もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX その4 〜イオン質量分析による火星大気流出観測の意義〜／益永，他

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もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX
その4 〜イオン質量分析による火星大気流出観測の意義〜
益永 圭1，黒川 宏之 2，小池 みずほ3，中川 広務 4，寺田 直樹 4，横田 勝一郎 5，
MSAチーム，MSSSTチーム（要旨）2023 年末に火 星衛星探 査機 M M Xの打ち上げが 2 年延 期された . 現 在は2026 年 打ち上げに向けて計画が粛々と進められている. 本 稿では , これまでにイオン質量分析器 M S A ( M a s s Spect r u m
A na lyzer)チームおよび火星サイエンスチームM S S S T ( M a rs System S cience St rateg y Tea m)で検討されてきた火星大気流出の観測に関する内容の一部について紹介する.

1. はじめにが大きいのが現状である. その理由として, 炭素の流出に関する観 測が 不足していることが 挙 げられ

現在の火 星は寒冷かつ乾燥した気候で, 表面にる. これまでに観測が行われてきた水素は主にH 2 O

液体の水は存在していない. しかし, 観測により得ら由来と考えられるものの, 酸素は H 2 OとC O 2 の両方れた地形的特徴などから, 過去の火星は温暖で, 表に由来する. そのため, 過去のC O 2 大気量の不確定面に海が 存在したと考えられている. かつて存在し性に制約を与えるためには , 今後は水素, 酸素の観た海はどのようにして失われたのか？有力視されて測だけでなく, 炭素の観測も同時に行う必要がある.

いる１つの説は, 大気流出を通じた宇宙空間への水

また, 火星の生命環境を議論する上で重要な大気成の喪失である.

分の１つとして窒素があげられる. 窒素は火星大気

これまでは欧 米を中心とする探 査機により, 火星

中で C O 2 に次いで豊富なガスであるが, 火星上層大から流出する大気 (主に水素原子や酸素原子及びそ気からの窒素の流出の直接 観測の例はこれまでにれらのイオン)の観測がなされてきた. 観測に基づく

なく, その実態はよくわかっていない.

現在の水素や酸 素の流出率をH 2 O 由来と仮定して

M M Xに搭載されるM S A観測器は , 高い質量分

過去まで遡ると, 過去の火星には少なくとも全球数解能を持ち, これまでに観測されてきた水素イオン

メートルから数十メートルの海に相当する水が 存在や酸素イオンに加え, 炭素イオンや窒素イオンを含むしたと見積もられる[ 1] . このような液体の水が存在

様々な粒子種のイオンを観測することができる. 本するためには, 温室効果をもつ厚い C O 2 大気も存在

稿では , M S Aによる火星圏の質量分析観測の意義していたと考えられているが, 過去に火 星が保有しについて説明する.

ていた C O 2 大 気 量の見 積もりについては不 確定 性
1.JAXA宇宙科学研究所
2.東京大学大学院総合文化研究科広域科学専攻
3.広島大学大学院先進理工系科学研究科
4.東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻
5.大阪大学大学院理学研究科
masunaga .kei@ja xa .jp

2. MSA観測器
M S A は イオン の エネルギ ー を 分 析 するトップ
ハット型静電分析部と質量を分析 するT OF ( Ti me
O f F l ight) 質 量 分 析 部 から成り, イオンの エネル
ギ ー ( 正 確 には E /Q (eV/q ))と質 量 ( 正 確 には M /52

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

表1： MEX, MAVEN, およびMMX搭載のイオンエネルギー・質量分析器の装置特性. [2- 4]より作成. なお, MSAとMAVEN/STATICの質量分析部はTOF型であるがMEX /IMAの質量分析部は磁場でイオンを曲げることで質量分析している.

