日本惑星科学会誌 遊・星・人
第33巻 第2号
目 次
巻頭言

宮本 英昭�����������������������������������������������������������������������������������������������143「みつめる，みつもる」その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜
田崎 亮�������������������������������������������������������������������������������������������������144

もう一つの月世界へ:火星衛星探査計画MMX その5 〜ミッションを支える測地学〜
松本 晃治�����������������������������������������������������������������������������������������������158

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その10〜JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション〜
荒木 博志，塩谷 圭吾，小林 正規，野田 寛大，並木 則行，木村 淳，押上 祥子，他3名����������������164

火の鳥「はやぶさ」未来編 その31 ～リュウグウ試料の固体有機物分析〜
薮田 ひかる���������������������������������������������������������������������������������������������172

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その32 〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜
野口 高明�����������������������������������������������������������������������������������������������182

一番星へ行こう！日本の金星探査機の挑戦 その58 ～ 雲頂の風と波 ～堀之内 武�����������������������������������������������������������������������������������������������190

惑星ラボからこんにちは! その10
〜北海道大学・低温科学研究所 宇宙物質科学・低温ナノ物質科学グループ〜
木村 勇気�����������������������������������������������������������������������������������������������193

遊星人の海外研究記 その14 ~コロナ禍でのアメリカ研究生活~
大野 和正�����������������������������������������������������������������������������������������������196

月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み 〜2023年度活動報告〜
小野寺 圭祐, 佐伯 和人, 長岡 央, 仲内 悠祐, 西谷 隆介, 大竹 真紀子, 諸田 智克 ����������������������201

2024年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ
奈良岡 浩���������������������������������������������������������������������������������������������� 208

New Face
天野 香菜�����������������������������������������������������������������������������������������������210

2024年度助成事業2件公募のご案内
公益財団法人 宇宙科学振興会 ������������������������������������������������������������������������212

JSPS Information �������������������������������������������������������������������������������������������213
表紙デザイン：BROOK S

142

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

Contents
H. Miyamoto 143

Preface
Mitsumeru, Mitsumoru (2) – Cosmic Dust: The way they shine –Fly me to another moon world: Martian Moons eXploration (MMX) (5)- Geodesy supports the mission -R. Tazaki 144

K. Matsumoto 158

To Jupiter again together and to icy moons (10)- The Ganymede Laser Altimeter (GALA) onboard JUICE: Performance model simulationof JUICE-GALA laser altimeter H. Araki, K. Enya, M. Kobayashi, H. Noda, N. Namiki, J. Kimura, S. Oshigami, and 3 authors 164
Phoenix“ Hayabusa” : A tale of the future (31)
- Macromolecular organic matter in the asteroid Ryugu samples Phoenix“ Hayabusa” : A tale of the future (32)- Introducing the Ryugu “Sand” analysis team -H. Yabuta 172

T. Noguchi 182

Road to the first star: Venus orbiter from Japan (58)- Winds and waves at the cloud top -T. Horinouchi 190

Hello from planetary labs! (10)- Astrophysical Chemistry / Low Temperature Nanomaterial Science Group, Institute of
Low Temperature Science, Hokkaido University –Y. Kimura 193
Letter from planetary people working abroad (14)- Postdoc life in US under pandemic of COVID-19 -K. Ohno 196

Activation of the Japanese Lunar Science Community - FY2023 activity report -K. Onodera, K. Saiki, H. Nagaoka, Y. Nakauchi, R. Nishitani, M. Ohtake, T. Morota 201

The Japanese Society for Planetary Science Fall meeting 2024

New Face
Announcement of public offering for 2024 grants
JSPS Information

H. Naraoka 208

K. Amano 210
Society for Promotion of Space Science 212

213

《目次へ

巻頭言

143

巻頭言
半世紀ぶりの月面有人着陸を目指すアルテミス計画は，持続的な月活動の実現を目指す壮大な
プロジェクトです．その最初の有人着陸となるアルテミス3号に，私たちも参加することになりました．NASAのプロジェクト・サイエンティストは，私たちの提案の科学的意義を高く評価したと述べていますが，実際には，JAXAへの深い信頼感も背景にあったと推測しています．JAXAは国際的に尊敬されており，その恩恵を私たちは受けているのです．
日本の宇宙関連企業も，同様の恩恵を受けるのではないでしょうか．近年，宇宙開発における民間セクターへの期待と役割が大きく変化し，政府は宇宙戦略基金を通じてこれを支援する姿勢を示しています．今後民間セクターから生まれる新たな活動にとっても，JAXAや日本の基礎科学への国際的な高い評判は，強い追い風となるでしょう．
JAXAは地球観測衛星の安定運用やISSへの貢献といった着実な技術開発に加え，小惑星からのサンプルリターン分野の開拓や，西側諸国で今世紀初となる月面着陸に成功するなど，挑戦的な分野の活躍でも国際的に高く評価されています．惑星科学会の関係者は，JAXAの太陽系科学
ミッションにおける包括的な取り組みや，関連分野の基礎的な研究を通じて，日本の惑星科学を強化する役割を果たしています．このような総合的な活動が，我が国の惑星科学の国際的なビジビリ
ティ向上につながっており，それが日本の宇宙開発分野の強固な基盤として国際的にも認識されています．
民間セクターの新たな動きは，研究の多様化や革新的な技術開発の促進，探査機会の向上などの意味で，我が国の惑星科学をさらに活発化し，惑星科学会の皆さんの活躍の場をますます広げ
るでしょう．この分野の若手にとって，素晴らしい環境が整いつつあると感じます．このような動きを皆でしっかり支えていきたいですね．

宮本 英昭（東京大学）

《目次へ144

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

「みつめる，みつもる」
その2〜ダスト光学特性をみつもる〜
田崎 亮1，2
2024年1⽉30⽇受領，査読を経て2024年4⽉22⽇受理（要旨） ダストは熱放射や散乱光によって輝く．我々はその輝きを頼りに宇宙における固体物質の形成と進化を探る．観測される光に刻まれたダストの大きさ，内部構造，化学組成といった情報を読み解くにはダストの光学特性の理解が必須である．本稿ではダストの光学特性の物理過程をシンプルに整理し，それらの視点から非球形ダストの光学特性の室内実験・数値計算の結果を読み解くことを目指す．

1. はじめに

誌論文では詳細と見做され省かれてしまう「隙間」の部分を掘り下げ，まとまった解説記事として学会誌と筆者は原始惑星系円盤のダスト（固体 微 粒子）のいう媒体で世に送り出す ”ということである．そこで研究者である．惑星の種であるダストはどのように連載第2回にあたる本稿では，ダスト光学特性の見惑星へと成長するのか，ダストの組成・物性はどのよ

積もりをテーマにその背後にある物理過程をなるべ

うなものか，そういった謎の解明を目指している．こくシンプルに整理・言語化してみたい．そして，非球れらの謎を解く有力な手がかりとなるのは，望遠鏡

形ダストの光 学 特 性に関する室内実 験や数値計 算で観測される原始惑星 系円盤のダストの熱放 射やの結果がシンプルな見積もりの観点から理解できる

散乱光である．光に刻まれたダストの情報を読み取ことを示す．ところで，「特に初学者に向けた記事でるためにはダストと電磁波の相互作用，つまりダスト

非球形ダストの問題を扱うのは無謀」と思われる方の光 学 特 性の理 解が 必 須である．このダスト光 学もおられるかもしれない．確かに，ダスト光学 特性

特 性というトピックは原始惑星 系円盤に限らず，惑

入門の定番は「滑らかな表面を持つ一様球」である．

星科学・天文学に広く関連する重要な物理過程であしかし，滑らかな一様球という“特殊な系”に対象をる．元々の動機に加え，その広い応用先に魅力を感絞ると，光とダストの相互作用の本質を見過ごす場

じ，筆者はこれまでダストの光学特性に関する研究

合がある．非球形な系を扱うからこそ見える景色がを行ってきた．

ある．本稿ではそれをお見せしたい．

本連載「みつめる，みつもる」の狙いは，連載開始

第2 節では，複素屈折率といった光 学 特 性にお記念座談会 [ 1] によると“ ( 1) 幅広い研究分野の読ける重要な概念を復習するとともに，本 稿で扱う各者，特に初学者に向けて「研究の中に出てくる数字やテーマの全体像を俯瞰する．続く各節はそれぞれで数式の感覚（ 見積もり）」を言語化して共有する，( 2)

完結しており，興味がない節は読み飛ばしていただ

教科書に載せるには具体的過ぎてそぐわないが，雑いて構わない．第3節ではダストの赤外線吸収スペク

1.グルノーブル・アルプ大学
2.東北大学
ryo.tazaki1205@gmail.com

トル，第4節で小石の光反射，そして第5節でダスト集合体（アグリゲイト）の光散乱を扱う．

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

2. 物質中の電磁気学のおさらい

145

り，電場は次の波動方程式に従うことがわかる（磁場についても同様）．

ダストに電磁波が入射すると，ダストの大きさや形状，物性に応じて電磁波の吸収や散乱が起こる．
ダスト光学特性を理解するとは，物質周りの電磁気を用いた 1．ここから一様媒質中を伝現 象を理解することに他ならない．ここでは電磁気

ここで学の復習も兼ねて，ダスト光学特性における特に重播する平面波の分散関係要な概念である複素屈折率とサイズパラメータを導入し，第3 節以降で扱う光学現象を概観する．
S I単位系における物質中のマクスウェル方程式はが導かれる．ここで真空中の波数

次のように与えられる[2]．

と真空

を用いた
（ : 真空 の誘 電

中の 光 速を比誘電率と呼ぶ．複素屈折率）．

率mは比誘電率を用いて次のように定義される．

比誘電率と複素屈折率の実部・虚部の関係を書き下
E，
H は電場，磁場，D，
B は電束密度，磁束密度，ρF，すと[2]は電荷密度，電流密度である．各物理量は物質内部の各点における平均的な（空間的に粗視化した）値
次に，ダスト光学特性を特徴づけるもう⼀つの重を表す．電磁場と物質との相互作用は要な量であるサイズパラメータ を導入する．ダスト
半径を とすると，サイズパラメータはから決まり， は電気伝導度， は誘電率， は透磁で定義される．光学特性分野で「ダストが大きい・小率である．本稿全体を通して物質の磁性は無視する

さい」などと基 準を示さずに言う場 合のほとんどは:真空の透磁率）．

（

波長と比べたときの大小，つまりまずマクスウェル方程式から複素屈折率を導入し

を指してい

る．

よう．簡単のため， ， が空間的に一様であるようなダストの 光 学 特 性は複 素 屈折 率とサイズパラ

媒質中を伝播する平面電磁波を考える．ある時刻t，

メータ を用いて，表 1のように大まかに分類するこ

位置 において，角振 動数 を持つ平面波の電場をとができる（より網羅的な図はたとえば 文献 [ 3] ののように複素数を用いて表そ

Fig. 20を参照）．ダストに入射する電磁波のエネル

う． は媒質中での波数ベクトルである．測定可能

ギーは吸収される成分と散乱される成分に分配されな物理量としての電場の値を求めたい場合にはこのるが，その内訳は，小さなダストでは吸収，大きなダを取る．複素電場を用いると式（4）の右

ストでは散乱が卓越する傾向がある．そこで本 稿の

実部
辺は

前半
（第3節）では小さなダストによる電気双極子吸収を議論する．本 稿の後半では大きなダストによる散乱を議論する．また，大きなダストにのように書き換えることができ，を複素誘電率と呼ぶ．式（8）とマクスウェル方程 式よ1

複素誘電率を用いて式（4）
は辺の発散をとり，一様媒質であることから

スの法則
（式1）
より

．

と書けるので，両
よって，ガウ146

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

表1： ダスト光学現象の大まかな分類と本稿で扱う内容．

ダストサイズ<波長+‒

ダストサイズ~波長

よる散乱は，粒子内部・外部を通過した二つの平面が 1より大きいか波間に生じる位相ズレ

小さいかによって性質が変化する[ 3]．第 4 節では大きなダストによる幾 何光 学的な散 乱を扱い，第5節では大きなダストによる波動光学的な
を扱う．

散乱

3. 小さなダストによる光吸収
ダストによる光の吸収はなぜ重要なのか．ひとつにはそれが熱放 射を決めるからであろう．ダストの

+ ‒
‒ +

図1：電磁波中におかれた球形ダスト．灰色の線は電場の振動を表す．
（上）準静電近似が想定する状況．波長がダストに比べて十分長く，電場はダスト領域にわたって空間的に一様であるとみなせる．このときダスト内部に電気双極子モーメントが生じる．
（下）
準静電近似が破綻する例．電磁波の波長が相対的に短く，ダスト内部に高次の多重極モーメント（この場合は四重極モーメント）が生じる．

る．これは，空間的に一様な電場がで時間変動するという近似である（図1）．そこで，準静電近似のもとでダストによって吸収される電磁波のエネ
ルギーを見積もってみよう．

昇華温 度は高くともせいぜい2000 K 程度であるため，ウィーンの変位則を考えれば，ダストの熱放射は
およそ

3.1

で観測されることになる．必然的に電場がする仕事

準静的な外部電場中に置かれたダストはその内

赤外線や電波といった波長帯が熱放射観測の主戦部に電気 双極子モーメントを生ずる（図1）．外 場は場になる．ある温度 ，粒子半径 のダストからなる

時々刻々と変動し，双極子モーメントを絶えず揺り動

光学的に薄いダスト層を考える．視 線に沿ったダス

かす．このとき電場が双極子モーメントにした仕事のとすると，ある波長 で観測され分だけ電場がエネルギーを失う．そこで，電場が双ト層の柱密度をるダスト熱放射の放射輝度

は極子モーメントにする（正味の）仕事の観点から吸収断面積を見積もってみよう3 ．
単 位体 積 当たりの 電 気 双 極 子 モ ーメント （分4にダスト内 部 の 電 場
極と呼ぶ）

はプランク関 数，

で 与えられ る[4]．ここではダストの吸収 断 面 積である．左 辺が 観測量であり，それはダストの温度やダストの吸収断面積に依存する．もしダストの温度が輻射平衡か
ら決まっているなら，温度もまた吸収断面積に依存する．このように，熱放射の観測解釈には吸収断面積の理解が不可欠である．では，ダストのどのような性質を反映して吸収断面積が決まるのだろうか．
それが本節のテーマである．
本節では観測波長と比べて粒径の十分小さいダス
トに対 象を絞ることにする2 ．このようなダストの電磁気 現 象は準静電 近似を用いて調べることができ・が する 仕 事 率 はである．今知りたいのは瞬間の仕事2

ここで「十分小さい」とは，ダストの吸収断面積が電気双極子近似から求まる場合を指す．球形ダストの場合，この条件は具体的にと近似的に書け，一つ目の条件は双極子近似の条件，二つ目は変動する磁場が誘導する渦電流（磁気双極子）が無視できるための条件である[5]．
3
正確には，電場がする正味の仕事の一部は双極子放射（散乱）に使われるため，吸収断面積ではなく減光断面積の見積もりと呼ぶべきである．ただしの場合，(減光)≃(吸収) と近似できる．
4
ここでは意図的に微視的な（たとえば各原子レベルの）電気双極子モーメントではなく，分極という巨視的な量を考えている．これは，微視的な双極子が感じる電場（局所場）と粒子内部の平均的な電場（巨視的電場） は一致しないことと関係している[6]．本節
では誘電率という巨視的な視点で定義される物性値を扱うため，
巨視的電場や分極を考えるのが自然である．

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎Pσpol = −P

Epol

147

3. 2

σpol = +P

誘電分極とダストの内部電場

吸収断面積を求めるためにはダスト内外の電場のa2b関係を求めなければならない．一般に，ダスト内外の電場は誘電分極電荷が作る電場の影 響で等しくならない．分極電荷の影響を調べるために，図2に示

図2：軸に沿って一様な分極 を持つ半径 ，長さ
円柱の両端に電荷面密度の円柱誘電体．

が生じる．

柱の中心に作る電場率ではなく，電磁波の振動周期に比べて十分長い時
間で平均をとった正味の仕事率である．そこで，単位体積当たりの仕事率の時間平均

すような半径 ，長さ の円柱を考え，分極電荷が円を求めると，

円柱は，静的な外 場の値を見積もってみよう．
によって軸に沿った分極を持ったとしよう．分極の向きと円柱の側面は互いに平行なので，側面に分極電荷は現れない．分極
電荷は円柱の両端に生じ，電荷面密度はそれぞれである．円柱が細長い場合，分

極電荷が円柱の中心に作る電場は，中心から距離を得る．ここでとはに比例し，時間平均の結果ゼロになることを用いた．線形応答のの二つの点電荷が作るだけ離れた，電荷量

電場とみなせる．したがって，範囲において電場と分極はという比例関 係を満 たす．右辺の電 場

は外 場 の，中心での電場は電荷円柱が円盤状の場合で帯電した2 枚の平板が作る電場とみ値ではなく，ダスト内部の電場であることに注意し

面密度

よう．ダスト内部で電場 が一様だとすると 5 ，体 積

なせる．平板間の電場はガウスの法則から，のダストに対して電場がする仕事率の時間平均値
は，式（16，17）より，である．式（20, 21）を次の形でまとめてみよう．
を用いた．比誘電率が波長に依

ここで存しなければ， 吸収 量は に比例することがわかる．外部からダストに流入する電磁波のエネルギーフ

ここで は 電 場に沿って円 柱 がどれだけ伸 長してラックス（ポインティング・フラックス）の時間平均はいるかを反 映して決まる無 次 元 係 数 である． はであるので，

と

の比を求め

ると，

ダストの 形 状を特 徴 づ ける量といっても良いだろの場 合はそれぞれう．

である．軸比的に変化させると，係数，をゼロから無限大まで連続
はの値を取ることが予想できる．なお，一様球の場合はここでは単位時間当たりのエネルギーの次元，

は単位時間・単位面積当たりのエネルギーの次元を持つので，

は断面積の次元を持っている．こ

誘電体内部の電場
る電場

は外 場

式
（23）を について解くと，一様球や一様楕円体の場合，これが正確に成り立つ．

と分極電荷が作の合計なので，式（22，17）より，れが吸収断面積と呼ばれる量である．

5となる[2]．

148

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

ダストのSEM写 真（左 図．玉内朱 美 氏 提 供）とその 赤 外 線 吸 収スペクトル の 測 定 結 果（Database of Aerosol
図3：スピネルSpectra for Cosmic Dust より）（右図）[7]．SEM写真上の黒いドットの直径が約0.5に相当する．右図には球形ダストモデルと2種類の不規則形状ダストモデルの赤外線スペクトルを示した．これらのモデル粒子は波長に比べて十分小さく，同一の粒子体積・比誘電率を持つ．点線はContinuous Distribution of Ellipsoids(CDE) と呼ばれる解析的なモデルの結果を表す．モデルの値は球形モデルのピー
ク値が1になるように規格化した．実験値は非定量測定であるため，ここでは波長11におけるモデルの平均値で規格化している．なお実

験スペクトルは，左図SEM写真にあるように様々な形状の粒子がガスセル中に浮遊している状態で測定されたものであり，1粒子に焦点をあて測定されたものではない．

屈折率の実部の3乗に反 比例することがわかる．つまりを得る．これでダスト内外の電場の関係が求まった．
これを式（19）に代入するとが大きいほど吸収は小さくなる．たとえば，理想的な導体はのとき，,の屈折率を持つ．こから無限に大きな吸収が起こるように思われるかもしれない．しかし，実際には分極電荷が外場を遮蔽する効果の方が強く，吸収断 面 積はゼロになる．これは導 体 内部に電 場は存を得る．式（25）は一様楕円体の吸収断面積の公式として知られるものである[2]．これにを代入す

ると小さな一様球の吸収断面積の公式も得られる．
分極電荷が作る電場が外 場に比べて無視できる場合，式（25）より在しないというよく知られた性質を反映している．また，の依存性によってダストが電場に沿って細長くなるほど吸収断面積が増大する．たとえば，扁平
ダストの⻑軸と短軸では⻑軸に沿って電場が印加された⽅が吸収断⾯積は⼤きい．天文学では磁場に整列したダストの偏光観測から磁場構造を測定する手法があるが，これは扁平ダストの長軸・短軸方向の

この場合，吸収断面積は比誘電率の虚部，波数，体吸収断面積の差を利用したものである．

積から決まり，ダスト形状の効果（ の依存性）は無視できる．一方で，分極電荷が作る電場が無視でき
ず

，かつ，

の場合は

3. 3

ダストの赤外線フィーチャー

惑星科学的な応用として，スピネルの非球形ダストの赤外線吸収スペクトルの実験結果について考察してみよう．図3にスピネルダストの赤外線吸収 スペクトルの測定 結果 [ 7] を示した . 併せて球
ここで式
（12，13）を用いた．ここから吸収断面積は形ダストモデル（式 25にを代入したもの）の

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

149

結果も示した．球形モデルと測定値を比べると，吸収ピーク強度・位置・幅のいずれも顕著な違いがある
ことがわかる．なぜこのような違いが生じるのだろう
か．これはダストの形 状効果から説明できる[8]．図4にスピネルの比誘電率 [9]と式（25）から求めた吸収スペクトルを示した．図4から明らかなように，吸収ピーク位置は比誘電率の虚部 のピーク位置と一致（25）
せず， の値に依存する．これは吸収ピークが式の分母がゼロに近づくとき，つまりを満たす波長で生じているためである 6 ．係数 は1以下なので，この条件はで満たされる可能性がある．このとき吸収断面積はの赤外線波長における比誘電率（上図）
図4：スピネルと様々な の値での吸収スペクトル（下図）．吸収スペクトルは
球形ダストモデル（
うに規格化している．

，紫破線）のピーク値が1 になるよとなり，比誘電率の虚部の値が小さいほど（！）より大きな吸収が起こる．このようにダストの形状を表す

ズレ が小さいI r reg u la r Gra in 1とズレ が 大きい

係数 は共鳴波長や共鳴の強さに影響し，赤外線のI r reg u la r Gra in 2）を作成し（図3 参照），その形

吸収 スペクトルフィーチャーの形成において重要な状分布関数を文献 [ 10] の手法から求めたものを図 5

役割を担う．

に示す．さらに式（30）を用いて，これらの吸収スペ

では，具体的な の値について考えてみよう．既にクトルを図3に示した．不規則形状ダストのモデルはである．三測定された吸収 スペクトルの特 徴をよく再現してい軸不等の楕円体ダストの場合は，3つの主軸に対応

ることがわかる．ところで，図 5に示したI r reg u la r

述べた通り，球形ダストの場合はして3つの の値を持つ．では不規則形状ダストの場

Gra in 2 の形状分布関数は合はどうなるだろうか．実は，任意の形状・任意の向数で近似できそうである．このとき，式（30）の積分きを持つ十分小さなダストの吸収断面積は，回転楕

は解 析的に実 行でき，この 解 析 解はC ont inuous

円体の吸収断面積の重ね合わせ（つまり様々な のD ist r ibut ion of El l ipsoids ( CDE ) モデルとして値の重ね合わせ）として表現できることが知られてい知られている[ 2]．C D Eモデルも測定 結果の特 徴をる[ 10]．つまり，不規則形状ダストの吸収断面積をよく捉えている（ 図 3）．ただし，図 5に示した形 状分を用いて

布関数は多様な形 状の可能 性のごく一 例に過ぎな値の確率分布関数（形状分布関数）という関いことを強調しておこう．CDEが任意の非球形粒子に対して普遍的に成り立つ必然性はない．
これにて小さなダストによる電気双極子吸収の議のように表すことができる．より具体的に調べるため論を終える．ダスト形 状を一様球に限定しなかったに Gaus sia n R a ndom Sphere [ 11] と 呼 ば れ る

ことで，一様球の議論で見落とされがちな形状効果手法を用いて2 種 類の不規 則形 状ダスト
（球 からの（ 依存性）の性質を垣間⾒ることができたと思う．
（

形状効果は特に，
6

これは，分極電荷が作る電場によって駆動される固体電子のプラズマ振動と外部電場の振動の間の共鳴とみなすことができる．

とすれば

や

である

の場合に重要になることがわかった．小さなダストの吸収はバルク物質

150

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

5

Spherical Grain
Irregular Grain 1 (GRS = 0.1)
Irregular Grain 2 (GRS = 0.3)
CDE

4
f(L)

3
500 µm2

Credit: Muñoz et al., 2020, ApJS 247, 19. “Experimental Phase Function and Degree of Linear
Polarization Curves of Millimeter-sized Cosmic Dust Analogs”. DOI: 10.3847/1538-4365/ab6851

100.0

図6：大きさ約1 cm弱（体 積等 価半径~2.8 mm）の天然の小 石

0.2

0.4

L

0.6

0.8

1.0

（MgFeAlSi）（左）とその表面のSEM写真（右）．Granada–

Amsterdam light-scattering database [13, 14] を改変．

図5：図3に示した球形ダスト・2種類の不規則形状ダストモデルの形 状 分布関数．点線はCDEモデルの形 状
分布関数[2, 10]．

スしや すいといえる．図 6は直径1 cm 弱の天 然 の）である．文 献 [14] は可視 光 の 光 源

小石（のそれとは様々な点で本質的に異なっており，これ（ = 520 nm）を用いて，この小石による散乱光を測こそ微粒子光物性の物理の醍醐味といえよう．

定する実験を行った．では，この小石の光散乱特性

4. 小石の光反射
第3 節で議論した熱放射と並んで重要な観測量がの理論モデルを作りたいと思ったときに，小石を滑らかな一様球で近似しても構わないだろうか？問題があるとすればそれは何か．これを見積もってみようというのが本節のテーマである．

散乱光である．散乱光は惑星科学・天文学のさまざ

具体 的な見 積もりに進む前に議論の仮定を述べ

まな場面で登場する．反射星雲・星周円盤・黄道光・ておこう．ここでは粒径が波長に比べて十分大きく，,

彗星の尾・大気中のダスト. . . etc．夜空に浮かぶ月のを満 たす 場 合を考える．つま輝きすらも月表面の粒子による散乱光である．このより，小さな粒子を扱った前節とは全く逆の極限に対うに惑星科学では数々の光散乱現 象に出くわすが，応する（表 1）．こうした粒子の光学現象は幾何光学

その多くで，波長に比べて大きな粒子による光散乱

近似を用いて調べることができる．さらに本節では，が問題になる．ところが，数値計 算の観点から見る

吸収が十分大きい（と，このような問題はなかなか難しい．波長に対して物質の吸収係数）場合に対象を絞ることにする．こ粒子が大きくなるほど計算は困難になる上 7，境界条のとき，透過光や粒子内部で生じる反射光は吸収に

件（粒子形状や表面粗さのモデル）の妥当性といったよって速やかに減衰し，散乱の寄与として粒子表面

悩ましい問題も付きまとう．

での反射と回折を考えればよい．図6に示した小石の

しかしふと思うと，われわれが日常生活で目にす

吸収係数の逆数はる光 散乱現 象は，その多くが波長に比べて大きなを満たしている．

．ここではであり，これらの条件

物体による散乱である．たとえばその辺りに転がっている石ころを見つめると，それによる可視光の散乱を観察できる．つまり，このようなパラメータ領域
は数値的には困難だが，実 験 的には比較的アクセ
7
マクスウェル方程式を正確に解く数値計算法を用いて，波長と同程度のsubstructureを持つ粒子の光散乱を解く場合，サイズパラメータ~150–300が現状の限界である[12]．これは可視光（λ =520 nm）
で換算すると粒径〜12.4–24. 8 μmに相当する．

4.1

滑らかな球形粒子による光散乱

最も簡単なケースとして滑らかな表面を持つ球形粒子による反射・回折から始めよう．準備として散乱の角度依存性を表現する諸 量を導入しよう．エネル
ギーフラックス
単位時間にを持 つ平面波 が 粒子に入 射し，のエネルギーが立体角

