日本惑星科学会誌
第23巻
目
巻頭言

遊・星・人

第1号
次
3

百瀬 宗武


特集「月の火成活動からみた熱進化」

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定
石山 謙，熊本 篤志，小野 高幸，山口 靖，春山 純一，大竹 真紀子，加藤 雄人，その他2名

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像
中村 良介，山本 聡，松永 恒雄，小川 佳子，横田 康宏，石原 吉明，廣井 孝弘

4

15



アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－
坂本 正夫，小川 勇二郎

25

エポックメイキングな隕石たち その２ 〜Chelyabinsk隕石～ 杉浦 直治

35

系外惑星
「遠い世界の物語」その２ 〜灼熱天王星GJ3470bの大気を初めて観測～

38

福井 暁彦，成田 憲保

火の鳥「はやぶさ」未来編 その５ ～はやぶさ2統合サイエンスの理念～ 小林 直樹

43

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その22 ～米国航空宇宙局深宇宙ネットワークの活躍と貢献～

48

戸田 知朗，あかつきプロジェクトチーム「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最前線 〜地球惑星科学における装置開発の重要性〜」
53
講演会の報告～ 寺田 健太郎，豊田 岐聡
「天体衝突物理の解明（IX）〜火星の進化〜」参加報告」 羽村 太雅

57

研究会報告：「イプシロンロケットによる小型惑星探査」に関するシンポジウム

61

荒川 政彦，高橋 芳幸，早川 雅彦

研究会開催報告：計算惑星科学シンポジウム

64

林 祥介，梅田 隆行，梅村 雅之，小河 正基，亀山 真典，玄田 英典，小久保 英一郎，他5名

2013年度 秋季講演会報告 渡部 潤一

70

JSPS Information

72

表紙デザイン：BROOKS■2014遊星人Vol23-1.indd

1

2014/03/13

15:06:03

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 20142

Contents
PrefaceM. Momose3

Special issue : Lunar volcanism and thermal evolution

Estimation of the bulk permittivity and porosity of lunar uppermost basaltic
units based on the observation data of SELENE
K. Ishiyama, A. Kumamoto, T. Ono, Y. Yamaguchi, J. Haruyama, and 4 authors

New views of the Moon as revealed by Spectral Profiler onboard Kaguya
R. Nakamura, S. Yamamoto, T. Matsunaga, Y. Ogawa, Y. Yokota, and 2 authors

415

How did Upheaval Dome (Utah, U.S.A.) form?
―The impact crater modified by salt layer under the ground ―M. Sakamoto and Y. Ogawa

25


Epoc-making meteorites（2）― Chelyabinsk meteorite ―N. Sugiura

Tales of distant exoplanet worlds（2）―First observation of the atmosphere of the hot Uranus GJ3470b ―A. Fukui and N. Narita

Phoenix“Hayabusa”: A tale of the future（5）―A philosophy of the Hayabusa-2 Interdisciplinary Science ―N. Kobayashi

Road to the first star : Venus orbiter from Japan（22）―Activity and contribution to Akatsuki of NASA Deeps Space Network―

35

38

43

T. Toda and AKATSUKI Project Team

48

Report on“New frontier of Earth and Space Science developed by mass
K. Terada and M. Toyoda
spectrometry”workshop

53

Report : Meeting“Physics of Impact Process of Solar System Bodies IX”
T. HamuraWorkshop report :Symposium for a small scale planetary exploration using the epsilon rocket
M. Arakawa, Y. Takahashi, and M. Hayakawa

Symposium on Computational Planetary Science

Y. Hayashi, T. Umeda, M. Umemura, M. Ogawa, M. Kameyama, and 7 authors

Report of 2013 Fall Meeting

57

61
64

J. Watanabe

70

JSPS Information		

72■2014遊星人Vol23-1.indd

2

2014/03/13

15:06:03

3

巻頭言

巻頭言
ALMA による惑星形成研究のスタート
南米チリで建設されていた大型電波望遠鏡・ALMA が稼働を始めた．まだ予定されている最終性能には到達していないものの，目を見張る成果も出始めている．原始惑星系円盤に関しても，もはや単純に「円盤」とは呼べないくらい非対称な構造を示すものや，ガス化学種の空間分布の違いから一酸化炭素分子の凍結境界（水に対する雪線に相当）が検出されるなど，天体
物理学的にも物質科学的にも，探究心をそそられる結果が得られてきている．その詳細はいず
れ，本誌でも紹介される機会があるだろう．

ところで「原始惑星系円盤」の存在が観測的に確立されたのは，そう遠い過去のことではない．
何を隠そう，私が大学院での研究テーマを探していた約 20 年前は，ちょうどこの新たな研究
対象がはっきりと意識され，これからどんどん研究を進めていこうという熱気と興奮が満ちていた時期であった．個人的にも，野辺山へ初めて足を運んで 45m 電波望遠鏡の観測を見学させてもらったときに，牡牛座 DM 星からの円盤ガス放射の初検出を目撃する幸運に恵まれ，興奮したことを覚えている．

それ以降，観測で得られてきた知見は確かに多彩で，少し油断するとあっという間に知らないことが増えてしまう状況にある．ただ一方でこのような進展が積み重なれば重なるほどより強く感じるのは，現在，観測的課題とされている概念の多くが，実は林忠四郎先生を中心に1980 年代に構築された「太陽系起源論」の中に，明快に提示されていたという点である．技術が進歩して本質に迫っているという観点からは至極当然の展開かもしれないが，研究をリアル
タイムで体験している者としては，やはり畏敬の念を禁じ得ない．

ALMA に話を戻すと，その実現にはもう一つの伝統，つまり「野辺山からすばる，そしてALMA へ」という観測天文学の開拓の流れがあった．理論・観測両面での先人の努力をしっかりと受け継ぎ，未来に向けて，多くの皆様とともに惑星形成過程の解明を進めていきたい．

百瀬 宗武（茨城大学理学部）■2014遊星人Vol23-1.indd

3

2014/03/13

15:06:03

←目次へ

4

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

特集「月の火成活動からみた熱進化」

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定
石山 謙 ，熊本 篤志 ，小野 高幸 ，山口 靖 ，春山 純一 ，
3
1
1
4
大竹 真紀子 ，加藤 雄人 ，寺田 直樹 ，押上 祥子
1

1

1

2

3

2013年9月10日受領，2013年11月25日受理．

（要旨）数百 m の厚みを持った月上部の玄武岩質溶岩ユニットにおいて，SELENE（かぐや）の観測データを用いた新手法を使い，そのバルク誘電率及び空隙率が推定された．本研究は，晴れの海の 2 カ所の溶岩ユニ
ットと嵐の大洋の 1 カ所の溶岩ユニットで解析し，それらのバルク誘電率は，晴れの海では 1.9～7.0 と 1.6～
要旨

14.0，嵐の大洋では 1.3～5.1 と推定された．これらのバルク誘電率は，上部溶岩ユニット中の空隙率が，晴数百 m の厚みを持った月上部の玄武岩質溶岩ユニットにおいて，SELENE（かぐや）れの海の溶岩ユニットで 9% ～71% と 0% ～78%，嵐の大洋の溶岩ユニットでは 21% ～86% に含まれているの観測データを用いた新手法を使い，そのバルク誘電率及び空隙率が推定された．本研究ことを示している．これらの空隙率は主に，火山灰の空隙成分，溶岩固有の空隙成分，隕石衝突由来の空隙
は，晴れの海の 2 カ所の溶岩ユニットと嵐の大洋の
1 カ所の溶岩ユニットで解析し，それ成分で説明できる．
らのバルク誘電率は，晴れの海では 1.9～7.0 と 1.6～14.0，嵐の大洋では 1.3～5.1 と推定された．これらのバルク誘電率は，上部溶岩ユニット中の空隙率が，晴れの海の溶岩ユニットで 9%～71%と 0%～78%，嵐の大洋の溶岩ユニットでは 21%～86%に含まれているこ構造探査を実施することに成功し，さらに，月の海（玄

1. バルク誘電率の重要性とを示している．これらの空隙率は主に，火山灰の空隙成分，溶岩固有の空隙成分，隕石武岩）領域で地下構造を同定した [2]．月地下層の厚さ
衝突由来の空隙成分で説明できる．
2007 年に打ち上げられた日本の月周回衛星「かぐや」の情報は，月の火山活動史を議論する上で非常に重要には 14 の観測装置の 1 つとして月レーダーサウンダー
1. バルク誘電率の重要性（LRS）が搭載された．この観測装置の目的の 1 つは，なパラメータとなる [e.g., 3]．しかしながら，地下層の厚さを計算するには，式 (1）からわかるように地下2007 年に打ち上げられた日本の月周回衛星「かぐや」には14の観測装置の1 つとして様々な月の地下構造を同定することである [1]．LRS は， 層の誘電率値が必要になる．

月レーダーサウンダー（LRS）が搭載された．この観測装置の目的の1 つは，様々な月の4～6MHz で周波数変調した電磁波を放射し，月面と今までの月レーダー観測 [e.g., 4, 5] において，地下
地下構造を同定することである[1]．
LRS は，
4～6MHz で周波数変調した電磁波を放射し，地下で反射した電磁波（表面エコーと地下エコー）の遅層の誘電率値として，月岩石サンプルの平均的なバル
月面と地下で反射した電磁波（表面エコーと地下エコー）の遅延時間差��を観測した．こ
延時間差 ∆t を観測した．この遅延時間は，電磁波がク誘電率から 8 程度の値が使われた．しかし，月岩石の遅延時間は，電磁波が地下を往復伝搬した時間に相当する．この遅延時間から，地下層地下を往復伝搬した時間に相当する．この遅延時間かのバルク誘電率の値は 4～11[6] のように大きく分散しの厚さ d は，ら，地下層の厚さ d は，
��

��
�
��
� 
2 ������ており，その値に強い根拠がない．したがって，本研（1）

究では，先行研究 [7] で開発された月地下層のバルク(1)
誘電率推定方法を使用し，そのバルク誘電率を推定すで求めることができる．c
る．先行研究 [7] では，晴れの海および湿りの海の 2 かで求めることができる．
�は真空中の光の速度，�は真空中の光の速度，ϵbulk���� は空隙を含んだ地下層の誘電率である．

この研究では，����� は空隙を含んだ地下層の誘電率である．この研究では，をバルク誘電率と呼ぶ．LRS は，緯度方向に沿って約 80m 所の溶岩ユニットのバルク誘電率が推定された．湿りの間隔で遅ϵbulk をバルク誘電率と呼ぶ．LRS は，緯度方向に沿っの海での上部溶岩ユニットのバルク誘電率は，8 程度
延時間を観測し，月全球で地下構造探査を実施することに成功し，さらに，月の海（玄武て約 80 m の間隔で遅延時間を観測し，月全球で地下のバルク誘電率値よりも低い値が得られたが，2 か所岩）領域で地下構造を同定した[2]．月地下層の厚さの情報は，月の火山活動史を議論する
のみの解析のため，他の領域でのバルク誘電率がどの上で非常に重要なパラメータとなる[e.g., 3]．しかしながら，地下層の厚さを計算するには，
1. 東北大学大学院理学研究科

式(1)からわかるように地下層の誘電率値が必要になる．
2. 名古屋大学大学院環境学研究科

程度なのかはよくわからない．本研究では，解析地点

3. 宇宙科学研究所・宇宙航空研究開発機構
を増やして，先行研究 [7] の結果と合わせることにより，今までの月レーダー観測[e.g.,4, 5]において，地下層の誘電率値として，月岩石サンプル
4. 国立天文台
月表層のバルク誘電率値の議論を深める．さらに，推の平均的なバルク誘電率から8 程度の値が使われた．しかし，月岩石のバルク誘電率の値
ishiyama@stpp.gp.tohoku.ac.jp

は 4～11[6]のように大きく分散しており，その値に強い根拠がない．したがって，本研究では，先行研究[7]で開発された月地下層のバルク誘電率推定方法を使用し，そのバルク誘電率を推定する．先行研究[7]では，晴れの海および湿りの海の２か所の溶岩ユニットのバ
ルク誘電率が推定された．湿りの海での上部溶岩ユニットのバルク誘電率は，8 程度のバル
ク誘電率値よりも低い値が得られたが，2 か所のみの解析のため，他の領域でのバルク誘電率がどの程度なのかはよくわからない．本研究では，解析地点を増やして，先行研究[7]の■2014遊星人Vol23-1.indd
4

2014/03/13

15:06:04

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定／石山 他

入射波
t=0

5

反射波
t = t0t = t0 +Δt
ハロー無しクレーター

ハロークレーター
イジェクタ

dnon

dh
上部玄武岩質溶岩ユニット

溶岩ユニット境界d

下部玄武岩質溶岩ユニット

図1： 本研究で採用した上部玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率推定のための月地質構造モデル[7]．上部溶岩ユ
ニットの厚みdは，二種類のクレーター（ハロークレーターとハロー無しクレーター）の削掘深度よりdnon < d <dhのように制約される．上部溶岩ユニット中を電磁波が伝搬する時間Δtを同定することで，上部溶岩ユニットのレーダーでの見かけの深さが調べられた．

定したバルク誘電率から，月表層に含まれる空隙率も層がある．レゴリス層は空隙を多く含むため，レゴリ

推定する．この空隙率の情報は，月表層の岩相の脆さ

ス層のバルク誘電率は，溶岩のバルク誘電率よりも低[7] や月の熱史の議論 [8] においても重要であるため，

い．また，この層の厚みは LRS の分解能
（真空中で 75

空隙率についても，先行研究 [7] の結果と合わせて議m [1]）以下であるため，レゴリス層の上端及び下端で論する．

反射されたエコーは分解されず重なって観測される．

2. 解析方法

レーターの掘削する深さより制約された．クレーター

はじめに，上部溶岩ユニットの厚さ d は二種類のクは，ハローを伴うクレーターと，ハローを伴わないク

究[7]の結果と合わせて議論する．
2. 解析方法

2.1

レーターの 2 種類に大別できる（図 1）．ハローは，隕

バルク誘電率の推定方法

石衝突で地層を掘り返した際に組成の異なる飛散物

2.1. バルク誘電率の推定方法
月の地下層のバルク誘電率は，式（1）から次のよう
月の地下層のバルク誘電率は，式(1)から次のように計算できる．
に計算できる．
�� ∙ �� 1������
����� � �∙ � ����2��（イジェクタ）が，クレーターまわりに堆積することによって生じる．本研究では，表面の溶岩ユニット組成（2）とは異なるイジェクタをもつクレーター（以下，ハロ(2)ークレーター）と，表面の溶岩ユニット組成と異なる

ここで，dradar（LRS で観測される見かけの深さ）は，式(1)で地下層を真空（つまり，バル
ここで，dradar（LRS で観測される見かけの深さ）は，式
イジェクタをもたないクレーター（以下，ハロー無し
ク誘電率を１）と仮定した深さに相当するため，地下層の厚さd とは異なることに注意し（1）で地下層を真空（つまり，バルク誘電率を1）と仮クレーター）を TiO2 や FeO マップを使って識別した．
なければならない． 定した深さに相当するため，地下層の厚さ d とは異なしたがって，ハロークレーターは，下部溶岩ユニット

ることに注意しなければならない．
我々は，先行研究[7]に基づいた地下構造モデル（図１）を仮定し，dradar と dまで掘削してできたクレーターであり，一方で，ハロの同定かー無しクレーターは，下部溶岩ユニットまで掘削され我々は，先行研究 [7] に基づいた地下構造モデル（図ら，バルク誘電率を計算した．このモデルでは，月表層は，上部玄武岩質溶岩ユニット（以てないクレーターである．上部溶岩ユニットの厚さは，1）を仮定し，dradar と d の同定から，バルク誘電率を計
下，上部溶岩ユニット）と，下部玄武岩質溶岩ユニット（以下，下部溶岩ユニット）から算した．このモデルでは，月表層は，上部玄武岩質溶
ハロークレーターとハロー無しクレーターの掘削深度構成されている．これらのユニットには，空隙が含まれており，それぞれ異なる TiO
2 と FeO
岩ユニット（以下，上部溶岩ユニット）と，下部玄武岩（dexc,h と dexc,non）から dexc,non<d<dexc,h と制約した．クレーの含有量を持つと考える．上部溶岩ユニットは，レゴリス・火山灰を含む複数枚の溶岩流
ターの掘削深度（dexc）は，クレーター直径 D から，経質溶岩ユニット（以下，下部溶岩ユニット）から構成さから構成され，数百 mの厚みを持つ．上部・下部溶岩ユニットの上端には，均一なレゴリ験式 dexc ＝ 0.84 × 0.1 × D を用いて推定できる [9]．クレれている．これらのユニットには，空隙が含まれておス層がある．レゴリス層は空隙を多く含むため，レゴリス層のバルク誘電率は，溶岩のバとFeOの含有量を持つと考ーター直径は，かぐや衛星に搭載された地形カメラ
り，それぞれ異なる
TiO
2
ルク誘電率よりも低い．また，この層の厚みは LRS の分解能（75m [1]）以下であるため，える．上部溶岩ユニットは，レゴリス・火山灰を含む（TC）の観測データから測定した．
レゴリス層の上端及び下端で反射されたエコーは分解されず重なって観測される．
複数枚の溶岩流から構成され，数百mの厚みを持つ．
本研究では，
TiO2 と FeO マップは，かぐや衛星にはじめに，上部溶岩ユニットの厚さ d は二種類のクレーターの掘削する深さより制約さ搭載されたマルチバンドイメージャ（MI）の観測デー
上部・下部溶岩ユニットの上端には，均一なレゴリスれた．クレーターは，ハローを伴うクレーターと，ハローを伴わないクレーターの２種類に大別できる（図 1）．ハローは，隕石衝突で地層を掘り返した際に組成の異なる飛散物（イジェクタ）が，クレーターまわりに堆積することによって生じる．本研究では，表面の溶岩ユニット組成とは異なるイジェクタをもつクレーター（以下，ハロークレーター）と，表面の溶岩ユニット組成と異なるイジェクタをもたないクレーター（以下，ハロー無しク
レーター）を TiO2 や FeO マップを使って識別した．したがって，ハロークレーターは，下部溶岩ユニットまで掘削してできたクレーターであり，一方で，ハロー無しクレーターは，■2014遊星人Vol23-1.indd
5

2014/03/13

15:06:05

6

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

タと，Lucey et al．のアルゴリズム [10] に基づいて制

データのみを使用し，解析が行われた．この制約は，作されたもの [11] を使用した．MI は，太陽光の月面

上記と同様の理由により，ハロークレーターとハロー

での反射を観測し，415 nm，750 nm，900 nm，950

無しクレーター間距離にも適用される．しかし，クレ

nm，1000 nm，1050 nm，1250 nm，1550 nm の各波

ーター近傍は，隕石衝突により層が急激に隆起してい長の反射率を測定した [12]．鉱物はある特有の波長をることがある [9]．LRS の観測によって，晴れの海に吸収するため，それを利用することで鉱物分布を調べ（Bessel クレータ
おいて，直径が 15 km のクレーター

ることができる．しかし，宇宙線や太陽風，微小天体

ー）近傍で，そのような特徴的な地下構造変形が見つ衝突により，鉱物の吸収量が変化することが知られてかった [14]．本研究で解析したクレーターの周辺にも，いる [e.g., 10]．この影響は宇宙風化と呼ばれており，

そのような地下構造変形が見られる領域があるが，地これは鉱物の含有量の推定に大きな誤差を与える．

下エコーと表面エコーが平行になる領域を選ぶことで，

Lucey らは，750 nm の反射率を横軸，950 nm と 750

地下構造変形のない領域でクレーター近傍の見かけのnm の反射率の比を縦軸とするプロット上で，FeO の深さを推定した．

含有量の異なる鉱物が，異なる傾きで並び，宇宙風化度が大きくなるほどある 1 点に近づくことを見出した．

2.2

空隙率の推定方法

このプロファイルの傾きを求めることによって，宇宙

アポロサンプルのバルク誘電率は，そのバルク密度

風化に影響されることなく FeO の含有量を推定する（φ）に依存することが経験（ρbulk [g cm ]）や空隙率ことが可能となる．また，Lucey らは，750 nm の反的・理論的に調べられている [6, 15]．したがって，そ

射率を横軸，415 nm と 750 nm の反射率の比を縦軸とれらの関係を使うことで空隙率を推定することができするプロット上で，TiO2 の含有量の異なる鉱物が，る．はじめに，経験的な関係式について述べる．バル－3

異なる傾きで並ぶことも見出し，TiO2 の含有量に関
ク誘電率とバルク密度は，1
ク誘電率とバルク密度は，しても同様の推定手法を提案した [10]．
����� � 1��1������ (3)（3）
上部溶岩ユニットの見かけの深さ（dradar）は，クレー
12 ク誘電率とバルク密度は，の関係をもつ[6]．また，バルク密度と空隙率の間にはの関係をもつ [6]．また，バルク密度と空隙率の間にター付近で，LRS で測定された電磁波の遅延時間から1
ク誘電率とバルク密度は，
��1
1��1�
(3)
� �������
∙ �����
������
(4)
�����
同定された．上部玄武岩層のバルク誘電率の上限値は， は
�����
-3
�
1��1�
�
(3)
23 の関係をもつ[6]．また，バルク密度と空隙率の間には����の関係がある．����� [g cm ]は，空隙を除いた媒質の密度であり，真密度と呼ばれている．
（2）
式（2）に dexc,non を代入して求め，その下限値は，式24 の関係をもつ[6]．また，バルク密度と空隙率の間には����� � �1 � �� ∙ ����� (4)����� は，
（4）に dexc,h を代入して求めた．LRS の生の観測データには，
-3
�1
�
�
��
∙
�
�
(4)
3
]は，空隙を除いた媒質の密度であり，真密度と呼ばれている．
の関係がある．����� [g cm�����
���� ∙ ��� � ���11�� ������
∙ ���� � �����
(5)－ 3 ����
の関係がある．ρ
] は，空隙を除いた媒質の様々なクラッタ成分が含まれているため，それらを低
true [g cm-3]は，空隙を除いた媒質の密度であり，真密度と呼ばれている．
3[gcm
�で与えられる[16]．ただし，
45 の関係がある．�
は，
����[wt.%]は，ハロー無しク
この研究では，FeO[wt.%]とTiO2����
密度であり，真密度と呼ばれている．ρtrue は，（SAR
減するための合成開口処理 [13] を行ったデータ
46 �����
は，����� � ������ ∙ ��� � ���11� ∙ ���� � �����
(5)
レーターのイジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度が推定される．したがっ
処理データ）を使用した．
�������
∙�������11�
∙
���
�
�����
�
(5)

（5）
57 で与えられる[16]．ただし，[wt.%]は，ハロー無しク
この研究では，FeO[wt.%]と
TiO
2
����
�
て，式(4)より，バルク密度と真密度から空隙率を計算することができる．
この研究の解析の注意点として，電磁波の地下反射568 で与えられる[16]．ただし，[wt.%]とTiO2 [wt.%]は，ハロー無しク
レーターのイジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度が推定される．したがっここで，Maxwell-Garnettこの研究では，FeOの関係式[17]を用いて，バルク誘電率とバルク密度の関係を理で 与 え ら れ る [16]． た だ し， こ の 研 究 で は，FeO
面が，上部・下部溶岩ユニット境界に対応しているか
679 レーターのイジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度が推定される．したがって，式(4)より，バルク密度と真密度から空隙率を計算することができる．
論的に導出してみよう．この関係式は，有効媒質近似（effective media approximation）[wt.%] と TiO2 [wt.%] は，ハロー無しクレーターのイを検証する必要がある．それを検証するため，本研究7て，式(4)より，バルク密度と真密度から空隙率を計算することができる．
8
ここで，の関係式[17]を用いて，バルク誘電率とバルク密度の関係を理
10の
１ つ でMaxwell-Garnett
あり，不均一な誘電率媒質を均一な誘電率媒質に近似する理論である．
ジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度がでは，まず LRS データを使用して，下部溶岩ユニッ8
ここで，Maxwell-Garnettの関係式[17]を用いて，バルク誘電率とバルク密度の関係を理9論的に導出してみよう．この関係式は，有効媒質近似（effective
media approximation）
11
Maxwell-Garnettの関係式は，球形の空隙が不均一に分布した媒質の等価誘電率を求める
推定される．したがって，式（4）より，バルク密度とトが月面上のどの溶岩ユニットに該当しているか同定
9
論的に導出してみよう．この関係式は，有効媒質近似（effective
media
10
の
１
つ
で
あ
り
，
不
均
一
な
誘
電
率
媒
質
を
均
一
な
誘
電
率
媒
質
に
近
似 す approximation）
る理論である．
12理論であり，
真密度から空隙率を計算することができる．
を行った．次に，その溶岩ユニットの表面組成が，解10の１ つ で あ り ， 不の関係式は，球形の空隙が不均一に分布した媒質の等価誘電率を求める
均 一 な 誘 電1率 媒� 質 を�均
電� 率 媒 質に似する理論である．
11
Maxwell-Garnett
1 一 な1誘の関係式
1 近����
������ �[17]ここで，Maxwell-Garnett
を用いて，析した上部溶岩ユニット上のハロークレーターのイジ
�
∙
∙
(6)
11
Maxwell-Garnettの関係式は，球形の空隙が不均一に分布した媒質の等価誘電率を求める
�
�
�
�
�
�
�
�
12
理論であり，
����
����
����
������
バルク誘電率とバルク密度の関係を理論的に導出してェクタ組成（TiO2 と FeO）に対応していることを確認
12の関係がある[15]．ここで，�1
13 理論であり，
1 ������� � 1
�は空隙を全く含まない玄武岩の誘電率である．また，球������
���� � 1 式 は，した．検証の詳細は，3 節で改めて述べることとする． み よ う．
こ（effective∙ の 関 係�∙有 効 媒 質 近 似
(6)
�
�
�
�
� ���� � 1�� g cm-3 の時，��������
1
1
1
����
����
����
������ � 1形の空隙の誘電率は
1mediaとする．アポロソイルサンプルでは，�
14����
また，実際の上部溶岩ユニットの厚みは，図
1 とはapproximation）
� の 1 つであり，不均一な誘電率∙∙(6)����� は空隙を全く含まない玄武岩の誘電率である．また，球����� � � ����� ������� � �
13����� � ����であるため[15]，これらの値を(6)に代入すると，
15 の関係がある[15]．ここで，�
������
異なって不均一であると考えられるため，クレーター
媒質を
均 一 な 誘 電 率 媒 質 に 近 似 す る 理 論 で あ る．
-3の関係がある[15]．ここで，�
13形の空隙の誘電率は 1 とする．アポロソイルサンプルでは，�
14������ は空隙を全く含まない玄武岩の誘電率である．また，球1 ������� � 1���� � 1�� g cm の時，とレーダーの測定点間距離はなるべく短いことが望ま
Maxwell-Garnett
���1� の関係式は，球形の空隙が不均一に�∙(7)-3 の時，
形の空隙の誘電率は1とする．アポロソイルサンプルでは，�
14
�
1��
g
cm
�
�
�
�
����� �
15
����
����
������
km 以内のしい．そこで，本研究ではその距離が約10����であるため[15]，これらの値を(6)に代入すると，分布した媒質の等価誘電率を求める理論であり，
15� ����であるため[15]，これらの値を(6)に代入すると，
16 �����
となる．式(7)を式(6)に代入することで，バルク誘電率とバルク密度の理論的な関係が求ま
1 ������� � 1
���1� �∙(7)��������
�
1���������� � 1
17り，
���1� �∙(7)����� ������� � �
16となる．式(7)を式(6)に代入することで，バルク誘電率とバルク密度の理論的な関係が求ま
1 � ���� ∙ �����
����� �．
(8)16となる．式(7)を式(6)に代入することで，バルク誘電率とバルク密度の理論的な関係が求ま
1 � ���� ∙ �����
17
り，
17
18

19

■2014遊星人Vol23-1.indd

6

18
20

り，
この理論的な関係式(8)は，経験的な関係式(3)とほぼ一致する[7]．本研究では，経験的な関1 � ���� ∙ �����
����� �．
(8)
1 � ���� ∙ �����
����
係式(3)と(4)を用いて，空隙率を推定した．空隙率の上限値と下限値は，バルク誘電率の上����� �．
(8)
2014/03/13
15:06:05
1 � ���� ∙ �����
この理論的な関係式(8)は，経験的な関係式(3)とほぼ一致する[7]．本研究では，経験的な関限値と下限値から求めた．

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定／石山 他
東経([deg.]
~19.3

15.0
25.0
(a)

~21.1

7

23.0

(b)

ハロークレーター1

ハロークレーター1

S15
S13

ハロー無しクレーター

北緯([deg.]

S28
ハロークレーター2
ハロークレーター3

6.0

S11

S4

ハロー無しクレーター

1.0

-1

0

-2 (d)

ハロークレーター1

-3
-4
-5
-1
-2

東経(=(~19.3([deg.](
16(e) S4

エコー強度 ([dB]

見かけの深さ [km]見かけの深さ [km]見かけの深さ [km]ハロークレーター3

4(km

S12

15.5

(c)

TiO2([wt.%]

S22

S21

見かけの深さ [km]

4(km

-40

18

20
S28

S22

24

22
S15

dradar

-3
-4
-5
30
16
-1
-2

40
18

(f)

20

50

22

60

24

ハロークレーター3-3-4

東経(=(~21.1([deg.](
-530
40
18
16
-1 ((((S22
S11-2 (g)

20

50

22

60

S28

24
S15

-3
-4
-530

16

40
18

50
20
北緯 ([deg.]

22

60

24

図2： 晴れの海における解析結果．
（a）晴れの海の南部のTiO2マップ．溶岩ユニット境界は，黒の曲線で示され，それぞれの溶岩ユニットには，先行研究[18]に従って番号が振られた．また，白の矢印は，ハロークレーターの位置を示し，S15とS28の溶岩ユニットのハロークレーターには番号が振られた．白色の点線は，使用したLRSデータの軌道を示す．
（b）ハロー
クレーター１付近のTiO2マップの拡大図．
（c）ハロークレーター 3付近のTiO2マップの拡大図．
（d）～19.3° Eに沿ったLRS
データ．黒の矢印は，LRSデータ付近のハロークレーターの位置を示す．
（e）～19.3° Eに沿ったLRSデータにより同定された地下エコー．黒の曲線は地下エコーのトレース，矢印は月面上の溶岩ユニットの範囲示す．ハロークレーター周辺では，地下エコーは表面エコーと水平ではない．これは，[14]で指摘されたクレーター近傍の地下構造変形と一致する．黒の点線は，本研究で推定した変形を受ける前の地下境界を示す．
（f）～21.1° Eに沿ったLRSデータ．黒の矢印は，LRSデー
タ付近のハロークレーターの位置を示す．
（g）～21.1° Eに沿ったLRSデータにより同定された地下エコー．黒の曲線は地下エコーのトレース，矢印は月面上の溶岩ユニットの範囲示す．

■2014遊星人Vol23-1.indd

7

2014/03/13

15:06:07

8

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014
東経7[deg.]
284.0~290.3

53.9

297.0

~293.3(b)

P1

ハロークレーター3

P28

ハロークレーター5
ハロークレーター4

北緯7[deg.]