(３次元速度分布関数 )Q (a mu /q ))を分 析 する観 測 装置 である[2] . これの情報が 有用であるため, M S Aには磁力計も組みに 加え , イオン入 射 部 は , 機 器 座 標 系に おける方

込まれている. 速度分布関数と磁場データを合わせ

位 角 方 向 に360 °(22. 5 °×16チャンネル ) , 仰 角 方て解 析 することにより, 様々なイオンの物理 量に加向 に は 静 電 スキャンにより約 90 °(~12. 25 °×8方え, イオンの運動, 加速機構, イオンの起源(どこから向 ) のほぼ半球の視 野を持 つため, 入 射 するイオンやって来たのか)などを詳細に調べることができる.

の速度方向も分 解できる. T OF質量分析器は , 線
形 電 場 型 ( Li nea r Elect r ic Field) を 採 用しており, これまでの火星探 査機に搭載されたイオンエネ

3. 火星圏におけるMSAの観測

ルギー・質量分析 器と比べ , 格段に質量分 解能 が現在の火 星からの大気流出の主要メカニズムは ,向 上して いる( M /ΔM>100) . 参 考 のため, M S A ,ジーンズエスケープ ( Jea ns E sc ape)と呼ばれる熱欧 州 の M E X ( M a rs Ex pres s) 搭 載 の I M A ( Ion

的散 逸と光化 学反 応による非 熱的散 逸の2 つに分

M a s s A na lyzer) 及 び 米 国 の M AV E N( M a rs

けられる. ジーンズエスケープは熱圏上部において

At mo sphere a nd Volat i le Evolut ioN ) 搭 載 の分 子が太 陽紫外 線やX 線を吸収して得た熱エネル

S TAT I C ( S u p r aT h e r m a l A n d T h e r m a l I o n

ギーが脱出エネルギーを超えると起こる現 象で, 主C ompo sit ion)の装置特性を表 1に示す.

に水素原子のような軽い粒子の主要流出メカニズム

M S A ( 及び I M A , S TAT IC)によって観測されるとなっている. その結果として火 星の周辺には Hのデータは速度分布関数と呼ばれるが, これはいわば

希薄大気 ( 外気圏 )が広がっていることが知られてい3 次元速度空間のヒストグラムのことである. すなわる[ 5] . 光化学反応に関しては , 電離圏におけるイオ

ち, ある速度 (速さと方向)をもって装置に入射したインの解離再結合(例えば, O 2+ + e - → O + O) 等によオンが探査機の周りに何個いるのかを記録したデー

る流出があり, O, C , Nなど重い粒子の主要流出メカ

タである. このデータを統計的に解 析することによ

ニズムの１つとなっている. 解離再結合で生まれた原り, 様々な質量のイオンの密度 , 速度 , 温度 , 圧力と子の一部は脱出エネルギーを超えるため, 火星の周

いった基本的な物理量を導出することができる. なりにはHだけでなく, Oの外気圏が広がっていること

お, イオンの速度分布関数を解 析する際には , 磁場も観測的に分かっている[6] (C , Nの外気圏の存在ももう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX その4 〜イオン質量分析による火星大気流出観測の意義〜／益永，他

外気圏

Solar Wind
(太陽風）

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ピックアップイオン(フォボス起源)

磁気シース

IMB
（誘導磁気圏界面）

ピックアップイオン(外気圏起源)

電離圏

磁気圏尾部

太陽風対流電場

IMF(惑星間空間磁場)(トーラス）(バウショック）

図1：火星圏プラズマ環境の概略図. Yokota et al. (2021)を改変.

理論的には予測されている [ 7, 8] ) .