たとしよう（図7）．このとき

は

，

に散乱され
に比例する

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

ので，

を

151

は

間・単位立体角当たりの反射光のエネルギーと表そう．比例係数に相当する部分は単位

立体角当たりの面積の次元を持っており，微分散乱

ここからフレネル反射の散乱強度分布

は断面積と呼ばれる．微分 散乱断面積を全ての散乱方向について立体角積分した量は散乱断面積と呼ばれる．散乱断面積は，散乱体の中心の周囲のどのを用い範囲に入射光が入れば，適当な別の方向に散乱されここで入 射 角と散 乱角の関係て出ていくかを表す目安を与える．この意味で，散乱た．球表面では反射光だけでなく，回折光も生じる．

断面積は，入射光の立場から見た散乱体の実質的天下り的ではあるが，球形粒子の回折光の散乱強度な大きさだと解釈することができる．さらに，微分散分布は乱断面積に波数の二乗をかけて面積の次元を無次元化した次の量が 散 乱 強 度 の 角度 依 存 性を 表 す 量として光 散 乱
業界でよく利用される 8 ．以降，を散 乱 強 度（角と書ける[ 15]．ここでは1次のベッセル関数であ度）分 布と 呼 ぶ．仮 に 散 乱 が 等 方 的 で あり， 粒り，式（38）は経験的な近似関数である．以上より，大子 の 散 乱 断 面 積 が 幾 何 断 面 積 程 度 で あ れ ば，

きな粒径および吸収をもつ球形粒子による散乱は

より，

となる．

滑らかな表面を持つ球の散乱強度分布を求めてみよう．滑らかな表面による反射は鏡面反射になり，ある方向に散乱される光は，ある特定のインパクトパ

から見積もられる[ 3]．たとえば，ミー理論を用いて

ラメータ（あるいは特定の入射角 ）を持って粒子に入本節が想定するような大きな球形ダストの散乱を計射した光線に限定される（図7）．入射角の幅算すると，その散乱強度分布は式（39）でよく近似でに対応する球 表面の微 小面積要素
当たりに流入するエネルギーは

に単位時間
である．

きる．
式
（39）と本節冒頭で紹介した小石の散乱光の測反射率は，球が波長に比べて十分大きければ，平滑定結果を比較してみよう（図9）．測定結果を⾒ると，な面による反射（フレネル反射）から求めれば良いだ

散乱⾓が⼤きくなるにつれて徐々に散乱強度が増加

ろう．そこで入射角 のフレネル反射の反射率をしていく「後方散乱の立ち上がり」と呼ばれる傾向がとすると，単位時間当たりにエネルギーによって反射されるはみて取れる[ 16]．一方で，滑らかな表面を持つ球形ダストによる散乱（式 39）には後方散乱の立ち上がりは現れない．まず，式（38）より回折の成分は の単調減少関数である（図9：点線）．そしてフレネル反射もが大きくなるほど暗くなる（図9：一点破線）．この傾

ここ でを 用 い た．入 射 角 の 幅に 対 応 する 反 射 光 が 占 め る 立 体 角 はである（図7）．ここで観測者は球から十分離れているものとした．よって，単位時
8

添え字「11」は， が散乱行列（scattering matrix）
の
（1,1）
成
分に位置することに由来する[2]．

向は次の考察からも理解できる．後方・前方方向に反射される光の強度比を求めると，

152

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

ここで，粒子表面の反射面に平行に光が入射する時：図 8），粒子内部に侵入する光は存在しな（いので反 射率であることを用いた．

反射率の定義から式（40）の最右辺は常に1以下である．つまり，後方散乱が前方散乱より明るくなることはない．
以上より，滑らかな面を持つ球による反射・回折では後方散乱の立ち上がりを説明できないことがわかった．では，後方散乱の立ち上がりはどのように起こるのか．それを次で明らかにしていく．
4. 2

粗い球形粒子による光散乱

ここまでの議論の最大の仮定の一つは粒子表面が理想的に滑らかであり，その結果として鏡面反射が起こっている点にある（図8）．しかし，図6のSEM写真
からもわかるように，実際の小石の表面は滑らかではない．滑らかでない面に光が入射すると，反射光は鏡
面反射のようにある特定の方向に進むのではなく，いろいろな方向に散らばる拡散反射が起こる（図8）．反射光の明るさが反射面を見込む角度に依存しない場
合を特にランバート反射と呼ぶ 9．それでは球形粒子

図7：滑らかな表面を持ち，大きな吸収を持つ球形粒子による散乱の概念図（上）とその拡大図（下）．この場合，散乱はフレネル
反射と回折から決まる．

の表面が “粗く”，反射がランバート反射で記述できる
場合の散乱強度分布について考えてみよう．
I
まずランバート面で反射された光の放射輝度（単位時間に単位面積から単位立体角に放 射されるエネルギー）はである．ランバート反射の定義から は定数である．
面積要素

図8：鏡面反射(a)と拡散反射(b)の模式図．鏡面反射の場合，入射角 iと反射角eは等しい．拡散反射の場合，e≠iとなる反射
角でも反射光が観測される．

は各反射光線の進行方向に対して垂直な向きであることに注意する（図 8）．入射したエネルを反射すると仮定すると，球形粒子の表面輝度分布

ギーが全て反射されるとすると，エネルギー保存かとして図9（ 上）を得る．月の満ち欠け，もとい小石のとなる[ 15]．反射角 を用いて（図

満ち欠けの様子が見て取れる．このとき，後方散乱ら8），式（41）を反射面（粒子表面）に沿った面積要素
当たりに変換するとに向かうほど散乱光が明るくなるのは定かである．式（42）をについて積分 10 すればこからが 計 算できる．積分は解 析的に実行できが求まり，こ[ 15]，球形粒子による拡散反射の散乱強度分布
球形粒子表面の微小面積要素が式（42）に従って光9ランバート反射は，太陽系内の天体の反射率を表す際によく用いられる幾何アルベドの定義でも登場する重要な概念である[15]．

10

積分は球の日向になっている領域で行う．

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

153

を得る．
現実的な反射では，鏡面反射と拡散反射がある
割合で同時に生じるだろう．そこで少々荒っぽいが，次のようにランバート反射と鏡面反射を適当な重みで足し合わせた次のようなモデルを考えてみる．

式（44）を図9に示した 11．図9をみると，後方散乱に向かって回折やフレネル反射の成分は減少する一方で，拡散反射の成分が卓越する様子が見て取れる．
また，拡散反射モデルは測定された後方散乱の立ち上がりをよく再現している．以上の結果から，後方散乱の立ち上がりには粒子表面の拡散反射的な振る舞いが深く関係していると考えられる．もし月が滑らかな表面を持つ球体であったなら，月の満ち欠けのような現象は拝めなかっただろう．
これにて小石による光反射の議論を終える．本稿ではランバート反射という拡散反射の詳細に立ち入らないモデルを用いたが，その適用範囲や妥当性をランバート反射モデルに基づく球形粒子の満ち欠けの図9：(上図）様子．
（下図）図6に示した小 石の可視光散乱角度分布の測定値[13, 14]（θ= 30°で規格化）と我々の見積もりモデル（式
44: 粒径2.8 mm，波長520 nm，f L= 0.7, m = 1.6 + 0.02i）の結果（点線，破線，一点破線はそれぞれ回折，拡散反射，フレネル反射の成分を表す）．小石の測定値は，小石の向きを
入射光に対して様々に傾けて平均をとったものである．

検討するには反射の微物理を掘り下げていくことが重要である．太陽系内天体の観測分野では，物体表

フラクタルアグリゲイトはダストの合体成長によって面での拡散反射を輻射輸送論の観点から近似的に自然に形成され，分子雲コア・原始惑星系円盤，惑

扱うH apkeモデルがよく知られている[ 15]．

星・衛星大気をはじめとする様々な環境に存在すると考えられている．また，アグリゲイトの光散乱問題は5. アグリゲイトによる干渉性散乱

彗星塵の散乱光モデリングの文脈でも長年にわたって詳しく調べられてきており[ 18]，ロゼッタ探査機に最後に，大きなダストによる散乱が波動光学的なよる67P 彗星でのフラクタルアグリゲイトの発見 [ 19]性質によって決まるケースを紹介しよう（表 1）．このも記憶に新しい．この一見複 雑な形を持つアグリゲ

ようなケースが惑星科学における応用上とくに重要

イトによる光散乱を見積もってみようというのが本節になるのは，フラクタルアグリゲイトの光学特性であのテーマである．

る．まずアグリゲイトとは，図10bのように微粒子（モノマー）が集まって出来た集合体のことである．特う．ここではサイズが大きく

，

となるア

の関

グリゲイトを考える．これは，視線方向にモノマーが係があるものをフラクタルアグリゲイトと呼ぶ．ここほとんど重ならないような「スカスカ」な構造をもつ場

はフラクタル次元と呼ばれ，アグリゲイトの構造合を考えるという意味である（図12も参照）．このと，き，アグリゲイト内外を通過した平面波の間に生じるに，アグリゲイトの質量でと半 径 に見積もりに入る前にいくつかの仮定を述べておこを特 徴 づける量である．たとえば一様 球は
直線鎖のアグリゲイトは
11といった具合である．

測定結果にみられる前方散乱のピークは理論的な回折光の予想に比べて幅が広い．測定サンプル粒子の表面に付着した微粒子の影響が議論されているが[17]，その正確な起源はよくわかっ
ていない．

位相ズレ

は，個々のモノマーが生む位相ズレと同じオーダー，つまり程度であろう．ここではモノマーのサイズパラメー

154

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

Df=1.1

SphereDf=1.9（D f = 1.1, D f = 1.9）のランダムな
図11：半径約6.64 μmの2種類向きを持つフラクタルアグリゲイトによる光散乱の数値解[23]（モノマー半径0.1 μm，波長λ = 1.63 μm）とアグリゲイトと同じ大きさを持つ一様球の解（Rayleigh–Gans近似）
の結果
を示した．
破線は式
（55, 56, 57）による見積もりの結果を示す．

光路差があるので，それぞれを通ってきた光には位相差
図10：(a) 2 点で散乱された光の干渉． (b) アグリゲイト内のモノ
マーペアから生じる散乱波の干渉の概念図．

タであり，はモノマーが生む位相ズレであである限

る．モノマーの 位 相ズレがり，アグリゲイト全体による位相ズレも無 視できるを散乱波数ベクトルが生じる．ここでと呼ぶ．

の場合，二つの散乱波がほぼ同位相で合成される干渉性散乱が起こる．逆にの場合，位相が一致しない非干渉性散乱が起こる．
散乱角を とすれば，

であるの
以内

[20]．さらにこのとき，モノマー間の電磁場の相互作用で，（ 大雑把には）あるモノマーから見て距離も近似的に無視できることが知られている[20, 21]．

に他方のモノマーがあれば干渉性散乱が起こるとい以上の性質を満たすフラクタルアグリゲイトに光が入射すると，各モノマーを中心として散乱波
（球面波）

える．
では，

個のモノマーからなるアグリゲイトによが広がり，それらが互いに干渉して強め合ったり・弱る光の干渉について考えてみよう（図10b）．この場め合ったりすることで最終的な散乱波が形成される

合，各モノマーから見て距離（図10）．このようなアグリゲイトからの散乱光は，モノノマーが存在するかを見積もれば良い．ここで，ある

マー集団の空間的配置が織り成す光の干渉模様といモノマーを中心とした半径えるだろう．以下では「光の干渉」をキーワードにして，をq領域と呼ぶことにしよう．もしq領域がアグリゲ

アグリゲイトからの散乱を見積もってみよう．

イトよりも大きければの範囲に何個のモの仮想的な球形領域，全てのモノマーからの散乱場が同位相で合成される．このとき合成電場5.1

干渉性散乱と非干渉性散乱

最も簡単なケースである2 つのモノマーから生じる散乱波の干渉を考えてみよう（図10a）．2 つのモノ
マーの相対位置ベクトルを ，入射光，散乱光の波数ベクトルをそれぞれ，とする．経路A，Bにはの大きさはモノマー数に比例し，散乱光強度はに比例する．したがって，アグリゲイトの散乱強度分
布（ 定義は式 32 参照）は

「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

Df = 2.0

155

Df = 1.7

Df = 1.5

V. T. Valencia et al., 2022, A&A 666, A68（左）と散乱強度分布（ S 11）の測定結果[24]．右図は入射波長約2.3
図12：3Dプリンタによって作成された74個のモノマーからなるアグリゲイト
cmにおける結果であり，アグリゲイトの散乱強度分布は，アグリゲイトの向きを入射光に対して様々に傾けて平均をとった結果である．波長2.3 cmという値は１ユーロ硬貨の直径（約2.3 cm）とおよそ等しい．写真中の硬貨の大きさから，各モノマーは波長より小さく，アグリゲイトは波長より大きいことがわかる．図中の破線は式（55，56）による見積もりの結果である．なお，ここで S 11,mono はミー理論から求めた．

と見積もれる．ここでは各モノマーの散乱強度分布である．逆に， 領域がモノマー半径よりも（49）において， を固定してを実効的なモノマー

半径とみなすことで， を，全てのモノマーからの散乱

小さければは非干渉 性散乱になる．このとき電場はランダムな位相を持って合成されるので，合成電場の大きさは・散乱光強度はに比例する．したがって，のように見積もることができる．したがって，アグリ
ゲイトの散乱強度は各 領域からの干渉性散乱による寄与

が非干渉性散乱によって独立に個重ね合わさるので，である．
この2 つの場 合の中間の場合はどうなるだろうか．フラクタルアグリゲイトにはモノマー数と半径 の間に次の関係がある．

以上の結果をまとめると，フラクタルアグリゲイトは自己相似的な構造を持つので，あるモノマーを中心とする半 径 の球形領域には，式（49）より含まれる粒子数と見積もることができる[22]．さらにこれを次のような形に集約しよう．

のように見積もることができる．つまり 領域に含まれるモノマー数はこのを構造因子と呼ぶ． が散乱角に依存することに注意すると，式（55, 56）はアグリゲイトの散乱では 領 域の 数はどの程 度 だろうか．今 度は 式

強度とその角度依存性を与える式になっている．

156

5. 2

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

見積もりv s . 数値計算・室内実験

図11にフラクタルアグリゲイトによる光散乱の数値計算結果[23]を示した．また比較のためアグリゲイトと同じ半径を持ち，かつ，となる一様球を与えていることがわかる．一見複 雑な実験 結果も
以上のような見積もりから理解することができる．
これにてアグリゲイトの干渉性散乱に関する見積もりを終える．本節ではとなる場合を考えたとなる詰まった構造のアグリゲによる散乱解（R ayleigh– Ga ns 解[2]）も示した．さが，現実にはきほどの見積もりの結果とこれらの数値解を比較しイトも存在し，この場合は一般にモノマー間の電磁てみよう．モノマーが十分小さければレイリー散乱の場の相互作用が重要になるため物理は一層複雑とな公式からる．こうしたアグリゲイトの光 散 乱 過 程の 解明は光学特性分野の大きな課題の一つとなっている．

と書け，式（55, 56, 57）から図11の破線を得る．見積

6. おわりにもりの結果は数値計 算から得られたアグリゲイト構

本 稿ではダストの光 学 特 性の概念整理を行いつ

造依存性をよく再現していることがわかる．たとえばつ，シンプルな見 積もりによって非 球形ダストの光であるので，

学特性の室内実験や数値計 算の結果が理解できるフラクタル次元が大きいほど散乱角度分布は急峻にことを紹介した．学会誌としては少々重 厚な内容になる．また一様球に対しては，式（53）の冪乗関係はなってしまったが，若い学生から光学特性に馴染み

式（56）より12になることが知られている ．これを用のある方まで，幅広い層に楽しんでいただける記事

いると一様球の結果についても同様に見積もることになったと自負している．本 稿で述べた視点がダスができる．一様球の散乱角度依存性はアグリゲイトよト光学特性を考察する手助けになれば幸いである．

りもさらに急峻になる（図11）
近年，フランスの研究グループによってフラクタル
アグリゲイトの散 乱強度を定 量的に測定するマイク謝辞

ロ波実 験が行われている[24]．マイクロ波散乱実 験

執筆の機会を与えてくださった瀧哲朗氏，そしては古くからある方法の一つで [25]，粒子と波長の比，初稿において不明瞭だった数々の点をご指摘いただ

および屈折率を同じに保っていれば，同じ散乱現象

いた査読者の武藤恭之 氏に厚くお礼申し上げます．

が起こるという考えに基づく．すなわち屈折率が同

また，実験データを快く提供していただいた玉内朱じであれば，1 μmの粒子による波長 1 μmでの散美氏，Va nesa Tobon Va lencia 氏，Olga Muñoz

乱と，1 cmの粒子による波長 1 cmでの散乱は同じ氏にも深く感謝いたします．そして執 筆にあたってであるとみなすことができる．粒子を大きく作製で有益な助言・議論をいただいた玉内氏，Fra nçois

きる分，その形状の制御は比較的容易になる．文献

Ména rd 氏，Ju l ien M i l l i 氏 に お 礼 申し 上 げ ま[24] は，3Dプリンタを用いてアグリゲイトを“印刷”しす． 筆 者 は t he Eu ropea n Resea rchC ounci l（図12 左），そのアグリゲイトが作る散乱電場を定量( E RC ) under t he Eu ropea n Union’s Hor i zon

的に測定した結果を報告している．図12 右は波長約Eu roperesea rch a nd i nnovat ion prog ra mの測定 結果である．この図に先ほど( g r a nt ag re ement No . 1010 5 3 0 2 0, proje ct

2. 3 cmでのの見積もりの結果を重ねてみると，散乱の角度依存性だけでなく，その絶対値についても悪くない推定12

一様球はであるにも関わらず，構造因子の冪指数がではなく になるのは表面積のスケーリングが関係している．
の場合，アグリゲイトの表面積はであるのに対し，一様球はである．この違いが構造因子のべき指数の違いに現れている[22]．

Dust 2Pla net s) からの支援に感謝いたします．

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「みつめる，みつもる」
その2 〜ダスト光学特性をみつもる〜／田崎

157

参考文献

[12] Penttilä, A. et al., 2021, JQSRT 262, 107524.

[1] 瀧哲朗ほか, 2023, 遊星人 32, 244.

[14] Muñoz, O. et al., 2020, ApJS 247, 19.

[2] Bohren, C. F. and Huffman, D. R., 1983, Absorp-[15] Hapke, B., 1993, Theory of reﬂectance and emit-tion and Scattering of Light by Small Particles

tance spectroscopy. Topics in Remote Sensing(New York: Wiley).

(Cambridge, UK: Cambridge University Press).

[13] Muñoz, O. et al., 2012, JQSRT 113, 565.

[3] van de Hulst, H. C., 1957, Light Scattering by
Small Particles (New York: John Wiley & Sons).

[16] 向井正，
向井苑生，
1981, 天文月報 74, 244.
[17] Muñoz, O. et al., 2017, ApJ 846, 85.

[4] Rybicki, G. B. and Lightman, A. P., 1979, Radi-[18] Kimura, H. et al., 2006, A&A 449, 1243.

ative processes in astrophysics (New York: Wi-[19] Bentley, M. et al., 2016, Nature 537, 73.

ley).

[20] Berry, M. V. and Percival, I. C., 1986, Optica[5] Landau, L. D. and Lifshitz, E. M., 1960, Electro-

Acta 33, 577.

dynamics of continuous media. Course of theo-[21] Tazaki, R. and Tanaka, H., 2018, ApJ 860, 79.

retical physics (Oxford: Pergamon Press).

[22] Sorensen, C. M., 2001, Aerosol Science Technol-[6] Kittel, C., 2004, Introduction to Solid Stateogy 35, 648.

Physics. 8th Edition (New York: John Wiley &[23] Tazaki, R. et al., 2023, ApJL 944, L43.

Sons).

[24] Tobon Valencia, V. et al., 2022, A&A 666, A68.

[7] Tamanai, A. et al., 2009, A&A 501, 251.

[25] Mishchenko, M. I. et al., 2000, Light scattering[8] Mutschke, H. et al, 2009, A&A 504, 875.

by nonspherical particles : theory, measure-[9] Fabian, D. et al., 2001, A&A 373, 1125.

ments, and applications (San Diego: Academic[10] Min, M. et al., 2006, JQSRT 97, 161.

Press).

[11] Muinonen, K. et al., 1996, JQSRT 55, 577.

著者紹介
田崎 亮
グルノーブル・アルプ大学ポスドク
研究員．京都大学 大学院理学 研
究科博士課程修了．博士（理学）．
日本学術振興会PD，工学院大学
博士研究員，日本学 術振興会海外特別研究員，フランス国立宇宙研究センター（CN E S）フェローを経て，2024 年1月より現職．専門は惑星形成論．

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158

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX
その5 〜ミッションを支える測地学〜

松本 晃治，MMX測地学科学戦略チーム（要旨）MMXのミッション目的を達成するためには，火星衛星の形状・重力場・回転に関する精密な情報が必要となる．本稿ではこれら測地学的研究について，現状および MMXにおける観測・解析戦略を概観する．

1. はじめに2015 年 6月17日に北 海 道 大学 の 倉 本圭さんから一通のメールが届いた．表題は「火星衛星サンプルリ
ターン計画：初期科学メンバ参加のお願い」．これがきっかで筆者（松本）はM M Xに関与することとなった．これまでに関わったS E L E N E，はやぶさ2はど観した後，G - S S Tがどのようにそれらをアップデート
しようとしているかについて，準備状況も含めて紹介する．また，測地学的観測から火星衛星の内部構造を探るという観点で展望を述べる．

2. 測地学的研究の現状

ちらも途中参加であったが，M M Xにはミッションの形状モデルは，画像の測光補正，L I DA Rやラン

立ち上げから関わることができ，楽しさ（と大変さ）をドマークデータを用いた探査機軌道決定，表面進化

経験できていることに感謝したい．立ち上げの初期の研究等，科学解析の様々な場面で利用されるだけには，他のメンバの熱量に圧倒されつつも，主に測地でなく，安全性の観点で着陸候補点を選定する際に学的観測から火星衛星の大構造を探るという観点で必要なプロダクトでもある．火星衛星の内部 密度分

ミッション要求 [ 1]の策定に寄与することができた．

布の情報を持つ物理量である慣性モーメントは，経その後，ミッション目的を着実に達成するための度ひょう動振幅と2次の重力場係数を組み合わせてチームを構築することとなった．現在の5つの科学戦得られる．内部密度が一定であると仮定して計算し略チーム（S cience St rateg y Tea ms : S S Ts）がそた慣性モーメントと，観測から導かれる慣性モーメ

れである．そのうちの4つは中目的に紐づけられていントとを比較することが内部 構造推定の第一歩となるが，一つだけ例外的なS S T が存在する．それが測る．全球形状モデルは，前者の計算にも必要となる．

地学科学戦略チーム（G eodesy S cience St rateg y
Tea m : G - S S T）である．G - S S Tは，火星衛星の形

2.1

形状モデル

状・重力場・回転モデルや精密探査機軌道など，着これまでに，複数の探 査機が取得した画像から陸点選定や科学解析の基盤となる測地学プロダクト

形状を復元したモデルがいくつか公開されている．6

をサイエンスチームに提供することにより，ミッショ

つの探査機のカメラによる画像を解析した最新の研ン目的の達成をサポートするという重要な責を負う．

究 [2]によると，フォボスについては約2400 枚の画像

現在，25 名の国際メンバで構成されている．本稿でデータから，空間分解能が 18 m，面の数が約1200

は，主にフォボスに関する測地学的研究の現状を概

万の全球形 状モデルが，デイモスについては約300

1.国立天文台 R ISE月惑星探査プロジェクト
koji.matsumoto@nao.ac.jp

枚の画像データから，空間分解能が 20 m , 面の数が約300万のモデルが 構 築されている．このEr nstら

もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他

159

によるフォボス形状モデルは，クレーターやグルーブ

および 2次の重力場係数が推定されている．最接近などの地形を100 mスケールで分解しており，M M X

距離 77 k mの2010 年の単一フライバイデータを解析

が火星圏に到着するまでの事前検討にとって有用でした研究 [ 5]では，GM，C 20 ，C 22 の3つのパラメータある．ただし，主に異なる最接近距離を持つ複数のが十分な確度で分離できていないことが問題であっフライバイ観測に基づいているため，画像のピクセル

た．[6] では最 接近 距離 59 k mの2013 年のフライバ

分解能に数 mから200 mのばらつきがあり，その空

イデータも加えることにより，観測ジオメトリが改善

間分布も一様ではない．着陸安全性を評価するにはされ，パラメータ間の相関は減少していると考えられ空間分解能が不足する．また，原点と形状中心の間（1σ）はそれぞれ約る．しかし，C 20 とC 22 の推定精度に約500 mのオフセットが存在することが分かって8％，31%であり，重力場係数の誤差はまだ大きいといる．

言わざるを得ない．

2. 2

この場合，経度ひょう動振幅を固定する必要があり，[ 7] はフォボスの暦と同時にC 20 ，C 22 を推定した．
経度ひょう動

火星衛星の軌道はわずかながら離心率を持ち，火密度一定を仮定して当時の形状モデルから計算した星が火 星衛星の力学的な形 状に及ぼ す重 力トルク

振幅の値( -1. 2°)が用いられている．C 20 ，C 22 の推定が時間変化する．このため，火星衛星の自転速度も精度（1σ）はそれぞれ約6%，3%と一見よく決まって周期的に変動し，自転軸周りに表面が東西に振動すいるように見えるが，相関係数は0. 96と大きく，独立る経度ひょう動が引き起こされる．その振幅は，内な見積もりは実現していない（近点歳差から独立に部密度分布を反映する．画像の解析から経度ひょう決まるのは経度ひょう動，C 20 ，C 22 のうちどれか一つ動によるフォボス表面の変位を検出した研究 [ 3]によである）．

ると，その振幅は-1.14°±0. 03°である．一方，フォボス軌道の近点がゆっくり移動する速さが経度ひょう動の関数であることを利用して軌道力学的に解析した研究 [4]によると，経度ひょう動振幅は-1. 09°±

3. MMX観測計画
3.1

関連ミッション機器

0. 01°と推定されている．これら二つの研究の誤差（1

測地学的研究に寄与するM M Xのミッション機器σ）はそれぞれ約3%，1%であるが，二つの見積もり

は， 望 遠カメラTE NG O O，CA M -T， 広角カメラの間には4%を超える差があり，誤差を考慮しても重ORO CH I，およびレーザ高度計L I DA Rである．カ

ならない．なお，1°の経度ひょう動の振幅は，赤道上

メラ画像は形 状モデルを更 新 する際の重 要なデーの表面が東西に約200 m振動することに相当する．

タ源泉となる．TE NG O OとCA M -Tは同等の性能

近点歳差速度は経度ひょう動だけでなく2次の重を持ち，その対角線視野角は1. 34°，瞬間視野角は力場係数C 20 ，C 22の関数でもある．経度ひょう動を解

5. 8 μrad /pi xelである[8]．高度 100 k mから撮像くために，[4]では密度一定を仮定して形状モデルかする際 の空間分 解能は2ピクセル当たり1. 2 mであら計算した重力場係数が用いられている．この係数り，これまでにない高い分 解能の画像が 期待されの誤差により，経度ひょう動振幅に系統誤差が生じる．TE NG O Oはサイエンス，CA M -Tはバス運用とている可能性がある．また，[ 3]は解析に用いるフォ

基本的な用途が分かれているが，特に形状モデリン

ボスの暦の違いによって解析結果が変わることを示

グ用の撮像の際に併用することで撮像領域を広げらしており，画像解析の際に用いられた暦の誤差の影れるように，双方の視野はお互いに対角線方向に少響を受けている可能性もある．

