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日本惑星科学会誌Vol.13.No.3,2004

  化炭素の昇華・凝結は, 火星独特の地形構造を極域に形成する. また, その高い撮像能力によりダストデビ

太陽系の固体惑星・衛星の多くは大気を持たないため, その表面はクレーターで覆われており, このクレールと呼ばれる火星表面で発生する竜巻をも観測している.

ター地形がそれらの天体の基本的な地質構造を形成している. しかしながら, 火星のように大気を持つ活動 

的な惑星では様々な地質活動, 気象活動が表層地形を変化させる. ここ数年のアメリカによる集中的な火星

火星実験学では, 火星表層環境で見られる自然現象探査は, 火星に関する情報を飛躍的に増加させ, これや地形を研究対象とするが, 特に他の惑星では見られは火星研究がバイキングの時代とは質の異なる時代にず火星において特徴的な対象に焦点を当てることにす入ったことを意味する. 特に重要な点は地球の観測・る. 火星気象において最も印象的なのは大気における調査において得られるデータと比較しうる精度の高いダストの挙動である. 火星では, ほぼ毎年全球を覆うデータが得られるようになったことである. これは,ダストストームという大嵐が発生する. このように大地球科学において用いられた手法をそのまま火星に応規模な嵐に至らなくても, 局所的にダストデビルと言用できることを意味し, また地球と比較して火星を吟われる竜巻が発生し表層のダストを巻き上げる現象が味し, その結果から再び地球を見直すことができるこ観測されている. ダストが全球を覆う場合, 全火星のと意味する. 地球上で地質調査を行いその地域のテク日射量をコントロールするに至り, 火星の気象システ

トニクスを調べる手法や岩石試料を分析して火成活動ムに大きな影響を及ぼすが, 同時に地表においても風や堆積環境を再現するなどの手法が, 軟着陸機を用い成地形を形成する. 火星地表の最表面はすべてが風成た火星上でのリモート調査により可能になりつつある.

地形である. もちろん, 地殻自身は火成活動により形

マースグローバルサーベイヤーに搭載された MOLA成され, その後, 地表に水があった時期, 河川地形・(Mars Orbiter Laser Altimeter) による全球観測は, 火堆積地形等が形成されたと思われる. また隕石衝突は星氷床の高度プロファイルや個々の衝突クレーター,常に衝突クレーターを生じさせ, 火星の地形的特徴と渓谷, 火山等の３次元形状を詳細に浮かび上がらせるなっている. しかしながら, これらの地形はすべて火ことに成功し, 地球物理学的手法を用いて地形解析を星大気における砂, ダストからの風食を受け, 時々刻々行なうことを可能にした. また, MOC (Mars Orbiterとその地形的特徴を消失させている. ゆえに, この砂Camera) が観測した火星表層は, スナップショットやダストによる風食作用は火星において最も特徴的でだけでなく同一地域の微細な季節変化までも写し出しあり, 重要な地形形成メカニズムであるといえる.

た. 例えば, 火星の気象現象にとって最も重要な二酸 

火星の極地方には地球の氷床と類似した氷床の存在火星環境の模擬室内実験／荒川167が知られている. その表面は CO2の雪で覆われて白く見えている. この氷床は北極と南極ではその形状が大きく異なり, 特に北極氷床はスパイラル構造を持つ大きな溝で特徴づけられる. 一方, 南極氷床は比較的対称形をなしており, 地球氷床との比較論が行い易い.
氷床は地球の様に大気循環がある固体惑星の寒冷域に特徴的な地形と考えられ, 火星特有というわけではな
い. しかしながら火星環境下での氷床の起源や現在の気候メカニズムにおけるその役割を考えると, 火星環境進化を解き明かす鍵となるものである. 特に火星環境下における氷床構成物質のレオロジー及びその力学的性質は興味深い.