MAVENの観測によって太陽風 状態に対するイオン

また, 別の非熱的散逸としてイオン流出がある. 地

流出の研究は多く行われ, その物理的機構は明らか

球のような固有の双極子磁 場を持たない火 星では ,になってきている. 図1に火星圏のプラズマ環境の様

太陽風が固有磁場に遮られることなく惑星近傍まで相を示す. 太陽風 , 磁気シース( 太陽風が亜音速まで流入し, プラズマ化した超高層大気と直接相互作用

減速され, プラズマが圧縮・加熱されている領域 ) , 誘

する. その結果 , 太陽風中の電磁場によって大気起

導 磁気圏 ( 惑星間空間磁場が電離圏に巻き付いて源のイオンが加速され, 宇宙空間に流出する. イオン形成されるミニ磁気圏 ) , 電離圏 ( 惑星大気の一部

流出は, 太陽風や太陽放射といった宇宙天気に強くが電離している高度 約100 - 500 k m 程 度までの層 )影 響を受けることが知られている. これは , 太陽のなど異なるプラズマ領域が 存在する. 本 稿ではまず,進化とともに変化する太 陽風や太 陽放 射の状 態が,フォボス軌道を周回するM M X 軌道上にある磁気圏

火星の大気進化や気候変 動に長期的な影 響を与え

尾部及び太 陽風・磁気シースにおける観測の2 つにた可能性があることを示唆している. したがって, イついて考えていく. また, 流出イオンの同位体分析のオン流出メカニズムや流出率の理解は, 過去の大気狙い, 複数衛星による火星大気流出の協調観測の可量の推定において重要となる.

能性についても述べ , 気象観測やサンプル分析へのこれまで多くの探査機が火星から流出するイオンを直接観測してきた. 特に, 2000年代からのMEXやシナジー効果についても説明する.

54

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

(a)

(b)

(c)

(d)

図2：(a)MAVEN/NGIMSによって観測された電離圏イオンの数密度高度分布[12] ．
(b)MEX/IMAによって観測された磁気圏尾部(高度約1,000 km)の
イオンの質量分析結果[13]. (c)MAVEN/STATICによって観測された磁気圏尾部(高度約2,000 km)のイオンの質量分析結果[9]. (d) MAVEN/STATICによる磁気圏尾部のC+イオン検出イベント[14].

3.1 磁気圏尾部

and Ion Mass Spectrometer) [11, 12] 1 によって観

磁 気圏 尾部は火 星から流出するイオンの主要流
出経 路であり, この 領域における流出機 構を理 解することは大 気 流出量の定 量化のために重要である. これまでのM AV E N等の観測により, 磁気圏尾部からは主に電離圏起源のイオンが流出していると考えられて いる[ 9,10] . 図2に M E X 及び M AV E Nの磁 気圏尾部におけるイオン質量分析結果の例とM AV E N搭載の質量分析器 NGI MS ( Neutral Gas

1
ここで, STATICとNGI MSの違いについて簡単に説明しておく. STATICはトップハット型のエネルギー分析部とTOF 型の質量分析部から成る装置で, 観測値は質量方向だけでなく, エネ
ルギー方向の情報を持っている. 脱出エネルギーを超えるエネル
ギー帯に感度を持つため, 主に高高度( 磁気圏や太陽風領域など )の惑星圏を流出していくイオンの速度分布を計測する. 一方で, NGIMSは主に四重極質量分析部のみからなり, 低高度(電離圏・熱圏)における高密度の熱的イオン(及び原子・分子)の密度を計測している.

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測された火 星電 離圏イオン数 密度の高度分布を示圏から流出していく(図1) . ピックアップイオンは実空+

す. 図2aより電 離圏はO , O 2 , C O 2 を主 成分とし間では電場と磁場方向に対して垂直にドリフト運動ているが, それ以外にも様々な副成分が含まれていを行う( 図3a) が, この運動は速度空間で見るとリンることが分かる. 一方で磁気圏尾部の観測 (図2b, c)

グ分布と呼ばれる特徴的な速度分布を示す (図3b) .