ハロー無しクレーター 47km
ハロークレーター1

ハロークレーター3

P10

ハロークレーター2

6.0

ハロークレーター4

TiO27[wt.b]

P21

0

(d)

ハロークレーター3

東経7=7~290.37[deg.]7
-5
30
40
0

(e) P9

-1
-2
-3
-4
-5
0

-5
0

60

50

-40

P28 P1

P10
d radar

30

-1
-2
-3
-4

0.0

エコー強度 7[dB]

見かけの深さ [km]見かけの深さ [km]見かけの深さ [km]

0
-1
-2
-3
-4

ハロー無しクレーター

47km

P9

41.2

見かけの深さ [km]

(c)

(f)

60

50

40

ハロークレーター4

東経7=7~293.37[deg.]7

30

7777
-1 (g)

P9

60

50

40
P10

P1

-2
-3
-4
-5

30

40

北緯7[deg.]5060

図3： 嵐の大洋における解析結果．
（a）
嵐の大洋の北部のTiO2マップ．溶岩ユニット境界は，白の曲線で示され，それぞれの溶岩ユニットには，先行研究[19]に従って番号が振られた．また，白の矢印は，ハロークレーターの位置を示し，ハローク
レーターには番号が振られた．白色の点線は，使用したLRSデータの軌道を示す．
（b）
ハロークレーター 3付近のTiO2マップの拡大図．
（c）
ハロークレーター 4付近のTiO2マップの拡大図．
（d）～290.3° Eに沿ったLRSデータ．黒の矢印は，
LRSデー
タ付近のハロークレーターの位置を示す．
（e）～290.3° Eに沿ったLRSデータにより同定された地下エコー．黒の曲線は地下エコーのトレース，矢印は月面上の溶岩ユニットの範囲示す．
（f）～293.3° Eに沿ったLRSデータ．黒の矢印は，LRSデー
タ付近のハロークレーターの位置を示す．
（g）～293.3° Eに沿ったLRSデータにより同定された地下エコー．黒の曲線は地下エコーのトレース，矢印は月面上の溶岩ユニットの範囲示す．

■2014遊星人Vol23-1.indd

8

2014/03/13

15:06:09

�で与えられる[16]．ただし，���� は，この研究では，FeO [wt.%]と TiO2 [wt.%]は，ハロー無しク����� � ������ ∙ ��� � ���11� ∙ ���� � �����
(5)
レーターのイジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度が推定される．したがっで与えられる[16]．ただし，
この研究では，FeO [wt.%]と TiO2 [wt.%]は，ハロー無しクて，式(4)より，バルク密度と真密度から空隙率を計算することができる．
レーターのイジェクタ組成を使用し，上部溶岩ユニットの真密度が推定される．したがっここで，Maxwell-Garnett の関係式[17]を用いて，バルク誘電率とバルク密度の関係を理て，式(4)より，バルク密度と真密度から空隙率を計算することができる．
論的に導出してみよう．この関係式は，有効媒質近似（effective media approximation）の関係式[17]を用いて，のここで，１ つ でMaxwell-Garnett
あり，不均一な誘電 率 媒 質 を 均 一 な 誘バルク誘電率とバルク密度の関係を理
電率媒質に近似する理論である．
論的に導出してみよう．この関係式は，有効媒質近似（effective
media approximation）
Maxwell-Garnett の関係式は，球形の空隙が不均一に分布した媒質の等価誘電率を求める
かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定／石山
他
の
１
つ
で
あ
り
，
不
均
一
な
誘
電
率
媒
質
を
均
一
な
誘
電
率
媒
質
に
近
似
す
る
理
論
で
あ
る
．
理論であり，

9

Maxwell-Garnett の関係式は，球形の空隙が不均一に分布した媒質の等価誘電率を求める
1����� � 1
1 ������� � 1
∙
�
∙
(6)

（6） 3.1 晴れの海の溶岩ユニッ
トS15
理論であり，
����� ����� � � ����� ������� � �

1
1 basalt�1
�は空隙を全く含まない玄武岩の誘電率である．また，球� ������
���� � 1
は空隙を全く含まな
晴れの海の S15 の溶岩ユニットにおいて，ハロークの関係がある[15]．ここで，ϵの関係がある[15]．ここで，�
������
�
∙
∙
(6)
�
�
�
�
��
�
�
����
����
����
������
-3 の時， 1 つ見つけることができた．この研究ではレーターを形の空隙の誘電率は い玄武岩の誘電率である．また，球形の空隙の誘電率1 とする．アポロソイルサンプルでは，�
�
1��
g
cm
����
の関係がある[15]．ここで，�
������ は空隙を全く含まない玄武岩の誘電率である．また，球は 1 とする．アポロソイルサンプルでは，ρ
このクレーターをハロークレーター1 と呼ぶ
（図 2
（a）
）
．
�
� ����であるため[15]，これらの値を(6)に代入すると，
bulk = 1.7 g����－3-3 の時，
形の空隙の誘電率は cm
1 とする．アポロソイルサンプルでは，�の時，ϵbulk = 2.75 であるためで見られる下部溶岩ユニットと対応する月���� � 1�� g cmまず，LRS
1
1 ������� �[15]，これらの値を
���1� �∙(7)����� � ����であるため[15]，これらの値を(6)に代入すると，（6）に代入すると， ����� ������� � �
面上の溶岩ユニットを同定し，その組成とハロークレ

1 � ������ � 1ーターのイジェクタ組成を比較する．ハロークレータとなる．式(7)を式(6)に代入することで，バルク誘電率とバルク密度の理論的な関係が求ま���1� �
∙
(7)

（7）
�
�
�
�
����
������
ー1 のイジェクタ組成（TiO2 と FeO）は，明確に S15 のり，となる．式(7)を式(6)に代入することで，バルク誘電率とバルク密度の理論的な関係が求まとなる．式（7）を式（6）に代入することで，バルク誘電と異なっており（図 4
溶岩ユニット組成（TiO
2 と FeO）
1 � ���� ∙ �����
����� �．
(8)り，率とバルク密度の理論的な関係は，（a）），大まかに晴れの海の S4 の溶岩ユニット組成と1 � ���� ∙ �����

一致する．これは，図 2（d）と図 2（e）で示したように，
1 � ���� ∙ �����
この理論的な関係式(8)は，経験的な関係式(3)とほぼ一致する[7]．本研究では，経験的な関� ���� �
．

（8）
(8)
1 � ���� ∙ �����
S4 の上に S15 の溶岩ユニットが横たわっているためだ
係式(3)と(4)を用いて，空隙率を推定した．空隙率の上限値と下限値は，バルク誘電率の上この理論的な関係式(8)は，経験的な関係式(3)とほぼ一致する[7]．本研究では，経験的な関と求まる．この理論的な関係式（8）は，経験的な関係と考えられる．ハロー無しクレーターは，ハロークレ
限値と下限値から求めた．
式（3）とほぼ一致する [7]．本研究では，経験的な関係
ーターの中心から約 10 km 以内のものを解析に用い係式(3)と(4)を用いて，空隙率を推定した．空隙率の上限値と下限値は，バルク誘電率の上式（3）と（4）を用いて，空隙率を推定した．空隙率の上た．そのイジェクタ組成は S15 の溶岩ユニット組成と限値と下限値から求めた．
3. 解析結果
限値と下限値は，バルク誘電率の上限値と下限値からも一致している（図 4（a））．そこで，式（2）を用いて，
本研究では，先行研究[18, 19]で区分された上部溶岩ユニット上で解析を行った．それら求めた．
この溶岩ユニットの厚みとその見かけの深さの比から3.の溶岩ユニットには個別の名称が与えられている．MI
解析結果
データで作成したチタンマップを使
バルク誘電率を計算した．
本研究では，先行研究[18,19]で区分された上部溶岩ユニット上で解析を行った．それらって，晴れの海で S15 と S28 と名付けられた溶岩ユニット[18]，および嵐の大洋で
P10 とはじめに，晴れの海の溶岩ユニット S15 の厚みをハの溶岩ユニットには個別の名称が与えられている．MI
データで作成したチタンマップを使
3. 解析結果名付けられた溶岩ユニット[19]において，ハロークレーターを発見することができた（図ロークレーターとハロー無しクレーターの掘削深度かって，晴れの海で
S15 と S28 と名付けられた溶岩ユニット[18]，および嵐の大洋で P10 と2(a)と図 3(a)）．それらの溶岩ユニットのバルク誘電率の推定結果を順に示す．全ての結果

本研究では，先行研究 [18, 19] で区分された上部溶ら制約する．このクレーターの掘削深度は，クレータ
名付けられた溶岩ユニット[19]において，ハロークレーターを発見することができた（図岩ユニット上で解析を行った．それらの溶岩ユニット
ー直径から推定された．TC の観測によれば，ハロー
2(a)と図 3(a)）．それらの溶岩ユニットのバルク誘電率の推定結果を順に示す．全ての結果には個別の名称が与えられている．MI
データで作成5

クレーターの直径は 3.32 km であり，ハロー無しクレ

したチタンマップを使って，晴れの海で S15 と S28 と5名付けられた溶岩ユニット[18]，および嵐の大洋で

（図 2
（b）
）
，掘削
ーターの直径は 1.71 km であったため

P10 と名付けられた溶岩ユニット [19] において，ハロって，晴れの海の S15 の溶岩ユニットの厚みは 144～

ークレーターを発見することができた（図 2（a）と図 3279 m の範囲内に含まれると推定された．一方で，そ（a））．それらの溶岩ユニットのバルク誘電率の推定結

れらのクレーター近傍では，LRS によって，約 19.3° E，果を順に示す．全ての結果は，表 1 にまとめられてい23.6° N から約 19.3° E，24.6° N の範囲で，隕石衝突でる．

形成された典型的な地下構造変形が同定された（図 2

深度は，それぞれ，279 m と 144 m と求められた．よ

表1： 月溶岩ユニットで推定されたバルク誘電率および空隙率．

溶岩ユニット

表面年代

バルク誘電率※3.25

2.8～5.5

湿りの海
19～51
晴れの海

1.6～2.6

3.2

※

S15

3.49
3.44

4.2～18.0
1.9～7.0

0～33
9～71

2.2～4.4
1.0～3.0

3.3
3.3

S28

2.84

1.6～14.0

0.7～4.0

3.3

P10

3.44

0～78
嵐の大洋
1.3～5.1
21～86

0.4～2.5

3.2

85

S13

空隙率 [%]

バルク密度 [g cm－3] 真密度 [g cm－3]※溶岩ユニット85とS13の結果は先行研究[7]，本研究で解析した溶岩の表面年代は先行研究 [18, 19]に基づく．

■2014遊星人Vol23-1.indd

9

2014/03/13

15:06:09

10

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 201412（e））．その範囲の外の地下エコーの見かけの深さは380 m であったため，もしその深さが隕石衝突する前
晴れの海の S15 の溶岩ユニットのバルク誘電率は，1.9～7.0 の範囲内であると推定された．式（3）より，この－3

バルク誘電率は，1.0～3.0 g cmのバルク密度に相当

した．

ハロー有り

TiO 2 [wt.%]のクレーター近傍の見かけの深さと一致するならば，

(a)

S4
S15
ハロー無し

8

4

また，このバルク密度に基づき，その溶岩ユニットの空隙率を推定した．MI の観測によれば，ハロー無

0

しクレーターのイジェクタ組成は，TiO2 が 2.73 wt.%，

10
12

FeO が 16.90 wt.% であった．よって，溶岩ユニット
S15 の真密度は，式（5）より 3.3 g cm

－3であった．この真密度とバルク密度の相違は，溶岩ユニット S15 の用いて，空隙率の範囲を推定すると，9% ～71% とな
った．

3.2

晴れの海の溶岩ユニットS28

14

16

18

20

(b)

S11
S28
ハロー有り

TiO 2 [wt.%]

中に含まれる空隙で説明することができる．式
（4）を

12

ハロー無し

8

4

晴れの海の溶岩ユニット S28 では，2 つのハローク
レーターが見いだされた．この研究では，それらをハ0

ロークレーター2 と 3 と呼ぶ
（図 2
（a）
）
．ハロークレーター2 は，Deseilligny Crater という名称でも知られて6いる．まず，LRS で見られる下部溶岩ユニットと対応ークレーターのイジェクタ組成を比較する．このクレーターのイジェクタ組成（TiO2 と FeO）は，明確に S28（図 4の溶岩ユニット組成（TiO2 と FeO）と 異 な っ た（b））．これは，図 2（f）と図 2（g）で示したように，S11

12

14

16

18

P1
P10

20

(c)

ハロー有り

TiO 2 [wt.%]

する月面上の溶岩ユニットを同定し，その組成とハロ

10

ハロー無し

4

2

ハロークレーター4の上に S28 の溶岩ユニットが横たわっているためだと考えられる．ハロークレーター2 と 3 のイジェクタ組
成は，S11 の溶岩ユニット組成と一致しなかったが，S11 と S28 の溶岩ユニット組成の中間の値を示した．
これは，イジェクタ組成が，それらの溶岩ユニットの

0

10

12

14

16

FeO [wt.%]

18

20

混合物であるためだと考えられる．また，本研究では，ハロー無しクレーターは，ハロークレーターの中心から約 10 km 以内のものを用いたが，ハロークレーター
2 は直径が 8.24 km と大きく，このクレーター付近では，そのハローで表面が覆われているため，S28 と同じ組
成のハロー無しクレーターは見いだされなかった．一方で，ハロークレーター3 の直径は，3.56 km であったため，その近傍で S28 と同じ組成の 1.21 km の直径をもったハロー無しクレーターが見出された（図 4■2014遊星人Vol23-1.indd10

図4： ハロークレーターとハロー無しクレーターのイジェクタ，
および溶岩ユニットの表面のTiOとFeOの含有量．四角はハロークレーターを含む溶岩ユニットの組成，丸はハロー
クレーターが削掘していると推定される溶岩ユニットの組
成，ひし形はハロークレーターのイジェクタ組成，三角はハロー無しクレーターのイジェクタ組成を示す．
（a）晴れの海のS15とS4の溶岩ユニットにおける組成の比較．
（b）
晴れの海のS28とS11の溶岩ユニットにおける組成の比較．
（c）嵐の大洋のP1とP10の溶岩ユニットにおける組成の比較．黒の矢印は，ハロークレーター 4のイジェクタ組成を示す．

2014/03/13

15:06:10

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定／石山 他

（b））．

11

地下エコー2 と呼ぶ．

次に，式（2）より，この溶岩ユニットのバルク誘電

はじめに，本研究で同定した 2 つの地下エコーがど率を求めた．はじめに，晴れの海の溶岩ユニット S28の溶岩ユニット境界からのものなのかを調べた．層序の厚みをハロークレーター3 とその近傍のハロー無し

学的に考えて，3.44 Ga 前に噴出した P10 の溶岩ユニ

クレーターの直径から掘削深度を求め，晴れの海の溶ットの下に横たわっている溶岩ユニットは，それより

岩ユニット S28 の厚みの範囲を推定した結果，102～

も古いものである．つまり，P9 から P1 の溶岩ユニッ

299 m であった．一方，それらのクレーター近傍では，

ト，または，それらよりも古い溶岩ユニットがその候

地下エコーが同定され（図 2（f）と 2（g）），その見かけ補になる．P9 の溶岩ユニットは，3.47 Ga 前にできたの深さは 380 m であった．したがって，晴れの海の溶もので，P10 の南部に位置しており
（図 3
（a）
）
，P10 の岩ユニット S28 のバルク誘電率は，1.6～14.0 の範囲に

下に P9 の溶岩ユニットが堆積している可能性がある．

含まれると推定された．式（3）より，このバルク誘電

しかし，P10 の溶岩ユニットの下で同定された 2 つの－3率は，0.7～4.0 g cmのバルク密度に相当した．

地下エコーは，どちらも P10 と P9 の溶岩ユニット境また，このバルク密度に基づき，その溶岩ユニット（g））．したがって，界と一致しなかった（図 3（e）, 3の空隙率の推定を行った．ハロー無しクレーターのイ

LRS で同定した 2 つの地下エコーは，P9 の溶岩ユニッジ ェ ク タ 組 成 は，TiO2 が 3.62 wt.%，FeO が 17.39

トからのものではない．P1 の溶岩ユニットは，3.59

wt.% であった．よって，式（5）を用いて，S28 の溶岩Ga 前に噴出したもので，P10 の北に位置しており，そ－3

ユニットの真密度を求めると 3.3 g cmとなった．

の溶岩ユニット境界で，地下エコー1 および 2 の端とS15 の溶岩ユニット中に含まれる空隙率は，式（4）より， 一致していた
（図 3
（g）
）
．したがって，P1 の溶岩ユニ－ 23% ～78% と推定された．空隙率の推定範囲の下ットが，P10 の下に横たわっていると推定される．図限がマイナスになった原因は，比較的小さく浅いハロ（e）からは，月面上の P10 と P28 の溶岩ユニット境界
3

ー無しクレーターしかない場合，真密度を上回る過大

が地下エコー1 および 2 の端と一致しているが，P28 はなバルク密度が推定され，その結果として，空隙率がP10 の溶岩ユニットよりも若い溶岩であるため，P28

マイナスとなった．しかし，現実にはバルク密度が真の溶岩ユニットが P10 の下に堆積していることは層序

密度を上回ることはないため，本研究では空隙率の推学的にありえない．P28 が P10 の北に露出していた P1

定範囲下限値を 0% とした．したがって，晴れの海のの溶岩ユニットを部分的に覆っていると考えれば，

溶岩ユニット S28 の空隙率は，0% ～78% の範囲に含P10 の下に P1 の溶岩ユニットが横たわっていると考まれると推定された．

えることができる．P1 と P28 の溶岩ユニット間で，

3.3

嵐の大洋の溶岩ユニットP10

地下エコーが同定されていない理由は，LRS の分解能よりも P28 の溶岩ユニットの厚さが非常に薄いためだ

嵐の大洋の P10 の溶岩ユニットにおいて，ハロークと考えられる．したがって，2 つの地下エコーのうち，レーターが 5 つ見出された
（図 3
（a）
）
．この研究では，どちらかが，P1 の溶岩ユニットの表面である．もし，それらをハロークレーター1 から 5 と名付ける（図 3

地下エコー1 が P1 表面であれば，地下エコー2 は，P1（a））．まず，LRS で見られる下部溶岩ユニットに対応とそれよりも古い溶岩ユニットの境界である．また，する月面上の溶岩ユニットを同定し，その組成とハロもし地下エコー2 が P1 表面であれば，地下エコー1 は，ークレーターのイジェクタ組成を比較する．これらのP8 から P2 のどれか，もしくは月面上に露出していな

クレーターのイジェクタ組成（TiO2 と FeO）は，明確

い 3.59 Ga 前から 3.44 Ga 前に噴出した溶岩ユニットと（図に P10 の溶岩ユニット組成（TiO2 と FeO）と異なる

P10 の境界である可能性がある．

4（c））．これは P10 の溶岩ユニットが，組成の異なる本研究で発見した 5 つのハロークレーターのイジェ

ある溶岩ユニットの上に横たわっているためだと考え

クタ組成（TiO2 と FeO）に着目すると，P10 と P1 の溶られる．一方，これらのハロークレーターの付近では，岩ユニットの表面組成（TiO2 と FeO）の中間の値を示

，3
（f）
，3
（g）に示すように 2 枚の地下反図 3（d），3（e）

している
（図 4
（c）
）
．ハロークレーターのイジェクタ

射面が同定された．浅い方を地下エコー1，深い方を組成は，上層と下層の溶岩ユニットの組成の混合にな■2014遊星人Vol23-1.indd

11

2014/03/13

15:06:10

12

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

るため，今回見出されたハロークレーターは，P1 上アポロ玄武岩サンプルには含まれてない空隙が，月の面まで掘削していると推定された．そこで，ハローク

上部溶岩ユニット中に含まれていると考えられるため

レーター4 付近の地下エコーに着目した．その付近でだと考えられる．4.1 節では，先行研究 [7] での上部溶は，P1 に対応しうる地下エコーは 1 つしかない（図 3岩ユニット中の空隙の考察を紹介し，4.2 節では推定（f）,3（g））．そのため，我々は，ハロークレーター4 とした空隙率の月の熱的進化過程への影響を考える．

その近傍のハロー無しクレーターのみから，その付近の P10 の溶岩ユニットの厚みを制約し，そのバルク誘

4.1

上部溶岩ユニット中の空隙電率を推定した．バルク誘電率は，式（2）を用いて，

この節では，推定した上部溶岩ユニットの空隙率にP10 の溶岩ユニットの厚みと見かけの深さの比より計

ついて，どのような要因によるもので構成されている

算された．

のかを考察する．

ハロークレーター4 とハロー無しクレーターの直径

上部溶岩ユニットの空隙は 3 種類の要因，すなわちは，それぞれ，5.41 km と 2.75 km であったため，P10

火山灰 [21] や，溶岩固有の空隙 [22]，隕石衝突由来のの溶岩ユニットの厚みは 231～454 m と推定された．

空隙 [20, 23] で構成される．溶岩固有の空隙とは，溶それらのクレーター近傍で地下エコーの見かけの深さ

岩中に含まれる揮発性ガス成分の脱ガスより生まれるは 523 m であったため，P10 のバルク誘電率は 1.3～

気孔と，溶岩の急冷に伴う岩石中のミクロな亀裂やマ

5.1 と推定できた．式（3）より，このバルク誘電率は，クロな亀裂がある．隕石衝突由来の空隙とは，隕石が－30.4～2.5 g cmのバルク密度に相当した． ハロー無岩石に衝突することで生まれる亀裂であり，ミクロなしクレーターのイジェクタ組成は，TiO2 が 0.89 wt.%， 亀裂 [20] とマクロな亀裂 [23] がある．
FeO が 13.85 wt.% であるから
（図 4
（c）
）
，P10 の溶岩ユ－3

上部溶岩ユニットは複数の溶岩流によって構成されであった．

ているため，その溶岩流の間に，不均一に火山灰が堆

この真密度とバルク密度の相違は，P10 の溶岩ユニッ積している可能性はある．また，月の大気は非常に薄ト中の空隙率を反映し，式（4）を用いて，21% ～86%

いため，隕石衝突による寄与がある．アポロ玄武岩サの空隙率と推定された．

ンプルには，溶岩固有の空隙と，溶岩急冷由来およびニットの真密度は，式（5）より 3.2 g cm

隕石衝突由来のミクロな亀裂が含まれており，その空隙率は約 7% である [20]．月サンプルカタログ（http://

4. 考 察curator.jsc.nasa.gov/lunar/compendium.cfm）に 基 づ
本研究では，3 つの異なる上部玄武岩質溶岩ユニッ

くと，アポロ玄武岩サンプルの多くは約 10cm 以下でト上でバルク誘電率と空隙率の推定を試みた．それらあるため，隕石衝突由来のマクロな亀裂は含まれていの結果は，先行研究 [7] の結果と合わせて表 1 にまとめない．この研究で制約された空隙率（21% ～33%）の内，た．本研究では，特に晴れの海の S15 と嵐の大洋の

約 7% は溶岩固有の空隙と，溶岩急冷由来や隕石衝突

P10 の溶岩ユニットにおいて比較的狭い範囲のバルク

由来のミクロな亀裂で構成され，残りの 14% 以上は，誘電率を推定することができた．それらは，先行研究

溶岩流の間に不均一に堆積した火山灰や，溶岩急冷由[7] の結果ともよい整合性を示す．もし，上部溶岩ユ

来および隕石衝突由来のマクロな亀裂で説明できるか

ニットが海全体で同じバルク誘電率をもつならば，表もしれない．

1 より，そのバルク誘電率は 4.2～5.1 に制約される．

月サンプルカタログより，アポロ玄武岩サンプルのこのバルク誘電率は，従来の月レーダー観測 [e.g., 4,

中 に は 約 50% 程 度 の 空 隙 率 を も っ た も の（Apollo5] で想定したバルク誘電率（約 8）と比べると低く，従

sample 15016）がある．しかし，そのようなサンプル

来の研究では比較的高い誘電率の値を想定していたこは非常に少なく，月の海領域に普遍的に存在しているとがわかった．また，制約されたバルク誘電率から推とは考えにくい．一方で，最近，月の高地領域におけ定された空隙率は，21% ～33% である．この空隙率は，る重力場調査から，深さ数 km までに約 20% の空隙率

アポロ玄武岩サンプルの空隙率 [20] よりも高い．このが含まれている領域があることが明らかにされた [24]．

高い空隙率の原因は，先行研究 [7] で議論したように，

本研究で解析した上部溶岩ユニットも，高地ほどでは■2014遊星人Vol23-1.indd

12

2014/03/13

15:06:10

かぐや衛星観測データに基づく月上部の玄武岩質溶岩ユニットのバルク誘電率と空隙率推定／石山 他

13ないが，約 30 億年間は衝突の経験をしていることから，

げにくくする断熱層として働き，マントル内で長期に上部溶岩ユニットには，マクロな亀裂が入り，非常に高温が保たれ，部分溶融する期間（マントル温度がソ脆くなっている可能性がある．

リダスを超える期間）が長くなる．その結果として，もし，上部溶岩ユニットが主に隕石衝突に由来する

月の火山活動が長期間持続した可能性が示唆された．

亀裂で説明できるならば，本研究と先行研究 [7] で推しかしながら，彼らの研究では様々な仮定が入ってい定した空隙率やバルク誘電率は，表面年代に依存するるため，今後，本研究で求められた月上部溶岩ユニッ

可能性がある．しかし，表 1 から空隙率と表面年代にトの空隙率（21% ～33%）や重力場解析の結果をこうしは関係性は見いだせなかった．この理由は，本研究とた熱的進化モデルに反映していくことで，月の熱的進

先 行 研 究 [7] で 解 析 し た 領 域 の 表 面 年 代（2.84～3.49

化過程の解明に貢献していくことが可能であると考えGa）では，すでに隕石衝突による玄武岩中の空隙の生られる．

成が飽和してしまい，空隙率に明確な差がでないのかもしれない．空隙率と表面年代の関係を調べるために

5. 結 論は，他の手法やデータ（重力場など）と組み合わせて，我々は，地形・分光カメラ観測と地下レーダー観測調べる必要があるだろう．

4.2

 定した空隙率の月の熱的進化過程への推
影響を組み合わせた手法 [7] を用いて，玄武岩質の上部溶岩ユニットのバルク誘電率を推定した．そのバルク誘電率は，その地形カメラで観測される上部溶岩ユニッ

空隙率は熱伝導率に関わり，これは，月が形成されトの厚みと，レーダーで観測される見かけの深さの比た時から今日に至るまで，どのように冷却していったから計算された．上部溶岩ユニットの厚みは，分光カかを調べるために非常に重要なパラメータである．本メラによってイジェクタの組成（TiO2 と FeO）の違い

研究では，その重要性を示すために，月表層の熱伝導から識別された 2 種類のクレーター（ハロークレータ率を考慮した熱的進化モデルの研究 [8] を紹介する．

ーとハロー無しクレーター）の掘削深度から制約されその研究では，3D マントル対流モデルと表層付近のた．この掘削深度は，地形カメラによって同定された．

熱伝導率を考えて，部分溶融が存在している期間を調

バルク誘電率は，海領域の 3 カ所の上部溶岩ユニット

べ，月の火山活動時代を説明できるかを考えている．

で解析が行われ，晴れの海の S15 と S28 の溶岩ユニッモデルでは，月の表面から地殻・マントル境界までの

トでは，それぞれ 1.9～7.0，1.6～14.0 と推定され，嵐，（b）レ
層を浅い方から順に（a）細粒層（厚さ 2～5 cm）の大洋の P10 の溶岩ユニットでは，1.3～5.1 と推定さ，
（c）メ ガ レ ゴ リ ス 層（厚 さ 2.5
ゴ リ ス 層（厚 さ 15 m）

れた．これらの結果と先行研究 [7] の結果を踏まえると，km），（d）地殻（厚さ 35～70 km）に分割し，それぞれ従来の月レーダー観測 [e.g., 4, 5] で想定されてきた 8 程の熱伝導率を 10
－1

－1

－3

－1

－1

－1

Wm K-1，0.01～0.03 Wm K ，－1－1

0.2Wm K ，3 Wm Kと仮定している．

度のバルク誘電率は，比較的高い値であることがわかった．

このモデルを用いた数値計算の結果，部分溶融の時推定したバルク誘電率からバルク密度を求めると，（月の分化が完了した時）から約 2 Ga
代は，4.4 Ga 前

晴れの海の S15 の溶岩ユニットで 1.0～3.0 g cm ，

－3

－3

前まで続くことが示され，月の火山活動時代にも一致

S28 の溶岩ユニットで 0.7～4.0 g cm ，嵐の大洋のすることが示された．また，部分溶融が約 2 Ga 前まP10 の溶岩ユニットで 0.4～2.5 g cm

で続く要因として，地殻の厚さや月表層に堆積する多また，上部溶岩ユニットの真密度は，上部溶岩ユニッ

孔質な層（特に，メガレゴリス層）などが指摘された．

トの組成（TiO2 と FeO）より，S15 の溶岩ユニットで

月はマグマオーシャンから冷えて月全球が地殻（斜長

3.3 g cm ，S28 の溶岩ユニットで 3.3 g cm ，P10 の岩）で覆われることになるが，マントルの熱は地殻を溶岩ユニットで 3.2 g cm

－3－3と推定された．

－3－3と推定された．したがって，通して逃げるため，地殻の厚さが月の冷却に影響する． 真密度とバルク密度の比から空隙率を推定すると，また，月表層の多孔質な層は，地殻の平均的な熱伝導

S15 の溶岩ユニットで 9% ～71%，S28 の溶岩ユニット

率よりも低い熱伝導率であるために，地殻内の熱を逃で 0% ～78%，P10 の溶岩ユニットで 21% ～86% であ■2014遊星人Vol23-1.indd

13

2014/03/13

15:06:10

TOPへ↑←目次へ

14

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

った．これらの空隙率は，先行研究の結果 [7] とも整合的で，溶岩固有の空隙や隕石衝突由来のミクロな亀裂だけで説明することは難しい．したがって，上部溶

297．
[11] Otake, H. et al., 2012, 43rd Lunar Planet. Sci. Conf.,
Abstract 1905．

岩ユニット中に，火山灰や，溶岩急冷由来および隕石[12] Ohtake, M. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 257．

衝突由来のマクロな亀裂が含まれるだろう．また，そ[13] Kobayashi, T. et al., 2012, IEEE Trans. Geosci. Remoteのような溶岩ユニットにマクロな亀裂が多く入れば，Sens. 50(6), 2161．

低い熱伝導率をもち，マントルからの熱を断熱する層[14] Oshigami, S. et al., 2012, Icarus 218(1), 506．

として振る舞う．本研究の成果は，月の海領域におけ[15] Fa, W. and Wieczorek, M. A., 2012, Icarus 218, 771．

る熱的進化過程を議論する上でも重要な情報になるか[16] Huang, Q. and Wieczorek, M. A., 2012, J, Geophys.

もしれない．

Res. 117, CiteID E05003．
[17] Dolgaleva, K., 2012, Photonics Nanostruct. – Fundam.

謝 辞Appl. 10(4), 369．
[18] Hiesinger, H. et al., 2000, J. Geophys. Res. 105(E12),

査読において，多くの有益で建設的なコメント頂いた京都大学の山路敦先生に感謝いたします．また，お亡くなりになった小野高幸先生には，今まで多くのご指導・支援をして頂きました．この場をかりて，ご冥福をお祈り致します．本研究は，かぐや衛星によって取得された観測データを使用しました．かぐやプロジェクトチームの全ての方々に厚く御礼申し上げます．
なお，本研究は，東北大学国際高等研究教育機構の助成を受けています．

29, 239．
[19] Hiesinger, H. et al., 2003, J. Geophys. Res. 108(E7),
CiteID 5065．
[20] Kiefer, W. S. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39,
L07201．
[21] Taylor, G. J. et al., 1991, Lunar source book: A user's
guide to the Moon (New York)．
[22] Robertoson, E. C. and Peck, D. L., 1974, J. Geophys.
Res. 79(32), 4875．
[23] Cooper, M. R. et al., 1974, Rev. Geophys. Space Phys.

参考文献

12(3), 291．
[24] Wieczorek, M. A. et al., 2012, Science 339(6120), 671．

[1] Ono, T. and Oya, H., 2000, Earth Planets Space 52,629．
[2] Ono, T. et al., 2009, Science 323(5916), 909．
[3] Weider, S. Z. et al., 2010, Icarus 209(2), 323．
[4] Peeples, W. J. et al., 1978, J. Geophys. Res. 83(10),3459．
[5] Oshigami, S. et al., 2009, Geophys. Res. Lett. 36,
L18202．
[6] Carrier, W. D. et al., 1991, Lunar source book: A user's
guide to the Moon (New York)．
[7] Ishiyama, K. et al., 2013, J. Geophys. Res. Planets
118(7), 1453．
[8] Ziethe, R. et al., 2009, Planetary and Space Science 57,
784．
[9] Melosh, J., 1989, Impact Cratering: A Geologic Process(New York)．
[10] Lucey, P. G. et al., 2000, J. Geophys. Res. 105(E8),■2014遊星人Vol23-1.indd

14

2014/03/13

15:06:10

←目次へ

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

15

特集「月の火成活動からみた熱進化」

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像
中村 良介 ，山本 聡 ，松永 恒雄 ，小川 佳子 ，横田 康宏 ，1
4
石原 吉明 ，廣井 孝弘
1

2

2

3

2

2013年10月1日受領，2013年11月12日受理．

（SP）データの全量解析を行い，月表（要旨）我々は月探査機「かぐや」に搭載されたスペクトルプロファイラ
面に露出しているカンラン石・低カルシウム輝石に富む岩相の全球分布を調べた．その結果，（1）カンラン石はモスクワの海・危難の海といった地殻が薄く比較的小さい衝突盆地周辺に（2）低カルシウム輝石は月の三大衝突盆地，すなわち南極 = エイトケン盆地・雨の海・プロセラルム盆地の周囲に，それぞれ局在することが明らかとなった．表層の斜長岩地殻が完全に吹き飛ばされた衝突盆地の内部では，その下にあるマントルが大規模に溶融して「マグマの海」が形成される．原始地球への巨大衝突によって形成された月は , 当初数
百 km 以上の厚さのマグマオーシャン（マグマの大洋）によって覆われていた．
「マグマの海」は，このマグマオーシャンのミニチュアであり，SP が捉えたカンラン石・低カルシウム輝石の分布は，その分別結晶化過程を反映していると考えられる．今後「かぐや」分光データの詳細な解析をすすめ，「マグマの海」の組成およびその分化過程を読み解いていけば，同じ手法を用いてマグマオーシャンの分化過程や月の内部構造・バルク組成にも強い制約を加えることができるだろう．同様に月の「マグマの海」の研究は，ほぼ同規模の小惑星ベスタ上のマグマオーシャンや，月よりもさらに規模の大きい地球のマグマオーシャンの分化過程についても，新たな知見をもたらすことが期待される．

1. はじめにはほとんどついていない．しかし肉眼では捉えられない近赤外線で見ると，とたんに月はカラフルな世界に夜空に浮かぶ月を見上げてみると，そこにはウサギ変貌する．これは斜長岩や玄武岩を構成する，斜長石・の形をした暗い「海」と，明るい「高地」が見える．17

カンラン石・輝石といった鉱物が 800～2500 nm の波

世紀初頭に月に望遠鏡を向けたガリレオは，平らな海長域で特徴的な吸収帯を持つからである（図 1）．

に比べて高地は起伏に富んでいることを発見した．20

1994 年に米国が打ち上げたクレメンタイン探査機

世紀になってアポロ計画で持ち帰られた月サンプルのには，この月の「色」（以後はより科学的に反射スペ分析から，高地は月の形成直後にマグマオーシャン（〜

クトルと呼ぼう）から表面の組成を調べるために，マグマの大洋）から浮かび上がった斜長岩から，海はUVVIS と NIR というふたつのカメラが搭載されてい高地形成後の火成活動によって表面に噴出した玄武岩

た．紫外・可視領域を 5 つの波長帯で観測する UVVISから成ることが明らかとなった．望遠鏡で月をのぞいは良好なデータを取得したものの，赤外領域をカバーてみても，あるいはアポロ宇宙飛行士が撮った月面のする NIR には不具合が生じ，十分な精度のデータが写真を見ても，そこは基本的に白黒の世界であり，「色」

得られなかった．図 1 に示されるとおり，月を構成す

1. 産業技術総合研究所
2. 国立環境研究所
3. 会津大学
4. ブラウン大学
r.nakamura@aist.go.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

15

る主要鉱物の特徴的な吸収は赤外域に存在する．このため NIR の不具合は，クレメンタインの観測データの解釈に大きな不定性をもたらすこととなった．一方，
可視近赤外領域における月の連続分光は，マウナケア

2014/03/13

15:06:10

16

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

反射率	

斜長石	

2.「かぐや」による新たな発見

かんらん石	

2.1
低カルシウム輝石	  高カルシウム輝石	

純粋な斜長岩PurestAnorthositeの発見

ルナプロスペクターや「かぐや」のガンマ線観測から，
月表面は（1）トリウム濃度の高い表側の Procellarum
Kreep Terrain（PKT），（2）裏側南半球で中間程度のト リ ウ ム 濃 度 を 持 つ South Pole-Aitken Terrain（SPAT），（3）それ以外の高地領域を占めるトリウム

波長（ナノメートル）	
図1：米国地質調査所で測定された月地殻を構成する典型的な鉱物の反射スペクトル．斜長石は1.25μmに，カンラン石は1.05μmに，輝石は1μmと2μmに特徴的な吸収を持つ．
SP全球サーベイは，こうした各鉱物の中心波長の違いを，
膨大な量のスペクトルデータから自動的に選びだすアル
ゴリズムによって可能となった.輝石の結晶構造（単斜／斜方）とカルシウムの含有量は，基本的には単斜＝カルシウ
ム多，斜方=カルシウム少という形で対応している．しかしピジョン輝石のような例外（単斜の低カルシウム輝石）もあるため，本稿ではスペクトルから明確に区別できる高カ
ルシウム輝石,低カルシウム輝石という用語を用いる．

濃度の低い Feldsphathic Highland Terrain（FHT）の3つの領域に分類できることがわかった．FHT はジャイアントインパクトによる月の形成後，数千万年程度のタイムスケールでマグマオーシャン（マグマの大洋）から固化・浮上した斜長石によって形成されたと考えられている．図 1 に示されるとおり，月高地地殻の主成分である斜長石は反射率が高く，1200 ～ 1300
nm に吸収帯を持つ．そこで月面でもとくに反射率が高い領域を狙って，地上望遠鏡を用いた斜長石の捜索が行われたが，この吸収を同定することはできなかっ山頂にあるハワイ大学の望遠鏡によって精力的にすすた [1]．これは宇宙風化や衝撃変成により，吸収帯がめられた [1]．しかし，地上望遠鏡では月の裏側を観消失してしまったためではないかと解釈されたが，望測することはできないし，大気中の水蒸気などの吸収

遠鏡の空間分解能（～数 km）が十分でない可能性も否が大きい波長域ではデータが取得できない．また表側

定しきれなかった．
「かぐや」SP はその高い波長・空においても，観測できる領域の数や空間分解能には大間分解能を生かし，斜長石に特徴的な吸収を持つスペきな制約があった．

クトルが月面上に存在することを世界で初めて明らか

2007 年 9 月 14 日に種子島宇宙センターから打ち上にした [2]．斜長石の吸収は非常に弱いため，わずかげられた月探査機「かぐや」には，こうした過去の地

数重量パーセントの有色鉱物が含まれるだけで，有色上および探査機からの観測の問題点を克服するため，

鉱物の 1 μm 吸収帯に隠されて判別が困難になってし2 つの反射スペクトル測定装置が搭載された．ひとつ

まう．一方，アポロが持ち帰った鉄に富む斜長岩族

は，紫外から近赤外線にわたる９つの波長帯で月表面（Ferroan Anorthosite Suite=FAS）に は，60025 の よの撮像を行うマルチバンドイメージャー
（MI）
，もう

うなほぼ純粋な斜長石から成るものだけではなく，輝ひ と つ は 衛 星 直 下 の 500m 四 方 の 領 域 を 500 ～ 2500

石やカンラン石を 10％以上の割合で含むも岩石も数

nm の範囲で連続的に分光するスペクトルプロファイ

多く含まれている．つまり，「かぐや」による斜長石

ラ（SP）である．MI/SP は，一年半におよぶかぐやの吸収帯の発見は，月地殻が FAS よりも斜長石の割合

ミッション期間中に月面をほぼ完全に網羅し，次章にが 高 い（＞～ 98%）ほ ぼ 純 粋 な 斜 長 岩（Purest

述べられるような発見を次々と我々にもたらした．本Anorthosite，以下 PAN）で構成されていることを示

稿では，主に SP の全球サーベイの成果についてまとしたのである．

める．

マグマオーシャン仮説では，深さ数百 km の全球を覆うマグマの大洋から，最初にカンラン石が次いで斜方輝石が晶出し，マグマの底に沈積する．こうしてマ
グマ全体の 7 割以上が固化した後，マグマよりも密度■2014遊星人Vol23-1.indd

16

2014/03/13

15:06:11

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

2.2
KREEP

!