しずらして設定する．

2. 3

度20 k m程度までフォボス全体をその視野内に収め

ORO CH Iは約85°の対角線視野角を持ち[8]，高重力場係数

長楕円軌道を持つMa rs Expres s ( M E X )がフォることができる．TE NG O O/CA M -T画像とほぼ同ボスをフライバイする際に取得した地上からの追 跡

時にORO CH I 画像を取得することで，狭い視野を持

データの解析から，GM（ 万有引力定数と質量の積）

つ望遠カメラによるフォボス表面上の撮像位置を同

160

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図1：QSO-H（緑）およびQSO-M（紫）からフォボス赤道付近を観測した場合のTENGOO視野．G-SSTメンバの菊地翔太さん作成．カラーの電子版も参照されたい．

定することが可能となり，形状モデリングの際に画像る観測から先に構築する．続くQ S O -M，L A，L Cにを登録する作業のスピードアップが期待される．

おいて，全球観測に基づいて選定した300 m四方のL I DA Rによって，探 査機と火星衛星表面との間

着陸候補領域を，数を絞り込みながら観測し，ローの距 離の 情 報 が 得られる．M M X L I DA Rの 送 光カル形状モデルを構築する．ミッション初期の限られビーム幅は0. 5 mradであり[9]，高度 100 k mから観た時間内に，効率的にこれらの形状を復元するため測する際のフットプリント径は50 mとなる．L I DA Rの撮像計画を検討している．

による測距値は，探査機軌道決定精度，火星衛星のQ S O 滞在中のフォボス重心から探 査機までの距

暦・重力場・回転パラメータの推定精度の向上に貢離は一定ではなく，経度 0°（ 火星側）および 180°
（反献する．また，画像から復元される形状にスケールを火星側）付近でその距離は小さく，経度 90 °および

与えるという重要な意味を持つばかりでなく，測線に270 °付近で大きくなる．遠点付近でのTE NG O O/

沿った連続的なフットプリント位置から得られる地形

CA M -Tの空間分 解能は，2ピクセル当たり約2 mの凹凸の情報は，形状モデルの検証にも有用である．

(Q S O - H )，1 m (Q S O -M )，50 cm (Q S O - L A)，20cm (Q S O - L C ) で あ る．図1に Q S O - H および M の

3. 2

QS O 軌道からの撮像計画

近点・遠点辺りからTE NG O Oで赤道付近を撮像しMMXは 擬 周 回 軌 道（Qua si S atel l ite O rbit :た場 合の視 野を示す．この視 野を3296 × 2472ピ

Q S O）からフォボスを観測する[ 10] ．これは，フォ

クセルで撮 像することを想像すれば，TE NG O O/

ボスの公転軌道に非常に近い軌道で火星を公転す

CA M -Tの優れた空間分解能を直感的に理解できるることで，擬似的にフォボスを周回するような相対であろう．遠点・近点付近で空間分解能が約2倍異な位置が実現し，フォボスの全経度を観測できる軌道

るが，現状と比べるとより均一な分解能をもつデータである．基本的に，軌道半 径の大きいQ S O - Hからセットが得られると期待される．

Q S O -M，Q S O - L A，Q S O - L Cと順次軌道半 径の形 状 モデリング 用 のソフトウエアとして， イトカ

小さいQ S O へと遷移しながら，より空間分解能の高

ワ，リュウグウ，ベヌーなど不規則形状をもつ天体のい画像を取得していく．着陸地点は地心緯度±30 °形 状 復 元に実 績 のあるstereophoto cl inomet r y

以内から選ぶことになっており，少なくともこの緯度( S P C ) の 利 用を想 定している．S P C は stereo 法に範囲をカバーする全球形状モデル（M M Xによるカバより三 角 測 量 的 に 得られ る3 次 元 位 置 の 情 報と，レッジの観点では「半」全球だが）をQ S O - Hにおけphoto cl inomet r y 法により輝度変化から推定されもう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他

161

図2：QSO-Hにおいてスキャン観測した場合のTENGOO（緑）およびCAM-T（ 紫）の視野カバレッジの例．G-SSTメンバの菊地翔太さん作成．
カラーの電子版も参照されたい．

る表面傾斜の情報とを組み合わせて形 状を復元す

量，および流し撮りの回数を決め，着陸候補領域のる．このためには，観測方向や日照条件に変化を持

確実な撮像を目指す．

たせた複数の画像の入力が必要となる．Q S O - Hにおける最初の16日間の昼面の観測期間中に，同一地

3. 3重力場観測

点を異なる7つの地方太陽時 ( lo ca l t i me)と観測角数回のフライバイ観測に基づいて重力場係数を推の組み合わせで観測する計画を立てている[ 1]．地方

定している現状と比較して，M M Xではその長期に太陽時と観測角の値は，異なる地点の観測好機が時わたるQ S O 観測から，重力場の知識が向上するこ

間的に重複しないように調整する．観測好機には探とが期待される．空間的に細かい重力分布に対する査機姿勢を南北方向に変化（スキャン）させて地心緯感度を上げるには，探査機高度を低くする必要があ

度±45°の範囲を撮像する．図2は，このスキャン観

る．M M Xでは低高度 Q S Oも予定されているので，測の結果として実現するであろうTE NG O Oおよび高度に応じた重力場の短波長成分の推定が期待さ

CA M -Tのカバレッジの一例を示す．火星による日食れる．一方，重力場の不確定性が大きい状況で高度の影響で 7 枚の画像が揃わない経度帯が生じる可能を下げると，誤差への感度も上がるので，探査機の性があるが，その場合は時期をずらしたバックアップ

安 全 性確保の観 点で問題が生じ得る．徐々に高度観測を検討する．

を下げながら重力場モデルの精度と空間分解能を上Q S O -M以下の高度における着陸候補領域の観測げる戦略をとることになろう．ただし，Phobos 赤道の際には，フォボス中心指向姿勢に対してオフセット

面付近にとどまる通常の Q S Oにおける観測から決させた探査機姿勢を維持しながら，軌道運動によっ

まるのは，主に重力場係数のS ector ia l項（スイカのて対象領域付近を「流し撮り」することを考えている．

縦縞模様のようなイメージ）に限られる．Z ona l項（木

軌道予測誤差も含めた指向誤差が存在するため，狙星の横縞模 様のようなイメージ）や Tes sera l 項（市

い通りの場所が撮像できるとは限らない．この指向

松模様のようなイメージ）を推定するには，赤道面か誤差を考慮した上でより広い領域を撮像する．また，ら離脱して面外方向に変位させる3次元（3D）Q S Oに

低高度では天体 表面上の視 野 が 狭くなるため，南おける観測が有効である．

北方向をカバーするために複数回の流し撮りが必要

軌道・重力場を推定する際に用いる観測量は，地となる．指向誤差と視野を勘案し，a long-t rack方

球上の追跡局からの電波観測，L I DA R観測，ラン向の撮像枚数，cros s -t rack方向の姿勢オフセット

ドマーク観測である．ランドマーク観測とは，天体162

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

表面上の特 徴 点の天体固定 座標系における位置おるソフトウエアが異なるため，事前に双方の物理モデ

よびカメラセンサー座標系における撮像位置を指す．

ルに齟齬が無いかを確認する事が重要である．既にこれらの情報は S P C で画像を解 析した結果としてドップラーデータの処理について，出題側のJA X A得られる．L I DA R観測を解析ソフトウエア上でモデ

軌 道 力 学 チ ームの 協 力を得て 調 和 的 な 結 果 を得ル化するためには探査機位置・姿勢の情報に加えてて い る．2023 年11月15～17日に は CN E S のJea n-

形状モデルが必要となる．国立天文台の山本圭香さCha rles Ma r t yさん とJu l ien L au rent-Va r inさんらがこれらの観測量を用いてシミュレーションしたんを講 師として招き，GI NS の講 習会を実 施した．

結果 [ 11]によると，Q S O - Hの観測から2次の重力場

G - S S Tメンバ6人が参加した．

（2～3%）より良い精度
係数 C 20 , C 22 をミッション要求で推定でき，Q S O - L Aの観測からsector ia l項の5次までを10%より良い精度で推定できることが期待

5. 内部構造推定

される．また，St ickney直下に圧縮による密度異常

フォボスの内部構造として，ラブルパイルのようにが 存在する可能性が指摘されているが，3D - Q S O -構成要素が一様に分布したモデル，一枚岩に亀裂がL Aにおける観測が実現した場合，推定される重力入ったモデル，空隙を持つ天体の一部が圧縮された異常の空間分解能と精度の観点から，この密度異常

モデル，層構造を持つモデル，氷を含むモデルなどが検出できる可能性がある．さらに，着陸・サンプルが提案されている[たとえば 13]．しかし，第2 節で述

採 取後にフォボス表面から離陸しQ S Oに戻る上昇

べたように，特に重力場係数の誤差が大きいために軌道も表面付近の密度異常を探る良い機会となる．

慣性モーメントの誤差も大きく，現状では内部の質

4. 解析ソフトウエア準備状況

量分布の偏りの有無をはっきり判別するのさえ容易ではない．2.1節のEr nstらの最新フォボス形状モデ
ルを用いて一定密度を仮定して計算すると，経度ひょ

形状モデリングのために実績のあるS P Cを利用す

う動振幅は- 0. 97°となり2. 2 節の観測値と合わない．

ることは既に述べたが，軌道・重力場推定ソフトウエ

これは内部の密度分布に偏りがあることを意味してアとして，CN E Sで開発され惑星探査で実績のある

いるかもしれないし，形状モデルや推定された経度

GI NSを利用する．2024 年度後半から本格化する予ひょう動振幅に内在する誤差の現れかもしれない．

定の着陸点選定（L a nd ing Site S elect ion : L S S）

形状モデリングの際のカメラ位置（探査機軌道）の訓練に向けて，準備を進めている（参考として，はや誤 差や回転 パラメータの誤 差は形 状モデルの誤 差

ぶさ2のL S S訓練の様子は[ 12]を参照されたい）．

要因となる．一方，L I DA Rデータを利用して探査機

2023年3月6～8日にP S IのEr ic Pa l merさんを講

軌道や回転パラメータを推定する際には形状モデル師として招き，S P Cの講習会を実施した．表面環境・が必要となる．M M Xによる観測から，反復処理に

地質学科学戦略チーム（S S G - S S T）および JA X A軌

よってフォボスの形状，重力場，回転，暦の精度が上

道力学チームからの参加者も含め14人が S P Cの基がり，互いに矛盾の無い解が得られれば，内部構造

本操作を学んだ．本 稿執筆時において，ミッションに関する知識を一歩前進させることができるであろ

固有の画像前処理ソフトウエアの整備を終え，L S S

う．3. 3節で述べたように，3D - Q S Oや低高度弾道軌

訓練のテスト用模擬画像の処理を進めている段階で道における観測は，内部 構造解析の観点で興味深ある．

いが，その実現性は燃料消費量や探査機運用の安G - S S Tは，2021年10月からGI NS の開発チームと協力し，GI NSをM M X 用にカスタマイズする作業

全性の観点から注意深く検討する必要がある．今後も，工学側と連携しながら検討を続けたい．

を続けている．これまでに，L I DA R観測モデル，ラ一方，測地学的観測のみから引き出せる内部の情

ンドマークデータの取り込み機能，経度ひょう動振報には限りがあるのも事実である．たとえば，層構幅の推定機能，フォボス暦の推定機能の追加が既に造が 存 在した場 合，その境界面の位置とどちらか実現している．L S S訓練は出題側と解析側で使用すの層の密度は縮退する．また，低密度領域が存在し

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もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他

た場合，その原因が水氷か空隙かを見分けることは困難である．質量分析器MSA [14]の観測結果や水氷の進化のシミュレーション[15]などの理論研究を組み合わせた解釈が必要となろう．複数の機器チー
ム，科学戦略チームと協力しながら解析を進めたい．

163

参考文献
[1] Matsumoto, K. et al., 2021, Earth, Planets andSpace 73, 226.
[2] Ernst, C.M. et al., 2023, Earth, Planets andSpace 75, 103.

6. おわりに[3] Burmeister, S. et al., 2018, J. Geod. 92, 963.
[4] Lainey, V. et al., 2021, Astron. Astrophys. 650,

Q S Oからの観測は複 雑で，測地学的観測も例外

A64.

ではない．観測計画を立案するには，探査機の軌道[5] Pätzold, M. et al., 2014, Icarus 229, 92.

がどのように決定・予測され，探査機姿勢がどのよう[6] Yang, X. et al., 2019, Mon. Not. R. Asron. Soc.

に制御されるのかという情報が必要である．G - S S Tの性格上，立案結果をコマンド列に落とし込み，観測データをダウンリンクし，解析し，プロダクトを提供するというサイクルを途切れさせずに維持することが求められる．これには経験がものを言う．火星
圏滞在期間は限られており，現地に着く前に十分に経験値を上げておくことが重要である．そのために490, 2007.
[7] Jacobson, R.A. and Lainey, V., 2014, Planet
Space Sci. 102, 35.
[8] Kameda, S. et al., 2021, Earth, Planets and Space
73, 218.
[9] Senshu, H. et al., 2021, Earth, Planets and Space
73, 219.

は事前の訓練が必要であり，理工学連携で進めてい[10] 中村智樹ほか, 2023, 遊星人 32, 216.

る各種ワーキンググループ，観測機器チーム，科学戦[11] Yamamoto, K. et al., Earth, Planets and Space,

略チームと連携しながら，L S S訓練や運用訓練に参in press.

加し，本番に備えたい．計画の立ち上げから成果創[12] 石原吉明ほか, 2017, 遊星人 26, 139.

出までの道のりを完走できるよう，まずは火星圏到[13] Le Maistre, S. et al., 2020, Icarus 321, 272.

着までの時間を有効に使って着実に準備を進めたい[14] Yokota, S. et al., 2021, Earth, Planets and Spaceと考えている．もちろん興味を持つ若い研究者の新規参入は大歓迎である．

73, 216.
[15] Kamada, A. et al., 2024, Icarus 410, 115916.

次号へ続く．

著者紹介
松本 晃治
国立天文台准教 授．東京大学大日本測地学会，日本惑星科学会，日本海洋学会に所

学院理学系研究科地球惑星物理

属．M M Xでは測地学科学戦略チームのリーダーを

学 専 攻 博 士 課 程 修 了．博 士（理務める．

学）．日本学術振興会特別研究員
PD，国立天文台助手を経て2010
年より現職．専門は惑星測地学．

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164

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

みんなでふたたび木星へ，
そして氷衛星へ その10～JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション～
荒木 博志1,2，塩谷 圭吾3,2，小林 正規4，野田 寛大1,2，並木 則行1,2，木村 淳5，
押上 祥子3，リンゲナウバー カイ6, スターク アレクサンダー6，フスマン ハウケ6
（要旨）2023 年 4月14日，ギアナ宇宙センターから打上げられた木星 氷衛星探 査機 ( J U ICE )にドイツ，
日本，スイス，スペイン間の国際協力によって開発されたガニメデレーザ 高度計 (GA ny mede L a ser
A lt i meter ; GA L A)が搭載されています．GA L Aは氷衛星の定量的な地形データを世界で初めて取得
し，氷衛星の表層テクトニクスや内部海の有無などの研究を大きく進展させることが期待されています．
極限的な性能が要求されるGA L Aの開発では，レーザの発生から送受信，距離情報への換算までの全体を通じた「性能モデルシミュレーション」が特に重要です．このシミュレーションは当初はドイツチームを中心として行われていましたが，日本側からの提案により，日本チームでも独立に行うこととなりました．
その主な狙いは，①決定的に重要なシミュレーションのダブルチェック，②日本側でのハードウエア開発における活用，③日本側での科学研究の構想・提案等での活用，です．その結果 GA L Aサイエンス要求は木星近傍の放射線環境においても達成できることを確認できました．本稿ではその概要を解説します[ 1]．

1. はじめに

ザ測距にもとづく定量的な地形データを世界で初めて取得する予定です．特に極周回観測を予定してい2023 年 4月14日，木星氷衛星探 査機 ( J U ICE )がるガニメデでは世界初の氷衛星全球地形データを取ギアナ宇 宙センターから打上げられ2031年の木 星

得予定で，氷衛星の表層テクトニクスや内部海の有系 到着を目指して現 在も順調に飛 行を続けていま

無についての詳細な研究につながると期待されていす [2]．J U ICE は 欧 州 宇 宙 機 関 ( E SA : Eu ropea nます[ 3- 6]．

Space Agency) 主 導 で 開 発 され， そ の 搭 載 機

極限的な性能を目指す科学機器としてのレーザ高器 の一つにドイツ，日本，スイス，スペイン間の国度計の開発では，レーザの発生・照射から天体表面

際 協 力によって開 発されたガニメデレーザ 高度 計

での反射特性，そして反射波の受信・距離情報への(GA ny mede Laser A lt imeter ; GA LA)がありま変換までの信号とその誤差の正確なシミュレーショ

す．GA L Aは 波 長 1064 nmの 赤 外 線レーザパルス

ンが特に重要です．この「性能モデルシミュレーショ

を軌道上から氷衛星表面に向けて発射して反射パルン」は，当初はドイツチームを中心になされていまし

スを受信し，その往復時間を正確に測定して距離情た．しかし日本側の開発 が 本 格 化した初期の段階報に換算します．木星氷衛星においてGA L Aはレー

で，日本チーム側からの提案により，日本チームにお1.国立天文台
2.総合研究大学院大学
3.宇宙航空研究開発機構
4.千葉工業大学
5.大阪大学
6.ドイツ航空宇宙センター
araki.hiroshi@nao.ac.jp

いても性能モデルを開発してシミュレーションを行う
こととなりました．その主な狙いは以下の通りです．
① 事の重要性に鑑み，是非ともダブルチェックを行いたい．
② 日本側のハードウエア開発において，設計上の選択やテストデータの特 性が GA L A 全体の性能にみんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その10 ～JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション～／荒木，他

165

どう影響するかを，性能モデルのソフト内に手をとの比較検討を円滑に進めることができました．サ

入れつつ日本側で迅速に高頻度でチェックできる

イエンス要求と機 器 性能 ( “ 測距 精度＋DP ” ) の整 合ようにしたい．

性を確認するのに適した立場にあったと言えます．

③ 日本側での科学研究の構想や提案・推進の際に，性能モデルのソフト内に手を入れるところまで踏
み込 んで，GA L Aのデータやその精度をシミュ
レーションで再現できるようにしたい．

3. GAL A性能設計の進め方と結果
日本チームでは GA L Aの 観 測を以下の4 種に分ダブルチェックのためには，性能モデルシミュレー

け，それぞれの観測における要求事項を測距精度

ションはドイツ側とは基 本的に独立に行うことが 不と誤測距確率（P robabi l it y of Fa lse Detect ion ;可欠です．一方日本チームとドイツチームは良好な協PF D) で 以 下 の よう に 整 理 し まし た ( こ こ で は力関係にあり[2]，日本チームでも性能モデルを開発

PF D =1-DPとします）．

したことによって，結果の照合や派生する技術面・科【A】エウロパのフライバイで高度1300 k m以下かつPF D 0. 2未満

学面での議論が可能になっています．日本側のハードウエアの開発の傍ら，性能モデルシミュレーション【B】高 度 500 k m の ガニメデ 周 回 軌 道 (G C O 500)にも自主的に取り組むのは大変でしたが，遂行したで 測 距 精 度 10 m 未 満 か つ PF D 0. 2未 満
（G C O 500 最悪条件）

価値は大いにあったと考えています．本稿では，我々の性能モデルシミュレーションについて解説します【C】G C O 500で測距精度 2 m 未満かつPF D 0.1未満
（G C O 500 標準条件）[ 1]．

2. GALAサイエンス要求と性能設計
GA L Aサイエンス要求と性能設 計の整 合 性確 認

【D】G C O 500で測距精度 1 m 未満かつPF D 0.1未満
（G C O 500 最良条件）
以下3.1節ではR _ S N Rを数値計算から導き，3. 2
節で GA L A性能モデルの概要を紹介します．3. 3 節

は以下のような流れで行いました[ 1]．

では木星近傍環境下で劣化したA PD 特性を考慮し〈1〉 サイエンス 要 求 か ら GA L A 測 距 精 度 とGA L A性能モデルからC _ SN Rを計算し，「C _ SN R

そ の 精 度 を 満 た す 検 出 確 率 ( Detect ion> R _ SN R」をもってサイエンス要求が満たされている

P robabi l it y ; DP )を決める．

かを確認します．S/ Nは「信号のピーク値の二乗」と加〈2〉〈1〉の“ 測距精度+DP ”の要求を満たすGA L A

えた「ガウシアンノイズの分散」の比と定義しました．

受信パルスのS / N( R _ S N R )を計算する．
〈3〉 GA L Aの 性 能 モデル を 使 って 現 実 的 な S /N( C _ S N R )を計算する．

3.1

GAL A適合フィルター出力のシミュレーション

GA L Aは正確な距離測定のため，A PD 等で発生

〈4〉 R _ S N R＜C _ S N Rをもって 実 現 可 能 性を 判するノイズが混入した入力信号のS / Nを最大化する

断．必要に応じて〈3〉→〈4〉をくり返す．

適合フィルター機能（式 ( 1)と( 2)）を組み込んでいま

レーザ高度計の性能を規定するのは〈1〉の“ 測距

す．この機能のGA L Aへの実装はスイスチームが行精度＋DP ” ですが， これは受信パルスの S / N で決いましたが，GA L Aサイエンス要求検証のため日本

まります．日本チームは GA L Aの 受 光 光 学系及びチームでもシミュレーションを行いました．

受光素子アバランシェフォトダイオード（Ava la nche
Photo D iode ; A PD）を含むアナログ信号処理部など受信パルスのクオリティを左右するパートの設計製作を担当していました[ 1]．特にC _ S N R計 算で不可欠な木星近傍環境を模擬する放射線照射実 験を主導しA PDの特 性劣化を明らかにしたことは重要

ここで t 0 は信号のピーク時刻，(t)は適合フィルター

で，これによりC _ S N Rの現実的な計 算とR _ S N R

入力（ノイズを含む反射パルス），y (t)は同じく出力，

166

図1：青線は HAYABUSA-2 LIDAR 地上実験で得られた反射
レーザ信号例．ピーク値は 505 nsec で 1 とした．赤線は青線＋正規ランダムノイズで模擬されたGALA 適合フィル
ターへの入力信号で，見やすさのためグラフを縦軸方向にずらした．緑線はGALA適合フィルターの出力．時間分解能は5nsec．文献[1]のFig.1を転載．

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図2：GALA適合フィルターの出力信号のS/Nが18.62から23.26の場合，検出確率(DP；縦軸)は測距精度（横軸）に従って増える．A，Bの条件(測距精度<10 m，PFD<0.2)の達成にはS/
N=22以上が必要（表１参照）．文献[1]のFig.2を転載．
表1：GALA観測要求とR_SNR（ 文献[1]のTable 1を改変）．

載レーザ高度計（L I DA R )の地上実験中に得られたレーザ反射信号にB ox Mu l ler法で生成したガウシ
アンノイズを加えたものを使いフィルター応答関数の
図3：図2と同じくS/Nが39.63から122.19の 場 合を示 す．条 件
C(測距精度<2 m，PFD<0.1)の達成にはS/N=43以上，条件D(測距精度<1 m，PFD<0.1)には122以上が必要（表1参照）．文献[1]のFig.3を転載．

F W H Mを60 nsecとしました[ 1]．
この疑似 入力信号をGA L A 適合フィルターへ入力させる試行を1000回行い，計算された出力信号のピークタイミングが設定した時間幅（測距精度）内に入る検出確率 ( DP =1- PF D)を調べました．観測【A】

h(t) は 適 合フィルター の 応 答 関 数 で す．GA L Aでと【B】の結果を図2に，【 C】と【D】の結果を図3に示しはh(t)をガウス関数としており，そのF W H M（Fu l lます．DPは出力信号のS / Nとともに増加する（PF D

Widt h H a l f Ma x i mu m ;半値全幅）は地上からコは逆に減少する）ことがわかります．表 1に
【A】～
【D】

マンドで変更することができます．理想的なGA L Aの結果をまとめました．

適合フィルターは各リターンパルスの時間反転した関数ですが, ガウス関数でもF W H Mを適切に設定す3. 2

G A L A 性能モデルによるC _ SNRることで y (t)のS / Nを大幅に改善することができま

R _ S N Rの達 成可能 性を確 認するためE SAの水す．ここでは観測【A】の要求距離精度を10 m未満と星探 査機 B epi - C olomboに搭載されているレーザ

します．

高度計( Bepi- Colombo Laser Altimeter ( BELA))

図１は GA L A 適 合フィルターの入 出力信号 のシの数値性能モデルにGA L Aの仕様と観測条件を適

ミュレーション例です．入力信号として，はやぶさ2 搭

用してGA L A 出 力 信 号 の S / N( C _ S N R )を計 算しみんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その10 ～JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション～／荒木，他

R _ S N Rと比較します．サイエンス要求を満たすには
C _ S N R > R _ S N Rが必要です．

167

ました．
GA LAのノイズは主にA PDで生じ，受信光信号と

氷 衛 星 の 表 面 で 反 射 さ れ た レ ー ザパルス は独立した成分( N I )と依存する成分( N I I )に分けられま

GA LA受 信 望 遠 鏡に入り， アバランシェフォトダイ

す．N I はガニメデ表面からの太陽反射光や黒体輻射

オード(A PD)で検出され，A PD ユニットのトランスのような背景光ノイズとA PDの暗電流ノイズで決ま

インピーダンスアンプ(TI A)で電圧に変換されます．

り，N I I はnγ_ i n に比例するショットノイズとnγ_ i n 2 に比

電圧信号は離散化されてGA LA 適合フィルターに入例するスペックルノイズに分けられ，それぞれ以下の力されます．適合フィルターからの最終出力信号の等( 9) ~ ( 13)式で表されます[9,10]．

価電流パワーSIは以下の式で表されます [ 7-10]．ここで，qは素電荷，nγ_ i n はA PDに入射する光子数，

ここでは太 陽放 射の散 乱による単位時間当たりの検出光子数，は太陽放射のパワースペク

nγ_ out は出射レーザパルスに含まれる光 子 数， σ t , z

トル，

は氷衛星表面からの黒体放射による光子

は受信パルスの時間幅（半値半幅），σp はTI Aの帯数，は黒体放射のパワースペクトルです．

域幅 ( B 0 )と等価な時間，σ 0 は出射レーザパルスの時
間幅（半値半幅)です．他のパラメータは表 2にまとめに比べて無視できます．
バルク暗電流，は表面暗電流，はノイズフロア，

ははは A PDにお168

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

ける暗電流のスペクトル密度です．その他のパラメー

k radに対しては= 241 n A ,=100 pA，同様

タは表 2にまとめました．C _ S N Rは， ， ， で次にA PD 供試体15サンプルの電流測定からT N I D 基のように表されます．

準10 8 MeV/gに対し=170 pA，総合してミッション終了 時 のA PDノイズパラメータは=241 n A ,木星近傍におけるC _ SNRとR _ SNRの比較

I _ DB =170 pAと評 価されました [ 1]．表 2にその他

GA L A性能モデルによるC _ S N Rは，式 ( 14)によパラメータの評 価 値 及び C _ S N R , R _ S N Rを掲載

り計算できますが，そこで使うA PDのパラメータはします．C _ S N R > R _ S N Rであること，すなわち木星近傍の厳しい放射環境により劣化した現実的な

