日本惑星科学会誌
第22巻
目

遊・星・人

第1号
次

巻頭言 田近 英一

3
特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ：その２」

107P/Wilson-Harrington サンプルリターン計画

橘 省吾，浦川 聖太郞，吉川 真，中村 良介，石黒 正晃

4
始原天体有機物研究の今とこれから II．
不溶性有機物（IOM）癸生川 陽子14

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ ～小惑星探査からの惑星科学～

23

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その20 ～惑星間空間クルーズの道中にて～

32「天体の衝突物理の解明（VIII）～小天体の衝突・軌道進化～」参加報告

34

研究会「太陽系小天体への再挑戦」の開催報告

40「第２回惑星科学最前線セミナー」開催報告

44

新刊書評 中島 健介

48

New Faces 山田 竜平，佐藤 雅彦，瀧川 晶，藤谷 渉，濱野 景子

49

JSPS Information

59

渡邊 誠一郎，はやぶさ 2 プロジェクトチーム

今村 剛

保井 みなみ吉川 真，中村 良介，高橋 典嗣

木村 淳，栗田 敬，久利 美和，倉本 圭，はしもと じょーじ

表紙デザイン：BROOKS■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

Contents
E. Tajika

Preface3Special issue : Planetary exploration in a coming decade activity: Reports of 2nd stageSample-return from 107P/Wilson-Harrington

S. Tachibana, S. Urakawa, M. Yoshikawa, R. Nakamura, and M. Ishiguro4The study of organic molecules in small primitive bodies, now and thefuture : II. Insoluble organic matter (IOM)
Y. Kebukawa

14

S. Watanabe and Hayabusa2 Project Team

23



Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future (1)― Planetary science from asteroids ―Road to the first star: Venus Orbiter from Japan (20)― On a long journey in the interplanetary space ―T. Imamura

Report of the meeting of‘Physics of Impact Process of Solar System
Bodies (VIII)’M. Yasui

The report of the symposium of“Challenge Again to Small Solar
System Bodies”

M. Yoshikawa, R. Nakamura, and N. Takahashi

A report on the 2nd seminar for the forefront of planetary science

32

34

40

J. Kimura, K. Kurita, M. Kuri, K. Kuramoto, and G. Hashimoto

44

K. Nakajima

48

R. Yamada, M. Sato, A. Takigawa, W. Fujiya, K. Hamano

49

JSPS Information		

59Book review
New Faces■2013遊星人Vol22-1.indd

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巻頭言

巻頭言
日本惑星科学会が設立された 1992 年は，ちょうどバブル崩壊の頃であった．大学では大学院重点化が始まり，インターネットを使ったメールのやり取りが日常化した頃である．いま思えば，古き良き昭和時代が名実ともに過去のものとなり，世の中が大きな音を立てて転換し始めた時期だった．
この間，太陽系外惑星の発見やアストロバイオロジーの新興があり，21 世紀に推進すべき
惑星科学の最重要課題へと発展した．またわが国においては，自前の惑星探査の成功が学会設立時の状況を根本的に変え，学会やコミュニティの在り方にも大きな変革を迫っている．
そもそも惑星科学とは，究極的には「地球の科学」をも包含する，きわめて普遍的かつ総合的な研究領域のはずである．地球科学者を巻き込んでさらに多様な研究や探査計画がなされるようになることが望ましい．その意味において，いまの惑星科学会は，狭義の惑星科学に埋没しているきらいがないか．やや逆説的ではあるが，研究者数の増加と研究の多様化の陰で，研究者の意識は学会設立時より逆に狭くなっていないか危惧される．
一方で，同時期に地球惑星科学関連学会合同大会から発展した日本地球惑星科学連合大会の右肩上がりの成長は，6 日間 18 会場パラレル開催（2012 年大会）という状況をもたらした．その結果，直接関係するごく一部のセッションしか出席しない，という研究者の行動が顕著になった．秋も一番関係の深い学会しか参加しなくなったため，
結果的にいまどこの学会でもセッションの多様性が失われているという．このことは，大学院重点化や講座制解体がもたらした教育の縮小再生産とも密接に絡み合っているように感じられる．
常々批判されている学問の縦割り・細分化は，ますます進行していることが明らかである．広い視野と俯瞰的なものの見方を養う
ことは，大学においても学会においてもより困難な状況に陥っている．
日本惑星科学会の秋季講演会は（無論小規模だからではあるが，たぶん意識的に）１会場で行われてきた．太陽系形成論における理論と物質科学の意思の疎通が，20 年以上前とは雲泥の差があるほど深まったことは，学会活動の大きな成果といえるだろう．ただ，このやり方は発表数の増加によってそろそろ限界に近づいている．学会の今後の在り方を考える上で，とても悩ましい問題である．
それでも，私たちは，私たちが住んでいるこの世界を理解するために，できる限り広い視野と好奇心を持ち続けたいものである．惑星科学は，本来それが可能なはずの特権的な学問分野なのだから．
田近 英一（東京大学）■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ：その２」

107P/Wilson-Harrington
サンプルリターン計画
橘 省吾 ，浦川 聖太郞 ，吉川 真 ，中村 良介 ，石黒 正晃
1

2

3

4

5

2012年10月1日受領，2013年1月11日受理．

（要旨）地球外始原物質（より古い情報を記憶する物質）の科学は私たちの太陽系の歴史を銀河の歴史と実証的につなげる唯一の手段である．「はやぶさ」「はやぶさ 2」の探査天体よりさらに始原的な情報が残されている可能性が高く，また来る 10 年に往復探査が可能な天体である 107P/Wilson-Harrington（彗星 / 小惑星遷移天体）へのサンプルリターン探査を提案する．本探査計画は惑星物質科学の進展のみならず，太陽系初期につくられる揮発性物質を多く含む小天体の物理的特性を明らかにできる探査であり，惑星形成論においても大きな貢献をなすものである．

1. 始原物質を科学することであり，マントル物質や太古代岩石の分析などから，多数のアプローチがなされている．始原天体起源物質

太陽系内の多様な惑星や準惑星，衛星を生み出したの分析は，宇宙科学の範疇に含まれるが，アプローチ

材料といえるのが，小惑星や彗星といった現在も太陽としては地球科学に近く，太陽系の歴史そのものを地系に数多に存在する小天体である．一部の小天体では球外物質から実証的に読み解くということになる．

天体規模の融解も起きず，集積したままの未分化な状

人類はこれまでに始原天体由来と思われる物質を隕態を保持し，初期太陽系でつくられた物質が保存され石や宇宙塵としてすでに手にしており，始原天体起源ている（太陽系誕生以前の物質も一部保存されている）．

物質の分析研究は，宇宙科学・惑星科学の発展に大きそれゆえに，未分化な太陽系小天体は古い時代の情報く寄与してきた．例を挙げれば，太陽系元素存在度のを保存した「始原天体」とよぶことができる．

（CAI 形成年代）の決定
決定 [e.g., 1]，太陽系誕生年代

宇宙科学の究極の目標は，ビッグバン以降に冷却さ[e.g., 2, 3]，初期太陽系進化の時間スケール制約 [e.g., 4,

れる宇宙のなかでどのようにさまざまな階層構造がつ5]，初期太陽系における高温過程（CAI，コンドリュ

くられ，そのなかでいかにして地球に生命が誕生したール）の解明 [e.g., 6]，酸素同位体不均一と太陽系進化

かを明らかにすることといえる．過去の宇宙やさまざの関連の理解 [e.g., 7]，恒星内元素合成への制約（プレ

まな進化段階の天体，他の惑星系の観測的研究は，太ソーラー粒子）[e.g., 8]，地球外有機物の発見 [e.g., 9] な

陽系，地球，地球生命の普遍性や特殊性をさぐること

どがそれにあたる（初学者向け教科書として，[10] なにつながる．太陽系惑星探査は，太陽系における地球ども参考にされたい）．

や生命の普遍性，特殊性の理解に迫る．また，地球や電磁波を使っておこなわれる天文観測や探査機によ地球生命の理解は，地球科学分野の最大目標のひとつ

るリモートセンシング観測では，情報が縮退してしまうことは否めない．しかし，地上での物質の詳細分析

1. 北海道大学
2. 日本スペースガード協会
3. 宇宙航空研究開発機構
4. 産業技術総合研究所
5. ソウル大学
tachi@ep.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

4は，組織，構造，元素，同位体など多角的な情報を，より詳細に得ることができるという強みを活かし，上記のような進展を宇宙科学にもたらしてきた．

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107P/Wilson-Harrington サンプルリターン計画／橘 他

2. サンプルリターンがもたらしたエポックメーキングな発見

5は，始原隕石のバルク酸素同位体組成や地球や月，火16星の岩石に比べ， O に富む異常な酸素同位体組成を持つと考えられてきたが，CAI こそが太陽系の平均的サンプルリターン探査で回収された物質の分析によ

酸素同位体組成を保持していることがわかった．これって，太陽系科学を大きく進展させる発見がなされてもまた宇宙で採取した物質の地上での高精度分析が可きた．これまで人類が能動的に地球外から持ち帰った能であったからこその知見である．

物質は，米国アポロ計画で採取された月岩石，旧ソ連

これらいずれの発見も太陽系科学にとってはエポッ

ルナ計画で採取された月土壌，米国スターダスト探査

クメーキングなもので，私たちの太陽系観を大きく変機が採取した Wild2 彗星塵，そして日本の「はやぶさ」

えるものであった．

探査機が採取した小惑星イトカワ表面の塵である．原
子レベルでは，ジェネシス探査機によって採取された
太陽風粒子もある．

3. これからの始原物質科学と始原天体サンプルリターンの意義

月土壌サンプル中の斜長石の発見から誕生したマグ

月の石や太陽風粒子と異なり，始原天体由来と考え

マオーシャン仮説 [11] は，月に限らず，分化天体の初られる隕石や宇宙塵は地球上に沢山存在し，先に例を期進化に対する重要な制約となっている他，月の起源，挙げたとおりの太陽系科学への貢献を成し遂げてきた．

内部構造およびその不均質に関する重要な情報が得ら

特に，近年の始原物質研究の進展により，始原物質形れた．また，月試料の年代測定に基づくクレーター年

成の段階まで遡ると，地球や海，生命の原材料物質と代学は他の天体にも応用され，惑星地質学において重もいえる鉱物，水，有機物が相互に化学反応を起こし，要なツールとなっている．

物理的に作用しあい，構造をつくっていることがわか

スターダスト探査機が Wild2 彗星から採取した彗星ってきた [e.g., 21, 22]．すなわち，生命，海，地球の塵子 [12] の大半は，小惑星帯からの隕石中の鉱物と同原材料物質は，太陽系最初期にはお互いに密接な関係

様に，太陽系平均的同位体組成をもつ粒子であった．

を持ち，また，それらの相互作用の結果として，生命また，試料中に，難揮発性包有物 CAI やコンドリュ

や海，地球を生み出す材料となった可能性すらある．

ールといった始原隕石コンドライトに含まれる高温を「はやぶさ 2」計画において，リターンサンプル分析の経験した物質が含まれていることも明らかとなった．

サイエンスのひとつの柱はこの点で，地球に有機物がこれらの事実は，初期太陽系において，内側領域（数

もたらされる前の小天体での最終進化を明らかにするAU）から外側（彗星形成）領域（20-30AU）への物質移動ことを目標としている．初期太陽系円盤→微惑星→地があったということを示唆する．

球という流れを追うことになる．

「はやぶさ」探査機の回収コンテナからは小惑星表

有機物や氷に関して，別の見方をすると，氷や有機面への二度のタッチダウン時に捕集したと思われる物の主成分となる酸素，炭素，窒素は宇宙において，1500 粒以上の微粒子が発見された．回収試料の初期

水素，ヘリウムに次いで多い元素であり，それらがつ分析によって，小惑星イトカワは太陽系最初期に誕生くる分子は天文観測でも分子雲や円盤の構造を調べる

し，ひっそりと 46 億年を過ごした 500 m の小さな天ツールとして用いられてきた．今後，ALMA などを体ではなく，一度は 20 km を越えるような大きな天体

用いて，より高い空間分解能で C-H-O-N 系ガスの分子として高温の時代を経験，さらに破壊・再集積といっ

種や同位体組成の分布が見えてくることが期待される．

た過程を経て現在の姿になり，今なお太陽風の照射や始原物質中の主として固体の C-H-O-N 系物質から得ら

隕石衝突によって，表層物質は破壊，移動，小惑星かれる情報は，天文観測によるガス情報に対して相補的らの離脱を経験している活動的な天体であることがわ

なものとなり，観測天文学とあわせ，比較惑星系物質

かった [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19]．

科学の展開が期待される．さらに，C-H-O-N 系物質は，

ジェネシス探査機によって採取された太陽風粒子の

低温の分子雲から原始惑星系円盤の高温期，小天体で分析によって，太陽風粒子の酸素同位体が CAI の持の熱過程において，相変化することで様々な固体をつ

つ酸素同位体組成に近いことが報告された [20]．CAI

くり，広い温度領域のイベントのトレーサーとなる物■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

質ともいえる．したがって，分子雲での低温物質形成と変化する．反射スペクトルの違いは小惑星を構成すから，原始惑星系円盤の進化の普遍性や特殊性，初期る物質の違いを反映し，初期太陽系には太陽からの距

太陽系円盤の詳細進化のトレースまで可能となる対象

離に応じた惑星材料物質の分布の違いがあったことをということができる．地球外物質分析が太陽系を越え，示唆する．
「はやぶさ」が訪れたイトカワはＳ型小惑

初期太陽系円盤→太陽系母分子雲→銀河へと時間，空星に分類され，近地球型小惑星では最も多く存在する間を遡り，銀河の物質科学へと向かう流れといえる．

タイプの小惑星である．S 型小惑星は普通コンドライ

太陽系の始原水や始原有機物を研究するにあたって，

トの母天体であることがイトカワ粒子の分析から示さ

氷・鉱物中の水，有機物およびそれらと共存する鉱物「 は や ぶ さ 2」
，OSIRIS-REx，
れ た [13, 14]． 一 方，が相互関係を保った試料を分析することが重要である

MarcoPolo-R などがサンプルリターンをめざす C 型小が，地球上での汚染や揮発成分の損失が起こりうる隕

惑星は炭素質コンドライトとの類似性が指摘されてお石や宇宙塵などから，水や有機物に関して，完全な始り，また，D 型小惑星は Tagish Lake 隕石という特殊

原情報を得ることは難しい．また，水や有機物を多くな炭素質コンドライトとの類似性が示唆されている．

含む始原物質ほど強度が低く，大気圏突入時に燃え尽

さらに遠方にはカイパーベルト天体，さらにオールト

きるというバイアスがある可能性もある（実際，宇宙

雲天体，そしてそれらが太陽に接近する軌道を持つこ

塵には超炭素質物質などが発見されているが [23]，隕とで生まれる彗星が存在し，これらの天体群には氷や石としては存在しない）．さらに，地球上で発見され揮発性有機物の固体が含まれていると考えられる．彗

る試料の場合，どのような天体が母天体なのか，また，

星核は将来めざすべき探査候補天体であるが，活動し母天体のどの部分から来たものであるのか知ることがている彗星核に降下し，確実なサンプリングをおこなできない．スターダスト探査で回収された彗星塵中のうことは技術的に非常に難しい．Stardust ミッション

CAI やコンドリュールが宇宙塵として地球に降ってきでは，高速フライバイ時にエアロジェルを利用して塵ても，我々はおそらく小惑星帯起源の塵だと判断するを捕獲し地球に持ち帰った．回収試料からは有機物がことだろう．

発見され，また，回収試料の熱水抽出によって，アミ「私たちはどこから来たのか」を考える人類が「地球」ノ酸であるグリシンの存在が確認されている．しかし，「海」「生命」の材料を追い求め，それらが生まれた場

高速衝突のためにサンプル（とくに揮発性物質）
はかなの進化を理解したい，さらには銀河とのつながりを知りのダメージを受けており，氷や有機物の始原物質のりたいと考えることは自然な帰結である．そのためのサンプルリターンに成功したとは言い難い．また当初

情報は，太陽系最初期の始源水や始源有機物に残されは彗星からのサンプルリターンをターゲットとしていている．これらの始原物質を手にするための手段は，た欧州の Rosetta も，途中でランデブー＋ランダーにそれが地上に降ってくるのを待つことではない．科学よるその場分析へと計画を変更している．

的根拠をもとに目標天体を定め，自らの意志と技術に

彗星ではないが，最近の観測でメインベルト帯にあよって，そのありかを訪ね，欲しい始原物質を探し当りながら彗星のような尾が認められる小惑星が発見さてて，地球上の実験室に持ち帰ることでのみ実現でき

れ て い る． こ の よ う な 天 体 を メ イ ン ベ ル ト 彗 星る．

（MBC）という．元々は外惑星以遠でつくられた小天

4. 107P/Wilson-Harrington サンプ
ルリターン計画：概要と科学目標

体が惑星移動に伴う力学的影響でメインベルトまで散乱された可能性もある [24]．MBC が彗星活動を起こす原因として，他の小天体の衝突によるダストの放出，

太陽系小天体への探査計画は，我が国でも「はやぶ熱的な影響による氷成分の昇華，あるいはその両方（衝

さ 2」プロジェクトが進行中であり，世界各国でもこ突により露出した表面下層からの氷成分の昇華）といれからの 10 年に向けて，開発や立案が進んでいる（表う説が考えられている．これまで発見された 9 つの1）．サンプルリターンの第一の対象となる小惑星は，

MBC のうち，133P/Elst-Pizarro, 176P/LINEAR, P/2005

可視・赤外線反射スペクトルを用いて分類され，太陽U1（Read）は力学進化シミュレーションにより，メイからの距離の違いに応じて，支配的な型が S → C → D

ンベルト外側に位置するテミス族小惑星を起源とする■2013遊星人Vol22-1.indd

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107P/Wilson-Harrington サンプルリターン計画／橘 他

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表1：現在・将来の小天体サンプルリターンミッション．

間現

Dawn（NASA）

ミッション（機関）

Vesta/Ceres

ターゲット天体

ランデブー

探査方式

2007－2015

期

運用中

状

New Horizons（NASA）

Pluto他太陽系外縁天体

フライバイ

2006－2020頃

運用中

Rosetta（ESA）

67P/ChuryumovGerasimenko（短周期彗星）

ランデブー /着陸2004－2015

運用中

Phobos-Grunt（Russia）

Phobos（火星衛星）

サンプルリターン2011－2014

失敗

Hayabusa-2（JAXA）

1999 JU3（C型小惑星）

サンプルリターン

2014－2020

開発中

OSIRIS-REx（NASA）

1999 RQ36（B型小惑星）

サンプルリターン

2016－2023

開発中

NEOSSat（CSA）

地球近傍小天体（スペースガード） 観測

2011－2013

開発中

Human NEO（NASA）

NEO

有人

2025－

開発中

MarcoPolo-R（ESA）

2008 EV5（C型小惑星）

サンプルリターン

2020年代Cosmic Vision
選抜過程

Comet Surface
Sample Return（NASA）

彗星核

サンプルリターン2016－

New Frontier
選抜過程

Trojan Rendezvous& Tour（NASA）

トロヤ群小惑星複数

フライバイ

2019－

New Frontier
選抜過程

Comet Hopper（NASA）

46P/Wirtanen（短周期彗星）着陸

2016－2023

Discovery
選抜過程

ソーラー電力セイル（JAXA）

メインベルト小惑星・
トロヤ群小惑星

フライバイ/
ランデブー

2020年代WG段階

Hayabusa-MkII（JAXA）

D型小惑星/枯渇彗星

サンプルリターン

2020年代

WG段階

Triple-F（ESA）

79P/duToit-Hartley（短周期彗星） サンプルリターン

2020年代WG段階

表2：107P/Wilson-Harringtonの物理諸元．

軌道長半径2.639888 AU

離率0.624139

公転周期4.29 年

軌道傾斜角2.7839°

近日点引数

91.3630°昇交点黄経270.4868°

直3.46±0.32km

アルベド

0.059±0.011

スペクトル型CF (C〜B型)

径

心と言われている [25]．テミス族小惑星には比較的高いン探査を実現するのは困難である．そこで，107P/

割合で B 型小惑星が存在している．テミス族の B 型小Wilson-Harrington を探査天体として提案する．107P

惑星のうちいくつかには，分光観測により含水鉱物のは地球近傍小天体であり，1949 年の発見時に尾が検存在が示唆されている．さらに，テミス本体では，水出されたが，その後の観測では彗星活動が認められて氷や有機物が検出されている [26]．このように理論，

いない [27]．現在の外観は小惑星と同様であり，彗星

観測の両面からメインベルトに，水や有機物を含む非から小惑星へと遷移した天体（彗星 / 小惑星遷移天

常に始原的な天体が存在しえることが強く示唆されて体）と考えられる．小惑星番号（4015）も合わせてナンいる．

バリングされている．107P の軌道は，a=2.640AU，

4.1

107P Wilson-Harrington

e=0.624，i=2.784°でありアポロ型の地球近傍小天体である（表 2）．軌道進化シミュレーションにより時間を

MBC は太陽系の形成の様子を解き明かすために鍵遡ったとき，その起源は 65% の確率でメインベルトとなる天体であるが，メインベルト外側に軌道をもつ

外側領域の小惑星，4% の確率で木星族彗星であると小天体をターゲットに，来る 10 年にサンプルリター

考えられている．可視測光観測から，スペクトル型は■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013
表3：107P/Wilson-Harringtonの運動状態とサンプルリターンミッションの実現可能性．

自転周期1.0：1.0：1.6

困難

六角形形状
衛星を伴う

全回転運動量ベクトル（自転軸）方向
黄経=310°黄緯=－10°
黄経=132°黄緯=－17°
黄経=330°黄緯=－27°
黄経=330°黄緯=－27°

1.5：1.5：1.0
不明

クレーター地形不明

不明

可能
衛星のため注意深い運用を要求
やや速い自転のため，注意深い運用を要求

運動状態などタンブリング

7.15時間3.58時間形状の3軸比実現可能性

六角形形状の場合，3 軸（長軸：短軸：自転軸）の長さ
比は 1.5：1.5：1.0 となり，自転軸方向は黄経 =330°，
黄緯 = － 27°付近となる．タンブリングを仮定した形
状の場合，3 軸（長軸：短軸：自転軸）の長さ比は 1.0：
1.0：1.6 となる．このとき，全回転角運動量の方向は
黄経 =310°，黄緯 =-10°あるいは黄経 =132°，黄緯 =－ 17°付近となる．タンブリングの歳差周期は 2.38 時
間，章動角はおよそ 65°となる．一方，この地上観測
キャンペーンは位相角（太陽 -107P- 観測者の角度）
50°付近の時期におこなわれており，クレーターのような地形があれば，斜め方向からの日射のため影が生まれ
図1： 自転周期を7.15時間と仮定した場合の107P/WilsonHarringtonのライトカーブ．

る．この影によっても，ライトカーブ中に光度振幅が生まれる可能性がある．この場合，１回の自転の間の光度振幅回数は 3 回と考えることができ，自転周期はC 型と F 型の中間（CF 型）と報告されている．F 型は B

3.58 時間となるが，3.58 時間の周期では，[29] の観測型に酷似したスペクトル型であり，B 型程ではないがデータに対して周期性が表れるものの，[28] のデータ

やや青みがある．また，可視分光観測では B 型小惑星に対しては周期性が表れないという問題がある．位相である（3200）Phaethon と良く似たスペクトル型を示

角の小さい時期（例えば，2013 年 5 月頃）の追観測で，す．赤外線天文衛星スピッツァーの観測から直径 3.46

ライトカーブの振幅回数に変化が表れるかなど確認す± 0.32 km，アルベド 0.059 ± 0.011 と報告されている． ることで，タンブリングの有無の決定などが可能にな
自転周期はこれまで，6.1 時間 [28] と 3.556 時間 [29] とるだろう．ライトカーブ中の減光が衛星による掩蔽現いう 2 つの報告があったが，2009 年から 2010 年にか象であるという可能性も否定できないが，直接的に衛けておこなわれた地上観測キャンペーンにより，7.15星の存在を示唆する観測結果は得られていない．なお，

時間あるいはその半周期である 3.58 時間がもっともら

自転の方向はいずれの解釈であっても，逆行回転であ

しいとわかった [30]（表 3）．この地上観測では，ライることがわかっている．

トカーブから 107P の自転方向，形状，運動状態なども推定している．図 1 に，7.15 時間と仮定した時のラ

4.2

科学目標

イトカーブを示す．通常の小惑星は 1 回の自転の間に107P は過去に彗星活動を起こしていたこと，軌道

2 回の光度変化が表れるが，107P は 1 回の自転の間に力学から推定される元軌道が MBC と同様にメインベ

同じ振幅を示す光度変化が 6 回表れる．6 回もの光度

ルト外側の可能性が高いこと，さらにスペクトル型が変化が起こるライトカーブの解釈として，六角形形状，

C 〜 B 型であることから，元々 MBC のような天体でタンブリング，クレーター地形，衛星の存在が考えらあり，現在のような NEO 軌道に進化した後に，他天れる．図 2 に六角形形状を仮定した形状モデル，図 3

体衝突や太陽熱の影響で彗星活動を起こしたという仮にタンブリングを仮定したの場合の形状モデルを示す．

説が成り立つ．もし，MBC のような天体であれば，■2013遊星人Vol22-1.indd

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107P/Wilson-Harrington サンプルリターン計画／橘 他

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図2： 六角形形状を仮定した場合の形状モデル．（左）自転軸方向からの俯瞰，（中央）左図の右側から見た赤道方向の俯瞰，（右）
左図の下側から見た赤道方向の俯瞰．

（中央）左図の右側から見た赤道方向の俯瞰，
図3： タンブリングを仮定した場合の形状モデル．（左）自転軸方向からの俯瞰，（右）左図の下側から見た赤道方向の俯瞰．全回転運動量ベクトルを中心に2.38時間で歳差しながら，7.15時間で自転している．章動角が65ﾟであるため，中央図，右図は65ﾟ横倒しとなる．

水氷や有機物を含んでいることが期待できる．一方，

下のような科学目標を設定する．

107P の軌道は太陽熱の影響を強く受ける NEO 軌道である．それにも関わらず，1949 年の発見時を除き彗

（1）宇宙低温物質を用いた初期太陽系円盤進化学

星活動は見られないことから，表面に豊富な水氷や有107P は彗星が小惑星へと遷移した天体（彗星 / 小惑機物は存在しない可能性もある．このような状況から星遷移天体）である可能性が高いため，その地下物質推測すると，1949 年の彗星活動は他天体衝突によりには，私たちがまだ手にしたことのない太陽系初期の表面が削られ，表層下の氷の層が露出し，熱的な影響

氷や天体での変成をほとんど受けていない有機物がそで氷成分が揮発したことが原因であるかもしれないのままの形で保存されていることが充分期待される．

（実際，地上観測で示したタンブリング，クレーター

これらの物質を採取し，分子雲から初期太陽系円盤で地形という解釈は他天体衝突を示唆する）．あるいは小天体が形成されるまでの歴史を紐解く．具体的には，氷の層が露出せずとも，衝突で表層の地層が薄くなっ

採取試料の鉱物種や組成，組織から天体での熱や水にたことで氷成分が揮発することも考えられる．このよ

よる変成の程度を精査し，変成程度が最小限もしくはうな特徴をもつ 107P のサンプルリターン探査では以未変成部分に存在する有機物や氷から，分子雲から太■2013遊星人Vol22-1.indd

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陽系最初期にかけての有機分子の進化（分子雲で有機物の複雑化はどこまで進んだのか，分子雲でつくられ