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衝突クレーターは固体惑星・衛星に普遍的に観測される地形である. この火星においては地質活動が活発

より火星表層でのダストの水平移動量を見積もる手助であり, 流水による侵食や風による風食が激しく, クけにもなる. また, 火星軟着陸探査機から送られた地レーターの多くはすでに消失している. 観測されるク表のクローズアップ画像から, 表面のいたるところにレーターは年代の若いものに限られると思われるが,見られる礫の表面には溝や穴, 鋭角な辺を持つものがその形態から火星特有, もしくは特徴的と言われるク多いことがわかる (図１). これらは地球上で風食にレーター群が存在する. 一つは, クレーター孔周囲によりできる Ventifact (三稜石) と似ており, 火星上で折り重なる花びら状の構造を持つランパートクレーターダストの衝突による侵食を受けてできた構造である.

であり, もう一つはピット型クレーターである. 典型

このような侵食を通してさらにダストが生成されるの的な月クレーターにおいては, 中央丘型, ピークリンで, ダスト衝突による風食は火星表面へのダスト供給

グ型と複雑クレーターが変化するが, 火星では, このメカニズムとしても作用していると思われる. この風複雑クレーターのカテゴリーに中央に深い孔を持つよ

食は, もっと大きなスケールで見るとクレーター地形うな異なるタイプのクレーターが含まれることになる.の風化や風食盆地の形成などをもたらしている (図２).

このように火星特有のクレーターの存在は火星表層地

ところで, 火星でこのように風食が激しい理由は何で殻の構成物質と CO2の薄い大気が影響しているものとあろうか？火星表面の気圧は良く知られているように考えられる.

6mbar 程度しかない. 地球上ではこのような自然環境で起こる砂嵐は存在しないため, 実験室での模擬実験により確かめる必要がある.
飛砂・砂嵐や砂丘形成に関する研究は, 風洞を用い て行われる. もちろん地球の砂漠・砂丘を対象にした

火星を吹く風により地表面のダストや砂は巻き上げ実験であるので１気圧下での実験が主である. また,られ, 移動・堆積を繰り返す. その結果, 砂丘に見ら

日本においては吹雪研究のため精力的に風洞実験が行れるような風紋や障害物の周囲に堆積模様が作り出さわれてきた. 吹雪は, 砂・ダストの代わりに雪が飛翔れる. このような模様は局所的な風の方向を知るのにするものであり, 物理的な素過程は砂嵐の場合と全く有用であるだけでなく, その時間変化を調べることに同じである. そこで吹雪に関する風洞実験を紹介し,168

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面と衝突することなく浮遊運動する. これをSuspension (浮遊) と呼ぶ. それぞれの運動形態で支配物理過程が異なるので, 個々の運動に対する物理係数を実験的に決める研究がなされている. ここで吹雪の発生という観点で見ると, 跳躍に遷移する風の条件が最も重要であると考えられ, 風洞実験により研究されてきた. 観測・実験から地表面付近の風速分布

V (Z) は, 以下のような対数分布になっていることが知られている.
ln 

ここで Z は地表面高度, Z0 は粗度, は摩擦速度で  ! "#$ %&'()*+,$-./01234 567 89:;:<=>

火星砂嵐との関連を議論する.

ある. この摩擦速度が風速分布を決める鍵となるパラメータであり, 摩擦速度を用いると地表面での風によるせん断応力 ( ) を見積もることができる.
 

ここで は大気の密度である. このせん断応力が粒 



子間の付着力に勝るようになると Saltation が起こる.

砂嵐や吹雪の発達を考える上で, 風によって地表のそこでこの応力時の摩擦速度を  (臨界摩擦速度)粒子がどのように運動するのかを素過程として理解すと定義する. は, 実験や屋外観測から0.2〜0.3m/sる必要がある[1]. 図３は, 吹雪の発達を粒子の運動程度であると言われており, この時のせん断応力は,形態から分類したものである. 風が弱い場合, 粒子は0.04〜0.1Pa と見積もられる. 一方, は粒径や重力地表を転がり, これを Creep (転がり) と呼ぶ. さらにより変化する値であり, 理論的考察から以下のように風が強くなると粒子が地表から跳び出し, 地表へのな式で表されている[1].

衝突と跳ね返りを繰り返す跳躍状態になり, これをSaltation (跳躍) と呼ぶ. また粒子が衝突する時に, 


・g・

自分自身以外の粒子を地表面からイジェクタとして放ここで ,出する. このイジェクタ粒子の放出を Splashing と呼定数, 吹雪の場合 A =0.21である. この式を用いて仮び, この Splashing により吹雪は発達することになる.

