日本惑星科学会誌
第22巻
目

遊・星・人

第4号
次

巻頭言

185

かぐやスペクトルプロファイラが発見した新しいタイプの月の火山砕屑物

186

月の海の玄武岩組成が示唆する月マントルの進化史

194

粘弾性変形理論に基づく月測地データの解釈：月進化史への示唆 鎌田 俊一

200

寺田 健太郎
特集「月の火成活動からみた熱進化」

山本 聡，中村 良介，松永 恒雄，小川 佳子，石原 吉明，諸田 智克，平田 成，その他4名
加藤 伸祐，諸田 智克，山口 靖，大嶽 久志，大竹 真紀子


特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」
海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価
後藤 和久，飯嶋 耕崇，和田 浩二，今村 文彦，常 昱207「スペースガード」とは何か 吉川 真，山口 智宏

214

スペースガード観測の現状

222

チェリャビンスク隕石の現地調査報告 高橋 典嗣，吉川 真

228「フロンティアセミナー・テキスト」地球惑星環境進化論 第2回234

浦川 聖太郎，高橋 典嗣，浅見 敦夫，西山 広太，奥村 真一郎，坂本 強，その他4名



門屋 辰太郎，渡邉 吉康，関根 康人，田近 英一「2012年度最優秀研究者賞受賞記念論文」
観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証 成田 憲保


エポックメイキングな隕石たち その１ 〜Allende隕石～ 木村 眞，野口 高明

242
252

系外惑星「遠い世界の物語」その１ 〜SEEDSによる太陽型恒星GJ 504を公転する系外惑星の直接撮像～ 255
葛原 昌幸，田村 元秀，SEEDS/すばる望遠鏡/AO 188チーム

火の鳥「はやぶさ」未来編 その４ ～ C型小惑星をもちかえる～

261

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その21 ～あかつき（PLANET-C）の広報活動～

269

研究会開催報告「衛星系研究会：衛星観測から探る衛星形成環境」

274

2013年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告 木内 真人

277

橘 省吾，はやぶさ2サンプラーチーム

大月 祥子，あかつきプロジェクトチーム

谷川 享行，奥住 聡，木村 淳，倉本 圭，大槻 圭史「ALMAを利用した太陽系天体観測セミナー」開催報告 佐川 英夫，中川 広務，前澤 裕之 280
はやぶさシンポジウム2013開催報告 安部 正真

284

新刊書評 関根 康人

286

JSPS Information

288

表紙デザイン：BROOKS■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

Contents
PrefaceK. Terada

185

Special issue : Lunar volcanism and thermal evolution

A new type of pyroclastic deposit on the Moon revealed by the Spectral Profiler
onboard Kaguya/SELENE
S. Yamamoto, R. Nakamura, T. Matsunaga, Y. Ogawa, Y. Ishihara, and 6 authors
186
The thermal and structural evolution of the lunar mantle indicated by thecomposition of lunar mare basalts
S. Kato, T. Morota, Y. Yamaguchi, H. Otake, and M. Ohtake
194
Interpretations of lunar geodetic data based on viscoelastic deformation
S. Kamatatheory : Implications for the lunar evolution200Special issue : Chelyabinsk superbolide/meteorite fall and Impact risks

Tsunami risk assessment for the oceanic impact on Earth

K. Goto, Y. Iijima, K. Wada, F. Imamura, and Y. Chang
M. Yoshikawa and T. Yamaguchi

207
214

S. Urakawa, N. Takahashi, A. Asami, K. Nishiyama, S. Okumura, and 5 authors

222

N. Takahashi and M. Yoshikawa

228

What is Spaceguard ?
Status of spaceguard observations

Report on field survey in the Celyabinsk meteoriteEvolution of surface environments of the Earth and terrestrial planets : II
S. Kadoya, Y. Watanabe, Y. Sekine, and E. Tajika
N. Narita

234
242

M. Kimura and T. Noguchi

252

Observational testing for giant planet migration theories
Epoc-making meteorites (1) ―Allende meteorite ―Tales of distant exoplanet worlds（1）― Direct imaging of an extrasolar planet in orbit around the sun-like star GJ 504―
M. Kuzuhara, M. Tamura, and SEEDS/Subaru Telescope/AO 188 team255

Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future（4）― Bringing back pristine sampled from a C-type asteroid ―S. Tachibana and Hayabusa2 Sampler Team261

― Education and public outreach activities ―S. Ohtsuki and AKATSUKI Project Team

269

Road to the first star : Venus orbiter from Japan（21）Report of Workshop on Satellite Systems

T. Tanigawa, S. Okuzumi, J. Kimura, K. Kuramoto, and K. Ohtsuki

M. Kiuchi
Report of Planetary Science Frontier Seminar 2013
A report on the seminar for solar system observations using ALMA

H. Sagawa, H. Nakagawa, and H. Maezawa

M. AbeReport of The 1st Symposium of Solar System Materials
Y. SekineBook review
JSPS Information		■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

184

274
277
280
284
286
288

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185

巻頭言

巻頭言
不 易 流 行【不易流行】いつまでも変化しない本質的なものを忘れない中にも，新しく変化を重ねているものをも取り入れていくこと．また，新味を求めて変化を重ねていく流行性こそが不易の本質であること（Goo 辞書）．
巻頭言の依頼があった時，正直，荷が重いと思ったのだが，まあそういう年齢になったということなのだろうとお引き受けする事にした．駄文散文，ご容赦頂きたい．
惑星科学の面白みの１つは，普遍性と多様性（特殊性）の絶妙なバランスだと思っている．ほぼ同じ材料物質からできた地球型惑星の進化と現在の多様な姿はその最たる物である．1995
年以降，続々と太陽系外惑星が発見され（本稿執筆時に 1000 を超えた），惑星形成は普遍的なプロセスであることが明らかになった一方で，「われわれの太陽系は，あまねく存在する多様な惑星系の一形態にすぎない」というパラダイムシフトが起こった．
「水」惑星とよばれる地球の誕生と進化が普遍的であるならば，この広い宇宙に生命体が我々だけってことはあり得まい．
だとすれば，生物進化にも卓越した普遍性が存在するのだろうか（地球型生命と似た形態），はたまた多様性が効くのだろうか（全く未知の生命形態），興味は尽きない．2011 年には主星の11束縛を受けない浮遊惑星なる物まで発見され，我が銀河系に恒星と同程度（10 個）も存在するという（Sumi et al. Nature 2011）．惑星の概念を根底から覆すようなコペルニクス的転回点に，我々は差しかかっているようである．
さて，話は変わるが，学会や科学界の進化発展にも，普遍性と多様性の絶妙なバランスが重要だと思っている．より遠くを観る（望遠鏡），より小さいものを観る（顕微鏡），より遠くに行
く（探査），より濃度の低い物を観る（高感度化），より短時間の変化を観る・より早く計算する（高速度化），などは普遍的な技術進化の方向性であろう．しかし，大型予算がついて，猫も杓
子も同じ市販装置を購入する風潮は，学会や科学界の研究スタイルが画一化することを意味し，健全とは言えない．科学の発展には多様性も不可欠で，
例えば「ビッグピクチャーを描ける人材」と「重箱の隅を緻密に研究できる人材」が共存共栄し，両輪となって学問分野を牽引するべきである．
先人方のご尽力で 1992 年に発足した日本惑星科学会も人間に例えると，もう「成人」．今後，成熟した「大人の学会」へと持続的に進化発展を続けるには，不易流行の精神で，「10 を 15 や20 に発展させる」メインストリームを踏襲しながら，「０から１を生み出す」萌芽的な minorityにも優しい時空間を醸成することが必要不可欠である．外縁天体のような minor bodies や，他
分野から参入してきた，どこの派閥にも属さない「浮遊惑星」にもハビタブルな学会であって欲しいものである．
10 月某日 泡盛のグラスを傾けながら．
．
．
寺田 健太郎（大阪大学大学院理学研究科）■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

185

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186

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「月の火成活動からみた熱進化」

かぐやスペクトルプロファイラが発見した新しいタイプの月の火山砕屑物
山本 聡 ，中村 良介 ，松永 恒雄 ，小川 佳子 ，石原 吉明 ，
4
3
5
6
1
諸田 智克 ，平田 成 ，大竹 真紀子 ，廣井 孝弘 ，横田 康弘 ，
5
春山 純一
1

2

1

4

2

2013年9月18日受領，2013年11月1日受理．

（要旨）かぐや搭載のスペクトルプロファイラを使った観測により，熱の入江にある火山砕屑物で，可視域の吸収および 2 μm 付近に強い吸収を示す珍しい反射スペクトルを見つけた．スペクトル解析の結果，これらのスペクトルは，鉄およびクロムに富むスピネルを含む火山砕屑物によるものであると考えられる．月面上の他の火山砕屑物領域ではこのような物は見つからないことから，熱の入江は月の中でも特殊な火成活動があった場所であると考えられる．

定波長帯での反射スペクトル観測）によって，可視吸1. はじめに収に似たものが見つかったという報告があるが，その月周回衛星「かぐや」など各国の最近の月探査衛星

真偽についてはよく分かっていない [7]．というのは，による連続反射スペクトル観測により，月の主要鉱物

可視吸収は 1 μm 吸収や 2 μm 吸収と比べて吸収深さが（輝石・斜長石・カンラン石等）やマグネシウムが支配浅いため，マルチバンド観測では信頼のおける判断は※1的なスピネル （以下では Mg スピネルと呼ぶ）に富む

難しいからである．

場所の全球分布が明らかにされつつある [e.g. 1-6]．こ

そこで，我々はかぐや搭載のスペクトルプロファイ

れらの鉱物は，波長 0.8 μm 〜 2.3 μm において特徴的ラ（以下 SP）[1] の連続反射スペクトルデータを使って，な吸収（以下では，1 μm 吸収および 2 μm 吸収と呼ぶ）

月面上における可視吸収の捜索を行った [13]．その結を示す．一方，1 μm および 2 μm 吸収以外に可視域の果，顕著な可視吸収を示す特定領域を発見することが0.6-0.7 μm に特徴的な吸収（以下では可視吸収と呼ぶ）

できたが，その地質的およびスペクトル的特徴を詳しを示す鉱物の存在が知られている．例えば，層状珪酸

く調べていくと，月の火成活動に関わる興味深い事実

塩 [7]，火山ガラスの一つであるブラックビーズ [8]，に繋がることが分かった．そこでここでは，SP によチタン鉄鉱 [8,9]，衝突溶融物 [10]，単斜輝石 [11]，ス

る可視吸収の発見についての紹介と，そこから推定さピネル族の一部 [12] 等である．しかしこれまで，月面れる月の火成活動について議論したいと思う．

上において明らかな可視吸収を持つスペクトルが観測されたという報告はない．一例，ガリレオ探査機によるマルチバンド観測（連続波長ではなく，離散的な特1. 国立環境研究所
2. 産業技術総合研究所
3. 会津大学
4. 名古屋大学
5. JAXA/ISAS
6. ブラウン大学
yamachan@gfd-dennou.org■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

186※1. スピネル鉱物は，酸素の立方的パッキングの4面体席（A）と8面体席（B）をAB2O4の比で持つ鉱物である．月面に産出するスピネル鉱物は，A席をFeやMgがほとんどを占め，B席
をCr, Al, Tiが濃集する傾向にあり，FeCr2O（クロム鉄鉱），
4Fe2TiO（ウロボスピネル），CrとMgを少し含むFeAl2O（ク44ロム・プレオネイスト）などの固溶体となっている．

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かぐやスペクトルプロファイラが発見した新しいタイプの月の火山砕屑物／山本 他

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2. 月面上で可視吸収を示す特定領域の発見
2.1 SPデータによる可視吸収サーベイ
SP は月全球にわたって連続反射スペクトル観測を行った．その為 SP の全データ（約 7000 万スペクトル）を解析することで，特定鉱物の月表面分布を明らかにすることができる．実際に，SP 全データを使った特定スペクトルサーベイ研究により，極めて純度の高い
斜長岩（Purest Anorthosite または PAN）が支配的な
領域 [1,3,5]，低 Ca 輝石を多く含む岩石が支配的な領域[2]，およびカンラン石を多く含む岩石が支配的な領域[4] の月全球分布が明らかにされている．
今回は，これと同じく全 SP データから可視吸収を持つスペクトルだけを探しだすということを行った．
このスペクトルサーベイでは，全 SP データの中で波
図1： SPが見つけた可視吸収を持つスペクトルの例（実線；F4,
C2, B14は図3で示されている検知地点）．ここでは反射ス
ペクトルから連続光成分（コンティニューム）を引いた後のスペクトルを示している．比較のため，SPによって月の他の場所で発見された，極めて純度の高い斜長石（Purest
AnorthositeまたはPAN），カンラン石を多く含む岩石，低Ca輝石を多く含む岩石の反射スペクトルも示した（破線）．
縦点線は0.65μm，0.97μmおよび，2.0μmに相当．

長 0.5-0.8 μm の反射スペクトルが下に凸になっている
データだけを選び出している．図 1 に SP で発見された可視吸収の例を示す．0.8 μm より短波長側に注目すると，0.65 μm を中心に下に凸になっている浅い吸収を見ることが出来る．一方，PAN や，低 Ca 輝石を多く含む岩石やカンラン石を多く含む岩石の場合，この波長域では鉱物種によらず上に凸になっており，可視図2： 可視吸収が見つかった70箇所の全球分布（△点）．背景の図はかぐやSPの750nmで作成された
アルベドマップ．また顕著な2μm吸収を示すスピネルスペクトルが見つかった場所を◯点で示す．比較のために月面上の代表的なDMD（75箇所）[8]の分布も示した（◇印）．また本文中で引用されるDMD及びアポロ15号の着陸地点について場所と名前も記した．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

図4： 可視吸収が検知された領域においてMI の波長750 nm バン
ドで撮像された反射率画像．四角（約500m×500m のSPのフットプリントサイズに相当）で示した二箇所が可視吸収の検知地点．これらは暗いダークハロークレーターの上に相当している．

（全 SP データのわずか 0.0001% !!）．面白いことに，検知された 70 スペクトルは，月面上の限られた領域（コ
ペルニクスクレーターの東南方向）でのみ見つかることがわかった（図 2）．また，局所的に見ると（図 3），
地形的に高地に分布しており，海に覆われている領域
では見つからない事がわかった（印刷物の図 3 が白黒
図3：（a）可視吸収が見つかった70箇所（◯点）．背景の図はかぐや地形データ[15]（白黒でわかりにくい場合は，電子版や[13]のカラー図を参照していただきたい）．（b）（a）図の点
線で囲まれた領域について拡大した分布図．背景はTCによるアルベドモザイクマップ[14]．黒っぽい部分（熱の入江の火山砕屑物領域）にそって検知地点（△点）が分布している．

でわかりにくい場合は，電子版のカラー図を参照していただきたい）．さらに，地形カメラ（TC）[14] による
アルベドモザイクマップと比較すると，可視吸収を示
す場所は，比較的暗い領域にそって分布しているのがわかる．実はこの暗い領域は，熱の入江と呼ばれる火
山砕屑物からなるダークマントル堆積物（DMD =

吸収とは明らかに特徴が異なる．つまり 1 μm や 2

Dark Mantle Deposit）に相当する．DMD は地球の火

μm の特徴に関わらずこの可視域にのみ注目すること山で言えばハワイで見られるような火の噴水（Fireで，可視吸収を持つスペクトルだけを選別することがFountain）による噴火によって撒き散らされたマグマ可能となる．もちろん，このような解析が出来るのはの飛沫が周辺に堆積して形成したものと考えられていSP の持つ高い波長分解能と高い S/N によるものである [8]．また，各検知地点について TC やマルチバンド

ることは言うまでもない（従来のマルチバンド観測でイメージャー（MI）[3] を使って詳細解析を行った所，は不可能である）．

いずれも暗い火山砕屑物の上でのみ見つかることが分

2.2

可視吸収を示す場所の全球分布と顕著な2 µm吸収かった．例えば，
図 4 では，
ダークハロークレーター（表

上記のアルゴリズムを 7000 万スペクトルに対してにより表面に撒き散らされたもの）が見られるが，可適用すると，わずか 70 スペクトルだけが選別された

視吸収が見つかるのはこの上のみであり，他の明るい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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層の下にある黒い物質（この場合は火山砕屑物）が衝突

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場所では一切見つからない．他の 68 箇所の検知地点

トルのうち，スピネルスペクトルが 87 箇所で見つかについても同様に，MI または TC による詳細解析をった（サーベイの詳細は [13]）（検知地点について図 2行った所，いずれも図 4 のように暗い火山砕屑物と解に表示した）．その結果，（1）
それらの検知地点は過去釈されるものの上でのみ見つかることが分かった．

に報告がされている Mg スピネルが見つかった場所を

さらにこれらの可視吸収を示すスペクトルは，顕著含むこと，（2）熱の入江で見つかるスペクトルスペク

な 2 μm 吸収を示すという特徴を持つ．図 1 の代表的

トルは可視吸収を示すが，他の場所で見つかるスピネ

なスペクトルでは，いずれも 2 μm 付近に非常に深い

ルスペクトルでは可視吸収は一切見られないこと，

吸収がみられる．また 2 μm 吸収に比べると吸収深さ（3）熱の入江以外の DMD ではそもそもスピネルスペ

は弱いが，1 μm 吸収も見ることが出来る．ここで思クトルが見つからない事が分かった．

い出していただきたいのが，今回のスペクトルサーベ
イのアルゴリズムでは 0.8 μm より長い波長のデータ

2.3

可視吸収を示す物質の正体は使用していないにも関わらず，検知されたスペクト

可視吸収と同時に顕著な 2 μ m 吸収を示す物質の正ルはいずれも顕著な 2 μm 吸収を示すことである．つ体はなんなのであろうか？上でも述べたように，可視まり可視吸収と顕著な 2 μm 吸収は同じ物質からのも吸収を示す鉱物としては（a）層状珪酸塩，（b）衝突溶のである可能性が高いと考えられる．

融物，（c）ブラックビーズ，（d）チタン鉄鉱，（e）単斜

ところで，顕著な 2 μm 吸収を示す鉱物としてスピ

輝石や（f）スピネル族が考えられる．一方，今回見つネルが挙げられる．実際月面上で見つかっている Mg

かったものはいずれも火山砕屑物の中で見つかること

スピネルを多く含む岩石に富む場所は非常に強い 2

から，
（a）や
（b）の可能性は極めて低いと考えられる．

μm 吸収を示す [e.g. 6]．そこで可視吸収を示すスペク

また，
（c）や
（d）は 2 μm 吸収を示さない [8,9] ことから，

トルが見つかった場所とスピネルに富む領域の関連にSP が見つけたものとは異なる．さらに（e）であるが，ついて調べるために，2 μm 吸収に着目した「スピネル

地球上に存在する単斜輝石の中で Fe による可視吸スペクトルサーベイ」を行ったところ，7000 万スペク

収と 2 μm 吸収の両者を示すものがあることが知られ

3+

図5：（a）可視吸収を持つスペクトルの2μm吸収と1μm吸収の深さ比（△印）．点線は深さ比が0.4の場合の直線．SPによって発見された輝石を多く含む岩石が支配的な領域に対するデータ（●印）と比べると，可視吸収を持つスペクトルでは，2μm吸収の深さが１μm吸収とくらべて非常に深い．（b）SPが見つけた可視吸収を持つスペクトル（実線）と実験室で測定された鉄に富むスピネルのスペクトル（破線）の比較．両者は0.65μmや1μm，2μmでの吸収特性（縦点線）がよく似ている．一方，他のDMD（e.g.,タウラス・リトロー）のスペクトルとは似ていない（薄い点線）．

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190

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013ている [11]．しかし，1 μm と 2 μm 吸収の深さの関係なる．一方，2.2 章で見たように熱の入江以外の DMDについて調べてみると，今回見つけたスペクトルの持では顕著な 2 μm 吸収を示すスペクトルは見つからな

つ 1 μm と 2 μm 吸収の深さ比の特徴は，輝石が多く含かった．つまり，月面上に数多くある DMD の中で，まれる岩石とは明らかに異なる（図 5（a））．

熱の入江の DMD だけが鉄やクロムに富むスピネルを

結局何が候補として残るかというと（f）であるが，大量に含むということである．なお月面上では別のス

確かに，スピネル族の中に可視吸収を示しかつ顕著なピネル族である Mg スピネルが支配的な場所が多数見

2 μm 吸収を示す鉱物がある [9,12]．例えばウルボスピ

つかっているが，いずれも衝突クレーター構造に付随ネルがあげられる．しかし，ウルボスピネルは波長 1しており [e.g.6,13]，他の DMD では一切見つかっていμm や 1.5 μm で反射スペクトルの急増を示すため [9]，ない（なお Mg スピネルは可視吸収を示さない [12]）．

図 1 でみたように 1 μm 吸収をもつスペクトルの特徴

以上のことから，熱の入江は月面上で大量のスピネルとは相容れない．一方，鉄やクロムに富むスピネルが見つかる唯一の DMD であり，他では観測されてい（e.g., 鉄スピネルやクロム鉄鉱）は可視吸収，適度な 1ない鉄およびクロムに富むスピネルを持つ極めて特殊

μm 吸収，顕著な 2 μm 吸収を併せ持つ [12]．実際，図な火山砕屑物からなるということが分かった．

5（b）のように，実験室で測定された鉄に富むスピネ
ルの反射スペクトルと比較すると，SP が見つけたス

3. 熱の入江で起きた火成活動

ペクトルと非常に似た特徴を示す．さらに 70 スペク
トルの中には可視吸収，１μm 吸収，2 μm 吸収に加えこの熱の入江の DMD の特殊性は何によって作られて，1.3 μm に弱い吸収を示すものが見つかる（例えば，たのだろうか？残念ながら，我々は確固たる答えをま図 1 の B14）が，それらはクロム鉄鉱の特徴であるこだ持っていないが，現時点でわかりうる限りの事実にとが知られている [12]．以上のことから，我々は，こ基づき，ありそうなシナリオ（仮説）について議論しての熱の入江の火山砕屑物中には，鉄やクロムに富むス

みたいと思う．

ピネルが大量に含まれると結論づけた（より詳しいス
ペクトルに対する考察は [13]）．

2.4

熱の入江の特殊性

3.1

熱の入江の形成史

最初に，この熱の入江の形成史について考察を行ってみたいと思う．まず，これらの火山砕屑物が分布し月には多数の DMD が存在する（図 2）．しかし従来ている領域は地形的に高地に位置する事がわかっていの研究で，熱の入江だけが特殊であるというような報

る（図 3
（a）
）
．ただし，高地に位置するがゆえに起伏

告はなかった．例えば，クレメンタイン探査機によるがあることと，火砕堆積物起源のレゴリス層は他のレマルチバンドデータを使った DMD の分類研究によるゴリスと比べて比較的ルーズであり，数百メートルサと，熱の入江はチタンの量が高く，またブラックビー

イズのクレーターの保存状態が良くないことから，

ズを大量に含むという点で，タウラス・リトロー，リDMD が堆積した年代をクレータ年代学から直接的に

マエボーデ，蒸気の海の DMD と同じ分類であると報決定する事は難しい．一方，DMD 領域と海の南西側

告されている [8]．一方，今回のサーベイで熱の入江の境界をみると地形との対応が良いことから，この一以外の DMD では可視吸収および顕著な 2 μm 吸収を帯に堆積した DMD を雨の海からの玄武岩溶岩が覆い示すスペクトルは見つかっていない．実際に幾つかの隠しており，高い場所に堆積した DMD だけが海に覆DMD について直接反射スペクトルを調べてみても，われずに残ったと考えられる．従って，その層序関係

可視吸収は見つからなかった（図 5（b）にタウラス・リをもとに，DMD が堆積している高地と DMD 南西の

トローの反射スペクトルの例を示す）．ところで，海の年代を調べることで，形成年代の上限および下限

PAN やカンラン石に鉄およびクロムに富むスピネル

を与えることができる．そこで TC の画像データを使が含まれている場合は，浅い吸収である可視吸収が見って DMD が堆積している高地と DMD 南西についてえなくなることが予想される．しかし，その場合でもクレーターのサイズ分布測定を行った．その結果を図

スピネルの持つ顕著な 2 μm 吸収は観測されることに6 に示す．概ね，高地におけるクレーター個数密度は■2013遊星人Vol22-4_製版.indd190

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191

熱の入江DMD

他のDMD
地殻

一時滞在による

マントル

スピネル生成揮発性物質を含むマグマ

揮発性物質を含むマグマ

図7： 熱の入江DMDの生成シナリオのポンチ絵．他のDMDとの違いは，下部地殻の深い所（10km 以深）での一時滞在によるスピネル生成過程の有無．

図6： 熱の入江DMD の南西側の海（◯印）およびDMD の高地（▼
印）におけるクレーターサイズ頻度分布．目安として30.0
億年および38.5億年のモデル年代を破線で示した．

１の C2 と F4）．また，約 10 億年前に形成されたコペ
ルニクスクレーターの放出物が上に覆いかぶさったことを考えると，元々の火山砕屑物はさらに大規模に広がっていた可能性も考えられる．たとえば仮に熱の入海のものと比べて高いことがわかるが，数 100 ｍの大江がコペルニクス領域も含めこの一帯 10 度× 10 度程

きさでは保存が良くないため海領域の個数密度よりも度の領域に広がっていたとすると，その総面積は約 9少なくなっている．このデータに対してモデル年代解（2,940万 km に な る． こ れ は タ ウ ラ ス・ リ ト ロ ー析 [16] を 行 っ た と こ ろ， 高 地 の 年 代 は 約 38.5（+0.6/（6,620 km ）のように月の代表的km ）やリマエボーデ− 1.1）億年で，海領域は 31.7（+1.2/ − 2.6）億年と見積な DMD と比べても桁違いの大きさであり，さらに [8]もられた．これより熱の入江 DMD の形成年代は 31.7において最も大きいとされているアリスタルコス

2

2

2

2

〜 38.5 億年前と考えられる．なお，この高地の年代は， DMD の 49,013 km をも凌ぐ大きさである．つまり，雨の海盆地の形成年代 38.5 億年 [17] とよい一致を示す．

この領域で起こった鉄やクロムに富むスピネルを含む

以上のことより，以下の様な形成史が考えられる．まマグマの噴出は，月面上で最大規模の噴出イベントでず今から 38.5 億年前に雨の海盆地が形成され，その周あった可能性が考えられる．

辺に放出堆積物による高地領域が形成された．その後，火山砕屑物が噴出しこの周辺一帯に大規模な DMD が

3.2

成因

形成されたが，31.7 億年前に吹き出した玄武岩の海が鉄またはクロムに富むスピネルを大量に含む火山

この一帯の低地を埋め尽くし，現在我々が観測してい砕屑物の成因はなんであろうか？最近行われた室内実る熱の入江の姿を形成したと考えられる．

験によれば，アポロ 15 号着陸地点で見つかったグリもしこの解釈が正しいとすれば，図 3 で見たようにーンガラス組成のマグマと斜長岩組成の岩石が，地下熱の入江が東西にわかれている理由は，単純にその間

10 km よ り 深 い 所 で 反 応 す る と， 鉄 に 富 ん だ（>5の低地が玄武岩の海で覆われたことが理由と考えられwt%）スピネルが生成されると報告されている [18]．

る．つまり，雨の海盆地の形成後，鉄やクロムに富む

このことより，成因シナリオとして，以下のようなも火山砕屑物はかなり大規模に噴出し，高地だけでなくのを提案したい．まず，今から 32 億年以上も前に，低地も含めこの周辺一帯を埋め尽くした．しかし 31.7

マントル中の深い所で生成したマグマが表面に向かっ億年程前に流れ出てきた玄武岩の海が低地の火山砕屑て上昇するが，熱の入江ではなんらかの理由で 10 km

物に覆いかぶさり，熱の入江 DMD を東西にわけた可より深いところの下部地殻で一時的に滞在した（図 7）．

能性が考えられる．実際，可視吸収は熱の入江の東側

そこで下部地殻の斜長岩と反応することで，鉄やクロと西側の両方で見つかっているが（図 3），それらの反ムに富むスピネルが生成される．一方，その後におい射スペクトル特性に違いは見られなかった（例えば図ても，深部から上昇してきた揮発物質が下部地殻に滞■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

191

2013/12/13

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192

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

在中のマグマにどんどん追加される．時間が経つにつクロムに富むスピネルによるものであると考えられる．

れマグマ中の揮発性物質の割合も増え，ある臨界点を

月面上の他の火山砕屑物ではこのような物は見つから超えたところで月面最大規模の噴出を起こし，大量のないことから，熱の入江は月の中でも特殊な火成活動

火 山 砕 屑 物 に よ る DMD が 形 成 さ れ た． 一 方 他 の史を持つ領域である可能性が高い事がわかった．そのDMD では，マグマの下部地殻での一時滞在は 10 km

成因については今後様々な面から議論されていくことよりも浅い領域で起こった（または一時滞在そのものが重要だろう．またそこからのサンプルリータンは地がなかった）ため，鉄やクロムに富むスピネルが生成

球 - 月系の揮発性物質の起源に関して重要な情報を持されなかった．つまり，下部地殻におけるマグマの一たらしてくれることが期待される．

時滞在の深さによる違いが，熱の入江 DMD の特殊性を作った要因ではないかという仮説である．

謝 辞

残念ながら我々はこの成因シナリオに対して決定的な証拠をもっているわけでないので，そもそも 10 km

鉱物学的解釈を進める上で有益なコメントを頂きまより深い所での一時滞在が何故ここでだけ起こったのした武田弘先生に感謝いたします．また査読者としてかも含め今後様々な検証を行う必要がある．一方で，数多くの有益で建設的なコメントをして頂きました佐もしこのシナリオが正しいのであれば，この熱の入江

伯和人先生に感謝致します．

を生成したマグマには，地下深部で大量の地殻物質を溶かしこんでもなお，DMD として噴出するのに十分

参考文献

な割合の揮発性物質を含んでいた可能性が高い．つまり，この熱の入江には水などの揮発性物質がそれなりに高い割合で含まれることが期待される．実際 Saal
たちによって，グリーンガラス内部に水が含まれることが報告されている [19]．また同位体解析によれば，[1] Matsunaga, T. et al. 2008, Geophys. Res. Lett. 35，
L23201.
[2] Nakamura, R. et al. 20, Nature Geoscience 28,
NGEO1614.

それらの水は彗星起源ではなく C 型小惑星に近いもの[3] Ohtake, M. et al. 2009, Nature 461, 236.

であることが報告されていることから，それらの水は[4] Yamamoto, S. et al. 2010, Nature Geoscience 3, 533.

彗星などにより外部から持ち込まれたものではなく，[5] Yamamoto, S. et al. 2012, Geophy. Res. Let. 39,

月マントルの深部起源である可能性が高い [20]．つまり，地球 - 月系の形成時または直後に月深部に取り込まれた揮発物質が月の深部に保持されていると考えら

L13201.
[6] Pieters, C.M. et al. 2011, J. Geophys. Res. 116,
E00G08.

れるわけである．そのような水を多く含む可能性のあ[7] Vilas, F. et al. 2008, Earth Planets Space 60, 67.

る熱の入江の火山砕屑物に対するサンプルリターンを[8] Gaddis, L.R. et al. 2003, Icarus 161, 262.

行うことにより，太陽系の初期情報とりわけ地球 - 月[9] Reiner, M.A. et al. 2009, Geophy. Res. Lett. 36,

系における揮発性物質に関する貴重な資料を得ることができると期待できる．このような事から将来探査候補地点として熱の入江は非常に興味深い場所であると我々は考えている．

L02201.
[10] Tompkins, S. et al. 1997, Lunar Planet. Sci. XXVIII,
abst 1255.
[11] Cloutis, E.A. and Gaffey, M.J. 1991, J. Geophys. Res.
96, 22809.

4. まとめ[12] Cloutis, E.A. et al. 2004, Meteoritics & Planetary
Science 39, 545.

かぐや搭載のスペクトルプロファイラを使った観測により，熱の入江にある火山砕屑物で，可視域の吸収および 2 μ m 付近に強い吸収を示す反射スペクトルを見つけた．スペクトル解析の結果，これらは鉄および■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

192[13] Yamamoto, S. et al. 2013, Geophys. Res. Lett. 40, doi:
10.1002/grl.50784.
[14] Haruyama, J. et al. 2008, Earth Planets Space 60 (4),243.

2013/12/13

14:00:54

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かぐやスペクトルプロファイラが発見した新しいタイプの月の火山砕屑物／山本 他

193[15] Araki, H. et al. 2009, Science 323, 897.
[16] Morota, T. et al. 2009, Geophys. Res. Lett. 36, L21202.
[17] Stoffler, D. et al. 2006, in New Views of the Moon (eds
Jolliff, B.L. et al.), 60, 519 (The Mineralogical Societyof America).
[18] Prissel, T.C. et al. 2012, Lunar Planet. Sci., XLIII,
Abstract, 2743.
[19] Saal et al. 2008, Nature 454, 192.
[20] Saal et al. 2013, Science 340, 1317.

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

193

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14:00:54

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194

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「月の火成活動からみた熱進化」

月の海の玄武岩組成が示唆する月マントルの進化史
加藤 伸祐 ，諸田 智克 ，山口 靖 ，大嶽 久志 ，大竹 真紀子
1

1

1

2

2

2013年9月18日受領，2013年10月30日受理．

（要旨）固体惑星の形成と進化の体系的な理解に向けて，地球型惑星の小型端成分である月の初期進化を理解することは重要である．しかし，月のマグマオーシャンからの固化過程やその後の大規模な構造変化の有無については未だに良く分かっていない．その解決の方法として，月の海の玄武岩の組成を調べることは非常に有効である．海の玄武岩の組成と噴出年代との関係からマントルの水平・鉛直方向の組成に関する情報が得られる可能性があり，それによって月マントルの進化モデルを制約できると期待される．そこで我々は，
月周回衛星「かぐや」搭載のマルチバンドイメージャによる分光データから算出された溶岩流のチタン含有量と，噴出年代との関係を調べた．本論文では，その成果とそこから考えうる月マントルの進化シナリオについて考察する．

終的に残液には KREEP（カリウム−希土類元素−リ

1. はじめにンの総称）と呼ばれる元素群が濃集した．このように
月は地球型惑星の小型端成分であり，月の進化を理解することは地球型惑星の進化の理解に必要不可欠でしてつくられた月マントルの組成は深部では低チタン，
浅部では高チタンであったと考えられる．

ある．ところが，月の進化史については未だに理解さマグマオーシャンからの固化に伴ってマントルの上れていないことが多い．例えば，月の初期の主要イベ部に濃集したイルメナイトは下部のマントルに比べてントであるマグマオーシャンからの固化過程や，マン

密度が大きいため重力的に不安定な状態であったと考

トルオーバーターンの様な大規模な構造変化が起こっえられる．そのため，マントルの密度構造の逆転が起たかどうかについてはよく分かっていない．

こったことが指摘されており，これはマントルオーバ

月の起源を説明する有力なモデルとして，現在最もーターン仮説と呼ばれる [2]．もしこの仮説が正しい

広く受け入れられているのが巨大衝突仮説である [1]．

ならば，構造変化によって上部マントルに多く含まれ衝突による莫大なエネルギーのため，形成当時の月はていたチタンは深部に沈み込んだはずであり，深部ほ

マグマオーシャンと呼ばれる全球が溶融した状態であど組成は高チタンとなったであろう．マントルオーバったと考えられている．次第に冷えるにつれてマグマーターンは月の表裏の二分性形成やダイナモの駆動，オーシャンからまず始めに晶出するのはかんらん石やマントル再溶融の原因となったことが指摘されており輝石であり，これらの鉱物は液相に比べて密度が大き[3-5]，このようなマントルの密度逆転が起こったかど

いため，沈んでマントルを形成する．その後，マグマ

うかはその後の月進化を左右した重要な問題である．

オーシャンの固化が進むにつれて，斜長石が晶出，浮海の玄武岩にはチタン含有量に多様性がある．この上し，地殻を形成した．さらに固化が進むと，チタン

多様性はマントルの組成不均質を反映していると考えを多く含むイルメナイト（FeTiO3）が晶出し始め，最られ，マントル内でのチタン含有量の分布を理解することがマントルオーバーターンの有無や，その後の月

1. 名古屋大学大学院環境学研究科
2. 宇宙航空研究開発機構
katou.shinsuke@h.mbox.nagoya-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

194

マントルの進化過程を制約する重要情報をもたらすと期待される．月の 3 次元熱史計算研究によると [6]，月2013/12/13

14:00:54

月の海の玄武岩組成が示唆する月マントルの進化史／加藤 他
図1
（a）

195

図1（b）

90°
W

75°
W

60°
W

45°
W

30°
W

15°
W

37°
W

0°

36°
W

35°
W

34°
W

33°
W

30°
W

31°
W

32°
W

（b）

（a）
50°
N

50°
N

40°
N

雨の海

40°
N

19°
N

19°
N

18°
N

18°
N

17°
N

17°
N

16°
N

16°
N

15°
N

15°
N

14°
N

14°
N

13°
N

13°
N

30°
N

30°
N

Aristarchus
20°
N

20°
N

嵐の大洋

10°
N

10°
N

KeplerCopernicus
0°

0°

10°
S

10°
S

20°
S

20°
S

90°
W

75°
W

60°
W

45°
W

30°
W

15°
W

0°

図1
（c）
37°
W

37°
W

36°
W

35°
W

34°
W

33°
W

32°
W

36°
W

35°
W

34°
W

33°
W

32°
W

31°
W

30°
W

31°
W

30°
W

図1（d）
36°
W

34°
W

35°
W

33°
W

32°
W

31°
W

30°
W

（c）

37°
W

（d）

Euler P

19°
N

19°
N

19°
N

19°
N

18°
N

18°
N

18°
N

18°
N

17°
N

17°
N

17°
N

16°
N

16°
N

15°
N

15°
N

14°
N

14°
N

13°
N

0

37°
W

5
10
チタン含有量

36°
W

35°
W

13°
N

15
[wt%]

Copernicusのエジェクタ

17°
N

16°
N

16°
N

15°
N

Tobias Mayer B

15°
N

Copernicusのエジェクタ
14°
N

14°
N

13°
N

13°
N

Keplerのエジェクタ
34°
W

33°
W

32°
W

31°
W

30°
W

37°
W

36°
W

35°
W

34°
W

33°
W

32°
W

31°
W

30°
W

図1： 嵐の大洋のユニットP43におけるチタン量算出例．（a）嵐の大洋，雨の海地域の広域図，以下（b），（c），（d）は白枠内を拡大．
（b）
MI750nm反射率，（c）チタン含有量．（d）地質図．（b）において，白線で囲まれた領域がユニットP43である．（d）の黒丸
はP43の下位にある溶岩流を掘削しているクレーターの位置を表している．破線はチタン量の見積もりに用いた領域を表す．
このように遠方からの放出物や下位層の物質を掘削したクレーターを避けて，チタン量解析に有用な領域を判別した．

の初期のマントル上部に発生した部分溶融域はリソス

有量と噴出年代の関係を調査した．

フェアの成長とともに浅部から冷えていき，時間が経
つにつれて部分溶融域の上限は次第に深くなっていっ

2. 溶岩流のチタン量の推定た．つまり，より後に噴出したマグマほどより深部に起源を持つと考えられる．そこで本研究では，マント

本研究では，月周回衛星「かぐや」に搭載されたマルの鉛直・水平の組成分布とその時間変化に関する情ルチバンドイメージャ（MI）[7] によって得られたマル

報を得ることを目的とし，月の海の玄武岩のチタン含チバンドの画像データを使用する．
「かぐや」データ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

195

2013/12/13

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196

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

はその高い空間分解能に加えて，詳細な地形モデルが反射率データの校正精度を保証するためである．例と作成されているため，撮像条件（太陽入射角，出射角，して，嵐の大洋にあるユニット P43 の解析領域を図 1位相角）によって変化する輝度値を正確に補正し，月に示す．上記の地質学的条件から，図 1 の点線領域を

面反射率を算出できる点が大きなアドバンテージであ選択し，チタン含有量の平均値を求めたところ，8.3

る．本研究では全球的な解析を行う為に，輝度校正・± 1.0 wt% であった．一方，P43 のユニット全体での幾何補正済みである月面全球反射率マップデータ（空チタン含有量を平均すると 6.2 ± 1.9 wt% であった．

間分解能 240 m/pixel）を使用する．

この違いはコペルニクスクレータからの低チタン物質

チタンは主に月の海の玄武岩中のイルメナイトに含からなる放出物の混合が影響しているためである．こまれている．イルメナイトの反射スペクトルの特徴とのように本研究では地質を考慮し最適な領域を選択す

して，反射率が低いこと，目立った吸収帯が無くスペることで，より正確に各ユニットのチタン含有量の決

クトル形状がフラットであることが挙げられる．これ定を行った．

に対して，月の玄武岩を構成するその他の主な鉱物（か

海の溶岩流ユニットの噴出年代はクレーター年代学

んらん石や輝石など）は 415 nm から 750 nm にかけてにもとづいて多くの研究によって調べられてきた [10-反射率が増加する．そのため，チタン含有量が高いほ16]．本研究では，「かぐや」データで更新された最新ど（イルメナイトが多いほど）750 nm の反射率は減少の年代マップ（図 2）を用いてチタン量との相関関係

し，415 nm と 750 nm の 反 射 率 の 比（以 後，415を調べる．これらの研究から，月という地球型惑星のnm/750 nm 比）は増加する．一方，月面スペクトルは小型端成分にしては長い約 20 億年間マグマ噴出が続

宇宙風化作用によっても変化する．宇宙風化作用は反いていたこと，約 40 億年前に始まった火成活動はそ

射率を低下させ，スペクトルを赤化させる．つまり宇の後減衰していくが，約 20 億年前付近に再び噴出が

宙風化の進行は，チタン量の増加と同様に 750 nm の活発化していることが分かっている．また，約 40 か

反射率は減少させるが，415 nm/750 nm 比も減少さ

ら約 30 億年前までは比較的広範囲で噴出が起こってせるため，750 nm 反射率と 415 nm/750 nm 比の関係

い た が， 約 20 億 年 前 の 噴 出 は ほ ぼ Procellarumを調べることで，月面のチタン含有量と宇宙風化の進

KREEP Terrain（以後，PKT）と呼ばれる嵐の大洋

行度を分離して評価することが可能である．この考えと雨の海を中心とした KREEP 成分に富む領域に限ら方にもとづいて，Lucey et al. [8] はアポロ計画で持ちれていることがわかる（図 2）．

帰られたレゴリス試料の 750 nm 反射率と 415 nm/750
nm 比を用いて，チタン含有量の定量化に成功した．

3. チタン含有量と噴出年代との関係「かぐや」のデータにおいても同様の方法でチタン含有量が推定されており，マップ化されている [9]．本
研究ではこのチタン含有量マップを用いる．

図 3 にそれぞれの海におけるマグマの噴出年代とチタン含有量の関係を示す．これを見ると，約 40 から本研究において解析を行った海は，嵐の大洋，雨の約 30 億年前の古い噴出については，チタン含有量は海，モスクワの海，南の海，静かの海，湿りの海，晴0.5wt% から 14 wt% まで示しており，多様性があるこ

れの海，氷の海，東の海の₉つである．それぞれの海とが分かる．それに対して，嵐の大洋や雨の海などのは，噴出年代と組成の異なる複数の溶岩流ユニットでPKT 領域では，古い海の玄武岩に比べて若い玄武岩構成されている．本研究では合計で 234 個の溶岩流ユほど選択的に高チタンである傾向が見られる．また，ニットについて，以下の地形学的・地質学的条件を満氷の海や南の海の玄武岩は全体的に低いチタン量を示

たす領域のチタン含有量の平均値を算出し，各ユニッしている．これは，これらの海が周りを高地に囲まれトのチタン含有量とした．

た小さい海であるため，周囲からの高地物質の混合が（1）周囲からの飛来物質のない領域

影響している可能性がある．

（2）地形的な起伏が小さい，平坦な領域

次に上記の様な高地物質の影響を除き，火成活動の（1）は周囲の別の地質ユニットからの混合の影響を避

時間的変化を見るため，１つの海で噴出が長く続いてけるためであり，（2）はチタン含有量算出に用いた MI

いた嵐の大洋と雨の海のデータのみを解析に用いて詳■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

196

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月の海の玄武岩組成が示唆する月マントルの進化史／加藤 他

197

図2： 海の玄武岩の年代マップ [15, 16]．
表1： Phase1とPhase 2の火成活動における違い．

Ti 含 有 量TiO2 (wt%)

南の海
氷の海
湿りの海

Phase 1

Phase 2

多

高

様

い

空間的特徴

広範囲

主にPKT

時間的特徴

40〜30億年前にピークそれ以降減衰

20億年前に集中

雨の海
モスクワの海
嵐の大洋
晴れの海
東の海
静かの海

とを示唆しているのかもしれない．そこで本研究では，
23 億年前以前を「Phase 1 火成活動」，23 億年前以後を「Phase 2 火成活動」と呼ぶことにする．
海の玄武岩の噴出年代分布をみると（図 4B），20 億
年前付近に噴出のピークを持っており，これが高チタ

年代 (Ga)
図3： マグマのチタン含有量と噴出年代との関係．

ン玄武岩の噴出タイミング，つまり，Phase2 火成活
動と時間的によく一致していることがわかる．また，マグマ噴出の空間的な分布も Phase1 活動と Phase2 活

細に調べてみる．図 4A はそれらの地域における海の動で変化が見られる．Phase1 活動は月の広範囲で起玄武岩のチタン含有量と噴出年代の関係を示す．これ

こっているのに対し，Phase2 活動は PKT に限られてを見ると約 40 億年前から約 23 億年前まではチタン含いる．表 1 に Phase1 と Phase2 活動の特徴をまとめる．

有量は大きな多様性を示しつつも平均値は約 4 wt%
で変化がみられない．しかし，約 23 億年前に急激に

4. 月マントルの進化シナリオ

増加し，その後は約 7 wt％の平均値でほぼ一定の推移をしている．この平均値の差の有意性を確認するた

Phase2 活動におけるチタン含有量の増加を説明す

め，t 検定を行った．23 億年前の前後で両者の母集団

るモデルは 2 つ考えられる．以下ではそれぞれを概説が同一であると仮定し検定した結果，その仮定は有意する．

水準 99.9％以上で棄却可能であり，約 23 億年前以降（1）マントル組成の反映のチタン含有量の増加は有意であることが分かった．

考えられるシナリオの１つは，チタン含有量の増加

このチタン含有量の変化はマグマソースが変化したこはマントルの鉛直方向の組成を反映しているという可■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

197

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198

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

14

(a)

12
TiO2 (wt%)

10
8
6
4
2
0

4.0

35

ユニット数

30

3.5

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

3.5

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

(b)

25
20
15
10
5
0

4.0

年代 (Ga)

図4：（a）PKTにおけるチタン含有量と年代との関係．実線は5点ごとの移動平均を表す．（b）PKTの溶岩流ユニットのヒスト
グラム [10, 11, 15]．

海の玄武岩は深部のマントルの組成を反映しており，マントルの深部はチタン含有量が高かったと考えられる．このようなマントル組成の構造はマントルオーバ
ーターンモデルから予測される構造と整合的であるように思われる．しかし，この仮説では 20 億年前に噴出ピークがあったことを説明できない．
（2）スーパーホットプルーム説
Phase2 活動のチタン含有量の増加を説明するもう１つのモデルとして，スーパーホットプルームが起こったとするモデルが考えられる（図 5）．マントルオーバーターンの直後に月の広い範囲で上部マントルの再溶融が起こった．この再溶融を起こした熱源は不明で
図5： マグマ活動の特徴を説明するマントルの進化シナリオ．

あるが，マントルオーバーターン時の上昇流での減圧能性である．月の冷却プロセスは地球型惑星の中ではられる．その後，時間が経つにつれて月内部は冷えて比較的単純であるため，リソスフェアの成長に伴って，いき，部分溶融の領域が縮小していくことで火成活動

マントル部分溶融域の上限は時間とともに深くなっては弱まっていった．しかし，約 20 億年前に何らかのいったと考えられる [6]．これが正しいならば，若い

理由で PKT 領域下のマントル深部でスーパーホット■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

198

溶融や KREEP による加熱などがその候補としてあげ2013/12/13

14:01:01

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月の海の玄武岩組成が示唆する月マントルの進化史／加藤 他

プルームが発生し，この領域の火成活動が再び活発化

199

ントを頂きました．厚くお礼申し上げます．

した．このシナリオでは，Phase2 活動が 20 億年前に集中した突発的な活動であること，オーバーターンに

参考文献

よってイルメナイトは深部に降下しているので，チタン含有量が選択的に高いこと，限られた領域のみで起[1] Hartmann W.K., and Davis D.R., 1975, Icarus 24, 504.