17

 突盆地に付随したカンラン石に富む岩
衝体の発見

前節で述べたように，マグマオーシャンの固結過程
では，高地地殻の下にカンラン石および斜方輝石からなるマントルが形成される（図 2）．およそ 500 km 以
上の衝突盆地であれば，斜長岩で構成される平均 50
km 程度の地殻を完全に掘削し，その下にあるマント

図2：マグマオーシャンの分別結晶作用によって固結した鉱物の鉛直分布．最後に晶出するチタンを含む層は下の層よりも密度が高いため，矢印で示されるような上下の逆転（オー
バーターン）が起る．

ル物質を盆地の内部や周囲の放出物上に露出させるはずである．なかでも 2000 km 以上の直径を持ち，月の裏側南半球を覆う南極 = エイトケン盆地（South PoleAitken Basin，以下 SPA）は，マントル物質捜索のたの低い斜長石が晶出し表面に浮上することで，高地地めの最有力ターゲットである．SPA は月のみならず殻が形成されたと考えられている（図 2）[3]．最近の SP

太陽系全体においても最大級の衝突盆地であり，通常サーベイによって，PAN 層が FHT に遍在しているこの衝突スケーリング則を適用すれば，その掘削深度はと，さらには PAN 層の厚さと重力場データで捉えら地殻厚よりもずっと深くなる．このため，SPA 内部

れている低密度層の厚さがほぼ一致することが明らかにはマグマオーシャンから晶出したマントルが露出しとなった [4, 5]．これほど純粋な斜長石を晶出・浮上ている可能性が高いと考えられてきた [6, 7]．地震波させるメカニズムの詳細はいまだに明らかになってはの解析や捕獲岩の分析から，地球マントルの主成分はいないものの，こうした「かぐや」の観測結果はマグカンラン岩であると考えられている．月がジャイアン

マオーシャン仮説の直接的な証拠として広く認められトインパクトによって地球から放出されたマントル物ている．

質から形成されたのであれば，そのバルクあるいはマ

図3：SPのグローバルサーベイで明らかとなった，PAN・カンラン石・低カルシウム輝石の全球分布．背景は，「かぐや」の
重力測定および高度マップから得られた地殻厚さ分布．地殻厚が薄いモスクワの海（Mare Moscoviense）および危難の海（Mare Crisium）
周辺などにカンラン石が集中している．一方，低カルシウム輝石は南極=エイトケン盆地
（SPA）
，雨
の海盆地
（Imbrium basin），プロセラルム盆地（Procellarum basin）周辺に局在している．PAN は地殻厚が大きな FHT
領域に多くSPATやPKTの内部には，ほとんど存在しない．

■2014遊星人Vol23-1.indd

17

2014/03/13

15:06:12

18

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

ントル組成もカンラン石に富んでいるはずである．月の出発物質にはインパクター起源物質が多く含まれて3?PHJ$Q)

いる可能性もあるが，地球・月の酸素同位体比が同じであることを説明するには，地球起源であったほうがi^i[s`lqET#HJ; 

都合がよい．また最近の数値シミュレーションは，月が地球から放出された破片の再集積でも形成されうる5O&" PSLMGVJ: 

ことを示している．
こうした予測に基づいて，Pieters らはクレメンタ
イン探査機に搭載された紫外・可視カメラ UVVIS で，
SPA 内部および周辺のカンラン石サーベイを行った．
彼 女 ら は SPA の 中 央 部 に カ ン ラ ン 石 に 富 む 領 域（Olivine hill）を発見し，これがマントル物質である可能性を示唆した [8]．しかしながら，その後の「かぐや」の観測では，Olivine hill にはカンラン石に富む物質は検知できなかった．また UVVIS でカンラン石に富むとされてきたツィオルコフスキークレーターの中央丘
も，実際はカンラン石ではなく輝石・斜長石の混合物であることが判明した [2]．図 1 に示されるとおり．輝石の吸収帯の最深波長は 1 μm よりも短く，カンラン石・斜長石では 1 μm よりも長い．クレメンタイン

P6r/
HJeqoYi^i[s`lqQ/ PSLM
GVJ:iqbn

図4： 伝統的な月地殻および上部マントルの概念図．マグマオー
シャンから浮上した斜長石地殻の下には，後の火成活動による貫入岩から成る下部地殻が存在すると考えられている．2.2節で述べたように，この下部地殻は低カルシウム
輝石に富んだノライトだとされてきたが[8]，衝突盆地の内部を満たしている海は高カルシウム輝石に富む玄武岩でできている．同じ組成のマグマが，密度の低い斜長岩地殻中を浮上することができず，途中で固結してしまった場合には，やはり高カルシウム輝石に富むハンレイ岩となるはずである．実際SPデータを用いて，高地に存在する新鮮かつ比較的小さいクレーターの内部および放出物の組成を調べたところ，どこも高カルシウム輝石に富んでいることが明らかとなった[24]．

UVVIS の観測は 0.415/0.750/0.90/0.95/1.0μm の 5 バンドに限定されていたため，カンラン石や斜長石の吸収た SPA 周辺にあるシュレーディンガークレーターの帯を完全に捉えることができず，PAN やカンラン石

リング周辺でも，カンラン石が発見されている [10]．

の同定がうまくできなかったのだろう．これに対して

SP の観測したカンラン石分布は，明らかに衝突盆地

全ての吸収帯を連続的にカバーする SP では，7000 万の周辺に集中しており，衝突によって盆地周辺に堆積点に及ぶ全スペクトルデータの自動解析によって，し た 放 出 物 で あ る こ と を 示 唆 し て い る． 雨 の 海 や

様々な鉱物種の全球分布を調べることが可能となった．

SPA に衝突スケーリング則を適用すれば，極端な斜図 3 に山本ら [9] によるカンラン石全球サーベイのめ衝突あるいは低速衝突など特殊な条件を仮定しない結果を示す．結局，過去の観測でカンラン石が存在す

限り，確実にマントルまで到達する．上述したとおりるとされてきた地点のうち，SP で確認されたのは表クレメンタインデータから存在が推測されていた側の望遠鏡観測で同定されたコペルニクスとアリスタ

Olivine hill は幻に終わったが，我々はついに「大規模ルコスというふたつのクレーターだけだった [2]．こな衝突によって表面に露出したマントル由来のカンラの 2 つのクレーターが，雨の海周辺に存在することはン岩」を発見したのだろうか？

偶然ではない．SP の全球サーベイにより，雨の海，
危難の海，モスクワの海といった衝突盆地を囲む形で，SP で観測されたカンラン石の分布は，マントルではなく下部地殻と関連している可能性もある．

カンラン石に富む数 km スケールの岩体が露出していたとえばコペルニクスの過去の観測では，たまたまることが明らかになったのだ [9]．モスクワの海，危その地下にカンラン石に富む貫入岩が存在し，そこが難の海は月の地殻が最もうすくなっている地域であり，クレーター中央丘として掘り起こされたと解釈されて盆地内をうめている海のすぐ下にマントルがせまっていた．アポロの高地サンプルの中には，鉄に富んだ斜いることに注目したい [5]．コペルニクスとアリスタ

長岩族（FAS）よりもマグネシウムに富んだ有色鉱物

ルコスも，表層の岩石を掘削することで，雨の海周辺を多く含み，ずっと若い形成年代（40 〜 44 億年）を示に存在するカンラン石を露出させたと考えられる．ます岩石（いわゆる Mg-suite）が存在する．Mg-suite は，■2014遊星人Vol23-1.indd

18

2014/03/13

15:06:13

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

19

マグマオーシャンが完全に固結した後に，斜長岩地殻（図 2）．この場合，SP の観測結果とは反対に，より深の下に貫入した別のマグマ（〜下部地殻）から形成されくまで掘削する大規模な衝突盆地周辺にカンラン石がたと考えられている（図 4）[11]．Mg-suite のなかでも存在し，地殻の直下までしか掘れていない小規模な衝

カンラン石と斜長石から成るトロクトライトは，SP

突盆地周辺では低カルシウム輝石が分布するはずであのスペクトルデータを説明することが可能である [9]．

る．

大規模な衝突によって火成活動が活発になり，完全にマグマオーシャンが固化する際，最初に晶出する物

地殻が掘削されなかった周辺部の地下に大規模な貫入質はマグネシウムに富み，結晶化がすすむほど鉄の割が起って下部地殻が形成されたのかもしれない．

合が増える．また最後に固結する非調和元素にはチタ

マグマオーシャンが結晶化する際，対流が強くなけ

ンなどの重い元素が多いため，マグマオーシャンが完れば，最初にカンラン石が晶出して底に沈み，その上全固化した直後は，上層ほど密度が高くなっているはに低カルシウム輝石が固化するという順序で分別結晶ずである．この状態は重力的に非常に不安定であるた化がすすむ．この場合，カンラン石よりも浅いところで上下層め，比較的短いタイムスケール（〜数十万年）に低カルシウム輝石が存在するため
（図 2）
，放出物の

の逆転現象
（マントルオーバーターン）
が起きると予測中に両者が共存している可能性がある．一方，Mg-

されている．このオーバーターンの結果，低カルシウ

suite にはカンラン石に富むトロクトライトだけでな

ム輝石に富む層がカンラン石に富む層の下に潜り込ん

く，低カルシウム輝石に富むノライトもあり，アポロ

でいるとすると，SP の観測結果をうまく説明できる．

の線データや，クレメンタインの分光データは，むし

ここまでの議論をまとめよう．伝統的な月の形成史

ろノライトが下部地殻の主な構成成分であることを示を考えると，衝突盆地に付随しているカンラン石およ唆している [7,8]．つまりカンラン石が発見されていな

び低カルシウム輝石は．

い小さな盆地の周辺では，低カルシウム輝石が存在し（1）衝突盆地の形成がトリガーとなって減圧溶融などている可能性がある．また盆地の大きさと掘削深さがによる火成活動が起こり，その結果 PAN 地殻下部

比例しているとすれば，深さ方向の組成変化が放出物に貫入したマグマから形成された下部地殻（図 4）の空間分布として見えている可能性がある．そこで（2）PAN よりも先にマグマオーシャンから直接晶出

我々は，低カルシウム輝石についても全球サーベイをし，のちにオーバーターンしたカンラン石／輝石行い，カンラン石の分布との関連を調べることにした．

（図 2）

2.3

 大衝突盆地に付随した低カルシウム輝巨
石に富む岩体の発見

カンラン石と同様な手法で，低カルシウム輝石に富のどちらか，あるいは両者の組み合わせであると考えられる．

3. 新しい月地殻の描像

んだ岩体の SP 全球サーベイを行った結果を図 3 に示す [12]．カンラン石と同様に衝突盆地周辺に集中して

この章では，衝突スケーリング則を再検討することいるが，両者の分布は必ずしも一致しない．低カルシで，2 章とは違う SP データの新たな解釈を提示する．

ウム輝石は危難の海やモスクワの海のような比較的小さい衝突盆地周辺では検知されず，月で最大の衝突盆地である SPA，2 番めに大きな雨の海盆地，そして表3.1

 突溶融による
衝「マグマの海」の形成とその再分化の海のほとんどをその中に含むプロセラルム盆地の周衝突の規模が大きくなると，掘削される領域に対し囲に局在している．ここで低カルシウム輝石 / カンラて溶融領域の割合が相対的に増える
（図 5）
．ティコの

ではなく，マグマン石ともに後の貫入岩（〜下部地殻）ような若い数十 km のサイズのクレーターでも，そのオーシャンから直接固結した物質だとしよう．マグマ

内部は衝突溶融物によって埋められているが，雨の海

オーシャン固結の初期段階から分別結晶化が起っていや SPA のスケールになると，衝突盆地の内部は数十たとすれば，まず最初にカンラン石が晶出して底に沈km の厚さの完全溶融した岩石によって満たされ，ほみ，その次に固化した輝石がカンラン石層の上にのる

ぼ同量が外部に放出されると考えられている [6]．本■2014遊星人Vol23-1.indd

19

2014/03/13

15:06:13

20

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

地殻	Transient	
  Cavity	などである．衝突溶融物中で地殻成分が占める割合が大きい場合，あるいは元々のマントルに含まれていた
Al/Ca が多い場合には，「マグマの海」から斜長石が再溶融領域	

衝突溶融物	
マントル	度晶出する可能性もある [13]．衝突スケーリング則によれば，SPA や雨の海盆地をつくった衝突は，マグマオーシャンから固化・浮上した斜長岩地殻を完全にマグマの海	

剥ぎとったと推測される．しかし「かぐや」の重力場
観測は，PKT ／ SPAT の地下にも薄い斜長岩地殻が存在することを示しているし [5]，かぐや搭載 MI は，
PKT の中心に位置するアリスタルコスクレーターの

図5：マグマの海の概念図．数百km規模の衝突盆地を形成する
ような衝突は，地殻だけでなくマントル領域も溶融させる（左上）．衝突直後には直下点付近の深いところまで広がっていた溶融物は（右上），地形が緩和するに従って盆地の内部を満たす「マグマの海」となる（下）．この深さ数十kmの「マグマの海」は，図２のマグマオーシャンと同様に分化しながら再結晶する．その鉛直組成分布は，マグマの初期組
成（地殻／マントル比）や対流の強さに大きく依存する[13]．

中央丘に PAN が露出していることを発見している [4]．
またアポロ 16 号が取得した FAS サンプルのひとつ（60025）は，43.6 億年という非常に若い年代を示すため，
マグマオーシャンから直接晶出した物質ではないと考えられている [14]．こうした斜長石は，マグマオーシ
ャンではなく「マグマの海」から晶出した 2 次地殻であるのかもしれない．マグマオーシャンの場合と同様，

稿では，図 5 に示されるような巨大衝突盆地の内部を「マグマの海」から斜長石が晶出する前には，カンラ満たす衝突溶融物を「マグマの海」と呼んで，ジャイン石や輝石をより多く含む岩石が形成されているはず

アントインパクト直後に形成された月全球を覆うマグである．Mg-suite は月内部の再溶融によって浮上し地マオーシャン（マグマの大洋）と区別することにしよう．

下で固結した貫入岩ではなく，「マグマの海」から再月面の全ての衝突盆地で形成された衝突溶融物量を合固結した物質である可能性も指摘されている [15]．

わせると，「マグマの海」から再固結した物質の体積

アポロ 14 号の着陸地点は，フラマウロ丘陵と呼ばは地殻全体の 5％を占めると見積もられている [13]．

れる雨の海からの放出物上にある．宇宙飛行士によっ後述するように，もしプロセラルム盆地が衝突で形成て地球に持ち帰られた 14310 という岩石は，雨の海盆されたとすると，この割合はさらに大きくなる．

地が形成された時に放出された溶融物が固結したもの

小規模な衝突溶融物はターゲットの平均組成を持つだと考えられている．14310 に含まれる最も多い鉱物

ガラスとなるが，より大きな衝突溶融物は冷却時間がは斜長石と低カルシウム輝石であり，実験室で測定さ長くなるために分化する．実際サドベリーやマニコー

れたそのスペクトルと 14 号着陸地点の最寄り地点でガンといった直径が 100 km を超える地球のクレータ測定された SP のスペクトルは，非常によく一致してーでも，衝突溶融物の分化が起っていることが明らかいる（図 6，7）．これは，SPA やプロセラルム盆地周になっている．つまり「マグマの海」が冷えて再固結

辺で SP が検知した低カルシウム輝石に富む物質も，する際も，マグマオーシャンと同様の分化プロセスを

溶融放出物から再結晶したものである可能性を強く示経ると予測される．この分化プロセスを決める大きな唆している [12]．

ファクターは・衝突で溶融した領域のうち，マントル／地殻の占
める割合

3.2

プロセラルム盆地の起源と月の二分性：

2.3 節で述べたように，低カルシウム輝石は SPA，・マントル中に残されていた Al/Ca 量

雨の海そしてプロセラルム盆地周辺に局在する．SPA

・巨大衝突溶融物の組成の一様性および深さ（〜冷と雨の海がそれぞれ月の最大 /2 番目に大きな衝突盆

却タイムスケール）
・分別結晶化／平衡結晶化のどちらが卓越するかを決める対流の強さ■2014遊星人Vol23-1.indd

20

地であることを考えると，プロセラルム盆地も衝突によって形成されたと考えるのは自然であろう．プロセ
ラルム盆地が巨大衝突によって形成されたというアイ

2014/03/13

15:06:13

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

連続成分除去後	  の反射率	

アポロ１４号着陸地点	

21

SPサーベイで低カルシウム	
  輝石が発見された最寄り地点	

アポロ１４号着陸地点に最も近い	  低カルシウム輝石露頭のスペクトル	

アポロ１４号が持ち帰った	  岩石（１４３１０）のスペクトル	

波長（ナノメートル）	

図6：アポロ14号が持ち帰った岩石14310と，最寄りのSP観測地
点の反射スペクトルの対比図．風化の影響をとりのぞくた
めに，吸収帯の両端を結ぶ接線で割り算している．図1との対応から，両者はともに低カルシウム輝石に富んでいる
ことがわかる．

図7：アポロ14号着陸地点と，最寄りのSP観測地点の位置関係．
画像中央上部，月平線上に雨の海が見えている．着陸地点
から上下にのびている起伏に富んだ領域が，雨の海からの放出物からできているフラマウロ丘陵である．

デアは古くから提案されているが，地形的特徴は地形の微惑星サイズ分布のモデルから，形成直後の月に親緩和やその後の衝突の影響で識別できなくなってしま

鉄性元素や水をもたらしたインパクターのサイズも，っているため，その痕跡は組成から調べるしかない．

やはり 300 km 程度であると推測されている [17]. この

図 3 に示されている低カルシウム輝石の全球分布は，サイズの天体が，SPA 形成以前に，マグマオーシャ

プロセラルム盆地衝突起源説の新たな強力な傍証であンから固結した直後の（あるいはまだ固結しきっていると言えるだろう [19]．SPA が衝突地形として認識でない）熱い一次地殻上に衝突すれば，プロセラルム規

きることを考えると，プロセラルム衝突はそれより以模の盆地が形成されることは十分にあり得る．2.1 節

前に起ったと考えられる．

で述べたように，全球にわたって PAN を晶出させる

月の表裏は，目に見える海の分布だけでなく，地殻ためにはマグマオーシャンの存在が必要だが，それは厚や放射性元素の分布もまったく異なる [5]．この性

のちに「マグマの海」が形成されたことを否定するわ

質を月の二分性と呼ぶ．月の形成のごく初期，マグマ

けでない．

オーシャンが完全に固結する前に，プロセラルム規模の巨大衝突があったとすると，以下のようなプロセス
で二分性が自然に生じると予測される．
・衝突した面の斜長岩地殻は，ほぼ完全に吹き飛ばされるため，地殻厚に非対称が生じる・斜長岩地殻の下にあった非調和性元素／放射線核種に富んだ残液 urKREEP が表面に放出される．
・薄い地殻厚，減圧溶融などの影響で，反対側の半球よりも多くの海が形成される・やがて地球からの潮汐の影響で，表／裏の位置に固定される [16]3.3

巨大衝突と３つのTerrainの起源

前節では，マグマオーシャン固結直後に起きたプロ
セラルム衝突が，PKT の成因であったという可能性について議論した．続いて本節では，さらにそのあとに起った巨大衝突によって SPAT が形成されたというシナリオについて考察する．
Warren [18] は，ルナプロスペクターガンマ線分光
データからトリウム濃度の地殻内鉛直分布を調べ，地
殻内の平均トリウム濃度は表面濃度の 6 割程度であることを明らかにした．この平均濃度に平均地殻厚さをLucey らによれば，SPA を形成したインパクターのかけることで地殻に含まれるトリウム量を見積もるこ

サイズはおよそ 250 km 程度であると見積もられていとができる．月と地球の総トリウム量が同程度だと仮る [7]．また地球＝月系が形成された直後の内惑星系

定すると，トリウムのほとんどが地殻内に存在するこ■2014遊星人Vol23-1.indd

21

2014/03/13

15:06:17

22

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014とになる．非調和元素であるトリウムはもともとマグ
マオーシャンの残液（urKREEP）に濃集していたはず

4. 今後の探査に向けてである．チタンを含む urKREEP 層は，下のマントルに比べると圧倒的に密度が高く，放射性元素を多量にここで，2 章および 3 章の解釈を簡単にまとめてみる．

含む．そのためその一部はマントルオーバーターンに（a）
伝統的シナリオ：

よって，マントル深部に持ち込まれ，その後の火成活マグマオーシャンが固結した後，オーバーターンに動の熱源となったと考えられる．しかし上述したよう

よってカンラン石層が低カルシウム輝石相の上に来た．

に，深部に持ち込まれたトリウムの量は地殻に残されこのため，より小さい盆地で上のカンラン石マントルたものよりもずっと少ない．つまり，現在観測されてが放出され，深部まで到達した三大盆地だけが低カル

いる PKT 内のトリウム量を説明するには，urKREEP

シウム輝石を露出させた．1000 km 以上の衝突盆地でを月深部よりも地殻に多く残す必要がある．かりには，衝突時に多量のメルトが形成されたことは間違い

urKREEP がオーバーターンで深部に沈む前に，プロ

ないが，分化せずに固結した場合は元のマントル組成

セラルム衝突が起こったとしよう．urKREEP 中に含をそのまま反映する可能性がある [21]．

まれるトリウムは表面に放出され，あとは続く衝突の（b）
新シナリオ：

たびに（あるいは火成活動で）生じる溶融物に取り込ま

巨大衝突によって生じた大規模なメルトによってれ る こ と で 地 殻 の 一 部 と な っ て い く は ず で あ る．

「マグマの海」が形成され，その固化の際の分別結晶

PKT 周辺のトリウム分布は，こうした複雑な衝突史化によって，カンラン石や低カルシウム輝石に富む岩／火成活動の歴史を反映しているのではないだろうか．

石が形成された．ただし小規模な衝突盆地周辺で観測

表側の衝突盆地には強い正のフリーエア重力異常

されるカンラン石は，溶融放出物から分化した物質で（マスコン）が存在する．これは，これらの盆地が形成はなく直接マントルから放出された可能性もある．

された 40 億年ほど前には，すでに地殻がかなり固く

今後この 2 つの説を，観測的に区別／検証するにはなっておりアイソスタシーが回復しなかったことを意

どうしたらよいだろうか？（b）の場合，分化が起っ

味 し て い る． プ ロ セ ラ ル ム 衝 突 が， 熱 源 で あ る

たのが大洋よりも小さな海のレベルであるため，（a）

KREEP を早い時期に表面に放出したとすれば，月はに比べると，斜長岩に富む岩体と，低カルシウム輝石

早く冷却しマスコンの形成条件も満たされやすくなる．

／カンラン石に富む岩体が比較的小さいスケールで隣

最近 Morbidelli らは，原始惑星形成後に残された微接していると予測される．図 3 に示されているとおり，

惑星の軌道／サイズ分布シミュレーションを行い，SP による全球サーベイから PAN，低カルシウム輝石 ,SPA 内の 20 km 以上のクレーター密度と比較するこ

カンラン石といった複数の鉱物種が隣接する領域はすとで，SPA の形成は 43.3 〜 43.6 億年前だったと予測しでに同定できている．現在我々は，MI のマルチスペている [19]．彼らのモデルによれば 45 億年前の衝突フクトル画像や LROC の高解像度画像を用いて，こうし

ラックスは，この SPA 形成時に比べて 10 倍以上高くた領域の詳細な地質調査をすすめつつある．

なっている．つまり，マグマオーシャンから斜長石地

2 つのシナリオを区別する上で重要なもうひとつの殻が浮上した直後，urKREEP がオーバーターンで深ポイントは，
岩石中の斜長石の割合である．
（a）
の場合，

部に落ちてしまう前に，SPA よりも大規模な衝突がSP が同定した低カルシウム輝石およびカンラン石に起こったというシナリオは十分に成立する．その後，富む岩体はいずれもマントルに起源を持つため，斜長SPA 衝突が起こった時には urKREEP はすでにオーバ

石をほとんど含んでいないはずである．一方（b）の場

ーターンにより深部へ持ち込まれていた，あるいはプ合は，SP によって同定された低カルシウム輝石およロセラルム衝突の影響で表側へ移動していたと考えれ

びカンラン石に富む岩体は，14310 のように斜長石をば [20]，SPAT のトリウム量が PKT より低くなってい多く含む可能性が高い [19]．2.1 節で述べたとおり，反ることも自然に説明できる．

射率の高い斜長岩の吸収帯は，より暗いカンラン石／
輝石の吸収帯で容易に隠されてしまう．宇宙風化の影
響を適切に補正し，絶対反射率を出すことができれば，■2014遊星人Vol23-1.indd

22

2014/03/13

15:06:17

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

23放射輸送モデルとの比較によって斜長石の割合を見積

ーシャンが存在し，主に低カルシウム輝石から成る上

もることもできるが，確実な結論を出すのは難しい

部マントル（〜ダイオジェナイト）と，輝石 / 斜長石か[14]．その他のリモートセンシング観測手法としては

ら成る地殻（〜ユークライト）を形成したと考えられて（1）X 線分光による元素分布観測（2）SiO2 の割合を制約いる [22]．Dawn 探査機に搭載されたイメージング分

できる熱赤外分光観測がある．周回軌道上からの X 線

光器は，低緯度域がユークライトに，南極付近に存在

分光によって，表面物質の Al/Si 比率が決定できればする巨大衝突盆地ではダイオジェナイトに相当する岩

斜長石の割合を推定できる．しかし SP で観測された石が露出していることを明らかにした [23]．これは南露頭のサイズは 10km に満たないものがほとんどであ

極付近での巨大衝突によって地殻が剥ぎ取られ，マンり，強烈な太陽フレアが起った時でなければ十分な精トルが露出したためだと解釈されている．ベスタ全球度での観測は困難であろう．一方 Lunar Reconnais-

を覆っていたマグマオーシャンの深さは明らかではな

sance Orbiter に搭載された DIVINER のような中間赤いが，その広がりは雨の海や SPA 衝突後に形成され外分光器は，放射率スペクトルから SiO2 の量比を導た月の「マグマの海」とほぼ同規模である．両者が共出できるため，（a）（b）
2 つのシナリオを区別できる可に低カルシウム輝石に富んだ岩相を示している偶然な能性がある．しかし，いままでの解析では宇宙風化やのだろうか？それとも共通の規模・組成をもっていた地形の影響を完全には除去できておらず，十分な精度ゆえの必然なのだろうか？

の高い SiO2 量導出には成功していないようである．

かりに月の「マグマの海」とベスタのマグマオーシ

決定的な答えを得るためには，やはりランダー／ロー

ャンの組成や広がりが同じだったとしても，深さ（〜バーによるその場測定や，地球に持ち帰ったサンプル

冷却タイムスケール）や重力の違いによって，分化プの分析が必要となるだろう．米国では SPA からのサロセスには違いが生じるはずである．近い将来「かぐンプルリターンミッション MoonRise が，NASA のニや」や Dawn の観測データ解析がさらにすすめば，月ューフロンティアプログラムに提案されている．SPAの「マグマの海」やベスタのマグマオーシャンの固結から衝突溶融物のサンプルを持ち帰り，年代決定を行過程の詳細なモデルを構築できるようになるだろう．

うことで，後期重爆撃の期間に制約をつけることが最大規模な衝突溶融物の固化過程を異なる天体で調べ，大のミッション目的である．この衝突溶融物が斜長石

天体ごとの独自性と共通性を明らかにすることは，今をどの程度含むかで，シナリオ（a）（b）を区別できる

後の比較惑星学における重要なトピックとなる．月の可能性がある．

「マグマの海」を調べることは，月のマグマオーシャ

さらに，プロセラルム衝突に由来する衝突溶融物を持ち帰って年代を決定し，SPA の衝突年代と比較す

ンはもとより，地球の「マグマの海」
・地球のマグマオーシャンの理解にもつながると期待される．

ることができれば，3 章で提案した大規模衝突による
PKT/SPAT の 形 成 シ ナ リ オ も 検 証 で き る． な お，

参考文献

MoonRise については，月の裏側にある地球＝月系のL2 ラグランジュ点にオリオン宇宙船を送り，宇宙飛行士がここからランダー・ローバーを操作することでサンプルを採取するという有人探査との組み合わせミッションも検討されている（http : //www.lpi.usra.

[1] Hawke, B. R. et al., 2003, J. Geophys. Res. 108, E6,
4-1.
[2] Matsunaga, T. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35,
L23201.

edu/meetings/leag2012/presentations/Alkalai.pdf）．

[3] Elkins-Tanton, L. T. et al., 2011, Earth Planet. Sci, Lett.

5. 海からふたたび大洋へ[4] Yamamoto, S. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39,

304, 326-336.
13201.
直径約 500 km の小惑星ベスタは，ホワルダイト・
ユークライト・ダイオジェナイトという 3 種の隕石の母天体である．月と同様にベスタにもかつてマグマオ■2014遊星人Vol23-1.indd

23[5] Ishihara, Y. et al., 2009, Geophys. Res. Lett. 36,
L19202.
[6] Cintala, M. J. and Grieve, R. A. F., 1998. Meteorit.

2014/03/13

15:06:17

←目次へ

TOPへ↑

24

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

Planet. Sci. 33, 889.
[7] Lucey, P. G. et al., 1998, J. Geophys. Res. 103, 3701.
[8] Pieters, C. M. et al., 2000, J. Geophys. Res. 106,
28001.
[9] Yamamoto, S. et al., 2010, Nature Geosci. 3, 533.
[10] Yamamoto, S. et al., 2012, Icarus 218, 331.
[11] Shearer, C. K. and Papike, J. J., 2005, Geochim.
Cosmochim. Acta  69,  3445.
[12] Nakamura, R., et al., 2012, Nature Geosci. 5, 775.
[13] Vaughan, W. M. et al., 2013, Icarus 223, 749.
[14] Borg, L. E. et al., 2011, Nature 477, 70.
[15] Hess, P. C., 1994, J. Geophys. Res. 99, 19083.
[16] Wieczorek, M. A. and Le Feuvre, M., 2009, Icarus 200,358.
[17] Bottke, W. F. et al. 2010, Science 330, 1527.
[18] Warren, P. H. 2001, Geophys. Res. Lett. 28, 2565.
[19] Morbidelli, A. et al. 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 355356, 144.
[20] Hagerty, J. J. et al., 2011, J. Geophys. Res. 116, 6001.
[21] Nakamura, R. et al., 2009, Geophys. Res. Lett. 362,
L22202.
[22] Ruzicka, A. et al. 1997, Meteorit. Planet. Sci. 32, 825.
[23] De Sanctis et al., 2012, Science 336, 11.
[24] Ogawa, Y. et al., 2011, Geophys. Res. Lett. 38, 17202.