想的に火星での吹雪の発生条件を求めてみる. 粒子密発達した吹雪では, 粒子は風に乗って舞い上がり, 地度2000kg/m3 , 粒径0.1mm, 火星重力0.38g, CO2 大気はそれぞれ粒子密度, サイズ, g は重力火星環境の模擬室内実験／荒川の密度0.014kg/m3 を仮定すると臨界摩擦速度は1.5m/s程度となる.

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 
北極氷床には非常に特徴的なパターンが見られる.
そのパターンは真上から見ると渦巻き状に配置し, 周 辺から中心部に向けて入り込んでいるように見える.

火星表層環境を模擬した風洞実験は, これまでアリMOLA により得られた３次元立体画像から, この渦ゾナ州立大の Greely らを中心に行なわれてきた[2].

巻きのような構造はそれぞれが深い渓谷に対応してい彼らは減圧室に設置した風洞を用いて低圧下におけるることがわかった (図４). この渦巻き状渓谷の成因

ダスト跳躍に関する臨界速度を求める研究を行った.

に関しては, 洪水による流水侵食説[5]や層状堆積層

その結果, 砂粒子の場合, 臨界摩擦速度は2m/s 程度の放射消耗説[6]などが提案され議論の的となっていであることを報告しており, 対応するせん断応力はるが, 先に述べた衝突削剥と関連して考えて見ると面0.05Pa 程度となる. 一方, 地表面において砂粒子にか白い. 南極氷床にはサスツルギと呼ばれる地形が観測かる正味のせん断応力を考慮すると, さらに高い摩擦される. このサスツルギはカタバ風という南極で良く速度が必要であることがわかる, =4.5m/s[3]. 地

見られる強い斜面下降流により氷床表面が削剥されて表面にかかる風応力は, ダストと風により動かない礫形成される. カタバ風よる吹雪粒子が雪面を削り取るの両方に分配される. 実験室で求めた臨界摩擦速度はのである. 削り残された先端が, 鋭利にとんがった形礫のない理想的な状態で得られているので, 火星表面状をしており, サイズこそ3桁近く異なるが, 北極氷のように両者がある場合, その面積比率に応じた応力床の渦巻き地形と類似している. 先に述べたように火の分配を考慮し補正する必要がある. また, マースパ星のダストストームでは100m/s 以上の速度で砂やダスファインダーの Windsock 観測装置により, 火星地ストが跳躍・浮遊すると思われるので, 極域にまでこ表面の風速計測が行われ, 粗度が 0.03m と求まってのような砂粒がやってきて, 氷床に衝突し削剥するこ

この粗度と先程求めた =4.5m/s から, 跳躍とが考えられる. ダストストーム時になぜ北極域で渦が起こる時の風速を求めてみると, 地表高1.6m で45巻き状の風が吹くかという問題はあるが, そのようなm/s という高速になることがわかる. また, 100m 以風が吹くと仮定して砂粒子による氷床の衝突削剥とい上の上層では100m/s を超える風速が予想される. 上う素過程を実験的に調べる価値はある. 現在まで, 該記の議論から火星表面で砂粒子の跳躍が起こる時, 地当する条件での砂による氷の衝突削剥実験はないが,表付近でも50m/s 程度の高速度の風が吹いており,衝突速度が60m/s 程度のクレータリング実験の例ならいる.

100m 以上の上層では100m/s 以上の風が吹くことが示される. このような高速度の風に乗って運ばれる砂粒子の衝突削剥が, 火星に見られる激しい風食の原因になっていると思われる. しかしながら, 火星環境における風洞実験は今後さらに発展させるべき課題であると思われる. それは, 火星大気の大循環モデルや局所気象モデルを構築する上で, ダスト巻き上げのモデル化が急務とされているからである. 例えば, Greely らは最近の論文でダストデビル (竜巻) を実験室で再現する試みを始めている[4].


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日本惑星科学会誌Vol.13.No.3,2004存在する. Kato et al. (1995) で, サイズ15mmの玄3武岩を速度60m/s で氷衝突させたところ, 2.2cm のクレーター孔が観察された[7]. 弾丸の運動エネルギーにより, このクレーター体積を割ると, 0.24cm3 /J となり, これは衝突削剥効率 ( E er ) を示す. これを直径10μm の火星ダストに適応すると, ダストの速度を100m/s と仮定するなら, 一粒の衝突当たり削られる
体積 ( ) は, 以下のように書くことができる.

