卷頭言 稲谷芳文-特集「チェリャビンスクイベントと天体衝突リスク」チェリャビンスク水球の明るさと色の時間変化：Web動画の解析から柳澤正久-------82始原天体有機物研究の今とこれからⅢ.有機ナノグロビュール中村主子iSALE shock physics codeによる数値衝突計算-黒澤耕介,千秋博紀,和田浩二,三上峻,平田成,鎌田俊一,石原吉明,他3名宇宙科学・探査ロードマップと惑星科学 渡邊試一郎-惑星探査データの保存と公開～ PDS4の紹介～ 山本幸生本谷先生と語る太陽系探査-水谷仁,山本哲生,林祥介,倉本圭,小久保英一郎,はしもとじょーじエボックメイキングな隕石たちその３ ～Yamato-74159ポリミクトユークライト～　山口充系外惑星遠い世界の物語」その３ 〜複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化〜 平野照幸-- 133みんなでふたたび木星へ、そして氷衛星へその２ ～サブミリ波分光計JUICE-SWIの挑戦～ 140笠井康子,佐川英夫,関根康人,黒田剛史,菊池健一,西堀俊幸,他1名･1チーム火の鳥「はやぶさ」未来編その６ ～工学技術としてのはやぶさ２～　津田雄一- 「第一回iSALE勉強会」参加報告　常昱「惑星物質科学のフロンティア」研究集会開催報告村上登志男, 大澤禁人, 寺田健太郎第７回月惑星探査データ解析実習会報告小川佳子, 出村裕英, 平田成, 本田親寿, 北里宏平, 他3名・データ解析実習参加者2014年秋季講演会のお知らせ中村智樹JSPS Information- Y. Inatani 81 Special issue : Chelyabinsk superbolide/meteorite fall and Impact risks Brightness and color of the Chelyabinsk bolide derived from M. Yanagisawa a dashboard camera movie 82 The study of organic molecules in small primitive bodies, now and the future : K. Nakamura-Messenger Ш. Organic nanoglobules 92 Numerical modeling of impact phenomena using iSALE shock physics code K. Kurosawa, H. Senshu, K. Wada, T. Mikami, N. Hirata, and 5 authors 103 Roadmap of space science & exploration and its planetary part S. Watanabe 111 Data archive and publication in planetary explorations —Introduction of PDS4- Y. Yamamoto 116 A round table talk on solar system exploration with Mizutani-san H. Mizutani, T. Yamamoto, Y. Hayashi, E. Kokubo, and G.L. Hashimoto 120 Epoc-making meteorites (3) —Yamato-74159 polymict eucrite- A. Yamaguchi 130 Tales of distant exoplanet worlds (3) –Uncovering the evolution history of exoplanets via KOI-94- T. Hirano 133 Let's go to Jupiter again, and further to icy satellites (2) —Challenges of the JUICE-SWI (Sub-millimetre Wave Instrument)— Y. Kasai, H. Sagawa, Y. Sekine, T. Kuroda, K. Kikuchi, and 3 authors 140 Phoenix “Hayabusa” : A tale of the future (6) —Engineering science aspects of Hayabusa2— Y. Tsuda 149 Report of the 1st iSALE shock physics code workshop in Chiba, Japan C. Yu 156 Workshop on “Frontier of planetary material science” T. Murakami, T. Osawa, and K. Terada 160 Report of the 7th practical training seminar on the data analysis in planetary missions Y. Ogawa, H. Demura, N. Hirata, C. Honda, K. Kitazato, and 4 authors 164 Announcement of JSPS 2014 fall meeting 168 T. Nakamura JSPS Information
Preface 171
ロケットの話をします.一回で捨てている今のロケットの課題は、他の乗り物に比べてそのコストが高いことで、1kgのモノを地球周回軌道に運ぶのに大体百万円のお金がかかります.解決策は飛行機のようにどこも捨てないで何回も使うロケットを作って、何千回とか何万回飛んだらペイするという世界を作ることです. 21世紀の間とかの近場の目標は2桁以上のコストダウンだと言われていて、そうすればロケットの打ち上げが羽田から切符を買ってヒコーキに乗るような世界にできると言われています. 2桁のダウンとは切符一枚がまあ何百万円という程度です.話は飛びますが系外惑星が話題です.その昔ダイダロス計画というのがありました.隣の恒星系まで片道50年かけて光迷の10%まで加迷できる核融合パルスエンジンと言うので行く巨大ロケットですが、今の我々にこの技術はありません．米ソが冷戦で月だアポロだと騒ぐ時に英国惑星協会(BIS)のジョンプル達はこういうことを考えていました.これは無人の片道飛行なのですが，仮に移住のための有人宇宙船だったら，と50年の道中を考えるに，これをどんなロケットにするべきとか.着くまでに世代が二つ遡るとか.学校や病院はどうするとか.やっばり人工冬眠だ,とか想像力を逞しくして考える課題が多くありそうです.さて人類のサバイバルの視点で考えると、この先の百年とか千年とかの未来では、なにやら温暖化とか気候変動とか、さらに先では小惑星の衝突とか、地球に人類が住める環境を脅かす出来事があるような，ないような，ですが，10億年という単位では，太陽の寿命は必ずやってきます.人類絶滅の考察によれば,もっと早くに別の形でやってくるとの論も多くありですが、いずれにせよ、それより前に破局はやってきて、人類が生きながらえるのであれば、地球脱出，太陽系脱出は必定です.もっと技術は進むのでしょうが、先ほどの輸送コストを頭に入れて、さてこれがナンボの仕事になるのか.と考えてみると.全人類が地球周回軌道に出るだけでも. ￥10 16の桁で.そこから先の太陽系脱出は往復で稼ぐというのもなさそうで、それより2桁以上も大きなお金がかかりそうです.一方世界の年間総生産はまあ￥10 15の桁で,総生産の全部をかなりの長期に亘ってこれに当ててもなかなか大変と言うことで、これはやはり全員は無理だなあ、とか、じゃあ限られた人をどう選ぶのかとか,とても民主的合意形成はできないなあとか,こんな営みをマネージする才覚は人類にはないわなあ,と言うことに行き着きます.が,どうせずいぶん先の話で、ロケット屋の仕事を超えるので、この辺りから先は誰か他の人に考えてもらいたいと思います.稲谷芳文(宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所)
柳澤正久¹ 2013年9月18日受領, 2014年2月14日受理. (要旨)チェリャビンスク火球は車載カメラを含む多くのモニターカメラによって挑影され、その画像がインターネット上に公開されている.我々はその中の一つを解析し、明るさと色の時間変化を調べた.結果は次の通りである.  (a)光エネルギーのほとんどは1〜2秒間のフレア(光度が急激に増大する現象)で放射された; (b)フレア以前の放射は無体放射ではない; (c)フレア時のスペクトルは3500 Kの無体放射と矛盾しない; (d)3500 Kの無体放射を仮定すると全波長にわたって単位時間に放射されるエネルギーは最大で1.0×10 15 Wであった; (e)全放射エネルギーから推定される衝突エネルギーは1.9×10 15 J(TNT標薬450 ktonのエネルギーに相当）であった。また, (d)の放射をする無体の面積は120 km²であり,火球の軌跡に沿った半径1 km,長さ20 kmの円柱の表面からの放射が考えられる.
1.背景と目的
2013年2月15日3時20分(世界時,地方時では9時20分)にロシア南西部の都市チェリャビンスク(Chelyabinsk)近郊で観測された火球(チェリャビンスク火球)では、天体が地上に激突することはなかったが、高度20〜30 kmで爆発が起きた. 発生した衝撃液は半径30〜40 kmの範囲にわたって窓ガラスを破り，怪我で約1500人が手当てを受け、およそ100人が入院した.また,窓枠や壁が壊れるなども含め,チェリャビンスク州の11の町で7300棟ほどの建物が被害を受けた[1, 2].衛星からの光学観測を基にした推定では，爆発規模はTNT爆薬換算で440 kton (1 kton TNT＝4.2× 10 12 J)であった.また，衝突天体の大気圏への突入迷度は19 km s ¹であり，算量は11,000 ton，密度を3.6 g cm¯³とすると直径は18 mとなる[3]. インフラサウンド(超低周波音)や地震の計測による推定も，誤差は大きいがほぼ同じ爆発規模(220～990 kton TNT)を示している[4]. 火球は車裁カメラを含む多くのモニターカメラによって撮影され、その動画がインターネット上に公開された.これらの解析によれば、衝突天体の軌道はアポロ型小惑星のものであり[5, 6],小惑星86039(1999NC43)の軌道との類似性も指摘されている[7].動画の解析による明るさの時間変化も調べられているが[1, 4].これについては後で述べる.一方,多くの隕石が回収されたが、これらのタイプはLL5コンドライトであり，チェリャビンスク隕石と命名された[8, 9].チェリャビンスク火球を越える唯一の現象としては, 1908年のツングースカ爆発が有名だが(衝突エネルギーが10〜30倍)[10].それ以降100年間これに匹敵する火球は報告されていない。そのため、天体衝突はSF上の災害と思われがちである。しかし、報告頻度が低いのは地球上で人口密集地が占める割合が現在ではまだ小さいためである。今後，人口が増え，砂漠の緑化,太陽光発電所の展開，海上都市の建設[11]など，人類が地球表面を隈なく利用しそれに依存するとなれば.天体衝突は，地震や火山と並ぶ現実的な災害となる.ちなみに、チェリャビンスク火球規模の現象は地球上で約10年に1回起こると見積もられている[12].地球に衝突する天体を早期発見する努力[13]が続く一方で、天体の軌道をずらして地球との衝突を回避する方法も検討されている[14].しかし、軌道変向が技術的に可能になったとして、それを用いるかどうかは難しい問題である.ある国への衝突が予想された天体に対して軌道変向を試みたとする. 十分な効果が得られず他国に衝突するかも知れない。そうなれば人間どうしによる天体衝突以上の災いに発展する可能性もある。一都市あるいは一国家の大災害となるかも知れない衝突に対して軌道変向に踏み切るかどうかの判断を下すには、災害規模をできる限り正確に予想する必要がある。一時的避難だけで人命を失わずに乗り切れるケースも多かろう. 探査機あるいは地上観測により衝突天体のサイズや質量，物性が精度良く分かったとして，地球への衝突で何が起こるのか，より具体的で定量的な予測が必要となる(発生する津波の予測に関しては[15]参照).大気中での爆発で終わる比較的小さな天体の衝突頻度は，地表にクレーターを作るような大きな天体の衝突頻度よりも高い。一方、衝突エネルギー(初期運動エネルギー)が同じ場合，大気中での爆発は，地表に衝突してクレーターを作る場合よりも大きな被害を与える可能性がある[16].ツングースカ爆発では2000 km²の範囲で樹木がなぎ倒され炎上している[10].天体衝突現象は核爆発に似ているが、広島、長崎原爆も地上ではなく高度500～600 mで炸裂し，熱線と衝撃波が広い範囲に及び大きな被害を与えた．衝突による惑星表面でのクレーター形成だけでなく，大気への街突による爆発現象も詳しく研究する必要がある.大気中での爆発を伴ったチェリャビンスク火球に関しては，映像にとどまらず，音波，インフラサウンド,地震など多様なデータが得られた.これは小天体と地球大気との衝突を研究し知見を深めるための又とない機会である。その中でも，明るさと色の時間変化は，大気への突入から燃発までを高い時間分解能で調べることのできる貴重な基礎データとなる.インターネット上で公開された多くの車載カメラやモニターカメラによる動画データから有意な情報を引き出す方法を開発し、更に導出した明るさと色の時間変化から今回の大火球の素性に迫るのが本研究の目的である.
2.動画データ
多くの動画像がインターネット上に公開されているが、そのどれもが解析に適しているわけではない．今回はアレクサンダー・イワノフ(Aleksandr Ivanov)氏がチェリャビンスク市の北北東140 kmにあるカメンスク・ウラリスキー (Kamensk-Uralsky)市から車載カメラで撮影しYouTubeで公開した動画(図1, 2) [17]を解析する.この動画の特徴は，交差点での停車中に火球が記録されたことである.動画のサイズは横縦640 × 360画素であり、時間分解能は30 frames s−1である。また，イワノフ氏が公開した他の長時間動画か
ら天気は快晴であったことが分かる.
アメリカ合衆国の衛星観測データによれば,火球が最も明るくなった時刻は2013年2月15日3時20分322秒(世界時)である[4]一方,動画上に記録されている時刻を用いると，最大光度時刻は31.45秒である.そこで以下では動画の時刻に+0.75秒の補正を加え.正式時刻とする.
3.解析方法と結果
3.1観測地点とカメラの視野
観測地点は，Google地図，航空写真，散策面像と動画を見比べることによって，± 2 m程の精度で特定することができる.標高はこの市の代表値[18]とした.車の停車位置および図１に矢印１および２，３で示す聖室と2本の木の航空写真での位置から水平面内での視線方向と視野を決定した.また,聖堂の画像上での縦横比が、図１およびGoogle投稿写真６枚で同一であることから，これらすべてで画素は正方形である(縦横の歪みがない)と判断した.そして,鉛直方向の視野を求めた.カメラは左右で少し傾いているようであるが，水平に取り付けられていると近似した．そして，修車中の対向車の屋根を通りかつ面像の底辺と平行な直線を地平線とした(図1).これらのパラメータを表1に示す.また,観測点の位置と視野を,火球の軌跡の地表への投影と共に図3に示す.
3.2カメラ感度の非線形性
車載カメラをはじめとする普通のビデオカメラでは実際の明るさとカメラの出力は比例しない。次式で示すように，各画素に対応する被写体からの光xは，レンズの絞りによる調整を受けた後，面像センサに入射し、それによる電気信号は前段増幅される(a').次にガンマ笛と呼ばれるパラメータッで変換され、更に増幅aされて出力信号yとなる.ただし,今回使用する動画では，真っ暗な領域でy=0だったので，出力信号のオフセット(x=0でのyの街)は0とした.
y = a(a'x)' = aa'' × x'
(1)特殊なカメラでない限り、光の3原色に対応したR (red), G(green), B(blue)のバンドでyの価は共通であり、また、これを被写体の明るさなどに応じて自動的に変えることはない。本解析でもそのように仮定した.一方、α’あるいはαはカメラのオートゲインコントロール機能により時々刻々と変化するのが普通であり，オートカラーバランス機能によって，RGBそれぞれで別々に変化することも多い。また，α'はオートアイリスコントロール機能でレンズの絞りが変化する場合にも変化する. γの値は次のようにして決定した.車は右折レーンの学止線で止まる前に交差点に接近していく.この間,別の車が左折レーンで修車している。この車の尾灯の光度は一定であると仮定する。また，この間映像シーンに大きな変化はないので、式(1)でaa"は一定であると考える.そして, γの値を仮定し次式に従って動画の各フレームの画素値をすべて変換する.
こうして得られた変換画像で尾灯の明るさを計測し,尾灯－カメラ間の距離との関係を調べる。各時点での車の位置は道路の右側に立っている何本かのボールの位置を参照して決めることができる。なお，尾灯周辺の殆どすべての画素で画素値が0なので、バックグラウンドの補正はしない。Ｒバンドについてのみ，またyか0.25, 0.30, 0.35, 0.45それぞれの場合について調べたところ、明るさが距離の2乗に逆比例したのはγ =0.30の場合であった.以下の解析では、この値での式(2)による変換面像を解析する.
3.3カメラ感度の時間変化
図1に矢印4で示した反対車線に修車している車のヘッドライトの光度は一定であると仮定して，カメラの感度変化(式(2)のα k * a'に比例する)を導出した.残今ながら、これ以外のヘッドライトは画素値の飽和が頭著である.このライトについては,ライトの像を構成する10〜20画素の中で飽和しているのは1画素だけであり、それも僅かに飽和しているだけのようである.そこでこの画素の飽和の影響は無視した．また，対向車の前面には火球光は直接当たらないが、更に幸運なことに，動画を見る限りこのライトの周辺は火球光の影響(他の物体からの反射光)が特に少ないようである.ライトに対応する10〜20画素について変換された画素値を合計し、その周辺でバックグラウンドを計測し補正を行った.こうして得られたライトの明るさの時間変化を見ると，時刻25.4秒以後，前述の画素値の飽和はなくなる。また、この時刻まで他の車の排気ガスによると思われる一時的な減光があるものの，飽和を無視して求めた明るさはほぼ一定している.そこで,この時刻までカメラ感度は一定で，かつライトの明るさのは25.4秒での測定値で代表されるとする.そして,すべての時間にわたって明るさをこの値で規格化する.こうして求めたカメラ感度の時間変化を，RGBのバンド毎にA 1 (t)として図4(b)に示す。ここで添え字1は各バンドを装す.

3.4　火球からの放射フラックス
火球像は画素値が激しく飽和しているので，図１に領域Ａで示した雲面の明るさを測る.計測領域の面像上でのサイズは40 × 30画素である. 雪面はRGBすべてでアルベド1(吸収なし)とする。動画を見ると,火球の移動と共に路面はきらりと光ることがあるが、雪面ではそのようなことはない．そこで，火球光は雪面で等方散乱されると近似する. RGB各バンドについて，この領域での画素售の合計を，対応する時刻のカメラ感度A (t)で割りC isnow (t)を得る。また，火球が明るくなる以前の19.7～21.7秒のC i snow (t)を平均してC i snow oとする.この時間帯での，雪面からカメラに向かう光線について放射強度I 1 sxow0 [W m − 2 sr − 1 nm − 1 ]が分かれば，以後の火球からの放射フラックスF x (t) [W m¯²nm¯¹]は，雲面の単位面積への入射と，そこからのあらゆる方向への放射が等しいとして，次の関係式から求まる．ここで，等方散乱では放射強度が方向によらず一定であることを使っている. F λ (t) cos θ (t) = ∫ (c)snow(t) – c)snow() I λ snow() cos ζ dΩ C XSNOWO (Casnow(t)-Casnowo) Iasnowo × ∫ cos ζ dΩ = Casnowo (Cisnow(t)-Cisnowo) Iasnowo× fo /2 (cos ζ · 2πsinζ)dζ = Casnowo = π (Casnow(t)-Casnowo) Iasnowo (3) C ASNOWoここでθ (t)は雪面から見た火球の時々刻々の天頂角であり，ｃは雪面での天頂角，ｄΩは雪面から見た微小な立体角である.
3.5 青空光(放射フラックス絶対値の基準)
式(3)中の放射強度I snow oの値は，青空光との比較で求める.図1のサイズ30 × 30画素の空の領域Bでの画素値の合計をカメラの感度変化の補正を行った後,
火球が明るくなる以前の19.7～21.7秒で平均しC 1 skyoを得る.するとI x sxowoは次式により求まる. Iasnowo ＝ Casnowo/Nsnow/cos* θsnow Iaskyo Caskyo/Nsky/ cos 4 osky (4)ここでI x skyoはカメラのレンズ位置での，空の領域からレンズへの光線の放射強度である.  NsnowとNsnyは雲面と空のカウント領域の画素数であり，それぞれ1200, 900である.カメラを針孔写真機で近似すると,一様な明るさの被写体の像は中心で明るく周辺では暗くなる。この時、像の明るさは入射光とカメラの光軸がなす角を９とするとcos 4 9に比例する[19]. 9 sxowと9 sxyは図1のA, Bそれぞれの領域からの光線がカメラの光軸となす角度であり，式(4)ではその補正を行っている.式(4)中のI 1skyoはレイリー散乱と大気による吸収を考慮した次のようなモデルに従って計算する(図5参照）火球出現時の太陽は，天文計算ソフト・ステラナビゲータ第9版で計算すると，丁度地平線上にあり、太陽方向は空の明るさを計測した領域(図1のB)の方向と直交している.図5においてPQは観測点からこの領域への半直線を示し、その仰角はα＝20°である.  US Standard Atmosphere 1976 [20]では、高度86 kmまでを大気モデルを作る際の一つの領域としている.そこで大気の厚さを86 kmとし,数密度n(z) (zは高度)をこのモデルから得る. 新面に垂直に射し込む太陽光線は大気上端からＡ点まで大気による吸収を受けながら進む。Ａ点での太陽光フラックスは次式で与えられる.
ここでsは入射点からの距離で、これに対応するzは地球を球形として求める.またF 1 sumは大気圏外での太陽光フラックスであり， σ 1は大気分子の吸収断面積である。 Ａ点でのPQ方向の長さがds'でそれに直交する単位断面積を持つ円柱領域内の大気によって太陽光はレイリー散乱を受ける.レイリー散乱に関する大気分子の断面積をσ ʀ λとすると，散乱光のカメラ方向への放射強度は次式で与えられる. dI' λ (A) = −今回の場合，PQは太陽光と直交することから散乱角Θは常に90°であり、式(6)は簡単に
と書ける。この散乱光はレンズに入射するまでに更に大気による吸収を受け、入射時の放射強度は
となる。dI 1をP点からQ点まで積分すればI 1 skyoが次のように求まる.
式(5)～(8)に表れる積分はdz=100 mとしてs, ds, s', ds'をzの値毎に算出しながらzについての数値積分として求めた.なお, Ｐ点のzは200 mとした. F x sunoには，RGB各バンドを波長650, 550, 450 nmの単色光であると近似して，文献値[21]を使う.また， σιも同様に大気透過率T 1 [21]から次式により求める.
一方, σ ¤ λは, NaのD線の波長590 nmでの値[22]から波長の4乗に逆比例するとして計算した.これらの貨を，得られた空の明るさの結果と合わせ表2にまとめる.
3.6 火球の光度
観測された火球の明るさからその光度を求めるためには，距離による減衰と大気の吸収を見積もる必要がある.そのためには火球の軌跡を知らなければならない。ここでは，火球の始まりから終わりまでの７つの時点において報告された経度、緯度、高度[7]を時間で内挿して各時刻における火球の座標を求め、地球を球形であるとして観測点との距離ァ(t)を求めた。火球の光度S x (t) [W nm¯']は，観測点での火球からのフラックスと次の関係にある.
Γ 1 (t)は火球から観測点までの大気の透過率を表し,式(5)～(8)の場合と同様,  dz＝100 mかつ地球は球形であるとして数値的に計算した. Γ 1 (t)とS 1 (t)を図4 (c)と同(d)に示す.光度の時間変化は別グループによる同様の解析[1, 4]とほぼ一致している. ただし, これらが示す33.2秒にある小さな極大が，本結果では見られない．この理由は，カメラ感度が下がり過ぎて領域A(図1)内の面落貨がすべて0になったことによる.しかし,この極大値は最大光度の1/16で継続時間も短いことから,後に述べる衝突エネルギーの推定には殆ど影響しない.
3.7 火球の色
図4(d)の結果を基に黒体放射を仮定してその温度T eを計算する。長短2つの波長λ ,  λ ,での単位波長当たりの光度の比はプランクの式より次式で与えられえ
ここで，kはプランク定数，cは光速度，kはボルツマン定数である. RGBから得られる3つの比のそれぞれについて，T Bを1000 Kから40000 Kまで100 Kステップで変化させて光度比を計算し，観測結果に最も近い比を与える温度を求めた.なお, RGB各バンドを波長650, 550, 450 nmの単色光であるとした.結果を図4(e)に示す.
3.8  誤差の見積もり
誤差の要因として，まずはデータ圧縮の影響が考えられる.カメラのデータを記録する際,またインターネット上に動面を公開する際に非可逆なデータ圧縮が行われたはずである.情報量を減らすために面算は劣化し、ヘッドライト(図1矢印4)のような細かい(空間周波数の高い)像は特に影響を受け易い。これについては明るさの計測にどの程度影響するかは不明である.前節までで，空(図1領域B)の明るさを理論的に求めたり，火球光の大気吸収の補正をしたりする際に大気の吸収断面積を用いた.断面積は典型的な大気の透過率[21]から求めたが，快晴の場合でもある範囲で変動するはずである。火球から観測点までの大気の透過率に関しては，観測点から見た火球の仰角をβとすると式(9),式(11)より次式を得る(導出の詳細は省く).
最大光度時にはβ =9°であり，1/sin β ≈ 6となる。実際の天頂方向の透過率が文献値と１％違うと,式(10)で求められる光度には６％の適いとなって現れる.また、これまでRGBの各バンドを液長650、550. 450 nmの単色光で代表させてきたが，これらを変化させるとどうなるか.特にRバンドはカメラに赤外カットフィルターが付いている場合，もっと短い波長で代表させた方が良いかも知れない．そこで代表波長を640 nmに変更してその影響を調べた.詳細は省くが, 650 nmと640 nmでは空の明るさと火球光の大気による吸収量が適う。また，その単色光(ただし液長幅1 nm）が黒体放射の中で占める割合も違う.こうした要因をすべて考慮すると，図4(d)に示す単位波長当たりの光度(Rバンド)は約10 %増加する。また，次章で述べる衝突エネルギーは8 %増加する.一方, R/Gから求めた最大光度前後での温度3000～4000 K(図4 (e))は約400 K低下する. 同様にBバンド代表液長を10 nm変化させ460 nmにした結果は，約10 ％の光度の減少と400 Kの温度の低下であった.チェリャビンスク火球の明るさと色の時間変化：Web動画の解析から／柳澤
4.考祭
図4(e)で、29.3秒(この時高度46.6 km)までは3つの比から求めた温度は一致しない。また、R/G, R/B比による結果は4000 Kを越えてしまうが、このような高温は考えられない。天体が分裂せずに飛行していたと考えられるこの期間の放射スペクトルは黒体放射とは全く異なったものなのだろう.スペクトルが観測されたベネショフ(Benesov)火球でもこの期間は線スペクトルが卓越していた[23].また、数値シミュレーションによる火球の放射スペクトルも高高度では線スペクトルが卓越している[24].今回の結果はこれらの結果と整合している. 30.1～30.7秒では，Bバンドでの光度が0になっておりR/B, G/Bについての温度は算出できない。雪面の明るさ(図1領域A)がカメラ感度低下の補正を加えても火球出現前より暗くなったためであるがその原因はわからない。なお，最初の25.5秒までにも同様の理由で温度が計算できない場合があり，図４(e)では0 Kで表示されている.光度が急激に増加した30.7～32.4秒のフレア[25]では、R/G,  R/B,  G/B比から求めた温度が3000〜4000 Kで一致している.ベネショフ火球でもフレア時には連続スペクトルが卓越しており[23].数値シミュレーションも，衝突天体が大きい程，また飛翔高度が低い程,連続スペクトルが強くなることを予想している(例えば，直径10 mのHコンドライトが20 km s−1で高度40 kmを飛翔する場合)[24]. 天体サイズは，ベネショフ火球では2 m[23],チェリャビンスク火球では18 m[3]と見積もられている.最大光度となる高さは,前者で24 km[23],  後者では30 km[4]である(NASAの発表では23.3 km[3]であるが他の結果は約30 kmを支持している）、やや高い高度でフレアを起こしているが,より大きなチェリャビンスク火球からの放射が、速続スペクトルであっても不思議ではない。それは約3500 Kの黒体放射でよく近似できるものだったのかも知れない。光エネルギーの殆どはフレアで放射されている。フレアは他の火球でも多く観測されており，衝突天体の爆発的破壊に伴って起こる[25].その原因は、大気密度の指数関数的な増加に伴う天体前面に働く動圧の急激な増大であると考えられている.さて, 3500 Kの黒体放射を仮定した場合，550 nmでの1 nm当りの放射は全放射の4.9 × 10 − 4となっている. 放にGバンドでの最大光度4.9 × 1011  W  nm¯¹(図4(d)参照)は1.0× 10² Wに相当する.この値は衛星観測から推定した3.4 ×  10 14 W (2.7 × 10 13 W sr − 1 [4])の３倍であるが，適いの理由は後者では6000 Kの無体放射を仮定していることである.高度30 kmとして距離による減衰のみを考えると,直下点でのフラックスは8.8 × 10 4 W m − 2となるが，これは太陽定数の約65倍である．6000 Kではなく3500 Kの黒体放射に近かった場合，可視光で感じた以上の近赤外線での強い放射があったことになる. 13件の火球について、インフラサウンド等から求めた衝突エネルギー Ermpactは正しいと仮定して，それと衛星観測から推定した全放射エネルギー E 。を比較して次のような経験式が得られている[26]. NASAが公表したチェリャビンスク火球の衝突エネルギー [3]もこの関係式によっている。エネルギーの単位にはすべてkton TNTを使う(1 kton TNT = 4.2×10 ²² J). Elmpact = (8.25 ± 0.30)E 0.885±0.075)この関係式の導出では，限られた波長域での衛星による測定値からE。を計算するために6000 Kの黒体放射を仮定している.我々の結果についても,この式を利用して衝突エネルギーを算出してみよう.まずRGB各バンドについて、図4(d)に示す単位波長当たりの光度から6000 Ｋ黒体放射を仮定して全波長での光度を計算し、これを殆どの放射が起きている29.3～32.8秒で積分しEを得る.そして式(14)によって街突エネルギーを得る(図6).図中のエラーバーは式(14)が含んでいる誤差によるものである.  6000 K黒体放射の仮定が適切でないためにバンド間で衝突エネルギーが大きく異なっているが，分光感度特性が衛星のセンサ[27]に最も近いであろうRバンドでは450 kton TNTとなりNASAの結果[3]と一致する.火球では，まず火球前面の衝撃波によって地球大気が数万Ｋに熱せられる。高温大気は可視光域では強い放射をしないが，他の波長域での放射で天体表面をアプレートし，蒸発したガスを更に熱すると考えられている.効率よく可視光域で放射を行うのは鉄などを含むこの衝突天体由来のガスである.ガス量が多いと光学的に厚くなり，更に電離によって生じた電子による制動輻射も加わって連続スペクトルを放射する[23].街突天体が分裂すると表面積が一気に増える.天体の運動エネルギーから熱エネルギーへの変換が増大する一方、アプレーションの増大はエネルギーを消費する.両者のバランスで，光学的に観測される光学的深さが1(それ以上先が見通せない)となる部分の温度が，丁度3000〜400 Kとなったと考えられる.この温度(Tasro=3500 Kとする)と光度の最大値(S MAX = 1.0 × 10 15  W)から，次式により黒体放射をする面積Amaxを計算することができる.
