日 本 雪 氷 学 会 誌

雪

氷79 巻 1 号（2017 年 1 月）117-132 頁

解説

太陽系における雪氷研究の今と将来
保井みなみ1＊
要旨

氷は，地球上だけではなく，太陽系の様々な固体天体に存在し，それが多種多様な地形や雪氷学的現象を起こしている．近年の天文観測や氷天体探査の進展によって太陽系の氷天体に関する情報は激的に増加し，
宇宙雪氷学と呼ばれる宇宙の雪や氷を研究する学問分野は飛躍的に進んだ．それに伴い，2014 年に出版された新版雪氷辞典では，宇宙雪氷学に関する多くの見出しが掲載された．本解説文では，新版雪氷辞典に掲載された見出しを基に，太陽系における雪氷研究の現状を最新情報も含めながら述べていく．そして，宇宙雪氷学の発展と深く結びついている氷天体探査に関して，現在計画中の将来探査をいくつか紹介する．
キーワード：宇宙雪氷学，惑星探査
Key words : cosmoglaciology, planetary explorations

1． はじめに
地球では氷河，氷床，降雪などの固相の水（以後，水氷と記載）が形作る大規模な地形や地球科

われている．以後，水氷を含め上記で述べた物質の固相を総称して氷と呼ぶことにする．
2014 年，日本雪氷学会が編集した新版雪氷辞典

学的現象が普遍的に起こっている．この地球科学が出版された．1990 年に刊行された雪氷辞典か的現象を含め，様々な科学的側面から雪と氷の挙ら大きく変わった点の 1 つは，宇宙雪氷学に関す動を扱う研究分野を，総称して「雪氷学」と呼ぶる見出しが飛躍的に増えたことである．筆者はこ（新版雪氷辞典より）．一方，水氷は地球上だけにの宇宙雪氷学分野を担当した．そして，太陽系が存在する特別な物質ではなく，太陽系内の様々な誕生する前の分子雲，
原始太陽系星雲から微惑星，

天体の表面や内部に存在する普遍的なものであ

原始惑星を経て，現在の太陽系に至るまでの重要る．1979 年，アメリカ航空宇宙局（National Aero-

なキーワードが見出しとして掲載された．つまnautics and Space Administration，以後 NASAり，これは雪氷学においても宇宙雪氷学が非常にと省略して記載）の探査機 Voyager 1，2 によって重要な分野になってきていることを意味してい木星以遠の衛星が初めて観測され，水氷が作り出る．

す多種多様な天体の地形に多くの研究者が驚愕し現在，宇宙雪氷学は惑星科学者には当たり前のた．この後，地球以外の固体天体における雪や氷

研究分野になっているが，地球を研究している雪に関する研究が本格的に始まり，「宇宙雪氷学」と氷学者にはまだ馴染みのないキーワードも多く，いう言葉が誕生した（前野，1980）．現在は，水だ限られた行数で書かれた各見出しの説明では，理けでなくアンモニア，窒素，一酸化炭素，二酸化

解できない点が多くあったと思われる．今回，本炭素などの固相も氷と呼び，これらの氷は太陽系学会誌で，宇宙雪氷学に関する一般的なレビューの形成や進化の過程に重要な役割を果たしたと言を書く機会を与えて頂いた．そこで本文では，新1 神戸大学大学院理学研究科惑星学専攻〒657-8501 神戸市灘区六甲台町 1-1＊
連絡先：minami.yasui@pearl.kobe-u.ac.jp

版雪氷辞典に掲載された宇宙雪氷学の見出しを中心に，さらに詳しい説明や最新情報を述べていく．
宇宙雪氷学が惑星科学や雪氷学の分野においてい

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保井みなみ

雪氷 79 巻 1 号（2017）

かに重要であり，今後も注目されるべき研究分野であるかを分かって頂ければ幸いである．なお，
本文中で新版雪氷辞典に掲載された見出しは，トピックとして最初に出てきた場合に括弧「」で示しているため，その意味に関しては辞典を参照されたい．
以降の構成は次の通りである．まず，太陽系の形成期から現在の太陽系に至るまでの太陽系の進化過程と，その中での氷の役割や最近の研究の論点について 2 章で述べる．3 章では，現在の太陽系において，氷が存在する代表的な天体について，
基本情報と伴に最新情報について述べていく．
3．1 節が火星，3．2 節が木星以遠の惑星がもつ氷を主な構成物質とした衛星，3．
3 節が海王星よりさらに遠方に存在する小氷天体，と太陽に近い順に紹介する．最後に，4 章では現在進行中，そして今後計画されている氷天体の探査計画を紹介す
る．

図 1

2． 太陽系の進化過程：惑星形成論
太陽を含む恒星は「分子雲」の中で誕生する（図1）．分子雲は惑星の材料となるガス（主に水素分

Chandra X 線観測衛星と Spitzer 宇宙望遠鏡のデータを組みあわせたシーフィアス座 B 分
子雲中の原始星誕生の様子．画像下半分に広がる靄が分子雲，その周囲及び内部に見られる白い点が若い原始星である．
提供元：NASA/CXC/JPL-Caltech/PSU/CfA子）と塵（星間塵）で構成され，温度が非常に低く（10 K 程度），周囲よりもその密度が高い．分

は Greenberg model注1 と呼ばれている．この星子雲の一部は自身の重力によって収縮すると同時間塵に宇宙線や紫外線が照射されて氷が化学反応に自転速度が増加し，やがてその中心部で原始星を起こし，有機物が生成されると考えられていが形成される．この原始星が核融合を始めると主る．これが，太陽系が誕生する前に有機物を生成系列星と呼ばれる現在の太陽のような核融合反応