と導かれ, この時用いた流動則は以下のように書き表せる.
・ε  ・
ここではεは歪速度, σは応力, A は温度に依存する物質定数である. Nye らはこの理論式と実験から得られたドライアイスと氷の流動則を用いて, 氷床を構成する物質を議論した. ここで, 流動則を求めるために  E er  行う変形実験について簡単に紹介することにする. 惑

ここで  は密度2000kg/m を仮定した時の一粒当た星科学の分野において, 氷衛星や火星に存在する揮発りの質量である. 計算の結果, 一衝突当たり性物質のレオロジーを系統的に研究しているグループ

3-1533

1.3x10 m の孔が空くことになり, 1m の削剥には,14がある. Durham と Kirby を中心とするグループで,8x10 個の粒子が必要となることがわかる. もしもダ1980年代から高圧相氷のレオロジーを高封圧下の圧縮ストストームにおけるダストの流量がわかれば, 衝突変形実験により調べてきた[9]. 彼らは火星氷床の構削剥により氷床が削られるタイムスケールを見積もる

成物質の候補である CO2の変形実験も低温下で行ってことができる. このタイムスケールを, 氷床流動速度いる[10]. その結果によれば, 図５に見られようにすや積雪量と比較することにより, 渦巻き状地形の成因

べての温度範囲において氷よりも CO2が柔らかいことを 議 論 す る こ と が で き る . た と え ば , White et al.

がわかった. この実験で得られた CO2の流動則を用い(1997) によれば, 火星環境下における摩擦速度2m/sて緩和時間を求めると, クレーター年代学で決められ-72でのダストフラックスは, 3.7x10 g/cm s と見積もら3る氷床の年齢よりもはるかに短い時間で氷床は緩和・れている[2]. この値を用いると, 1m の削剥には約7消失してしまうことがわかった. このことから, 火星地球年ですむことになる. このタイムスケールは洪水

南極氷床は CO2 ではなく H2 O 氷でできていると信じによる侵食よりは長く, 放射消耗と同オーダーのタイられている (H2O 氷だと緩和時間は氷床年齢よりかなムスケールだと思われる. 今後, 北極域のミクロな大気循環に関する数値シミュレーションとともに, 火星環境下における砂粒子の氷衝突削剥実験が期待される.

 
MOLA により火星氷床の高さプロファイルが明らかになり, 地球氷床の研究者らが, その形状から火星氷床に関する流動・進化モデルを活発に提案している.
その中で最も良く知られているのが Nye らの研究である[8]. 彼らは積雪のない氷床の流動モデルを理論的に考察し, その氷床の緩和時間と流動則の関係を導き出した. それによると氷床の緩和時間 () は, 12345

 !"#$%& '(&)*+,---.
/0火星環境の模擬室内実験／荒川

171

り長い).

(図６). これを火星氷床や氷衛星に応用すれば, 様々

しかしながら最近になって氷の流動則に関する新しな構造運動のタイムスケールが変わってくる可能性がい発見があり, 地質学的タイムスケールにおける氷のある. 今のところ, 火星氷床における結晶粒径がわかレオロジーの見直しがなされている. 氷の塑性変形メらないので定量的な議論は難しいが, 火星氷床環境下

カニズムは, 大きく分けて拡散クリープと転移クリーで H2O氷が CO2氷よりも柔らかくなるのは難しいと思プに分類できる. 地上の氷河・氷床においては, 転移われる. しかしながら, より精密な議論のために構成クリープによる塑性変形が卓越し, これに関しては詳する結晶粒径を調べる探査が望まれる.

細な研究がなされている. 一方, 火星を始めとする氷この他, 火星氷床の構成物質の特徴として氷やドラ衛星などの低応力・低温下においては, 拡散クリープイアイスへのダストの混入が考えられる. 実際, 氷床が卓越し, 異なる流動則を持つと言われてきた. しかのクローズアップ写真を見ると濃淡のある縞模様が観しながら, その実験的困難さから便宜的に転移クリー測され, 暗い部分はダストが含まれた層であると推測

プの流動則を流用していることが多かった. 実験室にされている. ダストを含む氷の流動則は Durham らに-8おいて扱える歪速度は10 〜10 1/s が限度である.

