滞在をサポートしていただ

りました．なぜならば，英語力がかなり低かった数きました. 渡仏直前に，指導教官であった阿部先生

年前の自分にとって，海外での研究生活は全く想像が亡くなられ，僕の飛行機が先生のお葬式の日でしできないものだったからです．なぜそんな私が海 外た．機内で，『絶対に成長するぞ』と誓ったことを覚に来たのかを説明するために，少し私の研究生活のえています．パリに2ヶ月滞在し，系外惑星大気循環

思い出話をしたいと思います．

についての共同研究をしました．意気込みに反して，の私は学 生時 代に大きな影 響を様々な教員から受十分な交流や意見交換ができたとは言えるものでは

け， 多くの国 際 学会に参 加 する機 会を与えていたなく，毎日悔しい思いをしていたことを覚えています．

だきました．英語を用いた研究発 表が 苦手な私も，しかし，苦悩した分だけ，なんとかなるという根拠の徐々に慣れ，楽しめるものになっていきましたが，海ない自信もつき，真剣に海外での研究を考えるよう外に対する漠然とした憧れを持つだけでした．そんになりました．

なある日，指導教官である阿部豊先生との雑談の中

その後，A A S Job Reg isterなどで海外でのポスで，惑星大気循環に関する近年のフランスの研究グ

ドク公募を習慣的に見るようになり，現在のポストのループ動向の話をしました．雑談の中ではあるもの

公募を見つけました．その時は震えました．なぜなの，生き生きと，そして嬉しそうに彼らの研究の話をらば，阿部先生との雑談で話をしていた研究者 ( 現していた阿部先 生の顔を今でも覚えています．そし在の私の上司のJérémy L econte博士 ) がポスドクて，『小玉は，彼らのような研究ができるようになるの募集をかけていたからです．そこから応募書を作といいな』と僕に言っていました．その時から，私は成 , 応募 , そして運良く面接 ( Sk y pe)に進みました．

彼らのグループの研究を必死にフォローするようにな

面接の内容は，これまでの研究，これからのプロ

り，いずれ海外に行って研究したいと思うようになり

ジェクト内容など，よくある面接でした．面接から1ました．

週間後, 採用の通知をいただきました. 憧れだったフ

1.Laboratoire d 'astrophysique de Bordeaux, Universitéde Bordeaux, CNRS

ランスチームに入ること，海外での研究，阿部先生との議論した日々，すべてのことに対して，楽しみな
気持ちと不安な気持ちが混ざって，数日はなにもで172

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

図1： 夜のブルス広場と水鏡.

きなかったです． 阿部先生のお葬式とはじめてのパドーはこの5 年で急激に地価があがっており，あまり

リ留学からちょうど１年後，ボルドー大学での研究

お勧めはできません．なので，長期滞在をする際にが始まりました．

は，可能ならば，その街の開発などの動向を知って

２. ボルドーでの生活
ボルドーの説明を簡単にすると，フランスで 6 番目

おくとスムーズになります．もちろん，内見をせずに賃貸契約をすることは，ギャンブルの要素を含みますが…．ここまで，私のケースでは大きな問題はありませんでした．

に人口の多い街で，ワインと観光が有名です．別名

到着後，滞在許可書を3ヶ月以内にゲットするとい『月の港』と呼ばれ，2007年に街全体がユネスコ世

うミッションがあります．しかし，私は，『3ヶ月以内』界文化遺産に登録されています (図1)．

という言葉に甘え，銀行口座の開設や電気の契約な

海外での生活で最初の関門はビザでしょう．フラどに加え，新しい研究環 境や生活の整 備などにかンスの場合，研究者は，研究者ビザという種類のビ

まけて後回しにしてしまいました．今思うと，役所でザを発行してもらう必要があります．フランス大使館の事務手続きを日本的な感覚で捉えてしまっていたにて，事前予約し, 受け入れ 機関が発行したコンバのだと思います．申請期限の1ヶ月前に県庁に予約をンション・ダキュイ(受け入れ協定 書 )と必 要 書 類をとり，滞在許可書発行手続きに出向きました．しか提出し，申請します．研究者ビザのビザ申請は出国し，そこには心を折るのに十分な長さの行列があり予定の3週間前に行うことが必要でしたが，必ず提ました．2 時間ほど並んだあとでしょうか，申請窓口

