158

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX
その5 〜ミッションを支える測地学〜

松本 晃治，MMX測地学科学戦略チーム（要旨）MMXのミッション目的を達成するためには，火星衛星の形状・重力場・回転に関する精密な情報が必要となる．本稿ではこれら測地学的研究について，現状および MMXにおける観測・解析戦略を概観する．

1. はじめに2015 年 6月17日に北 海 道 大学 の 倉 本圭さんから一通のメールが届いた．表題は「火星衛星サンプルリ
ターン計画：初期科学メンバ参加のお願い」．これがきっかで筆者（松本）はM M Xに関与することとなった．これまでに関わったS E L E N E，はやぶさ2はど観した後，G - S S Tがどのようにそれらをアップデートしようとしているかについて，準備状況も含めて紹介する．また，測地学的観測から火星衛星の内部構造を探るという観点で展望を述べる．

2. 測地学的研究の現状

ちらも途中参加であったが，M M Xにはミッションの形状モデルは，画像の測光補正，L I DA Rやラン立ち上げから関わることができ，楽しさ（と大変さ）をドマークデータを用いた探査機軌道決定，表面進化経験できていることに感謝したい．立ち上げの初期の研究等，科学解析の様々な場面で利用されるだけには，他のメンバの熱量に圧倒されつつも，主に測地でなく，安全性の観点で着陸候補点を選定する際に学的観測から火星衛星の大構造を探るという観点で必要なプロダクトでもある．火星衛星の内部 密度分

ミッション要求 [ 1]の策定に寄与することができた．

布の情報を持つ物理量である慣性モーメントは，経その後，ミッション目的を着実に達成するための度ひょう動振幅と2次の重力場係数を組み合わせてチームを構築することとなった．現在の5つの科学戦得られる．内部密度が一定であると仮定して計算し略チーム（S cience St rateg y Tea ms : S S Ts）がそた慣性モーメントと，観測から導かれる慣性モーメれである．そのうちの4つは中目的に紐づけられていントとを比較することが内部 構造推定の第一歩となるが，一つだけ例外的なS S T が存在する．それが測る．全球形状モデルは，前者の計算にも必要となる．

地学科学戦略チーム（G eodesy S cience St rateg yTea m : G - S S T）である．G - S S Tは，火星衛星の形

2.1

形状モデル

状・重力場・回転モデルや精密探査機軌道など，着これまでに，複数の探 査機が取得した画像から陸点選定や科学解析の基盤となる測地学プロダクト形状を復元したモデルがいくつか公開されている．6をサイエンスチームに提供することにより，ミッショつの探査機のカメラによる画像を解析した最新の研ン目的の達成をサポートするという重要な責を負う．

究 [2]によると，フォボスについては約2400 枚の画像

現在，25 名の国際メンバで構成されている．本稿でデータから，空間分解能が 18 m，面の数が約1200

は，主にフォボスに関する測地学的研究の現状を概万の全球形 状モデルが，デイモスについては約300

1.国立天文台 R ISE月惑星探査プロジェクト
koji.matsumoto@nao.ac.jp

枚の画像データから，空間分解能が 20 m , 面の数が約300万のモデルが 構 築されている．このEr nstら

もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他

159

によるフォボス形状モデルは，クレーターやグルーブおよび 2次の重力場係数が推定されている．最接近などの地形を100 mスケールで分解しており，M M X

距離 77 k mの2010 年の単一フライバイデータを解析が火星圏に到着するまでの事前検討にとって有用でした研究 [ 5]では，GM，C 20 ，C 22 の3つのパラメータある．ただし，主に異なる最接近距離を持つ複数のが十分な確度で分離できていないことが問題であっフライバイ観測に基づいているため，画像のピクセルた．[6] では最 接近 距離 59 k mの2013 年のフライバ

分解能に数 mから200 mのばらつきがあり，その空イデータも加えることにより，観測ジオメトリが改善間分布も一様ではない．着陸安全性を評価するにはされ，パラメータ間の相関は減少していると考えられ空間分解能が不足する．また，原点と形状中心の間（1σ）はそれぞれ約る．しかし，C 20 とC 22 の推定精度に約500 mのオフセットが存在することが分かって8％，31%であり，重力場係数の誤差はまだ大きいといる．

