日本惑星科学会誌
第22巻
目

遊・星・人

第3号
次

巻頭言 阪本 成一 131「2012年度最優秀発表賞受賞論文」

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発 132

長 勇一郎，三浦 弥生，諸田 智克，杉田 精司



みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その１～人類として為すべき木星圏総合探査JUICE ～ 146木村 淳，佐々木 晶，藤本 正樹

火の鳥「はやぶさ」未来編 その３ ～ SCI/DCAM3と衝突の科学～ 152

荒川 政彦，和田 浩二，はやぶさ２ SCI/DCAM3チーム

研究会報告：Workshop on Martian Young Volcanism 

159

New Face 鎌田 俊一 

162

栗田 敬

日本惑星科学会2013年度秋季講演会プログラム
2013年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員会 164Whiteboard 172

JSPS Information 173

表紙デザイン：BROOKS■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

129

2013/09/13

11:34:01

130

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

Contents
S. Sakamoto

131

Development of an in-situ K-Ar dating instrument		

132

PrefaceY. Cho, Y. N. Miura, T. Morota, and S. SugitaBack to Jupiter, with renovated interest in the systemand fresh focus on the icy moons (1)― Jupiter system exploration mission "JUICE" as the mission by mankind ―J. Kimura, S. Sasaki, and M. Fujimoto
146
Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future (3)― SCI/DCAM3 and Science of planetary impact ―		152

M. Arakawa, K. Wada, and Hayabusa2 SCI/DCAM team

Report: Workshop on Martian Young Volcanism

K. Kurita

159

New Face

S. Kamata162

Local Organizing Committee of JSPS 2013 Fall Meeting		

164Whiteboard		

172

JSPS Information		

173

Program of 2013 Fall Meeting of JSPS■2013遊星人Vol22-3_製版.indd130

2013/09/13

11:34:01

131

巻頭言

巻頭言
空前の宇宙ブームといわれて久しい．2010 年 6 月の「はやぶさ」の帰還は一つのきっかけだが，
もはやそれは一過性のブームではないようだ．
「はやぶさ」や「かぐや」は日本の科学衛星の中でも特によく知られた存在になった．だがそれが惑星科学全体に対する国民の理解を深めることにつながったかというと，私は懐疑的だ．
例えば「はやぶさ」では，プロジェクト遂行におけるマネジメントやヒューマンドラマ，道徳的な側面などが強調されがちで，次いでイオンエンジンをはじめとする工学的成果が語られ，小惑星探査そのものの科学的意義について深く紹介されることは稀だ．
「かぐや」でも，ハイビジョンカメラがとらえた月面や，月から見た地球の美しさ，月利用への発展性などが強調され，得られた科学的成果について触れられることが少ない．地形カメラやレーザ高度計などの成果は目立つが，その他の機器については初期観測の状況報告以降，情報発信はとだえがちだ．
これから本格運用や打ち上げを迎えるミッションはさらに厳しい状況が予想される．精力的な広報活動を行っている金星探査機「あかつき」はともかく，IMAP や GLIMS，惑星分光観測
衛星 SPRINT-A，ジオスペース探査衛星 ERG，そして水星磁気圏探査機 MMO と，どれも一般人にはとっつきにくいプラズマ物理系のものばかりだからだ．ただこの分野はポッと出のものではなく，日本の宇宙科学のお家芸とされる分野でもある．例えば SPRINT-A は
「のぞみ」
や
「か
ぐや」UPI による紫外線観測の延長線上にあり，ERG や MMO は「あけぼの」や GEOTAIL の延
長線上にある．しかし，これまでの一連の研究成果は十分に一般向けに情報発信されてきたとは言えない．
これは私をはじめとする広報担当の力不足による部分も多いが，研究者側からの事前の連絡がなかったためにプレスリリースの機会を逃したケースも少なくない．研究の大きな進展があったとき，“でも一般人には理解されないだろう”などと遠慮せず，そのワクワク感を外向けにもっと語ってほしいし，そのために宇宙科学研究所の広報をもっと利用してほしいと願っている．

阪本 成一（宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所）■2013遊星人Vol22-3_製版.indd131

2013/09/13

11:34:02

←目次へ

132

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013「2012年度最優秀発表賞受賞論文」

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発長 勇一郎 ，三浦 弥生 ，諸田 智克 ，杉田 精司
1

2

3

1,4

（要旨）惑星表面に生起した地質学的イベントのもつ絶対年代は，惑星の進化を理解する上で不可欠の物理量でありながら，アポロ・ルナの回収試料を除いて直接の計測がなされていない．その原因は，正確な年代計測に必要な岩石のサンプルリターン探査が未だ困難なためである．それに対し，惑星表面上で岩石の年代計測が可能となれば，探査計画のコストやリスクの大幅な軽減が可能となり，将来のサンプルリターン探査においても惑星上での試料選別が可能になるなど，非常に大きな利点を持つ．本研究では，惑星探査で実績をあげつつあるレーザー誘起発光分光法（LIBS）と四重極型質量分析計（QMS）に着目し，それらを組み合わせたカリウム－アルゴン年代計測法の基礎技術を新規に開発した．これまでのところ，約 18 億年の年代をもつ 3 個の鉱物試料に対して，17 ± 1，19 ± 3，20±2 億年のモデル年代を得たほか，18.5±0.4 億年の模擬的なアイソクロン年代をもつ試料群に対し，16.9±2.3 億年という計測値を達成している．本成果は，惑星表面
上その場年代計測の実用化が近い将来であることを強く予感させるものである．

1. 惑星表面の年代決定

惑星進化の理解のために決定的に重要な情報として
地質ユニットのもつ絶対年代がある．惑星探査による太陽系惑星の起源と進化の体系的な理解は惑星科学

岩石の絶対年代の獲得はアポロ計画以来の悲願だが，の究極のゴールのひとつに位置づけられる．その達成

サンプルリターンの技術的な困難さから，その後 40には，リモートセンシング探査による全球マッピング，

年以上にわたって月惑星表面から新たな年代試料が得着陸探査による詳細な地質学・岩石学的調査，およびられない状況が続いてきた．

リターンサンプルの精密な物質科学的分析からなる三このような状況の下で，サンプルリターンを伴わず者のマルチスケールでの効果的な結合が必須であるこに岩石のその場年代計測を行う技術が獲得されれば，とは言うまでもない．高解像度の全球リモセン探査が

惑星年代学の進展にとって非常に大きなブレイクスル一段落した内惑星探査にあっては，全球サーベイによーになる．岩石の元素組成や鉱物組成から岩石形成当って注意深く選定された地点に着陸して物質科学計測

時の環境を推定することは着陸探査の王道であるが，を行い，個々の天体の進化モデルを取捨選択すること，

これに加えてその環境が存在した年代の絶対値を手にまたそれによってさらに洗練された太陽系・惑星進化

できるということが惑星進化の理解の進展にもつ意味の描像を得ることを目指すという方向が，今後の探査は計り知れない．さらにその場年代計測は，将来のサの主流になると考えられる．

ンプルリターン探査の際に惑星表面上で予備分析を行

1. 東京大学理学系研究科
2. 東京大学地震研究所
3. 名古屋大学環境学研究科
4. 東京大学新領域創成科学研究科
cho@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

132

う役割を担うことにもなるだろう．このことは持ち帰る価値の高い試料の選別を可能とするので，サンプル
リターン探査の科学的価値を最大限に高めることができる．

2013/09/13

11:34:02

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田

2. 惑星表面年代学の現状と未解決
問題
2. 1

惑星表面年代学の不定性

133

星地表の絶対年代には，採用するモデルによって 10
億年以上の差異が生じうることが指摘されている [6]．
このように，月惑星の年代学における絶対時間軸は確立されたとは言い難いのが現状である．月面における未取得年代範囲の試料や火星を初めとする各惑星の現在，惑星表面のもつ絶対年代は専らクレーター年試料を獲得し，表層進化史に実証的に時間軸を入れる

代学によって決められている．クレーター年代学とは，ことは，今後の固体惑星探査の最重要課題のひとつで古い地表は高いクレーター密度をもつという性質に基ある．

づき，単位面積あたりのクレーター個数から地表の年代を推定する手法である．数密度の大小は地表の新旧

2. 2

月惑星年代学における重要問題

を相対的に示すに過ぎないが，そこにクレーター数密

着陸探査による年代計測によって年代学関数を制約度と絶対年代との対応関係を持ち込むと，画像計測ですることは，単にクレーター年代学の物差しを精密化得られるクレーター数密度からその地質ユニットの絶するだけに留まらず，惑星科学の重要問題へのアプロ

対年代を計算することができる．そのような一種の較ーチでもある．例えば，月の年代学における重要問題

正関数は年代学関数と呼ばれる [1]．この関数は，アの一つに火成活動の終焉時期がある．月の最も若い玄ポロ・ルナ探査機の着陸地点のクレーター密度とそこ

武岩は，サンプルが無く年代学モデルの不確定性の大で回収された岩石の放射年代とを較正点として滑らか

きな 30-15 億年前に対応するクレーター密度をもつ [7,に繋いだものとして得られる [e.g., 2, 3]．

8, 9]．三次元熱対流計算によると，マグマのもととな月で得られた年代学関数は，衝突確率やクレーター

る部分溶融層の寿命は月の初期温度に強く依存するこ形成に関するモデルを複合的に用いることによって，とが示されており [10], 最も若い溶岩流の噴出時期が火星や水星，金星，さらには氷衛星など太陽系惑星表

30 億年前に近いのか 10 億年前に近いのかを判定する

面の年代決定に広く利用されている [e.g., 4]．これにことによって，月の初期温度
（起源）
と冷却史
（進化）
を

よって，サンプルの得られていない惑星の歴史にも絶制約できる可能性がある．

対年代の目盛が入れられ，火成活動，気候進化，テク

また，火星の温暖湿潤気候から乾燥寒冷気候への遷

トニックな活動の変遷などに関する描像が得られてき移時期であるとされるヘスペリア紀 - アマゾニス紀境た．このように，惑星表層進化史に対する我々の知見

界の年代もこの時代に相当しており，その絶対年代はの多くがクレーター年代学に依拠している．

モデルによって 37 億年前から 15 億年前まで変わりう

ところが，これらの議論は大きな不確定性を持つ年

る [11]．アウトフローチャンネルと呼ばれる洪水地形

代モデルの上に成り立っていることに注意しなければの形成を許す温暖な気候が 37 億年前に終了したのか，ならない．というのは，年代学関数の決定に際してア天体衝突が落ち着いた約 15 億年前まで続いていたのポロ・ルナ岩石試料中で絶対年代と地質イベントとのかでは，温暖湿潤気候の維持メカニズムや気候遷移の対応がとれているものは，30～39 億年前の海の玄武

描像は大きく変わってしまう．このように 30-1 億年前

岩や 1 億年よりも若いクレーターに限られており，1の年代学関数の制約は，火星の気候遷移の問題に対し～30 億年前と 40 億年前以前の年代範囲のクレーターても示唆を与えるものである．

年代学関数には未だ大きな不確定性が残されているた

40 億年前より過去の年代学関数もまた，サンプルめである [5]．例えば 20 億年程度のクレーター年代をによって較正されていない不確定領域である．この時持つ領域の場合，用いる天体衝突史モデルによって，代に関係する最重要問題として，後期重爆撃期仮説の得られる年代値には 6 億年にも上る差異が生じてしま

検証 [5, 12] や，火星ノアキス紀終了時期の推定，火星

う．

ダイナモの停止時期の決定などが挙げられる．

また火星においては，クレーター密度が既知の地点

以上のように，注意深く選ばれた岩石の年代計測は，からの試料は一つも得られておらず，試料の絶対年代

一つの岩石の来歴を知ることに留まらない広範な意義と地質イベントとの対応は取れていない．そのため火を持つ．年代計測に適した岩石の選定は必ずしも簡単■2013遊星人Vol22-3_製版.indd133

2013/09/13

11:34:02

134

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

なことではないが，その戦略については長ほか [12] をことが予期される．同じ年代を持ちながらも低濃度か参照して頂きたい．

ら高濃度まで K 濃度に幅をもつ試料を複数選び出して，統計学的に有意なアイソクロンを引くことは，事実上不可能ではないかというのが彼らの懸念である．

3. その場年代計測

一方で，2012 年 8 月に火星に着陸した NASA の大

3.1

では，
型ローバ Mars Science Laboratory（Curiosity）

K-Ar法による年代計測

後述する LIBS やα粒子 X 線分光計
（APXS）による全以上で述べた重要性から，我々はカリウム - アルゴ

岩 K 計測と，電気炉を用いた Ar 抽出，および QMS にン（K-Ar）法と呼ばれる年代測定法を用いて，惑星着よる Ar 計測を組み合わせた K-Ar 年代の評価が提案

陸探査によって岩石の固化年代をその場計測する装置

されている（AGE : The Argon Geochronology Experi-の開発を進めている [12]．K-Ar 法とは，カリウムの放

ment [15]）．この手法は上述の Bogard らの批判には

40

40

40

（ K
射性同位体である K が Ar に放射壊変する現象

答えられていないものの，成功すれば惑星探査におけの半減期 = 12.5 億年）を利用して岩石の固化年代を推るその場年代計測の最初のケースとなる可能性が高く，定する方法である．K-Ar 法には岩石結晶化後の再加

どのようなデータであっても斥候ミッションとしての熱や変成による Ar 損失などの弱点があるが，他の年価値はあるともいえるだろう．しかし，前述した惑星代測定法に比べて岩石中の親核種の存在度が高い（数

科学的な問いに答えうるだけの信頼性のあるデータを

百 ppm～数 wt%）ことや，希ガスである Ar の測定が取得するためには，これらの問題点を克服した手法を比較的簡便であることから，技術的実現性が高い手法考案する必要がある．

として注目されてきた．

3.2

このような背景の下，近年その場年代計測手法の開発は熾烈な国際競争の様相を呈しつつある．例えば，その場年代計測計画の現状

複数のレーザーによって Rb と Sr を選択的に励起する

K-Ar 法によるその場年代計測の計画は欧米のミッ方法を用いてアイソクロン計測を行うその場 Rb-Sr 法

ションでも提案されてきたものの，どの国も惑星上で[16] や，同位体スパイクと経時イオン化を用いること実施したことがない開発途上の技術である．2003 年

で試料の重量測定を不要とし，高精度の全岩 K-Ar 年に打ち上げられた ESA の Mars Express 探査機に着陸代の算出を売りにしているその場 K-Ar 法 [17]，後述

機として搭載されていた Beagle 2 においては，X 線蛍する本研究の手法と類似した原理に基づく K-Ar アイ

光法による K の全岩計測と，700℃～1100℃の高温炉

ソ ク ロ ン 年 代 計 測 法（K-Ar Laser Experiment;

によって岩石から抽出する Ar の磁場型質量分析計にKArLE）[18] などが開発されている．ただ，一番目のよる計測とを組み合わせたその場年代計測が計画され手法には Rb と Sr を励起するための波長可変レーザー，ていた [13]．しかし火星投入時に通信が途絶するトラ

二番目の手法には K と Ar を時間差でイオン化させブルに見舞われ，年代計測は実現しなかった．

て計測するための質量分析器がそれぞれ大きな開発要2009 年になって , Bogard らは火星でのその場年代計測が困難であるとの指摘を展開した [14]．その理由は，（a）火星の岩石には初生比不明のマントル由来ア40，
ルゴンが岩石固化時に既に含まれており（過剰 Ar）

40

40

素として残されており，実機の打ち上げに至るまでには相当な困難も予想される．

3.3

LIBS-QMS法とその特長

その寄与によって年代が過大評価される恐れがあるこ

このような状況の下で，我々はレーザーアブレーシと，（b）電気炉の作り出せる温度とその継続時間ではョンを共通照射源として分光・ガス分析を組み合わせ

鉱物中の Ar を全て抽出できず，正確な年代計測がでる手法（LIBS-QMS 法）を開発してきた [19, 20, 21]．こきない恐れがあることである．（a）の問題を解決する

れは，高エネルギー密度のレーザーパルスを試料に照ためには，異なる K 濃度を持つ相からの Ar を測定す

射して直下点を蒸発・プラズマ化することによって Kるアイソクロン計測が必要となる．しかし従来型の全と Ar を同時に抽出し，K をレーザー誘起プラズマ発岩分析では K 濃度は全岩平均濃度に収束してしまう

光 分 光 法（Laser-induced breakdown spectroscopy;■2013遊星人Vol22-3_製版.indd134

2013/09/13

11:34:02

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田

LIBS）によって，Ar を四重極質量分析計（Quadrupole135

CCD カメラ

Mass Spectrometer; QMS）
によって定量するものであレーザー

る．本手法ではレーザーによる高空間分解能のスポッ

Nd:YAG レーザー

反射ミラー

ト分析（レーザーのスポット径～数百μm）に基づき，
レンズ

１つの岩石試料に対して複数の鉱物に対して K/Ar 比

チャンバ
ベローズ

QMS

の計測を行うことができるので，原理的にはアイソク
ロン法による計測が可能である．これは従来の提案法

XY ステージ

分光器

40（全岩分析）では不可能であった非放射壊変由来 Ar

真空計の寄与の分離や，部分脱ガスについての一定の評価が可能であるため，年代計測の信頼性を格段に向上できポンプ
ゲッター チャコール
トラップ

図1： LIBS-QMS法による年代計測装置の概念図.

るメリットを持つ．また，試料はレーザーによって瞬間的には 10000 K 以上に加熱されるため，照射点直下

いことが分かった場合でも探査として全くの空振りにに含まれる Ar は全て放出されることが期待される．

なることがなく，年代以外にも着陸地点の地質を多角

そのため試料の加熱が足りず Ar が充分に放出できな的に検証・理解できるという強みを持つ．

いという問題も解消すると考えられる．
探査機搭載に向けた技術的な準備水準の高さも本手法の卓越した利点である．本手法の主要部であるレー
ザー，分光器，QMS，真空ポンプ，真空容器，ロボ

3.4

年代計測原理

本節では，LIBS-QMS 法による年代計測原理と較正実験の結果について詳述する．

ットアームなどは海外で既にフライト実績があり，大まず計測装置の概念図を図 1 に示す．年代計測は次

きな要素技術の開発無しにフライト品製作に取りかかの手順を辿る．試料を真空容器内にセットした後に，ることが可能である．

試料に吸着した大気を取り除き装置全体の真空度を高さらに LIBS-QMS 法は，計測対象の岩石に関する多めるため，真空中で 180℃・24 時間のベーキングを行う．

くの物質科学的情報を年代値と同時に明らかにできる

CCD カメラの画像からレーザー照射位置を決定し，というメリットもある．これは，限られたミッション

XY ステージで試料をレーザー照射直下点へ移動する．

機会の中で多くの科学を可能にするという観点から重計測前にレーザーを 2 パルス照射して，ベーキングで要である．計測によって得られたいかなる年代値も，取り除ききれなかった表面吸着ガスを取り除く．真空

着陸地点の地質学的コンテクストの下で解釈されて初度が 10めて意味を持つ．LIBS 計測からは K 以外にも主要・始する．試料へレーザーを照射し，生成するプラズマ

微量元素組成計測が可能で，鉱物種の推定もある程度からの発光スペクトルを取得する．発光スペクトルをは可能であると考えられる．この情報が岩石形成当時

後述する要領で解析し，試料に含まれる K の濃度を定の環境推定に使えることは勿論，着陸地域の他の岩石

量する．年代計測実験においては，レーザー照射回数と組成を比較することで，計測対象の岩石がその地質

は 500 回とした．このとき，およそ直径 500μm 深さ

ユニットを代表する岩石なのか，天体衝突に伴って他

500 μ m の領域が掘削される．レーザー照射に伴って地点から飛来してきた転石に過ぎないのかが推定でき試料から放出されたガスを 700 － 800℃に加熱されてる．また，QMS によるガス分析から，試料中に含まいる Ti-Zr ゲッターに 8 分間通すことで活性ガスを除れるガスの組成が分かる．試料が太陽風に汚染されて去する．希ガスはゲッターでは除去されず，液体窒素いる場合には，逆に火星表層における太陽風の同位体で冷却したチャコールトラップによって一時的に Ar比が制約できる．岩石がマントル由来のガスに汚染さ以上の重希ガスを捕獲する．トラップ以外のガスは排れている場合にも，マントルの希ガス組成が制約でき気し，その後再度ラインを閉鎖系にしてトラップを加る．火星のマントルのもつ希ガス・同位体組成は，火熱することで Ar を含むガスを放出する．これをゲッ

星大気の起源と散逸過程を考える上で重要である．こターによって再び精製してから，QMS へと導入してのように LIBS-QMS 法は，試料が年代計測には向かな

質量分析を行う．試料からの Ar 量と同位体比を算出■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

135

－6

Pa 台の前半まで到達したところで計測を開2013/09/13

11:34:02

136

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013
0.5

Calibration curve
Prediction band
Confidence band

IK 769nm/IO 777nm

0.4

0.3

8x10

6

0.2

4
2

0.1

0.0

-2

0
0.0

0

2

4

6

0.1

8

0.2

10

0.3

0.4

12

0.5

0.6

14

K2O [wt%]
図2： K濃度に関する検量線．既知のK濃度（横軸）を持つ標準試料を計測し，縦軸に酸素輝線強度で規格化した769 nmのK輝線強度をとった．これを冪関数によってフィッティングして検量モデルとする．破線で示すものは信頼係数75%の予測区間である（本文参照）．

－2

するために，試料へのレーザー照射以外の手順を全く

高真空下
（<10

同様に進めるランニングブランク計測でスペクトルを

大気中での LIBS 計測と比較して発光効率が一桁程度取得しておいて，測定マススペクトルから差し引く．

低下するという問題がある [22]．本研究では低ブラン

実際の探査では装置全体を大幅に小型化することがクの Ar 計測を行う必要があることから，サンプル容必要だが，小型の質量分析計（QMS, 磁場型 MS）やゲ－6

器内は 10Pa）では急速に散逸してしまうため，

Pa 台に保たれている．そのため，K 定量

ッター，真空ポンプ（イオンポンプ，ターボ分子ポンプ）， のためには非常に微弱な K 輝線を計測する必要があ
バルブなどは過去の火星着陸探査機（Viking, Phoenix,

った．そこで本研究では，K 輝線の存在する近赤外領

Curiosity）に搭載された実績があり , 海外では既に確域に感度の高い CCD と高反射率の回折格子をもつ分立された技術である．着陸機ではないものの，日本の光器を選択し，集光光学系の効率化とあわせて輝線計

火星周回機「のぞみ」にも QMS が搭載されている．ま測の S/N 向上を図った．

た，探査機に搭載する真空ラインは現在の基礎実験装

LIBS による K の定量は，K 濃度が既知の試料にレ置より大幅に小型化できる可能性が高い．その場合，ーザーを照射してスペクトルを取得し，そのシステム

Ar を濃縮するために用いたチャコールトラップは必に固有の K 濃度 - K 輝線強度関係を予め較正しておく

須ではなく，液体窒素のような冷媒も不要である．

ことによって行う（検量線法）．較正試料として , 産業

（1）LIBS による K 定量モデルの構築と検出限界・誤差

配布されている岩石標準試料の粉末を高圧プレスによ

技術総合研究所（AIST）や米国地質調査所（USGS）で
本 手 法 で は K を LIBS（Laser-induced breakdown

っ て 押 し 固 め た ペ レ ッ ト を 用 い た． レ ー ザ ー に はspectroscopy）によって定量する．LIBS とは，パルス

Nd : YAG レーザー
（波長 1064 nm, パルス幅 6 ns, パル

レーザーが作るプラズマに含まれる励起された元素のスエネルギー100 mJ, スポット径 500 μm）
を用いた．

発する原子発光を分光計測することで，試料中に含まレーザー照射によって生成したレーザー誘起プラズマれる元素を定性・定量分析する手法である．K 原子のからの光はレンズによって集められ，光ファイバを通へ導入さ（Ocean Photonics HR2000+）
発光効率は他の主要元素と比較して必ずしも高くなく， じて小型分光器
最も強い二本が 766.5 nm と 769.9 nm に存在するのみれた．プラズマの発光開始前から分光器のシャッターである．さらに悪いことに，レーザー誘起プラズマはを開き，1 ms に渡って時間積分したスペクトルを取■2013遊星人Vol22-3_製版.indd136

2013/09/13

11:34:02

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田

137得した．高真空下ではレーザープラズマは数 10 μs で散逸するので，プラズマ発光の最初から最後までを計測していることになる．
図 2 に既知の K 濃度と K 輝線の強度との関係を示す．
発光輝線の絶対強度は，レーザーエネルギーの変動や試料表面状態の変化，光学系の透過率等の諸要因によって変動しうる．さらに厄介なことに，レーザーの繰
り返し照射に従って発光強度が徐々に増大していく現象がしばしば見られる（図 3）．しかも増大の割合は試料によってまちまちである．そのため K 輝線強度の絶対値を検量モデルに用いた定量はかなり困難である．
そこで本研究では，岩石試料に普遍的にほぼ一定の割合で存在する酸素原子に着目し，これの呈する輝線（777 nm）の強度で K 輝線（769 nm）の強度を規格化することで，発光強度変動の影響を取り除く（内標準化法）．このような規格化法はマトリックス効果（鉱物種
や共存元素，試料の表面状態によって同じ K 濃度でも発光輝線強度が変化する現象）の軽減にも役立つ [23]．