出しなければならないコンバンション・ダキュイがボが所々カーテンを閉めはじめ，最終的にすべての窓

ルドー大学からなかなか貰えないかつ海 外 郵 便で口が閉まってしまいました．そうです，申請時間が終郵送だったため，かなりギリギリになっていまいましわったのです．日本では考えられない対応に，苛立た．この時点で発行される研究者ビザは3ヶ月の期

ちと自分の甘さを痛感しました．もう一度予約を取

限付きであるため，フランスに到着後，滞在許可書

り直し，今度は時間を守らずに，窓口が開く時間にを正式に取りなおすことになります．

並びました．やっとの思いで手続きをしようとした矢

私の場合は，出発前にすでに家を決めていたた

先，担当者から滞在許可書の発行が 期日までに間

め，到着後すぐに入居しました．知り合いの中には，に合わないと知らされました．臨時の滞在許可書をボルドーに来てから賃貸を探す人もいましたが，ボル発行してもらうことになり事なきを得ましたが，発行

遊星人の海外研究記 その3 〜フランスで生活する楽しさとちょっとの苦労〜／小玉

173

までの数日は長く感じました．同時のタイミングで，これまでのこの海外 研究記の著者はアメリカだっ健康保険の申請もしたのですが，保健カードを受けたのに対し，私はフランスですが，初期手続きの際，取るまでに1年もかかるとは，その時は予想をしてい私は英語で対応しました．ボルドーは観光地で，多くませんでした．そんな感じで，多少の苛立ちと苦労の旅行者が頻繁に訪れる街なので，ほとんどのレスの末に滞在許可書をはじめ，生活に必要な準備を進トランや小売店で英語が通じます．とは言うものの，

めていきました．やはり直面したのが文化の違いで英語が使えずフランス語が必要になるケースも多くした．これはフランスに限ったことではないと思いまあります．ボルドー大学では，海 外からの学 生と研すが，『日本での当然のサービスは，こちらでいうや究者のために，レベル別のフランス語の授業を提供

りすぎ』，『最低限のことしか期待しない』，『まあそしており，私はその授業を受けました．週に1回2 時

んなもんだろ，と開き直る』の３つを早めに理解する間というものでしたが，最低限のフランス語は学ぶこと，海外での長期滞在がグッと楽になると思います．

とができました．

到着後すぐに感じた文化の違いの中で強く印象にボルドーの生活の中で欠かすことのできないもの

残っていることの1つに, デモ活動があります．一般

として，ワインがあります．読者のみなさんの中でも的に，ヨーロッパの国では労働者の権利を守るため『ボルドー＝ワイン』と認識されている方が多くいるとに多くのデモ活動が 行われています．私がフランス思います．ボルドーは，世界的にも有名なワインの産に到着した時期では，『黄色いベスト運動』が盛んに地で，人々の生活に深く根付いています．毎回ではあ行われていました．ボルドー市民はフランスの中でもりませんが，セミナー中にワインを飲んでいたり，ワ

活発な方で，到着した翌週に，市役所前で市民vsインとチーズを持って外で論文を読んだりすることも警察 (+放 水車 ) があり，車が暴徒により燃やされて珍しくありません．ボルドーワインと言っても，その中いて，衝撃を受けました( 現在では落ちつています)には産地に基づいて60の分類があります．有名なも(図2)．

のでは，Médoc (メドック)やGraves (グラーヴ )のよ
うな力強く余韻の長い赤ワイン, S a i n - Ém i l l ion (サン・テミリオン) のまろやかなワインなどがあります．
ボルドーワインの場合，生産する際にいくつかの厳しい条件があり，その中で土壌に手を加えてはいけな
いというものがあります．よって，その年の気候と土壌の状況により，ワインは大きく影響を受けます．また，年によって異なるぶどうの出来により，混ぜる品
種と割合を変え，それぞれの産地・シャトーの個性を出しています．ワインを勉強するために日本人も多く滞在しており，比較的大きな日本人コミュニティがあります．これ以上ワインのことを書くと，ワインを勉強しに来ているみたいになってしまうので，もっとボルドーでのワイン生活について興 味 がある方は，
直接私に声をかけてください．(図３) .

３. フランスの大学って私は，気候シミュレーションを用いた系外惑星大
気の特 徴付けと惑星のハビタビリティに関する研究を行っています．パソコン１台 (とネット環境 )あれば
図2： 家の前を通る黄色いベストたち.