する代表的な有機物生成機構の 1 つである．近年，が安定して進行する星となる．原始星の周囲に原始星周囲の星間塵（正確には，星間塵最外殻のは，塵を含むガス雲が公転する「原始太陽系星雲」

氷）の観測が飛躍的に進んでいる．例えば，宇宙が形成される．その形状は重力と遠心力のバラン

航空研究開発機構（Japan Aerospace eXploration

スにより円盤状となるため，原始惑星系円盤とも

Agency，以後 JAXA と省略して記載）が 2006 年

呼ばれる．

に打ち上げた赤外線天文衛星 AKARI の近赤外線前章でも述べたとおり，氷は太陽が誕生する前

観測によって，多くの原始星周囲の星間塵の組成から太陽系が形成される上で重要な役割を果たしが調査された．また，銀河内の星間塵の空間分布てきた．その 1 つが，生命の誕生に不可欠な有機を系統的に調べ，その結果を基に星間環境や物質物の生成である．星間塵はそのサイズがマイクロの化学進化過程の違いが推定された（Yamagishi

メートル程度で中心にシリケイトの核をもち，そet al., 2013，他）．

のまわりを氷が覆っていると考えられている

原始惑星系円盤に取り込まれた星間塵は，その（Greenberg and Li, 1998）．星間塵の最上殻を構後，衝突と付着を繰り返してキロメートルサイズ

成する氷は，水や一酸化炭素，窒素化合物（アンの微惑星を形成し，さらに衝突合体を繰り返して

モニア，シアン化物など）などの様々な氷からな

注1る（Gibb et al., 2004）．この星間塵の構造モデル

Greenberg model の星間塵の内部構造は，新版雪氷
辞典「分子雲」を参照のこと

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太陽系における雪氷研究の今と将来

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いう 3 つの問題を指す．これらの問題は長年，惑
星形成論の最重要課題であり続けている．近年，
この微惑星形成問題について，氷星間塵の場合は解決可能な説が提案された．氷星間塵が付着し始めると，空隙率の高い氷星間塵の集合体が形成される．これは，まだ誰も触っていない新雪よりさらにフカフカの状態を想像してもらうと良い．太
陽に天体が落下する原因は，その天体のサイズに比べて密度が高いため，効果的にガス抵抗を受けるからであるが，氷星間塵集合体は新雪のように非常に密度が低いため，太陽へと落下するより前に早く成長することができる．キロメートルサイ
ズ以上に成長すればガス抵抗が効かなくなるため，太陽への落下を免れる．また，雪は付着力が高く，高空隙であるという特徴から，衝突破壊や跳ね返りも回避できる（Kataoka et al., 2013a, b）．
しかし，太陽に近づくと，星間塵表面の氷が昇華して岩石星間塵となるため，この理論は成り立たない．
微惑星が形成された後の成長過程においても，問題点は存在する．例えば，現在の火星と木星の間には「雪線」と呼ばれる水が気相と固相に分かれる境界がある．その雪線より太陽遠方には「木星型惑星」が存在する．木星型惑星である天王星や海王星を現在の軌道位置で成長させると，その成長時間は 45 億年をはるかに超えてしまうことがわかっている．これは，天王星，海王星の位置
図 2

惑星形成論の概念図．原始太陽系星雲を横から見たときの片側のみ記載．理科年表を参照に改訂．微惑星形成問題，惑星移動説について
は，本文を参照のこと．

では微惑星の公転速度が小さく，微惑星同士の衝突頻度が下がり，惑星の成長速度が小さくなるためである．その解決策として，天王星や海王星を
現在よりも内側で成長させ，後に外側へ移動させるという説が提唱されている（Gomes et al., 2004）．

原始惑星，そして惑星になると考えられている（図その木星型惑星の特徴の 1 つに，衛星が多数存

2）．これは，現在最も受け入れられている惑星形

在するという点がある．しかも大半の衛星の公転成論であるが，この惑星形成論には幾つかの問題

軌道はほぼ円であり，公転面が母惑星の赤道面にが存在する．その 1 つに微惑星形成問題がある．

一致する（規則衛星と呼ぶ）．これが太陽周囲をこれは，微惑星になる前に，その前駆体が原始惑

公転する惑星の姿と非常に似ていることから，惑

星系円盤のガス抵抗注2 によって太陽に落ちてしまう（中心星落下問題），星間塵が付着して星間塵集合体を作ると，その後はその集合体同士が衝突しても付着せずに破壊してしまう（衝突破壊問題），星間塵集合体が衝突しても破壊はしないが，付着せずに跳ね返ってしまう（跳ね返り問題），と

注2

原始惑星系円盤内で太陽を中心に回転しているガスと塵は，ガスが動径方向に対してガス圧を受ける
ため，みかけの重力が小さくなる．その結果，ガスの方が塵よりも少し遅く回転する．これにより，塵はガスから向かい風を受ける．この現象をガス抵
抗と呼ぶ．