図3： レーザー繰り返し照射に伴う発光成分の強度変化（634 nmのSi輝線, 777 nmのO輝線，連続発光成分，および769 nmのK輝線）と，酸素輝線で規格化したK輝線強度変化（K 769
nm/O 777 nm）．いずれも1パルス目の強度を1と規格化してある．K輝線の絶対強度は500パルス目には約1.6倍にまで増大しているが，酸素輝線強度で規格化した値は平均値の周り10%の範囲で一定である．

K の最も強い輝線は 766.5 nm に存在するが，今回用いた分光器の分解能では分離不可能な 0.05 nm 離れた波長に Mg と思われる輝線が重なってしまっている．
769.9 nm の K 輝線を定量に用いる．発光強度を算出するにあたって，S/N を向上させるため 100 個のスペクトルを足し合わせた．縦軸のエラーバーは 1 つの試料につき計測した 4 点の標準偏差である．このようにして得られた各データ点を冪関数でフィッティングして検量線とした．検量線の傾きは K 濃度の高い場所で100
Relative error [%]そこで，周囲に妨害元素の輝線が少なく二番目に強い

10

1は頭打ちになっている．これは光学的に厚いプラズマ
中の K 原子が放出した光が別の K 原子に吸収される，
いわゆる自己吸収効果 [e.g., 24] であると考えられる．
K 検 量 線 に 伴 う 検 量 誤 差 は， 予 測 帯（predictionband）と呼ばれる統計量によって定量化した [25]．予
測帯とは，得られたデータの分布から，次のデータが或る確率で入ることが統計的に期待できる領域である．

Positive error
Negative error
Samples

0.1
0.01

0.1
1
K 2O [wt%]10

図4： K定量の相対誤差．実線と破線はそれぞれ正負の誤差を示
す．シンボルは実際の測定データの検量誤差である．相対誤差が20%となる濃度は約1 wt%である（定量限界）．

その確率として現時点では正規分布の 1 σよりやや良い値である 75% を使っている．これに基づいて，ある信号強度（縦軸の値）に対して得られる予測帯の横方きる．検出限界とは，濃度推定値の誤差下限が 0 に達向の広がりを誤差と定義する．ある K 輝線強度に対応する試料濃度のことで，今回は約 300 ppm と求まった．

する K 濃度で誤差を規格化して相対誤差を求め，K 濃

つまり，300 ppm の濃度をもつ試料を繰り返し計測し度の関数として図 4 に示す．

た場合，8 回のうち 6 回は予測帯の内側に位置し，8 回K の検出限界と定量限界は，この予測帯から定義で■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

137に 1 回は輝線強度が予測帯よりも大きな値を示し，残2013/09/13

11:34:03

138

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

りの 8 回に 1 回は輝線を検出できないということになる．ただし，検出限界はあくまで信号を検出できる限界値であって，定量分析に耐えうる計測精度が得られるものではないことに注意する必要がある．そこで，より実用的な定量下限濃度として，定量限界（limit ofquantification）という概念がある [25]．その定義には検出限界同様に様々な流儀が存在するが，今回は「Kの定量誤差が相対誤差にして 20% よりも小さくなる濃度」とした．この場合，定量限界値は 1 wt% であった（図 4）．
（2）Ar 分析手法：QMS の較正と検出限界
一方，岩石からレーザーで抽出された Ar の定量は，既知の量の Ar ガスをシステム内に導入して QMS の信号強度（イオン電流値）と対応をつける，いわゆる感度法を用いる．計測の際には二次電子増倍管（SEM）

図5： 年代標準試料のLIBSスペクトル. 777 nmの酸素輝線強度で規格化してある．

の電圧を調整して，信号強度が適当な値になるように調節する．典型的な計測における SEM 電圧は 1600 －1800 V であった．Ar 信号強度の算出にあたって，Ar
ピーク強度の時間変化を測定することで，ガス導入時
点での QMS 電流値と同位体比を推定する作業を行う．
これは計測時のイオン化によって Ar が時間と共に失われたり，真空配管内部の Ar が叩き出されて増加したりするためで，どちらの効果が卓越するかはガスの圧力によって概ね決まっている．Ar 計測の誤差はこの時間原点への外挿の誤差を用いている．
QMS 計測による Ar 定量の難しさは，極めて微量の36

36Ar を定量することにある． Ar は放射壊変によって
40は生成されないが，化学的には Ar と同じ挙動を示すため，岩石の固化時に大気やマントルから混入した
40

Ar 量 の 目 安 と な る． 例 え ば 現 在 の 火 星 大 気 の

40

36

Ar/ Ar 比は 1800 程度であり，大気の混入のみを考3640慮する場合には，計測された Ar の 1800 倍の Ar を
非放射壊変由来として差し引けば良いことになる．ま図6： 年代標準試料から抽出されたガスおよびランニングブラン
クのQMSによるマススペクトル．Arの同位体は36, 38, 40に存在する．

40

た，Shergottite 中に存在するマントル由来 Ar 量は
4 - 9 × 10

－ 11

mol/g（1 - 2 × 10

－6

3cm STP/g）であるとの報告があるが [26]，探査地点によって異なる可能性も40

充分考えられる．そこで，測定された Ar が確かにトラップ成分を差し引く必要がある．火星の表面で既に見つかっているような 1 wt% 程度の K を含む岩石

その場の K から生成されたと結論するためには，[27] が 20 億年間で蓄積する 40Ar はおよそ 4×10－ 9 mol/40

Ar よりも 4 桁以上含有量の少ない Ar をモニターしg（1 × 10ておいてトラップ成分の寄与が無視できることを示す

ザー照射で蒸発可能な試料量 10

40

36

36

か， Ar が検出された場合にはアイソクロンによって■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

138

－4

3

cm STP/g）であるから，約 500 回のレー－4g を用いると，ト－ 17

ラップの有無を評価するためには 10－ 12mol（102013/09/13

11:34:03

ɽDɱ˦@'DƋ͊*ʬ % @͙Šɭ;̪Ɇ,Ōų,̚ -Ŗ (Ïĭɠ*-±10%%ˣǍ̤̦DƸŇ@͙ɎǘȻ&-͍Ƈ̮*="%ƴáAł,¬ɽ˜ȯDˈ"% @͙ɺų)'>͘ɎɈ&-̪Ɇ,ŌųD¢Ň%˜ʈD̒9% @͙ƃ͘N|ʅ*=@Š¬ɽ,˨Ťˢ³-̀ ͘˜ȯDǊĢʫ?̈%ȆȲ½ŤDʈØ%@͙%ˣǍ̤̦DƸŇ@͙@͙ɭ,ɿ̼ɌƸŇ; LIBSɎǘȻ&-͍Ƈ̮*="%ƴáAł,¬ɽ˜ȯDˈ"%*=@̪Ɇɻ,ɇŇĈʴ*)A.͘,ı&=?Ȏɱ)Ōų˜ȯŔǯ,ƶǷ&-͘ƶǷȉ*ƿ́&@Ŗĭ͍Ƈ̮;͘Ŗĭ,Yķª˜ʅDɔ%¬%ˣǍ̤̦DƸŇ@͙ɎǘȻ&-͍Ƈ̮*="%ƴáAł,¬ɽ˜ȯDˈ"%@͙¬ɽ,˨Ťˢ³-̀͘˜ȯDǊĢʫ?̈%ȆȲ½ŤDʈØ%@͙ 40Ar ·Čźų&@-& @͙6͘Ǔɫ,
Ar/K ȕ(ů )Dƫ#ˣǍDˑǊȯŇ%[% @͙Šɭ;̪Ɇ,Ōų,̚ Yķª˜ʅDɔ-Ŗ @͙
(Ïĭɠ*-±10%¬ɽ,˨Ťˢ³-̀͘˜ȯDǊĢʫ?̈%ȆȲ½ŤDʈØ%ɽDɱ˦@'DƋ͊*ʬŔǯ,ƶǷ&-͘ƶǷȉ*ƿ́&@Ŗĭ͍Ƈ̮;͘Ŗĭ,%¬(QMS)]/[K̂ʤźų(LIBS)]',̲&̀ȎǞʤDƹ͘ƴá¬ɽDů˜ʈ*¯ɔ)Ɵȟ
%ˣǍ̤̦DƸŇ@͙ɎǘȻ&-͍Ƈ̮*="%ƴáAł,¬ɽ˜ȯDˈ"% @͙ɺų)'>͘ɎɈ&-̪Ɇ,ŌųD¢Ň%˜ʈD̒9%@͙ƃ͘N|ʅ*=@ŠŔǯ,ƶǷ&-͘ƶǷȉ*ƿ́&@Ŗĭ͍Ƈ̮;͘Ŗĭ,Yķª˜ʅDɔ%¬ɽDɱ˦@'DƋ͊*ʬ
% @͙Šɭ;̪Ɇ,Ōų,̚-Ŗ (Ïĭɠ*-±10%Ḏɝ@':ďǘ*ɤƬ%@͙¬ɽ,˨Ťˢ³-̀ ͘˜ȯDǊĢʫ?̈%ȆȲ½ŤDʈØ% @͙ɭ,ɿ̼ɌƸŇ; LIBS *=@̪Ɇɻ,ɇŇĈʴ*)A.͘
,ı&=?Ȏɱ)Ōų˜ȯɽDɱ˦@'DƋ͊*ʬ
% @͙Šɭ;̪Ɇ,Ōų,̚-Ŗ (Ïĭɠ*-±10%@͙ƃ͘N|ʅ*=@Šɺų)'>͘ɎɈ&-̪Ɇ,ŌųD¢Ň%˜ʈD̒9%
Ŕǯ,ƶǷ&-͘ƶǷȉ*ƿ́&@Ŗĭ͍Ƈ̮;͘Ŗĭ,Yķª˜ʅDɔ
%¬40&@-&@͙6͘Ǔɫ,Ar/Kȕ(ů)Dƫ#ˣǍDˑǊȯŇ%[Ar ·Čźų
K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田
139ɺų)'>͘ɎɈ&-̪Ɇ,ŌųD¢Ň%˜ʈD̒9%@͙ƃ͘N|ʅ*=@Šɭ,ɿ̼ɌƸŇ;LIBS *=@̪Ɇɻ,ɇŇĈʴ*)A.͘,ı&=?Ȏɱ)Ōų˜ȯ(4)モデル年代計算手法
ɽDɱ˦@'DƋ͊*ʬ % @͙Šɭ;̪Ɇ,Ōų,̚ -Ŗ (Ïĭɠ*-±10%(QMS)]/[K ̂ʤźų(LIBS)]',̲&̀ȎǞʤDƹ͘ƴá¬ɽDů˜ʈ*¯ɔ)Ɵȟ40
ɭ,ɿ̼ɌƸŇ;LIBS *=@̪Ɇɻ,ɇŇĈʴ*)A.͘
,ı&=?Ȏɱ)Ōų˜ȯ&@-&@͙6͘Ǔɫ,
Ar/K ȕ(ů )Dƫ#ˣǍDˑǊȯŇ%[Ar ·Čźų
 K-Ar ȟ,}fů-¡,Ŷ*="%ʈØ@͙ɺų)'>͘ɎɈ&-̪Ɇ,ŌųD¢Ň%˜ʈD̒9%@͙ƃ͘N|ʅ*=@Š
40
Ḏɝ@':ďǘ*ɤƬ%
@͙
3
36
!"
&@-&@͙6͘Ǔɫ, Ar/K
Ar ·Čźų
(QMS)]/[K̂ʤźų(LIBS)]',̲&̀ȎǞʤDƹ͘ƴá¬ɽDů˜ʈ*¯ɔ)Ɵȟcm ）程度の Ar が計測出来ることが望ましい．
]rad
! ȕ(ů
! [ Ar)Dƫ#ˣǍDˑǊȯŇ%[ɭ,ɿ̼ɌƸŇ; LIBS *=@̪Ɇɻ,ɇŇĈʴ*)A.͘
𝑡𝑡 = ln+ 1  ,ı&=?Ȏɱ)Ōų˜ȯ
(1)
（1）

!
!! [ !"K](QMS)]/[K̂ʤźų(LIBS)]',̲&̀ȎǞʤDƹ͘ƴá¬ɽDů˜ʈ*¯ɔ)ƟȟḎɝ@':ďǘ*ɤƬ%@͙
40
現在の本装置の検出限界は，残留ガスのピーク（ブ&@-&@͙6͘Ǔɫ, Ar/K ȕ(ů )Dƫ#ˣǍDˑǊȯŇ%[ Ar ·Čźų(4)40 モデル年代計算手法 -10 -1
40
-10
-1
40
40
36 
－
10
－
1
40
Ḏɝ@':ďǘ*ɤƬ%@͙yr ͗- ×K ,ĵķŇǊ͘λyr ͗- K , ArƟȟ
2,ĵ
Ar
&
λ͖=5.543×10
ここでλ（=5.54310yr ）はe͖=0.581×10
K の壊変定数，に対̂ʤźų(LIBS)]',̲&̀ȎǞʤDƹ͘ƴá¬ɽDůランク）によって決められている．特に Ar,(QMS)]/[K˜ʈ*¯ɔ)ȟ,}fů
-¡,Ŷ*="%ʈØ@͙
40
40
40
40
40
3 K-Ar(4)
モデル年代計算手法
－ 17
－ 13
－Ar
10 *͘89.5%
－140
40 *ĵķ@[28])͙ [ Ar]rad -ǅœ˸ȱ ArķŇǊDˌ(K
10.5%Ca
Ḏɝ@':ďǘ*ɤƬ%× 10 @͙yr ）は
K の Ar への壊変定数をmol（5 × 10
cm
STP）
，4
λ（=0.581
してはそれぞれ 2 × 10
e
!"
40
40
40
[
Ar
]
!
!
rad K ̦'モデル年代計算手法
(4)K-Arȟ,}fů 40-¡,Ŷ*="%ʈØ@͙
K ̦Dˌ͙ga,',̳µ-͘ɎĪ,ďª¬ńĪų
－ 16
－ 12
3
𝑡𝑡 = がln40Ar に，89.5%+ 1が 40CaK(1) ̦͘[ K]-ɎĪ,に壊変する
mol（8 × 10
cm STP）という値が得られて表す（ K は 10.5%
× 10!
!! [ !"K]40!"
 K-Arȟ,}fů
-¡,Ŷ*="%ʈØ@͙
K/K=0.0001167[28]*="%Ț9@͙
!
! [ Ar40]rad40 -1
40(4) モデル年代計算手法
40 ln
-10
[28
] ．-10[yr] rad] は現在の𝑡𝑡 =は放射起源+量，
1 [40K(1)Ar
K 40K , 40Ar 2,ĵいる（図 6）．このブランクに寄与する成分は質量数!" Ar
͗K ,ĵķŇǊ͘λyr-1͗ &36,
λ͖=5.543×1040 ）e͖=0.581×10!"[Ar] DȚ9@9*͘īɏĺȗ,GWďª¬ȕ!
!!! [40 ǿØAAr >ǅœĵķɖǯ,
ArKrad]rad!
 K-Arȟ,}fů
-¡,Ŷ*="%ʈØ@͙
40
40𝑡𝑡 = ln
40 40+ 1
40
40
(1)
!"
K*ĵķ@[28])͙
との関係は，現在の量を表す．トータルの40 をもつ炭化水素類であると推測される．ブランク
K- 10.5%
Ar40*͘89.5%
[ Ar]40
Ar
-10
-10
40
rad -ǅœ˸ȱ[ K] Ca! ,ĵķŇǊ͘λ!!K 量と
yr-1͗K
yr-1͗K , 40Ar 2,ĵķŇǊDˌ(&
λ͖=5.543×10
Ar/36Ar=296
Dɔ %͘ĺȗȪË,ŋDŤŷ͙e͖=0.581×10
40 36
40
40
[ !"Ar]rad
40
－ 17
!
!
-10
-1 40𝑡𝑡 =
40 ln
-10
-1 40
40
40
̦͘[
K]-ɎĪ,
K
̦Dˌ͙ga,̦'K',̳µ-͘ɎĪ,ďª¬ńĪų
40 同位体存在度
40K +
40
[
]
K/K=0.0001167
によって求める．
28
mol
の
Ar
レベルが安定していれば，上述した 10 ķŇǊDˌ(1(1)!"
yr ͗K ,ĵķŇǊ͘λ͖=0.581×10 yr [͗, Ar 2,ĵ
& λ͖=5.543×10
K - 10.5%
Ar *͘89.5%
Ca *ĵķ@[28])͙
Ar] K-ǅœ˸ȱ
Ar
36

40

40

!

!!

[

K]

e

rad

40

40 [28]4040
40
40
K/K=0.0001167
40
40 *="%Ț9@͙
40
40 から放射壊変由来の
40
36
Ar[-10を求めで計測すはモニター可能である． Ar をより高い S/NradķŇǊDˌ(K -検出された
10.5%
Ar*͘89.5%
Ca=[*ĵķ@[28])͙
Ar]40
Ar
̦͘[
K]-ɎĪ,
K
̦Dˌ͙ga,̦'K -296',̳µ-͘ɎĪ,ďª¬ńĪų-10-1[ (2)40
rad -ǅœ˸ȱ
[40-1Ar]rad=[40ArAr]total-[40Ar]K
Ar]total
Ar]
atm

 & λ͖=5.543×10
40

yr ͗- K ,ĵķŇǊ͘λe͖=0.581×10
40

yr ͗- K , Ar 2,ĵ

40
40
K/K=0.0001167
ǿØA
Ar
>ǅœĵķɖǯ,
DȚ9@9*͘īɏĺȗ,GWďª¬ȕ
40
̦͘[K]-ɎĪ,
K*="%Ț9@͙̦Dˌ͙ga,Kア̦'',̳µ-͘ɎĪ,ďª¬ńĪųる
ために， 地 球 大 Ar
気radの
ル 40
ゴK ン
同位体比
るためには，レーザー照射数を増やしてより多くの試[28]ķŇǊDˌ(40K - 10.5% 40Ar *͘89.5% 40Ca *ĵķ@[28])͙ [40Ar] -ǅœ˸ȱ 40Ar
40
36
40 Ar/ Ar=296 Dɔ
40 40

rad

%͘ĺȗȪË,ŋDŤŷ͙
40
36

[28]
 K/K=0.0001167
ǿØA
Ar
>ǅœĵķɖǯ,
Arrad DȚ9@9*͘īɏĺȗ,GWďª¬ȕ
40
40 *="%Ț9@͙Ŷ(1)Dň͒&=¯
̦&Ǡƻ@'͘ȋ,ů
Ar=296を用いて，大気混入の寄与を差し引く．
料を蒸発させることが最も単純な方法であるが，あま̦͘[K]-ɎĪ, Ar/K ̦Dˌ͙ga,
K ̦' 40˜ʈŶDƆ@[29]͙
K ',̳µ-͘ɎĪ,ďª¬ńĪų
40

40

36

40

 Ar/
ǿØA
Ar >ǅœĵķɖǯ,
Arrad DȚ9@9*͘īɏĺȗ,GWďª¬ȕ
Ar=296 Dɔ%͘ĺȗȪË,ŋDŤŷ͙[ Ar] [10 cm STP/g]40
り多くの試料を蒸発させると計測部位の組成が平均化
rad 36
K/K=0.0001167[28] *="%Ț9@͙!!
40  = 1.804
40 1.428×10                                𝑡𝑡  
	
  	
  	
  3. 140[GaAr]rad=[40Ar]lntotal1-[+
Ar]atm=[40Ar]total-296 K
[ Ar]
(2)
wt% （2）
Ar/36Ar=296 Dɔ%͘ĺȗȪË,ŋDŤŷ͙
40
40
されてしまい，本手法の強みである分析の局所性が失 ǿØA Ar >ǅœĵķɖǯ, Arrad DȚ9@9*͘īɏĺȗ,GWďª¬ȕ[40Ar] =[40Ar]

40

!!

!

-[40Ar] =[40Ar]-296[mol/g][36Ar][ 40Ar]

(2)

rad
total
atm
total
rad
Ar/ Ar=296 Dɔ式%͘ĺȗȪË,ŋDŤŷ͙
!
（1）を実験でよく使う量で書き換えると，次の年代
われていくというジレンマに注意する必要がある．
= 1.804
ln @'͘ȋ,ů
1 40+ 3.199×10                                                    	  (3.2)40
40
36
Ŷ(1)Dň͒&=¯ 40̦&Ǡƻ˜ʈŶDƆ@[29]͙
40

36

wt%
[ Ar]rad=[ Ar]total-[ Ar]atm=[ Ar]totalK-296[ Ar]（3）試料質量計測：クレーター体積計測(2)

計算式を得る [29]．
[ 40Ar] [10!! cm! STP/g]radŶ(1)Dň͒&=¯˜ʈŶDƆ@[29]͙
!!
40
40
40
6ů                                 𝑡𝑡  ¼,˨Ť
t -Ŷ(3.1)>ȋ,=Ga[Δ̦&Ǡƻ
=rad1.804
ln total
1@'͘ȋ,ů
+-[1.428×10
Ar]=[40Ar]Ar]atm=[*Ț9@'&@͙
Ar]total-296 [36Ar]
(2) 	
  	
  	
  3. 1
Ŷ(1)Dň͒&=¯

̦&Ǡƻ

K wt%

@'͘ȋ,ů[ 40Ar]
˜ʈŶDƆ@[29]͙
[10!! cm! STP/g]

rad
!! 40
!
                                𝑡𝑡   Ga  = 1.804!.!"#×!.!"#×!"ln 1 + 1.428×10
	
  	
  	
  3. 140!! [ 40Ar][ 40Ar] ∆[[mol/g]
通常の K-Ar 法では試料重量を求める必要がある．
!
∆[K] !
KAr]!!
wt%
radcm STP/g]! [rad Ar]rad [10Ga= ln 1@'͘ȋ,ů
= 1.804+ 3.199×10
Ŷ(1)Dň͒&=¯ ∆𝑡𝑡  ̦&Ǡƻ
!! 40 !!

+
 	
 (4)
                                                    
(3.2)
rad40
˜ʈŶDƆ@[29]͙

                                𝑡𝑡   Ga  = 1.804 [K]!!.!"#×!"ln 1 + 1.428×10
[K] 	
  	
  	
  3. 1[ Ar] 40 K wt%
[ Ar]
rad
これは，QMS によって計測される Ar が絶対量
（mol,
K !!
wt%!
（3.1）
[rad40Ar] [mol/g]! [ Ar]rad [10 cm STP/g]
=
1.804
ln
1
+
3.199×10                                                    	  (3.2)
3
rad
!!
6ů
¼,˨Ť
Δ
*Ț9@'&@͙40                                𝑡𝑡  Gat -Ŷ(3.1)>ȋ,== 1.804 ln 1 + 1.428×10
	
  	
  	
  3. 1としてcm ）の次元であるのに対して，K は濃度（wt%）
K wt%[ 40Ar][mol/g]&[ Ar]rad=0[K]-AAǅœĵķɖǯArwt%' K ,˨ŤDˌ͙
rad K!
= 1.804 ln 1 + 3.199×10                                                    	  (3.2)求まることによる．ところが重力の小さい惑星上で天6ů ¼,˨ŤΔt -Ŷ(3.1)>ȋ,=!! 40*Ț9@'&@͙
40 K 40wt% !
（3.2）!.!"#×!.!"#×!" [ Ar] [ Ar]∆[rad [mol/g]
Ar]∆[K] !
rad
!rad
=
1.804
ln
1
+
3.199×10                                                    	  (3.2)
Ga =
+
 (4)
∆𝑡𝑡  t -Ŷ(3.1)>ȋ,=6ů ¼,˨ŤΔ*Ț9@'&@͙
40（3.1）40!!
また年代値の誤差Δt
は式から次のように求める秤を用いて微量試料の秤量を行うことは実は簡単では[K][K]!!.!"#×!" [ Ar]Ar]
K[ wt%rad!.!"#×!.!"#×!"!! [ 40Ar]∆[ 40Ar]

rad!