こっていること，のすべてが説明可能である．

[2] Hess, P.C. and Parmentier, E.M.,1995, Earth Planet.

問題は月形成の後，20 億年以上も経ってから大規

Sci. Lett. 134, 501.

模なホットプルームを発生させる熱源が何か？である．

[3] Zhong, S. et al., 2000, Earth Planet. Sci. Lett. 177, 131.

最近の月の熱進化の数値シミュレーション研究による[4] Parmentier, E.M. et al., 2002, Earth Planet. Sci. Lett.

と [17]，マントルオーバーターンによってマントル深201, 473.

部に持ち込まれた放射性元素が月のコアをゆっくりと[5] Takahashi, F. and Tsunakawa, H., 2009, Geophys. Res.

加熱し，約 10 〜 20 億年かけて少なくとも 2000 K 程度

Lett. 36, L24202. doi:10.1029/2009GL041221.

にまで達した可能性が示されている．この加熱によっ[6] Spohn, T. et al., 2001, Icarus 149, 54.

て，深部のマントルでプルームが発生したとすれば，[7] Ohtake, M. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 257.

Phase2 活動をうまく説明できる．

[8] Lucey, P.G. et al., 1998, J. Geophys. Res. 103, 3679.

さらにスーパーホットプルームが PKT の下で発生したことは，上部マントル温度の水平方向の不均質で説明可能である．他の地域と比較して，地殻中に熱源元素が豊富である PKT 領域では，その下の上部マン
トルは冷やされにくいため，月の歴史を通して高温が保持された可能性が指摘されている [18]．月の深部で
ホットプルームが成長するには，対応するコールドプ
ルームが成長しなければならない．コールドプルーム
は冷たい上部マントルの領域で起こらざるをえないた
め，ホットプルームは選択的に熱い上部マントルの領域，つまり PKT 領域で起こりやすかったはずである．
40 から 30 億年前の古い玄武岩になぜチタン含有量の多様性があるのかは，まだよく分かっていない．考
えられる原因としては，マントルの上部では組成が不均一な状態であったためであると考えられる．マント
ルオーバーターンが起こった時に，チタン含有量の多いマントルが上部を撹拌し [2]，高チタンなマントルの一部が残って，それが上部の不均一を作ったと考えられる．初期の火成活動はマントルの上部で起こって[9] Otake, H. et al., 2012, 43rd LPSC, abstract# 1905.
[10] Hiesinger, H. et al., 2000, J. Geophys. Res. 105, 29239,
doi:10.1029/2000JE001244.
[11] Hiesinger, H. et al., 2003, J. Geophys. Res. 108, 5065.
doi:10.1029/2002JE001985.
[12] Hiesinger, H. et al., 2010, J. Geophys. Res. 115,
E03003. doi:10.1029/2009JE003380.
[13] Haruyama, J. et al., 2009, Science 323, 905–908.
doi:10.1126/science.1163382.
[14] Morota, T. et al., 2009, Geophys. Res. Lett. 36,
L21202. doi:10.1029/2009GL040472.
[15] Morota, T. et al. 2011, Earth Planet. Sci. Lett. 302, 255,
doi:10.1016/ j.epsl.2010.12.028.
[16] Cho, Y. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39, L11203.
doi:10.1029/2012GL051838.
[17] de Vries, J. et al., 2010, Earth Planet. Sci. Lett. 292,
139.
[18] Wieczorek, M. A. et al., 2001, Earth Planet. Sci. Lett.
185, 71.

いたため，古い海の玄武岩にはチタン含有量の多様性が見られるのかもしれない．

謝 辞
本論文で提案したモデルに関して，東京工業大学の木村淳氏から有益なコメントを頂きました．また，査読者の本田親寿氏には本稿に対して多くの重要なコメ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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200

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「月の火成活動からみた熱進化」

粘弾性変形理論に基づく月測地データの解釈：月進化史への示唆
鎌田 俊一

1

2013年10月1日受領，2013年11月1日受理．

（要旨）地質学的時間スケールにおける大規模地形の粘性緩和は，固体惑星の熱進化を反映し，その痕跡は測地データに反映される．本論文では，月周回衛星「かぐや」で得られた測月データと，熱進化を考慮した
長期粘弾性変形計算を突き合わせることで，月内部温度構造の変遷を制約した．前ネクタリス期 4（PN4）以前に形成した衝突盆地下のマントル隆起はほぼ緩和しており，同時代までマグマオーシャンが未固化であったことが示唆された．その後形成した盆地下にはマントル隆起が見られ，月上層の冷却が大きく進行したことが分かった．また，海全体が傾いていることから大波長変形が示唆された．これは，海形成以後も深部は熱かったことを示唆している．

1. 測地データから迫る月の熱進化

めて単純化された内部構造モデルを用いてしか行われてこなかった．特に古い衝突盆地が形成したと考えら

月面上に見られる典型的な大規模地形は「衝突盆地」

れる月形成から間もない頃においては，上層の冷却にと呼ばれる巨大な衝突クレーターや，その底を埋める

伴う急激な粘性率の上昇と粘性緩和の時間スケールはように広がった「海」と呼ばれる玄武岩で覆われた地

拮抗する可能性があり，上記のような簡単なモデルで域である．いずれも今から数十億年前に形成したと考推定された温度構造と実際の過去の温度構造は大きくえられており [e.g., 1]，これらの地形により生じた荷異なる可能性が高かった．

重は地質学的時間スケールの粘性流動を引き起こすと

しかし近年，これら 2 つの課題は大きく改善された．

考えられる．月の地殻やマントルの主要な構成鉱物の月周回衛星「かぐや」は極域を含む月全球の地形デー

粘性率は様々なパラメータによって決まるが，特に温タの取得に加え，子衛星を用いた裏側重力場計測にも度依存性が強いことが知られている [e.g., 2]．そのため，成功し，全球測地データの精度を飛躍的に向上させた

表面地形やモホ面（地殻－マントル境界面）起伏の粘性[e.g., 4]．また，我々 [5] は非定常・多層粘性率構造を緩和に要する時間は内部の温度構造に強く依存する．

取り扱える，長期粘弾性変形計算手法を開発した．新

したがって，大規模地形周囲の現在の地殻構造は，月

たな観測データと新たな計算手法が揃ったことにより，の熱史を探る上で極めて重要な手掛かりとなる．

測地データと理論モデルの詳細な比較が可能になり，

これまでも大規模地形の粘性緩和に着目した月の初期熱史研究はなされてきた [e.g., 3]．しかしながら，モ

月熱史に関してより定量的な制約が得られるようになった．

ホ面起伏の推定に必要な重力場データの空間解像度は

本論文では，我々がこれまでに得た月内部温度構造

非常に低く，短波長成分の誤差は非常に大きかった．

の時間発展についてまとめる．まず次章で計算モデル

また地形緩和計算においても，表面の弾性を無視したの概略を説明する．続く第 3 章では，本特集で特に取単純な粘性流体モデルが仮定されたり，粘弾性体モデ

り上げている「海」に着目し，その形成後の内部温度

ルの場合でも一様定常粘性率が仮定されたりなど，極構造について述べる．それ以降の章では海の有無に関

1. 北海道大学大学院 理学研究院
kamata@mail.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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わらず衝突盆地に着目し，その形成期の内部温度構造について述べる．解析に使用した地形データは 1/16°

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粘弾性変形理論に基づく月測地データの解釈：月進化史への示唆／鎌田
60

201

0.1°

Latitude ( N)

50

I20

40

I22

30

20

10
−40

−30

−20

−10

0

10

Longitude ( E)
図1： 雨の海の傾き．矢印は下流方向を示しており，その長さは傾斜角に比例する．灰色で解析したユニット境界を示している．右下は破線領域における，溶岩の流れた方向[12]を示す．ユニット名や境界は先行研究[9]による．

グ リ ッ ド デ ー タ と 359 次 ま で 球 面 調 和 展 開 し た

地殻厚と同じ数 10 km オーダーのマントル隆起の緩STM359_grid-03，重力場データは SGM150j である．

和がほぼ熱収縮によって起きるとも考えられない．したがって，熱収縮の影響は以降の結果に大きくは影響しない．

2. 計算�デルの�要
月は半径 1740 km の，地殻とマントルの 2 層からな

3. 「海」 の�きるマクスウェル粘弾性球と仮定した．いずれの層においても弾性率，密度，粘性率は動径方向にのみ変化し，

月試料分析の結果，海の玄武岩は地球の玄武岩と比角度依存性はないものとした．地殻，マントルの横弾

較してケイ素の含有量が低く，海の溶岩は非常に低粘性率はそれぞれ 40，65 GPa，体積弾性率はそれぞれ性率であることが分かった [e.g., 7]．低粘性溶岩流は，

80，125 GPa とし，各層内で一様定常とした．密度はまずは乱流状態で流れ出し，冷却によって高粘性率と地殻，マントルの上端でそれぞれ 2800，3300kg/m となるにつれて層流になる [8]．海の大きさは様々であし，深さ 1 km 間隔で Adams-Williamson 条件を満たるが，「雨の海」のような巨大な衝突盆地の大部分をすように与えた．地殻厚や粘性率の与え方は第 3 章と，覆うような海は単一の噴出でできたわけではなく，複第 4，5 章で異なるため，それぞれの章で述べる．パ数のユニットからなることが分かっており [e.g., 9]，そラメータ範囲などについての詳細については Kamataの典型的な厚さは数十 m と見積もられている [10]．そら [6] を参照されたい．

のような厚さの溶岩流が，地表面傾斜角 0.1°の典型的3球の表面や内部に荷重を置き，それによる球全体のな斜面を乱流で下る距離は数百 km 以上と見積もられ変形を計算する．荷重を球面調和展開し，各次数でのる [8]．これは噴出ユニットの典型的な直径と同等か

変形計算を行った後，重ね合わせることで最終的な表

それ以上である．したがって，海の溶岩流は斜面を下面 地 形 や モ ホ 面 起 伏 を 求 め る． 詳 細 に つ い て はる途中では固化しきらず，流れた先で十分に貯まって，

Kamata ら [5] を参照されたい．

表面地形は「セレノイド」と呼ばれる等重力ポテンシ

荷重以外にも，冷却による熱収縮も変形の要因の一

ャル面に沿った可能性が非常に高い．これはちょうど，

つと考えられる．しかし，熱収縮で海の溶岩が一方向

地球の平均海面が「ジオイド」と呼ばれる等重力ポテに傾く（一方向だけ収縮する）とは考えられない．また，ンシャル面に沿っていることに対応している．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

噴出直後に地形とセレノイドが沿っていた溶岩流がて一方向に傾いているというようなことはなかった．

その固化後に変形した場合，地形とセレノイドが沿わ

ただし，解析した月全球の海 >300 ユニットのほぼ全ない可能性が高い．つまり，セレノイドに対する表面ての傾きの大きさは有意である（0 ではない）．このこ

地形の現時点でのズレは，海形成後に起きた変形の記とは，重心の移動のような変形が起きたのではなく，録である可能性がある．Brown らはアポロ 17 号でのより短波長（球面調和次数 >2）の変形が長期に渡ってレーダー計測に基づく，同号のある 1 軌道直下の高度起きていた可能性を示す．

プロファイルを解析した [11]．その結果，海領域だけ

さて，どのような条件下であればセレノイドに対しを繋ぐ「きれい」な円が描け，その中心は現在の重心て地形が 0.1°傾くような変形が起きるのであろうか．

とも形状中心とも異なることを見出した．もし海形成

まず一つは，月内部の粘性率が高すぎないことである．

時のセレノイドと現在のセレノイドが同一であれば，もう一つは，変形を引き起こすのに十分な荷重がある

海の中心は現在の重心に一致することが予想される．

ということである．なぜなら，仮に月内部が非常に高この予想と反する Brown らの結果は，現在のセレノ

温で低粘性率だったとしても，そもそも荷重が全くな

イドは海形成時のそれから変化したことを示唆していければ変形は起きないためである．粘性率や荷重に対る．しかし解析データが 1 軌道なので，「きれい」な円

して定量的な制約を得るため，粘弾性体数値計算を行が描けたのは偶然である可能性が否定できない．また，った．地殻厚はかぐやデータから示唆される全球平均

その後の Clementine などの高度データを使った同様

値とほぼ同じ，50 km とした．海の形成は月形成からの解析例は報告されていない．

数億年後であり，すでにリソスフェアが発達していてここでは，かぐやデータを用い，月全球の海につい急激な冷却は起きていなかったと考えられる [e.g., 13]．

て海形成後の比較的大規模（波長 > ～100 km）の変形

そのため，ここでは定常粘性率を仮定するが，上層にの可能性を探る．具体的には，まず地形とセレノイド

行くにつれて高粘性率となるような多層構造を仮定し，の差を算出し，その差に平面フィットを行い，傾きの各層の粘性率はパラメータとして振った．また，変形方向と大きさを求める．次に粘弾性変形計算を行い，の原因として内部にある面荷重を仮定した．これは，その傾きを説明可能な内部構造に対する条件を求める．

全球の海で傾きが観測されたたため，荷重は局所的で上述のように，多くの大きな海は噴出年代の異なる複はないと考えられるためである．荷重の深さ，大きさ数のユニットからなる [e.g., 9]．変形が噴出期間中に（≦ 10，波長 > ～1000 km）の面を様々に仮定して低次も起きたとすれば，例え同じ海だとしても，傾きの大荷重に伴う変形計算を行った．

きさ・方向はユニット毎に異なる可能性がある．そのため，傾きの算出は各ユニットについて行った．

図 2 に，海の形成時期とセレノイドに対する地形の
現在の傾斜の関係を示す．海形成直後においてセレノ

図 1 に雨の海の解析結果を示す．盆地のリムにある

イドと地形は平行であると仮定しているため，海が古小さなユニットを除くと，多くのユニットの下流方向

ければ古いほど，現在の観測される傾斜は大きくなる．

は北東方向であり，典型的な傾きは 0.1°である．傾きパラメータスタディの結果，荷重が数十 MPa 程度での有意性（傾きの大きさが 0 ではない）については，解比較的浅い（<300 km）ところにある場合，深さ > ～析点をランダムに選び，統計的検定を行うことで確認

200 km で粘性率 <10している．図 1 には，先行研究 [12] で求められた溶岩

0.1°以上になることが分かった．荷重がより小さい（大流の流れた方向も示している．ユニット I20 は北東方

きい）場合にはより小さい（大きい）粘性率が必要であ

向に流れ，一方のユニット I22 は南西方向に流れている．また，荷重がより浅い（深い）
場合にはより小さい

るが，現在の地形・重力場から推定される下流方向は（大きい）
粘性率が必要である．

両ユニット共に北東方向である．また，傾きの大きさ

24

Pa s であれば最大傾斜角は荷重によって引き起こされる変形を考えているため，は前者よりも後者の方が小さい．このことは，雨の海荷重の波長と変形の波長は同一である．雨の海全体が形成後，北東方向が相対的に沈むような変形が雨の海

傾くような大波長成分を持ち，浅部にあり，そして数全体に渡って起きたと解釈することができる．

十 MPa の圧力を生じる内部荷重とは何か．一意に限

雨の海以外でも同様の解析を行ったが，全球を通し■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

202

定はできないが，その一つの候補としては大局的な地

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粘弾性変形理論に基づく月測地データの解釈：月進化史への示唆／鎌田

0.6
0.4

荷重深さ
= 240 km

盆地直径 (km)

0.12
0.1
0.08
0.06

740 km

0.04

0.2

確実性

400

800

確実

600

1000

不確実

0.6

0.4

0.02

1240 km
0.0

0
4

0.8

地殻厚比

0.8

1.0

0.14

球面調和 7次
荷重 30 MPa
粘性率(Pa s)
1027 (深さ0-240 km)
1021 (深さ>240 km)

最大傾斜角 (°)

地形 - セレノイド (km)

1.0

203

3

2

海の形成年代 (Gyr)

1

0.2

0
0.0

図2： 海の形成年代と最終的な傾斜角の関係．海形成時には地形
はセレノイドに沿ったと仮定している．内部荷重が浅いほど，同じ荷重でも大きく変形する．

殻厚のばらつきが考えられる．また，マグマオーシャ
ン固化の最終段階で出来る，イルメナイトに富む重た

PN2 PN3 PN4 PN5 PN6 PN7 PN8 PN9

N1

N2

I

形成年代
図3： 衝突盆地の形成年代と地殻厚比の関係．地殻厚比は，衝突盆地中心の地殻厚を周囲の地殻厚で規格化したものである．周囲の地殻厚は，盆地直径の1.5－2.5倍の位置における地殻厚である．盆地直径や位置，確実性，形成年代は先行研究[1]による．PN,N,Iは前ネクタリス期，ネクタリス期，インブリウム期に対応する．

い層がマントルオーバーターンで深部に移動しきらずに浅いところに残っているとすれば，それも海の変形くなっていると解釈される [e.g., 16]．図 3 は，衝突盆を引き起こす荷重となり得る．

地の形成年代と地殻厚比（盆地中心の地殻厚を周囲の一方の粘性率についての条件は月の熱史と整合的な地殻厚で規格化したもの）との関係を示している．本のであろうか．前述のように，粘性率は温度以外の様々章で解析するのは地殻厚比 <0.7 となる衝突盆地で，なパラメータ，例えば粒径や圧力にも依存する．しかいずれも前ネクタリス期 5（PN5）以降に形成したもの

しこれらの依存性を実際に考慮しても，>1300 K であ

である．

24

れば乾燥したオリビンの粘性率は <10 Pa s と推定さ

衝突盆地形成期に月内部が非常に高温だったとする

れる [14]．したがって，荷重が数十 MPa 程度の場合，と，粘性緩和が進行し，表面もモホ面も平らになって深さ > ～200 km で温度が >1300 K であれば最大傾斜

しまい，正のブーゲー異常は極めて小さくなると考え

角は 0.1°以上の変形が可能である．海形成は表側中られる．換言すると，最終的な地殻構造が測地観測結

緯度では～1 Ga まで続いたと考えられるが [e.g., 9]，果と整合的になるようにしつつ熱い条件を仮定すると，その時代まで部分溶融領域が内部に存在するためには衝突盆地形成直後のマントル隆起は現在よりも遙かに

上記の温度条件よりも熱い必要がある [e.g., 15]．した

大きくなる必要がある．その結果，あまりにも熱い内がって，比較的最近まで若い溶岩ユニットの地下 >部構造を仮定した場合，衝突盆地形成直後における盆～200 km で >1300 K であった可能性は十分に考えら地中心での地殻厚が負という非現実的な初期地殻構造

れる．古いユニットも含めて海全体が傾いているといが必要となってしまう．この章では，新鮮な衝突盆地

う結果は，単一の溶岩ユニットより大きな水平スケーについて，その初期地殻厚がゼロとなる最も熱い内部

ルで最近まで内部が熱かったことを示唆している．

構造について述べる．
ここでは変形を引き起こす荷重は表面とモホ面にお4. 新鮮な衝突盆地の地殻構造

ける起伏であり，その他の内部荷重は考えていない．
これらの起伏を面荷重の重ね合わせとして考え，70「新鮮な」衝突盆地とは，測地データに明確な同心

次まで球面調和展開し，各次数の変形を計算した．地

円構造を残す衝突盆地のことである．多くの場合，新殻厚は各盆地に合うように 40～100 km で振った．衝鮮な衝突盆地中心には正のブーゲー異常が見られる．

突盆地形成期には月上層の冷却が進行し，それに伴う

これは盆地中心下でマントルが盛り上がり，地殻が薄急激な粘性率上昇が変形に影響した可能性がある [e.g.,■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

203

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

−90˚

−45˚

0˚

45˚

90˚

135˚

180˚

−135˚

−90˚

FHT-An

45˚

35

PKT

0˚

30

FHT-O

−45˚

−90˚

−45˚

40

0˚

45˚

25

SPAT
90˚

135˚

180˚

−135˚

−90˚

20

表面温度勾配上限値（K/km）

204

図4： 初期地殻厚がゼロとなる初期温度勾配．左側，右側がそれぞれ月の表側，裏側に対応する．地質区分は先行研究[17]による．FHT-Anで最も低く，PKTで最も高い．

液層濃集性ゆえにマグマオーシャン固化過程を解き明
かす鍵となる．これまで，ガンマ線計測による表面での放射性元素濃度は求められてきたが，地下深くの濃度についてはほとんど分かっていない．我々の結果は，
裏側高地地殻中に含まれるトリウム濃度は鉛直平均で<0.5 ppm であることを示唆している．これは月面での最低値とほぼ同じであり，裏側高地地殻は表層だけでなく深部まで放射性元素に枯渇していることを示唆している．他方，表側の PKT ではその 10 倍以上の濃度も許容されることが分かった．放射性元素濃度の大きな地域依存性は表層だけでなく地殻深くまで及んで

1.0

おり，月はマグマオーシャン固化の段階から非常に不PN4以前に形成した衝突盆地

均質な熱進化をしてきたことが示唆される [e.g., 13]．

0.6

部分溶融

最終地殻厚比0.8

0.4

5. 崩れた衝突盆地の地殻構造
本章で解析するのは，前ネクタリス期 4（PN4）以前に形成した，地殻厚比が >0.7 となる衝突盆地である

0.2（図 3 参照）．これらの衝突盆地について前章と同様の
0.0

800

1000

1200

1400

初期モホ面温度 (K)
図5： 初期温度構造と最終地殻厚比の関係．初期地殻構造は現在のMendel-Rydberg盆 地（周 辺 地 殻 厚58km）．<1000Kで は
変形はほぼ起きない．>1000Kでは粘性緩和が起き，地殻
厚比は大きくなるが，同比が0.7を超えるためには初期モ
ホ面温度がソリダスを超える必要がある．

解析を行っても有意な結果は得られない．なぜならば，観測された最終地殻構造が非常に平坦なため，非現実的なほど熱い内部構造を仮定したとしても初期地殻構
造は現在とほぼ変わらず平坦なものとして計算されるためである．
そのためここでは前章とは逆に，初期地殻構造を仮定した上で，最終構造が平坦になる最も冷たい条件を13]．そのため，ここでは前章と異なり，熱進化と粘調べる．今は残されていない初期地殻構造を直接観測

弾性変形を同時に解いた．熱進化は熱伝導のみを考え，することは不可能な上，数値計算で求めることも困難

熱伝導率や放射性元素濃度などはパラメータとして振である．そのためここでは第一次近似として，現時点った．地殻には斜長石，マントルにはオリビンの流動で地殻厚比が極めて小さい衝突盆地（例えば Mendel-則を適用し，時々刻々と変化する粘性率構造を決めた．

Rydberg 盆地）の現在の地殻構造を初期地殻構造とし各熱進化モデル下で最終地殻構造が現在となるようなて粘弾性変形計算を行った．前章と同じパラメータ空初期地殻構造を算出し，衝突盆地中心における地殻厚間での計算を行った．

を求めた．

図 5 に初期温度構造と最終地殻厚比の関係の一例を

図 4 に，初期地殻厚がゼロとなる最も熱い温度構造示す．パラメータスタディの結果，最終地殻厚比がにおける地温勾配を示す．地温勾配上限値は，裏側高>0.7 となるために必要なモホ面温度は衝突盆地周囲の地 で 最 も 小 さ く， 表 側 の Procellarum KREEP Ter-

地殻厚
（つまり衝突前の地殻厚）に強く依存しており，

rane（PKT）と呼ばれる地域 [17] で最も大きいことが分

特に周辺地殻厚が <60 km の場合にはモホ面の温度がかった．

ソリダス以上でなければないことが分かった．

この結果から得られる重要な示唆は，裏側高地地殻「かぐや」だけでなく，最近の Lunar Reconnaissanceが放射性元素に枯渇しているということである．放射Orbiter（ LRO），Gravity Recovery and Interior

性元素は熱進化で最も重要な熱源であることに加えて，Laboratory（GRAIL）による測地観測から，大部分の■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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月地殻厚は <60 km と示唆されている [18]．また，崩43−41

れた衝突盆地は地殻厚 <60 km にのみ見られるわけではなく，広く分布している [1]．これらより，崩れた205

絶対年代 (億年前)

41−39>37 >10ソリダス

1400

大部分は部分溶融するほど熱かったことが示唆される．
本章における重要な仮定は，現在は崩れて平坦になってしまった衝突盆地の形成直後の地殻構造は，新鮮な衝突盆地の現在の地殻構造と同じである，ということである．もし最初から地殻厚比が～0.7 のような平坦な地殻構造であったとすれば，より冷たい内部構造を仮定しても最終地殻厚比が 0.7 を超えることが予想される．非常に平坦な初期地殻構造を形成するためには，低密度天体が低速度かつ低角度で（地面をこするように）衝突する必要がある [e.g., 19]．このような衝突「しか」PN4 以前に起きないという仮定は非現実的

モホ面温度 (K)

衝突盆地の形成期，つまり PN4 以前には月モホ面の地質区分 [16]

(4)

1200

(5)

(1) FHT-An(2) FHT-O (F)(3) FHT-O (N)(4) SPAT(5) FHT-O/PKT(6) PKT

(6)

(1)
(3)

1000
(2)
600

マグマ
オーシャン

(全球平均)
衝突盆地の形成
海の形成

400
PN3 PN4 PN5 PN6 PN7 PN8 PN9 N1

N2

I

E

相対年代 [1]図6： モホ面温度の時間変化．PN4までは全球的にソリダス以上．
PN5－Iは地域依存．海形成以降の平均は，深さ240kmで1300Kとし，定常状態を仮定した場合の深さ50kmにおける温度．

である．そのため，PN4 以前に形成した衝突盆地の大きな地殻厚比は，最初から平坦な地殻構造をしていたで [e.g.,1]，マグマオーシャンの固化，つまり PN4/5 境

ためというのは考えにくく，やはり PN4 以前では月界がこれに先立つという点は整合的である．

内部は非常に熱く，粘性緩和が進行したためと考えられる．

PN4 までマグマオーシャンが固化していなかった
場合，月面で最も大きい衝突盆地である South-Pole

前章の解析から，表層だけでなく地殻深くまで，放Aitken 盆 地 や， そ の 存 在 が 示 唆 さ れ る Procellarum

射性元素は PKT に集中していることが示唆されてい盆地が形成した PN1 は，まだ地殻形成段階にあった

る． そ の た め， マ グ マ オ ー シ ャ ン が 固 化 し た 後，と考えられる．そのような古い時代における巨大衝突

PKT 外において衝突盆地と同等かより広範囲で部分

は，地殻組成の不均質を促進した可能性がある．

溶融をマントル上端で維持するのは困難であると考えまた，後期隕石重撃期に関しての示唆も得られる．

られる．したがって，PN4 まで月モホの大部分が部分

4.0-3.9 Ga における後期隕石重撃期においてほぼ全て溶融しているということは，PN4 までマグマオーシャの衝突盆地が形成したとする説がある [21]．この場合，ンは完全に固化していなかったことを示唆している．

マグマオーシャン固化後にほぼ全ての衝突盆地形成がまた，PN5 以降の全ての衝突盆地の地殻厚比が <0.7

必要となり，粘性緩和によって地殻を平坦にすることであることも，マグマオーシャンが固化したことでモはできない．したがって，この「激しすぎる」後期隕

ホの全球的な部分溶融がなくなり，激しい粘性緩和は

石重撃期モデルは，我々の結果からは支持されない．

起きなくなったためと解釈できる．

その一方で，より「穏やかな」後期隕石重撃期モデル

PN4 までマグマオーシャンが固化していなかったとは調和的であることも分かった．同時期における衝ということは，他の先行研究の結果とどの程度整合的突体として E- ベルト天体というものを仮定し，4.0 Gaなのであろうか．PN4/5 境界の絶対年代が決まっていにおける後期隕石重撃期の開始はネクタリス代の開始

ない以上詳細な議論はできないが，他の理論モデルとと同じとするモデルである [22]．この場合，PN1 の年の整合性については議論できる．マグマオーシャンが代は >4.3 Ga と推定され，PN4/5 境界が >4.1 Ga とい

液体から固化していく過程において，放射性元素の濃うこととは矛盾しない．

集や潮汐加熱を考慮した場合，固化には約 2-3 億年かかると推定される [e.g., 20]．月形成年代の不確定性

6. まとめ[13] を考えても，4.1Ga より前に固化したと考えられる．
ネクタリス代の開始が遅くとも 4.0 Ga と考えられるの■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

205

モホ面温度という観点で全ての結果をまとめたもの

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013を図 6 に示す．PKT 地殻に放射性元素を濃集させるよ

105, 20189.

うなマグマオーシャンの不均質固化や巨大衝突を経て，[9] Hiesinger, H. et al., 2011, GSA Spec. Pap. 477, 1.

PN4 の終わりにマグマオーシャンは固化した．ここま[10] Hiesinger, H. et al., 2002, Geophys. Res. Lett. 29,

でに形成した衝突盆地は激しい粘性緩和を経験した．
PN5 以降では部分溶融領域は時間と共に深くなってゆく [e.g., 13,15]．この間も衝突盆地の形成は続くが，

doi:10.1029/2002GL014847.
[11] Brown, W. E. et al., 1974, Proc. Lunar Sci. Conf. 5th,3037.

マントル隆起がなくなるほどの激しい粘性緩和は起き[12] Schaber, G. G., 1973, Proc. Lunar Sci. Conf. 4th, 73.

ない．衝突盆地の形成は後期隕石重撃期にピークを迎[13] Shearer, C. K. et al., 2006, Rev. mineralogical

えたかもしれないが，～0.1 Ga という短期間に現在月で認識される衝突盆地の全てが形成するほど激しい隕石衝突はなかったと思われる．インブリウム期以降でgeochem. 60, 365 (Chantilly: Mineralogical Soc. Am.)[14] Korenaga, J. and Karato, S., 2008, J. Geophys. Res.
Solid 113, doi:10.1029/2007JB005100.

は衝突盆地の形成はないが，引き続き海の火山活動が[15] Ziethe, R. et al., 2009, Planet. Space Sci. 57, 784.

起きたと考えられる．特に PKT 地殻は放射性元素に[16] Neumann, G. A. et al., 1996, J. Geophys. Res. Planets

富むためにマントル全体が比較的高温に保たれ，局所的な海の形成が～1 Ga まで続いた [e.g., 9]．上層は冷えているが深部は水平方向に大きな空間スケールで暖101, 16841.
[17] Jolliff, B. L. et al., 2000, J. Geophys. Res. Planets 105,
4197.

かいために，衝突盆地より大きな空間スケールの変形[18] Wieczorek, M. A. et al., 2012, Science 339, 671.

は継続した．以上が，かぐや測地データと粘弾性変形[19] Schultz, P. H. and Anderson, R. R., 1996, GSA Spec.

モデルの示唆する月の初期進化史である．

Pap. 302, 397.
[20] Meyer, J. et al., 2010, Icarus 208, 1.

謝 辞[21] Ryder, G., 2002, J. Geophys. Res. Planets 107,
doi:10.1029/2001JE001583.

千葉工業大学の千秋博紀博士と東京大学の杉田精司
教授よりいただいた建設的なコメントに感謝いたしま[22] Morbidelli, A. et al., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 355,
144.

す．

参考文献
[1] Wilhelms, D. E., 1987, U.S. Geol. Surv. Prof. Pap.
1348.
[2] Karato, S., 2007, “Deformation of Earth materials”(Cambridge: Cambridge Univ. Press)[3] Mohit, P. S. and Phillips, R. J., 2006, J. Geophys. Res.
Planets 111, doi:10.1029/2005JE002654.
[4] Namiki, N. et al., 2009, Science 323, 900.
[5] Kamata, S. et al., 2012, J. Geophys. Res. Planets 117,
doi:10.1029/2011JE003945.
[6] Kamata, S. et al., 2013, J. Geophys. Res. Planets 118,398.
[7] Murase, T. and McBirney, A. R., 1970, Science 167,
1491.
[8] Williams, D. A. et al., 2000, J. Geophys. Res. Planets■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価／後藤 他

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特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」

海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価
後藤 和久 ，飯嶋 耕崇 ，和田 浩二 ，今村 文彦 ，常
1,2

2

3

1

昱

4

2013年9月14日受領，2013年11月6日受理．

（要旨）天体が海洋に衝突した場合，巨大津波の発生が懸念される．本稿では，太平洋への隕石落下頻度を検討し，数値計算に基づき日本への衝突津波リスク評価を予察的に行った．その結果，他の災害に比べれば衝突津波の発生頻度は低いものの，現実的な災害リスクとして認識する必要があることがわかった．衝突津波のリスクは確率的に評価が可能なため，現在の量的津波予報のような形でデータベース化することが可能

図1

であると考えられる．将来的には，衝突から津波伝播・遡上までの一連の過程の計算を連続的に行うことが望ましい．数値計算技術の高度化が進めば，火星の古海洋の存在可能性の検討など，惑星科学分野での応用範囲も広いと考えられる．

1. はじめに2013 年 2 月 15 日にロシア・ウラル地方で発生した隕石落下に伴う衝撃波により，チェリャビンスク市では多くの人的・物的被害が発生した（以下，チェリャ
隕石落下という極めて低頻度の事象が人間社会において災害を引き起こしうるということを，あらためて世界中の人々に示したと言える．このイベントでは，天Marine impact

ビンスクイベント）．チェリャビンスクイベントは，Diameter (km)
~30
~60
~90
~120
~150
~180
~210
~240
~270
~300

図1： 地球上の陸上，海洋衝突クレーターの分布．Earth Impact
Databaseに基づく．

体は空中で分裂・爆発したため衝撃波による被害が中心であったが，地表面に到達する規模の天体が落下す

衝突クレーターは発見が困難であること，海洋プレー

ると，落下地点周辺では甚大な被害が発生することはトの沈み込みによって大部分がすでに消失しているこ

容易に想像できる．

と，海洋衝突クレーターの探査が組織的に行われてい天体衝突は，地球史のスケールで見れば頻繁に発生する現象の一つである．特に，地球表面の約 3 分の 2

ないため，北米や北欧など研究が特定地域に偏っていることなどが理由としてあげられる．

は海洋で占められている．そのため，過去の天体衝突

海洋衝突現象を災害としてとらえた場合，衝突によの多くは海洋で発生したと考えられる．ところが，世り発生する様々な現象の中でも津波の影響が大きいも界中で報告されている衝突クレーターのうち，海洋衝のと考えられる．これは，陸地から離れた地点で衝突

突によると考えられるものはわずかに 20％程度であが起きても，津波は広域に伝播し沿岸部の広い範囲にる [1]（図 1）．後藤ら [2] が指摘しているように，海底の影響を及ぼしうるためである．本稿では，衝突に伴う

1. 東北大学 災害科学国際研究所
2. 東北大学大学院 理学研究科
3. 千葉工業大学惑星探査研究センター
4. 東京大学大学院 理学系研究科
goto@irides.tohoku.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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津波（以下，衝突津波）に焦点を絞り，既往研究のレビ
ューと，予察的な数値計算結果に基づき我が国沿岸部への影響について検討する．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013とは異なり，衝突クレーターは発見されていない．深
海掘削試料中の津波堆積物にイジェクタが取り込まれ

2. 衝突津波の����ている様子が観察されており，直径 1-4 km 程度の天衝突津波に関する既往研究は，地質時代に起きた巨体が深海域に衝突したものと推定されている [4]．衝

大衝突に伴う津波の規模を推定した研究，地球に将来突天体のサイズにより異なるものの，この衝突に伴っ衝突する可能性のある天体を想定した研究，または衝て発生した津波は，チリ沿岸部に到達時に 100 m を超突頻度を踏まえて津波リスク評価を行った研究に区分えていたものと推定される [5]．また，太平洋沿岸には，することができる．以下に，それぞれの代表的な既往

同時代に堆積したと思われる津波堆積物が報告されて研究をまとめる．

おり，エルタニン衝突津波起源である可能性が指摘さ

ま ず， 地 質 時 代 に 起 き た 衝 突 津 波 と し て は， 約

れている [6]．このように，地質時代に起きた衝突津

6600 万年前のチチュルブ（Chicxulub）衝突（メキシコ・波に関する研究は，クレーターやイジェクタ，津波堆

ユカタン半島）[3] やエルタニン（Eltanin）衝突 [4] が代積物が存在するなど，衝突津波の規模を評価するため表的事例として挙げられる．チチュルブ衝突は，水深の材料が得られている事例に限られている．

200 m（または 600 - 2000 m）の海域で起きた巨大衝突

地球に将来衝突する可能性のある天体を想定した研であり，衝突天体の直径は約 10 km，クレーターのサ究の代表例は，西暦 2880 年 3 月 16 日に地球に衝突す

図2

イズは約 180 km と推定されている．
Matsui et al. [3] は， る確率が 0.3％未満の小惑星 1950DA（直径 1.1 km）を
津波発生，伝播，遡上計算までを実施し，衝突クレー例とした研究である．Ward and Asphaug [7] は，大ターへの海水の流入・流出に伴い発生した津波は，最西洋にこの規模の天体が衝突したと仮定した場合，ア

大波高約 300 m，周期 10 時間と推定している．

メリカ東海岸に 100 m 超の津波が押し寄せる可能性が

約 215 万年前に発生したエルタニン衝突は他の事例あると推定している．衝突頻度を踏まえて，津波リス

(a)

(e)
衝突天体

(b)

リムの盛り上がり

リムの盛り上がり(f)

キャビティ キャビティ

(c)
リムの崩壊

(d)
リムウェーブ

水のキャビティの崩壊（リバウンド）

リバウンド

(g)
クレーターへ
の海水流入

クレーターから
の海水流出

リムの崩壊

(h)
リムウェーブ図2：（a）（d）
海底面にクレーターが形成されない場合の津波発生メカニズム．（e）（h）
海底面にクレーターが形成される場合の津波発生メカニズム．

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海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価／後藤 他

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ク評価を行った研究の代表例としては，Ward andMass, m (kg)
10 5

10 7

クを確率的に評価し，東京やニューヨークなど世界の算により求める研究が多くなされるようになった [911]．その結果の多くは，Ward and Asphaug [8] に代表されるような従来の解析的な研究は，衝突津波のリ

10 15

10 4

10 0

10 2

10 0

10 2

Eltanin impact

ると，衝突プロセスから津波発生・伝播までを数値計

10 -2

Impact Interval (yr)

的に求めたものが多いのに対し，2000 年代後半にな

10 13

Chelyabinsk event

その確率を推定している．
2000 年代前半の議論は，津波の波高や波長を解析

10 11Earth surface
Earth atmosphere

10 -4

大都市に今後 1000 年以内に来襲しうる津波の波高と

10 9

10 4

Chicxculub impact

Asphaug [8] が挙げられる．彼らは，衝突津波のリス

10 3

10 -2

Impact Frequency N > m at Earth (1/yr)

10 1

10 -1

10 -4

スクを過大評価していることを指摘している．
海水中に衝突孔（キャビティ）が形成されると，
縁
（リ

10 -6

10 6

ム）の盛り上がりはリムウェーブとして外向きに伝搬していく（図 2a-d）．一方，キャビティ自体は水の流入や底の上昇（リバウンド）によって崩壊し，元の状態に戻ろうとする．衝突により発生する津波は，上記の過程の中でリムウェーブと水のキャビティの崩壊（またはクレーターへの海水の流入と流出）により発生する

10 -4

10 --3

10 --2

10 --1

Diameter (km)110

図3： 衝突天体の直径と衝突頻度の関係（Bland and Artemieva,[13,14]を改変）．地球表層への衝突頻度は，大気圏に衝突する頻度より大幅に低くなる．

と考えられる [3]．リムウェーブは，波高は高いものの周期が極めて短くすぐに分散してしまうため，通常考えられる．Gisler et al. [11] の推定では，直径 500 mは考慮されない．衝突津波の数値計算を行った研究のの天体が 5 km の深さの海に衝突しても，沿岸部でのほとんどは，水のキャビティの崩壊またはクレーター

津波高は 2004 年インド洋大津波（<30 m）より規模がへの海水流入・流出を対象としている．

小さいと考えられる．

Wünnemann et al. [10] は，衝突に伴う津波発生プ

以上の研究は，衝突地点の水深が深く衝突天体のサ

ロセスを数値計算により検討し，深海での衝突後のキイズが小さければ，長波として遠方まで伝播しうる津ャビティ崩壊に伴い発生する波は，非線形性が強く急波が発生しないことを意味している．その一方で，衝速に減衰するため，地震性の津波の数値解析などで利突地点の水深が浅く天体のサイズが大きければ，海底用される浅水理論の適用外となる場合があることを指にクレーターが形成され（図 2e-h），場合によってはリ摘している．彼らの計算によれば，深海域での衝突でムにより衝突クレーターへの海水流入が阻止されるたはクレーターが形成されず，水のキャビティは数分でめ，やはり効率的に津波が発生しないということにな復元される．そのため，波の周期も数分～数十分と短る．つまり，衝突天体のサイズと衝突地点の水深をパく，地震性の津波（数十分～1 時間以上）と比べても短ラメータとして，あるサイズの衝突天体に対して，発い波になることがわかる．

生する津波が最大になりうる水深が存在すると予想さ同様に，Gisler et al. [11] は，数値計算の結果かられる．しかしながら，こうした可能性についての検討

直径 500 m 以下の小天体が海洋に落下しても，沿岸部事例はまだない．もちろん，以上は理想的な地形条件に甚大な影響を及ぼすような大きな津波は発生しない下で言えることであって，津波の発生や伝搬には海底としている．その理由として，キャビティの崩壊のプや地上の地形や地質の影響がかなり効くことに留意がロセスでは，波長が短い波（キャビティの直径の 2 倍必要である．

程度が最大）が発生する．そのため，深海域で砕波すること，衝突に伴う風の影響で進行が妨げられること
により，こうした波は遠方まで効率的に伝播しないと■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

突津波のリスク評価を行わなくても良いというわけで

3. 衝突津波の発生頻度はない．2011 年 3 月 11 日に発生した東北地方太平洋沖地震津波は 1000 年に 1 度程度の低頻度災害であった．

地球への天体衝突頻度についての既往研究 [12] に基チェリャビンスクイベントも，同サイズの天体の衝突

づけば，直径 10 m，直径 100 m，直径 500 m の天体

頻度だけ見れば 100 年に 1 度程度と比較的高頻度であの地球（大気圏）への衝突頻度は，それぞれ約 10 年，

るが，人口密集地帯で発生する確率ははるかに低かっ

6000 年，14 万年に一度程度となる（図 3）．ただし，こたはずである．河田 [15] によれば，我が国での歴史上うした頻度分布は小惑星帯の小惑星のサイズ分布や月の地震・津波災害のうち，1 割の低頻度巨大災害で，面のクレーターのサイズ分布などから推定されている．