(15)ここで♂はステファン・ボルツマン定数(5.67×10~ 8 W m-² K-4)である. 結果はAmax=120 km²となる.この面積を説明するために，火球の軌跡に沿った円柱の表面からの放射を考える。まずは円柱の半径を推定する.密度ρςの大気中を速度ιで進む天体の前面にかかる圧力Pは，超音速の場合でも，大気密度×断面積×速度の2乗に比例する抵抗力を断面積で割ったものと同じオーダーである.
P~pgv²
(16)
圧力は単位体積当たりのエネルギーと同じ次元をもつので，前面近くの天体物質には，単位体積当たりにこの圧力相当の弾性エネルギーが蓄えられると考える.分裂による弾性エネルギーの開放で，この単位体積が軌跡と直角方向に速度かで飛び出すとする.小天体の密度をρ。とすれば次のエネルギー保存則が成り立ち、2つの式からむが得られる.
高度30 kmでの街ρ α =2 × 10 −2 kg m −3,  ρ ρ =3.6 × 10 3 kg m¯³,  v=19 km s¯¹[3]を代入すると,  v¬=63 m s¯¹となる.フレア継続時間が1〜2秒であったことから,分裂片とアプレーションガスは軌跡に沿って半径100 mの範囲に円柱状に広がったとする。すると、上記のAmaxに対応する円柱の長さは190 kmというあり得ない長さになってしまう.一方,インターネット上の動画等の解析から,執跡の半径は1.0〜1.8 kmであったという報告がある[7].仮に1 kmだとすると円柱の長さは19 kmである. フレア直後の動画には，長さ20 kmほどの発光雲が写っており，最大光度時にはこの長さに渡って3500 Kの黒体放射をしたのかも知れない。ただし，1～2秒でこの半径になるには，分裂片やガスが500～1000 m s-¹で広がらねばならない。式(16),式(17)で小天体の密度を1/10にするとντ=630 m s-¹となるが，天体前面の圧力で圧縮された物質が低密度であるとは考え難い．何か別のメカニズムが働いているのであろう．
5.まとめ
(a)車載カメラのデータからでも条件が良ければ,火球の明るさと色の時間変化をかなりの精度で求めることができる. (b)光放射の殆どは，約2秒間のフレアで起きた. (c)フレア以前の放射は明らかに黒体放射ではない. (d)フレアは約3500 Kの黒体放射と矛盾しない. (e) 3500 K黒体放射を仮定した場合の最大光度は1.0 × 10 15 Wであった. (f)放射エネルギーから衝突エネルギーを算出する経験式によれば，衝突エネルギーはTNT懸薬換算で
講辞
[15]後藤和久ほか, 2013,遊星人22, 207. [16] Boslough, M. B. E. and Crawford, D. A., 2008, Int. J. Impact Eng. 35, 1441. 450 kton TNTであった. [17] Ivanov. A., https://www.youtube.com/ watch?v=iCawTYPtehk (last browsing: Feb. 2014).注2 [18] http://dateandtime.info/citycoordinates. php?id=1504826 (last browsing: Feb. 2014).当研究で解析した動画はロシア，カメンスク・ウラリスキー市のアレクサンダー・イワノフ(Aleksandr Ivanov)氏によって撮影され公開されたものである.その他Google Mapに投稿された多くの写真も用いた.こうした方々や多くのインターネットサイト運営者に深く感謝する。石原吉明氏には論文教筆の機会を与えて頂いた．また．原稿を丁寧に読んで下さった匿名の査読者からは多くの適切なアドバイスを頂いた. [19] Rybicki, G. B. and Lightman A. P., 1979, Radiative Processes in Astrophysics (Wiley & Sons, Inc.), Problem 1.1 in Chapter 1. [20] US Standard Atmosphere 1976, NASA-TM-X-74335, pp. 241. [21] Cox, A. N. (editor), 1999, Allen's astrophysical quantities, 4th edition (New York: Springer), §14.6 and §11.20. [22]永田武,等松隆夫, 1973,超高層大気の物理学(愛華房), §8.1.2. [23] Borovicka, J. and Spurny, P., 1996, Icarus 121, 484. [24] Golub, A. P. et al., 1997, Solar System Research 31, 85. [1] Emel'yanenko, V. V. et al., 2013, Solar System Research 47, 240.注1 [2]高橋典嗣,吉川真, 2013,遊星人22, 228. [3] Yeomans, D., 2013, http://neo.jpl.nasa.gov/fireballs/, http://neo.jpl.nasa.gov/news/fireball_130301.html (last browsing: Feb. 2014). [25] Ceplecha, Z. et al., 1998, Space Sci. Rev. 84, 327. [26] Brown, P. G. et al., 2002, Nature 420, 294. [27] Tagliaferri, E. et al., 1994, in Hazards Due to Comets and Asteroids (edited by Gehrels, T., Univ. Arizona Press), 199.本文(参考文献)への注釈[4] Brown, P. G. et al., 2013, Nature 503, 238. [5] Zuluaga, J. I. and Ferrin, I., 2013, http://arxiv.org/ abs/1302.5377 (last browsing: Feb. 2014). [6] Zuluaga, J. I. et al., 2013, http://arxiv.org/abs/1303.1796 (last browsing: Feb. 2014).注1:参考文献[1], [8]を含むこの雑誌の47巻4号は特集になっており、チェリャビンスク火球に関する論文を他に3つ載せている.注2:この動画をYouTubeから直接ダウンロードすることはできなかったため，次のサイトにある同一の動画を取得し解析した: http://www.youtube. com/watch?v=Uol9hOU_TvI&list (last browsing: Feb. 2014). [7] Borovicka, J. et al., 2013, Nature 503, 235. [8] Galimov, E. M., 2013, Solar System Research 47, 255.注1 [9] Meteoritical Society, 2013, http://www.lpi.usra.edu/ meteor/metbull.php?sea=Chelyabinsk&sfor=names&a nts=&falls=&valids=&stype=contains&lrec=50&map =ge&browse=&country=All&srt=name&categ=All& mblist=All&rect=&phot=&snew=0&pnt=Normal%20 table&code=57165 (last browsing: Feb. 2014). [10] Univ. Bologna, http://www-th.bo.infn.it/tunguska/ (last browsing: Feb. 2014). [11]清水建設, http://www.shimz.co.jp/theme/dream/ greenfloat.html (last browsing: Feb. 2014). [12] Ceplecha, Z., 1996, Astron. Astrophys. 311, 329. [13]浦川聖太郎ほか, 2013,遊星人22, 222, [14]吉川真,山口智宏, 2013,遊星人22, 214.
中村圭子¹ 2013年12月31日受領，2014年2月17日受理. (要旨)関石中の不溶性有機物の一部である有機ナノグロビュールは、星間分子雲あるいは原始太陽系円盤外緑部の基低温環境に起源をもつ極めて始原的な有機物で，これまで数多くの始原惑星物質中で存在が確認されている.太陽系形成以前からの情報を記録している有機ナノグロビュールがこれほど多くの始原惑星物賀中で認められるということは，これらが太陽系形成初期においていたるところに存在し，惑星系形成において重要な役割を果たしたことに他ならない。有機ナノグロビュールの形状や有機化学・同位体組成，存在量の違いをサンプル毎に比較することにより，母天体自身の物質進化・変性過程の解明にも役立つと期待される。本稿では有機ナノグロビュールの特敵・起源とこれまでの研究結果を時系列にそってレビューする.有機ナノグロビュールとは，多くの始原的太陽系物算中に認められる不溶性有機物からなるナノサイズ球体(ナノグロビュール)で、多くの場合、中心部分が空瞭で、明瞭な同心円状のコア・マントル構造を持つ。有機ナノグロビュールは，筆者が「コアマントル状アモルファス炭素粒子の発見」[1]として本誌にも発表した2002年当時は、透過型電子顕微鏡による形状と周辺鉱物との関連の観察及び，限られた分光分析による化学組成の傾向が指摘できたのみで、その起源・形成過程は推測の域を出なかった.しかしその後のナノスケール分析法の向上・普及により飛躍的に解明が進み, 2006年にはNANOSIMSによるin situ（その場）同位体分析によって、太陽系物質の同位体とは著しく異なる水素及び窒素同位体比が検出されたことから、ナノグロビュールは分子雲あるいは原始太陽系円盤外縁部の極低温環境に起源をもつ始原的な有機物であると確定した[2]. 2014年現在では数多くの始原惑星物質中でナノグロビュールの存在が確認されている[表1].本
稿では便宜上Tagish LakeまたはBells隕石中のナノグロビュールを中心に進めるが、代表的なナノグロビュール研究論文全てを適宜に引用するように努めた.限石ごとの詳細については引用文献をご参照いただきたい.隕石中のアミノ酸に関しては薮田博士による「始原天体有機物研究の今とこれからI.アミノ酸」[3]を,また有機ナノグロビュール以外の不溶性有機物(Insoluble Organic Matter : IOM)に関しては癸生川博士による「始原天体有機物研究の今とこれからII.不溶性有機物」[4]をご参照いただきたい.現在我々が手にとって分析することができる地球外物質の中でも，炭素質コンドライトおよび彗星塵は最も始原的な太陽系物質と考えられているが、その構成物質が記録する母天体形成までのイベントは多種多様である。高温太陽系星雲ガスの形成(CAIs),ガスの凝縮・蒸発による塵の形成(マトリクス)、太陽近緑での高温凝縮物質の形成(CAIs,コンドリュール).そしてそれらが混合・集積し徹惑星を形成したのちに母天体上での二次変成(熱変成,水質変成,衝撃変成など)を受ける.コンドライトや彗星座の中には、これら母天体上での変成過程を経てもなお太陽系形成以前の情報を留める物質・プレソーラー粒子(Presolar grains)が存在する[18].ミクロンサイズに満たないプレソーラー鉱物粒子(星間塵, SiCやグラファイトなど)は希ガスや炭素・窒素・珪素の同位体比異常を持つことから赤色巨星や超新星爆発を起源とすることがわかっている[18].また炭素質コンドライトから化学抽出されたIOMからは500種以上の高分子有機物が検出されている。それら中には水蒸・窒蒸同位体比が太陽系(地球)の同位体比からかけ離れていることから，星間空間・極低温の分子雲を起源とする始原的なプロトソーラー (Protosolar)有機物が含まれているといえる.これらのプレソーラー・プロトソーラー粒子、特に変成に弱い始原的有機粒子が(1)いかにして母天体上での変成を免れ、あるいは変成を受けつつも太陽系形成以前の情報をととめることができたのか， (2)変成を受ける前の有機物本来の姿とはいかなるものか.そして(3)有機物が隕石中でいかにして他の橋成無機鉱物と交じり合い，共存しているのか．これら3つの謎を解き明かすことは、その他の固体惑星物質研究と共に太陽系構成鉱物と惑星形成解明につながる. IOM研究における多くの偉楽は、それらを化学的に抽出する手法でのみなされてきたが，上記の３つの謎を解くためには有機溶剤を用いないミクロトーム法やFocused Ion Beam (FIB)といった無機・有機物質を同時に研磨できるサンプル作成法の確立と，21世紀に入ってから急速に発展したナノスケールその場同位体分析の普及を待たねばならなかった.カナダの凍結潮上に落下し、サンプルの一部が隕石落下直後に回収され冷凍保存されたTagish  Lake隕石は地球上での有機物汚染が最小限に留められた炭素質コンドライトで，有機物のその場観察には最適であった. Tagish Lake隕石のバルク密度は1.67 g/ccと他の随石試料と比べて低密度で[19],マトリクス部分は特に脆く，岩石試料の透過型電子顕微鏡(TEM)用薄片作成に通常用いられていたイオン研磨法では試料作成が困難であった.そのため,惑星問座(IDPs)や軟金属,生体物質の試料作成に使われていたウルトラミクロトーム法をTagish  Lake隕石のマトリクス薄片作成に応用した[1].包埋には従来のエポキシ樹脂は使わず.代わりに常温で液体から透明固体に変化する純粋硫黄を使用することで，試料作成による有機汚染の可能性を除去した.ウルトラミクロトームで50 – 70 nmの厚さに薄切りにしたTagish  Lake隕石のマトリクスには、主要鉱物であるサボナイトやサーペンティンなどの合水ケイ酸塩の隙間に埋まるような形で，球状のアモルファス物質が数多く観察された(図1 − 3).この物質の直径は平均200 nm，最大でも2 μmに満たず，中心部分が空隙のものがほとんど(図1)で，薄片化によってドーナツ状に見えるが、元は核部分が空洞のナノサイズ球体(ナノグロビュール)である.図2下のグロビュールのように中央の空隙がないものや，明瞭な同心円状のレイヤー構造を持ち、レイヤーの間に気泡(図2下,矢印)を含むものも確認できた.ナノグロビュールから得られたエネルギー分散型X線分光(EDS)及び電子エネルギー損失分光(EELS) (共に空間分解能は〜30 nm)によると，ナノグロビュールはアモルファス炭素構造に酸素・窒素・硫黄・塩素が含まれていることがわかった.比較的大きなナノグロビュールのTEM明視野像(図3a)とエネルギーフィルター像(C K-edge,図3b)を見ると、ナノグロビュールのマントル部分はさらに細かな炭素質粒子(100 – 200 nm)で構成されていることがわかる[2].その後Bells, Mighei, Murchison, Murray限石という4つのCM2炭素質コンドライトのTEM観察でも同様のナノグロビュールが確認された[19].化学組成はTagish  Lake隕石中のグロビュールと同様であったが、さらにくわしいEELS分析の結果、アモルファス炭素構造は芳香族炭素の割合が高いことがわかったクスに埋まる二つの有機ナノグロビュール.中心部分が空洞でないナノグロビュールは同心円状の層をなしており,層間に多数の気泡がある(白矢印).  Tagish Lake隕石より[1]. [19].またOrgueil関石(CI1)から化学抽出されたIOMからも，上記と同様の特性をもつナノグロビュールが発見されたことからナノグロビュールが不溶性有機物であることが確認された[20].上記のようなTEM観察・分析のみの限られた情報に基づいて，その組織が分子雲を模擬した実験生成有機物と酷似していることから，有機ナノグロビュールもまた分子雲中で生成されたアモルファス永星問塵が限石母天体に取り込まれたのち，低温に保たれたままマトリクスの含水層状ケイ酸塩を形成したのと同じ水済液中で再合成されたと仮説が立てられた[1]. 2006年に有機ナノグロビュールの窒素・水素の同位体組成情報が得られ、その形成起源はさらに絞り込まれることになる。 21世紀に入り惑星科学分野で本格的に稼動し始めた高空間分解能二次イオン質量分析器NANOSIMSの最大の利点は，薄片試料の数十μmの領域の同位体組成分布を100 nm以下の空間分解能で定量的なイメージとして最大７種の質量を同時取得できる点であるメージング.  (a):TEM明視野像, (b):C K-edgeエネルギーフィルター像, （c）： δ 15 N像, （d）： δ D像.  Tagish Lake (NANOSIMSの詳細については[21]を参照).図3, 4のようにウルトラミクロトーム薄片(厚さ70 nm)をTEM観察し、ナノグロビュールの形状・化学組成・鉱物分布状況を把握した後、さらなるサンプルプロセスを経ずともNANOSIMSで水素・窒素・炭素などの同位体組成分布を取得することができる.図3c,  dに示すTagish Lake隕石マトリクスのδ 15 NとるＤ同位体組成像を観ると、TEMで確認したナノグロビュールに15NとDが遺集していることが明らかである. 水素が特に水熱変成に敏感である[22]ことを裏付ける証拠として，δＤ像(図3d)をみると，Ｄがグロビュールから周囲のマトリクスに恣みでている様子が見て取れる.このような現象は窒素同位体では見られない(図3c).有機ナノグロビュールの水蒸がマトリックスの合水鉱物の構造水あるいはその隙間に拡散していったものと考えられる.水素同位体に関しては、TEM観察に伴う電子線照射により最大でるD ～ + 1000‰ほどの同位体分別が起こることが確認されているため[8, 23],グロビュール中の水素同位体を議論する際には，水素・窒素同位体測定後にFIBでるD, ♂ 15N濃集部分を切り出し, TEMでナノグロビュールの存在を確認するという方法が望ましい.図４にBells (CM2)関石のマトリクス部分広領域(2 μm²)のTEM像(図4a)・δ 15 N像(図4b)及び領域内のナノグロビュールを矢印で示す.グロビュール以外でも100 nm以下の大きさで15Nが濃集している箇所があるが，グロビュールは全てにおいて15Nのホットスポットとなっており，δ15Nも大きいことがわかる。 TEMとNANOSIMSを併用したグロビュール個々の同位体組成分析の結果,有機ナノグロビュールのδ 15N値はTagish Lake隕石：+200 − +1000 ‰ [2], Bells與石：+500 - +2000 %[5, 6]と,それぞれの與石の全岩(bulk) δ 15 N値：+77 ‰ [24], +335 ‰ [25]よりも突出していることがわかる.また数十nmの距離に隣接し合うグロビュールの窒素同位体組成がそれぞれ大きく異なる(図4参照)ことから、個々のグロビュールの同位体組成のばらつきは，隕石母天体での水熱変成によるものだけではなく，母天体に含まれる以前のグロビュール形成時にすでに同位体組成が不均一であったことがうかがえる. De Gregorioら[5]は７種の始原隕石から化学抽出したIOM中に明らかにナノグロビュールの形状を保ったままの物質を確認し、これらの形状・窒素同位体組成・有機化学組成の比較を行い、岩石タイプによって特異な傾向があるか調査した.その結果,ナノグロビュールの窒素同位体組成に関しては、岩石タイプ別の傾向は確認できず、バルクδ 15Nが高い頭石ほどナノグロビュールの数もグロビユール自体のδ 15Nも高いことがわかった[5].地球上での有機汚染の可能性：有機ナノグロビュールの15 N/ 14 N比は地球の大気窒素と比べて1.2〜2倍，D/ H比では地球の標準平均海水と比べて2.5～9倍の値を示すことから，これらが地球上での有機汚染によって形成された可能性は排除できる[2].小惑星・彗星など母天体起源の可能性：NAN-OSIMSによる同位体イメージングで明らかになったように,ナノグロビュールは周辺のマトリクス部分と同位体組成が完全に異なり、またパルク同位体組成よりも明らかに高い²5N/²4N(図5)・D/H比値を示すことから,ナノグロビュールは母天体上で形成されたものではないと断定できる.特記すべき点として,ナノグロビュールが含水鉱物に着む隕石マトリクス中と，水質変成が認められていない無水鉱物からなるCR3タイプ炭素質コンドライトマトリクスや,無水替星塵(STARDUSTによって持ち帰られたWild2彗星粒子や無水IDP)の両方で見つかっていることから，小惑星や彗星母天体中での水質変成によってナノグロビュールが形成された可能性は排除できる.また水質変成によって亜水素や15Nの潰箱は理論的にも実験的にも実証されていないため，有機ナノグロビュールに関しては, [1, 28]のような水溶液中での球体形成は当てはまらない.超新星・炭素星など星周起源の可能性：有機ナノグロビュールの窒素・水素同位体組成は太陽矛組成からもバルク組成からもかけ離れていたが、炭素同位体組成はδ 13 C ～ − 77から+ 16 ‰と，バルク組成( − 9 ‰)姑原天体有機物研究の今とこれからⅢ.有機ナノグロビュール／中村と比べても大きな異常は認められなかった(図5).また数多く抽出されている鉱物星間座・SiC [29, 30]の同位体組成と比較した場合，その組成範囲がいかにわずかであるかが一目でわかるように(図6)，炭素同位体組成からみて有機ナノグロビュールはCircumstellar起源ではないことがうかがえる.有機ナノグロビュールの起源を考える場合、星周起源以外での15N及び重水素の濃縮が可能な領域を考えなければならない.分子雲あるいは原始太陽系円盤外延部起源：亜水素と水素,あるいは15 Nと15 Nはそれらの質量の違いから重い同位体を持つ分子はゼロ点振動エネルギーが低く,これらの同位体交換反応は発熱反応となる. 極低温付近では逆化学反応が起きないため，有機分子は高いD/H,  ¹5N/¹4N比を持つことになる. またDを含むイオン分子が電子と結合する際，解離結合によりＤ元素が出来ることからさらにD/H比が高くなる[31, 32].有機ナノグロビュールが持つ水素・窒素の同位体組成(D/H ～太陽系組成の10倍,  ¹5N/¹4N ～太陽系組成の2倍)を可能にするには，10K以下という極低温の環境でなければならない[33].このような条件を満たし、メタンやアンモニアなどの単純有機物を形成するに足る分子を持つ宇宙環境として、Bok Globuleと呼ばれるような星間分子雲，あるいは分子雲の中でも特に密度の高い分子雲コアが考えられる[32].分子雲は水蒸密度が高く(水素個数密度:10³ − 10 cm¯³)，極低温(10 ～数10 K)の領域で，分子ガスが重力収縮することによって，昼が生まれると考えられている.分子雲と同様に重水素・ 5 N濃縮が可能な極低温環境として、カイパーベルトのような原始惑星系円盤の外縁部(30 AU以遠)あるいは，原始星コアから100 AU程度離れた原始太陽系円盤外緑部があげられることから[34]これらの領域でも高い重水蒸・15N過剰をもつ有機ナノグロビュールが形成され得る.分子雲には鉱物を核とし、その周りをCO, H 2 O,メタノール, PAHなどの分子雲中の有機物,さらに分子雲でのUVによる光化学反応で生成された有機物・アモルファス水と炭素質微粒子が層状にとりまく星間態が存在すると理論的に考えられている[35, 36].機ナノグロビュールのTEM像とC-K, Fe-KのX線元素マッブロ161. TEM像, [39]より抜粋.このような有機質星問座を発案者の名前を冠してGreenbergモデル星間態と呼ぶ。始原的隕石・彗星座中で見つかった有機ナノグロビュールはGreenbergモデル星関塵と形状・サイズともに非常によく似ている.しかしながら図７のように鉱物の核を持つ有機ナノグロビュールは例外的で，ほとんどの場合で核部分は空隙が観察されている. Greenbergモデル星間座理論に基づいて有機ナノグロビュールの形成過程を理解するにあたり、ナノグロビュールの中心空隙内にはもともとどのような物質が含まれていたのか,という謎を解明する必要がある.ナノグロビュールをTEMで観察すると，その中心部分はほとんどの場合で空洞(hollow)になっている。これは化学抽出したIOM中のナノグロビュールの場合,中心部分の鉱物が融け出てしまっただけかもしれないし、またウルトラミクロトームで薄片を作成した場合には，中心部分に含まれていた硬い鉱物が切断の際の物理的圧力によって押し出されてしまった可能性が悪念される.ナノグロビュールの内部構造を観察するため、大阪大学の松本らは放射光Ｘ線源を用いた３次元トモグラフィーで非破壊分析を行った[37].その結果,ナノグロビュール内部は鉱物。あるいはハーライト(NaCl)やシルバイト(KCl)のような水溶性の岩塩鉱物や水溶液の存在も確認できなかった. TEMでのトモグラフィー操像でも同様の観察結果が出た[38].有機ナノグロビュールはGreenbergモデル有機星間座のように鉱物を核とする代わりに，揮発性の高い水が核となって形成された結果,環境温度上昇に伴い核部分が空隙になったと考えられる.図2下のナノグロビュールのように，核部分の空隙が存在せず同心円状構造を持つものの場合は，揮発性氷の代わりに有機物が核となったと考えられる.またPAHを原材料とした分子雲空間模擬失験でも鉱物の核を持たずとも形状・大きさが有機ナノグロビュールと似通った有機球状物質が生成できることが確認されている[39].サプミクロンの大きさしかない有機ナノグロビュールの詳しい化学組成を得るためには，高分解能で有機分子の分布状態を分析できる技術が必要である.これまでは放射光走査型透過X線頭微鏡を用いた炭素X線吸収端近傍構造スペクトル(C-XANES)分析が行われてきた.図9に示す有機グロビュールとマトリクスのC-XANES比較からみて，有機グロビュールは主にPAHからなることがわかる[40].隕石から抽出したIOMと，そのIOM中に含まれる有機ナノグロビュールのC-XANESスペクトルを比較した結果,ナノグロビュールにはケトン基及び水酸基を伴うPAHが多く含まれていることがわかった[7, 8].これらのグループはまた,ナノグロビュールとIOMのC-XANES分析後にNANOSIMSを用いた同位体分析を行った.その結果C-XANES分析で,より頭著な芳香族性を示したナノグロビュールほど高い15N/14N比を伴うことから，芳香族性が高く15Nに富むナノグロビュールほど、母天体上での熱変成を強く受けていないオリジナルに近いものだと結論づけた[7, 8].これは[4]で示された加熱実験結果とも一致する.水質変成の影響をほとんど受けていないCR3隕石中に見られるナノグロビュールからは，N-XANES分析でニトリル基( − C = N)が検出されている[41].ニトリル基はまた水質変成に非常に敏感で，一般的なIOMではこれまであまり検出されてこなかった[41].有機ナノグロビュールが、隕石から抽出したIOM中でも特徴的な球状を保持していると考えられることから(図10)ひとまとめに数多くのナノグロビュールサンプルの有機化学組成分析が可能になった.しかしこれらの形状は，激しい酸を用いた化学抽出作業造程で変形してしまっている可能性がある.また抽出過程でIOMは必ず酸溶液中に浸されるため，[28]のような水溶液中での球体形成が化学抽出作業途中で起こる可能性がある。酸水溶液中で形成された球体では15NやビュールのTEM明視野像. [5]より抜粋.トラミクロトーム薄片をTEM観察したもの. (a)：QUE99177(CR3)隕石，筆者未発表赤矢印部分がグロビュール(b)：Sutter's Mill(CM2)隕石[46], （c)： Bells (CM2)顔石,筆者未発表, (d):南極で回収された微小隕石, [49]より抜粋. Dの凝縮は起きないため，同位体組成が低く見積もられてしまう。化学抽出したIOM中のグロビュールの形状・組成比較，起源の議論には特に注意が必要である。関石中でのナノグロビュールの分布状況や周辺鉱物との関係性を調べる際には，ウルトラミクロトームとTEM観察による地道な確認作業が不可欠である.わりのIOMの有機化学組成に際立った遠いは認められず[45],またNanoSIMSによる窒素同位体組成も、ナノグロビュールを含むIOMの脈全体がグロビュールと同程度の非常に高い同位体異常を示した[45,IDPに関しては筆者未発表データ].このような分析結果から脈状IOMとその中に含まれるナノグロビュールは非常に限られた時間内に同一の条件下で形成された,あるいはIOMの中でグロビュールが形成されたと考えるのが自然である. Sutter's Mill隕石はCM2と分類されているが,先に述べたとおり，ナノグロビュールの窒素同位体組成と隕石タイプには整合性はなく，また隕石中で降り合ったナノグロビュール同士でも同位体組成が大きく異なることがある.そのため,ナノグロビュールの同位体は母天体上での水熱変成よりも、元来から持つ個々の同位体組成，つまりは有機ナノグロビュールの起源である分子雲あるいは原始太陽系円盤外延部というとてつもなく広大で不均一な形成環境の地域的な条件にかぎりなく依存するものと考えられる。しかし、頂石別にナノグロビュールのマトリクス中での分布状況,形状を詳しく観察した結果,それぞれ特徴があることがわかってきた.以下に特記すべき特徴をもつものをあげる. QUE99177隕石(CR3)は水質変成をほとんど受けBreccia状で，フラグメント毎に岩石タイプが異なる[47].  