∆[K] !

rad
rad
Ga =
 (4)
∆𝑡𝑡  t -Ŷ(3.1)>ȋ,=ことができる．
なく，LIBS-QMS 法による年代計測では，レーザーに! + [K]6ů ¼,˨ŤΔ*Ț9@'&@͙
40
40Ar]
!!
[K]!!.!"#×!"!!
[ 4040Ar][ 40

4. 年代計測結果!.!"#×!.!"#×!" [ Ar]∆[ Ar]
&[Ar]rad =0[K]-AAǅœĵķɖǯ
Arrad' K ,˨ŤDˌ͙rad∆[K] !
rad
rad

+
 (4)
∆𝑡𝑡   Ga =[K]
[K]!!.!"#×!"!! [ 40Ar][ 40Ar]radrad !
!.!"#×!.!"#×!"!! [ 40Ar]∆[ 40Ar]=0[K]-AAǅœĵķɖǯ
Arrad' K ,˨ŤDˌ͙∆[K] !
rad（4）
重量を推定する．現時点では顕微鏡によって掘削され+ (4)∆𝑡𝑡   Ga =40
[K][K]!!.!"#×!"!! [ 40Ar][ 40Ar]&[Ar]rad =0[K]-AAǅœĵķɖǯ
Arrad' K ,˨ŤDˌ͙rad4.1 モデル年代の算出

よって掘削された孔の体積と試料密度の積として試料

&[40Ar]rad

た孔の体積計測を行っている．体積の誤差評価は難し

4. 年代計測結果
&[Ar]rad ここでΔ=0[K]-AAǅœĵķɖǯAr ' K ,˨ŤDˌ͙[ Ar] rad およびΔ [K] はそれぞれ放射壊変由いが，計測を数回繰り返して標準偏差を算出している．
9
4. 年代計測結果
来 Ar と K の誤差を表す．
将来の探査では，探査機に搭載できる小型顕微鏡や，
40

40

4.
4.1年代計測結果
モデル年代の算出
小型のレーザー変位計等を用いて体積を確認すること

4.
を念頭に置いている．岩石や鉱物の密度の違いは小さ
4. 年代計測結果
4.1 年代計測結果
モデル年代の算出
4.1 モデル年代の算出
い（典型的には± 10% 程度）ことから，現状では鉱物

99の密度を仮定して計算を進めている．今後，カメラ等
4.1 モデル年代の算出
4.1 モデル年代の算出 9による岩石の空隙率推定や LIBS による鉱物種の特定が可能になれば，その場でより正確な密度計測ができ

LIBS および QMS の感度較正が済んだ段階で，年代
9

るはずである．また，既知の Ar/K 比（年代）を持つ試

既 知 の 試 料 を 計 測 し た． 試 料 は 鉱 物 分 離 さ れ た料を複数測定して [ Ar 信号強度（QMS）]/ [K 輝線強度

Hornblende （K2O=1.12 wt%, age=1.75 Ga），

] との間で較正曲線を描き，掘削体積を年代計（LIBS）

Plagioclase（K2O =1.42 wt%, age =1.77 Ga），Biotite

算に使用しない手法を開発することも同時に目指して（K2O = 8.45 wt%, age = 1.78 Ga）[30] をレーザー照射実いる．

験に適するよう高圧プレスでペレット状に成型したも40のである．図 5 にこれらの試料の LIBS 計測で得られ（4）モデル年代計算手法
K-Ar 法のモデル年代は以下の式によって算出する．

た発光スペクトルを示す．発光スペクトルは酸素輝線の強度で規格化してある．K 濃度に応じて K と O の輝線 強 度 比 が 大 き く 異 な る こ と が 分 か る． 図 6 に は■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

139

2013/09/13

11:34:09

140

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

QMS 計測によって得られたマススペクトルを示す．

Ga を得た．これは Hornblende の既知の年代 1.75 Ga

Ar の安定同位体は質量数 36, 38, 40 をもつ．質量数 37と誤差の範囲で一致する．同様の解析を Hornblendeと 39 の ピ ー ク は 炭 化 水 素 で あ る． 地 球 大 気 Ar のに つ い て 2 計 測，Biotite に つ い て 2 計 測， さ ら に

38

Ar/ Ar 比は 0.188 であるが，分析試料の 38/36 比はPlagioclase について 1 計測行い，毎回の計測で年代値

それより高く，38 の大部分は炭化水素であると考えまで算出した．得られたデータの重み付き平均を算出

られる．質量数 36 についても，残留ガスのマススペしたものを表 1 に示す．モデル年代はいずれの試料にクトルから Ar と炭化水素の混合であると推測され対しても誤差の範囲内で既知値と一致する．K･Ar 計

る．

測に更なる精度の向上が必要なことは言うまでもない

36

今回用いた年代標準試料の一つ一つは分離された単一鉱物を押し固めたものである．従ってこれらの試料が，LIBS-QMS 法で地質試料の年代が算出できることを強く示唆する結果が得られた．

は均質性が高く，一つの試料からアイソクロンを引く

ここで誤差の要因について考える．まず，Biotite

ことができない．そこでまずは式（3）によって K-Ar モ

で顕著な K の過小評価の原因として，自己吸収の強い

デル年代を求めた．ここでは Hornblende の或る一回

高濃度領域で検量線が良くフィットできていないことの計測に基づいて説明する．まず LIBS 計測で得られや，検量線の傾きが小さくなることで少しの輝線強度

た K 輝線強度を検量モデルに当てはめ，K2O=1.13±の違いが大きな検量誤差を生む構造になっていること

0.25 wt% を得た．これは既知の値である 1.12 wt% とが挙げられる．マトリックス効果を補正し切れていな

よく一致する．さらに，レーザーによって放出されたい可能性もある．また，粉末を固めたペレットで作製

K の絶対量（mol）を見積もるために，試料が掘削されした検量線が岩石や鉱物試料にうまく適用できていなた体積をレーザー顕微鏡（Keyence VHX-2000）によっい可能性もある．この効果を検証するために，元素組て計測した．得られた断面形状の一例を図 7 に示す．

成が明らかになっている標準ガラス試料を較正サンプ

レーザーのビーム形状と概ね相似のガウス関数的なクルに加えて LIBS 計測を行い，検量モデルを見直す実レーターができていることが確認できる．レーザーパ

験を既に開始している．他方 Ar の過小評価は QMS

－5

3

40

cm であった．

感度較正のずれや，計測日時による感度変動を第一に

3

こ こ で Hornblende の 密 度 と し て 3.2±0.2 g/cm を 仮追究する方針である．既に計測装置への大気 Ar 導入

定することで，レーザーによって掘削された試料の質の手順とデータ解析法に幾つかの改良を施しており，

ルスによる掘削体積は（4.3 ± 0.5）× 10

量を（1.4 ± 0.2）× 10－4g，LIBS での濃度推定値よりそ－8の中の K 原子の数を（3.3 ± 0.7）× 10

mol と推定した．

一方，放出されたガスの QMS スペクトルから，検4040

QMS 感度較正はルーティンとして確立しつつある．
さらに，蒸発体積の見積もりの不定性も誤差に寄与す
る．現在のところ，レーザーによって掘削された孔は出 さ れ た Ar の う ち 放 射 壊 変 起 源 の Ar は（1.85±

全て蒸発したものと近似している．しかし実際には，[cm3 STP]=（8.3±0.4）×10－ 12 [mol] である

レーザーによって破壊され Ar を放出することなく粉－80.09）× 1040と見積もった（STP : 標準温度圧力）．全 Ar に占める
40末として飛散する部分が一定量存在するはずである．

放射壊変由来 Arrad の割合は約 98 % であり，地球大

このようにして蒸発質量が過大に見積もられる結果，気の混入の寄与はほぼ無視できた．これらを式（3）お計測部位の Ar 濃度は低く計算され，年代値は若返る

よび（4）に代入することで，K-Ar モデル年代 2.0 ± 0.3

方向に偏る．特に今回用いた年代標準試料は 100 μm

表1： 実験結果のまとめ．HornblendeとBiotiteは2回の計測結果の加重平均を示す．Plagioclaseは1回の計測データ]を示す．[K]=0.829[K2O（単位は共にwt%）であることに注意．

Hornblende

BiotitePlagioclase

LIBS-QMS

Known

LIBS-QMS

Known

LIBS-QMS

Known

K2O [wt%]

0.98±0.16

1.12±0.02

7.1±0.4

8.45±0.17

0.96±0.23

1.42±0.03

Arrad [10-9 mol/g]

4.9±0.5

4.77±0.0130±336.9±0.4

4.5±0.9

6.12±0.04

Age [Ga]

2.0±0.2

1.75±0.02

1.7±0.1

1.78±0.02

1.9±0.3

1.77±0.02

40■2013遊星人Vol22-3_製版.indd140

2013/09/13

11:34:10

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田141

図7： レーザー照射によってBiotite試料に掘削された孔の断面プ
ロファイル．レーザービームの強度分布にほぼ相似なガウス関数的な形状が現れる．表面（y=0）付近に見られる凹凸は，押し固められた一つ一つの鉱物粒子の輪郭を表す．

図8： レーザーによって掘削されたクレーターの底付近に付着したメルト層の電子顕微鏡写真．一度融けた岩石が急冷して割れたガラス状の構造が見られる．ガラスの厚みは約10μmである．

ほどの鉱物片を圧縮して固めたものであるから，天然

500 ms よりも充分に短いので，クレーター周縁部かの岩石と比較して強度が弱く，この影響を受けやすか

ら拡散放出される Ar の量は限定的となる可能性があった可能性がある．

る．一方 He の拡散はこれよりも数桁速く，レーザー

これまでの実験では見えていないものの，逆に Arによる瞬間的な加熱によって脱ガスする可能性が高い．

量の過大見積もりによって真値よりも古い年代が得ら

また，クレーターを直径 500 μm，深さ 500 μm のれる危険性も考慮するべきである．Ar 量の過大見積円柱であると近似すると，周縁加熱部の体積と掘削体もりの可能性の代表例としてレーザー掘削孔周縁部か積の比は約 8％であり，その寄与は現状の実験では大らの Ar 放出がある．Ar は希ガスなので，レーザー掘

きくはない．但し，空間分解能を高めるためにスポッ

削孔の周囲で発生する中間的な加熱部からも拡散放出

ト径を小さくするとこの比率が高くなり，加熱されたされる恐れがある．そのためレーザーで掘削された部

周縁部からの脱ガスの影響が相対的に大きくなる危険分の体積を求めただけでは，測定部位の Ar 濃度が過性はあるため，今後評価していくことが必要である．

大評価されるかもしれない．また，元素の揮発性に応一方でレーザーによる周縁部の加熱は，波長の短い紫

じて元素分別や同位体分別が起こる危険性もある．そ外レーザーやパルス幅の短いピコ秒・フェムト秒レー

こで我々は，掘削孔周辺部からの脱ガスの寄与を見積

ザーを使うと軽減できるという報告がある [32]．将来もる目的で，玄武岩試料を 3000 発のレーザー照射に的にはそのようなレーザーを利用することも検討した

よって掘削し，生成したクレーターの断面を電子顕微

い．

鏡で観察した（図 8）．その結果，クレーターの縁に付着した溶融層の厚みは約 10 μm であり，玄武岩が溶

4.2

模擬アイソクロン計測

融する約 1300℃に達した領域はこの程度の厚さであLIBS-QMS 法の強みは局所分析によってアイソクると見積もった．ここから Ar が放出されるかどうか

ロンを引けることにある．今回用いた 3 つの試料は同は，高温状態の継続時間と温度毎の Ar の拡散係数に一の岩帯起源であって，ほぼ同じ K-Ar 年代をもつ．

依存している．約 1300℃のメルト中の Ar の拡散係数

各々の試料は均質でありその中でアイソクロンを引く

－ 10

2

m /s とするとことはできないが，これら 3 つの鉱物が或る岩石の複[31]，Ar が 10 μm の距離を移動するのに必要な時間

数の鉱物相であったと見なして K 濃度と Arrad 量とのは約 0.5 秒となる．また，岩石の典型的な熱拡散率を関係をプロットすると，LIBS-QMS 法によるアイソク

は鉱物によって異なるが，仮に 10

－6

2

40

m /s とすると，熱伝導によって 10 μm の層が冷ロン計測を模擬することができる（図 9）．ただしこれ却する時間スケールはおよそ 100 μs となる．これはは厳密には K- Ar プロットと呼ぶべきもの [14] で，

10■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

141

40

2013/09/13

11:34:11

142

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

40

40

図9： K- Arプロットによる模擬的なアイソクロン．縦軸に放射壊変由来の Ar濃度を，横軸にK濃度をとる．
LIBS-QMS法によって得られたデータ（黒）と，既知の年代データ（灰色）を示す．各計測点のもつ誤差楕円は1σであり，回帰分析によって得られる傾き（年代値）の誤差は2σ範囲を示す．
4036（ Ar/ Ar）
atm=296 を仮定して大気トラップ成分を差を現在行っている．

し引くことで傾きが年代に対応するようにしてある．
一般のアイソクロン計測ではこの同位体比を仮定する

5. 探査への適用に向けてことなしにアイソクロン年代と初生 Ar 比を求めるた
36

め， Ar の量で規格化する必要があることに注意を要
する．

5.1

K・Arの計測可能性

傾きから年代を算出するに当たり，年代計測パッケ

最後に，これまでに得られた検出限界の値と月およージ Isoplot 4.1 [33] を用いて，計測誤差の大きさに依び火星表面に存在すると考えられる K・Ar 量とを比存した重み付きの回帰分析を行った．既に確立された

較することで，惑星探査における年代計測の原理的な40手法で得られている K- Arrad の関係を K および Ar の適用可能性を考える．いま，500 回～1000 回程度のレ

測定誤差と共にプロットし，その傾きから年代値を求ーザー照射を行って 100 μg（直径 500 μm，深さ 500めたところ 18.5 ± 0.4 億年という模擬的なアイソクロμm）の試料を蒸発させ K と Ar を抽出する状況を考え

ン年代値が得られた（本文中では 4.1 節のモデル年代とる．

合わせるために誤差を 1 σとして表記する）．一方

図 10 は，或る時間の経過後に生成される放射壊変

LIBS-QMS 法で得られたデータを用いて同様の解析を

由来 Ar を K 濃度の関数として示したものである．

行ったところ，16.9 ± 2.3 億年という値を得た．回帰分

この図の領域を次の三つに分割する．すなわち，K・

析の最尤値の既知値とのずれ（分析の確度）は 10% でAr ともに検出限界以下の「検出不能」領域
（黒）
，検出

40

あり，分析誤差（分析の精度）は 13% であった．これ

限界以上ではあるが定量限界以下で定量性の高くないは 3 つの鉱物試料の計測結果を組み合わせた模擬的な「検出可能」領域（灰色），定量限界以上の「定量可能」

ものではあるものの，LIBS-QMS 法によるアイソクロ

領域（白）である．K と Ar の検出限界はそれぞれ 300

40ン計測の第一歩としては悪くない数字であると言える． ppm, 4 × 10
なお，天然の岩石試料を用いたアイソクロン計測実験■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

142

－ 16

－ 12

mol（8 × 10
－ 15

それぞれ 1 wt%，4 × 10

3cm STP），定量限界は－ 11

mol（8×10

3

cm STP）
で2013/09/13

11:34:12

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田LIBS検出限界300 ppm

LIBS定量限界1 wt%
Gusevクレーター

Tharsis溶岩流
ヘスペリア紀アマゾニス紀
境界

月玄武岩

100

143

れている [27]．この地点のクレーター年代が約 37 億年であるから [36]，MER が本年代計測装置を搭載して

Ga
4.5 a
G
3.0 Ga2.0 aG1.0

いれば定量的な年代計測ができた可能性がある．一方Ma

ppm 程度の K 濃度と [37]，およそ 20 億年のクレーター

10

Maで代表的な火星隕石である Shergottite は，K 濃度が低いために正確な年代計測は現時点では難しい．また，
月表側に位置する若い玄武岩はγ線計測から 3000年代を持つ [8]．ここでも，局所的に K 濃度の高い長石系の鉱物を見つけられるかが年代計測の鍵となる．

5.2 今後の課題

Shergottite
QMS検出限界8×10 - ¹² cm³

図 10 をみると，Ar の検出感度は現状でも十分であり，LIBS による 1000 ppm 台の K 計測の定量性が向上
すれば，LIBS-QMS 法の適用可能範囲がかなり広がる40

図10：Kから生成される放射壊変由来 Ar量．等高線が年代に対40応している．Kが多く年代が古いほど Arが 増加していくことを表す．左下の黒く塗られた領域はK, Arともに検出限界以下の「検出不能領域」である．灰色の部分は，検出は可能だが定量的な計測が難しい「検出可能領域」，右上の白い領域はK, Arともに定量計測が可能となる「定量可能領40域」である．レーザー照射によって放出される Arの計測は現状で充分可能である．Gusevクレーターの年代は現状の装置で計測が可能であると見積もられる．検出可能領域に来た他の試料も，着陸地点において1 wt%以上のKを持
つ岩石や鉱物を見つけられれば，定量性のある年代計測が可能であると考えられる．

ことが分かる．そこで本節では，今後の LIBS による
K 計測の高精度化に有効と考えられる方法について述べる．ここでは（a）分光器の波長分解能の向上，（b）
レーザー誘起プラズマの温度・電子密度の測定に基づ
く輝線強度補正，および（c）発光輝線の時間ゲート計
測について述べる．
まず，最も単純な方策として，分光器の波長分解能を現在の約二倍にまで向上させることが挙げられる．
これは，K の濃度が 1000 ppm 程度まで低下すると，（図 5）の裾野の重なりが K 輝線
771 nm にある Si 輝線

40

ある．今， Ar の定量限界は検出限界の 10 倍とした．
40

強度に対して無視できない大きさになり，K 輝線の計

例えば，1 wt% の K が 1 億年で蓄積する Ar は定量可測精度低下の大きな要因となってくるという事情によ能な領域に来ている．

る．現状の小型分光器の波長分解能は半値全幅にしてこの図の上に，探査でターゲットとなり得る惑星上

およそ 0.65 nm であるが，分光器の波長分解能を 0.3の点をプロットしていく．火星最大の火山地帯である

nm 程度まで向上させることで，輝線強度の計測の高Tharsis 山地の溶岩流がもつ K 濃度は，軌道上からの精度化を達成できる可能性がある．勿論，このときにγ線計測からは 3000-4000 ppm 程度と見積もられていは波長分解能の向上と光量低下とのトレードオフに注る [34]．この地質ユニットの年代を仮に 38 億年とする

意しなければならない．

[35] と， 生 成 さ れ る Ar の 濃 度 は 3 - 4×10
40

（7-10 × 10

－5

－9

mol/g

3

cm STP/g）となり，検出可能領域に来る．

第二に，LIBS 計測の際にプラズマの温度や電子密度といった物理量を同時に計測することが有効となる

温暖湿潤気候の終了を記録していると考えられるヘス

可能性もある．原子発光の強度は，発光元素種の数密

ペリア紀－アマゾニス紀境界の岩石は，その K 濃度を度，プラズマ温度，および電子密度によって決定され3000 ppm, 年代をクレーター年代から 30 億年と仮定る．このことは，同じ組成の試料を計測してもプラズ

すれば [4] 検出可能領域に来る．これらの地点の K 濃

マ温度や電子密度の変動によって輝線強度が変化しう度は定量限界に届かないが，ローカルに見ると，K 濃ることを意味する．今回検量に用いた酸素輝線（777

度の高い岩石や鉱物が発見される可能性はある．実際，

nm）とカリウム輝線（769 nm）の励起エネルギーはそMars Exploration Rover（MER）の 着 陸 し た Gusev

れぞれ 10.7 eV および 1.6 eV であり，その差は小さく

crater では，1 wt% 以上の K 濃度を持つ岩石も発見さない．従ってプラズマ温度の変化に対する輝線強度変■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

143

2013/09/13

11:34:13

144

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

化の敏感さは酸素の方が大きいなど，両者で異なる．
このことから，鉱物の透明度や表面状態次第でレーザ

6. まとめーの加熱条件が変化することで，同じ K 濃度の試料であっても輝線強度比（K）
I/I（O）が変化し検量線のばら

地質ユニットの年代は，惑星表面の進化を理解する

つきの原因となっているのかもしれない．ここで，温上で不可欠の情報である．しかし，主にサンプルリタ

度や電子密度などの物理量を毎回計測してその変動のーンの困難さから，アポロ計画の終了以降一度も月惑効果を補正することができれば，LIBS の定量性が向星表面から絶対年代データが得られない状況が続いて上する可能性がある．たとえば 380-390 nm に存在すいる．本研究では，レーザー誘起発光分光装置（LIBS）

る鉄の輝線群はプラズマ温度を計測するのに最適であと四重極型質量分析計（QMS）を組み合わせたカリウ

る．実際，これらを常に計測することで較正試料なし

ム - アルゴン年代計測法の基礎技術を新規に開発した．

に元素分析を行う Calibration-Free LIBS という手法

本研究で得られた結果をまとめると次の通りである：もある [38]．

（1）LIBS によって 300 ppm 以上の K が検出可能で，1

第三に , プラズマの時間ゲート分光計測が K 定量精wt% 以上の K が定量可能であることを示した．

度を向上させる方法になるかもしれない．Stipe ら [39]（2）QMS によって 1 wt% の K が 1 億年で蓄積する Ar

は，分光計測にプラズマ生成後 1.5 μs の遅延をかけて40が定量可能であることを示した．

プラズマ発光初期に見られる強い連続発光成分を取り（3）18 億年の年代をもつ 3 個の鉱物試料に対してそれ除いた．このことによって K 輝線を高精度で計測し，ぞ れ 17 ± 1，19 ± 3，20 ± 2 億 年（確 度 11%， 精 度

非常に相関の良い検量モデルを構築している．彼らは15%）のモデル年代を得た．

輝線発光強度が真空中よりも高くなる大気圧下で実験（4）アイソクロン年代（18.5 ± 0.4 億年）をもつ 3 つの鉱しているが，同様の方法が真空下でも有効である可能物試料の計測の結果，16.9 ± 2.3 億年（確度 10%，精性は高い．本研究では惑星探査の条件に近づけるため

度 13%）のアイソクロン年代を得た．

に時間積分型の小型分光器を使用したが，時間分解分以上の成果は，惑星表面上その場年代計測の原理的光が高精度の K 定量の切り札になる可能性はある．

実証をしたものであり，今後の開発の礎になるものと

上記 K 定量の高精度化に加えて，前述した QMS 感

考えている．

度較正の精密化，ガラス試料の計測による LIBS 検量
線のマトリックス依存性調査，天然の岩石試料を用い

謝 辞

たアイソクロン計測の実証などが今後解決すべき課題となる．特に天然岩石の計測に当たっては，鉱物毎に東京大学の長尾敬介教授には年代標準試料を提供し加熱・蒸発効率が異なることによる LIBS 計測のマトて頂きました．また愛媛大学（前東京大学物性研究所）

リックス効果の顕在化，レーザー照射で鉱物の劈開やの八木健彦教授，東京大学物性研究所の後藤弘匡氏に破砕が起こることによる蒸発体積見積の難しさ，単一は，高圧プレスを使った試料の作製をさせて頂きましのレーザースポットに異なる鉱物が存在する場合のカた．感謝いたします．東京大学地震研究所の三部賢治

リウム・アルゴン計測への影響評価などが解決すべき助教には Ar ガスを封入したガラス試料の作製をお願課題になると予想される．さらに工学的な観点からは，いしました．千葉工業大学惑星探査研究センターの荒年 代 計 測 装 置 へ の サ ン プ ル 導 入 方 法 の 確 立， 小 型

井朋子上席研究員からは K の定量に必要な標準試料

QMS や小型レーザーなどを含む年代計測プロトタイを多数提供して頂きました．株式会社キーエンスの大プ装置の製作などが急がれる．

木重美様からは，蒸発体積計測や試料の観察に必要な

本稿では触れなかったミッション形態，リソース見

レーザー顕微鏡，光学顕微鏡，および電子顕微鏡を何積もり，および年代計測に適した試料選定方法などに度もお借りしました．匿名の査読者からは，本稿を改ついては，長ほか [12] をご参照頂きたい．

善し本研究を進展させる上で非常に有意義かつ建設的なコメントをいくつも頂きました．皆様に感謝致します．本研究を遂行するにあたり，日本学術振興会から■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

144

2013/09/13

11:34:14

TOPへ↑←目次へ

K-Ar法を用いた惑星探査におけるその場年代計測法の開発／長，三浦，諸田，杉田の援助を頂きました．

145[24] Griem, H. R., 1964, Plasma Spectroscopy (NewYork: McGraw-Hill).
[25] Mermet, J. –M., 2008, Spectrochim. Acta B 63,

参考文献

166.
[1] Neukum, G., 1983, hablilitation thesis, LudwigMaximilians-Univ., Munich, Germany.
[2] Stöffler, D and Ryder, G., 2001, Space Sci. Rev. 96,
9.

[26] Bogard D. D., J. Park, D. Garrison, 2009, Meteorit.
Planet. Sci. 44, 905[27] Ming, D. W. et al., 2008, J. Geophys. Res. 113,
E12S39.

[3] Marchi, S. et al., 2009, Astronom. J. 137, 4936.
[4] Hartmann, W. and Neukum, G., 2001, Space Sci.
Rev. 96, 165.

[28] Steiger, R. H. and Jäger, E., 1977, Earth Planet.
Sci. Lett. 36, 359.
[29] 長尾敬介, 板谷徹丸, 1988, 地質学論集 29, 5.

[5] 諸田智克, 2011, 日本惑星科学会誌 20, 324.

[30] Nagao, 1984, unpublished data.

[6] Doran, P.T. et al., 2004, Earth Sci. Rev. 67, 313.