9 割の犠牲者数を占めており，低頻度巨大災害のリス

厚い大気を有する地球の場合，大気圏通過中に天体がクを評価することが，いかに重要かがわかる．

分裂する場合があり，実際に海面に衝突する際のサイ

また，既往研究の問題として，伝播・遡上計算がほズが大気圏に突入する前のサイズと同じとは限らない．

とんど実施されていない点が挙げられる．これは，衝

また，衝突津波の発生頻度を議論するには，陸域を除突プロセスから津波発生，伝播，遡上までの一連の計

いた海洋に衝突するケースのみを考慮する必要がある．

算を連続して行うことが現在の技術・計算機の能力でBland and Artemieva [13，14] は，大気中で天体がは困難なことが最大の理由であろう．実際に，衝突津破壊される効果を考慮した場合の地表面への衝突頻度波の研究をこれまで行ってきた研究者の多くは衝突計を推定している．それに基づけば，直径数 100 m 以下

算の専門家であり，津波の広域伝播計算が実施されたの天体が大気圏に突入しても粉々になり，破片集団と例はほとんどない．

して質量で 2 割程度が地球表面に落下するにすぎない

衝突津波の研究は，津波高が 100 m を超える場合がと考えられる．また，地表面に直径 10 m，100 m のあり得るため，地球史を研究する地球科学者の大きな天体が衝突する頻度は，それぞれ約 1500 年，4.5 万年

興味の対象でもある．そのため，地質スケールの痕跡に一度程度と，大気圏に突入する時点での天体のサイが残るかが重要で，数値の大きさが取り上げられがちズを用いた頻度分布より数桁低い頻度となる（図 3）．

であるという問題もある．Gisler et al. [11] は，500 m

一方，直径 500 m クラスになると大気の影響をほとんの天体が 5 km の深さの海に衝突しても，2004 年イン

ど受けないので，地表面への衝突頻度は 15 万年に一ド洋大津波より沿岸部での津波高は小さいと結論して度程度となり，大気圏に突入する頻度と大きくは変わいる．これは，地球史上のイベントとして考えた場合，らない．

広域に影響を及ぼしうるような規模にはならないといここで，日本への衝突津波の影響を考える場合，太う，惑星科学・地球科学的な考え方ではある．しかし平洋が地球表面に占める割合（約 1/3）を考慮する必要ながら，自然災害として考えた場合，Gisler et al. [11]がある．つまり，日本に影響を及ぼしうる津波の発生が比較対象として挙げた 2004 年インド洋大津波で，頻度（＝太平洋への衝突頻度）は，直径 10，100，500

20 万人を超える犠牲者が出たことに目を向けなけれm の天体について，それぞれ 4500 年，13.5 万年，45ばならない．つまり，災害としては十分に大きいので万年に一度程度と極めて低くなる．

ある．

4. 衝突津波リスク評価は必要か？

5. 日本を対象とした衝突津波の伝播計算

2 章と 3 章で述べたように，衝突津波は従来考えら本研究では，実際にどの程度の津波が我が国沿岸にれていたよりも効率的に伝播しないと考えられること

来襲しうるのかを予察的に検討するため，津波の伝播に加え，海洋に実際に衝突する際の天体のサイズを用計算を実施した．初期条件として，衝突天体の直径（10，いた場合の衝突頻度は低い．人間社会，特に日本に影

50，100，500 m）
から，Ward and Asphaug [8] に基づ響を及ぼしうる太平洋への衝突に限定すれば，その発きクレーター直径と深さをまず推定した．ここで，リ生確率はさらに低くなる．ただし，確率が低ければ衝ムウェーブの影響は無視して初期水位分布を与えた．

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図4

海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価／後藤 他

211

Maximum water level (m)

(a)

(b)

Impact site

maximum water level (m)図4： エルタニン衝突を仮定した場合の太平洋全域での最大水位
分布
（m）．

(c)

(d)

また，海洋底にどの程度のサイズのクレーターが形成されうるかについては系統立てて評価した研究事例がほとんどないため，本研究ではクレーターが海底に形成されない程度の深さに天体が衝突した場合について

図6

のみ評価対象とした．つまり，水のキャビティが衝突により形成された状態を初期条件とし，キャビティが崩壊することで津波が発生すると仮定している．また，衝突に伴う海水蒸発の効果は考慮していない．
津波の伝播計算には，浅水理論を用いた [16]．ただし，

図5： 直径10 kmの天体が水深（a）210 m，（b）500 m，（c）1000 m，（d）5000 m地点に衝突した際に発生する津波の最大水位分
布（m）．

初期条件によっては非線形性や分散性が強くなり，浅水理論が成り立たない場合があり得るため，将来的には砕波の影響なども考慮した高度なモデル（ブジネス
クモデルや MAC 法など）を使用する必要がある．なお，め，エルタニン衝突を仮定し Ward and Asphaug [5]計算に用いた地形データは 1 km メッシュで，日本近の結果との比較を行った．ここで，約 215 万年前の海

海の複数の水深エリアにクレーターを設置し計算を実水準は，現在より 0 - 50 m 程度低かったと考えられる施した．

が [17]，先行研究との比較を主目的としているため，まず，本研究での計算結果と既往研究を比較するた海水準は現在と同じと仮定して計算を行った．図 4 に

2

Water level (m)

1.5
1
0.5
0
-0.5
-1

10m_500m
500 m
200 m
10m_200m

-1.5
-2

0

1000 m10m_1000m
5000 m10m_5000m

1

2

Elapsed time (hour)
図6： 図5に示した各事例について，東北沖の水深50 m地点での水位の時系列変化．

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211

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図8212

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

図980

Water level (m)

60
40
20
0
-20

50 m depth
500m_5000m-40

100 m depth
500m_5000m

-60
-80

500 m depth
500m_5000m
01
Elapsed time (hour)2

図8： 図6に示した各事例について，東北沖の水深500m，100m，50 m地点での水位の時系列変化．

maximum water level (m)Maximum water level （m）

100
10 m
直径10m
100 m
直径100m

10

直径50m
50 m
500 m
直径500m

1
0.1

100

1000
Water depth at impact point（m）

10000

図7： 直径500mの天体が水深5000m地点に衝突した際に発生する津波の最大水位分布（m）．

図9： 各直径の衝突天体が特定の水深に衝突した際の，水深50m
地点での最大水位（m）．

示すように，基本的には衝突地点からの距離が増すほkm を仮定）の最大水位分布を，図 8 には水深 50 m，

ど津波高さは低減していき，約 1000 km 地点での波高

100 m，
500 m 地点での水位の時系列変化を示している．

は 100 m 程度と，Ward and Asphaug [5] の結果とお衝突地点周辺では 100 m を超える水位となるものの，

おむね整合的であった．この場合，我が国沿岸での沖沿岸部に押し寄せるのにつれて急速に水位が低減し，合いの津波高は約 30 m 程度となる．

東北地方沿岸の水深 50 m 地点ではわずか数 m にまで

図 5 には，直径 10 m の天体が日本近海での水深 210減衰する．この理由はまだ明らかではないが，大陸棚m，500 m，1000 m，5000 m の海洋に衝突した場合（ク

縁辺部で急速に水位が低下しているように見えること

レーター直径 1.0 km，深さ 0.2 km を仮定）の最大水位から，大陸棚で反射波が発生し，その影響による波の分布を，図 6 には各地点で発生した津波が水深 50 m

エネルギー減衰などが考えられる．大陸棚の沖合では，地点に到達した際の水位の時系列変化を示している．

第一波の押し波が到達する前に約 80 m もの水位低下

海岸線付近では，浅水変形によりさらに水位が増大すから始まっており，大陸棚上が浅瀬になるほどの水位ると考えられる．図 5 を見ると，衝突地点から沿岸部変動が起きることになる．その後に 80 m の水位の波までの海底地形を反映して波の指向性が確認できる．

が押し寄せるため，波形勾配が増加し大陸棚縁辺部でまた，図 6 から，水深 500 m に衝突した場合の水位が砕波が起きることも考慮する必要がある．こうした大もっとも沿岸部で高いことがわかる．これは，2 章で陸棚の影響はヴァン・ドーン効果と呼ばれ [18]，衝突

述べたように衝突天体のサイズと水深により，発生す

津波の沿岸波高を低減させるのに大きな効果を発揮しる津波が極大となる事例が存在することを示唆していていると言える．一方で，伊豆―マリアナ海溝沿いのる．

島々周辺など，大陸棚が存在しない場所では，水位が図 7 には直径 500 m の天体が日本近海の水深 5000 mの海洋に衝突した場合（クレーター直径 12 km，深さ 4■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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高くなっていることがわかる．
図 9 には，各衝突天体のサイズについて，衝突地点

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海洋への隕石落下に伴う津波リスク評価／後藤 他

213の水深と水深 50 m 地点での最大水位を表示している．

本稿を改善するにあたって極めて有益なご意見を賜っこの図からも，津波の波高は必ずしも衝突天体のサイた．ここに謝意を表する．

ズや衝突地点の水深に依存せず，津波が最大となる衝突天体のサイズと衝突地点の水深の組み合わせが存在

参考文献

することが予想される．太平洋に直径 10 m の天体が衝突する確率は 4500 年に一度程度と推定されるが，この程度の小規模衝突でも，沿岸部での津波高は数 mに達し，被害が生じうることは留意すべきであろう．

[1] Dypvik, H. and Jansa, L. F., 2003, Sediment. Geol.
161, 309.
[2] 後藤和久ほか，2004，遊星人 13, 241.
[3] Matsui, T. et al., 2002, Geol. Soc. Am. Spec. Pap. 356,

6. まとめ69.
[4] Gersonde, R. et al., 1997, Nature 390, 357.

衝突津波の発生頻度は，他の災害に比べれば低いものの，現実的な災害リスクとして認識する必要がある[5] Ward, S. N. and Asphaug, E., 2002, Deep-Sea Res. II
49, 1073.

ことは確かである．重要なのは，衝突津波のリスクは[6] Goff, J. et al., 2012, The Holocene 22, 1067.

確率的に評価が可能な点である．この点は，海底火山[7] Ward, S. N. and Asphaug, E., 2003, Geophys. J. Int.

カルデラ崩壊や海底地すべりに伴う津波など，どこで

153, F6.

いつ発生するかを確率的に予測することが困難な事象[8] Ward, S. N. and Asphaug, E., 2000, Icarus 145, 64.

とは大きく異なる．国や自治体，原子力発電所の安全[9] Weiss, R. et al., 2006, Geophys. J. Int. 167, 77.

審査等，どの程度の発生頻度のハザードまで考慮する[10] Wünnemann, K. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42,

かは対象によって異なるものの，衝突津波の影響は太1893.

平洋全域を対象に多数の計算を一度実施しておけば，[11] Gisler, G. et al., 2011, Pure Appl. Geophys. 168, 1187.

現在の量的津波予報のような形でデータベース化する[12] Chapman, C. R. and Morrison, D., 1994, Nature 367,ことも可能である．
一方で，衝突津波は惑星科学的にも興味深い現象の一つである．例えば，Iijima et al. [19] は，火星に海洋が存在したと仮定して衝突津波の数値計算を実施し，どのような地形条件の場所で衝突津波の地質学的痕跡が残りうるかを検討している．超高精度の衛星画像が得られるようになった現在，数値計算により津波の地
質学的痕跡が見出せる可能性のある画像（地点）を選定することで，効率的に研究を実施できると言う利点もある．

33.
[13] Bland, P. A. and Artemieva, N. A., 2003, Nature 424,
288.
[14] Bland, P. A. and Artemieva, N. A., 2006, Meteorit.
Planet. Sci. 41, 607.
[15] 河田恵昭，2001，防災学ハンドブック(朝倉書店)，
740p．
[16] Goto, C. et al., 1997, IUGG/IOC Time Project, IOC
Manuals and Guides, 130 pp.
[17] Compton, J. S., 2011, Quart. Sci. Rev. 30, 506.

今後の検討課題としては，クレーターが海洋底に形成されうる規模，水深での衝突津波の計算を行う必要[18] Melosh, H. J., 2003, LPSC Abstract, #2013.
[19] Iijima et al., in press, Planet. Space. Sci.

がある．この場合，津波の周期がより長くなると予想され，今回の検討とは大きく異なる結果になると予想される．また，海水蒸発の効果，グリッドの細分化や高度なモデルを使用するなどの検討が必要である．

謝 辞
査読者であるダヌンツィオ大学の小松吾郎博士には，■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」「スペースガード」とは何か
吉川 真 ，山口 智宏
12（要旨）天体の地球衝突を扱う活動が「スペースガード」であるが，この活動が本格化してから 20 年以上が経過した．地球接近天体（NEO : Near Earth Object）の発見数も 1 万を超え，この数は今後もさらに増加していくことが予想される．国連でのスペースガードの議論も 10 年以上となり，今後の対処方針も固まりつつある．そのような状況下で，ロシアに隕石が落ち大きな被害が生じた．ここでは，スペースガードとはどのような活動なのかについてまとめ，その問題点や今後について議論する．

1. スペースガードとは天体の地球衝突を扱う活動を「スペースガード」と呼ぶ．スペースガード（Spaceguard）という言葉は，
アーサー・C・クラークの Rendezvous with Rama
（1973
年刊，邦訳「宇宙のランデブー」，早川書房）という SF小説で，初めて使われた言葉である．直訳すれば，「宇宙監視」とか「宇宙保護」あるいは「宇宙防衛」とでもなるであろうが，日本語でもそのまま「スペースガード」と呼んでいる．実際に意味するところは，“宇宙から衝突してくる天体から地球を守る”ことである．
天から星が降ってくるということは，天文学がどん
どん進展していく中，長い間まじめに取り上げられることはなかった．まさに，“杷憂”であった．もちろん，

図1： 地球接近小惑星の月別発見個数．
1981年から2000年初頭までのデータを示す．（マイナー・プラネット・センター [1] が公開しているデータより作図）．

天体が衝突するという事実は認識されていたわけであ

年代は一月あたり数個発見されれば多い方であったが，るが，防ぐべき自然災害としては認識されなかったの1990 年代になると毎月のように発見されるようになである．その理由は，地球に接近するような天体があり多い月には 5 個を超えるようになった．この頃から

まり発見されなかったためである．しかし，観測技術

スペースガードというものに意識的に取り組まれるよが進んで地球近傍にも多数の天体が行き交っているこ

うになったのである．そして，1997 年の終わりからとが分かってきた．それで，比較的最近になってからは観測が本格化したため，発見の個数が一気に増えた．

スペースガードが真剣に取り組まれるようになったの

さて，2013 年 2 月 15 日，久々に天体衝突による大である．その様子を，図 1 に示す．図 1 は次の章で述きな被害が発生した．ロシアのチェリャビンスクに落べる地球接近小惑星の月別の発見個数である．1980

ちた隕石である．
「久々に」と書いたのは 1908 年にシベリアで起こったツングースカ大爆発というものがあ

1. 宇宙航空研究開発機構
2. GMV, ESA-ESOC
yoshikawa.makoto@jaxa.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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るからである．ツングースカの方は大きさが 60 m 程度の天体の衝突によると考えられており，2000 平方

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「スペースガード」とは何か／吉川，山口

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キロメートルもの森林が被害を受けた．チェリャビン

災害対策という立場からも検討が行われるようになっスクに落ちた隕石の方は，NASA の推定によると 17てきた．米国と欧州で活動が盛んであるが，日本でもm くらいの大きさの天体であるということである [2]．

1996 年 に 日 本 ス ペ ー ス ガ ー ド 協 会（現 在 は NPO 法

この隕石では多くの建物が被害を受け，負傷した人は人）が設立され，小惑星の観測・研究や天体の地球衝

1500 人にものぼったという．

突という問題を正しく知ってもらうためのアウトリー

大きさが 17 m とか 60 m の天体でも地球に衝突する

チ活動を行っている．また，後述するように国連の場と大きな被害を生じるわけであるから，さらに大きなでもスペースガードは 10 年間以上に渡って議論され天体がぶつかってきたら大変なことになる．最も極端ている．

な例は，約 6500 万年前に起こったとされる天体衝突

スペースガードとして重要なことは，まずは地球にであろう．約 6500 万年前に恐竜を含む多くの生物が衝突しうる天体をすべて把握することである．そのた

絶滅し，地質年代が中生代から新生代に大きく転換しめには，望遠鏡による観測を行う必要がある．次に重た．その原因として，直径 10 km くらいの天体の衝突

要なことは，地球に衝突してくる天体をいかにして回が有力視されているのである．また 1994 年には，大避するかである．以下では地球に接近する天体やスペ

きさが数 km の多数の核に分裂したシューメイカー・ースガードについての現状をまとめてみることにする．

レビー第 9 彗星が木星に衝突し，地球規模の大きさの変色域をその表面につくったことがある．木星への衝

2. 地球接近天体・NEO

突は地球への衝突とは異なるであろうが，衝突エネル
太陽系には，8 つの惑星，5 つの準惑星（2013 年現在），

ギーの大きさをまざまざと見せつけてくれた．
このような災害が起こりうるということを知ってし惑星の周りをまわる衛星，多数の小惑星・彗星，そしまったからにはその対応策を検討しなければならない．

て地球大気に飛び込むと流星となる惑星間塵のようなそれでスペースガードという活動が約 20 年前から始様々な天体があるが，近年，太陽系小天体と呼ばれるまった [3][4]．スペースガードは，最初は小惑星の研

小惑星や彗星が注目を浴びるようになった．その理由究者（観測や軌道計算）が中心で地球に衝突するようなは，太陽系や生命の起源や進化を調べたいという科学

天体を把握しようという活動であった．この活動は現目的が主であるが，スペースガードも重要な理由であ在でも続いているが，最近ではさらに衝突回避や自然る．スペースガードとしては，太陽系小天体の中でも

表1： 地球接近天体（NEO）の分類

分

類

名

定

義

NEC

q<1.3 AU
P<200 years

NEA

q<1.3 AU
アティラ（Atira）型
アテン（Aten）型
アポロ（Apollo）型

a<1.0A U
Q<0.983 AU
a<1.0 AUQ<0.983 AU
a<1.0 AUQ<1.017 AU

アモール（Amor）型 a>1.0 AU

PHA

MOID<=0.05
AU, H<=22.0*Minimum Orbit Intersection Distance■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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説
明
NEA=Near Earth Comet
近日点距離が1.3 AU以下．
周期が200年以下．
NEA=Near Earth Asteroid
近日点距離が1.3 AU以下．
小惑星の軌道全体が地球軌道の内側にある．
（163693）
Atiraにちなんで，命名．
地球軌道と交差する小惑星で，主に地球軌道の内側に存在する．
（2062）
Atenにちなんで命名．
地球軌道と交差する小惑星で，主に地球軌道の外側に存在する．
（1862）
Apolloにちなんで命名．
軌道は地球軌道の外側にある．ただし，近日点距離は1.3AUより小さい．
（1221）
Amorにちなん
で命名．
PHA=Potentially Hazardous Asteroid
NEAのうち，地球軌道との最小距離（MOID*）
が0.05 AU以下で，絶対等級（H）が22等より明るい
天体．

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図3： 発見されたNEOの累積数．
各年までに軌道が算出されたNEOの累積数を示す．等級※
は絶対等級 であり，小惑星の大きさに対応する．小惑星の大きさは小惑星表面のアルベド（反射率）によるが，アルベドを小さく0.05と仮定した合，絶対等級18等は直径1500m，23等は150mに相当する．（マイナー・プラネット・
センターが公開しているデータより作図）※
太陽系天体の絶対等級とは，太陽および地球から1天文単位の距離にあり，位相角（太陽-天体-観測者がなす角）が0度と仮定したときの視等級のことである.

Hazardous Asteroid）で あ る が，PHA で な い NEO も太陽系の歴史のタイムスケールで見れば，地球に衝突する可能性がある天体ということになる．NEO には
小惑星と彗星があるわけだが，ここでは小惑星の方に着目する．もちろん，地球衝突を考える上では彗星も小惑星同様に重要であるが，その衝突頻度は遥かに小さい．以下では特に混乱の恐れはないので，小惑星のNEO（つまり NEA）
を単に NEO と書くことにする．
図 2 に最近の小惑星の分布を示す．2013 年 7 月には，発見されて軌道が算出された小惑星が 62 万個を超え
図2： 小惑星とNEOの分布
2013年初めまで，に軌道が算出された全小惑星を（a）に，その中のNEOを（b）示す．中心が太陽，軌道は水星～木星，
黄道面（地球の軌道面）に天体の位置・軌道を投影した．天体の位置は，2013年8月1日現在の位置である．（ローエル天文台[5]が公開している軌道データより作図）た．このうち，NEO は約 l 万個にのぼる．図 2（a）にプロットした小惑星の中で NEO だけ抜き出したものが
図2（b）である．この図を見れば分かるように，地球に接近してくる小惑星は木星軌道近辺まで分布しているのである．

地球接近天体（以下では英語の Near Earth Object の

NEO の発見第 1 号は，1898 年に発見された小惑星

頭文字を取って NEO と記す）と呼ばれている天体に注

エロスにまで遡る．しかし，スペースガードとして目している．

NEO が注目されるようになったのは，すでに図 1 で，NEO とは，彗星や小惑星で太陽に 1.3 天文単位以内見たように 1990 年代になってからである．そして，に接近する天体のことである．NEO は，軌道の特徴

NEO の観測が本格化するのは 1997 年末くらいからとによって表 1 のように分類されている．近い将来につなる．図 3 に NEO の発見の累積個数の推移を示す．

い て 地 球 衝 突 を 気 に す べ き も の は PHA（Potentially1998 年くらいから NEO の発見が急に増えた理由は，■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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図4： 小惑星探査機「はやぶさ」を隙石と見立てて観測したときの地球衝突予測位置．
光学観測データより「はやぶさ」の軌道を決定し，その誤差範囲についてモンテカルロシミュレーションで落下位置を予測した．右下の図で小さな■は実際に「はやぶさ」のカプセルが着地した位置を示す．

米国で LINEAR（リニア）という NEO 発見のプロジェ

査機「はやぶさ」が地球に帰還するときに，「はやぶさ」

クトが始まったためである [6]．その後も米国を中心を地球に衝突してくる小惑星と見立てて光学望遠鏡にとしていくつかの観測プログラムが動き出しており，

より観測を行い，衝突場所を特定できることを筆者ら

発見数は増大の一途をたどっている．

が実証している [8]．

図 3 には小惑星の明るさ（絶対等級）別の内訳も示さ

この「はやぶさ」のケースについて簡単に説明する．

れている．特徴的なことは 18 等よりも明るい小惑星，

もちろん，「はやぶさ」は電波航法でその軌道が決定

つまりより大きな小惑星の発見数の伸びが鈍っている

されているのであるが，「はやぶさ」が地球帰還することである．これは，大きな小惑星についてはだんだ

ときに光学望遠鏡で観測キャンペーンを行った．そのんと発見し尽くされてきたということを意味している．

結果，「はやぶさ」のカプセルのリエントリ（=「はやぶ

それに対してより小さな小惑星の発見数は直線的に増さ」本体の大気圏突入）の約 10 時間前から 7 時間前に大 し て い る． こ の こ と は， 我 々 が 知 ら な い 小 さ な

かけて，合計 23 個の観測データ（天球上の赤経・赤緯）

NEO がまだまだ沢山あることを示唆している．

を得ることができた．これを地球に衝突してくる小惑星のデータだと思って電波航法の情報は何も使用せず

3. スペースガードの活動に「はやぶさ」の軌道を決めて，地球への衝突位置を予測してみたのである．その結果を図 4 に示す．カプ

スペースガードとしては，まずは地球に衝突しうるセルの着地位置とかなり近いところに「はやぶさ」の天体をすべて把握するということが重要である．これ

落下位置が推定できていることがわかる．つまり，地は，主に地上の望遠鏡での観測による．事前に地球に球衝突直前でも観測データさえ取得できれば，衝突位

衝突してくる天体を発見し軌道を正確に決めることが置（および時刻）の推定は十分可能なのである．図 4 にできれば，いつどこに天体が衝突するかは正確に予測おけるカプセルの着地位置と推定位置のずれは，カプできる．実際，2008 年 10 月にスーダンに落下した隕

セルの方はパラシュートを開いて着地したのに対して，石については，落下の 1 日弱前ではあるが，発見され推定位置の方は大気抵抗は考慮せずに軌道計算したたた小惑星 2008 TC3 [7] が地球に衝突することが計算さめだと思われる．また，より長い期間についての観測

れ，衝突場所や時刻が判明していた．また，小惑星探

データが取得できれば，誤差範囲はより小さくなる．

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図5： 小惑星に探査機を衝突させたときの軌道のずれ．
小惑星に探査機を衝突させたときに，元の軌道からどのくらいずれるのかを計算した．（a）は小惑星の大きさを1000m，3（b）は60mと仮定した．小惑星の密度は，小惑星イトカワと同じ1.9g/cm とした．

このように，観測さえきちんとできれば，天体の地

さが 60 m とすれば，ずれは 20 年近く経つと 7 万 km

球衝突は，衝突場所と時刻が予測可能である．スペー

程度までになる．つまり，これなら地球との衝突を回スガードの観測は米国を中心として発見・追跡観測が避できることになる．もちろん，衝突を回避する小惑

盛んに行われているが，チェリャビンスク隕石をきっ星の軌道や探査機を衝突させるタイミングや条件によ

かけにさらに進んだ観測を行おうと言う機運が高まっって小惑星の軌道のずれは様々に変化するが，いずれてきた．日本では，日本スペースガード協会が 10 mにしても 100 m 以下の小さな天体ならば，このやり方

程度の大きさの天体を地球衝突 2 日前くらいまでに発で衝突回避が可能であると考えられる．

見できるような観測施設の整備を呼びかけている．

しかし，天体がより大きかったり，地球衝突までの次に重要なことが，天体の地球衝突を回避するため時聞が短かったりするとこの方法は使えない．他の衝にどのようなことを行うかである [9]．実は，天体の突回避手段としては，重力による牽引（グラビティー

衝突回避は難しい．現在の技術で可能なことは，探査トラクター），
レーザー光線や太陽光圧を利用するもの，機（宇宙船）を小惑星に衝突させて小惑星の軌道を変え物質を勢いよく放り出すマスドライバー，核爆発などることである．たとえば，大きさが 100 m くらいの天が考えられているが，どれも決定的ではない．天体が体が 20 年後とか 30 年後に地球に衝突するというよう大きい場合や衝突までの時間が短い場合には，エネルな場合には，なるべく重い探査機を大急ぎで打ち上げ

ギー的には核エネルギーしか対応できないが，核爆発てその天体に体当たりさせれば，衝突は避けることがをうまく小惑星の軌道を変えるのに使えるかどうか詳可能である．つまり，小惑星の軌道が探査機の衝突で細な検討が必要である．ちなみに，映画によくあるよ

少しだけ変化して，その変化（ずれ）が時間が経つと増うに衝突してくる天体を爆破して破壊してもあまり意

大し地球衝突が回避されるわけである．

味はない．爆破できたとしても多数の破片が地球に衝

筆者らは，試みに「はやぶさ 2」の探査天体である

突してくるから被害を避けることはできないのである．

1999 JU3 という小惑星の軌道を用いて，そこに 500

衝突の回避ができない場合，次に考えることは被害kg 程度の探査機を衝突させたとして小惑星の軌道がを最小にすることである．事前に発見できていれば，どのくらい変化するのかを計算してみた．計算では，

いつどこに天体が衝突するかは正確に予測できるから，

小惑星の大きさを実際に近い 1000 m とした場合と，被害範囲を予測して被害が最小になるような措置をとツングースカ大爆発の時の 60 m と仮定した場合の 2

るとともに人々を避難させればよい．すでに述べたケースを行った．その結果を図 5 に示す．小惑星の大2008 TC8 という天体の場合は，わずか衝突 1 目前できさを実際に近い 1000 m としてしまうと探査機を衝はあるが発見されてすぐ地球に衝突することが分かり，突させたくらいではほとんど軌道はずれないが，大き正確な衝突位置が割り出された．この天体は大きさが■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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3 m 程度と小さかったこともあり，人々の避難という国の OSIRIS-REx は B 型の微小 NEO の探査をする計

ようなことにはならなかったが，事前に天体衝突が予画であり（2016 年打ち上げ予定），これらの探査の結測できれば人々の避難も可能である．チェリャビンス

果が出ると，NEO の素性がかなり理解できることにク隕石の場合には，太陽の方向から天体が接近したたなると思われる．

めに事前に発見されなかった．このようなケースにつ探査機によって小惑星の軌道の変更を試みる構想もいては，事前発見をどのように行うかが課題である．

ある．例えば，欧州で議論がされていたドン・キホー

この被害を最小にするという考え方は，衝突してくテ（Don Quijote）というミッションは，小惑星に探査る天体が小さくて被害が局所的にとどまる場合に有効機を衝突させて小惑星の軌道を変えることができるかであるが，衝突してくる天体が大きい場合には解決策どうかを検証するミッションである．1 つの探査機がにはならない．避難することで直接的な災害から逃れ先に小惑星に到着しており，そこに 2 機目が来て高速ることができたとしても，衝突後に生じると思われる

で小惑星に衝突する．その後，引き続き最初の探査機

地球環境のグローバルな変化からは逃れることはでき

が小惑星の周りに滞在し，軌道や自転運動が衝突によないからである．大きな天体の衝突については，まだってどのように変化したのかを調べるのである．この具体的な解決策はない．

ミッションは，検討されたが実行に移されていない．

4. スペースガードに対する小天体探査の役割

一方，最近では AIDA
（Asteroid Impact & Deflection
Assessment）ミッションの検討が欧米協同で行われている．この検討では，バイナリー小惑星（衛星がある

天体の地球衝突を回避する場合，事前に相手の天体小惑星）の衛星の方に探査機を衝突させ，別の探査機の素性を調べておくことが重要である．小惑星イトカでその衝突の様子や軌道変化を調べようというものでワは小惑星探査機「はやぶさ」が探査した小惑星であある．

るが，その軌道は地球軌道にかなり接近するものにな

さらに米国では，小惑星そのものを捕獲してしまおっている．つまり「はやぶさ」は，世界で初めて実際うというミッションも提案されている．ARM というに地球に衝突してくるような天体を詳細に調べたわけ

Asteroid Retrieval Mission（後 に Asteroid Redirect

で，「はやぶさ」のイトカワ探査の結果はスペースガ

Mission）と呼ばれるもので，小惑星を丸ごと捕獲してードの立場からも注目された．特に注目されたことは，

地球近傍まで運んでこようというミッンョンである．

イトカワの構造がラブルパイル（がれきの寄せ集め）でただし想定している小惑星のサイズは 7 m 程度までなはないかと推定されたことである．大きさが 500 m 程ので，スペースガードとしてはすぐには役に立たない．

度の天体が 1 つの固まりからできているのではないと

このくらいのサイズの天体なら，仮に地球に衝突していうことは，このような天体が地球に衝突してくる場も大きな被害をもたらすことにはならないからである．

合の回避方法を考える上で重要である．

小惑星の軌道を変えることまではできなくても地球

ただし，地球に衝突する可能性がある NEO を詳細に衝突する可能性がある小惑星に探査機を送って，そに調べたのはまだイトカワの一例のみである [10]．アの探査機の軌道を正確に決定することで，小惑星の軌

メリカのニア・シューメイカー探査機が NEO 第 1 号

道をより正確に把握し，衝突をより正確に予測しようである小惑星エロスを詳細に調べているが，エロスはというアイディアもある．通常，小惑星の観測は光学

その大きさが 38 km もある天体で，このように大きな望遠鏡を用いて行われており，その軌道決定精度は探天体が近い未来に地球に衝突する可能性は無い．イト査機の軌道決定精度に比べると低い．レーダーによる

カワはその反射スペクトルからタイプが S 型と呼ばれ小惑星観測が行われれば軌道決定精度は上がるが，小る小惑星であるが，この他にも C 型と呼ばれるものが惑星が地球に接近しないとレーダー観測が成立しない．

ある．地球に接近してくる C 型の微小 NEO もラブル

そのために，探査機を小惑星に送って小惑星の軌道決パイル構造をしているのかどうかは，まだ分かってい定を行うことは，非常に有効である．また，何らかのない．それを調べるのが，日本が計画している「はや手段でその小惑星の軌道変更を試みたときに，実際にぶさ 2」である（2014 年打ち上げ予定）[11]．さらに，米どのくらい軌道が変化したのかを知るためにも有効で■2013遊星人Vol22-4_製版.indd219

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表2： 小天体探査とスペースガード

探査の種類
科

学

探

査

軌

道

変

更

軌道の詳細決定観

測 （発見）観

測 （物理）

スペースガードとしての目的
具 体 例
小惑星の形状，質量，密度，表面，内部
ニア・シューメイカー，はやぶさ，構造などを詳細に把握することで，衝突はやぶさ2*，OSIRIS-REx*
回避のための情報とする．
探査機を衝突させることで，小天体の軌 スター・ダスト，ドン・キホーテ*，
道を変更する．
AIDA*，ARM*
探査機を小惑星近傍に滞在させること
はやぶさ2*
で，その小惑星の軌道を正確に把握する．
スペースから小天体を発見する．
（地上観測における制約を軽減できる：太陽方 NEOSSat
向からの接近する天体の観測など）
小惑星の大きさや組成について，小惑星 IRAS，あかり，WISE，MSX，まで行かずに推定できる．
ISO，Spitzer，Herschel*印は，まだ打ち上げられていない探査機を示すある．

したがって，スペースガードについては 1999 年頃

この他，宇宙を利用するケースとしては，宇宙からから国連でも議論が始まっているのである．国連でのの小惑星の観測（発見と追跡）が考えられる．最近では，

議論は，COPUOS（国連宇宙空間平和利用委員会）の人工衛星からの小惑星の観測も行われるようになって中に設定されたアクションチームで行われてきたが，きた．特に，赤外線観測衛星の lRAS（Infrared Astro-

2013 年の 2 月・6 月の議論で，スペースガードに対応

nomical Satellite），「 あ か り 」，WISE（Wide-field In-する国際的な対応案がほぼ固まり，実行に移していく

frared Survey Explorer）などが小惑星の観測を行って段階に入りつつある．具体的には，NEO の観測や軌いる．他には，MSX（Midcourse Space Experiment），

道解析などのネットワークを充実・強化し各国の防災

ISO（Infrared Space Observatory），Spitzer Space

関係者とのつながりも築くこと，および，衝突回避に

Telescope，Herschel Space Observatory などの宇宙

向けては各国の宇宙機関に参加を求めて衝突回避の方

赤外線望遠鏡が小惑星観測を行っている．これらは主策を議論するグループを作るということである．2013に科学目的の物理的な観測であるが，最近カナダが打

年 の COPUOS で の 議 論 で は， 前 者 は IAWN

ち 上 げ た NEOSSat（Near-Earth Object Surveillance，後者は（International Asteroid Warning Network）

Satellite）では，宇宙から NEO を探そうという試みが

SMPAG（Space Mission Planning Advisory Group）となされている．

言う名称で検討を進めていくことになった．

以上をまとめてみると，表 2 のようになる．スペー
スガードのためには，地上からの観測だけではなく，

6. まとめスペースを積極的に活用していく必要がある．
小さな天体でもチェリャビンスク隕石のように地域

5. 国際的協力

的には大きな災害になりうるし，より大きな天体が衝突すれば人類の存亡にも関わることになる．頻度は少スペースガードについては，国際的な協力が重要でないが起こると大変なことになるこの天体衝突というある．観測についてはすでに国際天文学連合のマイナ問題に対して，我々の子孫のためにもきちんとした行

ー・プラネット・センターを中心とした国際的な協力

動を起こす時が来たと言える．これは「人類としてのがある．一方，衝突回避の方はいろいろな問題がある．

危機管理」であり，その基礎となるのが太陽系天体・

そもそも上述したように技術的に難しいと言うことに

隕石・地震・津波・環境・防災など幅広い地球惑星科

加えて，衝突回避に失敗したらどうするか，衝突回避学の知識なのである．そして，天体の衝突回避のためをしたために別の地域に天体が衝突してしまったらどには探査やスペースでの活動が重要になる．

うするかなど，国際関係にも議論は及ぶ．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

220

日本は，
ミッションの主目的ではなかったにしろ「は2013/12/13

14:01:11

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TOPへ↑

「スペースガード」とは何か／吉川，山口221

やぶさ」というミッションを通して，スペースガードに大きく貢献した．そして，今後，「はやぶさ 2」の副産物としてスペースガードに貢献することになろう．
その上で，人類共通の課題として国際的な協力体制を構築して，スペースガードの活動を進めていく必要が
あろう．

参考文献
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■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

221

2013/12/13

14:01:11

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222

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」

スペースガード観測の現状
浦川 聖太郎 ，高橋 典嗣 ，浅見 敦夫 ，西山 広太 ，
1
1
1
1,2
1,3
奥村 真一郎 ，坂本 強 ，橋本 就安 ，三輪田 真 ，布施 哲治 ，
1,2
吉川 真
1

1

1

1

の発見，衝突回避の（要旨）スペースガードとは，地球へ接近する太陽系小天体（Near Earth Object = NEO）
研究を行う活動である．1990 年頃より，NEO の早期発見と軌道導出を行うスペースガード観測が世界各地で行われており，現在では 1 万を超える NEO が発見されている．美星スペースガードセンターは国内唯一のスペースガード観測に特化した施設であり，NEO を始めとする太陽系小天体の発見，追観測，科学観測を行っている．本稿では，スペースガード観測の現状と，美星スペースガードセンターで行われている実際の観測，さらに将来の展望について紹介する．

1. スペースガード観測なエネルギーを有している．今後は，2030 年頃までに直径 140 m － 1 km
（絶対等級で 17.75 － 22.00 等級に1994 年に起こったシューメーカー・レビー第 9 彗星

相当）の NEO の 90％を発見することが，新たな目標の木星衝突を一つのきっかけとし，彗星や小惑星といとして設定されている [3][4]．チェリャビンスク隕石

った太陽系小天体が地球へ衝突する脅威について広くの元になった NEO の直径は約 20 m と推定されている認識されるようになった．そして，2013 年 2 月 15 日

[5]．この大きさの NEO は，地球に非常に近づいたタのチェリャビンスク隕石落下により，衝突の脅威はよ

イミングで，運良くサーベイ網にかかることでしか発り現実的なものであると改めて知らされた．スペース

見できないのが現状である．

ガ ー ド と は， 地 球 へ 接 近 す る 太 陽 系 小 天 体（Near

将来地球に接近する NEO の状況について述べる．

Earth Object=NEO）に対する発見，衝突回避の研究

2013 年 10 月 25 日時点では，2010 RF12 が 2095 年 9 月 5を行う活動である . このうち NEO の発見観測（以下，

日に地球に衝突する確率が最も高く，8.1% である．

スペースガード観測）は，1990 年頃より様々な観測プ

しかし万が一衝突したとしても，この NEO の推定直ロジェクトにより実施されている．初期のスペースガ

径は 7 m であり被害はほとんど起こらない．この直径ード観測の国際的な目標は，地球に衝突すれば人類存は唯一落下予測に成功した 2008 TC3 と同程度である

続に致命的な影響を与える，直径 1 km 以上の NEO の[6]．NEO の危険性を評価する為には衝突確率だけで90% を発見することと設定された [1][2]．現在までのなく，衝突エネルギー（NEO の直径や衝突速度）を考NEO の 発 見 数 を 表 1 に ま と め る．861 天 体 が 直 径 1

慮しなければならない．直径が比較的大きい NEO の

km 以上（絶対等級で 17.75 等級以上に相当）の NEO で（=101955）
う ち， 衝 突 確 率 が 高 い も の は 1999 RQ36ある．これはサイズ分布から推定される直径 1 km 以

Bennu，2007 VK184，2009 FD である．これらの NEO

上の NEO 数のほぼ 90% に達しており，初期の目標はの推定直径はそれぞれ 560 m，130 m，130 m，衝突達成されたと言える．一方，直径 1 km 以下の NEO で確率は 0.054%，0.055%，0.18%，最接近日時は 2182 年

あっても，国 / 都市レベルの壊滅をもたらすには十分

9 月 24 日，2048 年 6 月 3 日，2185 年 3 月 29 日 で あ る．

1. 日本スペースガード協会
2. 宇宙航空研究開発機構
3. 情報通信研究機構
urakawa@spaceguard.or.jp

この NEO の推定直径は 440 m，衝突確率は 0.031%，■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

222

さらに，ごく最近になって，2013 TV135 が発見された．
最接近日時は 2032 年 8 月 26 日である．かつて，地球

2013/12/13

14:01:11

スペースガード観測の現状／浦川 他

223

表1： 2013年10月7日時点でのNEOの発見状況．発見数の括弧内は，2178年までに地球に0.05AU以内に接近する（http://www.iau.org/public/themes/neo/nea/）
天体（Potentially Hazardous Asteroids = PHA）の数．アルベド=0.15を仮定．

直径D（ m ）> 10001000 - 140

140 - 40

40 - 122.00 - 24.75> 24.75～ 285000

---

---

全

体

絶

対

等

級

H

< 17.75

17.75 - 22.00

推

定

存

在

数

966±45～ 14000

数861（155）4923（1260）

2614

1909

10307
（1415）

合

89%±4

～ 35%

～ 1%

---

---

口径
0.9 m
1.8 m
1 m×2
68 cm
1.5 m
1.0 m
1.8 m
67 cm
45 cm×31m
1.1 m
50 cmなど

F値
3.0
2.7
2.2
1.9
2.0
3.5
4.4
3.2
2.8
4.5
2.7

発

見

発

見

割

表2：主な観測プロジェクト

プロジェクト名Spacewatch

場所
アメリカ アリゾナ

LINEAR/GEODSS
CSS

アメリカ ニューメキシコ
アメリカ アリゾナ
アメリカ アリゾナ
オーストラリア ニューサウスウェールズ
Pan-STARRS（PS1）
アメリカ ハワイ
ADAS
イタリア アシアゴ
LSSS
スペイン ラサグラ
TOTAS
スペイン テネリフェ島
KLENOT
チェコ Klet’
YSTAR,NEOPAT
韓国

視野
1.9°×1.8°
0.6°×0.6°
1.2°×1.6°
2.9°×2.9°
1.1°×1.1°
2°×2°
φ3.0°
0.8°×0.8°
1.6°×1.6°
0.7°×0.7°
0.55°×0.55°
2°×2° などへの衝突が話題となった小惑星アポフィスの衝突確率

鏡に広視野 CCD カメラの組み合わせというシステムは無視できる程小さくなっている．衝突確率が減少しで観測を行っている．現在のスペースガード観測の中た要因は，追観測で軌道精度が向上した為である [7]．

心NEO の 発 見 情 報 や 軌 道 情 報 は Minor Planet Center

Telescope and Rapid Response System）に移っている．

注1（MPC） や NASA/JPL の Near Earth Object
注2

Programに詳しく紹介されている．

は，CSS と Pan-STARRS（Panoramic Survey

CSS はアリゾナ州ツーソンの Steward 天文台を中心に，同じアリゾナ州のレモン山天文台とオーストラリアのSiding Spring 天文台で連携して行っているプロジェ

2. 世界のスペースガード観測ク ト で あ る．2013 年 の 前 半 期 ま で に 4500 を 超 え る
NEO を発見している．Pan-STARRS は，ハワイ・ハ

NEO の発見を行っている観測プロジェクトは，発レアカラ山頂で行われているサーベイプロジェクトで

見 数 の ほ と ん ど を 占 め る LINEAR（Lincoln Near

ある（NEO の発見だけを目的としていない）．口径 1.8

Earth Asteroid Research），CSS（Catalina Sky Sur-m 望遠鏡と広視野カメラからなる観測システムで，約vey）などの大規模サーベイグループとそれ以外に大7 平方度（直径 3 度の円形状視野）の領域を一度に撮像きく分けることができる．大規模サーベイはすべてアする事ができる [8]．計画ではこの観測システムを 4 台

メリカ合衆国における組織であり，事実上，アメリカ

稼働させる予定であり，2010 年からプロトタイプをにおける大規模サーベイとそれ以外の国での小規模サ兼ねた 1 台目
（PS1）
での本格稼働が始まっている．現在，ーベイに分かれる．1990 年代～2000 年代初頭にかけ

PS1 だけで年間の NEO 発見数の約半分を占めるまでての代表的な観測プロジェクトは，LINEAR，NEATになっているが，さらに 2 台目の PS2 も完成している．

（Near-Earth Asteroid Tracking），Spacewatch などでアメリカ以外では，イタリア，スペイン，チェコ，韓ある．これらのプロジェクトは口径 1 m クラスの望遠

国などで観測が行われている．一例として，スペイン

注1：http://minor.planetcenter.net
注2：http://neo.jpl.nasa.gov■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

223の LSSS（La Sagra Sky Survey）では，チェリャビンス
ク隕石落下の翌日に地表から 27700 km の距離まで接2013/12/13

14:01:11

224

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

図2： 美星スペースガードセンター観測システム

注3

図1： 観測プロジェクト別のNEO発見数の推移（MPCの公開デー
タ．http://www.minorplanetcenter.net/iau/MPCORB.
htmlより作成）．2013年は9月7日までの発見数．

）
で 2000 年から開始した [10]．BSGC は，口径 1 m 望

遠鏡，口径 50 cm 望遠鏡，口径 25 cm 望遠鏡からなり，
通常は口径 1 m 望遠鏡と口径 50 cm 望遠鏡を用いて観測を実施している（図 2）．口径 1 m 望遠鏡の検出器は近した 2012 DA14 を発見している．主な観測プロジェ