上記，科学目標に基づき，ミッションのサクセスク
ライテリアをまとめる．

る同位体異常はどのように消えるのか），氷の進化（太陽系最初期の氷の酸素，水素同位体組成は太陽，地球

ミニマムサクセス：彗星小惑星遷移天体である 107Pとどのように違うのか，氷の酸素同位体と鉱物酸素同を訪れ，その場リモートセンシングをおこなう．形状，

位体はどのような関係をもつか）を明らかにする．彗

体積，質量，空隙率といった基本的な物理情報から内星活動のためにサンプル採取ができない場合も想定し，部構造の推定をおこなう．衝突体による掘削痕の観測

表面にランダーを着陸させ，ガス成分の組成や同位体によって，内部の直接観測をおこない，水氷をはじめの分析もおこなう．これらの知見を基に，分子雲からとする揮発性物質，有機物の検出を試みる．イトカワ

初期太陽系円盤までの揮発性物質の進化・混合に関すや 1999JU3，1999RQ36 との相違点を見いだし，太陽る知見を得，ALMA や TMT など電波や赤外線で得ら系小天体の地形や内部構造に対する包括的な知見を得れる様々な進化段階の原始惑星系円盤や分子雲における．ランダーを着陸させ，表面物質の組成や軽元素同る揮発性物質の分布や進化と合わせ，比較惑星系円盤

位体組成を測定する．

進化学を展開する．これにより我々の太陽系における水や有機物の進化の普遍性，特殊性の議論が可能にな

フルサクセス：ミニマムサクセス項目に加え，リモー

る．

トセンシングにより安定的な自転状態であることが確認された後，表面にタッチダウンし，サンプル採取を（2）彗星/小惑星遷移天体の実体解明おこなう．最表面試料，内部掘削試料など異なる進化

彗星 / 小惑星遷移天体の構造や運動，軌道進化，表段階を保持していることが期待される複数地点での回面 熱 変 成 な ど の 実 体 は い ま だ 不 明 で あ る． も し，収をおこなう．回収サンプルは冷凍状態で地球に持ち

NEO 軌道をもつ天体に，水氷や有機物が発見できれば，帰り，始原天体起源の有機物や氷の研究を展開する．

ニースモデルで提唱されたように，始原的で未分化な氷が含まれていた場合には，世界初の地球外氷のサン小天体が軌道進化に伴い太陽系内部にまで広く分布しプルリターンとなる．

ていることを立証することとなる．107P の直径は 3.46
km であるが，このサイズは小天体の物理特性を調べ

エクストラサクセス：サンプルカプセルを地球に投下る 上 で， 興 味 深 い サ イ ズ で あ る． イ ト カ ワ お よ び

した後，次の探査候補天体へ向かい，その場リモート「OSIRIS-REx」，「はやぶさ 2」ターゲット天体である

センシングを引き続きおこなう．探査天体数が増える

1999RQ36，1999JU3 の直径は，それぞれ約 550 m，ことで，探査した天体同士の比較検討という，新たな560 m，900 m である．小天体の強度支配領域と重力

研究段階へとステップアップする．現在，世界中の大支配領域の境界はおおよそ直径 1 km 程度であるため，

規模サーベイ望遠鏡により，新月期には 50 天体以上

直径 3.46 km の 107P の地形や地質が明らかになれば，の地球近傍小天体が発見されている．今後 10 年の間に，

イトカワ，1999RQ36，1999JU3 の探査結果と合わせて，マルチランデブーが可能な地球近傍小天体の発見は十強度支配領域から重力支配領域へ変遷するにつれて，分期待できる．

小天体の構造や地形，地質がどのような変化するのか
包括的に理解することができる．また，表面回収試料

4.3

搭載候補機器には近地球軌道への軌道進化以降の太陽光による表面

多バンド可視カメラ：地上観測により判明した C～B

熱変成の効果が残されていることも期待され（現在の型というスペクトル型の確認をおこなう．地上観測の軌道で最表面は 100℃近くまで上昇する可能性があ

空間分解能では，表面の地域の違いによるスペクトルる），氷成分をまったく含まない最表面有機物を内部型の分布を検出することは困難であったが，探査機か

有機物（や氷）と比較して，表面での熱プロセスを明ららの高空間分解能観測によって，地域によるスペクト

かにする．

ル型の違いや偏りを検出し，スペクトル型の分布マップを作成する．スペクトル型の確認のためには，少な■2013遊星人Vol22-1.indd

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くとも測光精度～10% が必要であり，より詳細な調査

11

析装置も搭載候補である．

をおこなうためには～1% の測光精度が理想的である．
1 μm 付近まで波長域を長くとることで，D 型小惑星

サンプラー：「はやぶさ」「はやぶさ 2」に搭載するプとの区別が可能となるため，波長域は 0.4 μm から 1

ロジェクタ発射型サンプラーはより強度の小さいこと

μm 程度までを想定している．

が期待される 107P においても有効な試料採取手段のひとつと考えられる．ただし，層序が保たれないこと，

レーザー測距 / 重力場計測装置：107P の直径，形状，

衝突時に揮発性物質の逃散がありうることなどの欠点

表面地形，重力といった基本的な物理情報を取得する．

も考えられるため，他の方法での試料採取もおこなう．

そこから，密度や空隙率を求め，内部構造を推定する．

コアラーによるサンプリングがひとつの候補である．

クレーターの数や直径，深さから 107P の表面でどのコアラーは「はやぶさ 2」でも検討はされたが，表面強ような衝突履歴があったのか調査する．それにより，度が不明な点やコアラー回収時の巻き込みトラブルの107P の彗星活動の原因として他天体衝突という仮説

可能性などから搭載が見送られた．物質強度が弱いこが可能であるのか判定する．目標精度は～7% とするとが期待される 107P 表面では実現可能性は高まる．

（はやぶさ実績値と同程度）（体積計測目標精度：～「はやぶさ 2」では揮発性成分をコンテナから逃さない

5%，重力計測目標精度：～3%）．

シール方法の開発をおこない，また地上回収直後に揮発性物質のみを先に回収する準備をおこなっている．

可視 - 赤外分光イメージャ：0.4-4 μm 程度の波長域でそれらの手法は本探査でも有効である．サンプル収納

分光イメージを取り，鉱物，水，有機物の空間分布を部の新規要素としては，世界初の地球外氷サンプルリ

マッピングする．波長分解能 10 nm 程度，空間分解能

ターンをめざすべく，冷凍装置付きサンプルカプセル

はグローバルマッピング時には 10 m 程度，着陸候補（表の開発をおこなう．もしくは Triple F ミッション

地点や人工衝突掘削地点の観測には 1 m 程度を想定す1）で検討されているように，カプセル分離までは探査る．

機側で冷却し，カプセル切り離し後は，サンプルコン
テナとカプセル表面との間に低熱伝導率，大熱容量の中間赤外カメラ：温度，熱慣性の全球マッピングをお物質を用い，温度状況を極力抑えるという手法もあり

こなう．これにより，低高度からのリモートセンシン

うる．

グがおこなえない領域についても，表面を構成する物
質の粒径や岩塊の存在を推定することができる．
「はやぶさ２」と同程度の機器を予定している．

5. ミッション実現性および実現に向けて必要な技術課題
107P の軌道傾斜角は 2.7839°と小さいため比較的探

ランダー：天体表面で内部構造，表面状態観察，物質査機が訪れやすいものの，ΔV は 6.9 km/s 程度であり，分析をおこなう．地中レーダーを搭載し，数 - 数十 m

「はやぶさ」および「はやぶさ 2」の推進エンジンで探査

深さでの反射面の存在の有無や構造から，氷や空隙のすることは困難である．しかし，探査が不可能ほど大存在深さ・状態を調べる．可視〜近赤外領域の多バン

きなΔV ではなく，μ20 イオンエンジンのような新たド撮像ができる顕微鏡システム，<1～4 μm 波長領域な技術開発で到達可能であると期待される．地上観測の分光イメージャを用いて，リモートセンシングよりが示す 107P の自転軸方向は黄緯 30°以下程度と低く，

1～2 桁詳細な空間スケールでの物質分布，地質構造

やや横倒しで自転している．そのため，全球マップをを調べる．飛行時間型質量分析計もしくは波長可変レ作成するのは困難であるかもしれない．ただし，地上ーザー分光計を用いて，表面揮発性物質の化学組成，観測による自転軸の推定は不定性が大きく，現状で全同位体組成測定をおこなう．熱量測定もおこなう．ロ

球マップの作成が不可能であるかどうか断言できない．

ボットアームの搭載が可能であれば，天体地下 10 cm

また，タンブリングを起こしていれば，その複雑な回以深部の掘削もおこない，内部の撮像，掘削試料の分転状態からタッチダウンによるサンプル採取は困難で析をおこなう．蛍光 X 線分光器，LIBS など多元素分ある．しかし，先に述べたように回転状態に関しても■2013遊星人Vol22-1.indd

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様々な解釈が考えられる．いずれにしても今後の地上リターンが計画され，その長期展望のなかに，107P

観測でより詳細な情報を収集する必要がある．2020の探査も位置づけられる（工学的見地からもより遠く年頃までに数回以上の観測好機があるので，継続的なのより始原的天体からのサンプルリターンをめざすた

観測をおこなうことで形状やタンブリングの有無につめのマイルストーンとなりうる）．107P のサンプルリ

いて，確度の高い情報が得られることだろう．衛星のターン探査を通じ，我々は始原天体の物理的特性を把有無については，ライトカーブに急激な減光が表れな

握し，さらに表面および地下試料の採取により，10

いため，衛星存在の可能性は高くないと思われるが，年の内に手にしうる最高の始原物質から，銀河，太陽

必要に応じて，レーダー観測をおこなうことで確認で系，地球とつづく時間の流れを追うことができる．

きるであろう．現状，様々な不確定性はあるが，107P
は地上観測によって，ミッション実現のための様々な

謝 辞

問題点を他の小天体に比べ，早期に浮き彫りにできているとも言える．

今後の世界各国のサンプルリターン計画について，搭載機器については，必要最低限のリモートセンシ

矢野創氏にご教示いただきました．また，査読者の中ング観測の実施には「はやぶさ２」と同程度のもので村智樹氏，木多紀子氏には大変有益なコメントをいた可能である．ただし，サンプリングが可能かどうかはだきました．ここに記して御礼申し上げます．

保証されないため，表面物質の観察や分析をおこなう
着陸機の搭載は必須であるため，その開発が重要課題

参考文献

で あ る． 日 本 単 独 で の 開 発 が 困 難 な 場 合 に は，Rosetta や「 は や ぶ さ 2」の 着 陸 機 開 発 の 実 績 を 持 つ[1] Lodders, K., 2003, Astrophys. J. 591, 1220.

DLR など海外の機関との協力などを仰ぐことも検討[2] Connelly, J. N. et al., 2008, Astrophys. J. 675, L121.

すべきであると考える．サンプル採取に関しては，水[3] Amelin, Y. et al., 2002, Science 297, 1678.

氷や有機物といった揮発性物質をどのように安定的に[4] Russel, S. S. et al., 2006, in Meteorites and the early

回収するのかについては技術検討する必要がある．

solar system II, 233.
[5] Wadhwa, M. et al., 2006, in Meteorites and the early

6. まとめsolar system II, 715.
[6] Connolly, H. C., Jr., 2008, in Protoplanetary dust, 230.

天文学の進展で我々は開闢直後の宇宙の姿や太陽系外の惑星の姿まで知ることができる．しかし，天文学で得られる情報は主として光子からで，様々な情報がそこに縮退されている．それに比べ，地球外物質からは光のみからは決して得られないより深化した情報を得ることができ，人類の知の広がりに大きな貢献をすることができる．2020 年代以降，世界の宇宙機関で計画されている太陽系探査には，サンプルリターン計
画が多く含まれる．サンプルリターン探査は，到着した天体でその場観測のみをおこなう惑星探査計画と違[7] Yurimoto, H. and Kuramoto, K., 2004, Science 305,
1763.
[8] Zinner, E. K., 2003, in Meteorites, comets, and planets,
17.
[9] Pizzarello, S. et al., 2006, in Meteorites and the earlysolar system II, 625.
[10] 松田准一，圦本尚義編，2008，宇宙・惑星化学（地（培風館）．
球化学講座 2）[11] Wood, J. A. et al., 1970, in Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 965.

い，回収試料をその時代の最先端手法で地上分析でき[12] Brownlee, D. et al., 2006, Science 314, 1711.

る点が最大の利点である．サンプルリターン探査のひ[13] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.

とつの流れはより始原的な物質（より古い情報を記録[14] Yurimoto, H. et al., 2011, Science 333, 1116.

する物質）を持ち帰り，太陽系の歴史を銀河の歴史と[15] Ebihara, M. et al., 2011, Science 333, 1119.

つなげることであろう．物質科学の銀河系への広がり[16] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.

である．それゆえに各国で小惑星や彗星へのサンプル[17] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.

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13[18] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.
[19] Nakamura, E. et al., 2012, Proc. Nat. Acad. Sci. 109,
doi: 10.1073/pnas.1116236109.
[20] McKeegan, K. D. et al., 2011, Science 332, 1528.
[21] Nakamura-Messenger, K. et al., 2006, Science 314,
1439.
[22] Glavin, D. P. and Dworkin, J. P., 2009, Proc. Nat.
Acad. Sci. 106, 5487.
[23] Duprat, J. et al., 2010, Science 328, 742.
[24] Levison, H. F., 2009, Nature 460, 364.
[25] Haghighipour, N., 2009, Meteorit. Planet. Sci. 44, 1863
[26] Rivkin, A. S. and Emery, J. P., 2010, Nature 464, 1322.
[27] Ishiguro, M. et al., 2011, Astrophys. J. 726, 101.
[28] Osip, D. et al., 1995, Icarus 114, 423.
[29] Harris, A. W. and Young, J. W., 1983, Icarus 54, 59.
[30] Urakawa, S. et al., 2011, Icarus 215, 17.

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

始原天体有機物研究の今とこれから
不溶性有機物（IOM）
Ⅱ．
癸生川 陽子1

2012年12月20日受領，2013年2月1日受理．

（要旨）隕石中の有機物の大部分は酸や溶媒に溶けない不溶性有機物（Insoluble Organic Matter, IOM）と呼ばれる複雑な高分子有機物からなっている．このような有機物は，芳香族骨格に脂肪族鎖や C=O 等の官能基が置換した分子構造を持ち，原始太陽系星雲や隕石母天体での化学的・熱的作用を受けることで，様々な化学構造変化を起こす．したがって，変成過程の痕跡を記録している隕石有機物を調べることは、太陽系形
成初期の物質進化の解明に重要な役割を果たすことが期待される．本稿では，隕石有機物，特に IOM の起源と進化について，最近の研究結果をまとめてレヴューする．

1. 初めに

19 世紀末には Orgueil 隕石（CI1，1864 年フランスに落下）から珪酸塩鉱物を溶かして炭質物が得られたとい

本論文は，隕石中の「不溶性有機物」を中心に，でう記録がある [3]．本格的に隕石中の有機物に注目がきる限り新しい研究結果を踏まえて，太陽系形成初期集まったのは 1969 年，オーストラリアに Murchison

における有機物の起源と進化を包括的に捉えようと試

隕石
（CM2）
が落下して以降であろう．ちなみに同年は，みたつもりである．隕石中に見つかっている，アミノ

メキシコに Allende 隕石（CV3）の落下，日本の南極探酸に焦点を置いた近年の研究動向に関しては，薮田氏

検隊による南極隕石の発見，そしてアポロ 11 ミッシ

による「始原天体有機物研究の今とこれから I．アミノ

ョンによる月の岩石の回収など，惑星物質科学にとっ酸」[1] を参考にして頂ければ幸いである．

て重要な試料の当たり年であった．Hayatsu ら [4] は，始原的なコンドライト隕石には最大で数 wt% 程度

熱分解・化学分解ガスクロマトグラフィーや赤外分光の有機物が含まれており，その大部分（>70%）は不溶などの手法を用いて IOM を分析し，芳香族骨格に脂性有機物（Insoluble Organic Matter, IOM）と呼ばれる，

肪族鎖，COOH，OH，C=O といった官能基を持つ複複雑な高分子有機物である（図 1[2]）．この先は簡単の雑な分子構造を持つことを確認した．今でも彼らの提ために IOM と記述する．これらの有機物は原始太陽

案した基本的な分子構造は揺らいでいない．

系星雲や隕石母天体での化学的・熱的作用を受けることで，H/C 比の減少や同位体比の変化等の様々な化
学構造変化を起こす．したがって，変成過程で受けた

2. 不溶性有機物（IOM）の起源

痕跡を記録している隕石有機物を調べることは，太陽

これまでに議論されてきた IOM の起源については系形成の初期過程で起こった物質進化過程の解明に重諸説あるが，大きく 2 つに分けることができよう．1

要な役割を果たすことが期待される．IOM は HCl/HF

つは，星間空間あるいは原始太陽系円盤の外縁部の極あるいは CsF/HF 処理により無機成分を溶かした残低温環境で形成されたとする考えである．まず，分子差として回収される，黒っぽい粉末である．このよう雲コアでのイオン・分子反応に続き，星間塵に吸着し（ギ酸，メ
な有機物の分離はかなり古くから行われていたようで， た分子の粒子表面反応により低分子有機物
1. カーネギー研究所
ykebukawa@ciw.edu■2013遊星人Vol22-1.indd

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タノール，ホルムアルデヒド等）が生成 [5]，さらに星間塵の氷マントル中でこれらの低分子有機物が紫外線

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不溶性有機物（IOM）／癸生川

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O

O
R
S

R

R
C

O

N
O

O
O

O
R

O

O

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O

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O

R

R
O

N

R

O
R

N
R

O

R

R

R

図1： Murchison隕石の不溶性有機物（IOM）のモデル図．Rは同様の有機構造のネットワークを表す．図の出典[2]．
ホルムアルデヒド

グリコールアルデヒド グリセルアルデヒド

ジヒドロキシアセトン

図2： ホルモース反応及びそれに引き続き複雑な高分子有機物へと重合する過程の模式図．反応1: ホルムアルデヒドの重合，反応2: 分子内転移による異性化，反応3: 脱水及び閉環反応によりフラン状構造の形成，反応4: 脱水反応によりケトン（C=O）やオレフィン（C=C）構造の形成，反応5: 還元反応，反応6: 閉環反応，反応7: 脱水素反応
により芳香族構造の形成．図の出典[13]．

による光重合反応により高分子化したと考えられてい

けて上記の反応が起こったとする提案がなされた [7]．

る [6]．さらに近年，太陽系形成初期過程において，ギ酸等の低分子有機物は，分光観測により星間空間に

原始太陽系円盤の表面付近で，太陽からの紫外線を受広く存在が確認されている [5]．また，星間空間の赤CH2O■2013遊星人Vol22-1.indd

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12

3

4

C=O

1 2

Mur IOM

3

1

2

3
IDPs
L2005*A3

Mur

F250-4

L2008U13

F250

F200-10

F50

L2009D11

F200-1
SD2

F50
400

L2054E1

SD1

300

200
13

100

0

-100

-200

280

285

290

エネルギー [eV]

C化学シフト [ppm]295 280

285

290

295

エネルギー [eV]

図3： ホルムアルデヒドを出発物質として生成された高分子有機
13
物及びMurchison隕石のIOMの C-NMRスペクトル．50℃で生成した有機物（F50）及び，F50を200℃で1時間（F2001），200℃で10時間（F200-10），250℃で4時間（F250-4），水
熱したもの．1: エノール（OHが結合した二重結合炭素），2:芳香族またはオレフィン（C=C），3: アルコール（C-OH），4:（C-H）．図の出典[13]．
メチン基

図4： ホルムアルデヒドを出発物質として生成された有機物（F50: 50 ℃ で 生 成，F250: F50を さ ら に 水 熱 し た も の ），Murchison隕 石 のIOM（Mur），81P/Wild2彗 星 か ら 採 集
さ れ た 塵（SD1，SD2）， 惑 星 間 塵（Interplanetary dust
particles，IDPs）の炭素X 線吸収端近傍構造（C-XANES）ス
ペクトル．1: オレフィン（C=C），2: 二重結合炭素に結合したケトン（C=C-C=O），3: カルボキシル（COOH）．図の出
典[13]．

外スペクトルの 3.4 μm バンド（脂肪族炭素の吸収領よる，混合ガスに N2 を加え，フィッシャー・トロプ

域）と IOM の赤外スペクトルとの一致も観測されていシュ反応にハーバー・ボッシュ反応 :N2+3H2 → 2NH3

る [8]．さらに，重水素を含むイオン・分子反応は発熱反応であるため，極低温におけるイオン・分子反応15を組み合わせた実験により，再び注目を集めている．

では，有機物に重水素の濃集が起こる [9]． N につい

彼らの実験により，これまでは触媒効果を失わせてしても同様である．したがって，IOM に見られる重水まうと考えられていた，粒子表面への有機物のコーテ

15

素や N の過剰は星間空間，あるいは原始太陽系円盤

ィングが自己触媒作用を持つことにより効果的に反応の外縁部起源であると考えられている [10]．

を進行させ，なおかつ，IOM のような窒素や芳香族

2 つめは，高温の原始太陽系星雲を起源とする説である．星雲中の CO 及び H2 ガスを出発物質としてメタ
ン及び鎖状炭化水素を形成する，フィッシャー・トロ

炭化水素を含んだ複雑な高分子有機物を形成することが示唆された．
そして近年 3 つめとして Cody ら [13] により，ホルムアルデヒド（CH2O）を出発物質とするホルモース反プシュ反応 :
CO+3H2 → CH4+H2O
を基とした重合反応により，炭化水素を含んだ複雑な高分子有機物が形成されるというものである [11]．し応:
2CH2O → C2H4O（グリコールアルデヒド）
2
CH2O

nCH2O

C3H6O（グリセルアルデヒド）
3

糖類

かし，（a）IOM は芳香族炭化水素の割合が高いが，生を基にした重合反応（図 2）による，太陽系形成初期の成物には鎖状炭化水素が多い，（b）重水素の濃集を説

始原天体における液体の水の存在下での IOM の形成

明できない，（c）触媒となる金属や酸化物（例えばマグが提案された．ホルムアルデヒドは星間空間や彗星かネタイトや鉄ニッケル合金など）と IOM との共存関係

らも見つかっていることから [14]，このような始原天があまり見られない，といった理由によりあまり受け体におけるホルムアルデヒドの存在は充分に考えられ入れられていなかった．しかし，最近 Nuth ら [12] にる．また，星間空間に存在するホルムアルデヒドは重■2013遊星人Vol22-1.indd

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不溶性有機物（IOM）／癸生川

17

水素の割合が高いため [15]，星間空間由来のホルムア[19]，及び H/C 元素比 [20，21]（図 6）にはあまり差はみルデヒドが始原天体に存在していたとすれば，IOMられない．IOM の熱分解生成物をガスクロマトグラ

における重水素濃度の高さも説明できる．核磁気共鳴

フ質量分析法（GCMS）などにより詳細に分析すると，（Nuclear Magnetic Resonance, NMR）や X 線吸収端近

水質変成に伴い，エーテル結合（-O-）の減少や，芳香傍構造（XANES）分析の結果をみると，Cody らの合成

族部分のベンゼン環の数の減少などがみられるようでした高分子有機物は，始原的なコンドライト隕石に含ある [22]．また，IOM から熱水処理により分離された

まれる IOM と類似した分子構造を持っていることがア ン モ ニ ア の 量 は 大 き く 異 な り， 多 い も の か ら，

分かる [13]（図 3，図 4）．さらに，系にアンモニアを加（CR2）>Orgueil（CI1）>Murchison（CM2）
GRA 95229

えることにより，低温での重合反応が速度論的に有利>Ivuna（CI1）>Renazzo（CR2）>Bells（Unusual CM2）とになり，なおかつ，IOM との分子構造レベルでの類なっている [23]．しかし，水質変成度の違い（岩石学

似性が増すことが分かった [16]．また，ホルムアルデ

タイプ）や隕石グループ間での系統的な変化は見られヒドを基に重合された有機物には，スターダストミッ

ない．一方，IOM 中の水素同位体比（δD 値）
は隕石グ

ションにより 81P/Wild2 彗星から採集された塵や，彗

ループ間で大きな違いが見られる [20，21]
（図 6）
．CR

星 起 源 と 考 え ら れ て い る 惑 星 間 塵（Interplanetary

コンドライトでは高い値をとり，CM，CI コンドライ

Dust Particle, IDP）に含まれる有機物との類似性も見トではやや低い値となっている．

られる [13]（図 4）．したがって，81P/Wild2 彗星塵やまとめると，これらの隕石の IOM は，岩石学タイ

IDP に含まれる有機物が元となって，隕石母天体でのプによる系統的な変化はあまりみられず，むしろ隕石

水 質 変 成 や 熱 変 成 を 受 け る こ と で， 隕 石 有 機 物

グループ間でやや違いがみられるようである．したが（IOM）へと進化していったのかもしれない．

って，IOM の化学構造は，岩石学タイプにより示さ

隕石有機物分析や天文観測，室内実験から，様々なIOM 形成のシナリオが提案されているが，複数の起源が寄与している可能性もあり，未だ IOM をはじめとした隕石有機物の起源は完全には解明されていない．

れるような水質変成度よりも，変成を受けた環境の違いを反映しているように思われる．

3.2

熱変成

いずれにせよ低分子有機物から高分子有機物へと進化

熱変成を受けた代表的なコンドライト隕石のグルー

してゆき，彗星に存在するような始原的なものから，プは，CV 及び CO 炭素質コンドライト，普通コンド

水質変成や熱変成を経て，隕石にみられるような様々

ライト
（OC）
，エンスタタイト・コンドライト（EC）でなバリエーションを持つ IOM へと進化していったとある．熱変成度の低いものから岩石学タイプ 3.0～6

考えられる．隕石母天体での IOM の進化についてはに分けられる．これらの隕石は 200℃以上の高温を経

以下の章で述べる．

験しており，低温（0～150℃）の水質変成を受けた隕石

3. 不溶性有機物（IOM）の進化
3.1

水質変成

に比べ，IOM の分子構造に大きな変化が見られる．
ラマン分光法や X 線吸収端近傍構造（XANES）分析によると，これらの IOM は熱変成に伴いグラフェン構造が発達したことが分かる [19，24]．また赤外分光法を用いることにより，グラフェン構造だけでなく，熱水質変成を受けた代表的な隕石グループは，CI，変成に伴う各種有機官能基の減少を詳細に観測するこ

CM，CR 炭素質コンドライトである．これらの隕石とができた [18]（図 5）．特に，カルボニル基（C=O）のはさらに，水質変成度の高いものから岩石学タイプ 1

変化は温度以外の要因も反映していることが分かり，～3 に分けられる．例えば，岩石学タイプ 2 の CM コ

興味深い．以下に赤外分光分析により得られた熱変成

ンドライトは CM2 というように記述する．これらのによる IOM の変化 [18] を少し詳しく紹介する．

隕石の IOM の NMR 分析によると，CR2<CI1<CM2 の様々なコンドライト隕石の IOM の赤外吸収スペク

順でやや芳香族炭素の割合の増加がみられるが [17]，トルは，スペクトルの特徴に基づいて 4 つのグループ

赤外吸収スペクトル [18]（図 5A），ラマンスペクトル（A～D）に分けられた．グループ A は，芳香族 C=C に■2013遊星人Vol22-1.indd

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5OH

脂肪族C-H

C=O
at 1710
10
EET 92042
(CR2)

相対吸光度
度

4

芳香族
C=C 芳香族骨格+
C-H, C-O

B

5

8

3

Bells (CM2) 62Murchison
(CM2)

OH

脂肪族C-H3

4

C=O
at 171010

芳香族 芳香族骨格+
C=C
C-H, C-O

Semarkona(LL3.00) 8

4
相対吸光度
度

A

QUE 97008(L3.05)2

6
4

Tagish Lake(C2)
GRO 95577 2
(CR1)

1
1

Ivuna (CI1) 1

03800 3600 3400 3200 3000 2800

0

波数 [cm-1]

芳香族 芳香族骨格
C=CBishunpur(LL3.15)03800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]

D5

ALHA77003(CO3.6) 8(CV3 0/3 1 3 4red)(CV3.0/3.1-3.4red)

6

3

Kainsaz(CO3.2/3.6) 4

2

Tieschitz
Ti
hit(H/L3.6)

1

Allende(CV3.2/>3.6oxA)