[31] Behrens, H., 2010, Reviews in Mineralogy &[7] Hiesinger, H. et al., 2010, J. Geophys. Res. 115,
E03003.

Geochemistry 72, 227.
[32] 平田岳史ほか, 2011, フィッショントラックニュー[8] Morota, T. et al., 2011, Earth Planet. Sci. Lett.
302, 255.

スレター 24, 79.
[33] Ludwig, K. R., 2011, http://www.bgc.org/isoplot_[9] Cho, Y. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39,
L11203.

etc/isoplot.html.
[34] Boynton, W. V. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112,[10] Spohn, T. et al., 2001, Icarus 149, 54.
[11] Carr, M., 2006, The Surface of Mars (New York:
Cambridge University Press).
[12] 長勇一郎ほか, 2012, 日本惑星科学会誌 21, 267.
[13] Talboys, D. L. et al., 2009, Planet. Space Sci. 57,
1237.

E12S99.
[35] Neukum, G. et al., 2010, Earth Planet. Sci. Lett.
294, 204.
[36] van Kan Parker, M. et al., 2010, Earth Planet. Sci.
Lett. 294, 411.
[37] Kobayashi, S. et al., 2010, Space Sci. Rev. 154, 193.

[14] Bogard, D. D. 2009, Meteorit. Planet. Sci. 44, 3.

[38] Ciucci, A. et al., 1999, Appl. Spectrosc. 53, 960.

[15] Swindle, T. et al., 2003, 34th LPSC, Abstract[39] Stipe, C. B. et al., 2013, Spectrochim. Acta B 70,#1488.

45.

[16] Anderson, F. S. et al., 2012, 43rd LPSC, Abstract#2844.
[17] Farley, K. A. et al., 2013, Geochim. Cosmochim.
Acta 110, 1.
[18] Cohen, B. A. et al., 2012, 43rd LPSC, Abstract#1267.
[19] Cho, Y. et al., 2011, 2011 PERC Planetary Geology
Field Symposium, Abstract #30.
[20] Cho, Y. et al., 2012, International Workshop on
Instrumentation for Planetary Missions, Abstract#1093.
[21] Cho, Y. et al., 2013, 44th LPSC, Abstract #1505.
[22] Lasue, J. et al., 2012, J. Geophys. Res. 117, E01002.
[23] Sallé, B. et al., 2006, Spectrochim. Acta B 61, 301.

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd145

2013/09/13

11:34:14

←目次へ

146

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その１～人類として為すべき木星圏総合探査JUICE ～木村 淳 ，佐々木 晶 ，藤本 正樹
12

3（要旨）日本が木星系探査に参加する．2012 年 5 月に欧州宇宙機関（ESA）の大型惑星探査プログラムとして選定され 2022 年の打ち上げを目指す木星氷衛星探査機 JUICE（ジュース：JUpiter ICy moons Explorer）は，
日本チームもその開発に参加する国際協同計画として始動した．太陽系最大の衛星ガニメデの周回探査とエ
ウロパ，カリストのフライバイ探査を行って氷の表面に広がるテクトニクスの全容や内部海の存否を明らかにし，さらに木星大気や磁気圏プラズマ環境などの調査を通して，木星と衛星，それらの相互作用の様相をつまびらかにする．日本のコミュニティにとって数年前まではただの夢だった木星探査へついに手が届くよ
うになった経緯を記し，これからのあゆみを連載していく．

1. 地球外生命圏に思いを馳せて地球では深海熱水孔が各地で発見され，地球生命の発
現 地 に 関 す る 認 識 は 一 変 し た． ま た 太 陽 系 外 で は

北イタリアのトスカーナ大公国，斜塔で有名な街ピ

1995 年のペガスス座 51 番星における惑星発見を皮切サで生まれたガリレオ・ガリレイは，1610 年に自作りに多様かつ多数の系外惑星が観測に捉えられ，従来の望遠鏡を使って木星の 4 衛星を発見．大公国君主一の太陽系と地球の理解に根ざしていた生命居住可能性」と族の名を取り「メディチ家の星（Medicean stars）（ハビタビリティ）の認識は，今や大きな見直しが迫ら名付けられ，後にガリレオ衛星と呼ばれることになるれている．しかし我々はいまだ，地球外生命の存在は

それらの衛星は，地動説に有利な証拠のひとつとしておろか居住可能性をまともに議論できるような環境す

天動説を大きくぐらつかせ，人類の宇宙観に大転換を

ら確認できていない．かつて天動説をひっくり返した

もたらすきっかけとなった．それから約 360 年後，人

木星系は，宇宙生命学（アストロバイオロジー）
をキー類が送り込んだ探査機パイオニアは初めて木星圏に到ワードに今ふたたび人類の認識を大きく変えうる可能達してガリレオ衛星の撮影に成功し，その実績を礎と性を秘めている．地球生態系の理解と地球外生命の想した探査機ボイジャーは衛星の多様な地質活動を露わ

像，そしてさらなる系外惑星の発見を踏まえつつ将来にした．そして 1989 年，無人探査機に名を載せたガの宇宙生命学の発展を展望し，全世界をあげて実施すリレオは 1995 年から約 8 年間にわたり木星系を調査し，べき探査として，JUICE は立ち上がった．

衛星エウロパなどの内部に液体水の海が存在する可能性を提示し，ガニメデで衛星唯一の固有磁場を発見す

2. いまだベール厚き木星系

るなどの成果を挙げ，氷に閉ざされた静かな世界という従来の描像を覆し独特の生態系の存在をも予感させ

太陽系の全容や起源を明らかにする上で，木星系がた．そうして探査機が木星を訪れるようになった頃，その大きな鍵を握っていることは言うまでもないだろ1. 東京工業大学地球生命研究所
2. 大阪大学
3. 宇宙航空研究開発機構
junkim@elsi.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

146

う．木星は，太陽を除く太陽系天体の中で他を圧倒する大きな質量と角運動量を持つ点で太陽系を代表する存在であるだけでなく，近年進歩のめざましい系外惑

2013/09/13

11:34:14

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その１～人類として為すべき木星圏総合探査JUICE ～／木村，佐々木，藤本

147

星の観測では，木星のような巨大ガス惑星が宇宙において普遍的な形態であることも分かってきた．すなわ
ち木星系を理解することは，より普遍的な惑星形成過程とその進化の解明という惑星科学の究極的な目標へと繋がる重要なマイルストーンと言える．また木星には，惑星サイズとも言える大きな衛星らが従い，それぞれが多彩な表層活動や内部状態を持っていることから，古くから「ミニ太陽系」と喩えられてきたことも周知の通りである．その中の衛星エウロパやガニメデ，
カリストは表面を H2O 主体の氷で覆われ，内部ではその氷が全球的に融解した「内部海」として存在している可能性が示唆されており，アストロバイオロジーの観点でも最重要サイトであろう．また，木星が持つ

図1： 木星系に到着し調査を行うJUICE（（C）ESA）．

強大な磁気圏のダイナミクスを把握し，太陽系惑星最強の粒子加速器の物理を理解することは，普遍的な宇

いては，JUNO が大気組成を調査し JUICE が大気のダ

宙プラズマ物理学の構築にも重要な貢献をもたらす．

イナミクスを把握する，という役割分担があり，またこのように，木星系理解の重要性は長きにわたり研

磁気圏の理解においては，JUICE は撮像観測による究者間で共有されてはきたが，現状は理解する以前に全体像の把握と「その場」観測による局所精密情報をその全容把握すら全くおぼつかない．1970～80 年代

組み合わせた「スケール間結合」という，従来の探査にパイオニアおよびボイジャーが木星のフライバイ調にはない視点でプラズマ現象を根源的に理解する．

査を行い，1990 年代後半から 2001 年にかけてはガリ

JUNO の遠木点はカリスト軌道よりも外側になるため，

レオ探査機が木星周回軌道に入って観測を行った．しガリレオ衛星はほとんど観測しない．

かしガリレオ探査機は高利得アンテナの展開失敗やデータレコーダの故障によってデータ通信量に大きな制約を受け，取得した科学データ量が限定されるという

3. LAPLACEからEJSM，そしてJUICEへ

重大な障害があった．また衛星の調査においては，フ

冒頭で「日本のコミュニティにとって木星探査はたライバイ観測という制約から全面観測がなされていなだの夢だった」と書いた．我が国には「すいせい」によい上に空間分解能も不十分であることに加え，潮汐やるハレー彗星探査から，月周回衛星「かぐや」や小惑

火山活動など連続的な時間変化が重要となるデータも星探査機「はやぶさ」に至る成功体験がある．火星探取得できていない．また磁気圏やプラズマ物理の面で査機「のぞみ」も最終的には失敗ではあったが，火星

は，低エネルギー粒子の観測が欠落しているとともに領域へ到達しデータを取得する点においては経験を得

高エネルギー粒子のデータも時間分解能が悪く，加速ている．しかし木星以遠となると，原子力電池を事実

機構の解明やダイナミクスの理解を困難にしている．

上使えず太陽光が微弱な中での電力確保や，巨大惑星

さらに木星本体，特に大気についてもそのダイナミク

周囲での放射線対策，はるか彼方との遠隔通信など，

スの理解に重要な連続撮像データは特定地域の限定的

多くの課題が立ちはだかる．そしてこれらは欧州にとな期間にとどまるほか，木星バルク組成の理解に重要っても同様であった．日本として海外（とりわけ米国）

な情報となる水蒸気検出を目指した大気プローブは非の探査をただ指をくわえて見ていたわけではなく，常に乾燥した領域に突入したため，木星大気の水蒸気

1970 年代には東北大のグループから木星を目指す提量は今もって謎のままである．現在は JUICE に先ん案が出されていたほか，2003 年には宇宙科学研究所

じて，NASA の木星探査機 JUNO が木星へ向かっておの工学グループが太陽電力セイルミッションとしてのり，2016 年に木星へ到着し極周回軌道で木星の大気

木星探査を提案するなど，具体的なアクションは取ら

組成，重力場，内部磁気圏を調べる．大気の科学につれてきた．しかしどうしても大型計画となってしまい，■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

147

2013/09/13

11:34:16

148

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

また技術的成熟度という点からも時期尚早という感がし，木星フライバイ時に小型機を木星周回軌道へ投入

否めずこれらの提案のミッション化は実現しなかった

しつつ母船はトロヤ群小惑星を目指すというプランをが，最近の太陽電池技術の向上などを受けて，2006

2020 年の打ち上げを目指して検討し始めた．ところ

年に日欧共同での木星探査ミッション LAPLACE（ラがその後，アメリカが脱退してしまう．2011 年 3 月にプラス）の検討がついにはじまった．これは決して突発 表 さ れ た ア メ リ カ の 将 来 惑 星 探 査 10ヶ 年 計 画

然湧いてきた話ではなく，2015 年打ち上げ予定の水（Decadal Survey）での将来計画の優先付けにおいて，

星探査機 BepiColombo 検討での協力関係の中で培わJEO が次期大型探査計画の最上位にならなかったこ

れた日本のコミュニティに対する高い信頼に裏打ちさとやその後の予算縮小のために，JEO は事実上の計画

れ た 流 れ で あ っ た．LAPLACE で は 三 つ の 探 査 機

中止となってしまった．

（JPO=Jupiter Planetary Orbiter，JMO=Jupiter

木星圏探査は再び欧州主導へと戻り，LAPLACE でMagnetospheric Orbiter，JEO=Jupiter Europaの衛星調査はガニメデ周回観測だけだった計画にエウ

Orbiter）を準備し，編隊にて木星圏の総合探査を目指

ロパとカリストのフライバイ観測を加えるなどのアッすこととなった．日本はこのうち JMO を製作し，ヨプグレードが図られ，ミッションは「JUICE」と名前ーロッパが打ち上げる JPO や JEO との相乗りで運ばを変えた．その後 JUICE は 2012 年 5 月に ESA コズミ

れることになっていた．こうした枠組みで LAPLACE

ックビジョンの L クラスミッション（大型探査計画）とは欧州宇宙機関（ESA）の次世代宇宙探査計画「コズミして採択され，2022 年の打ち上げを目指して計画がックビジョン 2015-2025」（2015 年～2025 年の打ち上

始 動 し た． 同 じ く 最 終 選 考 に 残 っ た NGO（Newげを目指す大型計画について 2007 年から募集がはじと ATHENA（AdGravitational wave Observatory）

まった）へ申請され，日本でも 2007 年に宇宙科学研究

vanced Telescope for High-Energy Astrophysics）を所に国際共同木星圏総合探査計画ワーキンググループ

抑えての選定であった．

が作られてミッション検討が始まった．

日本もこれに並行して，JMO を中心とする独自の

翌年にはアメリカ（NASA）も加わり，LAPLACE は探査機開発と太陽電力セイルを融合した形での検討を

欧 日 米 の 協 同 体 制 か ら な る EJSM（Europa Jupiter

継続してきたが，セイルは重量がかさみ衛星重量が少System Mission）という枠組みへ発展する．アメリカ

なくなってしまい木星磁気圏観測のサイエンス要求をが JEO，ヨーロッパは JGO（Jupiter Ganymede Orbit-

満たせないことや，2011 年 3 月，アメリカが次期 10ヶer），そして日本が JMO をそれぞれに製作・打ち上げ

年計画を発表した月惑星科学会議（LPSC）のまさに最し，現地でランデブーするという壮大な計画である．

中に起こった東日本大震災に伴う予算縮小などの影響

この経緯において，日本の JMO は打ち上げ重量の問を受け，日本単独で 2022 年の打ち上げを目指し木星

題から JGO との相乗りではなく日本独自に打ち上げ系探査機を開発するという大型の貢献案は現実的でなることになり，太陽電力セイルを使った木星到達探査

いと判断され，中止となった．しかし LAPLACE の機（母船）に JMO を含む複数の小型木星周回機を搭載

提案準備段階から続いてきた日本の貢献をはじめ共同

表1：搭載する科学観測機器．

観 測 装 置JANUS（Jovis, Amorum ac Natorum Undique Scrutator）（Moons And Jupiter Imaging Spectrometer）
MAJIS（UV Imaging Spectrograph）
UVS
SWI（Submillimetre Wave Instrument）（GAnymede Laser Altimeter）
GALA
RIME
（Radar for Icy Moons Exploration）
J-MAG（Magnetometer for JUICE）
PEP（Particle Environment Package）
RPWI（Radio and Plasma Wave Investigations）
3GM（Gravity and Geophysics of Jupiter and Galilean Moons）
PRIDE（Planetary Radio Interferometer and Doppler Experiment）■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

148

可視分光撮像カメラ
可視・近赤外撮像分光計
紫外撮像分光計
サブミリ波観測器
レーザ高度計レーダーサウンダ
磁力計
プラズマ環境観測パッケージ
電波・プラズマ波動観測器
重力観測器
惑星間電波干渉・ドップラー実験

2013/09/13

11:34:16

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その１～人類として為すべき木星圏総合探査JUICE ～／木村，佐々木，藤本

149

研究の深化や学会開催などの多様な協同体制が，欧州

緯度観測を行う．2032 年 9 月にはガニメデの極周回軌

側から寄せられる大きな信頼の礎となり，日本の複数道に乗り，全球観測へと入る．周回軌道投入直後の 5の研究者に対して JUICE 開発への協力提案が出されヶ月間は近ガニメデ点高度 200 km，遠点高度 10,000

た．

km の長楕円軌道に乗り，その後は高度 5,000 km の円

ESA は 2012 年 6 月に，JUICE へ搭載する観測機器

軌道，そしてさらに高度を下げ，高度 500 km での周の公募（AO, Announcement of Opportunity）を開始．

回観測を約 3 か月，最終的には高度 200 km での観測審査を経て 2013 年 3 月には 11 の科学観測機器が選定

を約 1 か月間行う．

され，うち 4 機器の開発と 2 機器の科学検討という形

JUICE が木星圏で目指す理解は，巨大ガス惑星圏

で日本チームが正式に JUICE へと参加することとなにおける生命居住可能領域（ハビタブルゾーン）の発現った（表 1）．かつては日本の惑星科学コミュニティにについてであり，それに向けた巨大ガス惑星の代表格とっての「夢」に過ぎなかった木星圏探査が，ついに

である木星
（系）
の理解，および，生命居住可能領域の自らの手で実現可能なところまできたのである．現在， 候補としての氷衛星の理解，をターゲットとしている．
日本側では JUICE を JAXA のプロジェクトとするべ

具体的な調査対象は大きく 3 つ挙げられる．衛星，木くまずは 2014 年のプリ・プロジェクト化を目指した

星大気，そして木星磁気圏である．

準備を行っている．

第一に衛星調査の意義は，原始木星円盤中で形成さ4. JUICEでふたたび木星，そして氷衛星へれたと考えられるガリレオ衛星の全容を把握し，木星本体とのシステムの起源を解明することが，普遍的な惑星系形成過程の解明という惑星科学の最大目標のひJUICE は衛星エウロパ，カリストのフライバイ観

とつに繋がるという点である．活発なシリケイト火山

測とガニメデの周回観測，木星本体や磁気圏プラズマを持つ衛星イオのように地球以上に地質学的に活発な

環境計測などを行う．大まかなミッションスケジュー

ものから，カリストのようにほとんど活動の痕跡を示

ルを表 2 に示す．2022 年 6 月に打ち上げを予定していさないものまで，ガリレオ衛星は極めて幅の広い個性

る JUICE は，地球や金星の重力で加速しながら 7 年あを持っている．これらの個性がどのように形作られた

まりの時間をかけて木星へ向かう．木星周回軌道へ入のかについて，地球との共通点と各衛星に特有の現象

った後，減速し軌道半径を次第に小さくしながら 2 回とを区別しながら原因を探っていく過程こそが惑星科のエウロパのフライバイと 3 回のカリストフライバイ

学の本質であり，太陽系全体の天体，さらには系外惑を行う．その後はカリストの重力アシストによって軌

星の多様性にも考察の礎を与えるだろう．ガリレオ衛

道傾斜角を最大 29 度まで上げ，9 か月間に 9 回のカリ星はその幅の広い個性において，このような問題設定

ストフライバイをしながら木星本体および磁気圏の高の格好のサンプルと言えるのである．

表2：ミッションスケジュール．

2022年6月
2030年1月

2032年9月

2033年6月■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

149

打ち上げ
地球－金星－地球－地球重力アシスト
木星周回軌道投入
木星ツアー－エウロパフライバイ2回－カリストフライバイ3回
高軌道傾斜角フェイズ－カリストフライバイ9回
ガニメデ周回軌道投入
ガニメデツアー高高度楕円軌道周回フェイズ
（1か月）
高高度
（5000 km）円軌道周回フェイズ（3か月）
高高度楕円軌道周回フェイズ
（1か月）
中高度
（500 km）
円軌道周回フェイズ（3か月）
低高度（200 km）
円軌道周回フェイズ（1か月）
ノミナルミッション終了

2013/09/13

11:34:16

150

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

JUICE のメインターゲットである衛星ガニメデは，重要性が集約される．木星は自身が強力な固有磁場をを有し，衛星の中で太陽系最大のサイズ（半径 2631 km）

持ちながら高速で回転し，その中で荷電粒子が加速さ衛星で唯一の固有磁場と磁気圏を持ち [1]，表面にはれる太陽系最強の粒子加速器となっている．またその衝突クレータで飽和した極めて古い地質ユニットと大磁気圏内部に衛星を抱えており，それら（特に毎秒 1

規模な正断層が群がるユニットとが共存し [2]，内部

トンの火山ガスを放出する衛星イオ）がプラズマ源や海の存在可能性が示唆されている [3] 氷衛星である．

擾乱源となることで興味深いプラズマ現象が展開してその周囲には木星磁気圏と表面氷の相互作用で生じた

いる．そしてその現象が木星の極域オーロラとして写酸素を主成分とする希薄大気が存在しオーロラを輝かし出されている．オーロラは，極域上空にあると考えせている [4]．太陽系の中でこれほど多様な現象・活られる粒子加速域で加速された電子が木星大気へ降り動性を持つ固体天体は他になく，それが地球半径の 4込むことによって光る（メインオーロラやメインオー

割ほどのサイズ，かつ約半分が氷から成る揮発性天体

ヴァルと呼ばれる）が，その加速域は剛体回転する木で作り出されている点は非常に興味深い．またフライ星双極子磁場たる内部磁気圏と，太陽風の影響が無視

バイ観測を行うエウロパでは，内部海 [5] や限局的なできない外部磁気圏との接続領域にあたり，その接続

内部湖 [6] の存在が予想されており，深部の岩石核と過程やイオを源とするプラズマガスの外部への輸送過水の反応によって生成したと思われる塩が表面の亀裂

程，さらに磁力線の引き延ばしや自転からの遅延とい周辺で確認されている [7]．内部海の組成を見通す窓ったオーロラ電流系の駆動メカニズムは理解されておとしてこのような地形を調査し，物質の化学組成を厳らず，JUICE の精査によってその描像が明らかとなる．

密に特定しかつその地形依存性を把握することが，“氷

また，加速場を支えている低エネルギー粒子や電磁場

衛星アストロバイオロジー”の重要な次なる一歩となの様子を捉えたデータも現状では不足していることは，

ろう．同じくフライバイ観測を行うカリストでも，エ先に言及した通りである．さらに衛星との相互作用とウロパやガニメデと同様に内部海の存在可能性があるいう観点では，イオのプラズマ源としての寄与のみな[8]．地質活動の痕跡は皆無に近く極めて古い表面を持らず，公転運動に伴う磁力線の変形によって木星に生

つが，クレータ底での二酸化炭素の存在 [9] に代表さじるフットプリントオーロラの発生（エウロパに対しれるように，カリストはガス惑星形成末期の化石としても同様の現象が起きている）[11] や，木星磁気圏にての状態を保持していると考えられ，その表面の分光内包されているガニメデ固有磁場の挙動，さらにはエ

観測は木星系が形成時に経た温度環境への示唆，ひいウロパ，ガニメデ，カリストの氷の表面が直接プラズては惑星形成論へひとつの制約を与える可能性がある．

マガスと相互作用し表面からイオンが供給される過程

第二に木星大気観測の重要性は，その物理的・化学なども，重要な観測ターゲットである．とりわけ留意的諸過程を把握しダイナミクスを認識すること，ならすべきは，こうした衛星周辺環境の理解が，生命居住

びに，大気組成とその鉛直構造の把握を通して木星深可能系における宇宙放射線環境の把握という意味づけ部も含めたバルク組成の理解に繋げることにある．

を持つ点である．

JUICE では軌道傾斜角を上げることで可能となる木

以上，JUICE が目指すサイエンスについて駆け足

星高緯度観測によって，木星の対流圏上部から熱圏にで触れたが，次回以降のレポートでは，日本チームが至る高度範囲を全緯度帯にわたって観察し，包括的か

その開発に参加している観測機器を中心に，個々の観

つ長期間・高時空間解像度の風速・温度・雲・化学成測が持つサイエンスや開発状況をはじめ，関連する研分の挙動に関するデータベースが得られる（例えば究の最前線について順次より詳細に紹介していきたい．

[10]）．一方で対流圏下部以深についての直接的情報はまた，JUICE の科学的成果をより高めるために学会得られないが，探査機 JUNO によって得られる木星深セッションや研究会などを企画し，皆さんからの様々部に関する知見を補完することで，木星バルク組成のな提案やアイディアを取り入れる場を持つので，是非解明に寄与できると見込んでいる．

とも多くの方々から積極的な関わりをいただければと第三の木星磁気圏観測は，磁気圏のその場観測から思っている．少し前まで「木星探査はただの夢」だっ

普遍的宇宙プラズマ物理の理解への発展にその意義のた日本の惑星科学の土壌は「かぐや」や「はやぶさ」の■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

150

2013/09/13

11:34:16

←目次へ

TOPへ↑

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その１～人類として為すべき木星圏総合探査JUICE ～／木村，佐々木，藤本

151

成功などによって一気に耕され，数々の重要な科学的知見を得る花を咲かせた．そしていま国際協力によって現実となった木星探査で地球外生命圏へのアプロー
チという大きな実りを得るために，緊張感と使命感を持って臨まねばならない．20 年後，その果実を搾りつくし味わうために．

5. 謝 辞本連載を提案していただいた谷川享行編集員とはしもとじょーじ編集委員長に感謝する．

参考文献[1] Kivelson, M. G. et al., 1996, Science 384, 537.
[2] Pappalardo, R. T. et al., 2004, in Jupiter, 363.
[3] Kivelson, M. G. et al., 2002, Icarus 157, 507.
[4] McGrath, M. A. et al., 2013, J. Geophys. Res.: Space
Physics 118, 1.
[5] Kivelson, M. G. et al., 2000, Science 289, 1340.
[6] Schmidt, B.E. et al., 2011, Nature 479, doi:10.1038/
nature10608.
[7] McCord, T. B. et al., 1999, J. Geophys. Res. 104,
11827.
[8] Khurana, K. K. et al., 1998, Nature 395, 777.
[9] Hibbits, C. A. et al., 2002, J. Geophys. Res. 107, 5084.
[10] 宇野健 ほか，2011，遊星人 21, 22.
[11] 垰千尋 ほか，2011，遊星人 21, 29.