4096 × 2048 ピクセルの 4 枚の CCD からなり，その視クトを表 2 にまとめる．

野は約 2.6 平方度である．口径 50 cm 望遠鏡の検出器

近 年 で は， 宇 宙 か ら の 観 測 も 実 施 さ れ て い る．

は 2048 × 2048 ピクセルの CCD であり，その視野は約NASA の 宇 宙 望 遠 鏡 WISE（Wide-field Infrared

2.8 平方度である．BSGC では，NEO とともにスペー

Survey Explorer）
は，口径 40 cm の赤外望遠鏡であり，スデブリの観測も行っている．観測は 6 人の観測者に

その観測波長は 3.4 μm，4.6 μm，12 μm，22μm である． より，2 人 1 組の交代制で，午後 6 時から翌朝午前 6 時
冷却剤がなくなり当初の観測計画は終了したが，冷却まで 365 日体制で行っている．メインとなる口径 1 m

なしでも比較的問題の少ない 3.4 μm 帯と 4.6μm 帯を望遠鏡は 2002 年に完成し，その後も改良と改修を重用いた NEO サーベイを NEOWISE と名付け運用期間

ねて 2007 年から十分な性能を発揮できるようになっを延長して実施した．WISE による観測で 129 の NEO

た．これまでの NEO の発見は，25 cm 望遠鏡によるが発見された．また，直径 1 km 以下の NEO のサイズ（=20826）と 1 m 望遠鏡による 2007 YZ の 22000 UV13

分布の再調査を行い，これまで予測されていたより，

天体に留まっている．

直径 1 km 以下の NEO が少ない事を明らかにした [9]．

BSGC における NEO の観測の実際について述べる．

延長運用は 2011 年 2 月に終了したが，チェリャビンス

NEO は，メインベルト小惑星と異なり，黄道面付近

ク隕石落下により，スペースガード観測の重要性が再に存在しているとは限らない．しかし，それでも存在認識され，2013 年 9 月に再運用を行うという発表があ確率は黄道面付近が一番高い．従って，黄道面付近のった．図 1 は観測プロジェクト別の NEO の発見数を

衝の位置を観測すると NEO を発見しやすい．ただし，示す．1990 年代後半から 2000 年代初頭にかけて主要

この領域は他の観測プロジェクトも観測するため，なプロジェクトであった，LINEAR や NEAT での発

BSGC ではやや高黄緯の領域を観測することが多い．

見数は近年減少しており，CSS や Pan-STARRS によ

このようにして決めた領域を一晩に 4 回程度撮像し，る発見数が増加している．2010 年に ｢Other｣ が急増し

その 4 枚の画像をパラパラ漫画のように比較する事で，ているが，これは WISE による発見である．

NEO の検出を行う．恒星は視野内で動かないが，
NEO は移動する．これをブリンク法という．BSGC

3. 日本におけるスペースガード観測

では，移動天体の検出を目視で行っている．これは，他の観測プロジェクトと比較して劣っている限界等級

日本におけるスペースガード観測は，岡山県井原市
美星町の美星スペースガードセンター（以下，BSGC■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

224

注3：BSGCの施設は，一般財団法人日本宇宙フォーラムが所有し，日本スペースガード協会（JSGA）が観測を行っている．

2013/12/13

14:01:12

スペースガード観測の現状／浦川 他

225

図3： NEOの発見等級の分布（MPCの公開データ，http://www.
minorplanetcenter.net/iau/MPCORB.htmlより作成）．現
在では，短時間の露出で20 等級を検出できなければNEOの発見は困難である．

を補うためには，ノイズと同レベル程度の信号を判別することが可能な目視による検出が必要だからである．
一般に，NEO はメインベルト小惑星より天球上での動きが速い．また，その動きの速さや方向は決まって

図4： 発見されるNEOの絶対等級の年次推移（MPC の公開デー
タ，http://www.minorplanetcenter.net/iau/MPCORB.
htmlより作成）．

いない．このような条件は，NEO を発見するために，長時間の露出をかけて限界等級を上げる事は難しく，近づいた NEO は 110 天体ある．このうち 107 天体が発30 秒から 60 秒程度の短い露出時間で観測を実施する

見前後の数日の間に地球へ最接近している．発見され必要があることを示す．BSGC の場合，30 秒露出を行た NEO が次の回帰で必ず観測できるとは限らない（多った場合の典型的な限界等級は 18 等級である．この

くの場合，大型望遠鏡でも観測不可能な 25 等級以下

限界等級で発見できるような，大型の NEO の大半はになる）
．従って，BSGC のような常に観測体制にあ発見されている．図 3 は 2012 年以降の NEO の発見時

る観測所において即時追観測を実施し，可能な限り正の等級を示す．現在の NEO の発見時の等級は 20.5 等

確に軌道を求めておくことが重要である．NEO の追級にピークがある . また，図 4 は発見された NEO の絶観測に加え，既知の NEO であっても軌道精度を改良

対等級（直径に相当）の年次推移を示す．ごく稀に絶対するためにある程度の期間ごと（典型的には数ヶ月か

等級 16 等程度（～直径 2 km）の NEO が発見されるもら数年程度毎）に位置測定観測を実施する必要がある．

のの，平均すると年を経るごとに発見される NEO の
直径は小さくなっている．現在では絶対等級 22.5 等（～
直径 100 m）の NEO の発見が多い．従って，現在ではBSGC で NEO を 発 見 す る 事 は 困 難 な 状 況 で あ り，
NEO の発見を目指した積極的な観測は行っていない．
一方，Pan-STARRS などで発見された NEO の暫定的
注4

な軌道情報は MPC の NEO Confirmation Pageで公開される．この暫定的な軌道に基づき NEO の動きに合わせて望遠鏡を追尾させれば，長時間の露出が可能となり，BSGC でも暗い NEO を検出することが可能となる．このような，即時追観測は NEO の正確な軌
道導出をする上で重要である．例えば，2013 年 9 月 2日までの一年間に月軌道の 5 倍以内の距離まで地球に
注4：http://www.minorplanetcenter.net/iau/NEO/toconfirm_
tabular.html■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

225

表3：美星スペースガードセンターで実施した観測のうち，Minor Planet Centerへ報告した天体数の推移．即時追観測を実施したNEO数とは，NEO Confirmation Pageに公表されたNEO候補天体に対する観測数である．発見候補天体
は，観測時点において未発見であった太陽系小天体であり，主にメインベルト小惑星である．MPCに集約されている
過去のデータとの精査の結果，必ずしもすべての発見候補
天体が発見とならない．BSGCで発見したNEO,-2007 YZ-,
は2007年の発見候補天体に含まれる．2010年よりNEOCP
天体の即時追観測に観測の重点を移している．

年
2012
2011
2010
2009
2008
2007

即時追観測
を実施した
NEO数
189
212
192
39
24
7

観測をした
既知の
NEO数
76
97
132
13
14
22

発見候補
天体数
40
133
503
1417
301
511

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226

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

月明かりがあり，暗い NEO の検出が難しい状況下では，いる [13]．

この種の観測も BSGC で実施している．2007 年以降，
BSGC で行った観測の状況について表 3 にまとめる．

4. 今後のスペースガード観測2007 年より BSGC１m 望遠鏡には，SDSS の g, r, i, z
フィルターと，860 nm と 1020 nm に中心波長を持つ

チェリャビンスク隕石落下により，改めてスペース

狭帯域フィルターが導入された．これらのフィルター

ガードの重要性が認識されたように思う．しかし，現を用いる事で多色測光による小惑星のスペクトル型決状ではチェリャビンスク隕石の元になったような小型定といった科学観測が可能となった．また従来から，の NEO の網羅的な発見は難しく，今後 15 - 20 年の期

ライトカーブ観測は可能である．これまで，イトカワ間で，直径 140 m － 1 km の NEO の 90% を発見し，軌や 1999 JU3 のような探査天体のライトカーブ観測や，道決定しようという段階である．Pan-STARRS に加え，

107P/Wilson-Harrington のライトカーブ観測及び多色

計 画 中 で あ る LSST
（Large Synoptic Survey Tele-

測光観測を実施してきた [11][12]．BSGC では 365 日観

scope）では，口径 8.4 m，視野 9.6 平方度の観測システ

測体制にあるので，太陽系小天体の突発現象にも即時ムでサーベイ観測を実施する予定である．ここでも対応できる．この利点を生かした科学観測を今後も行NEO の発見が重要な観測テーマとして提案されていう予定である．BSGC 以外での国内における小惑星のる．また，すばる望遠鏡 Hyper-Suprime Cam や検討

観測状況について述べる．常時の観測体制にはないもが 開 始 さ れ た 宇 宙 望 遠 鏡 WISH
（Wide-field Imagingのの，JAXA 入笠山観測所で小惑星の観測が行われてSurvey for High-redshift）など，今後行われる大規模いる．また，アマチュア天文家も観測を実施している． サーベイ観測でも NEO の検出が期待できる．この他
特に，世界各地の大規模サーベイプロジェクトが本格にも，太陽方向から飛来する NEO の発見を目的として，的に稼働するまで，小惑星の発見報告数は日本のアマ

カナダ宇宙庁により宇宙望遠鏡 NEOSSat（Near-Earth

チュア天文家が世界をリードしてきた．小惑星の発見

Object Surveillance Satellite）
が打ち上げられた．また，報告は，MPC に集約される．未知の小惑星は，2 日分

宇宙望遠鏡 NEOCam（Near-Earth Object Camera）がの観測でその存在が確認されて初めて発見と認められNASA で検討されている．このような宇宙からのスる定義であった（2010 年 3 月まで）．特定の天球上の領ペースガード観測も今後，重要な役割を果たすであろ域を 2 日に渡り望遠鏡を向けるような入念な観測は，う．

アマチュア天文家の得意とするところであり，十分な

一方，日本スペースガード協会においては上述した観測技術を有した日本のアマチュア天文家の貢献は非ような観測を行ってきたが，1 m という望遠鏡の口径

常に大きかった．しかし，MPC は１夜だけの観測報

は，直径 140 m － 1 km の NEO の発見を行うには力不告を認めるようになった（2010 年 4 月より）．さらに，

足な感は否めない．この状況を変えるには，次世代のその後の追観測で小惑星を確認できた時，発見者は最望遠鏡が必要不可欠である．現在，我々は次期望遠鏡

初に１夜目の観測を行った者と定義が変更された．この検討作業を行っている．スペースガード観測には，の変更により，小惑星の発見はほとんど大規模サーベ

それ相応の資金や人的資源が必要である．しかし，こイプロジェクトのものとなり，アマチュア天文家の楽れは人類存続に対する保険のようなものであると思う．

しみはなくなってしまった．著者自身の印象では，こ今後ともスペースガード観測の発展のため，協力，理の変更は，様々な観測プロジェクトによる NEO の発解を頂ければ幸いである．

見の増加に伴い「効率的なスペースガード観測のために世界中の観測者が協力すべき」という MPC の姿勢

参考文献を反映したものであり，スペースガード観測の点では良かったと思っている．しかし，結果として小惑星の[1] Shoemaker, E.M. ed., 1995, Report of the Near-Earth発見を行うアマチュア天文家が減少してしまった．も

Objects Survey Working Group. NASA, Washington

っとも，小惑星のライトカーブ観測に重点を移した者

DC. (Available on line at http://impact.arc.nasa.gov.)

もおり，その分野で素晴らしい貢献を引き続き行って[2] Morrison, D. et al., 2002, in Asteroids III, ed. W. F.

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

226

2013/12/13

14:01:13

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スペースガード観測の現状／浦川 他

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[9] Mainzer, A. et al., 2011, ApJ 743, 156.
[10] Isobe, S., 1999, Adv. Space Res. 23, 33.
[11] Muller, T. G. et al., 2011, A&A 525, 145.
[12] Urakawa, S. et al., 2011, Icarus 215, 17.
[13] Hamanowa, H. et al., 2009, The Minor Planet Bulletin
36, 87.

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

227

2013/12/13

14:01:13

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228

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」

チェリャビンスク隕石の現地調査報告高橋 典嗣 ，吉川 真
1,2

1,3

（要旨）ロシア，ウラル地域チェリャビンスク州に隕石が落下し，天体衝突による自然災害が発生した．隕石落下から 43 日後の 3 月 30 日に出発し，現地に赴いた．チェバルクリ湖の氷上には隕石落下の傷跡が，市街地には被害状況が残されていた．現地では，隕石爆発地点の計測，隕石落下地域の推定と隕石が採集された場所の確認，市街地の被害状況等を視察した．調査の過程で隕石を含む貴重な関連資料を収集することができた．本稿では調査全般について，及び調査で得られた知見について報告する．

約 1500 人が怪我をするという天体衝突による大きな1. はじめに

自然災害となった．
2013 年 2 月 15 日 9 時 20 分 26 秒（YEKT），NASA の

この天体衝突による自然災害をもたらしたチェリャ

推定によると直径 17 m，1 万トンの小惑星が秒速 18

ビンスク隕石落下の実体を把握することを目的とし，km の速度で地球大気圏に突入し，ロシア南部のウラ3 月 31 日から 4 月 3 日までの 4 日間，現地調査を行った．

ル地域，チェリャビンスク州に落下した [1][2]．

現地調査では，隕石爆発地点の計測，隕石落下地域

隕石は，チェリャビンスク市街地の南南東約 60 kmの推定と隕石が採集された場所の確認，市街地の被害から約 40 km，上空約 45 km から 28 km で爆発し，状況等を視察した．調査の過程では，チェリャビンス

28.89 km で最大光輝となった．落下速度をカメリン

ク隕石や被災の様子を映したビデオ画像などの資料をスク・ウラルスキーで撮影された車載カメラの映像か収集することができた．

ら求めると , 最大光輝の前は 18.9 km/s であったが，大爆発後には 14.3 km/s に減速したことがわかった．

2. 調査範囲

チェバルクリ湖の手前 5 km 地点では 4.8 km/s で落下
していき , 湖面には約 2 km/s で衝突したと推測されチェリャビンスク市は，ロシアのチェリャビンスク

る．また落下経路に沿った直下の広範囲で多数の隕石州の州都で，ヨーロッパとアジアの境界となるウラルが収集されている．隕石の最終到達地点と考えられる山脈の南東部に位置し，鉱山資源を背景に 18 世紀か

チェバルクリ湖では，湖上の氷に直径 6 m の穴が空いら栄えた [3][4]．市内のチェリャビンスク駅はシベリ

た．現地調査の時には，穴は氷で閉ざされていた．そア鉄道の起点となっている．

の後 10 月 16 日には水深 12 m の湖底から 570 kg の隕石が収集された．

調査は表に示した日程で行った．図 1 には調査地域を示した．チェリャビンスク市内のホテルを起点とし，爆発地点から 40 km から 50 km 離れたチェリャビ

20 km 北に位置する鉄鋼の町クルチャトフスキー，西ンスク市内の全域では，隕石の落下に伴う大爆発で生

南西 70 km に位置するチェバルクリ湖，西南西 180

じた衝撃波によって，約 3300 棟の窓ガラスが割れ，

km に位置する鉱山の町サトカ，南に 30 km に位置す

1. 日本スペースガード協会
2. 明星大学教育学部
3. 宇宙航空研究開発機構
takahasn@ge.meisei-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

228

る石炭鉱山の町コルキノ，エマンジェリンカ，デプタ
ツキーなどの広範囲の地域を調査した．

2013/12/13

14:01:13

チェリャビンスク隕石の現地調査報告／高橋 他

229

表： 調査日程（出国：3月30日，帰国4月4日）

図1： 調査位置図．

3. 調査のあらまし
3.1

爆発地点の算出

ロシア国内の交通事情で，事故後の顛末の証拠として記録を残すために車載カメラを装備する車が多い．
これが幸いし，隕石落下の様子が各地を走行していた車の車載カメラによりとらえられた．また隕石雲も多数撮影されている．
爆発地点は，最終落下地点のチェバルクリ湖（54°

図2： 計測地①②の枠内の写真は車載カメラから，③の枠内はチェリャ
ビンスク州警察提供，④はアレクシ・バブリック氏撮影．

ェリャビンスク市の南南東 41 km 地点，上空 28.89 km（54° 46′ 56.9″ N，61° 31′ 33.4″ E）となった．

58′ 00″ N，60° 18′ 18.9″ E）と車載カメラで撮影された最大光輝に達した後も，隕石は小爆発による分裂を場所が確定できた 2 箇所，隕石雲が撮影されたサトカ

繰り返し，破片を経路の直下に落としながら落下しての 4 地点（図 2）から爆発の最大光輝の位置の方位と地いった．最終到達地点のチェバルクリ湖から最大光輝

平高度を計測して求めた．

の位置のなす地平角は 19.5 度で，大気圏に低角度で突現地調査により撮影地点を確定することができた場
所 は， ク ル チ ャ ト フ ス キ ー（55 ° 13 ′ 21.5 ″ N，61 ° 17 ′37.6″ E），爆発地点直下のコルキノ町のマーケット

入して落下したことがわかった．

3.2

隕石の落下範囲の推測（54° 53′ 27.9″ N，61° 23′ 58.2″ E），西に 120 km 離れた

爆発地点から北に 180 km 離れたカメリンスク・ウ

サトカのアパート 4 階の部屋（55° 02′ 1.7″ N，58° 58′

ラリスキー（Kamensk Uraiian，56 ° 23 ′ 53.8 ″ N，61 °37.1″ E）の 3 地点であった．

55′ 56.1″ E）の車載カメラで撮影された画像には，最大

この結果，爆発により最大光輝となった位置は，チ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

229

光輝に達した後，隕石が小爆発を繰り返して落下して2013/12/13

14:01:14

230

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

図3： 爆発音のスペクトル．

した経路の真下の地域に落下していると推察することができる．
現地調査では，大爆発に対応（直前と 4 回の大爆発）
する経路上の直下に位置するエマンジェリンカ，デプ
タツキーで大量の小さな隕石が採集されていたことを確認した．しかし，ここで採集された隕石は，約 1.5
kg のものもあったが，ほとんどの隕石は 20 g から数
g の小片であった．
図4： 隕石落下の飛跡と隕石の分布推定．
カメリンスク・ウラリスキーで撮影された車載カメラの画
像に爆発箇所を記載．最大光輝の位置からチェバルクリ湖までの水平距離84 kmの線上に推定した隕石分布と採集された隕石の位置を線上に記載した．

隕石は，爆発地点の南北 5 km とチェバルクリ湖の衝突穴を結ぶ 84 km の範囲に点在しているものと推察され，分布密度は最大光輝の直下から離れると小さくなる．しかし，落下経路の先端ほど大きな隕石が分布すると考えられる．

いく様子が明瞭に記録されていた．また，チェリャビ

雪解け後のロシアの調査では，予想した分布に対応

ンスク市内の南ウラル大学の学生が撮影したビデオカする場所から多くの隕石が発見されていて，隕石の分

メラには，衝撃波の爆発音が録音されていた．

布の地図も作製されている．10 月 16 日には，チェバ

爆発音を解析すると図 3 のスペクトルが得られ，こルクリ湖の湖底から 570 kg の隕石が回収された．

れより爆発の状況を読み取ることができる．大爆発のしかし，チェバルクリ湖の手前とチェバルクリ湖の直前に小爆発が起きていた．その直後に最大光輝とな

先，西側に最大の隕石がある可能性も残されているが，る大爆発が起こる．大爆発は，4 回の爆発が重なってまだ発見の報告はない．

一つになっていることがわかった．その後，隕石は小爆発を繰り返しながら落下していった．他の 3 地点で録音された音声の解析からも同様の結果が得られた．

3.3

被害状況と現地の様子（1）概況

南ウラル大学での爆発音は，約 2 分 23 秒遅れて到達

チェリャビンスク隕石の落下に伴う被害範囲，被害している．この遅れを考慮すると，カメリンスク・ウ

状況を把握することは，今後の天体衝突における被害

ラリスキーでの画像に記録されている大爆発，小爆発域を予測し，衝突地域のハザードマップの作成につなは，相対的に一致していた．

がる．また衝突する天体が実際に発見された際に，ハこれらの爆発によって本体の隕石から分裂または剥

ザードマップに基づいて衝突地域の防災計画，避難計

離した隕石は，それぞれダークフライトして図 4 に示画を策定する上でも重要な資料が得られると考えられ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

230

2013/12/13

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チェリャビンスク隕石の現地調査報告／高橋 他

231

図5： チェリャビンスク市の被害状況．

図7： 建物被害と衝撃波の入射角．

る．そこで，チェリャビンスク市街地および落下経路に沿った地域において被害状況の視察を行った．
チェリャビンスク市の市街地は，隕石が爆発し最大光輝になった地点から北北東に約 40 km から 50 km 離れている．隕石は上空で分裂したため，大きさを維持したまま地上に衝突することは避けられた．しかし，上空での爆発による衝撃波が広範な地域を襲い，甚大な被害と多くの負傷者を出した．死者が出なかったことは不幸中の幸いであった．
市街地の被害状況を図 5 に，衝撃波による被害の瞬
間の様子を図 6 に示した．特に大きな被害を受けた亜鉛工場，スケート場，テクノパークの 3 箇所で，建物の被害状況を精査した．衝撃波の飛来方向を爆発で最大光輝となった位置とすると，その方向を向いた構造
物の面に被害が集中していた．損壊率や被害状況を図7 のように衝撃波の侵入方向と入射角度で推測することができる．
衝撃波は，図 8 のようにチェリャビンスク市の市街地のほぼ全体を襲い，最大光輝の位置から半径 50 kmの広範囲に及んでいたことがわかった．
次に，チェリャビンスク市街と州内の地域で調査した被害状況などを示す．
（2）チェリャビンスク市街地の状況①

チェリャビンスク大学
大学の校舎に被害はなかった．

②

亜鉛工場
亜鉛工場の崩落した煉瓦の壁は，現在修復中で，修図6： 衝撃波による被害状況（南ウラル大学）．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

231

復の完了は間近であった．報道された壁の大規模な倒2013/12/13

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232

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013の音と隕石雲を学生が撮影した画像，校舎内の防犯カ
メラ，駐車場の監視カメラの映像を収集することができた．
⑧

テクノパーク
南面の窓ガラスのほとんどが壊れ，建物に大きな被害が出た．その傷跡と倒壊した窓枠やガラスの残骸が建物の下に残されていた．被害は，上層階ほど大きく，最上階は窓枠と壁まで折れ曲がっていた．
（3）チェリャビンスク州内の状況①
図8： チェリャビンスク市街地の調査位置と衝撃波の範囲．

クルチャトフスキー（Kurutyatofusky）
周辺のビルに被害は出ていない．

②

チェバルクリ湖（Lake Chebarkul）
隕石落下直後に直径 6 m あったチェバルクリ湖の氷壊は，まず衝撃波が垂直に当たった 2 階の壁が亜鉛工

上の落下穴は，視察した 3 月 31 日には氷で塞がってい場の内面に落下した．このため工場内で起きた爆発にた．周囲には隕石の採集を試みた試掘穴が数個あり，より，道路に面した東側の壁が外側に崩落し，惨事と採集の際に湖底から汲み出された泥で汚れていた．視なった．

察に訪れた時にも朝から隕石を採集していたグループ③に遭遇した．湖畔の町と隕石落下経路となった直下のペンキ工場
亜鉛工場から道路を渡った建物で，屋上の看板がすべて落下し，窓枠や窓ガラスも壊れた．落下した看板

民家に，窓ガラスが割れた痕跡は見当たらなかった．
③

コルキノ（Korkino）

が空き地に重ねて片付けられたいた．割れかけた窓ガ

この町は，閃光に包まれたマーケットの屋根の雪が，ラスには，ビニールや板を貼って補修されていた．

その後に到達した衝撃波で落ちる映像で知られている．

④

1 階建て家屋に大きな被害がないが，4 階立てのアパ

スケート場
スケート場の南側に面した 2 面の大きな壁面の壁がート等の窓ガラスの多くが壊れた．道路の路肩には，折れ曲げられ，天井のパネルのほとんどが壊れ，宙づ

窓枠とガラス片がまだ積まれていた．

りになっていた．そのままの状態で残されていたので，④

衝撃波の破壊力の威力を想像することができた．

デプタツキー（Deputatskoye）

⑤

歴史博物館

デプタツキーでは，落下直後の雪原に無数の小さな黒い隕石が散布されていて，雪上に穴の空いた場所をチェリャビンスク市の歴史，自然史，州内で採集さ見つけると，雪を 60 cm 掘った雪床に 3 cm ほどの隕れた鉱物が展示されている．州最大の博物館で，庭に石が取り出せたという．また，チェリャビンスク市かは岩石園がある．衝撃波による大きな被害はなかった．

ら西に約 100 km に位置するミアス（Miacc）市の自然⑥

史博物館が，ここで大規模な隕石の採集を行っていて，ホテル滞在したホテルは，被害がなかったが，周囲の建物

大量の隕石が採集されている．

の窓ガラスは割れた．また道路に沿った多くの建物に，村のお店のタチアナ（Tatyana）氏は，採集した隕石

窓ガラスが割れるなどの被害が出ていた．

を訪れた人に頒布していた．村に大きな建物はなく，⑦

衝撃波による被害は出ていない．

南ウラル大学
一瞬太陽より明るい閃光に包まれて真っ白くなった．

⑤

エマンジェリンカ（Emanzhelinka）

閃光から 2 分 23 秒経過して衝撃波がキャンパスに到達，

エマンジェリンカでは，現地調査に訪れる直前まで

校舎内では窓ガラスや学生が飛ばされ，飛散したガラ

ロシア科学アカデミーとチェリャビスク大学のチーム

ス片に当たり怪我をする学生が続出した（図 6）．大学が大規模な隕石採集と調査を行っていた．

校舎の南を向いた面の窓ガラスのほとんど（約 1690

車で通過，車窓から見るかぎり，小さな家屋に被害枚）が割れ，壁が折れているところもあった．衝撃波はないが，ビル窓枠には，黒い古い窓枠と最近付け替■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

232

2013/12/13

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チェリャビンスク隕石の現地調査報告／高橋 他

233

えられた新しいアルミサッシ窓枠が混在していた．建物の向きによって大きな被害が出ていることが確認できた．
⑥

キチキノ（Kichikino）
学校の鉄筋校舎に被害はない．ドライブインにも被害はないが，閃光後の大きな爆風（衝撃波）と窓が振動する音に驚いたとのを証言を得た．
⑦

ミアス（Miacc）自然史物館
自然史博物館の開館時刻に間に合わなかったため，展示を見学できなかったが，売店と収蔵庫を見ることができた．博物館には，鉱物，隕石に詳しい学芸員がいて，落下後にデプタツキーで採集した隕石を販売していた．
⑧

サトカ（Satoka）

図9： 収集したチェリャビンスク隕石．
② 実体顕微鏡，③④ 偏光顕微鏡．

チェリャビンスク隕石クラスの天体衝突に伴う衝撃

4階 建 て の ア パ ー ト の4階 に 住 む バ ブ リ ッ ク

波による自然災害も未然に察知する必要がある．その（Alexeypavlyk）氏の部屋を訪問した．被害は無いが，ためには，10 m 以上の地球接近小惑星を衝突の 2 日

隕石雲と隕石雲の影が伸びているのが印象的であった前までに軌道上で検出することが重要となるが，現状との説明を受け．隕石雲の画像をいただいた．

の観測体制では対応できていない．新たなスペースガード専用の大型観測設備の必要性を訴えるため，2 月

4. 収�した��

24 日に緊急声明 [7] を発表した．
今後は，調査で得られた知見についての詳細な精査

調査の過程で，チェバルクリ湖（2 個），エマンジェを行っていく予定である．また既存の観測施設を活用

リンカ（2 個），デプタツキー（19 個）の 3 地点で合計 23

したネットワークによる観測体制の強化やスペースガ

個の隕石を収集することができた．これら収集した隕

ード専用の次期大型観測設備の構築に向けての構想の石は普通コンドライト（LL5）で，表面は黒色の溶融被策定に取り組んでいきたい．

膜に覆われ，割れた断面は明るい白と濃い灰色のコンドリュールが見られる．また一部に酸化したような変参考文献

質が見られた（図 9）．チェリャビンスク大学でドウド
ロフ（Alexandr Dudorov）氏よりエマンジェリンカで採集した隕石をいただいた．その際に，南ウラル連邦[1] 下田力, 高橋典嗣, 吉川真, 2013, ニュートン 33(5),14.

大学のグロフォスキー氏の分析結果によると，カンラ[2] 中島林彦他, 2013, 日経サイエンス 43(5), 48.

ン石（27.9 ± 0.35 mol％），輝石（22.8±0.8 mol％），鉄・[3] Chelyabinsk City.,2008, in 1999-2000 CHELYABINSK

ニッケル・イルメナイトなどの金属（10 w％）からなり，形成年代は原始微惑星起源で 45 億 7000 万年，数千万年前に形成された衝撃変成がったとの説明を受けた．

REGION in PHOTOS.
[4] Natalia Denisova, in The CHELYABINSK REGION（GuidBook）.
[5] 高橋典嗣, 2013, 隕石と宇宙の謎（宝島社）.

5. 今後の対応[6] 日本スペースガード協会, 2013, 大隕石衝突の現実（ニュートンプレス）.

調査により天体衝突に伴う衝撃波の甚大な被害状況[7] 高橋典嗣, 2013, 緊急声明「ロシアの隕石落下に伴が明らかになった．これまでは，小惑星衝突時のクレう日本スペースガード協会の対応と方針」（日本

ーター形成 [5] に伴う被害 [6] について検討してきたが，.
スペースガード協会）（http://www.spaceguard.or.jp/

今回のような衝撃波による被害を想定していなかった．

ja/index.html）■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

《フロンティアセミナー・テキスト》

地球惑星環境進化論 第２回
門屋 辰太郎 ，渡邉 吉康 ，関根 康人 ，田近 英一
1

1

2

2

2012年7月25日受領，2013年10月18日受理．

（要旨）太陽系外惑星系におけるハビタブルプラネットを考える上で，私たちが知り得るハビタブルプラネ
ットの唯一の実例である地球の環境の理解は必要不可欠である．本稿では，地球環境の進化および変動の原因，そしてそれらの生命進化との関わりについて比較惑星環境学的視点から議論する．第 1 回（第 1 章～4 章）
では，地球史最初期から原生代後期までの大気表層環境史について議論した．これを踏まえ，今回は顕生代における生物の大量絶滅イベント（第 5 章）や天体衝突が引き起こす環境変動（第 6 章）について議論する．さ5. 物質循環と生物進化～顕生代の地球環境変動～
5.1 顕生代における生物進化と気候変動
顕生代（約 5 億 4100 万年前～現在）は，生物による生体鉱化作用（バイオミネラリゼーション）が始まり，地層中に化石記録がたくさん残るようになった．そのため，大量絶滅などの地球史的イベントに対する理解がそれ以前の時代と比べて格段に進んでいる．

大気 CO2 レベル（現在 =1）

らに第 7 章では，生命が生存可能なハビタブルプラネットの条件について再考し，問題点を議論する．

30

20
15
10
5
0
カンブリア オルドビス シルル

図 1 に，顕生代における古土壌などの環境指標や物
質循環モデリングによって推定されている大気 CO2 濃度の変動と，氷河時代が訪れたタイミングを示す [e.g.，1, 2]．CO2 濃度は，顕生代全体を通じて，基本的には時間とともに低下してきたことがわかる．これは太陽光度の長期的な増加による温暖化の傾向が，炭素循環

GEOCARB III
GEOCARBSULF
古土壌を用いた推定値
氷河時代

25

6

5

デボン

古生代

石炭

ペルム 三畳

ジュラ

白亜

中生代

4
3
2
1
年代（億年前）

第三

新生代

0

図1： 顕生代における大気中CO2濃度（現在との比）の時間変化（[1，2]に基づく）．大気中のCO2濃度はより短周期のゆらぎを伴いながら，大局的には時間と共に低下してきたと考えられている．網掛け部分は，モデルの誤差を表す．

による負のフィードバックによって補償されるためである．こうした CO2 濃度の長期的減少傾向の下，より

表面温度の変動は高い相関をもっている．

短期的なタイムスケールでは，プレート運動にともな

特に，古生代後期の石炭紀（約 3 億年前）には，顕生

う火成活動の変動などに起因して CO2 濃度の変動が起代を通じて最も氷床が拡大したゴンドワナ氷河時代がきていたことが知られている．そして，CO2 濃度の低訪れたことが知られている．この時期には，大気中のい時代には氷河時代が訪れているなど，CO2 変動と地CO2 濃度は現在とほぼ同レベルにまで低下していた（図 1）．さらに，当時は現在よりも太陽光度が 3 % 程

1. 東京大学大学院理学系研究科
2. 東京大学大学院新領域創成科学研究科
kadoya@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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度低かったためにより寒冷となり，最大で南緯 35°まで氷床が拡大していたと考えられている．

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地球惑星環境進化論 第２回／門屋 他

比べて著しく低下していたのだろうか．この原因として有力な説は，生物の影響，とくに陸上植物の大繁栄によるとするものである [3]．石炭紀には維管束植物が大森林を形成していたことが知られている．すると，植物の根やバクテリアの活動などによって土壌が厚く安定に維持されるようになり，陸上の化学風化効率が格段に増加する．これによって，CO2 濃度が低下して地表面温度が下がっても，大気海洋システムへの火山ガスによる供給速度と釣り合う速度で CO2 を固定することができる．
そのほか，維管束植物がつくるリグニンやフミンといった新しい有機物を分解する微生物が当時まだ出現していなかったために，有機物の埋没効率が高かったことも示唆されている [3]．実際，顕生代における海水の炭素同位体比変動を調べてみると，約 3 億年前に大きな正異常が生じたことが知られている．これは，軽い炭素を含む有機物の埋没率が増加したことを示唆

40
O/S F/F
35
30
25 現在の濃度 = 21 %20
15
10
GEOCARBSULF
氷河時代
5
0

P/T T/JK/Pg

酸素濃度 (%)

それでは，なぜこの時期の CO2 濃度は前後の時期に

235

カンブリア

6

オルドビス シルル

デボン

石炭

ペルム

三畳

ジュラ

白亜

古生代
中生代
5
4
3
2
1
年代（億年前）

第三

新生代

0

図2： 顕生代を通じた大気中O2濃度の変動及び5大絶滅イベント（[2, 4]に基づく）．網掛け部分はモデルの誤差を表す．図中のO/Sはオルドビス紀とシルル紀の境界，F/Fはフラス
ニアン期とファメニアン期の境界，P/Tはペルム紀と三畳紀の境界，T/Jは三畳紀とジュラ紀の境界，K/Pgは白亜
紀と古第三紀の境界を示し，大量絶滅が起きたと考えられている．

し，その結果，大気海洋システムから大量の CO2 が除なくなるが，デボン紀以降は森林火災の証拠である木去された証拠と考えられる．つまり，陸上植物の埋没

炭化石（チャコール）が継続的に産出するので，そのよ率の増加は石炭紀後期における CO2 濃度の低下のもううなレベルにまで低下したことはなかったと考えられひとつの要因であったことが示唆される [3]．

ている．これらのことから，O2 濃度は 13～35 % の範顕生代最大規模の氷河時代であるゴンドワナ氷河時

囲で変動してきたものと考えられている [2，4]（図 2）．

代は，生物活動が直接の原因となったことが地質記録

前述のように，ゴンドワナ氷河時代が訪れた石炭紀から強く示唆されるという点で，地球史的にみて非常には有機物の埋没が増加した．有機物の埋没と O2 のに興味深い．

放出は地球化学的に等価であり，当時の大気中の O2

5.2

顕生代の酸素濃度変動

濃度は約 35 % に達していたことが示唆されている [4]．
このように高い O2 濃度は，当時の陸上に進出してい大気中の O2 濃度の変動は，正味の生成過程であるた昆虫類にとって大変有利であった．というのは，昆

有機炭素や黄鉄鉱の埋没と，除去過程である有機炭素

虫類は大気中の O2 を拡散によって体内に取り込んでや黄鉄鉱の酸化の収支の差によって生じる．ここでいるからである．たとえば石炭紀には，体長 75 cm にO2 の生成過程は炭素と硫黄の特徴的な同位体分別作も及ぶ巨大トンボ（Megamaura）や 2～3 m にも及ぶ巨用を伴うことが知られているため，物質循環モデルに

大ムカデ（Arthropleura）などの化石に見られるように，

海洋における炭素と硫黄の同位体比変動記録を境界条

昆虫類が巨大化したことが知られている．興味深いこ件として用いることによって，顕生代を通じた大気中とに，最近行われたキイロショウジョウバエの飼育実の O2 濃度変化が推定されている [2，4]（図 2）．他方，

験から，高 O2 濃度条件下では，世代を経るごとに体室内実験によれば大気中の O2 濃度が 35 % を超えるとサイズが大きくなることが分かってきた [e.g., 4]．

植物の自然発火確率が非常に高くなり，森林火災によ

古生物の進化を理解する上で，O2 濃度が低い時期って陸上植物は全焼するものと推定されているが，地も注目される．たとえば，いわゆる 5 大絶滅イベント

質記録にはそのような形跡が見られないため，O2 濃のうち，小惑星衝突に起因する白亜紀 / 古第三紀境界

度は 35 % 以上にはならなかったと考えられている [5]．

以外のものについては，すべて O2 濃度が低いレベル

逆に，O2 濃度が約 15～13 % を下回ると植物が燃焼しに低下した時期と一致しているようにみえ [4, 6]，両■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

235

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236

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

者の関連性が示唆される（図 2）．また，三畳紀／ジュすること，もしくは 2）光合成活動の活発化により有ラ紀境界以降の数千万年間は，顕生代の中でもとくに機物の沈降量が増加して海洋内部の O2 除去が増加す．恐
O2 濃度が低かった可能性が示唆されている（図 2）

ること，の 2 つの可能性が考えられる．海洋物質循環竜（獣脚類）はこのような低い O2 濃度（～13 ％）に適応

モデリングによってこの両者を検討すると，1）の場合するために，気嚢システムと呼ばれる呼吸器官を獲得

は，海洋循環速度が現在の 1/5～1/10 以下にならないしたのではないかと考えられている [7]．気嚢システと海洋無酸素イベントは発生しないが，2）の場合，海ムでは，吸気（O2）と排気（CO2）が混ざることなく一方

洋表層への栄養塩供給率が現在の 1.5～2 倍程度にまで向に行われるため，哺乳類の横隔膜を用いた肺呼吸と上昇すれば，海洋無酸素イベントが発生することが分比べて呼吸効率が非常に良い．このような気嚢システ

かる [9]．海洋への栄養塩供給は大陸の化学風化に起

ムは鳥類に引き継がれ，空気の薄い大気上空における因しているため，温暖な環境下では栄養塩の供給が活

飛行運動を可能にしたと考えられる．

発になり，酸素の海水への溶解度の低下とも相まって，

5.3

海洋無酸素イベント

生物の大量絶滅の原因として，海洋無酸素イベント

海洋は比較的容易に無酸素状態に陥るという結果が得られる．このことは，海洋無酸素イベントが温暖期に頻繁に発生しているという事実とも調和的である．

が注目されている．海洋無酸素イベントとは，海洋内

一方，富酸素条件から無酸素条件に推移する際，ア部に無酸素水塊が広がる現象のことであり，地質学的

ノキシア - 生物生産フィードバック（A-P フィードバッ

には有機物に富んだ黒色頁岩の堆積からその発生が示ク）と呼ばれるリンに関する正のフィードバック機構

唆される [8]．これらの堆積した時期は，温暖とされがはたらく [e.g., 9]．富酸素条件下において，リンはる地質時代に対応するものが多い [8]．無酸素水塊中

最終的に有機物や燐灰石（アパタイト），あるいは水酸

では，ほとんどの海棲生物が生存できなくなると考え化鉄への吸着によって海水から除去される．一方，無られる．ここではまず，海洋無酸素イベントの発生条

酸素条件下では水酸化鉄が存在しないためリンの除去

件を理解するために，海洋内部の物質循環の概略を述

効率は低下し，さらに有機物中のリンが選択的に海水べる．

中にリサイクルするようになることが知られている．

海洋における酸素や栄養塩の鉛直分布は，生物ポン

この結果，何らかの理由で無酸素水塊が発生した場合，

プと海洋循環の競合で決まる．栄養塩（生物が利用可

海水中のリン濃度が増加するため，海洋表層における能なリン，窒素，炭素などの水溶性化合物）は，海洋

生物生産の増加が引き起こされ，海洋中層水における表層における生物生産によって生物に取り込まれる．

O2 消費を促進する．こうして，無酸素水塊は拡大し，生物の遺骸は，重力によって沈降しながら酸化分解を海洋は急激に無酸素化することになる [9]．

受け，海水に栄養塩を放出する．この生物による栄養

海洋無酸素イベントは，生物に大きな影響も及ぼす．

塩の鉛直輸送を生物ポンプと呼ぶ．分解して無機化さ

海洋無酸素イベントが生じれば，好気的な底生生物（海

れた栄養塩は，海水の湧昇によって海洋表層に供給さ底に生息する動物）は絶滅する．また，大規模な海洋

れ，再び生物生産に用いられる．酸化分解を免れた一

無酸素イベントが発生したことで知られる，約 2 億部の有機物は，海底に堆積する．

5000 万年前のペルム期／三畳紀（P/T）境界において，

一方，O2 は海洋表層で大気から取り込まれた後，緑色硫黄細菌に由来するイソレニエラテンというバイ海洋の深層水循環によって海洋深部へと供給される．

オマーカーが発見されている．緑色硫黄細菌は電子供

海洋内部の O2 は有機物の酸化分解によって消費され与体として硫化水素（H2S）を用いる絶対嫌気性の光合る．有機物の酸化分解の大部分は，水深 1000 m まで

成細菌であるため，この活動が発見されたということの海洋中層水付近で生じるため，現在の海洋ではこのは，海洋表層の有光層（～100 m）にまで H2S が充満す

深さに O2 濃度の極小帯が形成されている．

るような極度の無酸素環境が発達していた可能性を示

このことを踏まえて，海洋無酸素イベントが発生する条件を考えてみる．それには，主として 1）海洋循
環が停滞することで海洋深層水への O2 の供給が低下■2013遊星人Vol22-4_製版.indd236

唆している．もし H2S が大気中に漏れ出したとしたら，当然，陸上生物にも大きな影響が及ぶであろう．
最近の研究によれば，シベリアントラップを形成し2013/12/13

14:01:17

地球惑星環境進化論 第２回／門屋 他

た洪水玄武岩の噴出活動によって温暖化が生じた結果，大陸の化学風化率の増加に伴い海洋への栄養塩供給が増加して海洋無酸素イベントが発生し，またそれに伴237[ 百万年 ]

65.0

130 δ C [‰] 3って海洋表面の有光層にまで H2S を含む水塊が上昇したことが，ペルム期／三畳紀境界で起きた大量絶滅の原因だったのではないかと示唆されている [10]．一方
で，海洋における無酸素水塊の拡大は，将来の地球温

65.5

微細破片

底生有孔虫

暖化に伴う海洋の応答と環境変動を評価する上でも重Aragonia
Gavelinella + Gyroidinoides
Nattallides

要な検討項目と考えられる [11]．

66.0

浮遊性有孔虫6. 天体衝突イ�ント
K/Pg 境界6.1

白亜紀/古第三紀境界における大量絶滅

66.5

ベントが起きたことが知られている（図 2）．その中で
1

境界（K/Pg 境界 ）における大量絶滅イベントである．
恐竜やアンモナイトを含む，科のレベルで 20 ％，属のレベルで 50 ％に相当する生物の分類群が絶滅した
ことが知られている [12]．

G. eugubina
G. stuarti
R. rotundata
C. taurica

顕生代においては，5 回におよぶ生物の大量絶滅イ
一番最近のものが，約 6600 万年前の白亜紀 / 古第三紀

P. petaloidea

67.0

G. pseudobulloides
G. trinidadensis
C. midwayensis

図3： K/Pg境界における海洋の炭素同位体比変動（[16]に基づく）．浮遊性有孔虫と底生有孔虫の殻に含まれる炭素同位体比の比較から，K/Pg境界後50万年間に渡って，海洋における炭素同位体比が鉛直方向に均一化していることがわかる（灰色ハッチ部分）．

Alvarez ら [13] は，ヨーロッパに分布する K/Pg 境
界の厚さ数 mm 〜1 cm 程度の粘土層において，白金体衝突が生じたことが決定的になった [e.g., 14]．

属元素のイリジウムが異常濃集していることを発見し天体衝突と大量絶滅の因果関係を結びつける仮説とた．イリジウムは親鉄性元素であり，地球形成時に大して有名なものが，“衝突の冬”と呼ばれるシナリオで部分はコアへ分配されたために，地殻中にはほとんどある．これは，衝突によって巻き上げられたサブミク

存在していない．したがって，K/Pg 境界層にみられ

ロンサイズ以下の塵粒子が地球全体を覆うことによっるイリジウムの異常濃集は，小惑星の衝突によってもて日射が遮られ，それによって植物の光合成が停止し，たらされたと考えられる [13]．この他にも，天体衝突

食物連鎖が崩壊することによって大量絶滅がもたらさ

時の衝撃波による高圧条件下で生成した衝撃変成石英れたというシナリオである [13]．

や，衝突溶融物が急冷して生成したガラス質のスフェ

ただし，その後の研究によって，光合成を停止させルールが発見され，K/Pg 境界における小惑星衝突説

るような大量の塵が大気中に存在できる期間は，数ヶを強く支持する証拠となった．そして，重力異常や磁月程度であると見積もられた．このため，衝突の冬仮気異常から，ユカタン半島北部の地下 2 km に，直径説は必ずしも妥当ではないかもしれないと考えられる