Sutter's Mill隕石では，有機ナノグロビュールはこれまでのところ無水鉱物からマトリクスからなるフラグメントでのみ観察されている[46]. このフラグメントのマトリクスは無水アモルファスケイ酸塩粒子とFe・Niメタル・硫化物粒子からなり、QUE99177のマトリクスとよく似ている.有機グロビュールはこのマトリクス中に数個の集合体をなして点在しており、多くの場合空隙を持たない球状で比較的小さい(図11b, [48]). Bells隕石(CM2)のナノグロビュールは含水層状ケておらず，マトリクスは細かい無水アモルファスケイ酸塩粒子とFe・Niのメタルと硫化物粒子の集合体からなる. QUE99177限石はプレソーラー鉱物の含有量も非常に多いことから，炭素質コンドライトの中でももっとも始原的と考えられている[41-44]. QUE99177隕石の有機ナノグロビュールは，マトリクスの合問に脈状に存在するIOMの中に点在している(図11a) [45].このようなIOM中の含有物として存在する有機ナノグロビュールは無水IDP中でも確認されている[15,46]. C-, N-XANES分析ではナノグロビュールと,そのまイ酸塩マトリクス中に集合体をなしており，その存在量は非常に多く，時としてケイ酸塩領域よりも上回る.個々のグロビュールが持つる5 Nは非常に高いが，周りのケイ酸塩鉱物と同様の水質変成を受けたためか,グロビュール同士が接続し合ってAggregateを形成していたり，また一部が泡状構造をとっている(図11c）これに似た構造は，下記のナノグロビュールでも観察されている： 1）南極で回収された含水鉱物に富む微小與石(AMM) (図11d, [49]). 2) Cold Bokkeveld(CM2.2), GRO95577 (CR1), Al Rais(CR1/2), MET01070(CM2.0)といった比較的強い水質変成を受けた炭素質コンドライト[50,ただし酸処理後の抽出されたIOMでのみ観察]. 3)水質変成を受けていないCR3コンドライト・ QUE99177[50,ただし酸処理後の抽出されたIOMでのみ観察]. 4 )水質変成を受けていないIDP試料[17, 46].図11d下のグロビュールのように同心円層の合間に空隙が広がっているのは，もともとは図2下のようなグロビュールだったのが，層間に異なる気化点をもつ揮発性に富む有機物・水を含んでいたため，なんらかの加熱によってこのような形状になったと考えられる.加熱が起こった場所・期間を特定するのは難しいが、揮発した物質が水であれば，長時間の高温加熱は必要ない。またマントル部分が球状を保っているため，加熱が起こる以前にある程度強い高分子有機物である必要がある。これを棄付けるものとして，青木と赤井[51]はTEMの加熱試料ホルダーを用いて、ナノグロビュールを773Kで90分間加熱したが，ナノグロビュールの形状・物性に変化は生じなかった。上記の観察結果から考察するに，CR3タイプ関石,あるいは彗星塵のような無水鉱物からなる物質・マトリクス中に含まれる有機ナノグロビュールは，母天体上での変成度合いが最小限に留められたオリジナルに近い形状と考えられる.低温状態で集合体あるいはIOM有機物・あるいは有機物水の脈中に点在していたが、母天体中で徐々に加熱され、最も揮発性の高い氷・有機物水が溶け出し、その水溶液の流れに乗ってマトリクス全体に拡散されていった.さらなる加熱でマトリクス全体が水質変成を受け，層状ケイ酸塩が形成されるに伴い、個々のナノグロビュールの核であった氷物質も揮発し、中心部分が空際になったまま層状ケイ酸塩マトリクスに閉じ込められた.また高温の水算変成を受けた場合は，グロビュールマントル中の有機物が挿発性の高いもの順に蒸発してゆき、同心円・泡状の形状となった.元々のグロビュールのサイズにも依存するが、強い水質変成を受けた限石中のグロビュールは中心部の空洞が大きく，またマントルが薄く,それに伴い球状が複雑に変形する傾向がある。上記のグロビュールの進化シナリオを確定するためには，さらなる観察・分析が必要である.有機ナノグロビュールは大きさが最大でも２ミクロンほどと非常に小さいため、存在の確認・分布状況・形状・有機化学組成・同位体組成，これら全てを正しく理解するには地道な作業を要する.しかし, 2002年の発見から11年経ち，数多くの研究グループが競い合うように研究成果を出し合った結果，上記のように多くのことがわかってきた.有機ナノグロビュールが「同位体異常を持つ」という特徴を除けば, [28, 39]のように気相・液相中で比較的容易にグロビュール状有機物を作成できる「生命の起源論」という視点からこの有機ナノグロビュールを見た場合，有機物がナノグロビュールのような膜状球形組織(membrane)を形成することは(1)薄膜内部の有機物を外部から防御し(2)有機分子合成において必要なエネルギーを内部に保存することができる[52],という点でその形状は極めて重要な意味を持つ。また生命の起源論においては，有機ナノグロビュール自体がいかに始原的か(プレソーラーか,プロトソーラーか,あるいは隕石母天体起源物質か)ということもさしたる意味を持たない。ナノグロビュールというmembrane構造を持つ有機物質が，地球だけでなく,宇宙空間，そしてさまざまな天体で形成される普遍的な存在で，それらは条件が整えば(Habitable planets)生命の種となり得る，ということを特記しておく. 「宇宙起源の有機物」という。好奇心を掻き立てるが分析・解析過程で過ちを犯しやすく敬遠されがちなサプジェクトではあるため，本論文では，「同位体異常」という地球上での汚染物ではあり得ない確固たる宇宙起源の有機物が存在し、その個々の有機物質をナノテクノロジーという手段で分析できる」というメッセージを明確にすべく，「同位体異常をもつ有機ナノグロビュール」にのみ重点を置いて解説した.有機ナノグロビュールは惑星物質中のIOMその場分析の対象としてだけではなく，分子雲・始原星円盤での軽元素同位体遺縮理論,有機星間座形成理論,それらの天文学的観測との比較対象となり、惑星物質学者と天文・物理学者，さらにはアストロバイオロジストの交流・共同研究の架け橋となることを期待する.現在NASAジョンソン宇宙センターで開発中の2段式レーザー脱耀光イオン化質量分析顕微鏡[53]を用いたPAHのその場マッピング，あるいはアトムプロープなどの次世代分析器で、有機ナノグロビュールの同心円層状別の有機化学組成分布を測定することができれば、始原有機物・惑星系形成の理解はさらに深まるだろう. 72, A603. 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干秋博紀¹，和田浩二¹，三上峻²，平田成³，耕介1* 2,4石原吉明,玄田英典,中村昭子,高田淑子8 (要旨) iSALE shock physics codeは惑星科学者に対して公開されている汎用性の高い衝突計算コードである。我々は日本の衝突コミュニティでもiSALEを自由に扱い、研究を進められる環境を整備するために[iSALE users group in Japan]というグループを立ち上げた.本稿ではiSALEについての簡単な解説を行い.幾つかの計算例を示す．衝突現象は惑星科学の歪るところで重要になってくる素過程である．自らの手で数価衝突計算を行えるようになれば，研究の幅が大きく広がることが期待できる．本稿がiSALEでどんなことができるのか想像するための一助となれば幸いである.近年[iSALE]という計算コードの名前を耳にする機会が増えてきたのではないだろうか？ iSALEはImpact-SALE (Simplified Arbitrary Lagrangian Eulerian)の略で，数値流体計算コードの一つであるSALE code[1]を元にして天体衝突現象を取り扱える様に，政米の惑星科学者が改良，整備，提供しているShock physics codeの一つである[2-4].主な開発メンバー (Core developers)はGareth Collins, Kai Wünnemann, Boris Ivanov, H. Jay Melosh, Dirk Elbeshausenの５人である。すでに多くの欧米の研究者が使用しており、 50報を超える研究成果が査読付き論文として出版されている. iSALEの特徴は次章で詳述するが、CTHやAUTODYNといった他の衝突計算コードとの大きな遠いはユーザの国籍を問わず、惑星科学者に対して無償で公開されているという点である.初心者にはまず二次元計算のみが可能なiSALE-2Dが提供される.これに習熟してコードの開発に協力するという意思表示をすると，三次元の計算を行うことができるiSALE-3Dの使用が許可される[5].我々は日本の惑星科学/衝突研究コミュニティでもiSALEを自由に使えるユーザを増やすため、惑星科学会内のグループとして[iSALE users group in Japan]を立ち上げ，普及活動を行なっている.メーリングリストと情報を集約したwiki[6]の運用を開始している他，２月には勉強会も開催した(本号に掲載予定の報告記事[7]も参照)。本稿では計算コードの概要を解説し、読者の皆様にiSALE shock physics codeを紹介する.本稿ではiSALE-2Dについてのみ解説する.現在のところ筆者らもiSALE-3Dのアカウントは手にしていない。本章ではiSALEの概略を以下のように項目分けして解説する. iSALEの1タイムステップ内での数値解法を2.1,状態方程式を2.2,物質モデルを2.3,計算条件設定に関して2.4,計算結果の描画に関して2.5でそれぞれ解説する.我々のwikiページ[6]ではさらに詳しい解説資料を公開している.そちらも合わせてご覧頂きたい. iSALE-2Dでは数値解法としてオイラー法のEuler mode,ラグランジュ法のLagrange mode,両者を合わせたALE (Arbitrary Lagrangian Eulerian)  modeのいずれかを選択することができる.これはiSALEの元になったSALE code[1]の最大の特徴であるが、現在のiSALEはもっとも安定に計算を行うことができるオイラー法に焦点を絞って整備が進んでいるようである。実際にiSALE-3Dではオイラー法のみが実装されている[5].以降ではEuler modeについて解説する. Euler modeでは計算領域を格子に分割し、降合った格子間の圧力勾配を計算し，流体方程式に従ってセル内の物質を移流させる.  iSALEのEuler modeでは，1ステップだけ格子そのものを動かし，偏差応力，圧力勾配,人工粘性を計算し,移流後に格子を切り直すという処理を行なっている(セミラグランジュ法).衝撃液通過に伴う不可逆加熱を取り扱い，かつ物理量の不連続面で起こる数値不安定を抑制するためにvon Neumann-Richtmyer型の人工粘性を採用している.人工粘性の強さは2つの入力パラメタで装され，ユーザが自分で変更することも可能である.流体方程式は密度，エネルギーの2つのスカラー量と速度,圧力(勾配)の2つのベクトル量からなり,質量,運動量，エネルギーの保存式のみでは方程式系を解くことができない。そこで登場するのが状態方程式(EOS)である. EOSは一言で言えば圧力を密度とエネルギー(もしくは温度)の関数として表現したものであり，物質に依って異なる．iSALEではEOS名を指定することで，解析解で求められるTillotson  EOSとテーブル形式のANEOSのどちらかを選択することができる. どちらも衝突による相変化を表現できる特徴を持ち，数值衝突計算では頻繁に用いられている. iSALEパッケージの中には火成岩，堆積岩，水水，金属鉄,プラスチックなど様々な物質に対するEOSの入力パラメタが用意されており，物質名を指定するだけで，それぞれの状態方程式を読み込むことができる. ANEOSは分子気体を取り扱うことができるように近年改良されたもの(M-ANEOSと呼ばれる[10])が整備されている. iSALEを用いると,これまで日本のコミュニティで扱えるものがいなかったANEOSを用いた数値衝突計算を行うことができることは特筆すべき点であろう. iSALEがHydrocodeではなくShock physics codeと呼ばれているのは、物質の弾塑性体応答も同時に解くことができるからである. 物質強度は塑性変形を起こす条件(降伏応力)として計算に取り込まれる。岩石物質に対しては応力を受けてダメージが蓄積し、物質強度が弱くなっていくような破壊の物理を反映したモデル[3]が，金属に対しては物質強度が応力及び歪速度に依存するという金属の物性を反映したモデル[11]が実装されている.物質モデルを計算に入れる場合は, 22で解説したEOSから求まる圧力勾配とレオロジーモデルを使って，偏差応力テンソルを求め，保存則の方程式系を解き物質を移流させる.ダメージに依存した強度の低下だけでなく，融点に近づくと物質が流動化して強度を失うことを表現したThermal softening model[12]も実装されている. 温度–圧力平面上の塔融曲線は多項式の形(Simon equation)で与えることができる.それぞれの物質の入力パラメタは自由に変更することができ、そのパラメタが結果に与える影響を調べるといったことも簡単に行うことができる.ミクロな空隙を持った物質を扱う際にはε−α compaction model[4]を使用する.このモデルは実験で決定可能な入力パラメタのみで微小空隙の圧密を表現することができる.また空隙がない物質に対する状應方程式を微小空隙を持つ同一物質にそのまま適用可能であるため汎用性が高い。大規模クレータの崩壊・修正造程を扱うためにAcoustic fluidization modelが実装されている.このモデルではある閾値を超える応力を受けた際に物質の強度が下がり、流動化することを表現したモデルとなっている[例えば13].これは衝突に伴う衝撃波伝播によって衝突点の遠方まで弾性波が励起され，その“音響”が物質を流動化させ,クレータ崩壊に寄与するのではないか？という仮説に基づいたモデルである．残念ながら入力パラメタはフリーパラメタとなっており,実験的に決定できるような値ではないものの，パラメタの設定により複雑クレータの特徴である小さい深さ/直径比を再現することが可能である[13].本節では実際にiSALEで計算を行う際にユーザが設定する計算条件について解説する。iSALEでは3種類の異なる物質を同時に扱うことができる.この場合は3種類の異なる物質に任意の名前をつけ，それぞれに状態方程式。物質モデルを割り振る.ユーザが変更可能な計算条件の中で代表的なものを列挙すると，計算座標系，計算格子の配置，タイムステップ、計算終了時間、境界条件、人工粘性の強さ、出力する物理量, 亜力の向き, 大きさ, プロジェクタイルの数,形状,層状ターゲットの層数,プロジェクタイル及びターゲット内の温度分布,トレーサ粒子の配置などがある.計算座標系はデカルト座標系と円柱座標系を選ぶことができる.  iSALE-2Dでも軸対称性が担保されている場合は、円柱座標系を用いることで衝突実験結果と計算結果を直接比較することができる。衝突計算の難しいところは、周期境界条件を用いることができず、計算境界からの反射波の影響を受けやすい点である.反射液の影響を排除するためには見たい領域(例えばクレータ)に対して過剰に広い計算領域をとる必要があり、計算コストが高くなってしまう. iSALEでは計算コストを軽減するために"High-resolution  zone"と"Extension zone"を設定することができる.前者は均等に格子を分割するが，後者は境界に向かって格子サイズを等比数列で大きくしていく様に設定することができる.  “Extension zone”では衝撃波が人工的になまってしまうことになるが，少ない格子数で広い計算領域を確保することで、見たい領域に反射波が干渉してしまうことを避けることができる．街撃圧縮を受けた物質の音速は状態方程式から自動的に計算され、それに合わせてCourant-Friedrichs-Lewy条件(CFL条件, C s d t /dx < 1,ここでC s, dt, dxはそれぞれ音速,タイムステップ,格子サイズを装す)を満たすようにタイムステップが自動的に更新される.もちろんユーザがそれ以下のタイムステップの値を入力することも可能である.亜力の向きは一軸方向と自己重力を選択することができる. Projectile及びTarget内の初期圧力分布は与えた亜力場に対して静水圧平衡を満たすように自動的に計算される.標的中の温度分布はConstant, Conductive profile, Conductive/convective profileの3種類から選択できる. iSALEでは各ステップで熱伝淳や対流を解いているわけではないが、表面温度、表面付近の地温勾配,惑星半径,地殻厚を指定するとそれに即した初期温度分布が設定される. 2.1で述べたようにiSALEではEuler  modeが最もよく整備されているが，必要に応じてラグランジアントレーサ粒子を挿入し、物質の移動を追跡し、温度・圧力・空隙率の時間発展を記録することができる. iSALEのパッケージの中には“iSALE plot”と“VIMoD”という描画ソフトが含まれており，任意のタイムステップの物理量を画像データとして出力することが可能である。数値計算初心者でも容易に解析を行うことができるように整備されている点もiSALEが爆発的に広まった一因であろう.図1にiSALE plotによる出力の一例を示す. 直径10 kmの天体が20 km/sで垂直衝突した場合を円柱座標系で計算した.このように同時に2つの物理量(この図では左が温度,右が圧力)を同時に表示することができる. 衝撃波伝播による衝撃加熱、衝突蒸気雲の発生/クレータの成長,地面のリバウンドなどが起こっていることが見て取れる.図1のようなコンターマップでは定量的な解析は困難であるが，任意の平面で切った物理量をテキストデータとして出力することも可能である.またiSALE plotを使うと任意のトレーサ粒子に対して時刻，位置，設定した2種類の物理量をテキストデータとして出力することができる」例えば個々の粒子が温度－圧力平面上でどんな経路をたどっているかを調べるといった使い方も可能である.本章ではこれまでに我々が行った計算例をいくつか紹介する.計算結果の詳しい解析は本稿の目的を超えているのでここでは行わないが、比較的簡単に多種多様な計算を行うことができるということを示す。なお, Core developersによる豊富なサンプルプログラムとその計算出力も公開されている[14].そちらも合わせてご覧頂きたい。実際に計算条件を設定する際には、行いたい計算に最も近いサンプルプログラムをベースにして変更を加えるという方法がよいようである.図２に一次元衝撃波管問題の解析解とiSALEの計算結果の比較を示す。円柱座標系で動径方向に一様な高圧気体と低圧気体を配置し、一次元的に衝撃液が伝播するように計算条件を設定した.人工粘性の入力パラメタはCore developersによる推奨値をそのまま使用した.エネルギー分布は衝撃波面前後で多少のズレがみられるが，圧力分布は非常に良く再現していることがわかる.このエネルギー分布のズレはどんな数値解法であっても多かれ少なかれ発生するものであり, iSALEでは衝撃波面の前後で～20 %ほどのアンダーシュートが生じ得るということを念頭において計算を行う必要があるということである．また空間解像度によらず、衝撃液面を10セル(半値幅は3セル程度)ほどで表現していることがわかる.この結果は例えば衝突後の衝撃圧力分布を見積もりたい場合、衝突天体サイズを10 × 10以上の格子で分割しなければいけないことを示している.就いて千葉工業大学惑星探査研究センターで行った衝突実験との比較を試みた. 直径4.8 mmのポリカーボネイト球を7.3 km/sで厚さ2 cmのアルミ板に衝突させ，生成したクレータのプロファイルを計測した.この場合は射線軸に対して現象が対称的であることが期待できるので2.4で述べた通り、実験結果とiSALE- 2Dの計算結果を直接的に比較できる.状態方程式にはボリカーボネイト及びアルミニウムに対応するTillotson EOSを用いた.アルミ板の強度モデルには金属の強度を表現したJohnson-Cook  model[11]を使用した．比較のためにアルミ板が完全流体として振る舞う場合(強度なし)の計算も実施した.ポリカーボネイト弾は全体がHugoniot elastic limitを超える衝撃圧を受け，衝突後の振る舞いは物質強度によらないと期待できるため，完全流体であると仮定した．図３にクレータプロファイルの比較結果を示す.アルミ板を完全流体であると仮定した場合はクレータの大きさを大幅に過大評価してしまうが、アルミニウムの物質モデルを用いると実験結果を非常に良く再現できることがわかる. Core developersが行った検証ではiSALEでクレータの最終形状だけでなく，その直径及び深さの時間進化まで含めて実験結果をよく再現できることが示されている[15]。これを持って実際の天体上の複雑クレータの形成造程を完全に再現できると言える訳ではないということには注意しなければならないが、実験結果と計算結果の一致は，iSALEが衝突による衝撃波伝播，物質の流動化，希薄波との干渉による掘削流の形成といった素過程を正しく取り扱えているということの傍距となるだろう.近年、小惑星表面に弾丸を撃ち込み、その深部物質を露出させる能動的探査が計面されるようになってきた.計画段階でどんな規模の衝突であれば小惑星の深部をどのくらい掘削できるのか調べる必要があるのだが、その予測には2つの大きな困難がある。まず第一に小惑星の表面状態がわからないことである.もし仮に空隈率が数10 ％に及ぶような表面であったなら弾丸が小惑星の奥深く貰入してしまい，物質の放出が起こらず目的を達成できないかもしれない。2つ目は,弾丸が完全な球形状とは限らないことである。実際にDeep  Impact[16]やSMART-1[17]といった衝突型探査では中空弾丸が用いられており、現在計画中のはやぶさ２のSmall Carry-on Impactor(SCI)は半球疫形状[18]である.このような不規則形状弾丸を用いた際に駆動される掘削流がどのような流線を描くのかは十分に理解されていない。このような状況を踏まえて本節ではiSALEで高空隙率標的への中空弾丸が衝突する計算を行えることを示す。23で述べた通りiSALEでは空隙を取り扱えるε – α compaction modelが実装されており，無限小空際が掘削過程に与える影響を調べることができる。また円(楕円も含む)や長方形を組み合わせて描けるような図形であれば、衝突体形状を簡単に変更することができる.ここでは直径5 mm,厚みが1 mmの花崗岩球殻が，7 km/sで空際率67 %の花崗岩に衝突した場合を計算した.比較のために中身のつまった花崗岩弾丸が同じ高空隙花崗岩に衝突した場合も計算した.図4に比較計算結果を示す.同じ時刻でのクレータ断面図である.中空弾丸の場合はクレータが浅くなっているが、動径方向はあまり変化がないようである。今後盛んに行われるようになるであろう中空弾丸の衝突実験と合わせて，このような計算を行っておくと衝突型探査の結果の解釈を行う際に有用であると思われる.なお示した計算例は球投の厚みを10セルとしているために球殻が受ける衝撃圧分布は正しくないのかもしれないことに注意しておく.空間解像度を変化させた計算を行なって結果の収束性を調べる必要がある。計算を走らせれば答えが出てくるが，計算設定が妥当かどうかには常に気を配る必要がある.本節では衝突する弾丸の変形過程を詳細に調べるための計算例を示す。このような計算によって，球弾丸衝突時のImpact  jettingの数値解析が可能になってきている[19].図5はボリカーボネイト球をアルミ板に垂直衝突させた計算のVIMoDの出力である.ここでは先行研究[19]に習って弾丸を1600×1600セルという高解像度格子で分割して計算し、弾丸中物質の流線をトレーサ粒子で可視化した.弾丸と標的の境界に沿って弾丸が変形し,最終的にいわゆる“Impact jetting"が生成していることがわかる.衝突実験で詳細に観察できればよいのだが，実際にはカメラの時間分解能が足りない。弾丸の表面しか観察できない，強烈な熱輻射(連続光のためにフィルタでカットすることも難しい)によって見たい領域が見えないなどの様々な障害があって難しい.このようにiSALE計算でトレーサ粒子をうまく配置することで流線を可視化して、何が起きているのかを理解すると、実験結果を解釈する際の助けとなるだろう.最後にiSALEが隕石の組織分析。あるいははやぶさ2で回収予定の試料の微細分析の解釈にも役立つことを示す.  iSALEには"Mesoscale modeling"を簡易的に行うことができる機能が実装されており[20],マクロ空際を含んだ不均質標的に一次元的に衝撃波が伝播するような状況を計算することができる.図6に結果の一例を示す。コンドリュールを模した大きめの球粒と、マトリックスを模した四角い組織をランダムに配置し，バルク空隈率が50 %になるようにしてある.計算領域の上部から一枚岩が2 km/sで衝突してくる設定になっている.この計算例では一枚岩同士が2 km/sで衝突した場合の衝撃温度は430 K程度であるが、空隙の効果で全体的にそれより高い温度に達している. そして1500 Kにも達する加熱を受ける領域もあることがわかる. 隕石の薄片分析から母天体体の街矢魔歴を解釈する際の助けになるだろう.ここまで紹介してきたようにiSALEは非常にユーザフレンドリな設計がなされており，初心者でも比較的簡便に竪み通りの計算を走らせ，解析を行うことができる.またCore developersは現在でもiSALEの改良，整備を続けている。近年の珪酸塩に対するレーザーショック実験の結果は最新のANEOSに修正を迫るものである[21, 22]が，そういった最新の知見を取り入れた改良も進んでいるようである[23]. iSALEでは境界条件や空間解像度の計算設定に問題がなければ,計算に入れている物理過程のみを反映した結果が返ってくる．衝突実験，惑星探査，物質分析の結果を解釈するときだけでなく，どんな計測を行うと成果を最大限にできるか計画を立案する際にも役立ってくれるであろう.ご興味を持たれてiSALEを使い始めたいという方は「iSALE users group in Japan」にご参加頂ければ幸いである(連絡先：isale-workshop@perc.it- chiba.ac.jp). iSALEの開発者であるGareth Collins, Kai Wünnemann, Boris Ivanov, H. Jay Melosh, Dirk Elbeshausenの各氏とクレータのプロファイル計測を行なって頂いた株式会社キーエンスの大木亜美氏に感謝致します. [1] Amsden, A. et al., 1980, Los Alamos National Laboratories Report, LA-8095:101p. [2] Ivanov, B. A. et al., 1997, International Journal of Impact Engineering 20, 411. [3] Collins, G. et al., 2004, MAPS 39, 217. [4] Wünnemann, K. et al., 2006, Icarus 180, 514. [5] http://www.isale-code.de/projects/isale/wiki/ISALE [6] https://www.wakusei.jp/~impact/wiki/iSALE/ [7]常昱, 2014,遊星人23 (本号). [8] Tillotson, J. H., 1962, Technical Report GA-3216, General Atomic Report. [9] Thompson, S. and Lauson, H., 1972, Sandia National Laboratory Report, SC-RR-71 0714:113p. [10] Melosh, H. J., 2007, MAPS 42, 2079. [11] Johnson, G. R. and Cook, W. H., 1983, Proc. 7th International Symposium on Ballistics. [12] Ohnaka, M., 1995, GRL 22, 25. [13] Wünnemann, K. and Ivanov, B. A., 2003, P&SS 51, 831. [14] http://www.isale-code.de/projects/isale/wiki/Example_ problems [15] Pierazzo, E. et al., 2008, MAPS 43, 1917. [16] A'Hearn, M. F. et al., 2005, Science 310, 258. [17] Foing, B. H. et al., 2001, Earth, Moon, Planets 85/86, 523. [18] Wada, K. et al., 2014, 45th LPSC, 1768. [19] Johnson, B. C. et al., 2014, Icarus, in press. [20] Davison, T. et al., 2014, 45th LPSC, 2718. [21] Kurosawa, K. et al., 2012, JGR 117, E04007. [22] Kraus, R. G. et al., 2012, JGR 117, E09009. [23] Collins, G. and Melosh, H. J., 2014, 45th LPSC, 2664.