では , 装置の質量分 解能の制約によりイオンの質量

M S Aはイオンの速度分布関数を観測する装置であは完 全には分離できていない. 電離圏の主 成分でるため, 太陽風領域や磁気シース領域においてピッ

+

+

+

+

+

フィッティングすることによりO , O 2 , C O 2 の流出

クアップイオンのリング分布を観測できる. これまで

フラックスを求めることに成功している[ 9, 10, 13] が,は M E X / I M Aや M AV E N/ S TAT IC によって H +この中にどれほどの割合で副成分が含まれているのとO + のリング分布が同定されている( 図3c , d) [ 15 -かについては理解が進んでこなかった.

17] . M M Xミッションでは M S Aの高い質量分 解能ところが, 近年の S TAT ICを用いた 解 析により,+を活かし, C + やこれまでに検出されたことのないN +磁気圏尾部の C が 初検出された( 図2d) [ 14] . しかなど, 様々な粒子種のピックアップイオン(リング分布)

し, S TAT ICの質量分解能では, 様々な仮定のもとが観測されることが期待される.

でフィッティング・ノイズ除去等の複 雑な処理を行っ++

また, 速度分布関数と磁場のデータを解析するこた上で C を同定する必要がある. そのため, C の流とにより観測されたイオンの軌道を解 析的に計 算す

出イベントは数十例に留まっており, 統 計 解 析に基ることができる. これにより, 各々のイオンの起源 (どづいた流出率の導出という定量的な議論は行えていこからやって来たのか)を調べることができる. 現在 ,ない. 我々は M S Aの高い質量分 解能を活かし, 磁

我々はピックアップイオンのリング分布を詳細に解析

気圏尾部から流出していくC + の流出率の定 量化をすることにより, ピックアップイオンの源である外気

目指す.

圏の原子の数密度分布を導出する外気圏リトリーバ

また, 再度図2dに着目すると, 電離圏高高度 ( 500+-3ル手法を構 築中である. M S Aの観測データにこのk m)には C と同程 度の密度 ( 数個 cm オーダー)を手法を適用することで, O, C , Nなどのさまざまな粒持った様々なイオンが電離圏高度に存在しているこ

子種の外気圏における3 次元分布とその時間変化をとがわかる. M E X / I M AやM AV E N/ S TAT ICの調べることが可能になる. このアプローチにより, イ

観測では質量分 解できていないが, おそらく現実でオン流出の分析に留まらず, 解離再結合のような光はこのような副成分イオンも磁気圏尾部から流出し化学反 応を通じた大気流出機構に関する理 解にもていると予想される. その中には , N + , OH + , H 2 O + ,貢献することを目指す.

++

C O ，N 2 など水 , 温室効果ガス, 生命構成要素に関わるイオンが含まれる. 我々はM S Aによってこれら

3. 3 同位体分析の流出イオンを初検出することにより, イオン流出成

大気散逸によって火星から失われた大気量・水量の分や流出率の実 態を詳細に把 握できることが 期待

推定には, 大気・水を構成する揮発性元素の同位体組される.

成が有用である. 大気散逸では軽い同位体が選択的に失われるため, 多くの原子が失われるほど火星表層

3. 2 太陽風・磁気シース

は重い同位体に濃集するためである. MSAの高い質

ジーンズエスケープや光化学反 応により流出した量分解能は同位体分析も可能としている( 13 C + , 18 O + な

大気の一部は火 星の重力圏から逃げきれずに周辺

ど )ため, MSA観測から大気散逸の同位体分別係数にとどまり, 外気圏を形成する. 火星のような太陽風( 軽い同位体が選択的に失われる度合いを示す指標)

誘導型の磁気圏のサイズは小さいため, 外気圏大気を求めることにより, 火星の大気量が時間とともにどは磁気シースや太陽風領域にまで広がる. これが太のように変化したかを明らかにできる. 我々はMSAを陽紫外線による光電離や太陽風 粒子との電荷交換 ,使って外気圏起源のピックアップイオンや磁気圏尾部

電子衝突によって電離されると, 太陽風中の対流電のイオン流出フラックスの同位体比(φ13C /φ12C , φ18O /場によって加速され , ピックアップイオンとして火 星