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保井みなみ

雪氷 79 巻 1 号（2017）星が原始惑星系円盤内で成長したように，木星型

その代表的な天体であるが，それ以外にも水星や惑星の規則衛星は母惑星周囲に存在した円盤内で月の極域で水氷の存在が予測されている（Harmon

成長したと考えられている．これを「周惑星円盤」

et al., 1994；Kerr, 2009）．2 つ目は，雪線を境に太と呼ぶ．周惑星円盤への衛星の材料の供給方法な

陽から遠い領域で見られる．これは木星以遠の惑

どの未解決問題は存在するが，周惑星円盤説は最星がもつ衛星（3.2 節参照）
，さらに「エッジワー

も有力な木星型惑星の衛星形成理論の 1 つである

ス・カイパーベルト天体」（3.3.1 節参照），
「彗星」

（谷川他，2011）．

（3.3.2 節参照）など地殻やマントルの主な構成物

しかし，ここで挙げた惑星形成論の問題点に対質の 1 つが水氷を含む氷である場合を指す．例えする解決策は，全て理論的研究に基づくものであば，木星の衛星ガニメデは，水氷を主な構成物質

る．我々は過去の太陽系を観測することは不可能とする氷地殻を持つ．その厚さはこれまで様々なであるため，これらの理論が真実かどうかを立証

数値モデルから推定されてきたが，近年は約 150

することは難しい．一方，1990 年代以降，太陽以km 程度であると考えられている（Vance et al.,外の恒星を周回する惑星が発見され始めている．

2014；NASA 2015a）．木星以遠の天体は，一部をその中には，我々の太陽系のように複数個の惑星

除いて天体の主な構成物質の 1 つが氷であり，表を持つ恒星もいくつか存在する．複数の惑星を持面から天体内部まで広範囲に氷が存在する．

つ恒星とその惑星の集まりを太陽系外惑星系と呼ぶが，これは惑星形成論の問題点を解決するため

3． 現在の太陽系のターゲットとなり得る．つまり，惑星形成論の2 章の最後に，現在の太陽系における 2 つの氷

各成長段階を示す太陽系外惑星系が発見されれの存在形態について述べた．3 章では，2 つの領ば，詳細に観測することで惑星形成論を観測的に域において氷が作り出す多様な世界について，代実証できるかもしれない．現在の世界の観測技術

表的な天体を挙げてなるべく詳しく述べていく．

では，恒星周りの惑星の詳細な物理的・化学的特

3．
1

火星

徴を観測することは未だ不可能である．例えば，

火星表層で氷が安定して存在する領域の 1 つ

惑星の大気組成は観測可能であるが，惑星の固体は，両極に存在する「極冠」である．火星の両極表面やその内部構造を推測するための観測データ

冠は年中存在する氷層（永久極冠）の上部に，厚を得ることは未だ不可能である．今後も惑星形成

さ数メートルのドライアイスの層が堆積してい論の研究は，観測の発展と伴に徐々に進んでいく

る．ドライアイスは夏になると昇華するため，極と思われる．

冠は夏に縮小する．北極の永久極冠は全体積の惑星形成論の様々な未解決問題はさておき，以95 % 以上が水氷からなる（Grima et al., 2009）．一後は太陽系における氷の存在について述べていき方，南極の永久極冠は，水氷の他にドライアイス

たい．現在の太陽系内に氷が普遍的に存在するこが一部の領域で含まれることがわかっているとは，これまでの様々な観測成果から明らかであ（Bibring et al., 2004）．2012 年，周回機 Mars Re-

る．そこで，まずは太陽系に存在する氷，ここでconnaissance Orbiter が，南極冠上空でドライア

は主に水氷の存在形態を，特に天体表面及び天体

イスの降雪をもたらす雲を観察することに成功し内部のどこに氷が存在するかについて述べる．太た（Hayne et al., 2012）．

陽系内では氷は 2 つの存在形態をもつことが予想

両極の永久極冠は，細かいスケールで観察する

される．1 つ目は，雪線を境に太陽に近い領域でと明暗構造になっている．これは水氷が多い層と見られる．この領域では，水は気相となり固相はダストが多い層が交互に堆積しているためであ不安定となるが，天体表層（表面および地下浅部）

る．特に，両極冠の斜面や北極冠の渦巻き構造をの一部分で水氷が安定して存在できる温度・圧力

作る溝（図 3a）の壁で顕著に観察され，これを「極条件が存在する．例えば，地球上には北極や南極，域縞状堆積物」と呼ぶ．近年では，Mars Recon-

高地などに水氷で構成される氷床，氷河が永久的，

naissance Orbiter に 搭 載 さ れ た 浅 部 レ ー ダ ー

または半永久的に存在する．地球以外には火星がSHARAD（SHAllow RADar，短波帯のレーダー

雪氷 79 巻 1 号（2017）

太陽系における雪氷研究の今と将来

121る．つまり，日射量が多いとダストの量が増加し，日射量が少ないと水氷の量が増加する．この日射量と水氷やダストの堆積速度の関係，極域縞状堆積物の層序の関係を再現するモデルが構築され，過去の火星表層の温度環境が推測されている（Hvidberg et al., 2012，他）．
火星上で氷が実際に観測できるのは極域だが，他にも氷の流動地形と考えられているものは存在する（Fastook and Head, 2014）．その 1 つが，緯度 30〜50° で観測される「舌状デブリ地形」である（Squyres and Carr, 1986）．舌状デブリ地形は舌状の断面をもち，急斜面や山塊の周囲を取り囲
むように分布している．舌状デブリ地形の表面には「衝突クレーター」が著しく少ないことから，
中・後 Amazonian 期（Amazonian 期は 18 億年前〜 現 在 ま で）に 形 成 さ れ た と 考 え ら れ て い る（Chuang and Crown, 2005，他）．また，SHARADの観測によって，内部構造はほぼ純粋な水氷で，表面を薄いダスト層が覆っていることが明らかになっている（Plaut et al., 2009，他）．
衝突クレーターのリム（縁）の外壁から広がる
エジェクタ注3 が舌状になり，上空から見るとまるで花びらのように見える「ランパートクレー
図 3a）NASA の Mars Global Surveyor が撮影した
火星の北極冠．直径は約 1000 km．極冠の中心部から少し左の領域を中心に，複数の細い曲線が渦巻き状に分布しているのが分かる．この曲線が溝となっており，この渦巻き構造をスパイラル構造と呼ぶ．
提供元：NASA/JPL-Caltech/MSSSb, c）SHARAD によって得られた火星北極冠の断面図．b）は未加工の画像，c）は b）に説明を加えた図である．
提供元：NASA/JPL-Caltech/ASI/UT

