日本惑星科学会誌
第22巻
目

遊・星・人

第2号
次

巻頭言 吉田 和哉

67
特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について

68

イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について

78

はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読86「はやぶさ」粒子の有機化合物分析と「はやぶさ２」

94

矢田 達，安部 正真，岡田 達明，中村 智樹，野口 高明，岡崎 隆司，その他10名

野口 高明，木村 眞，岡崎 隆司，日高 洋

馬上 謙一，松田 伸太郎，岡崎 隆司，野口 高明

奈良岡 浩



新しい日本の宇宙政策と今後の科学・探査計画

102

火の鳥「はやぶさ」未来編 その２ ～宇宙工学・宇宙探査としての意義～ 109

日本惑星科学会特別賞の授与について

113

新刊書評 関口 朋彦

115

New Faces 嶌生 有理，川村 太一

116

2013年秋季講演会のお知らせ 渡部 潤一

120Whiteboard

123

JSPS Information

124

秋山 演亮

國中 均

渡邊 誠一郎

表紙デザイン：BROOKS■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

Contents
K. Yoshida

Preface67Special issue : What has been clarified by analytical results of Hayabusa-returned samples

Initial description of asteroid Itokawa particles returned by Hayabusa
spacecraft		

68

Solar wind irradiation as the major agent of the space weathering on
T. Noguchi, M. Kimura, R. Okazaki, and H. Hidaka
Itokawa

78

The solar-wind irradiation record of the Hayabusa samples inferredfrom noble gas isotope compositions: Towards understanding of theevolution of small bodies based on the returned sample analyses		86

Organic compound analysis of the Hayabusa particles related to the
H. Naraoka
Hayabusa 2 project

94

T. Yada, M. Abe, T. Okada, T. Nakamura, T. Noguchi, and 11 authors

K. Bajo, S. Matsuda, R. Okazaki, and T. Noguchi



New Japanese space policy and future science and exploration
H. Akiyama
programs

102

Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future (2)― Significance on space technology and space exploration ―		

109Japanese Society of Planetary Science Special Prize

S. Watanabe

113

Book review

T. Sekiguchi

115

Y. Shimaki, T. Kawamura

116

J. Watanabe

120

Whiteboard		

123

JSPS Information		

124

H. Kuninaka

New Faces
Announcement of JSPS 2013 fall meeting■2013遊星人Vol22-2.indd

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巻頭言

巻頭言
人生には，決定的な出会いが何度か訪れる．
1969 年 7 月，当時 8 才だった私は，アポロ 11 号の月着陸をほぼリアルタイムで見ていた．
「ア
メリカのアポロ計画」という言葉が意識の中に飛び込んでくるようになったのは，1968 年 12 月，
アポロ 8 号が有人の月往復飛行に成功したときからであったと記憶している．この前後には，1971 年火星大接近や 1972 年ジャコビニ流星群（マスコミの事前報道は大きかったが，結局大出現にはならなかった）などの天文イベントもあり，当時小学生だった私は，星や宇宙に大いに興味を持つようになった．ただし，これだけでは人生が大きく変わることはない．当時の多くの老若男女と同じように，自分も宇宙に興味を持った，という程度であった．その後中学生になり，高校を受験して，普通の高校生活を送っていた．
そんな私をぐっと宇宙に近づけたのは，高校 2 年生のときの学校行事であった．秋の文化行事の一環という位置づけだったと思う．東京天文台（現国立天文台）の古在由秀先生が高校に来て，ビックバン宇宙の話をしてくださった．これは私に非常に大きな衝撃を与えた．早速，講演会を聞いた晩に，小学生のとき買ってもらった望遠鏡を引っ張り出してきて星を眺めた．そして，その後，宇宙論や相対論に関する入門書を読み漁った．
大学受験では，理学部に進んで物理や天文を学ぶ方向を目指したが，一浪の末に合格できたのは第二希望の工学部であった．大学院進学の際には，当時注目を集めていたロボット工学の研究室を選んだ．そこで，恩師の梅谷陽二教授に出会い，これが大きな転換点となる．梅谷教
授は，私に「宇宙ロボット」というテーマを与えてくださった．工学部に入学したことで，もう宇宙への関わりは切れたと思っていたところへ，一転して，工学者として宇宙ミッションに貢献するという道が開かれたのだ．
以来，「宇宙ロボット」にこだわり続けている．2003 年打上げの「はやぶさ」の開発メンバーに加えていただき，サンプル採集方式の検討や探査機がタッチダウンする際のダイナミクスのシミュレーションを担当した．2005 年のイトカワへのタッチダウンに際しては，データ解析を担当し，サイエンス誌掲載論文の共著者にも加えていただいた．これこそまさしく，工学者
として宇宙探査ミッションに貢献するという夢が実現した瞬間だと，私は思っている．そして，2010 年 6 月に地球に帰還したカプセルの中に，数多くの破片が入っており，それによってさらに太陽系科学の研究が進むことが，なによりもうれしい．
少し遡って 1998 年より，縁あって，国際宇宙大学 (ISU) の非常勤講師を務めている．ここは宇宙を目指す志の高い老若男女が，世界中から集まる場所だ．ISU 創設者の一人，Peter
Diamandis 氏との出会いも，私の人生にとっての大きなマイルストンになっている．いま，彼が企てる Google Lunar XPRIZE に挑戦する日本チームの，ローバー開発メンバーの代表を務めさせていただいている．
小学生の頃，白黒テレビで見た月からの中継映像．それから 44 年の月日がたったいま，自分が作るロボットが月の上を走り回る瞬間を夢見て，日々の研究開発に取り組んでいる．その日は，そう遠からずやってくる，と確信している．
吉田 和哉（東北大学）■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ
粒子の初期記載について
矢田 達 ，安部 正真 ，岡田 達明 ，中村 智樹 ，野口 高明 ，
5
1
2
1
1
岡崎 隆司 ，石橋 之宏 ，白井 慶 ，上椙 真之 ，唐牛 譲 ，
6
1
1
1,2
2
八亀 彰吾 ，上野 宗孝 ，向井 利典 ，吉川 真 ，川口 淳一郎 ，
1
藤村 彰夫
1

1,2

1,2

3

4

2013年4月5日受領，2013年4月30日受理．

（要旨）地球外物質の採取・記載・保管および配布の目的で発足した JAXA キュレーションセンターでは，
現在は小惑星イトカワにタッチダウンした探査機「はやぶさ」の試料を取り扱っている．
「はやぶさ」から分
離して地球帰還した再突入カプセルを受け入れ，その内部の試料コンテナを取り出してクリーンチェンバー
内に導入し，開封を行った．試料コンテナ内の残留ガスから地球外起源の希ガスは検出できなかったが，キャッチャー内部からは主にケイ酸塩鉱物から成る微粒子を回収した．初期記載の結果，それらの鉱物比・鉱物組成が LL4-6 コンドライト隕石に近いことが分かり，イトカワ試料と確認された．現在までに 400 個以上の粒子の回収 ･ 初期記載を行い，そのうち 8 割がイトカワ粒子だった．キュレーションセンターではこの試料を初期分析チーム，NASA，国際公募研究に対して配布し，多様な科学成果が挙がっている．

1. はじめに - 小惑星探査機「はやぶさ」
による小惑星探査と地球帰還

Agency; JAXA）では，「はやぶさ」が小惑星イトカワでの探査を行っていた 2005 年より本格的に帰還試料受入を行う設備の仕様検討・設計を始めた [3]．世界

小惑星探査機「はやぶさ」は 2003 年 5 月に鹿児島宇

でも NASA 以外では初めての本格的な帰還惑星物質

宙空間観測所（現内之浦宇宙空間観測所）より打ち上げ

試料キュレーション設備は 2008 年 3 月に JAXA 相模

られ，2005 年 9 月に目標天体である近地球型小惑星*）に到達し，25143 イトカワ（スペクトルタイプ S（IV）

原キャンパス内に完成した [3-5]．
「はやぶさ」の試料地
球帰還までの 2 年間をかけて，設備の機能 ･ 性能確認，

およそ 2ヶ月にわたる遠隔探査を行った [1]．一連の遠総合試験，受入リハーサルを行ってきた．2010 年 6 月，

隔探査の後，同年 11 月に 2 回のタッチダウンによるイ「はやぶさ」は試料を収めた可能性のある再突入カプ

トカワ表層の試料回収を試みた [2]．2 回のタッチダウ

セル（以下カプセルと省略）をオーストラリアのウーメ

ンとも弾丸が射出されなかったが，微小量であってもラ砂漠に帰還させ，カプセルは速やかに回収された試料が回収されている可能性を秘めて，「はやぶさ」[4]．JAXA 惑星物質試料受入れ設備（以下キュレーシは 2006 年 3 月に地球への復路飛行に入った．

ョンセンターと呼称）では，帰還直後よりカプセルの宇宙航空研究開発機構（Japan Aerospace Exploration
1. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
2. 宇宙航空研究開発機構月・惑星探査プログラムグループ
3. 東北大学大学院理学研究科
4. 茨城大学理学部
5. 九州大学大学院理学研究院
6. 東京大学大学院理学系研究科
yada@planeta.sci.isas.jaxa.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

68

受け入れ，試料コンテナの取り出し・洗浄・開封を行＊小惑星は，地上からの反射スペクトル観測に基づき，主にC型，S型，X型，D型などクラスに分類されている．それぞれ反射
スペクトルのクラスは，地球上で見つかる隕石との対応が示
唆されている．S型は岩石質の隕石，特に普通コンドライト隕石との類似性が示唆されている．S（IV）はS型のサブクラスの一つである．

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探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について／矢田 他

日本へ空輸	(B, D)!
X線CT	

69

キュレーションセンターへ輸送	

クリーンルーム（クラス100	
  –	
  10,000）	

(A)輸送容器の開梱	

(C)ヒートシールド・アブレーターの除去	(K)取り出されたサンプルキャッチャーのハンドリング用容器への設置	
(L)クリーンチェンバー
第2室への搬送	(E)コンテナ外壁の洗浄･清浄度確認	(M)サンプルキャッチャー
からの粒子の回収	(F)コンテナ開封機構への設置	
コンテナ開封機構への設置	
(G)クリーンチェンバー第1室への導入	
(H)サンプルコンテナの開封	
サンプルコンテナの開封	(N)光学顕微鏡に!
よる観察	(O)SEMEDS分析!

(I)コンテナ残留ガス採集	(J)サンプルコンテナの真空!
チェンバーへの搬送・真空保管	

図1： 小惑星探査機「はやぶさ」が帰還させ，豪ウーメラ砂漠で発見された再突入カプセルの火工品の取り外し作業の様子．

(P)番号付け・保管	
詳細分析へ	

図2： 帰還した試料コンテナの受入・開封・試料回収作業フロー図．
グレーのハッチはクリーンルーム内での作業を示す．帰還前に同じ手順で繰り返しリハーサルを行った．

ラッチ部外蓋	

バネ	

ラッチ枠	

ラッチ枠	

非爆薬式
アクチュ
エーター	

バイトン二重	  Oリング	

サンプルキャッ
チャーA室	
  
	

ラ
ラッチ部
内蓋	

回転筒	

コンテナ	

	
  
サンプル	
  
キャッチャーB室	

図3： 探査機はやぶさ本体における再突入カプセルとサンプルキャッチャーの配置図（[24]のFig.1を一部改訂）．キャッ
チャー等はサンプラーホーンの根元に設置されており，
タッチダウン終了後，カプセルに設置されているコンテナに搬送･密閉される機構になっている．カプセルの直径はおよそ40cm．

図4：「はやぶさ」試料コンテナの断面図．試料コンテナは図3に示す向きから左回りに90°起きた状態になっているので,注意されたい．主にラッチ部外蓋，ラッチ部内蓋，ラッチ枠，コンテナ，キャッチャーから成る．サイズは外径12cm，高さ13cm．

い，試料コンテナに収められた粒子の回収・初期記載

れ，回収の 4 日後の 18 日未明にキュレーションセンタ

を進めてきた．本稿では，キュレーションセンターでーに搬入された．以下，図 2 に示す手順でカプセル内行われた上記一連の処理と成果を紹介したい．

部の試料コンテナは処理され，最終的に試料の取り出しに到った [4, 5]．

2. 試料コンテ�の取り�し・��・開�

まず始めに，探査機「はやぶさ」における試料採集方法の概要を説明する．
「はやぶさ」の目標天体が長2012 年 6 月 13 日深夜に帰還した探査機「はやぶさ」

径 1 km にも満たず，微少な重力しか持たないことがのカプセルは，翌 14 日ウーメラ砂漠上で回収された

分かっていた [6]．よって，採集方式として，天体表（図 1）．回収されたカプセルは梱包された上で空輸さ層の砂礫層の有無に関わらず試料の採集が見込まれる，■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

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図5：「はやぶさ」キャッチャー搬送の概念図．試料コンテナは図3に示す向きから左回りに90°起きた状態になっているので,注意された
い．
（a）キャッチャー搬送機構によりキャッチャーが再突入カプセル内のコンテナまで搬送され，（b）停止位置までの搬送が完了
しラッチがかかった後，（c）非爆薬式アクチュエーターが動作することでバネ力が解放され,ラッチ部内蓋の二重Oリングがコン
テナ上面に押しつけられることで，キャッチャーはコンテナ内に密封される．

打ち込み式サンプラーが採用された [7]．具体的には，

ター（以下アクチュエーターと省略）が取り付けてある．

サンプラーは伸展時に長さ 1 m となる円錐状のカバー

打ち上げ時のコンフィギュレーションでは，コンテナ（サンプラーホーン，以下ホーンと省略）を備えており，とラッチ枠のみがカプセル内に固定されており，一方ホーンの根元近くには弾丸射出装置が，ホーンの根元

キャッチャー，内蓋，外蓋，アブレーターの部分は探にはサンプルキャッチャー（以下キャッチャーと省査機本体のホーンの根元部分に設置されている（図 3略）が備えられている（図 3 参照）．探査機が小惑星表参照）．試料回収作業後，キャッチャー，内蓋，外蓋，

面にホーンの先端からタッチダウンしたタイミングで，アブレーターは，
カプセル内のコンテナに搬送され（図

弾丸射出装置から重さ 5 g のタンタル製弾丸が天体表（a）5），外蓋に付いているラッチがラッチ枠に引っか層へ 300 m/s の高速で発射され，弾丸の衝突により舞かることでロックがかかる
（図 5
（b）
）
．その後，アクい上げられた砂礫 ･ 破片がホーン内を跳ね返りながらチュエーターの稼働により解放されたバネの力で内蓋ホーン根元に設置してあるキャッチャーに回収される下面の二重 O リングがコンテナ上面に押しつけられ，仕組みになっていた．ここで試料コンテナの概要を図

キャッチャーを含むコンテナ内部が外部環境から密閉解により説明しておく．図 4 は，キャッチャーがコンされる構造になっていた
（図 5
（c）
）
．

テナに搬送された後の「はやぶさ」試料コンテナの断試料が回収されるキャッチャーはＡ室，Ｂ室と回転面図である．試料コンテナは主要な構造体として，コ

筒から構成されている．図 6 に示すとおり，1 回目のンテナ，キャッチャー，ラッチ部内蓋（以下内蓋と省略），

タッチダウンの際は B 室への開口部が開いており，1

ラッチ部外蓋（以下外蓋と省略），ラッチ枠から構成さ回目が終わった後に回転筒を 1/3 回転させることで，れている．図 3 の通り，試料コンテナを大気圏突入時

B 室の開口部が閉じて A 室への開口部が開く構造になの加熱から守る為に，外蓋の上面には炭素繊維強化樹っている．これにより 1 回目と 2 回目のタッチダウン

脂から構成された背面アブレーター（以下アブレータにより回収される試料をそれぞれＢ室とＡ室に分けるーと省略）が取り付けてある．また，内蓋には縮んでことが出来る．なお，2 回目のタッチダウンが終わっいるバネを解放する動作を行う非爆薬式アクチュエー

た直後，回転筒は更に 1/3 回転され，タッチダウン時■2013遊星人Vol22-2.indd

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探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について／矢田 他

1回目タッチダウン	

キャッチャーA室	

71

1回目タッチダウン後	
  回転筒1/3回転	

回転筒固定部	

回転筒可動部	
キャッチャーB室	

2回目タッチダウン	

2回目タッチダウン後	
  回転筒1/3回転	

図6：「はやぶさ」サンプルキャッチャーの動作概念図．1回目と2回目のタッチダウン後，それぞれ回転筒可動部が1/3ずつ回転することで，1回目と2回目の採集試料をそれぞれキャッチャー B室とA室に分けて回収し,回転筒のキャッチャーへの開口部を閉じて試料を閉じ込める機構になっている．

に開いていたキャッチャー各室に対する開口部は閉じ料は存在しないことが分かった．再びクリーンルームられる．

に持ち帰ったコンテナから温度センサーを取り外し，上記の構造 ･ 機構を持つ試料コンテナが収められた

コンテナ外壁の乾式 ･ 湿式ワイプ洗浄及び乾式機器洗カプセルを収納した輸送箱は，クラス 10,000 のクリ

浄を行った
（図 2
（E）
）
．洗浄後のコンテナ表面の洗浄

ーンルームに持ち込まれて開梱され，ポリエチレン製

度評価を光学顕微鏡，接触角計，フーリエ変換型赤外の袋に窒素封入されたカプセルが取り出された（図 2

分光分析装置で行い，著しい汚染が見受けられないの（A））．カプセルの内，試料を収めるコンテナからケを確認した．この後，コンテナ開封のために不要な部

ーブル・温度シールなどの部品の除去を行った上で，品（ラッチ枠，外蓋，バネ，アクチュエーター）
を除去

JAXA 調布キャンパス飛行場分室の大型 X 線 CT 装置

した．図 5 で説明した通り，試料を収めるキャッチャ

にて 1 回目の解析を行った（図 2（B））．これにより，試ーは，ラッチとバネ力により二重Ｏリングでコンテナ料を密閉しているコンテナに異常が無く，且つ探査機内に密封されているので，常に二重Ｏリングの付いてにおける回転筒の回転，キャッチャー部の搬送などがいる内蓋を何らかの手段で押さえながら進めた．まず正常に行われていたことが確認された．その後，再び

図 4 の外蓋の上側から治具を押しつけて力を加えた状クラス 10,000 のクリーンルームに持ち込まれ，試料態にして，コンテナと締結しているネジを外してラッコンテナに取り付けられていたヒートシールド・アブ

チ枠を取り外した．次に外蓋とコンテナの隙間から内レーターの取り外しが行われた．アブレーターを取り蓋を治具で押さえ，外蓋を取り外し，更に外蓋と内蓋外すために，その上面 8 カ所をフライス盤で削り，取の間に設置されているバネ，アクチュエーターを取りり付けネジの頭を露出させた（図 2（C））．

除いた．この状態から，内蓋を直接押さえて密封保持

ヒートシールド ･ アブレーターの取り外しが終わっが可能なコンテナ開封機構へ設置し，内蓋に必要な荷た後，もう一度 JAXA 調布キャンパス飛行場分室で重をかけた状態にした上で，内蓋を押さえている治具

小型 X 線 CT 装置による解析を行った（図 2（D））
．こを取り外した（図 2（F））．ここで，内蓋とコンテナのの作業で，試料コンテナ中に 1 mm 以上のサイズの試

隙間に残っていた汚染粒子の除去 ･ 清掃を行った．こ■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013（b） クリーンチェンバー第1室	
  （a）（超高真空仕様）	
  ・コンテナ開封機構	
  ・残留ガス捕集機構	
  ・ラッチ部内蓋の取り外し	  ・真空でのコンテナ保管	

クリーンチェンバー第2室	
  （雰囲気置換グローブボックス仕様）	
  ・キャッチャー分解	
  ・試料回収･保管	
  ・粒子のハンドリング	  ・粒子の保管・移送容器への密封	

共通仕様	
  
・高純度窒素雰囲気	  ・大気圧ハンドリング用グローブ	  ・チェンバー外からの光学観察	
  ・除電器具	

図7： クリーンチェンバーの外観の（a）写真及び（b）概念図．（b）概念図は[3]の図2を一部改訂して引用．コンテナの開封などを行うチェンバー第1室（左側）と，試料の拾い出しなどを行うチェンバー第2室（右側）から成る．

図8： キャッチャー A室内部を掻いたテフロンヘラの光学顕微鏡
写真のモザイク画像．多数の粒子が主にヘラの縁辺部・稜部に捕獲されているのが確認できる（矢印）．ヘラの縦の長さが5mm．

の隙間はコンテナの二重Ｏリングで密閉されている空間の外側にあたる為外部環境に通じており，カプセルが着陸したオーストラリアの砂漠の土壌やアブレータ
ーを切削加工した際の削りかすなどが入り込む可能性がある．
清掃の後，試料コンテナを設置した開封機構を，コンテナの開封・コンテナ内残留ガスの捕集の目的で開発されたクリーンチェンバー第 1 室（図 7）に導入した

図9： 上はキャッチャー A室に取り付けて粒子を落下回収した
合成石英ガラス製円盤のマップ写真．粒径 10 µm以上の粒子が1000個以上有るのが確認された．円盤の直径は48mm．下は上の枠内の拡大写真．様々なサイズ･形状の粒子が多数確認できる．写真の横幅が約7mm．

（図 2（Ｇ））．コンテナ開封機構は，独立及び全軸同時■2013遊星人Vol22-2.indd

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探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について／矢田 他

73に上下動可能な 4 本の軸を介して内蓋の中央を押さえがこの段階で取り外された理由としては，探査機内でる仕組みになっており，4 軸それぞれが接触型及びレのキャッチャー部分のカプセルへの搬送の際の滑らかーザー変位計，荷重計でモニター可能である．これにな摺動を実現するために内蓋の側面に少量使用されてより，変位 ･ 荷重をモニターしつつ，クリーンチェン

いる二硫化モリブテンによる汚染を避ける為である．

バー第 1 室に導入されたコンテナの内蓋の上下動，つチェンバー第 1 室でキャッチャー A 室が開封された

まり密封 ･ 開封を行うことが出来る．O リングを介し時点で，キャッチャー A 室内が観察できる状態になる．

たコンテナ内部への拡散による地球大気の混入を最小キャッチャー A 室内部を肉眼で観察した結果，視認限に抑えるために，カプセルの受入から第 1 室導入作

できるサイズの粒子は存在しないことが確認された．

業までは昼夜連続で行い，地表帰還後 7 日後の 6 月 20

キャッチャーは収容された容器状治具ごと，粒子ハン

日までに一連の処理を完了した．

ドリングに特化したクリーンチェンバー第 2 室に搬送

コンテナ開封機構に設置された試料コンテナをクリ

された
（図 2
（L）
，図 7 を参照）．キャッチャーが搬送さーンチェンバー第 1 室に導入してから，一晩高純度窒れた第 2 室には粒径 10 〜 100 µm の粒子試料のハンド

素ガス循環環境で保持してチェンバー内の清浄度を高リングの為に独自製作された，静電制御マイクロマニ

めた．翌日，チェンバーの圧力を徐々に下げつつ，コピュレーターが準備されている．

ンテナ蓋を抑えているロッドに変位を加え，ロッドに静電制御マイクロマニピュレーターは（詳細は参考かかる応力の変化を計測した．この結果からコンテナ

文献 [9] に記載されている），電圧をかけて帯電させたの O リングによるシールは機能しており，コンテナ内

石英ガラスプローブで粒子をハンドリングする機構で，圧は大気圧より減圧環境にあることが分かった．チェ（X，Y，Z，
主に 10 µm 以下の微動が可能な手動式の 4 軸-7ンバーを超高真空（10Pa）で 12 時間排気を続けた後，

θ）試料ステージと，同様の精度の手動 5 軸（X，Y，Z，

真空排気ラインのバルブを閉じて真空密閉状態にし，θ，傾き）プローブステージ（左右一対）と，直上及びコンテナの開封とコンテナ内残留ガスの捕集を行った

斜めから試料ステージ上を観察可能な 2 種類の光学顕（図 2（H，I））．開封時のチェンバー第 1 室の圧力変化

微鏡からなるシステムである．プローブステージにはから，コンテナ内には 5000 Pa 相当の気体が入ってい前述の石英ガラスプローブが取り付けてあり，プロー

たことが分かった．開封時に捕集したガスの希ガス同ブには白金線が埋め込まれている．この白金線がチェ

位体分析を行った結果，捕獲されたコンテナ内残留ガ

ンバー外の直流電源と接続されており，± 110V の電

スの大部分は地球大気由来であることがわかった [5,

圧の印可が可能である．このプローブ内の白金線に印

8]．

可する電圧と極性を調整し，静電気力で粒子をプロー

3. サンプルキャッチャーからの試料の回収
試料コンテナ開封後，クリーンチェンバー第 1 室でブ先端に付着させ，目的の場所に試料ステージを移動
し，印可電圧などを変更（多くの場合 0 Ｖに）して粒子を設置する，という方法で粒子をハンドリングしている．

開封された試料コンテナのうち，キャッチャーを収納チェンバー第 2 室に搬送されたキャッチャーの内，していたコンテナは，まず第 1 室に付属している搬送

蓋が開封された A 室からマニピュレーターにより，顕室に真空環境で移動された（図 2（J））．搬送室は単独微鏡で見える細かい粒子の拾い出しを試みた（図 2での真空排気が可能で，コンテナは現在に至るまで（M））．数十個の粒子の拾い出しに成功したが，キャ-3-6

10 〜 10 Pa の高真空環境で保管されており，コンテッチャー内部の構造の複雑さや，キャッチャー内面のナ内は帰還後一貫して真空でのみ取り扱われている．

アルミ金属表面の加工痕の光学散乱による視認性の悪チェンバー第 1 室内でコンテナから取り出されたキャさなどの難点から，効率が悪かったので，別の粒子回ッチャーは容器状の治具に設置された（図 2（K））
．設

収方法を試みる必要があった．

置の過程でキャッチャー A 室は開封され，キャッチ

試料に与える影響が少ない手法として最初に試した

ャー A 室蓋と一体化している内蓋は取り外され別途のが，テフロンヘラだった．電子顕微鏡に導入可能な容器に収納された．キャッチャー A 室蓋を含む内蓋サイズのテフロン製のヘラを開発し，キャッチャー

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

図10：
「はやぶさ」サンプルキャッチャーから回収された粒子の後方散乱電子像及び EDSスペクトル．
（a）カテゴリー
1粒子．主にケイ酸塩鉱物から成る．この粒子は（b）に示すとおり，かんらん石の組成を示した．
（c）カテゴリー
2粒子．（a）と同じだが，硫化鉄・鉄ニッケル金属などを含む．（d）に示すとおり，この粒子の主要鉱物もかんらん石だった．（e）カテゴリー 3粒子．主に炭素，酸素，窒素から成る．（f）カテゴリー 4粒子．アルミニウムや石英ガラスの破片など人工物起源．