φ16O など )を観測することにより, 実効的な同位体分

56

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024(a)(b) VE

ESW
VSW

2015-01-12/21:26:13-21:28:21
500

(d)

VExB

10-9
10-10
10-11

f [#/(m6 s-3)]

Ve [km/s]

(c)

2VSW

VSW

Sun

BSW

VB 0

10-12

0

10-13
10-14

-500
-500

Mars
B=4.1 nT

0500
Vexb [km/s]

10-15
10-16

2.0

図3：(a)実空間におけるピックアップイオンの軌道(ExBドリフト). (b) 速度空間におけるピックアップイオンの軌道(リング分布). パネルaにおける各記号(丸, 三角, 四角, 星)の場所では, パネルbの同記号に対応する速度ベクトルを持っている. (c)MEX/IMAによって観測されたH+リング分布[15]. (d)MAVEN/STATICによって観測されたO+リング分布 [17].

別係数を導出する[2]. これにより, 過去から現在にか

空間的にダイナミックに変動していることである. 実

けて失われた水とC O 2 の量に制約を与えることを目指

際 , 数 時間で火 星を周回するM AV E N 等 のプラズしている.

マ・磁場データを見ていると, 毎周回磁気圏尾部のデータの見え方は大きく異なっている. このような観

3. 4 複数の火星探査機との協調観測測事実から, 火星磁気圏のシステム全体が上流の太磁気圏尾部は火 星イオン流出の主要経路であり,

陽風 状 態の変化に応じて直ちに応 答すると考えら

1980 年代から現在にかけて複数の探 査機によってれている. そのため, 磁 気圏尾部におけるイオン流

直接 観測がなされてきた . にもかかわらず, 磁 気圏

出メカニズムを理 解するためには , 秒スケールとい

尾部におけるイオン流出メカニズムはまだ分 かってう短い時間で太陽風 状態や電離圏イオン, 流出イオいない点が多い. その理由の１つとして挙げられるンを同時に観測することが必 要である. しかし, 探のが, 磁気圏尾部の磁場の形 状が 複 雑な上に時間

査機一機による観測ではこれを実現することは難し

スケールの短い変動 (<<イオンのジャイロ周期 ) があい. 幸いにも2024 年1月現在 , プラズマ観測が 可能

り, 結果としてイオンの 運 動や 流出 経 路も時間的・な 複 数 の 探 査 機 ( M E X , M AV E N, Tia nwen -1)もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX その4 〜イオン質量分析による火星大気流出観測の意義〜／益永，他

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が火 星を周回しており, 今 年には米国の2 機構成火化を追うことができる. また , 現在 火 星を周回中の

星 探 査 計 画 E S CA PA DE ( E sc ape a nd Pla sma

M E X , M RO ( M a rs Recon n a is sa nce O rbiter) ,Accelerat ion a nd D y na m ic s Ex plores)も打ち

T G O ( Trace Ga s O rbiter)の赤外分光器は水蒸上げられる予定である. 残念ながらM M Xの打ち上

気やダストの高度分布も観測できる[ 19, 24, 25] . もげは2年延期され, 火星圏への軌道投入が2027年としこれらの探 査機が観測を続けていれば , M I R S ,なってしまったが, もしこれらの探 査機が観測を続T E NG O O, ORO CH Iの観測と組み合わせることにけていれば, M M Xによる磁気圏尾部の詳細なイオより水蒸気やダストの3 次元的分布の時間変動が明

ン質量分析と残り5 機 の 探 査 機 ( M E X , M AV E N,

らかになる. このような気 象データとM S Aによって

Tia nwen -1, E S CA PA DE ×2) に よ る 太 陽 風 や観測される流出イオンの時空間変動を照らし合わせ

電離圏の同時 観測が実現する可能 性が 高い. 我々ることにより, 火星の下層大気と上層大気の結合関M S Aチームは, M AV E NやE S CA PA DEチームの係を明らかにしたいと考えている.