ター」は，太陽系内では火星でのみ観測される．
ランパートクレーターは，放出物の特徴などから，数種類に分類されている．例えば，doublelayered ejecta（DLC）クレーターは，花びら状のエジェクタが二重に広がるランパートクレーターである（図 4）．その形成過程には幾つか案がある
が，火星表面下に存在する水氷がエジェクタの塑
性 変 形 を 促 し た と い う 説 が あ る．DLC ク レ ー
ターは中緯度から高緯度まで幅広く存在するため，水氷の存在が DLC クレーターの形成に影響するならば，クレーターの形成時期と火星の表面

で深さ方向の構造を高精度で調査する）によって，温度（温度の緯度変化も含め）の関係を結びつけ

可視光では観測できない極冠表面下の極域縞状堆ることができる．この関係に着目し，火星の気候

積物の構造が明らかとなった（Christian et al.,

変動や過去の水の存在量などが見積もられている

2013）（図 3b, c）．この明暗構造は，火星の過去の（Weiss and Head, 2013, 2014）．

日射量変化に伴う気候変動を反映していると考え

3．2

氷衛星

られている．詳しく述べると，火星の過去の軌道

木星型惑星がもつ衛星は木星の衛星イオを除傾斜角と離心率は変動が非常に大きく，そのため

き，主な構成物質が氷であるために「氷衛星」と極域の日射量が大きく変化したことが分かってい注3

る．日射量は水氷やダストの堆積速度に影響す

リムとエジェクタは，新版雪氷辞典「衝突クレーター」を参照のこと

122

保井みなみ

雪氷 79 巻 1 号（2017）の衛星が及ぼす潮汐力による「潮汐加熱」が最も大きいと考えられている．特にエウロパは，その内側を公転するイオ，外側のガニメデと 1：2：4
平均運動共鳴注4 となる位置を公転しており，潮汐力の変動が大きい．その結果，リニア地形などの特有の地形が形成される．また，氷地殻が流動して「再表面化」が起こり，衝突クレーターが消去されると考えられている．さらに，エウロパには氷地殻の下に液体の海（内部海）が存在すると言われており（Hussmann et al., 2015，他），これも図 4

着陸機 Curiosity が火星着陸直前に撮影した
DLE クレーター．
提供元：NASA

潮汐加熱によって形成されたと考えられている．
近年では，潮汐加熱の効果を氷地殻や内部海の熱伝導プロセスに取り入れた数値モデル（熱進化モデル）を用いて，氷地殻の厚さとその時間変化が呼ばれている．天体はサイズが大きくなるほどそ推定され（Quick and Marsh, 2015，他），また内部の中心温度が高くなり，天体内部（特に中心部）

海の形成時期や現在までの内部海持続メカニズムが融解する．すると，天体内部で均一に分布してに 関 す る 議 論 も 行 わ れ て い る（Kamata et al.,

いた物質が分化する，すなわち，密度が小さい物

2015，他）．

質が浮き，密度が大きい物質が中心に沈み，結果エウロパと比べて地質活動は活発ではないが，的に天体内部は層状に分かれた構造をもつ．分化

ガニメデやカリストにも氷地殻の流動によって形が進んだ巨大氷衛星は岩石または金属コアを持成されたと考えられている地形が存在する．それ

ち，表層が氷からなる．この最上層を「氷地殻」

が「幽霊クレーター」である．一見，ただの円構と呼ぶ．巨大氷衛星は，木星のイオを除く「ガリ造であるが，水氷の流動によって衝突クレーター

レオ衛星」（「エウロパ」，ガニメデ，カリスト），のリムや孔が粘性緩和を起こし，円模様のみに

土星の「タイタン」，海王星の「トリトン」があり，なったと考えられている．この熱源については諸

直径は 2500 km 以上ある．次節からは木星，土説ある．潮汐加熱によるもの（ただし，カリスト星，海王星の代表的な氷衛星の特徴について述べは木星から遠いため，潮汐加熱では説明できない）ていく．

（Showman et al., 1997，他），衝突クレーター形成

3．2．1

時の残存熱によるもの（Jones et al., 2003），熱源

木星の氷衛星木星の氷衛星と言えば，ガリレオ衛星のエウロ

は関係なく，強度の弱い地殻に衝突したためにリパ，ガニメデ，カリストが挙げられる．これら 3

ムや孔が形成されなかった（Dombard, 2015）とつの氷衛星の最大の特徴は，全く異なる表面地形いう説も提唱されている．

を持つことである．木星に近いエウロパの表面

3．2．2

土星の氷衛星は，「リニア地形」と呼ばれる溝構造や「カオス地タイタンは土星の衛星で最も大きい．そして，形」と呼ばれる流氷のような地形に覆われ，衝突

太陽系の衛星の中で唯一，全成分の 90 % 以上がクレーターはほとんど見られない．木星から最も窒素（数 % のメタンを含む）の濃い大気をもち，遠いカリストの表面は，衝突クレーターで覆われ雨が降り，表面には液体の川や湖が存在する．つており，リニア地形やカオス地形は観測されない．