(要旨)本稿では、2013年9月に宇宙航空研究開発機構(JAXA)宇宙科学研究所(ISAS)から宇宙政策委員会宇宙科学・探査部会に報告され、同部会で了承され親委員会に報告された「宇宙科学・探査ロードマップ」 [1](以下，RM2013と略称する)について解説し，特にその中での惑星科学・探査に関わる部分について，その後の動きを含めて紹介したい．著者は，ISASの宇宙理学委員会・工学委員会²の下に設けられたタスクフォース(TF)の一員として、その作成に関与した.このTFは同年6月12日開催の第39回理学委員会および7月５日の第37回工学委員会において設置が承認され、９月４日の第38回工学委員会および９月９日の第40回理学委員会に答申を報告したということで.実質.夏休みの1ヶ月ちょっとという短期間での検討となった.そのため，ボトムアップによる合意形成ではなく，TFメンバーの見識(?)とISAS執行部の意向が強く反映されるものとなっている.以下では，RM2013の記述に従って³その内容について整理し，その背景および惑星科学・探査に関わるその後について簡単に補足したい.日本の宇宙科学の大型研究は，大学共同利用によるコミュニティからの提案に基づいてプロジェクトを実行する方法(ボトムアップ方式)で機能してきた。しかし，2013年夏の時点では，惑星分光観測衛星SPRINT- A(９月の打上げ後は「ひさき」)，小惑星探査機「はやぶさ2」ジオスペース探査衛星ERG, X線天文衛星ASTRO-H,国際水星探査計画BepiColomboが開発中である一方，その先のミッションの提案募集は発出されていない状況が続いていた.その背景には、2009年からの電波天文衛星ASTRO- Gプロジェクトの中断(2011年11月に正式に中止決定）や2010年12月の金星探査機「あかつき」の金星周回軌道投入失敗などに伴うISASを取り巻く厳しい状況のもとでの2011年3月に発生した東日本大震災による予算縮減の圧力，2012年７月に宇宙開発利用に関する政策を審議する場が文部科学省の宇宙開発委員会から内閣府の宇宙政策委員会に移されたことなどに加えて，プロジェクトの大型化・先端化・リスク軽減強化に伴う開発経費増があると考えられる. 次期有力候補と目されていた赤外線天文衛星SPICAは，中型計画の250億円規模をはるかに超える予算が必要と見込まれたため，そのスタートがなかなか決まらずにいた. 2013年1月、宇宙開発戦略本部が決定した新たな宇宙基本計画'において,「宇宙科学等のフロンティア」は３つの重点課題の１つとして位置づけられた.また宇宙科学・探査の推進については、「一定規模の資金を確保し、世界最先端の成果を目指す」と謳われ，「一定規模の貧金確保に当たっては、科学の発展や衛星開発のスケジュールに柔軟な対応が必要である」とされている。問題は、今後の日本の宇宙科学の推進戦略と国家財政の逼迫状況に照らして、この「一定規模の資金」をどの程度の額に設定すべきなのかということである。ISAS(および宇宙科学コミュニティ)に対しては，この議論の前提となる，従来からの失義・成果に立脚し，かつ現在進行している研究・プロジェクト提案活動などに基づいた，中長期的な計画を戦略的に裳定することが求められた.このためISASでは，宇宙科学・探査の今後の計画を俯瞰し、戦略性を持って今後の計画を策定するため,宇宙科学研究所理工学委員会のもとにTFを設置し、 RM2013を策定することとなった.宇宙科学は，スペース(宇宙空間)でのその場観察・採査,および宇宙観測により,地球・太陽系の起源,宇宙の物質・空間の起源，宇宙生命の可能性探求に新たな地平を築く人類の知的資産創出を狙い，同時に探査機・輸送システム等の宇宙工学技術をパラダイムシフト的に革新することをめざして先導するものであるとRM2013では位置づけている. その成果は人類の活動領域の拡大など宇宙開発全体にも貨するものである. ISASは，これまでの日本の宇宙科学の実績と特徴を生かし、強い意志を持った戦略的失行と、ボトムアップによる競争的環境の健全な維持発展の両立を図り,理工学コミュニティと一体で以下の課題に取り組むとしている. A.宇宙・物質・空間は何故できたのかの解明B.太陽系と生命はどの様に生まれて来たかの解明C. 探査機, 輸送システム等の宇宙工学技術の先導・革新限られた予算の中で,これらを実現するために, (a)宇宙科学の目的と必要とされるリソースを厳しく見極め,ミッション規模を適切に設定し, (b)国際協調と相互補完により効率的なミッション計画を立案し, (c)イプシロンの高度化などの日本の基幹ロケット開発と密接に連携して、低コスト・高頻度な宇宙科学ミッションを実現し, （d）世界を先導することを期待される分野においてはフラッグシップ的ミッションを戦略的に進め, （e）海外プロジェクトへの参加などの多様な飛翔機会の活用など，限られたリソースで成果創出の最大化を図るとしている. RM2013では，具体的な進め方としては以下を提案している。 1）イプシロンロケット高度化等を活用した低コスト・高頻度な宇宙科学ミッションを実現するべく，衛星探査機の小型化・高度化などの工学研究課題に取り組む.惑星探査,翰送矛,深宇宙航行システムの研究成果をプロジェクト化する. 2）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. 3)天文学・宇宙物理学分野は,フラッグシップ的中型,機動的に実施する小型および海外大型ミッションへの参加など多様な機会を駆使して実行する. 4）成果創出,人材育成,求心力維持などの観点から, (a)イプシロンで打上げる小型ミッションを2年に1度程度の頻度で実行し，（b）ASTRO-Hを含め，今後10年間に3機程度の戦略的フラッグシップ的中型ミッションを実現し, (c)多様な機会を活用した小規模ミッションを高頻度かつ継続的に推進する. 5）関連コミュニティや関連大学等との連携を高め,効率的効果的な推進体制構築を更に進める. RM2013では，宇宙科学における各分野の今後のプロジェクト実行の戦略に基づき、厳しいリソース制約の中，従来めざしてきた大型化の実現よりも，中型以下の規模をメインストリームとして優先し、中型(H- IIロケットクラスで打上げを想定)，小型(イプシロンで打上げを想定),および多様な小規模プロジェクトの3クラスのカテゴリーに分けて実施するものとしている.ここで中型プロジェクトとは打上げ費用を含め300億円程度の経費で行い，世界第一級の成果創出をめざし、各分野のフラッグシップ的なミッションを日本がリーダとなりつつ、多様な形態の国際協力を前提に.戦略的に実施するものとされている.小型プロジェクトとは，打上げ費用を含めて100-150億円規模の経費で行い，高頻度な成果創出を目指し，公募型で実施するものとされ、地球周回および深宇宙ミッションを機動的かつ挑戦的に実施していくとともに，現行小型衛尾計画から待られた経験等を活かし、衛星・探査機の高度化による軽量高機能化に取り組むと謳われている.小規模プロジェクトとは，年間10億円以下の経費で行い，海外ミッションへのジュニアパートナとしての参加，海外も含めた衛星・小型ロケット・気球など飛翔機会への参加，小型飛翔機会の創出，ISSを利用した科学研究など多様な機会を最大に活用し成果創出を最大化するものとされている.新たに定義されたこれらのカテゴリー毎のミッションの実施頻度に関しては，戦略的中型プロジェクトは10年間に3回程度，公募による小型プロジェクトは2年に1回程度、多様な小規模プロジェクト群は年間経費枠の範囲で推進することが提案されている. RM2013では，こうした推進方策のもとでの宇宙科学・探査の実効に必要な「一定規模の資金」を見積もっている。この貧金の対象としては，学術研究を目的とした宇宙科学・探査に関する活動とし、基幹ロケットの開発や追跡管制の施設設備整備費用などの経費は含まないものとされる.必要経費を試算すると,中型プロジェクトが85億円／年，小型プロジェクトが60億円／年，小規模プロジェクトが10億円／年，学術研究・実験等や軌道上衛星の運用，施設維持に関して75億円／年となり,「一定規模の資金」としては,約230億円／年の予算が必要となる．もちろん，衛星開発スケジュールなどによって、各年度の子算は変動することに留意が必要である.ただし、数年平均で「一定規模の資金」に収まらない場合(世界をリードする大型プロジェクトの実施など)、学術の動機以外の要素を含め、文部科学省および宇宙政策委員会において政策的な評価を受け、承認を得られれば，「一定規模の資金」の外枠として推進する可能性を留保している. RM2013には，天文学・宇宙物理学分野全体を俯瞰する将来ビジョンとして、 (a)宇宙の本質的理解に関わる課題宇宙の誕生と進化の過程(インフレーション,宇宙膨張の加迷),バリオン宇宙の多様性(元素合成,行方不明バリオン)，宇宙における生命の探査(太陽系外惑星）など. (b)物理学の根幹に関わる課題素粒子論と物質の根源(暗黒物質,反物質,中性子星),一般相対論の検証(略黒エネルギー,プラックホール,重力波),進化と構造形成の物理学(プラズマ過程,天体形成,粒子加速)など.が揚げられている.そして今後20年程度を通して,日本が採るべき戦略を、以下のように列挙している. (1)広範な国際協力の下，国際的優位性をもつ分野をさらに発展させると同時に、インパクトのある新分野を育成し，有望な萌茅的課題を世界に先駆け開拓する. (2) H-IIロケットによる中型ミッション,イプシロンロケット等を用いた小型ミッション、相乗り機会や海外計面への参加による小規模計面を，柔軟かつ適正に組み合わせる. (3)中型ミッションは,研究コミュニティ(学会・学術会議等)，宇宙理工学委員会，およびISASでの審議や検討を通じ，段階的かつ戦略的に選定すえ. (4)宇宙工学や国内先端産業と協力して独創的な技術を開発し，日本の宇宙活動に貢献する．関連大学や近隣分野と，人的な連携交流を一段と強化する.今後5年程度の目標は，ASTRO-HとSPICAが掲げられ，20年先を視野に入れた目標としては，原始重力液の痕跡である宇宙マイクロ液背景放射の偏光B- mode観測や，スペースでの原始重力液の直接検出をめざす国際大型計画への参加。近赤外線域での遠方超新星および地球型系外惑星のサーベイ，初源巨大プラックホールや銀河団形成期を探査する国際大型Ｘ線天文台計画への参加，広視野又線分光による「行方不明」バリオンの探索などが例示されている. RM2013では，様々な飛翔機会を活用して宇宙工学研究を創造的･実証的に遂行し、宇宙へのアクセス(より自在に)と宇宙でのモビリティ(より遠くへ)を確保するとともに，より多面的かつ高度な科学観測や探査活動を実現することにより，宇宙開発利用全体への貢啟や人類的課題の解決への先駆けとなることをめざすとしている.そして,将来ビジョンとしては, (a)宇宙航行・輸送系の課題イプシロンロケット高度化につながる固体ロケットシステム・推進技術研究により，低コスト／高信頼化と運用性や製造性の向上を実現する.また,深字宙航行を革新するためのシステム・推進技術・大気圏内高速飛行／再突入研究を推進する.さらに，再使用技術，新たな推進システムなどにより，低コストで高頻度な将来型輸送システムを実現すえ.月惑星表面探査技術として，自律運用(ロボティクス)・着陸・表面移動・越夜等の技術研究を推進し新たなミッションを創出する。衛星探査機アーキテクチャの革新、超小型化・軽量化、深宇宙航行の通信・航法・誘導・制御技術，非化学推進,ソーラセイル,宇宙空間におけるエネルギー発生・伝送技術などの革新を図り，より高度かつ自在なミッション創出を図る.を掲げている.今後20年程度を見通して,日本が採るべき戦略としては，地上から地球周回軌道までの将来宇宙輸送と地球重力圏外へのモビリティ(太陽系探査)のための宇宙飛翔体における工学的課題に集中するとしている.今後5年程度の計画としては，打上げ頻度の最大化のため,ミッションの小型化･高度化(自律化･知能化)と速動し、低コスト・検動的なミッション創出と，太陽系探査科学のミッション実行可能性を拡大するとともに，イプシロン高度化を含む将来輸送システム構築への貢献,および小型飛翔体による観測実験機会の革新のため，再使用観測ロケット計画を推進するとしている.さらに20年先を視野に入れた目標としては.ロケット推進,輸送システム,軌道間の輸送,深宇宙航行の推進技術などを革新するための実証的研究を,飛翔実験機会を活用して推進し，宇宙科学のみならず日本の宇宙開発利用に貢献するとしている. RM2013には，太陽系探査科学分野を俯瞰する将来ビジョンとして, a）太陽物理学太陽活動の起源を理解するとともに，太陽のプラズマ現象を理解し、磁場の起源と変動に迫る。そこから、宇宙天気子報を実現し、人類の宇宙進出を支え，地球環境への長期影響を解明する. b）宇宙空間物理学（磁気圏プラズマ物理，惑星大気科法太陽活動により変動する太陽圏・惑星圈環境を理解し、惑星大気プラズマのダイナミクスと進化を解明する. c）惑星科学（固体惑星，始原天体）太陽系形成過程を物証に基づいて明らかにするとともに，太陽系における生命起源物質の進化過程を探る.と謳われている。さらに、今後20年程度を見通して、日本が採るべき戦略は以下であるとされている. (1)イプシロンロケットの高度化等により，小型太陽系探査を高頻度で実施し、日本独自の技術や観測機器の実証を系統的に行える枠組みを構築する. (2)先進分野を国際共同の枠組みで実施しつつ、今後の発展が必要な分野を分野間連携・理工連携により強化する. (3)国際的な優位性を持つ太陽物理・磁気圈プラズマ分野は，世界の動向を踏まえた国際協力をさらに積極的に推進する. (4)始原天体探査は，はやぶさ・はやぶさ２の実績を発展させ国際的な優位性を確立する. (5)惑星周回探査や重力天体着陸探査については、小型探査により日本独自の技術を育成した上で，欧米とは差別化された本格的探査を立案・実施する.今後5年程度の目標は，あかつき，ひさき，はやぶさ2, ERG, BepiColomboの遂行と,小型惑星探査ミッションの計画立案が掲げられている.さらに20年先を視野に入れた目標としては，太陽活動・プラズマ現象の総合的な理解のための超高解像度撒像・紫外線分光観測，編隊宇宙機によるプラズマ・ダイナミクスのマルチ・スケール観測(国際協力)、木星・水衛星総合探査計画(JUICE,国際協力),惑星表面探査機(月,火星あるいは金星など)、小天体往復採査機(地球接近小惑星,蜂星,トロヤ群小惑星など)が例示されている.さて，RM2013に記述されたイプシロンロケットの高度化により，小型太陽系探査を高頻度に行っていくことは可能であろうか.日本惑星科学会では2013年夏に将来計画委員会の下に小型惑星探査計画ワーキンググループが作られ、５回にわたる検討を行った[3].その後，RM2013の発表を受けて，11月には第6回小型探査計画WGが開催され，惑星科学会秋季講演会時の総会で荒川将来計画委員会委員長から報告があった.さらに2014年1月22日に神戸大学惑星科学研究センターにおいて「イプシロンロケットによる小型惑星探查」のシンボジウムが開催された[3].小型惑星探査計画WGの活動は継続中なので，その詳しい内容をここでは述べず，いずれ『遊・星・人』に報告をしていただくのが妥当だろう。ここでは、RM2013に示された太陽系探査の方向性に対して，われわれが考えておかなければいけないことを最後に述べたい。現状のイプシロンロケットの打上げ能力は惑星探査ミッションの実行には不足している.イプシロンロケット最終形態について,どの程度の増強をめざすのか，それをどんなスケジュールで進めるのかは今のところ不確定である。太陽系探査の側から，具体的なミッション案を想定して，打上げ能力に対する具体的な要望を強く出していくことが必要であろう.太陽系の一定の領域(月,火星,金星,地球接近小惑星など)を守備範囲とし，10年後の太陽系探査につながるような挑戦的で若手がのめり込めるようなミッション案を打ち出したい。ただ、増強されると言ってもイプシロンロケットの打上げ能力は限られており，探査機側の小型化・軽量化・高度化を追求することが不可欠である．理学側からもバスシステムに踏み込んで，試作・実験に基づいた技術検討を進められる人が出ることが強く求められている.つまり,真の意味での理工連携ミッションを創り上げていくことが,今後の惑星探査の目標となろう. [1]宇宙科学研究所, 2013,第7回宇宙科学・探査部会資料1, http://www8.cao.go.jp/space/comittee/kagaku-dai7/ siryoul.pdf [2] 秋山演恋, 2012,遊・星・人22(2), 102. [3]日本惑星科学会HP将来計画委員会小型惑星探査計画WG Wiki, https://www.wakusei.jp/~shourai/wiki/epsilon/
山本幸生¹室内実験と比較して，惑星探査による「その場観測」は金銭的コストが高く，その結果データを得る機会は制限され，同種のデータを取得することが容易でない.科学における客観性と再現性という意味において、この容易に取得することのできないデータを第三者が利用できるように整備することは，惑星探査の科学的価貨を維持する上でも重要な作業であると言える.こと惑星探査においては，データを保存するための仕組みとして、NASAが開発しているPlanetary Data System (PDS)と呼ばれるシステムが事実上の標準(de facto standard)として利用されている[1].   De factoとして採用されている理由は単純で，NASAが最も多くの惑星探査機を打ち上げ、最も多くの惑星探査データをアーカイプしているからに他ならない。本稿では惑星探査データの特徴に触れながら，このPDSの最新状況について紹介する.一重に惑星探査データと言っても単純ではない．惑星探査機には様々な学術分野の観測機器が搭載されており、各々の学術分野には歴史ある「しきたり」が存在する.研究者にとって「しきたり」に従った方法でデータがアーカイプされていることは，データを扱った研究を始める上での敷居を下げることになる.  PDSでは分野横断的なデータアーカイプを実現するために, PDS Nodesと呼ばれる学術分野や技術分野のまとまりを切り口とした拠点を設け，そこからデータのアーカイプとサービスを提供している. PDSという言葉は場面によって異なる意味で使用される. 「PDSに問い合わせる」という使い方は. NASAの一部門としてのPDS部門やPDS Nodesの個々のノードを意味している.また[PDSからデータを公開する」では，PDS部門やPDS Nodesが個々に管理しているウェプサイトのことを意味する.本稿で紹介する[PDSでデータをアーカイプする]という文脈におけるPDSの使い方は、「データアーカイプの技術的な仕組み」のことを指すが、難解なことに、この表現はしばしば混乱の元となる.それは「何をどこまで行ったらPDSでデータをアーカイプしたことになるのか」という点を明確に示していないため，受取手によっては異なった対応を想像するからである.曖昧さを減らすために，PDSの対応レベルとして4段階を定義する. (1) PDSに従ったフォーマット・ディレクトリ構造でファイル群を保存する(2) PDSが求めるドキュメント整備を行う(3) PDSのビアレビュー(査読)に合格する(4) PDSのウェブサイトからデータを公開する(1)と(2)は技術的・人的リソースを含んだコストの問題であり， (3)と(4)宇宙機関をまたぐ政治的な問題と言える.  ESAでは(1)と(2)のみ対応したPlanetary Sciecne Archive(PSA)を開発し、ビアレビューやデータの公開は独自に行っている. JAXAも基本ESAと同じ方針としているが、プロジェクトによってはPDSからデータを公開することもある.技術的な話に入る前に，ここでPDSのウェブサイトから公開することの課題を述べておく. PDSのウェプサイトには，世界中の惑星探査データをアクセスする人が集まるため、データを本当に利用してもらいたいと望むのであれば、PDSのウェブサイトからデータを公開する意義は大きい。ではなぜJAXAはPDSからデータを公開することを躊躇するのか.それは主導権と知的財産権に関係しており，そのことについてJAXA内で十分な議論がなされていないためである。 PDSのウェブサイトからデータを公開するためには，論文と同様に「ピア・レビュー」と呼ばれる査読プロセスを通さなければならない。このことはすなわち，日本のデータで日本が公開したいと希望するのに, PDSに投稿しPDSのウェブサイトから公開する以上,査読結果によってはリジェクトされ、データの主導権がNASAに握られてしまう可能性がある.またPDSのウェブサイトからデータを公開すると、特殊な場合を除き，それらのデータはパブリックドメイン扱いにされてしまう.パプリックドメインとは,知的財産権がないことを意味しており，商用利用や改変に関する権利を放棄することになるため、今のところJAXAの方針と相容れるものではない. PDSの開発は1990年のPDS1からスタートした. 現在は2010年に公開され今もなお開発の続いているPDS4が最新版である.  PDS4はIT分野の発展を十分に取り入れた設計が行われている.メタデータ記法,データ型の再定義,用語の再整理が行われ,これまでのPDS3とは大きく変わっている. PDS3は，敢えて言うならば，天文分野で良く使われるFITS形式[2]に似通っている. 観測年月日や観測領域などのメタ情報部分は，FITSヘッダーの代わりにPDSラベルと呼ばれるテキストファイルを利用し,そこにObject  Description  Language (ODL)という独自の記述形式を用いる。特にPDSラベルとデータ部分を1つのファイルに合わせ込むDetached形式は、他のファイルフォーマットを強く意識していることが感じられる. PDS4では，メタ情報部分はXMLという汎用な記述方式に置き換わり，設計にはXMLスキーマ(拡張子. xsd)を利用し、スキマトロン(拡張子、sch)を使って検証ルールを作成する方式へと変更された.この一般的な技術の導入により、周辺システムとの親和性が向上し、また関連技術を有する技術者の調達が容易となった.しかしながら、惑星科学を主たる専門とする研究者が，PDS4に準拠したデータアーカイプを自力で行うのは，もはや非現実的な段階へと差し掛かった可能性がある. PDS4のデータ部分は，4つの基本的なクラスへと再整理された.配列型(Array),テーブル型(Table_ Base), 標文解析可能なバイト列(Parsable_Byte_ Stream),符号化パイト列(Encoded_Byte_Stream)である.この再整理により，既存フォーマットとの対応がより明確になった.例えばシンプルなFITSフォーマット(Binary Table Extensionを利用していないFITS)の画像データはPDS4のArrayと互換性がある.固定長のASCIIで書かれたテーブルはTable_Baseとして, HTML, XML, CSVなどはParsable_Byte_ Stream, JPEG, PNG, PDFはEncoded_Byte_ Streamといった具合である.したがって既存のフォーマットを流用すれば，データ部分の準備は，比較的少ない手間でPDS4に対応することが可能である.しかしながら, PDS4のデータ部分はEncoded_Byte_Streamを用いるべきでないというボリシーがある[4].これはJPEGやPNGによるデータの公開はPDSとして認めないことを案に表明しているが，その一方で同様に複雑なデータ構造を持つCommon  Data  Format (CDF)も除外されてしまうなど，課題点は残っている. PDS4には論理的な概念としてBundle-Collection- Productの唇構造がある.これはファイルシステムを考えると比較的容易に理解可能である[3].   Bundleはトップディレクトリ, Collectionはその下に作られるディレクトリ(browse, context, data, document, xml_ schema,  etc.),  またProductは各種Collectionディレクトリに含まれるファイルに相当する.図1に「はやぶさ2」のカメラ(ONC)を想定したPDS4のディレクトリ橋造例を示す.この例ではHAY2_ONCと言うBundle名称に,  context,  data, document, xml_schemaの各Collectionが用意されている.プロジェクト用意すべきファイル,観測機器チームが用意すべきファイルが黒字で示されている.この例における実際のデータ本体は、FITS形式のabc. fitと，そのメタ情報を含むabc. xmlである．データ本体以外の部分で用意すべきファイルが多いことが分かる.これこそがPDS4でデータを整備することの,すなわち長期的なアーカイブをめざした場合に必要な手間なのである. NASAは2011年11月以降打ち上げの全ミッションに対してPDS4を適用することを決めた。また惑星探査データの標準化に対して意見の言える国際惑星データ速合(International Planetary Data Alliance; IPDA) [4]は, PDS4を惑星探査データアーカイブの標準として推奨した.このことは即ち，PDS3に関するNASAのサボートは絶望的であり，一方でPDS4を使用するのであれば全面的な協力が得られる状況にある.日本は継続中のミッション(あかつき)ではPDS3を採用し,今後打ち上げられるミッション(はやぶさ2, BepiColombo)についてはPDS4を採用する予定である。そのため一刻も早くPDS4を構築する体制を作らなければならない. [1] The Planetary Data System, http://pds.nasa.gov/. [2] Wells, D.C. et al., 1981, Astron. Astrophys. Suppl. 44, 363-370. [3] PDS4 Concepts Version 1.0.0, http://pds.nasa.gov/ pds4/doc/concepts/Concepts_130507_v1.pdf. [4] Data Provider's Handbook, http://pds.nasa.gov/pds4/ doc/dph/current/PDS4_DataProvidersHandbook_ 20130507.pdf. [5] International Planetary Data Alliance, http:// planetarydata.org.
(要旨) 2013年9月17日から20日まで、北海道ニセコ町で惑星科学フロンティアセミナー2013(主催・惑星科学フロンティアセミナー英行委員会)が開催されました．この中で．講師に迎えた独立行政法人宇宙航空研究開発機構(JAXA)の宇宙科学研究所(ISAS)名誉教授で科学雑誌Newton編集長の水谷仁氏を囲んで, ISAS在任中の思い出を語り合う座談会が企画されました．月探査機LUNAR-A計画の狙いに始まり，宇宙科学研究をどのように展開すればよいのか研究手法にも話題が及び、さらには惑星科学コミュニティーが中心となって次なる惑星科学の研究テーマをどう見出すべきなのかといった内容が話し合われました.以下,座談会で行われた主なやり取りを紹介します. （敬称略）小久保英一郎(国立天文台教授) 月のことですが、自分がやり残したと思っていること、これからやりたいと思う科学に関して、何か考えていることがあれば問かせていただけますか.水谷仁(宇宙科学研究所名誉教授) やりたいことはLUNAR-A.内部構造が分からないと月の起源は分からない。例えば，親鉄性元素の存在度が分かるだけで、かなり違ってくる.だから内部構造を,コアがどれくらいあるのかということが，きちんと分かれば，月起源の話にも結びつくし、面白い．これは誰も知らないし、いまあるデータだけでは，ほとんど結論がつかない. LUNAR-Aができなかったのは残念だね.小久保　計画自体はロシアのものとかいろいろあると思いますが、月の起源といえば、よく月周回衛星[かぐや」(SELENE)のことを聞かれます.水谷SELENEで月の進化ぐらいは分かる.何億年ぐらい前に、この地域ができて、クレーターがどれくらいの頻度でできて，ということは分かります.月の起源はLUNAR-Aの問題であって，SELENEは月の起源をだすものではない.小久保　何ができたらよいかと考えたときに、やはり僕はLUNAR-Aがよいと思う訳です。直接，刺して，地震とか熱量をみないとダメなのですよ.それこそが質的に新しいことで、それじゃないと月の起源については新しいことを知ることは難しい.水谷そう言い続けてきたけど、残念ながらできなかった.いまさら申し訳ないのだけど.はしもとじょーじ(岡山大学准教授)　いやぁ, LUNAR-Aは打ったらいいと思うのですよね.山本哲生（神戸大学教授） お気軽に言っている.水谷　お気軽にはできないのだ．残念ながら.はしもとお気軽にというか,もうできたのですよね.だったら、打たなきゃ.山本　次だろうけど，美証試験がある.はしもと　実証試験終わっていないのですか.水谷　英証試験,一応,できた.山本　スペースでのがね.小久保　１カ所でも刺せればいいのですかね.倉本圭（北海道大学教授）  1カ所は何とか.小久保　あとローバーで遠くに運んでいってもう１カ所とか.う気もするし，コアがあんなに大きくて，70%ぐらいだったか，なぜ，そんなに大きなコアになったのか.林　液体核が，とれくらいあるかというのは？会場から　液体核はあるとされています.水谷　200 kmぐらい離れていればね. ５ kmや10 kmでは難しいな.小久保　ベネトレーターを落として刺すというところが、ちょっと博打のような感じがするので、ロボットで着地して刺すというのを3つばらまくとか,そういう方向は考えてなかったですか？水谷　磁場があるからね.林　計算によると液体核は薄っぺらいのでは？倉本　厚さは制約できていないです.データからは.水谷 だからね,あれは測ったら面白い. 水谷　その方がはるかに難しいと思ったのだね.小久保　そっちの方が難しいのですか.水谷　軟着陸させることはものすごく難しい．軟着陸させないでやるのはベネトレーターの利点である.はしもと　それは同じ重量でやるのだったらという話ですよね.リソース使ってロケット何本打ってもいいというのだったら，軟着陸して刺すほうが楽なんじゃないですか？小久保　水星にベネトレーターということですか？水谷　そうそう. 月でもできれば水星でもできるだろうという。まあ、非常に単純な発想だよ。そういう蟹しさがあることを知らなかった訳だよ.熱の問題とか姿勢制御の問題とか始めは知らなかった．宇宙研にきて初めて，なかなか難しいなというのを知った訳だけども.でも，やりたいことの１つだな，水星は.水谷　この場合は1個でもいいのだよ.まず，地震があるかないか調べないといけないから. １個置いて,まず地震があります。それだけでもいい．次に地震があると分かったら3台飛ばしましょう，4台飛ばしましょうという話になる.やはり順を追って調べる.はしもと 順を追ってという話であれば,まず,動くかどうかを確かめましょう.だから,まず月に１発打ったらいい。水谷　1発打つだけでもいいのは水星だ．月だと地震水谷　楽ではないと思うけど,  M—Vロケットの能力でできるかというと，たぶんできない.はしもと  M—Vロケットを10機使えばできるわけですよね.林祥介(神戸大学教授) ロボットでやるよりは、ペネトレーターに制御装置をつけて真っ直ぐ落としたほうが良いではないですか？　斜めに刺さるのでしんどかった訳ですよね.水谷　まっすぐするのが難しい.があるということは分かっているから.