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd151

2013/09/13

11:34:17

←目次へ

152

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

火の鳥「はやぶさ」未来編 その３～ SCI/DCAM3と衝突の科学～
荒川 政彦 ，和田 浩二 ，はやぶさ２ SCI/DCAM3チーム
1

2（要旨）はやぶさ 2 には小型の衝突装置（SCI）が搭載されており，これは秒速 2 km で小惑星表面に衝突してクレーターを形成する．このクレーターは小惑星内部を覗くための小窓であり，リモートセンシング観測やサンプル回収から，小惑星表面の宇宙風化や浅内部構造に関する知見を得る．一方，SCI が衝突する様子は
分離カメラ（DCAM3）により撮影され，イジェクタカーテンの拡大する様子や小惑星周囲を飛び交うダストを観察する．SCI による小惑星への衝突は宇宙衝突実験ともいえる．我々はこの世界で最初の小惑星における宇宙衝突実験の機会を利用して，微小重力下における「本物の小惑星物質」のクレーター形成過程を明らかにする．

1. 惑星科学と衝突象である．放出物には様々な深さから出てきた物質が含まれているはずなので，これを採取したり観測する

1.1

SCIの目的

ことにより，小惑星内部の情報に確実にアクセスできる．このように SCI は表層掘削の手段であり，その意

SCI とは Small Carry-on Impator の略で，日本語で味ではテンペル第一彗星に対する Deep Impact や月は小型搭載型衝突装置と呼んでいる機器である．はやに対する LCROSS など，NASA が行った衝突機を用

ぶさ 2 では，はやぶさ初号機と比較して幾つかの新しいた惑星探査の延長上にある．両者は主として放出物

い試みがなされているが，この SCI はその中でも最もの観測に重点を置いており，地上望遠鏡でも観測でき

チャレンジングな試みである．また，このチャレンジ

るほど大規模な放出物の形成を目標としていた．そしをその場で観測するために分離カメラ（DCAM3）が搭て Deep Impact で は 放 出 物 の 観 測 に 成 功 し た が，載されている．簡単に SCI の機能を説明すると，
SCI は，LCROSS では地上望遠鏡からの観測はかなり難しかっ

母船から切り離された後，ライナーと呼ばれる約 2たようである．また，両者ともクレーター孔の同定にkg の弾丸を爆薬により加速し，衝突速度約 2 km/s では非常に苦労したようである．SCI は両者と比べて遙

小惑星表面に衝突させる機器である．また，DCAM3 は，かに衝突エネルギーが小さく，そのため形成されるク

この SCI の衝突過程を観測するカメラであり，SCI のレーターも小さく，放出物の量も少ない．ただ，衝突

衝突前に母船から切り離されて観測を行う．

前後の小惑星表面を詳細に観測できるという点で 2 つ

SCI の目的は非常に単純で，単に小惑星の表面に穴の探査にはないアドバンテージがある．はやぶさ 2 でを掘ることである．この穴が小惑星の内部にアクセス

は，形成されるクレーターは小さいが，<10 cm/pixel

する小窓となり，表面のリモセン観測だけでは得られという高空間分解能の可視カメラ（ONC）で観測するない様々な情報をもたらしてくれるはずである．さら予定であり，また DCAM3 による衝突時のその場観測に穴をあけた時の放出物（イジェクタ）も貴重な観測対も予定している．我々はこれらの手段により，確実に

1. 神戸大学大学院理学研究科
2. 千葉工業大学惑星探査研究センター
masahiko.arakawa@penguin.kobe-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

152

衝突放出物と衝突点を捉える予定である．
一方，衝突探査には避けては通れない問題がある．
それは衝突時に形成されるクレーターサイズなど，ク2013/09/13

11:34:17

火の鳥「はやぶさ」未来編 その３ ～ SCI/DCAM3と衝突の科学～／荒川，和田，はやぶさ２ SCI/DCAM3チーム

153

レーターの物理量に関する事前の予想が難しいという衝突破壊やクレーター形成に関する研究が次々と新し

こ と で あ る． は や ぶ さ 2 が 探 査 対 象 と す る 小 惑 星い視点から行われてきている．

1999JU3 の場合もそうであるが，天体表面の状況は行

世界的に見れば衝突クレーターに関する研究は，ってみるまでわからない．探査計画を立案する上では，

1990 年代には地上実験とそれに基づいた解析から理衝突規模の見積もりは安全性や観測可能性の検討の上論（スケーリング則）
が整備され，クレーターサイズやでも必須であるが，この検討が極めて難しいのである．

イジェクタの速度分布などが予測できるようになって従って，事前の計画ではあらゆる可能性を検討するこいた [1]．このクレーター形成に関する理論を用いるとになるが，あまりにも悲観的な見積もりをするとと SCI により形成されるクレーターの物理量を推定す

SCI を撃つこと自身に意味が見いだせなくなる．我々ることが可能である．しかしながら，この理論は均質が，SCI の科学目標を検討して行く中で一番困ったの

標的に対して構築されたものであり，そこから大きくがこの点である．そこで，我々は，この SCI の持つ穴外れる性質を持つ表層に対して応用することは難しい．

掘り機能を宇宙における衝突実験と見なして，その科

2000 年代に入って頻繁に行われるようになった小惑

学的意義について見直すことにした．その結果，非常星探査から，エロスのような岩石質の一枚岩天体だけに小さな穴であっても，それはその小惑星の表面物性でなく，C 型小惑星のマチルデのように 50% 以上の高を表すものであり，さらにその物性において得られるい空隙を持つ天体やイトカワのようにラブルパイル構

衝突クレーターの情報は，地上では得られない貴重な造を持つ天体までも発見され，小惑星の表層は多様で実験データとなることに気づかされた．

あることが改めて認識された．その結果，現在のクレ1.2

地上実験と惑星衝突をつなぐ宇宙衝突実験

ーター形成に関する研究では，空隙率，物質強度，粒径などといったこれまでスケーリング則構築の上であはやぶさ 2 で SCI が搭載されることになったのは，

まり考慮されてこなかった要素がクレーター形成に及これまでの日本の惑星衝突に関する研究とは無縁でなぼす影響を調べることが中心となっている．一方，実いと思う．その搭載には様々な議論があったと思うが，際の小惑星を構成している表層の物性を推測すること

結果として 30 年以上行われてきた日本の衝突実験のは困難であり，その一部分を隕石の物性から類推する実績を生かす良いチャンスとなった．日本では
1980
Explosive part of SCI

しかない．

年代に惑星衝突に関する室内実験が本格的に開始されスケーリング則は，室内実験の結果を実スケールのて以来，一時は研究が下火になった時期もあったが，天体衝突に応用するために提案されているが，本当に! Shape: Circular cone (Diameter:
265mm)!
!
!

(a)Liner: Copper
Explosive: HMX-based plastic bonded
explosive (PBX)(b)
Weight: About 9 kg (Explosive: 4.5kg, Liner: 2.5kg)
Case

152mm

65mm

Booster

ExplosiveI 300mm

Liner䊤䉟䊅䊷኿಴ᣇะ

Shapeof
Explosivepart
図1： 小型搭載型衝突装置（SCI）の説明．（a）
概観，（b）
爆薬部の断面図．
Small Carry-on impactor of HAYABUSA-2 Mission (IAC-11.A3.4.6)

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

153

2013/09/13



11:34:18

154

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

このスケーリング則を信じて cm スケールの結果をkm スケールの現象に適用して良いのか常に心配になる．このスケールの問題としては，物質強度の減少や重力の影響などが挙げられるが，地上実験では両者とも実現するのが難しく，その多くは数値シミュレーシ
ョンによる研究に依存しているのが現状である．
このように小惑星衝突を模擬する地上実験（数値実験も含む）には，対象物の不定性と物質強度や重力などのスケールに由来する問題が常に存在しており，これを解決するのは極めて困難である．SCI による小惑星表層への衝突は，地上実験では解決が難しいこの 2

図2： 分離カメラ（DCAM3）の構造．

つの問題に対して，解決の糸口を与えてくれる．すな
わち，SCI の衝突は，（1）本物の小惑星の表面を標的つかる場合でクレーター形成に対して何らかの影響がにしている，（2）弾丸大きさが 1 桁以上大きい，（3）あるのかは，模擬 SCI 弾丸を使用した室内実験により

標的は微小重力下にある，という地上では得難い 3 つ

確認していく予定である．一方，このような半球殻のの特徴を持っており，衝突実験としてはまたとないチ

弾丸は通常の室内実験では利用しないため，この半球ャンスである．こうして表面の穴掘りのために搭載さ殻弾丸に対してスケーリング則を適応する時に問題がれた SCI は，本物の小惑星における世界初の宇宙衝突生ずる．それは，直径 15 cm 程度の外形は持つが，中実験のための装置として見直されることになった．

空まで含めた時の密度は銅よりかなり低くなるという点である．通常の弾丸は中味が平均的に詰まった球形

2. 小型搭載型衝突装置と分離カメラ

もしくは円筒形であるので，そのような弾丸と比較した場合，この半球殻弾丸をどのように扱うべきかにつ

2.1

機器の紹介

2.1.1

小型搭載型衝突装置（Small Carry-on Impactor）

この装置の概略を図 1a に示す．サイズは直径 30 cm，

いても室内実験で確認しておく必要がある．
2.1.2

分離カメラ（Deployable CAMera 3）

分離カメラは，SCI 運用時に母船から分離して，衝高さ 30 cm ほどで，質量は約 20 kg となっている．母突の様子を撮影する小型可視光カメラである．その原

船の -Z 面（アンテナとは反対側の面で小惑星に対峙す

型は，小型ソーラー電力セイル実証機 IKAROS に搭る）に設置され，分離機構により小惑星へと投下される．

載された Deployable CAMera 1, 2 であり，そのヘリ内部にはコーン型の爆薬部があり，このコーンの底面テージを生かして，はやぶさ 2 において開発されていに円盤型のライナーが取り付けられている（図 1b）．

る（そのため通称 DCAM3 と呼ばれる）．この DCAM3

ライナーは質量 2.5 kg，直径 26.5 cm の銅板であり，は，図 2 にあるように直径 78 mm の小さな筐体であ嫷槱伦ሸ᧶

コーン中のプラスチック爆弾の爆破によって加速されᇫ⺇㽤ᇫ᧶
るが，その中にミニ衛星の機能を詰め込んである．そᇫ屡ㄵᇫ᧶る．その加速による初速度は 2 km/s 程度である．ラ

れらは，レンズ，光学センサーユニット，バッテリー，

イナーは加速中に徐々に中空の球殻へと変形していく．

㮫ᇫ⦂
送信機ユニット，それにアンテナである．また，この最終的には直径 15 cm 程の半球殻状の弾丸に成形され，DCAM3 には冗長性を考慮して二種類のカメラユニッ完ᇫ䞲

質量 2 kg 以上に保って小惑星に衝突することが期待

トが搭載されている．それは，科学観測に用いるデジ

6ROLG:RUNVⷵ䞮䓗 㟨十቎ቑቢ∎䞷♾
されている．これまでに SCI の実爆実験が野外試験場

㖖䯉ቍሰ⫃⚗᧶⺇㽤ቒኼ዇ኾዙኜቋሼቮᇫ
ᇫ⏻ぽᇫ᧶

㔎ᇫ崜

❐ᇫ丰

タル系カメラと工学モニター用のアナログ系カメラである．デジタル系カメラが急遽，準備不足の状態で搭速時に回転運動が加わることがあり，衝突時の弾丸の載されることになったため，そのバックアップの意味

衝突面は制御できないことが分かっている．球殻の閉もありアナログ系カメラとの同居となった．この二つじた方向からぶつかる場合と球殻が開いた方向からぶのカメラを区別するためにデジタル系カメラを

154

⚜ᇫⓜ

完ᇫ⦂

で実施されているが，その実験からこの半球殻は，加■2013遊星人Vol22-3_製版.inddⅤₙስ᧶

2013/09/13

11:34:19ᇫᇫ刁ᇫ⚜

㡴

火の鳥「はやぶさ」未来編 その３ ～ SCI/DCAM3と衝突の科学～／荒川，和田，はやぶさ２ SCI/DCAM3チーム

155

DCAM3-D，アナログ系カメラを DCAM3-A と呼んで小惑星の重力により徐々にその形状を変化させ，最終いる．ここでは科学観測に用いる DCAM3-D に関して的にはダストの数密度が低くなりカーテンとしては認

簡単に紹介する．

識できなくなる．そのためイジェクタカーテンの観測

このカメラの特徴は非常に広い視野を持つことであは 20 分程度を予定しており，その後は，小惑星の重る．距離 1 km 程度離れた位置から後述するように爆力により落下する個々のダストを観測する．このダス

発前の SCI と小惑星上での衝突地点を撮像できるよう

ト観測モードでは，10 秒おきに 5 × 5 binning 画像を取に 74°× 74°の視野を持つ．その爆発前の SCI, すなわ

得し，カメラの周囲を通り過ぎるダストの撮影を試み

ち母船との分離後に小惑星へと落下する小さな SCI 本

る．DCAM3 の電源の寿命は 1 ～ 2 時間であるので，体を観測し，かつ放出されるイジェクタも明瞭に撮像

この寿命が尽きるまでダスト観測を行う．ただ，小惑するために明るくシャープに撮像可能な光学系を持つ．

星の重力によっては電源寿命以前に小惑星に落下・衝光 学 セ ン サ ー は 2000 × 2000 pixel の 画 素 数 を 持 つ

突 す る 可 能 性 も あ る た め， そ の 場 合 は 衝 突 に よ り

CMOS である．この光学系で得られる空間分解能は，

DCAM3 が故障した時点で撮影終了となる．

撮影対象までの距離にもよるがおおよそ数 10 cm/
pixel から 1 m/pixel となる．なお，取得する画像の階2.2

SCIの運用シナリオ

図 4 に SCI の運用シナリオを示す．まず，母船の制調はモノクロ 8 bit である．
カメラで観測する被写体は SCI 運用の時間とともに御により小惑星上に SCI の照準を合わせる．その後，変わっていく．DCAM3 は，母船が小惑星の裏側へ避小惑星から高度 500 m の位置で SCI は母船から切り離難する途中で分離されるが，姿勢を安定化させるためされる．切り離しと同時に母船は退避マヌーバを開始に光軸と回転軸が一致するような回転が分離時に与えし，SCI の爆破後の破片や小惑星からの放出物の直撃られる．分離時にはまず SCI の落下を観測する予定でを受けない位置まで移動する．移動の途中，ちょうどある．SCI 表面から散乱する太陽光を観測することに

SCI 衝突を真横から観測できるような位置で DCAM3

より，SCIが点火・発射されるまでの軌跡を追尾する．
Impactoperation
SCI 発射後からは，小惑星表面から成長するイジェク

Impact operationof3）
SCI
タカーテンの観測を行う（図．この期間は，100m/s
1. Mother ship points SCI to the target.1
までの高速のイジェクタを観測する事を狙って毎秒

2. Separation. Alt: about 500m
枚づつ撮影を行う予定である．イジェクタカーテンは，

3. Horizontal maneuver.
4. DCAM separation.
5. Vertical maneuver.
6. Ignition of SCI. Timing of ignition iscontrolled by the sequencer of SCI andthe timer starts by detecting theseparation.

Horizontal
maneuver
SCI
separation
Debrisfrom SCI

DCAM
Separation

Ejectafromasteroid

Verticalmaneuver

DCAM: Deployable CAMERA(same as DCAM of IKAROS).
Danger
Zone
NASA/JPL-Caltech/
UCLA/MPS/DLR/IDA

SAFE Zone

Small Carry-on
impactorof HAYABUSA-2
Mission (IAC-11.A3.4.6)
図3： 分離カメラで撮像した衝突クレーターの想像図．NASA
図4：
小型衝突装置（SCI）の運用シーケンス．
dawn-image-072311を改変．

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

155



2013/09/13

11:34:20

156

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013を分離する．DCAM3 はその時点から撮影を開始し，

ONC によりあらかじめ撮像しておくことで，局所的SCI が小惑星に落下する様子を観測し続ける．はやぶな衝突面の傾きや凸凹具合などの情報も考慮して衝突

さ２が，DCAM3 とは通信可能であるが，衝突デブリ

角度を推定する．

からは安全な位置にまで退避した後，SCI は点火され弾丸が発射される．

3.2

スケーリング則への貢献

SCI 衝突後は，母船は最低 2 週間，衝突によるダス

実際の小惑星表面において既知の衝突条件でクレートが小惑星周囲から消えるまで退避を続ける．その後，ターを作ることができれば，それは今後の衝突研究に

衝突孔の探索を行うためにホームポジションに復帰す

おける重要なベンチマーク（基準点）になるはずである．

る．この時，予測される最大径のクレーター（10 m）

地上実験では，小惑星のアナログ物質を用いて実験すが形成されているなら，可視カメラ（ONC）により観るしかないが，このアナログ物質を選定するためにも測できるはずである．この後，衝突クレーター付近か

貴重なデータとなる．衝突クレーターのスケーリング

らサンプル採取を行うために，衝突孔を探すことにな

則には，クレーターサイズやイジェクタ速度を表すもるが，DCAM3 で観測した衝突点を参考に徐々に高度のがあるが，それらのスケーリング則を現実の小惑星を下げながらクレーター孔探しを行う．運良く（？）
ク

上の衝突実験から検証・改訂することができる．例え

レーターが見つかれば，ONC 以外のリモセン機器（近ば，クレーターサイズに関しては，1999JU3 のような赤外線分光計 NIRS3，中間赤外カメラ TIR，レーザ

微小重力下で重力がクレーター形成に対してどのようー高度計 LIDAR）
でも詳細観測が可能となる．さらに，に影響するかは，これまで良く分かっていない．まず，

クレーターのサイズやクレーターが形成された周囲の地上実験の例が少ないのと，その結果も研究毎に矛盾地形等を考慮しながら可能であればサンプル採取を試している [2]．微小重力下での衝突クレーターの形成は，みることになる．

小惑星だけでなく，微惑星の様な微小天体上でも頻繁に起きていたと考えられる．従って，この過程は小惑

3. 宇宙衝突実験

星の衝突進化だけでなく，惑星形成論を研究して行く上でも重要な素過程である．もちろん，1999JU3 が微3.1

衝突条件を押さえる惑星というわけではないが，微小重力下に長期間おかれた表層・内部構造を持つ天体という意味では，微惑SCI 衝突を宇宙衝突実験として考えた時，室内実験

星のような力学構造を持つ天体と言えるかもしれない．

と同様に衝突条件を押さえることが重要である．弾丸

くどいようだが，地球上で微小重力実験を行うのは至の衝突速度や質量は，その場観測はできないので地上難の業である．確かに落下棟や専用の飛行機を使えばの実爆実験の結果から推定することになる．ただし，ある程度長時間の微小重力を作り出せるし，それだけこれまでの実爆実験の結果を見ると再現性は良いようの時間があれば衝突実験は可能である．しかしながら，である．一方，SCI 弾丸は，母船から分離した後，真問題は実験時の微小重力だけではない．その標的試料っ直ぐ小惑星に向かって飛ぶとは限らない．そのためそのものが微小重力下で準備されていなければ不十分

衝突角度は実測する必要がある．角度の計測には SCIなのである．地上実験では 1 G の元で標的を準備するの点火位置を正確に求める必要がある．切り離し時のため，砂であれガラスビーズであれ自重による圧縮を

母船の速度誤差や切り離し後の SCI のニューテンショ

受けている．また，1 G 下では砂やビーズ同士の結合

ンの大小により衝突位置の精度が決まる．そこで切り力より，はるかに重力が大きいため 100 μm 以上の粒離し後の SCI の運動を知るために母船から SCI が落下

子では，ほぼランダム最密充填となってしまう．一方，する様子を，ONC で撮像する予定である．ONC によ微小重力下では粒子同士の結合力のため，ある程度大る分離後の SCI の観測と DCAM3 による SCI の発射高

きな粒子サイズであっても重力に抗して構造を保つこ

度の記録から発射点を決定する．この発射点と小惑星とが可能となり，最密充填より遙かに大きな空隙率を

表面の着弾点を結ぶことにより，実際の衝突角度を求持つことができる．微惑星や微小天体の表層はそのよ

め る こ と が で き る． さ ら に， 着 弾 点 付 近 は 事 前 にうな状態になっているのではないかと想像する．そう■2013遊星人Vol22-3_製版.indd156

2013/09/13

11:34:20

火の鳥「はやぶさ」未来編 その３ ～ SCI/DCAM3と衝突の科学～／荒川，和田，はやぶさ２ SCI/DCAM3チーム

157いう意味でも 1999JU3 への衝突実験は，微小重力下でーテンの関係を理論的に整理し，その結果得られた理の衝突過程に関して我々に全く新しい知識をもたらし論式に基づいた解析手法を試験中である．SCI によるてくれる可能性がある．

宇宙衝突実験を成功させるためには，室内実験を中心

クレーターサイズのスケール則の構築に関しては，
SCI 衝突だけでなくサンプラーによる衝突クレーターも参考になる．サンプラーでは 300 m/s で弾丸を発射として検討すべき課題が数多く残されている．

3.3

本当はもっと複雑し放出される破片を資料として回収する機構を採用し1999JU3 の表面はいったいどの様になっているのでている．この衝突によって最大 1 m 程度のクレーター

あろうか．当初，SCI の衝突クレーターの検討においが形成される可能性があるが，衝突条件は SCI とは大ては，砂面と岩盤の 2 種類を典型的な例として検討しきく異なる．SCI 衝突地点をサンプリング地点に近接ていた．しかしながら，イトカワの表面やマチルデのさせることができれば，表面状態が似通った条件で，空隙率を考慮し，その後，さらに検討を重ねた結果，

衝突速度や弾丸サイズの異なる実験データを得ること

現在では図 5 にあるような分類を考えている．表面をができる．これは，はやぶさ 2 の探査データのみでク特徴づける量としては，構成物の強度，サイズ，空隙レーターサイズに対するスケーリング則のパラメータ率が挙げられるが，粉体層（粒径 1 mm 以下）では，バーを決めることができることを意味しており，宇宙衝

ル ク の 強 度 が 重 要 で あ り， 粒 子 層（粒 径 1mm ～突実験には SCI だけでなくサンプラーの衝突孔観察も1.5m）では，バルク強度はほぼ 0 となるので個々の構重要である．

成粒子の強度が重要となる．一枚岩では，もちろんバ

一方，イジェクタの速度分布に関するスケール則は，ルクの強度がクレーターサイズを制御する最も重要なクレーターサイズほど確立したものではない．イジェ

物理量である．1999JU3 の表面は図 5 にあるすべてがクタの速度分布は，天体の衝突破壊・再集積，レゴリ

可能性のある表面となる．従って，SCI によって形成

ス形成，それに惑星間塵の生成率を調べるためには必されるクレーターサイズを検討するには，これらすべ須の素過程であるが，3 次元的に広がる多数の高速飛ての想定される表面状態において形成されるクレータ

翔粒子を計測するという実験的困難さからその研究はーの特徴を押さえておく必要がある．これまでの研究あまり進んでいない．現在でも速度分布を計測するたから推定される衝突クレーターの大きさやイジェクタ

めの室内実験が引き続き行われている．先行している

カーテンの特徴を表 1 に示す．また．それぞれの表面理論的研究によれば，クレーター中心から放出される状態においてクレーター形成を支配するメカニズムもイジェクタの速度分布はクレーターサイズのスケーリ

列挙している．これまでの知見から予測可能な表面状

ング則と同じく点源近似と終段階有効エネルギーに関態もあるが，粒子サイズの影響や粉体上に形成される

連するパラメーターで記述できることが分かっている．

クレーターの研究などは，さらなる詳しい研究が必要

一方，クレーターリム付近では，その理論からは外れた挙動を示すことが分かってきた．リム近傍では，粒子間の固着力など表層物質の性質に依存している可能性があり，この領域の室内実験を進めることが SCI のイジェクタカーテンを解析するには重要であると思われる．
イジェクタの速度分布は，DCAM3 により観測され表1： 小惑星の表面多様性と予測されるクレーターサイズ．

表面地形の分類：表層構造均質ケース
分類

細分類

一枚岩

高強度層

>1.5m

たイジェクタカーテンの形状やその時間変化を解析し粒子層て求める予定である．しかしながら，イジェクタカー

1mm-1.5m

テンの形状から速度分布を求めるような研究はこれまで室内実験では例がなく，我々は，まずこの解析手法

粉体層の構築から始めなくてはならなかった．現在，個々の<1mm

イジェクタ粒子の軌跡とその粒子が作るイジェクタカ■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

157

クレーター径 イジェクタ スケール則15cm-1m

45¡以外
高速破片

強度
強度＋重力

弱強度層

1m-10m

ガレ場15cm-1.5m<15cm - 1m

45¡以外，大破片，
暗い

強度

小石場5cm-15cm

1m -10m

見えない

重力

砂場 1mm-5cm

1m - >10m

45¡，広い領域

Φ=40-45%

1m - 10m

45¡，広い領域で明Φ=45-70%

30cm - 1m

Φ>70%< 30cm

Φ: 空隙率

45¡以外
根本で分離

るい，根本で分離
低速で薄い，観測

重力
重力＋強度

困難

重力＋強度

見えない

強度＋重力*1*1 天井崩落

2013/09/13

11:34:20

(A)

←目次へ

5m

TOPへ↑

158

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

表面地形の分類

発は現在佳境を迎えている．他の機器と比べてかなり

粒子層

遅れて開発が始まったこの機器は，常にプロジェクトのお荷物として迷惑をかけ続けている．開発メンバー
は最高のパフォーマンスで仕事をこなしてくれている

一枚岩

高強度

が，それ以上に課題が増えるという状況がずっと続い
15cm-1.5m 5cm-15cm 1mm-5cm
      ©
粒子サイズ

が，SCI に よ り 最 高 の サ イ エ ン ス を 実 現 す る に は
DCAM3 は無くてはならない機器であるので，なんと

粉体層

弱強度

ている．今後半年は厳しい開発状況が続くと思われる

か開発を成功させたいと思っている．
最後にこの SCI/DCAM3 について我々の意気込み

熱変成の程度をまとめてみたい．小惑星への人工クレーターの形成
40-45%

45-70%>70%

空隙率
図5： 小惑星表面の多様性．

実験は世界初であり，その詳細観測により，天体衝突過程に関するベンチマークが得られると期待される．
我々は，以下をモットーとして衝突の“SCIENCE”を発展させることに努める．

である．均質標的に対して構築された既存のスケーリ
ング則が多様な表面に対してそのまま利用できれば良Small Carry-on Impactor Elucidates the Nature of
Craters and Ejecta（SCIENCE）．

いが，そうでない場合には，スケーリング則の改訂を（つづく）

含むクレーター形成メカニズムの探求まで考慮したしっかりした研究が必要となる．これまでのように実験

参考文献

室の良く制御された均質な標的だけを見ていては，
SCI 衝突実験の結果を十二分に理解して，そこから重要な物理を引き出すことはできない．今後は現実的な小惑星表面での衝突過程を扱うことができる理論を整えてく必要がある．

[1] Housen, K.R.andHolsapple,K.A., 2011, Icarus 211,856.
[2] 高木靖彦, 2012, 日本マイクログラビティ応用学会
誌 29(4), 163.