GA L Aはミッション終了までサイエンス要求を満た値を使用する必要があります[11]．ここではこれらのすデータを取得できることがわかりました．

3. 3

劣化を実験的に求め，その結果をもとに現実的なモ
デルシミュレーションを行った結果を紹介します．
我々は A PD が 木 星 近傍でさらされ る放 射 線 環

4. おわりに境 を 模 擬 する た め2 MeV 電 子 ビームと50 MeV

本 稿はJU ICE 搭載ガニメデレーザ高度計 (GALA)

陽 子ビームのA PD 照 射 実 験を行い， 供 試 体 の 光のサイエンス目標が木星近傍の過酷な放射線環境で電 流と暗 電 流の 測 定 することでゲイン(ga in , M )，も達成できることを[ 1]に従って解説しました．この)， 応 答 性

論文は2019 年に発表したものですが，J U ICE 打上(responsivity, Res ( M ))，過剰ノイズ指数 (x)，表面

げを翌月に控えた2023 年3月1日～3日，ドイツ航空

量 子 効 率 (qua ntum ef f iciency,)，バルク暗電流

宇宙センター（DL R）で GA L A開発チーム全体会合)の劣化を評価しました．

があり久しぶりに本 稿の内容を紹介しました．日本

暗電流(sur face da rk current ,( bulk da rk current ,ま ず 木 星 磁 気 圏 に お け るJ U ICE - GA L A 内

チームの代表である塩谷氏と小林氏からは日本の開部 に あ る A PD が 受 け る 放 射 線 量 を G ea nt4,

発担当グループ(GA L A-Japa n) の貢献や担当箇所

FA S T R A D, GR A S などの専用ソフトウェアを用の開発経緯と結果が紹介されています [ 12]．40人程

いて１次 放 射 線 だけでなく衛星内部の2次 放 射 線が参加したこのような全体会は2014 年5月に東工大も考 慮して安 全 係 数 2で 推 定し，J U ICEミッショで開かれて以来であり，関係者一同久々の再会でしン 終 了 時 の T I D ( Tot a l Ioni zed D ose) お よ び

た．

T N I D ( Tot a l Non-Ioni zed D ose) 基 準 は そ れ

日本側のハードウエアの開発の傍ら，性能モデル

ぞれ 30 k radおよび 108 MeV/g ( マージン20%)とシミュレーションにも自主的に取り組むのは大変で

見 積もりました [ 11]．日本チームはこの結果をもとした．とは言えその甲斐あって，日本チームでも性能にA PD 供 試 体への放 射 試 験を計 画し， はじめにモデルを開発したことによって，結果の照合や派 生2016 年 4月18日から22日にかけてフランス国立航空

する技術面・科学面での議論が可能になっています．

宇 宙 局 ( Nat iona l d ' Études et de Recherches

開発した性能モデルは今後も実際のデータを扱い終Aérospat ia les , ON E R A) の 施 設 で2 MeV 電 子

えるまで，目的に応じて手を加えつつ活用して行くもビームの照 射 実 験を行いました．続いてA PD放 射のであり，本件を遂行した価値は大いにあったと考線検 査によく用いられる50 MeV 陽 子 線を用いて，えています．

2016 年5月11日に 放 射 線 医 学 総 合 研 究 所 ( N I R S )J U ICEの打上げ後，2023 年5月15日に軌道上初の施 設 で 陽 子 線 放 射 試 験 を行 いました．いず れ期チェックがありGA L Aは非常に良好な結果でしもA PD 供 試 体 は GA L Aフライト品と同一ロットのた [2]．今 年 8月には地球 ―月フライバイを予定して

A PD，C 3 0 9 5 4E -T C ( Excel it a s Tech nolog ies

おり，月をターゲットとした測距実験も計画されていC or p. ) を用い，実機と運用条件を揃えるため約350

ます．GA L Aの実測距性能を確認できるまたとない

Vのバイアス電圧を印加して試験しました．

チャンスになるはずです．J U ICEはこれを含め地球

ON E R Aにおける照 射 実 験 後，A PD 供 試 体12に3回，金星に1回のフライバイを計画しており2031

サンプルの光電流と暗電流の測定からT I D 基 準 30

年7月の木星周回軌道投入までの道のりはまだ先がみんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その10 ～JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション～／荒木，他

169

表2：GALA仕様，観測条件，R_SNRとC_SNR．2 MeV電子ビームと50 MeV陽子ビームを用いた放射線試験により，'[♯]'で指定されたパラメー
タを再評価した．文献[1]のTable 2を改変．

170

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

長いです．しかし行く先は氷衛星という地球型惑星とは異質かつ非常にデータの乏しい新世界です．氷衛星の地形・地質，あるいは衛星系の力学，測地学，
内部構造，進化に関心がある方にとってはまさにフロンティアへの旅ではないでしょうか？未 知の氷衛
星の世界に切り込んでみたい方は老若問わずご連絡ください．今後もJ U ICE - GA L Aにご注目いただけ
れば幸いです．

参考文献[1] Araki, H. et al., 2019, Trans. JSASS Aerospace
Tech. Japan 17, 150.
[2] 塩谷圭吾ほか，
2023, 遊星人 32, 302.
[3] Kimura, J. et al., 2019, Trans. JSASS Aerospace
Tech. Japan 17, 234.
[4] Hussmann, H. et al., 2019, CEAS Space J. 11,381.
[5] 塩谷圭吾ほか，
2020, 遊星人 29, 153.
[6] Enya, K. et al., 2022, Adv. Space Res. 69, 2283.
[7] Thomas, N. et al., 2007, Planet. Space Sci. 55,
1398.
[8] Gunderson, K. et al., 2006, IEEE Trans. Geosci.
Remote Sens. 44, pp. 3308.
[9] Santovito, M. et al., 2006, Planet. Space Sci. 54,645.
[10] Gunderson, K. and Thomas, N., 2010, Planet.
Space Sci. 58, 309.
[11] Kobayashi, S. et al., 2016, JpGU Meeting abstract, PPS11-P08.
[12] https://www.miz.nao.ac.jp/rise/node/683.html

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みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その10 ～JUICE 搭載ガニメデレーザ⾼度計GALA の性能モデルシミュレーション～／荒木，他

171

著者紹介
荒木 博志

木村 淳
自然 科 学 研 究 機 構 国 立 天 文 台

大阪大学大学院理学 研究科助助教．東京大学大学院理学系研

教．東京大学大学院理学系研究究科地球惑星科学専攻博士課程

科博士課程修了．博士（理学）．東修 了．博 士（理 学）．1996 年より

京大学地震研究所研究員，宇宙現職．専門は月惑星測地学，衛星

航 空研究開 発機 構招聘 研究員，

レーザ 測 距など．日本 惑 星科 学会、日本測地学会に所属．

北海道大学博士研究員，東京工業大学地球生命研究所研究員を経て，2016年10月より現職．専門は惑星物理学，惑星進化学．日本惑星塩谷 圭吾

科学会，日本天文学会，生命の起原および進化学会
宇宙科学研究所 准教授．GA LAなどに所属．

Japa nプロジェクトマネージャー．
宇宙用機器開発およびプロジェク

押上 祥子

ト推進により新しい科学研究を目

宇宙航空研究開発機構宇宙科学 研究所 月惑星探

指 す．太 陽系 探 査と系 外 惑 星科

査データ解析グループ研究開発員．九州大学大学院

学 の両分 野で 活 動 する．主な科

理学府地球惑星科学専攻 博士後期課程修了．博士

学目標は氷衛星の地下海，宇宙における生命関連環（理学）．名古屋大学大学院環境学研究科地球環境

境・物質および宇宙生命そのものの探究．

科学 専攻研究員，国立天文台R I S E月惑星探 査検
討室研究員，工学院大学学習支援センター講師，国野田 寛大

立 天文台天文シミュレーションプロジェクト研究支

自然科学 研究機構国立天文台助教．東京大学大学

援員などを経て2019年5月より現職．専門はリモート

院理学系研究科地球惑星科学 専攻 博士課 程修了．

センシングデータ解析，惑星地質学．日本惑星科学

博士（理 学）．オーストリア科 学院 宇 宙 科 学 研 究 所会，日本地球惑星科学連合，日本リモートセンシング

PDを経て2003年より現職．専門は惑星測地学など．

学会に所属．

並木 則行
自然 科学 研究機 構国立天文台 教 授 / R ISE 月 惑 星 探 査
プロジ ェ クト 長．総 合 研 究 大
学 院 大 学 天 文 科 学 コ ース 教
授 ．M a s sachusett s I nst ituteof Te ch nolog y, D epa r t mentof Ea rt h , At mospher ic , a nd Pla neta ry
Sciences,Geophysics専 攻，Ph . D. 取得．九州大 学
理学部地球惑星科学科 助手，同助教，千葉工業大
学 惑星探査研究センター副所長を経て2014年4月より現職．専門は惑星科学．日本惑星科学会に所属．
日本惑星科学会長を務める．

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172

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その31〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜

薮田 ひかる1，はやぶさ2初期分析 固体有機物チーム（要旨）小惑星や彗星といった始原小天体物質中の有機物は，星間分子雲から原始惑星系円盤を経て微惑星に至るまでの初期太陽系における化学進化を記録している．本稿で述べる「固体有機物」は，その見た目は地球上のケロジェンに似た，黒色で酸不溶性の不定形巨大分子を指し（図1），始原的な炭素質コン
ドライト隕石中の全有機炭素含有量の大部分を占める．さらには，色々な分類のコンドライト隕石，惑星間塵，微隕石にさまざまな組成で存在する．すなわち，固体有機物は惑星系形成の主要かつ普遍な材料
であり，その化学組成や同位体組成には初期太陽系の歴史が記録されている．
「はやぶさ2」初期分析において，私たちは，小惑星リュウグウ試料中の固体有機物の組成を明らかにし，他の地球外物質のそれらと比較することで，初期太陽系におけるリュウグウ有機物の形成過程を決定した．

固体有機物チームの結成：モデルは映画「オーシャンズ11」
2017年秋，私ははやぶさ2 初期分析チームの「固体

シャンズ8」が 公 開になった．大 好きなサンドラ・ブ
ロック主演の女性版オーシャンズで，イメージトレー
ニングついでに何度も鑑賞した．キャッチフレーズは『作戦開始．目撃者は，全世界』．

有機物（不溶性有機物）サブチーム」のリーダーに内

最初にチームに誘ったのは，アリゾナ大学での研定した．自分のチームに入ってもらいたいメンバーに究集会の帰り，ツーソン空港内を移動するバス中でついては事前にある程度構想していたので，順に打隣にいた横国の癸生川陽子さん（現：東工大）．二人診を始めた．

目は，フランス・グルノーブル大学のLyd ie B ona lさ

チームビルディングはしばしばスポーツや音 楽のん．チューリッヒでの研究集会の休憩中，ケーキを世界に例えられるが，私が今回お手本にしたのは，一緒に食べながら誘った．三人目と四人目は，米国

映画「オーシャンズ」シリーズだ．
「オーシャンズ11」は海軍調査研究所（N R L）のBrad De Gregor ioさん

ジョージ・クルーニー率いる11人の犯罪スペシャリスとR honda St roudさん（現：アリゾナ 州 立 大 学）．

ト集団が史 上最大の現金強奪計画を実行していく

月・惑星科学国際会議（L P S C）で話しかけた時の，痛快映画で，私のお気に入りの映画の一つである．

Bradのキョトンとびっくりした表情と，いつもは落ち

この作品の予告に『各分野の，ベストのプロを用意し着きのあるR honda がほんとうに？ありがとう！と顔ろ』という文句があって，これを指針にした．同族経をほころばせてくれたときのことが印象に残ってい営や世襲ではない，仲良しグループでもない，流行る．その後もメールで一人ずつ打診をしたり，中にはにとらわれない，ただひたすら地球外有機物に魅せ相手の方からチームに参入希望の連絡をもらったりられて経験を積んできた人達の集団を，つくる．そん

して，2018 年夏の時点で，日本（ 広島大学，横浜国立なことを考えていたら，2018 年にちょうど新作「オー大学，東京大学，名古屋大学，早稲田大学，高エネ

1.広島大学大学院先進理工系科学研究科
hyabuta@hiroshima-u.ac.jp

ルギー加速器研究機構，大型放射光施設 Spr ing8，
分子科学研究所），米国（N R L，カーネギー研究所，

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その31 〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜／薮田，他

173

Adva nced Light S ou rce，NA SA），フランス（グ

やぶさ2」に搭載されたリモートセンシング機器によルノーブル大学，パリサクレー大学，パリ自然史博物る観測結果から，小惑星リュウグウの表面物質の反館），ポルトガル（リスボン大学）からの地球外有機物

射スペクトルは熱 変成を経験した CM 2コンドライト

および放射光科学の専門家計約30 名からなるチーに似ているということが公表されていた．そのため，

ムを結成した．

穏やかな母天体熱変成を経験したCM 2 隕石である

チームミーティング，リハーサル

J bi let Winselwa n（ J W）隕石をリュウグウ模 擬試料として選定し，種々の分析手法で測定を行った．私たちがよく研究してきたMu rch ison 隕石 ( CM 2) や2018 年9月，固体有機物チームとして第一回のオ

Tag ish L a ke隕石 ( C 2)などの始原的な炭素質コン

ンラインミーティングを行った．チーム活動に際してドライトに比べると，J W 隕石中の粒子状有機物は私が一つだけ気になっていたことは，自分が他のサ非常に少なく分析が 難しい試 料であった．リュウグ

ブチームのリーダーに比べて年齢が一回りぐらい若ウが始原的なCI 隕石に似ていることが判明した今いという点であった．メンバーの中には私より実 績になってJ W隕石の練習ばかりしていたあの頃をふりが豊富な年上の海外の研究者達もいるので，こいつかえると予想は外れたわけだが（良い意味で），リュがリーダーでだいじょうぶかと思われやしないかと．

ウグウ試料の熱史を明らかにするための比較対象とこの不安を払拭する方法はただひとつ，チームメン

して研究しておいて大変意味があったし，そのようバーの信頼を勝ち取るしかない．ここから本番までな難易度の高い地球外物質が帰還しても測れるようの間，私はチーム内を温めることを第一目標に，オンに備えておいたことはチームのスキルアップに繋がっ

ラインミーティングを定期的に行った．日本の22 時，た．また，JS P S C ore -to - C oreプログラム（「惑 星

ヨーロッパの13~14時，アメリカ東海岸の8時（西海岸

科学国際研究ネットワークの構築」杉田精司教授・代は早朝 5~ 6 時になり申し訳なかったが）に90 分間程表）の海外派遣事業を活用して，癸生川さんがパリ度の会議をするとだいたい皆が参加できる．だいた

南大学（現：パリサクレー大学）へ，橋口未奈子さん

い月に1回のペースで会議を行い，各メンバーの研究（名古屋大学）がパリ国立自然史博物館へ，菅大暉さ

紹介に始まり，チームの科学目標・役割分担・分析プ

ん（S P r ing- 8）が N R Lへ短期滞在し，それぞれの共ロトコル構築・試料配分量・論文出版計画などの議論

同研究を行っていただいたことも，チーム内の交流を進め，初期分析におけるさまざまな約束事を共有を促進する潤滑剤となった．

し，リハーサルが始まってからは各メンバーの分析結果報告とディスカッションを続けた．ミーティングを重ねているうちに，私自身がチームの皆さんとZ o om

固体有機物チームの分析戦略を介して会う日が楽しみになってきて，リラックスしここで，話は初期分析チームが決まる何年も前にたムードで準備を進めることができたように思う．国さか のぼる．私は「はやぶさ2」が プレプロジェクト内のメンバーはもちろん，有り難いことに海外のメンだった時期から今日までの約15年間，このミッション

バーも非常に協力的に参加していただいた．ディスを最優先した日々を，突っ走ってきた．その頃，当時

カッションの時などは海外のメンバーの卓越したリアはまだ発展が緩やかであった地球外有機物研究をクションとコミュニケーション力に救われたところが成長させるため，東京大学の永原裕子先生が代表で大きかった．いざという時に精神的に頼れる経験豊

基盤 研究
（S）
「 初期太陽系における鉱物−水−有機

富な地球外物質学者に傍にいてもらえるよう，私より物相互作用：惑星と生命起源物質初期進化」（ 2010 -年長のG eorge C ody（ カーネギー研究所）とC eci le2014 年度）を獲 得してくださった．この研究計画に

Eng ra nd（ パリサクレー大学）に副リーダーになっておける目的の一つは，野口高明先生（茨城大 [ 現：京いただいたことも，チームのバランスにつながったよ大] ），薮田
（当時：阪大），伊藤正一さん（ 京大），橘

うに思う．

省吾さん
（東大），中村智樹先生（東北大），岡崎隆司

2019 年9月頃からリハーサルを始めた．探査機「はさん（九大），寺田健太郎先生（阪大），海老原充先生

174

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

O

O

O

O
O

O

O

O

微 分析手法による複合分析フローを中心に実 施しON

た [ 3]．顕微赤外・ラマン分析には，試料をダイヤモ

O
O

O

C

O

H
N

O

O

約100 nmの超薄切片を作製した．分析フローは目的

O

O

C

には，ウルトラミクロトームまたはF I B - SE Mで厚さ

N

O

O

ンド窓板上で潰した試料を作製した．その他の分析

O
O

S

O

スケール二次イオン質量分析計（Na no S I M S）の顕O

HNに応じて大きく二つに分けた．一つは，非処理の（化

N

学的な加工をしていない）リュウグウ粒子を分析し，

O
S

O

O
O

S

O

O

試 料中の有 機 物のありのままの 組 成と分布を明らOかにするためのフローとした．もう一つは，リュウグ

O

図1：始原的な炭素質コンドライト隕石に含まれる固体有機物のモ
デル構造[1]．

（図1

ウ試 料を塩酸とフッ化 水素酸の混合溶液で化学処
薮⽥）
理し分離精製した黒色の不溶性有機物（I nsoluble
O rga nic Matter, IOM）の平均組成を明らかにし，（首都大）が共同で南極微隕石の鉱物・有機物・同位

リュウグウの固体有機物を特徴づけるためのフロー

体分析を複合することにより原始惑星系円盤におけとした．つまり，顕微分析と湿式分析をしっかりと両る物質進化を総合的に解明することであったが，こ立させた二刀流で, 私達は分析を行ったわけである．

れははやぶさ2の成功に向けて異分野の研究者達が初期分析の後半には（初期成果論文投稿後，2022

共同で分析を行う“ 練習”の機会でもあった．今でこ

年1月〜），上記の分析フローに加えて，実施するとさ

そ，複合分析は色々な研究者が行っているが，私達らに意義のある分析（飛行時間型二次イオン質量分はこの基盤（S）研究を通して，国内で初めて，二次イ析法 [ ToF- S I M S]，Su l f u r-X A N E S，反射スペク

オン質量分析計（S I M S），集束イオンビーム（F I B）-

トル分析）や，試料量の点で挑戦性の高い分析（固体

走査型電子顕微鏡（S E M），走査型透過 X 線顕微鏡

1H - 核磁気共鳴 [ N M R]，選択的化学分解）を行っ（S TX M）-X 線吸収 端近傍構造（X A N E S），透過

た（図2）．また可溶性有機分子チーム，揮発性物質

型電子顕微鏡（TE M）による複合分析フローを実践

チームからIOMの分析要望があったため，それぞれし，確立したのである [2]．ここに至るまでには，異のチームに試料をお分けした．並行して，杉田精司さなる分析手法を同時に用いると試料が汚染したり損ん，湯本航生さん（東京大学）など新しいメンバーに傷したりするなどの試行錯誤があり，それぞれの分戦力として加わっていただき，固体有機物チームは

析手法の流儀の違いを学んだ上で，分析フローを修総勢 40 名以上に拡大した．

正していく必要があった．この準備経験があったか
らこそ，はやぶさ2 初期分析ではスムーズに分析戦略を立てることができ，大きな問題なく本番に臨むこと

リュウグウ試料との対面ができたと思っている．私達をお導きくださった永原

2021年 6月下旬，固体有機物チームに配分された先生には本当に感謝の気持ちでいっぱいである．

リュウグウ試料が入った複数の重い輸送容器を，橘

図2に固体 有機 物チームが実 施した試 料 分析フさんが遠 路はるばる新幹線に乗って東 広島駅までローを示す．南極微隕石研究における自分の経験を持ってきてくださった．当時はコロナ禍による移動制

生かしつつ，経験 豊富なメンバー達の意見もとり入

限が続いており，私が勤務している広島大学は特にれた結果，精巧なフローが組み上がった．初期分析

行動指針が厳しく，私自身が宇宙科学 研究所までの前半は（2021年7月〜12月），顕微フーリエ変換赤試料を受け取りに行くことが許可されなかったので

外分光法（μ-F T I R），顕微ラマン分光法，S TX M -あった．

X A N E S，走査型透過電子顕微鏡（S TE M）-電子エ

橘さんから受け取ったリュウグウ試 料を，この日ネルギー損失分 光法（E E L S）- エネルギー分散 型 Xのために大学に有料で借りていた部屋に準備したク

線分析（E D S），ナノ赤外分光法（A F M -I R），ナノ

リーンブースへ早速運び，保管した．精神統一のため

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その31 〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜／薮田，他

175

図2：固体有機物チームが実施したリュウグウ試料分析フロー．[3] を改変．

にハンドリング開始まで数日ねかせて，さあ，一つ目

ライドガラスをお弁当箱ぐらいのケースに移し，振動の容器を開封しにとりかかろうとしたところ，，え，開防止のために，ばかでかいFed Exの段ボールで梱

かない，開かない，え，えっ・・？容器が硬く，治具

包し，世界中のメンバーへ発送した．宅配便業者にを使っても開けられない．初っ端から，もう・・・動揺

なったかと思うほど，この梱包・発送作業をひたすらしてきて，冷や汗まで出てきた．時すでに21時．夜分

1年間やり続けた．国内メンバーへは，初期分析のはに申し訳なかったが，宇宙研での研究歴がありこのじめのうちはハンドキャリーで試 料を渡すように心容器に詳しい橋口さんに焦って電話すると，優しくがけた．コロナ禍のために私が各大学まで出向くこ落ち着いた声で「あ，そういう時はですね，容器蓋のとは原則として許可されなかったので，最寄りの新窓の縁を針で何度もツンツンして隙間を作るように

幹線の駅（名古屋，新横浜，東京など）までは行き，メ

すると，窓が外れて試料を救出できますよ」．その言

ンバーの方々にもそれぞれの駅まで来ていただいて葉に，どんなにか私も救出されたことか．アドバイス

試料をお渡し，さらに各メンバーから別のメンバーへにしたがい，針とピンセットの先端を使って，粘り強試料をハンドキャリーしてもらうという形式で，しばく窓蓋と格闘し，ようやく開けることができた．ふぅ．

らくは進めていた．ただ，このやり方は時間も負担も持つべきは仲間．

かかるため，試料に影響がないことを確認してからスタートこそばたばたしたが，そこから先は順調に進んでいった．チームリーダーとしての私の重要な任務の一つは，メンバーにリュウグウの微粒子をクリー
ンな状 態で遅滞なく配分すること．石英皿に入っているリュウグウの砂粒を，針で一粒一粒ピックアップ

は郵送に切り替えた．

酸処理による不溶性有機物(IOM)の分離精製

し，ホールスライドガラスに移していった．静かなク

もう一つの私の重要な任務は，酸によるリュウグ

リーンブースの中で一人，この作業を繰り返してい

ウ試料の化学処理を行い，不溶性有機物 ( IOM )をるうちに，ゾーン状態に入っていく．試料が入ったス

分離精製することであった．私はこの湿式分析技術

176

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

6N HCl, 48hrs (Aug 30, 2021)

Aug 26, 2021
6N HCl, 43hrs (Sep 16, 2021)

6N HCl, 40hrs (Sep 3, 2021)
1N HCl/9N HF,
46hrs (Sep 5, 2021)

1N HCl/9N HF, 108hrs(Sep 13, 2021)

A0106

6N HCl, 20hrs (Sep 8, 2021)

C0107

1N HCl/9N HF, 108hrs (Sep 21, 2021)

Sep 25, 2021

（図3

図3：リュウグウ試料の不溶性有機物を分離生成するための酸処理過程．

薮⽥）に関して20 年の経験を持つが，数グラム〜数百ミリ

溶性フッ化物が生成する原因となる無機物を除去しグラムの隕石を扱ったことはあっても，わずか10ミリた．このような工夫を重ねた甲斐あって，約90日間かグラムの地球外 物質を酸処理した経験はなかった．

けて，高い収率で純度の高いIOMを得ることに成功

そのため，少量のリュウグウ試料から超微量のIOMした（図3）．黒い炭素質残渣が実際に生じている様の回収に果たして成功するのかどうか，やってみるま子を目にすることができた時は，ホッとした．

では確信が 持てなかった．化学 処 理によるIOMの興味深かったのは，リュウグウのIOMをメタノー

ロスを最小限に抑えるため，使用する容器を30 m l

ルで洗浄後，約50℃のホットプレートで乾かしていくのテフロン遠 沈 管から1. 5 m lのマイクロチューブに過程で，一部だけなかなか沈殿しない様子が観察さ変更し，そのサイズに合わせた振とう機，遠心分離れたことである．乾燥後，その部分を針で採取して機を購入して，実験器具・装置を全てスケールダウン

みると，ねっとりとしていて，黒色というよりは茶色をした．アルミ型クリーンブースの中で酸処理を行うこ

呈した物質（後述）であることがわかった．このようなとは腐食の原因となり不可能なので，別室にケミカ現象は, 隕石のIOMを精製する過程では, 見られな

ルクリーンベンチを導入し，その中で作業を行った．

い.