1

波数 [cm-1]

Leoville

Mokoia(CV3.2/3.6oxB)

11800 1600 1400 1200 1000 800

C=O
芳香族 芳香族骨格
at 1667
C=C
10
1725

4

(CV3.3/3.1-3.4red)

2

波数 [cm-1]

相対吸光度

3

0

3800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]

1
Y-86720(CM heated)
Kaba(CV3.0/3.1oxB)
MAC 87300(C3.1)
Krymka(LL3.2)Vigarano

4

2

ALHA77307(CO3.0)101800 1600 1400 1200 1000 800

C=O
at 1725

C5

相対吸光度

1
1

1

1800 1600 1400 1200 1000 800

波数 [cm-1]

2

Chainpur(LL3.4) 103800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]01800 1600 1400 1200 1000 800

波数 [cm-1]

図5： 様々なコンドライトIOMの赤外吸収スペクトル．スペクトルの特徴に基づき，A ～ Dのグループに分けた．それぞれ左-1-1
側: 3800 ～ 2700cm ，右側: 1900 ～ 800cm ．IOMの受けた熱履歴はA<B<C≈Dと考えられる．なお，グループC，Dの一部に脂肪族C-Hが多くみられるが，原因として（a）芳香族C=Cのピーク高さでスペクトルを規格化しているため，グラフェン化が進み赤外活性な芳香族C=Cが減少するに従ってその他のピークが過大評価される，（b）有機汚染，の2つが考えられる．図の出典[18]．

対して，O-H，脂肪族 C-H，C=O が多くみられること

ループ A>B>C の順で芳香族 C=C に対する C=O の存が特徴であり，熱変成を受けていないタイプ 1，2 の在度の低下が見られ，グループ A，B に比べ，グルー

炭 素 質 コ ン ド ラ イ ト（CR，CM，CI）が 含 ま れ る（図

プ C では C=O のピーク位置の高波数へのシフトが見5A）．グループ B は，グループ A よりも上記の有機官られた．これは，熱変成により C=O の存在度が下が能基の存在度がやや少ないことが特徴であり，弱い熱ると共に，カルボキシルやエステルから，ラクトン型

変成を受けたタイプ 3.0 の普通コンドライト，CO 炭の構造（図 7）に変化した結果と考えられる．グループ

素質コンドライトが含まれる（図 5B）．グループ C は，

D は最も低波数に C=O のピークがみられ（図 5D），不芳香族 C=C に対してさらに他の官能基が少なく，芳飽和ケトン構造（図 7）に由来すると考えられる．グル香族 C=C 及び芳香族骨格のピークがシャープになっープ C と D に属する隕石が経験した温度に大差はないていることから芳香族構造の発達が見られることが特ため [24]，これらの分子構造の違いは温度によるもの

徴であり，熱変成を受けたタイプ 3.1 以上の普通コンではなく，酸化還元環境の違いによるものであると考ドライト，CV3 炭素質コンドライトが含まれる（図えられる．したがって，グループ D に属する隕石は，5C）．グループ D は，グループ C と似ているが，C=O

比較的水の存在度が高い環境で熱変成を受けたために，のピーク位置に明確な違いが見られ，タイプ 3.1 以上

脱炭酸反応などによりカルボキシル基が減少すると共の普通コンドライト，炭素質コンドライト（CV3，に，新たに酸化されることにより不飽和ケトン型の構CO3）が含まれる（図 5D）．C=O に注目してみると，グ造が形成されたと考えられる．グループ C，D 共に■2013遊星人Vol22-1.indd

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IOM前駆物質?
6000-6

初期値 1-4log
g t,g y
year
Log
t [年]
-2
0
2

4

6

CI [20]CM [20, 21]
CM-H [20, 21]
CM-H [26]CR [20[20, 21]
CV [20, 21]
CO [20, 21]
OC [20, 21]
EC [20, 21]
T i hL
TagishLakek [36]
Murray-wet [25]
Murchi-wet [26]Murchi-dry [27]

3000

2000

1000

熱変成
0

02
0.2

0.4
0
4
06
0.6
H/C (at
t.)
H/C元素
素比

08
0.8

カルボキシル基

ラクトン型構造

100ºC
100
C

300ºC
500ºC
500
C

0

2

4

1

図6： 炭 素 質 コ ン ド ラ イ ト（CI，CM，CR，CV，CO）， 普 通 コ
ンドライト（OC），エンスタタイト・コンドライト（EC），
加 熱 を 受 け たCMコ ン ド ラ イ ト（CM-H）， 及 び，Tagish
Lake隕石のIOMの水素同位体比（δD値）とH/C 元素比のプロット．Murray隕石IOMを300℃で6日間水熱（Murraywet [25]），Murchison隕 石IOMを270，300，330 ℃ で3日
間水熱（Murchi-wet [26]）， 及 び，Murchison隕 石IOMを
不活性ガス雰囲気下で加熱（Murchi-dry[27]）のデータも重ねてプロットした．図は[20，21]を改変．Tagish Lakeは[36]，Murray-wetは[25]，Murchi-wet及 びCM-Hは[26]，Murchi-dryは[27]を引用．

6
8
10
Log
t [秒]
log t,sec

12

14

図8：（a）Cody らの方法[13]をもとに重水素化して合成した模擬
IOMの水熱実験から求めたD/H比減少のプロファイル（実線）[28]，（b）Murchison隕石のIOMを不活性ガス雰囲気下で加熱し，赤外吸収スペクトルの変化から求めた，脂肪族
C-Hの減少のプロファイル（破線）[29]．
励起子
芳香族
C=C

不飽和ケトン型構造

O

O

O

C
OH

エステル結合

O
R

0ºC

0

0

R

(a)) D/H比の
の減少

4000

(b) 脂肪族
族C-Hの
の減少

D
(‰) D [‰
水
水素同位体
体比
‰]

5000

O

O
O

C
O

R'

図7： カルボキシル基，エステル結合，ラクトン型構造，及び不飽和ケトン型構造の例．
エネルギー [eV]CV コンドライトを含んでいることを考慮すると，これらの違いは同一母天体内における局所的な水の存在量の違いを反映していることが示唆される．

図9： WIS 91600（300 ～ 500 ℃），PCA 91008（500 ～ 750 ℃），
Y-86720（>750 ℃），Vigarano（CV3.1/3.4）隕 石 のIOMのC-XANESスペクトル．図の出典[34]．

一方，IOM の H/C 元素比と水素同位体比（δD 値）の関係をみてみよう（図 6）．CV，CO 炭素質コンドラ

イト（OC）の IOM は，H/C 比の減少が見られるものの，

イト及びエンスタタイト・コンドライト（EC）は，H/

高いδD 値を持っている [20，21]．これらの違いは何C 元素比とδD 値共に低い値を持っており，熱変成をを意味するのだろうか？

受けていないコンドライト（CI，CM，CR）様の IOMIOM の加熱実験の結果と比較してみよう．図 6 に，が熱変成を受けることにより，H/C 比・δD 値共に減Murray 隕石（CM2）の IOM の 300℃，6 日間 [25]，及び，

少したと考えることができる．しかし，普通コンドラ

Murchison 隕 石（CM2）の IOM の 270，300，330 ℃，3■2013遊星人Vol22-1.indd

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日間 [26]，それぞれの水熱実験結果を重ねてプロットしてある．いずれも，δD 値及び H/C 元素比の減少が3.3

短期的な加熱による変成見られる．一方，水を加えない不活性ガス雰囲気下に南極で発見された隕石の中には，CM，CI コンドラ

おける IOM の段階加熱（250～800℃）実験の結果，δD

イトの特徴を持っているが加熱による脱水などが見ら

値には顕著な減少は見られず，H/C 比が大きく減少れるものが多数存在する．Nakamura[30] はこれらのしている [27]（図 6）．まとめると，比較的低温・水の隕石を岩石・鉱物学的特徴に基づき，4 つの加熱ステ存在下では同位体比の減少が顕著に進み（図 6 においージ : ステージ（<300℃）
I，ステージ II
（300～500℃），て矢印の傾きが大きい），比較的高温・水の不在下でステージ III（500～750℃），ステージ IV（>750℃）に分は H/C 元素比の減少が顕著である（図 6 において矢印類した．これらの隕石は水質変成の後に，衝突あるいの傾きが小さい）といえよう．またこのことは，反応は太陽輻射熱等により，一般的なコンドライトが経験

速度論実験の結果からも確かめられる．図 8 は，
（a）

した熱変成よりも短期間の加熱を受けたと考えられてCody らの方法 [13] をもとに重水素化して合成した模いる [31]．このような CM コンドライトの IOM の熱分

擬 IOM の水熱実験から求めた D/H 比減少のプロファ

解ガスクロマトグラフィー分析の結果，加熱温度の高イル [28]，及び（b）Murchison 隕石の IOM を不活性ガ

いものほど，熱分解生成物の量が少ないことが分かっ

ス雰囲気下で加熱し，赤外吸収スペクトルの変化からた [32]．これは，高温を経験したものほど，IOM に含求めた脂肪族 C-H 減少のプロファイル [29]，を重ねてまれる側鎖や架橋構造が減少し，より芳香族構造が発プロットしたものである．（a）と（b）を比較すると，達した結果，熱分解によって分離しにくくなったもの

300℃程度を境に低温側では D/H 比の減少が速く，高と考えられる．このことは，Y-86720 隕石（経験温度

温側では脂肪族 C-H の減少が速いことが分かる．

>750℃）の IOM の赤外吸収スペクトルに脂肪族 C-H や以上を踏まえ，様々なコンドライトの水素同位体比

C=O が あ ま り 見 ら れ な い こ と か ら も 分 か る [18]（図（δD 値）と H/C 元素比との関係 [20，21]（図 6）を考え

5C）．また，加熱による H/C 比の減少も見られる [20，てみよう．まず，IOM の前駆物質は 2 章で述べたよう

21，26]（図 6: CM-H）．しかし，熱履歴の指標とされに星間空間起源の高いδD 値を持っていたと考えられるラマンスペクトルの G バンド位置・半値幅を見てみる．また，H/C 元素比は一般に加熱により減少する

ると，750℃以上を経験したと考えられる Y-86720 隕ことから，IOM の前駆物質の H/C 比も高いと予測で石は，一般的な CM コンドライトの範囲内に収まってきる．したがって，IOM の前駆物質は図 6 において右いる [19]．同様に熱履歴の指標とされる，C-XANES上（おそらくグラフ枠の範囲外）にプロットされるであスペクトルのグラフェン構造に由来する励起子のピー

ろう．低温の水質変成のみを受けた隕石は，H/C 比クも，Y-86720 隕石にはあまり見られない [24]．例えがあまり変化せずに，δD 値が減少する（図 6: CR，CI，

ば 325～600 ℃ を 経 験 し た と さ れ る Allende 隕 石CM）．おそらく，分子構造はあまり変化せずに，比（CV3.2/>3.6）[33] のラマンや C-XANES スペクトルと較的δD 値の低い水と同位体交換が起こったのであろ比べると，Y-86720 の IOM はずっと始原的にみえる．

う．引き続き熱変成を受けると H/C 比も減少する（図

さらに，WIS 91600（300～500℃），PCA 91008（500～

6: CV，CO）．一方，水質変成をあまり受けずに熱変

750℃），及び Y-86720 の C-XANES スペクトルの励起成を受けると，δD 値はあまり減少せずに，H/C 比の子のピークは，Vigarano 隕石（CV3.1/3.4，経験温度

みが減少する（図 6: 普通コンドライト [OC]）．このよ

（図 9）
．こ
300～400℃ [33]）と比べると非常に低い [34]

うな過程を経て，図 6 にみられるような複雑なδD 値のような，ラマンスペクトルの G バンドや C-XANESと H/C 比の関係に至ったと考えることができよう．

の励起子は，いずれも芳香族の環状構造に起因し，こなお，普通コンドライトの IOM にみられる高い δDれらの発達は IOM 中のグラフェン構造の発達度を示

値は，議論の的となっており，金属鉄などが水熱変成す．したがって，南極隕石などにみられる加熱を受けにより酸化され，母天体から水素が失われた際の同位

た CM コンドライトは，加熱時間が短期間だったこと

体分別に伴いδD 値が高くなったとも考えられているにより，長い期間熱変成を受けた CV や CO コンドラ

[21]．

イトほどにはグラフェン構造が発達しなかったと考え■2013遊星人Vol22-1.indd

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不溶性有機物（IOM）／癸生川

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ることができる．一方で，H/C 比や側鎖の減少は，短隕石のバルク試料と IOM とで有機物の熱分解を比べ

期間の加熱でも比較的速く進行するのであろう．

ると，バルク試料，つまり鉱物と共存している状態の3.4

有機物の熱分解の方が促進されたという結果もある

Tagish Lake 隕石[29]．また，Murchison 隕石の透過電子顕微鏡によるもう一点特筆すべきなのは，2000 年 1 月にカナダ西観測から，アモルファス炭素が硫化物の周囲を <2nm

部の凍った湖に落下した，Tagish Lake 隕石である．

程度の厚さで取り巻いていることが見られ，フィッシ

隕石の一部は，数日中に手で触れることなく回収され，

ャー・トロプシュ反応により硫化物の周囲に有機物が冷凍保存されたため，地球の物質による汚染の最も少形成されたことが示唆されている [40]．

ない隕石と言える．Tagish Lake 隕石は，一般的な炭以上のような研究結果から鉱物種により有機物に及素質コンドライトの母天体と考えられている C 型小惑

ぼす影響は様々であることがうかがわれ，今後個々の星よりもさらに始原的な D 型小惑星起源であると考鉱物と IOM との関係性を系統的に明らかにしていく

えられている [35]．岩石学タイプは 2 だが，CI と CM

必要があろう．また，IOM と水との水素同位体交換との中間的な特徴を持っており，未分類の炭素質コンを考えるときに，含水鉱物との同位体交換や分配も考

ドライトとされている．最近，Tagish Lake 隕石の 4慮すべきである [21]．このような有機物と鉱物との関

つの異なる岩相（5b，11h，11i，11v）から分離された係は未だあまり研究が進んでおらず，今後は隕石中の

IOM の分析が行われた [36]．それぞれの岩相の IOM

有機物と鉱物の共存関係の詳細な観測を進めると共に，の水素同位体比（δD 値）と H/C 元素比は，5b>11h>11i

これら共存鉱物を含めた実験的研究が必要であろう．

>11v>Previous（以前の試料 [20]）の順に減少が見られ

太陽系初期の物質進化過程の統一的な解明には，この（図 6），母天体での水質変成度の違いを反映している

ような有機物と無機物質との関係性の理解が不可欠でと 考 え ら れ て い る [36]． ま た，Tagish Lake 隕 石 のある．

IOM（以 前 の 試 料 [20]）と WIS 91600（経 験 温 度 300～13

500℃の CM コンドライト）の IOM の C NMR スペク

5. 今後の展望

トルの類似が見られることなどから，これら隕石との関係性も指摘されている [34]．Tagish Lake 隕石には，

今後，さらに隕石コレクションやリターンサンプル

加熱を受けた CM コンドライトのような含水鉱物の脱コレクションが増えれば，パズルのピースを埋めるよ水は見られないため，比較的低温での短期的な加熱をうに初期太陽系での有機物の進化過程が解明されてい反映している可能性もある．

くことが期待される．また分析技術の進歩と共に，隕石ほど多様な分析手法を適用できなかった，IDP など

4. 有機物と鉱物との関係の微小試料からより多くの情報を得られるようになるだろう．

最後になるが，IOM 研究において重要な点として，

はやぶさミッションによるリターンサンプルからのこれらの有機物が独立に存在しているわけではない，

画期的な成果 [41-46] は記憶に新しく，後続のミッショということが挙げられる．つまり，有機物は隕石中でンが待ち遠しい限りである．特に，はやぶさ 2 ミッシ

共存する鉱物などの無機物質と密接に関わりあっておョンは，有機物を多く含むと考えられる C 型小惑星をり，その関係を無視することはできない．例えば，隕ターゲットとしているため，まさに始原天体の有機物

石中の有機物と粘土鉱物との共存関係が観測されてい研究にはうってつけである．特に，（a）隕石有機物とる [37，38]．また，IOM の模擬物質としてフミン酸をの類似性を直接確かめられる，（b）宇宙風化の影響を使った加熱実験から，サポナイト（粘土鉱物の一種）
の

調べる，
（c）
地球上の有機物による汚染が最小限である，

存在下においては有機物の熱的安定性が増すことが分といった点において注目される．さらに，今後はよりかっており [39]，このような粘土鉱物が有機物を保護

始原的な D，P 型小惑星をターゲットとしたミッショする役割を果たした結果，これらの周囲には有機物がンも検討されている．D，P 型小惑星起源と考えられ

残留しやすいことが示唆された．一方で，Murchisonている隕石は非常に少なく（先 に 紹 介 し た Tagish■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

Lake 隕石がその 1 つである），これらの小惑星からの試料が手に入れば，我々の太陽系始原物質に関する知
識は飛躍的に向上するだろう．

[20] Alexander, C. M. O’D. et al., 2007, Geochim.
Cosmochim. Acta 71, 4380.
[21] Alexander, C. M. O’D. et al., 2010, Geochim.
Cosmochim. Acta 74, 4417.

謝 辞[22] Sephton, M. A. et al., 2000, Geochim. Cosmochim.
Acta 64, 321.

原稿執筆の機会を与えてくださり，また査読者として有益なコメントをして頂きました薮田ひかる先生（大阪大学）に感謝致します．筆者は日本学術振興会の支援を受けています．

[23] Pizzarello, S. and Williams, L. B., 2012, Astrophys. J.
749, 161.
[24] Cody, G. D. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 272,446.
[25] Yabuta, H. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, 37.

参考文献[26] Oba, Y. and Naraoka, H., 2009, Meteorit. Planet. Sci.

[1] 薮田ひかる，2010，遊星人 19，28．

[27] Okumura, F. and Mimura, K., 2011, Geochim.

44, 943.
[2] Derenne, S. and Robert, F., 2010, Meteorit. Planet. Sci.
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■2013遊星人Vol22-1.indd

22

2013/03/12

10:33:53

←目次へ

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ ～小惑星探査からの惑星科学～／渡邊 他

23

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１～小惑星探査からの惑星科学～
渡邊 誠一郎 ，はやぶさ2プロジェクトチーム
1（要旨）「はやぶさ」後継機として C 型小惑星をめざす「はやぶさ 2」は開発の山場を迎えている．初期太陽系の記憶を留め，物質混合の指標に富む始原天体の試料を持ち帰り，鉱物 - 水 - 有機物相互作用による物質進化の多様性を実証し，地球への物質供給の様態を解明する．さらに宇宙衝突実験を行って微小重力瓦礫天体（微惑星アナログ）の物理特性を調べ，地下の物質を回収をも試みる．地上観測ではスペクトルも自転軸の向きも不確定な天体である．その天体の素顔をさまざまな装置で観測しつつ，そのデータからリアルタイムで運用オプションを選択し，着地と試料回収を試みる．洗練された技術による自在な運用が，科学成果を最大にする理工一体の探査の姿を連載していく．

今回から始まる小惑星探査機「はやぶさ 2」の連載でつき耳石を持ち日輪が形成される）の幼生をグアム西は，日本惑星科学会の皆さんにミッションのイメージ

方の海底山脈（西マリアナ海嶺南部）[1] で，2009 年 5 月

を共有してもらうことを目的にしたい．私の「はやぶには卵をそのすぐ南の海域 [2] で，それぞれ採取するさ」のイメージは夜空を切り裂く火焔の長い尾，まさことに成功した．近くでは産卵期の親ウナギも捕獲さに火の鳥である．皆さんはどうだろうか．

れ，
ニホンウナギの故郷は解明された（読み物としては，
例えば，[3]）．

手塚治虫の『火の鳥』．その「②未来編」で語られる

著者（渡邊）
は以前，フィリピン海プレートの拡大が人類の滅亡．ただ 1 人残った山之辺マサトは火の鳥か

ニホンウナギの大回遊の起源ではないかという与太話

ら宇宙生命（コスモゾーン）の神秘を明かされ，永遠のを語ったことがあった [4]．少なくとも，ウナギ属の生命を与えられる．地球の復活を見守るために ...

種分化や幼生を海流に乗せて大量にばらまく拡散戦略の成功は，プレートテクトニクスによる大陸や地峡，

1. うなぎとはやぶさ

海嶺，多島海などの配置変化と密接に結びついていたはずである．地球科学と遺伝子解析からうなぎの年代

名古屋と言えば「ひつまぶし」，稚魚の不漁で昨夏記が書かれていくことを大いに期待したい．

は蒲焼きの高騰が話題となった．ウナギは孵化するとでも，何でうなぎなのか，はやぶさの話ではないの

レプトケファルスと呼ばれる幼生を経てしらすうなぎ

か．実は両者は私の中では妙に呼応する．地球に接近（グラスイール）となって日本沿岸に現れ川を遡る．ニする多数の小惑星・隕石の楕円軌道と日本に襲来する

ホンウナギ（Anguilla japonica）の故郷は長い間謎だっ

多数のニホンウナギの回遊環路．小惑星に行ってサンた．東京大学大気海洋研究所（2010 年までは海洋研究

プラで砂粒や塵を採取するサンプルリターンとグアム

所）の塚本勝巳のグループが 40 年にわたってその謎を沖に出かけネットで仔魚や卵を採取するリサーチフィ

追い続け，2005 年 6 月には生後 2 日（ウナギは生まれ

ッシング．太陽系環境と放射年代を刻んだ小惑星の粒子と海洋環境を日輪に刻んだウナギの耳石．地球史に

1. 名古屋大学大学院環境学研究科／宇宙航空研究開発機構はやぶさ2プロジェクト
seicoro@eps.nagoya-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

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影響を与えた隕石の母天体を探る小惑星探査機のフライトと日本文化の一翼を担う食材の誕生地を探る海洋2013/03/12

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24

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

図1： 小惑星にランデブーするはやぶさ2（ｃ○池下章裕）．

調査船のクルーズ．そして，惑星科学と放射年代学かあったものが木星など他の惑星の重力摂動によって運ら辿る海と生命の歴史と地球科学と分子系統学から遡ばれたもので，数百万年から数千万年で太陽に飛び込る海と魚類の進化…

むか，地球などの惑星に衝突するか，あるいは木星軌

太陽系を回遊する小惑星の群れに切り裂くように飛び込み獲物を捕らえるはやぶさの一撃，イメージは共道以遠に放出されるかの運命にある過渡的な天体である．

有してもらえただろうか．え，無理．そういう方は「う

はやぶさ 2 計画は 2007 年 6 月にプロジェクト準備審なぎ，はやぶさ」でググって欲しい．蒲焼きが太陽電査を経てプリプロジェクトとなっていたものの，本格池パネルって…相模原と言えば「はやぶさ重」になるか． 的な起動は 2010 年 6 月のはやぶさ帰還後であった．小
閑話休題．

惑星サンプルリターン技術実験を行う工学実証ミッシ
ョンであったはやぶさに対し，はやぶさ 2 はその技術

2. はやぶさ2プロジェクトの経緯を使って始原天体からの試料採取をめざすという理学ミッションを持った探査機である．ただし，はやぶさ

小惑星探査機「はやぶさ 2」は，「はやぶさ」の後継機は数々のトラブルに見舞われており，トータルな意味と し て， 地 球 接 近 小 惑 星（Near-Earth Asteroids:

でのサンプルリターン技術が確立できたとは言い難か

NEA）の 1 つを訪れて，表面物質の地球への持ち帰りった．そのため，その技術をより確実なものにし，そ（サンプルリターン）をめざしている（図 1）．現在のとれを駆使して科学成果を最大限にするような運用を行

ころ，C 型小惑星（162173）1999 JU3 を探査対象天体とうことがミッション成功の鍵となる．その意味でまさして，2014 年後半の打ち上げを目標にタイトなスケに工学と理学が一体となって進めるべき探査であるこジュールで開発が進められている．NEA というのは，とがはやぶさ 2 ミッションの大きな特徴である．

地球軌道に接近する小惑星で，もともと小惑星の故郷

はやぶさ 2 プロジェクトにはいくつかの課題があっであるメインベルト（軌道長半径が 2.15―3.25 AU）にた．まずは非常にタイトな開発スケジュールのもと，■2013遊星人Vol22-1.indd

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ ～小惑星探査からの惑星科学～／渡邊 他

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基本設計は初号機を踏襲したものとなり，搭載機器にめに，宇宙理学委員会は，はやぶさ 2 への積極的関与

ついても初号機から踏襲するものは開発評価モデル

を今後も続けるべきである．
」と述べられている ．

2（EM）や試作モデル（PM）を制作せずにいきなりフラTF の活動と軌を一にして全 JAXA でのプロジェク

イトモデル（FM）を制作する方式が採られた．初号機

ト推進体制の構築が進められ，2012 年 9 月から 10 月

制作から 10 年が経過し，調達／性能の観点から部品にかけてプロジェクトマネージャとして國中均，サブ等を変更せざるを得ない中で，この方式での開発はリマネージャとして稲場典康，プロジェクトサイエンテ

スクを抱えることを意味する．また，宇宙航空研究開ィスト（PS）として渡邊誠一郎が就任し，吉川真はミ発機構（JAXA）の中で，月・惑星探査プログラムグル

ッションマネージャとなるなど，プロジェクトの中核ープ（JSPEC）が担当するミッションであるという形式の体制強化が図られた．PS の渡邊は TF の流れを汲ん的な理由から，宇宙科学研究所（ISAS）の宇宙理学委

でプロジェクトとコミュニティをつなぐ役割が期待さ

員会において科学的意義などの議論が行われて来なかれているが，ミッション経験が無いため，吉川真をはった．そのため，正統性に疑念が持たれることとなっじめ安部正真・田中智・藤本正樹・小林直樹の ISAS

た．さらに，はやぶさ 2 のサイエンスチームがはやぶの探査経験者と石黒正晃（ソウル大学）からなる PS チ

さ初号機のグループから惑星科学コミュニティ全体へームを中核として，さらに観測機器チームや地上観測となかなか広がらなかった．これはタイトなスケジュ

チームからのメンバーを加えた統合サイエンスチーム

ールと準同型機ということで理学的観点から搭載機器を新設して，サイエンスをより強力に推進する体制がの工夫ができる自由度が少ないこともあったが，プロ2012 年のうちに構築された．

ジェクト内外でのコミュニケーションの少ないことが主要な原因であった．

3. 小惑星探査の意義

こうした状況の下で，2010 年 9 月には惑星科学研究センター（CPS）が主催した月惑星探査緊急討論会や，小惑星探査はマイナーな天体を訪れる
“おたく”
的な

2010 年日本惑星科学会秋季講演会での議論を踏まえ，

ミッションであるとの誤解が，主に惑星科学から遠い2010 年 11 月にはプロジェクトとコミュニティをつな分野の研究者にあると言う．そもそも 1 天体だけを訪ぐ「はやぶさ 2 から考えるサイエンス研究会」が発足しれる惑星探査は，全天の多くの天体に望遠鏡が向けらた．そして同研究会の継続的な議論を通じて，2011

れる天文観測衛星からすると普遍性に関する疑義がつ年末までに搭載機器のサイエンス PI の交替を含む新

きまとうらしい．
『遊・星・人』の読者のほとんどにメンバーのプロジェクト参加によるチーム強化が図らは釈迦に説法であろうが，小惑星探査の意義についてれた．

確認しておきたい．一言で言えば「小惑星の科学」でまた，2011 年 10 月の ISAS 宇宙理学委員会ではやぶさ 2 の集中審議が行われ，同委員会の下にはやぶさ 2はなく，「小惑星からの惑星科学」を展開することに意義がある．

タスクフォース（TF）［座長：渡部潤一（国立天文台三小惑星探査の第一の意義は小惑星が太陽系最初期の鷹）］が設置された．プロジェクト外の小惑星や惑星物（場合によっては太陽系形成前にも遡る）
記憶を留めて質，惑星形成論の専門家とプロジェクトのサイエンス