まり，液体の循環があるという意味では，表層環

2 つの衛星の間に位置するガニメデの表面は，リ境が地球と非常に似ている．ただし，降雨の主成

ニア地形が支配的な地域と，衝突クレーターが支

分はメタン，川や湖を構成する液体の主成分はメ配的な地域に明瞭に分かれている．つまり，ガリ

注4

レオ衛星は，木星に近いほど地質学的に活発であることが一目瞭然である．その駆動力は木星や他公転周期が簡単な整数比になる状態を指す．この場合，1 公転周期毎に同じ位置関係となるため，規則的・周期的に互いに同じ重力作用を受ける．

雪氷 79 巻 1 号（2017）

太陽系における雪氷研究の今と将来

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タンやエタンといった炭化水素である．
川や湖への液体の供給源には，主成分の違いで大きく 2 つの説が考えられている．1 つはメタンの降雨で地表に貯まった説（Turtle et al., 2009），
もう 1 つは雨が地下に貯まり化学反応を繰り返し，エタンとなって地表に噴出した説（Mousis etal., 2014）である．しかし，タイタンの極域以外の環境では平均表面温度が 100 K 以上になるため，メタンは気体が安定な相となる．そのため，極域以外ではメタンの湖が存在しても，短時間で

図 5

蒸発して大気に吸収され，湖は枯れてしまう．そのため，タイタンの特に赤道域で観測されるメタ

Cassini が撮影したエンセラダスの南半球．右下から左上に向かって平行に並んでいる線構造がひび割れ構造で，Tiger Stripes と呼ばれている．
提供元：NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

ンの湖に関しては，地表面下に帯水層が存在して，そこから表面にメタンを供給していると考えるのが妥当である（Griffith et al., 2012）．そして現在，

長さ 100 km 程のひび割れ地形（図 5）と，そこか赤道域にある湖は，過去の天体衝突や火山活動にら吹き出す「プリューム」である．プリュームがよって帯水層から噴出した液体メタンの名残であ観測されたことにより，エンセラダスには氷地殻

り，天体衝突や火山噴火が起こるたびに湖は形成の下に内部海が，南極の局所的な領域で存在するされると考えられている（Sotin et al., 2012）．一と予測された．話は少し逸れるが，2016 年 9 月末

方，別の理論的研究（大気循環の数値実験）では，に NASA が，木星の衛星エウロパでもエンセラ

タイタンの一年のある時期（春分と秋分）に限定

ダスと同じように表面から吹き出す水蒸気を観測

して激しい降雨があり，それにより湖が形成されしたと発表した（NASA，2016）．ハッブル宇宙望．どちらると考えている（Schneider et al., 2012）

遠鏡で過去 15ヶ月の間に撮影した 10 枚の画像のの理論も共通するのは，赤道域のメタンの湖は一

うち，3 枚で水蒸気が噴出しているのが確認され時的なものであるということである．しかし，どた と い う．実 は 2014 年 に，別 の グ ル ー プ がの理論が正しいかはまだ観測的に実証されていなNASA とは異なる手法でハッブル宇宙望遠鏡のい．今後，土星系を探査している探査機 Cassini

画像を解析し，エウロパ表面から水蒸気の噴出らの観測結果の解析によって明らかになるかもしれしき現象を確認している（Roth et al., 2014）．エない．

ンセラダスやエウロパのプリュームのように天体

厚い窒素大気の形成過程についても，長年，未の内部活動が観測されているのは，木星の衛星イ解決であった．ところが近年，約 40 億年前に直オの火山活動，タイタン（Sotin et al., 2005）と海径約 50 km の巨大隕石が数千回タイタンに衝突

王星の衛星トリトン（3．2．
3 節参照）の氷火山がして広範囲が超高温に達し，地殻に含まれていた

挙げられる．しかし，エンセラダス程度のサイズ

アンモニア氷が熱分解し，大量の窒素を大気に放の天体が，活発な内部活動に必要な熱源を保持，出 し た と い う 説 が 提 案 さ れ た（Sekine et al.,維持するのは非常に難しいと考えられている．そ2011）．この説は，室内実験や数値実験でその可のため，内部海が存在するのは一部の領域と推測

能性が検証され，Cassini のデータと整合性がとされた訳だが，Cassini が 2005 年から 7 年間，エれたことから，最も有力な説の 1 つとなっている．

ンセラダスの秤動注5 を調べた結果，全球に内部

もう 1 つ，近年注目されている土星の氷衛星が海が存在することが示唆された．それは，潮汐力

エンセラダスである．注目されている理由は，エンセラダスは直径が約 500 km と小さいにも関わらず，活発な地質活動が観測されているためである．その地質活動の代表が，南極付近に存在する