A 室内部をそのヘラで掻いて，光学顕微鏡及び電界放果，主に 10 µm 以下の微粒子が多数捕獲されている

射形電子顕微鏡（FE-SEM）で観察した（図 2（N，O），

ことが確認された．これらの微粒子の定性元素組成分

図 8）．なお，粒子を大気で汚染しないように，クリ析を電子顕微鏡に付属するエネルギー分散型 X 線分ーンチェンバー第 2 室から電子顕微鏡内までの搬送が

光分析装置
（EDS）
で行った
（図 2
（Ｏ）
）
．

窒素封入状態で行えるような密閉型 SEM ホルダーをその結果，付着している粒子 3000 個余りのおよそ用いた．また，試料への無用な汚染を避けるためにテ半数がケイ酸塩鉱物（かんらん石，輝石，斜長石），硫

フロンヘラ及び捕獲粒子に対して導電膜蒸着を行わず，化鉄，鉄ニッケル金属，クロム鉄鉱，リン酸塩鉱物な

帯電を防止するために，低真空環境（60 Pa）で環境 2

どの化学組成を示しており（残りの半数はアルミ粒子

次電子像及び反射電子像により観察を行った．その結などのキャッチャー材質由来の人工物），それらの主■2013遊星人Vol22-2.indd

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探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について／矢田 他

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要鉱物比率は，かんらん石 54%：輝石 17%：斜長石

イトカワ起源であることが判明している [12-18]．カテ

13% と，LL4-6 コンドライト隕石とほぼ一致した．また，ゴリー3 は主に炭素・酸素・窒素からなる粒子である

それらの粒子中のかんらん石と Ca に乏しい輝石の鉄

（図 10
（e）
）
．現在の所，その起源は調査中である．カ

マグネシウム比の平均値もそれぞれ Fa28，Fs23 と LL

テゴリー4 はキャッチャー材質であるアルミ片，ガラ

コンドライト隕石の値の範囲内であった．一種類の地ス円盤などに用いられている石英ガラス片など明らか球の岩石で，この様な造岩鉱物から構成されるものはな人工物起源の粒子である
（図 10
（f）
）
．

なく，地上からの可視近赤外分光観測及び小惑星イト

粒子は電子顕微鏡分析後，クリーンチェンバーに戻カワの遠隔探査の結果から小惑星イトカワが LL コン

して，上記の分類に基づいてグリッドをきった合成石

ドライトと近い物質であることが示唆されていたこと

英ガラス製スライドグラスの上に設置され，高純度窒から [6, 10]，これらの粒子が小惑星イトカワ起源であ

素循環環境で保管されている
（図 2
（Ｐ）
）
．最新の集計ることが分かった [11, 12]．

（2013 年 3 月 15 日時点）では 400 個を超える粒子が回収

イトカワ粒子の存在が確認されたという意味で，テされており，その内 8 割の 330 個ほどがカテゴリー1，

フロンヘラによる粒子回収は成功だった．しかし，こ2 粒子，つまりイトカワ起源粒子だった．なお，上記の方法で回収された粒子は主に 10 µm 以下と小さく，の粒子の電子顕微鏡写真・EDS スペクトルは，後述

かつテフロンヘラ表面に埋め込まれていたり，強力にの国際公募研究のために公表されている（http://

静電気捕獲されているため，クリーンチェンバー内のhayabusaao.isas.jaxa.jp/docs/sample_top.html）．興味

マニピュレーターでは，ヘラから粒子を回収して詳細があれば是非ご参照頂きたい．

分析の為に配分することは難しかった．詳細分析に配FE-SEM-EDS による初期記載が完了し，保管され布するための粒子を確保するために，サンプルキャッている粒子については，個別に試料番号が付けられる

チャーの蓋と同じサイズの合成石英ガラス製の円盤を

（図 2
（Ｐ）
）
．ここで試料番号の付け方について言及し製作し，蓋を外した開口部に設置して，キャッチャー

ておく．キャッチャー A 室から回収された粒子にはを上下反転させてから振動を与えて粒子をガラス円盤「RA」，B 室から回収された粒子には「RB」の番号がま

表面に落下させ，そのガラス円盤を回収して光学顕微

ず付けられる．その次には拾い出された場所，例えば鏡で観察してみた．その結果，最大で 300 µm 超といキャッチャー A 室の粒子を回収した石英ガラス製円

う比較的大きな粒子が多数（粒径 10 µm 以上で 1000 個（数字は石英ガラス製円盤（quartz disk）だと「QD02」以上）確認された（図 9）．この方式の回収は，現時点

盤の通し番号），キャッチャー B 室の蓋であれば「CV」

でキャッチャー A，B 室両方で 1 回ずつ行われ，粒子（cover）等が来る．その後は各区割りにおける通し番の回収が進められている．

号が 4 桁の数字で付けられる．例えば，キャッチャー
B 室のガラス円盤「QD04」から拾い出された 107 番目

4. 粒子の初期記載・分類・保管・配布の粒子だと，「RB-QD04-0107」となる．更に分析やハンドリングの過程でこれらの粒子が分割した場合は，粒子は前述のガラス円盤及びキャッチャー B 室蓋から 1 個ずつ静電制御マイクロマニピュレーターでピ

個別に前述の番号の末尾に二桁の数字による通し番号が付けられる．

ックアップされ，前述の密閉型 SEM ホルダーに設置

初期記載の済んだ粒子の内，一部は 3 つのルートにして，クリーンチェンバーから電子顕微鏡に移動し，より JAXA 以外の研究機関に配布されている．一つ

観察及び EDS 分析を行った．EDS による定性元素組

目は初期分析で，2000 年及び 2004 年に行われたテス

成分析の結果から，粒子を 4 つのカテゴリーに分類しト試料分析結果の評価に基づき選抜された国内の研究た（図 10）．カテゴリー1 は，主にかんらん石・輝石・チームに対して，イトカワ粒子の配布を行い，帰還後斜長石からなる粒子である（図 10（a, b））．カテゴリー

1 年を目処に粒子の詳細分析が行われた [11]．なお，

2 は，主要構成鉱物はカテゴリー1 と同じだが，硫化この初期分析チーム選抜の過程については [19] に詳し

鉄や鉄ニッケル金属を含むものに該当する（図 10（c,いので，ご参照頂きたい．初期分析の結果，イトカワd））．初期分析の結果，このカテゴリー1，2 が小惑星の粒子が熱変成度の進んだ LL コンドライトとよく似■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

た特徴を持つこと，その表面には小惑星イトカワ表層で受けた宇宙風化の痕跡があることなどが分かった

5. 今後の展望[12-18]．なお，本特集号の [20] はその初期分析における有機分析についてまとめてある．

今後は，粒子のピックアップ ･ 初期記載を進め，出二つ目が米国 NASA に対する試料配付で，探査機来る限り早くキャッチャー内の粒子の全容を把握する「はやぶさ」の打ち上げ前の取り決めで，NASA との予定である．こうして得られた試料の初期記載情報及協力関係の中で回収された試料の一定量について配布

び配付による詳細分析からイトカワ粒子全体の特徴をすることになっている．これに基づき，既に 2 回の配とらえ，他の惑星物質試料と比較して，小惑星イトカ

布が実施済みである．

ワ及びその前駆天体の形成 ･ 物質進化過程，ひいては三つ目が国際公募研究で，これは一定数の粒子につ

初期太陽系の物質進化過程の解明を目指す．また，同いて，上記の初期記載情報を開示し，国内外の研究者

時に粒子回収後の地球物質による汚染レベルの詳細評に広く研究テーマの募集を行う．応募された研究テー

価や物理的な変化などから探査機「はやぶさ」での試マから専門委員会による審査の結果，採択されたテー料回収の問題点を明らかにし，今後のサンプルリター

マについて決められた数の粒子を配布するものであンミッションに対して課題と対応案を提起していきた

る．この 1 回目の国際公募研究では 17 件の研究テーマ

い．

について既に試料配布が行われ，科学成果が上がりつつある．なお，採択された研究テーマの詳細について謝 辞は， 以 下 の URL（http://www.jaxa.jp/press/2012/06/
20120613_sac_hayabusa.pdf）をご覧頂きたい．本特集

世界初の小惑星往復飛行を成し遂げた「はやぶさ」

号の [21] は初期分析も含めたそれらの希ガス分析につ（MUSES-C）プロジェクトチーム設計・製作・試験・いての成果，[22] は初期分析も含めたそれらの透過電運用・回収各担当及び各関連メーカーの皆様に厚く御子顕微鏡観察 ･ 分析による成果がまとめられている．

礼申し上げます．キュレーションセンター仕様検討に

国際公募研究の 2 回目の公募は今年の 1 月に開始し，多くの有益なコメントを頂きました，惑星物質試料受同 3 月に締め切られて，現在審査中である．同 6 月ま入設備仕様検討委員会の皆様に謝意を表します．また，でには審査結果が公表され，配布が始まる予定である．

多数の建設的なコメントを頂きました，橘省吾准教授

なお，NASA への配布は提供であるが，初期分析とに感謝致します．

国際公募研究に対する配布は貸与であって，可能な限り分析後の試料は JAXA に返却することになってい

参考文献

る．
因みに，現在，国際公募研究及び NASA への粒子

[1] Fujiwara, A. et al., 2006, Science 312, 1330.

配布には，主に合成石英ガラスとステンレス製容器か[2] Yano, H. et al., 2006, Science 312, 1350.

らなる密閉型移送容器が用いられている [23]．クリー[3] 矢田達ほか，2007，日本惑星科学会誌 16，170．

ンチェンバー第 2 室中で配布対象粒子を拾い出して，[4] 藤村彰夫，安部正真，2010，日本惑星科学会誌

ステンレス製容器中の合成石英スライドグラス上のく

19，211．

ぼみの中に収め，スライドグラスのカバーを取り付け[5] Yada, T. et al., 2013, Meteoritics Planet. Sci., in press.

て，容器を密閉することにより，高純度窒素雰囲気下[6] Binzel, R. P. et al., 2001, Meteoritics Planet. Sci. 36,

にて試料を研究者や NASA の元に届けることが可能である．これらは参考文献 [23] 及び以下の URL（http://
hayabusaao.isas.jaxa.jp/docs/accepted.html） の“Information of sample container”に詳しい．

1167.
[7] Yano, H. et al., 2002, Proc. Asteroids Comets Meteors
ESA-SP-500, 103.
[8] Okazaki, R. et al., 2011, Lunar Planet. Sci. XLII,#1653.
[9] 藤村彰夫，2011，静電気学会誌 35，255．

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探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星イトカワ粒子の初期記載について／矢田 他

77[10] Abe, M. et al., 2006, Science 312, 1334.
[11] 安部正真，藤村彰夫，2011，日本惑星科学会誌 20，185．
[12] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.
[13] Yurimoto, Y. et al., 2011, Science 333, 1116.
[14] Ebihara, M. et al., 2011, Science 333, 1119.
[15] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.
[16] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.
[17] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.
[18] Nakamura, E. et al., 2012, Proc. Nat. Acad. Sci. 109,
E624.
[19] 山本哲生，2007，日本惑星科学会誌 16，165．
[20] 奈良岡浩，2013，日本惑星科学会誌 22，94．
[21] 馬上謙一ほか，2013，日本惑星科学会誌 22，86．
[22] 野口高明ほか，2013，日本惑星科学会誌 22，78．
[23] Ishibashi, Y. et al., 2012, Lunar Planet. Sci. XLIII,#2887.
[24] Fujiwara, A. et al., 2004, Adv. Space Res. 34, 2325.

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について野口 高明 ，木村 眞 ，岡崎 隆司 ，日高 洋
1

1

2

3

2013年4月3日受領，2013年4月22日受理．

（要旨）宇宙風化とは惑星間空間にさらされた大気の無い天体表面で起こる光学特性を変化させる過程や産物を包括的に示す語である．近地球型の S 型小惑星であるイトカワは宇宙風化を受けている．宇宙風化を起こす主要因として，太陽風の照射や微小隕石の衝突が考えられてきた．イトカワ試料初期分析は，イトカワ
粒子のごく表面を変化させている主要因は太陽風照射であることを支持している．また，太陽風照射による宇宙風化過程は，小惑星の観測および天体力学的な考察から考えられているよりもさらに速い可能性を示している．本稿ではイトカワ粒子の極表面に観察された宇宙風化について紹介し，さらに，イトカワ粒子に観察された宇宙風化組織にもとづいて，S 型小惑星の宇宙風化の時間変化について検討する．

1. はじめにためには，衝突地点の物質が容易に散逸しない必要がある．それには，比較的大きな脱出速度を持つこと，

イトカワ試料の初期分析によって，イトカワの構成

未固結の細粒レゴリス（ソイル）層を持つことが重要と物の多くは LL5-6 とほぼ同じ物質であることが明らかなる．しかし，イトカワの脱出速度は～15 cm/s であり，になった [1]．ところが，LL コンドライト隕石の反射

月の脱出速度の～6 × 10 しかない．また，イトカワ

スペクトルはイトカワの反射スペクトルとは合致しなには厚い細粒レゴリス層はない [6]．こうしたことから，

い．これは，惑星間空間にさらされた大気の無い天体

イトカワの宇宙風化の研究では，月の宇宙風化では脇

表面の光学特性を，微小隕石の衝突や太陽風の照射な役とされている太陽風照射の効果を考慮する必要があどによって変化させる宇宙風化に起因すると考えられる．月ソイルの構成粒子は長期にわたって月表面にとた [2]．光学特性を変化させる物質は粒子のごく表面

どまるため，ナノフェーズ鉄が存在する再凝縮リム以に存在するナノメートルサイズの金属鉄（ナノフェー

外に，照射損傷による非晶質リム，これら 2 種類の複ズ鉄）であることが月レゴリス物質の研究 [3] や微小隕

合リム，発泡リムが観察されている [3]．イトカワの石の衝突を模擬したレーザ照射実験 [4] によって示さようにごく小さな小惑星表面に存在していた物質のご-5れた．S 型小惑星であるイトカワの反射スペクトルが， く表面はどのような変化をしていたか，次章で述べてLL コンドライト隕石にナノフェーズ鉄を分散させた

いきたい．なお，本稿ではイトカワ粒子の極表面に観場合のスペクトルと合うことから，イトカワを構成す察された組織・組成・微細構造変化は，反射スペクト

る物質も宇宙風化を受けていると考えられた [5]．

ルの変化を起こすか否か（ナノフェーズ鉄が含まれる

しかし，ナノフェーズ鉄を形成する主要な機構がイか否か）によらず，宇宙風化リムと呼ぶことにする．

トカワと月レゴリス物質で必ずしも同じである必要はない．なぜなら，微小隕石の衝突の影響が顕著になる
1. 茨城大学理学部
2. 九州大学大学院理学府
3. 広島大学大学院理学研究科
tngc@mx.ibaraki.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

2. イトカワ粒子に観察された宇宙風化
リム
2.1

手 法

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主成分鉱物であるカンラン石，低 Ca 輝石，Na に富む
斜長石についてエッジオンで観察することができた．
初期分析当初に見出した宇宙風化リムは 1 種類だったが [7]，初期分析終了時までに 3 種類の異なる内部構造を持つ宇宙風化リムを見出すことができた [8]．それ

筆者らが宇宙風化の研究に用いたイトカワ試料は

らは，Redeposition rim，Composite rim，Composite

12 粒子である．これら 12 粒子のうち 11 粒子からは超vesicular rim である [8]．これらの典型的な HAADF-

薄切片法によって厚さ 100 nm の透過電子顕微鏡観察

STEM 像と，対応するリムの内部構造の模式図を示用の超薄切片試料を作成した．2 粒子からは集束イオしたのが図 1 である．これら 3 種類のリムの内部構造

ンビーム（FIB: focused ion beam）加工装置を用いたは一見異なっているが，以下に述べる 3 種類の Zone

リフトアウト法で厚さ 100 nm の FIB 切片試料を作成の組み合わせとして理解することができる．Zone I は，した．1 粒子については，超薄切片法と FIB リフトア

イトカワ粒子の最表面に存在する，それよりも下位のウト法の 2 通りで試料作製を行った．超薄切片法を主鉱物に含まれない元素を含むことを特徴とする領域で要な試料作製法に選んだのは，FIB 加工において問題ある．Zone II は部分的に結晶構造が非晶質化されてとなる，切片の両面に形成される Ga イオンビームにいる領域である．そして，Zone III は結晶構造が保持よる非晶質層が高分解能観察に影響すること，珪酸塩されている領域である．Zone II の化学組成はその直鉱物中のナノ鉄が FIB 加工で酸化する可能性を危惧し下にある Zone III の化学組成とほぼ同じである．

たためである．通常，超薄切片切削時には蒸留水上にRedeposition rim は， 厚 さ わ ず か 2-3 nm の Zone I

超薄切片を浮かせて回収するが，本研究では水分とのだけからなり，その直下には結晶構造が変化していな

接触を避けるために脱水エチレングリコールを用いた．

い Zone III が存在している
（図 1
（a）
,（b））
．一例として，

さらに，包埋，切片作成，走査透過電子顕微鏡（STEM）

カンラン石（Mg,Fe）2SiO4 の表面に観察されたごく薄観察，試料保管に至る工程で，できる限り大気との接い Zone I の場合，Si に非常に富み Mg に欠乏している

触時間を短くするように努めた [7]．高分解能の高角とともに，少量の Na, Al, S, Cl, K, Ca を含んでいる．

度 散 乱 暗 視 野 - 走 査 透 過 電 子 顕 微 鏡（HAADF-

すなわち，Zone I の形成には，周囲に存在する鉱物起STEM）像および明視野像（BF-STEM）像を得るため源の元素の寄与（再凝縮）があったことは明らかである．

に，冷陰極電界放出型電子銃と球面収差補正機能を搭

再凝縮物である Zone I のみからなるリムであるため，載した Hitachi HD-2700 STEM を使用した．実際，こRedeposition rim（再凝縮リム）と名付けた．

の STEM を使用することで，HAADF-STEM 像中にComposite rim に は，5-15 nm の 再 凝 縮 層 で あ る

ナノフェーズ鉄が微小な輝点として観察できた．なお，

Zone I と，結晶構造が部分的に非晶質化した領域であSTEM 試料観察と FIB 加工は，日立ハイテクノロジ

る Zone II の 2 種 類 の 領 域 が 存 在 す る． こ の た め，ーズ社の全面的な支援をいただいた．

Composite rim（複合リム）と名付けた．Zone I の厚さ

2.2

イトカワ粒子の宇宙風化リムが 10-15 nm ある場合，Fe, S, Mg に富むナノ粒子（ナ
ノフェーズ（Fe,Mg）S）が密に並んだ層が含まれている

イトカワ粒子本来の表面付近の断面組織を詳細に調場合が多い．部分的に非晶質化した領域である Zone

べるには，粒子本来の表面が入射電子線とほぼ平行にII の構造は，斜長石のように Fe をほとんど含まないなるように試料を傾斜する必要がある．実際に観察さ鉱物と，カンラン石や低 Ca 輝石のように Fe を多くれた宇宙風化リムの厚さは数 nm から 80 nm 程度しか含む鉱物では大きく異なる．図 1（c）,（d）は，Fe をないため，粒子表面と入射電子線がほぼ平行でない限

多く含む鉱物の場合を示している．カンラン石や低り，リムの正確な内部構造を知ることができないため

Ca 輝石の場合，部分的に非晶質化した部分は，ナノである．粒子本来の表面と入射電子線がほぼ平行にな

フェーズ鉄とそれと密接に伴って産する非晶質の Feるようにして観察することを，ここではエッジオンでに乏しい部分からなる．Composite rim は総厚 30-60

観察するということにする．我々は，イトカワ粒子のnm である．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

図1： イトカワ粒子表面に見られた3種類の宇宙風化リム（HAADF-STEM像とその模式図）．
（a）（b）
Redeposition rim．（c）（d）Composite rim．（e）（f）Composite vesicular rim．

Composite vesicular rim は Composite rim の一種でナノフェーズ金属鉄である場合が多いが，結晶度の悪ある（図 1（e）,（f））．Composite rim の Zone II の最上

いものやナノフェーズ鉄酸化物（Fe1-xO）も存在する可部にバブルが存在し，バブルは粒子表面を押し上げ，能性がある．

長さ約 50 nm，高さ約 20 nm の多数の膨らみとなって

月レゴリス
（ソイル）
試料でも最表層が非晶質化している．この膨らみがあるため，Composite vesicular

いる粒子は以前よりよく知られている [3]．そのようrim の厚みは 60-80 nm である．膨らみの厚さを除くと，な試料では，非晶質層の下位には多数のソーラーフレ

Composite rim と同程度の厚さである．発泡している

アトラック（ソーラーフレア粒子のインプラントによことより Composite vesicular rim（複合発泡リム）とって形成された線状欠陥）が観察される．図 2 にイト名付けた．

カワ試料 RA-QD02-0033 と月レゴリス試料 15009,129

Zone I の非晶質珪酸塩中に存在するにもかかわらに観察されたソーラーフレアトラックの暗視野像を示ず，ナノフェーズ（Fe,Mg）S の格子像を観察すること

す．イトカワ粒子のソーラーフレアトラック密度が月は難しく，結晶度は低いことを意味している．まれによりもずっと低いことが分かる．ソーラーフレアトラ

格子縞が観察される場合は，0.21-0.23 nm であった．

ッ ク 数 密 度 は そ れ ぞ れ， ～2 × 10 cm と ～3×10

この値は，ナイニンジャーライト MgS やカイライト

cm である．初期分析では 2 試料について暗視野像観（Fe,Mg）S の（200）面の面間隔 0.26 nm よりも明らかに察し，ソーラーフレアトラックを探した．数密度を計

狭 く， ト ロ イ ラ イ ト FeS の（114）や ピ ロ ー タ イ ト

測できたのは RA-QD02-0033 のみであり，他のイトカ

Fe1-xS の最強線の結晶面（面指数は構造による）の 0.21

ワ粒子のトラック密度はそれよりもかなり低いと考え

nm と 誤 差（約 5 %）の 範 囲 で 一 致 す る． す な わ ち，られる．

STEM 元素マッピングでは，Fe，S，Mg は密接に存在しているようにみえるが [7]，少なくとも格子像が観察される部分は，ナノフェーズ FeS である可能性が

9

-2

10

-2

2.3

イトカワ粒子の宇宙風化リムの形成機構

Zone I の形成には周囲に存在していた鉱物由来の元素の寄与があったことから，Zone I は再凝縮物であ高い．
鉄マグネシウム珪酸塩の Zone II に観察されるナノることは明らかである．月レゴリス
（ソイル）
試料の場

フ ェ ー ズ Fe の 格 子 像 は，0.20 － 0.22 nm で あ る．α合，ナノフェーズ鉄を含むおよそ 100 nm の非晶質珪-Fe の（110）の面間隔 0.203 nm 前後の面間隔を持つも酸塩層全体（宇宙風化層）が微小隕石の衝突による蒸発のが多いが，上記のように誤差の範囲を超えて幅広い物が再凝縮したものであるのに対して，イトカワ粒子

面間隔を示すものや格子像が見られないものも存在す

では再凝縮物の厚さは 2 から 15 nm しかない [8]．先にる．これらのことから，Zone II のナノフェーズ Fe は述べたように，イトカワの脱出速度は月の脱出速度の■2013遊星人Vol22-2.indd

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

81-5～6 × 10 しかないため，Zone I の形成には太陽風によってスパッタリングされた物質の再凝縮の方が微小隕石の衝突による蒸発物の再凝縮よりも寄与しているように思われるが，両者の相対的な寄与率については
今後の理論的な研究が必要である．
複合リムおよび複合発泡リムの Zone I にはナノフ
ェーズ（Fe,Mg）S が存在する場合が多い．一方，再凝
縮リムを形成しているごく薄い Zone I の場合はナノフェーズ（Fe,Mg）S が存在しない．Zone I がある程度厚くないとナノフェーズ（Fe,Mg）S が存在しないことを考慮すると，より長く惑星間空間に曝露されることがナノフェーズ（Fe,Mg）S の形成に重要であることが示 唆 さ れ る． ス パ ッ タ リ ン グ の 際 に ナ ノ フ ェ ー ズ（Fe,Mg）S が形成されて鉱物表面に凝縮したならば，
ナノフェーズ（Fe,Mg）S は Zone I 中に分散して存在すると予想される．しかし，ナノフェーズ（Fe,Mg）S は
ごく薄い層として Zone I 中に産する．このような産状のナノフェーズ（Fe,Mg）S の形成には，Zone I に撃ち込まれた太陽風イオン（後述の侵入深さを考慮すると，おそらく H+）によるナノフェーズ（Fe,Mg）S の照
射誘起偏析（放射線照射によって誘起される固体中の元素の偏析のこと），微小隕石衝突による加熱による
Zone I 中でのナノフェーズ（Fe,Mg）S の析出の促進，
あるいは，それら両方が関与した可能性があるだろう．
ナノフェーズ（Fe,Mg）S がイトカワ粒子に存在し，月図2： イトカワ粒子RA-QD02-0033と月レゴリス試料15004,129の下地結晶に見られるソーラーフレアトラック（ともに暗視野像）．（a）ではトラックを矢頭で示した．（b）ではトラックが多数みられるため，トラックを矢頭で示していない．
明るいバックグラウンド中に多数みられる黒い細線がト
ラックである．

ソイル粒子には存在しないのは，両者でトロイライト
FeS の含有量が 2 vol.% [9] と <0.2 vol.% [10] と大きく領域が存在するという組織を持つ．このような組織は，異なるため，再凝縮物に含まれる S 含有量が異なるた

放射線損傷を中程度受けた鉱物に特徴的である [17]．

めであろう．実際に，普通コンドライト的物質へのレ

イトカワ試料に照射損傷を起こした主な放射線は，太ーザ照射実験では，ごく容易にナノフェーズ FeS が形

陽から放出される低エネルギーの荷電粒子の流れであ成される [11]．初期分析の元素分布マッピングにおける太陽風と考えられる．Fe イオンを多く含むかんらる空間分解能では Fe, S, Mg が密接にかかわって存在ん石や低 Ca 輝石では，非晶質領域内の Fe イオンがするためナノフェーズ（Fe,Mg）S と記載したが [8]，すFe へ還元されナノフェーズ Fe が形成されている．太でに述べたように，それらの格子像は FeS であること

陽風の主要な陽イオンは低エネルギー（～1 keV/を示唆している．イトカワ試料で観察されたナノフェamu）の H（～95.4 %）と He（～4.6 %）である．低エネ

2+

2+

0

+

+

+

+

2+

ーズ（Fe,Mg）S と，実験産物のナノフェーズ FeS とは

ルギー H や He を Fe を含むカンラン石へ照射する

実際は同じ可能性がある．興味深いことに，実験産物と，照射部に金属鉄が形成されること [12] を考慮する

中のナノフェーズ FeS は反射スペクトルを赤化させると，照射による部分的な非晶質化，および，非晶質部効果を持つ [11]．このことは，S 型小惑星のスペクト内での照射誘起偏析と Fe の Fe への還元が太陽風照ル変化を考える際に，ナノフェーズ Fe と共にナノフ