いる可能性があるという点にある．天体表面の単位質を中心とするメンバーが参加して，2012 年 9 月までに量の重力エネルギーは GM/R ≈ GρD（ここで，G は14 回の会合を重ねた．2012 年 12 月の ISAS 宇宙理学

万有引力定数，M，R，D，ρはそれぞれ天体の質量委員会に TF 活動総括が報告されたが，そこでは「Cと半径，直径，平均密度）であり，直径 1000 km の天型小惑星である 1999 JU3 をターゲットとするはやぶ

体では，内部エネルギーに換算して 200 K 程度の温度

さ 2 の科学の意義は高いものである．それを核にした，に，運動エネルギーに換算すると，0.6 km/s 程度の速様々な宇宙科学分野を巻き込んだ分野横断的な議論の場を作り出していくことは可能であり，そして，そのことが日本において惑星科学だけでなく宇宙科学全体を盛り上げることにつながると強く確信する．そのた■2013遊星人Vol22-1.indd

25

2

2. 宇宙科学研究所の理学班員の方なら宇宙理学委員会の議事録・会議資料のページ
http://www.isas.jaxa.jp/home/rigaku/member/siryo.phpの 第38回会議資料の中にTF 活動総括が掲載されているのでぜひご覧いただきたい．

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る．雪線とは H2O がそれより内側では昇華し，外側では凝縮するような太陽を囲む境界線である．円盤中にダストが浮遊している間は雪線が地球軌道より内側まで入っていた可能性が指摘されているが，太陽放射が直接円盤中央面にも届くようになると小惑星メインベルト中に位置するようになる．
雪線より内側では固体物質は岩石が主体となるが，外側では氷が主体となり
26
日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013
組成は大きく変化する．さらに有機物の昇華温度や分解温度なども雪線前後に分布するため，有機物組成も大きく変化する．小惑星の表面スペクトルがおお度に相当する．最大の小惑星ケレス［（1）Ceres］の直にあるトロヤ群で D 型と分布しているのは（図 2 参照），
まかには，火星軌道のすぐ外側で高軌道傾斜角のハンガリア族がE 型，メイン径が 950 km であるから，かつてより大きな母天体を組成がそれぞれ，還元的で金属に富むエンスタタイト
ベルトの内側領域でコンドライトタイプ，岩石主体で有機物に乏しい普通S 型，中央で C 型，外側領域や木星軌道にあるトロヤ群で構成していなかったとすれば，集積によって融解や強い熱変成を受けた可能性は低いと考えられる（ただし， コンドライトタイプ，酸化的で有機物に富む炭素質コ
D 型と分布しているのは（図2 参照），組成がそれぞれ，還元的で金属に富む
軌道離心率は大きいため，数 km/s
程度の衝突を経験
ンドライトタイプ，低温有機物や氷を含むより低温物
エンスタタイトコンドライトタイプ，岩石主体で有機物に乏しい普通コンドラ
し，局所的な熱変成を受けた可能性は残る）．一方で
質（2000 年にカナダに落下した Tagish Lake 隕石など
イトタイプ，酸化的で有機物に富む炭素質コンドライトタイプ，低温有機物やベスタ（4）Vesta][のように平均直径が 525 km しかなに相当するとの見解もあるが不確定）に対応している
氷を含むより低温物質（2000 年にカナダに落下した
Tagish Lake 隕石などに相26くても融解を経験したと考えられる天体があり， Alと考えられている（例えば，[5]）．しかし，個々の天体
当するとの見解もあるが不確定）に対応していると考えられている（例えば，[5のような短寿命核種が熱源と推定されている．しかし，の中でどの程度組成の不均一があるかは分かっておら26
しかし，個々の天体の中でどの程度組成の不均一があるかは分かっておらず，
Al が熱源として有効なのは太陽系最初期の物質であず，探査によって，雪線付近での物質混合の程度が解る Ca や Al に富む難揮発性包有物（CAI）の形成後数読できると期待される．
探査によって，雪線付近での物質混合の程度が解読できると期待される．
百万年以内であり，太陽系の最初期の分化過程と考え小惑星探査の第三の意義は，地球への物質供給，と小惑星探査の第三の意義は，地球への物質供給，とりわけ水や有機物の供給られる．つまり，小惑星は分化しているにせよしてい
りわけ水や有機物の供給についての知見を得ることがについての知見を得ることができることにある． 地球は水の惑星と言われるがないにせよ，太陽系形成直後の重要な情報を保持してできることにある．地球は水の惑星と言われるが，海海洋の地球全体の質量に占める割合
fs はいる可能性が高い．
洋の地球全体の質量に占める割合
fs は
特に天体形成後に組織が大きく変質するような高温を経験していない始原天体では，太陽系形成前後の記

fs =3as d s ρ s≈ 2.3 × 10 −4
R ρに過ぎない．ここで，Rとρは地球の半径
憶がプレソーラー粒子，CAI，コンドリュールなどのR と ρ は地球の半径に過ぎない．ここで，(6.4×103（6.4×10km)と平均密度 (5.5×1
3

3

3，as，ds，ρs は，そと平均密度（5.5 × 10 kg/m ）は，それぞれ海洋の地表に占める面積比(0.71)，平均深度kg/m ), a s , d s , ρ s km）

構成粒子毎に刻まれている可能性がある．あるいはガ3スとの反応や母天体上での熱水が関与した鉱物反応

れぞれ海洋の地表に占める面積比（0.71），海洋平均深3)である．地球全体に占める水の割(3.7 km)，および海水の密度(1.0×103 kg/m
3
3
である．
度
（3.7 km），
および海水の密度（1.0×10 kg/m ）合となると，地表の水の97.5%は海洋にあるが，マントル中には海洋の5―1
物や有機物などの低温物質が壊されずに残っていれば， 地 球 全 体 に 占 め る 水 の 割 合 と な る と， 地 表 の 水 の倍程度の水が蓄えうる（例えば，[6]）．しかし，これを考慮しても地球の水の97.5% は海洋にあるが，マントル中には海洋の 5―10
こうした記憶が保持されている可能性は高い．これは，倍程度の水が蓄えられうる（例えば，[6]）．しかし，こ地球や月のように集積による高温を経験した大きな分質量比は 0.1%程度に過ぎず非常に小さい．
地球のマントル中には強親鉄元素（白れを考慮しても地球の水の質量比は 0.1% 程度に過ぎ化天体からは決して得られない情報である．
金族元素など鉄と親和性が強くコア形成によってマントルから取り除かれる元ず非常に小さい．
地球のマントル中には強親鉄元素（白小惑星探査の第二の意義は，小惑星メインベルトに素）が過剰に存在していて，地球集積の最終ステージで付け加えられたとする
金族元素など鉄と親和性が強くコア形成によってマン
ちょうど原始太陽系円盤（以下，円盤という）の雪線
レイトベニア (lateトルから取り除かれる元素）
veneer) 仮説が提唱されている（例えば，[7]）．これに従が過剰に存在していて，（snow line）が位置していたため，強い動径方向の組
えば，例え，主要な集積時の材料物質に水がまったく入っていなくても，数%の地球集積の最終ステージで付け加えられたとするレイ成勾配が期待され，円盤での固体物質の混合過程が記
トベニア（late veneer）仮説が提唱されている（例えば，録され得ることである．雪線とはH2O がそれより内炭素質コンドライト物質（含水量：1―10%）のレイトベニアが付け加えられれ側では昇華し，外側では凝縮するような太陽を囲む境[7]）．これに従えば，例え，主要な集積時の材料物質
ば，地球の水の量は説明できる．
界線である．円盤中にダストが浮遊している間は雪線に水がまったく入っていなくても，数 % の炭素質コ	  一方で，エンスタタイトコンドライトや普通コンドライトにも地球と同程度（水質変成）を記録している可能性がある．特に含水鉱が地球軌道より内側まで入っていた可能性が指摘されンドライト物質（含水量：1―10%）のレイトベニアがているが，太陽放射が直接円盤中央面にも届くように付け加えられれば，地球の水の量は説明できる．

なると小惑星メインベルト中に位置するようになる．

一方で，エンスタタイトコンドライトや普通コンド

雪線より内側では固体物質は岩石が主体となるが，ライトにも地球と同程度かそれ以上の水が含まれてい外側では氷が主体となり，組成は大きく変化する．さるため，それらから地球ができたとしても水の量にたらに有機物の昇華温度や分解温度なども雪線前後に分だちに問題がある訳ではない．さらに円盤ガスのもと布するため，有機物組成も大きく変化する．小惑星ので地球が成長したなら，水素分子を主成分とする分厚

表面スペクトルがおおまかには，火星軌道のすぐ外側

い大気が地表を覆うため，H2 の酸化によって H2O がで高軌道傾斜角のハンガリア族が E 型，メインベルトできた可能性が高い（例えば，[8]）．このように地球のの内側領域で S 型，中央で C 型，外側領域や木星軌道

水の起源には不確定性が多いため，小惑星の含水量や■2013遊星人Vol22-1.indd

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水の中の水素同位体比（D/H 比）を調べることが重要

年 5 月 10 日に米国のリンカーン地球接近小惑星探査である．特に，含水量の表面分布や鉛直方向変化を定（LINEAR）プロジェクトによって発見された．その後，量的に押さえることで天体スケールでの平均含水率を

確定番号 162173 が付いている．1999 JU3 の軌道要素推定できれば意義深い．

を示したものが表 1 である．a > 1.0 AU，q < 1.017

有機物に関しては，母天体上での鉱物 - 水 - 有機物相

（地球軌道とAU であるので 1999 JU3 はアポロ型軌道互作用の解明が鍵となる．生命起源物質は低分子から交差し，主に地球軌道の外側にある．
）の NEA である．

ボトムアップで合成された（ストレッカー反応など）のか，複雑な高分子が初生的に生じた後，加水分解によって形成された（フィッシャー・トロプシュ型反応など）のか議論がある [9]．隕石に比べ大気圏突入による熱変成や地球物質による汚染がずっと少ないリターン
サンプルの分析によって，宇宙における有機物進化の本格的な解明が可能となる．隕石の有機物分析は，鏡3像分子の非対称性と水質変成の関係 [9] など興味深いテーマが数多くあるが，無機物分析に比べてまだまだ系統的な研究が進んでいない．特に組織を見ながら，有機物と鉱物の関係を解析することはほとんどなされていない．サンプルが地上にもたらされる 2020 年までに有機物の総合的な分析の技術開発を戦略的に進めることが重要である．

表1：小惑星（162173）1999 JU3の軌道要素．

軌道要素

記号

値

軌道長半径

a

1.18953 AU

軌道離心率

e

0.19026

軌道傾斜角

i5.88404ﾟ

近日点引数ω

211.423ﾟ

昇交点経度Ω251.617ﾟ

平均近点角

M226.571ﾟ

備考

対黄道面

近日点距離

q

0.96321 AU

=a
（1－e）

遠日点距離

Q

1.41585 AU

=a
（1＋e）

公転周期

T

473.875 day

1.30年（注）JPLのWebより引用．元期は2012年9月30日．

1999 JU3 については，はやぶさ 2 の探査候補に選ば

小惑星探査の第四の意義は，惑星成長の衝突過程をれた後，2007 年から 2008 年にかけて観測キャンペー

明らかにする天然の物証を探ることにある．小惑星にンが行われ（例えば，[12]），また，2012 年にも追加のは，イトカワのように岩塊や砂が弱い重力により集ま観測が行われた．それらの観測に基づいて決められたった瓦礫天体（rubble-pile 天体）が多く存在すると考え主な物理パラメタは，自転周期 7.63 時間，直径 0.8 km，られている．こうした微小重力瓦礫天体は惑星成長の幾何アルベド 0.06 である．形状はほぼ球形であるため，もととなった微惑星のアナログ天体とみなすことがで自転軸の向きを小惑星の変光曲線（ライトカーブ）からきる．破壊過程を取り入れた惑星成長過程の研究がよ決めることが難しい．石黒正晃らが中心となった国際

うやく本格的に行われるようになった（例えば，[10]）的なチームによる自転軸向きの解析が行われているが，が，その理解を進展させるには微惑星の衝突に対する

現在のところ確定はできていない．

振る舞いを知ることが不可欠である．小惑星に対する1999 JU3 の可視波長域での反射スペクトルの分光観大規模衝突実験はその有力な手段である [11]．さらに

測は，いくつか行われており，C 型であることはほぼ天体表面に残されたクレーターや岩塊のサイズ分布，

確実だが，より細かい特徴を議論するためには信頼性

回収試料の衝撃変成の様子や年代などを分析することが乏しい．さらに観測時期によって結果には違いがあで小惑星の衝突過程を明らかにすることができる．

り，中には 0.65 μm 近傍に吸収帯（事実なら含水鉱物の存在を示唆する）と解釈できる凹みが見られる観測4. 探査対象天体 1999 JU3

データもある（例えば，[12]）．このスペクトルの差異
は観測誤差に起因する見かけのものである可能性も否

はやぶさ 2 の探査対象天体である 1999 JU3 は，1999
3. Murchison隕石中の非タンパク性のアミノ酸イソバリンの右と左の鏡像異性体（D体，L体）の偏りに不均質があり，イソバリ
ン／アラニン比と蛇紋石／カンラン石比の間には正の相関がある．蛇紋石はカンラン石の水質変成で生成される含水鉱物である．

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定できないが，天体表面に複数の異なる物質に覆われた領域が存在し，観測位相によって反射スペクトルが変化した可能性も指摘されている．
近赤外波長域の観測では 1 μm 帯や 2 μm 帯の吸収を持たずかつ緩やかな右上がりの連続成分を持つスペク

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10:33:58ƕƘĸ½ƋƪſǪŁŚŪAƚn÷ƞŴƝƜ~¾ƱǔǢǉǋƋƒƨƞƙ
~¾MƞǒƸǤǋƝƪƕƘǃǖƻǋǠbƞŜžƱĥƋƘžƭǪƒƓƋǩ(4) Vesta
bǩ(21) Lutetia Ɵ M bƙŽƭǪǛƵǤǕǠǋƙƟƁƁƥƂƝĬƮƠǩ/$ƂƫǩS bǩC bƚ4Ƌǩñk$Ɲ D bƃ4ƍƭƃǩ4ƝƟƂƜƬţƜƬƃŽ
¾ƞģ¾ƙŽƭǩPhobos ƚ Deimos Ɵ~¾ƱªéƋƒƨƞƚęƀƫƮƘžƭ
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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013ƨƝ C bƙŽƭǪ
となり表面熱輻射が最大となる方向が太陽方向からずれるため，公転方向のトルクが生じて公転角運動量すなわち a が変化する効果である．自転軸が公転面に垂直な場合，自転方向が順行または逆行に対して a は増
大または減少する（日効果）．自転軸が横倒しの場合は，自転方向によらず a は減少する（年効果）．中間的な場合，両効果が重なるが，日効果の方が卓越する場合が多い．そのため，衝突によって生成された破片は動径方向に広がる．その動径移動速度は天体直径に反比例して，小さいものほど速く移動する．
Yarkovsky 効果によって，動径方向に移動した破片
は，平均運動共鳴（小惑星の公転周期と摂動天体の公
図2： 小惑星メインベルトからの物質輸送過程．

転周期が簡単な整数比となる軌道長半径での共鳴）や

図 2： 小 惑 星 メ イ ン ベ ル ト か ら の 物 質 輸 送 過 程

永年共鳴（小惑星軌道の近日点方向や昇交点方向の回トルという典型的な C 型の反射スペクトルが得られて転角速度と惑星系の対応する固有角振動数が一致する

いる．中間赤外波長域の測光データからは，前述の天¾ǛƵǤǕǠǋƙƟ~¾ƛſƋƞĤĄƝƪƕƘýåƃî¡ƊƮƭǪýåƞſƔ
ことでの共鳴，例えば [13]）の位置に到達すると，離体の直径や幾何アルベドが求められている他，熱慣性m ƪƬƨ~ƊžƨƞƟ Yarkovsky <ÉƝƪƕƘŁŚįŘ=Ť心率が増大し，火星や地球の軌道と交差するようにな(a) ƃj@ƋƘ=が数百程度であるとされている．これは厚いレゴリス
る．地球軌道付近に小惑星を供給する共鳴としては，
NƝā=ƍƭǪYarkovsky <ÉƚžſƞƟ~¾ƞƨƖãƝƪƕƘǩn
2
1/2
層を持つ月や大型小惑星（50 J/m /s /K 程度）とレゴ
メインベルトの内側領域にある 3：1 の平均運動共鳴21/2ÝƃÃŹƚƜƬĥŴãŅ|ƃÃmƚƜƭ¹NƃoŮ¹NƂƫƎƮƭƒƧǩ,（小惑星の近日点移動角速度
リス層が少なく礫に覆われたイトカワ（750 J/m /s / （2.50 AU）とν6 永年共鳴
K）の中間的な値となっている．ここで熱慣性Γとは，が土星のそれと一致する共鳴，軌道傾斜角が0 ならNƞǋǠƻƃîƌƘ,łįŘ=ŤƍƜưƔ a ƃj@ƍƭ<ÉƙŽƭǪĜłŃƃ,日変化に伴う小惑星の単位面積当たりの実効的な熱容2.15 AU）が重要である．ただし，非常に小さい破片Ɲa÷ƜfKǩĜł¹NƃŵĢƥƒƟŏĢƝ{ƋƘa ƟhmƥƒƟÜƍƭ-1/2
量がΓω （ただし，ωは小惑星の自転角速度）で与小惑星は Yarkovsky 効果による移動速度が速すぎて，ÉǨǪĜłŃƃÍ!ƋƞfKƟǩĜł¹NƝƪƫƎ
aƟÜƍƭǧ<ÉǨǪ
1/2
えられるような量で，Γ =（ρCPk） と書ける（ρ，CP， 共鳴をすり抜けて地球周辺に供給される可能性がある．
ƜfKǩ<ÉƃţƜƭƃǩ»<Éƞ¹ƃBĿƍƭfKƃlžǪƐƞƒƧǩĤ
k はそれぞれ，表面物質の密度，単位質量当たりの定
こうしたサイズによる違いは地球にもたらされる物質
圧熱容量，熱伝導率である）．
供給過程を考える上で重要である．
ƪƕƘî¡ƊƮƒýåƟ=¹NƝƃƭǪƐƞ=ā=ŒƟn÷ƝE
1999 JU3 の起源を考えるために，小惑星メインベル
地球近傍小惑星（NEA）はこのようなメカニズムでƋƘǩ~ƊžƨƞƣƛŒƆā=ƍƭǪトからの物質供給について図 2 に従って説明しよう．
メインベルトから供給された破片小惑星であると考え
rkovsky <ÉƝƪƕƘǩ=¹NƝā=ƋƒýåƟǩ`Ř=-źǧ~¾ƞ
軌道長半径と天体直径の平面に主な小惑星をプロットられる．火星や地球などの惑星との相互作用で，遠日RÇƚ¯=nƞ,łRÇƃĉCƜµ´ÒƚƜƭŁŚŪAƙƞ-źǨƩÔしたものである．小惑星名のフォントによってスペク
点距離が小さくなりメインベルトから切り離され，よ
トル型の違いを表している．ただし，（4）Vesta は V 型， り小さい軌道長半径を取るものが生まれる．はやぶさ~¾ŁŚƞŉ»á¹NƩ¼
á¹NƞWłįŒƚ¾Čƞ{ƍƭZ（21）Lutetia は M 型である．メインベルトではおおま
2 の探査対象天体である 1999 JU3 はそのような小惑星©=´ƃĝƍƭƉƚƙƞ-źǩƀƠ[13]ǨƝ6śƍƭƚǩűêƃhmƋǩà
の 1 つである．軌道進化の計算から，1999 JU3 はν6 永
かに見れば，内側から E 型，S 型，C 型と分布し，一_ìƞŁŚƚ 番外側にƍƭƪſƝƜƭǪ_ìŁŚŉƝ~¾ƱĔƍƭ-źƚƋƘ
年共鳴によって，小惑星メインベルト内側領域からもD 型が分布するが，分布にはかなり重なりがある．火星の衛星である，Phobos と Deimos は小惑星たらされたと推定されている．実はメインベルト内側を捕獲したものと考えられているが，ともに C 型もしの低軌道傾斜角領域には Erigone 族と呼ばれる C 型の

くは D 型である．

スペクトル型を持つ衝突族があり，数億年前に起こっ小惑星メインベルトでは小惑星どうしの衝突によったと推定される衝突破壊によって生じた多くの破片小て破片が生成される．破片のうち 10 km よりも小さい

惑星がメンバーとして同定されている [14]．前述のものは Yarkovsky 効果によって軌道角運動量（a）が変Yarkovsky 効果によって，1 km サイズの逆行自転の化して動径方向に移動する．Yarkovsky 効果というの破片であれば，0.2 AU ほど内側に移動してν6 永年共

は小惑星のもつ熱慣性によって，天体表面温度が最高鳴領域に供給され得ることがわかっている．

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ ～小惑星探査からの惑星科学～／渡邊 他

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図4： 小型搭載型衝突装置によるクレーター形成実験ｃ池下章裕）．
（○
図3： はやぶさ2の搭載機器と機器間の連携（杉田精司・ONCチー：は や ぶ さ 2 の 搭 載 機ムの原図を改変）
器と機器間の 連 携（ 杉 田 精 司・ONC チ ー ム の 原 図 を 改 変 ）．
．搭載機器の略号については本文参照．

機器の略号については本文参照．
実は地上観測で得られた 1999 JU3 の可視・近赤外の変角振動であり，含水率や含水鉱物種が天体表面で波長域のスペクトルは，Erigone 族の最大小惑星であどの程度変化するかの情報が得られる．これは試料採の InAs フォトダイオードリニアアレイセンサーを組域フィルタを持つ．HP での解像度は 2 m/pixel である．

近赤外分光計 (NIRS3) は有効口径 30 mm, F1.0 の集光部に回折格子を組みる（163）Erigone のスペクトルと類似している．こう取を行う着地地点を決めるにも最重要の情報である．
わせた光学系に，128画素のInAs
フォトダイオードリニアアレイセンサーをした状況証拠から 1999 JU3 は Erigone 族の破片小惑星
中間赤外カメラ（TIR）はフィルタにより制限されたみ合わせた分光計で，波長1.8―3.2 µm を波長分散
30 nm/pixelの 1 つとして生成され，数億年をかけてν
波長 8―12以下で分光μm の光を画素 320 × 240，視野角 16°×12°の
6 永年共鳴領域に運ばれて離心率が上昇し，やがて地球と近接遭遇
2 次元非冷却ボロメータ（受光した感熱素子の温度変る．視野全角は 0.1˚でHP での分解能は 35 m で，表面を一点一点分光してい
し，NEA となったという仮説が成り立ち得る．はや化を抵抗値変化から検出する赤外線検知素子）により．受動冷却により 185 K 程度のセンサー温度を実現して，S/N > 50 を達成すぶさ 2 による探査は，まさにこうした地上からの観測
撮像する装置である．解像度は HP で 17 m である．
．検出をめざす主な吸収帯としては，2.7µm の OH 基の伸縮振動と2.9―3.0
だけでは決着がつかない仮説に対して，リモートセン
金星大気探査機「あかつき」に搭載された LIR を利用
シングやリターンサンプル分析を通じて，新たな知見している．小惑星の表面温度を相対精度 0.3 K，絶対の H2O の変角振動であり，含水率や含水鉱物種が天体表面でどの程度変化
や年代軸を導入することで，検証を可能とし，天体の精度 3 K で測定し，自転温度変化から表面の熱慣性分
るかの情報が得られる．これは試料採取を行う着地地点を決めるにも最重要起源を明らかにできると期待される．
布を 20% 程度の精度で決めることを目標としている．
情報である．
熱慣性の値は表面状態（岩塊存在度や砂層粒径など）を
中間赤外カメラ (TIR)はフィルタにより制限された波長 8―12µm の光を画推定するのに使える．また，TIRの観測は Yarkovsky
5. 搭載機器効果などの実証に必要なデータを与える．
20×240，視野角 16˚×12˚の 2 次元非冷却ボロメータ（受光した感熱素子
ごく簡単にサイエンスに関係する搭載機器を紹介す
光学航法カメラ（ONC）は探査機の姿勢軌道制御用
温度変化を抵抗値変化から検出する赤外線検知素子）により撮像する装置でる（図 3）．探査機が小惑星に到着し全球観測をするホ
バス機器であるが，特に望遠カメラ（ONC-T）はフィ
る．解像度は HP で17 m である．金星大気探査機「あかつき」に搭載されたームポジション（HP）は高度 20 km とされているので，
ルタ分光によるマルチバンド可視光カメラとして理学を利用している．小惑星の表面温度を相対精度
0.3 K，絶対精度
3 K で測定 × 1024 の CCD で，0.39μm，
以下その数値を用いる．
目的に使用される．1024
mm，F1.0
近赤外分光計（NIRS3）
は有効口径
30
の
0.48
μm，0.55
μm，0.70 μm，0.86μm，0.95μm の 6 バ，自転温度変化から表面の熱慣性分布を 20%程度の精度で決めることを目標
集光部に回折格子を組み合わせた光学系に，128 画素
ンドのフィルタおよび Na D 線検出用の 589.5 nm 狭帯
している．ã ƞ#ƟĥŴèǧgs^ƩüċƜƛǨƱ­wƍƭƞƝ

ƭǪƥƒǩTIR ƞĮÞƟYarkovsky <ÉƜƛƞxĴƝĪƜǊǦǆƱƀƭǪ
み合わせた分光計で，波長1.8―3.2 μm を波長分散 30
天体形状モデルの基本データを与え，表面状態の把握
nm/pixel
以下で分光する．視野全角は 0.1°で HP でのや履歴解析，含水鉱物や有機物等の物質や宇宙風化の*tĞØƹǛǞ (ONC)Ɵ«ÊÎƞq?ŁŚ7ïǐǃÎUƙŽƭƃǩçƝÆŝ
分解能は 35 m で，表面を一点一点分光していく．受表面分布が得られると期待される．なお広角カメラ
Ǟ (ONC-T) ƟǒƴǠǆ4*ƝƪƭǙǠǈǐǤǌHĭ*ƹǛǞƚƋƘítöõƝ
動冷却により 185 K 程度のセンサー温度を実現して， （ONC-W1）は 着 地 前 後 に お い て 高 解 像 度（分 解 能 1
ƮƭǪ1024ż1024S/N
ƞ CCD
ƙǩ0.39 µm, 0.48 µm, 0.55 µm, 0.70
µm, 0.86 µm,> 50 を達成する．検出をめざす主な吸収帯としcm/pixel 以下）の着地点付近の撮像が期待され，回収µm の 6 バンドのフィルタおよび
Na D 線検出用の
589.5
nm 狭帯域フィルては，2.7 μm の OH 基の伸縮振動と2.9―3.0μm の H
試料の産状記載の上で重要である．
2Oを持つ．HP での解像度は 2 m/pixel である．天体形状モデルの基本データをえ，表面状態の把握や履歴解析，含水鉱物や有機物等の物質や宇宙風化の表分布が得られると期待される．なお広角カメラ (ONC-W1) は着地前後におい■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

レーザ高度計（LIDAR）もまた姿勢軌道制御用バス

る．

機器であるが，理学目的にも使用される．小惑星に対

小型ランダ MASCOT はドイツ航空宇宙センター

してレーザ光パルスを照射し，表面からの反射光パル（DLR）が中心となってフランス国立宇宙研究センタ

スが戻ってくるまでの時間を計測して小惑星表面までー（CNES）が協力して開発している小惑星表面をホッの距離を決める装置である．ONC と組み合わせてのピングにより移動できる小型着陸機である．搭載機器