■2014遊星人Vol23-1.indd

24

2014/03/13

15:06:17

←目次へ

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－／坂本，小川25

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？
― 地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター ―坂本正夫 ，小川勇二郎
１

２

2013年9月20日受領，2013年11月4日受理．

（要旨）アメリカ合衆国ユタ州にあるアップヒーバルドームは，インパクトクレーターとして国際登録されている．この地形は，長い間地下深くに存在する岩塩層の上昇によって形成されたと言われてきたが，その後隕石の衝突によって形成されたとの説が広まってきた．文献研究で両説の言い分を踏まえた上で現地調査を行い，関連する諸現象との比較も行った結果，この地形はインパクトによって形成されたものの，地下に岩塩層が存在することによってクレーター地形が修正されたとの結論に至った．

1. はじめにユタ州ソルトレイクシティの南方からアリゾナ州およびコロラド州の西部にかけて，コロラド高原が広がる．その中央にコロラド川が大きく蛇行しながら南西へ流れ下っている．ユタ州南部のコロラド川の中流で，支流のグリーン川が合流する．両河川に挟まれた三角地帯には，キャニオンランズ国立公園が広がっていて，その中にアップヒーバルドームがある
（図 1）
．キャニ
オンランズ国立公園一帯の地質は，地表付近ではトリ
アス紀上部からジュラ紀に及ぶ地層が広がり，ジュラ
紀よりも上位の地層はおそらく新生代以降の侵食で削剥されてしまっている．
ドームの中心にある中央丘には，ペルム紀最上部のホワイトリム砂岩層とトリアス紀のモエンコピ層が複図1： アップヒーバルドームの位置図．

ら，より外側では地層が徐々に緩やかに波うって平坦となる．内側のリムから 3 km 以上離れるとほとんど
水平層となる [1]（図 3）．

雑な構造をなして分布し，その周りにトリアス紀のチ

アップヒーバルドームの直径は約 9 km で乱されたンリ層が囲んでいる．これら 3 層は，逆断層を主とす

範囲は約 5 km の説と，5.5 km 以上の説と，7～8 km

る複雑な構造を呈している（図 2）．内縁の壁はそそりであるとする説があるが，インパクトクレーターの国立った断崖地形をなし，そこから外側へは最大 80 度

際登録では直径 5 km で登録されている．形成年代にに傾斜するジュラ紀のウィンゲイト砂岩層，さらに上

ついてはさまざまな考え方がある．すなわち，ジュラ

位へジュラ紀のカエンタ層とナバホ層が重なっている．

紀中期カーメル層とエントラダ層の間の堆積時の説，

これらの地層は，ドームの円形リムから外側へリング

白亜紀マンコス層の堆積時の説があり，国際登録では状に地層が窪んでできた構造（向斜構造）をつくりなが6500 万年前（白亜紀最末期）と登録されていて，推定にはかなり幅がある．このドームの直径と形成年代と1. 飯田市美術博物館
2. 元筑波大学
ic90877@city.iida.nagano.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

25の値のそれぞれには大きな幅があるのは，様々な研究者によって地形や地質の解釈が異なっているためでも2014/03/13

15:06:18

26

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

図3： アップヒーバルドームの内部，直径2kmの内縁までを連続撮影した合成写真（上図）と地質断面図（下図）．上図写真の
内部は中央丘．写真はドーム南部の内縁の北から南に向けて全周を撮影．下図はKriens et al.
（1997）を簡略化して編集したもので，中央丘を通ってほぼ北東―南西で切った断面を示す．矢印で示す内縁の外側に複数の大小の窪地がリング状に取り巻く．中央丘の部分には入り組んだ小断層が密に形成されていて地層の変形も激しいが，その構造の詳細は省略する．地層の模様は図2と同じ．

よって形成されたという岩塩ドーム説が McKnight によって提案された．以来，アップヒーバルドームの名
称 は， 隆 起 を 意 味 す る upheaval と い う 普 通 名 詞 がdome になって上昇してきたというこの説を踏襲した名称のまま現在のインパクトクレーターに使われている．
図2： アップヒーバルドームの地質柱状図．Kriens et al.
（1997）
を簡略化して編集した図．

岩塩ドーム説によると，石炭紀後期にはすでに岩塩層がドーム状に上昇を開始し，その後，トリアス紀，ジュラ紀にかけて堆積時にも継続的に上昇した．それある．筆者らの調査によると，アップヒーバルドーム

らの時代には，まだ十分に固結していない地層を複雑

は，直径約 2 km の内縁をもつとともにその外側にドに変形させるに足る岩塩の上昇が続き，ジュラ紀になームを取り巻く向斜構造があり，さらにその外側に同ってそれが地表へ抜け出た後にピンチオフし，最後に心円状に直径 6～7 km のリングが取り巻いた多重リ

閉じる段階で生じた不安定地形により重力崩壊が生じ，ング構造をもっていると言える．このドームの地形お側方に短縮する構造が形成されたというシナリオであよび地質を文献研究した上で現地調査し，インパクトる．この説では，現在見られる構造を形成するには，

クレーターの地形が修正されていく過程を議論して考石炭紀後期からジュラ紀まで，およそ 1 億年近くにわ察する．

たる非常に長い時間がかかったことになる．
一方，こうしたゆっくりとした構造形成説に真っ向2. 研究史2.1

両説の登場から対立する隕石による衝突説が提唱された [2]．それは，アップヒーバルドームとその周辺のすべての変形構造が，隕石ないし小惑星の衝突によって，ほとん
ど短時間に出来たとするものである．その後，詳細なアップヒーバルドームは，1930 年代に地下の岩塩地質調査にもとづいて数種類の大小の地質構造が，隕層が地層を押し分けてドーム状に上昇してくることに

石衝突によってほぼ同時に形成されたとの構造形成モ■2014遊星人Vol23-1.indd

26

2014/03/13

15:06:21

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－／坂本，小川27

デルが提出された [1]．しかし，岩塩ドーム説とイン間で形成されたと推定され，インパクトによるものでパクト説の両説とも，直接的な証拠に欠けるきらいはあって，岩塩による静的なドーム状の構造で形成させあった．

るには不十分であること [8] などインパクト説を支持

2.2

岩塩ドーム説の限界する報告が相次いだ．以上のように ,衝突による高圧で形成される組織が発見されたことによって , アッ地震探査，ボーリングなどを含む地下物理探査では， プヒーバルドームがインパクトによって形成されたこ
地下の岩塩層は現在約 450 m もの深い位置にあって，とは確実となった .

浅い部分には存在しないことが判明した [3] [4]．また，岩塩層が地上に突き抜けてピンチオフする例は，現在

3. 両説の問題点の地球上では知られていないことなどからも，岩塩ドーム説は説得力に欠ける非現実的なことであると考え当初の岩塩ドーム説は，その後のインパクト説に沿られるようになった．仮に浅所まで岩塩が上昇して来ったさまざまな証拠が見出された結果 , 苦境に立つにたとしても，途中で地下水によって溶解して失われて至った．インパクト説による形成過程は，岩塩ドーム

しまう．つまり，岩塩ドームの上昇だけでは，アップ説の形成過程に比べて圧倒的に短時間である．しかし，ヒーバルドームに見られる構造は形成しにくいことがアップヒーバルドーム全体のありさまを広く考察して分かった [5]．

みると，すべての大小の地質構造がインパクトの衝撃

2.3

インパクト説の証拠の発見だけでできたものであるかの論証は，未だに不十分であるように思われる．その最大の問題は，インパクト

インパクト説の立場からはその後，ホワイトリム砂

によって形成されたクレーターであることは確実であ岩層内に , 衝撃で出来たと思われる砕屑岩脈がリムのったとしても，地下にある厚い岩塩層がインパクトに内側で発見された．砕屑岩脈は円摩された砂粒子から関わって何も影響を与えなかったのかということであなる砂で構成されている事例がある中で，この岩脈内る．そこで，以下に問題点を整理して，インパクトク

では角張っている砂粒子であることから，衝撃によっ

レーター地形の修正過程を提案する．

て短時間で岩脈が形成されたものであると考えられた．
また，重要なショックの指標としてのシャッターコー

3.1

地形分類から見た隕石クレーターンや衝撃変成石英に形成された planar deformation

地球上の隕石クレーターは，地形的に大きく 3 種類

features（PDFs）（以下「面状変形組織」と記述）が，中に分類される [9]．クレーターの形成条件によっても央丘や内側のリムの地層から報告された [1]．さらに，サイズが異なるが，概ね直径 4 km 未満までのクレー

地層の変形が著しい中央丘では，衝突時に水圧破砕がターは単純型クレーターで，お椀状の地形である．そ生じ帯水層の基底部に衝撃波が走って生じた構造が示

れより大きな直径で概ね 100 km までのクレーターはされた [6]，リムでのウインゲート砂岩層内での岩脈複合型クレーターで，円形クレーターの内部に中央丘構造や破砕して流動する構造，岩石の流動構造などのが形成されたものである．これより大きな直径のクレマクロからマイクロな構造観察とそれに伴う実験的なーターは多重リング型クレーターで，円形構造の周囲データから，それらのすべてはインパクトで形成されにリング状の地形が複数取り巻く [10]．それぞれの直たと解釈できるとされた [7]．しかし，石英の高圧相径に対する分類は，地球上の大まかな傾向を示したもの多くが侵食によって失われてしまっていること及び，ので，クレーターの形成される地質の違いや衝突する

その面状変形組織を結晶構造レベルでは未確認である

隕石の種類，速度，角度などによって異なる．

ことがインパクト説の説得力を高められない原因にな

アップヒーバルドームの場合，直径約 2 km の内縁をもち，その外側に直径約 5 km のリング状の地形をっていた．
近年，面状変形組織が TEM で明瞭に確認され隕石

もち，さらにその外側にも直径 6～7 km に同様な地形

衝突説が決定的となった [7]．見出された石英中の圧が形成されている．また，円形地形の中心には中央丘

縮変形バンドは，平均圧力が 0.7 GPa と 4.6 GPa とのが形成されている．アップヒーバルドームは地球上の■2014遊星人Vol23-1.indd

27

2014/03/13

15:06:21

28

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

図4： 水系図．二本線はコロラド川とグリーン川，黒太線は主な支流を示す．アップヒーバルドームから北西に流れる流系
を黒丸点で，また分水嶺を破線で示す．

図6： ドーム内縁の南縁における割れ目の写真．細長いクリノ
メーターの方向に発達した割れ目で，左の方向がドームの中心．写真の垂直方向はナバホ砂岩層の地層面．

図5： アップヒーバルドームの直線的な排水地形．奥正面に切れた部分が唯一の排水路．写真はドーム内縁の南東から北西に向けて撮影．

図7： カナダホートンクレーター（直径23km）の構造図．黒い線
は，放射状と同心円状の断層．Osinski et al.
（2005）の図を簡略化し，断層線のみを表す．

クレーターサイズで見ると単純型クレーターに近いが，侵食地形の違いを，現地の地形観察と 62500 分の 1 地

中央丘をもつために複合型クレーターになっていて，

形図とを合わせて考察した．コロラド川は大きく蛇行

しかもより外側のリングを含めると多重リング型に分しているが，全体的な流れの向きは北東から南西であ類される形態をもっている．

る．その主な支流は概ね北西―南東方向の渓谷をなし

この形態は，衝突した大地の地質と地質構造が関係ている．これに対して，グリーン川も大きく蛇行してしているものと思われる．すなわち，地下に厚い岩塩はいるが，全体的な流れの方向は北西から南東に向い層が存在し，インパクトによって岩塩層に刺激を与えている．その主な支流は概ね北東―南西方向の渓谷をた可能性がある．

なしている．つまり，それぞれの本流と支流はほぼ直3.2水系から見たアップヒーバルドームの意義

交する河谷の侵食を行っている（図 4）．コロラド川水系とグリーン川水系との境にある分水嶺は，広大な平アップヒーバルドームを中心として，その東西両側

原の中にあって視覚的には分水嶺と認識できにくいが，に広がるコロラド川水系とグリーン川水系との河谷の地形図では確実に分水嶺が存在し，アップヒーバルド■2014遊星人Vol23-1.indd

28

2014/03/13

15:06:33

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－／坂本，小川29

図8： アップヒーバルドームの褶曲．内縁の壁に見られる砂岩層の褶曲．内縁の南部から撮影．

図9： アップヒーバルドームの内縁の外斜面．外斜面の下部（写真下部）から内縁（写真上部）を見上げた写真．図9に見られる100 ～ 150mの波長の褶曲は，小刻みに波打った形状に換わっている．

ームはグリーン川水系に位置していることが分かる

ームの中心に向かって形成されている割れ目が顕著で（図 4）．分水嶺からアップヒーバルドームを含んでグあるが，砂岩の走向方向にできたドームの中心から同

リーン川までを直線距離で結ぶルートの高低差を測っ心円状に形成された割れ目も不明瞭ながら観察できる．

た結果，傾斜角は約 2 度である．視覚的に捉えることこうした割れ目は内縁の一部に明瞭に発達していて ,のできないほどの緩やかな傾斜で，グリーン川方向へ

インパクトによって形成される現象であることを示す．

傾いているといえる．これと同様の現象は，分水嶺か放射状と同心円状の 2 成分の割れ目は，規模の小さいらコロラド川の斜面にも同じように生じ，分水嶺から

御池山隕石クレーターでも報告されている [11]．

コロラド川に緩やかな傾斜で傾いている．以上のよう

アップヒーバルドームの断層は，大きく 2 領域に分に，アップヒーバルドームから発する排水路としてのけられて形成されている．一つは，ドームの中心にあ

河谷は 1 本であって , 北西から南東に向かって形成さる中央丘にのみ逆断層が密に発達している．そのためれている（図 5）．

同一地層が高角度に傾斜して繰り返す構造が形成されこのことは，1 方向に天水が集中する作用によって形成されてきたものと考えられる．地下から岩塩層がている．この断層群は中央丘の部分にのみ形成され，ドームの周囲にはつながっていない [1]．

上昇してきて円形構造を形成する場合は，円形構造のこれに対して，内縁の周囲には放射状と同心円状の中心から全方向へ対象的な排水地形が作られるはずで逆断層がともに形成されている．放射状と同心円状のある . 天水が 1 方向へ集中して 1 方向だけの河谷を形

断層は，規模の大きな隕石クレーターに形成されるこ成することからも，アップヒーバルドームの形成の仕とが多く，ホートンクレーター（Haughton crater, 直

方は , まずインパクトによって導かれた可能性が高い．

に典型的に現れている
（図 7）
．また，
径 39 km，カナダ）

3.3

岩石の割れ目と断層，褶曲の形成

規 模 の 小 さ な タ ブ ン・ カ ハ ラ・ オ ボ ク レ ー タ ー（Tabun-Khara-Obo crater，直径 1.3 km，モンゴル）

アップヒーバルドームの最も内側の直径約 2 km のにも両方向の断層が報告されている．規模が大きいク

内縁には岩石の割れ目，断層，褶曲が発達している．

レーターに形成される典型的な放射状と同心円状の断内縁では，三畳紀のカエンタ層に数 cm 間隔で割れた層はクレーターの全域に形成される傾向がある．一方，砂岩層が露出している．緩やかに傾斜した砂岩層の走アップヒーバルドームの場合，これら 2 方向の断層は向方向に対してそれに直交するような高角度で割れ目内縁の付近に留まっている．特に放射状の断層は内縁が密に形成され，割れ目に沿って剥げやすくなっていに短く形成されているのみである．この現象はこれらるために剥げた部分の凹凸が明瞭に見える
（図 6）
．ド

の断層がドーム全体に及ぶ形成機構によって形成され■2014遊星人Vol23-1.indd

29

2014/03/13

15:06:41

30

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

たものではないことを示唆している．

ていている礫が含まれ，衝撃角礫岩と呼ばれる．一般

さらに，褶曲構造に注目すると，アップヒーバルド

的に，隕石クレーターには衝撃角礫岩が存在し，そのームでの地層の褶曲は，ドームの内縁の付近に際だっ中に含まれる衝撃変成石英や溶融ガラスなどによってていて，内縁のほぼ全周で内縁に沿って褶曲を観察す

インパクトで形成されたことが証拠だてられる．

ることができる．この褶曲はドームの中心から放射状

ロックエルム隕石クレーター（Rock Elm meteoriteの褶曲軸をもち，1 波長が 100 m ～150 m 程度でくり

impact structure，直径 6.5 km，U.S.A.）
では，4 億 500返す（図 8）．フリルのついたスカートのように内縁の万年から 4 億年の間の形成年代が推定され深く侵食さ部分で放射状の褶曲になっているだけであり，縁かられているが，衝撃角礫岩層がおよそ 100 m の厚さで残離れると急激に褶曲が弱くなっていく．そのため内縁っている . その中の石英からは，鉱物顕微鏡によっての外斜面では褶曲が弱まり緩やかな波打った地形に変面状変形組織が確認され，衝撃圧縮力は 5～10 GPa とわっている（図 9）．つまりこの褶曲の形態は，アップ推定されている [14]．このように，アップヒーバルよヒーバルドーム全体に及ぶ作用で形成されるものではりかなり古い年代で深く侵食されたクレーターであっないことを示唆している．また，この内縁の褶曲されても，衝撃角礫岩が存在し面状変形組織が確認できるた部分では放射状の短い断層が粗い間隔で形成されて場合もある．

いることから，これらの断層と褶曲は一連の形成機構で形成されたことを示唆している．

アップヒーバルドームでは現在までに多くの研究が行われ報告されているが，衝撃角礫岩が発見されたとクレーターに形成された褶曲の事例として，クロッの報告はない．アップヒーバルドームがインパクトでクドクリーククレーター（Crooked Creek impact crat-

形成された時には，当然大量の衝撃角礫岩が形成され

er, 直径 7 km, U.S.A.）ではクレーター形成時にクレーたことは疑う余地のないことである．それにも関わらター壁が重力による崩壊によって中心へ押し出す時にず衝撃角礫岩は現存しないようだ．その理由は，以下センチメートル以下の褶曲がクレーター内に広く形成のように考えられる．

されることが知られている [12]．アラグアイナインパ

アップヒーバルドームが形成された年代は，かなりクト構造（Araguainha impact structure，直径 40 km，

粗い形成年代の推定しかなされていないが，すでに述ブラジル）ではクレーター縁から中央丘に向かって最べたように，およそ 1 億 7000 万年～6500 万年までの上部の地層が横倒しになって広く褶曲している [13]．

間とされている．この期間はジュラ紀中期から白亜紀

いずれもこれらはクレーターの形成時に内部の地層が末にかけての大きな幅のある年代であるが，アップヒ

広く褶曲を受けたものでクレーターの内縁に沿って限

ーバルドームの周辺には現在それに相当する地層は，定して形成されているものではない．

侵食によって失われ存在していない．現在は，ジュラ

以上のことから，アップヒーバルドームの断層と褶紀下部と推定されているナバホ砂岩層が最上部層であ曲は，内縁に沿った局地的に限定的な作用で形成される．したがって，推定されているインパクトの年代のたものであり，インパクトクレーターの特徴としては

地層は，現在は存在していないことになる．衝撃角礫

異例なものと言える．

岩がどこかに発見されるかは今後の課題となるが，地3.4

衝撃角礫岩の存在

インパクトによって隕石クレーターが形成される時，地表面が衝撃圧縮を受けその圧縮力の規模に応じて地表から地下にかけての岩石類が角礫化して空中に吹き層の残存がないこと，および幅の大きなインパクトの推定年代との関係からは衝撃角礫岩を発見することは，
現時点ではかなり難しい状況にあると言える．

3.5

衝撃を受けた基盤岩

飛ばされる．その角礫化した岩石類のあった空間がク

地表の岩石が衝撃を受けてできた角礫岩とは別に，

レーターとなる．次の瞬間からはクレーターの外にも衝撃を受けた基盤岩の中に含まれる石英が面状変形組

fall out して角礫化した土石が少し積もるが，多くは織を形成する事例もある．アリゾナ州のメテオールク

そのクレーター内に fall back してクレーター内を埋レーター（Meteor crater, 直径 1250 m）では，ココニ

積する [10]．この角礫化した土石には強い衝撃を受け

ノ砂岩層に石英の面状変形組織や高圧相としてのコー■2014遊星人Vol23-1.indd30

2014/03/13

15:06:41

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－／坂本，小川

31

サイトやスティショバイトが報告されている．御池山

アップヒーバルドームでは北西への一方向のみを直線

隕石クレーター（直径 900 m）では，チャートの基盤岩

的に深く彫り込んだ排水路が存在することは，地下のにある石英脈に最高 2 方向の面状変形組織が確認され， 岩塩層が上昇してくることでは説明ができにくい．ア
そこからの衝撃圧縮力は 8～10 GPa と推定されている． ップヒーバルドームの衝突現象の推定では，中央丘をフォルシュ構造（Foelsche structure, 直径 6 km, オー構成する地層にできた多くのスラストの運動方向から，

ストラリア）では，クレーター内部を構成するブカラ

北西方向から南東方向への斜め衝突が議論されている

ラ砂岩層の最下部層に含まれる石英粒の 2～10% に面[15]．斜め衝突によってクレーターが形成された場合，状変形組織が確認され，最高 5 方向の変形が報告されクレーターは円形に近い地形ができても放出された衝ている．ヤーラブッバインパクト構造（Yarrabubba

撃角礫岩の分布はかなり偏ることが知られている [16]．

impact structure，直径 30 km，オーストラリア）
では，

すなわち，斜め衝突をした場合，斜めに進入してきた

後期始生代のヤーラブッバ花崗岩の中に少なくとも 3

隕石の衝突した向きに最も多くの厚い衝撃角礫岩が積

方 向 の 面 状 変 形 組 織 が 確 認 さ れ， 強 い 衝 撃 を 示 すもり，逆に進入してきた方角には最も少なく積もる．

（1013）の結晶面に集中していると報告されている．フ

ほぼ平坦な面に形成されたクレーターでのその後の天レダフォートドーム（Vredefort dome，直径 300 km，

水は，最も薄い衝撃角礫岩の分布域から排水すること

南アフリカ）では，基盤岩の始生代のペグマタイトかになり 1 方向の排水路が形成される．

らの石英に 2 方向の面状変形組織が確認され，その内（0001）の結晶面に集中していると報告されている．

ドライアイス球体を使った地層中の上昇実験ではドーム状の隆起が生じ，ドームの中心付近には多方向のアップヒーバルドームでは，カエンタ層の砂岩とホ開口割れ目が形成される [17]．地下からの上昇によっ

ワイトリム砂岩層とに含まれる石英から面状変形組織てドームが形成された場合は，地表では円形かそれにが報告されている [3]．ホワイトリム砂岩層からの石近い形状で上昇・隆起すると見られることから，排水英の約 1% に面状変形組織が結晶面に対して平行から路は放射状に形成されるか少なくとも複数の排水路が準平行に 1 方向で形成されている．アップヒーバルド形成されるであろう．しかし実際はアップヒーバルド

ームでの衝撃圧縮力は面状変形組織の形成状況からームの中心から北西方向へ排水路が直線的に 1 本しか10 GPa 以下との報告があるが [7]，この衝撃圧縮力は形成されていないので，地下の岩塩層の関与は副次的

直径 5 km のアップヒーバルドームでの石英に及ぼしなものであると考えられる．なお，斜め衝突が北西かた圧縮力としては弱いレベルである．また，後期始生

ら南西へ起きたことと排水路が北西方向にできている代のヤーラブッバ花崗岩に形成されたヤーラブッバイ

こととの関連は不明であるが，斜め衝突による衝突のンパクト構造や始生代のペグマタイトに形成されたフ方向と大きく異なる方向に排水路が 1 本だけ形成されレダフォートドームのように，20 億年以上の長い地ている事例がある [18]．また，直径 39 km もあるホー質時代を経ても面状変形組織が保存され消滅すること

トンクレーターでも，アップヒーバルドームとよく似はない．古く見積もっても 1 億年足らずのアップヒー

た排水系をつくり最終的に 1 本の河川によってクレー

バルドームに形成されている面状変形組織が，弱いレ

ターから排水している．斜め衝突によるインパクトがベルの衝撃圧縮力が保存されていると見てよい．した

主原因で 1 本だけの排水路が形成された可能性が高い．

がって，アップヒーバルドームではインパクトによって形成されたものの大規模なリング構造を造るほどの衝撃圧縮力があったわけでないと推測される．

4.2

放射状の褶曲と断層の形成について

ドームの内縁に限ってドームの中心から放射状の小規模な褶曲と，その間に同じく放射状の断層が内縁に

4. 議 論4.1

地形および大構造の形成について

キャニオンランズ国立公園一帯の水系から見た時，■2014遊星人Vol23-1.indd

31

沿った領域にのみ形成されている．この褶曲と断層もやはり通常のクレーターでは認めがたい現象である．
放射状の褶曲が生じた原因を，半固結の地層か柔らかい地層であったためにインパクトに伴う衝撃に際して流動して生じたとする報告もあるが [1][3]，クレータ

2014/03/13

15:06:41

32

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

直径 1250 m のメテオールクレーターでは，ココニノ砂岩層などの堆積岩層の中にクレーターが形成されているために典型的な形状が現れている [9]．
インパクトによってクレーターの内部から外部に放射状の断層が同心円状の成分と同時に形成されている事例は多く，ホートンクレーターに典型的に表れている．しかし，インパクトだけの作用でクレー
ターの縁に沿って褶曲が形成されている事例は無い．
こうした点からも，インパクト現象以外に別の要因
が構造形成に働いたことが考えられる．それは岩塩層の存在と挙動によるものと思われる．

4.3

インパクトクレーターが修正される過程

アップヒーバルドームは，一般的なインパクトク
レーターの分類から見ると，小規模なクレーター地形にも関わらず大規模なクレーターに相当する多重リング構造を持っている．その形成過程は，衝突による跳ね返りで中央丘ができ，それに伴ったクレー
ター壁の中心への崩壊が引き起こされることによって，周辺に多重リングが形成されたとの説がある
図10：アップヒーバルドームの形成モデル図．黒矢印：圧力と大きさと向き．破線矢印：地層の上昇下降の方向．網目模様：（岩塩層＝パラドックス蒸発岩）．A：宇宙からのインパクトによる衝撃圧縮力（下向きの最も太い黒矢印）による
クレーターの形成，次いでその圧縮力が地下の岩塩層へ伝
播（下向きの黒矢印）
し，密度の低い岩塩層を刺激する．B：
圧力を加えられた部分の岩塩層を中心に少し上昇する．岩塩層の上昇は，それより上部の地層を押し上げる．地表付
近ではクレーター縁を拡大させて直径を広げるとともに中央丘を形成する．C：密度が低く流体的に振る舞う岩塩層
は，一定の高さまで上昇した後，重力によって下降に転じる．それに伴って地層も下降していくために，最大に拡大したクレーター縁は地層が下降する分だけ収縮する．そのためクレーター縁に沿った部分に褶曲が生じ，褶曲で賄うことができない量は断層ができる．

[19]．しかし，そうした考え方だけでは小規模なクレーター地形にどうして多重リングが形成されるのか，一般的な地球上のインパクトクレーターの特徴
からは説明できない．アップヒーバルドームの形成
は , インパクトの証拠が出されてインパクトクレー
ターによって形成されたものであるとしても，地下の岩塩層の挙動がクレーターの地形を修正していくことに関与していると考えられる．
まず，アップヒーバルドームがインパクトによって形成された時，最初の衝撃圧縮力によって形成されたクレーターは現在よりいくらか規模が小さかったであろう．その理由は，最初の衝突で地表面にクーの内縁部分のみに形成されていることを説明するこレーターを形成するだけではクレーター縁に褶曲はとはできにくい．特にクレーターの内縁に沿って放射生じず，実際に褶曲している撓みの空間分だけ少な状の軸をもつ褶曲が取り巻くことは，インパクトだけいクレーターの直径であったはずである．その衝突では説明し難い現象である．

の圧縮力は減衰しながらも地下へ進んで行く．もし一般に，単純型クレーターも複合型クレーターもク

地下に岩塩層が無く，コロラド高原を構成する砂岩

レーターが形成される時，衝突の中心から外側向かっを中心にした地層だけでできていた場合は，地下にて衝撃圧縮力が広がっていくために，基盤岩はクレー

進んだ衝撃圧縮力はある所で反転して上昇に転じ，

ターの外側に向かって押し上げられ，クレーターの外クレーターの中心の地層を引き上げて中央丘を形成

縁で傾斜がきつくなる [9]．基盤岩が地層の場合はクするだけで終わったはずである．

レーター縁に沿ってロート状に広がった形状になる．

■2014遊星人Vol23-1.indd

32

しかし，アップヒーバルドームの地下約 1300 m

2014/03/13

15:06:42

アップヒーバルドーム（U.S.A，ユタ州）はいかにできたか？ －地下の岩塩層によって修正されたインパクトクレーター－／坂本，小川33（現在の地表に対する相対的な深さ）には厚さ 400 m

ない排水路を説明することができ，内縁の付近だけにもなる岩塩層が存在している [3]．インパクトのにできた褶曲や断層をも説明することができる．こ

衝撃圧縮力は地下の岩塩層まで達してそれを刺激しうしたシナリオでは，インパクトの発生直後には内たと思われる
（図 10A）．岩塩の密度は約 2.2 と比較

縁までのクレーター地形と中央丘が形成されたと見的軽い物質であり，わずかな差応力で流動を起こす

られるが，その後の岩塩層の伸縮やクレーターの直[20]．この厚くて軽く柔らかい岩塩層の上昇はクレ径拡大と縮小は徐々に時間をかけて進められていっーター内縁の変形と併せ，それより外側でも同心円たと考える．

状に地層をゆがませる効果をもち，リング状のクレ

なお，放出物としての衝撃角礫岩が現存しないこーターを形成させたものと思われる．サイズの小さととインパクトが生じた時の地表面や地層が現存しな複合型クレーターにリング状の地形が形成されたていないことで，本当のクレーター地形の全体像がめには，地下に厚い岩塩層があって流体的に振る舞見えない．そのために，クレーター地形を含めた広うことで生じるものと考える．

い範囲でどのような形状ができあがったかを正確にさらに，岩塩層はコロラド高原を構成する砂岩層把握してシナリオを組み立てることは困難である．

よりはるかに柔らかい物性をもっているために，ア以上，従来の研究と我々の調査にもとづいてアップップヒーバルドームの中心で地層が引き上げられてヒーバルドームのインパクト説に岩塩上昇説を加味くると同時に岩塩層も引き上げられる．柔らかい岩

した新しい考察を行った．

塩層はその上を覆う地層より流体的に振る舞うため

今後，周辺の可能な地層群の地質調査を行うことに，岩塩層は中央丘の付近を中心に岩塩が厚くなりによって，上記の困難を克服できるかも知れないがながら上昇していく．流動性のある岩塩層は上昇の最も重要な点の一つは，いつの時代に天体衝突が起勢いに乗って中央丘の隆起をわずかではあるが過剰こりその後どのような構造が形成されていったかのに押し上げる．それによってクレーターの直径を最その関係を明らかにすることである．

初よりわずかに大きくする（図 10B）．極端な例では，個体と液体とを同時に動かした場合，停止する時の5. まとめ慣性力の働きに差が出て液体の方が遅くまで流動することになる．

（1）地球上の隕石クレーターの地形分類では，概ね上昇の段階で中心に向かって流体的に振る舞って直径 4 km までが単純型，それ以上で直径 100 km

上昇した岩塩層は，その反動でわずかではあるが過までが複合型，それより大きなサイズでは多重リ剰に隆起した分だけ沈降する方向に押し下げようとング型となる．アップヒーバルドームでは，直径動く．その結果，わずかに膨らみ過ぎた岩塩層が下5 km 程度にも関わらず多重リングの形状をもち，がるのに伴ってその上の地層も少し下げられること

通常のインパクト現象では説明できにくい．

になり，クレーターの直径はいくらか小さくなる．

（2）コロラド川の水系と支流の水系の分布では，ア

その動きによってクレーターを構成する地層も全体

ップヒーバルドームとその周辺だけ支流の河谷の的にわずかに下降する．すると，一端できた最初の形成方向が異なっている．1 方向だけの河谷の形

クレーター縁は，延ばしたゴムが縮むように弛みが成はインパクトによる形成の方が理解しやすい．

．つまり内縁の付近生じて地層が褶曲する（図 10 C）

（3）アップヒーバルドームの岩石の割れ目は，放射にのみ生じた褶曲は，クレーターサイズが小さくな状と同心円状に形成され，インパクトで形成されって撓んだ地層が造りだしたものである．そして褶る現象と同じである．しかし，クレーター内縁に曲だけではまかない切れない分の歪みは放射状の断限って断層と褶曲が形成されている現象は，イン層によって解消したものと考えられる．

パクトによって岩塩層が刺激され，比較的ゆっく

この仮説は，小規模な複合型クレーターの地形にりと上昇したためと考えられる．

できたリング状の地形を説明することができるばか（4）衝撃角礫岩は，アップヒーバルドームとその周りか，斜め衝突による放出物の分布差から 1 本しか辺では，インパクトが発生した年代の地層が削剥■2014遊星人Vol23-1.indd

33

2014/03/13

15:06:42

←目次へ

TOPへ↑

34

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

されて残存しない可能性が高い．ドーム内の基盤岩[13] Lana, C. et al., 2006, Geology 34, 9.

からは弱い面状変形組織は確認されている．これは， [14] French, B.M. et al., 2004, Geological Society of
インパクト以外の原因でドームの大小の構造形成がなされたことを示唆する．
（5）アップヒーバルドームは，最初にインパクトが発America Bulletin 116, 200.
[15] Scherler, D. et al., 2006, Earth Planet. Sci. Lett. 248,43.

生したことが諸現象から説明できる．しかし，地下[16] Poelchau, M.H. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, 39.

に厚い岩塩層が存在したために，衝撃圧縮力が岩塩[17] Komuro, H., 1987, J. Volcanologycal. Geothermal.

層を刺激してそれを過剰に上昇させ，内縁のクレー
ターの直径を広げた．その後，流動する岩塩が下降に転じたために内縁の直径が縮み，内縁に沿って地層の弛みができて褶曲と断層が形成された．

Res. 31, 139.
[18] Kenkmann, T. and Poelchau, M.H., 2009, Geology 37,459.
[19] Huntoon, P.W., 2000, Utah Geological Association
Publication, 28, 1.
[20] 狩野謙一・村田明広 2002, 朝倉書店.

謝 辞[21] Osinski, G.R. et al., 2005, Meteorit. Planet. Sci. 40,
隕石クレーターの形成に関する全体的な指導をして1789.

下さった岡山理科大学の西戸裕嗣教授，構造地質学の観点から指導して下さった静岡大学の狩野謙一特認教授に感謝申し上げます．また，匿名の査読者には有益な指摘をしていただき内容が大きく改善でき感謝申し
上げます．

参考文献
[1] Kriens, B.J. et al., 1999, J. Geophys. Res. 104, 18867.
[2] Shoemaker, E. and Herkenhoff, K., 1984, Lunar Planet.
Sci. 15, 778.
[3] Kenkmann, T. et al., 2005, Geological Society ofAmerica Special Paper 384, 85.
[4] Louie, J.N. et al., 1995, EOS (Transactions, American
Geophysical Union) 76, 337p.
[5] Fillmore, R., 2011, The University of Utah Press. 88.
[6] Huntoon, P.W. and Shoemaker, E.M., 1995, Earth
Sciences 33, 561.
[7] Buchner, E. and Kenkmann, T., 2008, Geology 36, 227.
[8] Okubo, C.H. and Schultz, R.A., 2007, Earth Planet.
Sci. Lett. 256, 169.
[9] French, B.M., 1998, Lunar and Planetary InstituteContribution 954, P.120.
[10] Grieve, R.A.F., 1992, Tectonophysics 216. 1.
[11] Sakamoto, M. et al., 2010, Meteoriti. Planet. Sci. 45,
32.
[12] Kenkmann, T., 2002, Geology 30, 231.