言わざるを得ない．

2. 2

この場合，経度ひょう動振幅を固定する必要があり，[ 7] はフォボスの暦と同時にC 20 ，C 22 を推定した．
経度ひょう動

火星衛星の軌道はわずかながら離心率を持ち，火密度一定を仮定して当時の形状モデルから計算した星が火 星衛星の力学的な形 状に及ぼ す重 力トルク振幅の値( -1. 2°)が用いられている．C 20 ，C 22 の推定が時間変化する．このため，火星衛星の自転速度も精度（1σ）はそれぞれ約6%，3%と一見よく決まって周期的に変動し，自転軸周りに表面が東西に振動すいるように見えるが，相関係数は0. 96と大きく，独立る経度ひょう動が引き起こされる．その振幅は，内な見積もりは実現していない（近点歳差から独立に部密度分布を反映する．画像の解析から経度ひょう決まるのは経度ひょう動，C 20 ，C 22 のうちどれか一つ動によるフォボス表面の変位を検出した研究 [ 3]によである）．

ると，その振幅は-1.14°±0. 03°である．一方，フォボス軌道の近点がゆっくり移動する速さが経度ひょう動の関数であることを利用して軌道力学的に解析した研究 [4]によると，経度ひょう動振幅は-1. 09°±3. MMX観測計画
3.1

関連ミッション機器

0. 01°と推定されている．これら二つの研究の誤差（1

測地学的研究に寄与するM M Xのミッション機器σ）はそれぞれ約3%，1%であるが，二つの見積もりは， 望 遠カメラTE NG O O，CA M -T， 広角カメラの間には4%を超える差があり，誤差を考慮しても重ORO CH I，およびレーザ高度計L I DA Rである．カならない．なお，1°の経度ひょう動の振幅は，赤道上メラ画像は形 状モデルを更 新 する際の重 要なデーの表面が東西に約200 m振動することに相当する．

タ源泉となる．TE NG O OとCA M -Tは同等の性能

近点歳差速度は経度ひょう動だけでなく2次の重を持ち，その対角線視野角は1. 34°，瞬間視野角は力場係数C 20 ，C 22の関数でもある．経度ひょう動を解

5. 8 μrad /pi xelである[8]．高度 100 k mから撮像くために，[4]では密度一定を仮定して形状モデルかする際 の空間分 解能は2ピクセル当たり1. 2 mであら計算した重力場係数が用いられている．この係数り，これまでにない高い分 解能の画像が 期待されの誤差により，経度ひょう動振幅に系統誤差が生じる．TE NG O Oはサイエンス，CA M -Tはバス運用とている可能性がある．また，[ 3]は解析に用いるフォ基本的な用途が分かれているが，特に形状モデリン

ボスの暦の違いによって解析結果が変わることを示

グ用の撮像の際に併用することで撮像領域を広げらしており，画像解析の際に用いられた暦の誤差の影れるように，双方の視野はお互いに対角線方向に少響を受けている可能性もある．

しずらして設定する．

2. 3

度20 k m程度までフォボス全体をその視野内に収め

ORO CH Iは約85°の対角線視野角を持ち[8]，高重力場係数

長楕円軌道を持つMa rs Expres s ( M E X )がフォることができる．TE NG O O/CA M -T画像とほぼ同ボスをフライバイする際に取得した地上からの追 跡

時にORO CH I 画像を取得することで，狭い視野を持データの解析から，GM（ 万有引力定数と質量の積）

つ望遠カメラによるフォボス表面上の撮像位置を同

160

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

図1：QSO-H（緑）およびQSO-M（紫）からフォボス赤道付近を観測した場合のTENGOO視野．G-SSTメンバの菊地翔太さん作成．カラーの電子版も参照されたい．

定することが可能となり，形状モデリングの際に画像る観測から先に構築する．続くQ S O -M，L A，L Cにを登録する作業のスピードアップが期待される．

おいて，全球観測に基づいて選定した300 m四方のL I DA Rによって，探 査機と火星衛星表面との間着陸候補領域を，数を絞り込みながら観測し，ローの距 離の 情 報 が 得られる．M M X L I DA Rの 送 光カル形状モデルを構築する．ミッション初期の限られビーム幅は0. 5 mradであり[9]，高度 100 k mから観た時間内に，効率的にこれらの形状を復元するため測する際のフットプリント径は50 mとなる．L I DA Rの撮像計画を検討している．