小惑星形状モデルの作成や内部空隙率の推定，自由落

としては多色広角カメラ（CAM），多波長熱放射計

下運用による重力計測などが重要な任務である．また（MARA），磁力計（MAG），分光顕微鏡（MicrOmega，

表面ラフネスの測定やレーザ波長（1064 nm）での小惑がある．母船か分解能 20 μm，観測波長 0.9―3.5 μm）

星表面の幾何アルベドの測定，小惑星周辺空間の浮遊

ら切り離された直後から撮像を開始し，着地後も観測

ダストの検出などが行われる．

を進め，2 回のホッピングで向きを変えて観測を続け

はやぶさ 2 は打ち上げ後，宇宙空間で円錐 + 円筒状

る．MASCOT はリモートセンシング（1 km―1 cm）のサンプラホーン（金属製の固定ホーンと伸展ホーンのスケールとリターンサンプル分析（1 mm―100 nm）の間をベクトラン製の布ホーンで接続）を伸展する．

ギャップをつなぐ位置を占めるため非常に重要である．

サンプラ（SMP）は，小惑星の着地時にサンプラホー

また，小型ローバ MINERVA- Ⅱ（複数台）も搭載されンが接地した状態で Ta の弾丸を発射し，イジェクタ

る予定である．

として上方に放出された粒子をキャッチャーに捕らえ

現在，はやぶさ 2 は開発の山場を迎えており，シスるように設計されている．うまくいけば 3 回のサンプ

テム機械環境サーベイ試験（図 5）に続いて搭載機器をル確保が可能なように設計されている．また，伸展ホ

つなぎシステムとしてのインターフェース上の問題をーン部先端は折り返しがつけられていて，小惑星から把握することを主目的とする一次噛み合わせ試験に臨の離脱時に一時的に減速することで折り返しにたまっ

んでいる．

た粒子をキャッチャーの方に送り込んで試料捕獲量を増やす工夫がなされている．キャッチャーは再突入カ

6. ミッションシナリオ

プセルに収納されメタルシールされる．リターンサン
プルの分析のサイエンスについては，今後の連載で詳しく述べることとしてここでは触れない．

小惑星探査には，地上観測で事前に得られる探査対
象天体情報がきわめて限られているという本質的な困小型搭載型衝突装置（SCI）は質量 2 kg の銅のライナ難がある．そのため，小惑星に近づくアプローチフェ

が PBX 爆薬の爆轟によって加速成形され，半球殻状ーズと小惑星にランデブーするミッションフェーズに．爆となって約 2 km/s で小惑星表面に衝突する（図 4）

おいて，「その場」観測を実施し，運用に必要な天体

薬の爆発の際，構造物が四散するため，事前に SCI をの各種物理／光学情報を獲得し，その情報（および不切り離し，母船を小惑星の陰に退避させた後に爆発さ定性）に応じて，その後の運用をダイナミックに切りせる．衝突のリアルタイムでの観測をするために退避替えていく必要がある．よって，事前のミッションシの途中で分離カメラ（DCAM3）を切り離し，これによ

ナリオは不確定性の大きな小惑星質量，自転軸の向き，って衝突による放出物の撮像を行う．これによって衝

表面温度分布，地形，地表面状態などについて想定し突位置が制約できるとともに，衝突地点の表面構造や得る複数のモデルを用意し，各モデル（の組み合わせ）

衝突のスケーリング則に関する知見が得られると期待に応じた運用シナリオのオプションをあらかじめ用意されている．衝突破片が収まるのを待って，母船は生しておくことが求められる．これらの運用シナリオ・

成クレーターを探索し，ONC，NIRS3，TIR によるクオプションの総体をミッションシナリオと呼ぶべきでレーターの撮影を行い，地下物質や表層地下構造に関ある．

する情報を得る予定である．可能であれば，クレータ

1999 JU3 の自転軸の向きは今のところわかっていな

ー放出物に覆われた表面に着地し，サンプリングを試い．探査機は基本的には小惑星と地球を結ぶ線上に位みる．これによって地下物質の試料回収をして，小惑置する．このため，仮に自転軸が横倒しであった場合，星表面の鉛直構造に関する知見を深めたいと考えてい極上空にあって半球のみが観測できる時期と，赤道上■2013遊星人Vol22-1.indd30

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ ～小惑星探査からの惑星科学～／渡邊 他

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からの贈り物を象徴するシーンのようであった．この鮮烈な光景を脳裏に焼き付け，われわれは次の願いをかなえる努力を進めている．
「はやぶさよ，さあ，再び舞い上がり，賢者の石を抱いて火の鳥となれ．
」

マサトは孤独に耐えかね一人さまよい歩く．彼はまだ知らない．夜空に美しい光芒の引いて赤茶けた大地に落ちた火の鳥「はやぶさ」のかけらから，再び生命の歩みが始まろうとしていることを．気の遠くなるよ
うな長い長い年月をかけて繰り返されようとしている
図5： システム機械環境サーベイ試験に臨むはやぶさ2
ｃJAXA）．
（○

輪廻 ...

にあって自転に伴いほぼ全球が観測できる時期が概ね

謝 辞

つづく

1/4 公転周期（約 4ヶ月弱）毎に繰り返される．こうした状況において，全球リモートセンシングと着地点選

本連載を提案いただいたはしもとじょーじ編集委員

定，リハーサル降下などを経て着地することはスケジ長に感謝申し上げたい．また，忙しい中で原稿を精読

ュール的にかなりきついため，綿密な運用計画が必要

いただき，いくつもの不備を指摘いただいたプロジェである．

クトメンバーの方々にお礼を申し上げる．

はやぶさ 2 ミッションは，リアルタイムの判断に基づく運用の精確さが科学成果の質を大きく左右する．

参考文献

工学的制約と理学的要望がせめぎあう中で，次々と難しい決断をしていかねばならない．ミッションシナリ

[1] Tsukamoto, K., 2006, Nature 439, 929.

オを共有し，理工一体で推進することが必須の探査な[2] Tsukamoto, K. et al., 2011, Nature Commun. 2:179.

のである．なお，的確で迅速な判断を行うにはデータ[3] 塚本勝巳，2012，世界で一番詳しいウナギの話（飛

通信量の確保が最重要であり，臼田の 64 m アンテナの後継問題ともからんで，Ka バンドが活用できる体制の構築が望ましい．
はやぶさ 2 の搭載機器のフライトモデル（FM）はほ
ぼできあがりつつあるが，ミッションシナリオに関し

鳥新社ポピュラーサイエンス）．
[4] 渡邊誠一郎，2006，理フィロソフィア10（名古屋
大学理学部・理学研究科広報誌）8．
[5] 廣井孝弘，杉田精司，2010，遊・星・人 19(1)，36．

てはこれから詰めていく必要がある．サイエンスの成[6] 岩森光，2007，地学雑誌 116，174．

果をより高めるために学会セッションや研究会などを[7] O’Neill, H. St. C. and Palme, H., 1998, in The Earth’s

企画していくので，皆さんからもぜひ様々な提案やア

Mantle: Composition, Structure, and Evolution

イディアをいただければと思っている．

(Cambridge Univ. Press), 3.
[8] 生駒大洋，玄田英典，2007，地学雑誌 116，196．

「はやぶさ」の大気圏再突入．その燃えさかる体にわずかに先行して，卵のような再突入カプセルがオレ[9] 高野淑識，大河内直彦，2010，遊・星・人 19(4)，254．

ンジ色の弧を描いてオーストラリアの大地に吸い込ま[10] 小林浩，2011，遊・星・人 20(4)，317．

れていった．中にはイトカワの正体を明らかにする小[11] 荒川政彦ほか，2012，遊・星・人 21(3)，247．

さくも貴重なサンプルが格納されていた．それはまさ[12] 川上恭子ほか，2010，遊・星・人 19(1)，4．

に，太古から繰り返し地球に降り続く小惑星の無数の[13] 長沢真樹子，2008，遊・星・人 17(4)，223．

かけら，海や生命の材料をもたらしたかもしれない天[14] Vokrouhlický, D. et al., 2006, Icarus 182, 118.

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その20
～惑星間空間クルーズの道中にて～
今村 剛

1（要旨）「あかつき」を打ち上げてから 1000 日が過ぎた．金星周回軌道投入はまだまだ先である．長期クルー
ジングが抱える課題について考えてみる．

1. はじめに全な状態に保つため，熱入力に対して比較的強いと考えられる高利得アンテナ取り付け面を太陽に向けた姿

2013 年 2 月 13 日，「あかつき」は打ち上げから 1000

勢を保っている．そのため地球との通信には高利得ア日目を迎えた．もともとは 2010 年 5 月に打ち上げたあンテナではなく方向可変な中利得アンテナを使うことと 200 日で金星周回軌道に入る予定であったから [1]，が余儀なくされており，か細い回線での運用となってその 5 倍の期間を惑星間空間で過ごしたことになる．

いる．ただしこのような熱の問題は，金星に着いたあ2015 年暮れに計画されている金星周回軌道投入までとは太陽からの距離が十分にあるので解決するはずでの折り返し地点にも来ていないが，このあたりで現状ある．

を紹介しつつ，長い巡行期間を研究者サイドがどう乗

金星周回軌道投入の失敗と新軌道計画に基づく軌道

り切るか考えてみたい．はやぶさ 2，日欧水星探査制御など，慌ただしく過ぎていった 2011 年暮れまで

BepiColombo，日本からの参加も見込まれる ESA のの状況とは違うものの，現在も緊張感あふれる運用が木星探査 JUICE など，はじめから長い巡行期間を予続いている．一見同じような作業を日々繰り返してい定している今後のミッションも似た問題を抱えるはずるが，探査機・地球・太陽の位置関係や探査機の様々である．

なサブシステムの状態が徐々に変化するのに応じて，コマンドの中身を改訂し続けねばならない．前述のよ2. あかつきの今

うに探査機の温度の推移を眺めて対策を講じねばならないこともある．いつまでもルーチンワークにはなら

現在「あかつき」は，金星周回軌道にいる場合に比ず，ただ待っていれば過ぎていく時間ではない．

べて近日点が太陽に若干近い太陽公転軌道上にいる[2]．近日点では当初予定より 38％も強い太陽光を浴

3. 研究体制の維持

びるため，探査機の表面材の反射率が経年劣化で徐々に下がっていくと，熱入力の増加がいつか深刻な問題

2010 年に金星周回軌道投入に失敗して金星到着がを引き起こすかもしれない．今のところ大きな問題は一気に遠ざかったとき，どうやって理学メンバーの士

起きていないが，およそ 200 日ごとに訪れる近日点通気を維持していくのか，改めて金星に到着するころに過のたびに全体的に温度が上がっており，注視してい実働となる次の世代をどうやって取り込んでいくのか

く必要がある．この困難な状況で探査機を少しでも安と，途方に暮れた．かつて火星探査機「のぞみ」が同

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
imamura.takeshi@jaxa.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

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じように期せずして長期間の巡行を余儀なくされたが，このときは巡行中も太陽風などの観測を続けていたし，

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その20 ～惑星間空間クルーズの道中にて～／今村

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ミッションを支える宇宙プラズマのコミュニティには査を汎用的に支えるツールを整備するという動機付け

研究活動を支える地球磁気圏や電離圏の観測衛星があにもなっている．惑星探査から完全に離れた研究生活った．しかし今回はそのようなことは期待できない．

もありうるが，いったん離れたあと戻ってくるのは容2011 年に金星の測光観測などを実施したが，あくま易でない．

で期間限定のキャンペーンである．開発段階でもない，

開発段階から中心的に関わってきた仲間が少しずつ，データも出ない 5 年間，研究体制を維持できるのか．

様々な事情で「あかつき」から距離を置かざるをえな

今も答えは出ていないが，結果的には次に述べるようくなってきているが，これは当初から覚悟していたこな活動が「あかつき」の体制を支えつつある．

とである．それを補い，新たに研究体制を構築して金まず，他の衛星プロジェクトで活躍している数人の星到着時に第 2 のピークを迎えられるかどうか．これ

メンバーがいる．「あかつき」に搭載された赤外カメ

はプロジェクトの努力だけでどうにかなるものではな

ラや観測データ処理装置と同等のものが「はやぶさ 2」い．少なからぬリスクをはらむ気の長いミッションにに搭載されることも大きい．ある分野で突き抜けた能身を投じる若い研究者を高く評価する雰囲気を，母体力を持つ者は分野を選ばず貢献できるものだと思い知となる研究者コミュニティに醸成していかなくてはな

る．衛星ミッションの機会がなかなか増えない現状でらないだろう．

は，専門分野を狭くとらえずに，広く宇宙探査に貢献するのだという意識で貪欲に経験を積んでいくべきで長旅がいよいよ骨身に染みる惑星間空間クルーズの後半，これからが正念場である．

あろう．
金星大気研究に関しては，ESA の金星探査機 Venus

参考文献

Express のデータを用いた研究に，学生やポスドク研
究者を中心として積極的に取り組んでいる．公開デー
タを使うこともあれば，機器チームに共同研究者として参加してデータを使うこともある．Venus Express[1] Nakamura, M. et al., 2011, Earth Planets Space 63,443.
[2] 山田学，廣瀬史子，2012，遊星人 21, 1 号，71．

が取得した画像データを「あかつき」のデータ処理パ
イプラインに流して，ツールの検証も兼ねて科学研究に取り組む者もいる．腕は磨き続けねば錆びついてしまう．このような取り組みがあってこそ，「あかつき」の観測データを手にしたとき速やかに成果を引き出すことができるだろう．
「あかつき」の運用と金星大気研究という名目で，ポスドク研究者を入れ替わり立ち替わり JAXA の任期付き職で受け入れているが，このことも次世代の研究者の開拓に結びついている．運用に携わることで探査機システムの理解が深まるのはもちろんだが，いよいよ「あかつき」が金星に到着したとき，仮に運用に直接携わることのできない立場であったとしても苦楽を共にした探査機のデータを無視することはできないだろう（というのは私の希望である）．
火星大気探査などの後継ミッションを惑星大気コミ
ュニティで検討していることも，「あかつき」を支えるこのコミュニティが「探査」を強く意識しつづける
うえでプラスに働いていると感じる．惑星大気大循環モデルなど，「あかつき」をはじめとする惑星環境探■2013遊星人Vol22-1.indd33

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

「天体の衝突物理の解明（VIII）～小天体の衝突・軌道進化～」参加報告
保井 みなみ1

1. はじめに2012 年 11 月 18 日から 20 日にかけて，北海道大学低演の話題について紹介する．

2.1

招待講演

温科学研究所にて第 8 回「天体の衝突物理の解明」研究

招待講演のトップバッターであった石黒正晃氏は会が行われた．8 回目となった今回は「小天体の衝突・「小惑星帯における衝突現象の観測的研究」と題し，軌道進化」と題し，小惑星や彗星などの小天体の衝突

メインベルト彗星のダスト放出について近年の観測結やその結果生じる軌道進化等の様々な物理現象を，数果を報告して頂いた．これまで発見されたメインベル

値的手法及び観測的手法を用いて研究されている石黒ト彗星は，多くが氷の昇華によってダストを放出して正晃さん（ソウル大学），伊藤孝士さん（国立天文台），

いる．しかし，2009 年に発見された 596Scheila のダス

樋口有理可さん（東京工業大学），そして吉田二美さん

ト放出は氷の昇華では説明できず，観測から小天体の（国立天文台）の 4 名を招待講演者としてお招きし，そ

衝突によってダスト放出が起こっていると報告された．

れぞれの研究について語って頂いた．また，参加者はそして，596Scheila のダストの尾を最もよく再現でき

51 名にのぼり（図 1），招待講演以外に 29 件の一般口頭る衝突条件を数値計算と室内実験結果から推定した結発表と 10 件のポスター発表があった．招待講演時間

果，小天体が 596Scheila の進行方向後方から衝突した

は 1 講演当たり 1 時間，一般口頭発表は 1 講演当たりことが示された．小惑星の衝突放出物の観測は始まっ

30 分と時間配分がなされ，講演途中の質問は自由とたばかりであり，今後も自然衝突現象のその場観察のなっている．そのため，今年も各日終了時間が 30 分

進捗に注目したい．伊藤孝士氏は「月の非対称クレー以上オーバーする程の活発な議論が行われ（図 2），研

ター分布と近地球小惑星」と題し，月の apex
（進行方

究会は大盛況の内に幕を閉じた．本稿では，研究会で向）と antiapex（進行逆方向）のクレーター頻度分布のの講演内容や研究会の様子について紹介する．なお，

非対称性（apex 側の方がクレーターが多い）が，近地あくまで筆者の講演に対する理解や，筆者から見た研球小惑星の軌道進化で説明可能かどうかを検証するた究会の雰囲気について報告するため，詳細な各講演のめの数値実験結果を紹介して頂いた．衛星上のクレー

内容は衝突研究会の HP（http://www.impact-res.org/

ター非対称分布はその公転速度と衝突天体の衝突速度

impact12/index.html）にアップされている要旨などをに依存するため，非対称分布から衝突天体の力学的特ご覧頂きたい．

性について制約することが出来る．近地球小惑星の各軌道を数値積分して月面への衝突頻度の非対称性を求2. 講演概要

めた結果，観測されているクレーター分布よりも非対称性が小さくなった．観測事実と整合させるため，既表 1 に研究会のプログラムを示す．まずは，招待講
1. 神戸大学自然科学系先端融合研究環
minami.yasui@pearl.kobe-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

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知の近地球小惑星よりも衝突速度が遅い小惑星が必要とのことであった．樋口有理可氏は「太陽系初期における彗星と惑星の衝突」と題し，オールト雲形成の裏

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「天体の衝突物理の解明（VIII）〜小天体の衝突・軌道進化〜」参加報告／保井
表1：天体の衝突物理の解明（VIII）のプログラム．

11月18日（日）13：00－13：30 河本 泰成（神戸大）「同サイズ微惑星の衝突破壊における破片速度分布」
13：30－14：00 藤田 智明（東大）「天体スケールにおける衝突破壊モデルの再検討」
14：00－14：30 小林 浩（名大）「衝突・破壊のどのような物理量が惑星形成に重要か」
14：45－15：15 平田 成（会津大）「小惑星イトカワ上のBlack Boulderの特徴とその成因」
15：15－15：45 青木 隆修（神戸大）「小惑星表面における岩塊の安定姿勢についての研究」
15：45－16：15 道上 達広（近畿大）「脆性モルタル球の衝突破壊に関する実験的研究」
16：30－17：30 *石黒 正晃（ソウル大）「小惑星体における衝突現象の観測的研究」
17：30－18：00 荒川 政彦（神戸大）「はやぶさ2 SCIによるサイエンスと衝突実験」
18：00－18：30 杉田 精司（東大）「Spectroscopic
observation of 1999JU3 and implications for collisional
evolution」
18：30 ～ ポスターセッション

11月19日（月）09：00－09：30 桂木 洋光（名大）「固体弾の流体への低速衝突によるクラウンパターン形成」
09：30－10：00 和田 浩二（千葉工大PERC）「数値シミュレーションで見る粉体層への衝突貫入過程」
10：00－10：30 岡本 尚也（神戸大）「無重力下でレゴ
リス層を貫入する低速度弾丸の減速過程」
10：45－11：15 中村 昭子（神戸大）「低速度再集積によるregolith mixing」
11：15－11：45 木内 真人（神戸大）「レゴリス層への再集積過程を模擬した低速度斜め衝突実験」
11：45－12：15 玄田 英典（東大）「地球型惑星形成とデブリ円盤」
13：15－14：15 *伊藤 孝士（国立天文台）「月の非対称クレーター分布と近地球小惑星」
14：15－15：15 *樋口 有理可（東工大）「太陽系初期における彗星と惑星の衝突+α」
15：30－16：30 *吉田 二美（国立天文台）「太陽系小天
体の物理特性」
16：30－17：00 栗山 祐太朗（東大/ISAS）「衝突溶融物の形状観察による月面クレータ中央丘形成時間の推定」17：00－17：30 本田 親寿（会津大）「月面に形成された光条を持つクレーターの光条消失時間の地質依存性」
17：45－18：15 桑原 秀治（東大）「衝突蒸気雲中の化学組成のエントロピー依存性に関する研究 －惑星質量と衝突起源大気組成の関係－」
18：15－18：45 黒澤 耕介（ISAS）「極限状態における■2013遊星人Vol22-1.indd

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35＊は招待講演を示す．

珪酸塩のHugoniot曲線 －隕石重爆撃期の大気進化への応用－」
19：00 ～ ポスターセッション＆懇親会

11月20日（火）
09：00－09：30 保井 みなみ（神戸大）「強度支配域におけるクレーター形成過程のフラッシュＸ線を用いた可視化実験」
09：30－10：00 門野 敏彦（産業医科大）「衝突実験でのクレーターレイの成因」
10：00－10：30 高木 靖彦（愛知東邦大）「玄武岩を用いたクレーター形成実験」
10：45－11：15 柳澤 正久（電通大）「ナイロン−ナイ
ロン衝突の超高速度撮影」
11：15－11：45 海老名 良祐（電通大）「ナイロン−ナ
イロン衝突におけるジェッティング」
11：45－12：15 高橋 悠太（電通大）「ナイロン−ナイ
ロン衝突における蒸気雲の発光」
13：15－13：45 田中 今日子（北大）「微惑星衝撃波による氷微惑星の蒸発」
13：45－14：15 嶌生 有理（名大）「氷ダスト天体の衝突進化に関する実験的研究」
14：15－14：45 羽山 遼（神戸大）「同一面への事前衝突を受けた氷試料の衝突破壊強度」
15：00－15：30 鈴木 絢子（神戸大/CPS）「強度を変えた焼結雪標的への衝突におけるエジェクタ速度」
15：30－16：00 長岡 宏樹（神戸大）「角礫岩隕石ができるまで」

ポスター発表諸田 智克（名大）「過去30億年における太陽系内側の衝突率の長期変化」
上本 季更（東大/ISAS）「月サウスポール・エイトケン
盆地の地質解析から推定する巨大衝突」
千秋 博紀（千葉工大PERC）「小天体周りのダストの運動」
今井 啓輔（電通大）「電通大における木星火球の観測」
常 昱（東大）「チクシュルーブ・クレーター内部のイジ
ェクタとその堆積過程」
片桐 陽輔（電通大）「木星火球シミュレーション：メタンバンド観測の有効性」
黒澤 耕介（ISAS）「衝突生成細粒放出物による初期金星大気からの水蒸気除去」
巽 瑛理（東大）「警察における衝突科学 －弾丸を用いた衝突実験－」
森山 正和（電通大）「電通大における木星火球のメタン
バンド観測」
谷川 享行（北大）「原始惑星系円盤中における固体原始
惑星へのダスト降着流」

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

図1： 衝突研究会参加者の集合写真．

転速度分布の最新情報を紹介して頂いた．近年の観測技術の飛躍的な向上により，より小さな天体や遠い天
体の詳細な軌道，サイズ，自転速度が分かりつつある．
このような分布が明らかになると，小天体の軌道進化に関して知見が得られる．吉田氏の講演では，近地球
小惑星がメインベルトから軌道進化して現在の形になる過程で，何らかの物理メカニズムによってサイズ分布が変化したことが報告された．小惑星のカタログもデータ数が増え，これまで観測バイアスによって制約されていた情報も明らかになり，今後より小天体の軌
道進化や起源に関する知見が得られるようになるだろう．
図2： 講演会の様子．

2.2

一般口頭発表

今年も，招待講演の話題以外にも天体の衝突現象に側で起こる微惑星の軌道進化に関する理論的研究につ関する様々な研究成果が発表された．以下では，7 ついて紹介して頂いた．原始惑星が成長すると，残ったのカテゴリーに分けて，それぞれ簡単に紹介する．

微惑星はその後惑星に衝突したり，太陽系外に散乱す（1）衝突破壊現象の物理素過程に関する実験的研究

る他，オールト雲候補になるものが考えられる．この

惑星形成過程においては，天体の衝突破壊現象は必

３つの運命の確率のパラメータ依存性を数値計算で求ず起こる．微惑星同士または微惑星と原始惑星の衝突めた結果，微惑星は惑星へ衝突するまたはオールト雲

時，小天体や隕石の惑星表面への衝突時に生じると考候補となるより 10 倍高い確率で，太陽系外に放出さえられる．今回，その衝突破壊現象における様々な物れることがわかった．また，この数値計算結果をアニ

理素過程を室内実験で調べた報告が 5 件あった．そのメーション化して見せて頂き，どのように微惑星がオ

うち 4 件は，標的の破壊に着目したものであった．標ールト雲候補となり，円盤分布から球殻分布へ進化す

的には様々なものが用いられ，氷または岩石の高空隙

るのかを目で見て分かりやすく紹介して下さった．最標的（嶌生，道上），弾丸と同じサイズの球状氷標的（河後に，吉田二美氏からは「太陽系小天体の物理特性」

本），複数回の衝突を経験した氷標的
（羽山）
であった．

と題し，近地球小惑星，メインベルト小惑星，木星ト同じ衝突エネルギーでも，標的の物性が異なるとそのロヤ群，太陽系外縁天体の軌道分布，サイズ分布，自衝突破壊強度や破片の飛翔速度は大きく異なる．これ■2013遊星人Vol22-1.indd36

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「天体の衝突物理の解明（VIII）〜小天体の衝突・軌道進化〜」参加報告／保井37

は，破壊に寄与する衝撃波の減衰や標的の物質強度（圧

成長を明らかにした．門野氏は砂のクレーター形成実

縮強度や引張強度）が異なるためである．様々な標的

験によるエジェクタ噴出の際の粒子の運動やそのパタ

物質の衝突破壊強度や破片飛翔速度が明らかになりつーンの詳細な観察を行い，粉体運動の数値計算との比つあるが，これら全ての結果を少数のパラメータ依存較から定性的なレイの特徴を明らかにした．鈴木氏は，性で説明できる様なスケーリング則を確立することが，強度の異なる焼結雪標的を用いたクレーター形成実験

実際の惑星衝突を議論する上で今後の課題となるだろを行い，雪粒子の噴出速度を放出位置毎に詳細に調べう．また，弾丸の破壊に着目した研究も紹介され，複てスケーリング則を求めた．また，均質な玄武岩を用

数の母天体由来の破片からなる隕石の成因を探るため，いたクレーター形成実験を行い，先行研究のクレータ

岩石弾丸の衝突破壊強度と，隕石衝突の際に起こるとースケーリング則と比較した結果が紹介された（高木）．

考えられる衝突圧密程度を調べた結果が報告された

さらに，三次元計測用顕微鏡を用いてより精度の高い（長岡）．

クレーター体積の計測を行うことで，従来のスケーリ（2） 衝突破壊を考慮したデブリ円盤，惑星形成モデ

ング則が岩石種類で異なることを示した．スケーリン

ルグ 則 は 保 井， 鈴 木 氏 も 議 論 し て い る が， い ず れ も模擬物質を用いて行った室内実験の結果を実際の天

Holssaple らによって提案されたスケーリング則とは体衝突現象に応用するにあたっては，数値計算からも異なる結果が示された．今後さらに研究が進むにつれ多くの有益な示唆が得られる．今回は，衝突破壊を考て，新たなクレータースケーリング則が確立するかも慮した惑星成長モデルについての発表があり，実際にしれない．

衝突破壊を受けた天体がどの程度破壊され，進化過程（4）月面のクレーターに関する研究にどう影響するのかが議論された（藤田，小林）．両研

実際の天体表層に存在するクレーター特有の構造に究において，惑星の成長に効果的な衝突は大規模なカ

ついては，その形状や周囲のエジェクタ堆積物の観測

タストロフィック破壊のような高いエネルギーによる結果から様々な成因が考えられている．今回は，月面

ものではなく，衝突エネルギーの小さい小規模破壊（クに存在するクレーターの特徴的な構造について 2 件のレータリング破壊）が効果的であることが示された．

発表があった．一つは，中央丘をもつクレーターにおその定量的な議論のためには，衝突で生じた破片の総いて観測されている衝突メルトから，中央丘クレータ

質量と衝突エネルギーの関係が重要であり，室内実験

ーの形成過程を議論するというものである（栗山）．栗

で定量的に明らかにする必要性について語られた．一山氏は，SELENE および LROC データの解析から得方，原始惑星同士の衝突によって生じた衝突破片はデた衝突メルトの組成や地形の特徴と，メルトの推定粘ブリ円盤の供給源と考えられており，その衝突破片の性率から求めたメルト固化時間を用いて，中央丘の形