注5

天体の形状が完全球体ではない場合，中心星（太陽または惑星）から受ける重力によって天体自体が振動する．天体の表面や内部に液体が存在すると，その振動幅が大きくなる．

124

保井みなみ

の変動が予想以上に大きかったため，エンセラダ

雪氷 79 巻 1 号（2017）を明らかにすることに繋がると注目されている．

スでも潮汐加熱で全球的な内部海を作り得ると推トリトンの表面は，数十キロメートル幅の円形測されたからである（Thomas et al., 2016）．さらの凹みが支配的な領域，平坦で滑らかな領域，窒に，Cassini のフライバイ注6 によって，プリュー

素氷の極冠，全球的な溝構造で構成されている．

ム中からナノメートルサイズのシリカ粒子（ナノそして最も特徴的なのが，南極で観測された「氷シリカ）が検出された．ナノシリカを室内実験で火山」
から噴出する窒素やメタンガスの黒い筋（プ

再現した結果，内部海の海底には地球の熱水噴出リューム）である（Soderblom et al., 1990）．これ

孔に似た高温環境が存在することが示唆されたは間欠泉のような地質活動の結果であると考えら（Sekine et al., 2015）．彼らは，この高温環境はエれているが，その熱源についてはまだ謎が多い．

ンセラダスの形成初期の温度状態が現在まで持続

3．3

しているか，近年起こった加熱イベント（天体衝

太陽系外縁天体

太陽系外縁天体は，海王星の公転軌道の外側を公転する天体の総称である．代表的な天体は，突など）によるものと推測している．
エンセラダスやエウロパの内部海が注目される

エッジワース・カイパーベルト天体，「オールト雲」

理由は，そこに生命の存在が期待されるためであ天体などが挙げられる．

る．太陽系内で生命の存在が確認されているの

3．
3．
1

エッジワース・カイパーベルト天体

は，地球だけである．もし，太陽光がほとんど届2015 年 7 月，探査機 New Horizons が世界で初かないエンセラダスやエウロパの内部海で生命がめて冥王星にフライバイした．初めて見るその姿存在するならば，地球外生命の誕生及びその存在に驚き，かなり興奮したのを覚えている．この冥可能条件に関する新たな知見が得られるであろ王星を含め，30 AU注8 から 100 AU 程度までの領う．

域に存在するのがエッジワース・カイパーベルト

3．2．3

天体（EKBO）である．最初に発見された EKBO

天王星・海王星の氷衛星
注7

天王星，海王星，その衛星やリングの観測はほとんどが望遠鏡によるものであり，実際に近接は 1992QB1注9 であるが（Jewitt and Luu, 1993），
現在は 1000 以上の EKBO が発見されている．

探 査 が 行 わ れ た の は Voyager 2 の み で あ る．

EKBO の近接観測を行ったのは New Horizons

1986 年に天王星，1989 年に海王星へと最接近し，が初めてであり，冥王星はまさに今最も注目，研

その際に各惑星の氷衛星を新たに発見し，一部の究が進んでいる太陽系外縁天体であると言える．

氷衛星をフライバイ観測している．

New Horizons が撮影した写真で最も研究者を驚

海王星の氷衛星トリトンは，海王星の衛星の中かせたのが，予想以上の多様な表面地形であろう．

で最も大きい．トリトンの特徴は，公転方向が海

冥王星は海王星よりも外側にいるため太陽エネル

王星の自転方向と逆であることである．これを逆

ギーはかなり小さい．また直径 2374 km とエウ行と呼ぶが，巨大氷衛星の中で逆行公転軌道を持

ロパよりも小さい．そのため，表面は非常に古く，つのはトリトンのみである．これは，トリトンが衝突クレーターで覆われた月や水星に似ているだ

2 章で述べた周惑星円盤内で形成されたのではな

ろうと予想されていた．しかし，実際には窒素やく，海王星が何らかの重力作用で接近した天体を

一酸化炭素，メタン等の様々な氷の対流や移流に重力的に捕獲した天体であることを意味する．トより形成した盆地，それらを囲む氷河，水氷からリトンは，捕獲される前は太陽系外縁天体（3．3なる富士山級の山脈，氷火山，窒素氷の昇華や崩節参照）であったと推測されている（Masters etal., 2014）．トリトンを調べることは，望遠鏡観測では未だ難しい太陽系外縁天体の形成や進化過程
注6
注7

目標の天体に接近して，その近傍を通過する探査．
木星型惑星は全ての惑星がリングをもつ．リング
は，氷や珪酸塩を含む塵が惑星の周囲を公転し，円盤状に分布している構造のことを指す．

注8

AU は天文単位である．1 AU が太陽から地球までの平均距離を示し，149597870700 m（約 1.5 億キロメートル）である．
注9
太陽系内で新たに天体が発見されると，1992QB1 のような仮符号が付けられる．信頼できる軌道（公転周期など）が決まると，正式な登録番号が与えられる．

雪氷 79 巻 1 号（2017）

図 6

太陽系における雪氷研究の今と将来

125

New Horizons が撮影した冥王星．
a）冥王星全体．南半球に見られる白い領域が冥王星の “ハート” と呼ばれる Tombaugh Regio．
b）窒素氷の対流や移流で形成されたと考えられている盆地．
c）水氷からなる富士山級の山脈．
d）窒素氷の昇華や崩壊によって形成した細かい穴で覆われた平野（左上）とごつごつした高地（右下）．
提供元：NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute壊によって形成した窪地など，活発な地質活動のている）は，その正体は太陽系最大の氷河で，幅跡が観測されたのである（Moore et al., 2016）（図が約 1000 km もあり，窒素氷からなる．冥王星の6）．しかも，現在でもその地質活動は継続してい地質活動を促す源は，冥王星のもつ希薄な大気とると考えられている．図 6a で最も目立つハート