どこでもできる研究なので，日本にいた時と研究環

174

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

い14 時まではお昼休憩です．そして，4 時から1時間
コーヒーを飲みます．帰宅時間は個人差があります
が，基 本的に18 時には誰もいなくなります．日本でこんな生活をしていたら怒られそうな気がしますが，びっくりするくらいオフィスにいません．その上，有給が多く(僕の場合で年間60日くらい. 全てを使いき
れなくて，事務の方に怒られています)，バケーショ
ンをしっかりとります．最初の頃は，こんな研究スタ
イルでなぜ高い生産性を維持できているかわかりませんでした．今でも完全に理 解したわけではありま
せんが，わかったこととしては，『 研究に対するハードルの 低さ』があると思っています．我々日本人はじっくりと検討し実行するのに対し，ちゃんとやり直すのですが，品質が悪くてもいいからまずやってみるというスタイルを多くの研究者がとっていると感じました．長い休憩の時間でお互いのことをよく知り，コ
ラボレーションの障壁を下げ，まずなにかやってみるという流れを多く見た気がします．このスタイルがす
べて日本人に合うとは思いませんが，今後の私の研図3： ワイン博物館.

究に対し，良い経験になったと感じています．

境自体は大きく変化していません．強いて言うなら，

４. コロナ禍に飲み込まれる気候モデルをフランスのL M D G CMに変え， その開発をしているくらいです．大 型のモデル開発の場

私が経験した，この時期に書かねばならないこと

合は，そのモデルの裏に隠されているフィロソフィーに『コロナによる生活の変化 』があります．日本でもや展望をより密に議論する必要があり，開発グルー

大きな問題として毎日のようにニュースで取り上げら

プに近い場所にいることで議論も容易にでき，よりれていますが，フランスでも同様に大きな影響を及ぼ

スムーズに研究が遂行できているとうメリットがありしています．日本と同様に，フランスも3月16日の夜，ます．私が所属している研究グループは，教員5 名，

非常事態宣言・外出禁止令が発令されました．楽天

ポスドク2 名，博士課程学生 2 名，エンジニア2 名の的なフランス人にとって，ショックだったものだった

比較的小さなグループですが，惑 星形成〜大気のそうです．この外出禁止令も日本での『〜要請』とは

物理・化学進化まで広く扱っているグループです．エ

全く異なるもので，罰金 ( 135€〜)という，強いもの

ンジニアがいることもあり，かなり分業が進んでいまであったのにかかわらず，発令当時，このショック療す．グループミーティングは2 週間に1回程度あり，ゲ法はうまく機能していなかったように見えました．加ストを招待するセミナーは月に1回あります．言語はえて，バケーション文化がより悪い状況を引き起こし

基本的には英語です．フランスの地方大学なのです

ました．在宅勤務ができる職種以外の人たちが公園

が，小さなミーティングであっても，英語で議論するに溢れ，大きなクラスターを形成し，瞬く間に歯止めようにと言う教育方針があり，少し驚きました．また，が 効かない状況になりました ( 2 週間で国内感 染 者

驚いた点の1つに，休 憩時間の長さがあります．典

約5万7千人 , 35万件以上の違反行為)．フランスの文型的な1日の例を挙げると，朝 9 時頃に大学に到着化としてマスクをしないという習慣があります．フラ

し，10 時半から30 分雑談をしながらコーヒーを飲みンスの文化では，マスクは体調が悪い時にするもの

ます．その後，12 時くらいから昼食を食べ，だいたなので，マスクや手を洗うという日本で当たり前の習

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遊星人の海外研究記 その3 〜フランスで生活する楽しさとちょっとの苦労〜／小玉

慣がありませんでした．そのため，このコロナの状況でもマスクを買うことができませんでした．日本でも175

５. まとめマスクが小売店から消えたと聞いていますが，そも日本に一時帰国した際に，顔色がよくなったとよくそもマスク自体の生産数が 低かったフランスでは絶言われます．目まぐるしく変化する環境に対応するだ

望的でした．私は日本人なので，もともとある程度のけで精一杯の自分では認識できませんでしたが，そ枚数のマスクを持っていたので，この状況を乗り越のくらいにはフランスでの生活があっているのだとえられました．マスクが手に入らなくて困っていた同

思います．この研究生活で出会った研究者，特に同僚にマスクをあげた時，宝物のように扱っていました

世代の仲間と頻繁に議論でき，一緒に開発・研究で( 彼は大事な時にマスクをすると言って，綺麗にたたきたことは，私のこれからの研究において宝物になみ，リュックに入れました)．研究生活も大きな影 響