約 200 km にもおよぶ円形構造が存在することが明らようになった．しかしながら，衝突の冬と類似の環境

かになり，ボーリングコア試料と近傍の K/Pg 境界層

変動が生じたであろうことは，生物の絶滅パターンかから採取された試料から，誤差の範囲で K/Pg 境界のらも類推されている．たとえば，
K/Pg 境界においては，年代に合致する衝突溶融ガラスが発見されたことで，底生有孔虫に比べて海洋表層水に生息する浮遊性有孔K/Pg 境界において巨大衝突クレーターを形成する天虫が選択的に絶滅している [15]．このことは，衝突の冬仮説で示唆されたように，まず光合成を行う 1 次生

1. かつては第三紀（Tertiary）の頭文字をとってK/T境界と呼ばれていたが，地質年代区分名の改訂の結果，現在では用いられなくなった．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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産者に大きなダメージが与えられ，それにより生態系全体が影響を受けて大量絶滅に至ったというシナリオ

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238

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013を支持しているようにみえる．

生物活動が継続していたと考える必要があると主張し
13

大量絶滅のメカニズムを解明するためには，海水中ている．つまり，K/Pg 境界における海水のδ C デーの炭素同位体比の挙動のような地球化学的証拠が重要

タは，小天体衝突の生命活動に対する影響が，全球一となる．前述のように，海洋内部においては，プラン様にあったわけではなく，むしろ地域性を持っていたクトンの遺骸の重力沈降とその酸化分解によって生物ことを示唆する．

ポンプがはたらいている（第 5 章参照）．海洋表層では，光合成における炭素の同位体分別効果により，軽い炭12素（ C）が優先的に固定されるため，海洋表層水中の136.2

天体衝突が引き起こす環境擾乱

地球史における天体衝突の普遍性を考えれば，K/

無機炭素の同位体比（δ C 値）は大きな値になる．一方，Pg 境界の大量絶滅イベントに限らず，天体衝突がど

海洋中深層水においては，有機物の酸化分解によってのような環境擾乱を引き起こすのかを明らかにするこ13軽い炭素が放出されるためにδ C は小さな値となる．

とは重要である．とくに，地球の場合，地表面の 7 割

つまり，生物ポンプの働きによって海洋における炭素が海洋で覆われているため，海洋への衝突による環境

同位体比は，特徴的な鉛直構造をもつ．

擾乱を評価することが重要となる．しかし，海洋衝突

ところが，K/Pg 境界前後において海洋表層にすむ
浮遊性有孔虫と海洋深層にすむ底生有孔虫の殻の13は地球独自の現象であり，惑星科学的にもその理解は乏しい．

δ C 値を調べると，絶滅イベント直後に鉛直方向のK/Pg 境界での衝突イベントでは，衝突地点が浅海

炭素同位体比の差が無くなることが明らかになった底だったため，衝突クレーター近傍のメキシコ湾から[16]（図 3）．このような炭素同位体比の均一化は，そカリブ海にかけて，衝突で発生した巨大津波による津の 後 50 万 年 近 く も 続 い て い る（図 3）．Hsu と波堆積物が広く分布している．この津波堆積物を詳細

13

McKenzie [17] は，このような海洋鉛直方向の δ C 値に調べると，通常の津波では影響の少ない深海底におの均一化は，生物生産（光合成活動）及び生物ポンプのいても非常に厚い津波堆積物が堆積しており，通常の停止を意味するのではないかと考え，“ストレンジラ
2

地震津波に比べて桁違いのエネルギーをもった巨大なブ・オーシャン ”と呼んだ．ストレンジラブ・オーシ“衝突津波”が発生していたことが示唆されている [19-ャンを示唆する炭素同位体比の挙動は，これまで知ら22]．また，津波堆積物の構造から津波の流向を復元れている限り，K/Pg 境界直後のみにみられる特徴的した結果や衝突津波のモデリングの結果などから，クな現象である．

レーターに向かう津波と逆向きの津波が繰り返されてこの炭素同位体比の挙動は，光合成活動の完全な停いたことも明らかになっている [19-22]．

止を意味するようにみえるが，実のところ，話はそう

一方，海洋衝突が地球表層環境に及ぼす擾乱には，

単純ではない．それは，生物活動が完全に停止してい衝突津波のような物理的影響だけでなく，化学的影響13たと考えれば，海洋のδ C 値の鉛直方向の均一化はも重要である．Ahrens と O’Keefe [23] は，衝突時の説明できても，その絶対値（1.5 ‰）は説明できないか

海水の蒸発により，成層圏へ水蒸気や塩分が供給され，らである．すなわち，もし完全に生物活動が停止した

それらの光解離反応によってオゾン層が激減する可能

13ならば，海水のδ C 値は数十万年スケールで火山ガ性を指摘している [24]．また，衝突地点直下の海底堆

スの組成（～－ 5 ‰）に漸近するはずであるが，実際に積物に含まれる炭酸塩や硫酸塩の蒸発で，CO2 や SO2

は高い値を保っている．Kump [18] は，K/Pg 境界でが大気中に大量に放出されたとも考えられている [25-

みられる炭素同位体比の鉛直分布とその絶対値を説明

27]．その場合，これらのガスの温室効果や，エアロするためには，外洋域においては生物生産がほぼ完全ゾルの生成による日傘効果，あるいは酸性雨など，気に停止ししていたが，浅海域では白亜紀末と同程度の候や生物に対するさまざまな影響が指摘されている

2. 映画“博士の異常な愛情”（スタンリー・キューブリック監督，1964年）に登場するストレンジラヴ博士から採られたもの．核
戦争により地球上の全生物が絶滅する絶望感が広がる中，選ばれた男女を地下坑道へ避難させることで人類滅亡を避けるのだという持論を熱弁する．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

238[25-27]．
惑星科学において，天体衝突や衝突クレーター形成に関する研究は，月や火星，氷衛星などを対象に行なわれてきたが，地球を対象とした研究例は多くない．

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地球惑星環境進化論 第２回／門屋 他

239

地球史における K/Pg 境界以外の大量絶滅イベントの映したものであるため，ハビタブルプラネットの成立原因として，一時期は天体衝突の可能性が疑われたが，条件を理解するためには，固体惑星の内部進化及びそ現在ではどれも否定されており，天体衝突と環境変動のダイナミクスに関する一般的な理解が重要となるの因果関係を明らかにする研究は下火になっている．

[28]．

しかしながら，衝突起源物質や衝突クレーターについて地質調査を通じて研究することは，地球でしかでき

7.2 スノーボールプラネット

ないものである．特に，地球史における天体衝突現象

ここまでは，温暖湿潤な環境を持ち，表面に液体のとそれによる環境擾乱の評価は，後期隕石重爆撃期や水が存在している惑星をハビタブルプラネットである

初期地球環境の推定，将来の衝突リスク評価などのたと考え，その存在条件について議論してきた．このよめにも，重要な課題である．

うな考えは従来の多くの研究についてもあてはまる．
しかしながら，惑星表面の水が凍結している全球凍結

7. ハビタブルプラネット

惑星（“スノーボールプラネット”）[29] もハビタブルプ
ラネットの一形態であるかもしれない．

7.1 温暖湿潤環境の成立条件

たとえば，原生代において，地球は全球的に氷に覆われはしたが，地球内部からの熱の供給により，海洋第 1 章で述べたように，ハビタブルゾーン内部に地は表層 1000 m が凍っただけで完全には凍結しなかっ球のような惑星が存在しても，必ずしも温暖湿潤な気たと考えられている．つまり，全球的に氷で覆われた候状態が実現されるわけではない．惑星環境を温暖湿

惑星の表面下には“内部海”が存在する可能性が考えら潤に保つためには，十分な温室効果ガスとそれを維持れる [29]．
238

惑星内部の熱源として長寿命放射性核種（ U,するための気候の安定化メカニズムの存在が必要とな

235

U,

る．地球の場合，基本的には炭素循環によるウォーカ

232ー・フィードバックがその役割を担ってきたと考えら

地殻熱流量変化を計算すると，水の存在度や惑星サイれる（第 1，2 章参照）．

ズが地球程度であれば，数十億年程度の期間，氷の下

Th,

40

K）の壊変エネルギーを考え，惑星の熱進化としかしながら，ウォーカー・フィードバックは，大に液体の海が存在しうる ．また，質量が地球の数倍

気への CO2 の供給と除去が釣り合う定常状態へ地表環

程度のスーパーアースにおいては，さらに長期間にわ境が向かうメカニズムであり，地表環境が温暖に保たたって高い地殻熱流量が維持され，内部海の寿命は延れることを保証するものではない．つまり，CO2 供給

びるであろう [29]．スノーボールプラネットでは，中率が変動するなど境界条件が変われば，それに応じて心星からの放射ではなく惑星内部からの地殻熱流量に地表環境も変化する．たとえば，CO2 の脱ガス率が現

よって内部海が形成・維持されるため，浮遊惑星にも在の数分の一以下になった場合，化学風化を介した内部海が存在しているかもしれない．こうした氷地殻

CO2 の除去を脱ガスで補えなくなるため，数十万年程下に内部海が存在するスノーボールプラネットにおい度で地球は全球凍結状態へ落ち込んでしまう [28]．まては，地球の海底熱水系において生息しているようなた，火成活動がマントルプルームの活動のみによるな

化学合成独立栄養生物が生存しているかもしれない．

ど，CO2 の脱ガスが炭素循環の特性時間である 10 万

太陽系内にも，木星の衛星エウロパやガニメデ等に内年スケールでみて間欠的である場合，たとえ一時的に部海が存在する可能性が示唆されている．それらはス

温暖な環境が実現されたとしても，火成活動の弱い期

ノーボールプラネットのアナロジーとして重要な研究

間に CO2 は急速に除去されて，再び全球凍結に陥って対象といえる．

しまうと考えられる．つまり，温暖湿潤環境を維持す

スノーボールプラネットは，中心星から離れた軌道るためには，プレートテクトニクスのように連続的かでも存在しうるため，ハビタブルゾーン内部に限定さつ十分な量の CO2 供給メカニズムが必要不可欠となる

れる温暖湿潤気候を持つ惑星よりも普遍的に存在する[28]．

可能性がある．そのような惑星にも生命が生存可能か

このような境界条件は，固体惑星の進化と変動を反■2013遊星人Vol22-4_製版.indd239

どうかは不明だが，もし可能だとすればハビタブルゾ

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240

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013ーンの概念は，これまでの惑星表面に液体の水が存在

海洋（水）するというものから惑星表層付近に液体の水が存在するものへと拡張が必要になるかもしれない．

7.3

温暖湿潤気候水惑星の多様性

ここまで地球を例として，炭素循環や生命の存在，花崗岩質大陸地殻

相互に依存？
炭素循環

プレートテクトニクス

海洋やプレートテクトニクス，大陸など，特徴的な要生命素について考えてきた（図 4）．しかし，これらの要素が水惑星に共通なものであるかどうかは，まだほとん
どわかっていない．地球とは異なった仕組みで，液体の水を地表に保持した惑星が存在する可能性も考えられる．そこで最後に，水の量という観点から，水惑星の多様性について議論する．

図4： 地球のような海陸惑星システムの重要な構成要素．本論で議論した内容をまとめたもの．これらは全て地球だけに見られる特徴であるが，互いに相互依存の関係にあるようにもみえる．もしかすると，地球のような惑星は必然的にこれらの要素をすべて持つことになる（すなわち普遍性がある）のかもしれない．

これまでは水惑星を地球と同程度の水を持つ惑星と下の主系列星）のハビタブルゾーンでは，材料物質に定義していたが，ここではより一般的に，表面に水が氷成分を多く含む惑星が形成される可能性が高い [32]．

存在する惑星を水惑星と再定義し，水量の違いに由来

そのような惑星表面が温暖であると，深さ数百 km 以する多様性を考える．すると，水惑星は，惑星表層に上の海が形成され，海底には高圧氷からなる氷マント

存在する水の量から以下の 3 種類に大別することがで

ルが形成される可能性がある [33]．このような惑星にきると考えられる．一つ目は，惑星表層に大量の水（≫おいては，地球でみられるような，海底における岩石0.023 wt%）が存在する“海惑星”（オーシャン・プラネの風化作用や熱水作用が生じないことも考えられる．

ット）である．このような惑星には，大陸地殻が存在したがって，ウォーカー・フィードバックのような珪しないか，あっても海面下に水没している．二つ目は，酸塩の風化に由来する CO2 等の温室効果気体の調節作

惑星表層に地球程度の水（〜0.023 wt%）と大陸が存在

用ははたらかず，その結果，海が存在できるかどうかする“海陸惑星”（オーシャン＝ランド・プラネット）

は，与えられた惑星の軌道長半径と大気中に含まれるである．現在の地球は，この海陸惑星に相当する．そ温室効果気体の量で左右されてしまう可能性が考えらして三つ目は，惑星表層に水がほとんど存在しない“陸

れる．

惑星”（ランド・プラネット）である．もう少し定量的

このように，水の量だけ考えても，水惑星の存在形に考えると，水の地理的な分布が地表面での水輸送に態は多様であり，地球を唯一無二のモデルケースと考よって決まる惑星を海陸惑星と定義し，大気循環によえることはできない．太陽系の既成観念にとらわれず，って水が極域に局在してしまうような惑星を陸惑星と“多様性”を念頭に置いて検討することが重要である．

定義することができる [30，31]．

その一方で，現時点で我々にできることは，我々が知炭素循環の観点に立つと，上記の 3 種類の惑星ではる唯一のハビタブルプラネットである地球と，他の惑CO2 の除去プロセスに違いがある．すなわち，海陸惑

星や衛星の進化を比較惑星学的に理解することであろ星では地球と同様に陸上での風化によって CO2 が除去

う．こうした理解なくして，ハビタブルプラネットのされるのに対し，海惑星では海底風化や海底熱水作用

本質を捉えることはできないように思われる．

がそのプロセスを担うものと考えられる．また，陸惑星では，熱水系や地下水系における風化過程が重要な

�. まとめプロセスとして機能する可能性が考えられる．これらの違いは，表面温度や大気中の CO2 濃度，そして気候の安定性に大きな違いをもたらす可能性がある．

本稿では，地球における表層環境と生命の共進化を俯瞰的に眺めることによって，生命が生存可能なハビ

地球型惑星の検出が比較的容易とされ，今後の観測

タブルプラネットで起こるであろう種々のプロセスやに期待が寄せられている M 型星（質量が太陽の半分以相互作用について考えてきた．地球においては，気候■2013遊星人Vol22-4_製版.indd240

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14:01:20

TOPへ↑←目次へ

地球惑星環境進化論 第２回／門屋 他を安定化するメカニズムとして大気－海洋－地殻－マントル間の炭素循環が重要な役割を担っており，大陸の形成やプレートテクトニクスなど惑星内部の活動と連続的かつ十分な量の CO2 の脱ガスが，地球環境を温241[7] O’Connor, P. M. and Claessens, L. P. A. M., 2005,
Nature 436, 253.
[8] Jenkyns, H. C., 2010, Geochem. Geophys. Geosyst. 11,
Q03004.

暖に維持するために必須である．このような，基本的[9] Ozaki, K. et al., 2011, Earth Planet. Sci. Lett. 304, 270.

に安定化された環境において，まれに生じる短期的な[10] Xie et al. , 2009, Geology 35, 1083.

大規模変動によって安定状態が壊されることで，大気[11] Stramma, L. et al., 2008, Science 320, 655.

組成が大きく変化したり，生命の大量絶滅が起きたり， [12] Russel, D. A. , 1976, in Cretaceous-tertiary extinctions
生物進化が促進されるなどの不可逆的な変化が生じて

and possible terrestrial and extraterrestrial causes, 11.

きた．そのひとつの具体例として，全球凍結イベント[13] Alvarez, L. W. et al., 1980, Science 208, 4448.

のような破局的な地球環境変動が，大気中の O2 濃度[14] Hildebrand, A. R. et al., 1991, Geology 19, 867.

の上昇を介して真核生物や多細胞動物の出現をもたら[15] Kaiho, K., 1994, Palaeogeogr. Palaeoclimatol.

した可能性に言及した．
一方で，太陽系外の水惑星の多様性を考えるために

Palaeoecol. 111, 45.
[16] Zachos, J. C. et al., 1989, Nature 337, 61.

は，地球について得られた知見をいかに一般化できる[17] Hsu, K. J. and McKenzie, J. A., 1985, in The Carbon

かが今後の大きな課題であると言える．そのためには，

Cycle and atmospheric CO2: natural variations,

地球について得られた知見を太陽系外惑星にまで外挿

Archean to present. 487.

するためのマイルストーンとして，火星や金星，氷衛[18] Kump, L. R. , 1991, Geology 19, 299.

星などの天体の表層環境進化や内部進化を実証的に解[19] Takayama, H. et al., 2000, Sediment. Geol. 135, 295.

明することが重要である．地球上ではたらいてきたようなフィードバックシステムや生命と環境の共進化の理解，そして太陽系内惑星の進化の理解を総合するこ[20] Tada, R. et al., 2002, Geol. Soc. Amer. Spec. Pap. 256,109.

とにより，従来のハビタブルプラネットの想定を超え[21] Goto, K. et al., 2008, Cretaceous Res. 29, 217.

る，新たな生命存在可能惑星の概念を構築できるもの[22] Matsui, T. et al., 2002, in Catastrophic Events andと期待される．

Mass Extinction: Impacts and Beyond (Colorado:
Geological Society of America).
[23] Ahrens, T. J. and O'Keefe, J. D. , 1983, J. Geophys.

謝 辞Res. 88, A799.
本稿の作成にあたって，査読者の倉本圭先生には有[24] Klumov, B. A., 1999, JETP Lett. 70, 363.

益なコメントを多くいただきました．深く感謝申し上[25] O'keefe, J. D. and Ahrens, J. T., 1989, Nature 338, 247.

げます．

[26] Pope, K. O. et al., 1994, Earth Planet. Sci. Lett. 128,
719.

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[31] Abuku, K. and Abe, Y., 2008, Proc. ISAS LPS.
[32] Ida, S. and Lin, D. N. C., 2005, Apj. 626, 1045.

[3] Berner, R. A., 1997, Science 276, 545.

[33] Leger, A. et al., 2004, Icarus 169, 499.

[4] Berner, R. A. et al., 2007, Science 316, 557.
[5] Watson, A. et al., 1978, Biosystems 10, 293.
[6] Ward, P. et al., 2006, PNAS 103, 16818.

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

「日本惑星科学会2012年度最優秀研究者賞受賞論文」

観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証
成田 憲保

1

2013年9月30日受領，2013年11月3日受理．

（要旨）太陽系外には実に多様な軌道を持った惑星が発見されている．この多様な軌道の惑星の存在を説明するため，太陽系の枠を超えた惑星の形成と移動の理論（以下，軌道進化理論）が提案されている．一方で，それらの理論を実際の観測によって検証しようという試みも行われている．本稿では，特に巨大惑星の軌道
進化理論について，観測的検証の取り組みがどのようにして行われてきたかを筆者の研究を交えて解説し，より低質量の惑星も含めた今後の研究の展望について紹介する．

したい．

1. はじめに1995 年のペザスス座 51 番星 b の発見に始まる太陽
系外惑星の発見により，私たちの世界観は一変した．
太陽系とは全く異なる姿を持つ多様な惑星系が，宇宙には存在することがわかったのである．このことは，

2. 太陽系外惑星の軌道の多様性と軌道進化理論2.1

太陽系の惑星の軌道と太陽系外惑星の軌道

惑星科学においても非常に大きな意味を持つ．これま

太陽系の 8 つの惑星は，どれもほぼきれいな円軌道で太陽系に限られていたその存在を説明するべき惑星を持ち，太陽の自転の向きと同じ向きに公転している．

が，より多様になり飛躍的に増加したのである．

また，太陽系ではスノーライン（主星のまわりで水・

太陽系外惑星の発見は多くの難題を惑星科学者につ二酸化炭素などの揮発性物質が凝固し始める限界の位きつけた一方で，見方を変えれば，太陽系外惑星は太置．ここでは特に水のスノーラインを指す）の内側に陽系も含めた多様な惑星系形成の理論を検証する場を

は岩石を主体とした地球型惑星が存在し，スノーライ

与えてくれたとも言える．この意味で，太陽系外惑星

ンの外側には木星・土星といった巨大惑星が存在しては太陽系という存在をもっと大きな視点から理解するいる．

機会をもたらしてくれたと言えるだろう．

一方，太陽系外ではペザスス座 51 番星 b を始めと2010 年より以前まで，発見された太陽系外惑星のして，公転周期がたった数日程度の主星近傍に存在す

大多数は木星に近い質量・サイズを持つ巨大惑星である灼熱の巨大惑星（ホットジュピター）が数多く発見さった．近年では巨大惑星より小さくて軽い太陽系外惑れている．また，太陽系の惑星はどれもほぼ円軌道で星の発見も相次いでいるが，本稿では巨大惑星の軌道あるのに対して，太陽系外では大きな軌道離心率を持進化に話題を絞って解説する．もちろん，巨大惑星のった惑星（エキセントリックプラネット）
も多数発見さ軌道進化もまだ統一的な理解が得られているわけではれている．

ないが，全体像の解明にはまだ道半ばであることを踏これらの多様な軌道の太陽系外惑星の姿は，私たち

まえた上で，これまでにどんな研究が行われ，どんなの太陽系の常識からすれば奇妙に見える．なぜなら，ことがわかってきたのかと，今後の研究の展望を紹介

太陽系形成を説明した京都モデル [1] では，巨大惑星

1. 国立天文台
norio.narita@nao.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd242

がそのような高温の場所でその場形成されるとは考えられないし，原始惑星系円盤の中で巨大惑星が最初か

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田243

ら大きな軌道離心率を持って形成されることは困難だからである．しかし，ホットジュピターやエキセントリックプラネットは宇宙に少なからず存在しており，
むしろこれらの多様な軌道を持った惑星系の姿が宇宙における真実であると言える．そのため，この惑星軌
道の多様性を生み出す要因をきちんと理解できれば，惑星形成の全体像を理解していくことができるだろう．

図1： 惑星散乱の模式図．

特に，巨大惑星はより小さな惑星の軌道にも大きな影響を与えることから，その軌道がどのような過程を経デルが，以下で紹介する惑星散乱モデルと古在移動モて形成されるのかを理解することは重要である．ホッデルである．

トジュピターやエキセントリックプラネットなどを含

惑星散乱モデルは，コア集積あるいは重力不安定にむ巨大惑星の軌道進化理論はこれまでにいくつか提案

よって惑星系に複数の巨大惑星が形成された場合，円されているが，本稿では話を整理するため，それを 3

盤が晴れ上がった後に惑星同士が軌道不安定を起こし，つに大別して紹介する．

重力的に散乱される状況（図 1，[4,5]）を考えたモデル

2.2 円盤相互作用モデル

である．
このモデルではエキセントリックプラネットが持つ

まず最初は，コア集積モデルによる惑星形成の延長

大きな軌道離心率を説明することができる．さらに，として，惑星と原始惑星系円盤との相互作用を考えた

内側に散乱された惑星が惑星散乱の結果，あるいはそモデル（以下，円盤相互作用モデル）である．円盤相互の後の別の惑星による永年効果によってだいたい 0.1

作用モデルは，惑星が円盤に間隙を空けない場合の天文単位以下の小さな近星点距離を持った場合，主星Type I 移動と，惑星が周囲の円盤ガスを取り込み，からの潮汐力によって軌道が少しずつ円軌道化するた

間隙を空ける場合の Type II 移動などに分けられるが， め，最終的にホットジュピターを作り出すこともでき
特に巨大惑星の場合は後者に対応する．このモデルでる [6]．また，惑星散乱の際には惑星の軌道離心率だは例外的な場合を除いて，惑星は中心星へ向かって落けでなく軌道傾斜角も大きく変化する可能性があり，下する方向に移動する．太陽系はこのモデルの範疇で，このモデルは軌道が大きく傾いた惑星の存在も予言す

惑星の内側への落下がほとんど起きなかった場合に相る．

当すると考えられる．
このモデルが予言する巨大惑星の軌道は，円盤のガ

2.4

古在移動モデルスとの相互作用によって軌道離心率が減衰するため太古在移動モデルは，太陽系外惑星の軌道進化に古在陽系の巨大惑星のようにほぼ円軌道となり，主星と共機構 [7] の考え方を取り入れたモデルである．古在機に回転する原始惑星系円盤の中で形成されるので，惑

構とは，ある天体を公転する質量の小さな天体の軌道

星の公転軸も主星の自転軸とほぼ揃ったものとなる．

が，外側の別の天体からの摂動を受けて，その近点経

このモデルでは，惑星の落下が主星近傍で止まったと度が 90 度または 270 度のまわりで振動
（秤動）
する現象

考えれば離心率の小さなホットジュピターは説明がでである．この時，内側の天体の軌道離心率も長期的なきる [2]．また，太陽系外惑星の軌道長半径の分布は

cos i）
変動を起こし，角運動量の z 成分
（ GMa
（1 － e ）このモデルの予言ともほぼ一致する [3]．しかし，大を保ったまま時間変化する．ここで G は重力定数，M

きな軌道離心率を持たせることができないため，このは天体の質量，a は軌道長半径，e は軌道離心率，i はモデルだけで全ての巨大惑星の軌道を説明することは

軌道傾斜角である．そのため，軌道傾斜角も軌道離心不可能である．

率と連動して振動することになる．特にこの i が約2.3

惑星散乱モデル

一方で，巨大惑星に大きな軌道離心率を持たせるモ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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2

40 度を超えていると，e と i は大きく変化し，天体の軌道は小さな軌道離心率で大きな軌道傾斜角を持つ状
態と，大きな軌道離心率で小さな軌道傾斜角を持つ状

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

3. 軌道進化理論の検証方法
多様な太陽系外惑星の発見後，2010 年より前までに以上のような軌道進化理論が提案されてきた．それでは，これらの理論で考えられているような状況は，
図2： 伴星による巨大惑星への古在機構の模式図．

果たして宇宙で実際に起こっているのだろうか ? 起こっているとしたら，どのモデルのシナリオがどの程度の割合で実現しているのだろうか ? それらを検証して態で連続的に変化する（図 2）．
複数の巨大惑星の存在を仮定する惑星散乱モデルに対して，古在移動モデルは遠方に伴星の存在を仮定している [8,9]．古在移動モデルでは，伴星の軌道が惑星の軌道に対して約 40 度以上傾いていた場合，伴星が惑星に対して古在機構を引き起こし，惑星の軌道離心率と伴星の軌道面に対する惑星の軌道傾斜角が変化すいくためには，それぞれの理論が含んでいる仮定や結果を，実際の観測によって確かめていくことが必要である．
この章では，その検証のために行われてきたいくつかの観測の方法論を紹介する．

3.1 ロシター効果
太陽系外惑星が発見されて間もない頃から視線速度る．
このモデルでも，軌道離心率が大きくなって近星点

によって惑星の軌道離心率は測定されてきたが，もう距離が小さくなれば潮汐力によってホットジュピター

ひとつの重要な惑星の軌道要素である軌道傾斜角は長が形成できる．そのため，惑星散乱モデルと同様にエらく測定されてこなかった．なお本稿では，惑星の公

キセントリックプラネットとホットジュピターの形成転軸が主星の自転軸に対してどれくらい傾いているかを説明することができ，さらに軌道が傾いた惑星の存を表す量を軌道傾斜角と呼ぶこととする．一方，太陽在も予言する．

系外惑星の軌道のパラメータとして使われる「軌道傾

ただし，このモデルは伴星の質量や軌道長半径，軌

斜角」という言葉は，地球から見た天球面に対して惑

道の傾きなどが，惑星系の年齢より短いタイムスケー星の軌道がどれだけ傾いているかを表す量で，ここでルで古在機構を起こすことができるという条件を満たの定義とは異なる量なので注意されたい（図 3 を参照）．

さなくてはならない．とはいえ，遠方の伴星の軌道はこの軌道傾斜角（より正確には軌道傾斜角を天球面

主星の自転軸や惑星の公転軸と揃っている必然性はな
いので，伴星が存在してその軌道面が惑星の軌道面に対してランダムに傾いているとすれば，条件が満たされる場合も多い．
また，最初から遠方に伴星がいる場合（伴星による古在移動）だけでなく，惑星散乱によって外側の軌道に散乱された惑星が内側の惑星に古在機構を起こす場
合（散乱された惑星による古在移動 [10]）もあり，3 つ以上の惑星があって最も外側の軌道が傾いていると外側から内側へ順々に古在機構が働くという場合（連続的古在機構 [11]）もある．
本稿ではこのように古在機構が絡んだ移動モデルを
古在移動モデルと総称するが，混乱をさけるため，以下では何による古在移動などと明記する．

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図3： 本稿での惑星の軌道傾斜角の定義（A）と，系外惑星のパラメータとしてよく使われる軌道傾斜角の定義（B）の違い．

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図4： ロシター効果の模式図．

䃚
図5： ロシター効果の観測量であるλの模式図．

上に射影した角度）を測定できるのが，惑星が食を起べる長周期視線速度測定である．

こすようなトランジット惑星系で観測されるロシター

高コントラスト直接撮像は，望遠鏡に地球大気によ効果である．ロシター効果はもともと 1924 年に食連る光の波面の乱れを補正する補償光学と，主星の明る星に対して発見された効果 [12,13] であり，食の最中にい光を低減して主星のまわりにある暗い天体まで観測

恒星のスペクトルの吸収線のうち観測者に対して近づできるようにするコロナグラフといった装置を用いて，く側あるいは遠ざかる側の速度成分が隠されてしまう（高いコントラス主星に対しておよそ 10 倍の明るさため，視線速度の解析を行うと本来の主星の視線速度ト比）の暗い天体を発見・観測する方法である．すばからずれてしまう現象として知られていた．トランジ

る望遠鏡の高コントラスト観測装置 HiCIAO は，主星ット惑星系の場合では，惑星がトランジットをする際から 1 秒角ほど離れたところで 10 程度のコントラスに同様の現象が観測される．結果的に，主星の前を惑トを出すことができるが，これは主星が年老いた太陽星が通り過ぎる時に，近づいてくる側を隠すと主星が型星の場合，そのまわりにある褐色矮星程度の質量の遠ざかって見え，逆に遠ざかっている側を隠すと近づ

天体まで発見できる感度に相当する．つまり，現在のいて見えるという効果となる（図 4 参照）．

装置では惑星系の外縁部にある別の巨大惑星そのもの-6-6

この効果をトランジット惑星系で観測すると，惑星を発見することはできないが，主星から数十天文単位の軌道傾斜角の値によって見かけ上の視線速度の変化

よりも外側に伴星があるかどうかについてははっきりが異なるため，トランジット中の視線速度変化を観測と判別できる．

すれば結果として惑星の軌道傾斜角（図 5 のλ）を測定することができる．

3.3 長周期視線速度測定

ロシター効果で測定できるのは現在の惑星の軌道傾

恒星のまわりを惑星が公転していると，惑星の存在

斜角だが，惑星の公転軸が惑星形成直後は主星の自転によって主星も惑星と同じ公転周期で運動する．例え

軸と揃っていたと考えると，この軌道傾斜角は軌道離ば，公転周期が約 12 年である木星は，約 5 天文単位の心率と同様に惑星の軌道進化の過程を反映している．

ところにあって太陽に振幅約 12 メートル毎秒の視線

3.2

高コントラスト直接撮像

惑星軌道進化の理論のうち，伴星による古在移動モ

速度変動を与えている．そこで恒星の視線速度を長期にわたって測定すれば，周期の長い惑星まで発見することができる．

デルであればその惑星系には伴星が存在するはずであ

現在の世界の望遠鏡に搭載されている視線速度測定

り，惑星散乱モデルや，惑星散乱 + 惑星による古在移装置では，1 メートル毎秒ほどの精度で恒星の視線速動のモデルなどでは，内側だけでなく外側にも別の巨度が測定可能である．惑星がもたらす視線速度の振幅

大惑星が存在するはずである．この理論の仮定を証明

は質量に比例するため，長周期の低質量惑星の発見はできる観測方法が高コントラスト直接撮像と，次で述困難だが，数年以上にわたって視線速度測定を行うこ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd245

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013とで，だいたい 10 天文単位より内側の巨大惑星の有を獲得し，可視の高分散分光器 HDS を用いてロシタ

無は現在の観測装置で十分に調べることができる．

ー効果の観測に取り組んだ．しかし，2008 年 3 月まで

このように長周期視線速度測定は，惑星系のかなりに７個のトランジット惑星でロシター効果の観測を行

遠方しか調べられない高コントラスト直接撮像とは相ったものの，軌道が大きく傾いた巨大惑星は発見でき

補的に，惑星系のやや外側にある巨大惑星以上の質量ていなかった．また世界の他のグループでも，2008の天体を発見することができる．

年までに 10 個近くのホットジュピターやエキセントリックプラネットでロシター効果の測定が行われてい4. 観測の取り組みとその結果たが，大きく軌道が傾いた惑星は発見されていなかった．

本章では，2 章で紹介した惑星の軌道進化理論の観

大きな転機となったのは 2008 年に発見された XO-

測的検証を行うことを目標として，3 章で紹介した観

3b というトランジット惑星である [16]．この惑星は公測手法を用いて筆者がどのような研究を行ってきたの転周期が約 3.2 日のホットジュピターである上に，軌かを，世界の他のグループによる取り組みのエピソー

道離心率が 0.26 という比較的大きな値を持つエキセン

ドも交えて紹介する．

トリックプラネットでもあった．そしてロシター効果

4.1 ロシター効果の観測競争
太陽系外のトランジット惑星に対する最初のロシタの観測から，この惑星の天球面上で見た軌道傾斜角が
37 度程度と有意に傾いていることが明らかとなった[17,18,19]．

ー効果の観測結果は 2000 年に発表された [14]．これは大きな軌道傾斜角を持つ巨大惑星が存在することが測光観測による最初のトランジット惑星 HD209458b

明らかになったことにより，世界の観測グループの大の発見 [15] とほぼ同時に行われたもので，軌道傾斜角

きな興味はもっと多くのトランジット惑星でロシターの決定精度は約 20 度とそれほど高くなかったものの，効果を測定し，その軌道傾斜角の分布を統計的に明らHD209458b が太陽系の惑星と同様に主星の自転と同かにすることと，理論的には存在が予言されている主じ向きに順行していることが明らかにされた．

星の自転に逆行して公転する「逆行惑星」の発見に移さらに 2004 年以降，地上のトランジット惑星探索っていった．この逆行惑星という存在は，円盤相互作

グループによって新しいトランジット惑星が発見され用モデルで説明できないという点では大きく傾いてい始めた．筆者を含めていくつかの世界の観測グループて順行している惑星と物理的な意味に大きな差はないが興味を持ったのは，発見された新しいトランジット

が，当時はひとつのマイルストーンとして認識されて惑星たちについてもロシター効果を観測していくこといた．

だった．これは主星の自転軸に対する惑星の公転軸のその中で筆者たちのグループはすばる望遠鏡での観傾きを多数のトランジット惑星で調べることで，その測を続け，8 個目の観測ターゲットとして 2008 年 5 月

軌道傾斜角の分布がどの惑星移動理論の予言とよく一30 日に HAT-P-7b というホットジュピターのロシター

致するかを調べるためである．

効果を観測した．それまでにすばる望遠鏡で観測した

そこで筆者は，新しく発見されてきたトランジット

7 個の観測ターゲットのロシター効果は全て惑星の公

惑星のロシター効果の観測を，すばる望遠鏡の共同利転が主星の自転と揃っている形だったが，この惑星の用観測に提案することを開始した．その頃アメリカや

ロシター効果は図 6 に示すように最初に視線速度が若ヨーロッパの他の研究グループも新しいトランジット

干マイナスになり，後半で少しプラスになるという逆惑星のロシター効果の観測に取り組み始め，2005 年

行を示す形をしていた．

頃から世界でロシター効果の観測競争が行われること
になった．

4.2

逆行惑星の発見まで（の裏側）

筆者らの観測グループは，すばる望遠鏡の観測時間■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

しかし当時，筆者を含めて共同研究グループの中では，これは恒星由来などのノイズによるものかもしれ

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ないという慎重な意見が多く，再観測の結果が出るまで論文化は見送る方針となった．また，その解析結果が出たのが 2009 年前期のすばる望遠鏡の観測提案の2013/12/13

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田

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シ ン ガ ポ ー ル で 開 催 さ れ て い た Asia Oceania
Geosciences Society の会議に参加しており，インター
ネットの回線速度が予想外に遅かったため，同時に投稿したはずではあるもののアップロードに時間がかかってしまった．筆者らの論文の arXiv の番号が Winn氏らの論文より 1 だけ大きい（時間的に遅い）のはこのためである．
以上のようにいろいろ波乱はあったものの，筆者らの 論 文 [20] は 2009 年 8 月 27 日 に，Winn 氏 ら の 論 文
図6： すばる望遠鏡で観測されたHAT-P-7bのロシター効果（[20]の図を改変）．

[21] は 2009 年 8 月 21 日に受理され，どちらも 2009 年
10 月に出版された．一方，イギリスグループの論文[22] は 2009 年 11 月 30 日 に 受 理 さ れ，2010 年 1 月 に 出

締め切りを過ぎた 2008 年 9 月半ばだったこともあり，版された．このように逆行惑星の発見とその発表は，共同研究者の Winn 氏に解析結果を送り，独立な観測

ほぼ同時期に日米欧の 3 つのグループによって行われをしてはどうかと提案した．その結果，Winn 氏らはた（最初の観測と論文投稿は日本，最初の論文受理とハワイ大学時間で 2009 年前期のすばる望遠鏡の観測

出版はアメリカ，最初の arXiv 掲載はイギリスが最も時間を獲得し（ハワイ大学時間は観測提案の締め切り

早い）．これが最初の逆行惑星の発見時のエピソードが 10 月 1 日 な の で 間 に 合 っ た ），2009 年 7 月 1 日 にである．

HAT-P-7b のロシター効果の再観測が行われた．
Winn 氏からその観測結果の連絡があったのは，

4.3 その外側には何があるのか?

2009 年 7 月 31 日（金）だった．メールの内容は「この惑

HAT-P-7b などの逆行軌道の発見によって，宇宙に星は逆行しているかもしれない．できれば来週には論は逆行惑星も実在することが明らかとなった．これは文を投稿したい．」というのである．そこで Winn 氏やエキセントリックプラネットの存在と合わせて，惑星

日本の共同研究者との調整の結果，HAT-P-7b のロシ

散乱や古在移動のような軌道進化が宇宙で実際に起きター効果の論文を日本とアメリカのグループで 2 本にていることの強い証拠である．しかし，ロシター効果

分けることとなり，7 月 31 日から論文執筆を開始した．

の観測結果や軌道離心率の情報だけではその惑星が惑

8 月 3 日（月）には Winn 氏からアメリカグループの完成

星散乱で軌道進化してできたのか，古在移動で軌道進形になった初稿が届いて焦りつつも，日本グループも化してできたのかはわからない．軌道進化の仕方をも論文執筆を急ぎ，8 月 5 日（水）には両グループがそれ

っと詳しく判別して，この惑星系がどのようにしてでぞれ論文を投稿することができた．この短時間での論きたのかを明らかにするためには，外側に何があるの

文作成のため，解析やモデル化，英文の校正などをすかを明らかにしなくてはならない．

ぐに行っていただいた共著者の佐藤文衛氏，平野照幸
氏，田村元秀氏には深く感謝したい．

そこで筆者らは HAT-P-7b の軌道進化の仕組みを解明することに取り組んだ．ちょうど筆者らが HAT-P-

しかしこれで無事に世界初の逆行惑星の発見となっ7b の逆行軌道を発表した 2009 年は，すばる望遠鏡にたかというと，実はそうではなく，この後でもうひと

高コントラスト直接撮像装置である HiCIAO が搭載さ

つ波乱があった．Winn 氏らが投稿していた論文が，れ，120 夜に渡る直接撮像観測を行う SEEDS プロジ

イギリスの科学雑誌に不掲載の判断をされ，その翌日

ェクトが始まった年であった．そこでその試験観測のにイギリスのグループが別の逆行惑星 WASP-17b の時間を使わせていただき，2009 年 8 月 6 日に HAT-P-

発見を arXiv に掲載したのである．そこで Winn 氏ら

7b の観測を行うことができた．そこで見つかった伴は別の科学雑誌に論文を再投稿し，筆者と Winn 氏も星の可能性がある候補天体については，同じ固有運動

相談の上，その日のぴったり同じ時刻に arXiv にお互（天球面上での移動）をしているかどうかを確認するたいの論文を投稿することとした．しかし折しも筆者はめ，2012 年にも HiCIAO での再観測を行った．

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いることがわかった（図 7 参照）．このように視線速度の観測と直接撮像の観測によって，ひとつの逆行惑星系の内側から外側まで（巨大惑星以上の質量の天体だ
けではあるが）を明らかにすることができたのは，これが初めてである．
では結局この惑星系がどのようにしてできたかを考えてみよう．まずこの惑星系で初期に 2 つの巨大惑星
が惑星散乱を起こしたかどうかはこれまでの情報では判別できない．しかし，外側の伴星と外側の巨大惑星の軌道のなす角度が最初から，あるいは惑星散乱によって約 40 度を超えて古在機構の条件を満たした場合，それによって傾いた外側の巨大惑星がさらに内側のHAT-P-7b に対して古在移動を引き起こせば，逆行軌
道を生み出すことが可能である．あるいは，惑星散乱でいきなり HAT-P-7b が逆行軌道になった可能性も考
図7： すばる望遠鏡が明らかにしたHAT-P-7のイメージ図（クレジット：国立天文台）．

えられるが，その場合も外側の巨大惑星からの古在機構を受けて現在の軌道を形成・維持したと考えられる．
このように少なくとも HAT-P-7 というひとつの惑星系では，古在移動が惑星軌道進化の重要な形成要因になっていたのではないかと考えられる．

4.4

これまでの観測結果

前節では HAT-P-7 というひとつの惑星系について詳細に述べたが，ここではロシター効果と直接撮像に関する全体的な観測結果について紹介したい．
図 8 は 2013 年 10 月までにロシター効果で測定された巨大惑星の軌道傾斜角の分布のヒストグラムである．
図8： これまでにロシター効果で測定された巨大惑星のλの分布．

これまでにロシター効果の観測は約 60 個の巨大惑星で行われ，その約 3 分の 1 から 2 分の 1 が有意に大きな傾きを持っていることがわかってきた．その中には，また，3 章で紹介したように惑星系の遠方を探査で逆行惑星も 10 個近く発見されており，逆行惑星系もきる直接撮像とは相補的に，惑星系のやや外側の巨大

決して希少な存在ではないことが明らかとなっている．

惑星の存在を調べるには長周期視線速度測定が必要で一方，直接撮像観測についてはまだ SEEDS プロジ

ある．そこで筆者らは HAT-P-7 の視線速度を 2010 年

ェクトの観測が完了していないため暫定的な結果になにも測定し，長周期の変化がないかどうかを調べた．

るが，これまでにわかってきたことを紹介する．まず，

この結果，HiCIAO での直接撮像観測では外側にひエキセントリックプラネットを持つ惑星系は伴星があとつの赤色矮星の伴星が見つかり，長周期視線速度測るものもないものもあり，伴星を持つ確率は太陽系近定では別の巨大惑星の存在が確認された [23]．このこ傍の恒星が伴星を持つ確率とあまり変わらないようでとから，惑星系 HAT-P-7 は約 0.04 天文単位という主ある．そして，伴星がないエキセントリックプラネッ

星のすぐそばに逆行するホットジュピターを持ち，約トが少なからず存在しているということは，惑星散乱

5 天文単位より外側に別の巨大惑星，さらに約 1500 天による軌道進化が多く起こっている可能性が窺える．

文単位の距離に赤色矮星の伴星を持つという姿をして一方で，軌道傾斜角が有意に傾いている惑星系の外■2013遊星人Vol22-4_製版.indd248

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田

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側では伴星候補が多く見つかっている．これはもしかれる gravitational wave ではない）によって惑星とはしたら，軌道が傾いた惑星系では伴星の存在確率が高無関係に自転軸が傾くのではないか [26]，とか，そもいことを示しているのかもしれない．ただし，これら

そも原始惑星系円盤の軸と主星の自転軸は揃っていなの伴星候補は HAT-P-7 で行われたような固有運動のかったのではないか [27]，などである．

確認がまだなされていないので，今後の追観測によっこれらは惑星の軌道傾斜角の分布という新しい観測て本物の伴星かどうか確認していき，それから軌道進の結果が新しい理論的問題を生み出した例で，これら化を議論する必要がある．この SEEDS プロジェクト

はまた観測によって検証する必要がある．具体的には，の観測結果は，今後の論文での発表をご期待いただき

ケプラー宇宙望遠鏡で発見されている複数トランジッ

たい．

ト惑星系で主星の自転軸と複数の惑星の軌道傾斜角の4.5 新しい理論の展開
ロシター効果の観測で測定された軌道傾斜角の分布の考察は，逆に新たな理論的研究の発展を促した．

関係を調べて，もし惑星同士の軌道の傾きはほぼ一緒なのに主星の自転軸だけが傾いているような場合があれば，主星の自転軸がもともと傾いていたのではないかという理論の観測的根拠となるだろう．あるいは，

図 8 を見ると，巨大惑星の軌道傾斜角はほとんど傾

生まれたての星から噴き出すジェットと，その星のまいていない 0 度のあたりに大きなピークがあり，そこ

わりの原始惑星系円盤のなす角度を測定できれば，直から逆行軌道の 180 度までまんべんなく分布している

接的に初期の原始惑星系円盤と主星の自転軸のなす角

ことがわかる．しかし，円盤相互作用だけでは有意に度を調べることができるだろう．

傾いた軌道の惑星は形成できず，惑星散乱や古在移動

このように新しい理論の検証のためにまだやるべきのモデルでは 0 度のまわりにピークはできないため，観測的研究は多く，まだ全容の解明への道のりは長い

まず円盤相互作用，惑星散乱，古在移動の単一のモデ

ものの，惑星の軌道傾斜角の研究は最先端の観測と理ルでは説明ができないことがわかる．これまでの分布論がせめぎあっている場となっている．

からは，特に円盤相互作用と惑星散乱が主な軌道進化の仕方ではないかという指摘がなされている [24]．こ5. その他の取り組みと残された課題の点からすると，伴星と別の巨大惑星が存在して古在移動が起こった可能性が高い HAT-P-7 は例外的な惑星系なのかもしれない．
また，この軌道傾斜角の分布と恒星のさまざまなパ
ラ メ ー タ と の 相 関 を 取 っ て み る と， 主 星 の 温 度 が6250 K より高い場合には有意に傾いていることが多いという指摘もなされた [25]．これは主星表面に対流3 章と 4 章では特に筆者が取り組んできた観測手法
を中心に紹介したが，本章では観測による惑星軌道進化の検証のために行われてきたその他の観測手法や，残されている課題について述べる．

5.1 別の方法論の取り組み層が発達している 6250K より温度が低い恒星では，惑

観測による惑星軌道進化の検証方法としてもうひと星が潮汐力によって主星（の表面）の自転を惑星の公転つ知られているのが，トランジット周期変動の測定でに揃えてしまっているのではないかと仮説が立てられある．これは，トランジット惑星系のまわりに別の惑ている．しかしこの理論では，惑星の Q 値によっては星が存在しなければ基本的にトランジットの周期が一惑星が主星に落下してしまう時間スケールが典型的な定になるのに対し，近く（特に共鳴軌道）に別の惑星が惑星系の年齢（数十億年）より短く，主星の自転軸が揃存在するとトランジットの周期が変動する現象としてう前に惑星が主星に落下してしまうのではないかと言知られている [28,29]．この観測からわかってきたこと

われており，まだ決着が着いていない [25]．

は，ホットジュピター（公転周期が数日以内）のまわり一方で，それ以外にもロシター効果の観測結果を解には別の惑星が存在しないらしいということである．

釈する上でいくつかの理論的な問題提起が行われてき一方，公転周期が 10 日程度以上の巨大惑星になると，た．例えば，恒星内部の重力波（流体力学で出てくる

ケプラー宇宙望遠鏡の観測でトランジット周期変動がgravity wave のことで，一般相対性理論から予言さ発見された例も多く [30]，ホットジュピターとやや公■2013遊星人Vol22-4_製版.indd249

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転周期が長い巨大惑星では軌道進化の仕方が異なる可そのため，今後は低質量惑星の軌道進化理論と観測の能性を示している．特にホットジュピターが円盤相互結果を比較していくことが，惑星軌道進化の研究にお作用で形成されたと考えると外側の共鳴軌道などに別ける重要な課題となると考えられる．

の惑星を伴ってもよいはずなので，この傾向が本当なのかさらに検証が必要だろう．

5.3

より外側の惑星へ

またこの傾向に関連して，まだ統計的に十分に有意

現在のすばる望遠鏡の HiCIAO では，惑星系の外側

ではないものの，金属量の大きな主星の惑星系では大にある伴星は発見することができるが，恒星より質量離心率で近星点が主星に近く，後にホットジュピターの小さな巨大惑星を発見するのは難しい．しかし高コに軌道進化するような巨大惑星が多いという傾向が指ントラスト直接撮像装置の性能が向上すれば，巨大惑

摘されている [31]．これは定性的には，金属量が大き星程度の質量の天体まで発見することが可能になるとな惑星系では巨大惑星が多く形成されるので惑星散乱期待されている．これが実現して惑星系の外側にあるによる軌道進化がより多く起こっていると説明できる．

木星のような巨大惑星まで発見できるようになれば，逆に金属量が小さな惑星系では，やや公転周期が長く

その惑星系の巨大惑星の数や伴星の有無を含めてそのて離心率の小さな巨大惑星が多いことも指摘されてお惑星系の全体像を明らかにすることができる．そうなり，これは巨大惑星が少ない惑星系では円盤相互作用

れば，HAT-P-7 で行われたようにそれぞれの惑星系モデルが起こっていると定性的に説明できる [31]．この軌道進化の仕方を詳細に議論できるようになるだろの傾向はトランジット周期変動の観測結果の示唆ともう．

矛盾しないが，これもまだ統計的に十分有意な水準ではないので，今後検証が進められていくだろう．

5.2 より小さな惑星へ
これまでは巨大惑星を対象とした研究が中心であっ

6. これまでの理解と今後の展望
本稿ではこれまでに行われてきた巨大惑星の軌道進化理論の観測的検証について紹介してきた．

たが，最近ではロシター効果とはまた違った新しい方

これまでの研究によって明らかとなった惑星の軌道法で，より小さな惑星の軌道傾斜角を測定しようとい

傾斜角の分布や伴星の有無，またトランジット周期変う試みもなされている．例えば，（a）主星の黒点を惑

動や主星の金属量との相関などの情報を合わせると，星が隠す現象を連続的に観測することで，惑星の公転

あくまで個人的な印象としては，円盤相互作用モデル

が主星の自転と揃っているかどうかを調べたり [32]，と惑星散乱（それに伴う外側の惑星による古在移動を（b）トランジット惑星（惑星の公転軸は天球面と揃っ含む）が多くの惑星系での軌道進化を占め，伴星を持ている）で主星の自転周期と見かけの自転速度を求め

つ系では伴星による古在移動も少ない割合だが実際にることで，主星の自転軸が天球面から傾いていないか

起こっているというのが現在の印象である．この印象を調べる [33]，といった方法である．これらの方法のが正しいのかどうかを，複数惑星系における軌道傾斜

他に，今後は赤外線による視線速度観測装置が登場す

角の測定，次世代の観測装置による高コントラスト直れば，赤色矮星のまわりのより小さな惑星でも視線速接撮像，より精度の高い長周期の視線速度測定などの度やロシター効果の測定が可能となる．

様々な方法を駆使して検証していくことが必要である．

これらの方法によってより小さな惑星の質量，軌道また，5 章で述べたように今後はさらに小さな惑星

離心率，軌道傾斜角などの分布がどのようになっていや外側の惑星の軌道分布も明らかになっていくと考えるのかを調べていくことは，これまで巨大惑星に対しられる．太陽系外惑星系でも太陽系のように内側からて行われてきたのと同様に，低質量惑星の軌道進化が外側まで，そして低質量惑星から巨大惑星に至るまで

系外惑星系でどのように起こっているのかを知る手がの軌道分布が明らかになってくれば，太陽系のようなかりとなる．巨大惑星だけでなく低質量の惑星の軌道

惑星の分布が宇宙の中でよくあるタイプなのか，希少

進化の仕方も明らかにすることができれば，それは惑なのかを知ることができ，惑星の軌道進化の全体像に星系形成の全体像を理解することにつながるだろう．

迫ることができるだろう．

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田

251[4] Rasio, F. A. and Ford, E. B., 1996, Science 274, 954.