地表面との相互作用，微弱ではあるが太陽エネル型の巨大な白い領域（Tombaugh Regio と呼ばれ

ギー，内部熱源（放射性壊変熱）と考えられてい

126

保井みなみ

るが未だ明確ではない．さらに，冥王星表面で天

雪氷 79 巻 1 号（2017）

Philae を投下し，史上初めて彗星核への着陸を成体の体積膨張によって引き起こされる拡張地形が功させた．残念ながら Philae は，トラブルにより発見された．このことから，冥王星には内部海が予定とは離れた場所に着陸し，電力不足で全デー存在し，凍結した水氷によって冥王星全体が膨張

タを Rosetta に通信できないまま，2016 年 2 月にし た と い う 説 が 提 唱 さ れ た（Hammond et al.,

運用終了になってしまった．その Philae は 20162016）．しかも，現在でも内部海は完全には凍結

年 9 月，Rosetta のカメラ画像で岩塊に挟まってせず，液体の水が存在する可能性があると彼らはいるのが発見され，正確な着陸地点が明らかと言っている．

なっている（ESA, 2016）．

New Horizons の冥王星関係のデータは，地球

チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の彗星核は，への送信を完了したと NASA が発表している．

他の彗星核と同様に氷，塵，有機物で構成される．

今後，その解析が進み，冥王星に関するさらに驚

表層数十センチメートルは難揮発性物質で覆われくべき研究結果が発表されることを期待したい．

ているものの，内部は氷，塵，有機物がほぼ均一

3．3．2に 混 合 し て い る（Pätzold et al., 2016）．一 方，彗星

彗星はほうき星と呼ばれるように，塵やイオン

Rosetta の探査で明らかになったのは，彗星核表化したガスで構成される尾をもった小氷天体であ面に窪地が多い領域，滑らかな領域，
岩塊が転がっる．1996 年の百武彗星，2007 年のマックノートている領域など，非常に様々な地形がみられたこ

彗星など，稀に大彗星が地球近郊を通過し，地球とである（Thomas et al., 2015）（図 7b）．そして，上でも観察されている．実は彗星は，その形成時従来知られていたジェット噴出（太陽熱で彗星核から彗星となるわけではない．コマ（天体を覆うの揮発性物質が蒸発し，放出される現象）が太陽

球状の大気）や尾（天体から放出された塵やイオ

接近とともに活発になる様子が，彗星核上で初めン化されたガスが長く伸びたもの）注10 が初めて．こて確認され，近接距離で撮影された（図 7c）

確認されると，それ以降はその天体は彗星と呼ばのジェット噴出に伴って形成されたと考えられてれるようになる．それまでは氷，塵，有機物で構いる風成地形や，図 7d のようなジェット噴出孔成される星間塵が集合した小天体であり，公転周も発見されている（El-Maarry et al., 2015）．Rosetta期にもよるが，彗星と呼ばれる前はそのほとんど

は，2016 年 9 月末に彗星核へと衝突し，その運用が太陽系外縁天体である．それが，他天体との重を終了した．

力相互作用によって太陽に近づく楕円軌道をもつ
ようになる．コマや尾は，小天体が太陽に近づい

4． 今後の宇宙雪氷学：将来の氷天体探査て温度が上昇すると，天体表面が蒸発し始めて形

宇宙雪氷学の研究は，地球雪氷学以上の困難さ成される．コマや尾が確認されると，それらの源を伴う．最も大きい原因は，直接試料を採取できである中心部の小天体は，彗星核と呼ばれるようないことである．そのため，宇宙雪氷学の発展は，になる．

惑星探査の進歩と共にある．1970 年代に入り，今日までの彗星探査は，NASA や欧州宇宙機関

NASA の探査機 Pioneer 10, 11 や Voyager 1, 2 に（European Space Agency，以後 ESA と省略してよる，木星，土星の近接探査が行われ，史上初め記載）が数回行ったに過ぎない．さらに，成功して木星以遠の遠方天体の探査が行われた．しかた全ての探査が一回のフライバイ探査であるためし，探査期間が長期に及ぶ周回探査になると，燃探査期間が短く，特に彗星核の詳細な組成や構造料や通信などの問題が深刻になるため，1990 年以はほとんど明らかになっていなかった．2014 年，

前は木星以遠の天体の周回探査は実施されていな

ESA の探査機 Rosetta がチュリュモフ・ゲラシメ

かった．1995 年の探査機 Galileo による木星系のンコ彗星に到着し，世界で初めて彗星核の周回探

周回探査，2004 年の Cassini による土星系の周回

査 を 開 始 し た（図 7a）．同 年 の 11 月 に 着 陸 機探査の開始以降，木星以遠の氷天体探査は，劇的注10に進歩したと言える．そして今や，海王星よりも彗星の構造（核，コマ，尾）は，新版雪氷辞典「彗星」を参照のこと．

遠い冥王星へも到着できる時代となった．また，

雪氷 79 巻 1 号（2017）

図 7

太陽系における雪氷研究の今と将来

127

Rosetta が撮影したチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星．
a）彗星核全体．2 つの天体が衝突し，そのまま付着したような形状をもつ．そのサイズは，大きい方が 4.1×3.3×1.8 km，小さい方が 2.6×2.3×1.8 km である（Sierks et al., 2015）b）彗星核表面の一部．
c）彗星核から放出されるジェットの様子．
d）ジェット噴出孔．
c）及び d）はコントラストを強調した加工画像である．
提供元：a&d）ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
b&c）ESA/Rosetta/NAVCAM, CC BY-SA IGO 3.0