IOMの精製法には，塩酸とフッ化水素酸を用いた従来法と，フッ化セシウム・フッ化水素酸・ジオキサンを用いた密度分離法の2 種類があるのだが，極小容器で密度分離を効率よく行うのはキビしいのではな

初期分析 いざ“GAME ON”― 興
奮と緊張の日々から，軌道に乗るまでいかと判断し，古き良き確実な従来法をとることに2021年7月初旬，最初の試料配分完了後，世界中した．従来法では不溶性フッ化物の二次的生成によで固体有機物分析が始まった．私もプレーヤーの一りIOMの純度が低下する可能性に注意しなければ員としてS TX M分析を担当した．リハーサル時は月1ならない．そこで，フッ化 水素酸を加える前に塩酸回だったが本番になってからは2週間に1回の頻度ででリュウグウ試料を1週間かけて念入りに処理し，不オンラインミーティングを開き，各担当に進捗報告を

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その31 〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜／薮田，他

177

図4：リュウグウ試料と炭素質コンドライト隕石のμ-FTIRスペクトルの比較 [3]．
（図4 薮⽥）(a) 化学処理を行っていない（非処理の）試料，(b) 試料を酸処理して得られたIOM．脂肪族炭素C-H結合（2960 cm -1, 2930-2925 cm -1,
2855-2850 cm -1, 1460 cm -1, 1380 cm -1），カルボニル基C=O結合（1705-1690 cm -1), 芳香族炭素C=C結合（~1600 cm -1）．

してもらった．特に初めの数ヶ月間は，当然ながら，

で，同じ分析手法でも装置の物理的な構造の何らか出てくる結果全てがエキサイティングなもので，皆がの違いが影響しているために起こる場合がある．個心から分析を楽しみ，高揚感に満ちあふれていた．

人の研究では気にする必要がなくても，チーム研究

同時に，私が配分した試料が配分過程で汚染していではそれで結論が変わってしまうおそれもあるため，ないかどうかを知る瞬間でもあり，毎回毎回緊張し解釈に慎重を要した．自分か相手の結果が誤っていては不備がないことを確認しホッとする連続であっ

るのではないかという不安から言い合いになったこ

た．ある時，癸生川さんから「リュウグウが呼吸してともたまにあったが，同じ分析担当者間で納得がいいるように，F T I R測定中，脂肪族炭化水素が増え

くまで議論を重ねて，初期成果論文には，科学的議ていくんです」と知らせを受けた．隕石の測定では影論にコンセンサスが得られる範囲でそれぞれのデー

響のない環境中の微量な揮発性炭化水素を，リュウ

タをできるだけ多く, 公正に発表する方針をとった．

グウのマトリックスはすぐに吸着してしまいやすいというのである．それはとても興味深い性質であると共に，二次的な吸着を早急に防がねばならない重大な問題発見だった．二人で試料保管環境と測定環境を急いで見直し，その原因を排除した条件下で測定をやり直したこともあった．
そのうちデータがある程度まとまってくると，ナー

初期分析から得られた成果：
リュウグウの固体有機物の化学進化
私たちの初期分析から得られたリュウグウの固体
有機物の化学進化に関する成果は，以下のとおりである．

バスになる場面も増えてきた．複数の大学 研究機関
で，同じ試料を同じ分析手法・条件で測定し得られ(1)リュウグウの 有 機 物と始 源 的な炭 素 質隕 石のたデータ間に，誤差範囲を超えた（試料の不均一性

有機物との関係でも説明できない）相違が見られることがあったから種々の分 光 分析 から，リュウグウの固体 有 機 物である．これは私たちのチームに限らずよくあることは，芳香族炭素，脂肪族炭素，ケトン基，カルボキ

178

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

A

B

C

D

図5：リュウグウ試料の超薄切片の透過電子顕微鏡画像 [3] ．スケールバーはいずれも 500 nm. (A) 薄い有機物（diffuse carbon）
が混合した
マグネシウム系層状ケイ酸塩に2つの磁鉄鉱粒子 (Mag)と硫化鉱物ナノ粒子(Sulf)が隣接している．(B)大きい炭酸カルシウム粒子中のベシクル状包有物．(C) (A)のEDS元素マップ．炭素（マゼンタ），酸素（シアン），硫黄（黄）． (D)（B）のEDS元素マップ．炭素（マゼンタ），カルシウム（緑），酸素（黄），硫黄（シアン）．炭酸カルシウム粒子中にdiffuse carbon，Fe, Ni- 硫化物，硫酸カルシウムが包有されている．

シル基などが無秩序に結合した高分子構造であるこ

物が完 全に一致していたわけではない．リュウグウとが明らかとなった [ 3]．このような化学特徴はCI，

試料を酸処理して得られたIOMのF T I R スペクトル

CMコンドライトの有 機 物のものと調 和的であった

では，リュウグウの方が隕石よりもIOMを構成する（図4a）．特に，ラマン分析で検出された蛍光のバッ

脂肪族炭素のピーク強度が高く（図4b），前述したごクグラウンド強 度 がリュウグウとCI 隕石で同じぐら

く一部のねっとりとした茶色いIOMはN - H 基の吸収

い高く（CM 隕石はこれらより低い），IOMの含有量が卓越していた [6]．また，リュウグウのIOMのバルが蛍光に寄与する要因ではないかと私たちは考察し

ク水素同位体比の方が，CIコンドライトのIOMの値ている [ 3, 4]．グラフェンのような秩序だった化学構よりも低い [ 3]．さらには，R a ma nやS TX Mの測定

造は見られなかったことから，本研究で用いたリュウ

中，リュウグウIOMがレーザーやX 線による損傷を

グウ試 料の有機物は母天体内部や天体 衝突による

隕石IOMよりも受けやすいことが観察されている．こ高温加熱（> ~ 200℃）を経験していないことが判明

うした細かい違いは何に起因するのかまだわからな

した [ 3, 5] ．また，リュウグウ試料中の有機物の平いが，新鮮な小惑星表面試料と，地球で風化を受け均的な水素・窒素・炭素同位体組成は，CIコンドライ

た隕石有機物の違いかもしれないし，リュウグウと隕トのバルク組成および IOMの値に近かった．以上の石が経験した母天体プロセスの違いかもしれない．

結果から，我々は，C 型小惑星と始原的な炭素質隕
石の有機物の直接的な関係を実証した．
だが，リュウグウの固体有機物と隕石の固体有機(2)リュウグウの母天体における有機物，鉱物，水
の相互作用

（図5

薮

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その31 〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜／薮田，他

ナノメートルスケールでの観察によって，リュウグ

3.54

ウ試料中の有機物は，層状珪酸塩や炭酸塩と混合・る前から存在した有機物の前駆物質が，母天体で水と反応して変化し，リュウグウ有機物を形成したと考えられる．リュウグウ試料中の有機物の Ca rbonX A N E Sスペクトルは，(i) 芳香族炭素に非常に富むタイプ（ 芳香族炭素のピーク幅が他より大きい）, ( i i )芳香族炭素に比較的富むタイプ（ 芳香族ケトンに対する芳香族炭素のピーク強度比が比較的高い）, ( i i i )典型的な隕石有機物に似ているタイプ（主に芳香族
炭素，芳香族ケトン，カルボキシル基の3つのピークからなる）, ( iv) 一部に炭酸基を含み，マトリックスに薄く広がって分布するタイプ（d i f f use ca rbon），の4 種に分類された [ 3]（図 6）．隕石中の粒子状・球状 有 機 物の大部 分 が（i i i）のスペクトルを示 すのにHighlyAromatic3

3.5

Optical Density (arbitrary units)

隣接した状態で分布していることがわかった [ 3, 7]（図 5）．このことから，小惑星母天体に取り込まれ179

2.53 A0108-11a

Ryugu

Aromatic

Ryugu
A0108-3b

IOM-like

2.5
2

Ryugu

Murchison IOM

1.52 A0108-11d

Orgueil IOM

1.5
1

0.51

DiffuseRyugu
A0108-11g

0.5
0
275

275

280
280

285
285

290
290
eV

295
295

300
300

305
305

図6：リュウグウ試料と隕石IOMの微小領域におけるC-X ANES
スペクトル [3] ．
芳香族炭素（285.0 eV）, 芳香族ケトン（286.5eV）, カルボキシル基（288.5 eV）
炭酸基（290.4 eV）．

⽬盛の数値が⼩さいため、
上から付記した図13

対して，リュウグウの粒子状・球状有機物（ナノグロ

値と一致していたが，中には Cに富む，または欠乏ビュール）の約6割が (i)または(i i)であり，芳香環の大した値を示す有機物がわずかに発見された．この起

きさやヘテロ環の割合などが 多様な固体 有機 物が源については現在もひきつづき研究を進めている．

多く存在することが示唆される．層状 珪酸塩や炭酸塩に混じったd i f f use ca rbon
（ iv）も豊富であった．
こうした特 徴から，リュウグウの母天体では水との反応が著しく進行し，粒子状・球状有機物の芳香族

C型小惑星，D型小惑星，彗星との関係化や酸化が進むとともに，前駆物質の層状ケイ酸塩

リュウグウ（C 型小惑星）の固体 有機物の特徴を，の層間への吸 着・加水分 解によって大量のd i f f use

D型小惑星（Tag ish L a ke隕石），彗星（彗星塵，惑

ca rbonが生成し，結果的に固体有機物の組成が多星間塵，微隕石）のものと比較すると，リュウグウの様化したことが示唆される [ 3]．

固体 有機物のδDの範囲は，CI , CMコンドライト，
Tag ish L a ke隕石の中で水質変成の影響が最も大(3)極低温環境起源の前駆物質

きい試 料（11v）と最も少ない（ 始原的な）試 料（5b）リュウグウ微粒子の炭素に富む領域，またはIOMに類似するのに対して，水質変成をほとんど経験し15には，重水素（D）および/または Nが濃集した値がていないCRコンドライト，惑星間塵や南極微隕石の局所的に検出された [ 3, 8] ．このような水素・窒素同値に比べると低い（図7）．したがって，原始惑星系

位体組成の異常は，極低温環境におけるイオン- 分

円盤で生じた共通の前駆物質が，C 型小惑星，D型子反応に由来すると考えられている．したがってリュ

小惑星で起こったような母天体水質変成を経験した

ウグウには，星間分 子雲や原始惑星 系円盤の外側

結果，リュウグウの有機物を生じたと考えられる．まといった極低温環境に由来するリュウグウ有機物のた，リュウグウの固体 有機物のN/CはCI , CMコン

前駆物質が局所的に保存されていることが見出されドライトの値と類似するが，Tag ish L a ke隕石のN/15Nが欠乏した有機物も検出された．これた．中には，

Cの方がやや高く，彗星塵，惑星間塵，微隕石のN/

らは星間分子雲か原始惑星 系円盤のN 2 ガスと部分

Cはさらに高い．N/Cは水と反応によって変化しにく平衡にある有機物に由来すると考えられる．炭素同いため，星間分子雲や原始惑星系円盤における気相位体比については，多くが隕石中のIOMの平均的な- 固相間での分配や，彗星の近日点通過により生じた

180

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

(a)

(b)

（図7

薮⽥）

（CI, CM, Tagish Lake, CR）の酸処理で得られたそれぞれの不溶性残渣の (a) 水素同位体比(δD)と(b) 窒
図7：リュウグウ試料，炭素質隕石
素同位体比(δ15N)の分布の比較 [3] ．
白丸はホットスポット（またはコールドスポット）．色付きの丸印は各残渣のバルク平均値．破線はホットスポットの最頻値．

ものであると考えられる．このような，異なる小天体

発表した [ 3, 5 -12]．これから投稿予定の論文もいく

物質間で見られる化学組成の類似点と相違点は，Cつかひかえている．ひきつづき，ぜひご期待いただき

型小惑星，D型小惑星，彗星にそれぞれ取り込まれたい．

た原始惑星系円盤での前駆物質に共通性と連続性があることを示唆している [ 3]．
はやぶさ2 初期分析をふりかえって
初期分析は1年間の時間が与えられていたとはいえ，初期分析チームとしての初期成果論文 [ 3] は，2021年7月から11月ごろまでのわずか半年弱という短い期間に得られたデータを12月末までに論文としてまとめ，投稿したものである．このタイトかつタフ

謝辞
この記事を書く機会を与えていただいた渡邊誠一郎先生と，はやぶさ2プロジェクトの皆様に感謝いた
します．

参考文献

な分析スケジュールを全速力で一緒に駆け抜けてく[1] Glavin, D. et al., 2018, Primitive Meteorites and

れたチームのメンバーの皆さん（図 8）に，そしてリュ

Asteroids: Physical, Chemical and Spectroscop-

ウグウに，心から感謝している．本当にかけがえのな

ic Observations Paving the Way to Exploration

い経験をさせていただいた．初期分析全体や，プロ(Ed. Abreu N.) pp. 205.

ジェクトのあゆみ全体をふりかえれば，この紙面にはいちいち書けない苦しくしんどい出来事も沢山あったけれども，そんな経験を積んだ私たちだからこそ,
将来のサンプルリターン探 査を支え続ける力になれ
るのではないかと思う．
固体有機物チームからは現在までに9 報の論文を[2] Yabuta, H. et al., 2017, Geochimica et Cosmochimica Acta 214, 172.
[3] Ya b u t a , H . e t a l . , 2 0 2 3, S c i e n c e 3 7 9, D O I :10.1126/science.abn9057.
[4] Komatsu, M. et al., Meteoritics & Planetary Science, in revision.

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その31 〜リュウグウ試料の固体有機物分析〜／薮田，他

図8：はやぶさ2初期分析 固体有機物チームメンバーの写真．

[5] Bonal, L. et al., 2024, Icarus 408, 115826.
[6] Kebukawa, Y. et al., 2023, Meteoritics & Planetary Science, DOI: 10.1111/maps.14064.
[7] Stroud, R. et al., 2024, Meteoritics & Planetary
Science, DOI: 10.1111/maps.14128.
[8] Nittler, L. et al., 2024, Earth and Planetary Sci-

181

（図8

薮⽥）

[10] Quirico, E. et al., 2023, Meteoritics & Planetary
Science, DOI: 10.1111/maps.14097.
[11] Maturin, J. et al., 2024, Astronomy & Astrophysics 684, A198.
[12] Baross, J. et al., 2022, Astrophysical Journal
Letters 935, L3.

ence Letters, in press.
[9] Dartois, E. et al., 2023, Astronomy & Astrophysics 671, A2.

著者紹介薮田 ひかる
広島大学大学院先進理工系科学研究所ポストドクトラルフェロー，大阪大学助教，広研究科 教授．筑波大学大学院博島大学准教 授を経て，2019 年度から現職．専門は士課程化学研究科修了．博士（理

有機宇宙地球化学，アストロバイオロジー．はやぶさ学）．産総研特別研究員，日本学

2では着陸地点選定 , 初期分析（固体 有機物チーム

術振 興会 特 別 研 究 員（東 京 都立リーダー）を担当. 生命の起原および進化学会会長 ,大 , アリゾナ州立大），カーネギー

日本学術会議会員を務める．

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182

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その32〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜

野口 高明1，砂の物質分析班（要旨）探査機はやぶさ2によって地球に持ち帰られた小惑星リュウグウの物質は，1年間にわたって分析が行われた．著者らの砂の物質分析班は初期分析の一つとして砂サイズ（直径約100 µ m以下）の物質分析を行った．渡された試料量はわずか 0.7 mgであり，初期分析チームだけで考えても配付された試料の0. 2％に過ぎなかった．そのような微量の試料を使い，いろいろな困難を伴いながらも一定の成果を挙げることができた．本稿では，微小なリターンサンプルを使って砂の物質分析班が，どのように試行錯誤して初期分析を行っていったかについて紹介したい．

1. はじめに

keV）のプラズマ流である太陽風による照射損傷と，（マイクロ）メテオロイドの高速衝突による表面物質

初期分析が終了してすでに1年半が経とうとしての加熱・溶融･蒸発･再凝縮である［e .g. , 2］．月の宇いるが，幸いなことに，まだ初期分析成果論文の出宙風化では太陽光の反射スペクトルの変化が顕著で版・投稿は続いている．最近，一般向けのリュウグウ

あり，その原因として照射損傷と表面物質の再凝縮

解説書も出版された［1］．その本では我々砂の物質のどちらが 有効であるかという論 争が 1990 年代に分析班の研究も解説されているので，本稿ではそれあった．そして，後者が有効と結論された．スペクト以外のこと，具体的には，砂の物質分析班の第一目

ルを変化させる要因として，物質表面にある再凝縮的であるC 型小惑星の宇宙風化の解明という目標に層中の数から約10 nmの金属鉄（na nopha se i ron :向かってどのように試行錯誤して初期分析を行って［e .g. , 2, 3］．
npFe 0 ）が重要であるとされたいったかについて書きたいと思う．そして最後に，小ところが，（ 走査）透 過電子顕微 鏡（( S )TE M）を

惑星リュウグウの宇宙風化の特徴について簡潔に説使って観察したイトカワの宇宙風化では，再凝縮層

明したい．

はせいぜい15 nm程度であり，層中にはnpFe 0 では

2. 宇宙風化：月とイトカワ

なくnmサイズの硫化鉄が存在していた（凝縮物の種
類や化学組成は周囲の鉱物に依存する）．その下層のオリビンや輝石内部の局所的に非晶質化している

はやぶさ初号機ミッションにおいて，筆者は S 型［e .g. , 4, 5］．発表当ところにnpFe 0 が存在していた

小惑星の宇宙風化の解明を担当した．遊・星・人の初，月研究の大先達からの拒絶反応は著しかった．

読者はよくご存じと思うが，念のため説明したい．大だが，その後の中国の Cha ng’e 5による嵐の大洋

気の無い天体表面が 惑星間空間に長期にわたり曝からのリターンサンプルの研究では，非晶質化した

露される間に，徐々に表面が変化することを宇宙風

オリビンや輝石中から照射損傷によって形成された化という．宇宙風化の主な原因は，低エネルギー（数

npFe 0 が，表面物質の再凝縮物とともに発見されて1.京都大学大学院理学研究科
noguchi.takaaki. 2i@kyoto -u.ac.jp

いる［e .g. , 6, 7］．大気のない天体表面でどのような変化が起きているかという観点では，二者択一の議

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その32 〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜／野口，他

183

図1：京都大のクリーンルーム内に設置されている窒素置換グローブボックス．(a)全体像．ボックス内の雰囲気は脱水分・脱酸素装置によって制御されており，露点温度−70℃台，酸素濃度は~20ppmとなっている．
（b）
アイピースレス実体顕微鏡（ヴィジョンエンジニアリング製）にXY
ステージ（ニコン製），
透過照明（ハヤシレピック製）
を装着し，
光学定盤
（エドモンド製）
上に，
この顕微鏡と，
油圧マニピュレータ
（ナリシゲ製），
真空吸着装置（マイクロサポート製）
を組み合わせて設置している．
（c）アイピースレス実体顕微鏡を使ったリュウグウ微粒子のハンドリング．
他機関の同様な機器の原型である．

論は意味が無かったといえよう．ただ，イトカワ試料

学的特徴に，微粒子からどこまで迫れるかという挑の宇宙風化の研究で論争があったからこそ，大気の戦でもあった．

無い天体の宇宙風化について理解が深まったともいえるだろう．

3. 砂の物質分析班

最終的に班員は65 名となった．一緒に研究する人達を1つのユニットとし，65 名を16 ユニットに分けて試料配布し研究していただいた．副班長は宮原正明
さん（ 広島大）とHope A . I sh i iさん（ハワイ大）である．また，松本徹さん，三宅亮さん，伊神洋平さん（京

はやぶさ2リターンサンプル初期分析サブチームの都大），富岡尚敬さん（ JA M S TE C高知コア研），瀬一つである，砂の物質分析班（通称，砂班）の班長に戸雄介さん（神戸大，現大阪公大），宮原さんの6 名選んでいただいた時にまず行ったことは，はやぶさとは研究の進め方についてしばしば 検 討・修正し，試料の宇宙風化で論争した人たちに，はやぶさ2回

I sh i iさんと各ユニット代表に連絡を取って研究を進

収試料の宇宙風化研究に加わってもらうことであっめていった．

た．小惑星リュウグウの宇宙風化を多角的に検討しておきたいと考えたためである．また，水質変成を強く受けた隕石や宇宙塵を長年研究してきた研究者にも参加していただくことも考えた．第50回月惑星科

4. 微小リュウグウ試料の大気非曝露ハンドリング

学会議 ( L P S C ) の会場で話をしてメンバーに入って日本のサンプルリターンの一番重要な特徴は，でいただいただけでなく，その場にいなかった人には，きる限り大気との接触を遮断し試料を回収･保管しメールで砂班に加わっていただくことをお願いした．

ていることである．筆者ははやぶさ初号機リターン

試料サイズが小さいものが配布されるため，微小試料以来，大気非曝露の分析にこだわってきた．本

試料から最大限の成果を出すために，小さな薄い試研究では，試料の開封やハンドリングは，はやぶさ初料を分析 する装置である( S )TE Mを研究の主要な

号機試 料の初期分析終了後に導入した大気圧型の手 段としている研究 者に集中的に声をかけた．( S )窒素置換グローブボックスと，その中に設置した，マTE Mを使って一人一人の観察することのできる面積

イクロマニピュレータ付のアイピースレス実体顕微鏡は少ないため，多くの研究者の観察･分析結果を集を使って行った．分析開始時点ですでに7年間使い積する必要があったからだ．リュウグウの岩石鉱物込んだ装置である（図1）．ただし，はやぶさ2 初期分

184

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

析に備えた改良を行った．アイピースレス実体顕微鏡

硬化樹脂を使った試料固定をテストしたが，前述のには，もともと透過照明もX Yステージも付属してい

脆い炭素質コンドライト隕石に樹脂が染み込み，試なかった．リュウグウ試料は黒い微小粒子と予想し，料が崩壊した．やや粘性の高いエポキシ樹脂ならば

九州大理学部工場でアダプターを作成していただき

試料が崩壊しないため，導電性はないが使用するここれらを顕微鏡架台に組み込んだ．また，砂状の試とにした．後述のとおり，試料サイズが想定よりも小料が入る石英ガラス製小容器を保持するホルダを固さく，Au板にごく薄く樹脂を塗布する必要があった．

定することで転倒による試料飛散事故を防ぐ治具も塗布方法はリュウグウ試料現物を取り扱いながら改設計し，工場で作成していただいた．こうした準備が良した．最終的には，Au板に薄く塗ったエポキシ樹できたのは，宇宙研惑星物質試料受入れ設備が本

脂をカミソリの刃で何度も拭うことで，ごく薄い膜が番と同じ試料輸送容器F F T C [8]を貸与して下さっ得られるようになった．幾度にもわたるトレーニング

たためである．

の結果，エポキシ樹脂が硬化するまでの約40分程度

イトカワ試 料の場合，静電気で試 料をマイクロマの間に，グローブボックス内の実体顕微鏡下での手ニピュレーターのプローブ先端に付着させてハンド

動マイクロマニピュレーション作業で，数十個のリュ

リングを行っていた．一方，宇宙研惑星物質試料受ウグウ微小試 料をAu 板 上に碁盤の目を引いたよう入れ設備では，リュウグウ試 料のハンドリングに備に並べられるようになった．いざとなれば，オートス

えて，真空吸引ツールを使っているとの情報をいた

テージがなくともどうにかなるものである．ごく薄いだき，今回はこのハンドリング法を採用することにしエポキシ樹脂ならば，高真空モードでの走査電子顕

た．直径数十 µ m以下の小さい粒子が吸引ツールに

微 鏡（S E M）観 察･分析や 集 束イオンビーム( F I B ) -吸い込まれないようにするため，先端開口径 5，10，

SE Mでチャージアップは生じず，加工･観察に大きな20 µ ｍの既 製品のマイクロピペットを用意すると共支障はなかった．

に，所有するプーラーとマイクロフォージを用いて，小容器から微 粒子をピックアップしやすい形のマイ
クロピペットも作成した．これらのツールを用いて
Tag ish L a keや Ta rdaといった脆い炭 素質コンド

5. リュウグウ試料の受け取りと研究の開始

ライトの粉体のハンドリングテストを繰り返し，試料

小惑星探査機「はやぶさ2」が小惑星リュウグウかを壊さずに吸引できる吸い込み圧に調整した．宇宙ら，2020年12月に小惑星試料を地球に持ち帰って間

研惑星物質試料受け入れ設備では，万一オイル漏れもなく，I SASの宇宙研惑星物質試料受入れ設備でが起きた場合に備えて，機械式マニピュレータを使の開封後に試 料の像を見るリモート会合があった．

用していることは承知していたが，機械的振 動の少画像を見た瞬間に非加熱の CIコンドライト隕石と同なさとプローブのドリフトの少なさを考慮し，油圧式様の物質と確信した．

マニピュレータを用いた．

2021年6月3日に，筆者と松本徹さんで試料を受けプローブ先端に微粒子を試料台に置く操作は，試取りに宇宙研惑星物質試料受入れ設備に赴き，試料料台が鏡面であることが望ましい．特に，プローブ先を京都に持ち帰った．そして，翌日に窒素置換グロー

端径が 5から10 µ m程度と非常に細くなると，高倍ブボックス内で容器を開封した．思った以上に試料率でも視認性が悪いからである．試料台が鏡面ならサイズは小さく，試料量も少なかった．100 µ m程度ば，プローブの鏡像が試料台に映り，プローブ先端の大きさの粒子が配布されると期待していたが，実とそこに付いた微 粒子の試 料台への接地が 認識し際に我々に配分された粒子の平均径は1回目タッチ

やすい．油圧プレスで 0. 3 mm 厚のAu板を圧し鏡面ダウン試料で約 70 µ m，2回目タッチダウン試料で約化し，それをS E Mのピンスタブにカーボンテープで50 µ m，総量は0.7 mgであった．あとで分かったこ

貼り付けて試料台とした．

とだが，この試料量は，初期分析チームへの総配分

この試料台に微粒子を固定する最適な方法を見つ

量の0. 2％に過ぎなかった．ごくわずかな試料の分析

けるには，多くの試行錯誤があった．当初，電子線で成果を出せるか心配にならなかったかといえば嘘火の鳥「はやぶさ」
未来編 その32 〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜／野口，他になるだろう．

185

化組織の確実なものがなかなか発見できずにいた．

砂班の最重要課題は，C 型小惑星リュウグウの宇

2021年7月後半に開かれた初期分析チームの班長会

宙風化を明らかにすることである．多少の実験的研で，化学班班長の圦本尚義さん（北海道大）から，分

究はあったが［e .g. , 9, 10］，それらが小惑星リュウ

析中の断面研磨試 料の縁，つまり表面に特 徴的なグウの宇宙風化を探索する指針になるという保証は組織があることが報告された．粒子表面の数から約なかった．その上，はやぶさ2のタッチダウンの動画

10 µ mが溶融･発泡していることが明らかであった．

は，直径数 cmのタンタル製のプロジェクタイルの衝

化学班の分析終了後にこの粒子を送って下さること

突によって，膨大な量の岩片が飛散したことを示してと，この部分の超薄切片試料の作成許可を圦本さん

おり，宇宙空間への曝露面が，無傷でどのくらい残っにお願いし了解をいただいた．相前後して，京都大でているかも気になる点であった．

も溶融メルトの付着やナノクレータ―が生じた炭酸

貴重な微小試料を確実にハンドリングできる研究

塩を見つけ，その断面から最初の照射損傷組織を確者は予想以上に少なかった．このため，京都大鉱物認できた．リュウグウは大きさ1 k m以下の小惑星で学講座のF I B - S E Mで作成した超薄切片試 料を班あるにも関わらず，太陽風照射損傷による宇宙風化

員に送るか，先 述の方法で固定した試 料を送る必と共にメテオロイド衝突による層状ケイ酸塩の溶融要があった．130 枚に及ぶ多数の超薄切片試料 作成による宇宙風化が起きていることに気付いた．

は，三宅さんの尽力がなければできなかった．130枚

班長会後すぐに，リュウグウ微小試料の観察方針のうち約40 枚は内外の班員に送付した．さらに，Au

を変えることにした．それまで2ヶ月かけて20個程度

板に貼り付けた試料を受け取った海外の班員によっの粒子を観察していたのを，1日に数十個をSE M観ても約30 枚の超薄切片が作成・研究された．海外の察し，層状珪酸塩の溶融・発泡組織の探索に集中す

班員が 7割を占めるため，大量の試料を海外に送る

ることに切り替えた．京都大では完全な大気非曝露

必要が生じた．その送料だけで120万円以上かかっはできないが，SE M，F I B - SE M，TE Mの脇までたので，科研費「海外 研究協力強化 ( B )」に採択され試料を密閉容器で持っていき，大気曝露は装置に入ていなければ研究遂行は不可能だった．

れる間の数分間ずつに留めることに注意した．S E M

SE Mでリュウグウ試 料表面を一粒ずつ詳細に観で表面が溶融した試料を探すだけでなく，イトカワ

察し，少しでも宇宙風化が疑われる試料は超薄切片

試 料の照 射損傷 組 織のS E M 観察で実 績のある松を作成し，京都大鉱物学講座の ( S )TE Mで三宅さ本さんが，勘所をおさえた無水鉱物の損傷組織の探ん・伊神さん･松本さんと観察・分析するとともに，班索を行っていった．筆者は膨大な試料を効率よく調員の治田充貴さん（ 京都大化学 研）と電子線エネル