小久保　他の惑星はどうですか？　水星以外.会場から　制御してもまっすぐにならないのです.真空なので.会場から　せめて火星ぐらいの大気があれば.山本　火星だったらね.水谷　どんな惑星でも興味あるのだけど，第一級というと月と水星でしょう.マーキュリー.金星だって火星だってホントは内部構造が分かっているとは言えないから、どれでもいいのだけど.山本水星が面白いというのはよく分かりましたけれど，月は現時点でも何か面白いですか？水谷　重量のことを考えなければ,ペネトレーターにジェットをつけて姿勢制御することは不可能ではないのだけど，かえって重くなる．火星のように大気があればパラシュートだのいろんな方法が考えられて、姿勢制御できる.月はとても難しいですね.小久保　月以外で、地球でも他の惑星でもいいのですけど，こんなことをやってみたいなと，いまになって思えばいかがですか？水谷　月がどうやってできたかというと，巨大な衝突でできたという説もあるし、まだ、そうでないという考え方もある。コアクリション(co-accretion)みたいな話もあるし.これに決着をつけるには,やはり内部橋造ですね.水谷　月の次に僕らはマーキュリーをやりたかった.マーキュリーに地震計を置きたかった.参加者一同　おお━━.山本　内部構造の何が決着をつけるのですか.水谷それは親鉄性元素の存在. 重いものは地球に落ちてきているから，小久保君のシミュレーションのようにできたとすると鉄の量は少ないはずだから、月のコアは小さいはずだということになる.倉本　それはなぜですか.水谷マーキュリーは理論的予想によると,コアがものすごく大きい.一様になっているのではないかとい山本　現在は間接的な証拠で分かっているのでは？水谷分からない.慣性能率である程度分かるというけれど,あれはどのようにでも解釈できる.コアしかないと考えれば、ある程度分かるけど.プラスマイナスを考えたら、300 kmでも400 kmでもあり得る.山本　そうですか.水谷　慎性モーメントだけでいくと400 kmぐらいのコアがあってもおかしくない。コアが400 kmもあったら小久保君の説は破綻するでしょう.山本　もし問題をコアの大きさにスペシファイするのだとすると、ペネトレーター以外の方法もあり得るのではないですか？　例えば，月の周回衛星，長い間,回して，執道から観測する方法とか.水谷 慎性能率を非常に精密にとる？ 多分,あまり望みがないのです.精度を上げて観測しても,要するに慣性能率って，全体の質量分布を反映するので，クラスト側にちょっとモノがあるとコアの半径に影響する。だから，多分，慎性能率だけではだめですね.山本　亜力場は？水谷 重力場も同じことですね. 慣性能率でさえ, 上層部にハイデンシティーのレイヤーがちょっとでもあったりすると，簡単に変わる．上の方にちょっとデンシティーの高いものを置くと、コアの大きさを多少変えるようなことは，いくらでもできる.小久保　巨大衝突説の弱点の１つに，地球と月の岩石の酸素の同位体比があまりにも同じだという問題があります.どう考えても地球と同じ物質としか考えられないと.この点に関しては,どうお考えですか.水谷　酸素同位体比は地球と隕石だってほんのちょっとしか適わない。地球周辺であれば地球と同じような存在比になる.明らかに変なところでできたものは酸素の同位体比が違うと思うけれど，地球周辺でできた っていく必要はないのではないかな.小久保　火星起源だったらどうですか？水谷　火星ぐらいだったらかなり厳しいかもしれない.小久保　近地球型小惑星の隕石もずいぶん適うようです.小惑星はもっと遠くにあったかもしれないので,一概には言えないのですけれども.水谷小惑星の中にはいろんなものがあるからね.酸素同位体比が非常に地球に近いものもあるし、そういうものもあるので何ともいえないけれど，それで距離が分かるという訳ではないと思う．そもそも酸素同位体比がなぜ適うのかということも分かっていないですから. 酸素同位体比を元に, その起源を考えるというのは難しいでしょうね.小久保　最近の巨大衝突説の研究では，地球と月の酸素同位体比が同じであることを説明するために，衝突によって地球から物質を地球軌道に上げることが考えられたりしています.前もって高速スピンさせておいた原始地球にうまく原始惑星をぶつけると、地球からけっこう月の材料がバラまかれる場合がある。でも.そこまでしないといけないのだろうかと思っているのですけど.近場の物質といえば…….山本　近場って，どれくらいの距離までのこと？水谷僕もよく分からないですけど,まあ,常識的に考えると火星軌道よりも内側で，金星軌道よりも外側で大丈夫ではないでしょうか.山本　力学的にOKですか？小久保　大丈夫ですけど、酸素同位体の研究者はあまりにもそっくりだと言っています. （笑い）倉本　他の同位体もよくあうのです.山本　酸素以外にも？倉本　昔は測れなかったのだけど，最近，測れるようになってきて、それで見てもビタッと一致している.山本　どれくらいまで一致しているのですか？倉本　誤差の範囲内で一致しています.山本　火星軌道くらいだとダメだと言える？倉本　火星隕石はけっこうずれているのです.水谷　火星隕石は違う.倉本　オーディナリーからすべて外れているのです.なぜか一番ピタッとあうのはエンスタタイト・コンドライト(Enstatite chondrites)なのです.水谷　それは昔から地球に近いと言われている.山本　地球ができたころにエンスタタイト・コンドライトが地球の軌道付近にいる理由に必然性はありますか？倉本　それも結構,悩ましくて,エンスタタイト・コンドライトは酸化鉄を含んでいないので地球のマントルを説明できないのですよね.山本 地球の一部から月ができたと考えるのが，物質科学的には落直ですか？倉本　物質科学的には素直ですね.小久保　巨大衝突説を説明している本には，衝突によって地球の破片が散らばってそれから月ができた,とよく間違いが書いてあるのです。でも最近はそれもあながち間違いではない，というふうになってきている状況です. (笑い)山本ベネトレーターは日本の独創的な技術.いままで惑星探査は、アメリカとか世界中でやられてきたけれども，表層と大気とプラズマしかやってきていないですよね.惑星の大部分を占めているのは内部なのに.内部構造に手が届いていない。ベネトレーターは，それをやる現時点では唯一のインスツルメント,日本の独創的な技術だと思うので，本当は惑星コミュニティーの人がベネトレーターを使ったミッションをやれやれともっと言うべきだと思います.はしもと　何をやったらいいと思いますかと聞かれて,僕はペネトレーターと言ったのです.本当にそれは山本さんが言うように素晴らしい技術で，問題は１回やって，動くということを見せるというのが大事だと思うのです.山本現時点がそうだと思いますよ.だから,もっとそれをやるべき.最初は失敗するかも分からない.そういうものなのだと，みんな理解した上でやるべきなのです.ペネトレーターについては実際,海外の方が注目していて，例えばイギリスとか，いくつかプロボーザルがある.日本人がなぜ,特に惑星楽界の人がなぜそれを評価できないのか，非常に残念.はしもと　問題は上がっていないからではないですか？　華々しく失敗していたら，誰も文句を言わなかったと思うのですよ.だから上がらなかったのがいけなかったのだと思うのですよね. １本では震源が決まらないとか言わないで，１本でもいいから打って，うまくいっても，うまくいかなくても１本打っておけばよかったと思うのですよね.山本それには反対だ.そういういい加減なのはダメだと思うよ.長い目で見た時に非常に悪影響を及ぼす.失敗でもいいからやってみようはダメだと思う.はしもと　成功させるために努力するのは当然のことで，まずはやってみないと始まらないと思うのです.山本いきなり本番でやる必要はない.水谷　それは地上試験で確かめられるはずだよね.それを確かめようとして時間がかかったということでね.完成して，地上試験して，ほとんど大丈夫でしょうという段階になれば,やるべきだと思う.そういう方向でいまは時間がかかっているけど、そのようなミッションがこれから認められるかどうかは別の問題.はしもと1本打って動いたら,いいと僕は思うのです.とにかく動いたら大丈夫なのではないでしょうか.水谷それだと工学ミッションとして,ベネトレーター工学試験ミッションというようなものでやればいいけど，それは理学のミッションの目標には適わないか. LUNAR-Aの元々の目標には適わなかったと思う．だからLUNAR-Aとは別にベネトレーター試験ミッションという性格のミッションとすれば,それはそれで意味があると思う.林　途中で切り替えられなかったのでしょか？水谷切り替えられなかったのだな.なぜかというと衛星を3機載せるようになっているから、設計を変えるようなことはものすごく大変.後戻りするというのは，ものすごく労力とお金が必要だけれども，それができなかったということが，悪かったかもしれない.山本　ベネトレーターの技術開発に携わったわけではないので詳しくはよく分からないですけど,ある意味,未知の環境前もってある程度は予測できるけれども,それでも100％は予測できないような技術だったと思うので，結果論になるかわからないですけど，そういう要素があるのだということを，今後，若い人が惑星科学，惑星ミッションをやるとき，そこは是非，知っておいてもらいたいなと思う。つまり，本当にチャレンジングな技術というのは未知の要素がいっぱいあるはず.はじめから分かっていたらチャレンジでも何でもない。宇宙科学ミッションとしては未知の要素を残したようなプロジェクトとして進めていかないといけない。いまその余裕が全然なくなって，逆方向に向いている気がしますけど.水谷　LUNAR-Aの試験装置がなかなかできなかった.それの代替の方法を考えて進めたので，かえって時間がかかった.まあ,誰も考えたことのない,やったことのないミッションで、試験設備までも作らなければいけないというミッションはいままでなかった.そういう意味ではちょっと難しかった.はしもと話を聞くと工学ミッションにしておくべきだったのではないのかなと思うのですが.水谷　そのころの理学委員会(宇宙科学研究所)では,これを工学ミッションにしても理学ミッションにしても結局，ベネトレーターを打つのだろうからミッションとしては同じ.だから僕らは,工学ミッションと言おうが、理学ミッションと言おうが同じですと言われた.工学ミッションだからいい加減でいいというわけではなくて，結局は同じことなので，工学ミッションでも理学ミッションでもどちらでもよかったですね.はしもと工学ミッションならば1本でよかったわけですよね. １本だったら,もうちょっと楽だったというようなことはなかったのでしょうか.水谷1本成功するのと3本成功するのと,確率が3分の1という,そんなものではないと思う. 3分の1の確率しかないようなものを打つわけにいかない.はしもと　僕はそこが理解できなくて.チャレンジングなことをしているのだから失敗する確率は必ずあると思うのですけど、失敗する可能性のあるものなんか上げられる訳ないという意見もあって…….山本　そんないい加減なことをやってはダメですよ.はしもといや,いい加減ではなくて,一生懸命やっても失敗することは必ずあると思うのですよ.水谷　壊れる確率が10分の1もあったら宇宙研のミッションとして認められない.はしもと　絶対，全部のことなど分からないのだから,思いもしなかったことで失敗して，失敗した後で，何でこんなことに気が付かなかったんだろうということは絶対にあると思います.山本　だったらいいよ.はしもと　だから，失敗しなければ分からないことがあると思うのですよ.水谷十分,地上で試験して,これならばたぶんもう,失敗はないなと思って打って，初めて，あ，見逃していたところがあったなというのであれば，認められるとは思います.地上試験で5回打って1回しか成功しないようなものだと誰も認めてくれない. ５回打って3回成功でもたぶん認めてくれない.はしもと 5回やって3回成功で, 2回の失敗の理由が分かれば次にやるときは直すことになる訳ではないですか.水谷直すことになる.だから直してから打てということになる.結局,同じ.直せば5分の3の成功が, 5分の4の成功になることが分かっているのであれば,直しなさいということになる。5分の3の成功の確率では打つなと，これは当然の判断だと思う．はしもといや,でもやはり僕は１回でも,データがほんの少しでも取れたらいいと思うのですよ.取れたらもう１回やろうという気になるじゃないですか.山本例えば3本打って,たまたま1本,刺さったとして，何も分からない．サイエンスではなくて工学的にも何も分からない。たまたまそういうことになったということは，何も分かっていないということと同じです.次に活かせない.考えられることを100％やっても，失敗は起こるのだから.はしもと　チャレンジングなことをしているのだから失敗することもあるということではないですか？山本やるべき試験は全部やって,全部尽くしておいて，それでも失敗がでるのだから．それがホントの失敗で，可能性を全部，潰しておかないとダメですよ.水谷　目に見えるぐらい失敗する確率があるものは誰も認めてくれない。やる側も，絶対，失敗しそうもありませんと自信持って言えないと，なかなか，ミッションをやらせてくださいとは言えない.山本それを乗り越える1つのやり方としては,数だと思うのですよ.数って,どういう意味かというと, 1回のミッションで，極端なことを言うと100本のベネトレーターを打つことができますよという議論になると，議論の質が変わってくる.谷川享行（北海道大学特任助教）  3本ではなくてね.山本　100本でそのうちの70％成功したらどうですか？　ということだったら話は違うし、それは別の議論になる。質的に変わる.谷川100本だと当たり前ではないですか. 10本だとどうですか？山本そのときの状況による.つまりほかのミッションとの比較による.複雑な問題になる.白石浩章(宇宙科学研究所助教)  10本のうち7本は月面に均等にばらけられるのだったら.山本 だったらいい.それだったらOKだね.サイエンティフィックな成果がだせるのだったら.会場から　4本だと4本全部成功しないとすべての地震のパスをカバーできないのですが，７本あればほぼ全部カバーできます.会場から　リスクを含めても100％サイエンスは成功するということですか.会場から　そうです.山本 アイデアというか、僕が勝手に言っているだけだけれども，ペンシル・ベネトレーターをやれればいいと思う。ペンシルまでいかなくてもいいですよ, (両手を50 cmぐらいの幅に広げて)これくらいでも.いまよりも軽量化して小型にして、その代わりに数を増やすようなことができると，それはいま一番やるべきだと思いますね.そうすると内部構造,地震だけでなくてもいいし，ほかにも，もっとできることがあると思う.むしろ惑星コミュニティーで小型ベネトレーターを複数個，何個か，３個以上とか，というようなミッションが可能だとしたら，どんなサイエンスが面白いだろうかとみなさんで考えるべきだと思う.山本 僕の持論なのですけども、月着陸探査機SELENE-2の他の搭載機器すべてやめてしまって、ベネトレーター・ミッションをやったらどうですかと言っているのです.小久保　いいと思います.山本そのときにペネトレーター1本ではだめで,複数個やりたいわけですね.複数個やるときに重量の問題がでてくるので軽量化が必要, CPS(惑星科学研究センター)の放談会とかで，TV会議で毎週でている話題ですけれど，そのときにいまよりも軽いベネトレーターを現在のペネトレーターから作るのは難しいだろうかと、そのときたまたま田中智(宇宙科学研究所准教授)君がいたので問いたら，彼は簡単ですと言ったのです.すごく,嬉しいというか,何というか.それを白石君どう思う？自石　いまその開発の提案書を準備し始めています.山本　軽量化できたらすごくいいのですよね.自石　そこができるかどうかのフィジビリティスタディを半年ぐらいでやるという提案書です.小久保　あり待るということですか.自石　あり得るので，一応，検討を始めました.小久保　おーすごい.山本すごいですよ.そうすると,さっきみたいな統計的な，確率的な議論ができる。10本のうち7本だったらいいですか？という議論ができるわけですよ.そうすると，はしもとじょーじ君が言ったような確率的な議論ができる.水谷小型ペネトレーターは電池の課題がある.ペネトレーターは自分で電気を持っていなくてはいけないからね.太陽電池で供給するというわけにはいかない. LUNAR-Aは中に1年分の電力が入っている.それがペネトレーターのサイズを決めているようなものだといえる.地震計もあるけれども,地震計のサイズは小さなものだから、大部分が電池電池のサイズをいまの半分にできるというレベルではまだない。だから難しいと思う.ある意味ではね.自石　それも含めてトータルでやります.水谷　寿命を短くするとか,いろんなことを考えて,パッテリーのサイズを小さくするとかそういうことを考えようとしているのかな？白石　運用で逃げるかですね.電力はほとんど通信で使っているので，通信機会を減らせばいいので，そのあたりをトータルで考えることが検討課題です.会場から　SELENE-2にペネトレーターを積めるだけ積めるとしたら、何本ぐらい積めるのですか.水谷　どうだろうね.白石　たぶんオービター2機で8本ですね.参加者一同　お━━.山本　それが僕の言っているプロボーザルです.ほかのインスツルメントをやっている人は怒るだろうけど.自石　オービターにけっこう載せられます.残ったオービターに載せられる.山本惑星科学の人と喋っているとよく感じることがある.いい加減なことよくやるなと思って.ミッションだけではないですよ.研究に対しても.そんないい加減な研究やっていいの？というのがある．惑星案界一般にそうですが、宇宙人と地球人がいるというのが僕の持論です.宇宙人と地球人のギャップはやはり大きい.宇宙人,地球人というのはどういう意味かというと，オリジンの違い．大学院でどういう教育を受けてきたかという点です.惑星科学はフロンティアで,フロンティアというかバウンダリーと言った方がいいかな.両種の人種がいることで,いい楽界なのです,ある意味では、面白い楽界で、そこに文化摩擦が生じていて，科学自体を発展させるエネルギーになると思うのですけれど，溝はなかなか埋まらない．林さんとか倉本さんとか，いろいろな人と議論した話なのだけれど，中川(義次・神戸大学教授)さんは宇宙人，僕も宇宙人なのですけども，林さんとか倉本さんは地球人.考え方，発想がまず違う．水谷先生は丁度，中間人ですね. (笑い)参加者一同　中間人？山本出自は地球人なのだけれども，発想が宇宙人.発想というか考え方が.水谷　そうかね.山本 若い人に言ってもピントこないかもしれないけれども，僕らの世代だと，元々，惑星科学という学問は日本にはなくて、水谷さんとか中沢(清・東京工業大学名誉教授)さんとかが中心になって作られたのですけど，そのときに両人種が混在した国家になった訳ですね.それで文化摩擦が起きたときにどのように進化するか.もちろん学会としては同じ学会の中にいるのだけど，それぞれ分かれて，仲間同士でやる，仲良しクラプでやる，それはそれでコンファタブルだと思う．だけど，それでは学問は発達しない．僕の持論は,もっと喧嘩するべきで，学問的にシビアな議論をやらないといけないのです.僕らの世代からするとそれは避けられているような気がする.そういう喧嘩をやりたくない，折角の平和な世界を乱したくないという意識かな.日常的なことでつまらん喧嘩してもしようがないが，学問的にはもっと喧嘩するべき．それが欠けているという気がする.すごく感じるところ.しかし,それがないと今後の惑星科学はないような気がするね.林　話が細かいと喧嘩しにくいよね.山本話が細かいというかね,そこが適っていて,細かい話をするのではなく，新しいところを目指さないといけない.水谷　それはそう.山本系外惑星はその1つだけども、何か細かくなっていっている.ここは是非，小久保さんの意見を聞きたいな.系外惑星の現状を,そういう観点から見たらどうですか？小久保　まあ，確かにそうですね.山本　世界中でやっていてね.小久保　世界中でやっていて，いろいろな人が入ってきていて，いろいろ細分化していっているという，そういう時代ですね.山本　ゴールがみんなわりと一致していて，例えば,観測的には地球を探そうというような大きな目的，生命とかね.考え方は同じ.僕は学問的にはちょっとまずいと思う.別のことを考えている研究者がいないと,次が出てこないかなと思うのですけど.水谷系外惑星の人の見方からすると,観測して予想のつかないものがでてきて、そこから新しい茅がでてくるのではないかと思っているところもあると思う.山本　観測をしている人はね.小久保　系外惑星を見て，他者を見て自分を知る．太陽系のことを見直す機会になると思います.それがものすごく重要だろうという認識はあります.水谷　認識はね．ただ，まだ，跳ね返ってきていないところがあるような気がする.小久保　まだ十分に跳ね返ってきていない.太陽系もホントは大事なのに，太陽系のことまで手がまわらない.太陽系の起源もそうなのですけど.水谷　どのように太陽系が形成されたのか、まだまだ完成した理論ではありえないのに.小久保　全然，完成していないのですけど.林　形成には跳ね返ったのでは？小久保　まだこれからですかね.形成の素過程で太陽系ではこれまで考えられてこなかった大事な要素があるとか分かってきました.林　だけど，内側に大きい惑星が存在するというのは観測する前から自明だったのですか？小久保　自明ではないです.誰もそんなことは考えていなかった.林　そういう意味ではフィードパックがあったわけね.小久保　はい.林　惑星がマイグレーションするということは，普通は起きていることなのだということはフィードバックだったのではないの？小久保　そこはそうですね.惑星が動くこと自体,子測されることなのですが，太陽系でそうしたことが起きていないように思われるので目をつぶっていた,あるいは，ないことにしていたということでしょうか.林　動くこと自体, 1970年代から分かっている.小久保　系外惑星が注目されていますが，太陽系を疎かにしてはいけないなという気がします.小惑星帯がなぜあそこにあるのか,というのですら答えられないし、なぜ太陽系では惑星が動かなかったのかとか. Niceモデルのように小さく作って大きく広がるという考え方もありますけど.もちろん,太陽系が系外惑星の発見で，多数の惑星系の1つであるという認識になりました.この太陽系が普通かどうか分からない,特殊かもしれない。それはこれから観測が答えを出すという時代になっている。でも，やはり太陽系があって地球があって，自分たちにつながっているので，ここは大事に理解しないといけない，もう少ししっかり研究しないといけないのではないかと，最近，僕はよく思っています.系外惑星で,何か不思議な系があって、これがこうやってできましたといわれても、いやいや，それよりも自分たちの家のことをもっと知ろうと，そのように思ったりもします.山本 精度という面で矛外惑星と太陽矛の惑星探査は適う．太陽系は非常に細かく，後に入り細に入りで,例えば、小惑星探査機はやぶさが取ってきた粒子はミクロンサイズで，そのギャップがすごいのですよ．とのようにコンプロマイズすればいいですか.小久保　難しいですね.面白かったのは山本さんの宇宙人と地球人とおっしゃっていたのは，まさにそうで,僕も宇宙人、宇宙の出身なので、物理のやり方が違うところがあります.山本　それそれ.小久保　オーダーエスティメートして,例えば,その.田中秀和(北海道大学准教授) いやいや、それは非常に一方的な言い方なので，宇宙人の方からばかり言っても仕方がない。字宙人が勝手に地球人だと言っても仕方がないような気がします.山本　まず，宇宙人とは何ですかというのが小久保さんの説明で，その後に林さんから地球人とは何ですかと聞きたい.小久保　国立天文台の観山正見前台長は，東大の阿部(豊・東京大学准教授)さんとか松井(孝典・東京大学名誉教授)さんのことは自分たちの仲間だと思っていたりする.宇宙人だと思っている.だけど,そう思っていないわけですよ，本人はたぶんきっと，自分は地球人だと思っている.山本　林さんの地球人の定義は何？　僕が一番感じたのは，CPS(惑星科学研究センター)とかグローバルCOE(国際的に卓越した教育研究拠点を形成するためのプログラム)をやって思ったのは，その申請書を書くときの目的，地球人は惑星科学をやる，惑星いろいろ，系外惑星含めてだと思うけれど，目的はそのような天体の研究をして地球を理解するのであると，そこに戻ってくる.それが地球人の僕の定義なのです.林　僕，そんな風に書きました？山本書いてないけど,よく議論したときにそれを言っていた.宇宙人から見たら地球なんて宇宙全体からみたらありふれた惑星で，決して特殊ではないという発想.地球を理解するために惑星を研究している訳ではないのが宇宙人で，地球を理解したいという目的でやっているのが地球人.研究目的が違うのです.水谷　どちらかというと地球人だな. (笑い)山本惑星楽界はどうするかといったときに,惑星探査が大きなテーマになっている訳だけれども，一方で大きな流れとして矛外惑星がある.両方があって,もちろん，直接には関係してはいないですよね.惑星科学全体を発展させるときに，どのように，無理にリンクさせるというフェーズに入っていないと思うけれど,そういう視点は持っておくことが大事だと思う.田中　宇宙人だけでやっているだけでは関連付けることはもうできない.山本　両方必要なのです.田中　地球人のいいところをうまく利用することが.山本そこが惑星科学のアドバンテージなのです,それを言いたい.両人種がいるところが非常にアドバンテージで，そのアドバンテージをどう活かすかということを，惑星楽界が一番考えるべきことだと思っている。このような楽界は他にないので、非常にユニーク.いまのところ，そのアドバンテージがあまり活かせていない。そういう意味で，系外惑星と惑星探査がパラレルで走っているということは、このアドバンテージを活かす環境が熟成されつつあるのではないかと思っています.それをもっと積極的にプッシュできれば,する方法があれば非常にいいと思う.山本研究テーマを選ぶときに,エスタプリッシュされた分野でペーパーを書くというのは，それはそれでいいことなのだけれど，海のものとも山のものとも分からない。怪しげな分野に首を突っ込んで研究するというのも１つのやり方であります.大抵,失敗することも多いのですけれども，当たれば大きい．林　iPS細胞ですね.山本けれど、そういうところで新しいプレークスルーが生じてくることが多いというのは間違いない。昔の歴史書を読むと，失敗した人のことはでてこないで成功した人のことしか書かれていないから分からないのだけれど，その100倍か，1000倍か知らないですけど，失敗例はいっぱいあるはず.そうしたことをしないと新しいことはでてこない.林　しかし、それは、誰も研究していないから、研究するということではないのですよね.山本研究したい人がやるのです.そういうことを研究する人がいることが大事.水谷　勝手にやるのだよ.山本　いることが大事.林いるの？山本いるのは,もちろんいるのだけど,その人をエンカレッジしないといけない。つまり，その人が例えば研究費がないとしたときに，つぶれてしまう．ボストにもいられない。普通は，つぶれるのです.水谷　そういう意味では非常に難しい時代.山本そのときにそういう,ある種,目利きの人がいて，そういう人をエンカレッジする，大規模にはもちろんできないですよ.ですけれども,次のプレークスルーをもたらす上では大事.林1980年代は,アメリカから日本に人がきたときに何て言われていたかというと，「日本はうらやましいですねと，予算に汲々としていない」と言われた.単に貧乏だけだったということだけれど.山本  1980年代は宇宙科学,スペースサイエンスで言うと日本の黄金時代ですよ.それはNASA(米航空宇宙局)でも羨ましがられていた.あの当時,アメリカは何をやっていたかというとボイジャー1号, 2号を打ち上げるなど大幅巨砲主義で,日本は1986年に, M-Vロケットで打ち上げた探査機さきがけとすいせいで，初めてハレー彗星を探査した．これが最初の日本の惑星探査ミッションです.その当時,ほかにＸ線とかやっていたのですよね. 1980年代中ごろ,惑星科学，宇宙研に水谷先生がこられて，ほとんど同時に奥田(治之・宇宙科学研究所名誉教授)先生もこられてスペースインフラレッド・アストロノミーが始まる.あの当時はいまから思うと黄金時代です.海外からも,そう思われていた.そのときの日本の宇宙科学が標榜していたこと，キャッチフレーズは，アメリカの理論物理学者フリーマン・ダイソンの言葉で言うと" Quick is Beautiful", それから"Small is Beautiful"です. "Small is Beautiful"はアメリカがやろうと思えばできたのかもしれないが，"Quick is Beautiful"は要するに類度を上げる，小型でも毎年打てるとかね，そういうものだった.今は日本もNASAのようになってきていて10年に1発しか大型ミッションをできないようになってきているけれど、アメリカは当時、まさに大盤巨砲主義だった.はしもと　ボイジャーだけしか打っていなかった訳ではないですよね？　ボカボカ打っていたと思いますけどね.アメリカ人が日本を羨ましがるなんてありえないと思いますけどね.山本予算が適うからですよ.ダイソンの言葉には半分ぐらい、お世辞が入っていると思うけれど、本音も入っていると思います.はしもとその後, NASAのディスカバリー計画(愛星探査計画)が始まってからはアメリカもボカボカ上げていましたよね.山本あれは日本の真似.水谷ディスカバリー計画は完全に日本の真似毎年1機,必ず打ち上げるということを宇宙研はやっていた.アメリカ人から羨ましがられていたのは確か. ５年で各分野に順番が回ってくるから，要するに大学院生が博士論文を出して1つのミッションが終わるという感じだから，５年周期で回ってくる．ところが予算がないし，惑星，赤外線，電波とテーマが増え，具は沢山あったけどパイが増えないから段々，打ち上げる類度が下がってきたというのが現状かな.山本ある意味,お金で解決する問題.水谷宇宙研に毎年200億円ずつ予算がつけば、定期的に打ち上げることができたのだけれど，200億円の子算を獲得できなくなってきた.それが宇宙研の困ったところですね.日本の惑星科学にとっては,少なくとも１年に１機打ち上げるというのを堅持できるといいと思うのだけれど，それができなくなってしまったのが辛い.山本  CPS(惑星科学研究センター)の放談会などで, H-IIロケットに比べれば圧倒的に打ち上げ重量は少ないですけれど，Ｅロケットは比較的に安く打ち上げ頻度を上げられるので、Εロケットで何ができるのかが惑星科学コミュニティーに問われている大きな問題であると最近,よく議論しています.はしもと　無茶があると思うのです.  Eロケットでできることで，世界があっと驚くようなことをしろと言われても.それは無理だよと思うのですけど.山本それは間違っているといいたい.そういうときこそ頭を使わないといけない。大きなミッションと遠って、限られた予算でどれだけのことをできるのか.工夫を凝らさないといけないところです。総合的なことはやったらだめですし，できないですよ．一点突破を狙う. 要するにゲリラ作戦をやるようなものです.果たして何をやるか.やることはいっぱいあるのだけれど,それで何を狙うのか,それをどのように鋭くしていくのか.そこが一番,惑星楽界がいま考えるべき問題です.カネがあって大権巨砲主義でいくことができれば,それは一番,楽なことです.だけど,いま惑星衆界でやらなくてはいけないことは，限られた子算で，限られた重量しか上げられないときに，何が一番重要なことなのかを考え、それを具体化するところまで持っていくことです.それは,ある意味,研究そのものなのですよ.惑星科学コミュニティーが、これからどうしていくのか真剣に考えないといけない時期にきていると思います.