7. さいごに[5] Marzari, F. and Weidenschilling, S. J., 2002, Icarus
156, 570.

以上で紹介してきたように，太陽系外惑星はこれま[6] Wu, Y. and Lithwick, Y., 2011, ApJ 735, 109.

で太陽系の研究をもとに培われてきた惑星形成・移動[7] Kozai, Y., 1962, AJ 67, 591.

理論を観測的に検証する場を与えてくれた．何度も言[8] Wu, Y. and Murray, N., 2003, ApJ 589, 605.

うようにこの研究はまだ道半ばであるが，今後の太陽[9] Fabrycky, D. and Tremaine, S., 2007, ApJ 669, 1298.

系外惑星系の観測的研究と理論的研究の進展によって，[10] Nagasawa, M. et al., 2008, ApJ 678, 498.

より大きな視点から惑星形成と軌道の進化を理解して[11] Kita, Y. et al., 2010, Astrobiology 10, 733.

いくことができるだろう．

[12] Rossiter, R. A., 1924, ApJ 60, 15.

また，本稿では特に惑星軌道進化の研究に焦点をあ[13] McLaughlin, D. B., 1924, ApJ 60, 22.

ててきたが，同じようにこれまでの太陽系の惑星の知[14] Queloz, D. et al., 2000, A&A 359, L13.

識が太陽系外惑星の研究でも活かされるような場が，[15] Charbonneau, D. et al., 2000, ApJ 529, L45.

これからの系外惑星大気の研究にもあるはずである．

[16] Johns-Krull, C. M. et al., 2008, ApJ 677, 657.

特に今後はより小さな太陽系外惑星の軌道進化や大気[17] Hébrard, G. et al., 2008, A&A 488, 763.

の観測的研究も進んでいくと考えられる．その際には，[18] Winn, J. N. et al., 2009, ApJ 700, 302.

現在太陽系を中心とした研究をされている方々にも，[19] Hirano, T. et al., 2011, PASJ 63, L57.

ぜひその検証の場として，太陽系外惑星へと目を向け[20] Narita, N., et al., 2009, PASJ 61, L35.

ていただければ幸いに思う．

[21] Winn, J. N., et al., 2009, ApJ 703, L99.

謝 辞[23] Narita, N. et al., 2012, PASJ 64, L7.

[22] Anderson, D. R. et al., 2010, ApJ 709, 159.
[24] Morton, T. D. and Johnson, J. A., 2011, ApJ 729, 138.
本稿は日本惑星科学会 2012 年度最優秀研究者賞受[25] Winn, J. N. et al., 2010, ApJ 718, L145.

賞論文として執筆させていただきました．今回の受賞[26] Rogers, T. M. et al., 2012, ApJ 758, L6.

に際し，私を推薦してくださった生駒大洋准教授に厚[27] Lai, D. et al., 2011, MNRAS 412, 2790.

くお礼申し上げます．また，本稿の執筆にあたり助言[28] Holman, M. J. and Murray, N. W., 2005, Science 307,をいただいた堀安範氏に感謝いたします．本稿で紹介

1288.

させていただいた筆者の研究は，どれも多くの方々と[29] Agol, E. et al., 2005, MNRAS 359, 567.

の共同研究であり，その協力なくしては成し得なかっ[30] Ford, E. B. et al., 2011, ApJS 197, 2.

たものです．全ての方のお名前を列挙できず申し訳あ[31] Dawson, R. I. and Murray-Clay, R. A., 2013, ApJ 767,

りませんが，この場を借りて全ての共同研究者の皆様

L24.

に深く感謝いたします．最後に，本稿で紹介した中の[32] Sanchis-Ojeda, R. and Winn, J. N., 2011, ApJ 743, 61.

多くの重要な研究が日本人の研究者によってなされて[33] Hirano, T. et al., 2012, ApJ 756, 66.

いることに鑑み，今後もこの分野の研究が日本で発展していくことを期待しております．

参考文献[1] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and Planets II,
1100.
[2] Lin, D. N. C. et al., 1996, Nature 380, 606.
[3] Ida, S. and Lin, D. N. C., 2004, ApJ 616, 567.

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エポックメイキングな隕石たち（その1）：
Allende隕石
木村 眞 ，野口 高明
11（要旨）隕石は現在でも貴重な太陽系形成過程や惑星の分化過程などを知るための重要な物質である．本解説記事ではよく知られた代表的隕石を紹介する．第１回は Allende 隕石を紹介する．この隕石は炭素質コン
ドライトに属し，構成物質の化学組成や形成年代などの特徴から，多くの太陽系最初期の情報が得られてきた．

素質コンドライトに属すること，そこに含まれる難揮1. はじめに

発性包有物から太陽系最初期の物質形成過程が推定さ
現在，地球外物質を研究するための試料として月やれたこと等から最も有名な隕石となっている．多量に小惑星から回収された物質（リターンサンプル），彗星

試料があることから炭素質コンドライトという貴重な起源物質など様々なものを利用することが可能となっ隕石であるにもかかわらず，ミネラルフェアなどで容ている．しかし最も古くから研究されている地球外物

易に入手でき，博物館などの展示でも最も良くお目に質である隕石はリターンサンプルに比べると圧倒的にかかる隕石の一つである．

手軽に多量に使えることもあり，今日でも広く研究されている．隕石には様々な種類のものがあり，原始太

2. 分 類陽系星雲（円盤）の形成から天体の分化過程に到る一連の過程を明らかにするために貴重な情報を提供してい

まずは Allende 隕石の分類上の位置づけについて述る．このような理由で隕石の重要性は現在でも変わらべよう．隕石は始源的隕石（コンドライト）
と分化隕石

ない．

に大きく二分される．前者は基本的に母天体内で溶融

今回，遊星人編集委員会からこのように重要な物質して分化した形跡のないもので，そのため原始太陽系である隕石の中でも代表的なものを簡潔に紹介する連

内で起こった様々な現象や物質に関する情報が得られ載記事の提案がなされた．われわれはその世話人を依る．コンドライトはさらに炭素質コンドライト，普通頼されたので，第 1 回目の記事として，隕石の中でもコンドライト，エンスタタイト・コンドライトに分類最も有名なものの一つである Allende（アイェンデ）隕される（他にこれらに属さないものも少数ある）．なお，

石を紹介したいと思う．今後は多くの研究者に執筆を最新の隕石の分類体系については Weisberg et al. [1]

依頼して様々な隕石をこのコラムで紹介していきたいを参照されたい．

と考えている．なお記事の性格上，文献は最小限にとAllende 隕石は炭素質コンドライトのグループの一つである CV に属している．他のグループ（CI, CM,

どめた．
Allende 隕石は 1969 年 2 月 8 日にメキシコ，チワワ

CO など）とは化学組成，酸素同位体組成に加えて構州に隕石シャワーとして落下した隕石である．多量に成物質（後述）によっても区別される．CV グループは採集されたこと（総回収重量 2 トン以上），数少ない炭さ ら に 酸 化 的 な 環 境 を 示 す CVox， 及 び 還 元 的 な

1. 茨城大学理学部
makotoki@mx.ibaraki.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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CVred に 区 分 さ れ る．CVox は さ ら に，CVoxA とCVoxB に細分され，Allende は前者に分類される．

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エポックメイキングな隕石たち その１ 〜Allende隕石～／木村，野口253

以上のような隕石の詳細な分類は専門家でない人にとっては煩雑で”マニアック”な意味しかないように見えるかもしれないが，これは単に特徴を区分するというだけでなく，後述のような成因的意味が込められている．従って，隕石の研究に当たっては，まずは分類を正しく行うこと，あるいは認識することが必須となっている（自然科学の基本だが）．分類に当たってはある程度訓練を積み「鑑定眼」と知識を十分持てば，それほど大変なことでは無い．

3. 構成物質

図1： Allendeチップの写真．暗色のマトリックス中に白色から灰色の構成物質が分布する．横幅24mm．

Allende 隕石の外見は暗色で，その中に白色から灰色で不規則形状から球形の構成物質が容易に識別できる（図 1）．これをさらに岩石薄片にしてみたものが図2 である．Allende はコンドルールという球形等の形状（薄片では円や楕円形に見える）を示す物質（破片になったものも含む），不規則形の難揮発性包有物（CAIなど），鉱物片とそれらの間を埋めるマトリックスから構成されていることがわかる．
特に CV グループの特徴はコンドルールが平均して
45 vol.% ほどを占め，マトリックスも多く含まれる（40%）ことが特徴である [1]．難揮発性包有物は 10% 程度含まれる．またコンドルールは平均直径が約 1 mm で，他の炭素質コンドライトのものより大きい．難揮発性
包有物も CV では大きいものまであり，cm サイズに

図2： 薄片写真．大小のコンドルールが多く含まれる．
横幅12 mm．

なることもある．このような点で Allende などの CV
グループの隕石は他の炭素質コンドライトとは容易に区別がつけられる．
難揮発性包有物は溶融して球形になっているもの（コンドルール状）もあるが，不規則形で融けていないものが多く，また構成鉱物が異なること，縁に薄いリムが観察されることがあるといった特徴からコンドルールと容易に区別できる（図 3）．化学組成的には Ca,
Al, Ti に富むことが特徴的で，さらに Zr, Ir などの元素をコンドルールなどより多く含み，Si, Fe, Na などに乏しい（後述の変質部分を除く）．これらの元素は平衡凝縮説で予想される超難揮発性，ないしは難揮発性元素である．このような化学組成を反映して，メリラ
イ ト（Ca2Al2SiO7-Ca2MgSi2O7），Ca，Al に 富 む 輝 石といっ（CaMgSi2O6-CaAl2SiO6），スピネル（MgAl2O4）

図3： 難揮発性包有物の薄片写真．この写真上の構成物質はほとんどが難揮発性包有物である．横幅 2.3 mm．

た鉱物が主要なものとなっている．また，最近では微■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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少な鉱物の同定が行えるようになったため，次々とミより，それぞれの過程に関する知見が今後とも得られ

クロンサイズの新鉱物が Allende や他の炭素質コンドると思われる．いずれにせよ，炭素質コンドライトがライトの難揮発性包有物から報告されている．例えば

太陽系形成時の貴重な情報を保持していることには変Allendeite（Sc4Zr3O12）等が知られている．

わりは無く，今後とも広く研究が行われていくであろ

いずれにせよ，このような特徴から難揮発性包有物

う．

は太陽系最初期の高温凝縮物と見なされている．また
酸素等の同位体組成異常がこの難揮発性包有物に顕著

謝 辞に認められることや，太陽系最初期の年代を与えることなども広く知られている（[2] など）．Allende などか

岡崎隆司氏，はしもとじょーじ氏からはこの原稿執ら難揮発性包有物が多数発見され集中的に研究され，筆の機会を与えて戴いた．また岡崎氏には粗稿を読んそれにより太陽系最初期の情報が得られたことからで戴いた．岸山浩之氏，山口亮氏には写真を提供してAllende，あるいは CV グループの隕石が注目される頂いた．これらの方々にこの場をお借りして感謝いたこととなったのである．

します．

コンドルールはさまざまな鉱物集合体がいったん融けて，その中で結晶が生じたものである．コンドルー

参考文献

ルは化学組成的には Mg, Si などの親石元素としては元素存在度的に最も主要な元素を主としているが，これらは難揮発性包有物を構成する元素の後に凝縮するものである．これを反映して鉱物としてはカンラン石，輝石が多く含まれる．年代としては難揮発性包有物より 1-3My 年ほど若い結果が得られている [2]．

[1] Weisberg, M. K. et al., 2006, In Meteorites and the
Early Solar System II,19.
[2] Kita, N. T. et al., 2005, In ASP Conference Series 341,
558.
[3] Brearley, A. J., 2006, In Meteorites and the Early Solar
System II 587.

4. 変質作用と意義
難揮発性包有物もコンドルールも原始太陽系星雲内で生じたもの，と考えられているが，形成後，多くのも の が 二 次 的 な 変 質 作 用 を 被 っ て い る [3]． 特 にCVoxA, CVoxB でそれが顕著で，Na, Fe を多く含む
変質鉱物が知られている．さらに CVoxB には含水珪酸塩鉱物が含まれている．CV コンドライトの変質作
用の場については様々な議論があるが，母天体内で起こったとする考え方が有力である．ただし，最終的な母天体が形成されてからというより，それ以前の段階の可能性が高い．このように最終的な母天体が形成されるまでには複雑な過程があったことが推定されている．なお CV の細分はこのような二次的作用の程度や過程を反映したものである．
こうした意味でも炭素質コンドライト＝太陽系の“始源“物質と単純に考えてはいけないことになってきた．つまり Allende などの“始源的”隕石は原始太陽系に関わる初生的性質と二次的作用の両方の性質を持っている．このことを認識して，分析などを行うことに■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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系外惑星「遠い世界の物語」その１ 〜SEEDSによる太陽型恒星GJ 504を公転する系外惑星の直接撮像～／葛原 他

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系外惑星「遠い世界の物語」その１～ SEEDSによる太陽型恒星GJ 504を公転する系外惑星の直接撮像～
葛原 昌幸 ，田村 元秀 ，
SEEDS/すばる望遠鏡/AO188 チーム
12（要旨）直接撮像法は軌道の大きな巨大惑星の探査に有効な手法であり，その大気や組成を調べることも可能にする．太陽系外惑星や星周円盤を直接撮像探査する戦略的な計画，SEEDS がすばる望遠鏡で進められている．SEEDS は最新の観測装置，観測技術を採用し 120 夜の観測時間で探査を行なうことで，これまで知られていなかった系外惑星の知見を得ることを目標としている．その代表的な成果の一つとして，我々はの直接撮像に成功した [1]．本稿では，その惑星の特徴
太陽型主系列星 GJ 504 を公転する巨大惑星（GJ 504b）
や意義について説明する．また，普段は紹介する機会が少ない GJ 504b の発見に至るまでの SEEDS における我々の活動についても説明する． *[1] Kuzuhara et al. 2013, ApJ 774, 11

して「見果てぬ夢」ではなくなってきた．実際に，現1. 系外惑星の直接撮像観測

在の観測技術では巨大ガス惑星の検出に限られるが，我々が太陽系“外”惑星の存在を知ったのは，わずか2005 年あたりから惑星やその候補天体の撮像に成功

20 年ほど前のことである [2]．しかし今では，観測技したという報告がなされるようになってきた（e.g., [3,術の進歩に伴っておよそ 1,000 の系外惑星の存在が知

4]）．惑星が放つ光を直接観測し画像におさめることられている．これらの系外惑星の観測は，我々に多くは学問的に利益が大きいばかりでなく，より一般的にの知見をもたらし，人類は宇宙に存在する惑星が多種も夢のあることであろう．そして，それは今日では現多様であることを知ることになった．

実的な課題なのである．

系外惑星は主に視線速度法やトランジット法などの惑星を直接撮像することで，我々は惑星の放射フラ手法によって探査されてきたが，これらの手法は惑星ックス，中心星に対する位置の情報を得ることができから放たれる光を直接とらえるものではなく，間接的る．さらに，多波長の撮像観測や，分光観測を用いる－ 10

ことで惑星のフラックスを波長の関数として知ること

倍暗いことから分かる様に，惑星はその中心星に対しができる．これは，惑星の有効温度や大気構造，そして圧倒的に暗い．このように明るい中心星の光に邪魔て組成などの理解につながる．さらに直接撮像観測でされた状況で，惑星の光を見つけ出すことは，天文観

は，他の手法では困難な数 10 AU という軌道長半径

測では極めて難しい課題となる．これは，例えるならを持つ大軌道惑星の探査が可能になるが，この点も直ばサーチライトの中をさまよう蛍の光を見つけ出す様

接撮像観測による大きな利点と言える．大軌道惑星のなことである．しかし近年，8m 級の主鏡をもつ大型探査が可能になれば，コア集積理論や重力不安定理論，

望遠鏡，補償光学装置や高感度赤外検出器，惑星と中惑星の軌道進化理論などを検証する新たな観測的資料

心星のコントラスト比の障害を克服するための高コンを得ることができる．

な手法である．地球が太陽より可視光でおよそ 10

トラスト撮像技術が登場し，系外惑星の直接撮像は決1. 東京工業大学理工学研究科地球惑星科学専攻
日本学術振興会特別研究員
2. 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻
m.kuzuhara@geo.titech.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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すばる望遠鏡では，系外惑星および星周円盤を直接撮像探査するための戦略的な探査プロジェクト（Strategic Explorations of Exoplanets and Disks with
Subaru ; 略称 SEEDS）が進められている．SEEDS で

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は す ば る 望 遠 鏡 に 併 せ て， 最 新 の 補 償 光 学 装 置
AO188，我々が新たに開発した近赤外カメラ HiCIAO
を 用 い る． さ ら に，Angular Differential Imaging（ADI）などの最新の高コントラスト撮像技術が採用されている．また，合計 120 夜の観測時間が SEEDS に与えられていることも含めると，SEEDS は過去行な
われた直接撮像探査の中で，最も強力な探査計画であると考えられる．SEEDS の最終的な目的の一つとして，軌道の大きな系外惑星を直接撮像し，その特徴を評価することがあげられる．これまで，系外惑星は 20 程度の星の周囲で直接撮像されたにすぎない（その中には褐色矮星を公転する天体など，惑星と呼ぶべきもの
かどうか意見が分かれるものも多く含まれている）．
この限られた検出数のため，大軌道惑星の特徴は良く知られていない．従って，その特徴を観測から明らかにしていくことは重要な課題である．また，SEEDSのもう一つの重要な課題として，大軌道惑星の存在頻度などを統計的に導出することがあげられる．これも図1： 観測から得た，GJ 504 のJ-band（～ 1.2μm; 青）とH-band（～ 1.6μm; オレンジ）の2色合成図．中心星の位置は十字で示す．画像上では，GJ 504bは白い像としてみえる．黄色の点線は海王星の軌道長半径に相当する．カラーの図は
電子版を参照されたい．[1] の図を一部改訂．

また，巨大惑星の形成・進化理論に対して重要な制限の一つになるだろう．

て共通する作業として，ターゲットの年齢を推定する

我々は，SEEDS を 2009 年秋に開始し，これまで系必要がある．その理由は，直接撮像で検出された惑星

外惑星の探査を進めてきた．その結果，3 つの系外惑の質量を推定するためには，その光度と年齢を，惑星星やその候補天体の直接撮像に成功するなど多くの成の光度を年齢や質量の関数としてモデル化した惑星光果をあげてきた．その代表的な成果として，太陽型恒度進化理論 と比較する必要があるためである．その星 GJ 504 から約 44 天文単位の距離を公転する，これような方法を用いる理由は，惑星の軌道周期が長いたまで直接撮像された惑星の中で最も木星に近い質量やめ，力学的な質量測定が困難なためである．恒星の最．我々
有効温度をもつ惑星（GJ 504b）を発見した（図 1）

も基本的な年齢推定方法として，恒星進化理論モデル

SEEDS チームはこの発見に至るまで，多くの地道なとその星の観測された光度や有効温度を比較する手法

作業や議論を積み重ねてきたが，その点についてはあがある．星団の星を多数利用して，そこに含まれる星まり知られていないだろう．そこで，本稿はまず，普の年齢を統計的に求める方法も代表的な手法の一つで段は紹介する機会の少ない GJ 504b の発見に至るまである．しかし，これらの手法はゆっくり光度進化するの我々の活動について重点を置いて紹介する．その後，

太陽型主系列星や，星団に属していない恒星に適用す

その惑星の特徴や発見の意義を説明し，最後に我々のるには現実的ではない．

今後の計画について述べる．

3太陽型主系列星の年齢推定法の一つとして，その自転周期を指標として年齢を評価する gyrochronology

2. GJ 504b発見に至るまで

法 [5] がある．自転周期は非常に高い精度で測定が可能であり，さらに星は主系列に達した後，恒星風によ2.1

観測ターゲット選定って角運動量を失い自転が時々刻々と遅くなる．そのため，gyrochronology 法は自転周期が測定されていSEEDS はいくつかの観測カテゴリーに分かれているが，各カテゴリーが各々の設定した科学的な目標に基づいてターゲットを選定する．各カテゴリーにおい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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3. 巨大ガス惑星は重力収縮によって光を放射するが，ある与えられた質量を持つ惑星光度の時間進化を数値的にモデル化した研究がいくつか存在する．

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ベストフィット ケプラー軌道 →	

2011/3/26 !
2011/5/22!
2011/8/12!
2011/8/15!
2012/ 2/28!
2012/4/12!
2012/5/25	

GJ 504 !
の方向	+ 測定位置	* 背景星の場合の予測位置	

拡大図	

中心星からの射影距離 ('') 南 → 北	

中心星からの射影距離 (AU) 南 → 北	

中心星からの射影距離 ('') 西→東	

中心星からの射影距離 (AU) 西→東	
図2： 左：検出した光源がターゲットの恒星に束縛しているかどうかを検証するための，固有運動を利用したテストの概念図．光源が惑星ならば共に同じ固有運動をする．一方，惑星（円）が背景星ならば，Epoch AでもEpoch Bでも天球面上を動かないので，主星との位置関係は変化する．右：GJ 504bのGJ 504に対する位置関係を示した図．各測定位置と背景星の場合に期待される位置に対して，それぞれの時期を色で分けて示す．図から明白であるが，フィッティングした場合も，各測定位置はGJ 504bが背景星と仮定した場合とは一致しないが，ケプラー軌道でよく再現される．カラーの図は電子版を参照されたい．[1]の図を一部改訂.

る太陽型主系列星に対しては有効な手法であり，星団ターゲットとして含まれており，また実際に無事観測に含まれていない恒星に対して，他の手法と比較してすることができた．観測チームは，観測後に簡易解析

高い精度で年齢を推定できる．著者は国立天文台で行をして，観測の達成度を確認するが，GJ 504 の簡易

なわれているあるセミナーの発表のために，たまたま解析画像からは，非常に暗い光源（GJ 504b）が存在し

gyrochronology 法について勉強していた．そしてそているのが確認できた．一回の天文観測からは，検出の手法に基づいて多くの星の年齢を推定し，それらをした光源が背景の星か，その中心星に付随する天体か

SEEDS の観測ターゲットとして提案した．今回，紹どうかを判断できない．しかし，GJ 504 は銀河面か介する GJ 504 の年齢推定にも gyrochronology を用い

ら 70 度ほど離れていることもあり，背景星が入ってている（実際の GJ 504 の年齢は，その他の手法も総合

くる確率は非常に小さい．そのため，著者は画像を見的に用いて評価されている）．太陽近傍には，多くのた際，「これはけっこう有望なのではないか」と感じた．

主系列星が存在するが，散開星団などの星団は比較的また，帰国後に行なった本解析でもやはり検出が確認

遠方にある．もし太陽近傍の主系列星の年齢が精度よされた．

く推定できれば，地球との距離が近い天体を観測ター

宇宙のあらゆる天体は地球から見てそれぞれ固有のゲットに追加できるため，より星近傍が分解可能なり，運動をしている．GJ 504 は太陽近傍にあるため，そさらにはより暗い惑星の探査も可能になる．これは太の天球面上での固有運動が非常に速い．従って，もし

陽近傍の恒星を観測する利点である．

今回検出された光源が背景の天体であるならば，GJ

2.2

すばる望遠鏡での観測

504b と GJ 504 の天球面上での位置関係は比較的早く変化する．SEEDS 観測の位置測定精度ならば，この2011 年 3 月，日本はその月に未曾有の大災害となっ変化を数ヶ月後の観測で確認することができる．一方，

た東日本大震災を経験していた．我々 SEEDS 観測チ

お互いが重力的に束縛されている場合，位置変化はほームは，その大震災が起きたおよそ 10 日後，観測のとんど生じない（図 2 参照）．そこで，GJ 504b が背景

ためにハワイのマウナケア山に向かった．震災直後で星かどうかを検証するために，我々は 2011 年 5 月にあったため，著者がハワイに向かった便の中には人がGJ 504 を再観測した．その結果，見事再検出するこ

ほとんどいなかった．このときの観測には GJ 504 がとに成功した．このときの観測では HiCIAO の光学系

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を少し変更していた結果，ピクセルスケールが変わっうことが決して少なくはなかった．この 3 月の観測でており，初めは重力的に束縛されていた場合に期待さ天候に恵まれていなければ，または何かトラブルがあれる位置に光源が現れずがっかりした覚えがある．しれば，GJ 504 を観測することはできていなかったか

かし，その光学系の変更の影響をデータ解析時に補正もしれない．我々は運がよかったのは確かだろう．しした結果，背景星の場合期待される位置からは測定しかし以下で説明する様に，我々の日頃の積み重ねがあた位置が明らかにずれており，GJ 504b は GJ 504 に束ったからこそ，無事取得したデータを惑星の発見とし縛されている可能性が非常に高いことが分かった（図て報告することができたのもまた事実である．

2）．それをより確かにするために，我々は 2011 年 8 月から 2012 年の 5 月の間にさらに 5 度観測を行なった．

2.3

SEEDSチームの日々の活動

そうして得た合計 7 回の位置測定は GJ 504b が背景星

SEEDS は今でこそ多くの成果を論文として発表しではないことを結論するためには十分なデータになっているが，その成果を世に出せたのは SEEDS メンバ

た．さらに，7 回の測定位置はわずかながら変化してーおよび，これまですばる望遠鏡に携わってきた人全

いたが，その位置変化は GJ 504 を中心とするケプラての努力の賜物である．SEEDS で用いている HiCIAO

ー軌道で説明できることが分かった．また，その 7 回や AO188 の観測装置はそれを開発するための科学研の観測の際は，1.2, 1.6, 2.1, 3.8μm の波長のデータを究費申請の段階から，多くの準備・作業があった．全取得したが，各波長での測光観測から求められた GJての例をあげることはできないが，ここでは，いくつ

504b の色は惑星の様な低温天体でないと説明できな

かその作業についても説明する．

い色であった．観測に用いられた，3.8 μm の波長はSEEDS が 120 夜という非常に多くの観測時間を得

HiCIAO では使えない波長であるため，IRCS というるには，それが本当に科学的に有益であるかどうかを別の赤外線カメラを用いた．著者は大学院生になって審査する必要があった．その審査のためのプロポーザ

初めて解析したデータが IRCS のものだった．そのた

ル準備や，計画を煮詰めるための多くの作業をこなす

め，IRCS の特性についての知識やデータ解析の経験必要があった．また当然のことながら，完成した直後を有していたため，今回のデータ解析はそれほど苦にの装置は，それが期待通り働いているかどうかを検証ならなかった．過去に得た IRCS のデータ解析の経験する作業が必要になる．さらにデータの較正ための観や gyrochronology の知識が今回の研究に活かされた

測データを取得し，補正用のプログラムを作成する必わけであるが，これは Apple の Steve Jobs が述べた様要がある．例えば，HiCIAO 観測では天体位置の測定に，過去に打った点が今につながり線になったのでは精度が重要になるため，光学的歪みを補正するためにないかと，著者が少しばかり感じた瞬間になった．

多くの試験を行ない，慎重に議論を重ねてきた．また，

SEEDS は開始直後，GJ 758 という恒星に対して褐

HiCIAO の赤外検出器は新しい種類のものなので，そ色矮星または質量の大きいガス惑星に相当する伴星をのデータの較正に対しても観測チーム内で慎重に議論発見した．それ以後，星周円盤の華やかな成果を多くをして，方法を構築した．観測装置の保守・改良，デ発表していたが，2011 年 3 月までは惑星探査を粛々とータ解析方法の検討，データ解析ソフトの開発・バグ

進める中，実は惑星は検出されていなかった．そこで，出しなどの細かい点から，全体としてのプロジェクト

中盤に差し掛かった SEEDS プロジェクトとしてもイの進め方まで，SEEDS 代表者の田村元秀教授を中心

ンパクトのある惑星の検出が望まれていた．GJ 504b

として，ほぼ毎週ミーティングを開いて対応してきた．

は，まさにそのような時期に発見されたのである．さ

ハワイに観測に行くと言うと，よくうらやましがられ

らに，後述する様に GJ 504b はこれまで発見された系

るが，現地で観光できるようにスケジュールは組まれ外惑星と比較して多くの興味深い特徴を有しており，ていない．さらに冬の観測になれば，夕方 5 時には出非常に重要な成果となった．観測天文学は天候との戦発して，朝 7 時に望遠鏡ドームから帰るというスケジいである．天体観測に最適な場所と知られているマウュールであり，酸素の薄い山頂に長い間滞在しなけれ

ナケアといえども，毎晩晴天に恵まれる訳ではない．

ばならない．その日のターゲットの簡易解析が終わっ

実際に，SEEDS でも悪天候のため観測できないといていなければ，宿泊所に戻った後に仕事をすることも■2013遊星人Vol22-4_製版.indd258

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ある．2011 年 12 月の観測の際には，21 日から翌月の1 日（つまり，正月）まで著者を含めた観測チームはマウナケアの山頂で観測をすることになり，決して楽とは言えない状況だった．
また，SEEDS の各カテゴリーでは，それぞれの設定したテーマの解明のためにそのメンバーが必要な仕事を多くこなしてきた．さらに，全体でそれぞれのカ
テゴリーの目的・進捗を確認するために月に 1 度の全体会を行い，さらに年に少なくとも 1 度は顔を合わせて議論を重ねてきた．その際の会議では，SEEDS には外国の研究機関の研究者も多く参加しているため，
当然英語が用いられる．
このように，期待する成果をあげるために多くの作業をこなしてきたが，その中には非常に泥臭いことも多く含まれている．GJ 504b の発見を報告する論文の原稿を作成する際も著者は，非常に細かいことも含めて一つ一つの問題を共同研究者と協力しながら検討し，

1

2

3

年齢 (億年)	

4

5!

図3： 惑星の光度進化モデル[6]との比較による質量推定．破線がそれぞれ図中に示された質量の惑星の光度進化を示す．
上のパネルはL'-band（～ 3.8μm），下のパネルはH-band（～1.6μm）の波長での光度進化にそれぞれ対応する．また，
黒の四角は1.6億年に相当する．仮に上のパネルに着目す
ると，GJ 504bの質量が2－8 MJupに相当することが図から分かる．本研究ではGJ 504惑星系の年齢推定として，今回用いた手法で最も直接的な手法であるgyrochronologyから
推 定 さ れ る 年 齢（1.6＋3.5が最も適切であると結論し－0.6 億年）
た.最終的には，全年齢範囲と今回用いた全ての波長の光度からの質量推定を考慮して，GJ 504bの質量を推定した．
カラーの図は電子版を参照されたい．[1]の図を一部改訂.

つぶしていった．もちろん，このような作業は全てのプロジェクトで，またあらゆる研究で共通することであり，SEEDS に限られたことではないだろう．しかし，始めるモデル（cold-start モデル）が提案された [7, 8]．

この記事で紹介する GJ 504b の発見を含めて，SEEDS

仮に，そのモデルを最も有名な直接撮像された惑星のの全ての研究成果が多くの小さな積み重ねの上に成り一つである HR 8799b（年齢：〜3 千万年，質量：〜5

立っていることをやはり述べておきたい．

MJup）に適用した場合，惑星と褐色矮星の質量の境界を天文学的に定義する質量（13 − 14 MJup）よりも推定結果が優位に大きくなる．この例にデモンストレーシ

3. GJ504bの特�と意義ョンされるように，初期条件不定性の影響は直接撮像
億年 . 質量：された惑星の質量推定において大きな問題である．し太陽の 1.2 倍）を公転していることを確認した GJ 504b

以下では，中心星 GJ 504（年齢： 1.6

かし，この初期条件への惑星光度進化の依存性は惑星の特徴を説明する．まず GJ 504b の質量であるが，そが年をとれば収束していくことが知られており，特にの近赤外線光度と年齢（中心星の年齢と等しいと仮

年齢がおよそ 1 億年を超えると，設定した初期条件に定）を惑星の光度進化モデルと比較することで導出しよらず惑星光度はほぼ同じになることが理論計算よりた（図 3）．最も一般的に用いられているモデル [6] を採導かれている [7, 8]．そのため，GJ 504b に cold-start

用した場合，GJ 504b の質量は木星質量（MJup）の 4

＋ 4.5
−1

モデルを適用した場合，推定される質量は惑星と褐色倍に相当する．この質量は過去直接撮像された惑星

矮星の境界質量以下になる可能性が高い（つまり GJ（e.g., HR 8799b[3]）と比較して，最低値の一つである．

504b の場合，初期条件不定性によって生じる質量推

この質量推定における一つの重要な注意点として，こ．これは，過定の不定性はおよそ 10 MJup 以下になる）

れまで発表されている全ての惑星光度進化モデルが無去に直接撮像された系外惑星と比較して，GJ 504b の視できない不定性を持つことがある．特に問題な点と質量推定のモデル不定性への依存が非常に小さく，そして，惑星光度進化は，未だ十分に制限されていないの推定値の信頼度が非常に高いことを意味している．

＋ 3.5
− 0.6

惑星の熱的な初期条件（物理的には，初期エントロピ

また，質量推定と同様の手法で GJ 504b の有効温度ー）に依存する点があげられる [7]．近年，従来想定さを導いた結果，その有効温度はおよそ 500 K であるこ

れていたよりもガス惑星がより低温の状態から進化をともわかった．この有効温度は過去直接撮像された惑

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

星の有効温度と比較すると，最低温の値である．GJ見が得られるはずである．また，まだ多く残っている

504b がそのように低温であることは，惑星大気にメ

未観測のターゲットを観測することで，系外惑星を新タンの吸収があることからも確認された [9]．もう一たに発見する可能性もある．さらに，今後は SEEDS

つ興味深い特徴として，GJ 504b の近赤外での色が過の全探査結果を統計的に分析し評価した結果を発表す

去直接撮像された惑星と比べると非常に青いことがわ

る予定である．これらの成果は，我々の惑星に対するかったが，これは GJ 504b の大気中の雲の量が過去直理解を深めるだけではなく，“地球型惑星の直接撮像”

接撮像された惑星と比較すると少ないことを示唆しての様な挑戦的な研究課題を達成するための重要な試金いる．最後に，GJ 504b は太陽型の主系列星を公転す石になるだろう．

る系外惑星として最も確実な直接撮像例である．以上の様な特徴をもつ系外惑星はこれまで観測されていな

謝 辞

かったが，本研究はそのような特徴を持つ惑星を発見
し，それが実際にこの宇宙に形成される可能性がある

本研究は日本学術振興会からの助成金をもとに行いことを初めて観測的に示したということで科学的な意

ました．感謝致します．この記事の図は [1] に掲載さ義が高い．GJ 504b は中心星から 44 AU 離れたところれている図を改訂して作成されたが，AAS から転載に発見されたが，標準的な惑星形成理論に基づくと，許可を頂いています．

そのような軌道の大きな惑星が“その場”でコア集積過程に従って形成される可能性は低い．従って，その起参考文献

源としてはガス円盤の重力不安定過程によって直接現在の位置に形成されたか，またはコア集積過程で内側[1] Kuzuhara, M. et al., 2013, ApJ 774, 11.

に形成された後，他に形成されたガス惑星との力学的[2] Mayor, M. and Queloz, D., 1995, Nature 378, 355.

な相互作用の結果，外側に散乱された可能性を検討す[3] Marois, C. et al., 2010, Nature 468, 1080.

る必要性がある．現在得られている観測データからは[4] Lagrange, A.-M. et al., 2010, Science 329, 57.

そのどれが GJ 504b の起源としてもっともらしいかを[5] Mamajek, E. E. and Hillenbrand, L. A., 2008, ApJ 687,

結論するのは困難である．しかし，GJ 504 の惑星系

1264.

を様々な観測手法で，今後さらに観測していくことで[6] Baraffe, I. et al., 2003, Astron. Astrophys. 402, 701.

そのヒントを得ることができると我々は期待している．

[7] Marley, M. S., 2007, ApJ 655, 541.

例えば，視線速度法や次世代の直接撮像観測装置を用[8] Spiegel, D. S. and Burrows, A., 2012, ApJ 745, 174.

いて，内側の惑星を探査することができれば，散乱が[9] Janson, M. 2013, ApJL 778, L4.