供給持続時間を明らかにすることで，太陽系外惑星で成時間を推定した．衝突メルトを持つ中央丘クレータ

観測されているデブリ円盤を説明できる可能性がある．

ーは他にも存在することから，今後他のクレーターを

今回は，原始惑星同士の衝突によって発生した破片の解析することでより確かな議論が出来るかもしれない．

進化を数値計算で解き，その面密度，寿命，明るさのもう一つは，クレーターの光条消失と宇宙風化（鉄の時間変化とデブリ円盤の観測結果との整合性を議論し還元）の関係を調べた研究である（本田）．本田氏は，

た研究が紹介された（玄田）．

月 面 の FeO 量 が 海 と 高 地 で 異 な る こ と に 着 目 し，

（3）クレーター形成過程の実験的研究

SELENE データを用いた光条クレーターのクレータ

クレーター形成過程には様々な物理素過程が絡んでー年代決定から，従来月面上では同じと言われていた

おり，その過程を明らかにすべく室内実験が盛んに行

光条消失時間が FeO 量の多い海の方がかなり短いこわれている．今回も，その一端が紹介された（保井，とを求めた．

門野，鈴木）．保井は石膏の高速度衝突実験を行い，（5） 粉体層，流体層の衝突現象素過程の実験的，理クレーター内部構造の時間進化をフラッシュＸ線を用論的研究

いて初めてその場観察することに成功した．その際，天体の表層は，レゴリス等の砂（月，小惑星）や液体クレーター孔の成長の様子や弾丸の破壊によるピットの海（地球）で覆われている．このような様々な天体表■2013遊星人Vol22-1.indd37

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

層上で起こる衝突現象の物理素過程を明らかにするこ（エントロピー）の高低によってどのような組成をもっとも重要である．小惑星は小天体の衝突によって放出た蒸気雲・初期大気が発生し得るのかについての数値されたエジェクタが再び集積し，その表面がレゴリス

計算（桑原），室内実験から惑星大気の散逸量を決めるやボルダーで覆われる．このエジェクタ再集積に伴うエネルギー変換率を衝突圧力とエントロピーの関係か

小惑星表層への粒子貫入過程を理解するため，弾丸のら調べた研究（黒澤）が紹介された．また，原始惑星系

抵抗則に関する理論的，実験的研究が紹介された（和田，

円盤ガスと微惑星との相対速度によって発生する衝撃

岡本，中村）．和田氏は粉体層への天体衝突を想定し波による微惑星の氷蒸発に着目し，衝撃波速度と上昇

た数値計算，岡本氏は砂及びビーズ層への低速度衝突

温度の関係を数値計算によって求め，微惑星蒸発が起実験を行い，粒子速度に依存する慣性抵抗及び粘性抵

こる太陽系内の領域，および蒸発による惑星形成過程抗を求めた．中村氏は，様々な粒径の砂及びビーズ層への影響について議論した結果が紹介された（田中）．

への衝突実験から粒子速度に依存しない抵抗力を求め， （7）小惑星に関する研究及び小惑星探査
砂がビーズより抵抗力が大きくなることを明らかにしはやぶさ初号機の試料カプセルが地球に帰還して 2た．また，エジェクタ再集積の際のエジェクタの振舞

年が経ち，小惑星イトカワについて様々なことが明らいを明らかにするため，砂及びビーズ層への低速度斜かになりつつある．一方で，はやぶさ 2 号機
（はやぶめ衝突実験を行い，衝突角度と弾丸の反発係数を系統さ 2）の開発も着々と進行中である．本研究会では，的に調べた研究が紹介された（木内）．さらに，液体層

はやぶさ初号機の撮影画像を用いた岩塊に関する研究への弾丸衝突時に発生するクラウンパターン形成の基が2件（平田，青木），はやぶさ 2 に関する報告が 2 件（荒礎を解明するため，水及び粘性体への固体弾丸衝突実川，杉田）あった．イトカワ表面には特徴的なアルベ験を行い，エジェクタのひだ本数と衝突条件（粘性率ドをもった黒い岩塊（black boulder）が発見されていなど）の関係を調べた研究が紹介された（桂木）．桂木

る．平田氏はその起源は衝撃暗化であると推測し，衝氏によると，実験結果は従来提案されている流体力学

撃暗化を引き起こした衝突規模を見積もった．実際に，のパラメータを用いたスケーリング則で説明できるとその規模に相当する衝撃変成度合を受けたと考えられいうことであった．

る証拠がイトカワサンプルに見つかり，衝撃暗化の可（6）衝撃波，ジェッティング，蒸気雲の物理化学的研能性が高いことが報告された．また，イトカワ表面に究

一部貫入しているように見られる岩塊があり，その岩衝突体が衝突した瞬間，衝突体や標的中には閃光が塊の安定度は小惑星表層の砂粒径や形状と関係がある

走り，衝撃波が伝播する．さらに衝突点付近からはジと考えられる．そこで青木氏は，砂に金属円柱を埋めェッティングと呼ばれる高速のエジェクタが吹き出し，込んで一定速度で引っ張った際の倒れた傾斜角度と砂

蒸気雲と呼ばれるガスが発生する．この閃光，衝撃波，の厚みの関係を調べ，安定度が砂の安息角に依存する

ジェッティング，蒸気雲に関して 6 件の発表があった．

ことを報告した．はやぶさ 2 は 2014 年に打ち上げ，電通大のグループ（柳澤，海老名，高橋）はナイロン同2018 年に探査候補小惑星 1999JU3（C 型小惑星）へ到着，

士の衝突実験を行い，衝突時の高速度ビデオカメラ画調査する予定である．イトカワとは異なるタイプの像，閃光強度とスペクトルデータを基に，閃光，衝撃JU3 を調べるために様々な観測機器，さらには新たな

波，ジェッティング，蒸気雲の生成条件や物理条件を機器も搭載される予定である．今回は，その一部とし調べた．柳澤氏はカメラ画像と閃光強度，スペクトルて，JU3 に衝突体を衝突させ内部物性を調べる小型衝の比較から，閃光，スパイク，ジェッティングそれぞ

突装置 SCI（荒川），JU3 の表面組成を調べ，水の有無

れの発生時間を求め，発生順序を推定した．海老名氏を検証するための可視カメラ ONC（杉田）について報は，カメラ画像を詳細に解析し，高橋氏は測光データ

告があった．

を基に，それぞれジェッティングの速度，質量，測光
強度が残存大気圧に依存することを明らかにした．蒸

2.3

ポスター発表

気雲は天体の大気組成進化に影響するため，その組成

1 日目と 2 日目の夕方には，ポスターセッションのや圧力の推定は非常に重要である．今回は，衝突圧力

時間が設けられた．2 日目は懇親会も兼ねて行われ，■2013遊星人Vol22-1.indd38

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↑TOPへ←目次へ「天体の衝突物理の解明（VIII）〜小天体の衝突・軌道進化〜」参加報告／保井39

謝 辞
この研究会を開催するにあたり，ご尽力された世話人の方々，低温科学研究所の方々に感謝申しあげます．
また大変面白い，勉強になる話題を提供して下さった
講演者の方にも，感謝致します．最後に，本報告を執筆する機会を与えて下さった世話人代表の諸田智克さん，本報告書執筆にあたり多くのアドバイスやご指摘をして下さった和田浩二さんに感謝致します．どうも有難うございました．
図3： ポスターセッションの様子．

お酒や食べ物を手にしながらポスターの前で活発に議論する様子が随所に見られた（図 3）．ポスター会場はそれほど広くなく発表数も 10 件と多くなかったため，発表者をすぐに見つけて研究成果を聞きやすい環境にあり，討論時間も大いにあるためにじっくりと議論する事が出来たのではないだろうか．このような雰囲気
は，多くの質問が出来て自分の理解が進むため，衝突研究会の様な小規模の研究会の利点の 1 つだと思う．

3. 最後に
今年の研究会も発表中での質問が活発に交わされ，
例年の事ながら設定時間を大幅にオーバーして 3 日間の日程が終了した．今年は昨年以上に参加者，発表者も増え，大学や研究室間の壁を越えた交流が盛んに行われた．また，学部生，修士学生といった若い人の存在が多く見られた．それだけ，惑星科学における「衝突」というものに興味を持って研究する学生が増えつつあるということであろう．
衝突研究会は来年度も開催予定である．世話人代表
が諸田智克さんから鈴木絢子さんに交代することから，また別の新たな視点から組まれた衝突研究会を期待したい．次回もまた，幅広い分野から講師をお招きし，盛んな議論を巻き起こすような研究会になることを楽しみにしたい．そして，本研究会に興味を持っているがまだ参加したことがないという方，大歓迎！来年には是非とも参加して頂き，活発な議論に加わって頂きたい．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

研究会「太陽系小天体への再挑戦」の開催報告

吉川 真 ，中村 良介 ，高橋 典嗣
12

3

1．はじめに小惑星探査機「はやぶさ」の人気がまだ冷めていな
い中，「はやぶさ 2」が本格的に動き出した．イトカワ
サンプルの分析も進行している．また，すばる望遠鏡
や赤外線天文衛星「あかり」での小天体観測も行われている．さらには，理論や実験によっても，太陽系小天体について新たな知見が得られている．このように，
現在は，まさに太陽系小天体の科学が本格的になった時代と言ってよい．このような背景のもとで，「太陽系小天体への再挑戦」研究会が開催された．

図1：研究会の様子（小林俊通氏撮影）．

この研究会は，始原天体研究会，「はやぶさ 2」サイ
エンスチーム，日本スペースガード協会の 3 つのグループが合同して企画されたものである．まず，始原天典嗣）であるが，スペースガード協会では，2008 年か

体研究会（代表：中村良介）であるが，この研究会は，

ら毎年「スペースガード研究会」というものを開催し1998 年から「レオニード流星群観測小研究会」として，ている．テーマはスペースガード（天体の地球衝突）でそして 2004 年からは始原天体研究会として開催されあるが，毎回，関連する分野の研究者とジョイントしてきたものである．2000 年前後のしし座流星群の時，て開催してきた．これまで，「天体力学 N 体力学」，
「1

アマチュアとプロとで情報交換しながら観測しようと

m 級型望遠鏡による天体観測」，「スペースデブリ」，「時いう趣旨で毎年 1 回か 2 回開催されていた．しし座流間変動観測」というテーマで関係する研究グループと星群の後もプロアマの両方が参加する太陽系小天体に共催しており，今回が第 5 回目となる．今回の研究会

ついての研究会として継続されてきた．二つ目の「はの取りまとめは日本スペースガード協会が行った．

やぶさ 2」サイエンスチームであるが，「はやぶさ」を以上のような背景のもとで，2012 年 11 月 25 日に，引き継ぎより拡大・強化されたサイエンスチーム（プ

宇宙航空研究開発機構（JAXA）の相模原キャンパスにロジェクトサイエンティスト：渡邊誠一郎氏）である．

て開催された．プロアマ合わせて約 70 名の参加者がもちろん，「はやぶさ 2」が行うサイエンスについて，あり，非常に盛会となった（図 1）．

検討・機器開発・研究をするチームである．そして三番目がスペースガード協会（NPO 法人，理事長：高橋
1. 宇宙航空研究開発機構
2. 産業技術総合研究所
3. 日本スペースガード協会
yoshikawa.makoto@jaxa.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

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2. 講演内容
研究会のプログラムを表 1 に示す．合計 23 件の研究発表を 5 つのセッションに分けて行った．ここでは，

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研究会「太陽系小天体への再挑戦」の開催報告／吉川 他

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表1：「太陽系小天体への再挑戦」研究会プログラム．

■

はじめに
第５回スペースガード研究会（「太陽系小天体への再挑戦」研究会）の開催について

■

吉川

真

セッション１【流星・小惑星】● 同時多点観測による微光流星の軌道分布調査

藤井大地・松本桂● 小惑星 Itokawa の宇宙風化と重力地形の関係

阿部新助・Hayabusa/NIRS,LIDAR チーム● 高軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星の可視光分光観測

岩井彩・伊藤洋一・寺居剛●（ 624 ）Hektor の詳細な測光観測結果

浜野和弘巳● 太陽系におけるトロヤ群天体の軌道安定性について
 Patryk Sofia Lykawka・Jonathan Horner・Thomas Mueller●仮想小惑星の太陽風環境下における帯電状態に関する数値解析

金正浩・八田真児●日本人による多重小惑星の発見佐藤勲●太陽系小天体名の発音調査

佐藤

勲

■

セッション２【はやぶさ２・1999JU3】●「はやぶさ２」プロジェクトの現状吉川真・渡邊誠一郎・國中「はやぶさ２」プロジェクトチーム
均・●（ 162173 ）1999 JU3 の国際キャンペーン測光観測黒田大介・石黒正晃・長谷川直・はやぶさ２地上観測グループ● 1999JU3 の分光観測と「はやぶさ２」分光観測への展望
杉田精司・黒田大介・亀田真吾・長谷川直・鎌田俊一・廣井孝弘・安部正真・石黒正晃・
高遠徳尚・吉川真● 小惑星 1999 JU3 関連流星群の調査

上田昌良■ セッション３【サーベイ】● すばる望遠鏡次世代広視野撮像装置 Hyper Suprime-Cam による太陽系小天体サーベイ寺居剛・吉田二美・HSC サーベイ太陽系グループ● あかり指向観測モードＩＲＣスロースキャンによる小惑星の観測

長谷川直・臼井文彦・黒田大介・瀧田怜・Thomas G. Mueller● 多様なカタログデータから見えてくる小惑星帯の姿

臼井文彦・長谷川直・春日敏測・石黒正晃・黒田大介・大坪貴文● 地球近傍ダストの起源

石黒正晃・Hongu Yang・Yoonyoung Kim・臼井文彦・上野宗孝・向井正■ セッション４【スペースガードセンター】
高橋典嗣・吉川● スペースガード研究センターの紹介

真

西山広太

● 美星スペースガードセンターにおけるスペースデブリ観測● TDI モードの応用による人工衛星 / スペースデブリの光度短周期時間変動観測 II

奥村真一郎・浦川聖太郞・西山広太・坂本● 富士山山頂での観測可能性の調査

強・浅見敦夫・橋本就安・高橋典嗣・吉川● Sub-km サイズ地球近傍小惑星 2011 XA3 の高速自転

坂本

強・浦川聖太郎・吉川真真浦川聖太郎・阿部新助・大塚勝仁■ セッション５【将来ミッション】● 来る 10 年＋小天体関連の各ミッション提案の概要

中村良介● 太陽系小天体探査プログラムワーキンググループ準備チームの今後の活動

吉川真● 全体討論■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

各講演について簡単に紹介する．

2.1

セッション1

プロジェクトは現在，フライトモデルの製作中で，2014 年度冬期の打ち上げを目指して進行中ということである．

セッション 1 では，流星や小惑星ついて多様な話題

最近の大きな進展として，「はやぶさ 2」の探査対象の発表があった．まず，流星については，4 台のビデ天体である小惑星 1999 JU3 の観測結果についての報

オカメラによる多点同時観測により数千個の同時観測

告が 2 件続いた．最初に測光観測についての国際キャに成功している研究が報告された（藤井・松本）．中にンペーンの結果の報告（黒田・石黒・長谷川・他）
があは，「はやぶさ 2」の探査天体である 1999 JU3 に似た軌り，12 の天文台で得られたライトカーブのデータを

道の流星も観測されている．

解析することで，絶対等級，G パラメータ，アルベド

小惑星についてでは，「はやぶさ」のデータを用いてイトカワの宇宙風化について調べた報告（阿部）によると，宇宙風化と重力傾斜やクレーター地形との間には顕著な相関があるということである．

などの値を正確に決めた他，自転に関する解析状況についての報告があった．
次に可視光分光観測の結果についての報告（杉田・黒田・亀田・他）があった．1999 JU3 は C 型小惑星で望遠鏡による観測では，高軌道傾斜角を持つメインあることは分かっているが，その精密なスペクトルデ

ベルト小惑星の可視光分光観測（岩井・伊藤・寺居）とータが得られると，探査のための事前検討に非常に有（624）Hektor の詳細な測光観測（浜野和）の発表があっ効である．ここでは，GEMINI-S 望遠鏡による可視光

た．軌道傾斜角が大きい（10 度以上）では，小さいも分光観測データより，この小惑星が比較的高温で加熱のよりも D 型小惑星の割合が大きいことが報告され脱水を経験した CM2 隕石に似た物質で覆われている

た．また，（624）Hektor は D 型の木星トロヤ群小惑星

可能性が高いことが報告された．

であるが，長期にわたるライトカーブ観測や多色測光

小惑星 1999 JU3 に関連した流星群についての調査

観測が行われ，自転や形状等についての詳細なデータ（上田）も行われた．2008 年から 2011 年までの観測では，が報告された．

この小惑星に由来した流星群は観測されなかったとい

理論的計算では，トロヤ群天体の軌道安定性についての報告（Lykawka・Horner・Mueller）があった．太陽系形成時の微惑星が木星型惑星のトロヤ群天体としうことである．

2.3

セッション3てどのくらい存在できるのかを数値的に調べた結果，

セッション 3 では，小惑星のサーベイとダストにつ

40 億年間存在できた割合は木星で 25％，海王星で 1 〜

いての研究が報告された．まず，すばる望遠鏡の次世5％であり，土星と天王星では 0％であった．

代広視野撮像装置 Hyper Suprime-Cam（HSC）による小天体の研究会としてはユニークな発表として，太太陽系小天体サーベイについての報告（寺居・吉田・陽風による小惑星の帯電についての報告（金・八田）が他）があった．HSC は約 1.8 平方度を一度に撮影できあった．宇宙機帯電解析ツールを小惑星に適用して，るカメラであり，これを用いて近地球天体，メインベ

小惑星の昼間側と夜側についての帯電状況が推定され

ルト，トロヤ群，外縁天体，彗星など様々な太陽系小た．また，多重小惑星についてはまだ日本人による発天体についての観測提案が紹介された．

見はないが，掩蔽やライトカーブの観測で衛星の存在

一方，
スペースからの観測として赤外線天文衛星「あが確実視されている小惑星の紹介（佐藤）があった．さかり」の小惑星観測（長谷川・臼井・黒田・他）がある．
「あらに，太陽系小天体についての発音の調査とその日本かり」の近中間赤外線カメラ IRC を用いて 88 個の小惑

語表記についての詳細な報告（佐藤）もあった．

星についてアルベドと直径が計測された．このうち

2.2

セッション225 個は，初めて計測されたものである．
このように観測データが増えてくると，天体のカタセッション 2 は「はやぶさ 2」についてのセッションログも充実してくる．多様なカタログから小惑星帯をである．まず「はやぶさ 2」プロジェクトの概要と現状調べた報告（臼井・長谷川・春日・他）がなされた．現の紹介（吉川・渡邊・國中・他）があった．「はやぶさ 2」

在，赤外線サーベイ衛星による小惑星カタログは，■2013遊星人Vol22-1.indd42

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研究会「太陽系小天体への再挑戦」の開催報告／吉川 他

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IRAS，「あかり」，WISE の 3 つがある．これらのデーm と推定された．高速自転小惑星としてはこのサイズ

タと軌道・等級・スペクトル型などのデータとを合わ

は 2 番目に大きいものである．

せてみると，小惑星帯の多様性が見えてくる．
別の話題になるが，地球近傍ダストの起源について

2.5

セッション5の報告（石黒・Yang・Kim・他）があった．一般にダ

最後のセッション 5 では，今後の宇宙ミッションのストの起源は小惑星か彗星であると言われているが，提案についての議論が行われた．日本惑星科学会で議

黄道光や対日照の観測によりその起源を調べようとい

論されている「来る 10 年」の検討における小天体関連

う試みである．ハワイ・マウナケアでの観測の結果，ミッションの報告（中村）と JAXA の太陽系小天体探

ダストの光学特性は低アルベド小惑星や彗星核と矛盾査プログラムワーキンググループ準備シーム（WGT）

しない結果になった．

での検討の報告（吉川）がなされた．
「来る 10 年」の検

2.4

セッション4

討では，エンセラダス探査，トロヤ群探査，枯渇彗星
核探査，イトカワ再訪，フェイトン探査などが検討さセッション 4 は，日本スペースガード協会での研究れているという報告があった．一方，
小天体 WGT では，の発表である．まず，日本スペースガード協会のスペ

これまでは枯渇彗星核である Wilson-Harrington のサースガード研究センターの紹介（高橋・吉川）があった．

ンプルリターンが検討されていたが，状況の変化を受

日本スペースガード協会では，天体の地球衝突や宇宙

けて，トロヤ群探査（サンプルリターンを含む）の検討

環境問題に取り組んでおり，小惑星やスペースデブリを開始したとの報告があった．

の観測を行っている．
まず，美星スペースガードセンターにおけるスペー

3. まとめスデブリ観測についての紹介（西山）があった．スペー
スデブリは，通常の天体観測とは異なって，移動速度以上のように，たった 1 日の研究会にしては，非常が一般的に非常に速いという特徴がある．そのようなに盛りだくさんの内容で，かつ，活発な議論が行われ天体を観測するためのシステムやデータ処理についてた研究会であった．研究会の後，参加者の一部が集まの報告があった．さらに，スペースデブリの光度の短ってさらに懇親会も行ったが，2 日間くらいかけてよ

周期時間変動の観測についての報告（奥村・浦川・西山・りじっくりと議論をしたかったというような感想も聞他）があった．スペースデブリの回収を行おうとする

かれた．このように，太陽系小天体についての研究は場合，その物体の回転情報を得ておくことが重要であ

急速に広がりを見せている．研究会のタイトルは「太る．言わばスペースデブリのライトカーブの取得のた

陽系小天体への再挑戦」
であるが，
多数の
「更なる挑戦」

めに TDI（Time Delay Integration）という手法を用い， が今後も期待できそうである．今回の研究会が，プロ数十秒で明るさが変化していく様子が観測された．
全く別の可能性の検討として，富士山山頂での観測可能性の調査報告（坂本・浦川・吉川）があった．標高とアマチュアの観測活動をさらに刺激して，探査や理論的研究などと相乗効果をもたらすことに少しでも役に立ったのなら幸いである．

が 3700 m を超える富士山頂は，赤外線や紫外線による観測にとっては条件がよくなる．気象条件や晴天率などを確認するために，富士山山頂にスカイモニターを設置して調査を行ったところ，2012 年夏の調査で約 53％の晴天率であった．
最後に，地球近傍小惑星 2011 XA3 の自転についての観測報告（浦川・阿部・大塚）があった．この小惑星
はサブ km サイズの地球接近小惑星であるが，ライト
カーブと多バンド測光観測の結果，自転周期が約 44 分，
タイプは C 型ないし V 型であり，大きさは 170 〜 250■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

「第２回惑星科学最前線セミナー」開催報告
木村 淳 ，栗田 敬 ，久利 美和 ，倉本 圭 ，
5
はしもと じょーじ
12

1. 開催の背景

3

4

化活動従事者に向けて惑星科学の最新トピックを提供する講座として開催された．2 回目となる今回は，教一般社会や国民に対する科学への興味の糸口として，育やアウトリーチの現場で活躍される方々と惑星科学

惑星科学の研究成果は様々な機会に幅広く取り上げら研究者との情報交換に重きを置き，「高校・中学などれてきている．一方で，惑星科学は比較的あたらしいの教育の現場で惑星科学をどのように伝えたら良いの研究分野であり，従来の教育の場でその取り扱いが明か？」をテーマとする議論の場とした．

確にされているわけではない．高校や中学などの教育現場では，惑星科学は「地学」の括りで教えられてい

2. プログラムと講演内容紹介る場合が多いが，現在の高校理科教科においては地学を履修できる場が減少しているのが現状である．この本セミナーにあたっては世話人で選定した講演者に波は大学での初年度教育や教養課程教育にもおよぶこ

話題提供をお願いし，中学や高校などの教育現場に従とが懸念され，惑星科学の今後を語る上でも無視でき事する方々も参加しやすいよう平日を避けた 12 月 22ない状況となっている．一方で，「はやぶさ」や「かぐや」

日の土曜日に開催した．終日を使って行われたセミナをはじめとする惑星探査などには多くの国民が関心をーの前半では，高校教育の現場で地学・惑星科学の教寄せ，またよりよい社会あるいは自然災害に備えるた育に従事する教員やアウトリーチ活動に携わる方々かめに地球について学びたいと考えている国民も少なくら，各校での取り組みの実情や問題点を明らかにしてない．このような現状を踏まえ，高校や中学，社会一頂き，その延長線上で科学啓蒙活動や大学初年度教育般の現場で惑星科学の成果をどのように伝えたら良いと高校とのインターフェースの問題点などを紹介してのか，従来の教育体制における物理・化学・生物・地頂いた．また後半は，惑星科学の研究者側からの話題

学という縦割り型科学分類の枠組みを外れたところに

提 供 と し て， 惑 星 科 学 の 新 し い 視 点 で あ る

惑星科学が果たし得る役割があるのではないか，など「Habitability」が理科教材としてどのような可能性がの視点に立った情報交換や議論を行う場が必要である．

あるのか，いくつかの例に基づいて説明をして頂いた．

そうした動機付けのもとで，2012 年 12 月 22 日（土）

以下，簡単かつ著者の視点ではあるが，本セミナーのに惑星科学研究センター（CPS）において「第 2 回惑星一端を紹介したい．

科学最前線セミナー」が開催された．CPS が主催する

はじめに桐朋中学・高等学校の上原隼氏には，惑星本セミナーの第 1 回目は同年 3 月に行われ，教育・文科学にまつわる地学教育の現状について，今年度が教育課程改変年度にあたることに関連した講演をいただ

1. 惑星科学研究センター（CPS）
2. 東京大学地震研究所
3. 東北大学
4. 北海道大学
5. 岡山大学
junkim@ep.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

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いた．平成 25 年度から新学習指導要領が全面実施されるのを前に，高校の理数科目は今年度から新要領（理科は，物理基礎，物理，化学基礎，化学，生物基礎，
生物，地学基礎，地学で構成）が先行実施されており，

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「第２回惑星科学最前線セミナー」開催報告／木村 他

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[1]

第 2 回惑星科学最前線セミナープログラム◦◦

上原隼（桐朋中学・高等学校）「中高生の地学の学習」
猪熊眞次（香川県観音寺第一高校）「本校での惑星科学に関する取組みの紹介と香川県の地学教育の現状
について」

◦

谷川智康（兵庫県三田祥雲館高校）「天文部活動の現状と課題」◦

新井真由美（日本科学未来館）「惑星科学に関連した科学館における多様な科学コミュニケーション活動」◦

岡本義雄（大阪教育大・附属高天王寺校）「高校でのクレータ年代測定実習を通して見る地学教育の現状と将来への展望」◦

久利美和（東北大）「大学から見る高校課題研究の現状、学会高校生セッションの紹介など」◦

栗田敬（東大地震研）「地球と火星の表層環境」◦

木村淳（北海道大/CPS）「太陽系における生命発生場」◦

倉本圭（北海道大/CPS）「系外惑星にみるHabitability」

総合討論
懇親会

物理・化学・生物・地学の 4 領域から 3 領域を学ぶこい．こうした状況を変えるためには第一に地学教員のとが必修となる（従来は 2 領域）ことなど，本セミナー

増員が必要だが，そもそも学校現場からの要望がないの基調となる話題から始めていただいた．また全国のことから地学教員の採用試験自体がほとんど実施され高 校 1 年 生 に お け る 地 学 基 礎 の 履 修 率 は 7.5%
（物 理

ていない．
そこで
「地学」
という名称を「防災教育」
や「総36%，化学 54%，生物 57%）にとどまり，大学入試に合科学」などに改めて専門性を薄めることや，採用試