による測距値は，探査機軌道決定精度，火星衛星のQ S O 滞在中のフォボス重心から探 査機までの距

暦・重力場・回転パラメータの推定精度の向上に貢離は一定ではなく，経度 0°（ 火星側）および 180°（反献する．また，画像から復元される形状にスケールを火星側）付近でその距離は小さく，経度 90 °および与えるという重要な意味を持つばかりでなく，測線に270 °付近で大きくなる．遠点付近でのTE NG O O/沿った連続的なフットプリント位置から得られる地形

CA M -Tの空間分 解能は，2ピクセル当たり約2 mの凹凸の情報は，形状モデルの検証にも有用である．

(Q S O - H )，1 m (Q S O -M )，50 cm (Q S O - L A)，20cm (Q S O - L C ) で あ る．図1に Q S O - H および M の

3. 2

QS O 軌道からの撮像計画

近点・遠点辺りからTE NG O Oで赤道付近を撮像しMMXは 擬 周 回 軌 道（Qua si S atel l ite O rbit :た場 合の視 野を示す．この視 野を3296 × 2472ピQ S O）からフォボスを観測する[ 10] ．これは，フォクセルで撮 像することを想像すれば，TE NG O O/ボスの公転軌道に非常に近い軌道で火星を公転す

CA M -Tの優れた空間分解能を直感的に理解できるることで，擬似的にフォボスを周回するような相対であろう．遠点・近点付近で空間分解能が約2倍異な位置が実現し，フォボスの全経度を観測できる軌道るが，現状と比べるとより均一な分解能をもつデータである．基本的に，軌道半 径の大きいQ S O - Hからセットが得られると期待される．

Q S O -M，Q S O - L A，Q S O - L Cと順次軌道半 径の形 状 モデリング 用 のソフトウエアとして， イトカ

小さいQ S O へと遷移しながら，より空間分解能の高ワ，リュウグウ，ベヌーなど不規則形状をもつ天体のい画像を取得していく．着陸地点は地心緯度±30 °形 状 復 元に実 績 のあるstereophoto cl inomet r y以内から選ぶことになっており，少なくともこの緯度( S P C ) の 利 用を想 定している．S P C は stereo 法に範囲をカバーする全球形状モデル（M M Xによるカバより三 角 測 量 的 に 得られ る3 次 元 位 置 の 情 報と，レッジの観点では「半」全球だが）をQ S O - Hにおけphoto cl inomet r y 法により輝度変化から推定されもう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他

161

図2：QSO-Hにおいてスキャン観測した場合のTENGOO（緑）およびCAM-T（ 紫）の視野カバレッジの例．G-SSTメンバの菊地翔太さん作成．
カラーの電子版も参照されたい．

る表面傾斜の情報とを組み合わせて形 状を復元す量，および流し撮りの回数を決め，着陸候補領域のる．このためには，観測方向や日照条件に変化を持確実な撮像を目指す．

たせた複数の画像の入力が必要となる．Q S O - Hにおける最初の16日間の昼面の観測期間中に，同一地3. 3重力場観測点を異なる7つの地方太陽時 ( lo ca l t i me)と観測角数回のフライバイ観測に基づいて重力場係数を推の組み合わせで観測する計画を立てている[ 1]．地方定している現状と比較して，M M Xではその長期に太陽時と観測角の値は，異なる地点の観測好機が時わたるQ S O 観測から，重力場の知識が向上するこ間的に重複しないように調整する．観測好機には探とが期待される．空間的に細かい重力分布に対する査機姿勢を南北方向に変化（スキャン）させて地心緯感度を上げるには，探査機高度を低くする必要があ度±45°の範囲を撮像する．図2は，このスキャン観る．M M Xでは低高度 Q S Oも予定されているので，測の結果として実現するであろうTE NG O Oおよび高度に応じた重力場の短波長成分の推定が期待さ

CA M -Tのカバレッジの一例を示す．火星による日食れる．一方，重力場の不確定性が大きい状況で高度の影響で 7 枚の画像が揃わない経度帯が生じる可能を下げると，誤差への感度も上がるので，探査機の性があるが，その場合は時期をずらしたバックアップ

安 全 性確保の観 点で問題が生じ得る．徐々に高度観測を検討する．

を下げながら重力場モデルの精度と空間分解能を上Q S O -M以下の高度における着陸候補領域の観測げる戦略をとることになろう．ただし，Phobos 赤道の際には，フォボス中心指向姿勢に対してオフセット面付近にとどまる通常の Q S Oにおける観測から決させた探査機姿勢を維持しながら，軌道運動によっまるのは，主に重力場係数のS ector ia l項（スイカのて対象領域付近を「流し撮り」することを考えている．