コアメンバーと協調観測についてすでに議論を始めており, M M Xミッションの成果の最大化を目指している.

3. 6サンプル分析とのシナジー
火星の衛星であるフォボスは , 太陽風および火星
超高層大気から流出するイオンに晒されている. 火

3. 5 気象観測とのシナジー

星から流出するイオンはフォボス表面に打ち込まれ火星からの大気流出機構を理解するためには, 太ると予想されている[26] . 具体的には, 太陽風・磁気

陽放射や太陽風の影響だけでなく, 下層大気からのシース領域においては主に太陽風 起源のプロトンや影響を調べることも重要である. 火星下層大気中に

外気圏 起 源のピックアップイオンが 打ち込まれ , 磁

はダストが常に浮遊しており, 太陽放射を吸収・散乱

気圏尾部では電離圏起源のイオンが 打ち込まれる.

して大気を加熱している. これにより火星の大気温

フォボスは潮汐ロックされているため, これらのイオ度分布や大 気中の水 蒸気量が 支 配されている. 近

ンの打ち込み分布は火星面と反火星面で異なってい年の観測により, 火星表層でダストストームが発生する. 以上から, フォボスのレゴリス試料には火星大気

ると大気が急速に加熱され, 下層大気中に存在した流出と太陽風の情報がほぼリアルタイムで記録され水蒸気が高度 100 k m 近くまで輸送されることが明ていると期待できる.

らかになった [ 18] . ダストストームによって輸送されMMXではフォボスの複数の地点から≥ 10 gのレゴ

た高高度の水 蒸気を起源とする水素原子が 外気圏

リス試料の回収を計画している. 回収された試料は (1)まで広がり, 結果 , 水素の流出を増大させることも明quick analysis, (2) pre-basic characterization,

らかになった[ 19] . 一方でダストストーム時に酸素原(3) basic characterization という3 段階のキュレー

子の流出は抑制される可能性も指摘されており[20] ,ションを経て初期分析が行われる[27] . 試料回収コ

下層大気からの水の輸送に伴い上 層大気においてンテナ内にはフォボスのレゴリス( 固体 試 料 )に加え

複 雑な変動が起こっていることが予想される. このて揮発 性 成分 (ガス) が 捕獲されるため, ( 1) qu ick

ような上層大気の複雑な変動は電離圏イオンの分布a n a lysisではこのガス成分を抽出し密 封 容器に保にも影響を及ぼし, イオンの流出にも影響を与えるこ存する. その後の初期分析フェーズにてガス成分をとが予想される[21] .

調べることで, M S Aの観測データを補完する地上検MMXに は 赤 外 分 光 器 MIRS(MMX Infrared

証データが得られると期待できる.

Spectrometer[22] , OROCHI (Optical Chromatic

さらに, フォボスには , 火 星に隕石が衝突した際

Imager) 及びTENGOO(Telescopic Nadiar Imagerに巻き上がった地表 粒子 ( 表土 , 岩石, 有機物など )for Geomorphology)[23]が搭載されており, 火 星昼が蓄積されている[28] . こうした火星粒子はフォボス側の水蒸気・ダストを観測可能である. 特に, M M X

表面の数 100 ppmを占めると予想されている[29] .