4. まだまだ���い我 々 は， は や ぶ さ 2 プ ロ ジ ェ ク ト の 中 で SCI/
DCAM3 によるサイエンスを実現するために様々な検討を重ねてきた．一方，SCI がその発射時に生成する自身のデブリや小惑星表面から発生するイジェクタは，
母船に対して極めて危険な存在である．それ故，我々は SCI 運用のリスクとそれに見合った科学的価値があるかどうかを常に問われてきた．リスクに関しては今後も検討を重ねてはやぶさ 2 プロジェクトが破綻しないように注意していきたいと思っている．サイエンスの検討は，ここまで書いてきたように地上実験を含めて我々がやらなくてならないことは多く残っている．
宇宙衝突実験という新しい探査の形をしっかりと実現して行くためにも，一つ一つステップを踏んで実績を積み重ねて行くつもりである．さらに，DCAM3 の開■2013遊星人Vol22-3_製版.indd158

2013/09/13

11:34:21

←目次へ

研究会報告：Workshop on Martian Young Volcanism／栗田

159

研究会報告：Workshop on Martian Young
Volcanism栗田 敬

地球の半分ほどの大きさの火星は，地球と較べて現1

1. 最近の研究の現状

在の内部活動度は低く，より進化の進んだ，冷却の進行した天体と考えられてきた．タルシスなどに存在す
る巨大火山の活動度は最近の 10 億年ほどの間に低下

1.1

火成活動の変遷について：してきたことが山体のクレーター年代学の解析から明栗田敬（東 京 大 学 ），D.Baratoux（Midi Pyrenees

らかにされ [1], 熱史のシミュレーション結果 [2] とも調

Obs., France) により火星の火成活動の特徴，その時間和的である．一方近年これらの見方とおおきく矛盾す的な変遷などのレビュー報告があった．オリンポスモ

る観測事実が明らかになってきた．それは , １）極め

ンスをはじめとする巨大シールド火山のマグマが基本て若い年代を示す特異な溶岩流の存在 [3]，と２）フォ的には地球におけるホットスポット火山と同等な玄武

ボスの軌道変動から見積もられた火星マントルの大き岩であること，ガンマ線スペクトルの解析からマグマ

な散逸量 [4]，である．両者は現在の火星のマントルの化学組成が年代とともに系統的に変化していること，が融点に極めて近い状態にあることを示唆しており，

pMELTS などのプログラムを用いてマグマ組成変動「冷却の進行した火星」という今までの描像とは矛盾を推定すると，融解が時代が新しくなるにつれて深いしたものである．現在この若い火山活動の存在は火星領域へ移行と同時に融解の程度が減少している，と言の内部状態や内部の熱的進化を考える上で一つのキー

う系統的な変化が報告された．

ポイントとなりつつある．このような問題意識を共有
し て，7 月 18 日 に 小 規 模 な 研 究 集 会「Workshop on  1.2

若い火山活動について：Martian Young Volcanism」が東京大学地震研究所に

詳 細 な 研 究 が 進 め ら れ て い る Central Elysium

於いて開かれた．研究集会では研究成果の発表というPlanitia の溶岩流の年代，地形学的な特徴，溶岩流のよりは現状の認識と今後この問題をどのように理解し給源域などが栗田敬，D.Baratoux，野口里奈（東京大ていくべきか，と言う研究展開に関する議論に焦点を学）により紹介された．形成年代は極めて若く，噴出絞った．本報告では研究集会で議論された重要なポイ溶岩は低粘性であり，そのために起伏が乏しく，地形

ントを拾い出して解説をする．

的な特徴が乏しく「溶岩流」であるとの同定が困難であ っ た が， 高 解 像 度 の 画 像 に よ り Rootless Cone（pseudocrater とも呼ばれる．溶岩と水（氷？）との相互作用で形成された 2 次的爆発性小型砕屑丘）の存在が明らかにされ，高温の溶岩流であることが確定した
経 緯 が 野 口 に よ り 報 告 さ れ た． ま た こ の「Rootless

1. 東京大学地震研究所
kurikuri@eri.u-tokyo.ac.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

159

Cone の存在」を判定基準として全球的な溶岩流の探索を行ったところ，南北半球境界の北部低地側に数得

2013/09/13

11:34:21

160

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

多く存在していることが報告された．高解像度の画像

発表では精度の高いデータが提出されている SNC 隕

データが断片的であるために溶岩流と確定しているわ

石の化学組成との比較が行われたが，惑星探査データ

けではないが，候補地が多数見つかったことは，大きとの対比が次の期待される展開である．pMELTS にな火山体を形成しない，低粘性の溶岩流が火星には多基づきロ−バーが分析した表層玄武岩の化学組成や軌数存在している可能性を示唆している．これらのこと

道上からのガンマ線スペクトロスコピーの結果を解析

は巨大な山体を形成する火成活動とは別のスタイルのしている D.Baratoux から，現状に於いて鉄の多い系

マグマ活動：低粘性の溶岩原の形成と単成火山的性質，への適用に問題を残す pMELTS への貴重なリファレが存在していることを示している．

ンスであるとのコメントが寄せられ，今後の共同研究

1.3

潮汐散逸から推定される火星マントルの熱的状態

従来フォボスの軌道情報から火星のフォボスによって引き起こされた潮汐の散逸がおおきいことが示唆さが議論された．また D. Baratoux から鉄の多い玄武岩の粘性に関する実験的研究の紹介があった．鉄（FeO）
は粘性の低下をも引き起こす．

2.3

鉄に富んだ下部地殻の安定性れてきた．Bills[4] によるフォボスの影の画像から推玄武岩は高圧でエクロジャイトに相転移するが，鉄定した潮汐散逸量（Q=86）は地球のマントルと比べての多い組成ではその相転移の圧力が低圧側にシフトす

おおきな値であり，火星の内部の温度が融点（ソリダ

ることが大森聡一（放送大学・栗田が代読）により示さス）に近いことを示唆している．栗田は同様な結果をれた．火星はサイズが小さいために内部圧力が低く，得た最近の他の研究（Lainey らの研究）も含めてレビ

そのためバサルト・エクロジャイト転移は起きないとューを行った．

考えられてきたが現在の地殻下部（60-80 km）
で十分に

2. 若い火山活動の理解のために今後焦点を当てるべき研究課題
2.1

生じうることが熱力学計算により明らかになった．また南部高地の地殻の厚さがこの相転移によって決まっている可能性も示唆された．これは火星のマントルダ
イナミクスを考える上で極めて重要な，鍵となる研究

鉄に富んだ重い地殻結果であり更に詳細な検討が待ち望まれる．

火星の地殻の密度は重力異常の解析から 2900 kg/
3m 程度とされてきたが，実はその根拠はさほど明確

2.4

下部地殻の剥離過程とマグマ生成

ではない．この値は SNC 隕石から推定された値やガ下部地殻がエクロジャイトに相転移を起こせば，鉄ンマ線スペクトロスコピーから推定された火星地殻のの多いマントル組成においても十分に重くなりうる．

化学組成とも矛盾していることが D. Baratoux により

すなわち地殻下部が周囲よりも重くなることで剥離が3報告された．密度として 3100 kg/m 程度，玄武岩の生じ，レーリー・テーラー型の不安定をおこし，沈降

化学組成としては FeO 20 wt% が妥当な値であるこすることが予想される．大森の発表においても，このとが示された．また小川佳子（会津大）は重力のアドミ

ような剥離に続き強制的に生じた上部マントルの断熱

ッタンス解析に基づいた研究で表層地殻密度として上昇部分が融解を起こす可能性が示唆されている．市

33100 kg/m 程度が求まったことを報告した．このこ川浩樹（愛媛大学）
により剥離・レーリー・テーラー不とは次項で述べる下部地殻の安定性と関連して重要な

安定・断熱上昇融解の可能性（空間スケールの要請・

新しい知見であり，更に詳細な研究が必要とされる．

タイムスケール）
に関する理論的な考察が紹介された．

2.2

鉄に富んだマントルの融解条件とメルト組成

地球の地殻において P. Molnar，H. Schmeling などがその可能性をモデリングで示しているが，地殻下部の鉄に富んだ系の高圧融解実験の結果が松影香子（京

レオロジーの取り扱い，温度構造の取り扱い，3 次元

都大学）により報告された．地球のマントルペリドタ

への拡張など問題が残されている．また栗田により下イトと比べソリダス温度は 100 度以上低く，メルト組

部地殻の剥離駆動のマグマ生成が火星の若い溶岩流火成の圧力，温度依存性などが実験的に決められた．本成活動の原因となっている可能性が議論された．

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd160

2013/09/13

11:34:22

←目次へ

TOPへ↑

研究会報告：Workshop on Martian Young Volcanism／栗田

2.5

161

なぜ厚いリゾスフェアを通過してきたマグマが初生マ

地球上の類似火山活動

グマなのか？，否，むしろ厚いリゾスフェアを通過で惑星科学において常に問題となることは，「Ground

きたからこそ初生マグマなのか，地球の大陸地域の玄Truth」となるデータが得にくい点である．本研究課

武岩マグマの活動と関連して興味深い．

題に則せば，地球上に同様な火山活動が存在すればそ

₃）火星のマントルダイナミクスの比較研究から得るところはおおきい．栗田はそのよ

vs. 地球のマント

ルダイナミクス

うな例としてピレネー山中の Garrotxa Volcanic Zone

地球においてはプレートテクトニクスが内部の熱輸を紹介し，その類似性を議論した．地球においては下送・物質循環をコントロールしている．とくに沈み込部地殻やリゾスフェアの剥離により生じたと想定されみ帯を通しての表層物質のリサイクリングがマントルる火山活動には米国コロラド高原の玄武岩活動やルーの化学進化を支配している．一方プレートテクトニク

マニア・カルパチア山中の玄武岩活動などがある．どスの働いていない火星においてはどのような形の熱輸のような比較研究が可能であるのか，議論された．

送・物質循環が起きているのか，興味深い．本研究会に於いて議論された剥離駆動火成活動はその一つの可能性を示唆している．地球とは異なったこの「火星シ3. 残された問題点

ステム」に関して総合的な取り組み（物質科学，惑星
今回の研究集会を通して明らかになった未解決問題を以下に挙げる．
₁）厚いリゾスフェア？

探査，宇宙測地学，熱流体モデリング，
，
，
）
が次のステ
ップとして望まれる．

それに「保護」されている

熱いマントル？

参考文献

巨大火山や南北の極冠による荷重変形の解析からは極めて厚いリゾスフェアが推定されている．このよう[1] Werner, S. C., 2009, Icarus 201, 44.

な厚いリゾスフェアを作り出すメカニズムはなにか？

[2] Ogawa, M. and Yanagisawa, T., 2012, J. Geophys. Res.

一方アドミッタンス解析からは遙かに薄いリゾスフ

117, doi:10.1029/2012JE004054.

ェアが推定されるが，解析手法による違いは何を表し[3] Vaucher, J. et al., 2009, Icarus 204, 418.

ているのか？

[4] Bills, B. et al., 2005, J. Geophys. Res. E 110, E07004.

本研究会で考察を進めた剥離駆動型火山活動が成立するためにはリゾスフェア直下のマント
ルには融点近傍の温度状態が必要である．またフォボスによる潮汐変形の強い散逸は同様な状態を示唆している．「厚いリゾスフェアの下の熱いマントル」を作りだしている機構はなにか？

地球のマントルダイナ

ミクスと何が異なっているのか？

火星のみならず地球の理解においても興味深い問題である．
₂）初生マグマ組成の謎？
地球上においては表層で見られるマグマは玄武岩といえどもマントルでの融解の直接的な生成物であることは珍しく，何らかの変更を受けている．その解明が
岩 石 学 の 主 要 な 課 題 で あ っ た． 火 星 に お い て は
McSween をはじめ多くの研究者が分析された玄武岩
組成は初生マグマ組成に近いと考えている．今回の発表においてもガンマ線スペクトロスコピーから推定される表層地殻の玄武岩組成は pMELTS が予測する初生マグマ組成に極めて類似していることが示された．

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd161

2013/09/13

11:34:22

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013162

New Face
鎌田 俊一（北海道大学大学院理学研究院）
皆様，はじめまして．2013 年 3 月に東京大学大学院
理学系研究科で学位を取得しました，鎌田俊一と申します．指導教員は新領域創成科学研究科の杉田精司教
授で，博士課程からは副指導教員として理学系研究科の阿部豊准教授にもご指導いただきました．現在は北海道大学大学院理学院の倉本圭教授の下，学振研究員
として固体惑星進化に関する研究に励んでおります．
私 の 学 位 論 文 の タ イ ト ル は“The long-term
deformation of the Moon inferred from Kaguya
geodetic data and implications for its thermal
evolution”です．月探査衛星「かぐや」で得られた地形・

Sub-PI をされていた JAXA の岩田隆浩准教授でした．

重力場データの理論的解析を行い，月の長期熱進化を飲み仲間として紹介されたので，当然いきなり飲みに制約したという内容です．この度 New Face 執筆の機なるわけです．おそらく岩田先生から重力場観測につ会をいただきましたので，私と「かぐや」，そしてそいて熱く語っていただいたと思うのですが，（あまりれを通じた出会いを中心に学生生活を振り返ることで，覚えていないことから察するに）その魅力に気がつく

自己紹介をさせていただこうと思います．

こともできませんでした．

「かぐや」が打ち上がったのは私が学部 4 年の 9 月でちょうどその頃，大学院での研究室配属が決まり，した．そのライブ中継を，学部演習で当時お世話にな

進学予定の杉田研で学部演習を行うことにしました．

っていた村上豪先輩らと共に見ていました．村上先輩

杉田先生は「かぐや」重力場観測ミッションの Co-I では月から地球プラズマを観測する装置“UPI”に関わっしたが，演習の内容はそれとは関係なく，惑星探査用ていたのですが，私は「かぐや」のどの機器にも関わの元素分析装置開発に関わるレーザー実験でした．演

る予定もなく，単に先輩に混じってお祭り騒ぎしてい習とは全くの別件として，杉田研からの「かぐや子衛るだけでした．それから数ヶ月後にかぐやメンバーに星運用メンバー」としてリクルートされたのでした．

なるとは思いもせず . . .
惑星業界におられる多くの方々同様，私も小さな頃

そんなこんなで B4 の終わりから M1 の終わりまでの約 1 年半，かぐや子衛星の運用業務に関わりました．

から宇宙や惑星に興味を持っており，中でも惑星探査「かぐや」は多彩な観測機器を積んだ総合探査ミッシに興味を持っていました．上記のようなこともあり，ョンでしたが，その中でも私の関わった子衛星ミッシ

学部終わり頃から探査ミッションとの関わりを模索しョンはやや特殊で，装置に異常がなくともミッションていました．ある時，ひょんなことから JAXA で技の人が運用を行いました．主衛星が地球から可視の時術職をされている方を紹介されて，更にその方から飲（つまり表側にいる時）はメーカーの方が主衛星の運用

み仲間として紹介されたのが，子衛星ミッションのをされていて，主衛星が不可視になると子衛星チームの出番，という流れです．運用は日本から月が見えて

kamata@mail.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

162

いる時間に行われるので，毎日 1 時間ずつ運用時間が2013/09/13

11:34:23

163

New Face

ずれていき，昼間だけのときもあれば夜中から早朝まきない）地下の熱源物質量」を一つの落としどころにでという回もありました．運用はスーパーバイザ（ス

決めました [2]．

タッフレベルの方）と支援（学生）の二人一組，シフト

を通じて多くの方の出会い，
このように私は「かぐや」

制で行われたため，多くの子衛星関係者の方々と仕事支えられ，恵まれた学生生活を送ることができました．

をする機会をいただきました．大晦日～元旦の運用でもちろん，学生生活を振り返る上で杉田先生の熱く厳組んだ RSAT の PI，並木則行先生から（この年にもな

しい指導についても触れたいところですが，書き出しって）お年玉をもらったのはうれしい思い出です．子たらキリがないほどエピソードがありますので，どう

衛星落下時の最終運用も担当させていただいたのです

ぞ飲み会に誘って聞き出していただければと思います．

が，その回は飲みで出会った岩田先生とでした．

（2013 年）終わりからはカリフォルニア大学サ
今年

運用だけではなくデータ解析にも関わってみたいと

ンタクルーズ校の Francis Nimmo 教授の下で研究す

思い，国立天文台水沢観測所へ行ったのは M1 の夏でる予定です．D3 の後半に，JGR の Associate editor をした．そこで菊池冬彦博士を中心に VLBI データの解されている Nimmo 教授から同誌に投稿された論文の析法を叩き込んでもらい，柏に帰ってからは遠隔操作

査読依頼があったときは，学生のうちから一研究者とで解析をしました．その際，計算機環境整備でお世話して世界に認められたようで大変うれしかったです．

になった松本晃治准教授にはその後もご協力いただい

今後は倉本教授と Nimmo 教授の下でこれまで以上にて，水沢の計算機を比較的自由に使わせていただける

研究に励むと同時に，私が多くの方に支援していただ

ことになりました．学位論文で示した計算結果の大半いたように，私が学生の支えに少しでもなることがでが，この水沢の計算機ではじき出されたものです．

きればとも思っております．今後ともどうぞよろしく

毎月運用や解析を行ってはいたものの，M1 前半でお願い申し上げます．

の研究テーマは学部演習のままでした．しかしどうも
私はレーザー実験よりも数値計算の方が合いそうだと気がつき，研究テーマをかぐや測地データの理論的解析に据えたのは M1 の後半でした．阿部先生が過去に受け持たれていた学生の研究テーマ復活に近いところ[1] Kamata, S. et al., 2012, J. Geophys. Res. Planets 117,
doi:10.1029/2011JE003945.
[2] Kamata, S. et al., 2013, J. Geophys. Res. Planets 118,398.

から始まったので，研究の初期段階では杉田先生よりも阿部先生と頻繁に議論していました．そのため，実験系の杉田研に在籍しつつも，大量の数式が並ぶ理論
系の修論になりました [1]．このようなこともあり，
博士課程では阿部先生に副指導教員として正式にご指導いただくことになりました．
飲み会のワイワイした雰囲気が好きな私は，博士課程に入る頃には学会・研究会を通じて知り合った測地ミッション以外のかぐや関係者とも飲むようになっていました．よく一緒に飲んでいた，LISM の大竹真紀
子助教，諸田智克助教，GRS の唐牛譲博士，小林進
悟博士，晴山誠博士，同期の長岡央くん，測地の石原吉明博士と私の 8 人で若手研究会を立ち上げて，D1の秋頃に一回目の研究会を開きました．当時，私は研
究テーマの落としどころを見つけられずにいました．
そんな中開かれた本研究会において GRS の中の人から表層熱源物質の話を非常に詳しく聞けたことがきっかけとなり，「測地データから探る（ガンマでは計測で■2013遊星人Vol22-3_製版.indd163

2013/09/13

11:34:23

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013164

日本惑星科学会2013年度秋季講演会
プログラム
2013年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員会●一般講演会

14：50

口頭発表セッション 3

系外惑星

16：50

口頭発表セッション 4

惑星形成

場所：石垣市民会館 大ホール（開館 9 時）
〒 907 - 0013 沖縄県石垣市浜崎町 1 丁目 1 番 2
日時：2013 年 11 月 23（土・祝）13：30～○ 11 月 21 日
（木）
09：20

口頭発表セッション 5

円盤・物質
衛星系・リング

10：40

口頭発表セッション 6

題目：「New Worlds：太陽系外惑星観測の最前線」

12：00

昼食

講演者：田村（たむら）元秀（もとひで）

12：50

ポスターセッション 2

13：50

口頭発表セッション 7

小天体 I

主催：石垣市教育委員会

14：20

口頭発表セッション 8

衝突

共催：日本惑星科学会，国立天文台

16：30

総会

17：20

最優秀研究者賞特別講演

18：30

懇親会 （会場：ホテルミヤヒラ）（開場

13：00）（東京大学大学院理学系研究科・教授）●秋季講演会
場所：石垣市民会館〒 907 - 0013 沖縄県石垣市浜崎町 1 丁目 1 番 2○ 11 月 22 日（金）