より調べられており, その複雑な挙動が目を引いていGoldsby らは数ミクロンの微小な粒子サイズの氷を用る[12]. 特にダスト濃度が小さい時, ダストの影響にいて実験を行うことにより, この困難を克服した[11].

より堅くなるのか柔らかくなるのかがはっきりしない.

拡散クリープは本質的に粒子サイズ依存性を持つ流動

これはダストそのものより, ダストとともに氷に入るメカニズムであるので, 微小サイズの粒子からなる多各種イオンが氷の変形に影響を与えるからだと思われ結晶氷を用いて実験を行うと実験室でも変形観測が可る. 一方, ダスト濃度が高いと明らかに氷は堅くなる-9能である. 彼らは氷について粒子サイズ依存性を持つようである. さらに火星では CO2大気が卓越するため,新しい流動則を見いだした. 結果的には意図していた

この大気やドライアイスを氷が取り込んで, 氷床内部拡散クリープではなく, 粒子境界における滑りを変形の高圧で CO2のクラスレート氷を形成している可能性のメカニズムとするような流動則であったが, これまがある. CO2を含むクラスレート氷の変形実験もすででの転移クリープメカニズムによる流動則と較べて格に Durham らにより試験的に行われている. その一報

段に早い流動速度をもたらす可能性を示しているによれば, 氷よりはかなり堅いという結果になった[13]. 氷床はドライアイスではその形状を維持できないが, CO2クラスレート氷なら充分に現在の形状を保持することが可能である. 氷床に CO2が埋蔵されているとするとクラスレートとしてかもしれない.


火星の衝突クレーターの特徴は, 単純クレーターから複雑クレーターへと遷移するクレーターサイズが他の固体惑星のトレンドからずれていることである. 惑星の重力と遷移クレーターのサイズを示した図では, !"#$

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明らかにより小さなクレーターで複雑クレーターへの遷移が起きている. この遷移は重力によるクレーター172

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孔の変形により起こると考えられているので, 火星ではその地殻が他の惑星より強度が小さいことを示している. この理由として火星表層の凍土層があげられており, 凍土層に含まれる水, もしくは他の揮発性成分が火星に見られる特徴的なクレーターの成因となっている可能性がある. その一つが, ピット型クレーターである (図７a). このピット型クレーターは氷衛星でも普遍的に観測されるため, 氷がその形成メカニズムに重要な役割を果たしているのではないかと思われている.
室内でクレーターを再現する実験は, 衝突実験と呼ばれ, 惑星科学の分野では盛んに行われてきた. 北大・低温研には低温室中に衝突銃が設置されているので,氷を含む試料の実験には最適である. 現在, 氷に岩石 !"#$%$&'((蛇紋岩パウダー) を様々な割合で混ぜ合わせ, 火星凍土の模擬試料とし, それを用いた衝突実験を行っている. 同様な実験は, Koschny and Grün (2001) によっても行われており, 岩石の含有率が大きくなるとクレーターサイズが徐々に小さくなる傾向が明らかになってきた[14]. しかしながら, 回収された試料に観察されるクレーター形状からは, 岩石の含有率にかかわらず,明らかなピット型クレーターは見つかっていない. ピット型クレーターは中央丘型クレーターにおいて, その中央丘がなんらかの理由で爆発し, 火口が形成されたとも推測される. この場合, この爆発を起こすメカニズムと揮発性物質がどのように関連しているのか, またクレーター形成がその爆発とどのような関連があるかを今後調べる必要がある.
もう一つの特徴的なクレーターはランパートクレー
ターである. クレーター周囲に花びら状に衝突堆積物が分布し, その先端は周囲の地形に対して明らかに盛り上がりを示す (図７b). このクレーターの成因には大きく分けて2つの仮説がある. 一つは火星大気と衝突イジェクタの相互作用である. Oliver and Schultz(1998) は大気中でダスト層への衝突実験を行い, クレーター形成過程を観測した[15]. その結果, イジェ
クタカーテンの先端で大気との相互作用により渦が発)*+, "#$%$&'(      火星環境の模擬室内実験／荒川173

生し, その渦の影響でイジェクタは下方に力を受け先を引き起すメカニズムそのものが変わることもある.