ると思います．海外に行くべきだと言う強い意見を言を受け，自宅勤務をすることになりました．しかしなうつもりはありません．日本にいても着実にいい研がら，前述したように，インターネットとパソコンがあ究ができると思います．しかし，私の場合，この海外れば研究を行えるため，家から出られないこと以外

経験は私の研究スタイルを変え，これから中堅・シニ

は，特に問題はありませんでした．5月11日以降，段アになる上でのビジョンを与えてくれたとてもいい経階的に解除が始まり，現在 ( 7月)，レストランやカフェ験でした．英語が全くできなかった自分ですが，情などは再開し，徐々に通常の活動を取り戻していま

熱を持って一直線に進むことでなんとか乗り越えらす．大学は，日本の大学と同じように，リモートで授れてきた気がします．背中を押してくださった，指導業を行なっていますが，博士課程学生とスタッフは教員であった阿部先生 , 田近先生 , 玄田先生 , 生駒

大学で研究することが可能になりました．もちろん，

先生に，この場を借りて感謝したいと思います．少し

大学での研究を強いているわけでなく，自宅勤務も困難の面を書きすぎた気がしますが，これから海外認められています．私は週に３回程度大学に来て研を目指す(目指そうとしている) 皆さんにとって，この究をしている状況です．

海外 研究記が皆さんの背中を少しでも押すことのでコロナに関連して，残念なこともわかってしまいま

きるものになると嬉しいです．ここで書けなかったネ

した．それは人種差別です．多少の文化の差異から

タがまだまだあるので，学会などで見かけた際に聞生じる不便などを感じていましたが，フランスの文化

いてください．また皆さんと議論できることを楽しみを含め，フランスでの研究生活が気に入っていましにしています．

た．しかし，コロナ下での緊迫した状況で，人々にも心に余裕がなくなり，アジア人への差別がフランス国内で始まりました．まさか日本人が差別されるな
んて想像もしていなかった私には衝撃でした．私の周りではあまり被害はなかったのですが，トラムでの暴言やスーパーで避けられる感じは私も経験しました．差別はとても根深い問題ですし，私がどうこうできる問題ではありませんが，悲しい側面を垣間見てしまった気がします．これからの通常をどう定義するのかわかりませんが，(これまでの) 通常の海外滞在
では，こんな経験をすることはないと思います．これから海 外に渡航し，研究をしようと考えている人になにを伝えたらいいか正直わかりませんが，そのような悲しいことがあることも理 解しておいた方がいいと思います．

《目次へ176

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

「第5回iSALE講習会」
参加報告嶌生 有理12020 年 6月3日〜6月30日にか け て第5回 i S A L E

14: 30 - 15: 30 衝突 物理学と数値流体 計 算の基 礎講習会がオンライン形式で開催された．本講習会は( 前半, 講義編テキスト3 章まで)

例年夏季に国立 天文台三 鷹キャンパスにて短 期集

15: 30 - 15:45 国立天文台共同利用計算機について

中形式で開催されてきたが，本年度はコロナ禍の影の解説

響を受け，国立天文台シミュレーションプロジェクト

15:45 - 16: 00 国立天文台共同利用計算機へのログ(C enter for C omput at ion a l Ast rophysic s , 以

イン方法についての解説

下Cf CAと略す ) の支 援のもと週１回・全 5回のオンライン形式での開催となった．参加者は学部生・院■ 2020 年 6月 9日(火), 座学講義編 2

生を含めて過 去最高の合計 22 名であった．講 習会

13: 30 - 14: 30 衝突 物理学と数値流体 計 算の基 礎

はCisco WebExを用いた講師による講 義スライド(後半, 講義編テキスト4章)の 解 説，Cf CAの 共 同 利 用 計 算 機 で の i S A L E 実

14:45 - 15: 30 i S A L Eを使った研究紹介

行およびpy S A L E Plot 解析の実演に加え，講師陣

15: 30 - 16: 00 i S A L Eを使った研 究 展 開についてが新規に執筆した講習会テキスト（座学講義編，実( 講義編テキスト5 章)

践 編）による自習によって進められた．本講習会テ
キスト は iS A L E の w i k（htit ps : //w w w.wa k usei .