口頭発表会場：大ホール

09：20

口頭発表セッション 9

ポスター発表会場：1 階ホワイエ

11：50

昼食

日程：2013 年 11 月 20（水）～11 月 22 日（金）（3 日間）

12：50

ポスターセッション 3

講演数：口頭 113 件

はやぶさ

ポスター 83 件

13：50

口頭発表セッション 10

小天体 II（最優秀研究者賞特別講演および最優秀発表

15：10

口頭発表セッション 11

月科学・探査賞選考を含む）

17：30

口頭発表セッション 12

分析・実験

18：30

口頭発表セッション 13

惑星大気●プログラム概要●口頭発表プログラム○ 11 月 20 日（水）口頭発表の講演時間は特別セッション 15 分
（3 分間の

09：00

開場・受付

09：30

特別セッション

最優秀発表賞選考

質疑時間含む），一般セッション 10 分
（2 分間の質疑時

10：55

口頭セッション 1

地球型惑星 I間含む）です．下記では講演開始時刻，講演番号，第

11：45

昼食

12：40

ポスターセッション 1

13：40

口頭セッション 2

一著者名，和文表題を掲載しています．
（註１）

aloc@wakusei.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

164

地球型惑星 II11 月 20 日
09：00 - 09：25

受付（9 時より開場）

09：25 - 09：30

開催挨拶，連絡事項

2013/09/13

11:34:23

165

日本惑星科学会2013年度秋季講演会プログラム

特別セッション（最優秀発表賞選考）（座長：城野信一）
09：30 S01

科大生命科学）

高空隙ダストの静的圧縮を考慮した微惑

星形成 片岡章雅（総研大）09：45 S02

14：20 O2 - 05

小型飛行機を用いた火星上空での風速
平栗弘貴（金沢大自然）観測

遠赤外スタッキング解析による太陽系外

オールト雲ダストの発見
10：00 S03

山岸明彦
（東京薬

自動蛍光顕微鏡の開発状況

有松亘（東大理）

14：30 O2 - 06

フォボスにみられるグルーブの形態的

特徴と分布

菊地 紘
（東大総合研究博物館）

月面マリウス丘における玄武岩質溶岩噴

出の時間推移に関する研究

今枝隆之介
（東大

14：40 - 14：50

休憩理）
10：15 S04

周惑星円盤との相互作用による不規則衛星の捕獲
10：30 S05

末次 竜（神戸大理）（座長：成田憲保・堀安範）

粉体物質の熱伝導率測定実験と月惑星表層の熱伝導率構造

口頭発表セッション 3 （系外惑星）

坂谷尚哉（総研大）14：50 O3 - 01

短周期低質量系外惑星の内部組成と起源：大気スペクトル観測の重要性

生駒大洋
（東

大理）
10：45 - 10：55

15：00 O3 - 02

休憩

スーパーアース GJ1214b の多波長トラ

ンジット観測とその惑星大気組成
口頭発表セッション 1 （地球型惑星 I）

15：10 O3 - 03 可視近赤外同時観測による hot Uranus（座長：玄田英典）
10：55 O1 - 01
進化
11：05 O1 - 02

地殻のリサイクリングと地球型惑星の水の散逸を伴う地球型惑星の進化

小

門屋辰太

郎（東大理）
11：25 O1 - 04

系外惑星の直接撮像へ向けた系内天体
星雲遭遇による K - Pg 境界の大量絶滅

二村徳宏（岡山天文博物館）

15：40 O3 - 06

昼食

12：40 - 13：40

ポスターセッション 1

15：50 O3 - 07

16：10 O3 - 09

16：30 O3 - 11
臼井寛

火星着陸生命探査計画 MELOS1

月食データを用いた地球大気の透過光
川内紀代恵（東工大理工）HD 209458b 大気の流体力学的散逸の
渡辺健介
（北大理）

極めて若いホットジュピター

CVSO40b の赤外トランジット観測

鬼塚昌宏

佐藤
16：40 - 16：50

休憩

MELOS 火星着陸探査システムの概念

設計現状■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

濱野景子
（東大理）

（総研大）

毅彦（JAXA）

14：10 O2 - 04

伊藤祐一
（東工大理工）水蒸気大気とマグマ・オーシャンに覆

数値モデリング裕（東工大理工）14：00 O2 - 03

黒川宏之
（名大理）

ホットスーパーアースの大気の放射特高分散分光観測（座長：玄田英典・臼井寛裕）

13：50 O2 - 02

水素大気を持つ Super - Earth の大気散性と検出可能性
16：00 O3 - 08

16：20 O3 - 10

火星表層水の水素同位体組成堀安 範（国立天文台）われた惑星のスペクトル：系外惑星系での検出

口頭発表セッション 2 （地球型惑星 II）
13：40 O2 - 01

黒崎健二
（東大理）

低温度星周りでの低質量惑星の特徴付

け：水の存在量と大気量

可能性
11：45 - 12：40

M 型星まわりの短周期低質量惑星の熱逸が惑星組成に与える影響の測光特性モデリング 藤井友香（東工大 ELSI）
11：35 O1 - 05

福井暁彦
（国立天文台）進化：GJ3470b の場合
15：30 O3 - 05

ハビタブルゾーンにおける地球型水惑星表層環境に対する炭素循環の影響

GJ3470b の大気調査
15：20 O3 - 04

小河正基（東大教養）

玉貴則（東大理）
11：15 O1 - 03

成田憲保

（国立天文台）藤田和央（JAXA）

MELOS1 生命探査装置：火星表面用

165

口頭発表セッション 4 （惑星形成）（座長：長沢真樹子・生駒大洋）

2013/09/13

11:34:23

166

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

16：50 O4 - 01

原始惑星の自転特性

柴田 雄（東大理／国立天文台）17：00 O4 - 02

火星は重い原始惑星系円盤中で小さい
Density Independent Smoothed
細野七月（東工大理工）ュレーション

玄田英典（東工大 ELSI）
17：30 O4 - 05

焼結ダストアグリゲイトの衝突数値シ
城野信一（名大環境）

ミュレーション
10：10 O5 - 06

原始惑星系円盤における大局磁場の輸

送と進化

ジャイアントインパクトは見えるか？

高附翔馬
（東

工大理工）
10：00 O5 - 05

小林 浩（名大理）Particle Hydrodynamics による巨大衝突シミ
17：20 O4 - 04

原始惑星系円盤の水氷に対する光脱離反応の検出における理論的示唆

微惑星から形成された
17：10 O4 - 03

09：50 O5 - 04

10：20 O5 - 07

奥住 聡
（東工大理工）HD142527 に付随する非対称ギャップ

円盤の ALMA 観測百瀬宗武（茨城大理）中心星加熱円盤における惑星のタイプ

I 軌道移動の数値計算と解析的見積もり

前島

10：30 - 10：40

休憩

直彦（名大環境）
17：40 O4 - 06 Type I 惑星移動に対するダストの影響
山田 耕（早稲田大政経）について
17：50 O4 - 07

（座長：奥住聡）

高精度測光と高分散分光観測を用いた星の自転軸傾斜角測定

口頭発表セッション 6（衛星系・リング）

平野照幸（東工大理工）

10：40 O6 - 01

温度モデル
10：50 O6 - 02

18：00 - 18：10

休憩
巨大惑星まわりの原始惑星系円盤ギャ

18：20 O4 - 09

巨大ガス惑星の影響下での微惑星集積の N 体計算
18：30 O4 - 10
18：40 O4 - 11

太陽系外における木星型連惑星の形成

円軌道長周期巨大ガス惑星の形成〜

菊地章宏（東工大理工）周惑星ガス円盤中で集積する巨大氷衛星の原始大気
動

三上 峻
（北大理）

土星衛星エンセラダスにおける熱水活

関根康人 （東大新領域）

11：40 O6 - 07

原始惑星のガス捕獲による軌道進化〜

藤井悠里
（名大理）

惑星まわりの粒子円盤の進化と衛星形

兵頭龍樹（神戸大理）

11：30 O6 - 06

荻原正博（名大理）落合裕道（東工大理工）
18：50 O4 - 12

成

11：20 O6 - 05

押野翔一（国立天文台）

ホットジュピター存在下での多重惑星

系の形成

谷川享行

周惑星円盤の形成・進化についての理論的解析
11：10 O6 - 04

金川和弘（北大低温研）

ップ構造

森島龍司
（カリフォルニア大）周惑星円盤中の固体分布（北大低温研）11：00 O6 - 03

18：10 O4 - 08

波構造を考慮にいれた土星 A リングの木星の影におけるガニメデからの近赤外線放射
11：50 O6 - 08

津村耕司
（JAXA）JUICE 搭載レーザ高度計（GALA）のサ

イエンス目標木村淳（東工大 ELSI）

11 月 21 日

12：00 - 12：50

昼食

口頭発表セッション 5 （円盤・物質）

12：50 - 13：50

ポスターセッション 2（座長：谷川享行）
09：20 O5 - 01

新学術領域研究「宇宙における分子進

化：星間雲から原始惑星系へ」 香内 晃
（北大
惑星間塵中の有機物と生命の起源：地

14：00 O7 - 02

原始惑星系円盤における有機分子生成14：10 O7 - 03

国立大工）
古家健次（神戸大理）■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

166

ケンタウルスの軌道進化と彗星活動 2

樋口有理可（東工大理工）小林憲正（横浜

上および宇宙実験による検証
09：40 O5 - 03

（座長：小久保英一郎）
13：50 O7 - 01低温研）
09：30 O5 - 02

口頭発表セッション 7（小天体 I）

トロヤ群小惑星の力学進化

岡山博明（神戸大理）
原始惑星系円盤内で高速になる微小天体の軌道進化

長沢真樹子（東工大広域理）2013/09/13

11:34:23

167

日本惑星科学会2013年度秋季講演会プログラム〒 907 - 0012 沖縄県石垣市美崎町 4 - 9

口頭発表セッション 8（衝突）（座長：道上達広・荒川政彦）
14：20 O8 - 01

天体スケールにおける衝突破壊モデル
藤田智明（東大理）の再検討
14：30 O8 - 02

口頭発表セッション 9（はやぶさ）

普通コンドライト母天体を形成した微惑星の低速度衝突実験：同サイズ試料の衝突破河本泰成（神戸大壊に対する斜め衝突の影響
理）
14：40 O8 - 03

岡

C 型小惑星模擬物質への衝突実験

事前衝突を経験した多結晶氷の衝突破ージの見積もり保井みなみ（神戸大自然）

析で分かった小惑星 Itokawa の宇宙風化と重力
09：30 O9 - 02

阿部新助
（日大理工）

多バンド画像を用いたイトカワ表面ス

大新領域）
09：40 O9 - 03

イトカワ表面の礫の姿勢・サイズ・形

09：50 O9 - 04

カンラン岩ターゲットへの高速度衝突

10：00 O9 - 05

鉛直振動を受けた粉体層の対流構造と島田

はやぶさ 2 の統合サイエンスと運用戦

渡邊誠一郎（名大環境）

略

10：10 O9 - 06

玲（大阪大理）小惑星 1999JU3 の重力および軌道推定池田 人（JAXA）

について
15：20 - 15：30

休憩

15：30 O8 - 07

斜め衝突時の衝撃圧縮段階の超高速撮

10：20 O9 - 07

CV コンドライト及び CR コンドライトの水質変成について
像観測

道上達広（近畿大工）

炭素質コンドライトの可視 ･ 近赤外反射分光特性の「はやぶさ 2」ミッションへの応用
廣井孝弘（ブラウン大）クレーターエジェクタの速度分布に関する実験的研究：Wada's method の応用

小松睦美（早稲田大高等研）
10：30 O9 - 08

黒澤耕介（千葉工大）
衝突エネルギー密度と玄武岩衝突破片の形状分布
15：50 O8 - 09

山田智哉
（名大環境）

その速度のスケーリング

により放出される破片の 3 次元形状分布

青木隆修
（神

戸大理）

岡本尚也（神戸大理）

15：40 O8 - 08

古賀すみれ
（東

状測定による表層流動性の考察

高空隙な始原天体の衝突進化：衝突キ

ャビティ形成の実験的研究
15：10 O8 - 06

はやぶさ NIRS/LIDAR データの再解

ペクトルの高空間分解能解析

壊条件に関する実験的研究：氷天体の蓄積ダメ
15：00 O8 - 05

（座長：千秋博紀・渡邊誠一郎）
09：20 O9 - 01

傾斜の相関

本千里（JAXA）
14：50 O8 - 04

11 月 22 日

辻

10：40 O9 - 09

はやぶさ 2 の試料採取地点の決定に向けた隕石反射分光実験

武井亮斗（立教大理）

堂さやか（神戸大理）
16：00 O8 - 10

C 型小惑星含有鉱物における太陽風プ

ロトンの影響
16：10 O8 - 11

休憩

11：00 O9 - 10

はやぶさ 2LIDAR によるアルベド観測

仲内悠祐（総研大）炭素質隕石の衝突蒸発：室内実験の結果と引き起こされる環境変動

大野宗祐
（千葉

ガラスビーズ焼結体の熱伝導率測定と微惑星熱進化への応用

津田彰子（東大理）

山田竜平（国立天文台）の検証
11：10 O9 - 11

工大）
16：20 O8 - 12

10：50 - 11：00

はやぶさ 2LIDAR を用いたダスト観測

千秋博紀（千葉工大）（TIR）の11：20 O9 - 12 「はやぶさ 2」中間赤外カメラ
開発の現状

16：30 - 17：20

総会

17：20 - 18：10

最優秀研究者 受賞講演

18：10 - 18：30

休憩（会場移動）

18：30 - 20：30

懇親会

11：30 O9 - 13
試験
11：40 O9 - 14

岡田達明
（JAXA）

はやぶさ 2DCAM3 - D の光学性能検証
石橋 高（千葉工大）
はやぶさ 2 ONC - T の光学較正試験結

果について

佐藤允基
（立教大理）

会場：ホテルミヤヒラ■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

167

2013/09/13

11:34:24

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013168

11：50 - 12：50

昼食

った月面上の Ca に富む輝石の全球捜索

12：50 - 13：50

ポスターセッション 3

聡（国立環境研）16：20 O11 - 08

口頭発表セッション 10（小天体 II）
佐藤 勲

地球近傍小天体 2012 DA14 の可視分光観測

浦川聖太郎（日本スペースガード協会）の傾向
14：20 O10 - 04

メインベルト小惑星のアルベド分布
石垣島天文台 105cm むりかぶし望遠
花山秀和（国立天

反射スペクトルから見た木星の小衛星とヒルダ群・トロヤ群小惑星との関係

高遠

チェリャビンスク隕石の現地調査と衝突前発見の可能性

春山純一（JAXA）

探査の科学目的
16：40 O11 - 10

月縦孔・地下空洞探査に向けたキャスティングシステムの開発

有隅 仁
（産総研）

月惑星熱流量の精密観測手法に関する検討と測定プローブの基礎開発（2） 堀川大和（総研大）
ボロノイ図を用いたクレーターの空間分布の評価木下達生（会津大コンピューター理工）
17：10 O11 - 13

徳尚（国立天文台）

報告

火山観測ロボット野外実証試験活動

佐伯和人（大阪大理）

高橋典嗣（日本スペース
17：20 - 17：30

ガード協会／明星大）
14：50 O10 - 07

月・小天体・火星の縦孔・地下空洞

17：00 O11 - 12

文台）

14：40 O10 - 06

16：30 O11 - 09

16：50 O11 - 11

臼井文彦（東大理）鏡による太陽系小天体観測
14：30 O10 - 05

丸山薫

（大阪大理）

太陽系小天体名の発音調査

14：00 O10 - 02
14：10 O10 - 03

アポロ試料粒子形状を用いた月表面

での影隠し衝効果のシミュレーション（座長：渡部潤一）
13：50 O10 - 01

山本

休憩

チェリャビンスク火球の光度曲線

柳澤正久（電通大情報理工）

口頭発表セッション 12（分析・実験）（座長：永原裕子）

15：00 - 15：10

17：30 O12 - 01

休憩

K - Ar 法を用いた惑星着陸探査におけるその場年代計装置の開発：天然岩石のもつア
口頭発表セッション 11（月科学・探査）

イソクロン年代の算出
17：40 O12 - 02

（座長：小林直樹・山田竜平）
15：10 O11 - 01

月バルク組成制約に向けたマグマオ

ーシャン熱進化モデルの構築

酒井理紗
（東大

理）
15：20 O11 - 02

大竹真

月隕石 DaG 400 に含まれるトロクト

ライト地殻

荒井朋子（千葉工大）

月の海の玄武岩組成が示唆する月マ
加藤伸祐（名大環境）

ントルの進化史
15：50 O11 - 05

月核条件での Fe - O - S 系の融解とオ

リビン・鉄メルトの反応：月核マントル境界への応用
16：00 O11 - 06

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

三浦 均（名古屋市立大システム

自然科学）
珪酸塩の高温加熱過程の放射光によるその場観察実験
18：10 O12 - 05

上椙真之
（JAXA）“S - 520 - 28 号機”を用い観測ロケットた微小重力実験から探る鉄微粒子の生成過程
木村勇気（東北大理）
18：20 O12 - 06

分子間水素原子移動による HOCO ラ

ジカルの分解大島 基（大阪大理）

赤松明香（東北大理）
かぐや GRS で得られた月表面の鉄成分の全球分布
16：10 O11 - 07

層の形成条件
18：00 O12 - 04

紀子（JAXA）

15：40 O11 - 04

奥村裕
（立教大理）

Type II コンドリュールに含まれるカ

ンラン石斑晶に見られる FeO - rich overgrowth
月高地地殻の Mg# と Th 濃度相関から考察するマグマオーシャン固化過程
15：30 O11 - 03

方法の検証
17：50 O12 - 03

長 勇一郎
（東大理）

真空紫外 LIBS による K - Ar 年代測定

晴山慎（聖マリアンナ医科大）

観測衛星による連続分光データを使

168

口頭発表セッション 13（惑星大気）（座長：林祥介）
18：30 O13 - 01

大気大循環モデルを用いた木星型惑

2013/09/13

11:34:24

169

日本惑星科学会2013年度秋季講演会プログラム

18：40 O13 - 02

P1 - 08 散逸円盤中のスーパーアースの大気獲得

高橋芳幸（神戸大理）

星大気の数値実験

木星大気における雲の凝結メカニズ

ム：放射対流平衡モデルを用いた大気成分鉛直
高橋康人（北大理）

分布の推定18：50 O13 - 03

翔
（東大理）
P1 - 09 トランジット低質量系外惑星の透過スペクトルモデル

同期回転惑星大気の数値実験：非灰色

放射スキームと雲スキームを用いた場合

石渡

廣瀬

川島由依
（東大理）

P1 - 10 海惑星が有する H2O 層の構造と熱的状態

中山

陽史
（東大理）
P1 - 11 氷ダストの " こしとり " による地球への水供給

正樹（北大理）佐藤貴央（東工大理工）量の調整

P1 - 12 楕円軌道ガス円盤の永年進化●ポスター発表プログラム
ポスターは 3 日間掲示できます．下記では発表番号，
第一著者名，和文表題をコアタイム毎に掲載しています．ポスターは最終日の口頭発表セッション 12

今枝佑輔
（東工

大総合理工）
P1 - 13 光蒸発を考慮した中質量星周りでの原始惑星系
國友正信（東工大理工）円盤の散逸

P1 - 14 原始惑星系円盤でのダスト落下問題における電開始前までに撤収して下さい．（註１）

荷を帯びたダストの運動と磁場の影響について
ポスターセッション 1：1 日目（11/20）12：40 〜 13：40
S01

高空隙ダストの静的圧縮を考慮した微惑星形成
片岡章雅（総研大）S02

ト・ガス密度分布の進化とストリーミング不安

遠赤外スタッキング解析による太陽系外オール
月面マリウス丘における玄武岩質溶岩噴出の時
今枝隆之介（東大理）間推移に関する研究
S04

周惑星円盤との相互作用による不規則衛星の捕獲S05

末次 竜（神戸大理）

値シミュレーション

石津尚喜（国立天文台）P1 - 17 原始惑星系円盤初期のダストの組成分布〜熱力学的平衡計算と Particle Tracking Model 〜
中田 守（東大理）

粉体物質の熱伝導率測定実験と月惑星表層の熱
坂谷尚哉（総研大）

伝導率構造

瀧 哲朗
（東工大理工）定性

P1 - 16 層流円盤におけるダスト層の重力不安定性の数

有松 亘（東大理）

ト雲ダストの発見
S03

平井研一郎（東北大理）
P1 - 15 原始惑星系円盤のガス圧力バンプおけるダス

P1 - 18 始原的隕石と斑状コンドリュールのストロンチ
ウム安定同位体異常に関する研究

奥井航
（東

工大地惑）
P1 - 01 周惑星円盤内におけるガス抵抗による微惑星軌
道進化

清水俊平（神戸大理）
伊藤孝士（国立天文台）P1 - 20 潮汐場における自己重力アグリゲイトの衝突破壊

P1 - 03 N 体計算と統計的計算を組み合わせた惑星集積
森島龍司（カリフォルニア大）P1 - 04 原始惑星からの地球型惑星形成

上田裕太
（東大理）

温度依存性

P1 - 02 オールト雲起源新彗星の力学進化

コードの開発P1 - 19 有機物マントルをもつダストの衝突合体速度の小久保英一郎

兵頭龍樹（神戸大理）

P1 - 21 Density Independent Smoothed Particle
Hydrodynamics の非理想気体への拡張

細野

七月（東工大理工）P1 - 22 任 意 の 物 理 量 の 微 分 可 能 性 を 必 要 と し な い（国立天文台）P1 - 05 高解像度シミュレーションによる地球型惑星形

SPH 法の開発

山本智子（東工大理工）Sofia

P1 - 23 火星の表層水量の進化：火星隕石中の水素 3 位

P1 - 06 平均運動共鳴への捕捉条件の導出と系外惑星がP1 - 24 火星大気の組成混合比変動を考慮した MG4 電成における巨大惑星の移動中の検証
Lykawka Patryk（近畿大総合社会）
経験した惑星移動速度への制限

荻原正博
（名

大理）

黒川宏之
（名大理）
野口克行
（奈良女

波掩蔽観測データの再導出
子大理）

P1 - 07 惑星がつくるギャップ形状を考慮したガス惑星の成長と軌道進化■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

体からの制約169

和田義輝（東工大理工）P1 - 25 火星隕石 Tissint の地球化学的研究：火星マン
トル化学進化の理解に向けて

森脇涼太
（東工

2013/09/13

11:34:24

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013170

P2 - 16 小天体衝突によりガス惑星大気中に生成された

大理工）
P1 - 26 火星回転計測のための逆 VLBI 宇宙実証実験
岩田隆浩（JAXA）

揮発性分子の化学進化

飯野孝浩（名大太陽地球環境）

P1 - 27 InSight で観測される大気励起火星常時微動

P2 - 17 模擬星間環境中での宇宙線による複雑態アミノ

小林直樹（JAXA）

酸前駆体の生成P1 - 28 Viking Lander 2 地震計のデータ復元

山本幸生（JAXA）

小林憲正（横浜国立大工）P2 - 18 宇宙線による星間物質からの核酸塩基無生物的
生成の検証

小林憲正
（横浜国立大工）P2 - 19 最新のカッシーニ探査データに基づくディオー
ポスターセッション 2：2 日目（11/21）12：50 〜 13：50

ネの表層進化史P2 - 01 最近の 13 個の彗星（核）の偏光撮像観測結果館）
P2 - 20 ガニメデの金属核形成と膨張地形形成，カリス

古荘玲子（都留文科大）P2 - 02 北大ピリカ望遠鏡による探査候補小惑星の観測
関口朋彦（北海道教育大旭川校）

木村 淳
（東工大

ト・タイタンとの進化の分岐
ELSI）

P2 - 03 地球大接近小惑星 2012 DA14 の表面特性測定
寺居 剛（国立天文台）

P2 - 21 鉛直加振による粉粒体・液体系の液状化と流体輸送の実験

P2 - 04 2012 DA14 地球最接近時の近赤外カラー観測高橋隼（兵庫県立大 天文科学センター）

安田奈央（金沢大自然）P2 - 22 砂への低速度衝突による衝突励起地震の観測
松本恵里（神戸大理）

P2 - 05 NASA Deep Impact/EPOXI フライバイ探査タ
ーゲット小惑星（163249）2002 GT の多色ライト

P2 - 23 低密度脆性弾丸による空隙率を持つ標的への衝
原田竣也（神戸大理）

突実験

P2 - 24 レゴリス模擬標的に対するインパクターの破壊

阿部新助（日大理工）

カーブ観測

平田直之
（東大総合研究博物P2 - 06 Sub - km メインベルト小惑星のカラー分布

吉

と破片固化

長岡宏樹
（神戸大理）

P2 - 25 粘性流体への固体弾衝突によるフィンガリング

田二美（国立天文台）
P2 - 07 太陽系小天体の深撮像観測に特化した可視広帯域フィルターの開発と性能評価

奧村真一郎

不安定性とクレーター構造

桂木洋光
（名大環

境）

（日本スペースガード協会）
P2 - 08 沖縄地方における小惑星による恒星の掩蔽の予

P3 - 01 NaCl を含むはやぶさ帰還粒子のコンソー1 アム報 佐藤 勲P2 - 09 小惑星表面の温度場に対する 2 次加熱とその応面鉱物の解釈：形成・熱進化への示唆
森 愛美（東大理）域地震観測網に記録された衝撃波シグナルの特石原吉明（産総研）
片桐陽輔（電通大

情報理工）
森山正和
（電通

大情報理工）
P2 - 15 木星衝突発光現象の検出の試み

170

上椙真之
（JAXA）

P3 - 03 はやぶさ試料のコンソーシアム研究：金属粒子て 唐牛 譲（JAXA）
P3 - 04 C 型小惑星の位相曲線：地形による影の影響
P3 - 05 はやぶさ２近赤外分光計 NIRS3 の運用計画
北里宏平（会津大 先端情報科学）
P3 - 06 はやぶさ 2LIDAR の光トランスポンダ機能を使P2 - 14 木星火球のメタンバンド観測■2013遊星人Vol22-3_製版.inddの分析について北里宏平（会津大 先端情報科学）