べるために，S E M観察試 料の準備役に徹した．多ギー損 失 分 光装置（E E L S）を取り付けた( S )TE M

数の試料を観察するという変更は功を奏し，北海道を用いて粒子表面のバブル組 織内部の軽元素分析

大からの試料が到着する前に，表面の溶融組織と照を行った．これは，月ではヘリウムに満たされたバブ

射損傷組織が次々と発見され，TEMでも観察を行っルを持つイルメナイトが存在するためである［11］．平ていった．このタイミングで北海道大試料が到着し，行して国内外の班員に超薄切片試料の配布を行い，表面が溶融している超薄切片試料を7つの海外の研TE Mによる一般的な鉱物学記載と宇宙風化に関係究者ユニットに送ることができただけでなく，さらしそうな微細組織の探索を依頼した．

に，すべてのユニットにそれぞれ20 個以上の粒子を

6. 小惑星リュウグウの宇宙風化の探索など貼り付けた試料台を2度送り，宇宙風化組織の探索，
F I B - S E M 加工，(S )TE M観察･分析を依頼できた．
リュウグウ試 料 は 層間 水 が 失われた サポナイト（含水層状珪酸塩の一種）を多く含むため，ごく短時

宇宙風化組織の探索と鉱物学的な特徴の記載を間で大気中の水分を吸収する．このため，全工程大行っていったが，リュウグウ試 料 の TE M 観 察･分気遮断での( S )TE M観察はより重要になった．全行

析結果が着々と蓄積されていくのに対して，宇宙風

程大気非曝露での( S )TE M試料加工観察は班員の186

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図2：九州大総合理工学において使用した，大気非曝露(S)TEM試料作成・観察･分析のための装置．(a)真空グローブボックスをAr置換グロー
ブボックスとして使用．(b)大気非曝露FIB -SEMホルダー全景．(c)同ホルダーをFIB -SEMに装着したところ．ホルダー全体写真はMelBuild社写真提供．(d)大気非曝露(S)TEMホルダーとホルダー架台．(e)グローブボックス内で大気非曝露FIB -SEMホルダーから大気非曝露(S)TEMホルダーに載せ替えてホルダーを取り出したあとの様子．

斉藤光さん・波多聰さん（九州大総合理工学）と行っ

国内外のメンバーから，一般的な鉱物学的特徴だ

た．企業では全行程大気非曝露での試料加工観察

けでなく，宇宙風化についてのデータが集まってくる

はリチウム電池や触媒研究で用いられているが，大ようになった．砂班の研究が軌道に乗るのに，他班

学でこれが可能なところは数少ない．松本さんの観より2ヶ月強余計にかかったことになる．また，初期

察から数十個に1個の粒子は宇宙風化組織を持つと分析統括者の橘省吾さん（東京大）より，試料容器の分かったため，十分な数の粒子を前述の方法で準備

外にこぼれていた粒子で宇宙風化している物を送っし，毎週のように九大総理工に持って行った．九大ていただいた．また，こぼれていた別の粒子を使っでは，大気遮断容器に入れた試 料をアルゴン置換て，層状 珪酸塩が太陽風照射損傷を受けたと考え

グローブボックス内で容器開封して大気遮断F I B -られる組織を，瀧川晶さん（東京大）と仲内悠祐さん

SE Mホルダーにセットし，作成した超薄切片は再び（JA X A，現立命館大）にリュウグウ試料への低エネ

アルゴン置 換グローブボックス内で 大 気 遮 断 F I B -ルギーヘリウムイオン照 射 実 験を行って再現していSE Mホルダーから大気遮断 TE Mホルダーに移し替

ただいた．たくさんの微 粒子が回収されたからこそえて，( S )TE M観察･分析を行った（図2）．

できた実験である．

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その32 〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜／野口，他

ところが，好事魔多し，論文の出版は容易ではな
かった．初 期 分析 チームは S cienceに特 集号を組

187

れぞれ独特の宇宙風化を受けている．
リュウグウ試料の宇宙風化で顕著なのはメテオロ

んでもらう予定になっていた．しかし，はやぶさ2 特イド衝突による加熱・溶融組織である（図3a）．この集号（379，2023）には我々の論文は入っていない．

二次電子像からリュウグウ粒子表面が融けて泡立っ

S cienceの編集者には投稿前に1ページサマリーのていることが分かる．我々はこれをFrot hy layerと提出を求められ，その時点では問題は全く指摘され名付けた．図3bは断面の（S）TE M 像
（高角環状 暗なかった．ところが驚いたことに，実際に投稿した

視 野 像：H A A DF- S TE M 像）である．溶融 層中にところ，査読にまわることなく編集者判断のreject

気泡（V）や輝点（Fe - Ni硫化鉱物）が存在する．CMであった．1ページサマリーでは宇宙風化についてのコンドライトへのレーザーパルス照射実験でFrot hy

み書いていたが，鉱物学的特徴について詳細に記述

layerとよく似たものが 形成さることから，f rot hy

した上で宇宙風化について書くべきという強い意見

layerはメテオロイド衝突による加熱・溶融層であるが海 外の一部の班員から出たため，それに合わせと考えられる．リュウグウ物質は数十vol .％もの微細て内容を広げた投稿原稿を準備した．このため中途な空隙を持つため熱伝導率が低い．このため，メテ半端な内容となったのが，編集者が態度を豹変させオロイド衝突によって粒子同士が 擦れ合ったことでる原因の一つではないかと思った．そこで，リュウグ

発生した熱が蓄積して温度が上昇し，溶融に至るとウの宇宙風化の顕著な性質にだけに絞って書き直す

考えられる［12］．また，溶融によって層状珪酸塩鉱ことを，班員に承認してもらった．クレーター数密度物は脱ヒドロキシ化し，ほぼ無水物になっている．

の測定を行う試料を中村智樹さん（東北大，石班班

太陽風照射による層状 珪酸塩鉱物の宇宙風化の長兼砂班班員）から送っていただき測定することも二次電子像を図3cに示す．Smo ot h layerと書かれできた．今度は再投稿するための道は自ら探らねばた部分が太陽風照射損傷を受けた層状珪酸塩であならなかったが，Natu re Ast ronomyでもリュウグ

る．図3dに断面のTE M像（明視野像）と，表層1カ

ウ試料の分析研究が特集されることを耳にした．急所と内部2カ所の電子回折パターンを示す．電子回折

いで改訂原稿を準備し投稿したところ，編集者に内パターンから，太陽風照射損傷を受けた層状珪酸塩

容に興味を持っていただき，無事，砂班の初成果論

は非晶質化し，それ以深では結晶構造が維持されて文を出版することができた［12］．この論文を皮切りいる．リュウグウ試 料に太陽風を模擬した低エネルに，宇宙風化論文第2 弾やその他の論文を出版でき

ギーHe イオンを照射すると，Smo ot h layerとよくた［e .g. , 13-17］．当班の班員が主著者の論文は出似た層が形成されることから，Smo ot h layerは層版見込みのものまで入れると10 本程度にはなるはず状珪酸塩鉱物の照射損傷層と推測される［12］．

で，配付された試料のわずか 0. 2％を分析しただけであることを考えるとかなり健闘したと思う．

7. リュウグウの宇宙風化の特徴について+無水 鉱物は含 水層状 珪酸塩鉱物とは全く異なる
宇宙風化 組 織を持 つ．太 陽風 照 射を受けたピロー
タイト表面は多孔質化しており，その表面から図3eに示したような金 属鉄ひげ 結晶が 形成されていた［11］．この金属鉄の生成は，太陽風照射や（マイクロ）メテオロイド衝突に伴い，数千年の期間で揮発性

最後に，リュウグウの宇宙風化の特徴について簡の高い元素が鉄 化合物から選択的に消失すること

単に触れておきたい．リュウグウ試 料は強い水質変により駆動されていると考えらえる．我々はイトカワ

成作用を受けており，この作用で形成された二次鉱や月試料の硫化鉄でも同様のひげ結晶を発見してお物が主要鉱物である．量の多い順に列挙すると，含り［18, 19］，さらにこの結果も考慮すると，金属鉄の水層状珪酸塩鉱物（蛇紋石とサポナイト），マグネタ

生成に至る硫化鉄中のFe 2+ イオンの還元は，表層物

イト Fe 3 O 4 ，ピロータイト Fe 1-x S，ペントランダイト

質の含水量等の違いや酸化還元環境の違いによら( Fe , Ni) 9 S 8 ，ドロマイト Ca Mg (C O 3 ) 2 ，Feに富むマ

ず，大気の無い天体表面では普遍的に起こると考えグネサイト ( Mg, Fe) C O 3 である．これらの鉱物がそられる［13］．マグネサイトは太陽風照射によって表層

188

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図3：小惑星リュウグウの試料から見出されたさまざまな宇宙風化組織．(a)メテオロイド衝突による加熱･溶融による宇宙風化組織．(b) メテオロ
イド衝突による加熱･溶融による宇宙風化の断面組織．Frothy layerは発泡(V)しながら溶融したことが分かる．Frothy layer 中の明るい輝点は一旦溶融し球状になったあと結晶化したFe-Ni硫化物．(c)太陽風照射損傷による宇宙風化組織．層状珪酸塩の場合．(d) 太陽風照射損傷による宇宙風化の断面組織．電子回折パターンだとSmooth layer (1)のみが非晶質になっていることが分かる．(e) 太陽風照射損
傷による宇宙風化組織．硫化鉄表面から成長したFeひげ結晶．(f) 太陽風照射損傷による宇宙風化組織．磁鉄鉱表面に形成された窒化鉄層．

から約100 nmまでが ( Mg, Fe) O 微細結晶の集合体（マイクロ）メテオロイド衝突による加熱・溶融・蒸発・に変化していた［12］．また，マグネタイト表面に窒化

再凝縮である．だが，月，イトカワ，リュウグウと研鉄を発見した．マグネタイトが太陽風照射を受けると究してみて，天体を構成する物質の違い，衝突してく金属鉄が形成され，それがさらに窒素と反応し窒化る物質の違い，レゴリス層の構造，天体の質量，太鉄が形成されていた．窒素の起源はリュウグウに衝

陽からの距離の違いによって，多様な宇宙風化組織突した太陽系遠方起源の塵と推定される［13］．

が 存在することがわかってきた．今まで見てきたよ

宇宙風化を起こす主要因は太陽風の照射損傷とうに，共通点もあり相違点もある．現在研究進行中

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その32 〜リュウグウ「砂の物質分析班」の紹介〜／野口，他の小惑星ベヌーの宇宙風化はどのようなものだろうか？リュウグウとは似ているようで異なる宇宙風化をしていることだろう．

謝辞

189

参考文献
[1] 橘省吾, 2024，「はやぶさ２」は何を持ち帰ったのか(岩波書店).
[2] Clark, B. E. et al., 2006, in Meteorite and the
Early Solar System II (University of Arizona

まず，砂班班長として本稿共著者である砂班班員の皆さんに心から感謝したい．なかなか宇宙風化が見つからなくとも，少量の微小試料を根気よく研究

Press).
[3] Keller, L. P. and McKay, D. S., 1997, Geochim.
Cosmochim. Acta 61, 2331.

し続けて下さった砂班班員の方々の頑張りが無けれ[4] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.

ば，少量の試料からこのような興味深い結果を得ら[5] Noguchi, T. et al., 2014, Meteorit. Planet. Sci.

れなかったであろう．それから，化学班の圦本さん，
坂本直哉さん，川﨑教行さん（北海道大）に感謝した
い．彼らが試 料を貸与して下さったことで，海外班

49, 185.
[6] Gu, L. et al., 2022, Geophys. Res. Lett. 49,
e2022GL097875.

員にも十分にリュウグウの宇宙風化試料を配付でき[7] Li, C. et al., 2022, Nat. Astron. 6, 1156.

た．出版にあたっては，海洋研究開発機構の伊藤さ[8] Ito, M. et al., 2020, Earth Planet. Space 72, 1.

んが Natu re Ast ronomyの編集者を紹介してくだ[9] Thompson, M. S. et al., 2019, Icarus 319, 499.

さったおかげで道が開けた．大いに感謝したい．ま[10] Thompson, M. S. et al., 2020, Icarus 346, 113775.

た，大気非曝露 ( S )TE Mホルダーの画像使用許可を[11] Burgess, K. D. and Stroud, R. M., 2018, Geo-

下さった株 式会社メルビルに感謝する．最後に，橘

chim. Cosmochim. Acta 224, 64.

さん率いる初期分析チーム，はやぶさ2プロジェクト[12] Noguchi, T. et al., 2023, Nat. Astron. 7, 170.

マネージャの津田雄一さん（ JA X A）率いるはやぶさ[13] Matsumoto, T. et al., 2024, Nat. Astron. 8, 207.

2プロジェクトメンバー，はやぶさ2プロジェクトサイエ[14] Dobrică, E. et al., 2023, Geochim. Cosmochim.

ンティストの渡邊誠一郎さん（名古屋大）に大いに感謝したい．この方々のおかげで，我々はリュウグウ試料を研究できたのである．

Acta 346, 65.
[15] Leroux, H. et al., 2023, Meteorit. Planet. Sci.,
https://doi.org/10.1111/maps.14101.
[16] Laforet, S. et al., 2024, Astrophys. J., in press.
[17] Noguchi, T. et al., 2023, Meteorit. Planet. Sci.,
https://doi.org/10.1111/maps.14093.
[18] Matsumoto, T. et al., 2020, Nat. Comm. 11, 1117.
[19] Matsumoto, T. et al., 2021, Geochim. Cosmochim. Acta 299, 69.

著者紹介
野口 高明
京 都大学 大学院 理学 研究 科地 球 惑 星科 学 専 攻教

隕石学・鉱物学．日本鉱物科学会，日本惑星科学会，

授．東京大学理学系研究科博士課程地質学 専攻修

日本顕微鏡学会，国際隕石学会，アメリカ鉱物学会

了．理学博士．日本学術振興会特別研究員，茨城大に所属．日本惑星科学会学会賞選考委員会委員，日学理学部助手，助教授，准教授，教授，九州大学基本鉱物科学会学会賞選考委員，国際隕石学会フェ

幹 教育院教授を経て，2021年 3月より現職．専門はロー等を務める．

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190

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その58
～ 雲頂の風と波 ～堀之内 武1「一番星へ行こう！」への寄稿は2020 年以来4 年ぶ

波数 1の惑星規模波動の変動を研究しました．

り2回目です．このぶんだと次は2028 年でしょうか．

過去には，ロム-スカーグル( L S )ピリオドグラムをそれまであかつきが元気に観測を続けてくれたら最使って V Exの365 nm 風を5~8 年分 解 析した研 究高です．というのも，今回の話題は，「 長く観測して初[ 3, 4]により，V Exの観測期間中に徐々に超回転がめて見えてくること」です．最近出版された論文 [ 1]の速くなっていたことが明らかになり，さらに周期二百話をします．こちら，地味だけど実はエポックメーキ

数十日程度の周期的な変 動の存 在も示唆されまし

ングと，自分では思ってます．

た．ただし，[4]は，この周期的変動には実体がなくあかつきの紫外線イメージャーU V Iは，365 nm

偽物である可能性があると解釈しました．[4]は[ 3]に付近と283 nm付近の2 つのフィルターで，雲による比べて，解析対象期間が数年多かったのですが，す

太陽光の反射を捉えます．365 nmは，いわゆる未知ると[ 3]より10%ほど短い卓越周期が得られました．

吸収物質によりコントラストが大きくつき，P ioneer

それが観測軌道の特 性に基づく人 為的な周期に近Venus O rbiter，Venus Expres s ( V Ex) でも採いことから，実体を疑ったという次第です．

用された伝統的な波長です．283 nmは，未知吸収[ 3]と[4]の見立てのどちらが正しいのでしょうか．

物質に加えて，S O 2 の吸収も起こります．両波長で捉

しかし，その問い以前に私は，ピリオドグラムを使っえられる模様には正の相関があり，似ていることがて時系列にフィットする単色波的な周期的変動をみ多いのですが，あまり似てないときもあり，そういうつけようとするアプローチ自体が必ずしも妥当ではときは283 nm画像で雲追跡を行って得られる風（以ないと考えました．フィッティング結果を時系列に重後 283 nm 風と呼びます）のほうが 365 nm 風より速ねると確かに似てはいるものの[ 3]，より長い期間のい西向きの風になってることが，これまでのあかつき

データを使うと卓越周期が 変わる[4]ということは，の観測により明らかになっています [2]．金星の自転

単一の卓越周期を探すことは必ずしも生産的ではなの向きも西向ですので，要するに283 nmで捉えられいことを示唆します．そもそも，流体の運動においてる「超回転」（ スーパーローテーション）のほうが，365は，周期的なほうが例外的でしょう．周期的な変動

nmでのそれより速いわけですが，それはより高高度は，周期的な外力への応答や，比較的特殊な自励振の風を反映することが多い結果と考えられています

動の結果として現れます．一方で，気象学の歴史で[2]．具体的な高度差は不明ですが．

は，連続的なスペクトルの形から様々な示唆が得ら

今回出版した論文 [ 1]では，2015 年末から2023 年

れてきました．たとえば，3 次元乱流のコルモゴロフ

3月までの7年強にわたるU V Iの観測から導かれた理論などの，スケール間相互作用によるエネルギー

283 nm 風と365 nm 風を用いて，超回転の変動と，等のカスケードの理論と観測，2次元乱流理論，飽和1.北海道大学地球環境研究院
horinout@ees.hokudai.ac.jp

内部重力波の鉛直波数スペクトルなどをあげることができます．後述する惑星規模波動の研究について

一番星へ行こう！ 日本の金星探査機の挑戦 その58 ～ 雲頂の風と波 ～／堀之内

191

も，先行研究におけるスペクトルの扱いには種々違
和感をもっていました．
そこで，金星大気の先行研究に倣うのではなく，気象学流にスペクトル解析を行うことにしました．ただし，観測ギャップの扱い等，気を付けるべきことがあり，よく考えないと簡単に落とし穴に落ちます．
詳しくは[ 1]に書きましたが，あかつきの紫外観測は（V Exでも），主に観測される「地方時」（ 実質的には
太陽直下点に相対的な経度）が概ね金星の公転とともに遷移していき，昼面の観測が難しい時期があることに伴うデータギャップができるほか，地方時に固定された潮汐成分が誤って時間変動に見えてしまうという作用があります．後者の問題を防ぐため，先行研究では特定の地方時の風 速に限って使うことが行われましたが [ 3]，それだと多くのデータを捨てねばならずギャップ期間も増えます．一般論として，ギャップが増えると，良いフィッティング結果が偶然得られてしまう可能性も増します．そこで，平均的な潮汐成分を引いた上で，全データを使うことにしました．試みの成否は，得られたスペクトルに，軌道遷移に伴う人工的な周期が現れるか否かで判断できま

図1：文献[1]のFig. 8c．365 nmによる緯度南北20度以内の平均
東西風のパワースペクトル．青はDFT，黒はLS法による．横軸は振動数または周期（ただし座標系は太陽直下点に基づいているので，東西波数0の場合に限る）．赤線は振動数の－1乗，－2乗に比例する傾きを表す．点線は振動数fについて
a(c+f 2) -1の形を主観的に当てはめたもの（a, c は定数）．詳し
くは[1]を参照のこと．

す．様々なテストと考察を行い，自信が持てるスペク
トルを得ることができました．

でしょう．一方，L Sは逆にスペクトルの期待値より大

図1は[ 1]に掲載したスペクトルの一部で，365 nm

きくしがちであることを示せます（ [ 1]のAppend i x．

での東西風のスペクトルです．283 nmの結果も似て恐らく既存のL S 法の解説にはないのではないかといます [ 1]．最初に結果の質に関わるやや込み入った思います）．両者の差が小さい数十日以上の周期で話を書くので，その点に興味のない方は，この段落は，データギャップの副作用は小さいと言えます．なは飛ばして次に行かれて構いません．図1は F F Tにお，そうなったのは全データを使ったからで，特定のよる離散フーリエ変換 ( DF T )の結果（青）と，L S 法

地方時のデータしか使わないと広範にギャップの影の結果（黒）の両方を含みます（L Sスペクトルはよく，響を受けてしまうことを，[ 1]に示しました．DF Tと実質的な周波数分 解能よりはるかに高い分 解能でL Sの両方の結果を示すこと，お勧めです（同様な先結果が示されます．単一の周期性の探索には良いの

行研究は知らないです．恐らくこれまであまりなかっですが，人為的に滑らかな曲線が得られて結果の安たのではないかと思います）．

定性に関する勘違いが起こりやすいことから，ここ

さて，図1には二百数十日周期の変動の卓越はあではDF Tと同じ分解能で表示しています．論文を読りません．一方で目立つのは，周期300日ぐらいから

むときは，こういうことも要注意です）．低周波では

高振 動数でスペクトルが規則的に減っていくことで主にDF TとL Sで補間の有無が異なることから結果

す．凡そ振 動数の－2 乗に比例して減ります．低周波が変わります．どちらが正しいということは言えないではスペクトルが頭打ちの傾向がみられ，線形緩和ので，両者の違いから不確実性が見えると考えるとのあるランダムウォークの位置のスペクトル（点線）によいでしょう．高周波ではシステマチックにL Sスペク

形が似ています．細かく見ると，周期500日ぐらいにトルのほうが大きくなります．DF Tでは補間により高スペクトルの落ち込みがありますが，それには意味

周波が抑えられがちなのは，考えればすぐお分かりがあるのか偶然なのかを判断するには，今後の研究

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192

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024を待つ必要があるでしょう．スペクトルは全般に連続

だし，やはり中立波として単純に鉛直上方に伝搬す的な様相を呈し，何らかの大気内部での変動によっるモデルを考えることは旗色が悪いと考えられますて超回転の速さが変動しているのではないかという[ 1]．

ことが伺えます．恐らく，単一の周期性を追求することにはあまり意味がないと疑われます．

以上のように，長期にわたる観測結果をきちんと料理し，よく考えて解釈するといろいろなことが見え

この結果は，気象学者の立場で考えると「まあそうます．超回転の変動要因に関する示唆，惑星規模波

だよね」というものです．でも，あまり気象学に慣れて動の変動からの存在領域等に関する示唆は斬新で，いない研究者にとっては，発想の転換を求めるもの

より長期にわたる観測による研究が 望まれます．あかもしれません（様々な科学分野で，変動の研究といかつきの運用期限はこれまで二度にわたって延長さえばトレンドか周期性の探求だと思っている人は多れてきましたが，2024 年度から5 年間，新たな延長がそうです…）．では，もしも超回転の変動のスペクト

認められました．その主な科学目標は長期変動の解

ルは連続スペクトル的だとすると，それは何によって明で，具体的なテーマ設定においては[ 1]が大きく役もたらされるでしょうか．今のところは，何らかの内立ちました．

部変 動によるのではないかということしか言えません．まさに今後の研究テーマです．
惑星規模波 動についても，7年強にわたるデータの解析より面白い示唆が得られました[ 1]．金星の雲頂付近の低緯度ではこれまで，超回転より少し速く伝播する，赤道ケルビン波に似た東西波数 1の波動と，超回転より少し遅く伝播する，赤道ロスビー波にもちろん，観測だけでなく，数値モデリング，そして理論的な研究も必要です．幅広い力を結集することで，今後も面白いサイエンスが展開できるのではな
いかと思います．

参考文献

似た東西波数 1の波 動が知られてきました（ [ 3]など[1] Horinouchi, T. et al., 2024, Journal of Geophysi-

多数の研究あり）．今回，前者は，超回転の速さのcal Research: Planets 129, e2023JE008221，
https://

変化にあわせて位相速度が変化することがわかりま

doi.org/10.1029/2023JE008221.

した．波の存在域が鉛直に狭く，雲頂付近に限られ[2] Horinouchi, T. et al., 2018, Earth, Planets, Spaceていると考えると説明はつきます．かつては地球の70，
https://doi.org/10.1186/s40623-017-0775-3.

成層圏におけるケルビン波とのアナロジーで，特に[3] Kouyama, T. et al., 2013, Journal of Geophysical

根拠なく下層からの伝播が想定されることもありま

Research: Planets 118, 3, https://doi.org/10.1029/

したが，それでは説明が難しいです．一方，赤道ロ

2011je004013.

スビー波的な波は比較的周期が安定しています．こ[4] Khatuntsev, I. V. et al., 2013, Icarus 226, 140，

れは，より深くから存在することと矛盾しません．たhttps://doi.org/10.1016/j.icarus.2013.05.018.