■ 2020 年 6月 16日(火), 実践編1

jp/~i mpact /w i k i /iS A L E/ ? 第5回+iS A L E 講 習

13: 30 - 14: 00 ~/i S A L E - Del lenに おけるi S A L E会）に掲載されており，特に衝突物理の基礎を体系

実行と配布ファイルの解説 (実践編テキスト 1, 2 章)

的に記述した座学講義編はiS A L Eを利用しない研

14: 00 - 14:45 i S A L E入 力ファイル (a steroid . i np)

究者も一読の価値がある．遠隔開催で不足しがちなの読み方解説 (実践編テキスト 3.1 節 )講師とのコミュニケーションは，ビジネスチャットツー

15: 00 - 15: 30 i S A L E入力ファイル(mater ia l . i np)

ルであるSlackを用いた情報の共有とフォローアップの読み方解説 (実践編テキスト 3. 2 節 )およびCisco WebExによる補講の開催で補うなど，

15: 00 - 15: 30 i S A L E開発チームによる例題の紹介

日本全体で研究活動が困難な状況での新たな取り(実践編テキスト 3. 3 節 )組みがなされた．講習会のスケジュールを以下に示す．
■ 2020 年 6月 23日(火), 実践編 2
13: 30 - 14: 00 i S A L E の計 算出力についての 解 説■ 2020 年 6月 2日(火), 座学講義編1(実践編テキスト 4. 2 節 )13: 30 - 13:45 講習会の流れについての説明

14: 00 - 14: 30 i P y t honを用いたpy S A L E Plotの解

13:45 - 14:15 i S A L Eの概要

説 (実践編テキスト 4. 3 節 )1.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所

14:45 - 16: 00 初級課題 (実践編テキスト 4.4 節 )「第5回iSALE講習会」
参加報告／嶌生

177■ 2020 年 6月 26日( 金 ), 補講 1

するには年度毎にCf CAのwebページから申請を行

16: 00 - 19: 00 初級課題

う必 要がある．本講 習会は，i S A L Eを用いた研究に興味がある学生と研究者を対象として，Cf CAの■ 2020 年 6月 30日(火), 実践編 3

共同利用計 算機を期間限定で利用して実施された．

13: 30 - 15: 30 中級課題 (実践編テキスト 5 章)

i S A L Eの概要や入力ファイルの取り扱いについては

15: 30 - 16: 00 計算サーバへの申請方法の解説

以前の記事 [ 1, 5 - 9] や講 習会テキスト実 践 編を参照
いただきたい．本稿では，初の試みとなったオンライ■ 2020 年 7月 3日( 金 ), 補講 2
16: 00 - 19: 00 中級課題

ン開催について記述する．
本 年度は2020 年2月から全国に拡 大した新 型コロナウイルス感 染 症の 拡 大 防止のため， 国 立 天文
台 Cf CA 主催で離散日程でのオンラインでの開催とi S A L E は 惑 星 科 学 分 野 に お い て 近 年 広くなった．3月から国内研究集会の開催が順次 延期・

利 用 さ れ て い る 数 値 衝 突 計 算 コ ード で あ り，

中止となる中で，本講習会の実習には現地開催が必i mpact- S A L E ( S i mple a rbit ra r y L ag ra ng i a n

ずしも必要ではないことから，講師陣とCf CAスタッ

Eu ler ia n) の略称である[ 1]．i S A L Eは欧 米の研究

フらはオンラインでの開催を試みることになった．さ者を中心に開発・改良されており，弾性・塑性モデらに，例年 3日間の短期集中形式であった講習会をル，破壊モデル，空隙モデルなど，地球惑星科学分

毎週火曜日午後に2. 5 時間・全 5回の講義形式とした

野で重要かつ複雑な衝突現象を扱えるように工夫さことで，受講者が講習の合間に十分な自習時間を取れている[2- 4]．i S A L Eは室内衝突実 験との比較かれるという利点もあった．結果として，参加者は学部ら天体衝突のような大規模な衝突現象まで広く扱う

生・院生を含めて過去最高の合計 22 名であった．講ことができることから，現在までに150 編を超える

習会は講師の黒澤耕介氏からi S A L Eの座学と実践

i S A L E関連論文が出版されている．

について解説・実演いただき，機材へのログインやトi S A L Eは完 全なオープンソースコードではなく，

ラブルシューティングについては国立 天文台 Cf CA

開発 者らに利用申請を行うことで 科学目的限定での伊藤孝士氏と加納香織氏に支援していただいた．

の利用が 認められている．日本国内では，千葉 工

また，受講者からの質問を簡便にするためにSlack

業大学の黒 澤 耕 介氏が中心となって活動している

チャンネル が 開 設され， 資 料 の 共 有や 接 続 方 法，i S A L E users g roup i n Japa nが利用申請の窓口

ちょっとしたTipsなどの細やかな情報 が 共有されとなっている．さらにi S A L Eの利用促進を目的とした．SlackによるフォローアップはV PN 接続トラブルて， これまでにi S A L E 勉 強 会 [ 5 - 6] および i S A L E