射によって引き起こされたと考えられる．一方，月ソェーズ FeS も無視できない可能性を示している．

イル試料の場合，ナノフェーズ Fe は厚さ～100 nm

Zone II は，結晶質のホスト中にパッチ状の非晶質■2013遊星人Vol22-2.indd

81

2+

0

0

の再凝縮物中に存在しており [3]，イトカワ粒子の場

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82

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013
0

合とナノフェーズ Fe の形成機構が異なるのは明らか（stopping and range of ions in matter）
コードで計算である．

した．侵入深さは，飛程（projected range）と縦方向

複合発泡リム表面に見られるたくさんの膨らみは，
+

+

のゆらぎ
（longitudinal straggle）の和とすると，それ

インプラントされた太陽風陽イオン（H ，He ）の拡散

ぞれ，～27 nm および～51 nm であった [8]．最も厚いによる移動と偏析によって形成されたものと考えられリムの厚さ～60 nm と整合的なのは He イオンの侵入

る．単純に He が偏析することでバブルが形成された深さであり，宇宙風化リムの厚さを規定しているのは場合，バブルは球状で圧力がかかった状態になる．しHe イオンであると推定される．H イオンよりも He

+

+

+

+

2+

かしながら，複合発泡リムでは，膨らみは Zone II のイオンの方が Fe の還元能力が高いことを考慮する

上部に形成され，Zone I を塑性変形させており，バブと [12]，かんらん石や低 Ca 輝石の Zone II 下部までナ

ルに圧力はかかっていない．こうした表面に膨れを生ノフェーズ Fe が存在するということは，Zone II 下部

じさせるバブルのことをブリスタリングという．ブリまで He+ イオンが侵入していたことを支持する．

++

スタリングは，H や He イオンなどの照射によって金属やセラミックスの表面に形成されることが知られている [13]．金属では加熱されている状態で照射されないとブリスタリングを生じないが，珪酸塩鉱物への+低エネルギー He イオンの照射では 100 ℃よりも十分

3. S型小惑星における宇宙風化過程
速度について3.1

イトカワの宇宙風化リム形成速度

低い温度でブリスタリングが生じる．後者の結果は，イトカワ粒子の 3 種類のリムと太陽風照射との関係

現在の軌道におけるイトカワ表面の最高温度が 100 ℃

は，定性的には以下のようにまとめられる．太陽風照より十分低い（310 ± 10K [6]）という事と矛盾しない．

射期間がごく短い場合は，Zone I のみからなる再凝縮

月ソイル試料では明らかなブリスタリングを示すもリムが形成された．より照射期間が長くなると，最表のは少ないが，見出されてはいる [14]．一方，イトカ

面に再凝縮層（Zone I）があり，その下位に照射損傷にワ粒子の場合，12 試料中 3 試料からブリスタリングがよって部分的に非晶質化した層（Zone II）が存在する見出された．ブリスタリングの大きさと数密度の関係

複合リムが形成された．さらに，照射期間が長くなる

は月試料の範囲に入ることから [15]，両者でブリスタと He や H が Zone II 内で偏析しブリスタリングが起リング形成機構は大きくは異ならないことが示唆されこって複合発泡リムが形成された．

る．一方，月レゴリスやレゴリスブレッチャーに見ら

これらリム形成の速さを定量的に考察するのは現況

れる発泡リムでは，ときに数百 nm に達するバブルがでは難しい．しかし，RA-QD02-0033 の複合発泡リム

粒子表面を膨らませており，その形成には，隣接したに観察されたソーラーフレアトラック数密度～2×10

9-2

場所への衝突に伴う加熱の影響があるとされる [16]．

cm から，大まかな照射期間の推定が可能である．1

しかし，こうした大きなバブルと，イトカワ粒子や月AU 付近では，惑星間塵（IDP）や月試料の研究から，ソイル試料一部に観察された 50 nm 程度のブリスタ

トラック数密度 10

10-11

-2

cm を達成するまでの 1 AU で
4リングの形成機構は必ずしも同じとは限らないだろう． の太陽風照射期間は 10 年と見積もられている [17]．
今まで述べてきたように，イトカワ粒子の極表面にイトカワの平均軌道半径が 1.3 AU であることを考慮見られるリムの形成は，太陽風照射によって引き起こ

しても，RA-QD02-0033 の太陽風照射期間は 10 年程された各種過程（スパッタリングと再凝縮，照射損傷，度と考えられる．トラック数密度のより低かった他の

2+3

照射誘起偏析と Fe の還元，イオン注入とガスの偏リムの形成期間はさらに短いと考えられる．注意する析）が主要因と考えられる．もし，そうならば，リム

必要があるのは，宇宙風化リムの Zone II における非の厚さは太陽風中の主要陽イオンの侵入深さによって晶質化の程度は月レゴリス試料の非晶質リムよりもず規定されていると予想される．フォルステライトモル

っと低いことである [3,8]．このため，月の非晶質リム％が 70 のかんらん石（イトカワ粒子のかんらん石の範を持つ試料の非晶質リム直下の下地結晶に観察される+

囲内 [1]）に，太陽風とほぼ同じ～1 keV の H および～+

4 keV の He を 照 射 し た 際 の 侵 入 深 さ を SRIM

■2013遊星人Vol22-2.indd

82

ソーラーフレアトラック密度がイトカワ試料よりも 1から 2 桁高いのはむしろ当然であろう．

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

83

図3： イトカワ粒子から推測される宇宙風化の進行過程（Vernazza et al., 2009; Marchi et al., 2012のデータを使用）．
横軸が照射期間（単位：年），縦軸は，反射スペクトルの波長0.52と0.92µmにおける値を結んだ線分の傾き（カンラン石の組成の効果を補正したもの）．Path 1はVernazzaらによって推定された宇宙風化の変化経路．Path
2は本研究で推定された宇宙風化の変化経路．

3.2 S型小惑星の宇宙風化の二つのタイムスケールについてS 型小惑星の宇宙風化には，1 Myr（あるいは，よりたのが Path 2 である．近地球型小惑星の補正済傾きの平均値は 0.43 であるため [19]，0.43 に漸近的に近づ
くようにトレンドを引いた．

短い）と数百 Myr の二つのタイムスケールが存在する

図 3 に示した修正した赤化トレンドにおいても，初ことが知られている [ 例えば 18]（図 3）．速い赤化速度期に速く変化し，その後，漸近的に赤化が進むというは，形成後 1 Myr 程度しか経過していない Datura と傾向は同じである．宇宙風化を特徴付ける反射スペク

Lucascavin という二つの小惑星族が十分に赤化してトル形状の変化として，暗化（全体的なアルベドの低いるということと，普通コンドライト隕石への
（重）
イ

下）
，赤化
（長波長域で相対的に高いアルベドを持つ），

オン照射実験にもとづいており，太陽風照射による赤～1 µm と～2 µm の 6 配位の Fe に起因する吸収バン化と考えられている [18]．一方，後者は微小隕石衝突

ドの減衰の 3 つがある [4]．図 3 はこのうち赤化と吸収の効果と考えられている [18]．

バンドの減衰の効果を見ている．イトカワは十分赤化

2+

しかし，速い効果が初めの数 Myr だけ顕著でそれが進んでいるが（図 3），アルベドは S 型小惑星の中で以降は顕著な赤化を起こさず，別の過程が有効になる

は 0.29 と大きい [30]．これはイトカワ粒子に存在するという考え方には必然性はないと言われている [19]．

ナノフェーズ Fe やナノフェーズ（Fe,Mg）S のサイズが宇宙風化を起こす過程と宇宙風化の影響を取り去る過<2 nm と小さいため，ナノフェーズ Fe がスペクトル程が競合することで，全ての過程の総和として，宇宙の赤化を顕著におこすが暗化は顕著にはおこさないた

風化が初期に速く進行しその後ゆっくりと進行するとめであると考えられる [11]．一方，多くの S 型小惑星いう考え方も可能だろう．ここでは，このような考えのアルベドは 0.10 から 0.22 であり，図 3 において漸近方にもとづいて，図 3 の赤化トレンドをごく定性的に的に赤化が進んでいく領域では赤化よりも暗化が顕著

考えてみる．Path 1 は [18] で考えられた赤化トレンドに進行すると予想される．暗化をより顕著におこすにである．この論文では，Path 1 の左下に普通コンドラ

は，より大きなナノフェーズが形成される，あるいは，

イトの反射スペクトルがプロットされていた．これは，

月レゴリス試料に含まれるようなスペクトルの暗化を

59[18] で議論された小惑星族の年代が 10 から 10 yr で5あるため，10 yr 以下のスペクトル変化を無視したこ
3引き起こすガラスの形成，及び，これら両方が関わる必要があるだろう．

とによる．イトカワは 10 yr の照射期間でスペクトル初期の速い赤化過程の進行が頭打ちになるように見が赤化しており，イトカワをアンカーとして書き直しえるのはなぜだろうか．原子炉材料科学の分野では，■2013遊星人Vol22-2.indd

83

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

材料極表面の剥離現象として，ブリスタリングとフレる（むしろ，Datura の赤化の程度が低い理由を再度検ーキングが知られている [13]．フレーキングとはイオ討する意義があるのではないか）．これからの宇宙風

ン注入されたガスが偏析してごく表面が剥がれ落ちる化についての議論では，宇宙風化のミクロな過程を十現象のことである．曝露時間が 10

4-5

yr のオーダーに達すると，ブリスタリングがより進行しフレーキング

分に組み込んだ上でマクロな過程の影響を考えていく必要があるだろう．

が起きると仮定する（この仮定が正しいかどうかは照射実験によって証明できるはずである）．フレーキン

4. 今後の計画

グによる極表面層の剥落によって，Zone I のナノフェーズ（Fe,Mg）S の多くと，Zone II 最上部のナノフェー

著者らが現在進めている基盤研究（A）では，一粒のズ Fe が失われ，スペクトルの赤化（と吸収帯の減衰）

イトカワ粒子から走査透過電子顕微鏡（STEM）観察試が減少すると考えられる．そして，フレーキングによ料の作製と希ガス同位体試料の作成を行い，本稿で示Iって曝露した面に新たな Zone （再凝縮層）の形成としたような宇宙風化層の微細組織と，希ガス質量分析

Zone II の再形成が開始されると考えられる．この拮データを得ることを目指している．イトカワ粒子の希抗する両過程によって宇宙風化は定常状態になり，速ガス同位体分析は，個々のイトカワ粒子が複雑な履歴

い赤化の進行がほとんど進まなくなる可能性があるだを経ていることを示唆している [20]．現在までに，月ろう．そうした定常状態に到達したところに，より遅レゴリス試料を使った試料作製と，同一試料に対するい過程である微小隕石衝突が作用し始めると，すでに透過電子顕微鏡観察・希ガス質量分析は確立すること存在していたナノフェーズ Fe が加熱により合体し，ができた．今後，希ガス同位体質量分析と STEM 観

より大きなナノフェーズ Fe が形成され，スペクトル察と組み合わせることで宇宙風化組織のより精密な理の暗化を引き起こすようになる．並行して，太陽風照解，各種宇宙風化リムの形成期間の推定，さらには月射により新たな細粒ナノフェーズ Fe の形成も起き，型宇宙風化も含め宇宙風化の物質科学的な理解を目指

総合的には，暗化が進み，かつ，徐々に赤化も進むとしたいと考えている．

いうシナリオが考えられる．今後，イトカワ及び月レ
ゴリス試料を使って，このシナリオの当否を検討した

謝 辞

いと考えている．
従来，赤化過程のゆっくりとした進行については，

本稿は，はやぶさ初期分析の一環として行われた研レゴリスガーデニング，地球や金星などへの大接近に究成果を出発点として，JSPS 科研費 242440088 の助よる小惑星表面の更新，インパクトエジェクタの部分成を受けて行っている研究を加えたものです．はやぶ的な被覆，他天体の衝突による小惑星の振とうなどのさプロジェクト関係者，JAXA キュレーションチーム，

影響が主張されてきた [19]．こうしたマクロな過程も初 期 分 析 メ ン バ ー， 雰 囲 気 遮 断 シ ス テ ム の 作 成 やもちろん宇宙風化の進行速度に根本的な役目を果たし

STEM および FE-TEM 分析等をサポートして下さっているはずであるが，天体のサイズや軌道（メインベ

た日立ハイテクをはじめとする多くの関係者の方々に

ルト小惑星か近地球小惑星か）によらず，似たような感謝します．また，低エネルギーイオンの照射損傷にスペクトル変化経路をたどるということは，ごく表面

ついて検討する際には，日本原子力機構のセミナーににおいて共通の過程の影響があることを示唆している

おける議論や J. P. ブラッドリー博士との議論が役にのではないか．こう考えると，図 3 においてメインベ立ちました．また，査読者の松本徹さんのコメントは

ルトの S 型小惑星族のそれぞれにおいて，最も赤化の文章の改善に役立ちました．これらの方々にも感謝い程度が低いものがイトカワ程度であるというのは偶然たします．

ではないように思えてくる．すなわち，上記のいずれかの過程によって小惑星表面が更新されても，すぐに

参考文献

非常に速いイトカワ型の宇宙風化（主に太陽風照射よる宇宙風化）を受け，赤化したという解釈が可能であ■2013遊星人Vol22-2.indd

84[1] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

85[2] Chapman, C. R., 2004, Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 32,
539.
[3] Keller, L. P. and McKay, D. S., 1997, GCA 61, 2331.
[4] Sasaki, S. et al., 2001, Nature 410, 555.
[5] Binzel, R. P. et al., 2002, MAPS 36, 1167.
[6] Yano, H. et al., 2006, Science 312, 1350.
[7] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.
[8] Noguchi, T. et al., 2013, MAPS (in press).
[9] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.
[10] Taylor, L. A. and Patchen, A., 1995, 26th LPSC, 227.
[11] Keller, L. P. et al., 2013, 44th LPSC abstract #2404.
[12] Loeffler, M. J. et al., 2009, JGR: Planet 114, E03003.
[13] 井形直弘

編，1986，核融合炉材料（培風館: 東京）．

[14] Assonov, S. S. et al., 1998, 29th LPSC abstract #1635.
[15] Matsumoto, T. et al., 2013, 44th LPSC abstract #1441.
[16] Noble, S. K. et al., 2005, MAPS 40, 397.
[17] Fraundorf, P. et al., 1980, Proc. 11th LPSC, 1235.
[18] Vernazza, P. et al., 2009, Nature 458, 993.
[19] Marchi, S. et al., 2012, Month. Not. R. Astron. Soc.
421, 2.
[20] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく
太陽風照射の履歴解読
馬上 謙一 ，松田 伸太郎 ，岡崎 隆司 ，野口 高明
1

2

3

4

2013年4月8日受領，2013年4月24日受理．

（要旨）2010-2011 年に実施された「はやぶさ試料初期分析」のひとつとして希ガス同位体分析が行われた．
はやぶさ試料の He や Ne の同位体組成は太陽風の値と一致し，はやぶさ試料はイトカワの最表層に存在していた粒子であることが証明された．それら初期分析とそれに引き続くはやぶさ試料の分析により，小天体レ
ゴリス粒子の宇宙風化による変質過程が明らかにされようとしている．本論文は希ガス同位体分析によって明らかにされた希ガス同位体組成と宇宙風化との関連性，および最先端の分析手法を用いたはやぶさ試料分
析から期待される結果について述べる．

1. 序 論あることが確認された [3]．X 線蛍光分析ではイトカワの化学組成は LL コンドライト的であることも判明し大気を持たない小天体の表面は，天体衝突・レゴリ

た [4]．

ス形成・ガーデニングや太陽風・太陽宇宙線照射・銀2010 年のはやぶさ地球帰還後に，「はやぶさ初期分

河宇宙線の照射，微小隕石の衝突などの様々な過程を析（The initial analysis of the HAYABUSA samples）」

経ている．天体表面は地上及びリモートセンシングなにおいて化学組成分析，結晶構造解析，同位体組成分どにより，その表面の様々な波長におけるスペクトル析などが行われた．はやぶさ試料は LL コンドライト

測定や可視像撮影などが行われている．特に可視から的な全岩化学組成を持ち，その不均一性や鉱物化学組

近赤外域の反射スペクトルからは表面を構成する主要

成は岩石学的タイプ 4-6 に相当することが判明し，リな鉱物存在度が推定でき，隕石物質との直接比較が可

モートセンシングの結果を支持するものであった [5]．

能であるため重要である．また，小惑星表面構造の高また，酸素同位体分析も LL コンドライトの値と矛盾

解像度写真からクレーターや岩塊の形状，サイズ，空しない結果であった [6, 7]．

間分布などの情報が得られ，天体の経験した衝突・破壊活動に関する知見を与えてくれる．

一方，はやぶさ試料の極表面の数 nm から数十 nmの領域は「宇宙風化層」と呼ばれる金属ナノ粒子を含

イトカワ表面の地形・構造の観察がはやぶさ探査機

む層が存在することが判明した [8, 9]．宇宙風化層はによってなされ，表面のクレーター密度からイトカワ

月表土の微粒子においても研究が広くなされており，表面の年代が 75 Myr-1 Gyr と見積もられている [1] が，その成因は宇宙線・太陽風照射による非晶質化・還元

これまで予想されていた直径数 100 m の天体同士の衝作用および衝突加熱によって生成された蒸発物の再凝突破壊寿命（数十 Myr; [2]）より長い．また，リモート

縮によるものとされている [10]．一方，走査型透過電センシングによる反射スペクトルからは S 型小惑星で

子顕微鏡（STEM）観察によると，はやぶさ試料表面の1. 北海道大学 創成研究機構
2. 東京大学大学院 理学系研究科
3. 九州大学大学院 理学研究院
4. 茨城大学 理学部
bajo@ep.sci.hokudai.ac.jp

宇宙風化層は主に太陽風照射に起因すると考えられている [9]．
はやぶさの持ち帰った試料は天体表層微粒子をサンプリングしたものであり，宇宙風化層形成時には太陽はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

風や太陽宇宙線，銀河宇宙線を照射されていたことになる．このような照射の履歴は太陽風起源の元素や宇87a) RA-QD02-0015

宙線による核反応生成核種を分析することで解明され得る．本稿では [11] による希ガス同位体分析をもとに，
イトカワ表層での太陽風および銀河宇宙線照射の履歴
に関してこれまでに判明したことを述べる．

2. 太陽風・銀河宇宙線と物質の相互
作用
20 m

太 陽 風 は H と He を 主 成 分 と し た 1 核 子 当 た り 数
keV の運動エネルギーを持つプラズマ流であり，その-5

2 1

飛程はケイ酸塩鉱物では 100 nm 程度（4 × 10 g/cm ）である．その他に太陽フレアにともない放出される，b) RA-QD02-0053

より高エネルギー（1-100 MeV）の太陽宇宙線や主に陽子からなるさらに高エネルギー（数 MeV- 数 GeV）の銀河宇宙線が宇宙空間を飛び交っている．太陽風及び
太陽宇宙線のフラックスは太陽の距離の逆二乗に比例して減少していくが，太陽系外を起源とする銀河宇宙
線は太陽系内を等方的に飛び交っている．そのためフラックスは地球近傍では太陽風が圧倒的に高いため
8

20 m

2

（太陽風フラックス @1 AU：3 × 10 protons/cm /sec，
2

太陽宇宙線フラックス @1 AU：100 ions/cm /sec，銀2河宇宙線フラックス：100 ions/cm /sec[12]），天体表
層物質の極表面は主に太陽風の影響を反映していると

c) RA-QD02-0065

考えられる．
3

2

銀河宇宙線は標的物質表面から数 m（10 g/cm ）の深さの標的物質構成原子核と相互作用し，多種の銀河
宇宙線起源核種が生成・蓄積される．銀河宇宙線起源の希ガスは同位体比が 1 に近い特徴があり，太陽風や地球大気など他の希ガスと区別することが可能である．
また，太陽宇宙線も物質の極表面（< 数 cm）に太陽宇
宙線起源核種を生成し，その同位体比は銀河宇宙線起源のものと異なっている [13]．
物質中の宇宙線照射起源希ガスの濃度とその生成率

2

50 m
図1： 希ガス同位体分析に用いられたはやぶさ試料の電子顕微鏡
写真．

から，宇宙線の照射を受けた時間（宇宙線照射年代）を算出することが可能である．これら，太陽風や宇宙線動を見いだすことは困難である．一方，希ガスは一般

図1．馬上ほか（２０１３）

照射の影響は様々な元素組成や同位体組成に変化をも的に固体中含有量が極めて低く二次的な同位体の付たらすが，水素・希ガス以外の元素は固体中の元々存

加・変化がわずかであっても有意な差として検出可能

在する元素量を大きく上回ることが少なく，組成の変である．こうした理由のため，希ガス同位体を用いた地球外物質の太陽風・宇宙線照射の影響に関する研究

3

1. 柱密度は岩石の密度～ 4 g/cm に注入深さ100 nmをかけたもの．
2. 宇宙線フラックス，標的物質化学組成，反応断面積，標的物
質自身による宇宙線遮蔽効果の積で求めることができる．

■2013遊星人Vol22-2.indd

87

がこれまで広く行われてきた [e.g., 13, 14]．
はやぶさ試料では，隕石や宇宙塵のように母天体放

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18:42:58

88

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013
15

#0065

14
13
20Ne/22Ne◪Ꮚ䝡䝳䞊䝫䞊䝖

ヨᩱ䜢ධ䜜䜛䛟䜌䜏

太陽風

#0053

12
11
地球大気

10
9
8

宇宙線起源
He, Ne76-610▼ⱥ◪Ꮚ䜹䝞䞊

#0015

10

-5

10

-4

10

-3

10

-2

3He/4He

図2： 希ガス同位体分析専用真空容器．試料をくぼみに入れた後，粒子が損失しないようにガラスカバーをかける．
その後，ガラスビューポートを閉める．ここまでの作
業は，JAXAのキュレーション施設にあるクリーンチェ
ンバ内で高純度窒素雰囲気にて行われた．その後，東京大学に移送され，大気に晒すことなく真空排気され，希ガス分析が行われた．



#0015

#0053

#0065

IDPs

ᅗ2䠊㤿ୖ䜋䛛䠄䠎䠌䠍䠏䠅
非溶融AMMs



図3： はやぶさ試料から抽出されたHeとNeの同位体比．

太陽風

スフェリュール

月かんらん石/輝石
月
輝石
月かんらん石

図3 馬上ほか (2013)




地球大気
























 
4





4











20

図4： はやぶさ試料と太陽風起源ガスを含む地球外物質の He濃度と He/ Ne元素比．

出後の様々な過程（地球に飛来するまでの宇宙線照射な過程が混在する．これらの影響は天体サイズや軌道

や加熱，大気圏突入時加熱，地上での酸化・風化・汚などの要素とも関連しており，天体ごとに大きく異な染）の影響を考慮する必要がないため，天体表層でのると予想される．これまでに天体表層から採取された物質進化過程に関する議論を行ううえで最良の試料で試料としては隕石・宇宙塵を除くと月のレゴリス試料ある．しかし，実際の天体表面においては太陽風や宇に限られるが，月は小惑星に比べて天体サイズが大き

宙線照射に加えて微小隕石の衝突や小惑星同士の衝突

く，月の表層物質進化過程を小天体のそれに適用できなどによる表面物質の攪拌，細粒化，放出など，複雑

ない．小天体上での物質進化過程と比較・議論が必要

図4. 馬上ほか(2013)■2013遊星人Vol22-2.indd

88

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18:43:00

はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

89である．以下に高感度希ガス質量分析計を用いたはや

dust particles; IDPs）に匹敵するものであった（図 4）．

ぶさ試料の希ガス同位体分析で解明されたこと，それまた，図 4 には南極の雪を溶かして収集した非溶融のに加えて LIMAS“Laser Ionization Mass nanoScope”

微隕石（Antarctic micrometeorites; AMMs）と，スフと呼ばれる次世代型二次イオン質量分析装置による分ェリュール中の太陽風起源 He を比較のために示した．

析で将来さらに解明されうることを述べる．

これらの微粒子は大気圏突入時に加熱を受け脱ガスし易い He，Ne が一部脱ガスしているが，イトカワ表層から直接持ち帰ったはやぶさ試料はこのような脱ガス

3. はやぶさ試料の希ガス同位体分析を考慮する必要はない．イトカワ表面での太陽風フラ3.1

ックスを 8.9 × 10

微小試料の希ガス同位体分析方法

10 20

2

Ne atoms/cm /yr [17] と仮定すると，3 つの粒子 #0015，0053，#0065 の太陽風照射年

Nagao et al. [11] では 3 つのはやぶさ試料（RA-QD020015, -0053, -0065; 図 1）の希ガス同位体分析が行われ代は 410, 150, 550 yr となる．
一方，希ガス元素比も地球大気とは明らかに異なり，た．はやぶさ試料は JAXA/ISAS のキュレーション施

太陽風起源を支持するが元素間の分別が見られた．は設にある専用のクリーンチェンバ内で希ガス分析用真（図 4）と太陽風のやぶさ試料の He/ Ne 比は 110-170

空容器（図 2）に密封された．JAXA のクリーンチェン（43-46）は太値（～600 [17]）よりも低いが， Ne/ Ar 比

バ内は希ガス，水，酸素濃度が極めて低い高純度窒素

陽風と同程度である [17]．このことから，He が粒子かでみたされており [15]，地球大気による試料表面の汚ら選択的に損失されていることがわかる．このような染，風化が最小限に抑えられている．

He の選択的損失として（1）加熱に伴う He/Ne 間の拡

4

20

20

36

希ガス分析用真空容器に密封された試料は，東京大散速度差による元素分別，（2）He 濃集層の剥離，およ学へと移送され，希ガス分析装置の真空ラインに取りび（3）He の飽和現象，の 3 つがその要因として挙げら付けられ，超高真空にまで真空排気された．試料はそれる．以下にそれぞれの現象を詳しく述べる．

の後，事前に温度キャリブレーションを行った連続波（1） 硝子内での He の拡散速度は 0-100 ℃の温度域

型の Nd-YAG レーザーを用いて 1 粒ずつ，段階加熱法

において Ne の 3 桁以上も大きく [e.g., 18]，数十 ℃のにより 200，300，>1800 ℃の 3 つのガスフラクション

加熱でも元素分別が起こりうる．

をそれぞれ同位体分析した．この際，各温度で個別に（2）Genesis リターンサンプルの分析では，物質の抽出された希ガスを精製し，He，Ne，Ar，Kr，Xe

表面から 40 nm 程度の領域に He が，40 nm より深いと元素分離を行った後それぞれの元素を希ガス用質量領域に Ne が濃集していたことが報告されている [17]．