端において厚い堆積層を作るという. 一方, 火星表層

このような場合, これまでの地球科学における蓄積をの凍土層にその原因を求めるものもある. 実際, これ超えて火星環境に最適化した理論構築のため, それにまでの多くの火星表層の水分布の研究に対して, ラン見合った室内実験を行なう必要がある.

パートクレーターが凍土層を示すマーカーとして扱わ

今回紹介した模擬室内実験は, 残念ながらすべてがれてきた. この考えでは, 衝突加熱により凍土が融解火星をターゲットとしたものではない. 火星も含めたし, スラッシュ状になったイジェクタが周囲に広がり寒冷・希薄大気環境下を模擬したものや, 地球上の現花びら状の堆積物を形成する. もしくは, 凍土層の氷象を再現したに過ぎないものもある. しかしながら,やドライアイスが衝突加熱により蒸発をおこし, そのこれらの実験は, 今後火星に最適化した実験を行なっガスによってイジェクタが周囲に広がり堆積物を作るていく上での出発点となるべき実験であると思われる.

ことも考えられる. しかしながら, これまで室内実験

我々は, これらの土台のもとに, 独自の工夫とアイデ

では凍土の衝突蒸発・溶融とクレーター形態を関連づ

アを用いて火星実験学を発展させて行きたいと考えてけた研究は行なわれていない. クレーターの形態をそいる.のイジェクタ分布まで含めて調べるためには, 重力の効果を考慮して縦型の衝突装置が必要である. 一方,

衝突蒸発や溶融を充分におこさせるには3km/s を超える速度が必要とされる. 現在の技術ではこの速度範囲の実験には二段式軽ガス銃が必要であるが, そのほと本稿執筆にあたり, 有意義な査読意見をいただきました山本聡氏に感謝いたします.

んどは水平撃ちである. そこで, この研究には NASAの Ames 研究所に設置されているような垂直に発射できる二段式軽ガス銃が必要である. 火星環境におけるランパートクレーターの成因を明らかにするには, 日
本の惑星科学グループでも, 是非とも縦型二段式軽ガス銃を利用可能にすべきである.

[1] 前野紀一他, 2000, 雪崩と吹雪, 基礎雪氷学講座
III,

古今書院.

[2] White et al., 1997, J. Geophys. Res. 25, 25629.
[3] Sullivan, 2002, Lunar and Planetary Science

Conference XXXIII, Huston.
[4] Greely et al., 2003, J. Geophys. Res. 108,

火星表層に関する情報が増大する中, これらの情報を整理・統合し, 火星の気候システムを理解し, その表層進化を明らかにするため室内実験が必要とされて

doi:10.1029/2002JE001987.
[5] Fishbaugh et al, 2002, J. Geophys. Res. 107,10.1029/2000JE001351.

いる. 地球科学で培った様々な手法・理論は多くの場[6] Howard, 2000, Icarus 144, 267.

合, そのまま火星で利用可能である. ただし, 地球環[7] Kato et al., 1995, Icarus 113, 423.

境において最適化されたものを火星環境にまで拡張す[8] Nye et al., 2000, Icarus 144, 449.

る必要がある. 素過程が同じであるならば, 室内実験

[9] Durham et al., 1997, J. Geophys. Res. 102, 16293.

では火星環境下まで外挿できるパラメーターを求める[10] Durham et al., 1999, Geophys. Res. Lett. 26,ことが研究目的となる. 一方, 物質, 温度・圧力条件,タイムスケール, 速度等々が異なることにより, 現象

3493.
[11] Goldsby and Kohlstedt, 2001, J. Geopys. Res. 106,

174

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11017.
[12] Durham et al., 1992, J. Geophys. Res. 97, 20883.
[13] Durham et al., 2003, Third Mars Polar Science
Conference, Alberta.
[14] Koschny and Grü n, 2001, Icarus 154, 391.
[15] Oliver and Schultz, 1998, J. Geophys. Res. 103,25739.