対しては地学が特に私立大入試において無力であるこ験の専門科目を地学単一ではなく地学＋物理のようにとなどのリスクの高さが敬遠され，地学が好きでも受

2 科目で実施することによって，惑星科学を専門的に験で使えないジレンマがある現状が報告された．さら

学んだ人材を教員として採用できる道が開けるのでは，には，平成 25 年度は地学の検定済教科書が存在しなとの案が議論された．

い（履修率の低い科目の教科書を出版社が作っても商売にならない）という実情にも驚かされた．

続いて三田祥雲館高校の谷川智康氏からは，SSH 制
度指定校の活動として，教科「探究」をベースにした

次に香川県立観音寺第一高校の猪熊眞次氏からは，

理数系学習プログラムを開発し，天体力学や風力発電，

スーパーサイエンスハイスクール（SSH）制度指定校と有機合成化学などの講座を 3 年間にわたって展開してしての惑星科学関連活動の例として，西はりま天文台

いることの紹介があった．兵庫県下の高校でも地学教等での実習を含む自然体験合宿や，JAXA や JPL など

育は絶滅状態にあり，こうした学校独自の学習プログ

国内外の研究施設・大学の見学研修活動の紹介があっラムを組むこと以外には地球惑星科学に触れる機会がた．加えて，科学技術振興機構（JST）によるサイエン

ないとのことである．また天文部顧問としての視点か

ス・パートナーシップ・プロジェクト（講座型学習活

ら，夜間に部活動を行うことの困難や，大学への繋が動支援，SPP）の一環として，ボーリング調査を通しりの一環である AO や推薦入試の拡大を求める意見がた「学校のある大地の成り立ちを探る」取り組みなど出された．ただしこれには，例えば成績は良くても意を報告いただいた．また地学教育の現状として，理科欲が低く，通常の入試を回避する手段として AO を使教員の多くは自分の専門科目を教えたがるために新学

うような不穏当な志願者が生じる弊害もあるとの指摘

習指導要領で理科 3 領域が必修となっても，地学教員もあった．

がいない多くの普通科高校では地学科目が開講されな■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本科学未来館の新井真由美氏からは，未来館の目

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

進に関する紹介があった．また，JST による大学・高等専門学校向け理数系学習環境支援事業の一環である「未来の科学者養成講座」として，東北大学は「科学者の卵養成講座」のプログラムが採択され，全国から選抜された 100 名の高校生を対象に大学講師陣による高レベルの講義とレポート課題を与え，高評価者は発展コースとして大学各研究室に配属されて研究課題の実施を行っている．それらの発表の場として，地球惑星
図1：セミナー風景．

科学連合大会など各種学会講演会での高校生セッショ
ンを活用するなどの展開も紹介された．
本セミナーの後半では，従来の理科教育にある縦割標を「先端科学技術を文化のひとつとしてとらえ社会

り型の物理・化学・生物・地学という枠組みを融合し全体で共有する」と掲げ，それに向けた具体的な取りた「惑星科学」という研究分野の課題例として，惑星組みとして，人材（科学コミュニケーター）育成や，未科学の研究者から Habitability をキーワードにしたい

来館と社会との媒介をなすメディア，研究者・技術者，

くつかのトピック紹介が行われた．栗田からは，地球

産業界，ボランティアなど 8 つのネットワークの形成，と火星の表層環境の違いや火星での大規模変動の有無

先端科学技術の情報発信とその手法開発などの活動がというトピックの中で，火星の温度圧力環境や流水活紹介された．「親しみやすさや楽しさ」と「研究の精密

動の地形学的痕跡を通して示唆される，過去の火星表さ」の表現の両立を意識することや，迫力ある映像・層での水の存在可能性についての講演がなされた．ま音声の臨場感や観察を通した驚き・感動だけでなく，た地球との表層環境の大きな違いとその原因を探る「ものより人」をコンセプトとした直接対話による共「謎」として，火星では平均気圧の年変動幅が非常に鳴効果なども重視し，惑星科学の魅力や夢について市

大きい（2 地 球 年 間 で 30% 変 化． 地 球 で は せ い ぜ い民と研究者が語り合い新たな価値を獲得できる場を提1%）こと，気温の日変動幅が非常に大きい（火星では供することが強く意識されている．

60℃にも達する）こと，一方で気温の高度減率がほと大阪教育大学科学教育センター・附属高等学校天王んどないことなどが示された．

寺校舎の岡本義雄氏には，はじめに「クレータ年代学

木村は，生命発生場を液体水と岩石との相互作用系

を高校生と楽しむ」と題した火星表面のクレータカウと定義した上で，そのような場が存在する地球外候補

ンティング実習例を紹介していただいた．大変な作業

天体として氷衛星をとりあげた．そして一部の衛星でではあるが，データをプロットしてすぐに興味深い年存在が示唆されている地下海の推定方法に関する多角

代測定の結果が出ることは生徒の興味を大いに引き，的なアプローチをレビューした．天体内部に地下海が地味な統計でも実は最新の科学の最先端の研究や科学存在することによって，潮汐力による表面変形が大き論争につながることを実感でき好評である．理科履修

くなり特徴的な地形が生成することや，衛星にかかるに関しては，教養主義を取っていることから基礎 4 科

惑星磁場の周期変動に応答した二次的な磁場が生じ得目すべてを必修としている．一方で最近の生徒の傾向ることなどが，リモートセンシング観測を通した地下として，無駄やリスクを避け最小の努力で最大の成果

海の存在予想に有用であることなどが説明された．

を掴もうとする「最適解幻想」にとらわれがちであり，倉本からは，ビッグバン宇宙から冷却・分化を経た

その結果の一端として AO や推薦入試が増加している

末に地球のような生命を育む惑星が形成する条件につのではないかとの指摘もあった．

いて一定の答えを出してくれるのが系外惑星のサイエ

東北大の久利からは，所属する教育研究支援部アウンスである，という視点に立ったレビューがなされた．

トリーチ支援室の活動として，公開講座や出前授業の近年の観測からは，ハビタブルゾーンにありつつ地球推進，仙台市天文台や教育委員会などとの地域協力協

より巨大なスーパーアースという新たな天体カテゴリ

定，サイエンス・エンジェルなど学内プロジェクト推が発見されているが，理論的見地からは，例えば地球■2013遊星人Vol22-1.indd

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↑TOPへ←目次へ「第２回惑星科学最前線セミナー」開催報告／木村 他

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初期大気に多く存在し雷放電などで有機物の生成に寄継続的に開催していきたい．そしてその機会がさらな与すると考えられている水素がスーパーアースではそる理科教育の充実と惑星科学コミュニティの拡大につの後も残存してしまう問題や，強大な圧力によってコながることを期待したい．

ア物質の融点が上がる結果，コアが凍結し磁場が生成

最後に，セミナー開催を支えて頂いたオーガナイザ

できなくなる問題，そして巨大な固体天体でも地球同ーの皆様や，多くの興味深い話題提供を頂いた発表者

様にプレートテクトニクスが生じるかは自明でない問の皆様，そしてセミナーを盛り上げて頂いたすべての題など，生命活動に適さない環境になるいくつかの可

参加者の皆様に厚く御礼申し上げます．

能性がある点に触れ，ハビタビリティの見直しが必要であるとの見解を示した．また，現在の地球のような[1] セミナーでの講演資料と映像は，外部依存型生命圏に対して氷衛星の地下海のような内

https://www.cps-jp.org/~sicg/outreach/fy2012/

部依存型生命圏があるように，そもそも惑星がハビタ

top-seminar2/top-seminar2.html で公開している．

ブルゾーンにある必要はないとの視点も示した．

3. 結 び以上，駆け足だが「第 2 回惑星科学最前線セミナー」の概要について紹介した．急な呼びかけだったにもかかわらず，科学と社会のつながりや，科学の教育，惑
星科学の将来などに興味を持つ 20 名近い参加者が集い，その所属も多岐にわたったことから大いに盛り上がるセミナーとなった．本セミナーは発表中の質問も歓迎する自由な雰囲気で行われ，そのためか議論が大いに盛り上がり一時はスケジュールが 1 時間ほど押すこともあったが，それだけ参加者のそれぞれが問題の重要性を認識しているテーマだったことの表れだろうと感じている．今回のセミナーの目的は，中学高校教育やアウトリーチの現場の現状を報告していただきな
がら，惑星科学が地学教育などに果たせる役割を議論することであった．前章でそれらの概略を紹介したよ
うに，本セミナーでは各現場での活動内容や問題点の実情をそれぞれに紹介することがメインとなり，本セ
ミナーをもって現状の教育現場の問題点を解決するための具体的なアウトプットが構築されたわけではない．
これは世話人の不徳の致すところではあるが，セミナーで掲げたテーマや提供された話題の幅の広さ・見えてきた問題点の根深さ，そして参加者から次回以降の開催を求める声が多くあがったことは，問題解決の糸口を見いだすには今回の議論だけでは到底足りないことを示すものだったと感じている．第 3 回以降の開催時期やテーマは未定だが，社会との重要なコミュニケーションの場として，また日々変わりゆく教育状況や科学の進展を柔軟にフォローできるセミナーとして，■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

「惑星気象学入門 ―金星に吹く風の謎―」
松田佳久著（岩波科学ライブラリー 183）
岩波書店 ISBN：987-4-000-29583-3
発行日：2011/08/25 価格（税込）：1365円

中島 健介

書 評

112頁

1

本書は「あかつき」による金星探査の開始をにらんで企画された，日本の惑星大気力学の草分けによる惑

れていることは，日本の研究者への激励の表れであろう．

星気象学の概観である．しかし周知のように「あかつ本書の「縦書き・数式無し」スタイルには，研究者

き」は軌道に入れず 2015 年（または 16 年）の再挑戦を指向の方は物足りなさを感じるかも知れない．そのよ

目指しており，本書もその記述から始まる．この背景

うな読者はもちろん，著者の主著 [1] に取り組むべきからすれば，本書を手に取るのを躊躇する方も多いかであるが，その前にもう一度，本書を注意深く読んでも知れない．ところがどっこい，手軽なサイズと一見頂きたい．すると，各所に散在する「よくわかってい平易なスタイルだが本書の目標は高く，熟読に応えるない」「今後の研究が期待される」というフレーズが刺激的な一冊である．

改めて目に入る．
「もう分かっているのに」と不満を

本書は 3 つの部分からなる．最初の 3 章は，地球型感じられる方は，これらが相当にストイックな使われ惑星の大気の様相及び，それを決定する物理を一覧す

方をしていることに注意すべきである．それだけに，る．この部分で軽いショックを感じたのは，過去の解

著者がきちんと記述することを選んだ題材，例えば第説書の多くが人間に身近な地球，あるいは探査が進ん一章における温室効果のくだりは極めて明快で，「中でいる火星をトップに選んでいるのに対して，本書が学生でも理解出来る」と言って過言ではない．本書の躊躇いなく金星・地球・火星という順番を選択してい題材の全てに関して，本書の著者をも満足させられるることである．この選択は，大気量などを勘案すればレベルの理解を達成することは，惑星大気の研究者に極めてロジカルであり，その結果，たとえば惑星表層

とって大きなチャレンジである．付け加えれば，本書

環境の決定で本質的な「温室効果」について，最初にの各所にはこの十年の理解の前進がさりげなく埋め込

金星の文脈で存分に議論し，それを地球・火星に適用まれており，実は玄人にとっても「お得な一冊」と言することが可能となる．著者にとって「惑星気象学」

える．

の目的が，諸惑星大気の個別の記述ではなく一つのパ

本書の最後で，やはり話は「あかつき」に戻る．理ラメタ空間中での関連付けた理解であることが，この論家である本書の著者をしても，惑星気象学の発展の選択にもうかがえる．次の 1 章は，木星型惑星とタイために「観測は絶対に必要」なのである．数年後，本タンを扱っているが，ここでも著者は 4 つ巨大惑星の書を書きかえるべき惑星気象学の新展開は実現できて

比較，さらには地球型惑星との相違の考察など，統一いるであろうか．

的な視点を崩さない．終章は著者の本領である金星に戻り，超回転の理論を，初期の歴史から最新の論文ま

参考文献

でコンパクトながら広い目配りで議論する．ここで最近の学位取得者を含めて日本の各世代の研究が紹介さ[1] 松田佳久，2000，惑星気象学（東京大学出版会）．

1. 九州大学 大学院理学研究院 地球惑星科学部門
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山田 竜平（国立天文台 RISE 月惑星探査検討室）
皆様，こんにちは．国立天文台 RISE 月惑星探査検討室所属の山田竜平と申します．2009 年 3 月に東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻にて博士号を取 得 し， 現 在 は 佐 々 木 晶 先 生 の 下 で， 国 立 天 文 台
RISE 月惑星探査検討室の研究員として惑星科学の研究を続けております．上記のように私は，博士号を取得してすでに 4 年近く経過しており，また博士号を取得するまでに 3 年余分に時間がかかっているので，とても New Face といえるような存在ではないですが，いろいろなご縁で執筆の機会をいただいたので，これを機に，私の博士号を取得するまでの時代と更にポスした．ここで，初めて宇宙探査データを扱うことがでドク時代の研究生活についてご紹介したいと思います．

きました．

私の専門は広義で言えば固体地球惑星物理学ですが，

名 古 屋 大 学 を 卒 業 後， 山 本 先 生 の 紹 介 で 当 時

これまでは惑星探査，特に惑星地震探査，惑星地震学

LUNAR-A ミッションのプロジェクトマネージャであという特にマイナーな（？）分野で研究を進めてきましった水谷仁先生を紹介していただき，東大の大学院にた．私が「惑星探査」という分野を始めて知ったのは，入って念願の宇宙科学研究所で研究を行う事ができる

大学学部 4 年生のときでした．当時，私は名古屋大学

ようになりました．しかし，そこでまっていたのはまの地球惑星科学科に所属し，地球惑星物理学講座といさに「苦難」というべき日々の連続でした．修士のとう講座に配属されたばかりでした．その講座の新歓パ

きに，LUNAR-A ミッションで使用する「ペネトレーーティーか何かで，ある先生から，今宇宙研という所

タ」に搭載する地震計（月震計）の開発に関わる事になで，おもしろい事をやっている，月に地震計と温度計ったのですが，それがなかなか大変で，来る日も来るを打ち込んでネットワークを作るんだ，というなんだ

日も試験の日々，そして不具合の連続．もちろん，
我々

か 壮 大 で お も し ろ そ う な 話 を 聞 き ま し た． そ れ がは世の中に一つしかない最高のものを作ろうとしてい[LUNAR-A][1] ミッションという惑星探査ミッション

るので，そんなに簡単なわけではありません．特に，を知った始めで，[もうすぐ打ちあがる（2000 年当時）]

ペネトレータは人工衛星からの切り離しで天体表面にという話だったので，今のうちに是非，惑星探査ミッ自由落下させて，内部に搭載した観測機器ごと貫入埋ションに関わっておきたいと強く興味をもつようにな設設置させる装置ですので，内部の搭載機器はその貫りました．その後で，紹介していただいたのが，昔宇入時の衝撃（～10000 G）に耐えられるだけの耐衝撃性宙研にいたという噂があった山本哲生先生（現北海道が要求されます．また，月で起こる多くの地震はアポ大学）でした．学部の卒業研究では山本先生の下で赤より，変位にロで実施した月面地震観測結果（e.g., [2]）外線天文衛星 IRAS により取得された赤外スペクトル

して Å レベルの極微動である事が分かっています．

データの解析を行い，TiC ダストの光学特性を調べま10000 G の衝撃に耐えた後に，なおかつ極微小の振動

r.yamada@nao.ac.jp

を捉えられるだけの地震計の構造を確立するには，多■2013遊星人Vol22-1.indd49

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くの労力を伴いましたが，チーム一丸となって，なん

ネトレータの開発は続き，ペネトレータの耐衝撃性自とか要求される性能を満たすだけの地震計の開発に成体は無事に確立されました [4]．ペネトレータは固体

功することができました [3]．ただ，一方で様々な不天体表面に無人観測ネットワークを構築するうえで，運や不幸も重なって，LUNAR-A プロジェクト自体が優れたツールであり，多点で同時に地震データ，温度

暗礁に乗り上げてしまい，なかなか打上げまでに漕ぎデータが得られる点での科学的価値は客観的に見ても着ける事ができませんでした．私の腹づもりとしては，極めて高いと言えます．現状，日本のペネトレータは当初博士論文は開発した地震計で取得した月震データ

世界最高の性能を確立した独自のものであり，いまだを使って書けるだろうと勝手に考えていたのですが，世界の追従を許していません．個人的な見解になりま

なかなかそうはいかず，結局 LUNAR-A ミッション自すが，このままでは「宝の持ち腐れ」になってしまう

体は 2007 年 1 月を持って中止となりました．まさに世ので，早急にどんな形であれ，「ペネトレータ」を使の中の厳しさと，惑星探査プロジェクトの難しさを身用した固体惑星探査を実行するべきだと思っています．

をもって体感することとなってしまいました．
一方，惑星探査ミッションに学生時代に関わっていさて，長くなってしまいますが，ポスドク時代の話にも少し触れておきます．東大で学位を取得した後すた事でいろいろと得られたものもあります．惑星探査

ぐ に， 運 良 く フ ラ ン ス， ト ゥ ー ル ー ズ の Raphael

ミッションには非常に多くの方が関わっているので，

Garcia 氏に声をかけて頂き，トゥールーズ第 3 大学でいろいろな方とのつながりができます．特にいろいろ

1 年 間 研 究 員 と し て 研 究 を す る 事 に な り ま し た．

な大学の先生とのつながりで，学ぶ事は多かったです．

Garcia 氏はもともと地球の地震学が専門でしたが，宇宙研では，藤村彰夫先生，田中智先生，白石浩章さ

2009 年当時 NASA で提案していた惑星地震探査計画

んなどに実験や測定の基礎，測定データの解釈の仕方，に関わり始めたところで，日本で似たような事をして実験屋，研究者としての精神や心構えなどを教えこまいた私と一緒に仕事をする事になりました．トゥールれました．また，当時東工大の小林直樹先生（現宇宙ーズ大学では，月面で最大の科学的成果を得るのにど研）や東大地震研の竹内希先生には，地震データの解のような地震計ネットワークを構築するのが最適であ

析手法や計算プログラミング手法をいろいろと学ばせるか，数値シミュレーションにより最適ネットワークていただきました．月震計の性能評価を行うためによを設計する手法について研究を行いました [5]．このく名古屋大学の犬山地震観測所に足を運び，地震観測

手法は月面や地震観測だけでなく，様々な地球物理観試験を行っていたのですが，そこの先生である山田功

測に応用できるので，将来の探査計画を立案するのに夫先生（現中部大学）には，地震計の事や，地震観測の非常に有用な手法となります．

やり方，ノイズ対策や配線手法などをいろいろと教え

フランスでは，特にフランス語で結構苦労したのでていただきました．皆さん，スパルタな方が多くて，すが，異なる言語，文化圏で生活，仕事していく事は毎日のようにぼろぼろにされていたのですが，何とか非常に刺激的でした．また，相模原に閉じこもってい

喰らいついて，多くの事を学び取ることができたと思るだけでは出会えないような人たちとのたくさんの良います．また，人工衛星や宇宙用機器の試験への参加

い出会いもありました．実は，今この原稿もパリの一などは，探査をやっていればこそできた経験だと思い室で執筆しているのですが，私が今，パリに派遣されます．宇宙研時代には，ミッションの中止など，何度ているのもこのフランスでの縁があったからでしょう．

かドン底に落ちいって，困難な時期もあったのですが，いろんな物事に対して，（良い意味で）多少肩の力を抜おかげですっかり打たれ強くなった気がします．私はいて望めるようになったのもこのフランスの自由な気とても褒められたような学生ではなく，時間はかかっ風に触れた事が大きいと思います．若い学生の方達にたものの，なんとか学位取得まで漕ぎ着けられたのは，はぜひ一度，海外での研究生活を経験する事をお勧め

供にミッションを支えてきた多くの方々のおかけだとします．

思っています．

フランスから帰国後は再び宇宙研に戻り，これも過宇宙研時代の話の締めとして，もう少しペネトレー

去の縁で，宇宙研の水谷研究室の先輩であった山本幸タの話をしておくと，LUNAR-A の中止を経た後もペ生さんと JAXA の科学衛星運用データ利用センター■2013遊星人Vol22-1.indd

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New Faces（C-SODA）で一緒に仕事をする事になりました．山本

以上，長文になりましたが，私はもうすぐ 12 年，

さんは元々，惑星地震探査に興味を持っていた方で，一回りになろうかというくらい，主に惑星探査に関わ一緒にこれまでにない惑星地震探査データ（メインはってきました（と て も New Face で は な さ そ う で す

Apollo の月震データですが）のデータベース，公開シが．
．
）．紆余曲折も多かったですが，その分学ぶ事もステムを日本で作ろうと盃を交わしました．そこで，多く，普通に机に座っていただけではできないような

Apollo での観測当時から現在に至るまで月震の分野

経験もたくさんできました．惑星探査は労力も多く，の第一線で研究を続けているテキサス大学の中村吉雄

時間はかかるのですが，惑星科学を支える「本質」の先生のところを二人でオースティンまで訪ね，約一か一つなので，誰かがやらなければならない仕事だと思

月以上に渡って，データと情報の収集を行いました．

います．それ以上に，自分が関わった機器でこれまでほぼ二人での作業だったのでリレーショナル型データの科学を変える重要なデータが得られるというのは非ベースと公開システムの一応の完成を見るまでは一年

常にエキサイティングな事です．とはいえ，これまで近くの時間を要しましたが，これまで公開されていな

は，月探査，地震探査という狭い分野に注力していた

かったデータも含め，7 年半に及ぶ観測のほぼ全てのので，いざ RISE に来て幅広く探査に関わるといろい

Apollo 地震データをアーカイブでき，そのメタデータ

ろと勉強不足も感じます．これからは，日本及び世界も含めて Web 上で公開できるようにしました [6]．惑

で固体惑星探査をやる，内部構造探査をやるとなれば，

星地震データの公開システムとしては評判も良く，世常に声をかけていただけるくらい鋭意成長していきた

界最高のものだと思いますので，まだ発展途上の部分

いと思いますので，皆様，今後ともご指導の程，よろもありますが，ぜひ皆さんお使いいただければと思いしくお願い致します．また，この場をもって，これまます [http://darts.jaxa.jp/planet/seismology/]．

での研究生活を支えてくださった，諸先生，先輩方に最後に，現在の話になりますが，C-SODA での仕事御礼申し上げます．

の後，今は国立天文台の RISE 月惑星探査検討室（就
任 当 時 RISE 月 探 査 プ ロ ジ ェ ク ト）で 研 究 員 と し て

参考文献

佐々木晶先生の下，惑星科学の研究を続けられていま
す．今，天文台に来て約 1 年半になりますが，今の主[1] Mizutani, H. et al., 2003, Adv. Space. Res. 31, 2315.

な仕事は次期月探査計画 SELENE-2 と次期小惑星探[2] Nakamura, Y. et al., 1982, J. Geophys. Res. 87

査計画はやぶさ 2 での機器開発や科学検討になります．

supplement, A117.

SELENE-2 では，軟着陸機での地震探査計画に携わる[3] Yamada, R. et al, 2009, PSS 57, 751.

一方，VLBI 電波源を用いた月重力場探査に関する検[4] 田中智，2011，日本惑星科学会誌・遊星人 20，

討，開発も進めています．また，はやぶさ 2 では天文No.3，208．

台だけでなく千葉工業大学や会津大学のスタッフの方[5] Yamada, R. et al., 2011, PSS 59, 343.

たちと供にレーザー高度計に関する仕事に取り組んで[6] 山田竜平，2012，宇宙科学情報解析論文誌 1，

います．これまでは地震探査に注力してきましたが，
VLBI 電波源やレーザー高度計を使用してリモートセ

121．
[7] 山田竜平，2012，JPGU Meeting, P-PS25.

ンシングにより，天体の内部構造情報を得る事も可能
です．現在は，幅広く内部構造探査に関われるよう，様々な探査機器，手法について学ぶと供に，その機器で何がどこまで分かるのか鋭意，研究を続けています（e.g., [7]）．また，せっかく作った惑星地震データベースや日本では「かぐや」で得られた有用な月探査デー
タもたくさんありますので，現在はそれらを使っての月の科学，主に内部構造の研究も同時に進行しています．

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�藤 ��（九州大学地球変動講座）
皆様こんにちは．九州大学地球変動講座の佐藤雅彦
です．2012 年 9 月に東京工業大学地球惑星科学専攻において，綱川秀夫教授のご指導の下，学位を取得しまし た． 博 士 論 文 の タ イ ト ル は「In-situ magnetic
hysteresis measurement of magnetite under highpressure up to 1 GPa: Implication for source of theMartian magnetic anomaly」です．火星には，地殻岩
石の残留磁化を起源とする磁場『磁気異常』があることが知られています [1]．火星のダイナモ作用は，約40 億年前に停止したため [2]，地殻の残留磁化はそれよりも前に磁化して，現在まで保存されている必要がMM コースを通じて中澤清先生と交流があった事あります．どのような磁性鉱物が火星地殻中に含まれも，自分の現在に大きく影響しています．先生は，学ていれば上記を説明出来るか，という事を高圧下その生達が悩んでいそうな頃合いを見て，定期的にガス抜場磁化測定実験を使ってアプローチした研究です．

きに（飲み屋に）連れて行ってくれました．私も修士 1

博士課程までは，火星の磁気異常に関する研究をし年の時，進路について悩んでいましたが，中澤先生にてきました．そして現在は，「川砂ジルコンを用いた

色々と相談に乗って頂きました．その後も節目で重要

古地磁気強度研究」に取り組んでいます．地球史を通な示唆（お説教？）を頂いた気がします．自分が研究者じた磁場強度の変化を，ジルコンから読み取ろう，ととしての進路を選ぶ事になった切っ掛けは，中澤先生

いう研究です．研究の詳細につきましては，今後の学と出会った事なのではないかなと思っています．

会等でお話し出来ればと思います．火星，地球とター火星の研究をする切っ掛けとなったのは，修士 2 年

ゲットとする惑星は異なりますが，どちらも『岩石のの 4 月に綱川先生とした立ち話でした．専攻の新入生

磁性』に関する研究をしています（あまり聞き慣れな歓迎会の時に，「これからは，惑星岩石磁気学をやっいかもしれませんが，岩石磁気学と言います）．ここてみたら面白いかもしれないよ」「それは面白そうででは，私が現在に至るまでの，様々な『切っ掛け』にすね！」というやり取りをしました．その数日後，綱ついて書かせて頂きます．

川先生から火星の岩石に関する論文が送られて来た事

私は修士課程の時，東工大地惑専攻の『MM コース』

を今でも良く覚えています．実はそれまで，火星に関という特殊なコースに所属していました．惑星電磁気する知識はほとんど無かったのですが，関連する論文

学，惑星物理学，同位体化学，鉱物学，と全く異なるや教科書を読み進めるうちに，すっかり火星研究には分野の 4 研究室合同で授業やセミナーをするというプ

まってしまいました．綱川先生には，それから学位をログラムです．自身の専門分野以外についても相当な取るまでの間，色々とご迷惑をおかけしたと思います．

量の勉強をしなくてはならず，当時は大変でした．特

博士課程に進学して 1 年間は，博士論文の研究テーに印象に残っているのは，合同のセミナーです．4 研

マを考えるために，論文をあれこれと読んでいました．

究室の教員に加えて，生駒大洋先生までいるものです

そして，火星の磁気異常データを理解するためには，から，色々な視点から質問が出て来ました．発表準備『高圧下での鉱物の磁気的性質を知る事が重要』だとは大変でしたが，広い視野で物事を考える大切さを教考えるようになりました．しかし，高圧発生セルと磁わりました．現在の自分にとって，その時の経験が大力計を組み合わせた測定装置を自分自身で一から作る

きな財産になっていると思います．

ことは現実的には難しく，どうしたものか…，と悶々

sato.masahiko.146@m.kyushu-u.ac.jpとした日々を送っていました．転機が訪れたのは，■2013遊星人Vol22-1.indd52

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2009 年 9 月に金沢で開催された，地球電磁気・地球惑

れからは諸先輩方から助けて頂いた分を，若い人たち

星圏学会でした．綱川研究室 OB の高知大学山本裕二に還元出来るように日々精進して行きたいと思います．

助教から，「実は高知大学に高圧下その場磁化測定装

もし私に協力出来そうな事があれば，どしどしご連絡置がある」という事を教えて頂きました [3]．この事が下さい !