分析装置（modified-VG5400）によって超高真空下での太陽風の照射を受けた物質は，表面層の He/ Ne 比

3

4

4

20

20

静作動同位体分析 を行っている．このように希ガスは高くなり，約 30 nm より深い層では He/ Ne 比は

分析用真空容器とレーザーを用いた局所加熱によって，低くなる．はやぶさ試料が太陽風の照射を受けた後，はやぶさ試料を大気に晒さずに質量分析装置に導入す

天体表層で撹拌作用や太陽風照射による損傷（フレーることができたため，低バックグラウンドでの分析がキング）などによって He 濃集層が剥ぎ取られたとす可能となった．

れば，太陽風の値より低い He/ Ne 比を説明できる．

3.2

4

20

3

（3） 粒子が長期間（>10 yr）の太陽風の照射を受け太陽風起源希ガスと宇宙風化層ている場合には He の飽和による He/Ne 比の低下が起測定した試料は直径 40-60 μm の主にかんらん石か

こりうる．He が表面層に大量に存在するようになると，らなる粒子であった．試料重量は，はやぶさ試料の形

太陽輻射により最表層（<100 nm；アモルファス層）の3

状平均値 [16] と密度（3.4 g/cm ）の平均値から推定した（0.06-0.12 μg）．分析の結果，3 つの粒子全てから太陽
風の同位体組成を持つ希ガスが検出され（図 3）
，その
-2 4

ガス量（2-4 × 10

3

He cm STP/g，1-3×10

-4 20

Ne cm

3

STP/g）は月レゴリス試料や惑星間塵（Interplanetary■2013遊星人Vol22-2.indd

89

3. 真空ポンプから切り離した精製ラインで希ガスを抽出・精製し希ガス元素ごとに分離した希ガスを質量分析計に導入し，同様に真空ポンプから切り離した質量分析計で同位体分析を行う方法であり，非常に感度良く希ガス同位体分析ができる手法である．
4. 試料内部で発生した気泡による火ぶくれ状の材料剥離で，この剥離した部位をブリスターと呼ぶ．

2013/06/12

18:43:00

90

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013と考えられている．
レーザー段階加熱による希ガスのリリースパターン
は試料ごとに異なる（図 5）．＃ 0065 は 200 ℃でほとん
どの He を放出するが，＃ 0015 は 300 ℃を超える高温
で He を放出している．低温で放出される太陽風希ガ層）かまたは拡散距離が長い（粒子表面から深い）層に存在していたと考えることができる．従って，段階加
熱のリリースパターンは標的物質の素性と打ち込み粒子のエネルギーと質量に依存している．つまり，太陽風打ち込みによるはやぶさ試料表面での物質構造の変化は希ガスの放出過程に深く関わっており，上記のHe の選択的損失とも関連しているはずである．

-2

10

-3

10

-4

10

-5

6
5
4
3
2
1

10
-3
10
20Ne (cm3STP/g)

スは拡散速度がより遅い物質（例えば結晶質ケイ酸塩10(a) Helium(b) Neon

16
14

10

-4

10

-5

12
10

20Ne/22Ne

していると考えられる．一方，高温で放出される希ガ-1-6

スは拡散速度が速い物質（例えば非晶質なケイ酸塩層；[18]），または拡散距離が短い（粒子表面付近）層に存在

103He/4He (10-4)

れが He の打ち込み量と釣り合い，飽和状態に達する

4He (cm3STP/g)

温度が上昇し，He の拡散による脱ガスが起こる．こ

8
10

-6

200 300 CE

200 300 CE

200 300 CE[ #0015 ][ #0053 ][ #0065 ]6

図5： レーザー段階加熱法（200° C，300° C，Complete Extraction）によって抽出された3つのはやぶさ試料のHeと Neのリリースパターンと各温度フラクションでの同位体比．棒
グラフは希ガス濃度であり，各点（プロット）は同位体比を示す．

はやぶさ試料表面にみられる宇宙風化の痕跡は [8,9] で報告されている．STEM での観察によると，はやリムの特徴は太陽
風馬上ほか
照 射 の 程(2013)
度 を 反 映 し て お り，
図5

ぶさ試料表面には非常に薄いリムが存在し，層構造やComposite rim と Composite vesicular rim はより長い

4期間の太陽風照射の結果形成された宇宙風化層である

ナノサイズの Fe-metal，（Fe,Mg）S，ブリスタリングの 有 無 に よ っ て 3 種 類（Redeposition rim, Compositeと考えられる．

rim, Composite vesicular rim）に 分 類 さ れ る [9]．

上記の観察結果とはやぶさ試料中希ガスのリリース

Redeposition rim [9] は非常に薄い（2-3 nm）非晶質層パターン（図 5）を合わせて考えると，200-300 ℃で放が基盤物質の直上にある事から，3 つのリムの中でも出された希ガスは表層の非晶質層に捕獲されており，

宇 宙 風 化 の 度 合 い は 軽 い と 考 え ら れ る． 一 方，より高温で放出された希ガスはより深い一部が非晶質

Composite rim [9] や Composite vesicular rim [9] はそ化した層やブリスターに保持されていたと考えると整れぞれ 30-60 nm と 60-80 nm 程度の厚みがあり，表層合的である．低温で希ガスの放出が極めて少なかったには Redeposition rim と同様に薄い非晶質層があり，

粒子（#0015）については，剥がれやすい表層の薄い非その下に基盤物質の一部が非晶質化した層が確認でき晶質層が欠落していることが示唆される．#0053 からる．この 2 つのリムには Redeposition rim には存在しは 200-300 ℃で大部分の He が放出され，Ne は全てのないナノサイズの Fe-metal，（Fe,Mg）S が存在する．

温度フラクションで徐々に放出されている．これはこれらのナノフェイズはある程度厚い非晶質層にしかcomposite vesicular rim のような不連続な希ガスの濃存在しないため，より長い期間の宇宙風化作用を反映

集が無いことを示唆しているのかもしれない．これにしたものと考えられる [9]．また，Composite vesicular

対し，#0065 は He が 200 ℃と >1800 ℃で不連続に放rim の局所的に非晶質化した層にはブリスターが存在出されており，高温フラクションの He はブリスターしている．非晶質層中のブリスタリングは月試料でもから放出されたのかもしれない．

観察されており，打ち込まれた太陽風 He の飛程に相これら宇宙風化を経験した粒子表面の層構造とそこ当する領域にブリスターが形成されている [19]．はやに捕獲されている希ガス元素・同位体組成および濃度

ぶさ試料のブリスターも月試料同様に太陽風 He の打分布との関係を明らかにすることが宇宙風化層の形

ち込みにより形成されたと考えられる．上記の 3 つの成・進化の理解に必要なことは上記の議論からも明ら■2013遊星人Vol22-2.indd

90

2013/06/12

18:43:00

はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

91かである．太陽風照射による構造・組成変化は表面か能性がある．[21] によると，
直径 10 km 以下の天体では，

ら数十 nm という局所で起こっているため，従来の希微小隕石衝突などによるレゴリス層の形成とレゴリス

ガス同位体分析では検出感度及び空間分解能が足りな粒子の脱出のタイムスケールが同程度であるため，厚い．そこで 100 nm 以下の局所希ガス同位体分析がでいレゴリス層が形成されないことが予想されている．

きる二次イオン質量分析装置”LIMAS”[20] を用いれこれはリモートセンシングによる観測と整合的に思わ

ばはやぶさ粒子表面で起きていた現象がどのようなもれる．このような天体表面のマクロな環境について，のであったかを解明できる可能性がある．

[9] で議論されているようなミクロな過程からの推察

3.3と太陽風及び宇宙線照射年代について併せて議論を進

銀河宇宙線照射の痕跡

めていくことが重要だろう．
20

先に述べたように太陽風起源の Ne 量から見積もった太陽風照射年代は 150-550 yr であった．太陽風は珪酸塩鉱物ではすぐに遮蔽されるため，この年代はイ
トカワ表面の微粒子が直接太陽風を浴びた期間を示す．

4. 太陽風起源希ガスの局所分析への期待と展望
はやぶさ試料の希ガス同位体分析は太陽風照射とそ

しかし，レゴリス層の厚さやガーデニングの規模など， れに伴う He/Ne 間の分別を明らかにした [11]．しかし，天体表層でのマクロな現象を評価するには適さない．

希ガス分析は粒子一粒ごとの結果であり STEM 観察

そこで，銀河宇宙線（飛程～数 m）や太陽宇宙線（飛程との直接比較を行うには希ガス分析事前に STEM 観< 数 cm）によって生成される希ガス同位体をもとに，察を行うなど，分析方法の工夫が必要である．一方，その照射期間（宇宙線照射年代）を見積もってみる．

最近開発されたポストイオン化二次イオン質量分析装

Ne の同位体比は図 3 に示したように太陽風の値に

置 LIMAS（図 6 [20]）を用いることで，希ガス同位体分

ほぼ一致し，測定誤差を超えた太陽宇宙線や銀河宇宙

析を数十 nm スケールの空間分解能で行うことが可能

線 の 寄 与 は 見 ら れ な か っ た． そ こ で， 測 定 さ れ たとなり得る．

21

22

69

Ne/ Ne 比の平均値から 2 σ高い値を同位体比の上

LIMAS は Ga イオンを固体試料表面に照射し，ス限値と仮定して，それぞれの粒子について宇宙線照射

パッタされ遊離した原子や分子をフェムト秒（fs）レー21

起源 Ne 濃度の上限値を計算した．得られた値は，ザーによって非共鳴多光子吸収ポストイオン化ができ-9

る二次イオン質量分析装置である．この装置は主に#0015，#0053，#0065 で そ れ ぞ れ 109，49，13×10
3cm STP/g であった．
21

太陽宇宙線による Ne 生成率は物質の極表面で最大で，その貫入深さに従って急速に減少する．一方，
銀河宇宙線による生成率は表面から緩やかに上昇し2

50 g/cm 程度の深さで極大となる [13]．これら 2 つの効果を合算した生成率は最表面での最大値（5.20×-93

2

10 cm STP/g/Myr）から急激に減少して 5 g/cm あたりでの極小（1.65 × 10

-9Ga-FIB (Ion source)

Detector

Blanker unit

Aberration
corrector

3

cm STP/g/Myr）を過ぎると緩やかに増加する．3 つのはやぶさ試料から宇宙線照射年代の最小値を求めると，#0065 の 2.5-7.9 Myr が得られる．このことは，分析されたはやぶさ試料の母2

天体表面（<400 g/cm ）での滞在期間が 1 千万年よりも短いことを示しており，月のレゴリス試料の多くから報告されている数億年を超える年代 [14] と比べると非常に短い．これはなぜだろうか？一つの可能性は，イトカワの脱出速度が 0.2 m/s と小さいため，表面のレゴリス粒子は宇宙空間に絶え間なく放出されている可■2013遊星人Vol22-2.indd

91

fs laser optics
SampleMULTUM II

図6： LIMASの 概 略 図． イ オ ン 源 のGa-FIB， 一 次 イ オ ン を パ
ルス化するためのブランカーユニットと色・球面収差を補正するための12極8組の収差補正装置，超高真空チャ
図6. 馬上ほか(2013)
ンバー内にあるサンプル，イオンを質量分離するための
MULTUM IIが設置されている．一次イオンによってスパッタされた粒子は効率よくfsレーザーによりポストイオン化
され，質量分析装置に導入される．

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92

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

Concentration (atoms/cm2)

Concentration (atoms/cm3)

4He 4.20 keV (2.1 x 1015 atoms/cm2 )Measured data

20Ne 20.97 keV (1.7 x 1013 atoms/cm2)

22Ne 23.07 keV (1.3 x 1012 atoms/cm2 )Calculation

Depth (nm)Depth (nm)

図7. 馬上ほか(2013)
図7： He注 入 試 料（n型Si）の 深 さ 方 向 分 析 結 果 とTRIMに よ る
44
16
He注入シミュレーション結果． He照射積算量は2×10
2ions/cm で注入エネルギーは30 keV．

図8.
馬上ほか(2013)
図8： TRIM を用いた
He，
Ne， Neのイオン注入深さ方向プロ
ファイルの結果．イオンの速度は太陽風の平均的な速度である450 km/sで，図中のエネルギーがそれに対応する．
イオン照射積算量は[11]の希ガス量を50μm径の球粒粒子に照射した状態を仮定した．

Ga イオン源，多重周回型質量分析計，fs レーザーでたものを示している．スパッタによってあけられた穴構成されている．液体ガリウムイオン源（Ga focusedの深さは 3D レーザー顕微鏡によって測定した．現在

ion beam：Ga-FIB）は高い空間分解能を達成するための He 検 出 限 界 は 10に用い，Ga-FIB によってスパッタされる．しかし，に対応する．また，深さ分解能は 3 nm 程度である．

パルス状の Ga-FIB（パルス幅～200 ns）によってスパ

図 8 に TRIM によるはやぶさ試料（オリビン粒子を想ッタされ，イオン化される粒子は極めて少ない．そこ

定）の太陽風打ち込みシミュレーションを示す．このでスパッタされた中性粒子を fs レーザーによって効結果によるとイオン注入深さは He でピーク濃度が 4

4

4

20

18

22

3

atoms/cm で， お よ そ 50 ppm

4

20

3

atoms/cm で表面から 30-40 nm 程度の位置に率的にイオン化し，そのイオンを飛行時間型の質量分× 10析計によって質量スペクトルを取得する．この fs レー

打ち込まれている．これだけの濃度の He が粒子内にザーによってイオン化ポテンシャルが高い He で～存在していれば，はやぶさ試料の LIMAS による He

10%，Ne ではほぼ 100% のイオン化ができる [20]．た

深さ方向分析は原理的に可能であるといえる．今後，だし，fs レーザーによるポストイオン化はそのイオン

低エネルギーの照射試料の実験で分析可能なことを確化領域（～50 × 50 × 50 µm ）にある粒子をすべてイオ

3

認した後，はやぶさ試料の分析を行う予定である．まン化させるため多元素同時分析ができる一方，そのマ

た，Ne は He よりイオン化効率が良いことを考えるとススペクトルは互いのイオンが妨害しあい非常に複雑

10で定量性に乏しいスペクトルになってしまう．それをぶさ試料の Ne， Ne ピーク濃度はそれぞれ 3×10 ，

4

17

3

atoms/cm まで検出ができると期待される．はや
20

17

22

18

3

22

atoms/cm 程度なので Ne に関してはピーク

避 け る た め に LIMAS で は 多 重 周 回 型 質 量 分 析 計

2 × 10MULTUM II を用いることで目的の同位体の単離を行位置を確認できる程度の分析になってしまうかもしれい，高精度の定量分析を行うことができる．

ない．しかしながら He， Ne の深さ分析は深さ 80

4

上記の通り，LIMAS はこれまで不可能だった He，
Ne の 100 nm 以下での分析が可能である．これをはやぶさ試料に適用することで，He の深さ方向分析が可
4nm まで測定可能なので粒子表面での軽希ガスの挙動を明らかにすることは可能であると考える．
4

20

He， Ne の深さ分析が可能になれば，上述した個々

2

能である．図 7 は Si ウェーハに He を 2 × 10 ions/cmの粒子表面からの He/ Ne 比及び Ne/ Ne 比の深さ

注 入 し た 試 料 の 深 さ 方 向 分 析 結 果 と TRIM
（theプロファイルから，太陽風と物質との相互作用の理解

Transport of Ions in Matter）
によってシミュレートしがさらに深まるはずである．LIMAS による分析で解■2013遊星人Vol22-2.indd

92

16

20

4

20

20

22

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はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

明が期待される結果として以下の 3 つが考えられる．

[9] Noguchi, T. et al., 2013, M&PS, in press.

（1）風化の度合いと太陽風照射年代を組み合わせるこ[10] Keller, L.P. et al., 1997, GCA 61, 2331.

とで宇宙風化の経年変化を明らかにする．これは粒子[11] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.

2

表面領域 1 μm のイオン照射積算量を LIMAS 深さ分
析によって定量し太陽風の暴露年代を求める．その穴

93[12] Caffee, M.W. et al., 1988, in Meteorites and the Early
Solar System.

を基準に FIB 加工し，ほぼ同位置の微細構造を調べる[13] Wieler, R., 2002, Rev. Mineral. Geochem. 47, 125.

ための透過顕微鏡（TEM）用試料を切り出す．その試[14] Wieler, R., 2002, Rev. Mineral. Geochem. 47, 21.

料を TEM 観察することによって太陽照射年代と宇宙[15] Yada, T. et al., 2013, M&PS, in press.

風化の度合いを直接比較することができる．（2）はや[16] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.

ぶさ試料等の宇宙風化を受けている粒子表面の深さ方[17] Grimberg, A. et al., 2008, GCA 72, 626.

向分析を行うことで He，Ne 分布を決定し，その分布[18] Ozima, M. and Podosek, A., 2002, Noble Gas

を TRIM によるイオン注入シミュレーションと比較

Geochemistry (New York: Cambridge University).

することによって粒子表面からの希ガス脱離機構が解[19] Carrez, P. et al., 2002, M&PS 37, 1599.

明されるはずである．これは深さ方向の高い空間分解[20] Ebata, S. et al., 2012, SIA 44, 635.

能と，Ne の定量のためにより高い分析感度を必要と[21] 道上達広，2000，遊星人 9，186．

するが，これまでに TEM 観察によって見いだされた
様々な表面構造を理解するための相補的な情報になるはずである．（3）上記二つの分析法を組み合わせて希ガス注入深さイメージを取得することで太陽風打ち込
み分布を三次元的に決定し，複雑な太陽風打ち込み，表面剥離の素過程を可視化する．以上の軽希ガスの挙動が明らかになれば，宇宙風化の物理解明に貢献できるはずである．

謝 辞
独立行政法人物質・材料研究機構坂口勲博士に本論
4

文中の He 注入試料を作製していただきました．また，査読者の中嶋大輔博士には有益で建設的なコメントを数多くいただきました．心より感謝致します．

参考文献[1] Michel, P. et al., 2009, Icarus 200, 503.
[2] O’Brien, D.P. and Greenberg, R., 2005, Icarus 178,
179.
[3] Abe, M. et al., 2006, Science 312, 1344.
[4] Okada, T. et al., 2006, Science 312, 1338.
[5] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.
[6] Yurimoto, H. et al., 2011, Science 333, 1116.
[7] Nakamura, E. et al., 2012, PNAS 109, E624.
[8] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.

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94

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」「はやぶさ」粒子の有機化合物分析と「はやぶさ２」
奈良岡 浩

1（要旨）小惑星探査機「はやぶさ」が持ち帰った粒子の有機化合物分析に関する顛末について記述した。Ｓ型
小惑星表面上に有機化合物が存在するかはおもしろい問題であるが，今のところ，はやぶさ粒子にイトカワ
固有の有機物は発見されていない．これからの「はやぶさ２」や NASA
「OSIRIS-REx」計画に期待するとともに，このような惑星物質研究を成功させるためには，長期の視点で積極的な若い研究者を育てることが必須である．

1. はじめにその同位体比を研究していた．
「はやぶさ」計画のサイエンスリーダーであられた宇宙研・藤原顕教授から2010 年 6 月に帰還した「はやぶさ」が持ち帰った粒「小惑星から物質を持ち帰ったら何を研究したいか，

子の有機化合物分析を担当させていただいた [1]．現

そしてその意義は何か」話してほしいと要請され，8時点では残念ながら，はやぶさ粒子にイトカワ固有の

月のある暑い土曜日に相模原の宇宙研でセミナーをお有機物は発見されていない．そもそもＳ型小惑星表面

こなった．その当時のターゲット天体は 4660 ネレウ

上に有機化合物が存在し得るかはおもしろい重要な問スであり，もしかしたら炭素質な表面を持つかもしれ題であるが，それについては後述する．2003 年 5 月のないと言われていた．そのような観点から筆者にセミ打ち上げ以来，幾多の困難を乗り越え，小惑星物質のナー依頼があったようだ（単に，相模原と八王子が近サンプルリターンという人類初の快挙を成し遂げた宇いだけかもしれないが）．

宙研の研究者をはじめ，プロジェクトメンバーの皆様

セミナーの多くの部分は忘れたが，地球環境に置かに敬意を表する．「はやぶさ」を契機として，「はやぶれる前の宇宙有機化合物を分析し，とくに，地球外ア

さ 2」や NASA「OSIRIS-REx」計画が進行中で，アポロ

ミノ酸の右左（D,L）の優位性をはっきりさせたいこと

計画以来の惑星探査による新しい太陽系物質科学が始を話した．当時，地球外有機物の研究はほとんどがまった．本稿では筆者の個人的立場から，「はやぶさ」

1969 年 に オ ー ス ト ラ リ ア に 落 下 し た 炭 素 質 隕 石

計画への関わり，「はやぶさ」粒子の分析計画と実際，

Murchison（CM2）を用いて行われていた．落下後回収

さらに太陽系物質に含まれる有機化合物を研究する意

され，すぐ分析された研究ではアミノ酸は DL 体等量義，「はやぶさ 2」への期待などについて記したい．

混合物のラセミ体化合物として存在すると報告された[2]．しかし，落下から 20 年後に，同位体比も含めて

2. MUSES-C計画

分析されたアミノ酸は L 体過剰であった [3]．筆者が南極氷床上で採集した Asuka881458 のアミノ酸につい筆者が最初に小惑星サンプルリターン計画に関わっても，帰国後すぐに分析したときにはほぼラセミ体でたのは 1995 年であり，当時，東京都立大（現，首都大あったが，数年後の分析では L 体過剰であった．この東京）で地球環境試料や炭素質隕石中の有機化合物とL 体過剰は地球上での汚染であるとの見方が一般的で

1. 九州大学大学院理学研究院 地球惑星科学部門
naraoka@geo.kyushu-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

94

あった．アメリカでの学会において，Asuka881458 の結果について報告した時も，地球上での汚染を受けて2013/06/12

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「はやぶさ」粒子の有機化合物分析と「はやぶさ２」／奈良岡

95

いない試料とのコメントをもらった．しかし，1997

ュレーション作業がいかに大事であるかという認識を年に Murchison 隕石から地球上の生命が用いていない持った（配布試料にこれらの化合物を意図的に混入さアミノ酸に L 体過剰が報告されたことから [4]，地球外せた可能性もある）．審査はどういう基準でおこなわ

アミノ酸は L 体過剰であるとの考えが主流になっていれたかは知らないが合格という評価で初期分析に参加

る． こ の よ う な 経 過 は 2000 年 に カ ナ ダ に 落 下 し た

できることになった．審査コメントとして，2 段階レ

Tagish Lake 隕石でも同じであり，落下後すぐの分析

ーザー質量分析などで化合物の局所分析を考えてはとではアミノ酸はほとんど含まれないと報告されたがいう意見があったが，当時そのような分析装置は米国[5]，10 年後に行われた分析では L 体の大過剰が報告さスタンフォード大学に自作 1 台があったのみで，分析れている [6, 7]．これらは隕石中の不均一性のためとの対象化合物はイオン化されやすいものに限られておされている．地球外有機物の研究にとって，左右対掌り，事実上，PAH しか分析できない．現在でも，ほ体の優位性は，生命を構成する有機化合物とも関連しとんどの有機化合物研究は溶媒を用いて抽出物について，最も謎の多い興味深い未解決な問題である．

て解析されている．特に，アミノ酸についてはその多

その後，ロケット計画の遅れから，MUSES-C の対

くの部分が水による抽出物を酸加水分解することによ

象天体はネレウスから 1989ML に変更され，さらにりアミノ酸となる前駆体有機物として存在しているの1998SF36（イ ト カ ワ）と な っ た．2003 年 5 月 9 日 ので，抽出分析に頼らざるを得ないのが現状である．

MUSES-C 打ち上げ時はちょうど学部の授業中で，「今，日本の小惑星探査機が人類初となるサンプルリターン

4. 小惑星イトカワ上の有機物を目指して打ち上げられたところです」と学生に話した記憶がある．

イトカワはＳ型小惑星であり，隕石では LL5-6 コン
ドライトに相当することがはやぶさからのスペクトル

3. 分析コンペティション

観測から明らかになっていた [9, 10]．岩石学タイプ
5-6 の隕石は一般的に高い変成温度（600～950 ℃）を経MUSES-C の打ち上げ前に，リターン試料を想定し験しており，有機物などからなる揮発性元素は元々あた分析コンペが開催された．これに参加し，合格評価ったとしても，変成過程で完全に失われていると考えを受けなければ初期分析に参加できないということでるのが普通である．しかしながら，イトカワ形成後のあった．下山晃教授（当時，筑波大）を代表とし，三田表面に彗星塵などを含む炭素質粒子が宇宙空間から降肇さん（当時，筑波大），古宮正利さん（当時，地調），

り注いでいただろうし，太陽から揮発性元素からなる筆者の 4 名でチームを編成し，有機化合物分析の計画

CN などがイトカワ表面粒子に打ち込まれた（インプを立てた．アミノ酸や多環芳香族炭化水素（PAH）のランテーション）可能性もある．実際，原田馨筑波大

有機化合物と，炭素含有量と安定同位体比の分析をす

名誉教授（当時，マイアミ大学）
により，アポロ計画でることとした．MUSES-C 模擬試料として，サンプル持ち帰られた月表層土壌約 1 g の水抽出物を加水分解

1D と 2D の 2 種類の粉末試料それぞれ約 100 mg が宇したものにグリシンやアラニン，アスパラギン酸など

宙研より配分された．それぞれガラスバイアルに入っのアミノ酸が ppb レベルで検出された [11]．この結果ており，テフロンバックに包まれていた．標準試料とは後年，高感度蛍光検出を用いた高速液体クロマトグ

して Murchison 隕石とブランク試料も合わせて，2000

ラフィー（High Performance Liquid Chromatography,

年秋に試料調製を筑波大のクリーンルーム内でおこな

HPLC）による追試でも確かめられ，原田教授は月アい，化合物の質量分析を筑波大で，同位体比分析を都

ミノ酸研究のパイオニアであると論文中で賛辞を送ら立大でおこなった．分析結果は公表されているが [8]，れている [12]．月土壌から，はっきりとした炭素質粒配分された試料には生体構成 L- アミノ酸や機械油な子が見つからないことや土壌粒子から太陽からのインどに用いられる炭素数 25 程度までの奇数偶数優位性

プランテーションによる可能性が強い HCN などが検のない n- アルカンが入っており，配布時にはすでに出されたことから，これらが反応してアミノ酸前駆体

地球由来有機物の汚染を受けていた．試料の履歴やキになったと思われる．また，炭素質隕石や彗星などが■2013遊星人Vol22-2.indd95

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

月面に衝突した際に蒸発した有機物が残存した可能性あった（議論を終えて，真夜中の山陽道は高速トラッも指摘されているが確固たる証拠はない．これらアミクばかりで非常に怖かった）．放射光を用いたトモグノ酸などの有機化合物の存在量は低すぎて，同位体組