やJupy terL abの導入，py S A L E Plotの実行方法，

講習会 [ 7- 9] が開催されてきた．特にi S A L E 講習会

講義で聞き逃した点のフォローなど大いに活用されでは，衝突現 象や数値計 算の初学者に対する敷 居た．また，実践編での自習を助けるため，手厚い2回が低くなるよう工夫がなされてきた．

の補 講も開催された．補 講とSlackによるフォロー

研究者 が 所有するコンピュータへの i S A L Eの導アップでは，講師の末次竜氏（大島商船高等専門学

入と実 行および 計 算結果の解 析は，それなりの労校）と脇田茂氏（P u rdue Un iversit y）も参加いた

力と計算機資源が必要となる．この問題を解決する

だき，助言をいただいた．

方法の一つが，国立天文台 Cf CAの共同利用計 算

講 習会の前半2回では，黒 澤講師から講 習会の機を利用する方法である．この共同利用計算機には流れについて説明があった後，講習会テキスト座学i S A L Eを実行する環 境が 整 備されており，利用者

講義編の内容に沿って，惑星科学と天体衝突現象，

は計算機（計算サーバ，解析サーバ）にリモートログ

i S A L E 概要，衝突物理学と数値流体計算の基礎にインし，必要最小限の入力ファイルと解析スクリプト

ついての講義がなされた．座学編の講義内容はこれを編集することで，数値計算と解析作業が実施可能

までに開催された講習会の内容を整理・凝縮した形となる．ただし，国立天文台 Cf CAの計算機を利用で体系化されており，短い講習時間で全てを理解す178

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

ファイルや 解 析スクリプトの編集とi P y t honによる実行を実演いただいたのだが，初学者には一部高度な部分もあったように思われた．この点は，Slackによる質問とCisco WebExによる補講で丁寧にフォローされていた．何より，実践編では例年と比較して十分な実習時間があったため，講義テキスト実践編
を参照しながら各自で好みの計算に取り組んだようだった．実 践編中級課題では，py S A L E Plotの機能であるcrater Grow t h関数を用いたクレータ半径と深さの時間発展，最大圧力フラグを用いた衝撃波
面と膨張波面の可視化，最大衝撃圧力分布などが取り扱われた．筆者にとっては，特にフラグを用いた可視化は様々な解析に応用できる考え方だと大変参
考になった
（図2）．
図1： Macのスクリーンショット機能で撮影した講習会の集合写真．

講義の最終日には受講者の実習成果の報告会があり，各自の研究にちなんだ計 算結果が紹介され，るには大容量のものであった．しかし，講師陣が十黒澤講師からi S A L Eの適用限界を踏まえたコメン

分な時間と熱量で執筆した講習会テキスト座学講義

トがなされた．例えば，温度分布に着目した室内衝編を熟読することで，講義内容を自習することが可突実 験を模擬した計 算について，i S A L Eには熱伝能となっている．そのため，講習会に参加されてい導や輻射による冷却は実 装されていないため注 意ない方々にもぜひ一読をおすすめしたい．また，初が必要であること，また高空隙率物質の音速以下の日の後半はCf CAの加納氏からCf CAの解説とその低速度衝突について，i S A L Eは流体計 算コードで利用方法についてご紹介いただいた．本年度は離散あるため正しく物理現象が表現できない点が指摘さ

日程での講習であったため，受講者は共同利用計算れた．筆者もハーフスケール S C Iを模擬した計 算を機を例年よりも長期間に渡って利用することができ行ったのだが，半球殻弾丸を構成する格子が少ない

た．受講者（図1）はCisco WebE Xを用いた講師にため圧力が十分に表現できていない可能 性を指摘

よる解説を聞きながら手元の講義資料を参照し，講された．こうしたコメントが得られる点も講習会のメ義の途中で随時質問する形式で講義が進められた．

リットである．

しかしながら，受講者は通常カメラオフで聴講に集講習会の最後には，i S A L Eを用いた研究を継続中していたため，黒澤講師は受講者の反応を確認すするために必 要な Cf CAへの共同利用申請方 法がることができずに難儀していたようだ．