著者紹介
堀之内 武
北海道大学地球環境研究院教授．京都大学理学 研
究科地球惑星科学専攻修了．博士（理学）．日本学術振興会海外特別研究員（米国ワシントン大学），京都
大学生存圏研究所等を経て2020 年より現職．専門は気象学・地球流体力学．日本気象学会理事，気象集誌編集委員長を務める．

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惑星ラボからこんにちは！ その10 〜北海道大学・低温科学研究所 宇宙物質科学・低温ナノ物質科学グループ〜／木村193

惑星ラボからこんにちは！ その10
〜北海道大学・低温科学研究所
宇宙物質科学・低温ナノ物質科学グループ〜
木村 勇気1

1. 宇宙物質科学・低温ナノ物質科学グループについてやすく，多分野の研究者から異なる視点のコメント

北海道大学内には，宇宙理学専攻や地球惑星科が少ないという寂しさを感じる学生もいるようです．

をもらったり，議論したりすることができるなどのメリットがあります．逆に，苦楽を分かち合える同年代学専攻にも日本惑星科学会の会員が多く在籍してい当グループの研究目標は，氷表面や界面の構造とますが，ここでは低温科学研究所の二つの惑星ラボ

物理化学的特 性，宇宙の低温環境における種々のからなるグループを紹介します．当グループは，2023

物理過程，低温凝縮物質の物理化学特性を実験的

年に宇宙雪氷・宇宙物質科学グループから，宇宙物に明らかにすることを中心に，小惑星リターンサンプ

質科学・低温ナノ物質科学グループへと移行し，新しル（Ry ug u，B ennu）や炭素質隕石の磁場や有機物

いサイエンスも展開しています．

の分析など，幅広く研究を展開しています．次の章で当グループの教員メンバーは，渡部直樹（星間化学，原子分子物理学，表面科学），木村勇気（結晶成長，ナノ領域科学，宇宙鉱物学），大場康弘（宇宙地球化学），山﨑智也（結晶成長，ナノ領域科学，電子は，その一端を紹介します．

2. 研究紹介顕微鏡），日高宏（星間化学，表面化学，原子分子物

我々は，宇宙空間や地球・惑星大気で生じる原子・理学），柘植雅士（物理化学，表面化学，星間化学）

分子～ナノスケールのミクロな物理・化学現象素過程の6 名です．その出身は物理，化学，地学と幅広く，を様々な実験手法で研究しています．特に，宇宙空

括弧内の専門分野からも多分野にわたる研究者か間の低温領域や地球高層大気に存在するH 2 O固体

ら構成されていることが分かります．ここに，ポスド（氷）微粒子に着目し，そこで起こりうる物理・化学プ

ク，サポートスタッフ，学生を加えて，今年のメンバー

ロセスを中心に調べています．

は計16 名です．

氷微 粒子は地球のみならず広く宇宙に遍在してお我々教員は理学院の宇宙理学 専攻にも所属してり，その表面では地球惑星科学的に重要な様々な化います．学部には所属がありませんので，当グルー

学・物理プロセスが生じています．なかでも，星・惑星

プでは学部生は配属されません．そのため，学生の誕生以前の極低温領域（分子雲：T ～10 K）に存在

ほとんどが学外からきています．このような背景によするアモルファス氷微粒子（氷星間塵）表面では，極り，当グループは，教員，ポスドク，学生の順で人数

低温特有の原子トンネル反応が宇宙の始原分子（H 2 ,が少なくなっていくという特徴があります．おそらく，

H 2 O, C O 2 ）や有機分子の生成・進化・同位体分別に一般的な大学の研究室とは逆の人員構成になってい極めて重要な役割を果たしていると考えられていまます．この構成は，学生にとっては研究指導が受けす．また，原子トンネル反応などの，光やイオンが介

1.北海道大学低温科学研究所
ykimura@lowtem.hokudai.ac.jp

在しない（非 energet ic）極低温氷表面での反応は，化学・物理の分野でも研究例は限られており，広い194

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図1：表面反応実験装置の例．それぞれ特徴が異なる装置が9台あります．

分野に跨るフロンティアな課題として，当グループが構造を知ることができるため，液滴や準安定相を経世界を牽引しています．表面科学的な実験手法を用由するなど，多様な核生成過程に迫ることができていて氷表面での反応を包括的に調べたり，電子顕微

います．また，宇宙物質の生成過程を理解するには鏡や走査顕微鏡を用いてナノメートルサイズの微粒子

宇宙で実験する必要があると考え，航空機やロケッ（宇宙塵など）の生成過程や氷の表面構造・内部構造

トを使った微小重力実験も行っています．

などを調べたりすることを通して，その地球惑星科
学，および天文学の諸課題を解決することを目指しています．

・特徴的な顕微鏡装置
当グループには，他にはない特徴的な顕微鏡が 3

新しいサイエンスを切り拓くには，新しい実 験装台あり（図2），4台目を構築中です．超高真空極低温

置が欠かせません．当グループでは，独自の実験装

透過電子顕微 鏡は，極低温 基 板 上に氷を制御して置を立ち上げて研究を行ってきています．そこで，以作り，紫外線を当てたり，H 2 O 氷を基板としてその上下に主要な実験装置を取り上げることで，研究を紹にC Oなどの他の分子氷を作ったりすることで，分子介したいと思います．

雲内での氷粒子の形成過程を明らかにしてきています．フルイド反応透過電子顕微鏡は，水溶液中の反応を加熱，冷却，光照射条件下で観察することがで・表面反応実験装置
表面反応実験は図1に示すような超高真空実験装−8置を用いて行われます．装置内は10 –10−6き，小惑星内で起こる水質変質や結晶化の過程をナ

Pa程度

ノスケールでその場観察しています．超高真空極低の超高真空に保たれ，冷凍機によって10 K 程度ま

温原子間力顕微鏡は，これまで想像することしかでで冷却 可能な基 板 が 中心に設 置されています．基きなかった，分子雲内の宇宙塵の上に形成する氷の板上にはH 2 O 等のガスを蒸着し，試料固体を作製し形態に迫っています．最近は，これら3台の顕微鏡とます．試料には原子線，紫外線などが照射出来るよ

比べて高温高圧環境を作ることができる，低真空低うになっています．試 料固体はフーリエ変換型赤外

温走査電子顕微鏡を構築し始めています．

分光光度計によってその場観測され，真空中に脱離してきた分 子は四重極質量分析計や波長可変レー
ザーによって分析されます．

3. 教育と研究テーマ
大学院生には当グループが行っているいくつかの・宇宙塵模擬物質生成装置

研究テーマの中から，興味のあるものを選択しても宇宙塵と同様にガスからナノ粒子を生成すること

らい，スタッフと協力して実験を進めてもらいます．

ができる実 験 装置を作って，その生 成過程をレー

実験は超高真空，極低温，電子顕微鏡，原子間力

ザー干渉計や赤外線を用いて調べています．干渉計

顕微鏡などの最新の技術を用いて行いますが，実験

ではナノ粒子が生成する際の原子や分 子の付着確

初心者の方も，大学院修了時までに最先端の実 験

率と表面自由エネルギーを決定でき，赤外線で結晶技術を習得できるように指導します．入学時には P C

《目次へ

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惑星ラボからこんにちは！ その10 〜北海道大学・低温科学研究所 宇宙物質科学・低温ナノ物質科学グループ〜／木村

195

図2：当グループが構築した3台の特徴的な顕微鏡：（ 左）
超高真空極低温透過電子顕微鏡，（中）
フルイド反応透過電子顕微鏡，
（右）
超高真空極
低温原子間力顕微鏡．

を含め，特別な技術は要求しません．大学 4 年次でた後は，問題のない範囲で自由な時間に実験ができ理論系の研究室に所属していても，実験が好きであるようになります．現在は，平均すると2 週に1回程れば問題ありません．宇宙における原子分子レベル

度，実験の進捗や関連分野の最新の論文を紹介すのミクロな物理・化学プロセスに興味のある方，星間るセミナーを行っています．

空間や太陽系における化学進化に関する実験をした
い方，氷ナノ粒子やその固体表面における化学・物理研究室ウェブページ：

素過程に興味がある方など，出身学科によらず歓迎

htt ps : //w w w2. low tem . hokuda i . ac .jp/a st ro/

いたします．
初めの数ヶ月はスタッフの指導のもと実 験に慣れ

連絡先： yk i mu ra@low tem . hokuda i . ac .jpてもらいます．独力で装置の運転ができるようになっ

著者紹介
木村 勇気
北海道大学低温科学 研究所 教学院理学研究科地学専攻助教，北海道大学低温科

授．立命 館大学理工学 研究科物学 研究所准教授などを経て，2023 年3月より現職．

質 理 工学 専 攻 博 士 後 期 課 程 修

専門は，ナノ領域科学・結晶成長学．日本物理学会，

了．博士（理学）．学術振興会海外

日本結晶成長学会，日本顕微鏡学会，日本惑星科学

特 別 研 究 員として NA SAゴダー会などに所属．国際結晶学連合代議員，日本結晶成ド宇宙飛行センター，東北大学大長学会理事などを務める．

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196

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

遊星人の海外研究記 その14
〜コロナ禍でのアメリカ研究生活〜

大野 和正1

はじめに

代に, カリフォルニア大学で開催された系外 惑星大気のサマースクールに参加するため, 1ヶ月半サンタク

自 分 は2021年2月から2023 年1月末 まで， 日本

ルーズに滞在していました. そこで, 日本国内とは比学 術 振 興 会 海 外 特 別 研 究 員としてアメリカのカリ

較にならないほど多くの系外惑星研究者と交流する

フォルニア大 学 サンタクルーズ校 ( 以下 UC S C )で系

機会に恵まれ, 海外で研究者をするならサンタクルー

外 惑星大気に関する研究活動を行いました. 2 年とズがいいと思うようになりました.

いう長いとも短いとも言えない期間を海 外で過ごし

UC S C で は , 系 外 惑 星 大 気 分 野 の 権 威 であるていたわけですが, C OV I D -19によるパンデミック

Jonat ha n For t ney教授を受入先として希望しましやJ WS T 宇宙望遠鏡の始動など, 思い返してみるとた. 大学院時代からUC S CのX i Z ha ng 教授とは別

様々な出来事がありました. 今回は自分のアメリカで個に共同研究をしていて, Z ha ng 教授を受入先とすのポスドク体 験 記を書かせていただけるとのことでれば大学院の延長として円滑に研究を始められるとすので, 印象的だったことや苦労したことも踏まえていう考えもあったのですが, 気持ちを新たにポスドク紹介させて頂きたいと思います. 今後海外での研究生活を始めたいという思いもあってFor t ney 教授を活動を検討している方の参考になれば幸いです.

主な受入先に希望することを決めました. 事前準備

UCSCでのポスドクを選んだ経緯として, ポスドク先として希望している旨や取り組もうと当時思っていた研究テーマについて相談するため,
博士3 年が始まる直前の2月に1ヶ月ほど UC S Cに滞

自分は研究者を目指した段階で, 一回くらいは海在しました. UC S Cでポスドクをするため, 海外学振外でのポスドク活動を経験しておきたいという漠然と51 Pegasi b fel lowという2つのフェローに応募しとした思いが元々ありました. 何故このような考えにました. 後者は書類の推敲があまりできなかったこと至ったのかはあまり覚えていないのですが, 業界にもあり不採用でしたが, 海外学振は運良く面接で採残っている方々の多くが海外での研究生活を経験し用となり, 晴れてサンタクルーズでポスドク活動を行ていること, また自分が専門とする系外惑星大気分

えるようになりました.

野は海外勢力が圧倒的に強く, 一度海外の荒波に揉まれてみたいという気持ちがあったことが主な理由だと思います.

アメリカ渡航とCOVID-19

海外の渡航先としてUC S Cを選んだのは, 学生時

自分は2020 年春に博士課程を卒業したのですが,代からの縁があったためです. 過去のNew Face記

ポスドク生活を始めるにあたってC OV I D -19による事でも紹介させていただきましたが, 自分は修士時

パンデミックの 影 響をもろに受けることとなりまし1.国立天文台Ohno.k.ab.715@gmail.com

た. 元々は2020 年 4月からアメリカへと渡航する予定だったのですが, C OV I D -19の影 響によりアメリカ

遊星人の海外研究記 その14 〜コロナ禍でのアメリカ研究生活〜／大野

197

図1：出国時の閑散とした成田空港. 大多数のフライトが欠航となっていた.

への渡航ができなくなったという告知を3月第2 週に

図2：サンタクルーズで見れる野性のアシカ. 大体いつも寝ているかあまり可愛くない鳴き声をあげている.

受け取りました. 4月からの別の仕事のアテがあるわ
けでもなく, 唐突に梯子を外されたような気持ちでコロナ禍で募 集がそもそも少なかったり( 特にシェ呆然としたものです. 幸運なことに, 東工大の奥住聡

アハウスの募集は無かった) , 連絡をしても返事がな

教授や井田茂教授が 4月からの仕事に関して色々とかったり, 物件によっては米国発行のクレジットカー

気にかけてくださり, 急遽東工大で研究員となること

ドの利用履歴 (クレジットヒストリー)がないと門前払

でなんとか無職を回避することができました . 気にいだったりとかなり苦労しました . 当初は英語力にかけてくださった先生方には感謝の言葉もありませ不安があったので SM Sで家主への連 絡をしていまん. 当時は夏くらいには事態が落ち着いて渡航できしたが, 電話で問い合わせるようにし始めた途端にるようになるのではと淡い期待を抱いていましたが,あっさりと家が決まりました. アメリカの人々がメール

一向にパンデミックが収まる気配はなく, 新しい研ではなく電話でのやりとりを好むという文化を垣間

究生活を始められないことへの焦燥感が募る日々で見た瞬間でした.

した. 6月末には渡航自体は一応可能となったのですが, UC S Cサイドから「現時点での国際渡航はどうなるか分からない，推奨しない」と警告を頂いたこともあり, 結局2021年の2月まで渡航を延期することとな
りました.

サンタクルーズでの生活
サンタクルーズはアメリカ西海岸の海沿いに面する小さな街です. 夏は霧が出るほど涼しく, とても過ご

2021年2月に晴れて( ? ) 漸くアメリカに渡航するこしやすい気候となっています. ダウンタウンから徒歩とができました. フライト当日に成田空港・サンフラン

10 分ほどで浜辺まで行くこともでき, 多くの人がサーシスコ空港が閑散として人が全然いなかったのが記

フィンなどをして遊んでいました. また, 野性のアシ

憶に残っています(図1) . 渡航後は隔離期間もあった

カの溜まり場となっているスポットもあり, パンデミッ

為, 1ヶ月ほどホテル暮らしをして, その間にアパート

クも落ち着いてきた2022 年の夏は多くの観光客で賑探しや諸々の書類の手続きなどをしました. アパート

わっていました. 自分の休日の過ごし方としては, ダはcra ig sl istという物件検索サイトで探しましたが,

ウンタウンのカフェで平日手が回らなかった研究を進198

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

めて, 煮詰まってきたらビーチを散歩して野性のアシカを眺めたりしていました( 図2) . サンタクルーズはシリコンバレーの中心地であるサンノゼからバスで1時
間 , サンフランシスコまでバスと電車を乗り継いで3時間程度の場所に位置します. クリスマス休暇などのまとまった休みでは , サンノゼの日本食スーパーまで出向いたり, サンフランシスコまで弾丸旅行をしたりもしました.
サンタクルーズはナパバレーなどのワイン産地と近いことから, 日常的にカリフォルニアワインを楽しむ
機会が多々ありました. アメリカは食品などの物価も基 本的には高いのですが, ワインに関しては3~7ドル程度で十分に美味しいものにありつけたので日々の 癒しの 一 つとなっていました .また , 市 内のスー
パーでは豆腐や蕎麦といった日本の食品も日常的に買うことができたので, 食事で困ることはあまりありませんでした.

UC Santa Cruzでの研究活動

図3：初めてオフィスに訪れた日の窓からの光景. コロナで人がいなくなったキャンパスには野生動物が溢れかえっていた.

それらの研究を終わらせることに専念できました.

For t ney 研はアメリカ以外にもインドや中国など

UC S Cでは研究室ミーティングおよび惑星系研究

世界各国のポスドク・留学生が集結する国際色豊か

室全体で行う外部の人を呼んで研究紹介をしてもらな研究室です. 各々の研究分野も, 系外惑星・褐色うPlunchという二つのセミナーが毎週行われていま

矮星・太陽系氷衛星に関する理論・観測・実験と非常す. 週一回のFor t ney研セミナーでは , 担当者がセに幅広いテーマをカバーしていたのが印象的でした.

ミナー形式で30 分程度 進捗報告を行い, それに加For t ney教授自身が全ての分野を専門としていると

えて各研究室メンバーがそれぞれ数分で簡潔に近況いうわけでなく, 寧ろ積極的に他專攻やNA SAなどと先週の研究進捗を紹介するというスタイルとなっの外部の研究機関との共同研究を推進するといったていました. 毎週数分程度でも進捗報告をしなけれ文化でした.

ばならないことに加え, 他の研究室メンバーがどん

For t ney 研は2021年秋頃までセミナーや議論を

どん研究を進めているのを毎週聞くことになる状況

完全オンラインで行っており, 研究室メンバーも在宅というのは , コロナ禍で弛みがちな研究のペースを勤務を行なっていたことから, 自分が UC S Cのキャ保つ上でいい刺激となりました. Plunchはサンドイッ

ンパスに本 格的に通うようになったのは渡航してかチなどを持ち込んで昼ご飯を食べながら話を聞くセら半年ほど経ってからでした( 図3) . しばらくはアメミナーなのですが, スプレッドシートで講演者との個

リカにいながら議論などは全て自宅でオンラインで別ミーティングを予約制にするなど個々のミーティン行うというスタイルがしばらく続き,「これではアメリグにも重きが置かれている印象がありました. 実際 ,カに来ても来なくても同じだったのでは？」と思うこ

Plunchに招待した人とは国際 学会で立ち話をするとも多々ありました. しかし, 同じタイムゾーンで一緒程度に顔見知りになれたりしたので,アメリカの研究に研究ができる恩恵は想像以上に大きく, For t ney

者と知り合いになるいい機会となりました.

教授以外の多くのポスドクや学生等と研究議論をす

2022年には自分が Plunchの世話人の片棒を担ぐる機会に恵まれました. また日本でやり残した研究ことになったのですが, スピーカーを選出する際に分もいくつかあったため, 半年の在宅期間のおかげで野だけでなく人種やジェンダーのバランスも気にか遊星人の海外研究記 その14 〜コロナ禍でのアメリカ研究生活〜／大野

けていたのが印象的でした.

199

観測の解釈に携わることができました. J WS Tの重自分は系外惑星大気の雲形成の理論研究を主に要な初期成果の一つとして短周期ガス惑星大気から行なっているのですが, アメリカで感じた文化の違いのS O 2 検出というものがありますが, 当初はS O 2 の吸として研究スタイルの違いが 挙げられます. 東 工大

収線だということが誰も分からず, 皆で一丸となって時代は基本的には数値計算コードは自分で1から書

謎の吸収物質探しをしたのは良い思い出です. また,き, これまで調べられていない物理・化学の素過程

J WS Tによる科学的成果のみならず, 100人規模のについて調べる職人的な研究が多かった(今は違う

国際チームのマネジメントや論文執筆の流れを間近かも)ように思います．一方，アメリカの系外 惑星大で見ることが出来たのは非常に得難い経験になりま

気研究では既存の公開コードでパラメーターサーベ

した.

イをしたり, 既存のコード同士を組み合わせるだけといった研究が数多くありました. このスタイルの違い
は, アメリカの系外惑星大気分野の理論研究者は観測チームとの結び付きが強く, 山のように出てくる観

海外ポスドクを経験して良かった
こと・苦労したこと

測結果をいかに効率的かつ体系的に解釈するかが改めて振り返ると, 博士卒業 後の早い段階で海重要 視されていたことに起因すると思われます. 実

外 ポスドクを経 験 できたことには 大きなメリットが際, アメリカに移ってから自分も観測チームと共同研

あったなと感じています. 自分は, 博士時代には個人究をさせてもらう機会が一気に増えたので, 当たらで遂行する研究しか行なっておらず, 共同研究が殆ずも遠からずだと思います. 自分は正直, 他人が書いど無いことがコンプレックスでした. しかし, UC S C

た計 算コードに全 乗っかりするのはあまり好きではに移ってからは For t ney 教 授 が 色々な場所で自分なかったのですが, 折角の機会なのでアメリカでのを紹介してくださり, 大気観測チームとの共同研究

研究では公開コードを取り入れ, これまで手を出してに誘っていただく機 会 が 格 段に増えました . また ,いなかったトピックの研究 ( 例えば大気の温 度構造

For t ney 教授と一緒に研究しているとのことで, あや光化学計算 )にも幾つか取り組んでみました．個々

まり面識がない人から認知してもらえることも増えたの研究の紹介は本稿では割愛しますが, 公開コード

ように感じます. 研究活動を行うにあたって, 研究内の導入は車輪の再発明の時間を計 算結果の解釈に容の質が大事なことは言うまでもありませんが, 折当てることや, 自分が取り組める研究の幅を広げる

角のいい研究も認知してもらえないとインパクトが半ことに繋がったので結果的には良い試みだったので減してしまいます. サイエンスの質に直接関係するわはないかなと思っています.

けではありませんが，まだ駆け出しの若手研究者にUC S Cでの研究生活で最も大きなイベントとして,
J WS Tによる初の系外 惑 星 大気観測を外すことはとって, 海外で名前を売ることは今後のキャリア形成の大きな助けになるのではないかと思います.

できません . 2022 年7月にUC S C の O t her World良 かったことばかり書くのも公 平ではないので,Laborator y (OW L)による長期サマーワークショッ

海 外 生活で 苦 労したことも紹 介します. アメリカ生プが開催されたのですが, その最中にJ WS T E a rly

活において医療機関の不便さはそれなりのストレス

Relea se S cience ( E R S )プログラムの一番最初のとなりました. 自分は2022 年の春頃に突如に片耳の観測データが地球に届きました. そこからは複数の聴力が急激に落ちて, 突発 性難聴なんじゃないかと観測家がデータ解析に取り組み, 理論家チームが観耳鼻 科に行ったことがありました. ところが, アメリ

測結果の解釈に取り組み, 総勢100人以上が参加す

カの専門医は予約で埋まっており, 診れるのは早くるSlackチャンネルでは進捗報告・議論のメッセージても3週間後などと言われてしまい, 大変ショックをが連日飛び交っていました. 改めて, アメリカの系外受けました( 突発 性難聴は早期に治療しないと聴力

惑星コミュニティの巨大さ・層の厚さを痛感した出来が戻らない) . その時は, 予約なしで受診ができる総事でした. また, For t ney教授の推薦もあり, 幸運な合 急病 診 療 所 ( Urgent ca re)に行き, ただの中耳ことに自分も理論チームの一端としてJ WS Tの初期炎だったという診断を受けて事なきを得ました. ただ

《目次へ

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200

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図4：2022年夏のOWLサマーワークショップ最終日に撮影したFortney研の集合写真. この頃にはみんなマスクを外し, コロナ以前と近い夏を過ごすことができた.

「アメリカで突如大病を患ってしまったらどうなってし機会が格段に増えるなど, 帰国後の研究者としてのまうのか…?」という不安はその後も残り続けました.

キャリア形成にも良い影 響がもたらされている実感

海外で研究生活を考えている方は, 健康に一層気をが確かにあります. 海外ポスドクを行う恩恵は , 2~3

遣って生活することと, 事前に健康診断を受けて体に年で得られる短期的な研究成果より, 現地で生まれ

爆弾を抱えていないか確認することをお勧めします.

る海外 研究者と繋がりができることに寧ろあるのでまとめはと個人的に思います. 滞在 2 年目にもなるとコロナの影 響もだいぶ収まり, パンデミック以前に近い形
態で多くの人と交流することができました( 図4) . こ

自分の2 年間の海外 研究生活はパンデミックの影の2 年間が自分の研究者人生で代え難いものとなっ響を多大に受ける特 殊なものとなりました . 十分満たことは疑う余 地がありません. 最後に , 渡航まで足いくほど現地で研究が進められたかというと必ずの間気にかけて頂いた奥住聡 教 授 や井田茂 教 授 ,しもそうとは言えません. しかし, 海外ポスドク生活

UC S C でのポスドク生活を手厚く助けてくださったを経たことで, 国際学会で知り合いと立ち話するこ

Jonat ha n Fort ney教授とX i Zha ng教授にはこのとが多くなったり, 海外の研究者と共同研究をする場を借りて深く感謝したいと思います.

著者紹介
大野 和正
国立天文台 科学 研究部 特任研究員．東京工業大
学 理学院 博士課程修了．博士 ( 理学 )．東京工業大
学 研究員．カリフォルニア大学サンタクルーズ校にて日本学術振興会海外特別研究員を経て，2023年2月より現職．専門は系外惑星大気．日本天文学会，日本惑星科学会に所属．

《目次へ月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み 〜2023年度活動報告〜／小野寺，他

201

月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み〜2023年度活動報告〜
小野寺 圭祐1，2，佐伯 和人3，長岡 央 3，仲内 悠祐3，西谷 隆介4，
大竹 真紀子5，諸田 智克1（要旨）本稿では, 我々が 2023 年度に実施した「月科学コミュニティの活性化」を目的とした活動に関して報告を行う. 前半は, 月科学コミュニティメーリングリスト( Mo on-next)の運用状況および情報共有の場の整備状況について報告する. 後半では, 2024年3月にヤマハマリーナ琵琶湖にて開催した第15回月地殻研究会について紹介する.

1. はじめに
我々は , 昨今のパンデミックの影 響により月科学どを行なっている. メーリングリストに参加を希望す
る 場 合 は , 管 理 者 (mo onnext@g ma i l . com)まで問い合わせ願う.

コミュニティの縦横のつながりが以前と比べて弱化していることに問題意識を持ち, 2022 年より当該コ

2. 2

論文情報共有スペースの運用状況

ミュニティの活 性化を図るべく二つの取り組みを開今 年 度 は月科 学 を 包 括 的 にレビューした 論 文

始した [ 1] . 一つ目はコミュニティメンバーが 新 着論

( New Views of t he Mo on 2) が出版されるなど,文・最新の研究成果・公募などの情報共有が行える

月に関する様々な分 野での成 果 が 発 表された . コ

場の整 備 , 二つ目は対面での研究会の開催である.

ミュニティの若手メンバーも積極的に成果を上げて以下ではそれぞれの取り組みに関して, 2023 年度のおり, 不定期ではあるが, Mo on-nextメーリングリ

実施報告をする.

ストにて情報共有を行なっている. 新着論文リスト

2. 月科学に関する情報共有
スペースの整備状況
2.1( 2023年以降)は, 2024年3月31日時点で106件に達している. 特定のメンバーからの書き込みが多いため,まだまだ分野の偏りが見られるものの, データベース
として拡大が見られるのは吉報である.

メーリングリストの運用状況

昨 年度より運 用を再開した Mo on-nextメーリン

2. 3

現状の課題

グリストに関しては, 前回の報告より15名の新規メン

惑星科学会ホームページの月科学 研究会のWik i

バーを追 加し, 計 58 名となった ( 2024 年3月31日現ページのリニューアルを検 討しているものの, 実 際在 ) . 本メーリングリストでは, 月科学に関する研究会の作業に臨めていない. 当Wik iページは, 月科学コやセミナー等の案内, 新着論文の共有, 公募案内なミュニティ内での議論内容や近年の月科学の動向な1.東京大学
2.パリ地球物理研究所
3.立命館大学
4.宇宙航空研究開発機構
5.会津大学
onodera@eri.u-tokyo.ac.jp

どを学会全体にフィードバックする場としての役割を担うことを想定しており, 出来うる限り早く公開できるよう努めたい.

Technology Kanpur の Deepak Dhingra さんによる特別セミナーを実施した. 研究会および懇親会の様⼦を図1〜図 5 に⽰す.
202
日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024
表
1.研究会タイ研究会タイムテーブル．
表1：
ムテーブル．

表 2. 講演⼀覧．

招待講演
⽉初期マグマとマントルの形成プロセス：⾼地及び
PKT にお3. 3 開催情報
3.富樫茂⼦(産総研)
第15回月地殻研究会の開催報告
ける斜⻑⽯微量元素からの制約
日時：2024 年3月21日(木) 〜 3月23日(土 )3.1
趣旨
会場：ヤマハマリーナ琵琶湖( 1・2日目)/立命館大学び
松本晃治(NAOJ)
測地観測を利⽤した⽉深部構造の推定
⽉地殻研究会は，⽉科学者間の交流・密な議論をわこくさつキャンパス(
3日目)
⼀般講演
通じて，
「他分 野 への理 解・⾃⾝の分クレーターサイズ頻度測定に基づく野との関連性
開催形態：対面（一部ハイブリッド）
野間光葉(東⼤)Orientale 盆地との明確化・新しい研究テーマの発掘」を主⽬的として
参加人数：
23人
（うち学生4人）
Imbrium 盆地の放出物厚さの⽅位分布いる．研究会での議論を通じて，「そもそも⽉についタイムテーブル：荒⽊亮太郎(阪⼤)近⾚外分光による⽉⽕砕物検出⼿法の構築と全球観測て何がわかっていて何がわかっていないのか？」「新研究会のタイムテーブルを表 1に示 す. 1日目・2日目
⻄⾕隆介(JAXA)
⽉極域探査機（LUPEX）プロジェクト：⽉の⽔資源探査に向しい情報を得るためにはどのような観測が必要か？」は , 招待講演セッションに加え, 一般講演セッショ
けた観測戦略「現在検討されているミッションでどこまで迫れるのンを設け, 若手 研究者および学 生の発 表機 会を設
仲内悠祐(⽴命館⼤)SLIM 搭載 MBC の開発と⽉着陸後運⽤の難しさか？」等を研究者間で共有し，今後のコミュニティのけた. 表 2に示すように様々な分野の発表があり, 参
川島桜也(JAXA)
⽉⾯環境への質量分析器の応⽤可能性
活性化・⽉科学の進展につなげていくことを目指して
加者の知見を広める良い機 会になったと考える. 2
于賢洋(東⼤)⽉のマントル対流モデルと地殻研究との結びつきいる[ 1]．
日目の午後には各 発 表に対するフォローアップを行
⼩野寺圭祐(東⼤, IPGP)
新しい⽉震イベントの発⾒と⽉の地震活動度の評価
うとともに , 本 研究会の前週にアメリカで行われた
⻄⼭学(東⼤)線状重⼒異常から探る⽉膨張時の内部進化
3. 2

Luna r Pla net a r y S cience C on ferenceで の 関

テーマ

今回のテーマは「微量元素分析・測地観測から制連発表を参加者間で共有した. それらを踏まえ, 今

約する月のバルク組成と衝突条件」と設定し，以下の後の月探 査で行うべき科学 探 査 やどのように国際二名に招待講演を依 頼した．研究会の趣旨に則り，

探 査計画に関わっていくか等について議論した . 3

研究者間の密な議論を促すため，各講演者には二時

日目午後には , 希望者を対 象に立命 館大学E a r t h

間の発表時間を配分した．

& Space Explorat ion C enter お よび 小 林 泰 三

招待講演者一覧 ( 敬称略)：

先生の実 験 室の見学ツアー, I nd ia n I nst itute of• 富樫茂子 ( 産業技術総合研究所)• 松本晃治 (国立天文台)

3

Tech nolog y K a npu rのDeepa k Dh ing raさんによる特別セミナーを実施した. 研究会および懇親会

月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み 〜2023年度活動報告〜／小野寺，他

203：講演一覧．
表表22.
講演⼀覧．

招待講演
富樫茂⼦(産総研)
松本晃治(NAOJ)
⼀般講演
野間光葉(東⼤)荒⽊亮太郎(阪⼤)⻄⾕隆介(JAXA)
仲内悠祐(⽴命館⼤)川島桜也(JAXA)
于賢洋(東⼤)⼩野寺圭祐(東⼤, IPGP)⻄⼭学(東⼤)⽉初期マグマとマントルの形成プロセス：⾼地及び PKT における斜⻑⽯微量元素からの制約
測地観測を利⽤した⽉深部構造の推定
クレーターサイズ頻度測定に基づく Orientale 盆地とImbrium 盆地の放出物厚さの⽅位分布
近⾚外分光による⽉⽕砕物検出⼿法の構築と全球観測
⽉極域探査機（LUPEX）プロジェクト：⽉の⽔資源探査に向けた観測戦略SLIM 搭載 MBC の開発と⽉着陸後運⽤の難しさ
⽉⾯環境への質量分析器の応⽤可能性
⽉のマントル対流モデルと地殻研究との結びつき
新しい⽉震イベントの発⾒と⽉の地震活動度の評価
線状重⼒異常から探る⽉膨張時の内部進化の様子を図1〜図 5に示す.