ラフィーや XRD では，試料粒子を最初に，有機樹脂

成は測定されたことがないので，月表層アミノ酸の成に包埋することから始まるので，有機化合物分析は一因については未だに決着していない．

連の操作の中の一番上流に入れてくれるように主張しいずれにしても，ターゲット天体が S 型小惑星であた．一方で，有機分析の際には大気や溶媒に晒される

るイトカワに変更になっても，表層に有機化合物が存ので鉱物の宇宙風化の研究にはマイナスとなる．分析在するかどうか分析してみる価値はあるということで，の対象・手法が異なると，相互に影響が出てくるので，分析チームには残っていた．

話し合いが幾度となく繰り返された．初期分析に供される試料量が数十 mg，数 mg，粒子毎のそれぞれの場合の分析フロー作成では圡山さんのご苦労は相当な

5. はやぶさ帰還延期ものであっただろう．
ご存じのように当初の計画では，はやぶさ地球帰還

粒子受け入れとキュレーションのための施設の建設

は 2007 年 6 月であったが，2010 年に延期となり，また，も始まった．有機分析の立場からクリーンルームの設採取量もかなり少ないだろうということで，分析チー

計に関して，何度か宇宙研に呼ばれて，藤村彰夫・加ムの再編成をおこなうこととなった．初期分析コンペ

藤学両教授，平田岳史さん（当時，東工大；現，京大），

ティッションに参加した 8 チームのうち，7 つの大学

香内晃さん
（北大）
と議論させていただいた．あまり役

連合が大学コンソーシアムチームとされた（表 1）．圡

に立つ仕事はできなかったが，真空系では油ポンプは山明さん（当時，阪大；現，京大）を代表として，種々用いないこと，用いる器具の有機物汚染を除くベーキの一連の分析の流れの中で有機化合物分析をおこなう

ング炉の設置，有機溶媒を扱う専用のクリーンルーム

こととなった．構成は北大から九大までであったので，とベンチの設置，使用する有機物はテフロンコーティ

繁く集まって分析計画を練る必要があった．筆者は当ングのものをお願いした．真空に引いているのだから，時， 岡 山 大 に 異 動 し て い た の で， 鉱 物 グ ル ー プ のその空間はきれい（汚染がない）と考えがちであるが，SPring-8 での実験の合間に，計画を話し合ったことも低圧化で蒸気圧をもつ油炭化水素はポンプで引いてい

表1：「はやぶさ」粒子初期分析の大学コンソーシアムチーム一覧

1
2

3
4

5
6

7

氏名（*代表）海老原 充*
関本 俊
北島 富美雄*小嗣 真人
大河内 拓雄圡山 明*
上杉 健太朗中村 智樹*
野口 高明
田中 雅彦
長尾 敬介*
岡崎 隆司
奈良岡 浩*
三田 肇
浜瀬 健司
福島 和彦
圦本 尚義*

所属
首都大・理工京都大・原子炉
九州大・理JASRI/SPring-8
JASRI/SPring-8
大阪大・理JASRI/SPring-8
東北大・理
茨城大・理
物質・材料研究機構
東京大・理
九州大・理
九州大・理
福岡工大・工九州大・薬名古屋大・農北海道大・理元素組成

分析項目

高分子有機物質の有無と構造
粒子の3次元形状および3次元内部構造
鉱物の種類と存在度，全岩元素組成
岩石組織と鉱物元素組成
太陽風および宇宙線起源希ガスの存在量と同位体組成に基づくイトカワ表面環境
有機化合物の有無と種類

同位体組成，微量元素組成

注 JAXAから当初公表された名簿で，実際に参加した人数は表より多く，NASAから Zolensky氏，Sandford氏も参加している．

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「はやぶさ」粒子の有機化合物分析と「はやぶさ２」／奈良岡

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る全空間に広く遍く行き渡り，吸着されて大きな汚染

とんどマシンタイムが取れなかったし，有機物のイオとなる．一般に，微量無機化学元素の分析者は施設・ン化には一次イオンビームとして Au イオンがよい．

容器に金属やガラスを使用することを極端に嫌がるが，そこで，有機物の ToF-SIMS を専門に分析を開始され微量有機化合物を分析する我々は有機素材を嫌い，ていた名古屋大学の福島和彦教授と齋藤香織さん（現，450～500 ℃で数時間，加熱処理したガラス器具を用京大）のお世話になって，炭素質隕石の ToF-SIMS 分

いる．プラスチックなどの可塑剤として広く用いられ，析も検討し始めた．

環境中に普遍的に存在するフタル酸エステル類は容易に検出される．有機物分析に用いる唯一の有機素材は

6. はやぶさ粒子の有機化合物分析

テフロンであるが，高価で硬くて扱いにくい．キュレーション施設が完成して，作業する段階になって有機

2007 年に筆者は九州大に異動し，炭素質物質のラ用のクリーンルームは 2 人が入って作業するには非常マンスペクトルや赤外分光スペクトルを担当する北島に狭い空間であることに気付かされた．設計時の，私

富美雄さんと分析作業の流れを同じ建物でおこなうこの主張が足りなかったことを反省している．

とができることとなった．また，福岡工大に三田さん

より少ない試料で有機化合物分析をおこなうためのが異動していたので，有機化合物分析を自分だけの作検討も順次行った．それまでは，隕石中のアミノ酸分業でおこなわずにすんだ．分析最中に常時，間違いが析には数 100 mg 以上の試料を用いることが一般的だ

ないかチェックし，記録を残しておいてくれる共同研ったが（現在もそうである），高感度蛍光検出による液究者は必須であるので助かった．さらに，鉱物の中村体クロマトグラフィーにより，西村佳恵さん（当時，智樹さん（現，東北大），希ガスの岡崎隆司さんもいた

岡山大・九大院生）が苦労して，数 mg の炭素質隕石

ので，粒子分析に関する議論もしやすくなった．とく-12

粒子を用いて，サブピコ（10 ）モルオーダーでのアミに，両氏はキュレーション施設が完成してから，はやノ酸分析を可能にしてくれた．単なる純粋なアミノ酸

ぶさ粒子受け入れのために ISAS にほぼ常駐していた-15のフェムト（10 ）モル程度の蛍光分析は難しくない．

ので，分析のための進行状況を把握することができた．

しかし，実験室内で隕石を熱水抽出し，塩酸で加水分

2010 年が明けた頃には，最終的に粒子毎の分析ス解を行い，さらに誘導体化をおこなってからの実際のキームが現実的になり（実際にそうなったのだが），粒分析では，いかにバックグラウンドを低く抑えるかが子径で 50～100 µm 程度 1 粒を念頭においた水を使用分析の成否を決める．分析のバックグラウンドをゼロしない有機化合物分析をする必要に迫られた．重量でにすることは残念ながら不可能である．高感度にすれいうとマイクロｇ以下であり，µg 以下の試料で ppb

ばするほど，グリシンやアラニンなどの地球上に遍くレベルの化合物を検出するにはサブフェムトモル
（10

存在するアミノ酸のピークがバックグラウンドに必ずモル以下）の分子を検出することになり，今まで開発

現れる．g 単位の試料を用いて，ppb レベルで存在すしてきた分析法ではほぼ不可能な分析であった．幸い，るアミノ酸を分析することは可能でも，mg 単位の試

九大薬学部には二次元 HPLC を駆使して生体 DL- アミ

料で ppb しか存在しない化合物を分析するのは至難のノ酸の世界最高感度での蛍光分析を達成されていた浜業である．

瀬健司さんがいらしたので，ご協力をお願いした．何-15

また，分析コンペでは念頭に置いていなかった溶媒

度か理学部と薬学部を往復し，分析のバックグラウン

抽出に依らない有機化合物分析の検討も必要と感じた．

ドを可能な限り下げる方法を考え，実際の分析に備えある企業が持つ飛行時間型二次イオン質量分析計

た．もし，ppm レベルのアミノ酸を含むような炭素（Time of Flight-Secondary Ion Mass Spectrometer,

質隕石のような粒子が発見されれば，µg 程度の粒子 1

ToF-SIMS）を使用させてもらって，一次イオンとしつでアミノ酸分析が可能になった．

て Ga イオンを炭素質隕石に照射して高質量分解能分

有機化合物分析は九大で北島さんによる粒子のラマ析をおこなった．有機フラッグメントイオンが得られ

ン分光と赤外分光スペクトル測定後に，粒子を理学部ることはわかったが，イオン化されるものは限られて

本館の 4 階から 3 階に移動して行うこととし，宇宙研

いた．企業の ToF-SIMS 分析は非常に人気が高く，ほからはやぶさ粒子を移送する容器が必要になった．移■2013遊星人Vol22-2.indd97

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送容器をそのまま測定容器としたいとの北島さんの希した．キュレーション施設の皆さんには感謝するのみ

望で，10 mm × 10 mm，厚さ 0.7 mm のダイヤモンドである．

に 0.5 mm 直径で深さ 0.25 mm の円筒溝が 8 個あるダ

九大に戻ってからは北島さんの分光分析終了を待っ

イヤモンドホルダーを作成し，その溝にはやぶさ粒子て，日曜夜 10 時頃に溶媒抽出を三田さんとクリーンを入れて移送する計画を立てた．分析の流れで，有機

ベンチ内に設置した実体鏡下でおこなった
（図 1）
．溶

化合物分析もその溝内で行うこととし，実際に粒子の媒抽出後の粒子は月曜午前には放射化分析のために海溶媒洗浄が可能かどうか検討するため，ダイヤモンド

老原充教授（首都大東京）にわたすことになっていたの板にダイヤモンドドリルで直径 0.5 mm の円溝の作成

で，原子炉でのマシンタイムの制限から時間的余裕はをおこなった．ダイヤモンド板上でダイヤモンドドリ

なかった．何度か練習はしていたので，抽出自身は 1

ルが滑り，予想以上に多大な時間を要することとなっ時間程度で終了した．実体鏡下で見たイトカワ粒子はたが，どうにか試験に使える 1 個だけは作成することキラキラと輝いており，何か神秘的なものを感じた．

ができた．ダイヤモンドとダイヤモンドを擦りあわせ

配 分 さ れ た5個 の イ ト カ ワ 粒 子（RA-QD02-0017,

ると，黒い粉（グラファイト）が魔法のように出てくるは 30 µm ～200 µm で，主要-0033, -0044, -0049, -0064）という熱力学を実感した．作成した円溝に模擬粒子を構成鉱物はカンラン石であり，北島さんによるラマン

入れ，溶媒をマイクロシリンジで注入して粒子を洗浄

分光スペクトルでも炭素質隕石に含まれるような不溶して，そのまま引き上げることは予想通りうまくいっ

性有機物は検出されなかった [13]．-0033 と -0049 粒子

た．実際の宇宙研からのはやぶさ粒子の移送に用いるの抽出物はそれぞれアミノ酸分析に用い，残りの 3 つ

ダイヤモンドホルダーは外注により作成してもらった．

の粒子の抽出物は合わせて石英板に塗りつけて ToF-

宇宙研キュレーション施設のクリーンルーム内ではSIMS 分析に使用した．ダイヤモンドホルダーの合計

やぶさ粒子をダイヤモンドホルダー円溝に収容する作

8 つの円溝のうち，5 つにはイトカワ粒子が入っており，業には藤村彰夫教授，石橋之宏さんをはじめ多くの残りの 3 つの溝は空だったので，その溝を同じように方々にお世話になった．ダイヤモンドホルダーを有機溶媒で洗浄し，粒子に対する同じ操作をおこない，分溶媒および超純水で洗浄・乾燥・組立するのに約 3 日

析ブランクとした．実際の分析データは Geochemical

間かかり，リハーサルを含めて何度か行った．静電マ（http://www.terrapub.co.jp/journals/
Journal のサイト

ニピュレーターを使った粒子の移動は藤村教授にお願

GJ/pdf/free/4601/46010061）から自由にダウンロード

いし，静電気で粒子は動き回って収容が困難で，5 個できるので参考にしてほしい．結果はアミノ酸蛍光分の粒子を収容するのに丸々2 日を要した．藤村教授の析にしても，ToF-SIMS 分析にしても，分析時のバッ

心身はたいへんお疲れになったことと思う．作業が終クグラウンドを有意義に超えるような量は検出されな了したのは真夜中で，次の日の朝一番の電車と新幹線かった．一方で，同時に行った CM2 南極隕石であるで，相模原から福岡まで粒子を北島さんと 2 人で移送

Yamato791191 の約 50 µm の粒子 3 個を塩酸抽出した

図1： ダイヤモンドホルダーの円溝での粒子洗浄操作．ダイヤモンド板の直径500ミクロンの円溝中のはやぶさ粒子にマイクロシリンジを用いて溶媒を注入（左）して粒子を洗浄し，さらに溶媒を用いて洗浄液を回収（右）している様子．（福岡工大・三田さん写真提供）■2013遊星人Vol22-2.indd98

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「はやぶさ」粒子の有機化合物分析と「はやぶさ２」／奈良岡

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分析では，グリシン，ほぼラセミ体のアラニン，およ

小惑星の反射スペクトルは波長 0.9 〜 2.4 µm の近赤外

び地球上にはあまり存在しないα- アミノイソ酪酸が領域が平坦である（例えば，[14]）．そのような特徴的

ppm オーダーで検出された．アミノ酸分析では水抽

なスペクトルを示さない小惑星には他にもＣ型のサブ出が有効であるので，水抽出をおこなっていない本研グループとも言えるようなＧ型やＢ型などがあり，加究の論文報告では preliminary analysis という題目に熱を受けて水をほとんど失い , 炭素も有機物というよさせていただいた．ただし，水抽出して数 ppb レベル

りはグラファイトとして存在している可能性もある．

のアミノ酸が入っていたとしても，試料量が 1 µg 程

また，我々が手にしている炭素質隕石にも CI, CM,

度では現段階では検出は難しい．よって，今回の分析

CR, CV, CO, CK, CH, CB などのサブグループが存在

結果として，イトカワ粒子には有機化合物は検出されし，隕石母天体となる小惑星との関係はよくわかってず，もし存在していたとしても ppm 以下の量である．

いない．はやぶさ 2 ミッションによって，これら複雑分析結果は 2011 年 3 月の LPSC で藪田ひかるさん（阪

な対応関係が明らかにされる可能性が高い．

大）によって発表された（筆者は入試作業で出席できな

また，太陽系小天体の有機物・水をはじめとする揮かった）．また，2012 年 8 月のロンドンでの国際隕石

発性物質を研究することは，我々地球における海・生学会でも発表したが，アメリカの隕石アミノ酸の研究

命の起源を探求することにつながる．水・有機物を構者から蛍光分析のみではなく，質量分析もおこなうべ成する元素である H, O, C, N は宇宙で最もありふれたきとの指摘を受けた．地球上の生体構成 20 種アミノ元素であり，太陽系元素存在度においても，希ガスで酸とは異なり，隕石中には DL 立体異性体を別として，

ある He, Ne を除くと，原子数で上位 4 つを占める．し構造異性体をもつ 70 種以上のアミノ酸が存在するのかしながら，現在の地球海洋に存在する水の質量はで，質量分析は必須である．

1.4 × 10 kg であり，地球質量の 0.023 wt% でしかない．

21

マントル岩石中に存在する水を海水の 10 倍と見積もっても 0.23 wt% と非常に少ないことがわかる．地殻

7. はやぶさ2計画の代表的な元素である Si で規格化してみると，地球-2

はやぶさ 2 が向かう 1993 JU3 はＣ型のスペクトル

表層では H/Si ＝ 2.7 × 10 であり，太陽系存在度 H/Si

タイプに属する炭素や水などの揮発性物質に富む表面＝～3 × 10 に対して，約百万分の一まで枯渇している．

を持つ小惑星と考えられている．将来，人類が宇宙空

炭素についても同様で，
現在の地球表層（地圏・大気圏・間に飛び出し，Ｃ型小惑星表面に訪れた時に資源とし生命圏）に存在する見積炭素量は約 1 × 10て利用できる水は本当に存在するのであろうか．Ｃ型

球質量の 0.0017 wt% である．近年，研究が進みつつ

4

20

kg で，地Solar CO [19]







¹

IDPs [23]



º

Micrometeorites [22]



»

Star dust [21]



»

Ordinary chond. [20]

»



Enstatite chond. [20]

Terrestrial C

Carbonaceous chond. [16]





Comet C2, CN, HCN etc. [24]

¹

Solar [18]

13C(‰ vs. VPDB)

º

図2： 地球外物質の炭素同位体組成．記号はおおよその中央値，[ ]内は参考文献番号を示す．

$ð¼(p,nÍl}~JQ3
*6,.<I?HK3N

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100

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

ある Deep Carbon（深層炭素）の存在量が表層の 10 倍は炭素質な小惑星 1999 RQ36 からのサンプルリターだとしても 0.017 wt% とその存在量は少ない．太陽系ンを目指し，始原天体と生命の起原（Origins），小惑

存在度での C/Si ＝～10 に対して，地球表層では C/Si

星のスペクトル解釈（Spectral Interpretation），資源-3＝ 1.7 × 10 と約六千分の一まで枯渇している．つまり， の同定（Resource Identification），
地球の安全（Security）
地球上では満ちているように思われる水・生命も宇宙を目的とした岩石採取探査機（Regolith Explorer）
で，や太陽系全体からみると，極めて限られた量の HOCN

科学目的は事実上はやぶさ 2 と同じである．失敗に終からなっていることがわかる．例えば，水 10 wt% とわったが，一昨年にロシアがサンプルリターンを目指

炭素を 1.3 wt% を含む典型的な炭素質隕石が地球質量した火星の衛星フォボスも炭素質な表面からなる．よ

22kg）だけ地球上に降り注げば，

り始原的な天体を探査したいという思いは世界共通の地球表層の水・炭素の現在量に相当する量になる．こようだ．宇宙研のはやぶさ MkII にも期待したい [17]．

の 0.2 wt% 分（1.4 × 10のように太陽系レベルでいうと極めて存在量の少ない

筆者が小惑星サンプルリターン計画に出会ってから地球上の水の起源は未だに謎である（例えば，[15]）．

20 年弱が過ぎた．惑星探査計画は人類にとって大いこのように少量の地球上の水・炭素はどこ（どのよに夢のある未知なるものへの挑戦であるが，長いタイ

うな小天体）に起原を持つのであろうか．炭素についムスパンと多くの人々の貢献が必須である．とくに，

13て言えば，地球全体の平均同位体組成（δ C）が起原をサンプルリターンのような惑星物質研究を成功させる示している．地球表層の炭酸塩と生物を含めた有機物

ためには長期の視点で，惑星物質科学に興味を持ち，の量と同位体比，中央海嶺からの脱ガスする CO2 や深実行力のある若い研究者を育てていく必要がある．

層からの炭酸塩マグマ（カーボナタイト），およびダイ
13

ヤモンドなどからの全地球の平均同位体比はδ C ＝

謝 辞-5‰ 程度と考えられている（図 2）．一方で，炭素質隕13石の加重平均δ C 値は約 -6‰であり，地球平均値と本特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

最もよく一致する [16]．また，水はほとんど含有されでは有機化合物分析に関しては現時点で書くことがなておらず，炭素（グラファイト）量は数千 ppm 以下でく執筆を辞退していたが，エディターの矢田達氏から13あるが，エンスタタイトコンドライトのδ C 値の範13

執筆して下さいとのことで，急遽本文を書くことにな

囲も一致する．しかし，普通コンドライトのδ C 値

った．記憶違いなどによる間違いがあれば，責任はすは -20～ -13‰と例外なく，地球に比較して同位体的にべて筆者にある．初期分析を遂行するにあたってお世

軽い．つまり，普通コンドライトだけをどんなに集め話になった非常に多くの方々に感謝いたします．とくても地球の炭素は説明できない．重い成分との混合でに，研究畑の全く違う名古屋大学生命農学研究科の福

地球炭素の同位体組成を作り出すことができるかもし

島和彦教授と斎藤香織さん，および九州大学薬学研究

れないが，そのような重い炭素はどこにあるのだろう

院の浜瀬健司准教授には分析協力の申し出を快くお引か．天文学的観測によって，太陽や彗星には重い炭素き受けいただきました．また，九大・北島富美雄さん，をもつ CO や有機分子が存在しているようだが，極め福岡工大・三田肇さん，京大・圡山明さん，北大・圦

て 大 き な 同 位 体 組 成 幅 を 持 つ（図 2）． は や ぶ さ 2 や

本尚義さん，および査読者には原稿に有益なコメント

OSIRIS-REx による炭素質小天体，およびはやぶさをいただきました．最後に，拙文を読んでいただいた

MkII による枯渇彗星核の探査は，アミノ酸をはじめ皆さんと本稿の執筆を勧めていただいた矢田達氏に感とする有機化合物の種類や立体構造の他にも，地球炭謝を申し上げます．

素の起原（地球生命物質の起原）を知る上で非常に重要なミッションである．

参考文献

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[21] McKeegan, K. D. et al., 2006, Science 314, 1724.
[22] Wright, I. P. et al., 1997, Meteorit. Planet. Sci. 32, 79.
[23] Messenger, S. 2000, Nature 404, 968.
[24] Wyckoff, S. et al., 2000, Astrophys. J. 535, 991.
本稿では化学構造のわかった有機物（化合物名を命名できる）を有機化合物とし，CHON などからなる構
造の定まらないものを単に有機物とした．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

新しい日本の宇宙政策と今後の科学・探査計画

秋山 演亮

1

（要旨）2008 年に制定された宇宙基本法に基づき 2012 年 7 月にようやく関連する法案が成立し，我が国の宇宙開発は総理直下のプロジェクトとして大きく体制が変更がされた．また 2013 年 1 月には改訂宇宙基本計画も発表され，新しい宇宙政策が進められつつある．本稿ではこのような体制変更が行われた理由，および新体制が目指す宇宙政策に関して解説し，それらを踏まえた上で，今後の科学・探査計画の立案・遂行にあた
り必要となる考え方に関して解説と意見陳述を行う．

1. はじめに

2. 我が国の現状と宇宙基本法の制定

大型月探査計画 SELENE が立ち上がった 1995 年当2007 年～2008 年にかけて，我が国の安全保障に関時，学会内では「どのようにしてこのような大型プロする根幹をなす 3 つの基本法，「海洋基本法」（2007 年

ジェクトを立ち上げる事が出来るのか？」に関して，

4 月 20 日成立）
・
「宇宙基本法」（2007 年 5 月 21 日成立）
・

明確な答えは聞かれなかった．むしろ「大型探査「地理空間情報活用推進基本法」（2007 年 5 月 23 日成

heavy bomberdment 説」のような，突然，天から降っ

立）が，いずれもいずれも議員立法により提案され成てくるようなとらえ方をしていた人も多かったように立している．これには自公民による三党合意が大きく記憶している．このようにある種主体性を欠いた状況

影響している．

の中で，平行してポスト MUSES-C や SELENE-2 ある55 年体制の下で我が国の政治状況は長らく「一と二いは B 等の計画立案もまた進められていた．しかしバ分の一政党制」と呼ばれ，自民党による長期政権が続

ブル経済が崩壊する中，これらの計画案はずるずるといていた．1993 年の非自民連立政権，1994 年の自社その決定が遅れた．10 年以上の歳月を経た後，ようさきがけ連立政権によりこの構図は一旦崩れるが，そやく昨年になってはやぶさ 2 は実現が期待できる状況の後も自民党による政権が 10 年以上にわたり継続しになってきたが，その他の探査計画に関しては未だにてきた．ところが 2003 年 9 月に自由党と合併した民主その実現が危ぶまれているのが現状である．

党が同年 11 月の総選挙により大きく躍進，2007 年に

筆者はこのような状況の中，どのようにすれば大型は参議院で与野党議席逆転を果たす中，二大政党制がプロジェクトが実現できるのかという観点から宇宙政

現実味を帯びてきた．このような状況の中，「政権交策にも興味を持ち，これまで調査・活動を行ってきた．

代によっても国家の安全保障政策はぶれるべきではな

本稿ではこれまでに得た知見を紹介し，探査計画の立い」との考え方が政権を担う可能性が高いとされた自案・遂行にあたり必要となる考え方についての解説と公民に強く意識されるようになり，それぞれの分野で意見陳述を行いたい．

3 党協議会が結成されるに至った．その成果が先に述べた 3 つの基本法である．2009 年にはついに民主党が政権を奪取し，2012 年には再び自民党主導の政権が

1. 和歌山大学 宇宙教育研究所
akiyama@center.wakayama-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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復活するが，3 党議連の活動は未だに維持されている．
我が国の安全保障政策に関する考え方はぶれずに継続

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新しい日本の宇宙政策と今後の科学・探査計画／秋山103されていることは，この分野を考えるにあたり，留意

理解せずに，従来の科学・工学の延長線上として「宇しておく必要がある事実である．

宙開発の重要性が認められた」と考えるのは，大きな

戦後 60 年を経て高度経済成長を成し遂げた後に，誤りである．

20 年にわたる経済停滞に陥った我が国を尻目に，周宇宙基本法の制定後，政権交代の混乱により，一時

辺国が経済力・国際競争力の急成長を遂げる状況の中的に宇宙開発体制の変更に遅れが生じたことは非常にで，我々はどのような未来を築いていくべきなのか．

残念な出来事だった．しかし当時の前原宇宙担当大臣

国家戦略的なビジョンを描く政治家によるこのようなの下に有識者会議が設定された影響は大きく，政権末意思の表れが，今回の宇宙開発の方針転換と体制変更期にもかかわらず，昨年には宇宙関連法案が成立したを産み出した．これまでは主に科学と工学の発展に力ことは極めて重要な成果であった．これにより，政権点を置いて進められてきた我が国の宇宙開発が，政治に復活した自民党の下，現在も宇宙開発は我が国の根的にもその意義を認められたと言っても良いだろう．

幹的な活動として重要な地位を占めている．

かってはロシア（旧ソ連）
・アメリカ・欧州とならび「宇宙 4 強」と言われた我が国の宇宙開発は，中国・イン

3. 新旧宇宙開発体制の比較

ドが加わった「宇宙 6 強」へと変化する中で，ずるずるとその地位を減じ始めている．これに対し，今後も強宇宙基本法制定以前，我が国の宇宙開発は，その多国であるために宇宙大国として有り続けるとの強固なくが文部科学省の指導の下に進められてきた（図 1）．

意志が，3 党を動かしている．宇宙基本法が「宇宙の文部科学省の下に「宇宙開発委員会」が設置され，『我安全保障への活用」を決め，総理の強い指導力によりが国の宇宙開発の長期的かつ基本的な方向を見定め』，推進される「司令塔の設置」を求め，「宇宙産業の強化」『JAXA の中期目標の基となる「宇宙開発に関する長を謳っているのも，全てこの流れの中にある．

期的な計画」等に関し調査審議』を行ってきた [2]．

一方で，我が国の財政は危機的な状況にある．平成

JAXA は文科省・総務省を主務官庁とし，活動を展開

24 年度末における国と地方の長期債務残高は 940 兆円してきた．文部科学大臣は閣議に参加し総理の指揮命程度となっており，これは我が国の GDP に対し 196%