紹介された．i S A L Eは2 つの入力ファイルを編集す

講習会の後半3回では講義テキスト実践編の内容

るだけで様々な衝突を表現できるが，設定すべき適に沿って，i S A L Eを実行するための2 つの入力ファ切なモデルパラメータを選択するには，ユーザがあイル（a steroid . i np，mater ia l . i np）の解説と実行る程度の計算を実行して勘所を掴む必要がある．本

方法，およびpy S A L E Plotを用いた計 算結果の解講習会で執筆された講習会テキストは，そのような析方法が実演された．実践編では受講者もCf CAの自習に大いに役立つであろう．本年度の講習会は終計 算機にログインし，入力ファイルの編集，計 算の了してしまったが，講習会テキストを見て興味を持た実行と結果の確認，解析スクリプトの編集を行った．

れた方は，i S A L E users g roup i n Japa nに相談

リモートの計 算機からファイルを送受信するためのしてみると良いだろう．

Cyberduckや，py S A L E Plotを編集・実行するた

最後に，本講習会の開催にあたりご尽力いただいめの開発環境であるJupy terL abの導入など，新たた講師の黒澤耕介氏，末次竜氏，脇田茂氏に感謝な取り組みも行われた．実践編では黒澤講師が入力いたします．また，国立天文台 Cf CAの伊藤孝士氏，

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「第5回iSALE講習会」
参加報告／嶌生

図2： 衝撃波面
（赤）
，膨張波面
（緑）
の可視化の例．

加納香織氏には講習会中の計算サーバ・解析サーバの利用などの環境を提供していただき，講習会中も細やかなフォローをしていただきました．この場をお借りして感謝申し上げます．

参考文献[1] 黒澤耕介ほか, 2014, 遊星人 23, 103.
[2] Ivanov, B. A. et al., 1997, International Journalof Impact Engineering 20, 411.
[3] Collins, G. et al., 2004, MAPS 39, 217.
[4] Wünnemann, K. et al., 2006, Icarus 180, 514.
[5] 常昱, 2014, 遊星人 23, 156.
[6] 末次竜, 2015, 遊星人 24, 63.
[7] 脇田茂, 2015, 遊星人 24, 346.
[8] 石山謙, 2018, 遊星人 27, 337.
[9] 藤⾕渉, 2019, 遊星人 28, 338.

179

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180

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 20202020年度宇宙科学奨励賞公募のご案内

公益財団法人 宇宙科学振興会1

公益財団法人宇宙科学振興会では，宇宙科学分野で優れた研究業績を挙げ，将来の宇宙科学の発展に大きな役割を果たすことが期待される若い研究者発表された論文に基づいて，当財団が設置する選考委員会において行う．

を顕彰し，宇宙科学奨励賞を授与いたします．ここに●賞の内容

2020年度の第13回宇宙科学奨励賞候補者のご推薦授賞は原則として毎年宇宙理学関係1名，宇宙工学関を募集いたします．推薦要綱の詳細は当財団のホーム係1名とする（ただし適格者のいない場合は受賞者なページ（http: //www.spss.or.jp）に掲示しておりま

しとする場合がある）．受賞者には本賞（賞状と表彰すが，当奨励賞の概要は以下の通りです．皆様の周り楯）および副賞（賞金30万円）が贈られる．

で優れた業績を挙げ将来の活躍が期待される若手研究者をご存知の際には，是非ともご推挙いただきます●推薦締切日

ようお願い申し上げます．

2020 年10月31日（土）必着．

●表彰の趣旨

● 表彰式

宇宙理学（飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連す選考結果は2021年1月に推薦者と受賞者に通知する

る理学研究）分野及び宇宙工学分野で独創的な研究とともに，当財団ホームページにおいて発表する．そを行い，宇宙科学の進展に寄与する優れた研究業績の後 2021年3月初旬に表彰式を行い，受賞者には受をあげた若手研究者個人を顕彰する．

賞対象となった研究に関する講演をして頂く．

● 授与機関なお，推薦の手続きの詳細については財団のホーム

公益財団法人宇宙科学振興会●候補者ページ（http: //www.spss.or.jp）をご 覧 いただき，推薦書式をダウンロードして必要事項を記載の上，(1)候補者の略歴，(2) 論文リスト，および (3) 推薦の対上記分野で優れた業績をあげた当該年度の4月1日現象となる論文の別刷等必要書類を添付の上，電子メー