■2014遊星人Vol23-1.indd34

2014/03/13

15:06:42←目次へ

エポックメイキングな隕石たち その２ 〜Chelyabinsk隕石～／杉浦

35

エポックメイキングな隕石たち（その2）：
Chelyabinsk隕石
杉浦 直治

1

1. はじめにもかかわらず，この破片はほとんど破損せず，重さ約600 kg の隕石として 2013 年 10 月に回収された．これChelyabinsk 隕石は近年もっとも注目を集めた隕石

は Chelyabinsk 隕石の強度に関する重要なデータであである．本記事の第 2 回目としてこれを取り上げる．

る．この破片は現在 Chelyabinsk 地方歴史博物館に展Chelyabinsk 火球は 2013 年 2 月 15 日に観測された，過示されている．ちなみに，大気圏突入時の大きさは

去 100 年で最大の火球であり，たくさんの窓ガラスが10000 トンと言われている．小さな破片の量は全部で割れて 1500 人余りが怪我をしたと報告されている．

3000～5000kg 程度と考えられており，大気圏突入時

直径 20 m に近い天体が事前に検出されることなく落の天体の 99.9％以上が大気中で熔融・蒸発したことに下したことは衝撃的であり，将来おきるかもしれないなる．破片の質量の分布はほぼ log-normal 分布になっ小天体の地球への衝突による被害を評価する上でも，ていて，mode の大きさはおよそ 2 g である [2]．この重要な役割を果たすことになった．Chelyabinsk 隕石

Chelyabinsk 隕石の質量分布は他の隕石シャワーの質は LL5 コンドライトに分類され，過去に衝撃による溶量分布に比べて小さいものが多いのが特徴である．こ融・破壊を受けた痕跡が多く見られることが特徴であれは Chelyabinsk 隕石の強度が弱いと解釈するのが自るが，宇宙化学的にはごく普通の隕石である [1]．

然である．ただし Chelyabinsk 隕石破片の場合，積雪

火球現象は大気に突入した小天体が細かく破壊されの上に落下して，落下の跡に小さな穴が開いているとることによって起きるが，その破壊過程は良く解らないうことが広く知られたため，小さな破片でも高い収いところがいろいろある．火球が詳細に観測され，そ率で回収されたという解釈も成り立つかもしれない．

れに伴って落下した隕石が回収された例はまだわずか

火球の明るさの変化，飛行速度の変化および衝撃波しかない．ここでは回収された Chelyabinsk 隕石につの到達時間から母岩の破壊した高度が解り，それに基いて概観し，隕石破片の表面形態の特徴的なものを紹づいて母岩の強度を推定できる [3]. それによると，最介し，流星（火球）
現象との関係を解説する．この隕石初の破壊は高度 45 km 程度で起き，その時の前面の圧の表面形態が他の隕石の形態と格段に違うわけでは（[1] によればこれは 0.2 MPa で力は 0.7 MPa であった．

（おそらく）ないが，火球現象との対応を考えるというある．
）多くの破壊は圧力 5 MPa 程度で起き，最後の観点からは，とても貴重な隕石といえる．

破壊は圧力 13 MPa 程度で起きている．一方で，実験

2. Chelyabinsk隕石破片の回収と質量分布および破壊強度

これは他の隕石に比べて小さめの値である．

地上で回収された Chelyabinsk 隕石破片は 1000 個以室での圧縮破壊強度は 64 MPa と報告されている [4].

3. Chelyabinsk隕石破片の表面形態

上ある．最大の破片は凍結したチェバルクル湖の厚さ70 cm の氷に直径 6 m の穴をあけた．この時の衝撃に
1. 東京大学理学系研究科
sugiura@eps.s.u-tokyo.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

35

これらの破片の形態は，それが大きな母岩から分離した過程および大気中を高速で飛行した時の加熱による融解摩耗の程度を反映していると考えられる．たく

2014/03/13

15:06:42

36

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

さんの破片を見ると，それ等はいくつかのグループに分類できることが解り，それは破片が母岩から分離した高度に依存していると思われる．以下，特徴的な形
態とその簡単な解釈を示す．
pea（豆，図 1）と呼ばれる小さな spheroidal なものはもっとも高い高度で分離したものと思われる．この丸い形状は熔融摩耗が激しかったことを反映している．また図 1 に見られるロールオーバーリップと呼ばれる構造は，この破片の空気中の飛行の最終段階では定方位の飛行をしていたことを示唆する．これと似たもので半球状のものもあり，Chelyabinsk button と呼ばれる．
これらの隕石は，サイズが小さく，回収された場所は隕石分布域の東側に偏っており，高い高度で母岩から分離したという解釈を支持する．
図 2 に示す隕石は 3 つの興味深い特徴がある．
（1）
後面が平らである．
（2）後面は少し焦げているが熔融物でおおわれているわけではない．
（3）後面のヘリにわずかにロールオーバーリップが見える．ここで見えている面が後面であることは空気力学的にその方が安定であることと，熔融物でおおわれていないこと，ロー
ルオーバーリップが見えることなどから判断できる．
図1： 小さな丸い隕石はChelyabinsk Peaと呼ばれる．凸凹した盛り上がった構造はロールオーバーリップと呼ばれ，飛行の前面で熔融したものが後面に回り込んで固化して形成 す る．Encyclopedia of MeteoritesのMario Hoffmann
collectionより．

わずかなロールオーバーリップの存在は，この隕石がこの形になった直後に短時間，定方位飛行をしていたことを示唆する．後面が熔融物でおおわれていないのに，焦げていることは高い温度のコントレイル（火球の後ろにできる飛行機雲状のもの）の中にいたことによ っ て 説 明 さ れ る． ま た 面 が 平 ら で あ る こ と はChelyabinsk 隕石中に，過去の衝撃によってできたす
べり面がたくさん存在することを考えると，既存のすべり面に沿って破壊したと解釈される．全体として角張った形をしていることと，ロールオーバーリップがわずかなことから，これは火球の主爆発の後期に母岩から分離したと推定される．
過去の衝撃によってできたすべり面は Chelyabinsk
隕石にはかなりの密度で存在し，しばしば，それらは互いに平行になっていることが，隕石の切断面の観察からわかっている．図 3 の様な平板状の隕石の存在は，
既存のすべり面は破壊しやすく，小天体の急速な破壊に寄与していることを示唆している．2 つの面の形状

図2： 平らな，焦げた平面を持ち，わずかにロールオーバーリップ
を示す破片．全体として角張っていて，低い高度で母岩から分離したことを示唆する．Encyclopedia of MeteoritesのVincent Jacques collectionより．

■2014遊星人Vol23-1.indd

36は非対称であり，飛行が定方位だったことを示唆する．

2014/03/13

15:06:43

TOPへ↑←目次へ

エポックメイキングな隕石たち その２ 〜Chelyabinsk隕石～／杉浦37

方々に感謝します．

参考文献[1] Popova, O.P. et al., 2013, Science Express.
DOI:10.1126/science.1242642[2] Badyukov, D.D. and Dudorov A.E. 2013, Geochemical
図3： 平板上の破片．右の図に見えている面は角が丸く，この面を前方にして飛行したことが示唆される．

International 51, 643.
[3] Borovička, J. et al., 2013, Nature doi:10.1038/12671.
[4] Grokhovsky, V.I. et al., 2013, 76th Meteoritical Soc.
Meeting, 5233.pdf.

3. まとめ以上の様に，Chelyabinsk 隕石破片の大きさ分布・
形態は火球現象中での母岩の破砕過程および大気中を高速で飛行した時の加熱による融解摩耗に対応していると考えられる．ここで紹介した形態の解釈は定性的なものであり，将来的には，流体力学や岩石力学を用いたより定量的な吟味が必要となる．特に定方位飛行は多くの Chelyabinsk 隕石破片にその痕跡が見られ，破片の形成過程の解釈に重要な役割を果たしている．
Chelyabinsk 隕石の場合，大気圏への進入角度が小さかったことが知られている．進入角度が小さいと，大気中の飛行距離が長くなり，定方位飛行に有利である
ことは容易に推測できる．一方で，小天体が大気圏に突入したときの初期回転速度も定方位飛行にかかわる重要な要素であるが，個々の小天体の地球外での回転に つ い て は ほ と ん ど わ か っ て い な い． 従 っ て，
Chelyabinsk 隕石から得られる結論をすぐに一般化することはできない．今後，たくさんの火球の観察を行い，それに伴って回収される隕石の形態を調べること
により，小天体が大気中で細かく破砕される過程をより良く理解する必要がある．特に，火球現象が，天体の大きさにどのように依存するかを知ることは重要な課題である．

謝 辞
木村眞氏，野口高明氏からこの原稿執筆の機会を与えて頂き，原稿を読んでいただきました．この場を借りて感謝いたします．また，Encyclopedia of Meteorites
から写真を転載させて頂きました．原本を掲載された■2014遊星人Vol23-1.indd37

2014/03/13

15:06:43

←目次へ

38

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

系外惑星「遠い世界の物語」その2～灼熱天王星GJ3470bの大気を初めて観測～福井 暁彦 ，成田 憲保
12（要旨）トランジット系外惑星を多波長で観測し，減光率の波長依存性を調べる事で惑星の大気成分を調べる事が出来る．透過光分光法と呼ばれるこの方法は，近年地球質量の数〜 20 倍程度の低質量の惑星にも適用されるようになってきた．これまでに GJ1214b と GJ436b という 2 つの低質量惑星について詳細な観測が行われており，どちらも厚い雲で覆われている可能性が高いという結果が得られている．一方，2012 年に新たに発見された低質量トランジット惑星 GJ3470b は，低質量惑星大気の比較研究を行う上で重要なサンプ
ルとして注目されている．筆者らは岡山天体物理観測所の 2 台の望遠鏡を用いていち早くこの惑星の多波長トランジット観測を行い，この惑星が晴れた大気をもっている可能性を示唆する結果を得た．

1. はじめに

太陽系内の惑星とは大きく異なるタイプの惑星たちは，
いったいどのような表層環境，大気環境を持っている

昨今の系外惑星研究の発展はめざましい．系外惑星のであろうか？

が初めて発見された 1995 年から最初の 5 年間に発見さ系外惑星の大気を調べる方法の一つは，高空間分解れた系外惑星の数は 22 個であるが，その後惑星の発能・高コントラストの観測を多波長で行い，惑星の放見数は加速度的に増えて行き，過去 5 年間には 600 個

射光を直接分光する方法である．しかし，この方法でを越える系外惑星と，約 3,600 個もの系外惑星候補の観測出来る惑星は現在の観測技術では主星から数十～発見が報告された．今後もこの激しい惑星探索競争は

数百 AU 離れた巨大惑星に限られる．一方，トランジ

しばらく続く事が予想され，我々はいままさに系外惑ットを起こす惑星では，惑星の縁の大気を透過してく星の「大量発見時代」の真っただ中にいると言える．

る主星の光を分光することで惑星の大気を調べること

これらの多数の惑星発見によって，惑星系は銀河系が出来る．
「透過光分光法」と呼ばれるこの方法は，において普遍かつ多様であることが明らかとなった．

近年スーパーアースや海王星クラスの低質量惑星でもまた，地球のようなハビタブル惑星もそれなりに存在適用出来るようになってきた．本稿では，この透過光

しそうということも分かってきた．しかし，これらの分光法による惑星大気研究の現状を紹介し，筆者らが惑星系は地球から遠く離れた位置に在るため，個々の低質量惑星 GJ3470b に対して行った多波長トランジッ

惑星に関して我々が得られる情報は非常に限られたもト観測の結果について報告する．

のになる．惑星の引力による主星のふらつきを捉える
視線速度法や，惑星のシルエットを捉えるトランジッ

2. 透過光分光法

ト法の観測で得られる情報は，通常はせいぜい惑星の質量や半径，軌道要素のみである．では，これらの惑

透過光分光法の原理を以下に紹介する．まず，惑星星は実際にはどのような姿をしているのであろうか？

がトランジットをする際，主星からの光の一部が惑星により隠されることで惑星の大きさに応じた主星の減1. 国立天文台・岡山天体物理観測所
2. 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室akihiko.fukui@nao.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd38

光が起こる．このとき，惑星が大気を保持していると，主星からの光の一部が惑星の大気を透過して地球に届

2014/03/13

15:06:43

系外惑星「遠い世界の物語」その２ 〜灼熱天王星GJ3470bの大気を初めて観測～／福井，成田

39

り，これらの惑星がどの程度の厚さの大気を保持する

惑星大気のか，また大気をもつ場合にはそれらがどのように形成され，どのような組成を持つのかは大きな謎である．

主星
観測者
惑星(無透過部分)
図1： 透過光分光法の概念図．

しかし，低質量惑星はサイズが小さいため，その大気を観測する事は容易ではない．ところが，もし主星のサイズが太陽型星に比べて小さければ，惑星のサイズが相対的に大きくなるため，より大きなトランジットの減光を見せるようになり，低質量惑星でも大気の観測が可能になる．ただし M 型星と呼ばれる太陽型星

く（図 1）．大気の透過率はその組成に応じて波長依存よりも小さな恒星は，低温度で暗いため，出来るだけ性を持つため，波長ごとに実効的な惑星の大きさが異太陽系から近くて主星が明るい惑星系でないと高精度なることになる．つまり，主星の減光率が波長ごとにな観測を行う事が出来ない．そのような，太陽系近傍

わずかに変化するため，主星の減光率の波長依存性（ト（<30 pc）の M 型星を主星にもつ低質量のトランジッ

ランジットスペクトル）を測定して理論スペクトルとト惑星は発見数がまだ少なく，現時点（2014 年 1 月）で比較することで，惑星の大気組成を調べることができ

は GJ436b，GJ1214b，そして GJ3470b の 3 つのみである．

る．

これらのなかで，2009 年に発見された GJ1214b は

ただし，波長ごとの減光率の違いを比較するために質量が 6.6 倍地球質量と 3 つのなかで一番軽く，なおは非常に高い観測精度が要求される．そのため，このかつ主星の半径が太陽の約 20% と非常に小さいため，

手法はこれまで主に観測しやすい巨大惑星（ホットジ

透過光分光観測が容易に出来るスーパーアースとして

ュ ピ タ ー）に 対 し て 適 用 さ れ て き た． 例 え ば，

これまでに多くの注目を集めてきた．これまでに，筆HD209458b と HD189733b と呼ばれる 2 つのホットジ

者らの研究グループを含めて世界の多数の観測グルーュピターの大気がこれまでに詳細に観測されており，

プがこの惑星の大気を調べる観測を行っており，そのHD209458b に対しては可視の高分散分光観測から Na

結果，この惑星は可視から赤外領域にかけてほぼフラなどのアルカリ金属，近赤外の低分散分光観測からットなトランジットスペクトルを示すことが分かって

H2O や CO などの分子が検出されている [1, 2, 3]．一方，

きた [6]．スペクトルに現れる様々な分子の特徴は大HD189733b では原子や分子の吸収による特徴はあま気のスケールハイトが大きいほど大きくなることから，

りみられず，近赤外から可視の短波長側にかけてスペ

この惑星の大気は逆にスケールハイトが非常に小さい，クトルがなめらかに上がっていく特徴が観測された

つまり水蒸気などの分子量の大きな分子で満たされて[4]．これは，大気中にレイリー散乱を起こすようなもいるか，あるいは厚い雲に覆われていて実効的な大気や（ヘイズ）が漂っているためであると解釈されている．

の層が薄くなっているかのどちらかであると考えられこのように，同じようなホットジュピターでもその大てきた．どちらの説が正しいかは長らく議論の的であ気環境には多様性があることが分かってきた．

ったが，今年の 1 月にハッブル宇宙望遠鏡で GJ1214b
を集中的に観測した決定的な結果が Nature に掲載さ

3. 低質量惑星の大気

れ，この惑星は高層の雲（あるいはヘイズ）に覆われている可能性が最も高い事が示された [7]．

一方，最近は低質量惑星の大気にも注目が集まるよ

一方，約 23 倍地球質量をもつ GJ436b では，これまうになってきた．惑星探索技術の向上によって地球サ

で GJ1214b ほど精力的な観測は行われてこなかったが，イズの小さな惑星まで見つかるようになり，地球～海

最近 GJ1214b と同様にハッブル宇宙望遠鏡を用いて高王星質量程度の低質量惑星が主星近傍（<0.1 AU）に豊

精度な観測が行われ，その結果が Nature の同じ号に

富に存在することが分かってきた [5]．ホット・スー掲載された [8]．それによると，やはりこの惑星もフパーアースやホット・ネプチューンと呼ばれるこれら

ラットなスペクトルを示すことから，雲
（ヘイズ）
に覆

の惑星は我々太陽系には存在しないタイプの惑星であわれているか，もしくは平均分子量が非常に大きな大■2014遊星人Vol23-1.indd

39

2014/03/13

15:06:43

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

主星の明るさ主星と惑星の半径比40

観測波長 [ナノメートル]

時刻 [時間]
図2： 188cm望 遠 鏡/ISLEとMITSuME望 遠 鏡 で 同 時 に 観 測し たGJ3470bの 光 度 曲 線． 上 か ら 順 にISLE/Jバ ン ド，
MITSuME/Ic，Rc，g′バンドのデータ．縦軸は主星の相対的な明るさを示し，バンドごとのデータを任意にずらして表示してある．トランジットの直前のデータが欠損しているのは，薄雲が通過して良質なデータが得られなかったた
め．
（クレジット：国立天文台）

図3： 波長ごとの主星－惑星半径比（＝減光率の2乗根）の比較．
丸のプロットは今回の観測で得られたデータを示し，左から順にISLE/Jバンド，MITSuME/Ic，Rc，g′バンドのデータを示す．三角のプロットはSpitzer宇宙望遠鏡で観測された4.5μm帯のデータを示す．Jバンドの値が他のバンドに比べて僅かに小さくなっている．点線は太陽組成の0.3倍の金属量をもつ水素主体の晴れた大気に0.1μmサイズのヘイズを含む大気のモデルスペクトル，破線は厚い雲に覆われた場合を仮定したフラットなスペクトルを示す．
（クレジット：国立天文台）

名をもつ．発見当初はまだ多波長観測による透過光分
光はおろか，単色での高精度なトランジット観測も行気をもつ可能性が高いようである．もし GJ436b も雲

われていなかった．発見者たちはトランジットの観測に覆われた大気をもっているとすると，低質量惑星のを可視光で行っていたが，M 型星である主星は温度

空は一般的に曇天なのかもしれない．もしそうだとすが低く可視光では暗いため，精度の低いデータしか得ると，そのような惑星の外観を想像することは楽しい

られなかったためである．そのため，惑星の半径や密かもしれないが，晴れた大気を持つ場合に得られるは度の決定精度にまだ改善の余地があった．

ずの大気成分の情報が全く得られなくなってしまう．

そこで筆者らは，岡山天体物理観測所の 188 cm 望では，果たして本当に曇った低質量惑星は一般的なの

遠鏡と ISLE（アイル）という近赤外観測装置を用いて，であろうか？

GJ3470b の高精度トランジット観測を試みた．M 型星は近赤外領域に光度ピークがくるため，可視光に比べ4. 灼熱天王星GJ3470bて近赤外での観測が有利となる．さらに，ISLE はこ
れまでにも近赤外で 0.1% レベルの精度で測光観測が2012 年 6 月に，太陽系近傍の M 型星をまわる低質行える事が実証されている，世界でも有数の装置であ量トランジット惑星として 3 番目となる GJ3470b の発る．さらに筆者らは，同観測所にある口径 50 cm の見が報告された [9]．この惑星は単に透過光分光観測

MITSuME（ミツメ）望遠鏡という，可視光 3 色を同時が可能な新たな低質量惑星というだけでなく，質量がに撮像出来る望遠鏡も使用して，近赤外 1 色と可視光

約 14 倍地球質量と，ちょうど GJ1214b と GJ436b の中3 色での 4 色同時観測を試みた．

間にあたるため，低質量惑星大気の比較研究を行う上この惑星系はかに座の方向にあり，秋から冬にかけでも貴重なサンプルとして注目されている．ちなみに，てが観測の好機である．しかしこの年の 188 cm 望遠

この惑星は質量が天王星に近く公転周期が約 3.3 日と鏡の装置スケジュールは既に決まっていて，トランジ」という異短いことから，「灼熱天王星（hot Uranus）

ットが起こるときにちょうど ISLE が望遠鏡に取り付■2014遊星人Vol23-1.indd40

2014/03/13

15:06:44

系外惑星「遠い世界の物語」その２ 〜灼熱天王星GJ3470bの大気を初めて観測～／福井，成田

41

減光率が他の波長帯での減光率に比べて僅かに小さくなったことである（図 3）．この結果は，惑星が晴れた
水素主体の大気をもち，大気中に 0.1 μm サイズのヘイズが漂うような場合にうまく説明が出来る．一方で，もし惑星が厚い雲で覆われていたとすると，GJ1214b
や GJ436b のようにフラットなトランジット・スペク
ト ル と な る は ず で あ る． つ ま り 今 回 の 結 果 は，
GJ3470b が少なくとも晴れた大気をもっている可能性を示唆するものである（図 4）．この結果は，今後より詳細な観測を行う事で，大気中に含まれる様々な成分
図4： 晴れた大気を持つGJ3470bの想像図．
（クレジット：国立天文台）を検出できる可能性を示している．

5. 今後の展望けられる予定の夜は合計 4 夜だけであった．そこで筆者らは ToO（Targets of Opportunity）観測を申請し，今回の観測から，筆者らは低質量惑星 GJ3470b の大この 4 夜に割込で GJ3470b の観測をさせてもらえるこ

気に「晴れの兆候」を捉えた．しかしその有意性はまとになった．

だ十分とは言えないため，今後の裏付け観測が必要で幸運にも，4 夜すべて快晴に恵まれた．ところが，ある．筆者らが結果を報告したあと，別のいくつかの発見論文で報告された公転周期の誤差が大きかったた

観測グループが別の波長帯で観測を行いその結果を報め，その周期を元に予測したトランジット時刻よりも告しているが，まだ決定的と言える結果は得られてい実際のトランジットが 20 分ほど早く起こってしまい，ない [12, 13]．筆者らのグループも現在岡山天体物理

最初の 3 夜は継続時間が 1 時間半強のトランジットを観測所の望遠鏡やハワイのすばる望遠鏡を用いてさら開始から終了まで全てカバーする事が出来なかった．

に詳細な観測を進めており，近いうちに決定的な証拠

トランジット全体をカバー出来なければ惑星半径などを得たいと考えている．また同時に，大気中に水やメの測定精度が大きく落ちるため，観測は徒労に終わっ

タン等の揮発性物質が存在するかどうかも検証していてしまう．しかし 4 回目の夜に，ついにトランジット

く予定である．もしこれらの物質が大気中に検出され全体をカバーする観測に成功した．

れば，この惑星の大気（の少なくとも一部）
は氷成分が

図 2 に，得られたトランジットの光度曲線を載せる．

豊富な雪線以遠の領域が起源である証拠となるため，

これらのデータの解析から，2 つの面白い事が分かっ

惑星の形成過程を探る上で重要な手がかりが得られる

た [10]．1 つ目は，得られた惑星の半径と質量から惑事になる．なお，観測で得られたスペクトルを理論ス

－3

という

ペクトルと比較して惑星の大気組成を決定したり，得小さな値となったことである．系外惑星の内部構造をられた大気組成から惑星の形成過程を推定するために研究している大学院生の黒崎健二君（東 京大 学 ）には，筆者らのような観測屋だけでなく，理論研究者のGJ3470b の構造計算を行ってもらったところ，質量比

協力が必要不可欠である．筆者らは数年前から惑星大で約 5 － 20% 程度の比較的多量の水素・ヘリウム大気

気や内部構造の理論研究者である生駒大洋氏（東京大を保持していなければならない事が分かった．同様の学）や同氏の研究室の大学院生，惑星形成の理論研究

結果は Spitzer 宇宙望遠鏡を用いて高精度な赤外線観者である堀安範氏（国立天文台）らと共同研究を開始し星の平均密度を求めたところ，約 0.80 g cm

測を行った Demory らの論文でも報告されており [11]， ており，今後も上記の方々と協力しながらこの分野の今回我々はそれを裏付ける結果を得た事になる．もう研究を押し進めて行きたいと考えている．

1 つは，Demory らの赤外 4.5 μm 帯の観測結果を含め筆者らの研究グループは今後，さらに別の低質量惑

てトランジットの減光率（= 主 星 － 惑 星 半 径 比 の 2星の大気についても調査していく予定である．現在は乗）を比較したところ，ISLE で得られた J バンドでの透過光分光が可能な低質量惑星はまだ 3 つしか発見さ■2014遊星人Vol23-1.indd

41

2014/03/13

15:06:45

←目次へ

TOPへ↑

42

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

れていないが，今後数年間でそういった惑星の探索が[12] Nascimbeni, V. et al., 2013, A&A 559, A32.

大きく進むと期待されている．筆者らはその時代に備[13] Crossfield, Ian J. M. et al., 2013, A&A 559, A33.

え，可視から近赤外にかけて多色で同時に撮像可能な
新 し い カ メ ラ「MuSCAT（Multicolor Simultane-ous
Camera for sutudying Atmosperes of Transiting
Planets）」の開発を現在進めており，2015 年度に岡山
天体物理観測所の 188 cm 望遠鏡に搭載予定である．
このカメラが完成すれば，筆者らが今回行ったような
ISLE と MITSuME 望遠鏡を同時に使用した観測よりも，精度と効率が格段に向上することが見込まれる．
今後 MuSCAT を使用して多数の低質量惑星の大気を調査することで，低質量惑星の大気に共通な性質を見いだし，その形成過程の謎に迫りたいと考えている．
さらに将来的には，2020 年代に完成予定の口径 30 mの TMT（Thirty Meter Telescope）などを用いて，より小さな地球型系外惑星の大気成分についても調査したいと考えている．そのような大型装置を用いれば，ハビタブル惑星の大気に生命の兆候を探る観測も夢ではないであろう．

謝 辞
我々の観測をサポートして頂いている国立天文台・
岡山天体物理観測所およびハワイ観測所の方々に深く感謝致します．また本研究をはじめとしたトランジッ
ト惑星に対する観測的・理論的研究を筆者らと一緒に進めている，PEaCH グループの皆様にお礼申し上げ
ます．

参考文献
[1] Charbonneau, D. et al., 2002, ApJ 568, 377.
[2] Barman, T., 2007, ApJL 661, L191.
[3] Snellen, I. A. G. et al., 2010, Nature 465, 1049.
[4] Pont, F. et al., 2008, MNRAS 373, 231.
[5] Fressin, F. et al., 2013, ApJ 766, 81.
[6] Narita, N. et al., 2013, PASJ 65, 27.
[7] Kreidberg, L. et al., 2014, Nature 505, 69.
[8] Knutson, H. A. et al., 2014, Nature 505, 66.
[9] Bonfils, X. et al., 2012, A&A 546, A27.
[10] Fukui, A. et al., 2013, ApJ 770, 95.
[11] Demory, B.-O. et al., 2013, ApJ 768, 154.

■2014遊星人Vol23-1.indd42

2014/03/13

15:06:45

←目次へ

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その５ ～はやぶさ２統合サイエンスの理念～／小林43

火の鳥「はやぶさ」未来編 その５～はやぶさ2統合サイエンスの理念～
小林 直樹

1

（要旨）はやぶさ 2 ミッションのようなビッグサイエンスでは事業者はその正当性を人々に示し続ける義務がある．本稿では，「統合サイエンス」を，各機器のデータを統合解析して科学成果を引き出すという本来の字義に加えて，はやぶさ 2 ミッションを惑星科学コミュニティにつなげる活動までを含めて定義する．そして「統合サイエンス」が公共性，奉仕性，および高い遂行能力という正当性を構成する 3 要素の向上にいかに貢献するかを論考する．

1. はじめに入らない額になると経済感覚が途端に無くなるものだが，100 億円という規模を改めて実感してみよう．

はやぶさ 2 も総合試験が始まり，いよいよ打ち上げ

国税局の統計によるサラリーマンの平均年収は 409に向けて大詰めを迎えている．そんな中，連載を始め万円であるが概算のため 500 万円としよう．勤労年数て 5 回目を迎える火の鳥「はやぶさ」未来編の執筆が回を 40 年とすると生涯収入は 2 億円になる．単純計算でってきた．そこで本稿では「はやぶさ 2」を通じて行なは 100 億円というお金は 50 人分の人生と同じである．

われている統合サイエンス活動を紹介する．100 億円

あるいは個人の労働に置き換えると，平均収入で働き規模のサイエンスミッションの義を尽くす活動として続けるとすればそれは 2000 年間働き続けなければ得「統合サイエンス」の意義がある．しかし十分な執筆られない金額である．再生医療技術が進んでもそんな時間が取れた訳でもないため統合サイエンスの A toに働き続けるのはうんざりであろう．もう少し研究者

Z を紹介するのではなく，この連載シリーズが永きにの実感が得られる研究費で比較してみよう．個人研究

続くことを信じて，先ずはその理念について紹介する．

者にとってもっとも馴染みのある外部資金は日本学術振興会の助成金である科研費の基盤研究
（Ｃ）
であろう．

2. 100億円のサイエンスの義

その一課題あたりの支給上限額は 500 万円である．
100 億円を 500 万円で割るとその額は基盤研究（Ｃ）の宇宙政策委員会宇宙科学・探査部会の第 7 回部会会

2000 課題に相当する．1 課題あたりの研究期間が平均

議資料として提出された「宇宙科学・探査ロードマッ

2 年だとすると 4000 年分に相当し，如何に研究が好き

プについて」には今後の宇宙科学ミッションの規模にな研究者でも競争下に置かれた状況でそんなに研究すついて記載がある．それによれば 100 － 150 億円規模

るのはうんざりなことと思う．また少なくとも 1 課題のものを小型計画，300 億円程度までのものを中型計

あたり 1 本の欧米誌への査読論文が生産されると仮定

画，それ以上のものを政策的な大型計画として分類しするとこれは 2000 本の論文数にあたる．果たして宇ている．その分類によれば「はやぶさ 2」は中型計画に

宙科学ミッションにそれだけの価値があるのかを問わあたる．いずれにしろ 100 億円規模という巨額な費用れれば必ずしも自明なことでは無いであろう．筆者のを投じての事業である．人というものは個人の財布に考えでは 100 億円規模の科学事業は論理的には公平な

1. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
kobayashi.naoki@jaxa.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

43

正当性は論じ得ず，そこには何らかの政治的な判断が必ず必要になる．間接民主制の賜物である．しかし，2014/03/13

15:06:45

44

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

それに甘んじて事業を受ける訳にはいかない．事業者

探査の意義をより高めて行く目的のもと行なわれたのには正当性を示し続ける必要が生じる．

をご記憶されていることと思う．また宇宙科学研究所

ではここで正当性とは何であろうか．一つは公共性理学委員会においても「はやぶさ 2 タスクフォースチであろう．「はやぶさ 2」というミッションが持つ科学ーム」が設置され「はやぶさ 2」の科学意義の整理・再意義を，一般国民に理解してもらうよう努力すること構築が行なわれた．事業化の後で生じたこれらの活動はもとより，直接利害関係にある広い科学コミュニテ

は筆者の感想が独りよがりのものではないことを支持

ィで事業を共有することであろう．少なくともこのしていよう．

「遊・星・人」を手に持つ人が「はやぶさ 2」は自分に関しかし，持続的に正当性を向上し続けるのも並大抵わるミッションという意識を持つことは最低限期待さの努力では行ない得ないのも事実だと思う．現実的なれる．

制約の中，開発には不具合が付きものの上，対象天体

もう一つは奉仕性であろう．行動の判断基準としての軌道の問題で打上期間に制限のある惑星探査ではプ

個人の利益ではなく他者の利益を最大化することが求ロジェクトに直接関わる惑星科学者だけで三つの正当められる．いわゆる賢政に求められる姿勢と同じであ性を向上し続けることは不可能である．三つ目の正当る．中・大型計画規模の「はやぶさ 2」はそれ自体政治性である遂行能力にも関わる点であるが，プロジェク

的な判断が必要な政策であり，その実施にあたってはトに直接タッチしない惑星科学コミュニティのメンバ

当然賢政の姿勢が求められる．三つ目は高い遂行能力ーが「はやぶさ 2」への関心をいかに高め，サポートすである．どんなに高い志があっても実施者が事業を遂る体制を作り得るかが重要であろう．特に惑星科学コ行する能力に欠けていれば，国民は安心して政策を付

ミュニティにとっては「はやぶさ 2」というプロジェク

託できない．他にも大型事業に求められる道義は多々トを通して惑星探査を遂行する能力を高めることが後あろうが本稿では特にこの三つの点を取り上げる．

継ミッションを実現して行く上でも大切である．目前の問題を処理しなければならないプロジェクトチーム

3. 統合サイエンスの意義だけでは長期的な視点での成長戦略には限りがある．
逆にコミュニティにそうした動きが作れないのであれ

それでは「はやぶさ 2」の事業化にあたってはこの 3

ば惑星探査になんか手を出すべきではない．とは言え，つの正当性に基づいてそれが決定されたのだろうか．

既に事業化されたという現実の中，理想的な状況に歩もちろん，プロジェクトの関係者の多大な努力の上にを進める方策は必要である．その方策の一つとして筆事業化が目前に来ていたのであろうが，最後の一振り者が考えるのが「統合サイエンス」という活動である．

は初号機「はやぶさ」の満身創痍の帰還による劇場型

機器間のデータを統合解析し衛星データのもたらす科の盛り上がりによると思われる．筆者は対立候補でも学成果を引き出す活動としては月周回衛星「かぐや」

あった月着陸探査計画 SELENE-2 に関与していたが，でも「統合サイエンス」というものが意識されていた．

「はやぶさ」帰還までは SELENE-2 に軍配があるもの

ここで言う「統合サイエンス」
は更に言葉を拡大解釈し，と思っていた．そういう思いは筆者だけではないであ

本来の意味に加え特定の惑星探査ミッションを惑星科

ろう．少なからぬ惑星科学者が「はやぶさ 2」を降って学コミュニティの活動として統合して行くものとして来たミッションという感覚で捉えていたのではないだ

再定義されている．100 億円規模のサイエンスミッシ

ろうか．（もちろん SELENE-2 は資金規模が更に大きョンを遂行するコミュニティにおいて，「はやぶさ 2」

いのでそう簡単ではないことも理解していたが．
）
そのの「統合サイエンス」はそのミッションを上に掲げた

ため，プロジェクト化が決まったがミッションを心配

三つの正当性の獲得に近づける役割を担うものである．

する声は惑星科学コミュニティからも生じ，現プロジ

これらの点について順次はやぶさ 2 の統合サイエンスェクトサイエンティストの渡邊誠一郎，SCI/DCAMが正当性向上に果たす役割について論考してみよう．

チームのサイエンスＰＩである荒川政彦を中心に「はやぶさ 2 から考えるサイエンス研究会」という研究会がプロジェクトから独立した形で「はやぶさ 2」や惑星■2014遊星人Vol23-1.indd