令下にあるため，広義の意味では当時も日本の宇宙開もの高率を示している [1]．このような中，宇宙基本

発は総理の指揮命令下にあったと言える．しかし文部法を読み解くとどうなるか？「もはや我が国には一円

科学省の下に宇宙開発委員会が設置され施策が進めらの余裕もない．これまで宇宙は我が国の収益に全く寄れていたため，様々な制約があった．

与してこなかったが，ポテンシャルは高く，今後の稼一つには他省庁が実施する宇宙関連の政策を統制すぎ頭となる可能性がある」．これが政治が下した判断

ることが出来無かった．宇宙開発委員会が文部科学省である．将来の大国としての必要な技術・国家経済をの中にあったため，国家全体としての宇宙開発戦略の支える重要な産業基盤としての宇宙開発．この文脈を立案・実施が困難であった．科学や工学，探査に係わ新体制

宇宙基本法制定以前（H20）の体制

総理・閣議（宇宙開発戦略本部会議）
総理・閣議
総務省 他省庁

文科省
宇宙開発委員会『我が国の宇宙開発の長期的かつ基本的な方向を見定め』、『JAXAの中期目標の基となる「宇宙開発に関する長期的な計画」等に関し調査審議』

JAXA

宇宙政策委員会
我が国の宇宙開発の長期的かつ基本的な方向を見定め、国家全体として、推進すべき宇宙政策を調査審議。各省庁が実施すべき政策内容、予算を勧告。宇宙戦略室とともに対外交渉を実施する。

各種部会

文科省・総務省・経産省

内閣府
宇宙戦略室

宇宙政策委員会の方針に基づく政策を企画・立案・実施。省庁横断型の宇宙開発を推進。

他省庁
JAXA

図1： 我が国の宇宙開発体制の新旧比較■2013遊星人Vol22-2.indd

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る内容は文部科学省で統一的に判断し進める事が出来ることとなった．特に宇宙の海外マーケットシェアのたが，市場の大半を占める海外への宇宙機・宇宙関連

確 保 や 防 衛 利 用 の 推 進 が 出 来 る 事 と な っ た． ま た

機器の売り込みは経済産業省の担当とされており，統2013 年 3 月からは，宇宙政策委員会を支える 4 つの部

一的な戦略の立案や実施が難しかった．

会（調査分析部会，宇宙科学・探査部会，宇宙輸送シ

二つには，例えば中国などではアフリカ諸国に対し資源と衛星のバータ取引を進める中，やはり文科省設

ステム部会，宇宙産業部会）が設置され，より細やかな検討が進められる体制が整いつつある．

置法の範囲に縛られた我が国の宇宙開発はこのような

今後 100 年の世界の歴史を考えるとき，宇宙開発関活動をとることが出来無かった．もちろん省庁間の連連技術が戦略的に重要になってくることは否定しよう

携は理屈の上では可能であったが，実質的には機能しのない事実であろう．新体制に関する評価はまだ固まていなかった．

っていないが，このように考えるとき，中央集権的な三つには，JAXA 法が文部科学省設置法の範疇にあったため，その枠を越える活動（実利用の推進や，宇宙基本法で定めた宇宙の防衛利用等）が出来無かった．
これらの制約は新しく宇宙開発を国家パワーの源泉として捉えるとき，致命的であると考えられた．そこ

宇宙開発実施体制を固めた今回の体制変更は今後，大きな成果を上げることが期待できる．

4. 今後の動向予測と我々が取るべき対策

で 2008 年に制定された宇宙基本法ならびに 2012 年 7

宇宙政策委員会発足後の半年間は，宇宙基本法が前月に制定された宇宙関連法案では，宇宙開発を「総理倒しで改定される作業が発生したこともあり，かなりが直接実施するプロジェクト」として捉え，必要な体タイトなスケジュールで全体の検討が進められた．そ

制変更を行った．

のため細部に関しては十分な検討を実施する事が出来

まず総理が議長を務め全ての大臣が参加する「宇宙ず，今回の政策変更・体制変更がもたらした混乱は未開発戦略本部会議」が最高の意思決定機関とされ，トだ完全に収束しているとは言えない．そのためにも今ップダウンにより各省庁によりその意思が示されるこ

後，引き続きぶれない地道な政策推進が必要不可欠でととなった．また「宇宙政策委員会」が総理に対するある．このような問題を解決するため，部会はより大勧告権限を有し，『我が国の宇宙開発の長期的かつ基きな役割を果たすと考えられている．

本的な方向を見定め，国家全体として，推進すべき宇特に「宇宙科学等のフロンティア」分野に関しては，

宙政策を審議．各省庁が実施すべき政策内容，予算を「宇宙科学・探査」部会が大きな影響力を発揮する．

勧告．宇宙戦略室とともに対外交渉を実施する』とさこの部会ではより高い見地から，「宇宙科学・探査」

れた．また内閣府には「宇宙戦略室」が設置され，『宇の国家的な意義を論じ，価値付けを行い，「一定規模

宙政策委員会の方針に基づく政策を企画・立案・実施・の資金の確保」を行うための提案を政策委員会に対し省庁横断型の宇宙開発を推進』することとなった．

実施する．個々のプロジェクトの内容にまで踏み込ん

JAXA の主務官庁には従来の文部科学省・総務省に加だ議論は同部会では実施されず，コミュニティーとしえ，経済産業省・内閣府が加わることになり，JAXAて示された判断が重要視される．そのため，今後はよ法も改定された．これにより従来の問題点は大きく改り一層，宇宙科学研究所における理学委員会・工学委

善され，国家の全体戦略に基づき宇宙開発政策が立案・員会の決定が重要になる．

実施できることとなった．例えば，我が国が重要と認

一方で，理学委員会・工学委員会がコミュニティー

める国に対し宇宙開発技術を供与することにより，強全体の意思を反映していると広く認められることも重固な二国間関係を築くことが出来るようになった．あ

要な課題である．現状においては，理学委員会は宇宙

るいは我が国の国家ブランド高揚のために，世界に先科学や探査において我が国のセンターに位置している

駆けた探査の実施や各種機会を外交的に活用することと言えると思うが，工学委員会に関しては必ずしもその法的な根拠も得ることが出来るようになった．またうではない状況にある．また理学に関しても，宇宙研

JAXA 法が改定されたことにより，これまで研究開発内部に席を置く分野とそれ以外の分野の格差等に関すの枠に押し込められていた活動が実利用にも適用できる不満の声も聞こえてくる．これらの状況を改善し，■2013遊星人Vol22-2.indd104

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新しい日本の宇宙政策と今後の科学・探査計画／秋山105

日本の「宇宙科学等のフロンティア」を強固に推進す「ものさし」で計れば事実なのだろう．しかし一方で，る母体として宇宙科学研究所ならびに理学委員会・工そういった「リモートセンシングのものさし」
ではなく，

学委員会が再生され，機能強化されることを強く希望

例えば「有人宇宙開発のものさし」と比較してみたとする．また位置づけが不明瞭になっている月・惑星探

きにはどうだろうか？先進各国が宇宙空間に有人の実査プログラムグループは，宇宙科学研究所に再統合さ験室を持つ中，科学技術立国を標榜する我が国がそのれるべきである．後述でも参考例を提示するが，輸送ような実験室を持たないことは大問題だ．これは ISS

系と搭載機が一体となった効率の良いマネジメントをの存在意義に関する質問をしたときに，とある関係者

実行する上でも，宇宙科学研究所は輸送系に対し，例

から聞かれた発言である．この考えも「有人宇宙開発

えば現行の輸送系システムに関する絶えざる改良研究のものさし」で考えるならば，我が国にふさわしい立を実施しその実証打上機会を保有するなど，一定の影

ち位置を確保するという意味でも，ISS に参加する意

響力を保持すべきである（このような打上実証の機会

義として，一定の説得力を持つと思われる．

では，搭載機の選定には科学技術上の国際協力等も有「地球環境保全の分野における我が国の尊厳の確保」

効に利用しながら，国際市場を取り込む工夫なども期と，「有人宇宙開発分野における我が国の尊厳の確保」

待される）．ただし輸送系の問題に関しては様々な要という二つの価値を提示されたとき，それらのどちら因を加味した議論が必要であるため，宇宙輸送システに軍配を上げるのか，どのように判断がなされるべきム部会と宇宙科学・探査部会の合議による検討を強くなのか？これが現在，宇宙戦略室や宇宙政策委員会に希望する．

求められている，「国家視点のものさし」による判断

一方で，これら政策に「翻弄される」参加分野の人である．両者を比較するとき，共通言語となるのはお間として，我々も政策の動向を理解し対策を講じて行そらく「予算額」であり「定量換算されたリターン」でく必要もある．

ある．この「定量換算された」というのがくせ者で，旧体制下ではいわゆる「文科省のものさし」での価値判断が可能であった．それは大学等で我々が慣れ親それぞれの業界人にとっては重要と見えることも，外から見ると必ずしもそうは見えてこない．

しんでいる論文の被引用数であり，人材育成であり，まずは各々の分野において宇宙開発の「ものさし」

科学技術の推進であり，従来はこれらをもとに価値判が変わったことを理解し，様々な分野を比較して定量断を行い，様々なプロジェクトを遂行することが出来化できるような「ものさし」に関する提案を行っていた．言い換えれば，これらの価値を提示することで，く事が必要不可欠であることを理解する必要がある．

新しくプロジェクトを立ち上げることも可能だった．

我が国は既に，収入の倍にも上る借金を抱えている．

しかし新体制化では，この「ものさし」に対する理解が，その中で，他を押しのけてでも実施するだけの価値が関連業界や国民全体に，広くコンセンサスを得るに至自分の提案にはあるのか？このことを提示できない限っていない．新体制化での新しい「ものさし」に関す

り，宇宙分野における大型プロジェクトの成立はありる議論と浸透が必要不可欠である．

得ない．
「国家予算は膨大にあるのだから，その一部

例えば既にリモートセンシングの分野では，改訂宇宙基本計画ではリモセン衛星計画が大幅な後退をしてを割いてくれてもいいじゃないか」といった甘えが入る余地は既に無い．

いるとして議論が起こっている．地球環境の理解や保宇宙科学・宇宙探査に関しては，宇宙基本計画で「一全には，リモートセンシングによる地球観測が必要不

定規模の資金の確保」と明記されていることを根拠と可欠であることが示され，何故その分野にもっと予算して安心する向きもあるが，これは正しくない．上記が割り振られないか？と宇宙戦略室へ提言を行うべく，の「国家視点ものさし」
で判断し，十分と判断された「一

既に複数回のタスクフォース会合が開催されている．

定規模」が保障されているだけで，そもそも十分と判

確かにこの主張には正しい側面もある．リモートセン

断する「ものさし」は我々の「ものさし」が適用される

シングの分野で日本の衛星が多く使われ，今後の気象

わけではない．

予測モデルや降雨予測等に対して，国際的にも大きな

それではどのような「ものさし」が，普遍的な国家影響を与えてきたことは，リモートセンシング業界の的コンセンサス（国家視点のものさし）としてあり得る■2013遊星人Vol22-2.indd105

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013のだろうか？改訂宇宙基本計画では，「宇宙利用の拡

障面での利用も視野に入れたデュアルユースも念大」と「自律性の確保」を基本方針として掲げた上で，頭に置いた開発実用化提案が重要である．

「安全保障・防災」「産業振興」「宇宙科学等のフロン（3） 技術の国際標準化，国際市場の獲得

ティア」を 3 つの重点課題として掲げている．ここで国内だけの技術利用では，その市場規模が小さも「宇宙科学等のフロンティア」が書かれていること

すぎ，自律的・自立的な宇宙開発を実現し，ひいに安心する向きもあるが，それも正しくない．まずはては我が国産業の起爆剤となるような活躍は望め

基本方針に立ち返り，「宇宙利用の拡大」と「自律性のない．そのため，積極的に技術の国際利用を進め確保」を考えたときに，この 3 つの重点課題がどれだることで国際標準化を成し遂げ，国際市場におけけの価値を発揮するのか？を考えるべきである．

るシェア拡大に務めることは重要である．従来は「安全保障・防災」「産業振興」が 2 つの基本方針の「最先端のセンサー開発」により我が国だけの探どちらも充たすのに対し，「宇宙科学等のフロンティ

査計画などが進められてきたが，これからは他国

ア」は「宇宙利用の拡大」と技術レベルの確保という意

ともセンサーを共有し，各国の支出による多くの味での「自律性の確保」しか充たさない．もちろん技探査計画の推進によりビックデータによる科学探

術レベルの確保は重要な課題ではあるが，多くの借金を抱える我が国にとって，「自律性」とはむしろ資金の確保を意味している．実際，改訂基本計画にも「民査を目指すなど，活動の拡大が求めれる．
（4） 外交的資産の構築（人的ネットワーク構築・国際的信用の向上）

間需要獲得などにより産業基盤の維持，強化を図る事

宇宙科学等のフロンティア分野では，国境を越で，我が国が自律的に宇宙活動を行う能力を保持する」

えた大学・研究機関の連携等が比較的容易に実施事がクローズアップされて取り上げられていることにする事が出来る．我が国が重要な探査プロジェク

留意すべきである．

ト等を海外諸国と共に実施する事で得られる人的

それでは「宇宙科学等のフロンティア」はどのよう

ネットワークは，我が国の外交的資産として，非にして，この基本方針に対して自らの価値提案を行っ常に重要である．また一方で，我が国の先端的なていくべきであろうか？筆者は以下のような視点を，

先行調査・開発は，我が国の国際的信用を向上さ

今後の提案に盛り込むことが重要であると考える．

せるショーウィンドー効果がある．これらも外交（1） 産業基盤を支える（マネジメント / インテグレ的資産として非常に大きな役割をはたしている．

ート / 専門知識・技術）人材育成
現代型プロジェクトマネジメントは，アポロ計

しかしこれらの「外交的資産」の定量評価が困難であることも，充分に理解されなくてはならない．

画により飛躍的に向上したとも言わるように，宇「外交的資産」の限界も理解しつつ，この付加価

宙科学等のフロンティア分野は，この方面に関し値を獲得する努力が継続されるべきである．

て実用的な知見が得られる現場でもある．多くの

また上述の 1～3 がいわゆる文部科学省的な予専門家を集めて巨大なプロジェクトを推進する能算として配分されるのに対し，4 に関してはその力，また多くの技術をインテグレートし一つにま意義を定量的に示すことが出来た場合，宇宙戦略

とめ上げる能力，そしてそれら一つ一つに関するに基づく予算としての配分も期待できる（ただし

専門的な知識や技術を身につけた人材を育成する

現状では非常に狭き門である）．現行の枠を突破ことは，今後も革新が続く技術文明社会にあって，する一つの方策としても，その価値の定量化と，産業基盤を維持するのに必要不可欠な課題である．

政府に理解を深めて貰う必要がある．

（2） 戦略的技術の開発

内閣府による宇宙開発体制の整備が進む中，文部科

個々のセンサー類のみに留まらず，それらを複学省の中でも，省内の宇宙開発の方針と評価を実施す合的に使うシステムとして，宇宙科学等のフロン

るために，2012 年 7 月には「宇宙開発利用部会」が設

ティア分野は我が国の将来を支える戦略的技術の置され，2013 年 4 月には「宇宙科学小委員会」「調査・

宝庫とも言える．これまでは研究開発に特化して安全小委員会」が設置された．
このような動きに関して，取組が行われてきたが，今後は民間利用や安全保

屋上屋を画す動きと捉える向きもある．もちろんその■2013遊星人Vol22-2.indd

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新しい日本の宇宙政策と今後の科学・探査計画／秋山107

ような畏れもあるが，文部科学省と宇宙戦略室，宇宙けではない．むしろ，「あかつき打上時に生じる余剰

政策委員会と宇宙開発利用部会が密に連携し，文部科

打上能力が効率的に JAXA によって利用された，全学省として宇宙基本計画に則り，上記のような新しい体としてのマネジメントの成功例の一つ．また JAXA

「価値提案」を行っていくのであれば，これらの動きに 交 付 さ れ た 運 営 費 交 付 金 が 効 率 的 に 使 用 さ れ，は相反しないと筆者は考えている．

IKAROS という良い成果も産むことが出来た」と解釈しても良いと思う．

5. おわりに

しかし今回は，このように良い方向には物事が進まなかった．悪く解釈すれば，「JAXA は『はやぶさ 2』

我が国の新しい宇宙政策・体制を考えるにあたり，

打上時に余剰能力が 300～400kg も有ることを知りな

まず念頭に置くべきは「国民総生産の 2 倍に相当する

がら，そのことを公表しなかった．これは内部におい借金の存在」であり，「21 世紀にも責任有る大国として，その余剰能力を利用する計画が進んでいたからでて国際社会の中に存在する意思」の二点である．十分ある．しかしその計画は実現可能性に乏しく，納期等な経済基盤があれば後者の実現は困難ではないが，現の問題もあり結局実現しなかった．結果，『はやぶさ 2』状の経済状態では，金の代わりに知恵を絞ることが重の下にあいのり機を収納するようにフェアリング内を要である．

改修する時期に公表が間に合わず，衛星とフェアリン

最近，「はやぶさ 2」のピギーバック衛星に関する公

グの隙間
（包絡域）
に収納できるサイズでしか余剰能力募が発表されたが，ここに至るまでには様々な議論がが利用出来なくなってしまった．
」と見ることも出来る．

あった．これは今後の宇宙開発を考えるにあたり，
我々

このことは，現在の宇宙開発を巡る状況下においては，が当事者として理解すべき事柄を含んでいるので，そ大いに問題である．

の詳細に関して最後に記述しておく．

我が国には余分な予算は一円たりとも存在しない．

紆余曲折を経て予算化された「はやぶさ 2」は，打上

そのような状況下にあって，我々は最大限，与えられキャリアとして H2A を利用することとなった．検討

た資源を活用すべきである．もしも JAXA が早期にの過程において昨年の早い段階で 300kg ～400kg の余

この余剰能力に関する公表を行っていれば，惑星間空剰打上能力が生じることが明らかとなったが，この事間という限られた船便しかない貴重なチャンスに対し

実は JAXA 外には公表されることがなかった．もって，最大限の利用を行うことが出来た可能性が大きい．

ともこれは必ずしも JAXA の秘密主義を意味していこの問題に関して当事者がきちんとした理解をしているわけではなく，今後の検討の過程においてそのようるのか？という疑念が，今回巻き起こった様々な議論

な余剰打上能力が減少するあるいは無くなる畏れもあの原因である．

ったからだとも考える事は出来る．ただし，JAXA 内

はたしてこの問題の責任者は誰なのか？「はやぶさ部（の一部）ではこの余剰能力を使ったある計画の検討

2」プロジェクトは，自身のプロジェクトに関して少も進められていた．

ない時間の中で最大限の努力を行っている．余剰能力

このような事は前例がないことではない．例えば小に関する対応はプロジェクトの問題ではないと考えて型ソーラー電力セイル実証機「IKAROS」は，H2A17

いるのも理解できる．輸送手段としての H2A は民間号機により，金星探査機「あかつき」のあいのり機と企業である三菱重工によって運用されており，打上にして実施された．「IKAROS」は打上時重量 310kg，予関しては完全に「請負」である．
「施主」が打上機を贅

算総額も 15 億円にのぼるに係わらず，いわゆる「概算沢に利用しようが，「請負」が何か言う立場ではもち要求」として国家予算上の項目としては出てこない．

ろん無い．JAXA 本体は，もちろんこの打上余剰能力

これらは「運営費交付金」として配分された予算がに関して知っていたと思われる．しかしこれは月・惑

JAXA 内で再配分され，「IKAROS」予算として使用す星探査プログラムグループ（JSPEC）
が実施するプロジることで実現された．このことは独立行政法人の運営

ェクトであり，JSPEC から相談
（あいのり機の公募等方法としても，また運営費交付金の使用方法としても提案）が上がってこない限り動くに動けないという判

何ら問題はないし，ここでもそれを問題視しているわ

断が働いたのだろう．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

かくして貴重な惑星間空間への打上余剰能力が失われる結果が現出した．この事に対して，関係者（ある
いは事態を知っていた周辺）の誰もが，自分に責任がなかったと述べている．しかし繰り返すが，そのような無駄を生じさせる余裕は我が国にはもはや存在しな
いと言うことを，肝に銘じるべきである．今回の事態によって，「宇宙科学等のフロンティア」に従事する
当事者にその意識もマネジメント能力も欠如していると理解されても仕方がないと筆者には見える．すくな
くとも宇宙政策委員会が感じている「危機感」が共有されていないと理解され，今後のプロジェクト提案や遂行に関して大きな悪影響を与える畏れが大きい．
誰も責任感を感じない．誰も責任を負わない．ただ，予算と資源だけが浪費されていく．この事に対し，政策意志決定者は，非常に冷徹な視点を有していることを忘れてはならない．
筆者は引き続き，「宇宙科学等のフロンティア」の開発に対して重きを置き提案活動を続けていくつもりであるが，学会の諸兄におかれても，このような現状を理解し，今後のプロジェクト提案を実施されることを，強く御願いしたい．

参考文献[1] 財務省，2011，平成24年度予算政府案，
http://www.mof.go.jp/budget/budger_workflow/
budget/fy2012/seifuan24/index.htm[2] 文部科学省，2011，宇宙開発委員会について（概要），
http://www.mext.go.jp/b_menu/shingi/uchuu/aboutsac/
sac.htm■2013遊星人Vol22-2.indd108

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その２ ～宇宙工学・宇宙探査としての意義～／國中109

火の鳥「はやぶさ」未来編 その２～宇宙工学・宇宙探査としての意義～
國中 均

1（要旨）宇宙工学は，宇宙への往来の実現を目指し，技術を切磋琢磨してきた．その成果の端的な例は，「はやぶさ」にて実現された地球〜小惑星間往復航行（2003 年〜 2010 年）である．それにより，科学や技術分野を越えて，より大きな世界観を得ることができた．次の新しい知見を得るために，科学的な意義はもちろんのこと，「宇宙を自在に往来する独自能力の維持発展」と「人類の活動領域の宇宙への拡大」という宇宙工学・宇宙探査に跨る目標を担い，「はやぶさ 2」小惑星探査ミッションが開発中である．

1. 宇宙への往来技術切磋琢磨してきた．故・フォン・ブラウン博士が米国初の人工衛星エクスプローラ 1 の打ち上げに成功した

日本の宇宙技術は，故・糸川英夫教授を開祖として時，「われわれは宇宙に確固たる橋頭堡を作りました．

1955 年ペンシルロケット水平発射から始まった．弾

絶対に手離しません．
」と述べたことは，そのことを道ロケットは 1957 年国際地球観測年（IGY）を契機に

当に言い表している．宇宙輸送技術は，宇宙への往来

高度 100 km に到達し，超高層大気や電離層プラズマの研究に供された．さらに技術を進捗させ，ラムダ・ロケットにて 1970 年「おおすみ」の地球周回軌道投入に至る．さらに射程を伸ばし 1985 年には，「さきがけ」「すいせい」と 2 機の探査機がミュー3 型ロケットにて
太陽周回軌道に投入されて，ハレー彗星の観測を行った．日本のロケット技術は，水平発射から 30 年間を要して，深宇宙にようやっと 100 kg 級の投入を実現したのだ．しかしこの規模でさえ，各国がこのハレー
彗星観測船団に送り込んだ探査機と比較して，まった
くもって貧弱と言わざるを得なかった．超遠距離飛行を達成させるため，次にミュー5 型ロケットを完成させ深宇宙に 500 kg を投入し本格的深宇宙探査に乗り出すことが，1990 年代初頭の宇宙科学研究所（以下，宇宙研）の最大テーマであった．我々電気推進工学部
門も，栗木・元教授のご指導のもと，ミュー5 型ロケ
ットに最適化された電気推進の研究開発を続けていた．
元来，宇宙技術は宇宙への往来を実現させるために，
1. 宇宙航空研究開発機構 月惑星探査プログラムグループ
地球生命研究所 (ELSI: Earth-Life Science Institute) 併任
kuninaka@isas.jaxa.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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図１ 小惑星サンプルリターン小研究会（１９８５年）冊子
図1：小惑星サンプルリターン小研究会（1985年）冊子の表紙［１］海外の動向も見逃せない。Johns Hopkins University Appの主導する、小惑星とのランデブーを目指すＮＥＡＲ
Rendezvous）計画（１９９６年打上）は、当時ＮＡＳＡが推の第１ミッションとして選抜された。このプログラムは “planetary missionsを標榜するもので、ミッションそのもの
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体も宇宙研が推進する宇宙ミッション概念と競合する。また

そして、小惑星サンプルリターン法の技術実証を目的として、工学試験機「ＭＵＳＥ
Ｓ−Ｃ」として実現化して行く。私は、電気推進イオンエンジン［３］の担当として、本計画に加わり、世界標準とは一線を画した無電極でプラズマを生成するマイクロ波
放電式イオンエンジンの宇宙実現に挑戦した。システム設計・電気推進機器設計・耐久試験設備の建設・耐久試験・フライトモデル製造試験・宇宙機組み立てと順調に進んだ［４］〜［６］。地上において２年半を要する２万時間の実時間耐久試験を２度実施して、宇宙運用に備えたことを特記する。小惑星科学の側面からは、藤原・元教
110
日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013
授の述懐［７］を参照されたい。
Applied Physics Laboratory の主導する，小惑星との
ラ ン デ ブ ー を 目 指 す NEAR（Near Earth Asteroid
Rendezvous）計画（1996 年打上）は，当時ＮＡＳＡが推進する Discovery Program の第 1 ミッションとして選抜された．このプログラムは“faster, better, cheaper”
planetary missions を標榜するもので，ミッションそのもののみならず方針・精神自体も宇宙研が推進する
宇 宙 ミ ッ シ ョ ン 概 念 と 競 合 す る． ま た， 宇 宙 研 とNASA の共同計画として立案された彗星とのフライ
バイ＋サンプルリターンミッション（SOCCER 計画）
が一旦中止され，その後 NASA 単独の Stardust 計画（1999 年打上）として実現化して行く．この状況にあって，ランデブーだけ／サンプルリターンだけといった従前の計画では，他国との差別化ができず日本の科

図2： ネレウス小惑星サンプルリターン計画原案（1993年）
図２
ネレウス小惑星サンプルリターン計画原案（１９９３年）

学探査ミッションとして採択される可能性は低く，関係者は憤まんやる方ないといった心持ちだったらしい．

小惑星着陸とサンプルリターンを目標とするＭＵＳＥＳ−Ｃ改め「はやぶさ」は、
ミュー5 型ロケット開発が具体化するにつれ，深宇
野心的な工学の粋をたった５００ｋｇのボディーに最適化して詰め込んで完成し、２要があるのだ．
宙探査機の机上検討が開始される．科学領域では火星
００３年深宇宙投入された。各技術や各担当がバトンを繋ぎ艱難辛苦を乗り越えて、探査やペネトレータ月探査であり，工学分野では金星７年を要して惑星間往復航行を達成し、リエントリーカプセルが大気を突破し地球帰気球・月ローバー・小惑星探査[2] であった．これら
2. 小惑星サンプルリターン
還を果した。技術的な観点から、図３に示すようなorder of magnitudeの技術革新の中から，技術的成立性があり多くの工学研究分野をを主張したい。「はやぶさ」以前では、望遠鏡やレーダーしか小惑星の観測手段はな
を支える橋の基礎であり，永続的に維持発展させる必「さきがけ」「すいせい」を打ち上げたと同じく 1985