縦縞模様のようなイメージ）に限られる．Z ona l項（木軌道予測誤差も含めた指向誤差が存在するため，狙星の横縞模 様のようなイメージ）や Tes sera l 項（市い通りの場所が撮像できるとは限らない．この指向松模様のようなイメージ）を推定するには，赤道面か誤差を考慮した上でより広い領域を撮像する．また，ら離脱して面外方向に変位させる3次元（3D）Q S Oに

低高度では天体 表面上の視 野 が 狭くなるため，南おける観測が有効である．

北方向をカバーするために複数回の流し撮りが必要

軌道・重力場を推定する際に用いる観測量は，地となる．指向誤差と視野を勘案し，a long-t rack方球上の追跡局からの電波観測，L I DA R観測，ラン向の撮像枚数，cros s -t rack方向の姿勢オフセット

ドマーク観測である．ランドマーク観測とは，天体162

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 2, 2024

表面上の特 徴 点の天体固定 座標系における位置おるソフトウエアが異なるため，事前に双方の物理モデ

よびカメラセンサー座標系における撮像位置を指す．

ルに齟齬が無いかを確認する事が重要である．既にこれらの情報は S P C で画像を解 析した結果としてドップラーデータの処理について，出題側のJA X A得られる．L I DA R観測を解析ソフトウエア上でモデ

軌 道 力 学 チ ームの 協 力を得て 調 和 的 な 結 果 を得ル化するためには探査機位置・姿勢の情報に加えてて い る．2023 年11月15～17日に は CN E S のJea n-形状モデルが必要となる．国立天文台の山本圭香さCha rles Ma r t yさん とJu l ien L au rent-Va r inさんらがこれらの観測量を用いてシミュレーションしたんを講 師として招き，GI NS の講 習会を実 施した．

結果 [ 11]によると，Q S O - Hの観測から2次の重力場

G - S S Tメンバ6人が参加した．

（2～3%）より良い精度
係数 C 20 , C 22 をミッション要求で推定でき，Q S O - L Aの観測からsector ia l項の5次までを10%より良い精度で推定できることが期待

5. 内部構造推定

される．また，St ickney直下に圧縮による密度異常

フォボスの内部構造として，ラブルパイルのようにが 存在する可能性が指摘されているが，3D - Q S O -構成要素が一様に分布したモデル，一枚岩に亀裂がL Aにおける観測が実現した場合，推定される重力入ったモデル，空隙を持つ天体の一部が圧縮された異常の空間分解能と精度の観点から，この密度異常モデル，層構造を持つモデル，氷を含むモデルなどが検出できる可能性がある．さらに，着陸・サンプルが提案されている[たとえば 13]．しかし，第2 節で述

採 取後にフォボス表面から離陸しQ S Oに戻る上昇

べたように，特に重力場係数の誤差が大きいために軌道も表面付近の密度異常を探る良い機会となる．

慣性モーメントの誤差も大きく，現状では内部の質

4. 解析ソフトウエア準備状況

量分布の偏りの有無をはっきり判別するのさえ容易ではない．2.1節のEr nstらの最新フォボス形状モデ
ルを用いて一定密度を仮定して計算すると，経度ひょ形状モデリングのために実績のあるS P Cを利用す

う動振幅は- 0. 97°となり2. 2 節の観測値と合わない．

ることは既に述べたが，軌道・重力場推定ソフトウエ

これは内部の密度分布に偏りがあることを意味してアとして，CN E Sで開発され惑星探査で実績のあるいるかもしれないし，形状モデルや推定された経度GI NSを利用する．2024 年度後半から本格化する予ひょう動振幅に内在する誤差の現れかもしれない．

定の着陸点選定（L a nd ing Site S elect ion : L S S）

形状モデリングの際のカメラ位置（探査機軌道）の訓練に向けて，準備を進めている（参考として，はや誤 差や回転 パラメータの誤 差は形 状モデルの誤 差

ぶさ2のL S S訓練の様子は[ 12]を参照されたい）．

要因となる．一方，L I DA Rデータを利用して探査機2023年3月6～8日にP S IのEr ic Pa l merさんを講

軌道や回転パラメータを推定する際には形状モデル師として招き，S P Cの講習会を実施した．表面環境・が必要となる．M M Xによる観測から，反復処理に地質学科学戦略チーム（S S G - S S T）および JA X A軌