はフォボスに並 走する赤 道 軌 道のおかげ で, 火 星

隕 石 衝 突 は火 星 上のあらゆる場 所 で生じるので,近傍から広範囲な水平 分布の数時間スケールの変フォボス試 料を回収することは火 星粒子のランダム

58

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

なサンプリングにも相当する. 火 星の地質年代を考さらに, M M Xミッションでは , M S Aによる同位慮すれば, 火星粒子の多くは40– 30 億年前の堆積岩体分析や地 球に持ち帰られたサンプルの詳 細な分であり, 太古の火星大気を捕獲している可能性が高析を行うことにより, 火星の大気の歴史を理解するこい. フォボス回収試 料のキュレーションおよび 初期とができる. 太陽風や下層大気の状態に対する実効分析の段階で, このような火星粒子の選別と分析が的な同位体分別係数の導出や地球に持ち帰ったフォ

行われる[27] . 火星粒子から得られる太古の大気組

ボスのサンプルに含まれる火星大気成分の実態を明成情報と, M S A観測等で得られる現在の流出大気

らかにすることで, 火星大気進化の歴史の制約が可情報を組み合わせることで, 火星大気の長期的な進能となる.

化史を制約できると期待する.

以上のように, M M Xは火星の大気進化の理解に

4. 火星大気進化の解明へ向けて多角的な解析を行うことができる国際的にもユニークなミッションである. 我々は, このミッションが提供する貴重なデータを活用して, 火星の大気がM S Aによる高精度な質量分析を通じて, 火 星磁どのようにして現在の状 態に至ったのか, そのプロ

気 圏 尾部や外 気 圏から流 出する主要なイオン(O + ,セスをより深く理解することを目指す. さらに, M M X

+

+

+

O 2 , C O 2 , H )のみならず,++

C , N といった副成分の成果は, 火星だけでなく他の惑星や衛星の大気進

イオンの流出率も定量的に測定される. また, ピック化に関する知見の拡大にも寄与することが期待されアップイオンの観測を通じた外気圏リトリーバル手法

る. これらの研究は , 太陽系の成り立ちと進化の謎を用いることで, 光化学反 応によって生まれた原子を解き明かす鍵となる可能性があり, 将来の宇宙探の流出率も定 量化できる. これらの観測により, 現

査計画の設計にも大きな影響を与えることが期待さ

在の火星がどのようなプロセスを通じてどのような大れる.

気 成分を失っているのかの平均的な傾向が明らかになる.
太陽フレアやコロナ質量放出(CM E)といった宇宙

5. おわりに

天気イベントに対するイオン流出率の応答を調べる

本 稿では , M S Aによる火 星から流出するイオンためには, 複数の火星探査機との共同観測が有用での質量分析観測の意義を中心に説明してきた. 一方

ある. 太陽風, 外気圏, 磁気圏尾部, 電離圏の多点観で 我々M S A 及び M S S S T チームは , フォボス表 層測により, 宇宙天気イベント発生時のイオンや原子のと太陽風の相互作用やフォボス表層から流出するイ

流出率の瞬時応答が明らかになる. これにより, 過オンの観測についても計画を進めている. これらの去の活発な太陽活動時における火 星の大気流出率

サイエンスの詳細に関しては , 火星衛星の表 層科学を推定できる.

と地質学に関わるサイエンスチームであるSu r face

現在から過去に遡って様々なイオン・原子の流出率

S cience a nd G eolog y S cience St rateg y Tea m

を時間積分することにより, 火 星がこれまでに失っ( S S G S S T )と火 星 衛 星の 起 源 に 関わるサイエンス

た大気の総 量を求められる. この分析により, 過去

チ ー ム で あ る O r ig i n of Phob o s a nd Dei mo sの火 星が 持っていた C O 2 量の不 確定性を制約する

S cience St rateg y Tea m (OPD S S T )の今後の別とともに, 生命維持に重要な物質である窒素量の理稿に譲りたいと思う.

解にも貢献できる可能性がある. なお, ダストストームなどにより火星の下層大気の状態が長期にわたってどのように変化してきたかについては, 現在まで十分に理解されていない. そのため, 下層大気の状態
がイオン・原子の流出率にどのように影響しているかを過去に遡って解析することは今後の研究の重要課題の１つである.

もう一つの月世界へ：火星衛星探査計画MMX その4 〜イオン質量分析による火星大気流出観測の意義〜／益永，他

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