包含した科学的価値ある宇宙ミッションが選別され，年に「小惑星サンプルリターン小研究会」[1] という集

1993 年 11 月に「ネレウス小惑星サンプルリターン計画

まりが宇宙研にて催されている．図 1 にその小冊子の90 日検討会」が招集され，具体的計画が練られた．そ

表紙を示す．宇宙飛行士が小惑星に取り付いて，削岩の時提案された探査機の原案を図 2 に掲げる．光学航機で表面に穴を開けて標本を取り出して，地球に持ち法カメラ，高度計，ターゲットマーカー，サンプラー，

帰ろうとする様が描かれている．当時の実力からして，標本移送機構，帰還カプセルと，主要な機器が既に構到底実現するはずのない崇高な目標であったが，この想されている．抽出された技術的課題は以下であった．

ような未来を拓くために，科学技術研究開発に果敢に（1）
無重力下におけるサンプラー機構

挑戦をしていたのだ．その巻頭の文章に鶴田・元所長（2）通信遅延のため地球からの遠隔操作は効かない

は，当時のミュー3 型ロケットからさらに大型化すれので，自動自律性の確保

ば本格的惑星探査が可能であることを述べた上で，宇（3）人工目印を用いた小惑星着陸表面の自動捕捉

宙科学探査の条件として以下を列挙している．

（4）
深宇宙からの直接リエントリーカプセル技術（1）科学に新しい視野をもたらすものであること（5）高い増速ΔＶに対応するため，電気推進の利用（2）広範囲の科学者，技術者が情熱を持てるもので

そして，小惑星サンプルリターン法の技術実証を目的

あること

として，
工学試験機
「MUSES-C」として実現化して行く．

（3）目標達成の各段階に成果が期待できること

私は，電気推進イオンエンジン [3] の担当として，本（4）組織的な技術開発により達成可能であること

計画に加わり，世界標準とは一線を画した無電極でプ（5）できれば文化史的な意義を持つものであること

ラズマを生成するマイクロ波放電式イオンエンジンのそしてさらに加えて「この条件を満足するであろう目

宇宙実現に挑戦した．システム設計・電気推進機器設

標の一つは小惑星探査」と明言されている．

計・耐久試験設備の建設・耐久試験・フライトモデル

海外の動向も見逃せない．Johns Hopkins University■2013遊星人Vol22-2.indd

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製造試験・宇宙機組み立てと順調に進んだ [4] 〜 [6]．

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く、その空間分解能は１００ｍがせいぜいであった。「はやぶさ」がランデブーや着陸を果たした時、それは１ｍや１ｍｍに改善された。採取された小惑星試料は、顕微鏡を介してミクロン級でその姿を現した。原子レベルの分析は、オングストームの精度に至る。両者とも◯で囲む点にしか過ぎないが、図３の最左と最右の写真は隔世の技術差を示している。「小惑星サンプルリターン」が有効な観測手法であることを世界に知らしめた。「はやぶさ」の地球〜小惑星往復探査は、科学や技術の範囲を越えて大きな社会反響をもたらし、それは前述鶴田教授の２５年前の指摘の通りであった
火の鳥「はやぶさ」未来編
その２ ～宇宙工学・宇宙探査としての意義～／國中111と言えよう。

図３「はやぶさ」「はやぶさ」による観測分解能の改善経緯（２００３年〜２０１０年）
図3：
による観測分解能の改善経緯（2003年〜2010年）

３．宇宙探査地上において 2 年半を要する 2 万時間の実時間耐久試

3. 宇宙探査験を 2 度実施して，宇宙運用に備えたことを特記する．
宇宙技術の利用は、天文観測、超高層／磁気圏観測、無重力利用、地表観測、気象
小惑星科学の側面からは，藤原・元教授の述懐[7] を観測、放送、通信、測位。。。。とたいへん広範囲に及ぶ。さしずめ前半が科学、後半が衛星利用となろう。技術が進歩・成熟し、今度は次の新しい領域に向かわんとし宇宙技術の利用は，天文観測，超高層／磁気圏観測，ている。それは、地球を離れ太陽系宇宙に乗り出し、人類の活動領域を拡大させると無重力利用，地表観測，気象観測，放送，通信，測位．
．
．
．
小惑星着陸とサンプルリターンを目標とする
ともに、地球に還元させる活動：「宇宙探査」（Space Exploration）である。まずとたいへん広範囲に及ぶ．さしずめ前半が科学，後半
MUSES-C 改め「はやぶさ」は，野心的な工学の粋をたは、「何処に何があるのか」を調べるため、宇宙探険から取り掛かろう。人間が直接が衛星利用となろう．技術が進歩・成熟し，今度は次った 500 kg のボディーに最適化して詰め込んで完成行うか、ロボットでやるか、それらは手段なのでどちらも「あり」だが、順当にはロボットが斥候で、後から人が行くのであろう。「かぐや」や「はやぶさ」は、斥候との新しい領域に向かわんとしている．それは，地球をし，2003 年深宇宙投入された．各技術や各担当がバして事前に探ってくるロボット探査の典型と言える。
離れ太陽系宇宙に乗り出し，人類の活動領域を拡大さトンを繋ぎ艱難辛苦を乗り越えて，7 年を要して惑星参照されたい．

間往復航行を達成し，リエントリーカプセルが大気をせるとともに，地球に還元させる活動：「宇宙探査」

突破し地球帰還を果した．技術的な観点から，図 3 に（Space Exploration）である．まずは，「何処に何があ示すような order of magnitude の技術革新を主張しるのか」を調べるため，宇宙探険から取り掛かろう．

たい．「はやぶさ」以前では，望遠鏡やレーダーしか人間が直接行うか，ロボットでやるか，それらは手段

小惑星の観測手段はなく，その空間分解能は 100m がなのでどちらも「あり」だが，順当にはロボットが斥

せいぜいであった．「はやぶさ」がランデブーや着陸

候で，後から人が行くのであろう．
「かぐや」や「はやを果たした時，それは 1m や 1mm に改善された．採ぶさ」は，斥候として事前に探ってくるロボット探査

取された小惑星試料は，顕微鏡を介してミクロン級での典型と言える．

その姿を現した．原子レベルの分析は，オングストー「かぐや」のリモートセンシング・データは，科学ムの精度に至る．両者とも○で囲む点にしか過ぎない的意味合いは当然として，国家戦略的意義がもっと重が，図 3 の最左と最右の写真は隔世の技術差を示して視されるべきだ．
「月の何処に何があるのか？」，「着いる．「小惑星サンプルリターン」が有効な観測手法

陸し安い平らな場所は？」，「そこから興味のある地点

であることを世界に知らしめた．「はやぶさ」の地球まで陸路で進むために起伏の少ないルートは？」，「太〜小惑星往復探査は，科学や技術の範囲を越えて大き陽電池を動力源にするため，地形に依存する日照時間

な社会反響をもたらし，それは前述鶴田・元所長のは？」といった課題に答えを出せるデータ群である．

25 年前の指摘の通りであったと言えよう．

将来想定される資源探査や利用または国際協力のため，日本の財産と言えるだろう．他国も盛んに月のデータを集めている事実を指摘したい．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

「はやぶさ」が先鞭を付けた「小惑星サンプルリター

これを克服してより完全な探査機を実現させるというン法」へは，各国からの追従が著しい．NASA は小惑“宇宙工学”
上の目標がある．深宇宙探査にはこれまで，星ベンヌ（1999RQ36）からの標本採取のため OSIRIS-「ひてん」「LUNAR-A」
「かぐや」
（月）
，
「のぞみ」
（火

REx 探査機の 2016 年打上を準備しているし，ESA も星），「はやぶさ」（小惑星），「あかつき」（金星）とたMarcoPolo-R ミッションを企画中である．決して，日くさんの挑戦を行なってきたが，決して成功率は高く本の独壇場ではない．

ないのである．三つ目には“宇宙探査”の意味合いにあ

小惑星に関しては，先日ロシアでチェリャビンスク

って，日本が地球～小惑星間を往来する独自能力を永隕石（直径 17 m と言われる）による被害があった．も続的に保有することにある．日本の国力からして全領

しももっと規模が大きければ，地球気候に変動をもた域で宇宙探査を展開することは到底できないが，少ならして恐竜絶滅級の被害を彷彿とさせる．小惑星衝突

くとも日本が先鞭を付けたのだから「小惑星サンプル

は当に自然災害であり，これに対する予知と回避策をリターン法」を維持・発展させる根拠と地の利がある

具体化させる必要があろう．観測網を充実させればよと考える．探査技術とそれによりもたらされる知見はり小さな小惑星の軌道が特定できて，地球への接近や日本の財産であり，国際社会への存在感（presence）の衝突の予測が可能となる．さらに進めて，衝突の可能証だ．その知識を隕石衝突回避や小惑星有人探査など性のある小惑星の軌道を能動的に変更することも想定に還元して世界協働宇宙活動に貢献しつつ，もっと先しなくてはならない．またこれに関連のある話題としの将来の小惑星資源利用を射程範囲とすれば，日本のて，米国オバマ大統領が提唱する「小惑星有人探査」

独自性や利益を保ちながら世界から一目を置かれ尊敬に呼応するように，10 m 級小惑星を捕獲して月周回される立場を得られるはずだ．

軌道に投入して，宇宙飛行士による標本採取を行うミ衛星業界にはスラングとして衛星を「星（ほし）」とッション（NASA Asteroid Initiative）[8] がつい最近，いう言い方がある．イオンエンジンを駆る「はやぶさ」

米国にて提案された．MPCV オライオン宇宙船から， 「はやぶさ 2」は敢えて「船（ふね）」と呼びたい．この宇捕獲された小惑星に宇宙飛行士が乗り移る想像図は，

宙船で太陽系宇宙という大海原に乗り出し，人類の活図 1 に重なって同一にさえ見える．「到底実現するは動領域を広げるのだ．純粋科学とは異なる視点で文章ずのない崇高な目標」が人類の手中範囲に見えてきたをまとめたことをお許し頂きたい．

のかもしれない．これらを実行するに当たっては，小惑星に対する詳細な知識が不可欠だ．特に 10 m とか

参考文献

100m とか，宇宙規模からするとたいへんに小さな小惑星がその対象範囲となる．「はやぶさ」が到達した
小惑星イトカワ（1998SF36）は差し渡し 500 m で，人類が間近で詳細観測したもっとも微小な天体である．日
本は，他国に先んじて微小小惑星への往復能力と知識を有していると言える．
この日本先取のトレンドを維持・発展させるため，[1] 「小惑星サンプルリターン小研究会」，1985，宇宙科学研究所．
[2] 中谷一郎，斉藤宏文，川口淳一郎，平成3年，科学衛星シンポジュウム，99．
[3] Kuninaka, H. and Satori, S., 1998, Journal of
Propulsion and Power 14, 6, 1022.

「はやぶさ 2」が現在開発中であり，小惑星 1999JU3 か[4] 國中均，1998，日本航空宇宙学会誌 46，530，174．

らの標本採取を目指している．私はこのミッションに[5] Funaki, I. et al., 2002，Journal of Propulsion and3 つの大きな意義があると考える．一つ目は，この目
標小惑星は，S 型イトカワとは異なる組成のＣ型であり，水や有機物を含む可能性が指摘されている．標本

Power 18, 1, 169.
[6] 船木一幸，國中均，1999，日本航空宇宙学会誌 47，
550，411．

を直接分析して，太陽系宇宙の生い立ちや生命の起源[7] 藤原顕，2012，日本惑星科学会誌 21，2，168．

に肉薄できれば“宇宙科学”を前進させられるだろう．

[8] http://www.nasa.gov/mission_pages/asteroids/news/

詳細な解説は，本シリーズ前稿 [9] に譲る．二つ目は，「はやぶさ 1」ではたくさんの故障を起こしたけれど，■2013遊星人Vol22-2.indd

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asteroid_initiative.html[9] 渡邊誠一郎，2013，遊星人 22，1，23．

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日本惑星科学会特別賞の授与について／渡邊

113

日本惑星科学会特別賞の授与について

第11期会長2

渡邊 誠一郎1

2012 年 12 月，運営委員会は，飯島祐一会員（宇宙者にインタビューし，NASDA 方式の基準と丹念に比航空研究開発機構宇宙科学研究所）に対し，月周回衛較して，両者を調整した基準書を策定しました．また，星計画 SELENE（かぐや）をはじめとする固体惑星探衛星試験や運用体制，審査会，さらには噛み合わせ試

査における貢献，特に，ミッション系の役割の開拓と

験やプロトフライト試験においても，科学衛星の方式確立に関する卓越した貢献を高く評価し，日本惑星科を積極的に取り込み，特に現場主義を徹底させました．

学会特別賞を授与することを決定しました．

さらに自動化自律化試験や運用上負荷最大試験など実

飯島氏は，名古屋大学において惑星形成に関する衝運用模擬試験をシステムメーカーと協力して実施し，

突 実 験 で 学 位 を 取 得 後，1997 年， 宇 宙 科 学 研 究 所

机上検討のみでは発見困難な不具合をいくつも洗い出（ISAS）に COE 研究員として着任し，翌年に助手となしました．

りました．当時は日本の固体惑星探査の黎明期で，飯SELENE においては，感応性の高い LRS（レーダー

島氏は着任直後より，水谷，鶴田，佐々木，加藤各教

サウンダー）と LMAG
（磁力計）を搭載するため，従来授のもとで，SELENE の科学目標の設定，搭載機器

よりもずっと厳しい EMC（磁場，電界放射，表面電位の 選 定・ 統 合 を 進 め， 提 案 書 に ま と め ま し た．

など環境）対策が必要とされました．これに対しても，

SELENE は，当時別機関であった ISAS と宇宙開発事

飯島氏は，磁場に関しては LMAG センサ位置で残留業団（NASDA）の初の合同ミッションであり，科学と磁場 0.02 nT，磁場変動 0.006 nT の制約を，電界放射

実用という目的の異なる衛星開発の文化を融合して，に関しては一般的な探査機が採用している基準（MIL

最先端の科学探査を高い信頼性で実現するという，きスタンダード）に対して 3 桁以上厳しい規制値を設定

わめて難しい計画でした．

しました．そしてその実現のため，磁性体の識別，電

飯島氏は，サイエンスチームにとどまらず，システ

流ループの排除，大電流回路の識別などのガイドライ

ムチームに入って，搭載観測機器と衛星バスシステム

ンを設け，すべてのコンポーネントに設計段階から発の接続を媒介する“ミッション系”として，科学的成果

生磁場低減対策や電源フィルター強化，検証項目を設の最大化に心血を注ぎました．当時は，ミッション系

定して開発を進め，コンポーネント間インターフェイの役割はコミュニティにはほとんど認識されていませ

ス回路の調整，パネル間インピーダンスの低減などもんでしたが，飯島氏は黎明期にある固体惑星探査にこ行いました．また，衛星の試験環境をメーカーと共同

そミッション系は不可欠であると確信し，その役割をで整備し，筑波宇宙センター電波試験棟にて実施され開拓し，その業務の遂行に使命感と厳しさを持って当た試験では，試験システム GND の工夫や衛星電源装たったのです．

置と配電盤の徹底した分離などを実施し，高い EMC

飯島氏は，電気・熱・テレメトリコマンド・高圧電基準を検証できるレベルを整えました．この結果，源回路などの設計基準について，ISAS 科学衛星経験
1. 名古屋大学 大学院環境学研究科
seicoro@eps.nagoya-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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2. 飯島祐一氏は病気療養中のところ，2012年12月7日にご逝去されました．飯島氏の惑星科学界に対する貢献に深く感謝するとともに，謹んで哀悼の意を表します．

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114

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

SELENE 衛星はサイエンス要求を満足する大型衛星でいました．

としては世界トップレベルの EMC 性能を達成したのです．

SELENE は，2007 年 9 月に打ち上げられ，2009 年 6月に制御落下させるまでの間，計画された観測を成功

その他にも 3 つの CPU を同時実行させて多数決処裏に行い，日本の固体惑星探査機としてはじめて世界理を行わせるオンボードコンピュータをメーカーと共に発信できる本格的で大量の科学データを生産し，同開発し，テレメトリコマンド回路の冗長化，カレン2012 年末現在 120 本以上もの研究論文が発表されていトリミッタ回路の検証，EMC・放射線対策など，宇

ます
（図 1）
．この成果は，飯島氏の貢献なくしてはあ

宙使用での信頼性に重点を置いた開発を行いました．

り得なかったといっても過言ではありません．

こ の オ ン ボ ー ド コ ン ピ ュ ー タ は，「 は や ぶ さ 」や飯島氏はその後も，固体惑星探査計画を支えながら

INDEX 衛星などでも採用されました．また，データ

後継の育成に全身全霊を傾け続けました．SELENE-2

処理系の自律化運用機能の検討，開発費の調整・予算

計画では，ミッション系の立ち上げに大きな貢献をし，要求・契約などのマネジメント作業も担当し，各観測技術面でも懸案事項であった月面着陸機における越夜

機器の運用要求の取りまとめとガイドラインを作成し，に関して，月レゴリスとの熱的結合による画期的な保初期の地上系の整備も行いました．また，ミッション

温方式を用いたサバイバル・モジュールを考案し，大系として飯島氏とともに作業を行った若手に多大な影

きなブレークスルーとなりました．また，小惑星探査

響を与え，その後のプロジェクトを担える人材に育て

機「はやぶさ 2」においても，理学的な位置づけが曖昧ました．

であるとの厳しい指摘がなされていた中でミッション

以上のように，飯島氏の取り組みは，SELENE ミ

系を立ち上げ，科学的にその内容を再構成する重責をッションのあらゆる要素におよびながら，科学成果の担いました．飯島氏の蒔いた種は SELENE という最最大化，観測データの高品質化，リスク耐性の強化と初の芽吹きだけでなく，仕事をともにした同僚や育成

いう科学衛星の本質的見地から，一貫して厳しくかつされた多くの若手後継者を通じて，これからの日本の献身的なものでした．しかも，衛星の制約やプロジェ

惑星探査を支える太い幹となっていくことは間違いな

クトのリソースなども充分に考慮し，必要な時は事前いでしょう．

確認の試験を行い，常に成立性を意識しつつ取り組ん

月探査機別の累積論文数（打ち上げ以降，2012/11/13までの累積）200
ｸﾚﾒﾝﾀｲﾝ（註）各探査機の取得デー
タを用いた研究論文数．
「Web of Science」で探査機名をキーワードに検索した
後，Abstractより取得デー
タが使用されているかを判
定．

180
160
140

ﾙﾅ・ﾌﾟﾛｽﾍﾟｸﾀ

累 120
積
論 100
文
数 80

かぐや

ﾁｬﾝﾄﾞﾗﾔｰﾝ
60

ﾁｬﾝｹﾞ

40

LRO

20
0
1994

1995

1996

1997

1998

1999

2000

2001

2002

2003

2004

2005

2006

2007

2008

2009

2010

2011

2012

西暦

図1： 月探査機別の累積論文数．

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新刊書評

115

「太陽系探検ガイド ―エクストリームな50の場所―」
David Baker and Todd Ratcliff著（渡部潤一，後藤真理子
朝倉書店 ISBN：987-4-254-15020-9
発行日：2012/10/20 価格（税込）：4725円 296頁

関口 朋彦

書 評

翻訳）

1

本書は "The 50 Most Extreme Places in Our Solar

ペーパーバックであSystem（2010）" の翻訳である．著者の David Baker はるが，一目にキレイな

アメリカ・オースティン = カレッジの物理学科長（教

図柄の表紙が被せてあ授）で，専門は環境物理，惑星物理，物理教育，地球って，専門的な正確性

システム科学教育となっている．『鑑訳者のまえがき』

を保ち，によれば執筆時には准教授であったようだ．もう一人・約 4 ページで 1 トピの著者である Todd Ratcliff は NASA ジェット推進研

ックを扱う

究所・地球ダイナミクス部門所属の研究者であり惑星

・紙面の半分は図

地球物理学者となっている．

・個々の項で内容が取り上げられた題材はすべて太陽系の「エクストリ

自己完結しているーム」に的を絞ってあり，ひじょうに最近のトピックことが意図されており，そこには本物の撮影画像に加スやそれらの画像が取り上げられ「探検ガイド」と名えて，ポンチ絵や想像図が多用されており，ダイナミ

打ってはいるが，当然ながら「地○の歩き方」とはか

クスを専門とする著者であるからだろう，実際の地球なり趣の異なるガイドブックである．

上の地形や地球の気象現象などとの対比も多く，表層

アメリカ人であるからであろうか．文面がキザだっ運動の図などには必ず模式的な運動方向の矢印が描きたり，あるいは前書きに（加えて謝辞にまで）この本が込まれ，動きが目で見て理解できるように工夫されていかにおもしろいかスゴいかという自賛を謙虚さなしいる．用語集，参考文献もしっかりしている．

に表現してあるのはご愛嬌．

翻訳にやや不自然な日本語であるように感じられる

本書の「エクストリーム」であるが，元々の構想が，部分もあるが，それは科学書籍における正確性を重要

地球の気象現象の議論の際にその議論の発展延長上に視する限りにおいて致し方ないと言ったところ．土星

あった「エクストリーム」を表現しているらしく，『著のミマスの章などには「おっと！痕が残るじゃない者前書き』には，著者ら自身が欲していた「太陽系でか！― 衝突クレーター」という見出しになっており，一番エクストリームな場所はどこだろう？という問に

訳には随所に工夫と苦労の痕が見られる．

答えてくれるような本」は，誰かが書かなくてはなら

点数（星数）を 5 点で付けるとすると 4 星点か．そのないんだ，とか，「読者をあっと言わせ，クールで魅マイナス１点は価格．
「ちょっと読んでみよう」とし力的で『惑星科学の道へ進みたい』と思わせる内容がて買うには 4,500 円はやや高い．しかしながらこれも書かれている本」を作りたかったんだ，とか，まった

本書の多数のカラー画像を採用している故か．本の値

く別次元の話であるように思えてしまうような種々の段を減点対象とするのは，いささか酷なのかもしれな

熱く暑い思いが綴られている．

い．
（ちなみに某オンライン書店での原著のレビュー

1. 北海道教育大学 旭川校
sekiguchi.tomohiko@a.hokkyodai.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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では 4 人とも 5 星でした．
）

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

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New Faces嶌生 有理（岡山大学地球物質科学研究センター）
皆様こんにちは．岡山大学地球物質科学研究センターの嶌生有理（しまきゆうり）と申します．2012 年 12月に名古屋大学環境学研究科において，荒川政彦教授（現 神戸大学）と古本宗充教授のご指導の下，学位を取得しました．博士論文のタイトルは「Experimental
Study on the Formation of Icy Planetesimals by
Coagulation of Ice Dust Aggregates and the Evolutionof Icy Bodies by High-velocity Impacts in the Solar
Nebula」です．私はこれまでに太陽系氷天体の起源と進化を明らかにするべく，高空隙率氷ダスト集合体を用いた低温室内での衝突実験を行い，氷ダストから氷「実験」で「惑星」な荒川先生に弟子入りを希望したと天体への衝突成長過程について研究を行ってきました．

ころ，「え，きみ，実験希望なの？」と驚かれたのを

今回 New Face を書く機会を頂き，研究室配属からのよく覚えております．ともあれ，いくつか提案された6 年間を振り返ってみると，研究者としての第一歩をテーマのなかで興味を惹いたのは，氷
（雪）
の衝突実験

踏み出せたのもこれまでにご縁のあった様々な方のおでした．これは世界的にも類の無い研究とのことで，かげだと感じております．そこで本稿では，私のこれそれならばやれるだけ挑戦してみようと決意しました．

までを振り返りつつ，皆様に御礼申し上げたいと思い

この 6 年間を通じて，荒川先生には惑星科学と雪氷学，ます．

装置設計，実験屋の心得など本当に多くのことを学ば

私が惑星科学の研究者になったのは，新宿高校で受せて頂きました．H2O 氷は太陽系に広く存在する物質

けた高畑早苗先生の地学の授業がはじまりでした．大ですが，水分子の強い極性ためにその性質は普通の鉱学受験を前にして，当初は漠然と宇宙に携わることを物とは異なります．そのため惑星科学と雪氷物性の両生業にしたいと思い，都立大の航空宇宙工学科を志望方を学ぶことになり，大変苦労しました（どちらもま

していました．しかし，何気なく受講した地学の授業だ半人前ですが…）．実験は氷が扱える低温室で行う

では，高島屋へ行って大理石の壁からアンモナイトを必要があるため，北海道大学の低温科学研究所で行わ探したり，10 億分の 1 のミニチュア太陽系を持って校せて頂きました．卒論を始めたころは荒川先生と保井庭に並んだりと，身近に体感できる地学の楽しさを知

みなみ助教（現 神戸大）とともに，南極越冬隊のようりました．これを機に地球科学を学びたくなり，名古な防寒着を着て低温室に入り，装置を組み立て，氷試

屋大学理学部へと進学しました．

料を準備し，寒さに耐えながらひたすら実験を行いま

名古屋大学の地球惑星科学科では地質調査や地球化した．おかげで，冬場は低温室から雪の積もった屋外学など一通りの地球科学を堪能しましたが，卒論ではに出ると温かく感じるほどでした．結局，学位を取る

宇宙をテーマにしたいと思い，地球惑星物理学講座をまでに 1-2 週間の実験を通算 19 回通わせていただきま

選択しました．手を動かす実験が楽しそうだと思い，した．その際には低温科学研究所の山本哲生教授，香shimaki@cc.okayama-u.ac.jp

内晃教授らの研究グループと技術部の皆様には大変お■2013遊星人Vol22-2.indd

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New Faces

世話になりました．
名大・地物講座では古本宗充教授，渡邊誠一郎教授，

物です．また，惑星科学会分科会の衝突研究会を通して，CPS 衝突実験実習，TV 会議システムを用いた衝吉田茂生准教授（現 九州大），桂木洋光准教授，城野突勉強会に参加し，「天体の衝突物理の解明」研究会

信一助教，諸田智克助教ら個性的な教員に叱咤激励をを通じて実験，理論，観測といった様々な分野の研究頂き，またパワフルな先輩・後輩達に恵まれ，刺激的者と知り合えたことは貴重な財産になっています．