在37歳以下の若手 研究者個人．候補者の推薦は他

ルにてご提出下さい．

薦に限る．
●業績の審査業績の審査は，推薦理由となる研究業績に関連して

1.公益財団法人宇宙科学振興会 事務局●お問い合わせ先および推薦書送付先〒252- 5210 神奈川県相模原市中央区由野台3-1-1
公益財団法人宇宙科学振興会

事務局

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JSPS Information

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JSPS Information◇日本惑星科学会第136回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第136回運営委員会議事録
期

間： 2020 年 5月18日（月）～5月22日（金）

議

題： 1．学会賞選考委員の選任について
2．2020 年秋季講演会の開催準備について

運営委員会委員：
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．
議決方法： 上記期間内に宛に投票．
議題1：学会賞選考委員に下記の会員8 名を選任したいので，本委員会の同意を求める．
野村 英子
中島 健介

浦川 聖太郎
奥住 聡

諸田 智克
道上 達広

藤谷 渉
癸生川 陽子

参考：・学会賞選考委員は，総務専門委員会が推薦した委員を運営委員会で承認する．
・委員の構成は8 名とし，委員の中から委員長を選出する．
・委員長は委員の互選により選任する．
・委員の任期は1年とし再任を妨げない．
審議結果： 議題は原案のとおり承認された（可23・否 0）．
議題 2： 2020 年秋季講演会の開催準備に関する下記提案の承認を求める．
提案内容： 2020 年秋季講演会の開催準備を以下の方針で進める．
・ オンライン形式で開催する．
・ 開催時期は11月を念頭に置く．
・ 開催準備は，現在の会津L O C メンバーを中心にして行うが，オンライン学会に識見ある全会員からの情報提供とサポートを要請する．

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182

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 3, 2020

・ L O C から要請があれば，学会から必要な財政的支援を行う．
・最優秀発表賞の選考と表彰，最優秀研究者賞の受賞講演をオンラインで実施する方向で学会賞選考委員会と共に検討する．
提案理由：2020 年日本惑星科学会秋季講演会は，会津大学（福島県会津若松市）において9月23日から25日の会期で開催する予定であった．しかし，新型コロナウイルス感染症の流行が全国的に予断を許さない状況であり，
また Jp GU -AGU Joi nt Meet i ng 2020 の開催（オンライン）が 7月中旬となり，秋季講演会の開催時期との間隔調整が必要となった．
この様な状況について，L O C 委員長からの発議に基づき2020 年 4月16日から24日にかけて，学会長を含む運営委員会メンバーでメール上で議論した．
審議結果：
議題は原案のとおり承認された（可23・否 0）．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2020 年 8月2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◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報(a) 場所，( b) 主催者，(c) ウェブページ/連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．
2020/11
11/12-14 日本惑星科学会 2020 年秋季講演会(a) オンライン開催( b) 日本惑星科学会(c) ht t ps : //w w w.wa k usei .jp/meet i ng s /fa l l _ meet i ng /2020/
2020/12
12/2- 4 第 61回高圧討論会(a) オンライン開催( b) 日本高圧力学会(c) ht t ps : //w w w. h ighpres su re .jp/new/61for u m /

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編集後記
今号は特集「古今未曽有の日本の月/火星地下世

かっている中ではありますが，著者のみなさん，編

界 探 査 ( UZ U M E) 計画」をお送りします．ゲストエ

集 委員のみなさん， 印 刷 所のみなさんなど多 数のディター の春山純一さんのご尽力で充実した誌面に方々のご尽力により，9月号も予定通りに発行できるなりました．特集「古今未曽有の日本の月/火星地下運びとなったことを嬉しく思っています．ありがとう

世界探査 ( UZ U M E)計画」は次号にも続きますのでございます．

ご期待ください．

しばらくはコロナウィルスのために不自由な生活

世の中は再びコロナウィルスが猛 威を振るってきが続くと思いますが，遊星人は通常通り定期的に発ました．連日の新規感染者数が記録更新したという

行していければと思っております．皆さんからの原稿

ニュースに驚きながら，飲み会や出張を控え，遠隔を心よりお待ちしておりますので，今後ともよろしく

授業の資料 作りや遠隔での学生指導に四苦八苦しお願いいたします． ( 杉山)ています．コロナウィルスのために様々な制限 がか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9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3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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