今井啓輔（電通大情報理工）P2 - 13 木星火球シミュレーション

立天文台）

矢田達
（JAXA）

およびリン酸塩鉱物を含む粒子の分析につ い

P2 - 11 チェリャビンスク隕石火球：微気圧および広帯

P2 - 12 木星火球の観測

研究

P3 - 02 はやぶさ試料のコンソーシアム研究：最大試料

滝田 隼（東大理）答について

P2 - 10 熱水実験と反応理論モデルに基づくセレスの表

徴

ポスターセッション 3：3 日目（11/22）
12：50 〜 13：50

った機器アラインメント測定

野田寛大
（国立

天文台）
渡部潤一
（国

P3 - 07 Hayabusa - 2 DCAM3 - D の耐環境設計と検証
試験

小川和律（東大新領域）2013/09/13

11:34:24

TOPへ↑←目次へ

171

日本惑星科学会2013年度秋季講演会プログラム

P3 - 08 は や ぶ さ 2 搭 載 DCAM3 - D 用 CMOS 光 学 セ ン

P3 - 27 玄武岩標的クレーター形成実験から求められた

白井 慶（JAXA）

サの性能評価P3 - 09 はやぶさ 2 小型衝突装置の中空弾丸がクレータ
ー形成過程に及ぼす影響

荒川政彦（神戸大理）

高木靖彦（愛知東邦大）スケーリング則P3 - 28 イジェクタカーテン観測からイジェクタの放出

P3 - 10 はやぶさ 2 探査機データを用いた小惑星形状モ
デル作成手法の検討

木内真人（神戸大理）

験

角度と速さを推定する方法

平田成（会津大コンピュ

和田浩二
（千葉工

大）
P3 - 29 CReSS を用いた火星気象予測実験

ータ理工）P3 - 11 はやぶさ 2 搭載ミネルバ 2 における紫外 LED を用いた有機鉱物検出の試み

出村裕英（会津大

杉山耕一

朗
（北大理）
P3 - 30 ピリカ望遠鏡と VMC による金星の同時紫外測コンピュータ理工）

光の手法開発とスーパーローテーション周期のP3 - 12 月・水星・小惑星のナトリウム大気亀田真吾（立教大理）

持つ寿命推定

今井正尭
（北大理）

註）

P3 - 13 かぐや搭載マルチバンドイメージャの分光画像

1） プログラムの詳細は，日本惑星科学会のホームペ

大竹真紀子（JAXA）

ージに記載されております．下記アドレスをご参

データ校正・解析最前線

P3 - 14 かぐやレーダサウンダ観測による月表層媒質の実効誘電率及び密度の推定

熊本篤志（東北大理）

照下さい．
https：//www.wakusei.jp/meetings/fall_meeting/2013/program.html

P3 - 15 かぐや衛星搭載レーダーサウンダーと地形・分光カメラに基づいた月玄武岩層のバルク誘電率と空隙率の推定石山 謙（東北大理）

P3 - 16 月の物理探査：次のターゲット

2） プログラムに関するお問い合わせは，学会 LOC 宛（下記メールアドレス）までお願い致します．
aloc@wakusei.j

佐々木 晶
（大

阪大理）
P3 - 17 次期月探査計画 SELENE - 2 の検討状況（3） 田
中 智（JAXA）
P3 - 18 月レーザ測距用ホロー型新規月面反射板の開発
荒木博志（国立天文台）
P3 - 19 DOE（Diffractive Optical Element）を用いた月面天測望遠鏡の開発及び DOE 試作状況

鹿島

伸悟（国立天文台）
P3 - 20 月面 CCR の光学応答解析及び CCM 作製基礎検討

鹿島伸悟（国立天文台）

P3 - 21 月縦孔・地下空洞探査

春山純一（JAXA）

P3 - 22 月の線状重力異常地域の地形的特徴

澤田なつ

季（金沢大理工）P3 - 23 月面 swirl4 地域における分光特徴量の比較とswirl 形成過程への制約

小川佳子（会津大 先端情報科学）
P3 - 24 月の初期分化におけるチタンの役割

堀 文子

（東大理）
P3 - 25 クレータ生成率モデルの修正と月進化史への影響

諸田智克（名大環境）

P3 - 26 模擬低重力下での砂標的へのクレーター形成実■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

171

2013/09/13

11:34:24

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

172

Whiteboard「宇宙科学奨励賞」候補者推薦依頼
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では，宇宙科学分野で優れた研究業績を挙げ，宇宙科学の発展に寄与した若手研究者を顕彰し，宇宙科学奨励賞を授与いたします．ここに 2013 年度の第 6 回宇宙科学奨励賞候補者のご推薦を募集いたします．詳細は当財団のホームページ（http://www.spss.or.jp）に掲示しておりますが，当奨励賞の概要は以下の通りです．今年度より副賞賞金を 30 万円に増額いたしました．
皆様の周りで優れた業績を挙げ将来の活躍が期待される若手研究者をご推挙いただけますようお願い申し上げます．
◦表彰の趣旨：宇宙理学（地上観測を除く）
分野及び宇宙工学分野で独創的な研究を行い，宇宙科学の進展に寄与する優れた研究業績をあげた若手研究者個人を顕彰．
◦授 与 機 関：公益財団法人◦候補

宇宙科学振興会者：上記分野で優れた業績をあげた当該年度の 4 月 1 日現在 37 歳以下の若手研究者個人．

候補者の推薦は他薦に限る．
◦業績の審査：業績の審査は，推薦理由となる研究業績に関連して発表された論文に基づいて，当財団が設置する選考委員会において行う．
◦賞 の 内 容：授賞は原則として毎年宇宙理学関係 1 名，宇宙工学関係 1 名とする
（ただし適格者のいない場合は受賞者なしとする場合がある）．受賞者には本賞（賞状と表彰楯）
および副賞（賞金 30万円）が贈られる．
◦推薦締切日：2013 年 10 月 31 日（木）必着．
◦表彰

式：選考結果は 2014 年 1 月に推薦者と受賞者に通知するとともに，当財団ホームページにおいて発表する．その後 2014 年 3 月に表彰式を行い，受賞者には受賞対象となった研究に関する講演をして頂く．
なお，推薦の手続きの詳細については財団のホームページ（http://www.spss.or.jp）をご覧いただき，推薦書式をダウンロードして必要事項を記載の上，（1）候補者の略歴，（2）論文リスト，および（3）推薦の対象となる論文の別刷等必要書類を添付の上，電子メールにて投稿下さい．
◦お問い合わせ先および推薦書送付先：〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1
公益財団法人宇宙科学振興会

事務局

TEL：042-751-1126
FAX：042-751-2165
E-mail：admin@spss.or.jp■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

172

2013/09/13

11:34:24

←目次へ

JSPS Information

173

JSPS Information◇日本惑星科学会第101回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第102回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第103回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第39回総会議事録◇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 101 回運営委員会議事録
日時：₅月 19 日（日） 18：30 － 20：30

場

所：連合大会会場 203 号室

運営委員会委員：（出席） 田近 英一，渡邊 誠一郎，倉本 圭，中村 昭子，荒川 政彦，林 祥介，並木 則行，千秋 博紀，はしもと じょーじ，平田 成，荒井 朋子，小久保 英一郎，藤本 正樹，橘 省吾，佐々木 晶，
城野 信一，小林 直樹，中本 泰史，生駒 大洋（欠席 委任状有） 永原 裕子，井田 茂，渡部 潤一（欠席 委任状無） 杉田 精司
オブザーバー：
玄田 英典（連合大会プログラム委員）
題・報告事項：
₁．会計第11期下期決算
荒井財務専門委員長より，概ね予算通りの執行との報告がなされた．まず，収入について，会費滞納回収が想定を上回った（想定は 45 万円であったが，実際は 100 万円回収）
ことによる増額，匿名の方からの寄付による 10 万円の増額があったことが報告された．寄付金については，秋季講演会での最優秀発表賞の賞金に回すことにする．
一方，支出について，学会誌（₃号）のページ増に伴う支出増，研究会補助（探査育英会 15 万円）に伴う支出増，最優秀研究者賞の賞金を廃止したことによる学会賞特別会計での支出減（10 万円），管理費の基礎開発費未支払費（21 万円増）があったという報告がなされた．
なお，総会用に印刷した貸借対照表にミスがあり，総会において口頭で修正することとする．監査には報告済みである．会計第 11 期下期決算は了承された．
₂．会計第12期上期予算執行状況報告
荒井財務専門委員長より，今年度の会計も予定通りであるとの報告がなされた．2013 年度は会費免除者なし．また本年度も同様に 10 万円の寄付金あった．
林運営委員から，今年度から最優秀研究者賞受賞者に対して副賞として記念品を贈呈することになったが，■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

173

2013/09/13

11:34:24

174

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

贈呈品の予算計上がどうなっているかという質問があった．それについて，計上されていないのでマイナス会計となるが，本年度は特別であり，次年度から恒常化すればよい，という回答があった．会計第 12 期上期予算執行状況報告は承認された．
₃．第11期下期活動報告ならびに第12期活動計画
平田総務専門委員長より活動報告書と計画書について説明があり，内容は了承された．
₄．学会賞選考委員の入れ替え
平田総務専門委員長から学会賞選考委員の入れ替えの報告がなされた．退任が₄名（野口高明会員・岡田達明会員・関根康人会員・小林直樹会員），就任が₄名（佐伯和人会員・杉田精司会員・小林浩会員・和田浩
二会員）である．次期委員長は，次の学会賞選考委員会会合で決まる予定である．学会賞選考委員の入れ替えは承認された．
₅．入退会状況について
平田総務専門委員長から入退会状況について報告がなされた．
₆．その他総務からの案件
平田総務専門委員長から総会の議長として松本晃治会員，書記として鎌田俊一会員が提案され，運営委員会によって承認された．
₇．遊星人の発行状況報告
はしもと編集専門委員長より，滞りなく発行が進んでいるとの報告があった．
₈．2012年度最優秀研究者賞について
林学会賞選考委員長より，2012 年度最優秀研究者賞として，学会賞選考委員会は成田憲保会員を推薦するとの報告があった．推薦者は生駒大洋会員．評価文が読み上げられ，講評が述べられた．運営委員会はこれを承認した．
₉．EPSとJpGUジャーナルについて
佐々木欧文誌専門委員長より，JpGU の新ジャーナルに関する報告がなされた．JpGU の中で EPS に属さない学会から新しいジャーナルを作りたいという議論が₂〜₃年前に立ち上がった．EPS を拡大するという議論はあったが，新ジャーナルを立ち上げることになった．
（ただし，将来的に合併する可能性は残ってい．
る．）2016 年からスタートする予定である．新ジャーナル名は“Progress of Earth and Planetary Science”
両ジャーナルとも科研費の公開促進費で賄えるようになった．これを用いて，投稿費の減額や海外エディタ
ーの招聘などを考えている．連合会員がたくさん論文を投稿することが強く求められる．ミッションなどの特集号を出すようにしてほしい．
中本会員に代わって大槻圭史会員が新たな EPS 編集委員になった．そのために，大槻会員を欧文誌編集委員に追加する．
EPS 誌参加₅学会長会議では，将来 JpGU ジャーナルとどのような関係になるべきかについては，あまり議論されなかった．分担金は当面変わらない．今回科研費が通らなかった場合，赤字がでれば５学会で負担する取り決めであるが，科研費が通ったので出費はなくなった．
（田近会長）
Q：紙媒体ではなく電子ジャーナルである．何に費用が必要なのか？（渡邉会員）
A：投稿料の減免に使う予定（佐々木会員）
Q：EPS について，特集号を作る際に海外からの投稿が半分以上を占める必要があるという縛りは残っているのか？（林会員）
A：現在は，それほど強い縛りはない（中本会員）
10．連合関係
永原連合連携委員長代理で，田近会長から連合大会関連の報告があった．来年度の連合大会は４月 28 日
～₅月２日にパシフィコ横浜で開催される．会場変更の理由は，セッション数の増加のため幕張メッセでは■2013遊星人Vol22-3_製版.indd174

2013/09/13

11:34:24

JSPS Information

175

手狭になったから．再来年度は，幕張メッセに戻るが，その後は不明．
11．2013年秋季講演会・学会賞実施案等
小久保2013年度秋季講演会組織委員会総務から，準備が順調に進んでいるという報告があった．日程は11月20日～ 22日．21日に総会と懇親会，発表賞受賞講演が行われる．講演会場は石垣市民会館．懇親会はホテルミヤヒラ．詳細は，遊星人の次号に載る．
なお，石垣島にある２つの天文台を開放し，会員は自由に見学できるようにする予定である．また，夜の観望会も企画している．
Q：ネットはどうするか？
A：経費を費やせば用意できるが，今のところその予定はない．
（小久保）
Q：運営委員会など会議スペースはあるのか？
A：確保するようにする．（小久保）12．2014年秋季講演会について
玄田2014年度秋季講演会組織委員会委員から2014年度の秋季講演会に関する報告があった．2014年度の
LOCは東工大．委員長は井田茂会員である．場所は，大岡山キャンパス．日程は現在検討中．
13．2015年秋季講演会LOCの提案
中村行事部会長から，2015年度秋季講演会のLOCとして東北大学が提案された．委員長については，中村智樹会員にお願いしている．その他詳細は未定．運営委員会はこれを承認した．
14．連合大会プログラム委員からの報告
今期の連合大会も滞り無く行われていると玄田連合大会プログラム委員から報告があった．来期について，
正プログラム委員として山田耕会員が，副委員として納田明達会員が提案された．また，惑星科学セッションのコンビナーとして，奥住聡（正）と黒沢康祐（副）が提案された．運営委員会はこれを承認した．
その他の報告事項として，宇宙惑星科学セクションにも学生賞を設けることに対する要請があると佐々木会員から報告があった．2014年度から始める予定．
15．木星系探査研究会の設立について
並木将来惑星探査検討グループ長より木星系探査研究会を設立するという提案がなされ，承認された．
16．来る10年第三段階について
並木将来惑星探査検討グループ長より，来る10年の活動報告があった．３つの提案について，第３段階
で１時間ずつのヒアリングを行った．まだMC案として不十分なので，練り直しが必要．そのために，サポートを付けて，この夏に完成度をあげてもらう予定．可能であれば，来年の連合大会までに何らかの答
えを出すつもりでいる．
次に，田近会長から今年１月の宇宙基本計画制定以降日本の宇宙科学・探査を取り巻く現在の厳しい情勢についての説明があった．
17．今後の惑星探査の中長期ビジョンについて（渡邊副会長ほか）
渡邊副会長から，（1）理学研究の宇宙科学研究所への機能集約，（2）
木星探査ミッションJUICEへの参加，（3）
理工一体プロジェクトなど宇宙探査の取り巻く状況の説明があった．惑星科学コミュニティが考えなければならないこととして，
・εロケットを使った惑星探査
・基礎技術実証のミッション（地球のエアロキャプチャ）・ピギーバックの有効利用（月）着陸・外惑星領域クルーズ vs 固体惑星
【火星】
・固体内部 vs 地質 vs 大気観測 vs プラズマ・超長期ミッション（JUICSは2032年到着）■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

175

2013/09/13

11:34:25

176

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

・世界初の工学成果：ピンポイント着陸／超夜はOK ？
・政策ミッションにつきあえるか？
・どのような枠組みを構築するか：大型計画が挙げられた．
次に，藤本会員からコメントがあった．それぞれバラバラにお金を取ってくるのではなく，計画を決めてから行う必要がある．国際協力が必要．日本では，本格的なミッションはできない．チャンスをつかむ実力をつけるために独自のミッションを行っている．うまく立ち回るために，工学との連携を強化する必要がある．宇宙研では，そろそろ機運が高まって来たので，今がチャンスである．
その後，今後の対応について，荒川会員を中心に討論された．
18．その他○大規模計算ワークショップについて
林会員から，秋季講演会期間中に，石垣で大規模計算ワークショップを行うという報告があった．また，関連する研究者の講演を最終日のセッションに集めてくれるようLOCに要請があった．
○学術の大型研究計画公募への対応
倉本副会長から学術の大型研究計画公募への対応について説明がなされた．
・JPGU「学術の大型研究呼び調査」2012年11月15日締切
・地惑全分野から合計25件の提案．うち10件が惑星科学関連
・2012年12月13日「大型研究懇談会」を呼びかけ．できれば集約したい．
・10件のうち半分はミッション提案．残りはコミュニティにサービス提案
・会長指名で倉本副会長がとりまとめ．
・2013年₂月28日「宇宙惑星科学の将来を語る会」でコンソーシアム構想の素案を紹介．学術ゴールを明確に・2013年₃月31日ウェブ入力フォームから応募「太陽系生命前駆環境の実証的解明のための統合プログラム」
  

探査を中心に

  

申請者：田近会長

  

推薦者：中島
（学術会議），中村正人（連携会員），圦本尚義（連携会員）

・2013年₄月₅日 日本学術会議地球惑星科学ヒアリング・今後学術会議内で計画を策定◇日本惑星科学会第 102 回運営委員会議事録
期間：2013 年₆月₃日（月）～₆月 10 日（月）議

題：編集専門委員会委員の新任の承認

運営委員会委員：
出席者 23 名
田近 英一，渡邊 誠一郎，倉本 圭，中村 昭子，荒川 政彦，林 祥介，生駒 大洋，渡部 潤一，並木 則行，
永原 裕子，井田 茂，千秋 博紀，はしもと じょーじ，平田 成，荒井 朋子，小久保 英一郎，藤本 正樹，
橘 省吾，佐々木 晶，城野 信一，小林 直樹，中本 泰史，杉田 精司
欠席者なし■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

176

2013/09/13

11:34:25

JSPS Information177

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：編集専門委員会委員の新任の承認

編集委員の新任* 成田憲保（国立天文台）* 上椙真之（宇宙研）* 三浦均（名古屋市立大）議題は全会一致で承認された（可23，否₀）．
なお，これに伴って現職編集委員の杉田精司（東大）は退任とする．

◇日本惑星科学会第 103 回運営委員会議事録
期間：2013 年₆月 20 日（木）～ ₆月 27 日
（木）議

題：₁．秋季講演会 LOC 担当年度の入れ替えの承認
₂．行事部会委員の新任の承認

報

告：東北大秋季講演会 LOC の人事について

運営委員会委員：
出席者

22 名

田近 英一，渡邊 誠一郎，倉本 圭，中村 昭子，荒川 政彦，林 祥介，生駒 大洋，渡部 潤一，並木 則行，
永原 裕子，井田 茂，千秋 博紀，はしもと じょーじ，平田 成，荒井 朋子，小久保 英一郎，藤本 正樹，
橘 省吾，佐々木 晶，城野 信一，小林 直樹，中本 泰史
欠席者

１名

杉田 精司
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．秋季講演会 LOC 担当年度の入れ替えの承認をお願いしたい［変更前］
2014 年：東京工業大学
2015 年：東北大学［変更後］
2014 年：東北大学
2015 年：東京工業大学＜中本泰史東工大秋季講演会実行委員からの説明＞
2012年の夏頃，2014年秋季講演会LOCの打診を受けて受諾したあと，東工大・地惑メンバーを中心としたWPIプログラムが採択され，2012年12月，東工大内に地球生命研究所（以下ELSI）が設立されました．そこでは，惑星科学に深く関係したテーマの研究が展開されます．さらに2013年春，ELSIの新棟建設も決まりました．2014年度末の完成を目指し，2013年夏頃から工事が始まります．こうした流れを踏まえ，惑星科学会秋季講演会を東工大LOCで開催するのなら，ELSIの新棟完成後にそのお披露目もかねて開催するのが，■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

177

2013/09/13

11:34:25

178

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013ELSIにとってはもちろん，惑星科学会のみなさんにとってもよいのではないかと考えました．そこで東北
大の中村智樹さんに相談したところ，ご協力いただけるというお返事をいただいたので，正式にLOC入れ替えのお願いをする次第です．
＜中村昭子行事部会長からの説明＞
行事部会では，東工大が 2015 年に開催を希望される理由を理解し，さらに，東北大の 2014 年開催について
・東工大からは，複数人分のマンパワーについて協力の内諾を得ている．
業務分担（www-admin を東工大からという案も含め）についてはこれから話し合う．
今年の秋季講演会引継ぎ会への東北大の主なメンバーの旅費は確保されている．
・会場は候補が複数ある．
ことを確認しました．
議題は全会一致で承認された（可 22，否₀）．
議題₂．行事部会委員の新任の承認をお願いしたい
木村勇気（東北大）
議題は全会一致で承認された（可 22，否０）．
報告．東北大秋季講演会 LOC の人事について
東北大秋季講演会の正副実行委員長が以下のように決定した．
・委員長：

中村智樹

・副委員長：

笠羽康正◇日本惑星科学会第 39 回総会議事録
日時：₅月 20 日（月） 13：00 － 14：00

場

所：日本地球惑星科学連合 2013 年大会会場 304 号室
千葉県千葉市美浜区中瀬₂－₁ 幕張メッセ国際会議場

正 会 員：610
定 足 数：61
参加人数：61（議事 3.1 時点），62（議事 3.2 時点）
委 任 状：118 通（議長 114，生駒大洋会員 1，林祥介会員 1，佐々木晶会員 1，千秋博紀会員 1）
₁．開会宣言平田総務専門委員長が開会を宣言．
₂．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に松本晃治会員，書記に鎌田俊一会員が選出された．
₃．議事

3.1．第11期下期（2012年度）活動報告■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

178

2013/09/13

11:34:25

JSPS Information

179

・基調報告
田近会長より2012年度の事業概要，連合大会と秋期講演会の概要，学会誌発行状況等の説明がなされた．
・会計報告
荒井財務専門委員長より概ね予算通りの収入・支出であったことが報告された．また，滞納分支払いが前年度と比較して大幅に増えたことが報告された．
・会計監査報告
関谷会計監事より誤りがないことが確認したと報告された．
・2012年度最優秀研究者受賞者発表
林学会賞選考委員長より成田憲保会員に決定されたことが報告された．
・各種専門委員会報告
・欧文誌専門委員会
佐々木欧文誌専門委員会委員長より JPGU による新雑誌の名前が「Progress of Earth andPlanetary
Science（PEPSI）」に決まったこと，また同誌と従来の欧文誌「EPS」との関係が報告された．また，2014
年度から連合大会学生発表賞に宇宙惑星科学部門が参加することが報告された．
・採択（うち出席者 61），反対：₀，保留：₀により採択され第 11 期下記活動報告の採択が行われ，賛成： 179
た．
3.2．第12期上期（2013年度）活動方針
・基本方針
田近会長より惑星探査を取り巻く状況に関して報告がなされた．ピギーバック問題などを例に，理工連携による協力体制や 10 － 20 年スパンの惑星探査ロードマップの必要性に関して説明がなされた．これらについては田近会長より荒川将来計画委員会委員長に検討するよう指示があったことも報告された．
・各種専門委員会活動方針
例年通りで特に報告はなし．
・質疑応答：なし
・採択（うち出席者 62），反対： ₀，保留：₀により採択され第 12 期上期活動方針の採択が行われ，賛成： 189
た．
₄．報告事項
4.1．2013年秋季講演会について
小久保 2013 年度秋季講演会組織委員会総務委員より会場やその周辺，一般講演の内容等について報告がなされた．
4.2．その他
林運営委員より 2013 年度秋期講演会前日に開催予定のシンポジウムに関するアナウンス，千秋運営委員によるフロンティアセミナーに関するアナウンスがあった．また倉本副会長より，連合大会期間中における惑星探査コンソーシアムの説明予定が報告された．
₅．議長団解任
₆．閉会宣言■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

179

2013/09/13

11:34:25

180

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 3, 2013

◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2013 年 9 月 25 日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．（五十音順）
アメテック株式会社カメカ事業部
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報（a）場所，（b）主催者，（c）ウェブページ / 連絡先など．
転記ミス，原稿作成後に変更等があるかもしれません．各自でご確認ください．


2013/09
27-28

可視化情報全国講演会（2013会津）（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/

2013/10
9-11

第57回宇宙科学技術連合講演会（a）米子コンベンションセンター （b）
日本航空宇宙学会（日本惑星科学会協賛）（c）http：//ukaren57.u-aizu.ac.jp

2013/11
14-16

第54回 高圧討論会（a）新潟市（朱鷺メッセ）（b）日本高圧力学会（日本惑星科学会協賛）（c）http：//www.highpressure.jp/new/54forum/

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Vol22-3_製版.indd

180

2013/09/13

11:34:25

編集後記
本号掲載の 2012 年最優秀発表賞受賞論文はいかがあまりにも暑かったためにキンキンに冷えたビールをでしたでしょうか．惑星表面その場年代計測のための堪能したのち，エアコンをつけたまま就寝しました．

装置開発という挑戦的かつ期待度の高い研究です．ま顔面に直風だったために，次の日には喉がやられ，話だ読まれていないという方はぜひご一読ください．編

すのもつらかったです．声が荒れている原因について

集後記を読んでいる場合ではありません．

説明が面倒だったので一部の方には「酒やけ」とだけこの原稿を執筆している₈月上旬の名古屋は茹だる説明しましたが，正確ではありませんでした．すみまような暑さで気を失いそうです．名古屋の夏は今年でせん．みなさんも体調管理にはくれぐれもお気をつけ

だいたい３年目になりますが，まだ慣れません．先日，下さい．

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

181

2013/09/13

11:34:25

編集委員
はしもと じょーじ［編集長］，諸田 智克［編集幹事］
生駒 大洋，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，倉本 圭，小久保 英一郎，
白石 浩章，杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，本田 親寿，三浦 均，
山本 聡，渡部 潤一，渡部 直樹，和田 浩二
2013年9月25日発行

日本惑星科学会誌

遊・星・人

第22巻

第3号

定 価 一部 1,750 円（送料含む）
編集人 はしもと じょーじ（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）
印刷所 〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社
発行所 〒 105-0012 東京都港区芝大門 2-1-16 芝大門 MF ビル B1 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-6435-8789／FAX : 03-6435-8790（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）
本誌に掲載された寄稿等の著作権は日本惑星科学会が所有しています .
複写される方へ
本誌に掲載された著作物を個人的な使用の目的以外で複写したい方は，著作権者から複写等の行使の依託を受けている次の団体から許諾を受けて下さい．
〒 107-0052 東京都港区赤坂 9-6-41 乃木坂ビル 学術著作権協会
TEL : 03-3475-5618／FAX : 03-3475-5619
e-mail : kammori@msh.biglobe.ne.jp
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．

■2013遊星人Vol22-3_製版.indd

182

2013/09/13

11:34:25