題として, 地殻・マントルを構成する多様な岩石の情報の取得, 実験に基づく正確な分配係数の評価 , 地

3. 4

物探査による地殻・マントルの構造把握 , 分化モデル

議論の焦点とまとめ

本節では招待講演の概要とそこで指摘された課
題等をまとめる. 富樫さんの講演では, Toga sh i eta l . ( 2017; 2022) [2, 3]をレビューしていただき, 高地
お よ び P ro cel la r u m K R E E P Ter ra ne ( PKT )の発展, 原始惑星における分化過程の理解など様々

3な観点から議題を提案いただいた. これらのテーマについては次回以降の研究会でも議論を深めていきたい.

の斜 長 石中の微 量元素から月形成初期のマグマの松本さんには , これまでに実施されてきた月の測組 成を推 定 する方 法とそこから示 唆される月の 形

地観測とそれに基づき推定されてきたキーパラメー

成条件について解説いただいた . 発 表の前半では ,タ(ラブ 数 , 慣性モーメント, 重 力場 係数 , Qua l it y

アポロサンプルの 質量 分 析 結果 の 紹 介, 再 平 衡過

factorなど )についてレビューいただいた. また, 測程や分 配係 数に基づく親マグマの組 成 推定 , 親マ

地観測データとアポロの月震データを組み合わせて

グマ か ら の Bu l k composit ion of t he Si l icate

月内部 構造 の 推 定を行なった Mat su moto et a l .

Mo on’s ma nt le ( B SM ) の推定方法について紹介( 2015) [4]について解説いただいた. 当該論文の結論いただいた . 後半では , 従来のB SMでは Fer roa nとして, ( i )コア半径とマントル最下部の低速度・低粘A nor t hosite ( FA N )とPKTの両 方の 親マグマの性層( LVZ )の厚さにはトレードオフがあり, 双方の決組成を説明することが困難であることを示し, 双方

定には月震観測によるコアの反 射 波や低 粘性 層のを説明するには, cB SM (コンドライトとは難揮発性

透過波を捉える事が重要であること, (ii) 観測値を説

成分の組 成比が異なり, かつ原始惑星上の原始地明するためには LVZの厚さが少なくとも170 k mは殻成分に富んだ B SM )という新しいモデルが必要で必要であること, ( i i i ) 推定されたLVZの密度は高いあることが提案された. そのモデルをもとに, 巨大衝TiO 2 含有量を示唆 (>11 w t %)しており, この事実は突後の集積過程やK R E E P 玄武岩等の生成過程にマントルオーバーターン仮説を支持していること, をついて議論を展開された. 発表の最後には今後の課

紹介いただいた. 発表の最後には , G evorg ya n et204

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図1：研究会の様子．

図2：立命館大学宇宙地球探査研究センター見学ツアーの様子．

a l . ( 2023) [ 5]やWa lterove et a l . ( 2023) [6]を引用

3. 5

参加者の感想しながら, 仮定するレオロジーモデルによって得られ• Great ! Wonder f u l !

る内部構造が変わる可能性について紹介され, 内部• 非常にためになる研究会でした . ありがとうご

構造推定の仮定にもまだまだ曖昧 性を含む部分 がざいました.

あることを提示された. レオロジーに関しては, 本コ• 大変刺激的で良かった.

ミュニティの中で専門にしているメンバーがほぼいな• 当初は対面参加の予定でしたが, 急用が入っていため, 将来の研究会では地球観測コミュニティとしまい一部にZ O OMでしか参加できず残念での交流も視野に, 議論の展開・課題点の共有を試みした. そういう意味でもハイブリッド開催はありたい.

がたいです. いわゆる学会形式とちがって, 一つの発 表が長く, 基 本的なところから解説してくれるので勉強になりました.

月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み 〜2023年度活動報告〜／小野寺，他

205

図3：Indian Institute of Technology Kanpur特別セミナーの様子．

• 自分自身勉強不足ではありますが, 研究会の講演は大変楽しく, 勉強になりました.

4. まとめと将来展望• 十分な発表時間をとったため，論文や学会発表

国内月科学コミュニティの活性化を目的として, 情では聞けないような観測や実験の問題点や実情

報共有の場の整備および 研究会の運営を行なった.

などが聞けて大変良かったと思います．もちろ

前者については , Mo on-nextメーリングリストの登ん対面での議論は重要ですが，皆さん忙しい時

録者数の増加ならびに新着論文リストの拡大が見ら期でもありますし，できるだけ多くの人が参加でれ, 昨年度を比べるとコミュニティの運営基盤が整っきるという意味でハイブリッドはやむをえないとてきたように感じる. 後者に関しては, 第15回月地殻

思います．

研究会を開催した. 運営に関してまだまだ至らない• やはり対面での議論は大切だと感じました. 特

点はあるものの, 今回は参加者が 23 名と前回の二倍に今回は若手の発表者も多く, 色々な話が聞け

以上の人数が集まり, 我々の思い描く「対面での活発てとても刺激になりました . 最終日の立命 館大な議論の場」を実現できたと考える. 当研究会につい学のEa rt h & Space Explorat ion C enterのては , 運営体制を改善しつつ, 来年度以降も実施し見学も大変興味深かったです. 今後も研究会+ていきたい.

αの企画があると良いかと思います.
• 様々な方と議 論 させ て いただき, 非 常に楽しかったです.ありがとうございました.

我々の活動は月科学者間の交流に加え, 学生・ポ
スドクの育成にも注 力している. 今後も引き続きコミュニティメンバーとの交流を通じて, 学生・ポスド• 自身では手薄になってしまう分 野の方々とも密クが研究者として成長できる環境の整備 , 若手メンに交流議論できる機会が持ててためになりましバーの声が通りやすい雰囲気作りに努めていきたい.

た.
• これまで中々機会に恵まれず, 今回が初めての参加でした. 初めてお目にかかる研究者の方も

5. 謝辞

数多くいらっしゃり, 色んな方と議論させていた

月地殻研究会の参加者には心より感謝申し上げ

だける貴重な機会になりました . 是非また参加

たい．特に招 待 講 演を快 諾してくれた国立 天文台

させていただきたいです.

の松本晃治さん，産業技術総合研究所の富樫茂子• 今回も非常に刺激的で面白い講演の数々でとてさんには，研究会の趣旨に沿った形で話題を提 供も楽しかったです. ありがとうございました.

いただき，有意義なディスカッションの契機を与えて

206

図4：懇親会の様子．

図5：集合写真(ヤマハマリーナ琵琶湖にて)．

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

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月科学コミュニティの活性化に向けた取り組み 〜2023年度活動報告〜／小野寺，他

くれたことに深く感謝 する．また , 研究会 最終日に見学ツアーを開催してくださった立命 館大学E a r t h& S pa ce E x plor at ion C ent er ( ht t p s : //e s e c .
r it su mei . ac .jp/ ) の 皆様には , 参加 者に貴重な経験を提供していただいた. ここに感謝の意を示す.

6. 引用文献[1] 小野寺圭祐ほか, 2023, 日本惑星科学会誌遊星人
32, 153.
[2] Togashi, S. et al., 2017, Geochimica et Cosmochimica Acta 210, 152.
[3] Togashi, S. et al., 2022, Geochimica et Cosmochimica Acta 321, 375.
[4] Matsumoto, K. et al., 2015, Geophys. Res. Lett.
42, 7351.
[5] Gevorgyan, Y. et al., 2023, Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society 523, 1822.
[6] Walterova, M. et al., 2023, Journal of Geophysical Research: Planets 128, e2022JE007652.

207

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208

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

2024年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ

2024年日本惑星科学会秋季講演会実行委員長(九州大学LOC)

奈良岡 浩12024 年日本 惑 星科 学会 秋季 講 演会は対面で開 催

ら1件，の合計 2件までとします．発表の採否，およびします．以下は，2024 年5月末時点での開催案内でプログラム編成については，実行委員会が決定いた

す．最新情報は随時，講演会ホームページ https: //します．発表形式については申し込み時のご希望を

www.wakusei.jp/meetings/fallmeeting/2 02 4/

最大限尊重しますが，口頭発表希望が多数であったに掲載します．

場合，一部をポスター発表とする可能性があります．

1. 日程と会場
日程：2024 年9月24( 火 ) -26日(木)

予めご了承ください．
●口頭発表：会場で直接発表．1講演につき12分前後(質疑応答含む)を予定しています．

9月25日に総会，および最優秀研究者賞受賞講演を予定しています．懇親会は9月25日夕方に予定してい●ポスター発 表：会場で直接 発 表．コアタイムを設ます．

けます．用紙サイズは A 0 ( 横8 41 m m 縦1189 m m )会場：九州大学医学部百年講堂

です．

〒812- 8582 福岡県 福岡市東区馬出3-1-1九州大学●最優秀発表賞セッション

病院キャンパス内

本講演会において第一著者として発表する博士学位

https: //www.med.kyushu-u.ac.jp/100ko -do/を有していない学生会員は , 最優秀発表賞に応募で2. 発表形式について

きます.予備審査を通過された応募者には , 最優秀発
表賞セッションでの口頭発表(15分前後)と, 選考委員との議論を行って頂きます. 別途定める今年の応募●発表資格

要領に従ってご応募ください.詳細は本会メーリング

著者に本会の会員(発表申込み時にすでに会員資格

リスト(om l) および 本会ホームページ「2024 年 秋季を得ていること)を含むこと．著者に会員を含まない

講演会のお知らせ」でお知らせいたします.

申込みは受け付けません．
●発表形式とプログラム編成

3. 参加および発表の申込み方法

申し込みは 1：口頭発表 2：ポスター発表 3：どちらで本会ホームページの[参加 /発表 /予稿登録]よりお申もよい の3 種類で受け付けます．筆頭著者として申込みください．これらの申込みは，すべて本会ホーム

し込めるのは「口頭発表 」もしくは「どちらでもよい」

ページ上で行います．申込みには，( 1) 本会の会員番

から1件，「 ポスター発表」もしくは「どちらでもよい」か

号もしくは非会員登録番号，( 2) 本会ホームページに

1.九州大学大学院理学研究院 地球惑星科学部門
naraoka .hiroshi. 885@m.kyushu-u.ac.jp

会員または非会員としてログインするためのパスワー
ド，の両方が必要になります．本会への新規入会登

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2024 年度日本惑星科学会秋季講演会のお知らせ／奈良岡

録および非会員登録も本会ホームページから行ってください．なお，非会員登録には1日以上，新規入会

209

7. 懇親会費

登録には2 週間以上かかりますので，発表申込みを一般会員・非会員 5000 円，学生会員 3500 円

予定されている非会員の方はできる限り早目に登 録

懇親会は9月25日夕方に九大生協医系食堂で開催す手続きを開始してください．[ 参加 /発表 /予稿登 録 ]る予定です．

申込とは別に，参加費支払い手続きを行っていただ
きます（項目6.参照）．参加費の支払いなしに講演会には参加できませんので，ご注意ください．

4. 本秋季講演会までの主なスケジュール(予定)8. 交通手段
福岡市営地下鉄箱崎線「馬出九大病院前駅 」より会場まで徒歩 8分です．馬出九大病院前駅までの所要時間（市営地下鉄利用，乗り換え含む）は，福岡空港
から約30 分，博多駅から約20 分，天神駅から約10 分

2024 年7月1日(月) 参加申込，発表申込，支払い，予です．詳しくは九州大学医学部百年講堂ホームページ

稿原稿受付開始（https: //www.med.kyushu-u.ac.jp/10 0ko - do/

2024年7月19日(金) 発表申込締切，最優秀発表賞予access/）にてご確認ください．

稿原稿の締切2024 年 8月30日(金 ) 参加申込締切，予稿原稿締切，
支払い締切

5. 予稿集について

9. その他( 1) 託児を必要とされる方に会場近くの託児所を紹介することを検討中です．ご自宅等の近くで託児所も含めて，秋季講演会 参加のために託児所を利用

講 演会に先 立って本会ホームページにPDFを用意される方には託児費の補助があります． 詳しくはし，ダウンロードできるようにする予定です．

a lo c@wa kusei .jp までお問い合わせ下さい．

6. 参加費( 2) 会場では edu roa m の使用が可能ですが，高速な接続が必要な方は各自でモバイルルーター等をご用意下さい．

一般会員 6000 円, 学生会員 3000 円,( 3) 会場内での飲食は原則，認められていません．ま非会員 8000 円

た生じたゴミは各自でお持ち帰りください．

学部生・M1の学生の方は，発表をしない場合に限り(4) 会場を含む九州大学医学部キャンパスは建物内

参加費を無料とします．ただし，参加するためには学外とも全面禁煙です．ご理解をお願いします．

生会員もしくは非会員登録が必要で，かつ項目4.に( 5) このお知らせの内容は変更される可能性がありある参加申込 締切も同様に適用されます．シニア会

ます．ホームページで最新の情報をご確認ください．

員の参加費については，一般会員と同額とします．本( 6) そ の 他，L O C へ の お 問 い 合 わ せ は a lo c@

会ホームページ「2024年秋季講演会のお知らせ」から

wa kusei .jp までご連絡ください．

支払いサイト(イベント参加W E B受付システム「イベントペイ」を利用)に移動し，クレジットカードもしくはコンビニ決済で参加費の支払いを行なっていただ
きます．領収書は，支払い完了時に送信されるメール
記載のU R Lからダウンロードできます．

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210

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

New face
天野 香菜1 (フランス国立自然史博物館)
こんにちは，天野香菜 (あまのかな)と申します．中村 智樹 教 授のご指 導のもと，2023 年9月に東 北 大
学で博士号 ( 理学 )を取得しました．また，博士課程では東北大学の国際共同大学院プログラムを利用してフランスのグルノーブル・アルプ大学に数か月滞在し，Er ic Qu i r ico 教授やP ier re B eck教授にもお世話になりました．2023年11月からは，パリにあるフランス国立自然史博物館のMat h ieu Roskosz 教授のグループで地球外物質の研究を続けています．
わたしは水や有機物に富む小惑星( 炭素質小惑星)

物質であると予想していたと思いますが，実際に回がどのような物質組成を持ってどのように太陽系内収された試料は含水鉱物や揮発 性物質に富む物質に分布をしているかに興味を持っており，これは太でした [ 1, 3]．これは隕石と小惑星の反射スペクトル

陽系の歴史を復元するうえで必要不可欠な情報であの絵合わせ的な単純比較では炭素質小惑星の組成ると考えています．小惑星の組 成分布の解明には，を正確に推定できていなかったということを意味し観測で得られる小惑星の反射スペクトルを物質科学ています．これを踏まえ，わたしの博士研究ではリュ的な観点から解釈 (どのような鉱物組成か，どれくら

ウグウ試料とリュウグウ試料に最も近い鉱物組成をい水があるか)する必要があります．そこで，学生時もつ炭素質隕石（CIタイプ）の反射スペクトルや鉱物

代は水や有機物に富む小惑星から地球に飛来した学的特徴の比較を行い，CIタイプ炭素質隕石が地球

炭素質隕石の鉱物組成・水分量・反射スペクトルの分

大気の酸素や水などによって酸化・水 和すると反射析を行い，互いに比較することで，物質科学的な特スペクトルが宇宙にあった状 態から大きく変化する

徴と反射スペクトルの特 徴の紐づけをするという研という結論に至りました [4]．隕石が地球環境で変質究に取り組みました．

することはある程度知られていましたが，その変質

博士課程在籍時には，探査機はやぶさ2が小惑星が反射スペクトルに与える影響が不明だったために，リュウグウから回収した試料の分析をする機会に恵小惑 星リュウグウの反 射スペクトルからその組 成をまれました [1, 2]．これは，天体の反射スペクトルにも正確に推定できなかったということです．これまで小とづいて小惑星の物質組成を推定し，回収試料でそ

惑星表面の「宇宙風化 」によるスペクトルの変化は議の答え合わせをすることができる貴重な機会であっ論されてきていましたが，今後はさらに隕石の「地球たといえます．小惑星リュウグウの観測スペクトルは風化」を考慮して小惑星の反射スペクトルの解読に挑加熱されて部分的に脱 水した隕石のスペクトルに似むべきだということがいえます(どのように考慮すべ1ていたので，ほぼ全員がリュウグウは加熱脱 水したきか，という点についてはさらなる研究が必要です)．

1.フランス国立自然史博物館
kana .amano@mnhn.fr

1

大気のない小天体の表面物質は宇宙線や宇宙塵にさらされて変質が進んでいる．

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New face

はやぶさ2 計画の大きな目標の一つは，小惑星の観測と隕石の分析という二つの研究領域の橋渡しであったと認識しています．はやぶさ2を通していろい
ろなことが分かってきた一方で，小惑星と隕石の間のギャップはわたしたちが想像していたよりもずっと大きかったといえると思います．今後の分 野間の連携において，自分の役割は隕石屋としての足場を固めつつ，小惑星の観測の領域に向かって橋を架けていくことだと認識しています．そのために隕石の物質
科学の理解を深めつつ，観測のいろはについても学
ぶ機会があればと考えています．
さて，わたしの現所属について紹介したいと思います．学 位 取得 後は， リュウグウ試 料 の 初 期 分 析からのご 縁 で， フランスの 研 究 者たちによる小 惑
星回 収 試 料を分 析 するプロジェクト( 研 究代 表 者：
Rosario Brunetto博士，Mathieu Roskosz 博士 )に参加し，小惑星回収試料や隕石試料の分析に取り組んでいます．博士研究を踏まえ，次は隕石の鉱物・化学組 成をじっくり眺めて理 解したいと思っていたので，これは願ってもない機会でした．所属先の国 立自然 史 博 物 館には 膨 大 か つ貴 重な隕 石 試料が収められており，博物館所有の分析装置はもちろん， 近隣のソルボンヌ大学や国内の放 射 光 施 設( E S R F，S OL E I L)などいろいろな装置を利用する
機 会に恵まれています．せっかくフランスにいるので，CIタイプ炭素質隕石の代表格でありわたしが博士研究の苦楽をともにしたO rg uei l隕石が回収されたO rg uei l 村にも聖地巡礼に行けたらなと画策しています．
フランスに来てからは非常にエキサイティングで学びの多い毎日を過ごしており，これ以外の選択肢をとった自分を想像できませんが，在学中は研究や進路についてかなり悩み，周りの方々にたくさん相談させていただきました．また中村教授をはじめとする先生方にはときには辛抱強く見守っていただき，ときには超特急で対応していただくなど先生方の寛大さに大いに甘えてしまいました．この場を借りてお礼を申し上げます．これからは自分の力で立ち，オリジ
ナリティのある研究を進めていけるよう精進したいと思います．どうぞ，よろしくお願いいたします．

211

参考文献
[1] Nakamura, T. et al., 2022, Science 379, 6634
eabn8671.
[2] 中村智樹ほか, 2023, 日本惑星科学会誌 遊星人
32, 226.
[3] Yokoyama, T. et al., 2022, Science 379, 6634
eabn7850.
[4] Amano, K. et al., 2023, Science Advances 9:49
eadi3879.

《目次へ

212

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

2024年度助成事業２件公募のご案内

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は宇宙科学分野に者対象おける学術振興を目指し，2024 年度も引き続き下記

応募締切り2025 年2月28日：2025 年 4月から2025 年の助成事業を行います．それぞれの応募要項の詳細

9月の期間に開催初日が予定される国際学会の参加は当財団のホームページ：http: //www.spss.or.jp者対象に掲載しています．それぞれの公募に対する応募申請に際してはホームページご参照の上，申請書をダ
ウンロード・作成いただき必要な書類を添付の上，財（2）
国際学会開催の支援団宛に電子メール（admin@spss.or.jp）で申請下さ●支援対象

い．奮ってご応募いただくようご案内申し上げます．

宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究（1）
国際学会出席旅費の支援

所，大学等）で，宇宙理学（飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連する理学研究）及び宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する国際学会，国際研究集会の●支援対象

国内開催を主催しようとする団体．リモートでの開催

宇宙理学（飛翔体を用いた観測，探査，実験に関連も支援対象です．

する理学 研究）および宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する独 創的・先端的な研究活動を行ってい●助成金額・件数：一件あたり20 〜50万円程度，年る若手研究者（当該年度4月2日で35歳以下），また

間4件程度

はシニアの研究者（当該年度4月2日で 63歳以上かつ定年退職した者）で，国際研究集会で論文発表また●申し込み受付時期

は主要な役割などが原則として確定している者．海

応募締切り2024 年8月31日：2024 年10月から2025年

外で開催される国際学会に限ります．リモートでの参3月の期間に開催初日が予定される国際学会対象

加の場合でも参加費（上限 5万円）については支援し

応募締切り2025 年2月28日：2025 年 4月から2025 年

ます．

9月の期間に開催初日が予定される国際学会対象●助成金額・件数：一件あたり10 〜30万円程度，年間●照会先10 件程度公 益 財 団 法 人宇 宙 科 学 振 興 会 事 務 局

http: //

www.spss.or.jp●申し込み受付時期〒252- 5210

応募締切り2024 年8月31日：2024 年10月から2025年

Ema i l : ad m in@ sps s . or.jp

3月の期間に開催初日が予定される国際学会の参加

Tel : 042-751-1126（ 火，木）

1.公益財団法人 宇宙科学振興会 事務局
admin@spss.or.jp

神奈川県相模原市中央区由野台3-1-1

《目次へJSP S I nformation

213

JSPS Information◇日本惑星科学会第165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165回運営委員会議事録
期間：2024 年2月22日（木）～2月28日（水）
議題：2023 年度秋季講演会の講演会費の赤字補填について
運営委員会委員：
出席（22 名）
竝木 則行，今村 剛，中村 昭子，玄田 英典，保井 みなみ，奥住 聡，関根 康人，大竹 真紀子，千秋 博紀，
小林 浩，田中 秀和，諸田 智克，瀧川 晶，三浦 均，横田 勝一郎，中本 泰史，亀田 真吾，関 華奈子，村上 豪，
百瀬 宗武，野村 英子，癸生川 陽子
欠席
（1名）
臼井 寛裕
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go ogle for mから回答．
議題：
2023 年度秋季講演会の講演会費における学会からの79, 310 円の補填について，承認を求める．
経緯：2023 年秋季講演会は広島大学が組織委員会として実施された．
今回，会場として検討されていた広島大学の東広島キャンパス理学部棟が改修工事中であり，法学部移転のため市内の東千田キャンパスも使えなかったため，市内の2 つの施設を会場とした．
アクセスが良かった一方，物価高騰の影響で会場費が高額となり，学部長裁量経費と学科研究拠点協賛費を獲得したものの，全額分の補填には至らなかった．

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214

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

以上の理由により，事後の補填申請となってしまったが，学会から赤字分の79, 310 円の補填をお願いしたく，ご審議いただきたい．
審議結果：
議案は原案のとおり承認された（可22・否 0）．
以上◇日本惑星科学会賛助会員名簿2024 年 6月25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 )・NV 5 G eospat 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．
* 2024/9** 2024 年9月25日（水）-9月27日（金）日本流体力学会 年会 2024(a ) フォレスト仙台( b) 日本流体力学会(c) 問い合わせ先：年会 2024 実行委員会（ jsf m 2024- ad m in@g r p.tohoku . ac .jp）

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編集後記
こんにちは．編集幹事の関口です．私は教員養成

ので，サクラもウメも一緒．モクレン科のキタコブシ

大学で天文学を教えています．小学校免許に必要なやケシ科のエゾエンゴサク，カタクリも全部一緒．一

初等理科，大部分の受講生が文系分野の講義では緒と言えば桜の開花宣言と満開宣言が同日なんて年暦の話から始めます．二十四節気は皆さん言えますもあります（今年は旭川では開花日が 4/24，満開日

でしょうか．読み方はにじゅうしせっき．にじゅうよん

は4/26でした）．私の北大ピリカ望遠鏡出張がこのとは言わないようです．季語にもよく使われますが．

大型連休直前でした．旭川から北に1. 5 時間の名寄

講義で扱うまで私もあまり聞きなれない語句なんかまでの道中．若いキタキツネに会いました．ウグイスもありました．芒種とか白露とか．あと節分と立春のはまだ下手くそなナワバリ主張．ハクセキレイが運転違いとか（立春 : 冬至と春分の中間の節気，節分 : そ中の車の前を横切り，上空でオオハクチョウのV字飛の前日）．

行が見えました．冬眠から覚めたヒグマも活動を始

啓蟄は虫たちが土からはい出し，動物たち(ホ乳

めたようで，この日，名寄の住宅街でハンターによっ類? )が眠りから覚め，植物・花たちが繁茂する頃で，て駆除されたとのTVニュース．今朝も道内7ヶ所で

今年は3月5日でした．もちろんこれは本州でのこと．

ヒグマの目撃情報とN H Kが伝えています．今年は昨

北の大地，北海道ではちょうど今時期に相当しそう

日5/6が日本で一番遅い桜開花（根室）となりました

です．本号の著者締切が 4/27，それに続く私の編集(チシマザクラ)．北の大地は春いっぱい．(そんな私作 業出版社入稿 締 切が 本日5/ 7．大 型連休 明けでは春風邪をこじらせ，大型連休 38℃台の中これを書す．この時期，北国には春が一気にやってきます．桜いています. とっ散らかって，時節ネタあまり締まら前線は梅前線にちょうど津軽海峡あたりで追いつく

ず，オソマツ…関口)216

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

編集委員
三浦 均 [ 編集長]
関口 朋彦 [ 編集幹事 ]荒川 創太，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，
小玉 貴則，坂谷 尚哉，杉山 耕一朗，瀧 哲朗，瀧川 晶，田中 秀和，谷川 享行，長 勇一郎，
成田 憲保，野津 翔太，はしもと じょーじ，濱野 景子，本田 親寿，諸田 智克，山本 聡，和田 浩二
2024 年 6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33巻

第2号

一部 1,925円（税込・送料込）三浦 均（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
日本惑星科学会事務局〒604- 8206
京都市中京区新町通三条上ル町頭町112 菊三ビル2階 201号室（StartupSide Kyoto）
Tel : 075 -708 - 5984
e - ma i l : st a f f @wa kusei .jp（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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