起きた場合必要な相互作用の相手の存在に対して制限を与えることができるかもしれない．また，GJ 504bの多波長測光観測や，分光観測をすることで，大気の組成について制限を与えることもその起源を明らかにするための糸口になるはずである．

4. まとめと今後
SEEDS は GJ 504b を発見するということで，系外惑星の研究を少なからず前に進めることができただろう．また，惑星や星周円盤に対する論文をそれ以外にも多く出版しているが，これらも惑星の研究の発展に大きく貢献するものになるだろう．今後は，GJ 504
も含めた重要な天体を追加観測することでさらなる知■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その４ ～C型小惑星をもちかえる～／橘 他

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その４～ C型小惑星をもちかえる～
橘 省吾 ，はやぶさ2サンプラーチーム
1（要旨）「はやぶさ 2」計画では，地上での汚染や大気圏突入によるサンプリングバイアスのない C 型小惑星
試料を地質情報とともに複数地点から採取し，地球にもちかえることをめざす．リターンサンプル（< 5mm）の詳細分析と，リモートセンシング機器，小型ランダーで得る天体スケール（km）
から表層粒子スケール（cm–mm）での構造・物質・熱といった現在の情報をリンクさせ，対象小惑星（1999 JU3）そのものの形成と現在までの進化を理解するだけでなく，太陽系の誕生から最初期の物質進化，そして，地球の海や生命の材料となる揮発性元素の最終進化の場としての小惑星の役割を明らかにする．

1. 地球外物質をもちかえる

1500 粒以上の表面岩石粒子の採取に成功した（2010）．
回収試料の分析は，小惑星イトカワがかつては直径

地球の外に飛び出し，地球外物質をもちかえるサン

20 km を越える微惑星であり，破壊・再集積の結果とプルリターンミッションはこれまで惑星科学に大きなして，現在の姿となり，今なおその表面は太陽風照射

ブレークスルーをもたらしてきた．アポロ計画ではおや隕石衝突といった地質活動が起きていることを明ら

よそ 400 kg にもなる月岩石試料の回収に成功し
（1969

かにした．

－ 1972），マグマオーシャン仮説，クレーター年代学
といった太陽系固体天体の形成，進化の理解への重要

これらにつづくサンプルリターンミッションが「はやぶさ 2」である [1]．

な概念，ツールを生み出した．スターダスト計画ではWild2 彗星から放出された塵の回収に成功し（2006），

2. 次なるターゲットはC型小惑星

彗星塵が小惑星帯からの隕石中の鉱物と同様に，太陽系の平均的同位体組成をもつ粒子であることがわかっ

太陽系小天体の一部は天体規模の融解が起きず，集た．初期太陽系円盤内側領域（数 AU）から彗星形成領積したままの未分化な状態を保持し，初期太陽系でつ域（20－30 AU）までの物質移動があったということがくられた物質や太陽系誕生以前に形成された物質が保示唆されている．ジェネシス計画は太陽風の回収に成存されている．これらの天体の破片として地球に落下功した原子レベルのサンプルリターンである．地球帰してきた隕石（コンドライト）の分析によって，太陽系還時（2004）に地面に衝突するというアクシデントはあ

元素存在度や太陽系誕生年代が明らかとなり，初期太

16ったが，太陽風が地球より軽い酸素（ O）に富み，太陽系での物質進化の年表がつくられている（例えば

陽系最古の物質 CAI（難揮発性の鉱物からなる隕石構[2]）．

成要素）の酸素同位体に近いことが明らかとなった．

小天体起源の太陽系始原物質の科学は，（1）太陽系「はやぶさ」計画は日本初のサンプルリターンミッシ

史をそれ以前の母分子雲や銀河での物質進化史につなョンであり，近地球 S 型小惑星イトカワに二度着陸し， げ，（2）初期太陽系から惑星誕生までの化学進化を追当初予定していたサンプリング方法ではなかったが，1. 北海道大学大学院理学研究院
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うことをめざすものである（図 1）．初期太陽系は分子雲から恒星・固体惑星までの十数桁の密度上昇を伴う
構造変化の場であり，この大きな物理的変化は，温度2013/12/13

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

そこで起きる有機物の多様化は，地球に有機物がもた
らされる前の最終進化であるということができる．すなわち，小天体での有機物多様化を明らかにすることは，初期太陽系円盤→微惑星→地球という時間の流れのなかで惑星や生命の材料物質がどのような変遷を遂
げたかという（2）のサイエンスに対応する．特に有機物の変遷を明らかにすることは地球での生命誕生の初期条件を与えることにもなり，宇宙における生命の普遍性や特殊性を考える際のひとつの出発点であるともいえる．
C-H-O-N 系物質（特に有機物）は低温の分子雲から原
図1：太陽系始源物質に記憶される銀河から地球までの物質進化

始惑星系円盤の高温期，小惑星での熱過程において，相変化することで様々な固体をつくり，分子雲から小や圧力変化を生み出し，物質の化学的変化も引き起こ

惑星までの長期間にわたる広い温度領域のイベントのす．この大規模変化を起こす初期太陽系を始点とし，トレーサーとなる物質ともいえる．しかし，その性質（1）は分子雲，銀河という時間をさかのぼる流れであり， ゆえに長期間のプロセスが混在し，解読を難しくして（2）は微惑星，原始惑星，惑星という私たちの地球やいる．C-H-O-N 系物質からの地球外物質科学をさらに生命につながる流れである．近年の始原物質研究の進展開していくための努力を世界の研究者はおこなって展のひとつは，スターダスト計画での彗星有機物の発いるが，結晶構造をもち，化学組成がはっきりと決ま見を含めた地球外有機物研究であるが，地球外有機物るため，異なった条件での化学反応の証拠が鉱物種のに地球外水（氷）を含めた C-H-O-N 系物質は（1），（2）両違いとして残りやすい鉱物とは異なり，有機物は多様者の研究を推し進める重要な対象であることもわかっ

な化学組成を持ち，条件の変化が構造，官能基，化学てきた．

組成，同位体など種々に連続的に変化するため，鉱物15

例として，重水素や N に濃集した地球外有機物が学・岩石学の手法の適用が困難という本質的問題もあ発見されており，低温の分子雲や初期太陽系円盤外縁

る．C-H-O-N 系物質の多様化に重要な役割を果たす水部でつくられた有機物ではないかと考えられている．

も液体
（や気体）
として小惑星内を移動し，鉱物や有機

また，Wild2 彗星中有機物は，隕石中有機物に比べ，物にその痕跡を残しながら，小惑星から失われていく

N/C 比や O/C 比が高く熱変成が進んでおらず，よりため，さらに解読を困難にする．

始源的情報をもった有機物である可能性が示されていこの問題の本質的部分を解決するために重要なのは，る（例えば [3, 4]）．これらの有機物は（1）の流れで起こプロセスが起きた場の情報を得ることである．地球外

る低温の化学反応を追うことが可能な物質である．

物質科学において，試料の地質学的情報が欠落してい微惑星での液体の水が促進した有機物の化学反応のることは古くからの問題であったが，C-H-O-N 系物質

証拠も見つかっている．始原隕石中有機物を加水分解を基軸とした次世代の地球外物質科学にはプロセスがして得られるアミノ酸の L 体過剰が隕石の水質変成の起きた場の情報は特に重要である．それが可能となる程度と相関している可能性が指摘されている他，粘土のは，サンプルリターン探査のみである．リモートセ鉱物の存在量と L 体過剰との関連も報告されている

ンシング観測で小天体スケールでの水や有機物の分布（例えば [5, 6]）．同一隕石において，水質変成が進んをさぐり，その情報に基づき，回収試料の分析データだ岩片ほど，低温起源と考えられる同位体過剰をもつから小惑星プロセスを解読する．分子雲，円盤でのプ

有機物の量が少ないという報告もある．これはひとつ

ロセスの場に立ち戻ることはできないが，小惑星プロの小惑星で水の作用が地域的または時間的に異なった

セスは探査機によるその場観察で天体スケールでのプ可能性を示唆するものである．小惑星は地球に有機物

ロセスの規模や前後関係を調べるという地質学的調査

や揮発性成分をもたらした可能性の高い天体であり，が可能である．

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その４ ～C型小惑星をもちかえる～／橘 他

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サンプルリターンの優位性はそれだけではない．太

情報に，採取試料（< 5 mm）の詳細分析をリンクさせ，陽系の始原水や始原有機物の科学をおこなうにあたっ

時空間スケールを大きく拡張した情報を得る．地上でて，地球上で発見される始原物質試料の場合，地球上の汚染や大気圏突入によるサンプリングバイアスのなでの汚染や揮発成分の損失が起こりうる，水や有機物

い真の C 型小惑星試料を地質情報とともに採取する初に関して，完全な始原情報を得ることは難しい．また，めての機会であり，これまでの隕石分析とは一線を画

水や有機物を多く含む始原物質ほど強度が低く，大気し，対象小惑星（1999 JU3）そのものの形成と現在まで

圏突入時に燃え尽きるというバイアスがかかっているの進化を理解し，初期太陽系で物質がどのように進化可能性がある（実際，宇宙塵には超炭素質物質などがし，地球や海，生命の材料となったのかに関する物質発見されているが，隕石としては存在しない）．また，

科学的制約を与えることをめざす

地球上で発見される試料の場合，そもそもどのような天体のどの部分から来たものであるのか知ることができないという大きな欠点がある．
初期太陽系を結節点に分子雲，銀河へと時間を遡り，

3. 「はやぶさ2」 リターンサンプルが語るのは「はやぶさ 2」計画では，C 型小惑星 1999 JU3 のリモ

また地球や海，生命と進化を辿るのに最適だと考えらートセンシング観測，表面リターンサンプルの地上分れる小惑星は，炭素質コンドライトとの関連が示唆さ析から，1）
微惑星から小惑星に至るまでの熱変成とそれ，地球の揮発性元素の供給源であった可能性もある

れに伴う物質進化の紐解き，2）
衝突破壊・合体のプロ

C 型小惑星である．炭素質コンドライトはイトカワのセスを含めた小天体物理進化の謎解き，3）
小惑星でのような S 型小惑星を起源とする普通コンドライトとは

鉱物・水・有機物相互作用による有機物複雑進化過程

異なり，小惑星での大規模な熱変成を受けておらず，の探索，4）
原始太陽系円盤内での高温物質から揮発性

小惑星以前の太陽系の歴史がよく保存されている．普物質までの物質混合・循環の解明

通コンドライトの場合，熱変成を受けているものが多ンサンプル分析では，これらの 4 つの目標の下に，銀く，また熱変成の程度をリモートセンシングで判別す

河・分子雲，初期太陽系円盤，微惑星，メインベルトることは困難であるため，初期太陽系以前の情報をも

小惑星，近地球小惑星といった進化ステージごとの物

つ試料のサンプルリターン計画を立てることは難しい．

質進化を追うことを目標とする．銀河物質や初期太陽

その点で，C 型小惑星はより始源的物質を回収できる系円盤物質を保存しつつ，かつ，母天体での変成・変見込みが高い天体である．また，炭素質コンドライト

質作用，軌道変化による表面変質などさまざまな物質

はメインベルト小惑星の大半を占める C 型小惑星起源

進化過程を経た物質が混在していることが予想されると考えられているにも関わらず，地上に落下する隕石

近地球 C 型小惑星からのリターンサンプルだからこそ，をめざす．リターのなかでも 3% 程度しか存在せず，稀少な存在である． 我々に多くの情報を語ってくれるはずである．
これは軌道もしくはサンプリングバイアスのためと考リターンサンプルは我々の予想もしないことを語りえられるが，地上の隕石コレクションの内，初期太陽始めるかもしれない．それはもちろん大歓迎であるが，系の歴史を概観できる試料は実は少ない．宇宙塵には

まずは以下に挙げるような項目について，話をじっく

始源的物質がよりよく保存されている場合が多いがりと聴きたいと考える（表 1）．

（プレソーラー粒子量や有機物量など），その小さなサイズのためにどのような天体でどのようなイベントを経験したのかについて理解するのが困難である．

3.1

銀河，分子雲の化学進化 — 太陽系の化学的初期条件「はやぶさ 2」計画では，太陽系の誕生・初期進化，（1）太陽系始源物質にはプレソーラー粒子とよばれ地球の海や生命の材料物質の最終進化を記憶していく

る太陽系形成以前に進化末期の恒星周囲で形成されたことが期待される C 型小惑星からの初めてのサンプル

微粒子が一部含まれる．プレソーラー粒子は，太陽系リターンをおこなう．リモートセンシング機器，小型の平均的同位体組成とは極端に異なる同位体組成をもランダーを用いた天体スケール（km）から表層粒子ス

つことが特徴である．これまでの地球外物質の分析研

ケール（cm–mm）での構造・物質・熱といった現在の究により，始原隕石に比べ，宇宙塵により多くのプレ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd263

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013
表1：「はやぶさ2」リターンサンプルでめざす科学

45.68億年前
銀河・分子雲
恒星内元素合成
星周ダスト形成
銀河化学進化(年代)
プレソーラー粒子~45.64億年前

107-106年前

現在

円盤

微惑星 (母天体)

メインベルト小惑星

近地球型小惑星

円盤高温過程・年代

水質変成・年代・条件

衝撃変成

宇宙風化・年代

CAI, コンドリュール,
メタル, O同位体

含水鉱物, 組織, Mn-Cr
年代, O同位体, 組成

溶融脈, 高圧鉱物,
K-Ar 年代

宇宙風化層, 粒子表面,
SW希ガス

母天体形成範囲・過程

熱変成・年代・条件

ラブルパイル

小惑星表面地質活動

分子雲有機物進化

円盤内物質循環
バルク組成, O同位体,
金属元素同位体, 組織

共存鉱物, 組織, 温度,
Al-Mg, Pb-Pb年代

形成年代

分子雲有機物 D, 15N

GCR生成核種

複数表面の宇宙風化
度, 粒子形状

有機物多様化

小惑星内部構造

表面熱変成

バルク組成, 官能基存
在度, アミノ酸 Lee,
CHON 同位体

試料バルク密度変成度+SCR, GCR年代

濃集, 構造円盤有機物進化
構造・組成・同位体

軌道進化年代SCR生成核種 (10Be,
26Al, 36Cl, 41Ca,53Mn,

母天体サイズ・母天体プロセス・年代

81Kr..) 相対存在度

円盤内物質進化 (移動，微惑星形成)・年代
上記項目に関する回収試料内／採取地点内のバリエーション

物質進化過程の普遍性・特殊性
OSIRIS-REx, MarcoPolo-R 回収試料・リモセン観測との比較，隕石・IDPとの比較

ソーラー粒子が含まれていることが知られている．強ない．複数地点からの回収試料のバルク元素組成，同度の小さい炭素質コンドライトは地球落下時の破壊に位体組成を調べることで，小惑星の化学的バリエーシ

よって，地上での回収にバイアスがある可能性を考えョンの有無が明らかになる．スターダストサンプルリ

ると，1999 JU3 からの回収試料にプレソーラー粒子がターン計画で指摘された初期太陽系円盤での物質混合

宇宙塵レベルの存在度で含まれる可能性はある．このと合わせて，初期太陽系で化学的多様性をもつ惑星材

場合，プレソーラー粒子の量や質でこれまでの地球外料物質がどのように集積したのかを考える上での重要試料を凌駕する可能性がある．2020 年代にはプレソな知見となる．

ーラー粒子から年代情報を引き出す分析技術が確立さ（2）始原的コンドライトの特徴的構成物質は，初期

2013年 10月 31日 木曜日

れていることも期待されることもあり [7]，1999 JU3

太陽系円盤で高温を経験した物質（CAI，コンドリュ

回収試料においてもプレソーラー粒子研究を初期分析ール）である．回収試料中の高温物質の分析より，そのターゲットとし，恒星内元素合成，銀河化学進化，れらの形成条件を推定する他，Pb-Pb，Al-Mg などの星間空間物質進化など，銀河の化学進化ならびに太陽同位体系を用いた年代測定法によって，年代を決定す系の化学的初期条件の解明に向けた貢献をめざす．

る．回収試料が熱変成度の低い場合には高温物質に記（2）分子雲や初期太陽系円盤外縁部に起源をもつと憶される年代は，母天体形成以前にそれらが形成され15考えられる重水素や N に富んだ有機物に関しても同た年代であるため，1999 JU3 の形成年代の制約となる．

様の期待があり，超炭素質宇宙塵同様な有機物に富ん（3）現在までの惑星物質科学では未解明であるが，だ試料が回収された場合には，低温起源有機物含有量

初期太陽系円盤での有機物進化過程を読み解くこともも高い可能性がある．太陽系最初期の低温環境の物理目標となる．原始惑星系円盤赤外分光観測によって，化学条件を解明するための試料が手に入ることが期待

温度の高い（〜650 K）C2H2 など有機物の高温分解生成される．

物と考えられる分子が見つかっている．円盤条件での3.2

初期太陽系円盤物質進化（1）始原隕石コンドライトにはバルク化学組成，鉄の酸化還元状態，酸素同位体化学的多様性があり，化学的に分類されている．一部の隕石には化学グループの異なる岩片が入っていることが知られているが，小惑星規模で化学的多様性があるかどうかはわかってい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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有機物の構造変化，組成変化，同位体変化を読み解き，
バルク組成や高温物質とは異なる物理化学条件での円盤進化を明らかにする．

3.3

微惑星での熱変成，水質変成，鉱物–水–
有機物相互作用による有機物の多様化（1）形成直後の微惑星においては，短寿命放射性核2013/12/13

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火の鳥「はやぶさ」
未来編 その４ ～C型小惑星をもちかえる～／橘 他

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種の壊変熱などによって天体の加熱が起こる．温度がひずみや溶融脈や高圧鉱物の存在として確認されるた上がり（> 800 K 程度），水が抜けてしまう場合，もしめ，岩石学的，鉱物学的観察で判断可能である．溶融

くは元々微惑星に水がほとんど存在しない場合には，脈がある場合には，脈の K-Ar 年代測定などで衝突年熱の影響が鉱物組成や種の変化（熱変成）として記憶さ代 の 決 定 も お こ な う． ま た， 不 溶 性 有 機 物 の C-

れ，温度が上がらず（< 500 K 程度），水が系に存在す

XANES（エックス線吸収端近傍構造）スペクトルからる場合には，水が促進する化学反応が起こり，水の痕

有機物中の結合情報が得られるが，衝撃変成でスペク跡が含水鉱物として残る（水質変成）．回収試料の岩石トルが変化する可能性も指摘されており，有機物から学的，鉱物学的観察により，熱変成，水質変成の程度も衝突に関する情報を抽出する．これらの情報は探査を調べる．Pb-Pb, Al-Mg, Mn-Cr 年代測定によって，機によるクレーター解析などと統合され，メインベル

変成プロセスが起きた年代も明らかにする．

ト小惑星としての衝突史を明らかにする．

（2）これまでに知られている炭素質コンドライトの（2）回収試料が巨大岩盤起源である場合，表面滞在

水質変成年代は CAI 形成から 400 万年程度である [8]．

期間が充分に長いことが予想され，ラブルパイル天体

1999 JU3 からの回収試料にも水質変成の証拠があり，形成以降，銀河宇宙線が継続して照射されている可能

CAI 形成から 100 万年以上後の年代が出た場合，1999

性が高い．試料中の銀河宇宙線生成核種（ He,

JU3 にはイトカワ同様により大きな母小惑星が存在し，ど）量から銀河宇宙線照射年代を求めることで，ラブ内部で水質変成を受けた後に破壊，再集積を経験した

ルパイル形成年代への制約（下限値）を与えることがでということが示唆される．水質変成を受けた CM コン

きる．

3

21

Ne な

ドライトには角礫岩化したものが多いこともこのシナ（3）ラブルパイル天体であるかどうかの判定には小リオと調和的である．母小惑星が存在した場合には，

惑星内部の空隙率も判断基準となる．天体質量および表面複数地点のサンプリングによって，母小惑星の異体積から空隙率を求めるために回収試料のバルク密度なる深さでの水質変成を受けた試料の回収が期待でき， を求める．
母小惑星の構造・熱史の復元も可能になる．このような復元は隕石試料の分析からは不可能である．
（3）有機物が見つかった場合には，バルク組成や官3.5

近地球小惑星表面での物質進化— 小惑星地質学・太陽系天体力学

能基の存在度と水質変成や熱変成の程度との相関を調（1）イトカワサンプルの分析で，小惑星は現在におべる．生命材料進化の最終進化の場として注目する分いても表面は地質活動が続いていることが新たに発見

析対象のひとつは，不溶性有機物（隕石中有機物のされた [10, 11]．1999 JU3 回収試料に対しても，宇宙70% 以上を占める）を加水分解して得られるアミノ酸

風化プロセス（鉱物表面風化層）や宇宙風化年代（太陽の左手過剰の程度および含水鉱物存在度・水質変成程

風希ガス）を決定し，また，岩盤以外の地点からの採度との相関である．

取試料中の銀河宇宙線生成核種量からも粒子の表面滞（4）プレソーラー粒子，低温起源有機物は初期太陽在期間を求め，C 型小惑星での宇宙風化プロセスを初

系最初期高温イベントや母天体熱変成プロセス，水質

めて明らかにする． 粒子表面構造や粒子形状を含め，変成を生き残った物質であるため，それらの残存率は宇宙環境と小惑星表面との相互作用を明らかにする．

リモートセンシングデータや回収試料の分析結果とあ（表面（2）1999 JU3 表面から数 cm 深さまでの試料はわせることで，初期太陽系，微惑星で起きた熱や水が滞在時間にもよるが）太陽光照射による熱変成を被っ関わるイベントの程度を測る指標となる．

ている可能性がある．回収試料の熱変成度
（含水鉱物

3.4

メインベルト小惑星としての歴史の真空中加熱による脱水など），宇宙風化度，太陽風・
銀河宇宙線照射年代，試料回収地点（赤道 / 極（自転軸（1）微惑星形成後，数千万年の後には熱源もなくなり，との関係），レゴリス / 岩盤）などから近地球小惑星と微惑星はその後，45 億年あまり メインベルト小惑星

しての熱変成を総合的に評価する．

として過ごし，この間に起こる主たる地質学プロセス（3）近地球小惑星は力学的には 1000 万年程度の寿命は衝突である [9]．衝突による衝撃変成は結晶構造のと考えられている．回収試料から近地球小惑星への軌■2013遊星人Vol22-4_製版.indd265

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道進化がいつ起こったかについての制約を試みる．太B）を記憶する試料が採取される可能性が高い．また，

陽宇宙線（Solar Cosmic Ray: SCR）フラックスはメイ

表層サンプリングをおこなうことにより，C）の記録

ンベルトと地球近傍軌道では異なる．SCR 生成短寿

（特に近地球小惑星表面での宇宙風化）は残されている．

命核種はその寿命と生成率とのバランスで定常状態にし た が っ て， 含 水 鉱 物 の 特 徴（0.7 μm，3 μm 吸 収

達するが，SCR フラックスが変化した際に定常状態[12]）が確認できるレゴリス状表面が採取地点のひとまで到達する時間は核種ごとに異なる．SCR 生成短つの候補である．他の候補としては，水質変成の証拠

10

寿命核種（ Be,

26

Al,

36

Cl,

41

Ca,

53

Mn,

81

Kr など）の相対がみえないか弱い地点である．これらの領域は熱変成

存在度を求め，定常状態への移行状態を調べ，軌道進を受けている可能性があるが，不溶性有機物含有量化が起きた時期を推定する（ただし，試料深さなどの（IOM）が多い（0.55 μm 吸収）地点などからは CR コン

仮定も必要となるため，厳密に求めることは難しい）．

ドライト的試料が得られる可能性もある．表面に物質

4. 天体表面複数地点から試料をもちかえる「はやぶさ2」の多様性が認められない場合，岩盤からのサンプリングが候補となる．この場合，小惑星表面の宇宙線照射
年代からラブルパイル形成年代の制約が可能となる．

「はやぶさ 2」ではターゲット小惑星 1999 JU3 の表面

また，三回を予定する試料採取の三回目の候補は，衝複数地点から，異なる環境で進化した（元天体の異な突装置（SCI）[13] で掘削する地下試料であり，表面プ

る深さで進化した可能性）試料の採取をおこなう．前

ロセスの影響が最小限の試料が得られることが期待さ節に述べた銀河・分子雲，円盤，微惑星，メインベル

れる．

ト小惑星，近地球小惑星の各段階を記憶する試料という観点からは，回収試料の最低必要量は，局所分析技術や微小量試料分析技術の進展により（2020 年までにはさらなる進A）銀河・分子雲，円盤：熱変成・水質変成を受けていないサンプル

展も望める上に，それを見越した技術開発も分析研究
者はおこなっている（例えば [7, 11, 14, 15]））
，微小試B）微惑星：熱変成・水質変成の進んだサンプル料からでも情報を引き出すことは可能になっているが，

C）小惑星，近地球小惑星：天体表層サンプル天体の典型的特徴・平均的特徴が含まれるために，重がおおまかには望ましい．それぞれをサンプリングで量として 100 mg 程度の試料をすることが望まれる

きるのが理想である．熱変成を受けていないかどうか（サイズは数 mm 程度の試料まで得られることが望まの判断は容易ではないが（鉱物組成の非平衡性を調べしい）．複数地点で，これだけの量のサンプル採取をる必要あり），水質変成の証拠は分光で判断可能．水実現するために，「はやぶさ 2」サンプラーでは弾丸発質変成は低温で起こるため，熱変成による高温を経験

射型の「はやぶさ」サンプラーを踏襲しつつ，いくつ，していないという点で，含水鉱物存在地点から A）

かの改良を加える（図 2）．
（1）天体表面 3 箇所でのサン

図2：「はやぶさ2」サンプルコンテナ（左），サンプルキャッチャ（右）の模式図■2013遊星人Vol22-4_製版.indd266

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未来編 その４ ～C型小惑星をもちかえる～／橘 他

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プル採取をおこない（最大約 5 mm），それらを個別に格納する，（2）バックアップ手段として，サンプラー

5. 太陽系大航海時代の船「はやぶさ2」

ホーン先端部に爪を付け，表面粒子を持ち上げ，サン
プリングする，（3）サンプルコンテナを密封する（地球

21 世紀に入り，スターダスト，ジェネシス，はや

大気下，1 週間で 1 Pa 以下の大気混入），（4）サンプル

ぶさと相次いだサンプルリターン．2020 年代は太陽コンテナ開封前に揮発性成分を回収する，（5）サンプ

系大航海時代がさらに本格化することが期待される．

ルを格納したサンプルキャッチャの開封時の作業性を「はやぶさ 2」に続き，2010 年代半ばに打ち上げ，近地高める，（6）地上物質の汚染を最小限化するための事

球 B 型 小 惑 星 Bennu か ら の 試 料 回 収 を め ざ す の が前洗浄とともに汚染可能性のある物質を事前にモニタNASA の OSIRIS-REx 計画である [17]．また，近地球ーすることを実現する．なお，回収試料の分析のたC 型小惑星 2008 EV5 からのサンプルリターンをめざ

めの最低必要量は 0.1 g であるが，サンプルキャッチ

す MarcoPolo-R が ESA Cosmic Vision 2015–2025 の中ャには 10 g 以上の試料を格納することは可能であり，型ミッションの最終候補となっている [18]．いずれのまた，地上試験などで一回の着陸ごとに g オーダーでミッションも C 型もしくはそれに類似した小惑星からの回収を可能とする条件の探索もおこなっており，よのサンプルリターンをめざし，その根底となるサイエり多量の試料回収もめざす．

ン ス は「 は や ぶ さ 2」と の 共 通 点 が 多 い が，OSIRIS-

このようなサンプラーの特性に応じ，また試料ハン

REx，MarcoPolo-R ともに「はやぶさ 2」とは異なるサドリングに必要な技術，分析手法を考慮し，キュレー

ンプリング戦略を採択し，天体表面の一箇所から「はション，初期分析で取り扱う試料は，採取地点ごとの

やぶさ 2」より多量のサンプルを持ち帰る計画である．

特徴を残す粗粒粒子（0.1 mm 以上），コンテナ内の試「はやぶさ 2」は試料量ではそれらのミッションに敵わ

料格納室間で混合の可能性のある細粒粒子（0.1 mm 以

ないが，「はやぶさ」のサンプリング技術を確実なも下），揮発性物質 の 3 つに区分するのが望ましいと考のとし，かつ「はやぶさ」の実績を踏襲し，天体表層

える．細粒粒子は試料格納室間の隙間などから混合のの複数地点でのサンプリングをおこない，新たな工夫

可能性があるが，天体表層の平均的情報を得，また宇を用いて，揮発性物質の損失や汚染のないよう密封し，

宙風化の記憶を残す試料として重要な意味をもつ．

サンプルリターンを持ち帰る．複数地点での試料回収，キュレーション活動においては，細粒粒子についてコンテナの密封という点は独自のもので，他のミッシ

は，「はやぶさ」回収試料のキュレーションで得た知ョンと相補的である．それぞれのリターンサンプルの「はやぶさ 2」
見 [16] がおおいに役立つことになるが，もつ意味をはっきりと位置づけ，国際協力体制をつく

で回収が期待される g オーダーの試料の重量の大半はり，試料分析をおこなうことで，C 型小惑星の多様性，

mm サイズの有機物を含む可能性のある岩石試料であ普遍性を明らかにしていく．

るため，それらのカタログ化のための作業項目や汚染本格化する太陽系大航海時代の幕開けを担う船「は管理，将来に向けての保管などについて，入念な準備

やぶさ 2」[19] がもちかえる C 型小惑星を楽しみにしてが必要となる．

おいていただきたい．
（つづく）

また，リターンサンプルの一部について，一定期間，
元素・同位体分析（非破壊分析を含む），鉱物・組織観察（非破壊分析を含む），ガス分析，有機物分析などを謝 辞

実施し，ミッションの科学目標の達成をめざす．その際，小惑星のリモートセンシングから得られる天体全

渡邊誠一郎プロジェクトサイエンティストには原稿体および試料回収地域の地質情報と比較・検討し，天を確認いただき，有意義なコメントをいただきました．

体の歴史を紐解き，初期太陽系の物質進化を描く視点

本稿はサンプラー理学 PI，初期分析 PI としての立場が重要となると考えている．

だけでなく，太陽系の進化に興味をもつ惑星物質研究者としての私見も加えて書かせていただきましたが，「はやぶさ 2」サンプラーの開発や分析項目の何年にも■2013遊星人Vol22-4_製版.indd267

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

渡る検討のなかで，チームのメンバーはもちろんのこと，実に多くの方々の協力や激励をいただいています．
ありがとうございます．

参考文献[1] 渡邊誠一郎，はやぶさ2プロジェクトチーム，
2013，遊・星・人 22(1)，23.
[2] 松田准一，圦本尚義編，2008，宇宙・惑星化学(地球化学講座 2) (培風館).
[3] 藪田ひかる，スターダスト1次分析有機物チーム，
2007，遊・星・人 16(4)，299.
[4] 癸生川陽子，2013，遊・星・人 22(1)，14.
[5] 高野淑識，大河内直彦，2010，遊・星・人 19(4)，254.
[6] 藪田ひかる，2010，遊・星・人 19(1)，28.
[7] 江端新吾，2010，遊・星・人 19(4)，295.
[8] 藤谷渉ほか，2012，遊・星・人 21(4)，350.
[9] 木村眞，2011，遊・星・人 20(2)，132.
[10] 野口高明ほか，2013，遊・星・人 22(2)，78.
[11] 馬上謙一ほか，2013，遊・星・人 22(2)，86.
[12] 廣井孝弘，杉田精司，2010，遊・星・人 19(1)，36.
[13] 荒川政彦ほか，2013，遊・星・人 22(3)，152.
[14] 牛久保孝行，2010，遊・星・人 19(4)，287.
[15] 奈良岡浩，2013，遊・星・人 22(2)，94.
[16] 矢田達ほか，2013，遊・星・人 22(2)，68.
[17] http://osiris-rex.lpl.arizona.edu/[18] https://www.oca.eu/MarcoPolo-R/[19] 國中均，2013，遊・星・人 22(2)，109.

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その21 ～あかつき（PLANET-C）の広報活動～／大月 他

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一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その21
～あかつき（PLANET-C）の広報活動～
大月 祥子 ，あかつきプロジェクトチーム
1（要旨）「あかつき（PLANET-C）」プロジェクトでは，理学系研究者が中心となって積極的に広報活動を行なっている．プロジェクト立ち上げの頃から現在に至るまでの 10 年以上にわたり，ミッションの歩みと時代の変化に合わせたさまざまな形の活動に取り組んできた．

1. はじめに

また，「JAXA」名義や「宇宙科学研究所」名義ではなく「金星探査機 あかつき」という一つのプロジェクト「あかつき（PLANET-C）」プロジェクトチームでは，として，学会・各種イベントへ展示ブースを出してき金星探査計画への広い理解を得るため，プロジェクト

た．このようなイベントへの出展や，『遊星人』をは立ち上げ当初より広報活動に積極的に取り組んできた．

じめとする学会誌などでの特集記事を通じ，一般から2010 年の打上げが近づくと，他のミッションとの連

アマチュア天文家・理科教員，研究者等へ幅広くアピ携が活発化し，発信の手段も多様化した．10 年を超ールしてきた．

えるプロジェクトの広報活動において打上げ前後の特科学館・プラネタリウムとの連携として，講演会・

筆すべき変化として，一般の方からの応援を直接受け観望会への積極的に講師を派遣し，赤外線カメラを用るようになったことがある．プロジェクト側からの情いた演示実験等も実施している．2008 年以降は日本報発信にだけに留まらぬ，応援を起点とした「交流」

プラネタリウム協議会実行委員との意見交換も行い，が生じている．本稿では，「あかつき」に関わる広報

社会教育関係者対象とした PLANET-C の開発状況やの中でも特にプロジェクトが中心となって進めてきた

金星の科学についての見学会・勉強会も 2 度開催した．

活動について報告する．

このような繋がりがもととなり，2010 年に『日本天文協議会「あかつき」と「金星」キャンペーン・ワーキン

2. 初期からの取り組み

ググループ』が発足した．日本公開天文台協会・国立
天文台・JAXA などに所属するワーキンググループメ

プロジェクトでは初期の頃より社会教育関係者をメンバーによって多くの社会教育施設に呼びかけが行わ

ンバーに受け入れ，長年にわたり広報・教育アウトリ

れ，2010 年 12 月上旬には「金星キャンペーン

ーチ活動に取り組んできた．

きの金星を見よう！」（キャンペーンサイト： http://

あかつ

現在の最新情報の発信は twitter に移行しているが，akatsukikun.net/）が企画・実施された．周知の通り

2003 年に開設したプロジェクトサイトは今年度で 10

12 月 7 日の軌道投入運用は失敗したが，全国各地 15ヶ周年を迎えた．プロジェクトメンバーによる解説記事

所の科学館・プラネタリウム等で講演会や金星観望会

や，総合試験の様子など日々のミッションの歩みをレが開催され，「あかつき」をきっかけにたくさんの方ポートした「Planet-C ニュース」などを掲載している．

に金星に親しんでもらえたことは光栄なことである．

1. 専修大学
oh@isc.senshu-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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また，
「あかつき」に関するプラネタリウム番組（相模原市立博物館・2010 年度製作「相模原から金星へ〜

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

金星探査機あかつきの挑戦〜」，五藤光学研究所・系メンバーだけでなく，工学系メンバー，メーカーの2010 年度製作「灼熱のビーナス－あかつき 金星へ－」，方々も含め広く名称案を出し合い，数十の候補の中か

山梨県立科学館・2003 年度製作『ヴィーナスの素顔－

ら相談によって「あかつき」という名前を決定した．
「み灼熱の星「金星」から生命の星「地球」を見る』）も製作

ょうじょう」
「はやて」
「ひばり」
「めがみ
（女神）
」
「ふ

された．

うが
（風雅）
」などさまざまな候補があった中，誰にも反対されず受け入れられた名前が「あかつき」だった

3. 打上げに向けての広報と記憶している．
既に少し触れたが，この時期のもう一つの大きな広打上げが近づくと，PLANET-C の広報は新たな局

報活動は「メッセージキャンペーン」であった．応募面を迎えた．2009 年 11 月末には機体公開があり新聞者の名前を探査機に載せるこの種のキャンペーンは，やテレビなど多くのメディアに取り上げられたが，そ1998 年に打ち上がった火星探査機「のぞみ」の際に始の時，既に PLANET-C ではなく「あかつき」として報まった．
「あなたの名前を火星へ！」キャンペーンは道されていたことはご記憶にあるだろうか．

新聞の小さな広告記事で募集され，ハガキでの応募に宇宙研の人工衛星・探査機は伝統的に無事に打ち上限られていたにもかかわらず 2ヶ月で 27 万人の署名ががってから命名されてきた．そんな中で PLANET-C

集まったという．2003 年打上げの「はやぶさ」の「星のは打上げの半年以上前の 2009 年 10 月 23 日に名称が発王子さまに会いに行きませんか」ミリオンキャンペー

表されている．これは打上げに向けての怒涛の広報のンでは国内外から 88 万人の名前が，2007 年打上げの前に名称を公開することで，打上げとその後の運用を「かぐや」の『セレーネ「月に願いを！」』キャンペーン

通じて一貫して「あかつき」という名前で親しんでもでは 41 万人の名前とメッセージが集まり，探査機にらいたいとう意図があった．例えば，これはもう一つ搭載された．

の打上げ前の重要な広報である「メッセージキャンペ「あかつき」のメッセージキャンペーンでは「お届けーン」にも影響する．「PLANET-C にメッセージを載します！あなたのメッセージ，暁の金星へ」と題し，せた」と応募者の記憶に残っていても，打ち上げ後のメッセージと名前を募集した．世界天文年 2009 日本

報道では全て「あかつき」の呼称になるため，（こちら委員会の協力の下，インターネットからの個人応募のとしては寂しいことだが）自分がメッセージを載せた

他，数十人以上の団体を対象に「寄せ書き」の応募を探査機だと気づかないかもしれない．更に，「あかつき」

受け付けた．ネット経由の応募はそのままテキスト形にはもうひとつの名前がある．PLANET-C が正式な式でアルミプレートに印刷されたが，学校や企業，自プロジェクトとして始まる前，ワーキンググループを

治体，科学館，イベントなどで作成された「寄せ書き」

立 ち 上 げ た 頃 か ら の 衛 星 名 と し て Venus Climate

形式の団体応募については肉筆・イラストをそのまま

Orbiter（略称：VCO）がある．金星気象衛星という探縮小コピーしたものを印刷した．寄せ書きの協力館は，査機としての本質を表すこの名前は，惑星大気のコミ

北は北海道，南は鹿児島まで全国各地の 19 館に及んだ．

ュ ニ テ ィ に 広 く 認 知 さ れ， 特 に 海 外 の 研 究者 に はまた，インターネット上の有志たちの呼びかけにより

PLANET-C よりも VCO の方が長く親しまれてきた．

集まった 1 万 4000 人の「初音ミク」ファンの方々から

これまでも 2 つの名前を持ってきた経験上，認知をさのメッセージも団体枠として，イラストとともに 3 枚れる名前は一貫している方が良いという考えから，事のプレートにデザインされている．キャンペーンは前の名称公開を決断した．

2009 年 10 月 23 日〜 2010 年 1 月 10 日にわたって展開さ「あかつき」という名前そのものを決めることにつれ，最終的には 26 万人もの応募があった．時にこのいても，プロジェクト内で決める案と公募することで数字は，他の探査機のものと比べられることもある．

1 つの広報キャンペーンとして活用する案があった．

しかし，実際に目を通していると，その数十万ものメ

何度も議論されたが，最終的に「探査機とその目的にッセージや名前が自分たちの探査機に寄せられたのだ

ついて最もよく知っている自分たちで，最も相応しいという事実に感動するばかりだ．26 万人の思いを印と思える名前をつけよう」という方針となった．理学

刷した約 90 枚のアルミプレート（図 1）は，金星を目指■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

270

2013/12/13

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その21 ～あかつき（PLANET-C）の広報活動～／大月 他

図1： 応募いただいたメッセージと名前が印刷されたアルミプ
レート．

271

なっている．

図2：「あかつき」チームtwitter (Akatsuki_JAXA) のフォロワー
数の推移．2010/5/21 打上げ，2010/6/13「はやぶさ」地
球帰還，2010/12/7 金星軌道投入運用の前後で1万人程度ずつ増加した．2011年以降は緩やかな変化になったが，2012/6/6 金星日面通過に関連するツイートを行なった時期には数日で約500人の増加が見られた．グラフ中のイラ
ストは「あかつきくん」（右上）と「きんせいちゃん」（左下）．

4. 他のプロジェクトとの連携

からの情報が日常生活の一部として目に入る状況が生して旅を続ける「あかつき」にとって心強い同行者にまれた．結果として探査機に愛着を感じ，日常的に応「あかつき」と「イカロス」が H-IIA ロケット 17 号機

援の声をかけてくれる新たなファン層に繋がった．フで打上げられた 2010 年は，「はやぶさ」の帰還，「みち

ァンの方々からのリクエストと「はやぶさ」「イカロス」びき」の打上げ，そして「あかつき」の金星軌道投入運チームからの声掛けもあり，2010 年の JAXA 相模原

用と，大きな出来事が続いた．2010 年 4 月当初，既にキャンパス特別公開に合わせ，あかつきくん・きんせ「はやぶさ」「イカロス」「みちびき」の各チームは，

いちゃんをモチーフとしたグッズ（ストラップ，缶バ

twitter という利用者間でコミュニケーションが可能

ッジ，マグカップなど）も製作・販売された．また，なミニブログを用いて，新たな層への広報活動を開始

2011 年 1 月〜 3 月には「はやぶさ君」「イカロス君」「みしていた．2010 年 5 月，「あかつき」チームも遅ればせ

ちびきさん」「あかつきくん」がそれぞれのミッショながら twitter での情報発信を始め，他プロジェクトンについてお話しする「JAXA ぼくらの宇宙大冒険」との連携が活発化した．この流れがこれまではあまりというラジオ番組が放送された．この番組は現在でも，宇宙に興味をもつことがなかった大人たちに「手を伸JAXA の Podcast 配信用コンテンツとして公開されてばす（outreach）」きっかけになり，「あかつき」の広報

いる．

活動にとって大きな変化点になった．
4 つのプロジェクトに共通している点は，探査機が5. 応援と交流

顔 を 持 つ 可 愛 ら し い イ ラ ス ト が あ る こ と で あ る．
PLANET-C プロジェクトには 2008 年冬からマスコッ

以前より，講演会やメッセージキャンペーンなど目

トキャラクターとして「プラ C くん（現・あかつきくに見える応援を受け，交流を持つ機会はたびたびあっん）」と「きんせいちゃん」がいたが，「はやぶさ君」「イ

たが，特に打上げの直前の頃から「形」として残る応

カロス君」「みちびきさん」との相乗効果によって援が急増した．打上げ時には特設サイトや twitter に

twitter 上での関心を得，フォロワー数も数万人に達2000 件を超える応援メッセージが寄せられた他，そした（図 2）．即時に多数に伝えることができる特性をの後の日々の運用時にも（現在に至るまで継続して）運活かしてタイムリーな情報を発信したり，twitter 上

用室宛に手紙やイラスト，手作りの品などが届いていの交流を通じて，140 文字という制限の中でミッショ

る
（図 3）
．

ンについて簡単な説明しあったりすることで，探査機■2013遊星人Vol22-4_製版.indd271

さまざまな形の温かな応援に感謝し，2010 年 12 月 7

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14:01:58

272

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

ンでは，インターネットを通じて参加者の輪が広がり，海外を含む各地から 4000 を超える「あかつき」および「あかつきくん」のペーパークラフトを贈っていただ
いた．
このように，打上げ以降はこれまでのプロジェクトからの情報発信に加え，それに対する一般の方々からの主体的な反応が私たちのもとに届くようになった．
一方からの発信だけではない「交流」とも呼べるようなやりとりが生じた．

6. あかつきトークライブ
今の「あかつき」は太陽を周回しながら再会合に向けて飛行を続けている．2011 年秋に酸化剤投棄や姿
勢制御スラスタを使った軌道調整も終え，プレスリリースになるようなニュースはない状態である．そこで現在の広報活動として，プロジェクトの動きが激しい時には手が回らず実現できなかった企画を実施している．
図3：「あかつき」プロジェクト宛に届いた手紙やプレゼントなどの一部．

「あかつきトークライブ」は 2012 年 8 月に相模原市
立博物館の協力を得て始まった．2ヶ月に一回のペースで 2012 年度内に 4 回開催したところ，幸いにも好評

日には「金星観望会」と「軌道投入運用パブリック・ビを博し，2013 年度も継続開催することができている．

ューイング」を企画した．金星観望会は午前 5 時 30 分

前年度と同様に偶数月の開催で，2013 年度末には計〜 7 時という早朝の開催予定だったが，残念ながら前10 回に達する．もちろん今までも「あかつき」に関す

日夕方の段階で天候不良が予想されたために中止の告る講演会は多くあったが，ほとんどは「あかつき」全知が出された．にも関わらず，出勤・登校前の方々約体の特徴や科学目的を紹介するものである．それに対100 人が相模原キャンパスに集まってくださった．6

し，このトークライブでは「あかつき」関係者を毎回時過ぎに雲の切れ間から金星が覗いた時は歓声が上が一人講師として，その講師が自分の専門について掘りった（らしい）．管制室の様子を中継したパブリック・

下げて話すという点を特徴としている．例えばこれまビューイングは，結果的に状況確認が必要となった段でのテーマとしては，工学系メンバーであれば「探査階で打ち切りとなったが，実施にあたってプロジェク

機の電源」「探査機の軌道」「探査機の通信」「探査機

ト内外の多くの人たちに尽力いただいた．広報活動とと熱」など，
理学系メンバーであれば「惑星の気象」「赤

してはさまざまなケースへの対応について考慮不足で外線で温度を測る」「金星の天気と季節」などがある．

あったため，再投入運用の際に同様の企画は難しいか「あかつき」は理学ミッションであるため，講演会等もしれないが，朝の観望会に引き続き，平日の午前中に出るのは理学系メンバーが中心だが，「あかつきトにもかかわらずたくさんの方々が見守ってくださったークライブ」では工学系メンバーの話も聞けることがことは事実として書き残しておきたい．また，当日の”売り”となっている．さらに，講演の後に，講演内

twitter では，タイムラインを遡れなくなるほど多数

容に関連する実習時間（1 時間程度）を設けており，このメッセージが寄せられ，その大半は温かな応援の言の「大人も参加できる実習」がもう一つの売りである．

葉であった．その後，JAXA-i クロージングイベント

実習内容は，「金星雲画像のパラパラ漫画作り」「赤外の一環として企画された「千のあかつき」キャンペー

線カメラの演示実験」「パラボラの作図」など，なに■2013遊星人Vol22-4_製版.indd272

2013/12/13

14:01:59

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その21 ～あかつき（PLANET-C）の広報活動～／大月 他

273

かしら体験をしてもらえるものを毎回用意している．

の手段が多様化しているためすべてにおいて万全にと

参加者は小学生から 80 代までの幅広い年齢層が 50 〜はいかないが，プロジェクトの状況（広報に割ける時

100 人程度で，すべての参加者に同じように分かって間・マンパワー，予算など）に合わせて，今後も「金もらうことは難しいが，それぞれに楽しんだり新しい星探査機あかつき」プロジェクトチームとして研究者ことを学んだりしつつ，「あかつき」に親しんでもらの立場からの発信を続けていきたい．

えることを願っている．

謝 辞
7. おわりにあかつきの広報活動はプロジェクト関係者だけの力「あかつき」の広報活動を通して学んだことの一つに，ではなく，プロジェクト外の多くの人たちの協力を得科学館やプラネタリウムなどのような社会教育施設をて進めてくることができました．プロジェクト立ち上通じての教育・広報活動の強さがある．ネットを通じげの頃から現在に至るまで，さまざまな形で協力してた情報発信ももちろん重要であるが，社会教育施設のくださった全ての方々に感謝申し上げます．また，イベントでは，科学全般が好きな人たち，小さな子ど2010 年 12 月 7 日早朝の金星観望会やあかつきトーク

もたちやシニア世代などネットからの情報が届きにく

ライブのような形のイベントを提案し，実現に導き，い層に親しんでもらえたと感じる．また，文字や写真開催の度にボランティアとして力を貸してくれる「星では「見る」で終わってしまうことも，その場での話