な研究生活を送ることができました．特に，惑星科学

この春からは，研究会でご縁のあった国広卓也准教

だけでなく地震学や地球内部物理，気候変動など多様

授からお話を頂き，鳥取県三朝町にある岡山大学地球な研究が身近にあったおかげで，自分の研究だけに閉

物質科学研究センターの研究員として隕石の物質科学

じず，耳学問として色々な分野に興味を抱くようにな的研究を行うことになりました．偶然にも，2013 年 2りました．今思い返すと，タフで粘り強い研究室の雰

月にロシアへ落下した Chelyabinsk 隕石の分析に携わ囲気が良かったのだと思います．

ることになり，エキサイティングな日々を過ごしてお博士課程 2 年次からは，荒川先生が神戸大学理学研

ります．今までとは異なる研究手法と環境に戸惑いも究科へ異動されたのに伴って研究委託させて頂き，中ありますが，田舎暮らしを満喫しつつ，氷と衝突を軸

村昭子准教授，鈴木絢子博士と実験惑星科学分野の院として太陽系小天体の進化履歴に迫るべく挑戦して参生たちとともに衝突漬けの日々を過ごしました．学位

ります．皆様，今後ともどうぞ宜しくお願い致します．

取得記念に後輩達から貰った Doctor hut は一生の宝

川村 太一（パリ地球物理研究所）
みなさまこんにちは，そしてはじめまして．川村太
一と申します．2012 年 3 月に東京大学大学院理学系研
究科地球惑星科学専攻で博士号を所得し，現在はパリ（IPGP）での Institut de Physique du Globe de Paris
NASA の InSight ミッションの研究員として火星を目指して研究に励んでいます．学位を所得してからすでに 1 年以上がたっており，New Face などど言われると気恥ずかしい気もしてしまいますがご縁があり，執筆させていただくことになりました．せっかくの機会
ですのでこの業界を目指したきっかけ，大学院での研究，今の所属に至った経緯などをお話出来たらと思っ木星型惑星の成り立ちの違いなどについても学ぶことています．

ができました．当時の僕は惑星の異なる姿やその成因

驚きとワクワクを提供してくれる科学に憧れたあの頃…

の違い等の基本を学び「こんなことがわかるなんてすごい！」と感動したものでした．大学では是非こんなことを勉強してみたい，と思うようになりました．

「Jurassic Park」や「Apollo 13」小学生の頃映画の中念願が叶い，東京大学理学部地球惑星物理学科に進の科学の世界に魅了され，「科学者」に憧れていた僕学することができました．東大地惑では基礎の物理はが惑星科学に興味を持ったのは高校生の頃でした．高

もちろん，解析，プログラミング，実験の基礎，色々

校では幸運にも地学の授業があり太陽系の姿，地球型，なことを学び，今振り返っても当時習ったことは大事

kawamura@ipgp.fr

な財産になっているな，と感じます．そんな中，月に■2013遊星人Vol22-2.indd

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興味を持ち始めました．きっかけは惑星科学が対象とはどのようなものか．

している天体の中でも比較的近い，空を見上げればす

アポロの観測では特定された震源のほとんどが表側にぐに見つけられる，と言った程度だったのですが学部あると推定されました [1]．そのため月の表側に設置

演習の月面大気の分光観測や月面の衝突現象の観測なされた観測ネットワークで観測された月震波の波線はどを通して月や月—地球システムに興味を持つように

月の深部まで達せず，月の深部の構造は地震学的にはなりました．地球に対して非常に大きな月は地球への観測ができていません．月の裏側の震源を探ることは影響も大きいはず，月を知ることは地球のことを知る

全球的な月震活動度を知る上でも，月の深部の構造を上でも重要なのでは，と単純に考え，大学院では月の知るためにも重要なテーマであると言えます．月震に研究がしたいと考えるようになりました．

は主に深発月震と浅発月震がありますが共に詳細な発生メカニズムについては明らかになっていません．月

宇宙研での研究，そしてフランスへ…

震の発生機構は震源領域の応力場，物質の状態に支配されるため，月の内部の状態を知る重要な手がかりに大学院では宇宙研の固体惑星研究系で学生生活送るなると言えます．隕石衝突は地球の地震学での研究例こととなりました．当時は月探査衛星「SELENE」のは少なく，月震，惑星地震学における特徴的なテーマ

打ち上げの直前でした．月探査ミッションをやっていだと思います．特に月のように大気の薄い天体では隕

る時に宇宙研にいれる，なんて経験はなかなか出来な

石衝突は重要な震源の一つであり，月震データに残さいのではないのだろうか，と考えた僕は宇宙研への進れた隕石記録は，現在の月面衝突の記録として有用な学を決めました．進学から打ち上げまでは数ヶ月あり，だけでなく，メートルスケールの大規模な衝突実験とその間は基礎の勉強をしながら過ごすつもりだったのしてもとらえることが出来ます．

ですがふとしたきっかけで月震波解析をやることにな

約 5 年間そのような謎に迫るためにいくつかのテーりました．当初は打ち上げまでの演習のつもりが，気マで研究をしてきました．アポロ 17 号の月面重力計がついたらそちらがメインの仕事になるということに．

を利用した月震波解析では新たな月の裏側の震源の同

今思うと不思議なご縁だと思います．今となっては「惑定に成功し，月の裏側と表側で活動度に大きな差がな

星地震学」という分野の魅力に魅せられ，月の地震，

い可能性を見いだしました [2]．震源メカニズムの推そして火星の地震へと興味の幅を広げていくことにな

定のためにはアポロに搭載された短周期，長周期の月りました．

震計のデータを組み合わせることで仮想の“広帯域”
月

アポロ計画により地球以外で唯一地震活動のネット

震計を作り，得られた月震波シグナルのスペクトルかワーク観測が行われた月では月震波解析は内部構造推ら深発月震の応力降下量，地震モーメントの推定を行定の重要な手段として用いられています [1]．月の内いました [3]．複数の震源で発生した約 60 のイベント

部構造は月の全球組成や月内部の熱史に対する重要なについて推定を行うことでより一般的な月震に震源の制約となる，月の起源や進化を考えるにための重要な姿を明らかにすることに成功しました．また，月震デ情報です．月震波解析は月の内部の地震波速度，内部

ータに残された隕石衝突の記録から月面の衝突イベン

構造の定量的な推定を実現し，月科学に置ける重要なトの前面 - 後面不均質性が小規模の近年の衝突イベン

知見をもたらしましてきました．

トでも存在していることを示し，cm～m サイズの衝僕の基本的な研究テーマは「アポロの月震データを突体の月面への衝突速度を推定しました [4]．月震記

新たな視点で解析することで月震学に残された謎にど録が衝突履歴の記録としても有用であることを示した

こまで迫れるか」ということです．その中でも大学院ことは今後の月震観測の可能性を広げることにもつなでの研究では主に以下のテーマに取り組んで来ました

がったと考えています．多くのテーマに取り組み，そ月の裏側でも月震は起こっているのか．月震のたびに多くのことを学べた非常に充実した研究生活の活動度は月面で一様か．

であったと感じています．

月震が起こるメカニズムはどのようなものか．

この様なテーマに取り組み，宇宙研で研究をしてい月震データから明らかになる月面衝突の性質た僕に転機が訪れたのが修士論文提出の数週間前のこ■2013遊星人Vol22-2.indd

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New Facesとでした．偶然宇宙研で行われていた宇宙研とフラン用なデータを得ることは出来ませんでした．InSight

スの IPGP の合同ミーティングで重力計を利用した地

は Viking での問題も考慮し，始めての火星地震の観震波解析や新たに特定した裏側の深発月震について発測を目指しています．ミッションの話を聞いた時に素表することになりました．修論提出の数週間前という直に面白い，と感じました．また，大学院でやった研こともあり睡眠不足に準備不足という状態で英語の発究についてももっと深められるのではないか，という表をするという無謀な状況だったのですがそれがきっ思いもあり，退職し，アカデミックの世界に戻ってくかけとなり，博士課程 1 年〜 2 年にかけて約 1 年間，ることを決意しました．現在は渡仏し，パリの IPGP

フランスの IPGP で研究をすることになりました．最でミッションの仕事と自分の研究に取り組む毎日です．

悪のコンディションでも発表はしてみるものだとこのミッションの仕事や地震計の開発については始めて学

時心から思いました．フランスで過ごした 1 年間は非ぶことも多く，刺激的な毎日を送っています．

常に刺激的な 1 年となりました．研究テーマとしては新たに月震の震源メカニズムの研究に着手し，研究と最後に…

しての幅も広がったと感じています．そしてなにより，
海外で日本とは全く違う環境で研究が出来たのは非常

色々と遠回りしてきましたが現在は充実した日々をに有益だったと感じています．所属していた研究室は過ごしています．ここにいたるまでに非常に多くにフランス人以外の PD，留学生も多く，刺激的な環境

方々に助けられてきました．特に宇宙研の田中智准教

で研究をすることができました．海外の学会への参加

授，小林直樹助教，IPGP の Philippe Lognonné 教授にの機会が増え，様々な国の研究者と交流できたのもいは学生時代から今日まで様々なご指導をいただきましい経験となりました．日本に戻り，日本，フランスでた．この場を借りてお礼を申し上げたいと思います．

の研究結果をもとに，2012 年 3 月に無事学位を所得すミッションに取り組むというのは研究をするのとはまることができました．

た異なった取り組みが必要だと感じることもあり，毎日が勉強です．このように海外のミッションで仕事を就職，再渡仏する，ということは貴重な経験だと感じており，一つでも多くのことを学べればなと思っています．できる

学位所得後，PD の職が見つけられなかったこともことならば，ここで学んだことを活かして，日本でもあり，僕は民間企業に就職しました．そこではある商ミッションが出来れば，と思いながら現在は頑張って品がどのくらい売れるかを予測するシステムやアルゴ

います．まだまだ若輩者ですが日本，そして世界の惑

リズムを考える，という仕事を担当させていただき，

星科学の世界に少しでも貢献できればと思っています．

惑星科学とは違う世界を垣間見ることができました．

みなさま，今後ともよろしくお願いいたします．

今まではあまりなじみのなかった経済や社会，商売の仕組みを学ぶことは好奇心を刺激され，さらにそれを[1] Nakamura, Y., 1983, J. Geopys. Res. 88, Issue B1, 677.

実際の社会で実現されているのを見るのは非常に興味[2] Kawamura, T. et al., 2010, 41 LPSC, No 1522, p

深かったです．
「経済のモデリングもなかなか面白いしこういう仕事も悪くないな」と思い始めた僕に改めて転機が訪れました．フランスの研究室から「InSight のミッションで働く PD を探しているんだけどフランスに来ないか」というお誘いをいただきました．InSight は NASA

st

1766.
[3] Kawamura, T. et al., 2010, AGU Fall Meeting 2010,
abstract #U41A-07.
[4] Kawamura, T. et al., 2011, Geophys. Res. Lett. 38,
Issue 15, CiteID L15201.
[5] http://insight.jpl.nasa.gov/home.cfm.

の Discovery ミッションで地震観測を含めた火星での地球物理探査を目指すミッションです [5]．火星地震
計は Viking に搭載されていましたがその際は風の影
響や設置に問題があり，火星地震のデータに関して有■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 20132013年秋季講演会のお知らせ

2013年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員長（国立天文台LOC）

本年度の日本惑星科学会秋季講演会を沖縄県石垣市
民会館において開催いたします．本講演会は日本惑星科学会が主催し，国立天文台後援の下に開催されます．
未だ検討中の事項もありますが，以下では 2013 年 5 月
初め時点での予定をお知らせします．詳細については
本会ホームページ http://www.wakusei.jp/ 上に随時

渡部 潤一

1

２．発表要項●発表資格
著者に本会の会員を含むこと．
●発表形式とプログラム編成
口頭発表またはポスター発表．

掲載します．大学などにおいては学期期間中の平日での開催ではありますが，多数の皆様の参加をお待ちしております．

１．日程と会場●日程

今回の秋季講演会でもポスター発表を充実させたいと考えていますので，積極的なご応募をお待ちしています．但し申込数の関係で，発表形式のご希望に添えないことがあります．原則として，同一の方が第一著者として複数件発表される場合，口頭発表は 1 件まで～22 日（金）2013 年 11 月 20 日（水）とさせていただきます．発表の採否も含め，プログラ

11 月 21 日（木）に総会と懇親会，および今年度の最ム編成については実行委員会が最終的に決定します．

優秀研究者賞受賞講演を予定しています．
なお，11 月 23 日
（土・祝）に一般者向けの講演会を予定しています（第 7 項をご参照下さい）．
●講演会場

予めご了承下さい．
●口頭発表
1 講演につき 10-12 分程度（質疑応答含む）を予定しています．スクリーンを 1 面，液晶プロジェクタを 1

石垣市民会館台利用可能です．

〒 907-0013 沖縄県石垣市浜崎町 1 丁目 1 番 2●ポスター発表（受付は 1 階，講演会場は大ホール，ポスターセッ

ポスターセッションを設けます．ポスター会場は講ション会場は 1 階ホワイエ）

演会場 1 階のホワイエとなります．一人当たりのポス

本会ホームページの秋季講演会の案内ページに地図

タースペースは A0 用紙を縦貼りできるサイズを予定

があります．

しています．

●懇親会●最優秀発表賞セッション

ホテルミヤヒラにて 11 月 21 日（木）18：30～20：30に行う予定です．

本講演会において第一著者として発表する博士学位を有していない学生会員は，最優秀発表賞に応募できます．最優秀発表賞セッションに採択された発表者には口頭発表とポスター発表の両方を行っていただきま

1. 国立天文台天文情報センター
aloc@wakusei.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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す．別途定める今年度の要項に従ってください．詳細は本会メーリングリスト（oml）および本会ホームペー

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2013秋季講演会のお知らせ

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ジでお知らせします．

2013 年 10 月 21 日（月） 事前参加申込・事前支払の

●予稿原稿

受付締切

本会ホームページに記載された指示に従って下さい．
なお，インターネットが利用できない方は「8. その他」

５．参加費用費用項目の項をご覧下さい．

３．参加および発表の申し込み方法

参 加 費

本会ホームページよりお申し込みください．申し込
みには事前参加・発表・予稿原稿の三段階の登録手順

予稿があり，すべて本会ホームページ上で行います．これ
らの登録には次の（1）（2）の両方が必要となります．

懇親会費（1）本会の会員番号もしくは非会員登録番号，（2）本会
ホームページに会員または非会員としてログインする
ためのパスワード . 本会への新規入会登録および非会

事前支払

当日支払

一般会員

2500円

3000円

学生会員

1500円

2000円

非 会 員

4500円

5000円

集

1200円

1500円

一般会員

4500円

6000円

学生会員

2500円

3000円

非 会 員

4500円

6000円

６．交通手段・食事など

員登録も本会ホームページから行ってください．なお

石垣市民会館へは，「市街地バスターミナル」から

非会員登録には一日以上，新規入会登録には二週間以

徒歩約 6 分です．石垣新空港から市街地バスターミナ

上かかりますので，発表申し込みを予定されている非ルまでは，鈍行バスで約 45 分，準急バスで約 35 分です．

会員の方はできる限り早目に登録手続きを開始してくタクシーを使うと約 30 分で市街地まで出られます．

ださい．

なお，宿泊施設によっては空港送迎バスを出している
ところもあります．詳しくは下記をご参照ください．

郵便振替口座 振込先
口座記号番号： 00160-8-600275

http://www.city.ishigaki.okinawa.jp/home/other/
airport_access/index.htm
石垣市民会館は「市街地バスターミナル」の出口を口座名称（漢字）：JSPS 国立天文台 LOC
口座名称（カナ）：右に出て北（右）へ歩き，2 つ目の交差点を西に折れて

ジェイエスピーエスコクリツテンモンダイエル

道なりに 5 分ほど歩いた左手にあります．本会ホーム

オーシー

ページの秋季講演会の案内ページに地図を掲載します．
会期中の昼食等は，市民会館内の「軽食喫茶

他銀行等からの振り込みの場合は以下をご利用下さい．

イレブン」や近隣の飲食店等を御利用下さい．詳細は下記

銀行名 [ 金融機関コード ]：ゆうちょ銀行 [9900]のサイト等をご参照ください．また，当日，近隣の飲店名 [ 店番 ]：〇一九（ゼロイチキュウ）店 [019]

食店マップを配布する予定です．

預金種目：当座

石垣市観光協会： http://www.yaeyama.or.jp/

口座番号：0600275

石垣島ねっと： http://www.isigakizima.net/

申し込みの詳細は，本会メーリングリスト（oml）と石垣島タウンガイド： http://www.isigakizima.net/

本会ホームページでお知らせします．

ebook/ebook.pdf

４．本秋季講演会までの主なスケジュール（予定）７．一般向け講演会の開催について

2013 年 6 月 20 日（木 ） 事 前 参 加 申 込・ 発 表 申 込・
事前支払・予稿原稿の受付開始

日時：2013 年 11 月 23 日
（土・祝）13：00～

場

所：石垣市民会館 中ホール
〒 907-0013 沖縄県石垣市浜崎町 1 丁目 1 番 2

2013 年 7 月 24 日（水） 最優秀発表賞申込の受付締

た むら もとひで（東京大学大学院理学系研究科・教授）
講演者：田村 元秀

切2013 年 7 月 31 日（水） 発表申込締切

題

目：「New Worlds：太陽系外惑星観測の最前線」

2013 年 9 月 19 日（木） 予稿原稿の受付締切

主催：石垣市教育委員会■2013遊星人Vol22-2.indd

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共

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

催：日本惑星科学会，国立天文台

８．その他（1）乳幼児を同伴される予定の方は，下記までお問い
合わせください．最寄りの保育施設を紹介いたします．なお，保育費用の一部を学会が補助します．
申込締切は 10/18（金）とさせていただきます．
担当：宮地 竹史E-mail：aloc-takuji@wakusei.jp（2）秋季講演会の申込にあたり，インターネットが利用できない方，また，何かご不明な点がおありの方は，下記までお問い合わせ下さい．
〒 181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
国立天文台天文情報センター気付
日本惑星科学会国立天文台 LOC
FAX：0422-34-3810，E-mail：aloc@wakusei.jp（3）このお知らせの内容は，やむを得ない事情が発生した場合にその一部が変更される可能性があります．本会ホームページで最新の情報をご確認下さい．

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助成事業２件公募のご案内
公益財団法人 宇宙科学振興会
公益財団法人宇宙科学振興会は宇宙科学分野における学術振興を目指し，2013 年度も引き続き下記の助成事業を行います．それぞれの応募要項の詳細は当財団のホームページ：http://www.spss.
or.jpにございます．それぞれの公募に対する応募申請に際してはホームページご参照の上，申請書をダウンロード・作成いただき必要な書類を添付の上，財団宛に電子メール（admin@spss.or.jp）で申請いただけます．奮ってご応募いただくようご案内申し上げます．
なお，2014 年度より国際学会出席旅費に対する応募回数，適用期間を変更するために，今年度は国際学会出席旅費に対する各応募締め切りの適用期間が不規則になっておりますのでご注意ください．

（1）国際学会出席旅費の支援●支援対象
宇宙理学（地上観測を除く）および宇宙工学（宇宙航空工学を含む）
に関する独創的・先端的な研究活動を行っている若手研究者（当該年度 4 月 2 日で 35 歳以下）
，またはシニアの研究者（当該年度 4 月
2 日で 63 歳以上かつ定年退職した者）で，国際研究集会で論文発表または主要な役割などが原則として確定している者．
●助成金額・件数：一件あたり 10 〜 25 万円程度，年間 10 件程度●申し込み受付時期
応募締切り

2013 年 5 月 15 日：2013 年 7 月 1 日〜 2013 年 10 月末日の間の出発者対象

応募締切り

2013 年 9 月 15 日：2013 年 11 月 1 日〜 2014 年 3 月末日の間の出発者対象

応募締切り

2014 年 1 月 15 日：2014 年 3 月 1 日〜 2014 年 9 月末日の間の出発者対象（2）国際学会開催の支援●助成対象
宇宙科学研究を推進している国内の学術団体（研究所，大学等）
で，宇宙理学（地上観測を除く）
及び宇宙工学（宇宙航空工学を含む）に関する国際学会，国際研究集会の国内開催を主催しようとする
団体．
●助成金額・件数：一件あたり 30 〜 50 万円程度，年間 3 〜 5 件程度●申し込み受付時期
応募締切り

2013 年 7 月 15 日：2013 年 10 月 1 日〜 2014 年 3 月末日に開催の国際学会対象

応募締切り

2014 年 1 月 15 日：2014 年 4 月 1 日〜 2014 年 9 月末日に開催の国際学会対象●照会先
公益財団法人宇宙科学振興会事務局〒 252-5210

http://www.spss.or.jp

神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1

E-mail：admin@spss.or.jp
Tel：042 － 751 － 1126

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

JSPS Information◇日本惑星科学会第100回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第 100 回運営委員会議事録
期間：2013 年 2 月 12 日（火）～2 月 18 日（月）議

題：専門委員会・部会委員の承認

運営委員会委員：
出席者（23 名） 田近英一，渡邊誠一郎，倉本
並木則行，永原裕子，井田圭，中村昭子，荒川政彦，林祥介，生駒大洋，渡部潤一，茂，千秋博紀，はしもとじょーじ，平田

小久保英一郎，藤本正樹，橘省吾，佐々木成，荒井朋子，晶，城野信一，小林直樹，中本泰史，

杉田 精司
欠席者（なし）成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす
議決方法：上記期間内に e-mail により投票
議題 1．各専門委員会委員の承認をお願いしたい．
（◎の各専門委員会委員長，〇の部会長，グループ長については第 99 回運営委員会にて承認ずみ）
賛成多数により，議題 1 は承認された．賛成：23，反対：0，棄権：0
1）総務専門委員会◎平田成

城野信一，長沢真樹子，日高宏，生駒大洋，諸田智克，奥住

聡

行事部会
〇中村昭子
出村裕英，中島健介，城野信一，奥住

聡2）財務専門委員会◎荒井朋子
中本泰史，大野宗祐
3）編集専門委員会◎はしもとじょーじ
諸田智克（編集幹事）
倉本■2013遊星人Vol22-2.indd

圭，渡部潤一，生駒大洋，和田浩二，田中秀和，山本124

聡，杉山耕一朗，奥地拓生，渡部直樹，

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JSPS Information125

小久保英一郎，谷川享行，杉田精司，白石浩章，関口朋彦，本田親寿，木村勇気，岡崎隆司
4）将来計画専門委員会◎荒川政彦
小林直樹，橘省吾，出村裕英，並木則行，藤本正樹，林祥介，中本泰史

将来惑星探査検討グループ
〇並木則行
加藤

学，大槻圭史，出村裕英，小林直樹，田村元秀，寺田直樹，関根康人

5）対外協力専門委員会◎小久保英一郎
伊藤洋一，橘省吾，矢野創

6）欧文誌専門委員会
◎佐々木
三河内

晶
岳（委員：JPGU 新ジャーナル担当＋全体補助），三浦弥生（委員：EPS 運営委員），

大竹真紀子（委員：JPGU 新ジャーナルの運営 or 編集委員），中本泰史（委員：EPS 編集委員）
7）連合連携専門委員会◎永原裕子
高橋幸弘，宮本英昭，玄田英典（連合大会プログラム委員・正）
，山田

耕
（同・副）
，

小川佳子（男女共同参画担当委員）
8）情報化専門委員会◎千秋博紀
伊藤孝士，大竹和生，石岡圭一，小林直樹，荒川政彦◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2013 年 3 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■2013遊星人Vol22-2.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

◇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．


2013/07
16-17

第41回可視化情報シンポジウム（a）
工学院大学新宿キャンパス （b）
一般社団法人 可視化情報学会（日本惑星科学会協賛）（c）
http://www.visualization.jp/event/detail/symp2013.html

2013/09
17-20

惑星科学フロンティアセミナー 2013（a）北海道虻田郡ニセコ町 （b）惑星科学フロンティアセミナー実行委員会（日本惑星科学会共催）（c）
http://www.wakusei.jp/meetings/fs/2013/2013-09-17/index.html
可視化情報全国講演会（2013会津）

27-28

（a）
会津大学 （b）一般社団法人 可視化情報学会（日本惑星科学会協賛）（c）
http://web-ext.u-aizu.ac.jp/conference/vis2013/

2013/11
20-22

日本惑星科学会秋季講演会（a）
石垣市民会館，沖縄県，石垣市 （b）
日本惑星科学会主催（c）https://www.wakusei.jp/meetings/fall_meeting/■2013遊星人Vol22-2.indd126

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編集後記
私が本特集号「はやぶさ帰還試料の分析でわかったかにしている．本特集号の馬上ほか（2013）
は，太陽風こと」のゲストエディターを務めることになったきっ

及び太陽 ･ 銀河宇宙線の照射履歴を粒子の希ガス同位かけは，昨年の惑星科学会秋期講演会の際に遊星人編

体分析の結果から議論している．また，本特集号の奈

集委員の白石さんから，遊星人で特集号をやらないか良岡（2013）
では，残念ながら小惑星起源の有機物の発とお声をかけて頂いた事だった．それ以来，本特集号

見には未だ到らないが，イトカワ試料の有機分析の過の取り纏めに微力を尽くし，この度出版まで到ったの程を計画段階からエピソードも交えてつぶさに描いては望外の喜びである．

いる．

小惑星探査機「はやぶさ」は人類初の小惑星から回

惑星物質科学の発展は，画期的な試料がもたらすパ

収された試料を地球に帰還させた．本特集号の矢田ほ

ラダイムシフトに依っているところが大きい．米アポか（2013）では，再突入カプセルが回収されてから試料

ロ ･ ソ連ルナ計画による月試料，日本の南極地域観測が取り出され，最終的に研究者の手に渡るまでの過程

隊が発見した南極隕石，アエンデ炭素質コンドライトを記載している．「はやぶさ」は，隕石のような岩石

中の難揮発性包有物などがそれに当たる．隕石はいつの試料としては得られない，天体表層の砂礫（レゴリ

落ちてくるか分からないが，サンプルリターンミッシス）を回収した．これにより，その天体の物質科学情

ョンは意図して実施し，画期的試料をもたらすことが報だけでなく，天体と惑星間空間環境との相互作用の出来る．今世紀に入り，我々はアポロ計画以来のリタ

履歴の情報も得られる．本特集号の野口ほか（2013）
でーンサンプルのラッシュを迎えている．これらの試料

は，微小天体表層における太陽風による宇宙風化の影の研究により，また新たに太陽系進化の歴史が紐解か響を，粒子表層の透過電子顕微鏡による観察から明られていくことを望んでやまない．

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127（矢田 達）

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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 ]矢田 達 [ 特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」ゲスト・エディター ]生駒 大洋，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，杉田 精司，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，本田 親寿，山本 聡，渡部 潤一，渡部 直樹，
和田 浩二
2013年6月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第22巻

第2号

一部 1,750 円（送料含む）
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）〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社〒 223-8526 横浜市港北区日吉 4-1-1 慶應義塾協生館 2 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 : 045-534-3881／FAX : 045-534-3882（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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