44

3.1

公共性

科学コミュニティにおける公共性を獲得するために

2014/03/13

15:06:45

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その５ ～はやぶさ２統合サイエンスの理念～／小林45

はミッションの持つ科学意義をより高い次元で，よりプロジェクトの中心的メンバーのプロジェクトメンバ

広い分野において構築する必要が先ずあるであろう．

ーへの奉仕，特定の機器チームの他機器へのあるいはそのため「はやぶさ 2」では「小惑星の科学」よりも「小プロジェクトに対する奉仕，「はやぶさ 2」プロジェク

惑星からの惑星科学」という視点を重視している．こトチームの惑星科学コミュニティへの奉仕，プロジェの点は第一回「統合サイエンスチーム」会議で提示さクトチームを含む惑星科学コミュニティの一般国民へれたチームの目的の一つにも掲げられている．そこでの奉仕などである．ここで重要になるのは立脚していは「サイエンスの裾野を広げる：『小惑星からの惑星

る足場のもう一段階上の視点での利益を考えて行動す科学』を考え尽くす」と謳われている．これは他の目ることである．各サイエンス機器チームは各々の機器的である「はやぶさ 2 のサイエンスの全体像の構築」，の開発に多大な時間を費やしている．特にチームをま「科学的制約／科学的評価を明確にする」などを考えとめる立場の者は所属チームのメンバーの個々の努力

る上での基盤とも言える理念的な目的である．その目が目に見えており，それに報いるためにも自機への利的のため「統合サイエンスチーム」メンバーは各サイ

益誘導への誘惑が常にある．しかし，科学的な公共性

エンス機器チームのメンバーのみならず，理学委員会を上げるために，より広く高い科学成果の実現を目指

タスクフォースチームで活躍したメンバーも加え，少すには各機器チームがチームを超えた視点でサイエン

し「はやぶさ 2」から離れた視点でもの言うように構成

スや運用を調整し，「小惑星からの惑星科学」の実現されている．先に紹介した「はやぶさ 2 から考えるサのためにはどうすれば良いかを考えて判断していく必

イエンス研究会」の主要メンバーが今では「はやぶさ 2」

要がある．
「統合サイエンスチーム」は個々の機器ののサイエンス面での主要メンバーとなっており，その利益を超えて機器間の連携や調整のもと「はやぶさ 2」

活動での理念がプロジェクトサイエンスにおいても定の惑星科学を最大化する場でもある．

着してきていると言えよう．

奉仕性という点で二番目に言及したい点はプロジェ

はやぶさ 2 立ち上げ当初から謳われていた水や生命

クトチームの科学コミュニティへの奉仕でもあるデーの起源へのアプローチと言う視点でのＣ型小惑星におタ公開・利用に向けた取り組みである．始めに述べたける水・有機物・岩石の相互作用の理解のみならず，

通り単純計算では一つのミッションは 2000 本以上のインパクターの衝突実験から微惑星のアナログ物質と科学論文の成果にあたる．惑星探査の場合は複合探査

し て の 小 惑 星 の 衝 撃 応 答 の 理 解， 対 象 天 体 で あ る

である場合がしばしばで搭載機器は複数に渡る．仮に1999JU3 の履歴を読み解き地球近傍への物質供給のメ

10 機器あったとしても機器あたり 200 本以上の論文に

カニズムへの制約など，惑星形成論にも波及する視点あたる．普通に考えたら機器チームメンバーのみではで「はやぶさ 2」のサイエンスはより多くの惑星科学者

生産はおぼつかない．機器チーム外，プロジェクト外を巻き込む形に展開されつつある．また「統合サイエの科学者のデータ利用や成果創出は機器開発の時点，

ンスチーム」ではそうした研究テーマに結びつく科学

科学データの取得の時点，データ公開の時点のそれぞ

成果を現実的なミッション制約の下にどう実現して行れに於いて折り込み済みでなければならない．即ち，くかを議論している．個々のテーマは「はやぶさ 2」の個人は自分の論文だけではなくチームの論文，チーム

複数の機器，システム運用の上に実現されるものであはプロジェクトの論文，プロジェクトは科学コミュニ

り，機器チームを超えた段取りがそれぞれに要求されティの論文数が増えることを意識して，より使い易い

る．個々の利害を超えより広く価値の高い科学的な成ようにデータ利用のあり方を考え，整えて行く必要が果を創出すること，そのために必要な段取りを組むこある．データ利用のユーザビリティを上げることも統とが「はやぶさ 2」の統合サイエンスの大きな目的であ合サイエンスの重要な課題である．

る．

3.2

もう一つ取り上げておきたい奉仕は将来への奉仕と奉仕性も言えるドキュメント化である．機器開発などの現場での諸問題は飽きること無く生じて来る．それに対応

二つ目の正当性である奉仕性についてはどうであろするため，どうしてもその場その場の対応になりがち

うか．この奉仕性についてもいくつかの段階がある．

である．個別の報告書は多数生産されるが，それらを■2014遊星人Vol23-1.indd

45

2014/03/13

15:06:45

46

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

俯瞰して教訓や系統的な経験を文章として蓄積してい惑星探査を進める人材の増進のためには「惑星探査に

く余裕はない．しかし，小型衛星ミッションが軌道による惑星科学」の発展が無ければならない．人が集ま乗ったとしても宇宙科学への参入分野は年々増えておれば経済が起こり，経済が活発になれば利潤を求め人

り，100 億円規模のミッションの獲得機会は今後もそが群がる．探査に於いてもそうした正の循環を生み出う多くは無いであろう．惑星科学コミュニティにおけす必要がある．その第一歩が既存ミッションで得られる探査の遂行能力の維持発展のためにも，個人の経験たデータの利用促進であろう．だがこれ迄惑星探査のを共有する方策を考えて行く必要がある．これを実現

データ利用の経験の無い研究者や学生の諸君には利用して行く方策を考えるのも統合サイエンスの大きなテせよと言っても敷居が高いものである．この点についーマである．

ても惑星科学コミュニティでは「月惑星探査データ解3.3 遂行能力析実習会」という初心者向けにデータ解析のイロハを教える取り組みを会津大学 ARC-Space を始め各大学

三つ目の正当性であるミッションの遂行能力の獲得

で探査データを解析・研究している研究者のご尽力にについて論じてみよう．しかしここで取り上げる遂行

より継続して行なっている．惑星探査データの利用者

能力は現在のプロジェクトの持つ能力ではなく，惑星の促進は直接的な受益者の増進による探査への動機付

科学コミュニティが将来のミッションに備えて遂行能けの強化に繋がるだけでなく，次のミッションに繋が力をいかに増強して行くかと言う点である．その目的る科学成果の創出を増進するものである．統合サイエのために「はやぶさ 2」をどのように利用して行くのか

ンスチームには「はやぶさ 2」とデータ解析実習会の実という視点である．遂行能力の成長戦略の問題である．

施の両方で活躍する研究者も複数含まれる．
「はやぶ

将来的にもミッション機会は多くは無い状況の下では，さ 2」のデータ公開・利用を進めて行く上で，「月惑星

場当たり的な対応では政策に振り回されてしまうであ探査データ解析実習会」での経験は活かされるべきでろう．そうならないためにも将来に備えて人材・科学・あろう．

機器の整備が必要である．

第三の点は機器開発体制の整備である．
「はやぶさ 2」

自立した惑星探査の実現という目的のために惑星科

での機器開発は初号機ベースであるため，大きな自由学会では 2010 年に「月惑星探査の来る 10 年」という将度が無い．先ずは打ち上げに開発を間に合わせること

来構想に乗り出した．これは惑星探査による惑星科学が第一であり，将来を見越したサイエンス機器開発との実現のために，ミッション経験の少ない惑星科学コいう視点から離れた開発になっている．こうした問題

ミュニティのために探査参入の敷居を下げステップバ

は「はやぶさ 2」に限らない．ミッション機会が少なく

イステップでミッションプランを作り上げる経験をさなれば，持続的・発展的な機器開発やそれに伴う人材せること，一方で政策に振り回されない探査のためコ育成も進め難くなり，単発のミッションをこなすこと

ミュニティで押すべき探査カードを揃えておくことがで手が一杯となる．こうした問題に対処するため，特目的であった．現在，第三段階の終盤を迎えて 3 つの定の機器や技術を特定のミッションに落ち込むことな

フラッグシップミッション候補（中・大型ミッション

く育てて行く仕組みが必要となる．そうした狙いで打規模）に絞られ，これ迄に練り込まれたミッション提ち出されたのが「惑星科学コンソーシアム」
提案である．

案に対してある種の成績評価をする段階にある．
「来

これは惑星科学会会長名で日本学術会議が取りまとめ

る 10 年」にはその進行具合や進め方について批判もあている大型研究計画マスタープランに盛り込むべく提るが，既出の惑星探査ミッションと惑星科学コミュニ

案されたもので，先の将来計画委員長であり現副学会

ティの乖離を埋めるべく一定の役割を果たして来た．

長の倉本圭を中心に提案が取りまとめられた．その要

このような活動は惑星探査の現状の分析から生まれては特定のミッションではなく，現行ミッションも含め来たものであり，「はやぶさ 2」においてもそれをプロた将来のミッション群における機器開発を持続的・発

ジェクト外から評価し，そこから得られる教訓を今後展的に行なう術を作り出すことである．このコンソーの方策に活かす取り組みがコミュニティには求められ

シアム案自体はそうした場を大型研究計画として獲得

よう．

することにあるが，既存の研究機関のリソースで同様■2014遊星人Vol23-1.indd

46

2014/03/13

15:06:45

TOPへ↑←目次へ

火の鳥「はやぶさ」
未来編 その５ ～はやぶさ２統合サイエンスの理念～／小林47

な意図で持続的な機器開発環境を作り上げるための議論が将来惑星探査検討グループ長の並木則行を中心に始まっている．

4. 人そして人このように「はやぶさ 2」を取り巻く問題やそれに内在する問題を惑星科学コミュニティの問題として取り上げ，分析し，次の手を考え打つような活動が「はやぶさ 2」プロジェクトの外部の惑星科学コミュニティに求められている．そうした活動を持続的に行なうには問題を掘り下げ議論する場が必要である．プロジェ
クト外の議論の場として「月曜放談会」という場がある．
先に挙げた「惑星科学コンソーシアム」の提案内容はこの放談会で随分議論されたものである．また，昨年末に始まった「惑星探査と理論モデルに関する研究会」
も放談会で企画され実現されたものである．その活動はミッションの持つ科学的な意義を高めるため，あるいは新規探査につながるだろう理論的な研究やアイデアの萌芽を期待したものである．不定性の大きな（行ってみないと分らない）惑星探査では事前に様々な理論的なアイデアを吟味しておくことがミッションを成功させる要である．これはまた現在は探査に関わっていない理論研究者を巻き込む仕組みでもあり，「小惑星からの惑星科学」を標榜する「はやぶさ 2」の統合サ
イエンスを後方支援する活動でもある．
「月曜放談会」の自由な議論の場は惑星探査の持続的な展開に必要であろう．「月曜放談会」に興味を持たれた方は是非ご参加いただきたい．筆者にご連絡いただければ「月曜放談会」の案内をお知らせする．
本稿では「はやぶさ 2 統合サイエンス」についての紹介記事を書いた．最初に述べたように打上から帰還まで長期に渡る「はやぶさ 2」に於いてこの連載も長期に渡るであろう．そこで本稿では「統合サイエンス」が持つ理念の面についてのみ筆者の視点でまとめてみた．
今後の連載で具体的な「統合サイエンスチーム」の活動成果についても順次報告することになろう．以降の連載を期待されたし．

■2014遊星人Vol23-1.indd

47

2014/03/13

15:06:45

←目次へ

48

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その22
～米国航空宇宙局深宇宙ネットワークの活躍と貢献～
戸田 知朗 ，あかつきプロジェクトチーム
1（要旨）「あかつき」の長い旅路に寄り添ってきたのは，臼田宇宙空間観測所ばかりではない．米国航空宇宙局深宇宙ネットワーク（NASA Deep Space Network）という頼もしい仲間が，打上げから，金星軌道投入へ向けた軌道修正，そして軌道投入失敗の時も，その直後の「あかつき」探索も常に支えてきてくれた．
「あかつき」に限らず NASA DSN 支援は，我が国の深宇宙探査プログラムに深く結びついて，今では欠かせない要素である．
「あかつき」の重要な運用局面に常にあったこの DSN 支援を解説すると共に，翻って我が国の地上局のあり方とその将来についても議論することとしたい．そこには，DSN なしには成り立たない我が国の探査の限界も見えてくるはずである．

1. 深宇宙ネットワーク
我が国の深宇宙地上局は，言わずと知れた臼田宇宙
空間観測所（UDSC : Usuda Deep Space Center）である．「さきがけ」，「すいせい」を駆ったハレー彗星探査以来，四半世紀に渡って日本の探査を支えてきた．
その口径 64 m のアンテナと通信設備は，単局の性能として今も色褪せない．しかし，時代はネットワーク
である．すなわち，世界規模で深宇宙局を展開し，24
時間，探査機の一挙手一投足を見張る深宇宙ネットワ

図1： 臼田宇宙空間観測所と米国航空宇宙局深宇宙ネットワーク
3拠点の位置関係．

ーク（DSN : Deep Space Network）でこそ極限の探査が可能になる．

図 1 に，UDSC と NASA DSN の位置関係を示した．

米国航空宇宙局（NASA : National Aeronautics andNASA DSN は Goldstone（北 米 ），Canberra（豪 州 ），Space Administration）は早くから DSN 整備に着手し，Madrid（欧州）の 3 拠点からなり，それぞれはコンプレ

その成果は日本の探査機をも存分に支えてきた．現在

ックスと呼ばれ，複数の深宇宙局をその内に擁して複も，その規模は口径 34 m の地上局を中心に発展して雑な運用を展開している．同時に複数の探査機を追尾

い る． 欧 州 宇 宙 機 間（ESA : European Space A-

できるのは当然ながら，1 つの探査機に対し複数局にgency）もまた，遅ればせなら 2013 年，自前の DSN のおける受信信号を合成加算することも，コンプレック完成を見た．これら 2 機関は地上運用も含めて独自に

ス間の基線を用いて探査機の位置決定を行うこともで

深宇宙探査遂行を完結する力を有すると同時に，DSN

きる．ネットワークの威力は，単に地球をぐるりと可の相互利用について積極的な関係を築き始めている．

視時間を延長するだけではない．ESA も NASA DSN

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
toda.tomoaki@jaxa.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

48

ほどではないにしても，Cebreros（欧州），New Norcia（豪州），Malargue（南米）の 3 拠点に口径 35 ｍの地

2014/03/13

15:06:45

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その22 ～米国航空宇宙局深宇宙ネットワークの活躍と貢献～／戸田 他

上局を 1 局ずつ配備している．

49

行して）
完了させたい．また，NASA DSN の地上局とUDSC しか自由にならない我が国の探査では，必然探査機地上運用装置間のデータ伝送の授受も，上記のに NASA DSN の支援を仰ぐことになってきた．
「は接続試験に合わせて，さながら探査機が NASA DSN

やぶさ」は我が国独自の探査に違いないが，その成功の先にあるかのように模擬した条件で実施したい．実は DSN 支援なしにはありえなかった．黎明期のよう際には，探査機側の開発速度に加え，機関間の調整ににフライバイをこなす程度のミッションであれば時間を要するのが原因で，この通り首尾よく運ぶこと

UDSC 単独で十分であったが，残念ながら単独局だけは少ない．
「あかつき」もまた，打上げの約半年前にでその先の探査活動に挑むことは難しい．
「はやぶさ」

ようやく，この適合性試験にこぎ着けた．

だけでなく，「あかつき」も図らずもその難しさに直適合性試験の実施に必要な項目を表 1 にまとめた．

面してしまった [1]．金星軌道投入という運用を控えて，全てのミッションにおいて，この内容を覆うように試NASA DSN の支援を必須と考えていたわけだが，正験期間に応じて詳細項目の分量が絞られていく．
「あしくその通りだった．軌道投入に必要な精緻な軌道決かつき」の場合，2009 年 12 月 7 日～ 12 月 11 日の 5 日間

定には，Differential One Way Range（DDOR）と呼ばの内に，NASA DSN 専用の試験拠点で予定した計測れる先述のコンプレックス間基線を利用した位置決定を行った．
「あかつき」からは新しい X 帯搭載通信装技術が欠かせない．また，軌道投入前後に UDSC から置（X 帯は電波の周波数帯を指す）が採用されたのだが，非可視となる時間が不可避で，投入準備，投入異常時

宇宙データシステム諮問委員会における宇宙通信方式の救済対応など，「あかつき」の不測の事態に備えるの国際標準化のおかげで UDSC 通信装置をほぼ標準唯一の手段だった．

装置と見なせ，事前に疎通確認を行えていたため，打上げ半年前の試験といえども大きな不安は無かったと²® ຅‫ޯޥ‬ἈỾἃἪἲỪୈ૵ẲܿỂỏỂẫ

いえる．試験拠点と国内地上運用センター間の接続性
も，先行ミッションであった「はやぶさ」で十分経験

深宇宙ネットワークの使用を確実なものとするため，が積まれていたため，大きな混乱は無かった．この後，どのミッションにおいても探査機側の通信装置とNASA DSN 各局と国内地上運用センター間の実際のNASA DSN の通信装置を接続する試験を，打上げ以回線接続試験
（Ground Data System Test と 呼 ば れ前に（通常は，搭載通信装置フライトモデル開発に先る）が順次実施されていく．最終的に，打上げ手順に

表1：適合性試験に必要な手続き．

P9

98

DRB?H*=DRB?<#;I

DR%F-

DR*Q/)A8DRP9
7JDR

+12$&N,=(:E4(

M5C3">3!@4(

OC3">3!@3G4(



■2014遊星人Vol23-1.indd

49

K'.NC3

3GC30:E

DDOR 

DDOR C30:E

I

4(C3

+12#$L6

N,=(:E2014/03/13

15:06:46

50

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014���������������

�������������
�������������

��

���

����������

��

�����

��
��

��

���

���

���

��
��

��
�

�
�� �� �� �� �� �� �� �� �� ��������� �� �� �� �� �� �� �� �� �� ���������
�����
�����

�� �� �� �� �� �� �� �� �� ��������� �� �� �� �� �� �� �� �� �� ���������
�����
�����

図2：可視(パス)数による「あかつき」への深宇宙ネットワーク支援の実績．

図3：運用時間による「あかつき」への深宇宙ネットワーク支援の実績．

�����������������

��������������

�������������������

���������������

���������������

����������������

���������������

�����������
�����������

��������������

����������������

������

����������������

������

����������������

����������������

��������������������

���������������

����������������
���������������������

����������������

���������������

図4：金星軌道投入時の地上局支援と臼田宇宙空間観測所の受信レベル履歴．

沿った「あかつき」の全体試験手順の中において，ON から OFF までの時間）によってまとめたものであNASA DSN との間で打上げ時と変わらぬ条件でのリる．横軸は協定世界時に合わせて計数した．

ハーサル（End-to-End Test）
を行い，NASA DSN 側の「あかつき」打上げは協定世界時で 2010 年 5 月 20 日

審査（Mission Event Readiness Test Review という）であり，最初に NASA DSN Goldstone Complex であを経て打上げに備えることとなる．

かつきの産声を（電波ゆえに耳ではなく）目にする手はNASA DSN 側との最終調整としては，天候や機体ずであった．図 4 は，太陽捕捉後のスピンによって規（ロケット，探査機）の状況によって打上げ時刻や期日

則的に変動する「あかつき」の受信信号を捕らえたが順延した場合の対応を考えねばならない．予め，天NASA DSN からの報告である．図 2 と図 3 には，6 月候を理由とする順延の場合のシナリオまで決めてある

まで TT&C（Telemetry, Tracking & Command）を中が，それ以上の遅延を招く場合には，NASA DSN 側

心 と し た 探 査 機 立 ち 上 げ の た め の 支 援 を，NASA

の地上局確保の調整が喫緊となる．
「あかつき」では，

DSN から継続して受けた様子が現れている．7 月以降

打上げ順延が 1 日生じたが，これは前もって想定したは，DDOR 運用のためのパスが増加し，2010 年 12 月

シナリオで吸収されて，新たな打上げ期日での対応はの金星軌道投入へ向けた軌道決定のための支援へシフ

問題なくこなされた．

トした様子が顕著である．7 月以降は，探査機を姿勢（向き）
も含めて静置して擾乱のなるべく少ない状態を

3. 深宇宙ネットワークの活躍

作るなど，精密な軌道決定のための補正データ取得が重点的に行われた時期でもあり，DDOR 運用頻度が

図 2 と図 3 に，これまでの NASA DSN 使用実績を急増している．また，軌道投入直前の 11 月は最終的まとめた．図 2 は可視運用（パス）の数によって，図 3な金星軌道への進入路を決めるために，やはり重点的

は運用の目的を区別しない総運用時間（地上送信機に NASA DSN 支援を活用していた．

■2014遊星人Vol23-1.indd

50

2014/03/13

15:06:47

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その22 ～米国航空宇宙局深宇宙ネットワークの活躍と貢献～／戸田 他

51

Data Rate [bps]1000��������
��������
125

15.625
2014/4

2015/4

2016/4

図5：金星軌道再投入時における臼田宇宙空間観測所のコマンド回線予測．

Data Rate [kbps]

32.768��������
��������

4.096
0.512
0.064
0.008
2014/4

2015/4

2016/4

図6：金星軌道再投入時における臼田宇宙空間観測所のテレメトリ回線予測．

「あかつき」にとって問題の金星軌道投入であるが，障を被る可能性もある．
「あかつき」の事故原因の究

図 4 は投入前後での UDSC における受信レベルの推移

明が成ったのも，早々の復旧によって搭載保存データを表している．電波掩蔽による通信不可帯を抜けて再をいち早く地上に降ろせたことによる．探査機の位置

び信号を地上で捕捉する計画だったが，電波掩蔽終了

喪失からの復旧は，人命救助同様，早期発見が鉄則で後も信号が見えていない．これが軌道投入失敗である．

あり，NASA DSN 支援の貢献は絶大なものであった．

その後，間もなく短時間，信号を発見できたが再び見NASA DSN 支援がなければ，既に探査機を失ってい失ってしまった．この後に DSS-63，DSS-65，DSS-25，

たかもしれない．

DSS-24 とあるのは，「あかつき」探索に投入された「あかつき」は幸い，図 2 と図 3 が示すように，2011

NASA DSN の 地 上 局 で あ る．DSS-63 と DSS65 は，

年 10 月と 11 月の軌道修正（これもまた，NASA DSN

Madrid Complex 内の 2 局であり，DSS-24 と DSS-25 はによる軌道決定支援を受けた）を経て，金星へ向かう

Goldstone Complex 内の 2 局である．DSS-63 と DSS-65

軌道に無事乗っている．いよいよ金星再軌道投入であは，当初から異常時に備えて配備されていた局である

る．

が，その後の Goldstone Complex との継続性を考えて運用時間をぎりぎりまで延長して支援を受けた．この4. 深宇宙ネットワーク支援の今後

Madrid Complex での探索によって「あかつき」の微弱な信号が見つかり，その後の Goldstone Complex での「あかつき」の金星再軌道投入の計画が明らかにな

追跡によって軌道決定までもが可能となり，翌日のりつつある [2]．この計画に基づいて UDSC から運用

UDSC 可視における確実な「あかつき」捕捉に繋がった．

する場合の回線評価結果が図 5 と図 6 である．図 5 に明らかに，NASA DSN 支援がなければ，翌 UDSC 可

コマンド回線（地上局から探査機），図 6 にテレメトリ

視で更に位置誤差の増した条件で，「あかつき」の電回線（探査機から地上局）をまとめてある．横軸は，波探索から始めなければならなかった．例え，「あか2014 年 4 月から始まる協定世界時である．

つき」信号を見出せても，安定した運用を再開するた「あかつき」には様々なアンテナが目的をもって搭めの軌道決定には更に時間を要しただろう．その間に載されているが，目下，主力となっているのは中利得

適切な姿勢を保持できず，観測機器などは致命的な故

アンテナ（MGA: Medium Gain Antenna）である．こ■2014遊星人Vol23-1.indd

51

2014/03/13

15:06:48

←目次へ

TOPへ↑

52

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

れは 1 軸ジンバルに乗った矩形ホーンアンテナであり，海外機関での深宇宙ネットワーク展開の背景には，「あかつき」の太陽電池パドルを通る軸が軌道面ある

Ka 帯採用の流れもある．Ka 帯は現状の X 帯より高い

いは太陽−金星−地球を含む面に垂直である限りは，周波数の利用を目指すもので，地上局はこれによってジンバル駆動によってアンテナを地球方向へ向けるこ

64 m より小口径でありながら，64 m と同当の回線品とで一定の回線を期待できる．中利得アンテナは 2 台

質を潜在的に確保できる．潜在的に，というのは，運あり，互いに逆方向を向いてパドルの周囲 360°に対用技術，つまり使いこなす技術がまだまだ必要とされ応できる．図 5 から，中利得アンテナを適切に選択す

る発展途上の技術だからである．
我が国も「はやぶさ 2」

ればコマンド回線は常時確保可能であると分かるが，の搭載側で Ka 帯を採用したが，先述のように臼田後

図 6 のようにテレメトリ回線の確保は難しい．ほとん

継の議論は空転していて，Ka 帯に対応する地上局のどの期間でデータレートは 512bps（bit per second）以

見通しは立っていない．そのような状況では，やはり下となって，軌道投入運用の結果分析に必要なテレメ

海外機関の地上局の支援を頼みにするしかない．Ka

トリデータは選別しなければ入手困難である．このよ

帯運用の機会は NASA DSN においてもまだ貴重で，うな状況にも，NASA DSN 支援を受けて可視時間を貴重な運用データをただ海外機関向けに提供するよう延長することが非常に効果的といえる．

なものである．

軌道投入後半，2016 年頭に多く現れるデータレー

我が国のあるべき深宇宙局としては，海外機関の衛トの断続（グラフ上は縦線に見える）
は，金星掩蔽によ星，探査機に比べて小さく，とかく搭載資源が限られる通信の遮断を表している．これらは 1 日を越えるこて搭載通信能力も当然に抑制せねばならない，そんなとはなく 1 次的な遮断であるが，異常時対応には障害

国内探査機の劣勢な能力を十分補強できるものでありと な る 可 能 性 が 大 き く， こ の 場 合 も 時 間 差 に よ る

たい．UDSC は，これをよく見通して四半世紀に通用NASA DSN 支援での可視時間確保が有効である．

する設計であった．このような地上局の能力は当然な

2010 年の軌道投入では，事前の軌道決定と異常後のがら，海外機関に運用を 100% 依存したり，海外機関

救済作業に NASA DSN の貢献があったことを述べたと同じ地上局一式をそのまま購入したりすることで獲が， こ の よ う に 次 回 投 入 時 は デ ー タ 収 集 の点 で も得できはしない．もしこのような後継局を持てない将NASA DSN の支援への期待が大きい．

来が来るとしたら，それはロケットにしろ，探査機にしろ，埋め合わせのために今ある以上に開発規模を拡

5. 我が国の深宇宙局のこれから大して，欧米並みに大型ミッションを推進していくことを期待しなければならないが，イプシロンロケット

深宇宙局を始め地上局はインフラに分類されている．

を中心に小型衛星による科学探査の前途を切り拓こう

これは射点の打上げ設備などと同じ分類だが，開発側とする宇宙科学ロードマップ [3] の志向とは明らかにの意識は大分違っている．探査機の打上げから運用ま矛盾している．我が国の探査は，このような矛盾にどでの流れを追うと（これは，技術開発の順序そのもの

こまで耐えていけるのだろうか？

でもある），ロケットとそれに付随する打上げ設備の整備がまず行われ，次いで探査機や衛星の開発へ広が

参照文献っていく．最下流の地上局の開発は常に最も後発である．欧米の組織や人材の現状を知れば，この傾斜は技[1] 中村正人，遊星人 20, 1, 68.

術の成熟と共に解消していくかに見えるが，国内では[2] Chikako, H. et al., 2012, 23rd International Symposium

依然として強い根を張っている．残念ながら ､ 海外機
関との比較において，国内は地上局の能力の重要性に最も疎いかもしれない．既に建設から四半世紀を過ぎ

on Space Flight Dynamics.
[3] 「宇宙科学・探査ロードマップについて」，第7回
宇宙科学探査部会資料.

た現行の UDSC と対になり，またそれを後継していく
深宇宙局の整備は探査活動の継続のために急務であるが，一向に動きが見えないままである．

■2014遊星人Vol23-1.indd

52

2014/03/13

15:06:48

←目次へ「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最前線 〜地球惑星科学における装置開発の重要性〜」講演会の報告／寺田，豊田

53「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最前線～地球惑星科学における装置開発の重要性～」
講演会の報告寺田 健太郎 ，豊田 岐聡
1２

1. はじめに太陽系の物質は，驚く程に同位体比が均質である．
逆に，この地球化学的な特徴（大前提）を利用して，0.01 － 0.1% 程度の同位体比の違い ( 同位体異常 ) を検出することで，〔1〕物質起源の同定
隕石母天体の推定，地球規模の大規模物質循環の指標（トレーサー），生物起源・非生物起源の判定，
食生解析など〔2〕核反応や放射壊変の情報

図1： 豊田によるプレゼンの1コマ．
「阪大質量分析グループの歴史」について．

元素合成の情報，放射元素を用いた年代情報，宇宙線による核破砕反応，太陽風照射履歴の情報な

2. 講演内容ほか

ど〔3〕物理的・化学的・生物学的分別過程に関する情報

まず始めに，篠原厚・理学研究科長より開会の挨拶

蒸発・凝縮，光合成などの情報，古環境におけるがあり，その後，豊田による本講演会の趣旨説明，お海水温情報の復元など

よび大阪大学の質量分析学の歴史のレビューがあったを紐解く事ができる．概して，このような同位体は化（図 1，図 2）．惑星科学分野においてはあまり知られ学的特性が似ているため化学分離による分析は難しく，ていないが，阪大の質量分析グループは，1930 年代

質量の違いで分離する手法【質量分析】
が一般的である．

後半に国内で最初に質量分析装置を開発して以来，長

本講演会では，「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最い 装 置 開 発 の 歴 史 が あ り， 二 重 収 束 質 量 分 析 装 置前線」と題し，宇宙科学・惑星科学・地球科学の最前『CQH

線で活躍する研究者に，これまで分かってきたこと，

質量分析計『MUTLUM

直面している問題点，それを克服するにはどのような装置開発が必要か，などについて分かり易く解説していただいた（表 1）．

1. 大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専攻
2. 大阪大学大学院理学研究科附属基礎理学プロジェクト研究センター
terada@ess.sci.osaka-u.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

53

【注 1】

』や，
「8」の字型のマルチターン飛行時間型【注 2】』のような独創的なイオン

注1. CQHとは，松田久らによって開発された二次二重収束質
量 分 析 計 で あ る． 円 筒 電 場（cylindrical electric sector）と四重極レンズ（quadratic-lens）と 一 様 磁 場（homogeneous
magnetic sector）からなるシステムで，電場と磁場の間に四重極レンズを入れることで6個の2次収差係数を小さくしている．
注2. MULTUMとは，イオンを同一飛行空間で複数回周回（マルチターン）させることで飛行距離をかせぎ，小型でありながら高分解能が得られるマルチターン飛行時間型質量分析計である．飛行時間型としては世界最高の質量分解能35万を達成し，世界的に非常に高く評価されている．

2014/03/13

15:06:48

54

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

質量分析の歴史
世界の動向

放物線型質量分析器（J.J. Thomson, 1912) 1910!

方向収束質量分析器（Dempster, 1918)

阪大質量分析グループの歴史

年代

速度収束質量分析器（Aston, 1919)
装置の改良，同位体測定（Aston)

二重収束質量分析器（Dempster, 1935)
原子質量の精密測定，!
同位体分離・濃縮，!
地質年代測定法の確立，!
炭化水素混合物の測定
飛行時間型質量分析計（Stephens, 1946)

1920!
年代

国内初の質量分析装置 (Bainbridge-Jordan型)
マグネットは国立科学博物館に寄贈

1930! 日本初の質量分析装置 Bainbridge-Jordan型!
年代

緒方・松田型
終戦後~1951年, 分解
能90万，61年の第二室戸台風時に中之島

1940!

で水没．64 年に豊中に移動して改良型を再製作．分解能40万~50万をつねに発揮

年代

高精度原子質量測定，高分解能装置の開発
Bainbridge (10万)，Nier (6万)など
1950!
四重極，イオントラップ（Paul, 1953)(浅田, 奥田，分解能8000, 1939）

緒方ー松田型 (緒方, 松田，分解能90万, 1951）

年代

おろち
原子質量を10-9のオーダーまで
正確に決める目
標をもって開発された超大型装スパッター源，!
CI，FDなどのイオン化法!
GC/MS!
有機化合物の測定

1960!