空公団（http://www.kodan.jp/）」小野間史樹氏およびや実験なら「体験」になることを実感した．一方で，メンバーの皆さんには特にお礼申し上げます．

開催地や開催日時による物理的制限が大きく，一回のイベントに参加してもらえる人数は数十人程度となる．
大きな会場での講演でも数百人が限度だろう．どんな場所からでも本人の興味さえあれば平等に情報に到達できる点はネットの良さであると再認識した．
もう一つ，研究者の立場で情報発信することの大切さも改めて学んだ．この記事の中で触れている「あかつき（PLANET-C）」の広報活動は，打上げの時期を挟んでいることもあり，プロジェクトの力だけでなく
JAXA 広報，宇宙研広報，各地の科学館・プラネタリ
ウム，科学グッズ制作会社などをはじめとして，たくさんの人たちの厚意・協力があってこそ成り立っている．「餅は餅屋」という言葉がある通りで，広報・教育に関する戦略や技術・伝える話力など，その道のプロの力はやはり素晴らしい．プロの力を知り，他のプ
ロジェクトの広報や教育アウトリーチ活動を知り，至らぬ点がたくさん見えてくると，全てを任せる方が良いものになるのではないかとも思えた．しかし，多くの場を経験するうちに，プロジェクトの進行の様子や金星の科学の面白さは，研究者の立場で参加しているからこそ実感を持って発信できるのだということもわ
かってきた．表現や見せ方は協力者にサポートしてもらえば良いが，「面白い」「楽しい」を伝えることは本当にそう思っている人の役割であると思う．情報発信■2013遊星人Vol22-4_製版.indd273

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

274

研究会開催報告「衛星系研究会：
衛星観測から探る衛星形成環境」
谷川 享行 ，奥住 聡 ，木村 淳 ，倉本 圭 ，大槻 圭史
1

2

3

4

5

昨年「衛星系成小研究会」という研究会を開催したが，その第 2 回にあたる研究会を 2013 年 8 月 7 － 9 日の日程で，定山渓温泉渓流荘（札幌市）で行った．まず本研究会の趣旨を（昨年の報告書と若干重複するが，改めて）簡単に説明しておく．衛星（系）を対象とした研究といっても，ざっと思い浮かぶだけでも，衛星形成過程，表面地質，内部構造，固有磁場，磁気圏，大気，
化学，生命の起源，地上観測，探査など，様々である．
この幅広いテーマ・手法をそれぞれを研究している人は（国内だけでも）それなりにいるが，もったいないことに，それぞれが相互に交流する機会がそれほど多く

図1：研究会中の様子．

ない（と少なくとも世話人は感じていた）．そこで研究会を立ち上げようという話が世話人の中で持ち上がり，

新領域創成科学研究科の関根康人さん，情報通信研究

昨年の第 1 回研究会開催に至った．今のところ，国内機構の笠井康子さんのお二人をお招きしてご講演頂いだけでもそれぞれを研究している人がいるもののそのた．関根さんは，実験，フィールドワークから，探査

人口は適度に少ないため，幅広いバックグラウンドを提案，業界の将来構想まで何でもこなし，若手のエー

持ちつつ共通の興味を持った人たちと知り合いになる

スとして幅広い世代から頼りにされていることは，惑

には，いいタイミングであるように思われる．

星科学会員ならご存じの通りであろう．今回は「氷衛と，昨年は割とのんきに研究会を開催したが，同時星の化学情報を読み解く」という話題に絞って話をしに昨年，木星氷衛星探査機 JUICE（JUpiter ICy moonsて頂いた．土星の衛星であるエンセラダスのプリュー

Explorer）計画が欧州宇宙機関（ESA）の主導のもとでムから，エンセラダス内部の状態のみならず，衛星形

始動し，日本チームもその開発に携わることから，国成母体である周惑星円盤までの関係性を指摘し，土星

内でも氷衛星探査に関わる研究が盛んになって来るでの形成時期・周惑星温度に対する制約を実証的に与えあろう．というわけで，今年のテーマは「衛星観測かられる，という興味深いお話をして頂いた．笠井さん

ら探る衛星形成環境」とした．そこで，このテーマには，JUICE に搭載される観測機器の一つである SWI

関わる仕事でとても活躍されている，東京大学大学院（サブミリ波分光計）の日本側 PI として活躍されており，今回「サブミリ波衛星による氷衛星観測」という

1. 北海道大学低温科学研究所
2. 東京工業大学理工学研究科
3. 東京工業大学地球生命研究所
4. 北海道大学大学院理学研究科
5. 神戸大学大学院理学研究科
tanigawa@pop.lowtem.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

274

テーマでお話し頂いた．SWI が行う重要な観測のひ
とつに，水氷の D/H 比や H2O のオルソパラ比の測定があり，原始木星系円盤での衛星集積環境について重要な制約が得られるものと期待される．講演では，

2013/12/13

14:02:00

研究会開催報告「衛星系研究会：衛星観測から探る衛星形成環境」／谷川 他

くり聞くことが出来た（後述のプログラム参照）
．ちな

20%

の集客力のおかげか，いくつもの他の研究会と日程が重複していたにも関わらず，個別の声がけをほとんどせずとも昨年とほぼ同じ規模の参加人数となった．

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声をかけさせてもらったが，今年は二人の招待講演者

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声をかけ，結果として発表者のほとんどがこちらから

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えるが，衛星形成に関わる幅広いテーマについてじっない不安があったので，衛星研究に関わる幅広い人に

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みに，昨年は第 1 回ということもあり参加者が集まら

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その他の個々の発表についてのコメントはここでは控

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る際の課題とともに，まとめてご紹介頂いた．なお，

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れたサブミリ波観測技術やそれを氷衛星観測に適用す

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SMILES や ODIN など宇宙からの地球大気観測で培わ275

図3：参加者を対象としたアンケートの結果1（5 択）．

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3. ௒ᅇ䛾䜘䛖
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2. 䛹䛱䜙䛷䜒
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図4： 参加者を対象としたアンケートの結果2：研究会のスタイルについて（3択）．
図2：全体写真．会場の渓流荘玄関前にて．

本研究会を来年度以降のどのように発展させていく

けるような構成にすべきかもしれない．一方，図 3 でかを考えるための一つの材料として，参加者の皆さん

評価が高かったのは，会場の施設であった（平均 4.2 点）．

にご協力頂きアンケートを実施したので，今回の研究

この高評価の理由までは今回のアンケートからは分か会に対する自己評価も兼ねてここでご紹介したい．参らないが，渓流荘の宿泊施設としての評価に加え，温加者 23 名のうちの 15 名から回答を得た．まず，図 3

泉の存在もポイントが高かったのかもしれない．

を見てもらいたい．質問項目は，研究会の形式，運営

次に，研究会の形式についての質問に対する回答を方法，会場の施設などについてで 5 択として回答して

図 4 に示す．本研究会は，札幌市街地から外れた定山

もらったものである．全体的には深刻な不満はないも渓で，ネット環境も良くない中で 2 泊の合宿形式で行のの，休憩・総合討論の時間について，短いという意った．そのため，何かと便利でネット環境も整った大見がやや多かった．これは，世話人の中で前回すでに学での開催を希望する声が結構あるのではないかと想

反省項目として挙げられており，その反省を踏まえ休像していたが，その回答はゼロだった．まあそういう憩・議論の時間を少し長目に設定したが，まだ足りて希望の人はそもそも参加していない，というバイアスいなかった．実際，世話人一同もその自覚はある．特はかかっているが，少なくとも参加して頂いた皆さんに今回は総合討論の時間に衛星形成研究の現状と課題には世話人の考えている合宿形式の意義について，少を整理するつもりでいたが，時間不足により十分な討

しは共有してもらっていることを感じられる結果とな論を行うことが出来ずに終わってしまったのは残念でった．次回についての問いには，約 3/4 は参加したいあった．次回は少し大胆に休憩・議論の時間を長く設との回答も得た（図 5）．ちなみに，以上の個々の項目■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

275

2013/12/13

14:02:05

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013276

1……………プログラム ……………

1. ከศཧຍ䛧䛺䛔
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15：50 － 18：00 第 1 セッション（はじめに）
・木村

淳：ガリレオ衛星の内部構造と表層物質の理解の現状
・高遠徳尚：木星の小衛星のスペクトル型からみたヒ
ルダ群トロヤ群との関係
・平田直之：土星の小型衛星の表層進化
18：00 － 夕食

図5： 参加者を対象としたアンケートの結果3：次回の参加希望
について
（5択）．

21：00 － 分科会の点数とは独立に全体的な満足度を問うてみたところ，

07：30 － 09：00 朝食

5 点満点で平均 4.7 という高評価を頂いた．これは世09：00 － 12：00 第 2 セッション

話人にとって次回への励みとなる結果である．
その他，印象に残ったこととして，参加者の一人から「『大人の夏の学校』みたいでいいですね」という感想を口頭で頂いた．これは正に，普段交流する機会の少ないちょっとだけ遠い分野の人同士の交流を深めた■8/8

・関根康人：氷衛星の化学情報を読み解く：エンセラ
ダス・プリュームのシリカと熱水反応の示唆
・羽馬哲也：氷でおきる化学反応
・三上

峻：集積期のタイタンの原始大気の構造及び表層環境の推定い，という世話人の意図をずばり表現しており，かつ12：00 － 昼食

その意図が少しは実現されているという実感を得るこ

14：00 － 18：00 第 3 セッションとも出来た．
研究会タイトルには陽に「第 2 回」とは付けなかったが，出来れば来年以降も年に 1 回程度のペースで続けていきたいと考えている．研究会のスタイルは，世話人らは今後も今回のような合宿形式で，じっくりと話・笠井康子：サブミリ波衛星による氷衛星観測（議論・休憩）・谷川享行：衛星系形成過程のレビューと最近の話題
・藤井悠里：周惑星円盤のガス降着メカニズムについてを聞ける機会をもうけつつ相互交流を促進できる場に（議論）したいと考えている．諸般の事情で実際にどうなるか

18：00 夕食

未定ではあるが，少なくとも今回参加して頂いた皆さ

21：00 分科会

んからのアンケートからは合宿形式は一定の支持を得■ 8/9ているようなので，次回もその方向で検討したい．研

07：30 － 09：00 朝食究会を継続していくことで，世話人も含めた参加者

09：00 － 12：00 第 4 セッション

個々人が知識・人脈の幅を広め，衛星分野の研究の活発化に貢献できればと考えている．
最後に，よく準備されたレビュー講演をして頂いた，・佐藤貴央：系外巨大ガス惑星周りのハビタブルムー
ンの形成とその安定性
・斉藤正也：高軌道傾斜角を持つ三体系の階層安定性

笠井さん，関根さんをはじめ，すべての発表者の方々， （休憩）・金川和弘：巨大ガス惑星軌道付近の原始惑星系円盤
および参加して会を盛り上げて頂いたすべての参加者の皆様に感謝したい．また，研究会の準備（買い出し

構造や荷物運びなど）を積極的に手伝って頂いた低温研の（総合討論）

皆さんにも感謝したい．参加申込には CPS サーバの12：00 会場発

会議開催ツールを使わせて頂いた．

13：00 北大着，解散
1. 講演資料はhttps://www.cps-jp.org/~satellite/で公開している．

■2013遊星人Vol22-4_製版.indd276

2013/12/13

14:02:06←目次へ

2013年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告／木内277

2013年度 惑星科学フロンティアセミナー
参加報告
木内 真人

1

9 月 17 － 20 日に北海道ニセコいこいの村にて 2013

でした．その理由としては，その後の宇宙科学研究所

年惑星科学惑星科学フロンティアセミナーが開催され時代から現在までの活動は今回参加している方々にはました．今年が 8 回目の開催で，「ニュートン」編集長

よく知られているだろうから，というものでしたが，の水谷仁氏を招待して「惑星内部構造」「衝突と破壊」

自分たちのように水谷先生のこれまでの業績を詳しくというテーマで，二日間の集中講義形式で講演をして知らない世代にとっては，その後のお話も聞いてみた

頂きました．

かったと思います．

ここでは，惑星科学会から参加費補助を受けセミナ

ここからは講義のやや詳しい内容を紹介します，まーに参加させて頂いた者として，講義の内容やセミナ

ず初日の前半は惑星の内部構造についてのお話でした．

ー全体を通しての雰囲気などを報告いたします．

講義は，現在の地球モデルでは PREM モデルが主に講演の全体の流れは以下のようなものでした．

用いられているということへの水谷先生の不服から始…………………………………………………………

まりました．このモデルでは相転移層の厚さが 0 とな

1．惑星内部構造論っていますが，現実には相転移には圧力・温度の幅が・現在の標準モデルへの不満あるので相転移層もある程度の深さ幅を持つはずです．

・1960 年代初頭の地球内部構造論

ここで水谷先生はご自身の博士論文を紹介されました．

・水谷氏の博士論文紹介

その内容は，地球の自由振動のデータと状態方程式を・将来の惑星内部構造論使うことで，より詳細な地球内部構造を推定したとい

2．岩石力学のスケーリング則うものです．このモデルは観測データに近づくように・界面導電現象
・超真空中の岩石強度
・岩石の破壊過程
3．衝突現象のスケーリング則・高速度衝突による圧力・衝突破壊による破片サイズ分布・破片速度
・クレーターサイズのスケーリング則4．世界で最初の学会について…………………………………………………………
今回の講演は，水谷先生が東京大学大学院生時代（1964 年～）から名古屋大学時代の間（～1987 年）に行われた研究内容について主に紹介されるといった内容
1. 神戸大学大学院理学研究科
100s410s@stu.kobe-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd277

図1： 講師の水谷仁氏．

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合わせたもので，PREM と比べて相転移層に深さの現象を結びつける研究が今後行われるべきだと締めく幅が見られます．このように，過去のご自身の研究とくられました．

現在主流とされているモデルを比較した上で，内部構次に二日目ですが，この日の講義は主に衝突現象の造論に関するこれからの課題についても述べられていスケーリング則についてのお話でした．まず最初の話ました．この講義の中で個人的に印象に残った水谷先

は，水谷先生が博士 1 年生のときに月の海の年齢を推生の言葉は，これまでの研究活動の中で博士論文が最定した際，クレーター直径に対して重力が反比例するも力を注げたもので，非常に特別なものになっている，と仮定したことにより年代の見積もりを誤ったというというものです．理由は，一つのテーマに対して最もものでした（現在では直径は重力の－ 1/6 乗もしくは長い時間取り組めたからと仰っていましたが，この言．その後，コ－ 1/4 乗に比例すると考えられている）

葉はこれから博士論文に取り組む（取り組んでいる）
自

ロラド大学にいた 1976 年ごろからクレーターのスケ分たち学生にとっては心に残るものがあったのではなーリング則について調べはじめ，それまでの論文は限いでしょうか．また学生時代のお話で，当時の指導教られた条件下の実験による経験則であり物理的意味に員である竹内均先生が話をする中でどんなことでも知触れたものはなかったことから，より理論的なスケーっていたということに対して，学生だった水谷先生がリング則を作ることを考えられました．そのために，対抗心を燃やしていたと仰っていたことも印象に残り

高速度衝突による衝撃圧力と衝撃波の減衰のモデル計

ました．

算から Late-Stage Effective Energy というパラメータ

初日の後半は，岩石力学のスケーリング則についてを導きました．もしこのパラメータが同じであれば，のお話でした．講義は，界面導電現象という現象につ

結果的に同じ現象が起こるという概念となっています．

いての話から始まりました．界面導電現象とは，界面この概念を用いたスケーリングと Holsapple のスケーを形成している 2 相（液体／固体，液体／液体）に，界リングを比較すると，Holsapple のスケーリングは実面に沿って相対運動させると 2 相間に電位差が生じる

験データに合致するパラメータを探し出したものであというものです．水谷先生がこの現象に興味を持ったるのに対し，Mizutan スケーリングは物理的意味が明きっかけは，松代群発地震（1965 － 1970）の際に観測確になっています．ここで水谷先生は，外国人のスケされた発光現象が，上記の現象が原因であるのではな

ーリングをありがたがらずに，もっと自国の研究者のいかと考えたことによるそうです（地震前に強まった

優秀なスケーリング（Mizutani スケーリング）を使っ圧力が岩石の界面導電現象を引き起こし，電位を発生てほしいと少し不満を述べられていました．その後させた？）．これらのことが解明されれば将来的な地

Mizutani スケーリングを用いた衝突破壊現象として

震予知につながるのでは，といった内容で非常に興味

破片のサイズ分布や破片速度についての説明が行われ，深いものでした．しかし，この現象を調べるうえで実

クレーターサイズのスケーリング則へと話は移ってい験装置を開発し測定結果を用いて計算したところ，発きました．ここでは，自身が行われたクレーター形成

光現象が起こるほどの電位は発生しないという結果に実験と先行研究の結果から，クレーターのサイズもなりました．ただこの実験から，発生する電位が岩石

Late-Stage Effective Energy で統一的に表されることの破壊強度に影響を与えることがわかったそうです．

を示し，重力スケーリングと強度スケーリングをそれ

これは地下水の岩石への浸透が，岩石の力学的性質にぞれ含めたクレーターサイズのスケーリング則を提案

影響を与えるということに繋がります．その後の講義されました．続いてクレーターサイズに及ぼす重力のは，超真空下での岩石破壊実験から岩石の破壊強度の効果を考察したところ，クレーター直径は重力の－水蒸気圧依存性や歪速度依存性などのスケーリング則

1/6 乗に比例すると見積もられています．この結果にを得たという内容から，岩石破壊の統一理論へと広がよって，博士 1 年生のときの誤り（直径は重力に反比っていきました．この理論は，岩石破壊は無数の小さ

例するという推論）を直すことができた，という話をなクラックの進展によるもので，クラックの進展は応されてこの講義は締めくくられました．

力腐食現象として説明できるというものです．そしてご自身の研究内容についての話はここまででお終い

最後に，これらの岩石の破壊現象の性質と実際の地震で，二日目の後半は世界で最初に開かれた学会につい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd278

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2013年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告／木内

279てのお話という，トリビアともいえる内容の講義となださった世話人の方々，運営を手伝われた方々，そしりました．15 世紀後半から 16 世紀半ばのフランスのて長時間の講義をしてくださった水谷仁氏に感謝申し神学者で数学・物理の研究をしていたメルセンヌとい上げます．また惑星科学会の援助でこのような貴重なう人がいたそうで，この人はヨーロッパの学者たちの機会を頂けたことに感謝いたします．

交流の中心となり，後のフランス科学院の前身ともいえる集まりを開いていたそうです．また，当時の学者たちが熱心に研究していたというサイクロイド曲線というものについても紹介がありました．この話の肝は，科学者の集まりは有益であることを最初に示したメルセンヌを例にとって，我々も学会やセミナーで活発な意見交換をして学問を楽しむべきだというものでした．
この講義の内容は，さすがニュートンの編集長だなと感じさせるものでした．
以上，長々と講義の内容を書き連ねましたが，水谷先生の講義の流れとお話の雰囲気が伝われば幸いです．
二日間の講義を聴いて，水谷先生は非常に深い知識と経験が蓄積されている，まるで達人のような方だと感じました．また同時に，聴衆を話に聴きいらせてしまう不思議な魅力を兼ね備えた方だとも感じました．聴衆に対して，「自分は君らの生まれる前から地球惑星
科学をやっている」と投げかけられた言葉がとても印象的でした．
講義全体の雰囲気にも触れておくと，常に質問が飛び交い，活発な議論が展開されるという模様でした．
自分から見ると普段は貫録のある方々が，水谷先生に対しては何か子供のような雰囲気で質問を投げかけているようで，それだけを見ても水谷先生は凄い方なんだなと感じました．時間的には二日間という比較的短い講義でしたが，非常に多くのことを学べました．また夜には分科会が開かれており，毎晩熱い議論が繰り広げられていたそうです（自分が参加した夜は手品を披露する方や，食べ物でピラミッドを造ることを生きがいにしている方の発表だったのですが…）．
宿泊先であるニセコいこいの村は，北海道という環境も伴ってとても過ごしやすい環境でした．温泉は入り放題で食事は充実，また休憩時間は周辺の自然を満喫できる環境ということで，精神安定的にも安心な良い環境だったと思います．自分としては初めてのフロ
ンティアセミナー参加だったのですが，同じ宿泊施設に数日間泊まり，普段は長い時間会えない方々と十分交流できる本当に良い機会であると感じました．
最後に，フロンティアセミナーを企画・運営してく■2013遊星人Vol22-4_製版.indd279

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

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「ALMAを利用した太陽系天体観測セミナー」
開催報告
佐川 英夫 ，中川 広務 ，前澤 裕之
1

2

3

1. はじめに：開催の背景
南米チリのアタカマ高地（標高 5000 m）に建設中のア タ カ マ 大 型 ミ リ 波 サ ブ ミ リ 波 干 渉 計 ALMA
（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array）
が初期科学運用を開始してから二年が経つ．干渉計を構成する電波望遠鏡（アンテナ）が最終的な本格運用のおよそ 4 分の 1 の台数という状況でのスタートではあったが，その段階においてすら，ALMA の観測感度は
既存のサブミリ波干渉計（ハワイ SMA）の 20 倍以上を達成していた．その後 ALMA 施設の建設も着実な発

図1： 研究会の様子．

展を見せており，それにともなって，ALMA の観測性能は既存の電波天文学の常識を覆す域に達しつつあ体的な議論も行っている．以下では今年 4 月および 10る．

月に開催された研究会に関して，講演内容の紹介を行

ALMA の秀でた観測性能を最大限に活用していくう．

ため，また，異分野の研究者でも ALMA を利用できるように，国立天文台チリ観測所では ALMA ワーク

2. 講演内容の紹介

ショップの公募を毎年行っている．本研究会「ALMA
初期科学運用における太陽系天体観測」もその活動の表 1 に今年度の研究会アジェンダを示した．開催会一環であり，昨年度より年二回のペースで研究会を開

場の情報通信研究機構を中継し，TV 会議接続を利用催している．本研究会では，ALMA を利用することして遠隔地（東北大学や大阪府立大学，神戸大学，福で太陽系惑星科学にどういった新規サイエンスが拓け

岡大学など）
からも複数の参加者があった．

るのかという視点で，異なる研究フィールド（惑星大気研究，固体表層環境研究，プラズマ圏研究，太陽系

2.1

セッション1

形成理論研究など）に跨る惑星科学研究者間での情報

第一回，第二回の研究会どちらも，国立天文台の交換を行うことを会の趣旨とした．また，応募予定のALMA 東アジア地域センター（EA-ARC）から ALMA

観測提案書の完成度を如何に高めていくかといった具の観測性能に精通している関係者に研究会への参加を依頼した．実際の ALMA の運用状況や観測性能に加え，

1. 情報通信研究機構
2. 東北大学
3. 大阪府立大学
sagawa@nict.go.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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電波干渉計の観測原理の概要に関しても講演があった．
とくに後者の説明は，干渉計観測には馴染みが無いが潜在的に ALMA を利用する可能性が在るという人達

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「ALMAを利用した太陽系天体観測セミナー」開催報告／佐川 他

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表1：「ALMA初期科学運用における太陽系天体観測」平成25年度会合内容．第一回と第二回の会合プログラムをセッション毎にまとめ，整理したものを示す．

開催日：第一回 4月22日，第二回 10月28日
セッション１ [ALMAステータスレポート]●

Cycle-0, Cycle-1 におけるALMA運用実施状況●

Cycle-1における観測提案の統計●

Cycle-2におけるALMA観測性能，ACAの紹介

西合 一矢，秋山 永治（国立天文台チリ観測所EA-ARC）

セッション2 [Cycle-0，
Cycle-1での観測]●

Cycle-1で採択された太陽系天体観測の紹介およびデータアーカイブの利用
佐川 英夫（情報通信研究機構）●

Cycle-0で取得されたデータ解析の紹介：近傍銀河観測プロジェクト中島拓（名古屋大学）

セッション3 [Cycle-2 への観測提案に向けて]●

惑星大気GCM 研究から期待される地上観測の展開

黒田 剛史（東北大学）●

太陽系天体の電波観測への期待 ～氷衛星のサイエンス～関根 康人（東京大学）●

火星大気の上下結合過程が大気散逸に及ぼす影響●

エンセラダスプリューム：カッシーニ探査による知見とALMAでの観測可能性検討
関根 康人（東京大学），兒玉 賢哉（東京大学）●

木星衛星における酸素同位体比観測に関するブレインストーミング
佐川 英夫（情報通信研究機構），関根 康人（東京大学）

中川 広務（東北大学），ほか

セッション4 [総合議論]

にとって非常に重要である．先ずは ALMA の運用状

秋山氏からは ALMA の次期観測サイクルである

況や観測提案書審査に関する報告が行われた（西合氏）．

Cycle-2 の観測提案募集に関して詳細な説明があった．

ALMA Early Science Cycle-0 および Cycle-1 という過Cycle-2 は 2014 年 6 月から 2015 年 10 月までのおよそ 1

去二度の観測提案募集に際しては，世界中の研究者か

年半におよぶ観測実施期間となる（観測提案の募集締

らそれぞれ 1000 件前後もの観測提案が応募され，そめ切りは日本時間で 2013 年 12 月 6 日）
．前回までの観の中から優先度が高いと評価された観測提案が実施さ測サイクルからは ALMA の観測性能としても更なるれている．観測提案は，観測代表者の所属に従って，性能のバージョンアップがあり，特に二つの観測周波

欧州，北米，東アジア，そしてチリという地域別の窓数帯（バ ン ド 4：125 – 163 GHz, バ ン ド 8：385 – 500

口に応募される．興味深いのは，どの地域からどれだGHz）が新たに実現されたことは本稿でも特記しておけ の 観 測 提 案 が 出 さ れ， そ の う ち 何 件 が“Highest

きたい．これにより 84 GHz から 720 GHz まで，広いPriority”として採択されたのかといった，観測提案の周波数帯が観測に利用できることとなる．高い方二つ審査に関する統計情報がかなり詳しく公開されているの観測周波数バンドを除けば，口径 12 m のアンテナ点である．これにより，地域枠ごとでの採択率の差な

34 台を最大で 1.5 km の基線長に達する大規模配列上

ども見ることが出来る．東アジア枠は，欧州や北米枠に配置することが出来る．300 GHz 帯での観測を例にと比較して競争倍率において有利な状況となっている．

と る と， そ の 最 高 空 間 分 解 能 は 0.12 秒 角 と な る．

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Cycle-2 における科学運用時間は 2000 時間程度と想定観測が実行されても，一年後にはデータが一般公開さされている．この中には，Cycle-1 で採択されたにもれるので，データ解析および論文化を短期間に進めら関わらず期間内に観測が実施できず，Cycle-2 に移行れるように予めよく準備しておくことが重要であろう．

されてくる提案も含まれる予定である．

2.2 セッション2

2.3

セッション3

このセッションでは，ALMA に期待される太陽系冒頭にも述べたが，ALMA は既に Cycle-0 および

惑星科学の話題が講演されている．サブミリ波帯観測

Cycle-1 という初期科学運用を実施している．それらの特徴でもある大気微量成分の観測や高い周波数分解の観測サイクルでどういった太陽系天体の観測提案が能を活かした温度・風速分布情報の導出を通して惑星採択されたのかに関して紹介が行われた（佐川）．現在の大気循環を理解しようという講演
（黒田氏）
や，探査

までに観測提案が採択されている太陽系天体は，金星機による惑星プラズマ圏の観測に ALMA による地上（C-0, 1），土星（C-0），イオ（C-0, 1），タイタン（C-0, 1）， 観測を連携させて，超高層大気の上下間結合を観測的
海 王 星（C-1）， 彗 星 Elenin（C-0）， 彗 星 Pan-STARRSに制約していくという講演（中川）が行われた．本稿で（C-1）に限られている（天体名の後ろの C-0,1 はそれぞ

は，関根氏らから提供されたエンセラダス観測の話題

れ Cycle-0, -1 での採択を示す）．こうした観測データに関して紹介をしたい．

が観測提案者に専有される期間は，データが観測提案

土星衛星エンセラダスの南極付近から噴出するプリ

者に配布されてから一年間であり，その後は ALMA

ュームの組成を明らかにすることは，太陽系の形成を

データアーカイブを通して一般の利用者に公開されて理解するうえでも，また，太陽系におけるハビタビリ

いる．その公開データには，観測生データに加えて，

ティを議論するうえでも非常に重要な研究課題である．

ALMA 地域センターで観測天体画像の復元までデー

エンセラダスプリュームの組成は，近年カッシーニ探

タ解析処理を行ったサイエンスデータも公開されてい査機によるサンプリング計測によって調べられてはいる．つまり，電波干渉計のデータ処理（キャリブレー

るが，計測測器の質量分解能の問題やサンプリング時

ションやデコンボルーション）の経験が無い利用者での大きな相対速度によってサンプルが熱分解しているも，ある一定のレベルに達した電波画像を直ぐに取得など，問題点を抱えているのも事実である [1]．そこで，することが出来る仕組みになっている．こうしたアー

プリュームの組成を ALMA からリモートセンシング

カイブを積極的に利用していきたい．

できないだろうかというのが関根氏らの提案であった．

Cycle-0 で観測された土星データに関しては本稿執Cycle-2 における ALMA の最高空間分解能は 0.1 秒角

筆時の段階で既にデータアーカイブで公開されており， 前後に達する．この分解能は，地球から観た場合のエ
それを見れば ALMA による太陽系惑星観測の質を実

ンセラダスプリュームの広がり（～0.05 秒角）とそこま感することが出来る．アーカイブデータには土星大気

で大きくは掛け離れていない．逆に言えば，ALMA

中の CO の観測結果も含まれており，土星ディスクの以外の地上観測施設を利用してのエンセラダスプリュ

周縁部分に CO のスペクトルが高感度で観測されていーム観測は限り無く難しいとも言える．ミリ波・サブる．

ミリ波帯には，プリュームのソースであるエンセラダ

中島氏からは Cycle-0 での近傍銀河観測プロジェク

ス内部海の情報を制約するために重要と考えられていトの実データ解析例が報告され，ALMA での観測実

る HCN, CO, NH3, CH3OH などのラインが多数存在す

施からデータ取得，そして画像復元のデータ解析までる．果たして Cycle-2 における ALMA の観測感度で上の流れが具体的に紹介された．印象的であったのは，

記分子が検出できるのか？兒玉氏からはこの点に関す一つの ALMA 観測提案から既に 8 本ものジャーナル

る初期検討の結果が紹介された．プリューム内の分子論 文 が 準 備 さ れ つ つ あ る こ と で あ る． こ れ に は，の存在量や温度，そして ALMA の空間分解能に対すALMA データの威力もさることながら，データ解析

るプリュームの空間分布（深宇宙やエンセラダス本体を行う研究体制を上手く機能させることの重要性を認の放射も同時に観ることになる）など，いくつかの仮識させられた．折角 ALMA に観測提案が採択されて定を置いたうえでの見積もりではあるが，HCN に関■2013遊星人Vol22-4_製版.indd282

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しては十分に現実的な観測積分時間で有意な信号が得283を持って待ちたい．

られることが示された．今後，より現実的な感度計算

最後になるが，旅費援助を含めて研究会開催のサポが行われるが，地上からエンセラダスのプリュームをートをして頂いた国立天文台，同チリ観測所および

観 測 で き る（か も し れ な い ）と い う の は， ま さ に

EA-ARC の方々，そして，研究会を盛り上げてくれ

ALMA ならではのサイエンスではないかと感じられた参加者の方々に研究会世話人として謝辞を述べたい．

た．

2.4

セッション4

総合議論の場では，参加者からの様々な視点で，参考文献[1] 関根康人, ほか, 2012, 遊星人 21, 229.

ALMA を利用した太陽系科学に関する議論が行われた．主な話題を以下に紹介する．
◦

ALMA とのシナジー観測も見据え，東北大学
惑星研究グループなどが現在ハワイハレアカラに建設中の赤外望遠鏡を利用した他波長間観測の展
開や，大阪府立大学（前澤）などが野辺山で開発運用を行っている惑星中層大気監視専用 10 m ミリ
波 望 遠 鏡 SPART に よ る 長 期 モ ニ タ リ ン グ とALMA によるスナップショット的観測を連携させるなどといった観測アプローチも検討されており，期待がかかる．

◦

数値モデリングや理論研究者との共同研究によって，ALMA を利用した新規観測テーマを見いだしていきたい．また，日本が今後行っていく太
陽系探査ミッションに ALMA 観測も効果的に関連させられるであろう．例えば，ALMA で木星やガリレオ衛星を観測することは，木星圏探査ミッション JUICE の開発にも大きく貢献する．

3. 結びと謝辞
以上，二度の研究会の開催内容を駆け足で報告した．
冒頭で述べた，「異なる研究分野に跨る惑星研究者でALMA 時代の太陽系惑星観測を議論していく」という会合趣旨は達成できたと思われる．こうした試みが成功したのは，太陽系惑星科学に対して ALMA が高い
有効性を保持しているからに他ならない．この研究会
開催（あるいは本記事）を通して，これまで以上に多くの惑星科学研究者に ALMA への新たな関心を持って貰うことが出来れば幸いである．現時点では Cycle-0,-1 の ALMA 太陽系観測データを利用したジャーナル
論文は出版されていないが，それも時間の問題だと思われる．どういった成果が出てくるのか，大きな期待■2013遊星人Vol22-4_製版.indd283

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

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はやぶさシンポジウム2013開催報告

安部 正真

1

2013 年 10 月 16 日から 18 日にかけて，JAXA 相模原

で海外からの参加はあまりありません．他にも多くのキャンパスにて，国際シンポジウムが開催されました．

国際シンポジウムが国内で開催されてきており，改めはやぶさに関する国際シンポジウムはこれまで，2004て JAXA が国際シンポジウムを開催する必要性は別

年と 2006 年に開催されており，それぞれ，探査機が途考える必要はありますが，はやぶさサンプルという小惑星に到着前，探査機が小惑星での近傍観測終了後科学的に貴重なものを手にしている我々が，海外研究のタイミングで実施されており，今回は探査機が小惑者も含めて議論する場を提供することの重要性を意識

星帰還後はじめての開催となりました．

して開催が決まりました．合わせて，科学組織委員会

1 回目が主に地上観測のデータや地上実験や理論的研究から，小惑星イトカワがどのような天体なのかをを立ち上げ，招待講演のテーマ選定や講演者の推薦，プログラム検討などの準備を進めました．

推定し，2 回目が主に小惑星滞在中のリモートセンシ

本シンポジウムの参加者は，約 90 名でその 3 分の 1

ング観測のデータから，小惑星イトカワがこれまでのが海外研究機関所属の研究者でした．講演数は全 63

我々の見方とどうかわったのかが議論されましたが，件で 11 カ国から研究者の発表がありました．講演の今回はさらに帰還サンプルの分析が進み，他の研究の中心は初期分析の結果のレビューと，第 1 回国際公募

進展とともに，はやぶさサンプルが何をもたらしたの研究の成果報告が主で，初期分析に関する講演 7 件，

かを議論する場となりました．

国際公募研究に関する講演 17 件でしたが，それ以外に，今回のシンポジウムの正式名称は，第 1 回宇宙物質

新しい枠組みで行われる分析研究に関する講演 7 件，

科学シンポジウムとしました．これは，単にはやぶさ

リターンサンプル研究に関わる，探査，観測，実験，に関する議論をするためだけのシンポジウムと位置付理論的研究の講演は多数という構成で，丸 3 日，朝かけず，「サンプルを持ち帰って詳細分析することは，

ら夕方遅くまで，ISAS の一番大きな会議場がほぼ満より広い範囲の惑星科学にどれだけのインパクトを与席状態が続きました．

えるのか」といったことを関係者がそろって考える場としたためです．
アメリカでは，アポロ 11 号のサンプルが持ち帰ら講演の個々の紹介は，ここでは割愛しますが，プログラムのセッション名のみ記すと，【初日】

れた後，1970 年に第 1 回の月科学会議 (Lunar Science

Opening

Conference) が開かれており，現在は月惑星科学会議

Hayabusa Mission Summary(LPSC: Lunar and Planetary Science Conference) とし

Science from the Sample Return Mission – 1てアメリカ最大の惑星科学の会議になっています．
日本でも LPSC より歴史の長い月惑星シンポジウムがISAS で毎年開催されていますが，国内シンポジウム
1. 宇宙航空研究開発機構
abe@planeta.sci.isas.jaxa.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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Curation and Technique for Sample Return – 1【2日目】
Category3 Analysis
Composition
Consortium Study

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はやぶさシンポジウム2013開催報告／安部285

図1：シンポジウム2日目終了後の集合写真．

Micro-structure Analysis by TEM

今回のシンポジウムの特徴は，こういった太陽系物

Thermal History of Itokawa Parent Body

質科学研究者だけでなく，地上観測や，実験，理論分

Observation and Simulations for Asteroid Study

野の研究者も多く参加したことです．そのため，分析【3日目】

研究者の講演に対して，他の分野の研究者が疑問に思Isotopes and Noble Gassesっていることをぶつけたり，その逆に分析研究者が，Topic on Salts

他の分野の研究者に意見を求めたりする場が数多くあCuration and Technique for Sample Return – 2

りました．観測研究を主とする研究者の一人からは，

Science from the Sample Return Mission – 2「イトカワの持ち帰ったサンプルの分析結果を初めてMineralogy

直接聞くことができた．おかげで，これまで信じるこMeteorites and Asteroidsとができなかったことが，信じられるようになった．

という感じで，物質分析の講演と探査，観測，実験，新しい研究の動機付けにもなった」というのがありま

理論の講演がうまく混じりあうプログラム構成になりした．これは宇宙風化研究に関する感想ですが，リタました．

ーンサンプル研究は，地上観測やリモートセンシング

はやぶさサンプルの国際公募研究の成果については，

観測と物質分析研究を結びつけるきっかけとなっていまだ半分程度が分析進行中ということで，分析フロー

ます．まさにこの研究者の持った印象は，シンポジウの中の最初の段階である非破壊分析の成果のみを示し

ム開催の狙いの一つでもあり，それがかなったとすれたり，これから得られる成果の意義について語る講演

ば，主催者としては非常にうれしい限りです．

もありましたが，はやぶさが持ち帰ったサンプルの多もう一つ，気づいたこととして，本シンポジウムで様性についての講演や，イトカワ表層で微粒子に刻まは研究者の声として，「ありがとうはやぶさ」というれた情報から，小惑星の活動史や，イトカワ形成前の言葉が多く聞かれました．はやぶさ帰還直後は，「お情報に迫る研究成果も発表され，各自が論文投稿前のかえりはやぶさ」だった研究者の挨拶が，このシンポ情報を惜しみなく披露していました．特に海外研究者

ジウムでは「ありがとうはやぶさ」に変わっていたのを中心としたコンソーシアム研究は，海外版初期分析です．これははやぶさのもたらしたものの意味を研究のように，1 粒のイトカワ粒子をまさにしゃぶりつく

者が素直に理解してくれていることを物語っているとすように，様々な分析手法を駆使して，イトカワの歴

感じています．

史を紐解こうとするものでした．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

書 評

地球と宇宙の化学事典
日本地球化学会【編集】 朝倉書店
2012年9月刊行 全479ページ 定価12,000円
ISBN978－4－254－16057－4

関根 康人

1

｢ 地球と宇宙の化学事典 ｣ は「読み物」です．

異なものにしていて面白い．
インターネット全盛の昨今，項目を調べるだけであ

広大な宇宙の中の地球という惑星に我々が誕生する

れば，とりあえず Google 先生に聞いてみるのが手っまで，そしてたった今この地球上で起きている森羅万

取り早かろう．しかし，インターネットの場合，出所

象の不思議を，化学という切り口でひとつひとつ丁寧の明らかでない危うい情報だというばかりでなく，そに解説してくれる事典の登場である．

の項目に関する情報のみ得られれば，それでお終いで化学という切り口で，というとやや抽象的かもしれない．言い換えれば，宇宙における元素の起源と進化，ある．
その点，本書を使えば，その項目が地球や惑星の全

原始太陽系で地球という惑星が形成する際の物質の分体像の中に占める意味も必然的に理解できる．例えば，

配や挙動，さらには地球システムにおける物質の存在「9．地球外物質」の中の小項目「超新星」を調べたとし

形態や循環過程をひっくるめた，宇宙と地球における

よう．
すると，
その前後のページには「恒星の進化」「銀，「物質」，「元素」にまつわる解説書ということになる

河の化学進化」が並んでいる．さらに，その隣の項目

だろうか．

には，
「原始惑星系円盤」，「分子雲」がならび，「超新星」「事典」と銘打ってはいるが，私の感想ではこれはを調べただけの読者は，恒星の誕生から惑星形成，元完全に「読み物」である．本書は 10 の章によって構成素合成と星の爆発，さらに分子雲から新たな恒星の誕されている．具体的に書けば，生という，「宇宙における物質の輪廻」を勉強できる

1．地球史，2．古環境，3．海洋，4．海洋以外の水，仕組みになっている．研究が細分化してしまい，地球

5．地表・大気，6．地殻，7．マントル・コア，8．

や太陽系の全体像をとらえることが困難な現代におい資源・エネルギー，9．地球外物質，10．環境（人間て，この仕組みは真に意義深い．

活動）

そしてもう一点，私は本書が「読み物」であると感である．この章の中に小項目があり，各小項目を異なじる点がある．それは，全項目数 302 に対して，そのる執筆者が担当している．最も小項目の多い章は，惑

執筆者が 193 名であるということが示すように，各項

星科学に関連の深い「9．地球外物質」であり，実に 59

目の最先端の研究者が執筆を分担していることにある．

項目にも及ぶ．各小項目の執筆者には，本学会でおな

すなわち，各小項目に書かれている情報は，いかにもじみの面々も並んでいる．各章には編集担当がおり，事典然とした基礎的な内容に留まらず，それに取り組

彼らによって小項目の選択や並びが決定されている．

む第一線の研究者ならではの最先端の話題や将来展望

つまり，小項目の前後関係や選択に，編集担当の明確までが含まれており，私はしばしば現場の臨場感をビな思惑が潜んでおり，それが「読み物」としての本書

リビリ感じたほどである．

と無機質に語句が並ぶだけの「事典」とを，本質的に
1. 東京大学 大学院新領域創成科学研究科
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例を挙げれば，小項目「白金族元素」では，周期表における白金族元素の定義に始まり，ゴールドシュミ
ットによる元素の分類と惑星の分化過程における挙動，

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新刊書評

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さらには，より最近の話題である試料中のサブミクロ
ンサイズのマイクロナゲットの存在や，標準試料の問
題や最先端の放射光施設を使った微小非破壊分析への期待までがギュッと１ページに詰まっている．
本書は，内容からいって，一般向けというよりは大学院生向け，あるいは知識を持った研究者向けの本である．使い方は人それぞれ，項目をつまみ食いするもよし，章のフルコースをまるごと堪能するもよし．価
格的に，大学院生が個人的に購入するのは厳しかろう
が，研究室単位で部屋に一冊あって困ることはないだ
ろう．
本書は，その編集を日本地球化学会と明記している通り，2008 年の編集委員会の発足に始まり，４年余りをかけて初版刊行に至った，学会全体をあげての力作である．最後に，編集や執筆に長年携われた方々に敬意を表すると共に，惑星科学会からは何か出すのかしらんと思わないでもない，とやぶ蛇にならない程度に付け加えておく．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

JSPS Information◇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◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2013 年 12 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）
アメテック株式会社カメカ事業部
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス◇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．


2014/04
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日本地球惑星科学連合2014年大会（a）
パシフィコ横浜 , 神奈川県横浜市（b）
公益社団法人日本地球惑星科学連合（日本惑星科学会共催）（c）
http://www.jpgu.org/meeting/■2013遊星人Vol22-4_製版.indd288

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編集後記
チェリャビンスクイベントのみならず，天体衝突リリー波）も，数千キロの範囲まで伝播したことが広帯

スクやスペースガードまで含めた特集として「チェリ域地震観測網の記録により判明している．これらのデャビンスクイベントと天体衝突リスク」を提案し，ゲータから，100 年に 1 度程度の規模の隕石落下であっストエディターを務めさせていただきました．各論文

たことがわかってきている．

の著者の貢献，編集部のご尽力に感謝いたします．

かなりの規模の人的被害も伴った今回のチェリャビ

現地時間の 2013 年 2 月 15 日未明，ロシアの片隅，

ンスク隕石火球が一つの契機となり，これまで各国独

ウラル地方に位置するチェリャビンスク市およびその自に進められていた地球への天体衝突リスクへの対応

近郊に大音響が鳴り響いた．この大音響をもたらしたを，国連が主導して進める構想が承認されるなど，一チェリャビンスク隕石火球は，交通事情等から彼の地般社会に与えたインパクトも大きなものがある．チェ

では非常に普及しているらしい車載カメラにより多数

リャビンスクイベントは，まさに「地球への天体衝突の映像記録が残された．大音響の原因の衝撃波についは考えておかねばならないリスクなのだ」ということても核実験探知の為に全世界に CTBTO が展開中の微を知らしめる目覚めの号砲でもあったと言えるかもし

気圧観測網で明瞭に記録され，また爆発点直下付近でれない．

のカップリングにより励起された地動（主としてレイ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd289（石原 吉明）

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編集委員
はしもと じょーじ [ 編集長 ]，諸田 智克 [ 編集幹事：特集「月の火成活動からみた熱進化」エディター ]，石原 吉明 [ 特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」ゲスト・エディター ]，生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，倉本 圭，小久保 英一郎，白石 浩章，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，本田 親寿，三浦 均，山本 聡，
渡部 潤一，渡部 直樹，和田 浩二
2013年12月25日発行

日本惑星科学会誌

遊・星・人

第22巻

第4号

定 価 一部 1,750 円（送料含む）
編集人 はしもと じょーじ（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）
印刷所 〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社
発行所 〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF ビル B1 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 03-6435-8790（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）
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著作物の転載・翻訳のような複写以外の許諾は，直接日本惑星科学会へご連絡下さい．

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