128

保井みなみ

雪氷 79 巻 1 号（2017）

火星探査も着々と進歩しており，2007 年には着陸

同計画ではあるが日本も初めて木星以遠の惑星探機 Phoenix Mars Lander が史上初めて北極域へ

査に乗り出すことになっている（ESA, 2013）．

の着陸に成功している（同年中に運用終了）．現

一方，日本主体の探査としては，現時点では木在，氷天体探査は世界中で注目されていると言っ星以遠の天体を標的とすることは難しい．特に，ても過言ではない．そこで最後に，現在進行中の土星以遠の探査では電力供給に太陽電池を利用す

探査，そして将来の氷天体探査計画について述べることが難しいため，現在利用可能な技術を考慮たいと思う．

すると，原子力電池が唯一の選択肢となる．しか氷天体探査を大きく進歩させた Cassini は 20

し，日本では現在，様々な理由から（例えば，ロ

年以上も土星系の観測を続け，タイタン，エンセ

ケット打ち上げ失敗による放射性物質の飛散，なラダスなどの土星の衛星の詳細な観測を成功させど）原子力電池は製造および使用は禁止となってた．2016 年 11 月，Cassini は最終ミッションであいる．

る「グランドフィナーレ」に突入し，土星の周回

現在，JAXA が計画している MMX（Martian

探査を行っている．その際に，土星のリングを構

Moons eXplorer）は，火星衛星からのサンプルリ

成する氷粒子の調査も行う予定である．そして，ターンが主な目的の探査計画である．火星衛星の2017 年 9 月，Cassini は土星大気圏に突入し，運表層には氷の存在は確認されていないが，もし火用終了となる予定である（JPL, 2016）．

星衛星の内部からの試料採取に成功して氷が発見

New Horizons は現在，冥王星よりさらに遠いされ，さらにその物質の酸素同位体比の解析が成EKBO へと進行中である．予定では 2019 年，冥功すれば，今まで謎であった火星衛星の起源に関王星からさらに数十億キロメートル外側を公転しする手掛かりを得られることになる．MMX 計画ている 2014MU69 のフライバイ探査を行う予定では，2020 年代前半の打ち上げを目指し，その計画ある（NASA，2015c）．果たして，冥王星のよう及び開発が進んでいる．

に活発な表面活動を示す地形が見られるのか，月

太陽系内で最後のフロンティアと言われる天王や水星のように古く，衝突クレーターしか見られ星，海王星については，NASA が現在議論していない表面を持つのか，乞うご期待である．

る大型探査の対象天体の 1 つとして挙げている

木星の氷衛星探査は，現在 2 つの探査計画が進（SPACE NEWS，2015）．予算の関係で具体的なんでいる．1 つは，NASA の Europa Mission で計画は進んでおらず，今後 20 年の間に実現はほある．目的はエウロパの内部海の存在とそこに生ぼ不可能と思われるが，いずれは実施されるであ命が存在可能かどうかを明らかにすることで，氷ろう．

地殻及びその内部海に関する観測が詳細に行われこのように，今後も様々な氷天体探査が計画さる予定である．搭載機器も既に決まっており，計れている．氷天体探査が進むほど，宇宙雪氷学は

画は着々と進み，2020 年代の打ち上げを目指して発展する．今後，これらの探査によって，氷天体

い る（JPL, 2015; NASA, 2015b）．も う 1 つ は，の様々な謎が次々と解明されることが期待され

ESA の JUICE（JUpiter ICy moons Explorer）計る．是非，これからの同分野の動向に注目して頂画である．主な目的は，エウロパとカリストのフ

きたい．

ライバイ観測及びガニメデの周回観測を行い，ガリレオ衛星の全容を詳細に把握すること，木星系

謝辞における衛星の起源の解明である．特に，ガニメ
デの周回観測は約 1 年間行うことが計画されてお神戸大学の荒川政彦教授には，本稿をまとめる

り，氷衛星の周回探査はこれが史上初となる．打にあたって有益な議論をしていただきました．まち上げは 2022 年の予定である（ESA，2012）．こた，新版雪氷辞典の宇宙雪氷学分野の見出し選定の ESA の JUICE 計画では，日本もその開発に参及び執筆，さらにそれに伴い本文の執筆の機会を加している．具体的には，JUICE の搭載観測機器

与えて下さいました北海道大学の内田努准教授，の一部の開発及び科学検討を行っており，国際協

富山大学の島田亙准教授にこの場を借りて御礼申雪氷 79 巻 1 号（2017）

太陽系における雪氷研究の今と将来129しあげます．最後に，本原稿は雪氷充実化委員会

Our Activities/Space Science/ Rosetta, http : //www.

からの依頼に基づき，執筆されました．また，こesa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Philae_found（2016 年 9 月 5 日閲覧）の原稿の出版にかかる経費は対馬基金の助成を受
けました．
文

献

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保井みなみ

雪氷 79 巻 1 号（2017）

Present and future of glaciology in solar system
Minami YASUI1＊
1

Department of Planetology, Graduate School of Science, Kobe University,
1-1, Rokkodai-cho, Nada-ku, Kobe 657-8501＊

Corresponding author: minami.yasui@pearl.kobe-u.ac.jp（2016 年 11 月 1 日受付，2016 年 12 月 1 日改稿受付，2016 年 12 月 6 日受理）