(要旨)速載第３回では,分化隕石のYamato-74159隕石を紹介する.この隕石はユークライトに分類され,分化小惑星の表層近くの岩石片からなるボリミクト角礫岩である。このような隕石の構成物質の岩石学的及び化学的特徴から，原始惑星の地殻発達史が明らかにされてきた. 1969年12月に，第10次南極地域観測隊により，やまと山脈付近の裸水体において，９個の隕石が発見された.これは，第一回目の記事で紹介されたAllende顔石の落下，そして，アポロの月着陸と同じ年である.この発見以来、南極では大量の隕石が見つかり、現在では地球上で確認されている隕石総数の70 ％をしめる。限石は、我々が手にすることの出来る地球外物質のほとんどをしめ，惑星や太陽系形成史の解明に大きな役割を果たしてきた. Yamato-74159隕石(Y-74159)は，第14次南極地域観測隊により，1974年に同じ地域の裸氷帯で発見された. Yamato-74159隕石は，玄武岩質ユークライトに分類される限石で，小惑星の中で3番目に大きいベスタ(直径530km)に由来すると考えられている. Yamato-74159隕石(回収時の重量：98.2グラム)は,ボリミクト角礫岩(複数の種類の岩石破片の混合物)である(図1, 2).熱変成作用を受けていない玄武岩質ユークライト岩石片を多く含むことで知られている.このような玄武岩は、溶岩が原始惑尾表面に噴出し急冷したものだとされる[1].例えば,ハワイのキラウエア火山から噴出する溶岩のようなものである.図1： Yamato-74159の写真.破断面に,角礫岩の組織がみられる.顔石のまわりの黒い部分は，大気圏突入時にできた溶融皮殼である.立方体の一片は, 1 cmである.ある.白い棒状の結晶は斜長石で,それに狭まれたものが採石である. 思い部分は,ガラス質のメソスタシスである.左側は，破砕し固結した部分である。玄武岩や鉱物の破片からなる. 横幅6.9 mm.ユークライトは、HED(ホワルダイト・ユークライト・ダイオジェナイト)限石と総称される分化限石の1つである. HED隕石は,分化隕石の中では最大のグループで、現在確認されている全国石の約６％(1430個, 2014年2月現在)をしめる.ユークライトは、主にビジョン輝石と斜長石からなる玄武岩もしくはハンレイ岩である.副成分鉱物として、シリカ鉱物,イルメナイト,クロマイト,自然ニッケル鉄,トロイライトなどを含む.ダイオジェナイトは，主に輝石からなる集積岩である．ホワルダイトは，主にユークライトとダイオジェナイトの機械的な混合物である．ほとんどすべてが，街突の影響を受けている. Y-74159隕石は，他にベアとされる隕石を含めて, Y-74159タイプ・ポリミクト角礫岩(Y74159タイプ)と総称される.これまでに，７個ほど確認されている.これらの限石は、隕石シャワーとして落下したものと考えられる. 1970 – 80年代当時発見されていたユークライトの,ほとんどすべては、熱変成作用を受けたものであった.ところが，Y74159タイプの主な構成岩石片は，変成作用を受けていない始原的な玄武岩である.その当時.熱変成作用を受けていない玄武岩質ユークライトは珍しく，唯一，Pasamonteというユークライトが知られていた.現在では，HED限石は，小惑星４ベスタからきたとされている。ベスタは，太陽系初期に存在した分化原始惑星の生き残りである。未だに原始地殻を保持している唯一の分化原始惑星とされている.太陽系初期には，微惑星から惑星形成の途中に，このような原始惑星が多数存在していたと考えられる.なお,小惑星ベスタ以外の天体に由来する，HED限石に類似する頂石も数個確認されている. HED関石がベスタから来たと言われる理由は，いくつかある.地上の窒遠鏡による赤外分光観測から,ベスタ(とベスタ族)は，HED関石と鉱物組み合わせと鉱物組成が類似する唯一の小惑星であるといっても良い。街突によってベスタから放出された小惑星(ベスタ族)は，小惑星軌道の脱出ルートである軌道共鳴まで散らぼっている。この領域にはいった小惑星は、領域外にはじき飛ばされることが知られている.近地球型小惑星にも，ベスタに似た小惑星が見つかっている。さらに，地球において，他の隕石種に比べ, HED頭石は異常と思えるほど高い個数が回収されている。その回収量は，分化隕石では最大であり，全関石種では，普通コンドライトに次ぐ数である．これらの理由から、ベスタは、地球に大量のHED関石を供給した(現在も供給し続けている)と考えられる. 2011年に，探査機DAWNがベスタを訪れ，詳細な表面観測を行った[2].その結果,ベスタの表層地質は, HED限石から推定されるものと非常に良い一致を示すことがわかった. DAWNの重要な成果の一つは,南半球に巨大クレーター (Rheasilvia,直径約500 km)が見つかったことがある.この巨大クレーターから放出された地殻の破片がベスタ族であり，最終的には,その破片が地球においてHED関石として回収されたとも言われている.この巨大クレーターの底には,マントル物質(カンラン岩)が見つかっておらず,これも, HED限石に、カンラン岩が見つかっていないということと調和的である. Y74159タイプは，ベスタ表層付近の玄武岩からなる角礫岩である。この岩石片に含まれる輝石や斜長石は、広い組成範囲にわたる化学的ゾーニングを示すが、これは熱変成作用をほとんど受けていないことを示唆する.これは,大部分のユークライトが,熱変成作用を受け，輝石のMg/Feが均質な組成を示すのと対照的である。ところで原始地設は，溶岩流が地表に噴出し，固化し，それが積み重なって成長していくとされる。したがって，初期に噴出したものほど深く埋没し,熱変成作用を受ける．逆に，後期に噴出したものは，表層付近にとどまるため，熱変成作用を免れる. Y74159タイプのものは，このような理由で溶岩の始源的な特徴を保持するものと考えられる.ユークライトは、母天体全体が融解したために生じたマグマ大洋の中で，結晶分化後の残液が地表に噴出したものだと考えられている[2].  こうして，ほとんどの玄武岩質ユークライト(メイングループと呼ばれる）の化学組成は，1つのマグマ（つまり，マグマ大洋）中での結晶分化過程で説明される.しかしながら. Y74159タイプは、主要元素組成(鉄,マグネシウムなど)がメイングループに類似しているにもかかわらず,微量不適合元素(チタンやサマリウムなど)の含有量が相対的に高く，この化学的特徴は，長い間，マグマ大洋モデルでは説明できなかった.最近、この化学的特徴は、メイングループマグマが、先に形成した地殻の部分融解により生じた液により.汚染を受けたという説が提出された[3].この説では, Y74159タイプのユークライトの化学組成が，非常に良く説明できる，また，最近見つかった残渣ユークライトの存在が説明できる.残渣ユークライトとは,主要元素が玄武岩質ユークライトに類似するのに, Y74159タイプとは逆に、不適合元素が欠乏しているユークライトである.部分融解の残渣だとされる.多くのユークライトの変成温度(～900 - 1000 ℃)は,ソリダス温度(～1050 − 1100 ℃)近傍であることに調和的である.そうすると，Y74159タイプに含まれる玄武岩は,地殻形成後期に噴出したことになる。なぜならば、 Y74159タイプのマグマは，既に形成していたユークライト地殻と反応しなければならないからである.これは，Y74159タイプの変成度が低い，すなわち，後期に噴出したことに調和的である．もし，この仮説が正しいとすると，メイングループユークライトなどに比べ，形成年代が新しいことになる。今後の，精密な放射年代測定が待たれる.最近の詳細な研究によると，Y74159タイプのユークライトは、溶岩から固まった後に、二次的プロセスの影響を受けたことがわかった.輝石の緑に,鉄かんらん石や微量の二次的な斜長石が見つかった. Y74159タイプのユークライト限らず，多くのHED限石に，二次的なメタソマティズムの痕跡が見つかっている.ある種の流体が関わったことが指摘されているが，その詳細なメカニズムは良くわかっていない。いずれにせよ, Y74159タイプの顔石は小惑星ベスタの表層付近の複雑な地質史を記録している岩石である.木村眞氏。岡崎隆司氏からはこの原稿執筆の機会を与えて戴いた。また木村眞氏、野口高明氏、武田弘氏には粗稿を読んで戴いた．岸山浩之氏には，限石の写真撮影をして頂いた.これらの方々にこの場をお借りして感謝いたします. [1] Takeda, H., 1997, Meteoritics & Planetary Science 32, 841. [2] McSween, H.Y. et al., 2013, Meteoritics & Planetary Science 48, 2090. [3] Yamaguchi, A. et al., 2009, Geochimica et Cosmochimica Acta 73, 7162.
(要旨)中心星近傍を公転する巨大惑星の起源を議論する上で、惑星軌道の傾き(軌道傾斜角)は重要な情報となる。巨大惑星を中心星近傍に移動させるプロセスは様々であるが、プロセスごとに異なる惑星の軌道傾斜角を予言するためである．本稿では，KOI-94(Kepler-89とも呼ばれる)という複数のトランジット惑星を持つ系に常目し、ロシター効果と呼ばれる現象を使って惑星の軌道傾斜角を制限する手法を紹介する. KOI-94に注目した過程で偶然発見した惑星同士の食についても触れ、その解析とロシター効果の観測を組み合わせる事でKOI-94系では太陽系同様に複数の惑星がほぼ同じ面内を公転し、さらにその公転面は中心星の自転軸にほぼ直交している事を示す。最後に，KOI-94を含む惑星系の軌道傾斜角の最新の観測から見えて来た惑星系の進化への示唆を述べる.太陽系外惑星が最初に見つかってからすでに20年近くが経過し、現在ではより小さな惑星、より長周期の惑星を見つけようというプロジェクトが精力的に進められている.また惑星の発見そのものに加えて,見つかった惑星をいかに特徴付けるかや、さらにその特徵から惑星矛の起源を探る議論も活発である.最初に見つかった太陽型星周りの系外惑星であるペガスス座51番星を含め多くの巨大惑星は中心星近傍を公転しており、太陽系とは全く異なる姿をしていた.これはもちろん周期の短い巨大惑星(ホットジュピター,ホットネプチューンなどと呼ばれる)の方が見つかりやすいという観測バイアスによるところが大きいが，そもそもそういった惑星系がどのようにして形成されたのかが問題となった．一般に巨大惑星は氷などの固体材料が豊富に存在する中心星から十分離れた1領域でしか形成されないと信じられており，短周期巨大惑星を説明するには何らかの方法で惑星を内側まで落としてくるメカニズムが必要となった.現在ではこの惑星移動として以下のような重要なモデルが提唱されている. (a)タイプI, II惑星移動原始惑星円盤内で形成されつつある惑星が，円盤との重力相互作用で角運動基の交換が起き徐々に内側に移動する場合がある.特に木星サイズの巨大惑星の場合惑星周辺のガスは惑星に降着して円盤内にギャップを作るので、ギャップを保ったまま円盤の散逸と共に惑星が内側に移動する(タイプII惑星移動)[2]. (b)スリングショットモデル 複数の巨大惑星が円盤内で形成された場合，円盤が散逸したあとも惑星同士の重力によって惑星軌道が大きく変化する事があり、最終的に軌道交差を経験して一部の惑星が散乱されたり、軌道離心率が大きくなったりする。確心率が極端に大きくなると惑星の近星点が中心星に近づくため(～0.05AU),今度は惑星と中心星の潮汐相互作用が働き軌道エネルギーの散逸が起こる.このプロセスは惑星の近星点距離をほぼ保ったまま進行するため，最終的に円軌道の短周期惑星が形成される(スリングショットモデル)[3, 4]. (c)古在移動 ある惑星系の近くに伴星などの大質量天体があると，円盤が散逸した後も伴呈からの永年摂動が作用し，惑星の軌道が変化する事がある(古在効果).古在効果は特に最初の惑星軌道面と伴星の公転面がずれている場合に起こり、惑星の軌道離心率や軌道傾斜角を振動させる.軌道離心率が極端に大きくなると上記(b)と同様に中心星と惑星の潮汐力が作用し，最終的に円軌道の短周期惑星となる[5].上記プロセスはいずれも物理的にはもっともらしいが，数多く見つかっている短周期巨大惑星の形成にどのプロセスが支配的に関わっているのかは自明ではない。筆者らは上で述べたような巨大惑星の起源・進化の歴史を観測的に制限する事を目的として，以前から惑星の軌道傾斜角に着目して来た.通常軌道傾斜角とはある基準面の法線と惑星軌道の角運動量ベクトルの向きのなす角であるが，ここでは惑星の公転軸と中心星の自転軸のなす角度とする。なぜ軌道傾斜角が惑星の進化過程を調べる上で重要かと言うと，上で述べた(a) -(c)のプロセスが軌道傾斜角の分布に対して異なる子言をするためである。例えば(a)のタイプIまたはII惑星移動では，悲本的に惑星軌道面は保たれたまま静かに内側に移動してくるので観測される惑星軌道面は形成当初の円盤面を反映している可能性が高い.一方(b)や(c)のシナリオでは惑星の散乱や古在効果によって惑星軌道面が大きく変化する場合が多く、結果として観測される惑星公転軸は円盤の角運動量の向きを反映する中心星自転軸と揃っていないという事が予想される.つまり惑星の軌道傾斜角を調べる事で惑星の進化の歴史を紐解く事が出来るのである.本稿では，このように惑星系の起源や進化を論じる上で重要な情報となる惑星の軌道傾斜角の測定法について具体的な観測例も交えて紹介し、これまでの観測から見えてきた惑星系の進化への示唆を述べる.軌道傾斜角の測定にはこれまで様々な手法が考案されており,  (1)トランジット惑星系のロシター・マクローリン効果(以下,単にロシター効果) [6, 7, 8, 9, 10], (2)惑星による黒点前通過[11],  (3)星震学[12],  (4)射影自転速度測定[13],  (5)恒星面の重力減光[14], を用いるものなどがある.ここでは以下で説明する(1)ロシター効果について注目し，実際の観測結果と合わせて紹介をする.一般に恒星は自転しており，我々の視線方向に相対的に近づく側と意ざかる側が存在する(図1).トランジット惑星系ではこの恒星面の一部分が造蔽される事によって減光が起こるが，その際恒星の視線方向の速度(以下単に視線迷度)を測定すると恒星面上で惑星が隠している場所に応じて見かけ上視線速度が変化する.すなわち。惑星が恒星面の近づく側の半分(図1の恒星図の左側）を隠している時は恒星の視線速度は遠ざかって観測され、逆に遠ざかる側(図1の恒星図の右側)を隠している時は恒星の視線速度は見かけ上近づいて観測される。この現象はロシター効果と呼ばれており，連星系やトランジット惑星系など天体同士が食を起こす系では普遍的に見られる現象である.ロシター効果の観測からは図１に示したように、恒星の自転軸と惑星の公転軸のなす関係を調べる事が出来る.こ系外惑星「遠い世界の物語」その３～複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化～／平野こでは惑星の軌道傾斜を表すパラメータとして，恒星自転軸と惑星公転軸が天球面上でなす角度えを用いている(図2).例えば図1の左半分のようにぇ= 0°で惑星がトランジットを起こすと,トランジット中の視線迷度の変動はトランジット中央時刻に対して点対称な形となるが、一方で図1の右半分のようにλ ＝ 50°でトランジットが起こると，惑星は恒星面上のほは遠ざかる側だけを隠す事になるので恒星の視線速度の変動は大きく非対称なものとなる。この違いを利用して惑星の軌道傾斜を表すパラメータルを調べる事ができ、短周期巨大惑星の起源を論じる上で重要な情報となる.ロシター効果の観測はすでに多くのトランジット惑星系(> 70)に対して行われているが，観測結果は惑星軌道の傾きえが必ずしも0°を示すわけではなく，入が0°から有意にずれている系が少なからず存在している[15].このような惑星の公転軸と恒星自転軸の向きの不一致は，短周期巨大惑星が円盤との相互作用によって徐々に内側に落ちて来たのではなく，惑星同士の散乱や伴星からの摂動によって軌道面が乱され，後に恒星との潮汐相互作用で短周期惑星となったという見方が一般的である²(上記(b)または(c)のプロセス).一方、入≈ 0°となる系に関しては二つの考え方が存在し，単に上記(a)のプロセスによって円盤の中を惑星が落ちて来たというものと、短周期巨大惑星は(b)や(c)のプロセスによって形成されたが(その場合最初は惑星の軌道面が大きく傾いていた)、その後中心星との長期間の潮汐相互作用の結果，再び惑星の軌道と中心星の自転の角運動量の向きが揃ったというものである.これらをロシター効果の観測だけから厳密に区別する事は難しく，伴星の有無や潮汐力の大きさの指標となる惑星の質量や軌道長半径などから総合的に評価する他ない.ここではロシター効果の観測ターゲットとしてKOI-94系に着目した経緯と実際に筆者らが行った観測について述べ、その過程で明らかになった惑星同士の食という現象についても報告する.系外惑星に対するロシター効果の観測は，最初のトランジット惑星であるHD  209458bを筆頭にこれまで数多くの系で行われており、筆者がKOI-94系に着目した2012年当時すでに観測から解析までがルーチン化されている状況であった.ただしそれまでのロシター効果の観測は全て，トランジット惑星が一つしか矛にない「単一トランジット惑星系」に対してのみであった.トランジット惑星が複数存在する惑星系に対してロシター効果を測定する事は重要な意義を持つ.一般に,複数の惑星が同じ恒星をトランジットするというのはそれらの惑星の軌道面がよく揃っていなければ極めて起こりにくく，複数の惑星が同じ軌道面内を公転するという事は惑星同士の散乱など，動的なプロセスを経ていない事が示唆される.また,それら惑星が共有する軌道面は惑星が形成された当時の原始惑星系円盤の円盤面を反映していると考えるのが自然である.一方,恒星の自転角運動量の向きは円盤があった当時の円盤の角運動量の向きを反映していると考えられるため,当然このような複数トランジット惑星系では中心星の自転軸と複数の惑星の公転軸の向きが互いによく揃っている事が予想される。従ってもし仮に，ロシター効果の観測から少なくとも一つの惑星のしが有意に0°からずれているという証拠が得られれば,それは上記の論法のうちの少なくとも一カ所が成り立たないという事を意味する。単一トランジット惑星系に対するこれまでのロシター効果の観測結果に対する解釈を確かめる上でも，複数トランジット惑星系に対するロシター効果の観測は重要であった.そこで筆者らが着目したのが，ケプラー宇宙聖達鏡によってトランジットが報告されたKOI-94(別名Kepler-89)という複数惑星系である。恒星の視線速度測定によるロシター効果の検出には惑星の半径がある程度大きい必要があるが，KOI-94系は装1に示したように0.83RJ (木星半径)の惑星KOI-94.01³を含む4つのトランジット惑星で構成されており，KOI-94.01のトランジットによるロシター効果は検出可能という試算
となった. KOI-94系が筆者らの特に注意を引いたのは、複数惑星系でしかも木星型惑星(KOI-94.01)を持つにもかかわらず、そのいずれの惑星も周期が100日以内の比較的短周期惑星であったという点である。すでに述べたように，KOI-94.01のような巨大惑星がスノーラインよりも内側で出来たとは考えにくく，恒星から数AUのところで形成され内側に落ちて来たという可能性が高い。さらに複数の惑星が同じ軌道面内を公転している事を考えると，KOI-94系は惑星散乱などによる軌道進化ではなく，むしろ原始惑星系円盤内を徐々に惑星移動して来たと見るのが自然であろう.ロシター効果の観測によってもし恒星自転軸と惑星公転軸が揃っていたら、上記のシナリオが変付けられる事となり，これまでの惑星進化の議論を一歩進める事が出来る.筆者らはこのように興味深いKOI-94予でのロシター効果をすばる堅遠鏡で観測するため観測提案を準備していたが，観測可能日を計算したところなんと2012年は8月10日(UT)以外は観測できないという事が判明した.これはKOI-94.01の公転周期がトランジット惑星としては比較的長いというのと，トランジットの継続時間が非常に長い(6 – 7時間)ために一晩のうちに観測するのが困難である事に起因していた4.これほど特定の日付を指定するとなかなかプロボーザルを通してもらえない可能性もあったが，それでも一か八かで提案する運びとなった.結果的に興味深い天体であるというのをレフリーにも認めてもらえ, 8月10日を観測夜としてもらえる事になった.観測夜が無事割り当てられたので，筆者らは2012年7月下旬くらいから観測の準備を行っていた.一方KOI-94系は惑星の軌道進化を議論する上で極めて重要なサンプルであるため，ロシター効果の観測が決まった後にすばる窒遠鏡の高コントラスト攘像装置“HiCIAO”を使って伴星の有無についても調べられた[17].これに関連して、筆者らはケプラー望遠鏡の測光データの解析を行っていたが，その際偶然二つの惑星(KOI-94.01と94.03)が同時にトランジットを起こしているの(ダプルトランジット)を発見した(図3).通常のトランジットだと惑星が恒星面の一部を隠す事で“U字型”の減光が起こるが，図3のダプルトランジットではU字の途中でさらに別のU字型の減光が起こっている.しかもよくよく拡大してみると,ダプルトランジットの中心付近で逆にわずかながら増光している様子が見える(図3矢印で示したあたり).このようなトランジット途中の増光は惑星が恒星面上の黒点を通過した場合などに起こるが，KOI-94については観測された程度の増光を起こすサイズの黒点はケプラーの測光データには見られず，増光はそれ以外の要因によって起こった可能性が高い事が分かった.我々は増光が起こったタイミングと大きさから、これが惑星同士がトランジット中に重なり合った事(惑星同士の食)による増光であると結論付けた.このような現象は予言こそされていたものの[16]。実際の報告例はこれまでなかった.こうしてKOI-94系は単に巨大惑星を持つ複数トランジット惑星系という以上に，惑星同士の食が初めて見つかった希有な矛となった.トランジット中の惑星同士の食は単に天体現象として興味深いという以上に，そのライトカープから食を起こした二つの惑星(今回の場合KOI-94.01と94.03)の軌道面同士のなす角度を制限する事が出来る(後述).複数の惑星の軌道面同士のなす角は太陽矛でこそよく分かっているが、太陽系外ではほとんど分かっていない.太陽系のように±3°程度の範囲内で惑星軌道面が揃っているのか(あるいはずれているのか)は惑星の形成や進化過程を議論する上で貴重な情報となる.さて，いよいよKOI-94.01のロシター効果をすばる望遠鏡で観測するために，観測日前日にハワイに向かった.観測は筆者と東大大学院生の増田賢人氏(現D1)で参加した.行きの飛行機の中では,ケプラー留遂鏡の公開データで見られた惑星同士の食から情報を系外惑星「違い世界の物語」その３～複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化～／平野引き出すためにそのライトカープのモデル化を行ったのを記憶している。すばる窒速鏡のあるマウナケアの山頂まで到達した時の天気は晴れ，観測は予定通り開始された.ところがしばらく経ち,すばる望遠鏡のお隣にあるケック監達鏡(口径10 m)がすばるとほぼ同じ方角を向いているのに気付いた.その後もずっとケックはすぼると同じ方角をトレースし続けており、ひょっとしたら同じターゲットを観測しているのではないかという不安がよぎった．気になってケック望遠鏡のサイトから観測提案者を調べてみると８月１０日の提案者がG. W. Marcy氏5となっており，不安は確信に変わった.すばるとケックではやはり望遠鏡の口径に加えて解析のパイプラインがケックの方が充実しており、同じロシター効果の観測でも彼らの方が精度が高い可能性が高かったため，筆者らはすばるの観測結果をすぐさま公表する必要が出て来た6.観測は最後まで順調に進行し，観測中のクイックルックでもまずまずのデータの質であった．下山直後に早速視線速度解析を行ったところ，図４のような結果となりロシター効果は予想通り検出された.視線速度変動のパターンは図１の左側のようにトランジット中心に対して対称な形となり，恒星自転軸と惑星公転軸はよく揃っている事が分かっ観測から戻ってくると，筆者らはロシター効果の解析に加えてケプラーのライトカーブについても解析を行い，図3の惑星同士の食をモデルでフィットしてみた.フィッティングでは,通常のトランジット・ライトカープを記述する恒星と惑星の半径比，惑星軌道傾斜角，恒星半径で規格化した惑星の軌道長半径などに加えて、天球面上で惑星同士の軌道のなす角( δ : mutual inclination)を自由パラメータとした.定性的には， δは惑星同士の食が起こっている継続時間を決める. ♂が0°付近の場合は,惑星はほぼ同一方向に移動するため惑星同士の食の継続時間が長い．一方で惑星同士が互いに逆行している場合はδ ≈ 180°となり、惑星同士の食は短時間で終わる。４つのトランジット惑星を持つKOI-94系では当然惑星は全て同じ方向に公転しているものと予想される.実際フィッティングの結果もよ=1.15° ± 0.55°となり，惑星同士の食を起こしたKOI-94.01と94.03の軌道面は太陽系同様に高い精度で一致している事が明らかとなった. KOI-94系に関する解析結果をまとめると図5のようになる.すなわち,まずKOI-94.01のトランジット中のロシター効果の観測により94.01の公転面はKOI-94の中心星の自転軸にほぼ直交している事が分かり，またケプラーの公開データを用いた惑星同士の食の解析から，食を起こしたKOI-94.01と94.03の公転面がほぼ一致している事( δ =1.15° ± 0.55°)が明らかとなった.このように精密に複数惑星系の軌道角運動量が特徴付けられたのはもちろん初めての事である.このような複数惑星系における軌道角運動量と中心星の自転角運動量の向きの一致は太陽系と酷似しており，惑星が原始惑星矛円盤内で形成され，円盤の降着によって恒星も同じ向きの角運動量を獲得したというシナリオと合致する。ただ太陽系と大きく異なるのが, KOI-94予ではKOI-94.01を始め巨大惑星が周期100日以下の中心星近傍に位置している点である。これは、先に述べたようにKOI-94系の惑星が原始惑星系円盤内を円盤と相互作用しながら徐々に内側に移動して来た証拠と考えられる.ここで以下のような疑問が生じた人もあるだろう. 1.同じ中心星近傍に巨大惑星を持つ系でも，惑星公転軸と恒星自転軸が揃っているものといないものがあるのはなぜか. 2.太陽系の巨大惑星(特に木星・土星)は惑星移動によって中心屋付近まで落ちて来ていないのに、 KOI-94系のように落ちて来ているものがあるのはなぜか.上記1.については，諸説あるが現在では「孤立した(isolated)」短周期巨大惑星は,惑星同士の重力散乱(または古在効果)とその後の恒星との潮汐相互作用によって形成されたという考えが一般的である[18, 19].ここでいう「孤立」とは，近くに(例えば周期100日以内に）他に巨大惑星を持たないという意味である。惑星同士の散乱によって形成された場合惑星の軌道傾斜角は幅広い分布となるが、惑星と恒星の潮汐相互作用は徐々に軌道公転軸と恒星自転軸を同じ向きに揃える方向に働く.潮汐力の強さは惑星の質量・軌道長半径や恒星の対流層の大きさに依存しており，それらを考廊すると、孤立した短周期巨大惑星に対するロシター効果の観測結果(１の分布)をある程度説明する事が出来る.一方，恒星近傍であっても孤立していない巨大惑星は一般に重力散乱などではなくタイプIまたはタイプII移動などによって内側に移動して来たと考えられる.特にKOI-94系の場合全ての惑星の軌道面が高い精度で揃っている事から，形成当時の惑星の配置や軌道面を保ったまま徐々に円盤内を移動した可能性が高い.このような惑星は上記の孤立した短周期巨大惑星に比べて，軌道公転周期が比較的長い(P>5日)，軌道離心率が小さい(e<0.1)などの特徴を持つ.つまり,最近多く見つかって来た「複数トランジット惑星系」は孤立した短周期巨大惑星とは全く異なる進化の歴史を持っていると言えよう.なお上記2.については、同じ複数惑星系でもなぜタイプIまたはII移動を経験した矛とそうでない矛が存在するのかについては、初期条件としての円盤の面密度の違いなど様々な可能性が指摘されているが，はっきりした結論は得られていなと海王星サイズ以上の巨大惑星の起源や進化の歴史は徐々にその全貌が明らかになりつつある.一方ケプラー望遠鏡によるトランジット惑星の探査結果は、「スーパーアース」を含むより小さな地球型惑星の方が存在頻度が高い事を示しており，より普遍的に存在する地球型惑星の起源や進化に対してもこれまでの議論が適用出来るのかは今後の観測において重要なテーマとなる.一般に小さい惑星に対して視線速度法によって算量や軌道離心率を精度よく決定するのは困難であり、またロシター効果などによる軌道の特徴付けも容易ではない。では完全に無理なのかと言うと，条件さえ揃えば地球型惑星であっても軌道の特徴付けを行う事は出来る。筆者らはロシター効果が適用出来ないような小さい惑星を持つ系に対し、測光から求めた恒星の自転周期と分光学的に求めた射影自転迷度を使って惑星の公転軸と恒星の自転軸の関係を制限する方法を考案し、実際にいくつかの系に対して観測を行った[13, 20].ここでは詳細は割愛するが、結果として地球型惑星を持つような矛でも巨大惑星を持つ系同様，惑星公転軸と中心星自転軸が揃っているもの，揃っていないものが両方存在する可能性が高い事が分かった.ただしこの方法はロシター効果の観測に比べ系ごとに軌道傾斜角を制限できる精度が低く，多くのサンプルを使って統計的な議論を行う必要がある.なお巨大惑星の進化の歴史についても実はまだ分かってない部分がある事を強調しておく.例えば,最新の観測結果によると,複数トランジット惑星系Kepler-56 7において星震学を用いた解析から惑星の軌道面と中心星の自転軸がずれている可能性が高い事が報告され[12],上で述べたルールに当てはまらないケースがある事が分かった.実際はKepler-56については視線速度の観測から長周期の伴星(か巨大惑星)が外側にいる事が示唆されており，通常とは異なった進化8を惑星系が経験したのではないかと提案されている。今後もこうした惑星軌道を調べる観測を継続することで惑星系の起源・進化の普遍性を紐解く事が出来るだろう.今回検出されたKOI-94予での惑星同士の食は次回2026年4月1日(UT)に起こると予想される[22]. 惑星同士の重力によってそれらの軌道が変化して食が起こらなくなる可能性もあるが、次回の食が観測された場合その見え方によって惑星の軌道や質量をさらに制限する事が可能となる．いずれにしろ極めて稀に見る天体ショーとして次回が大いに期待される.ます.また大学院時代の指導教官の須藤靖先生,図5を提供してくれた増田賢人氏にはこの場を借りて御礼申し上げます.本研究は日本学術振興会からの助成金をもとに行いました.感謝致します. [1] Hirano, T. et al. 2012b, ApJ 759, L36. [2] Lin, D. N. C. et al. 1996, Nature 380, 606. [3] Nagasawa, M. & Ida, S. 2011, ApJ 742, 72. [4] Wu, Y. et al. 2007, ApJ 670, 820. [5] Fabrycky, D. & Tremaine, S. 2007, ApJ 669, 1298. [6] Rossiter, R. A. 1924, ApJ 60, 15. [7] McLaughlin, D. B. 1924, ApJ 60, 22. [8] Winn, J. N. et al. 2005, ApJ 631, 1215. [9] Ohta, Y. et al. 2005, ApJ 622, 1118. [10] Narita, N. et al. 2007, PASJ 59, 763. [11] Sanchis-Ojeda, R. et al. 2012, Nature 487, 449. [12] Huber, D. et al. 2013, Nature 342, 331. [13] Hirano, T. et al., 2012a, ApJ 756, 66. [14] Barnes, J. W. 2009, ApJ 705, 683. [15] Narita, N. et al. 2009, PASJ 61, L35. [16] Ragozzine, D. & Holman, M. J., 2010, arXiv: 1006.3727. [17] Takahashi, Y. H. et al., 2013, arXiv: 1309.2559. [18] Winn, J. N. et al., 2010, ApJ 718, L145. [19] Albrecht, S. et al., 2012, ApJ 757, 18. [20] Hirano, T. et al. 2014, ApJ 783, 9. [21] Lai, D., 2014, arXiv: 1402.1907. [22] Masuda, K. et al., 2013, ApJ 778, 185.本稿の執筆を勧めて頂き，原稿を注意深く読んでコメントを下さった共同研究者の成田憲保氏に感謝致し