SIMS

1970! CQH(松田, 分解能24万, 1972）

フーリエ変換イオンサイクロトロン共鳴質量分析計 (Marshall, 1976)

年代

MALDI (Hillenkamp, 田中, 1991)
プロテオーム，メタボローム

置．

大分散質量分析器 r-1 !
(松田, 世界最高質量分解能120万, 1968）

おろち(緒方, 分解能80万, 1969）

年代

生体高分子の測定
ESI (Fenn, 山下, 1984）!
LD

r-1 磁場型の世界最高分解能120万を達成
阪神大震災で崩壊．国立科学博物館に寄贈

三次近似イオン軌道計算
ソフトTRIO (松尾, 1976）
六重収束飛行時間型質量

1980! 分析計 (桜井, 1985）
年代

GEMMY (松田, 1988）

CQH
短寿命核の測定用に開発．その後，生体高分子やクラスターの測定に活用

1990!
年代

GEMMY
マグネットが9tある大型装置．蛋白質の測定を狙って開発

オービトラップ (Makarov, 1999)

2000!
年代

図2： 質量分析の歴史．

光学系の装置開発を行ってきている．
次に寺田が，まさに阪大質量分析グループが 1970
年代に考案した CQH 型のイオン光学系をもつ年代分

MULTUM (豊田, 1998）

六重収束飛行時間型質量分析計
直径40cmで飛行距離1.7m．六重収束のイオン光学系．分解能2000．

c
た．筆者は前職・広島大学で日本で初めての SHRIMP
を立ち上げ，以来 17 年にわたって岩石・隕石試料の局所 U-Pb 年代分析を行ってきた経験がある．

析装置 SHRIMP（Sensitive High Resolution Ion Micro

丸岡照幸氏は，独自の軽元素・質量分析計の装置開Probe）で見えてきた太陽系年代学の新しい視点と，発と，それを用いた生物活動を読み解くツールとして

現行の 2 次イオン質量分析計 SIMS の問題点を紹介しの同位体分析の可能性について示した．炭素同位体・■2014遊星人Vol23-1.indd

54

2014/03/13

15:06:49

「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最前線 ～地球惑星科学における装置開発の重要性～」講演会の報告／寺田，豊田

55

表1：¯Ì講演会「質量分析で拓く宇宙・地球科学の最前線」のプログラム．

ºÀV2+klHd¤j4W¬ $dz¤j3',:°­Ã"# w    ÊÁË   Ç"f#hÄhjhjÅj£¥¤    ^mÊ@DBImÎË

"J·L#

4¾±y$!

nUi½¹t®ÊÄhË  ¨\[ÊÄhH£¥¤ÂË 5.83
¹ t®Äh Äh2Ã-;1*0ºÀV°­   nUi½Äh r«owMV2+iÆ©4]

  Ku x§hY<¸7´+084_QSV  

³¿ ]h b3P&s=?4_QSª~gY

N|






R Äh   ºÀV)%0iÆ©¤j



 



 ¡`Zh 596- Í ¼d  eqz







¢¿ X p4kl{3',:/4fºÀµHv»¶V4¾±y   Ç

EAIG>GCF35T<a%(,:(

 É ¦È}²O

橘省吾氏（北大）は「はやぶさ 2 で明らかにされるサ
イエンス」と題し，C 型小惑星からのリターンサンプ
ル分析の重要性と，分子雲→初期太陽系円盤→微惑星→地球型惑星という流れの中で，地球にもたらされる以前の生命材料の進化を追う事の重要性を説いた．
最後に，矢野創氏（JAXA）より，将来の深宇宙探査
構想では，雪線を越えた外惑星領域での有機物・揮発成分の高精度分析が主要課題の一つであることが強調された．そのうえで「その場」あるいは地球への帰路c 角野氏によるプレゼンの1コマ．
図3：「on-site質量分析の重要性」

について．

中の質量計測の重要性と，探査機搭載に向けた次世代
質量分析計の開発要素（完全電離，高分解能，汚染管理，軽量化，小型化，省電力など）が示された．氏の講演

窒素同位体比を組み合わせると食物連鎖の生態系を読において，当講演会では初めての「アストロバイオロ

みとくことできるというのは，筆者には目から鱗であジー」という単語が出ると，惑星科学を専門としないった．

聴衆も多くが魅了され，講演会の熱気は最高潮に達し

角野浩史氏
（東大）
からは，火山噴火直前のヘリウム

た
（図 4）
．

同位体比の変動などについて紹介があり，火山周辺地

聴衆は約 60 名で，学内はもとより，全国から参加

域における火山ガス・温泉ガスの同位体組成連続モニ者があった．また，Twitter や facebook で宣伝したこ

タリングの重要性，さらには，そのためのポータブルともあり，地元の高校生や，科学館の学芸員，高校のなオンサイト質量分析装置の開発の重要性が述べられ

理科教諭，私が教養教育で電磁気学を教えている医学た（図 3）．

部生達も参加してくれたことは望外の歓びであった．

休憩をはさみ，後半のセッションでは，主に惑星探懇親会では，物理系，化学系，生物系の学生や教職員査の観点から 3 つの講演があった．まず，「on-site 質が参加し講演者を囲んで活発な議論が行われ，地球惑

量分析が拓いた太陽系科学」と題し，佐々木晶氏（阪

星科学への関心の高さ，期待の大きさを感じることが大）に，歴代の火星・金星・彗星探査機に搭載された

できた．元来，地球惑星科学は学際領域分野であり，

質量分析装置が明らかにしたハイライト研究をレビュ

古典的学問体系でいう所の物理・化学・生物・地学のーしていただいた．

英知を結集し，初めて解き明かされていく研究分野で■2014遊星人Vol23-1.indd

55

2014/03/13

15:06:50

TOPへ↑←目次へ

56

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

計
（TOF-MS），表面電離型質量分析計（TIMS），誘導
結合プラズマ質量分析計（ICP-MS）など，様々な市販の質量分析計が利用されている．この事は，元素分析・同位体分析が地球惑星の諸現象を解き明かす非常に強力なツールであることを意味する．一方で，火山や深海底などでのオンサイト同位体分析や，はやぶさ微粒
子やプレソーラー粒子の重元素同位体分析など，現行の分析技術では困難なサイエンスに直面しているのも事実である．今後，新しいサイエンスを切り拓くには，
汎用の市販の装置では不十分で，研究対象に特化した独自の装置が不可欠である．
c 矢野氏によるプレゼンの1コマ．
図4：「アストロバイオロジーとは」について．

大阪大学理学研究科では，世界的にみてもユニーク
で長い伝統と実績をもつ質量分析学を「扇の要」としある．講演会後，学外からの参加者の一人が twitter

た組織改編を行い，2011 年に基礎理学プロジェクトで「分野（専攻）間の垣根に捉われず，純粋にサイエン

研究センターを新設した．現在，【これまで見えなかスへの興味だけでオール阪大でサポートしあうチーム

ったものを観よう】
を合い言葉に，学内外の研究機関，

ワークの良さが，会場からのコメントに窺えたのが印産学界と連携しながら，「ニーズ（最先端理学研究）と象的でした」というつぶやきがあったことは嬉しい限

シーズ（最先端技術開発）のマッチングによるフロンテ

りである．そのような場が，短時間であっても実現でィア研究」を推進しはじめたところである
（図 5）
．今後，

きたことは本望であり，今回の講演会が今後の学際共皆様のご支援，ご声援を頂ければ大変有り難い．

同研究のきっかけになればと願っている．

4. 謝 辞3. おわりに
本講演会は，大阪大学未来研究イニシアティブ・グ
現在，全国の地球惑星科学系の大学・研究所において，2 次イオン質量分析系（SIMS），ガスクロマトグ

ループ支援事業「MULTUM で切り拓くオンサイトマ
ススペクトロメトリー」により支援されました．

ラフィー質量分析計（GC-MS），飛行時間型質量分析

図5：「ニーズ（最先端理学研究）とシーズ（最先端技術開発）のマッチングによるフロンティア研究」構想図．

■2014遊星人Vol23-1.indd

56

2014/03/13

15:06:51

←目次へ「天体衝突物理の解明（IX）
 〜火星の進化〜」参加報告／羽村

57「天体衝突物理の解明（IX）～火星の進化～」
参加報告
羽村 太雅

1

1. はじめに

2. 講演概要

ポ プ ラ 並 木 が 綺 麗 に 色 づ い た 2013 年 10 月 23 日

表 1 に研究会のプログラムを示しました（以下全て（水）～25 日（金），歩みの遅い台風の進路を横目に見

敬称略）．以下では著者なりの視点に基づいて講演内ながら，「天体の衝突物理の解明（IX）研究会」参加者

容を分類の上，概要を紹介します．

は北海道大学低温科学研究所のある札幌の地に集まりました．石垣島での惑星科学会が台風を避けて 11 月

2.1

惑星系の進化開催となったため，近年 11 月に開催されていた本研研究会の今回のテーマでもある「火星の進化」にち究会は今回 10 月に開催されました．幸い台風の影響

なんで，3 件の招待講演がありました．火星の表層環もなく，例年よりも僅かに温かい気候の中，紅葉の綺境の変遷と現状（臼井），高層大気の諸過程による散逸

麗な北大のキャンパスを満喫しました．

（寺田），若い火山活動の起源（栗田）についての包括的

惑星系の起源と進化において天体衝突現象は様々なな内容を一度に学ぶことができました．扱う対象もアステージで重要な役割を果たします．本研究会はそのプローチも異なり，普段は発表の場も異なるであろう

天体衝突現象について，室内実験・数値シミュレーシ

お話を一度に聞くことのできる貴重な機会でした．一

ョン・探査・天文観測の専門家が研究成果を持ち寄り

般講演では，橄欖石の Hugoniot 曲線改訂に伴う火星議論する場として発足しました．9 回目を迎えた今回

大気の組成・質量進化の見積もり（黒澤）や，火星を形は「火星の進化」をテーマに，臼井寛裕さん（東工大），

成しうる原子惑星系円盤に対する制約
（小林）
も報告さ

寺田直樹さん（東北大），栗田敬さん
（東大）
をお招きし

れました．

て火星の進化に関する研究をご紹介いただきました．
一般講演は口頭発表が 18 件，ポスター発表が 16 件と，2.2衝突現象の素過程

例年に比べると小規模な研究会となりましたが，その衝突に伴う諸現象は多数の素過程の複雑に絡み合う

分いつにも増してアットホームな雰囲気で盛んに議論

複合的な現象です．衝突現象を包括的に理解するためが交わされていました．本稿では研究会の概要と様子にも，惑星探査データの解釈のためにも，各素過程のを紹介します．講演概要は著者の講演に対する理解や研究が重要であることは本研究会の歴史の中でも再三視点に基づくため，各講演の詳細は発表者に問い合わ指摘されてきました [e.g., 1, 2]．今回の研究会では素せ る か， 研 究 会 の Web ペ ー ジ（http://www.impact-

過程の理解に向けた実験的研究が多く報告されている

res.org/impact13/index.html）にアップロードされて印象を受けました．破壊の様子や弾丸・標的の振る舞いるスライドや要旨をご覧ください．

いに関する研究（原田，長岡，松本，河本）
では，空隙率や物質強度に対する依存性に注目が集まっていまし1. 東京大学大学院新領域創成科学研究科
tiger@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

57

た．低重力下でのクレーター形成（木内）やクレーター
放出物によるレイの形成（門野）に関しても多くの実験

2014/03/13

15:06:51

58

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

表1：
「天体衝突の物理の解明 研究会」プログラム

発表者名の下線は招待講演を表す．

10月23日（水）
13：00  原田 竣也 （神戸大）
13：30  石山謙 （東北大）14：00  長岡 宏樹 （神戸大）
15：00  松本 恵里 （神戸大）
15：30  大野 宗祐 （千葉工大）
16：00  河本 泰成 （神戸大）
17：00  荒川 政彦 （神戸大）
17：30  木内 真人 （神戸大）
18：00  柳澤 正久 （電通大）
18：30  ポスターセッション空隙を持つ標的への衝突とそれに伴う低密度脆性弾丸の挙動
かぐや衛星観測データに基づいた月玄武岩層のバルク誘電率と空隙率推定
レゴリス模擬標的への衝突実験：インパクター破片と標的の固化
軽ガス銃を用いた衝突励起地震に関する実験的研究
炭酸塩岩の衝突脱ガス：封圧の影響に関する実験的研究
普通コンドライト母天体を形成した微惑星の低速度衝突実験
はやぶさ2 SCI/DCAM3の現状報告
模擬低重力における砂標的へのクレーター形成実験
Web動画の解析によるチェリャビンスク火球の光度曲線

10月24日（木）
10：00  黒澤 耕介 （千葉工大） 隕石重爆撃が火星大気に及ぼす影響
10：30  小林浩 （名 大）衝突破壊が決める火星形成環境
13：30  臼井 寛裕 （東工大）	火星表層水の変遷：シャーゴッタイト隕石中の衝撃ガラス化学分析からの制約
14：30  寺田 直樹 （東北大）
火星の二酸化炭素と水の散逸について
15：45  栗田敬 （東 大）Young Martian Volcanism
17：15  和田 浩二 （千葉工大）	イジェクタカーテン観測からイジェクタの放出角度と速さを推定する方法
17：45  辻堂さやか （神戸大）	クレーターエジェクタの速度分布に関する実験的研究：Wada's methodの応用
19：00  ポスターセッション＋懇親会

10月25日（金）
10：00  平田
成10：30  古賀すみれ
13：30  門野 敏彦
14：00  常ユイ

（会津大）小惑星形状から考える内部構造と表面地質（東 大）多バンド画像をもちいた小惑星イトカワ表面特性の高分解能解析（産業医大） 実験室と月面のクレーターレイ（東 大）	チクシュルーブ・クレーター内部の衝撃変成石英分析に基づくイジェクタ堆積環境の推定
14：30  諸田 智克 （名 大）
クレータ生成率モデルの修正と月進化史への影響
15：00  総合討論&解散【ポスター発表】
今井 啓輔
森山 正和
片桐 陽輔
青木 隆修
岡本 尚也
兵頭 拓真
岡本 千里
鈴木 絢子
千秋 博紀
黒澤 耕介
伊東 里保
樋口有理可
杉田 精司
羽村 太雅
高木 靖彦
谷川 享行

■2014遊星人Vol23-1.indd（電通大）
電通大・木星火球観測システム（I）（電通大）
電通大・木星火球観測システム（II）（電通大）
木星火球シミュレーション（神戸大）
イトカワ表面岩塊の形状（神戸大）
高空隙ターゲットの衝突キャビティとキャビティ周辺部の密度変化（横国大）	はやぶさ2における小惑星模擬試料回収実験：衝突クレータ形成と回収量について（JAXA）
C型小惑星模擬物質への衝突実験（JAXA）
曲率のある面への衝突クレーター形成（千葉工大）
iSale 試用レポート（千葉工大）
Impact jettingの超高速撮像計測（会津大）
月全球のクレーター空間分布の評価（東工大）
火星の衛星の力学的起源のレビュー（東 大）
衝突破片1999JU3のスペクトル特性（東 大）
斜め衝突による下流方向高速放出物の質量と大気存在下における運動（愛知東邦大） 玄武岩標的に作られたクレーターの三次元計測（北 大）
衛星系形成：周惑星円盤への材料物質供給

58

2014/03/13

15:06:51

「天体衝突物理の解明（IX）
 〜火星の進化〜」参加報告／羽村

図1： 口頭発表の様子．ダイナミックな映像が出ると歓声が上がる．

結果の蓄積が報告されました．素過程に関する発表群
は現象論的な実験結果を整理することでモデル化して59

図2： ポスターセッションの様子．活発に議論が交わされている．

3. 研究会の様子

いくスタイルの発表が多い一方，予測されるモデルの妥当性を実験的に検証するスタイルの発表も盛り上が講演やそれに対する議論の様子（図 1）を観察していりました．脱ガス効率の自由空間体積依存性（大野）
はると，参加者の皆さんがとにかくこの会を愉しみにし脱ガス現象が固相と気相の双方に影響を受けるものでているのがあらゆるところから伝わってきます．衝突あることを再認識させられました．はやぶさ 2 による実験の様子を撮影した動画が流れると歓声が上がり，小惑星への衝突探査に伴う放出物に関する発表（荒川，

学生が発表に詰まるとまるで自分の研究のようにコメ

和田，辻堂）は，放出物の軌道を簡単なモデルで記述

ント・議論をして研究を進める．議論・質問の Heavy

して実験との整合性を検証していました．

Bombardments でした．タイムスケジュールが遅れて

2.3

探査・観測

いても，ご当地の美味しいおやつを食べる休憩時間は確保する，懇親会でポスターを肴に飲むお酒を愉しみ

探査や地質調査，地上観測により衝突現象による惑

にしている
（図 2）
，などなど．どんなに発表時間が長星表層への影響も様々な視点から議論されました．衝引いても，苛立った雰囲気なく議論を続ける「内輪」

突によって変化した小惑星上の地形分布の推定（平田），

感溢れるアットホームな研究会です．衝突について皆Itokawa 表面反射特性の主成分解析による宇宙風化度で理解していこうという，温かい雰囲気が特徴です．

分布の抽出（古賀），月面のクレーターカウンティング

例年，”ワカモノ”が質問しないという指摘か繰り返によるクレーター生成率の長期的な時間変化（諸田），

されてきましたが，今回も同様の傾向が見られまし

衝撃変成石英の鉛直分布分析による堆積環境の推定

た．
”
ワカモノ”
の一員である筆者も反省していますが，（常），かぐや衛星の探査データに基づくバルク誘電率

一方でポスターセッションでは年代を超えて活発な議と空隙率推定（石山），チェリャビンスク隕石の車載カ論が交わされていました．気軽に議論できる雰囲気は

メラ映像解析に基づく放射温度・供給エネルギー量推

本研究会の魅力のひとつであり，来年以降も大切にし定（柳澤）と，それぞれユニークな報告が行なわれましていきたいですね．

た．衝突の現場も衝突規模も，衝突に伴う惑星表層への影響も多様で，惑星上での衝突現象の普遍性を垣間

4. 最後にみることができました．
本研究会の後には引き続き「惑星表面の地形・地層形成のダイナミクス」と題した研究会が，同じく低温科学研究所にて開催されました．本研究会からも「衝■2014遊星人Vol23-1.indd

59

2014/03/13

15:06:53

TOPへ↑←目次へ

60

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

ーマに関連した発表が例年に比べて少なかったように感じました．毎年出席している参加者とテーマに応じてメンバーの変わる参加者が例年見られますが，今年は後者が少なかった印象です．衝突現象は惑星科学の非常に広い領域に現れる普遍的なテーマのひとつです．
より幅広いテーマについて実験・数値計算・探査・観測など多様なアプローチを試みている専門家が議論する場であり続けるため，多くの皆さんの参加を心待ちにしております．

図3： 天体の衝突物理の解明 研究会発表件数・参加者数の推移．
黒塗り部分が口頭発表，白抜き部分がポスター発表の件
数，折れ線が参加者数を表す．過去の本研究会参加報告には，2009年は60名以上[3]，2011年は51名[4]との記載があり，実際の参加者数は図中の値より多いと思われる．2008
年以前の参加者数は集合写真も記録もなく不明．

謝 辞
今回，このような記事を執筆する機会をくださいました諸田智克さん，鈴木絢子さん，ありがとうございました．全講演に関して改めて見直し分類することで，講演を聴く以上に多くの学びを得ることができました．

突研究会からのポスター発表タイトル紹介」と題した

また，開催に際してご尽力いただきました世話人の皆発表が行なわれるなど，両研究会の交流が図られまし様，低温科学研究所の関係者の皆様，誠にありがとうた．

ございました．ここに御礼申し上げます．

まとめに変えて，衝突研究会の歴史を振り返り，過去 9 回の発表件数，参加者数をグラフに示しました
（図

参考文献

3）．参加者数は遊星人に投稿された過去の参加報告記
事中の集合写真に写っている人数を数えました．今年[1] 平田 成 他, 2004, 遊星人 13, 57.

は口頭発表件数や参加者数が過去 4～6 年間と比べて[2] 山本 聡, 2008, 遊星人 17, 82.

減少したようです．時期的な問題なのか，偶然なのか[3] 千秋 博紀, 2010, 遊星人 19, 61.

は分かりませんが，筆者の個人的な感覚としては，テ[4] 保井 みなみ, 2013, 遊星人 22, 34.

図4： 集合写真．

■2014遊星人Vol23-1.indd

60

2014/03/13

15:06:54

←目次へ

研究会報告：「イプシロンロケットによる小型惑星探査」に関するシンポジウム／荒川 他

61

研究会報告：「イプシロンロケットによる小型惑星探査」に関するシンポジウム
荒川 政彦 ，高橋 芳幸 ，早川 雅彦
1

1

2

昨年夏のイプシロンロケット 1 号機の打ち上げ成功あるので，機会ある毎に議論を積み重ねることとなっを受けて，今後，このロケットを用いた小型衛星の打た．第 2 の論点は，（2）次の 10 年間の太陽系探査に対

ち上げと宇宙科学の推進が期待されている．日本惑星

してイプシロンロケットを用いた小型惑星探査を中心

科学会では，これまで「月惑星探査の来る 10 年」の活に据えた時，我々はどのような探査を提案するのかと動を通して今後のフラッグシップ探査ミッションの立いう点である．第 3 の論点は，（3）年度内にも公募が案を目指してきたが，この中・大型ミッションに加え行われるイプシロンロケット 3 号機に対して，我々はて，イプシロンロケットを用いた小型の惑星探査ミッどのように取り組んだら良いかという点である．
（2）,

ションも視野に入れた活動も必要となってきた．惑星（3）に関しては，今後，学会主催のシンポジウムを開

科学会の将来計画専門委員会（委員長：荒川政彦）
では，催し，さらに内容をつめる必要があれば WG を立ち

昨年夏に副会長からの要請を受け，小型惑星探査ミッ上げて検討を行うことになった．今回企画したこのシションのあるべき姿とその具体例について小型惑星探

ンポジウムは，この総会での決定に基づいて，まずは

査 WG の中で意見交換を行ってきた．その議論のまと主に（3）に関する議論を行うために開催した．

めは，https：//www.wakusei.jp/~shourai/wiki/epsilon/

シンポジウムは，2014 年 1 月 22 日に神戸大学惑星にあるので，興味のある方はご覧頂きたい．一方，昨科学研究センター（ポートアイランド）で行った．シン

年 9 月に出された JAXA の宇宙科学ロードマップでは， ポジウム会場の参加者は 36 名，テレビ会議では 8 箇所
惑星科学会に関連深い太陽系科学探査は，次のようにへの中継を行った．シンポジウムではまず宇宙科学ロ

位置づけられることになった：「太陽系探査科学分野は，

ードマップの説明があり，引き続きイプシロン 3 号機

最初の約 10 年を機動性の高い小型ミッションによるへの提案が予定されている 3 つのミッションを中心に，工学課題克服・技術獲得と先鋭化したミッション目的

それらのミッションの限られたリソースの中でどのよを立て，10 年後以降の大型ミッションによる本格探

うな惑星探査が可能かの議論を行った．そのため，査に備える」．このような背景のもと，本学会では，

DESTINY ミッション，SLIM ミッション，ペネトレ

イプシロン搭載宇宙科学ミッションに対してどのようータ実証機ミッションに関して提案チームから各提案に取り組んで行くかを 2013 年秋季講演会時の運営委の概要，サイエンスを紹介してもらい，その後，各ミ

員会及び総会で議論した．その結果，3 つの論点からッション提案に関連した観測機器やサイエンス提案にこの小型惑星探査についての検討を行うこととなった．

関して講演をしてもらった．さらに（2）に関連してイ

まず第 1 の論点は，（1）イプシロンロケットを用いた

プシロンロケットを用いた今後の小型惑星探査につい小型惑星探査はコミュニティーに必要かという点であての講演があり，理工連携による小型惑星探査を推進る．これは多くの学会員のコンセンサスを得る必要がする枠組作りについて議論を行った．その結果，今後，
このシンポジウムは惑星科学会だけに閉じることなく，

1. 神戸大学大学院理学研究科
2. 宇宙航空研究開発機構
masahiko.arakawa@penguin.kobe-u.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

61

イプシロンロケットを用いた小型惑星探査の議論の場を提供して行くことになった．そして，今後 1 年間は2014/03/13

15:06:54

62

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

3 〜 4ヶ月毎にシンポジウムを開催して集中的に議論

および地球近傍小惑星（流星母天体彗星－小惑星を行うことになった．さらに，このシンポジウムの目

遷移天体など）探査」

的は，増強型イプシロンロケットに対する理学・工学

12：10－12：30

亀田真吾，成田憲保，生駒大洋，からの（どのような増強が必要かも含めて）
要望を明確

村上豪
（立教大学，
国立天文台，
東京大学，
宇宙研）

化することとし，そのために小型惑星探査のミッショ「系外惑星大気の紫外光観測に関する検討報告」

ンコンセプトを立案・具体化する理工連携チームの立ち上げを目指すことになった．今後，理学，工学のそれぞれから小型惑星探査に関する提案を行い，各々の

Ⅳ. SLIMによるによる月着陸探査
13：30－14：10

坂井真一郎，澤井秀次郎，SLIM/

提案に対する理解を深めながら共同作業が可能なパー

WG（JAXA）（発表 30 分＋議論 10 分）

トナーを見つけることを最初の目標とすることになっ「小型月着陸実験構想 SLIM の概要」

た．シンポジウムのプログラムと各講演内容は学会ホ

14：10－14：40

ームページ（https：//www.wakusei.jp/~shou-rai/wiki/

議論 10 分）epsilon/）にあるので参照して頂きたい．将来計画専「月着陸によるサイエンス」

門委員会では，今後も引き続きイプシロン搭載宇宙科
学ミッションの議論及び検討を学会員の皆様と伴に進めて行きたいと考えている．

春山純一（JAXA）（発表 20 分＋

Ⅴ. ペネトレータ実証機による月サイエンス
14：40－15：10

田中智・白石浩章（JAXA）
（発表

30 分）

プログラム

「ペネトレータによる月サイエンス」
上野宗孝（JAXA）（発表 15 分＋

議論 5 分）「宇宙科学ロードマップの考え方」

Ⅱ. DESTINYによる小型惑星探査を考える
10：20－11：00

川勝康弘（JAXA）（発表 30 分＋

議論 10 分）岩田隆浩
（JAXA）（発表 20 分＋

議論 10 分）討論

Ⅵ. 月・火星探査提案（発表10分のみ）
16：00－16：10

石原吉明（JSPEC/JAXA）「ペネトレータ 1 本で行う月内部構造探査」
16：10－16：20

山田竜平（国立天文台RISE 月惑「ペネトレータ 1 点地震観測による月震の科学」
16：20－16：30

吉光徹雄（ISAS/JAXA）「SLIM における小型ローバの提案」「DESTINY 理学機器候補のレビュー」

Ⅲ. DESTINYによる観測機器提案
各提案20分（発表10分＋議論10分）
11：30－11：50

15：30－15：40

星探査検討室）「深宇宙探査技術実験機 DESTINY の概要」
11：00－11：30

白石浩章・田中智（JAXA）（発表

20 分）

Ⅰ. はじめに
10：00－10：20「ペネトレータ実証機ミッションの説明」
15：10－15：30

江副祐一郎 （首都大学東京 理

工・物理）「地球磁気圏を可視化する X 線望遠鏡」（千葉工業大学・惑星探査
11：50－12：10 荒井朋子
研究センター），

16：30－16：40

長谷部信行，
太田亨（早稲田大学）「M 型小惑星探査機搭載のγ線・中性子分光計」
16：40－16：50

小郷原一智（滋賀県立大），今村

剛（ISAS）「火星気象オービター」
16：50－17：00

藤田和央（JAXA）「イプシロンロケットによる火星着陸探査の可能性検討」
17：00－17：20

討論

小惑星 Phaethon 探査検討チーム「DESTINY 派生機による地球近傍ダスト観測■2014遊星人Vol23-1.indd

62

2014/03/13

15:06:54

TOPへ↑←目次へ

研究会報告：「イプシロンロケットによる小型惑星探査」に関するシンポジウム／荒川 他

63

Ⅶ. 小型惑星探査の将来
17：20－18：00

津田雄一（JAXA）（発表 30 分＋

議論 10 分）「イプシロンによる小型惑星探査の将来」
18：00－18：30

船瀬龍
（東大）
（発表 20 分＋議論

10 分）
「50kg 級深宇宙探査機バスの開発：PROCYON」
18：30－19：00■2014遊星人Vol23-1.indd

63

総合討論

2014/03/13

15:06:55

←目次へ

64

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

研究会開催報告：
計算惑星科学シンポジウム
林 祥介 ，梅田 隆行 ，梅村 雅之 ，小河 正基 ，亀山 真典 ，
6
7
1
8
玄田 英典 ，小久保 英一郎 ，高橋 芳幸 ，寺田 直樹 ，
910
6
中本 泰史 ，西澤 誠也 ，牧野 淳一郎
12

3

2012 年に完成した「京」コンピュータの後継となる，エクサフロップス級計算機の開発計画が具体的になり※1つつある．文部科学省の「将来の HPCI

システムの
※2

4

5

6

．
られることとなった（図 1 右 ）さて，このような状況下において惑星科学に携わる研究者はどう振舞うべきか（あるいは，振舞わざるべ

ならび

きか）
，今後何らかの形で高機能計算機に関わっていに「今後の HPCI 計画推進のあり方に関する検討ワー

くであろう惑星科学関連研究者・学生が情報に接し，あり方の調査研究」（2012 年度，2013 年度）※3「エク
キンググループ」 等で調査・議論が重ねられ，

意見表明・交換する場の必要を，遅ればせながらでは

サスケール・スーパーコンピュータ開発プロジェクト

あるが感じて企画されたのが「計算惑星科学シンポジ（仮称）」が第 116 回総合科学技術会議（2013 年 12 月 17ウム」である．
「計算科学ロードマップ」に纏わる情勢※4日）で評価を受けるに至った ．そこでは「様々な社を概観し，エクサフロップス級計算機の開発の方向に会的・科学的課題の解決に資する演算性能１エクサフ

ついて情報の共有をはかるとともに，惑星科学研究に

ロップス（「京」の約 100 倍）レベルのスーパーコンピュ

おける課題の具体化とそれに必要となる研究開発体制

ータの開発・整備及びそれを活用するためのアプリケ等について議論する場とすることが有志主催者（すな

ーションの開発を行い，平成 32 年
（2020 年）頃までに

わち，「計算科学ロードマップ」での惑星科学分野の

※5

．対象とさ
運用を開始する」とされている（図 1 左 ）れる社会的・科学的課題や，それらを扱っていく上で解決されるべき諸問題とその見通しなどは，上記調査研究において「計算科学ロードマップ（概要，中間報
告書）」（http://hpci-aplfs.aics.riken.jp/document.

html）としてまとめられており，今後，ターゲット課
題の絞り込みを行った上で，開発実施主体である理化学研究所計算科学研究機構を中心に，アプリケーション設計開発と連携協調したシステム構成の検討が進め
1. 神戸大学 理学研究科 地球惑星科学専攻・惑星科学研究センター
2. 名古屋大学 太陽地球環境研究所
3. 筑波大学 計算科学研究センター
4. 東京大学 総合文化研究科
5. 愛媛大学 地球深部ダイナミクス研究センター
6. 東京工業大学 地球生命研究所
7. 国立天文台 理論研究部
8. 東北大学 理学研究科 地球物理学専攻
9. 東京工業大学 理工学研究科 地球惑星科学専攻
10. 理化学研究所 計算科学研究機構 複合系気候科学研究チーム
comps-staff@cps-jp.org■2014遊星人Vol23-1.indd

64

1. HPCI=High Performance Computing Infrastructure．以下の脚注で説明するように固有名詞でもある．
2. 文 部 科 学 省HPCI計 画 推 進 委 員 会（第9回 ）資 料1－1
「将来のHPCIシステムのあり方の調査研究の進め方について（案）」
http://www.mext.go.jp/b_menu/shingi/chousa/shinkou/020/
shiryo/attach/1319672.htm
3. 文 部 科 学 省「 今 後 のHPCI計 画 推 進 の あ り 方 に 関 す る 検 討
ワ ー キ ン グ グ ル ー プ」http://www.mext.go.jp/b_menu/
shingi/chousa/shinkou/028/ は， 文 部 科 学 省 の「HPCI推 進
委 員 会 」
（http://www.mext.go.jp/b_menu/shingi/chousa/
shinkou/020/，「京」コンピュータの建設に伴い文部科学省研究振興局長の私的諮問機関として2010年8月設置）の下に「京」
以後を検討するべく設置．2012年4月から2013年11月現在までに23回の会合が行われている．固有名詞の「HPCI」あるいは「革新的ハイパフォーマンス・コンピューティング・インフラ」とは「京」コンピュータを中核に，拠点大学基盤センター等のスーパーコンピュータを高速ネットワークで接続して連携運用を可能とすることによって，我が国における研究開発用高機能計算環境の提供を実現するシステムあるいは組織のこと
で，RIST（高度情報科学技術研究機構）により運用されている（http://www.hpci-office.jp/）．
4. 総合科学技術会議（第116回）資料1－2「 総合科学技術会議が実施する国家的に重要な研究開発の評価『エクサスケール・スー
パーコンピュータ開発プロジェクト（仮称）』の評価結果（案）」
http://www8.cao.go.jp/cstp/siryo/haihu116/siryo1-2.pdf

2014/03/13

15:06:55

研究会開催報告：計算惑星科学シンポジウム／林 他

65

6

図1：（左）エクサスケール・スーパーコンピュータ開発プロジェクト ．
（右）エクサスケール・スーパーコンピュータ開発スケジュー
7
ルイメージ．アプリケーション設計開発と連携協調するシステム設計開発 ．

執筆者ら）の目論見である．あるいは，より一般に，と続く計算機開発と計算科学の振興の流れにおいては，

惑星科学における今後の計算科学の展開を展望し，必指定された重点投資分野に対しソフトウェア開発や利要とする計算資源をイメージし，その実現と運用に必用のための人材予算措置がなされてきた．
「京」コン要となる企画・研究・運営等の体制を当該分野関係者

ピュータ計画においては HPCI 戦略プログラム 5 分が主体的に検討・議論し描いていけるような雰囲気作

野り，流れ作りにつなげていければ，ということを期待分野で活動する人々が次世代 HPCI 計画の策定に大きした試みである．

く関わっている．惑星科学においては，地球科学ある※7が設定され投資を受けるとともに，これら戦略

本来なら，そのようないわゆる科学現場からのボト

いは天文学という経路で参入している人々を除けば，ムアップな議論検討によって，計算環境や人的配置の

これまで残念ながらこの重点投資の流れからは外れて実現がもたらされるのが望ましいことは言うまでもな

きており，人材育成やソフトウェア開発力の蓄積に遅い．我が国が惑星探査を続ける限り，これを支援する

れをとってきた懸念がある．今回の「計算科学ロード

シミュレーションやデータ解析の人材育成とソフトウ

マップ」では，惑星科学研究が重点分野課題の候補の

ェア開発能力の担保，その管理提供維持を担う情報基一つとして盛り込まれており，これまでの状況から離盤的組織の立ち上げは急務である．また，我が国が計陸できる可能性を秘めているが，一方で，惑星科学分算機開発を国策の一つに掲げる限り，これを必要とし野において HPCI に関わってきた人材は少なく，いわ応分の成果を提供する能力がある科学分野には計算資ゆる“受注倒産”に至る危険性もはらんでいる．
「計算

源の優先配分がなされること，従って，これに参入し惑星科学シンポジウム」の主催者企画意図は，そのようる＜以下同文＞もまた現実である．1990 年代後半

うな政策的な流れに巻き込まれない，という類の選択から始まる，地球シミュレータ，「京」コンピュータ肢まで含めて，このような動きに関連しうる人々が科学的必要や戦術的・戦略的メリット・デメリットを議