切っ掛けとなって，高知大学の装置を使用させてもら

最後に，New Face 執筆の機会を与えて頂きありがい，博士論文研究の実験を行う事が出来ました．高知

とうございます．惑星科学会のみなさま，これからよ

大学の小玉一人教授，西岡孝教授，山本裕二助教には，ろしくお願いします．

実験装置の使い方を一から教えて頂き，大変お世話になりました．
こうして今までの自分を振り返ってみると，非常に[1] Mitchell, D. L. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112,
E01002.

多くの人々のご好意に支えられて今日に至っているの[2] Acuña, M. H. et al., 1999, Science 284, 790.

だな，と改めて実感させられます．今までお世話にな[3] Sato, M. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39, L04305.

った皆様に，この場を借りてお礼を申し上げます．こ瀧川 晶（京都大学理学研究科）
皆様こんにちは，瀧川晶（たきがわあき）と申します．
2012 年の 3 月に東京大学大学院理学系研究科において，
橘省吾准教授（現北海道大学）と永原裕子教授の指導のもと，学位を取得しました．2012 年の 4 月から京都大
学地質学鉱物学教室にて，また，10 月からはカーネ
ギ ー 研 究 所（Carnegie Institution of Washington,
USA）にて特別研究員 SPD として研究をしています．

1. 研究について
太陽系で形成した最も古い固体物質（CAI; Ca-Al-ていません．以前遊星人にも起稿させていただきましrich inclusion）の年代測定から求められた 45.68 億年とたが，これまでに，進化末期の恒星周囲を模擬した条いうのが，太陽系の年齢とされ，いわば太陽系の元年

件における鉱物の成長異方性を実験的に調べ，さらにといえます [1]．私はそれより前に，太陽系の原材料

実際に星周ダストが放射する赤外観測スペクトルとの物質がどこでどのように作られ，どのような履歴を経比較をおこなうことで，ダストを供給し続けている恒て，そして太陽系形成最初期に何が起こったのかを，星でおこる事象を明らかにしようとしてきました [2-5]．

多様な物質科学的手法で調べ，紀元前太陽系の姿を明一方，プレソーラー粒子と呼ばれる隕石中の大きならかにようと研究をしています．

同位体組成の異常を示す微粒子には，恒星周囲でのダ定性的には，進化末期の恒星の周りでダストとよばスト形成から隕石母天体での変成まで，あらゆる出来れる微小鉱物が気相から凝縮し，宇宙空間を漂い，分事が積分され記録されています．そこで，星間空間に子雲に取り込まれて，そこから原始太陽系円盤が形成

放り出されたダストがどのような履歴を経てプレソーした，と説明されますが，その詳細はほとんどわかっ

ラー粒子として現在の姿になったのかを調べるため，

takigawa@kueps.kyoto-u.ac.jp

最近では，京都大学の圡山明教授，三宅亮准教授らと■2013遊星人Vol22-1.indd

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共にダスト模擬物質への低エネルギーイオンの照射実えることが許されるということにただ興奮し，46 億験を行なっています．また，現在カーネギー研究所で年前の何かを知ろうとしているということだけで，実Larry R. Nittler 博士，Conel M. O.’
D. Alexander 博士，

験や観察が楽しくて仕方がありませんでした．足を踏Rhonda Stroud 博士らと行なっている研究でもありまみ入れた惑星科学の中の世界からみる地球や宇宙は，すが，１ミクロンほどのプレソーラー粒子の表面構造

色を変えて形を変えて，今もやはり魅力的です．それや結晶構造，化学組成，同位体分布を調べることで，は，学部四年生から学位をとるまで，橘省吾博士と永プレソーラー粒子が経験してきた素過程を明らかにし

原裕子博士に，研究はあくまで自由に，そして必要なようと挑戦中です [6]．

ときに必要なだけの議論ができる環境を作っていただ

進化末期の恒星周囲の鉱物が放射する赤外線と，手いたからであり，また，東京大学でお二人を含めた多に取れる隕石中のプレソーラー粒子，というのは，ス

くの人に支えられた幸福な学生時代を過ごせたからでケールも観察手法も違う対象です．しかし，それぞれあると思っています．これまでの感謝の気持ちを込めから上手く情報を引き出して組み合わせることで初めて，私の財産となっているお二人とのエピソードをいて太陽系の歴史の一端がわかるはずとの考えから，大くつか紹介したいと思います．

きく１つの研究と捉えて取り組んでいます．

初めての研究は，学部四年生の時に橘さんの指導のもとおこなった，隕石中短寿命放射性核種の起源がII型超2. 惑星科学との出会いとこれまで新星爆発ではないか，というものでした[8]．その成果
を LPSC（Lunar and Planetary Science Conference）で今から 10 年ほど前，まだ受験勉強をしていた頃に，発表しようということになりました．学部生だった私

駅で藤井旭さんの宇宙大全 [7] を買って，なんとも気は，国内学会にも数度参加しただけで，英語も話せず，分が高揚したのを覚えています．惑星科学や天文学に大規模な国際会議がどういうものかを全く知りません

向かう興味が刺激されたのではなく，宇宙への漠然とでした．橘さんは口頭で発表することを提案され，そした憧れが盛り上がったようでした．今思い返すと驚の口調は当たり前のようだったので，ヒューストンにくのですが，分子雲や銀河の写真を見て，「これがど行くまでは緊張しつつもどこか気楽な気持ちでいましうやってできたのだろう」とは思わず，「綺麗だ．宇た．それがいよいよ会場に着き，その規模や演台の高宙はすごいな」と思ったのです．

さを目の当たりにして，「これは随分，大変なことだ」

その頃の私にとっての実際の宇宙といえば，NASAと認識したのです．さらに，発表前日になって永原さと宇宙ステーションの名前くらいで，当初，東大工学んにも発表練習をみていただき，発表スライドを大幅部の航空宇宙に進学するつもりでした．しかし，教養に修正した方がいいというコメントをいただきました．

学部のころに友人から，航空宇宙では計算ばかりやら

より質の高い発表になることは明らかでしたが，私のされてつまらないという話を聞きつけました．もちろ

頭をよぎった，前日だから修正するよりは練習を，とんそんなはずはないのでしょうが，その時は，それでいう発想は橘さんと永原さんにはなかったように思いは嫌だと見切りをつけてしまいました．結局，何をやます．今では笑い話ですが，あの時ほど真っ暗な気持っているかと聞かれたときに，「地球を研究している」

ちを味わったことはありませんし，それから橘さんとと答えられるのが気に入って，地球惑星物理学科に進

徹夜でスライドに向かって格闘したことは忘れようもみました．

ありません．このときに限らず橘さんは，助言を求め

そうして，私はただ地球惑星科学者になりたかった

られると，私の力量ではかなり無謀なことでも，基本だけなので，惑星とは水金地火木…と覚える以上のも的には挑戦する方に発言をされました．その結果，しのではなく，オリビンの化学式も知りませんでした．

ばしば厳しい状況を招いていましたが，その都度本当

しかし学部三年生の冬学期に，授業で CAI 中のメリにたくさんの時間と労力をかけてくださったために，ライトを合成するという実験に触れ，それが転機にな

背伸びをし続けることができ，大いに鍛えられました．

りました．46 億年前というとんでもなく昔にできた

もう一つ思いだすのは，修士二年でセミナー発表をものが今手元にあって，それがどうしてできたかを考していた時のことです．発表の最後に今後の大きな展■2013遊星人Vol22-1.indd

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望を話すと，永原さんがしばしの沈黙の後，「それがミュニティ，分析機器など，学ぶべきことが沢山あり，わかったら何なの？」と質問をされました．十分に大充実した日々を過ごしています．これからの 30 年あきく遠くの目標を示したつもりでいたので，この質問

まりの研究者生活で，何をどこまで明らかにしたいか

は強烈な印象を残しています．その後も折に触れて，をよく考え，少しずつ進んでいきたいと思っておりま

それがわかったら何かしら？と考えることが習慣になす．皆様，今後ともどうぞ宜しくお願い致します．

りました．この習慣により，同じ実験していても，少しずつ研究対象となる世界が拡がっていくように思い[1] Bouvier, A. and Wadhwa, M., 2010, Nature Geoscience

ます．ちなみに，永原さんの居室を訪ねると，どんな3, 637.

に忙しくても「何？」と少しの時間でも必ず対応して[2] 瀧川晶ほか，2007，遊星人 16，128．

くださり，学生生活の間で「後で」と言われたことが[3] Takigawa, A. et al., 2009, ApJL 707, L97.

ありません．見習おうと思っても，これがなかなかで[4] 瀧川晶ほか，2010，遊星人 19，148．

きません．

[5] Takigawa, A. and Tachibana, S., 2012, ApJ 750, 149.

春から半年間過ごした京都大学は素晴らしい環境で，[6] Takigawa, A. et al., 2010, LPS XXXXII, #2599.

また戻って研究生活を送ることを楽しみしています．

[7] 藤井旭，2000，VISIBLE宇宙大全，作品社．

現在所属するカーネギー研究所でも，新しい環境，コ[8] Takigawa, A. et al., 2008, ApJ 688, 1382.

藤谷 渉（Max-Planck-Institut für Chemie）
みなさま初めまして，藤谷渉（ふじやわたる）と申します．2012 年 3 月に比屋根肇准教授の指導のもと，東京大学大学院理学系研究科にて博士号を取得しました．
学位を取得してすぐ，2012 年 4 月にドイツ・ライン川
河畔の町マインツにあるマックスプランク研究所（化学）に拠点を移し，Peter Hoppe 博士のグループで研究を続けています．
私の研究内容は，主に同位体を用いた宇宙化学的手法で隕石など地球外物質を分析し，太陽系のとくに最初期の進化を解明することです．修士課程では，隕石物質中のクロム同位体異常について研究しました [1]．

のキャリアの探索に乗り出しました．大学院に入学し同位体異常の存在は，初期太陽系の原始惑星系円盤内てからいろいろな論文を勉強し，このテーマにたどり

で同位体組成が不均一だったということを示しており，着くまでに半年，それから酸を用いた隕石の化学処理

その起源や均一性の程度は円盤内の物質循環と関係すという慣れない作業による試料の準備に半年かかり，

る非常に重要な研究テーマです．私が研究を始めたこ

NanoSIMS で実験を開始したのは修士課程 2 年の 6 月

ろは，そのような異常の原因はよくわかっていません

で，それから分析手法の開発に取りかかりました．しでしたが，極めて大きな同位体異常を示す未発見のプかしながら，実験はなかなかうまくいかず，そうこう

レソーラー粒子が存在しているのではないか，というしているうちに海外の 2 つの研究グループが同じテー

示唆は得られていました．そこで，私は NanoSIMS とマに取り組んでいることを知り，困難な競争になるこ

いう高空間分解能 SIMS を用いて，クロム同位体異常とがわかってきました．結果的にはその海外の研究グ

wataru.fujiya@mpic.de

ループがいち早くクロム同位体異常のキャリア（クロ■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 201356

ムスピネルのナノ粒子）を発見し，私としてはプライ

で，2010 年の春にマインツに 2 か月滞在してプレソー

オリティーを失う結果となってしまいましたが，研究

ラー粒子のリチウムとホウ素の分析を行いました [4]．

テーマの設定から試料の準備，分析手法の開発を一人言うまでもなく，これが現在のポスドク先とコネを作で行い，一流の研究者と争ったことは私にとって大きるきっかけになったわけです．滞在先としてマインツな糧となりました．とはいえ，いつまでも結果が出なを選んだのは，Hoppe 氏にプレソーラー粒子のホウ素

いなか，誰それがいい成果を出しただの，論文を投稿を分析した経験があったことや，中嶋大輔博士（現ウ

しただの，DC1 に採用されただのといった情報を耳ィスコンシン大学）が以前に滞在していて色々とアドにするのは，辛いものでした．

バイスを受けられたことなどが主な理由です．このと博士課程に進学してからは，隕石中の炭酸塩の年代きの滞在では，共同研究でいい成果が得られたのはも測定を研究テーマにしました．修士課程ではやや博打

ちろんですが，その自由に議論できる研究室の雰囲気的な研究テーマだったので，博士課程では，年代測定

を肌で感じ，自分の意見をきちんと主張することの大のように，きちんと測れば何らかの結果が得られるも切さも学ぶことができました．

のをやろうと考えたのです．とは言っても，きちんと

以上，四方山話をしてしまいましたが，このような分析をして信頼できるデータを提供するのは決して易大学院生活を経て，マインツでポスドクをするに至りしいことではなく，それこそが分析屋の使命でもありました．以前滞在した際にできた友達や研究所のスタます．博士課程では新しい分析手法を開発することにッフの助力のおかけで，ビザの取得，住居探し（これより，これまでにない確度および精度の年代測定に成が外国人にはかなり大変）や保険への加入など，生活功しました．そしてその年代データをもとに始原的なの基盤を整えるのに困難はありませんでした．現在は，小惑星の形成と進化のモデルを構築しました [2,3]．幸クリスマスやカーニバル，ビールやサッカーといった

いにも，博士課程での研究は D1 の後半には面白い結

ドイツの文化を楽しみつつ，プレソーラー粒子やはや果が得られていたので，とくに辛い思いをすることはぶさサンプルの分析に心血を注いでいます．そして私ありませんでした．強いて言えば頑張って書いた論文にとって外せないドイツの文化が音楽，学部時代の私がリジェクトされたり，その反論をエディターにアピが趣味であるオーケストラを散々やり倒してきたことールしたりしたのが少々ほろ苦い思い出です．この論をご存知の（そしてそのために進学の際にいろいろと文のやりとりでは，いかに論文の内容をわかりやすく，

ご迷惑をおかけした）先生方からは，音楽ばかり聴き魅力的に，かつ短くまとめて書くか，またリジェクトに行かないように，と散々釘を刺されたものですが，しようとしているエディターといかに戦うかといった申し訳ありません，ベルリンフィルなど超名門オーケ

ことを勉強するいい経験になりました（結局，最初のストラの演奏をたっぷり堪能しております（日本だと

エディターの判断を覆し，アクセプトにこぎつけるこ

チケットが高いので・・・）．マインツにはあと 2 年とができました）．

ほど滞在する予定ですので，しばらくは惑星科学会秋

話は前後しますが，前述のとおり修士課程の研究は

季講演会に参加できそうにありませんが，素晴らしい

あまり順調には進まなかったものの，修論を提出した

研究成果を手土産に次回みなさまとお会いできるのを直後の 2009 年 2 月に三鷹の国立天文台で開かれた「同心より楽しみにしております．

位体組成と元素の起源の研究会」に参加しました．そのとき天文台の梶野敏孝准教授が私のクロム同位体異参考文献

常についての研究発表に関心を示して下さり，また私のほうも梶野さんが以前からアイデアを温めていた超[1] Fujiya, W. et al., 2011, Geochem. J. 45, 275.

新星起源プレソーラー粒子のリチウムとホウ素に関す[2] Fujiya, W. et al., 2012, Nat. Comms. 3, 627.

る研究に興味をもちました．ちょうどそのころ，2009[3] Fujiya, W. et al., 2013, Earth Planet. Sci. Lett. 362,

年夏に東工大・東大グローバル COE プログラム「地球から地球たちへ」が採択され，私は運良く RA として，

130.
[4] Fujiya, W. et al., 2011, Astrophys. J. 730, L7.

海外にインターンシップをする機会を得ました．そこ■2013遊星人Vol22-1.indd

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New Faces

濱野 景子（東京大学大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻）
皆様こんにちは，濱野景子と申します．2012 年 3 月に東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻でなんとか学位を取得し，現在も同専攻で特任研究員として研究をしています．「なんとか」と書いたのは，私事で博士課程の途中で長期お休みをし，さらに取り組
むべき新しいテーマも見つけられないままに復学したからです．それにも関わらず嫌な顔をせず受け入れてくださった指導教官の阿部豊先生にはとても感謝しています．
私の主な興味は「惑星の大気や表層環境の違いはどこからきているのか」という問いにあります．学位論

は良くも悪くも文字通り真に受けて，ただ闇雲にいろ

文では，大気進化の最も初期の段階に焦点をあて，ジ

いろ手を出し撃沈していましたが，このとき聞きかじャイアント・インパクトを経て形成した惑星が固化すった単語たちは別のことを考えているときにひょんなるまでの固体・大気進化について理論的な検討を行なきっかけで思い出され，芋づる式に視野を広げてくれいました．もともと学部 4 年までは現在の地球での気るなど役立っています．何と何がどこで繋がっていて候や物質循環を研究したいと思っていたのですが，学同じ箱に入っているのか，というものの見方を培うき部の授業で当時助手だった杉田精司さんに，迫力あふっかけにもなってくれました．

れる語り口で実験を指導していただいたのが，惑星科

修士 1 年も終わりに差しかかり，大気放射計算に後学に転向する最初の契機となりました．実験自体もとろ髪をひかれつつも，研究テーマを衝突蒸気雲の流体ても楽しくやりがいのあるものでしたが，数々のミス計算に定めました．このテーマはその後泥沼にはまるをし，失明しかけたこともあって，残念ながら私は実ことになってしまうのですが，学部での実験とこの研

験家としての適正に欠けているようだということも身究テーマを通じて，当時東大の松井研に所属していたをもって学びました．その後受けた阿部先生の講義内方々と知り合えたのは今でも得がたい財産です．雨の容に感化され，地球だけでなく惑星大気一般の大気放日に水たまりをみて突然イジェクタの放出角度につい射や気候を研究しようと，大学院入試直前に志望を変て熱心な議論が展開されたのは，大学院に入りたての更して，惑星システム科学講座へと進学しました．

私には衝撃的で，研究者たるものいつ何時も研究のこ

大学院に進学したものの一番興味のあった惑星大気とを考えているのだと感銘を受けたのを覚えています．

の放射については，残念ながら携わることはできませそのときの「何をみても衝突に見えるのですね」といんでした．というのは研究室のメンバーはみな異なっう尊敬を込めた私のつぶやきが，「何をみても衝突にたモデル・テーマを進める，という研究室の方針があ見えてしまうなんて（かわいそうに）」という哀れみのり，大気放射モデルの構築は他のメンバーが進めてい言葉として受け取られてしまったのは，少し悲しい思たからです．研究室には他にも粘弾性体モデルや分子い出です．

動力学法，流体計算など異なった手法で様々なテーマ

修士論文では，衝突による物質の供給と惑星外へのに取り組んでいる方々がいて，その多岐にわたる内容

散逸とを評価することに取り組みました．が，その後にまずとても驚きました．また研究室にはもう 1 つ，の博士課程では少しの不運と私の力不足とで袋小路にできるだけ幅広い分野を勉強する，という方針があり，迷い込んでしまいました．その結果の一部は最終的に阿部先生自身がそれを実践されていました．当時の私論文にはなりましたが，当時は自分の研究の意味を見keiko@eps.s.u-tokyo.ac.jp

失い，新しいテーマを模索しただひたすらもがいてい■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

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た記憶しかありません．ちょうどそのころ，当時ポスドクであった夫が 1 年ほどオーストラリアの研究機関に行くという話があり，行き詰まり八方ふさがりだった私は，少し研究から離れて冷静になろうと，休学し同行することにしました．結局夫の滞在は伸びに伸びて 1 年どころではすまなかったのですが，向こうの学生がそれまで私が目指していたものとは全く異なる研
究意識・スタイルで楽しく研究している姿がよいカル
チャーショックとなり，結果として研究へ戻る力となってくれたと思います．
最後にあと半年もがいてテーマを見つけられないな
ら大学をやめる，と決めて復学しました．アイデアを検討してはボツということを繰り返しながら，ジャイ
アント・インパクトという惑星形成の描像や，ハイド
ロダイナミックエスケープによる初期惑星からの大気
散逸，水蒸気大気の射出限界などそれまでに得た知識を組み合わせ，全溶融した惑星が固化するまでの固体
惑星と大気の初期進化を追うという発想を得ることができました．学位論文では，それらを結合した惑星初期進化モデルを構築し，惑星のサイズや初期組成が全く同じでも，軌道半径によって固化時間や水量が全く異なる惑星になりうるというアイデアを提案しています．
こうして振り返ってみると，何事も全く思い描いていたとおりにはならないものだなと改めて感じます．
長期休学や博士課程終盤でのテーマ替えなど決して順調とはいえない学生生活でした．それでも幸運なことに単なる遠回りに終わらず，迷走を重ねながらも現在も研究が続けられているのは，セミナーや学会発表，論文，講義，また居酒屋での四方山話などなど，いろんな場面でこれまでいただいた知見や励ましの言葉のおかげです．今後はもう少しこの社交的でない性格をなんとかして，言葉を頂くだけでなく返せるようにしていきたいと思いますので，みなさまどうぞよろしく
お願いいたします．

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JSPS Information

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JSPS Information◇日本惑星科学会第98回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第99回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第 98 回運営委員会議事録
期間：2012 年 11 月 26 日（月）～12 月 2 日（日）議

題：欧文誌専門委員会委員の承認

運営委員会委員：
出席者（23 名）
渡邊誠一郎，井田橘

茂，田近英一，倉本圭，荒川政彦，永原裕子，林省吾，中本泰史，中村良介，並木則行，三河内

城野信一，高橋幸弘，小林直樹，佐々木祥介，渡部潤一，中村昭子，

岳，小久保英一郎，平田成，千秋博紀，荒井朋子，晶，はしもとじょーじ

欠席者なし
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす
議決方法：上記期間内に e-mail により投票
議題：
欧文誌専門委員会委員の承認をお願いしたい．
欧文誌専門委員会委員

大竹真紀子（JAXA）

議題は全会一致で承認された．賛成：23，反対：0◇日本惑星科学会第 99 回運営委員会議事録
期間：2012 年 12 月 20 日（木）～12 月 26 日（水）

議

題：第 12 期役員等の選出

運営委員会委員：
田近英一，渡邊誠一郎，倉本
永原裕子，井田佐々木圭，中村昭子，荒川政彦，林茂，千秋博紀，はしもとじょーじ，平田祥介，生駒大洋，渡部潤一，並木則行，成，荒井朋子，小久保英一郎，橘省吾，晶，城野信一，小林直樹

欠席者：
渡部潤一，荒井朋子，藤本正樹
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■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

議決方法：上記期間内に e-mail により投票
オブザーバー：
中本泰史（議題１が認められると運営委員会委員）
杉田精司（議題１が認められると運営委員会委員）
報

告：1．役員等選挙結果
日本惑星科学会会長選挙結果
有権者数

633

投票総数

129［有効票 129］

投票率

20.4%

順位

得票数

氏名

1

122

田近英一

次点

3

渡邊誠一郎

4

散票

以上により，第 12 期会長として田近英一会員が選出された．
日本惑星科学会運営委員選挙結果
有権者数

633

投票総数

984（投票者数 82 × 12 名連記）

投票率

13.0%

［有効票 824，白票 160］
順位

得票数

氏名

1

45

倉本

2

42

渡邊誠一郎

3

40

中村昭子

4

33

荒川政彦

5

29

林

6

26

生駒大洋

7

26

渡部潤一

8

26

並木則行

9

25

永原裕子

10

24

井田

11

21

千秋博紀

12

20

はしもとじょーじ

次点

20

中本泰史

19

杉田精司

19

小林直樹

圭

祥介

茂

＊日本惑星科学会役員選挙規定 5（2）「得票同数の場合は年少者を優先する」から，はしもと じょーじ 会員
が 12 位，中本 泰史会員を次点とする．
19 票の杉田 精司会員，小林 直樹会員の順も同様．
以上により，第 12 期運営委員として 12 名の会員が選出された．

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JSPS Information

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2．会長選任による運営委員
上記開票結果および会則第 12 条 3 項により以下 8 名の運営委員が会長によって選出された．
平田成（会津大）

荒井朋子（千葉工大）
小久保英一郎（国立天文台）
藤本正樹（ISAS）
橘

省吾（北大）

佐々木晶（国立天文台）

城野信一（名大）小林直樹（ISAS）
3．専門委員会委員長
上記開票結果および会則第 12 条 4 項により各専門委員会委員長および部会長が会長によって選出された．
総務専門委員長

議

平田

成

行事部会長

中村昭子

財務専門委員長

荒井朋子

編集専門委員長

はしもとじょーじ

欧文誌専門委員長

佐々木

将来計画専門委員長

荒川政彦

将来惑星探査検討Ｇ長

並木則行

情報化専門委員長

千秋博紀

対外協力専門委員長

小久保英一郎連合連携専門委員長

永原裕子

晶

題：
議題 1．会則第 12 条 2 項により会長によって選出された副会長の承認
副会長

渡邊誠一郎，倉本圭

なお，これにともない，中本泰史 会員と杉田精司 会員が運営委員に繰り上げられる．
議題 2．会則第 12 条 7 項により会長によって選出された各部会委員長の承認
行事部会長：中村昭子
将来惑星探査検討Ｇ長：並木則行
議題 3．会則第 12 条 6 項による監事候補者の選出
監事候補者として関谷実 会員および松田佳久会員が選出された．

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◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2013 年 3 月 25 日までに，賛助会員として本学会にご協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．（五十音順）
アメテック株式会社カメカ事業部
株式会社五藤光学研究所
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス◇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．


2013/05
19-24

日本地球惑星科学連合大会（a）
幕張メッセ国際会議場，千葉県，千葉市 （b）
日本地球惑星科学連合（日本惑星科学会共催）（c）
http://www.jpgu.org/meeting/

2013/06

02-09

第29回宇宙技術および科学の国際シンポジウム（ISTS）（a）名古屋市国際会議場 （b）第29回宇宙技術および科学の国際シンポジウム組織委員会・日本航空
宇宙学会（日本惑星科学会協賛）（c）
http://www.ists.or.jp/2013/

2013/11
20-22

日本惑星科学会秋季講演会（a）
石垣市民会館，沖縄県，石垣市 （b）
日本惑星科学会主催（c）https://www.wakusei.jp/meetings/fall_meeting/■2013遊星人Vol22-1.indd

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編集後記
編集幹事を引き継ぎました，諸田です．前編集幹事の追い込み時期です．周囲の学生たちが目を腫らしなと比較して編集精度が極度に低下するのでは？とハラがらパソコンに向かって念仏を唱えるように唸っていハラされていた方々，ご安心ください．本文を読まれるのをみると恐怖さえ覚えます．自分が学生時代そのているということはクリティカルなヘマはしていない

ような状態になっていた記憶はないのですが，むしろものと思われます．入稿までこぎつけたのもすべて編

最近は様々な締め切り地獄に追われて取り乱すことが集長と前編集幹事をはじめとして多くの方々からのサ多くなりました．皆さんも原稿提出の締め切りにはごポートがあったおかげです．心より感謝致します．し注意願います．

かし，いまだ予断を許さない状況です．次号があります．

では，渾身の力で執筆された熱い原稿を心よりお待
ち致しております．

さて，この原稿を書いている 2 月初旬は卒論，修論■2013遊星人Vol22-1.indd

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編集委員
はしもと じょーじ [ 編集長 ]，諸田 智克 [ 編集幹事 ]来たる 10 年事務局（大槻 圭史，小林 直樹，出村 裕英，竝木 則行）[ 特集「月惑星探査の来たる 10 年：
第二段階のまとめ」ゲスト・エディター ]生駒 大洋，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，倉本 圭，小久保 英一郎，白石 浩章，杉田 精司，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，本田 親寿，山本 聡，渡部 潤一，渡部 直樹，
和田 浩二
2013年3月25日発行

日本惑星科学会誌
定 価
編集人
印刷所
発行所

遊・星・人

第22巻

第1号

一部 1,750 円（送料含む）
はしもと じょーじ（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒 501-0476 岐阜県本巣市海老 A&A 日本印刷株式会社〒 223-8526 横浜市港北区日吉 4-1-1 慶應義塾協生館 2 階
株式会社イーサイド登録センター内 日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 045-534-3881／FAX : 045-534-3882（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

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
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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．

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