笠井康子1,2.立开康子'''，佐川英夫',関根康人',黒田剛史'.西堀俊幸’,真鍋武嗣’, JUICE-SWI日本チーム(要旨)欧州宇宙機関の次期木星圏探査機JUICEに搭載される科学観測装置の一つに、サプミリ波分光計Submillimetre Wave Instrument(SWI)がある。深字宙探査機の歴史の中で，サプミリ波を用いた惑星観測はこれまでに例がなく，SWIが世界で初めての授案となる．サプミリ波分光計とは何か？　本稿ではサプミリ波観測の紹介を皮切りに，我々がSWI開発に至った経緯，SWIが拓くと期待されている科学，それを達成するための観測装置, そして最後にJUICEミッションへ向けた抱負を述べる.ここではSWI惑星科学を述べる前に、まずはサプミリ波を用いた惑星観測がどのようなものかを説明したいサプミリ波電磁波は，マイクロ波ミリ波よりもさらに高周波の電磁波であり，一般に周波数300 – 3000 GHz (波長0.1 – 1.0 mm)の周波数帯を示す. 遂赤外光と電波の境界領域であるサプミリ波の検出技術が発展してきたのは比較的最近のことである.サプミリ液の検出方法には，遠赤外光の検出技術として従来用いられてきたボロメータ方式と電波の受信に利用されてきたヘテロダイン検波方式があるが，SWIは後者の技術を使用している.アンテナで集光した観測対象からのサプミリ波熱放射はミキサで局部発信器からのサ
プミリ波基準信号と混合し，扱いやすい低周波数帯に変換し，分光器を通して周波数分解されたスペクトルを得る.ヘテロダイン検波方式はボロメータ方式と比較すると，帯域が狭いものの，周波数分解能が極めて高い(SWIの場合は100 kHz)高感度な観測が可能となる。サプミリ波分光計は可視紫外や赤外、そしてミリ波の分光計と比較すると，「小型軽量」と「高い周波数分解能」の両者を同時に実現することが可能になる.また，マイクロ波の観測と比較すると，同じアンテナ口径の場合、サプミリ波観測の方が高い空間分解能を達成できる。これは、視野角内のアンテナ感度特性（アンテナビーム)の広がりが，観測周波数が高いほど小さくなるという性質によるものである.サプミリ波観測は比較的質量の軽い分子(CO, SO, O 2 , H 2 O, NH 3 , OCS, HCN, C 3 H 2 , CH 3 CN, CH 3 OH, H 2 CO, O 3 , HO 2 , SH 2 ),ラジカル(C, O, SH, OH, HCO, CN, CCN, NO, CS, CCCS), イオン(C t )などの観測を得意とし、これら多種の分子測定による惑星大気の組成や惑星の化学進化などの議論を可能とする。また，HDOやH₂¹80をはじめとする同位体分子の観測から待られるD/Hや160: 170: 180の値，あるいはH₂OやNH₃における水素のオルトパラ比や、Ozなどで見られる磁場の影響によるゼーマン分裂など，分子内部の物理情報により，惑星における物質循環や物理進化の議論が可能になる. ドップラー効果を利用した大気中の風迷推定などもその一つである.また，サプミリ波は大気中の分子スペクトル観測のみではなく、惑星地表面からの熱放射も観測する。この時に観測される輝度温度は，地表面温度と地表面物算の物性などによる放射率が掛け合わされたものを観測する.地表面温度を何らかの方法で決めてやると.地表面を構成する物質の種類やその状態を制約することができる.この特徴はマイクロ波地球観測で確立されている手法であるが，サプミリ波でも同様の観測原理が成り立つ.天文分野では新しい波長・周波数での観測が常に新しい発見をもたらしてきた.サプミリ波による新しい宇宙の姿を切り拓く目的で、2011年9月から南米チリ大型サプミリ波干渉計ALMAが初期科学運用を開始している.  SOとcyclic-C3H2の観測を用いて惑星系円盤が形成されつつある際に劇的な化学変化が起こることを明らかにする[1]など，驚くべき発見が相次いでいる.このように画期的な発見をもたらす魅力を持つにも関わらず、これまでサプミリ波が深宇宙における惑星探査に用いられなかったのは何故だろうか？それは，サプミリ波が光と電波の境界領域で10-20年ほど前までは「未開拓周波数帯」と呼ばれてきた新規技術であり,ようやく観測の有効性が実証されてきた「さあ,これから」というフェーズであるということに集約される.サプミリ波観測は,まさに今,惑星観測の新しい姿を切り拓いていこうとしている.これまでサプミリ波衛星観測技術は主に地球周回軌道からの地球上層大気観測において発展してきた.これまでに米国NASAのUARS/MLS(Microwave Limb Sounder）(1991年打上), Aura/MLS (2004年打上),スウェーデン・カナダ・フランス３カ国共同のOdin/ SMR (Submillimetre  Radiometer)   (2001年打上),  日本の国際宇宙ステーション(ISS)搭載超伝導サプミリ波サウンダJEM/SMILES(2009年打上)の4機のサプミリ波衛星が軌道上から地球大気観測を実施している. SMILESの特徴は4 Kに冷却した超伝導ミキサと20 K, 100 KのHEMTアンプを搭載することで, MLS, SMRと比較し10-20倍もの良い感度を実現したことである. SMILESの観測により地球大気の新しい一面が明らかになっている。特筆すべき点としては、成層圈や中間圏に体積比で1000億分の1程度しか存在しないBrOラジカルの日変動のふるまいを世界で初めて捉え，中間圏における塩素系ラジカルのふるまいを明らかにしたことであり，これらを通して人間活動により放出された物質が成層層のみではなく中間圏においても活発な大気化学を展開していることを明らかにした.また,その高感度スペクトルを用いて世界で初めて成層圏下部および中間圏における風速を導出し,気象モデルの精度向上の一役にも立っている.ここでは紹介しきれないが，これらをはじめとするSMILESの地球大気観測成果は[2]にまとめてあるのでそちらを参照されたい、地上のサプミリ波望遠鏡や干渉計を利用した金星,火星や木星といった惑星大気の観測も，数は少ないながら実施されており，各惑星大気における徽量成分の測定や大規模スケールの風速場の導出など，他の波長帯での観測とも相補的な研究がなされてきている.木星観測においては，1994年のShoemaker-Levy 9 (SL9)街突によって木星大気上層に注入された微量成分の定量が行われている[3] (本稿２章に詳述する).地上からのサプミリ波観測では地球大気がどうしても観測の邪魔となる．その問題点を解決したのが，欧州の宇宙天文台Herschelである. Herschelは地球−太陽の第二ラグランジュボイントに置かれた口径3.5 mのサプミリ波・遠赤外留遠鏡である.搭載機器の一つであるサプミリ波分光器HIFI(Heterodyne Ins- trument for the Far Infrared)はSMILESと同様に4 K超伝導ミキサを搭載し、サプミリ波・テラヘルツ波を利用した太陽系天体の観測を実施した.そのハイライトは木星族彗星103P/Hartley2の水蒸気同位体比観測である[4]. HIFIは木星族彗星103P/Hartley2におけるHDO,   H 2 Oの509.292,   556.936  GHz放射スペクトルを観測し，それらからD/H比を導出したところ,地球海洋におけるD/Hの値と非常に良く似た値を示した.これは彗星が地球の水の起源として重要な役割を持つ可能性を示唆している.これらは彗星探査機Rosetta搭載のサプミリ波観測装置MIRO (Micro- wave Instrument for the Rosetta Orbiter)によりさらに解明されていくことと期待される.こうしたサプミリ波惑星観測の新たな局面として登場するのがJUICESWIであるが，この観測装置の構想が始まったのは、木星探査計画がまだLaplaceという名前で呼ばれていた頃である. JUICEそのものの検討の変遷は前回の記事[5]に詳しいのでここでは割愛するが、その頃からドイツ・マックスプランク太陽系研究所(MPS)を中心としてフランス・パリ天文台やアメリカ・JPLなどとの国際協力のもとで観測装置の提案が練られてきた.そして, JUICEへの搭載観測装置が募集された際に、ちょうどその項JEM/ SMILESでの経験を将来の惑星探査用小型サプミリ波観測器の開発に繋げようとしていた日本チームもSWIの開発に合流することとなり，まさに日欧米のサプミリ波惑星科学コミュニティが一体で取り組む国際共同プロジェクトとなった.その後, JPLが撤退となったものの，現在，スイスやスウェーデン，ボーランドなども参加した測器開発が鋭意進行中である.ここでは，SWIが行うガリレオ衛星のサプミリ波観測に焦点を絞り，その科学的意義や波及効果について述べる(対象を，本記事のタイトルにも含まれている「水衛星」とせず「ガリレオ衛星」と敢えてしているのは，イオの希薄大気の観測もSWIの重要な科学目標の一つだからである） SWIの特徴である高周波数分解能を活かした,ガリレオ衛星希薄大気の同位体観測や，エウロパから噴出するプリューム[6]に含まれる内部海由来の海存ガスやイオンの測定など、JUICEミッション全体の科学目標の達成(木星系のキャラクタリゼーション、水衛星のハビタビリティの理解)に深く関わる観測も，これに含まれている.前者の木星系水物質の同位体組成は，太陽系物質科学のみならず，惑星形成論や系外惑星系円盤の天文観測にとっても重要なデータとなり，後者は宇宙におけるハビタビリティの理解という意味で，惑星科学のみならず地球化学や極限微生物学にも広い波及効果をもつだろう. JUICEの探査が実現する2030年代という先を見越した期待を述べれば，SWIが行う多様な親測対象や分子種の観測データは，それぞれの学問分野の造展に貢献するに留まらず，これらの分野を結びつけた新たな学問領域（アストロバイオロジーや比較惑星系円盤学)を創成する種にもなるであろう.太陽系の水衛星は，周ガス惑星円盤中の固体物質の集務によって形成したと考えられている[7].近年のガス惑星形成理論によると、水衛星が形成するガス惑星形成後期の周ガス惑星円盤内では，低圧低温のため化学反応がほとんど起こらなかったことが示されている[7].その場合，水衛星の材料物質となる水微衛星の組成は，原始太陽系円盤のガス惑星形成領域の水物質組成を反映したものとなる[7]. 従って，原始太陽系円盤の木星形成領域(標準モデルでは5 AU)の物理化学情報を得るためには，ガリレオ衛星(特に，地質活動が乏しく、初期の情報を保持しているであろうカリスト)の化学・同位体組成を理解することが重要となる. SWIが行うガリレオ衛星の希薄大気中での重要な観測項目の1つに，HzOのD/H比の測定がある．造去の研究から，分子雲において水と水素ガスのD/H比は大きく異なることが示唆されている[8].低温の外側太陽系では，これら分子雲由来のD/H比は保存されるが、内側太陽系の水の雲線付近では水と水蒸ガス間の同位体交換が活発に行われることが予想されている[8].このような原始円盤における同位体交換効率は,円盤温度やガス粘性といった円盤の物理パラメタに大きく影響を受ける。言いかえれば，現在の太陽系において，始原的な水氷の持つD/H比の動径方向の分布が得られれば，上記の物理パラメタを制約することにつながろ.上記の原始円盤における物理パラメタは，惑星形成論において惑星系の大構造を決定する極めて重要な値であり，これが惑星探査から実証的に制約できる意義は大きい.美際, Cassini探査機によって,土星衛星エンセラダスの水のD/H比が，彗星のものとよく一致していることが確かめられている.同様の水のD/ H比が木星系でも待られれば，太陽系におけるD/H比分布や，上記の制約に対して大きな意味を持つだろう．このような物質・同位体分布の理解や，原始太陽系円盤の物理化学状態の理解は，地球の材料物質(特に水の起源)を,より詳細に制約することにもつながる.さらに、ALMAをはじめとする高空間分解能を持つ地上大型窒造鏡によって，系外惑星系円盤の温度構造や同位体分布が、近年急速に明らかになりつつある.このような天文観測結果と、探査結果および円盤モデルにより推定される原始太陽系円盤の姿を比較することで，太陽系の初期条件が，数多の系外惑星系円盤のなかで普遍的なものか特殊なものなのかを理解することもできるだろう.このような惑星形成論や原始円盤モデルは，日本が世界をリードする分野である．今後も当該分野を引っ張る存在であるためにも、望遠鏡を使った天文観測のみならず，SWIを始めとする太陽系探査との連携は重要となる.地球上の生命は, (a)液体の水, (b)生命必須元素, (c)自由エネルギーの3つを必要とする.生命自体を探すことの困難さを考えれば、上記の3要素が満たされる環境を宇宙において探すことが，現状において地球外生命発見のための第一歩となるだろう.エウロパの場合，Galileo探査機がもたらした様々な証拠から判断して，波体の水が内部に存在することはほぼ問達いない。しかし、これでエウロパが生物学的にハビタプルであると結論できるかといえばそうではない。エウロパの生命生存可能性を理解するためには,  (b)や(c)の条件が満たされているかを明らかにする必要があり，そのためには，内部海の詳細な化学組成の情報が不可欠である。しかしながら，エウロパ内部海は厚い氷地殻の下に存在するため，塩だけでなく溶存ガス種も含む化学情報を，観測によって直接得ることは困難であろうと思われてきた. Hubble窒遠鏡によってもたらされた大きなプレイクスルーは，エウロパにおいてもエンセラダスのようなプリューム活動が存在することが明らかになったことである[6].この発見により，探査機の周回(あるいはフライバイ)観測から，エウロパ内部海の化学組成を明らかにすることができる可能性が示された.エウロパプリュームでの重要な観測項目は，炭素(CO 2 , CO, CH,),硫黄(H,S, SO,),窒素(NH, N,)といった元素を含む分子種の検出および定量である.これらの元素は生命必須元素であり、内部海におけるこれら元素の存在形態や量を調べることは上記(b)の理解に直結する。さらに，これらの分子種は地球上の生命活動によっても生成・消費される分子種であり，エウロパにおける上記(c)の理解や生命活動の有無を調べるパイオマーカーともなりうる。以下、この点を少し詳しく述べる.エウロパのような太陽光の届かない内部準では，生命が利用できる自由エネルギーは，分子種の酸化還元反応によって得られると考えられる[9].エウロパでは,内部での海底熱水反応によって還元剤(例えばHz)が生成され，水地殻内での放射線分解反応によって酸化剤(例えばSO². CO²)が生成されている可能性がある[9].これら還元剤,あるいは酸化剤の供給によって,内部海組成は化学的に非平衡となる。地球化学的物質循環において，生命は非常に効率のよい触媒である.もしエウロパに生命が存在すれば，酸化還元反応によって還元剤や酸化剤を消費し、内部海組成をより低いエネルギー状態(あるいは平衡状態)にするであろう.したがって，内部海組成に非平衡が存在すれば，上記(c)の自由エネルギーが存在することを示し，上に挙げたような生命関連分子の存在基比に，然水活動や放射線分解などの非生命過程で説明できない異常が見つかれば,それがバイオマーカーとなるだろう.この際,重要となるのは、エウロパにおける非生命過程で生じる酸化還元反応の理解である.日本ではこれまで,地球化学と極限環境微生物学の研究者が協力し，地球の海底熱水噴出孔での非生命酸化還元過程の理解を，深海底探査および実験的に制約し，海底熱水噴出孔における生命存在可能性を議論してきた.現在,惑星科学の研究者がこれに加わり，世界に先駆けてエウロパなどの氷衛星での非生命酸化還元過程の実験的・理論的制約を行っている. JUICE探査機の観測機器の中でプリュームの化学組成を調べることができるのは，SWIとUVI(UV Imaging Spectrograph)による分光観測である.  SWIは極性分子であるH₂S, SO, CO, CN, NO, SiOなどに感度がよく，存在量が微量であっても検出・定量できる可能性がある。また，UVIは単純なSO 2 , N 2などの分子種の観測を行うことができるだろう.  SWIとUVIは，相補的に観測可能な分子種をカバーし合い，プリュームに含まれる主要溶存種の化学組成の全容を明らかにすることができるかもしれない．これら探査結果と，実験や深海底探査に基づいたエウロパ内部海モデルによるそれらの解釈は，エウロパにおける生命存在可能性の理解を本質的に前進させてくれるだろう. JUICEにおける木星本体の探査に対して、SWIは木星大気観測の中心的役割を担う.木星という巨大ガス惑星における大気物理現象を理解するということは、地球大気の理解をベースに発展してきた大気物理学を,より普通的な惑星大気物理学に発展させるための大きなプースターになると考えられる.木星大気の理解における最終目標は、流体力学・気象学・惑星物理学・大気光化学・熱化学をベースとして，極から赤道に至るまで，コアから最上層に至るまでのガス惑星構造と組成,および物理諸過程の解明である.地球より自転周期が短く,太陽放射のみならず内部熱源の影響も受ける木星大気について,その循環・温度場・雲層・大気組成を決定する力学・放射・化学メカニズムの理解は，比較惑星気象学の観点からも興味深い.木星の大気は100 hPa付近を境界に対流圏と成層圏に分けられる[10].対流圏上部にはアンモニア,アンモニア化合物，水蒸気による雲層が存在し，よく知られる続模様構造や大赤班はこの雲層の構造を見ている。また成層圏上端(0.001 hPa付近)より上には、熱圏上層大気が存在する。しかしながら，木星大気の鉛直方向の循環や物質輸送がどのような過程において、どのような規模で、どのような深さまで互いに影響し合うのかはわかっていない。 SWIは、木星成層層の物理化学プロセスをターゲットとした大気観測を行う.この高度領域は，内部熱源によって循環が駆動されている対流圏と、外部からのエネルギー供給が支配的となる上層大気とを繋ぐ高度領域であり，木星大気の循環や熱収支を理解する為には重要な鏡となる．さらにこの観測は，雲層より深い対流圏の観測を対象とする米国のJUNO探査機搭載マイクロ波放射計MWIによる観測と互いに相補的な面を持つ.以下にSWIの目指す主な木星大気科学を述べる.一般的な惑星大気において，対流圏では大小の対流セル構造がエネルギーや運動量輸送を担うのに対し、成層圏では放射と大気波動の影響が強く効いていると図1：SWIの観測局波数帯である(a)600 GHz帯および(b)1200 GHz帯における木星大気スベクトル(リム放射)のシミュレーション図.  1000 hPaの接線高度を観測したケースを想定。（a）内部の図は、556 GHzのHzO境収線拡大図。木星大気の高速回転によって，吸収線の中心周波数がドップラーシフトをしている.考えられている。雲層付近で生成された大気波動は,成層圏へと上方伝援する.コリオリ力が相対的に小さい赤道域では、下層大気からの大気波動は主に東西風を加速・減速させる効果をもたらす.その一方で中緯度帯においては、コリオリ力と作用し子午面風を駆動する.このメカニズムにより大気の東西風の向きが周期的に入れ替わることになり，地球で見られる準二年周期振動などをもたらす要因となっている[11など].木星の場合はどうか. VoyagerやCassini探査機,地上赤外留遠鏡などによる木星成層圈の気温場観測の結果を見ていくと、赤道域で約４地球年周期での変動の存在が示唆されている[12など] この準四年周期振動(Quasi-Quadrennial  Oscillation,   QQO)とも呼ぶべき変動はモデル計算による再現も行われているものの[13].その存在を定量的に検証するような成層層風速場の直接的な観測結果は未だ得られていない。現在までに待られている木星大気循環に関する観測的研究は,雲橋造をトレーサーとして対流圏の大気運動を可視化するような観測、あるいは成層圈の気温場から温度風近似を利用して東西風速を求めるような研究に限られている.後者としてはCassini探査機で得られた気温場を利用したものがあるが、そこでは低緯度帯(23° N, 5° N)に60−140 m/sにも達する高速東西風の存在が示されている[14]そのような高速流は安定して存在するか，QQOとの関連性はどうか，また温度風近似が成り立たない赤道域の様子や，成層圈子午面循環の情報など，未だ多くの観測的情報が欠落したままであみ. SWIでは木星成層圏に存在する微量大気成分(CH 4 , HzO, HCN, CO, CS等)からの大気放射を,非常に高い周波数分解能で観測する(図1).またサプミリ波観測の大きな利点として，分子吸収線のドップラーシフトを用いて大気風速を直接的に観測することが可能なことが挙げられる.こうした風速観測は地上のサプミリ波密惑鏡を利用しても可能ではあるが、周回軌道からの観測を行うことで，空間分解能の改善だけではなく，鉛直方向の情報分離も可能となる。SWIでは, 0.01-400 hPaと広い高度領域をカバーすることを目指している. 1995年に投下されたGalileoプロープによる測定や地上望遠鏡による観測から，対流圏では東西風ジェットは長期にわたり持続的に，また高度方向にはほぼ一様に(少なくともGalileoプローブが測定した22 000 hPaより上の領域では)吹いており，さらに大赤斑のような満状構造が長期的に持続して存在することが示唆されている。このような対流圏における大気運動が成層圏にどのような影響を及ぼしているか，JUNO/ MWIによる対流圏深部の観測と合わせて新たな知見が得られることが期待される.木星の大気組成は，1章で述べたSL9衝突にも見られるように，惑星外部からの影響を度々受けると考えられている. SL9衝突の際には、CSやCO, HCNといった分子が木星大気に注入されている.こうした外的要因が惑星の大気組成の進化にどのように影響を及ぼしてきたのかを知る為に，成層圏大気組成の空間・時間変化をモニター観測していくことが必要である.特に先ほど述べたようなCSやCOといった分子は、化学的に比較的安定な為，SL9衝突発生後惑星全体に広がり、その後希薄化していく様子が観測されており、木星大気における大気循環や満拡散を定量的に測るトレーサーとなっている[3].近年のCassini探査機による観測では，空間分解能の良い観測が実現した結果, HCNとCO 2が木星上で異なる空間分布(HCNが極域では殆ど存在しないのに対し、CO₂は南極にその存在量の極大を持つ)が示されている[15]. SWIではこうした物質循環を高い空間分解能(緯度分解能1度)で観测を行い，様々な空間・時間スケールの水平移流と拡散プロセスを定量的に明らかにする.また，H 2 OもSWIの重要な観測ターゲットである.木星成層圏におけるH₂Oは，赤外線宇宙天文台による観測で発見されたが[16],その起源は未だ定量的な理解は出来ていない. SL9衝突の様な突発性事象でもたらされたという説[17]も存在するが，それ以外にも，惑星間ダストにより恒常的に木星大気へと降り込んでいるとする説。木星周囲のリングや水衛星から磁力線を介して取り込まれているとする説などが唱えなれている. SWIではH₂Oの鉛直分布を観測し,その緯度分布をモニターすることで，巨大ガス惑星におけるH₂Oの起源を定量的に評価する. SWIの測器概要を図2に，測器性能を表1に，観測分子を表2に示す.図2aはJUICE探査機とSWIである.図2b, cに示すようにSWIのアンテナは開口直径30 cmのオフセット・カセグレン鏡である.木星や水衛星のマッピング観測の他，信号レベルの牧正のために深宇宙を指向する必要があるため，アンテナ系は直交した2軸方向に走査を行うための駆動機構を持ち. JUICEの軌道面内方向には± 76°，それに直交する方向にも± 43°の範囲で視野を移動できる.  SWIは2系統の独立した受信機を搭載しており，600 GHz帯で直交する二偏波の観測を行う(1系統を1200 GHz帯の受信機に置き換えるオプションも検討している）。受信機のフロントエンドはショットキー・バリア・ダイオード・ミクサであり，ここで観測信号と局部発振器信号とを混合することによって，サプミリ波帯の観測信号をマイクロ帯の信号に変換する.マイクロ液信号は最終的に高分解能分光計(CTS)と広帯域分光計(ACS)へと導かれ，分光スペクトルとして検出される. SWIの開発はMPSをとりまとめ機関とする国際分担で進められており，日本はアンテナ鏡面の開発を担当する。惑星観測のためにはアンテナ指向性向上やサイドローブ抑制などが重要になるが，アンテナ鏡面に関して，日本はSMILESの開発経験から高い技術的成熟度を持つ。観測対象のサプミリ波強度を正確に知るにはアンテナ鏡面の損失などの較正データが重要であるが，日本チームは鏡面のオーミック損失を評価する特許技術などを有しており，地上でのアンテナ光学系の評価を主導することも期待できる. JUICEの2022年の打ち上げを目指し、日本担当分については2018年にフライト品を完成し，MPSへ輸送する計画である。MPSでは各国で開発されたコンボーネントを組み上げ，SWI全体としての試験を実施した後、SWIをJUICEへと引き渡す. SMILESのヘリテージを最大限に活かすため，日本分担分の開発においては，SMILESのアンテナ開発の実績があるメーカとの協力体制を構築する.電気性能(サプミリ波性能)に関わる設計・試験はSWIチームが実施し,担当メーカは主鏡,副鏡,第３鏡の機械設計・製作，および檢測定(鏡面精度・粗度測定，周期的歪みの測定)を実施する。2014年度には，SWI国際チームが分担して開発するコンボーネント問のインターフェースを確認するためのモデル(デモンストレーション・モデル)の開発を行い，MPSにおいてSWI全体としての機能を確認する試験を実施する．また，並行して鏡面のサンプルを用いた環境試験(高強度放射線に対する耐性と低温環境を含む広範囲温度における安定性等)を行い，鏡面が木星環境での使用に耐えることを確認する予定である.
[2] Autocorrelation Spectrometer [3] Chirp Transform Spectrometer
本稿では駆け足ではあるが，JUICE搭載サプミリ波分光計SWIについて述べた.初めての探査機からのサプミリ波惑星観測は惑星科学の発展にどのようなブレイクスルーをもたらすのであろうか. SWIの科学目標の中でも「水衛星の物理化学」に関しては日本のSWIサイエンスチームの活躍が期待されるところである.また, GALAなど他の観測装置から得られる情報と連携することで、さらなるサイエンス展開が期待される.そうしたサイエンスの議論を日本のコミュニティが宰引できるよう，今からしっかりとした準備をしていきたい。その為には，ALMAなどを用いた地上観測によりサプミリ波惑星観測の実績を重ねることも非常に重要である。また,若い分野である「サプミリ波惑星探査」は大いなる可能性を秘めている. SWIの測器開発で培う惑星探査の技術を次世代の若者に継承し、これからの学生諸君に夢と発見を与える日本オリジナルのサプミリ波惑星探査機[18]を実現していくことに挑戦していきたい.本連載を企画し，SWI紹介の機会を与えて頂いた木村淳氏（東京工業大学地球生命研究所）に感謝する. [1] Sakai, N. et al., 2014, Nature 507, 78. [2] SMILES Publications, http://smiles.nict.go.jp/pub/ publication/publications_all.html [3] Moreno, R. et al., 2003, Planet. Spa. Sci. 51, 591. [4] Hartogh, P. et al., 2011, Nature 478, 218. [5]木村淳ほか, 2013,遊星人22(3), 146. [6] Roth, L. et al., 2014, Science 343, 171. [7] Canup, R.M. and Ward, W.R., 2006, Nature 441, 834. [8] Mousis, O. et al., 2000, Icarus 148, 513. [9] Zolotov, M.Y. and Shock, E.L., 2004, J. Geophys. Res. 109, E06003. [10] Seiff, A. et al., 1998, J. Geophys. Res. 103, 22857. [11] Baldwin, M.P. et al., 2001, Rev. Geophys. 39, 179. [12] Simon-Miller, A.A. et al., 2006, Icarus 180, 98. [13] Friedson, A.J., 1999, Icarus 137, 34. [14] Flasar, F.M. et al, 2004, Nature 427, 132. [15] Lellouch, E. et al., 2006, Icarus 184, 478. [16] Feuchtgruber, H. et al., 1997, Nature 389, 159. [17] Lellouch, E. et al., 2002, Icarus 159, 112. [18] Kasai, Y. et al., 2012, Planet. Space Sci. 63-64, 62.
(要旨)はやぶさ2は、小惑星サンプルリターン探査技術を推し進めるミッションであり、初代はやぶさの技術蓄積を橋頭保として、サンプルリターン探査技術を確実なものとし、かつ新たな探査技術を実証するプログラムである。はやぶさ2は，基本設計思想は初代はやぶさを踏襲することで，開発期間の短縮とヘリテージに依拠した信頼性確保を目指している。一方で，システム設計には，工学上の挑戦的要素を随所に配して，探査技術の発展とミッション価値の増大に貢献している．小天体探査を工学面で持款的に発展させるには，技術の継承と革新の両面をにらみながら，ミッションを組み立てていくことが重要である．はやぶさ,はやぶさ２，そしてその次へ．我が国の小天体探査は続く． 「はやぶさ2」は、小惑星探査機“1号機”である。先代のMUSES-C「はやぶさ」は、今でこそ小惑星探査機と呼ばれることが多いが、正式には工学実験機であり、将来のサンプルリターン探査に必要な鍵となる技術の習得と実証を目的として作られたミッションであった.工学実験機としてのはやぶさは，その役割を十二分に果たしたと言えよう.何よりも4大目標(①電気推進による惑星間航行，②光学自律航法誘導による小惑星接近・着陸，③微小亜力下の試料採取技術，③高速再突入カプセルによる試料の直接地上回収)のすべてを実施できたことは極めて重要で，開発・運用の当事者である私たちは、幾多のトラブル克服の経験も含めて、かけがえのない技術蓄積ができたと思っている.はやぶさ２は、この技術蓄積を活かし、小惑星探査を実践する実用機第１号のミッションである。実用機の意味するところは大きい。はやぶさが拓いた小惑星揉査は、我が国が世界をけん引しうる分野であり、はやぶさ2プログラムの実施は，小惑星探査をそのような分野として育てていく，我が国の意思表示でもある.