5. 総合科学技術会議（第116回）資料1－1 総合科学技術会議が実施する国家的に重要な研究開発の評価「エクサスケール・スー
パーコンピュータ開発プロジェクト（仮称）」の評価結果（案）【概要】１http://www8.cao.go.jp/cstp/siryo/haihu116/
siryo1-1_1.pdf より
6. 文部科学省「今後のHPCI計画推進のあり方に関する検討ワー
キンググループ（第22回）」
資料3 フラッグシップシステムに関する検討状況
http://www.mext.go.jp/b_menu/shingi/chousa/shinkou/028/
shiryo/__icsFiles/afieldfile/2013/11/07/1341268_04.pdfより．
図中のアプリはアプリケーションの略．
7. 文部科学省「革新的ハイパフォーマンス・コンピューティング・
インフラ（HPCI）の構築について」http://www.mext.go.jp/a_menu/kaihatu/jouhou/hpci/1307375.htm■2014遊星人Vol23-1.indd

65

論し，意思疎通をはかることにある．
以上のような意図をもった活動のなんらかの継続性を期待して，「計算惑星科学シンポジウム」の主催者
は有志個々人名ではなく，CPS（惑星科学研究センター）の協力によりにわかに立ち上げた任意グループ「計算 惑 星 科 学 フ ォ ー ラ ム」
（http://www.cps-jp.org/~comps/）とした．企画意図に賛同いただいた，HPCI
戦略プログラム分野 5，日本惑星科学会，SGEPSS 地
球電磁気・地球惑星圏学会，国立天文台，CPS 惑星科

2014/03/13

15:07:04

66

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

学研究センターには共催をお願いした．かくして，「計献する社会的課題に重点が置かれているが，既存分野

算惑星科学シンポジウム」は 2013 年 11 月 23 日（土），の連携により創出される新しい科学についても検討が

惑星科学会秋季講演会の機会を利用し，石垣島離島タなされた．惑星科学は，現在の「京」コンピュータのーミナル会議室にて話題提供者 10 名を含む 38 名の登戦略 5 分野に含まれている「宇宙」および「地球科学」

録参加者＋若干の飛び入り参加者の参集を得て開催さとの連携強化により発展が期待される科学と位置づけれた．以下提供された各話題の簡単な要約を記載する．

られている．
「計算科学ロードマップ」では，エクサ

各話題の資料のうち公開が許されたものは「計算惑星スケール計算機により発展が期待できる惑星科学の課

科学シンポジウム」のホームページ（http://www.cps-

題として次の 3 つがあると述べている．すなわち，（1）

jp.org/~comps/pub/2013-11-23/）に PDF で格納してい惑星系の形成，（2）地球・惑星の形成，（3）惑星表層るので参照されたい．

環境の形成と進化，である．これらは執筆に携わった有志が選んだ茫漠としたものであり，十分な検討に基プログラムづくものとは言えない．今後，このような各課題に対・林 祥介（神戸大・理／ CPS）
：趣旨説明

する意見や，さらに，課題提案や次世代 HPCI 計画全・中本泰史（東工大・理工学）：「計算科学ロードマ

般に対してなどの全般にわたっての意見を広くコミュップ」での惑星科学
・牧野淳一郎（東工大・ELSI）：今後の計算機と計
算科学…なぜ我々は 7 年前の間違いを繰り返 { す，した } のか・小久保英一郎（国立天文台・理論）：惑星系形成進化における計算科学と計算機
・玄田英典（東工大・ELSI）：惑星形成研究における計算科学と計算機ニティから集めること，これらを「計算科学ロードマップ」最終版に反映していくことが必要である．

今後の計算機と計算科学…なぜ我々は7年前の間違いを繰り返｛す，した｝のか
牧野は，「京」の開発過程を振り返り，その問題点をまとめ，エクサスケール計算機の目指す方向について議論した．
「京」では，できた計算機は要求仕様通・小河正基（東大・総合文化）
・亀山真典
（愛媛大・

りのものになっているが，半導体製造技術の進歩の方

地球深部ダイナミクスセンター）：惑星内部研究

向から見ると，演算速度に対してメモリバンド幅や通における計算科学と計算機

信バンド幅に重点をかけすぎであり，しかも並列化効（昼休）率を大きく左右する通信レイテンシについてはあまり・高橋芳幸（神戸大・理）：惑星表層研究における計重点がおかれていなかった．言い換えると，「独自

算科学と計算機

RISC プロセッサによる大規模スカラー並列」という・梅田隆行（名大・STEL）
・寺田直樹（東北大・理）：90 年代に世界の主流であった方向を極限まで進めた

惑星圏研究における計算科学と計算機，6 次元計ものである．エクサスケール計算機ではアプリケーシ

算（エクサ）に向けた，現状（京）を踏まえ

ョンの多様な要求に対して，その少なくとも一部につ（休憩）

いては「現在ないし過去の主流」ではなく，半導体技・梅村雅之（筑波大・計算科学研究センター）：宇宙術の発展方向からくるべきアーキテクチャで応える，

生命計算科学連携拠点
（CAB）
について

という方向で進めようとしている．具体的には，「汎・総合討論：次世代高性能計算機ってどうよ？

用部」+「加速部」で，加速部ではメモリ容量はある程（懇親会）

度犠牲にして，メモリバンド幅と通信レイテンシを改

計算科学ロードマップでの惑星科学
中本は，「計算科学ロードマップ」の惑星科学分野の主要著者の一人であり，「計算科学ロードマップ」

善することで小規模な計算でも高い並列効率をあげることを目標にしようとしている．つまり，超大規模計算だけのためのスパコンではなく，やりたい計算を速く，を目指す．

での惑星科学に関する扱いについて解説を行った．
「計算科学ロードマップ」ではエクサスケール計算機が貢■2014遊星人Vol23-1.indd

66

2014/03/13

15:07:04

研究会開催報告：計算惑星科学シンポジウム／林 他

惑星系形成進化における計算科学と計算機

67

くの特徴に影響を与えたと考えられており，これまで多くの数値シミュレーションが行われてきたが，その小久保は，惑星系形成進化の問題における計算科学

解像度はそれほど高くはない．巨大天体衝突によるコ的展開を N 体シミュレーションの具体例を用いて述アとマントルの混合や，大気・海との相互作用など，

べた．太陽系とは様相の異なる系外惑星系が多数発見

地球化学的に重要な事柄を検討するためには，従来よされている現在，太陽系も含めた多様な惑星系の起源

りも 3 桁以上解像度を挙げる必要がある．

と進化を一般的に理解することは惑星科学ならびに天文学の最重要課題の一つである．現在の惑星系形成の惑星内部研究における計算科学と計算機

標準シナリオでは，固体惑星やガス惑星の固体核は微

小河・亀山は，惑星内部研究における計算科学的展

惑星とよばれる小天体の衝突合体によって形成される．

開を，主に地球型惑星のマントル対流に着目して解説

この過程で，微惑星は互いの重力散乱によって軌道をした．マントル対流シミュレーションが対象とする科

進化させながら，衝突合体／破壊によって質量分布を学的課題の 1 つとして，地球型惑星内部の熱・化学状進化させる．この進化は重力多体問題として近似する

態とその進化過程の解明を挙げることができる．このことができる．例えば，太陽系の微惑星数は 1000 億

自己無撞着な取り扱いには，固体マントル物質の（部個程度と見積もられ，惑星集積の時間スケールは 10分）融解やこれに伴う物質分化過程を含んだ火成活動

億年になる．この問題の難しさは，系が衝突系であるのモデル化が決定的に重要である．しかしながら，こため高精度計算が必要なこと，そして惑星集積の時間

うした火成活動とマントル対流とを結合させた系のシスケールが長いため長期計算が必要なことである．現

ミュレーションでは，時間刻みの制約や両者のフィー

在の最大規模の多体シミュレーションは，重力多体問

ドバックに伴う計算不安定が存在することもあり，こ題専用計算機 GRAPE を用いたもので 10 万体を 10 万れまでは主に 2 次元モデルによって基本的な性質を解年である．次世代計算機では惑星系の構造形成を理解明することに留まっており，3 次元あるいは球殻ジオするために 1 億体 1 億年規模の多体シミュレーション

メトリを用いたモデリングの実現が強く望まれている．

を実現したいが，そのためにはガスとの相互作用など

マントル対流シミュレーションの技術的な課題は，その物理素過程の理解と高効率な並列化計算法の開発がの流れ場を各時間ステップでいかに高速かつ高精度で必須である．

解くかに集約されている．そもそもマントル対流とは，

惑星形成研究における計算科学と計算機
玄田は，惑星形成の問題における計算科学的展開を，「岩石が固体状態のままゆっくりと流れる」という非常に特殊な流れであり，その流れ場は力学的定常状態を記述する悪条件な大規模連立一次方程式を解くこと

主に天体衝突に注目して述べた．惑星形成において，で定められる．連立一次方程式を数値的に解く作業は，

天体衝突は必然かつ頻繁におこる重要なプロセスであ頻繁な通信を伴うなど，計算の大規模並列化には本質る．例えば，微惑星形成時のダストの合体成長，原始的に不向きであるという困難がある．このような現状

惑星形成時の微惑星同士の衝突，地球型惑星形成時のを受けて亀山らは近年，多重格子法と独自の緩和計算

原始惑星同士の巨大天体衝突などが挙げられる．惑星

アルゴリズムを用いた 3 次元シミュレーションプログ

形成を理解するためには，詳細な衝突プロセスの検討

ラムを開発した．この方法には，大規模並列計算に適が必須である．最近玄田らが行った微惑星同士の数値用した場合でも性能の劣化がさほど深刻ではないといシミュレーションによると，衝突破壊が起こる条件が，う利点がある．これに加えて特に低レイテンシ・高速

数値計算の解像度に強く依存し，従来よりもかなり容な PE 間通信の可能なハードウェアを利用することが易に壊れることがわかった．計算結果が収束するためできれば，火成活動・マントル対流結合系の 3 次元シには約 1 億粒子の解像度が必要であり，微惑星から原

ミュレーションの実現に向けた強力なプラットホーム

始惑星が形成されるまでのプロセスをカバーするための構築が可能となるであろう．

には様々な衝突条件（1000 通り以上）での数値計算が必要である．また，巨大天体衝突は，地球型惑星の多■2014遊星人Vol23-1.indd

67

2014/03/13

15:07:04

68

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

惑星表層研究における計算科学と計算機
高橋は，惑星大気を例に惑星表層シミュレーション
モデルでの技術的問題を解説した．惑星の大気循環構
造は，ハドレー循環のような惑星規模の運動構造から，局所的な熱対流や波動・乱流のような惑星よりも非常に小さなスケールの運動構造まで様々なスケールの運動の相互作用の結果として決定される . また，それらの循環による熱輸送と物質輸送は，大気中の物質分布
や雲の分布を定め，それらの分布は翻って放射伝達による惑星大気全体のエネルギー収支と平均的な気候状態を定め，輸送構造を規定する . このような惑星大気の循環構造や気候の表現と理解に向けた数値計算にお図2： 宇宙生命計算科学連携拠点（CAB, Computational AstroBiology）のイメージ（梅村による）．

いて，今後の開発される大型計算機に期待される計算
課題は，1）惑星サイズに比べて小さな循環・擾乱を陽

計算資源を必要とする．近年の計算機能力の発達によに表現する高解像度計算，2）時定数の長い厚い大気やって，太陽風相互作用の全体とミクロ過程を同時に記

大気進化を直接的に扱うことのできる長時間計算，
3）

述する，5 次元のミクロ - マクロシミュレーションが様々な物理過程を考慮した計算，4）
多数のアンサンブ行えるようになりつつあるが，今後は弱磁化天体周辺

ル計算，であるだろう．数値モデルの信頼性を高め，のプラズマ環境ならびに表層環境への影響の理解など

太陽系内惑星および太陽系外惑星の循環構造や気候のを目指して，6 次元のミクロ - マクロシミュレーショ

研究の大きな進展につながるためには，これらの問題

ン を 実 現 し て い く． 惑 星 圏 シ ミ ュ レ ー シ ョ ン は，が有機的に解決できるような計算環境と人材育成が必

MHD コード，粒子コード，ブラソフコードなどの多要である .

様なコードから成るが，コードによって必要とする計

惑星圏研究における計算科学と計算機
梅田・寺田は，「6 次元計算（エクサ）に向けた，現状（京）を踏まえ」というサブタイトルで，エクサスケ
ールコンピューティングに向けた惑星圏シミュレーシ

算機が異なる．例えば MHD コードは高メモリバンド
幅を必要とし，粒子コードは大きな共有メモリを必要とする．

宇宙生命計算科学連携拠点（CAB）

ョンの課題を外観した．それらは，（1）MHD（磁気流

梅村は宇宙生命計算科学連携拠点（CAB）について

体力学）近似の限界を超える超高解像度での惑星圏グ

その概要を述べた（図 2，http://www.ccs.tsukuba.

ローバル MHD シミュレーション，（2）ブラソフコー

ac.jp/CCS/research/research_promotion/comp-

ドや全粒子コードを用いた 6 次元惑星圏グローバルシ

astrobio）．この 10 数年，系外惑星観測，星間分子観測，

ミュレーション，（3）惑星放射線帯の粒子・流体混成

アストロバイオロジーの様々な取り組みにより，宇宙シミュレーションなどである．
（1）の MHD シミュレ

における生命起源探究の機運は急速に高まってきていーションでは，従来の計算は惑星圏の大局的構造の再るが，宇宙分野と生命分野が密に連携して，計算科学

現に注力していたが，今後は大局的構造の再現に加えにより探究する拠点はまだない．本拠点は，宇宙分野，て，境界層乱流や，ホール項などの非 MHD 効果を含む，生命分野，惑星分野の協働なくしては探究できない宇メソスケールの境界層過程の解像が可能となる．これ

宙生命起源に関わるキープロセスを探究し，宇宙生命により，太陽風 - 惑星圏相互作用のメソ - マクロシミュ

計算科学の確立を目指すものである．本計画では，連レーションの実現が期待される．
（2）（3）のブラソフコ

携の中核拠点を置き，共同研究推進体制を作る．本拠

ードや粒子コードにおいては，実空間（3 次元）に加え点が取り組む研究課題は，星間分子生物学，惑星生命て速度空間（3 次元）も取り扱うため，さらに大規模な科学，星・惑星形成の 3 つを柱とし，これらを宇宙・■2014遊星人Vol23-1.indd

68

2014/03/13

15:07:11

TOPへ↑←目次へ

研究会開催報告：計算惑星科学シンポジウム／林 他

69

生命・惑星計算科学の連携の下で大規模シミュレーシ
ョンによって探究する．具体的な課題は次のとおりである．（1）惑星形成：ダスト形成，ガス・ダスト系力学，
微惑星形成，原始惑星形成，惑星大気・海洋形成，（2）
星間分子生物学：星間分子化学，アミノ酸生成過程，
アミノ酸ホモキラリティ（円偏光波による不斉化），（3）惑星生命科学：惑星大気科学，惑星分子化学，バイオマーカー（光合成，レッドエッジ）．現在，22 研
究機関 54 名（天文・宇宙分野 10 名，生命・物質分野
22 名，惑星科学分野 16 名，計算機工学分野

6 名）で

※8

活動中である ．
総合討論「次世代高性能計算機ってどうよ？」は，予想通り（？）
時間が押して，あまりまったりとした議論ができなかったのが残念ではあった．当然一回の会
合で，今後エクサスケール計算機にむけての惑星科学研究における課題の具体化とそれに必要となる研究開発体制等について議論することは困難であるわけだが，エクサスケール計算機計画は進行中であり，今後も同様な機会を設けていく必要は減じていない．今後，惑
星計算科学フォーラムは，上記 CAB 等の諸組織・諸活動との連携をとりつつ，HPCI の展開だけでなく，惑星探査や系外惑星観測に付随するべき計算情報イン
フラから個々の研究現場での諸問題に至るまで，広い意味での惑星科学に関する様々なシーンでの計算科学的，技術的，政治行政的問題を論じ，交流していく場
として活動を続けていくつもりである．幅広い関係者※9の参加あるいは運営協力をお願いしたい ．

謝 辞
国立天文台水沢石垣島天文台の宮地氏と東工大の坪内さんには会場の手配，設営，懇親会の準備等で大変お世話になりました．ありがとうございます．おかげ
さまで懇親会では素晴らしい夕日を拝むことができました．懇親会でのさまざまな情報交換・交流活動を促進するのに大きな貢献であったと思います．

8. 宇宙生命計算科学連携拠点（CAB）
問い合わせ先： 筑波大学 計算科学研究センター 梅村雅之 umemura@ccs.tsukuba.ac.jp
9. 計算惑星科学フォーラム 問い合わせ先 e-mail: compsstaff@cps-jp.org■2014遊星人Vol23-1.indd

69

2014/03/13

15:07:11

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 201470

2013年度秋季講演会報告

渡部 潤一

1

2013 年 11 月 20 日から 22 日にかけて，実行委員会である自然科学研究機構国立天文台の施設がある沖縄県
石垣市の石垣市民会館にて，日本惑星科学会 2013 年度秋季講演会が行われました．場所の魅力もあってか，
参加者は 211 名（うち事前参加申込者 160 名，当日申込者 51 名）という，秋季講演会始まって以来の参加者数を記録しました．発表数も 196 件（うち口頭発表が 105
件，ポスター発表が 81 件，口頭発表とポスター発表の両方が義務付けられている最優秀発表賞のエントリ
ー講演数 5 件）と，過去最多数となりました．また，一般講演とは別に総会後に最優秀研究者賞特別講演が1 件行われました．

図1： 秋季講演会会場：石垣市民会館大ホールの様子．

今回は石垣市も主催に加わってもらったことで，会場経費などを大幅に押さえることができた上，一般の二日目から 9 時 20 分としても，終了時刻が午後 7 時に

石垣市民にも門戸を開き，学会の雰囲気を楽しんでいなってしまうという嬉しい悲鳴のプログラム編成とな

ただく機会となりました．開催期間中は，心配していりました．3 日間という制約の中で，口頭発表をパラた台風による飛行機の欠航や，大きな混乱や事故もな

レルにせずに行うのは，このあたりが限界かもしれま

く，無事に講演会を終えることができました．ご参加

せん．

いただいた皆様には，心から御礼申し上げます．

1 日目の最優秀発表賞選考セッションでは 5 件の講講演会場として使用した石垣市民会館の大ホールは演がありました．その発表賞受賞者の表彰式は 2 日目

ややオーバースペックではありましたが，広い会場での総会で行われ，国立天文台・総研大の片岡彰正会員

余裕を持って講演を聴いていただくことができました．

が受賞されました．また，2012 年度に最優秀研究者

また，ポスター発表会場としてお借りした展示ホール

賞を受賞された国立天文台の成田憲保会員の特別講演

およびロビーも，かなり広く，ポスターを眺めながらが総会後に行われました．総会が押したため，特別講

熱心に議論していただけたかと思います．ただ，発表

演の時間がいささか短くなってしまったのは残念でし

数が予想を超えたため，口頭発表の持ち時間は 10 分

た．懇親会は，会場から徒歩 5 分ほどのホテルミヤヒ（質疑時間 2 分を含む），最優秀発表者賞選考のためのラで行われました．こちらも参加者数は 169 名（石垣

特別セッションでも 15 分
（質疑応答 3 分を含む）
として市および八重山星の会の招待者 2 名を含む）と過去最節約を試みましたが，開始時刻は初日は午前 9 時 30 分，

高となりました．また，地元のご厚意によって，八重1. 自然科学研究機構国立天文台
Jun.watanabe@nao.ac.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

70

山独特の踊りを見せていただき，最後には皆で八重山民謡に合わせて踊るという盛り上がりでした．懇親会

2014/03/13

15:07:11

71

日本惑星科学会2013年度秋季講演会報告

VLBI 観測所石垣島天文台で最後の準備作業をさせていただきました．石垣島天文台のスタッフの皆様，また地元の石垣市，石垣市教育委員会，および八重山星の会の皆様には厚く御礼申し上げます．
最後に，国立天文台 LOC 実行委員として裏方で働いて下さった方々，当日アルバイトに入っていただいた学生の皆さん，多くの助言や御指南を頂いた行事部
会や情報部会の皆様には，改めてこの場をお借りして深く御礼申し上げます．

図2：ポスターセッションの様子．

図3：懇親会で踊る参加者の様子．

では，今回さまざまに便宜を図っていただきました石
垣市副市長および八重山星の会会長にもお越しいただ
き，ご挨拶をお願いしました．
本講演終了後の 23 日午後には，石垣市教育委員会
主催，当学会と国立天文台の共催によって，同じ石垣市民会館大ホールにて一般講演会が行われ，東京大学
および国立天文台の田村元秀教授に，「New Worlds：
太陽系外惑星観測の最前線」というお話をいただきました．当日は，小学生からご年配の方まで，たくさんの方に参加していただき，また日本スペースガード協会のご厚意で，2 月にロシアに落下したチェラビンス
ク隕石の破片展示を楽しんでいただきました．講演は大変好評で，講演終了後に多くの質問がありました．
学会期間中の委員会や会合は，大ホールの裏側にある楽屋を使用させて頂きました．学会前々日には実行委員会のメンバーは石垣島に入り，国立天文台の水沢■2014遊星人Vol23-1.indd

71

2014/03/13

15:07:12

←目次へ

72

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

JSPS Information◇日本惑星科学会第104回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第40回総会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会主催・共催・協賛・後援の研究会情報◇日本惑星科学会第104回運営委員会議事録
日時：2013年11月20日（水） 19：10－21：50

場

所：石垣市民会館楽屋3と4

運営委員：（出席） 田近英一，渡邊誠一郎，倉本圭，中村昭子，荒川政彦，生駒大洋，渡部潤一，並木則行，永原裕子，
千秋博紀，はしもとじょーじ，平田成，荒井朋子，小久保英一郎，佐々木晶，城野信一，小林直樹，（欠席委任状有） 井田茂，杉田精司，橘省吾，中本泰史，林祥介，藤本正樹，オブザーバー：
木村勇気（2014年LOC総務）奈良岡浩（2014年学会賞選考委員会委員）
議題・報告事項：
１．会計第12期上期中間報告
荒井財務専門委員長より収入支出も順調に進んでいるとの報告があった．
２．会計第12期下期予算案
荒井財務専門委員長より収入は例年通りとの報告がなされた．特別会計は寄付金に依存している．支出について，EPS分担金の増額および支払い期日前倒しで2年分支払うこと，来る10年などの研究会等補助，遊星人のカラーページなどの特記事項の説明がなされた．
80万円のマイナスについて議論がなされ，秋季講演会は収入支出が釣り合うように参加費等の設定を行う
こと，遊星人はカラーページと原稿おこしあわせて20万円とすることが決められた．来る10年の要望は取り下げ．恒常的に赤字なのは問題なので対策を考える．
３．自然災害に伴う会費免除措置等について
荒井財務専門委員長より説明がなされ，適用範囲を，災害救助法の適用とそれに準ずる場合と変更することとなった．
４．入退会について
平田総務専門委員長より例年通りの定常との報告がなされた．
５．その他総務からの案件（議長・書記等）
平田総務専門委員長より総会の議長として阿部新助会員，書記として黒澤耕介会員が提案され，運営委員会によって承認された．

■2014遊星人Vol23-1.indd

72

2014/03/13

15:07:12

JSPS Information73

６．遊星人の発行状況報告
はしもと編集専門委員長より，つつがなく発行されているとの報告があった．
７．研究会・部会の消息確認について
千秋情報化専門委員会委員長より，学会サーバー上に名前は残っているが活動の無くなっている会があるので，年一度くらいアンケートして実態を把握し，活動が終わっている会はリンクから外すことが提案され，運営委員会に了承された．
８．日本地球惑星科学連合の報告
永原日本地球惑星科学連合連携専門委員会委員長より，オープンアクセス化や投稿料など，連合の英語ジャーナルの状況について報告された．また佐々木欧文誌専門委員会委員長よりEPSについて説明が加えられた．EPSはなるべく盛り立てていくことが重要．
来年の連合大会は横浜パシフィコにて4月28日－5月2日の予定．
連合の代議員選挙が行われたことが報告された．今後，連合連携委員会のあり方・位置付けについて考え直す必要がある．連合の変化に合わせて学会のほうも対応をしていく．
９．来る10年第三段階について
並木将来惑星探査検討グループ長より，来る10年のまとめの方針について説明がなされた．ただ一つのミッションを選ぶことはしないが，現時点でのミッションコンセプトの評価を行う．評価項目・基準について意見を聴く会を開催，コミュニティーからの評価を受け付ける．秋季講演会で説明をする．
10．2013年秋季講演会報告等
渡部2013年秋季講演会組織委員会委員長より報告がなされた．順調に行われており，例年以上の多くの参加者，発表者数があった．主催を石垣市にすることを追認．切り替え器とプロジェクターの相性の関係か，Macを挟むと切り替えが動かず，差し替えロスで時間が押してしまっている．
11．2014年秋季講演会実施案および東北大学大学院理学研究科との共催について
木村2014年秋季講演会組織委員会総務より説明がなされた．東北大学片平さくらホールにて9月23日－26
日に開催．一般講演会を23日に開催する．
1階ラウンジをポスター会場とし，2階会議室196席で口頭発表および総会を行う．中村智樹委員長，東工大サポートの体制で実施．会場光熱費13万円程度，印刷費10万円程度等の予算説明がなされた．東北大学の理学研究科との共催を承認．
12．最優秀発表賞受賞者の決定
奈良岡学会賞選考委員会委員より2013年度学会賞選考委員会は片岡章雅会員を受賞者として推薦することが報告され，異議なく了承された．
13．小型惑星探査の検討経過と惑星探査コンソーシアムの検討
荒川将来計画専門委員会委員長より，イプシロンロケットをめぐる状況および継続的惑星探査実現のためのアクションプランに向けて説明がなされ，議論が行われた．
１．宇宙研の現ワーキンググループのミッションと来る10年の候補ミッションを戦略的に再構成する．
２．工学との連携による惑星探査計画の立案と実施のための枠組みを構築する．宇宙研の探査ロードマップに太陽系探査科学分野は，最初の約10年を機動性の高い小型ミッションによる工学課題克服・技術獲得と先鋭化したミッション目的を立て，10年後以降の大型ミッションによる本格探査に備える．来る10年のメンバーを含めた戦略ワーキンググループを新たに立ち上げる．工学の方も交えて議論し，3号機への提案，
4号機以降につながるアイディアを募る．系外惑星などの天文分野や次の世代を取り込み，小型でも国際協力を考える必要がある．
３．惑星科学コンソーシアムを中心とした継続的な惑星探査を可能にするための環境を構築する．惑星科学
研究コンソーシアムミニワークショップを開催．コンソーシアムの具体化に向けて参加予定機関を中心に■2014遊星人Vol23-1.indd

73

2014/03/13

15:07:12

74

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

継続的に議論を行っている．宇宙研以外でも中心となる拠点組織を決める必要性がある．
14．その他（日本惑星科学会後援）が日本政府観光局「国際会議
渡部運営委員より，Asteroids, Comets, Meteors 2012
誘致・開催貢献賞」を受賞したことが報告された．

◇日本惑星科学会第40回総会議事録
日時：11月21日（木） 16：30－17：30

場

所：石垣市民会館大ホール〒907－0013

沖縄県石垣市浜崎町1丁目1番2

正会員：641名
定足数：64名
参加人数：101名
（開会時）
，109名
（議事3.1採択時），110名（議事3.2採択時）
委任状：105通（議長：102，佐々木晶会員：1，生駒大洋会員：1，田近会員：1）
１．開会宣言平田総務専門委員長が開会を宣言．
２．議長団選出
運営委員会からの推薦で議長に阿部新助会員，書記に黒澤耕介会員が選出された．
３．議事

3.1．第12期上期（2013年度）
中間報告
・会計報告
荒井財務専門委員長より会計の中間報告が行われた．収入・支出共に順調で，特記事項なし．
また，同じく荒井財務専門委員長より，議事3.2に関わる下半期予算案についても説明が行なわれた．運営委員会での議論の結果，事前準備された配布資料から変更があったため，その内容について説明された（学会webに掲示の会計資料は変更反映済み）．
収入:配布資料の予算案から，秋季講演会の収入を上方修正して昨年度と同等額とした．
前期繰越収支差額の算出方法を説明した（資料備考を参照のこと）．
支出：遊星人関連費用を10万円下方修正した（それでも昨年度よりは多い）．
春山会員より，2012年度決算のうち，講演会事業費額の中の諸謝金額の明細について2013年度，2014年度
予算額と比較して特に多いのではないかと質問があった（ただし2012年度決算は第39回総会で承認済み）．荒井財務専門委員長は，講演会事業費は各年度LOCの提出した予算計画をはめ込んでいると説明．
また，同じく春山会員より，秋季講演会での赤字/黒字発生時の取り扱いについての指針を明確にしてほしいとのコメントがあった．
・各種専門委員会報告・田近会長による初言：イプシロンロケットの打ち上げ能力「来る10年」で検討しているフラッグシップミッションを行うことはできない情勢となった．10年以内には難しいが，旧M－Vクラスの打ち上げの機会に備えて，また，イプシロンによる小型ミッションの可能性について将来計画委員会で検討すべし，と指示した．
・荒川将来計画委員長による状況報告■2014遊星人Vol23-1.indd

74

2014/03/13

15:07:12

JSPS Information

75

・会長の指示を受けて検討を開始
・宇宙研の現WGのミッションと来る10年の候補ミッションを戦略的に再構成．担当は並木会員．
－イプシロンロケットをどう生かすかがキーとなる・工学との連携による惑星探査の立案と実施の枠組み構築も重要．担当は荒川会員
・太陽系探査科学の今後の見通し－最初の10年:機動性の高い小型ミッション（イプシロンロケット）－10年後以降:大型ミッション
・12－1月にイプシロンロケットを用いた小型惑星探査に関するシンポジウムを実施する予定－3号機への提案，4号機以降に繋がるアイデアを募る
・惑星科学コンソーシアムを中心とした継続的な惑星探査を可能にするための環境構築を行う．担当は倉本
会員
・採

択

第12期上期（2013年度）
中間報告の採択が行われ，賛成：213（うち出席者108），反対：0，保留：1により採
択された．
3.2

第12期下期（2014年度）
予算案
荒井財務委員長より第12期上期（2013年度）
会計の中間報告とともに，第12期下期（2014年度）
予算案についても説明された．
・採択

第12期下期（2014年度）
予算案の採択が行われ，賛成:214（うち出席者109），反対:0，保留:1により採択された．
４．報告事項4.1

自然災害に伴う会費免除措置について
荒井財務専門委員長より会費免除措置制度の説明と，適用を希望する際の申請方法について説明が行なわ

れた．
4.2

学会賞授賞式:2012年度最優秀研究者賞および2013年度最優秀発表賞

4.2.1

審査結果発表最優秀発表賞には5名が応募し，片岡章雅会員が受賞した．
4.2.2

表彰状贈呈

田近会長より，表彰状と副賞が片岡章雅会員および成田憲保会員（2012年度最優秀研究者賞）
に贈呈され
た．
4.2.3

審査講評

林学会賞選考委員長の代理で奈良岡選考委員より，最優秀発表賞の選考の経緯と講評の説明があった．
4.2.4

受賞者挨拶

片岡章雅会員より最優秀発表賞の受賞者挨拶が行われた．
4.3

2013年秋季講演会の報告
渡部2013年秋季講演会組織委員長より，今年の学会報告が行なわれた．200名を超える参加者で，惑星科学会の秋季講演会史上最高参加者数となった．講演数は194．
4.4

2014年秋季講演会の案内
木村2014年秋季講演会組織委員会総務より，来年の惑星科学会秋季講演会の案内が行なわれた．2014年はLOC東北大学（東工大関係者によるサポート）により，9/23－9/26の日程で，東北大学片平さくらホールで秋季講演会を開催する．
4.5

来る10年第三段階について
並木将来作成探査検討グループ長から「来る10年」検討の報告が行なわれた．

■2014遊星人Vol23-1.indd

75

2014/03/13

15:07:12

76

日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014

・検討は第三段階まで到ったが，一方で惑星科学探査をとりまく環境を鑑みると当初の目標は実現し得ない見通しである・第三段階での検討の結論を出して，そろそろ一区切りつける時期と認識
・１つのミッションを選定する代わりに，各ミッションに「成績表」をつけ，惑星科学会としてのフラッグミッションを明示することとした
・最終報告は来年度の月惑星シンポジウムの時期になる見込み
4.6

その他
佐々木欧文誌専門委員長から，EPSとJpGU新ジャーナル（PEPS）についての報告が行なわれた．両誌とも5年間の科研費を獲得．当面は並立し，両方ともopen access誌となる．学会員は格安の投稿料．
５．議長団解任
６．閉会宣言◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2014 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．


2014/04
4/28-5/2

日本地球惑星科学連合2014年大会（a）パシフィコ横浜 , 神奈川県横浜市（b）公益社団法人日本地球惑星科学連合（日本惑星科学会共催）（c）
http://www.jpgu.org/meeting/■2014遊星人Vol23-1.indd76

2014/03/13

15:07:12

JSPS Information77

2014/06
6/24-6/28 第16回流れの可視化に関する国際会議（ISFV16）（a）
沖縄コンベンションセンター，神奈川県横浜市（b）
可視化情報学会（日本惑星科学会共催）（c）
http://www.isfv.org■2014遊星人Vol23-1.indd

77

2014/03/13

15:07:12

編集後記
前号から続いた，特集「月の火成活動からみた熱進

では月科学の全体像までは読み取れないとは思います

化」はいかがでしたでしょうか．
「かぐや」によって膨が，現在何が議論されているか，の一端は感じて頂け

大量のデータが取得されはじめてから，はや 6 年以上たのではないかと思います．まだ読まれていないといが経過しました．これまでに数多くの成果が発表され

う方はぜひご一読ください．編集後記を読んでいる場てきており，現在は月の進化の描像を塗り替えるよう合ではありません．

なモデルの提案がされている段階にまできています．

残念ながら，タイミングが合わずに投稿を見送った

一方で，この 6 年間で複数の他国ミッションの成功も方もいらっしゃいましたので，また頃合いをみて企画

あり，月科学の状況は目紛しく変化しています．専門

したいと思います．その際はどうか，どうかよろしく

外の方々にも現状の理解を紹介する機会になればと思

お願い致します．

い，今回の特集を企画させて頂きました．本特集だけ

編集委員
はしもと じょーじ [ 編集長 ]，諸田 智克 [ 編集幹事：特集「月の火成活動からみた熱進化」エディター ]，上椙 真之，岡崎 隆司，奥地 拓生，木村 勇気，倉本 圭，小久保 英一郎，生駒 大洋，白石 浩章，
杉山 耕一朗，関口 朋彦，田中 秀和，谷川 享行，成田 憲保，本田 親寿，三浦 均，山本 聡，渡部 潤一，
渡部 直樹，和田 浩二
2014年3月25日発行

日本惑星科学会誌

遊・星・人

第23巻

第1号

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

■2014遊星人Vol23-1.indd

78

2014/03/13

15:07:12