よってフォボスの形状，重力場，回転，暦の精度が上

道力学チームからの参加者も含め14人が S P Cの基がり，互いに矛盾の無い解が得られれば，内部構造本操作を学んだ．本 稿執筆時において，ミッションに関する知識を一歩前進させることができるであろ

固有の画像前処理ソフトウエアの整備を終え，L S Sう．3. 3節で述べたように，3D - Q S Oや低高度弾道軌訓練のテスト用模擬画像の処理を進めている段階で道における観測は，内部 構造解析の観点で興味深ある．

いが，その実現性は燃料消費量や探査機運用の安G - S S Tは，2021年10月からGI NS の開発チームと協力し，GI NSをM M X 用にカスタマイズする作業

全性の観点から注意深く検討する必要がある．今後も，工学側と連携しながら検討を続けたい．

を続けている．これまでに，L I DA R観測モデル，ラ一方，測地学的観測のみから引き出せる内部の情ンドマークデータの取り込み機能，経度ひょう動振報には限りがあるのも事実である．たとえば，層構幅の推定機能，フォボス暦の推定機能の追加が既に造が 存 在した場 合，その境界面の位置とどちらか実現している．L S S訓練は出題側と解析側で使用すの層の密度は縮退する．また，低密度領域が存在しもう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMXその5 〜ミッションを支える測地学〜／松本，他た場合，その原因が水氷か空隙かを見分けることは困難である．質量分析器MSA [14]の観測結果や水氷の進化のシミュレーション[15]などの理論研究を組み合わせた解釈が必要となろう．複数の機器チー
ム，科学戦略チームと協力しながら解析を進めたい．

163

参考文献
[1] Matsumoto, K. et al., 2021, Earth, Planets andSpace 73, 226.
[2] Ernst, C.M. et al., 2023, Earth, Planets andSpace 75, 103.

6. おわりに[3] Burmeister, S. et al., 2018, J. Geod. 92, 963.
[4] Lainey, V. et al., 2021, Astron. Astrophys. 650,

Q S Oからの観測は複 雑で，測地学的観測も例外

A64.

ではない．観測計画を立案するには，探査機の軌道[5] Pätzold, M. et al., 2014, Icarus 229, 92.

がどのように決定・予測され，探査機姿勢がどのよう[6] Yang, X. et al., 2019, Mon. Not. R. Asron. Soc.に制御されるのかという情報が必要である．G - S S Tの性格上，立案結果をコマンド列に落とし込み，観測データをダウンリンクし，解析し，プロダクトを提供するというサイクルを途切れさせずに維持することが求められる．これには経験がものを言う．火星圏滞在期間は限られており，現地に着く前に十分に経験値を上げておくことが重要である．そのために490, 2007.
[7] Jacobson, R.A. and Lainey, V., 2014, Planet
Space Sci. 102, 35.
[8] Kameda, S. et al., 2021, Earth, Planets and Space73, 218.
[9] Senshu, H. et al., 2021, Earth, Planets and Space73, 219.

は事前の訓練が必要であり，理工学連携で進めてい[10] 中村智樹ほか, 2023, 遊星人 32, 216.

る各種ワーキンググループ，観測機器チーム，科学戦[11] Yamamoto, K. et al., Earth, Planets and Space,

略チームと連携しながら，L S S訓練や運用訓練に参in press.

加し，本番に備えたい．計画の立ち上げから成果創[12] 石原吉明ほか, 2017, 遊星人 26, 139.

出までの道のりを完走できるよう，まずは火星圏到[13] Le Maistre, S. et al., 2020, Icarus 321, 272.

着までの時間を有効に使って着実に準備を進めたい[14] Yokota, S. et al., 2021, Earth, Planets and Spaceと考えている．もちろん興味を持つ若い研究者の新規参入は大歓迎である．

73, 216.
[15] Kamada, A. et al., 2024, Icarus 410, 115916.

次号へ続く．

著者紹介
松本 晃治
国立天文台准教 授．東京大学大日本測地学会，日本惑星科学会，日本海洋学会に所

学院理学系研究科地球惑星物理属．M M Xでは測地学科学戦略チームのリーダーを

学 専 攻 博 士 課 程 修 了．博 士（理務める．

学）．日本学術振興会特別研究員
PD，国立天文台助手を経て2010
年より現職．専門は惑星測地学．