したがって、実用機としてのはやぶさ2は、サイエンス価値が一級であることが求められるのはもちろんのこと，工学価値の面でも，初代はやぶさとは異質の意義が求められる.その価値は、次の2点に要約されるであろう. 1)はやぶさの技術ヘリテージを活用し、小惑星探査技術の確実性を上げること, （継承） 2)小惑星探査技術の先進性を維持するために，新しい採査技術を開拓すること. （革新）継承は，小惑星探査を持続的に発展させるために必要な仕掛けであり，革新は世界に伍してこの分野の科学を押し進めるため，そしてこの分野が探査という科学分野に携わる当事者たちにとって魅力的であり続けるために必要な仕掛けである。はやぶさ2プロジェクトのミッション定義,サクセスクライテリア設定からは、この工学のココロが反映されているのが読み取れ著者のはやぶさ2における役割はプロジェクトエンジニアであるが，この仕事には，採査機を技術的に取りまとめるという"苦行"と,工学(Engineering Sciences)としての価値を高めるという“快楽”の両面がある☞ .本稿では,そのような一科学者の視点から,はやぶさ2の探査技術と，ミッションに上述の工学的なココロを宿らせる小さな努力を紹介したい.はやぶさ2の探査対象は，有機物や含水鉱物が多く含まれるとされる，C型スペクトルの小惑星である[1].はやぶさ2は、探査機質量および電気推進系の能力がはやぶさと同水準であり、この加速能力で到達可能な範囲から,候補天体が選定された(図1).探索の結果,広義のＣ型に分類される近地球小惑星で、現有の加速能力で到達可能な小惑星は, 1999JU3, 1998RQ35, 2008EVsの3つであり，日米欧それぞれの探査計画（はやぶさ2/ OSIRIS-REx / MarcoPolo-R)がこれらを分け合えたのは数奇と言えよう. 1999JUsは，着陸可能な程度の大きさ(～直径数100m以上）と自転迷度（自転周期が迷すぎないこと）を有すること等，はやぶさの技術ヘリテージを受け継ぐはやぶさ2のハードウェアに起因する各種飼約条件を満たす天体として，３天体の中では最良の選択であった.はやぶさ2の軌道計画は、(i)EDVEGAフェーズ(Electric Delta-V Earth Gravity Assist, 地球→地球), (ii)Transferフェーズ(地球→1999JU 3 ), (iii)Missionフェーズ(1999JU3滞在), (iv)Returnフェーズ(1999 JU3→地球)の4フェーズに分割される.このうち, (i), (ii), (iv)がイオンエンジンによる連続推力軌道設計を必要とする部分である。また，（i）と(ii)の接続は，地球スイングバイを経ることで実現する.軌道設計は，状態量拘束，制御量拘束条件付きの非線形最適化問題として定式化される[2].たとえば,イオンエンジンの能力は制御量不等式拘束で表現され,太陽電池が太陽を向いていなければならない，というような姿勢制約は状態量不等式拘束で表現される.最適化対象はイオンエンジンの燃料消費であり、これを最小化する軌道解を見つけるのが軌道計画である.とは言え，実際のミッション立案においては，この最適化問題の求解は，軌道計画作案の入り口に過ぎない。純粋に数学的に解いた最適解は,美しすぎて( ! )英ミッションの遂行には不向きであり、人為的に解に整形を加えることで，初めて実用に耐える軌道計画となるのである。たとえば、最適解における姿勢履歴は連続関数になるが，それを７日単位で不連続関数化することで、現実的な労力で運用ができるよう手を加えたり，完全最適解から故意に非最適方向に解を整形することで、イオンエンジンの不測の修止に対して復旧する時間的余裕を確保したり，ということを行っている。なお，年末年始に極力忙しい運用とならないような配慮もしたかったが，結果として完成した軌道計画は，12月に地球スイングバイ，12月に小惑星出発, 12月に地球帰還となってしまった.ここは、私たちごときでは天体力学の神の御楽に抗えなかった部分なので、プロジェクトメンバーの皆さん、悪しからず.図２に，軌道設計結果を示す。打ち上げは2014年に種子島から、H2A2024Sにより行われる. 2015年12月の地球スイングバイを経て，小惑星到着は2018年6月，約1.5年間小惑星に滞在後，2019年12月に離脱, 2020年12月に地球へ帰還する計画である.はやぶさ2の外観を図3に，システム構成を表2に示す.システム設計の詳説は,他の文献[3][4]に解説を譲る。はやぶさ２は、設計思想、システムの基本橋成をはやぶさ初号機の設計に依拠することで、短期開発(設計に2年,製造・試験に2.5年)を実現している.小惑星への接近・近傍運用，タッチダウンなどの，本ミッション特有の運用は，はやぶさ初号機の経験を最大限活かすべく，当初から同一の運用戦略をとる方針で設計された.探査機コンフィグレーションは,この運用戦略と、イオンエンジン等の巡航に必要な装備と姿勢系システム，小惑星の熱環境と熱設計，軌道計画と通信系設計の整合等，非常に多くの設計パラメータから決まる.この設計パラメータ空間の中から,適合解を探索するのが，探査機設計である．例えるなら，多変数の混合整数非線形計画法問題(Mixed Integer Nonlinear Programming)*²を解くようなものである.教いは，完全最適解を求める必要はなく，適合解でありさえすればよいことであろう.この問題を現実的な時間で解くには、解探索の範囲を狭めることが肝要である。はやぶさ２の開発にあたっては、初代はやぶさの開発・運用実績を参照することで，とても効率的に解空間を狭めることができている。外見上は、イオンエンジンや太陽電池パドル、サンプラーホーンやカプセルなどの，はやぶさ2の特徴が初代はやぶさを色濃く反映していることからもそれがわかる.これはすなわち，探査機の開発上非常に時間と労力を要する，熱設計・構造設計上のリスクを下げていることをも意味する.これらの活動は，どちらかというと“苦行”に属する.次に、“快楽”の話をしよう.はやぶさ2は，諸般の事情でプロジェクトの立ち上がりが遅れに遅れ、2018年の会合タイミングで1999JU3に到達できるぎりぎりのタイミングでスタートを切った.しかし,このような短期開発であっても,ミッションの価値を高めるための努力は数多くなされた.工学面でのそのような快楽的活動をいくつか紹介
従来のタッチダウン運用では，ターゲットマーカーを１回の着陸に１つ投下して，小惑星相対の面像航法を実現するが，はやぶさ２では，それに加えて，直径2 mの人工クレーターへの着陸を実現するため,ターゲットマーカーを複数使用したピンボイントタッチダウンのしくみを導入した. [5]また，小惑星近傍での各種観測運用のためにはリアクションホイールによる高精度姿勢制御が欠かせないが、往路35年の巡航中、そのリアクションホイールを極力温存するために，はやぶさやイカロス[6]で培った，太陽光圧を積極的に利用した姿勢安定化を行う.タッチダウン運用は、機上の自律化機能・シーケンス管理機能と地上からの支援を組み合わせた方法が採られているが、その運用法には多くの改良が盛り込まれ格段に進化している[7][8].はやぶさ２は、地球から3.6億km離れた小惑星での近傍運用やタッチダウンを行うが、これは電波で片道20分かかる距離であり，探査機が機上で自律的に各種判断を行うことが必須である。はやぶさ2を構成するコンボーネントのうち，姿勢系計算機，観測装置群を制御する計算機，バスデータ処理系システムの計算機には、そのための自律判断と状態遷移が可能なシーケンスプログラム機能が備わっており、初代はやぶさからは格段に機能が向上した.一方で,各コンボーネントをインテリジェントにすればするほど，それらコンボーネント間の協調動作の検証が難しくなる。はやぶさ2では、探査機の状態遷移を模擬する運用シミュレータを新たに開発して、これに対処しようとしていふ.はやぶさ2の外見を特徴づけている2つの円盤形状の平板アンテナは，ひとつが金星探査機「あかつき」にも搭載されたラジアル給電スロットアレイ方式のX帯ハイゲインアンテナ(HGA)であるが、もう一方は4倍の周波数のKa帯ハイゲインアンテナである[9].これにより小惑星近傍で従来の４倍，最大32 Kbpsにダウンリンクビットレートが向上し，はやぶさに比してより多くの観測データを取得することが可能となる. Ka通信系は，はやぶさ2で新規に開発したもので,これにより我が国の深宇宙探査機として，初めて32 GHz帯の通信システムを実現し、この分野で欧米に肩を並べることができたことになる.現状, Ka帯のテレメトリを受信できる地上局は、米国DSN局に限られているが，これを機運に，国内でもKa帯深宇宙局が実現できることが望まれる.また，はやぶさ2のX帯通信系には，DDOR(Delta Differential One-way Ranging)機能が我が国として初めて標準装備された[10].  DDORは，地理的に離れた複数の地上局で同時に探査機からの電波を受信することにより、VLBIの原理で探査機方向を精度よく決定する軌道決定手法で，最近の米国の深宇宙探査機では標準的に利用されている。我が国においては、イカロスにおいてDDOR用X帯送信機が実験的に装備されたが、はやぶさ2においては主通信機に実装され、本格的なDDOR運用に供せる状態となった.  DDOR技術により，採査機の軌道決定精度が10倍以上向上するほか，小惑星上空滞在中，小惑星の精密な軌道決定にも貢献できる.検出の難しいYarkovski効果の観測の糸口になることも期待したい. (4)イオンエンジンイオンエンジンは，はやぶさで開発し実証された,マイクロ波放電式イオンエンジンμ10を継承する[11].イオンエンジンの,低推力だが高比推力(燃費が良い)という特性は，長期間の航行が常の太陽系探査に適した推進方式であり，特にマイクロ波放電式は，原理的に長寿命が狙える点で，太陽系探査に有利と言えよう.我が国の太陽系探査の強みとして育てていきたい技術である.はやぶさ2においては,初代μ10エンジンの設計を踏襲しつつ,推力を20％向上させた.また,はやぶさ初号機に比べてイオンエンジンシステムとしての自律性が高まり、より運用しやすいエンジンに仕上がっている.これにより,はやぶさ2の軌道計画に余裕が生まれ，運用信頼性の向上と，より長い小惑星滞在時間の確保に繋がっている.街突装置(SCI) ／分離カメラ(DCAM3)の技術とその新規性は，文献[12]を参照されたい．ここでは，はやぶさ2の初期検討段階で検討された，全く異なるミッションコンセプトを紹介しよう.それは，「独立インパクタ方式」と言う（図4）[13].はやぶさ2本体が1999JU3滞在中に，別の探査機を小惑星に衝突させてクレーター生成し、はやぶさ2本体からその様子を観測しようという構想であった．別の探査機と言っても，はやぶさ2と同一ロケットに相乗りで打ち上がり，（小惑星ランデプーの必要がないため)イオンエンジンを持たず弾道軌道を飛んで小惑星に街突する. 300 kg級の探査機を3 km/sで衝突させるため，現SCI方式(2 kg, 2 km/s)に比して2桁高い衝突エネルギーを実現できる計画であった.米国のDeep Impactが同種の実験を行ったことがことは記憶に新しいが，我々の計画は，（高速で通過しながらではなく)小惑星上空に修留中のはやぶさ2から詳細にクレーター生成過程を観測できるのが売りであった.ミッションの成立性を示し提案にまでこぎつけたが、技術的リスクとコストが、現状楽(SCI方式)に比して高く，結果として採用されなかった.現在のSCIは，それ自身挑戦的であり工学的理学的価値の高いミッションに仕上がっている.その裏には,上述に代表される消えた対策がたくさんあり、トレードオフにより渡りすぐられた技術が、はやぶさ2への搭載の切符を手にしているのである. (6)その他にもまだまだあります上記は，主として工学的価値の観点に立って努力が払われた搭載系技術の典型例として紹介した.ここでは紹介しきれないが、他のサプシステム(サンプラー然り，カプセル然り，航法カメラ然り，その他諸々諸々)にも，宇宙探査を前進させる，いぶし銀に光る技術が散りばめられている.一般に探査機の設計は，挑戦的要素と継承すべき要素，信頼性確保とコスト制約の心地よいバランスで決めていく.宇宙探査プロジェクトは,それに携わる人間にとって，長い時間と多大な労力を強いられる活動である。界例の短期開発とされるはやぶさ2でも、プロジェクト発足から打ち上げまで4.5年、地球帰還まで含めると10年超である.このような複雑かつ長期に渡るプロジェクトをまとめるには，プロジェクトに関わる個々人にとって，ミッションと技術が魅力的であることが不可欠である.プロジェクトメンバーの士気も，探査機設計という混合整数非線形計画法の重要な制約条件の一つなのである.著者は研究者としてはアストロダイナミクスに傾倒しており、はやぶさ2はその観点でもとても魅力的なミッションである.はやぶさ2のサイエンスチームには，アストロダイナミクスの分科会を作っており，また工学研究に主眼を置いたアストロダイナミクス研究会も設置している[14].アストロダイナミクスは，守備範囲が広く定義が難しい分野なのだが，著者のイメージは，「天体力学を人工物に応用するための学問」である。 2フライトモデル(©JAXA).はやぶさ2において扱うアストロダイナミクスの問題を列挙してみる. ①低推力速続推力を利用した軌道計画，②小惑星近傍での誘導航法制御，③小惑星ランデプー時の電波・光学接近航法誘導，①小惑星の地図作り(グローバルマッピング)、⑤電波・光学情報を駆使した重力場推定，⑥小惑星の軌道推定，⑦YORP/ Yarkovski効果, ⑧クレーター生成時のイジェクタの挙動等々.一言で装すならば、はやぶさ2のアストロダイナミクスの観点での魅力は，強摂動下での姿勢・軌道運動の探求と実践であろう.古典的なケプラー運動(二体問題)の摂動論を超えた天体力学の複雑さ(＝強摂動)を積極的に利用し運用に役立てること. 小惑星の微小重力も，太陽光圧も強摂動，イオンエンジンの推力も,人工的な摂動として扱える.アストロダイナミクスは歴史ある学問分野であり,世界中の数多くの研究者により支えられている.その一角を、アストロダイナミクスの実践の場として、小惑星探査機はやぶさ2がけん引し貢献できたら，これに勝る幸せ(快楽)はない.はやぶさが英証して見せた，小惑星サンプルリターン探査は，世界の追隨が激しい．米国のOSIRIS-RExははやぶさ２と同時期に小惑星に到着するし、欧州もMarcoPolo-Rを企画中である.思い返せば，我が国の深字宙探査ミッションは，ハレー彗星探査機「さきがけ」「すいせい」に始まっており、 「はやぶさ」「はやぶさ2」（図5）も含めると，小天体探査に強みを打ち出せる土壌がある。小天体探査におけるこの実践力は，日本の科学に対する国際的評価,国際的なプレゼンスを高めるものであるし、その効果を私たちは過小評価してはいけない.こういうと、厳格な工学者からは怒られるかもしれないが、技術の本質は新の上に残るものではない．はやぶさの開発経験者，運用経験者こそが，はやぶさ2が依拠する最大のヘリテージであり，そのような人的ヘリテージを橋頭保として、技術は進化していく．はやぶさ打ち上げからはやぶさ2打ち上げまで11年. 開発の当事者としては、技術「者」の経験とspiritの継承という意味で，この時間はぎりぎりであったと感じている.子算規模に勝る欧米が本気を出せば，私たちの優位性はひとたまりもない。私たちの進むべきは，機動性高く，高頻度で，小さくてもリスクを取り，アイディアの詰まったミッションを創出し続けることである.小惑星サンプルリターンという探査法を世界で初めて実践するというリスクを私たちは取った.その実証結果は，世界中でその次の計画創出に繋がった．はやぶさ2で、新たな小天体探査のステージに私たちは進む。はやぶさ2を，その次の小天体探査の橋頭保にしたい[1] Yoshikawa, M., Hayabusa-2 Project Team, 2011, 28th International Symposium on Space Technology and Science, 2011-k-19. [2] 津田雄一ほか, 2011,第55回宇宙科学技術連合講演会, 1D03. [3] Tsuda, Y. et al., 2013, Acta Astronautica 2013, 90, 356. [4]津田雄一,はやぶさ2プロジェクトチーム, 2012,第56回宇宙科学技術連合講演会, 3A02. [5]尾川順子ほか, 2012,第56回宇宙科学技術連合講演会, 3A11. [6] Tsuda, Y. et al., 2013, AIAA Journal of Guidance, Navigation and Control 36, 4, 967. [7] Mimasu, Y. et al., 2013, 19th IFAC Symposium on Automatic Control in Aerospace, FrAT1.3. [8] Terui F. et al., 2013, 36th Annual AAS Guidance & Control Conference, AAS13-094. [9]戸田知朗,津田雄一,川原康介, 2012,第56回宇宙科学技術連合講演会, 3A06. [10]竹内央ほか, 2012,第56回宇宙科学技術連合講演会, 3A07. [11]細田聡史ほか, 2012,第56回宇宙科学技術連合講演会, 3A09. [12]荒川政彦,和田浩二,はやぶさ2SCI/DCAM3チーム, 2013,遊星人22, 3, 152. [13] Tsuda, Y., Saiki, T., Terui, F., 2013, 29th International Symposium on Space Technology and Science, 2013- d-19. [14]池田人ほか, 2013,第13回宇宙科学シンボジウム, P2-123.
常展2014年2月5－6日の二日間，千葉工業大学津田沼キャンパスにおいて，第一回iSALE勉強会が開催された. iSALEとは，ヨーロッパのグループが開発した衝突流体計算コードの一つである.日本のコミュニティは千葉工業大学の黒澤耕介氏を筆頭に，衝突研究会の有志メンバーによって2014年初めに立ち上げられ,現在29名の研究者・大学院生が参加している。本稿はその第一回集会の報告である.本コミュニティに興味のある方は、黒澤ほか[1]及び以下のwikiページを参照されたい. （https://www.wakusei.jp/~impact/ wiki/iSALE/) iSALE(impact SALE)とは複数の物質及びレオロジーを扱える衝突流体計算コードである. 1980年にAmsdenら[2]により開発されたニュートン流体のみを扱え るSALE(Simplified  Arbitrary  Lagrangian Eulerian)コードに基づき，弾性・塑性モデル，破壊モデル,空隙モデル,状態方程式の導入を通して,惑星科学分野における衝突研究用に改良したものである[3-5].惑星科学的な衝突現象に特化した複数のオプションを使用可能な準オープンソースとして，現在欧米の多くの研究者に使われている.最近では惑星スケールの衝突現象,クレーターの形態学的特徴の解釈や実験室スケールの衝突クレーター 1.東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻joh@astrobio, k, u-tokyo, ac, jp形成実験やメソスケールの衝撃変成作用の解釈などでも用いられ，衝突分野において幅広く利用されている[e.g., 6, 7]. iSALE勉強会は，近年多くの論文で見かける本衝突流体コードを日本の惑星科学の衝突研究コミュニティにも導入し、ユーザー同士の情報交換を活発に行うために立ち上げられた.第一回会合は,まず参加者全員が数値計算の特性及び限界を理解すること。そして各人の計算機で本コードを走らせることができるようになることを目標に開催された. iSALE勉強は２日に分かれて開催された．初日にはiSALEや衝突流体計算への理解を深めるための講演が行われ，２日目にはインストールしたコードで計算し、計算結果を可視化するための実習が行われた. 詳細な日程については表1に示した.両日に行われた講解散演内容ついて以下で簡単に紹介する.一日目は，天体衝突の各分野より講師をお招きし,数値計算や衝突流体計算に必要となる基礎知識の習得を目的とした講義が行われた.各講義の詳細に関しては、wikiページに置かれている講演スライドを参考にされたい.最初に、街突流体計算の歴史について宮城教育大学の高田淑子氏にご講演いただいた。1950年代に軍事目的で開発された衝突コードの利用目的の多様化に伴う発展の過程，モデルにおける運動の表記法や物質モデルの記述法の違い，そして現在使われている衝突流体計算の各種コードの系譜と特性についてご説明いただいた．また，計算を行う上での注意点として，座標系の対称性や境界条件の取り扱いに由来する人工的な影響を評価することの重要性を提起した.次に，実際のiSALEコードの中身と計算の流れについて、東京工業大学の玄田英典氏にご講演いただいた.街突流体計算の核となる基礎方程式のオイラー形式及びラグランジュ形式の解法の違いによる物理量や計算グリッドの取り扱いの適い，iSALEにおける人工粘性取り扱い、弾性・塑性モデルの説明とその物質強度モデルや降伏応力モデルへの取り込み方についてご説明いただいた.そしてiSALEで行われている計算のフローチャートとオイラー法やラグランジュ法の組み込み方を解説し、iSALEコードを用いた計算の流れを明確に整理していただいた.神戸大学の中村昭子氏には，iSALEコードに組み込まれている物質強度モデルと空隙モデルについてご講演いただいた．まず，物質強度や破壊が重要となる現象について紹介していただき，iSALEにおける物質強度モデルの導入と破壊のモデルについて解説していただいた.また, iSALEで選択可能ないくつかの物質強度モデルについてそれぞれ紹介された.最後には，数値計算と実験の関係についてご自身の経験を元にお話いただいた.計算コードのインストールと計算が走ることについての確認をしてもらう予定だったが，インストール作業が上手く行かずに手間取っている方も多く見受けられた.千葉工業大学の黒澤氏には，衝突計算における状態方程式(EOSと略す)とその取り扱いの現状についてご講演いただいた．とくに，iSALE計算で使われている状態方程式であるTillotson  EOSとANEOSの原理及びそれぞれの長所・短所,そして各パラメータの求め方をご説明いただいた.そして実際に計算する上でどのEOSを使用すべきか。どこに注意すべきかについて解説し，目的に合わせてEOSを選ぶことの重要性を喚起した.実際に計算を行ってみた印象として、まず計算条件の設定は比較的に簡単であった。描画ソフト(二種類あるうちのVIMoD)は直感的な操作が可能で，数値計算の初学者にも容易に理解できる。また，計算に用いられる各パラメータは、計算コードのインストール時にパッケージとして配布されるマニュアルに詳細な説明があり，それを参照することで大抵の問題は解決できた.いくつかの数値計算を行った結果,初期のパッケージに入っていない物質や条件を計算する際の各物質のパラメータ設定,そして境界条件の取り扱い等,モデルの特性についての理解が条件設定や計算結果の解釈時に重要となることを実感した.最後には，iSALEコードの妥当性の確認として，一次元衝撃波管問題の解析解との比較による内部エネルギーや街撃液面の再現, そして, 千葉工楽大学で行われたポリカーボネートの衝突実験結果とiSALEを用いた計算結果の比較に基づいたクレーター形状の再現テストの結果をお話しいただいた．また，翌日の実践編に向けて、兵体的なモデルの操作に関連したパラメータの説明が行われた.本勉強会のもう一つの目玉として，千葉工業大学のラボツアーが二日目の午後に行われた.千葉工楽大学にある二段式軽ガス銃は，日本でも最高速度である8 km/sの弾丸速度が到達可能である上に、世界最速の超高速度ビデオカメラによる機像が可能である．さらに，衝突の様子は高速度カメラを通して，別室で観察することができる. 衝突実験をここで実際に行っておられる黒澤氏によって，各装置の紹介・説明とともに,実際の衝突実験をデモンストレーションしていただいた.参加者もこのような大型装置を初めて見る者が多く，筆者を含めて，皆興味深く説明を受けていた.二日目は，まず黒澤氏によるiSALEコードの使い方のデモンストレーションが行われ、計算で使用する際の操作方法の説明がなされた.また,計算条件の設定方法やその合理性についても説明された.計算結果の描画には同iSALEグループで開発された描画ソフト(VIMoD)を用いて解説された.参加者は事前に本今回の勉強会には実験，理論の専門の枠を超え，23名の研究者が一同に集まってiSALEコードについて勉強し，その応用可能性について検討した．初日の討論会から最後の話し合いまで，活発な意見交換が行われた.実験,理論,観測分野の研究者が一合に会して,意見交換を行う交流を通して，本勉強会には共同研究の場としてのボテンシャルを感じた.筆者は本勉強会に参加して、iSALEコードの中身についての理解が格段に深まった.また，実験・分析結果の解釈として手軽に使える計算コードの有用性の大きさを感じた.今後iSALEコードの利用を通して衝突研究が活発化することに期待したい.今回の勉強会は初回ということもあり，iSALEコードを活用する上では，さらなる知識と深い理解が必要だと感じた.最後に取ったアンケートでは,多くの参加者が次回の勉強会にも意欲的な姿勢を示していた.次回の勉強会開催時には，有志によるiSALEを使った研究結果の報告が期待されている。将来的には，海外のiSALEグループとの共同会議等を通して、国内外の衝突研究コミュニティが交流する機会が得られること楽しみにしている.今回はこの記事を執筆する機会を黒澤さんからいただきました.ありがとうございました.また,本勉強会の開催に際してご尽力された千葉工業大学の皆様,誠にありがとうございました.ここにお礼申し上げます. [1] 黒澤耕介ほか, 2014,遊星人(本号) [2] Amsden, A. et al., 1980, Los Alamos National Laboratories Report LA-8095, 101. [3] Melosh, H.J. et al., 1992, JGR 97, 14735. [4] Ivanov, B.A. et al., 1997, International Journal of Impact Engineering 20, 411. [5] Collins, G.S. et al., 2004, MAPS 39, 217. [6] Miljkovic, K. et al., 2013, Science 342, 724. [7] Kowitz, A. et al., 2013, EPSL 384, 17.村上登志男'，大澤崇人²，寺田健太郎³惑星物質科学は近年大きな転換期を迎えている.その第一の原因は，これまで入手不可能であった地球外物質が入手可能となったためである. 南極地域観測隊による宇宙座の大量採取 準星塵採集計画(スターダスト)，太陽風採集計画(GENESIS)，はやぶさ小惑星サンプルリターン計画などは，従来の隕石のみを研究対象とした分析では決して得られなかった知見を我々に与えてくれた.そして今年度,次期小惑星探査機はやぶさ2がC型小惑星に向けて打ち上げ予定である.生命の起源物質を求めるこのミッションで重要な事は,持ち帰られた微量の試料をいかにして分析し、最大の成果を上げるかである.本研究会集は,これらの分析をはじめとした重要なミッションを担う人材の基本的な議論の場である. 2010年に帰還したはやぶさのサンプル分析においても，本研究集会の功績は計り知れない. Science誌に掲載された6報のはやぶさ試料の分析結果のうち５報の主著者は本研究集会の主要メンバーである(Science 333巻,  p. 1057-1188).本研究集会は小規模ながら，国際的に極めて高い競争力を有した伝統ある研究集会である。東京大学宇宙線研究所の共同利用研究からの助成を受け開催している本研究集会は20年以上の歴史を持つ.現在. 「惑星物質科学のフロンティア」研究集会という名称で研究集会を開催しているが、以前から同研究所からの共同利用研究助成を受け,「宇宙塵研究集会」,「地球外起源固体微粒子に関する総合研究」小集会と時代とともに名称は変更しているものの一貫して地球外起源物質を様々な角度から研究している研究者の交流の場として開催している研究会である。当初は関係者中心の研究集会であったが、近年は関係者を中心にオープンな研究集会として、惑星科学会をはじめとし関連学会等にも開催を告知してもらい多様な研究者の交流の場となるように努めている.本研究集会を通じ,探査,観測，理論，分析といった学界の枠を超えた異分野間の研究者交流を通じて太陽系物質進化の認識を深化させることが、本研究集会の大きな目的の一つである.昨年度は、2014年３月13～14日の２日間に東京大学宇宙線研究所大会議室において「惑星物質科学のフロンティア」研究集会を開催した.この研究集会は成果発表だけではなく，異分野間での情報の共有を図るために研究の解説や今後の研究につなげるための意見交換なども積極的に行っている。本報告では，昨年度開催された研究集会での発表概要を紹介する. [惑星物質科学のフロンティア]研究集会プログラム日時：2014年3月13日(木)～14日(金)場所：東京大学宇宙線研究所大会議室（千葉県柏市） 【1日目】 1)羽場麻希子,長尾敬介,角野浩史,三河内岳(東大),小松睦美(早大)，Michael  Zolensky(NASA)：ロシア・チェリャビンスク隕石の希ガス同位体分析2)今栄直也(極地研)：新たに開発した手法によるコンドリュールメルトへのシリカに富むガスの凝縮に伴う急速かつ大量の低Ca輝石の析出実験3)平井隆之(総研大), 矢野創(ISAS/JAXA) : IKAROS-ALADDINにより明らかになった周太陽ダスト凝集域の微細構造4)ビジネスミーティング5)松本  微(阪大) [代読:土山教授(京大)] :小惑星イトカワのレゴリス粒子の表面微細構造から考察するレゴリスの宇宙風化6)土山明(京大) :イトカワレゴリス粒子の３次元形状:高速衝突実験破片および月レゴリス粒子との比較7)尾上哲治(熊本大)，佐藤峰南(九大)，中村智樹(東北大)，野口高明(茨城大)，大泽崇人，初川雄一(原子力研究開発機構),海老原充,白井直樹,日高義浩(首都大学東京)，鈴木勝彦，野崎達夫(海洋研究開発機構):【招待講演】日本から発見された2億1500万年前のイジェクタ堆積物8)柴田裕実(阪大)，石川優人，松田知之，金子竹男,小林憲正(横浜国大)、三重野哲(静岡大)、長谷川直(宇宙研)：超高速ダスト街突による有機物生成実験9)大澤崇人(原子力研究開発機構)：即発ガンマ線分析の自動化システムの開発と応用可能性10)寺田健太郎(阪大) : SIMSからSNMSへ:次世代局所U-Pb年代分析の基礎開発前節のプログラムの通り，探査，観測，理論，分析の各分野の成果発表,分析機器開発に関する報告,予備的実験の報告などがなされた.報告の概要は以下の通りである.羽場(東京大学)らは、昨年ロシアに落下したチェリャビンスク限石の破片13個をもとに希ガス同位体分析を行い，宇宙線照射年代，各破片の大気圏突入前の天体における表面からの深さを求める試みに関する発表を行った.また, １つの関石破片について, Ar-ArおよびI-Xe年代測定を行うことにより，チェリャビンスク隕石の母天体における熱史について考察を行ったことを報告した. He, Ne, Ar同位体組成から,分析試料には宇宙線生成核種が含まれていることが確認されたが，隕石破片によって宇宙線生成核種の濃度が異なることが確認された.この宇宙線生成核種の濃度の違いは，チェリャビンスク隕石の大気圏突入前の天体が大きく、それぞれの破片が異なる深さに存在していたことを示している.破片の一つHR-7において得られた21Neと81Krの濃度から，宇宙線照射年代を求めた. Ar-Ar年代およびI-Xe年代から,チェリャビンスク隕石の母天体では衝突イベントによって脱ガスが生じており、複雑な熱史を経験していることが示唆された.今栄(極地研究所)は、低Ca輝石(およびその多形)は太陽系岩石圈を構成する最も主要な相である。原始太陽系星雲における低Ca輝石(エンスタタイト, MgSiO3, Mg/Si=1)の析出問題について，実験的に検討した.この目的のため，実験装置を新たに開発しその概要と実験結果について報告した.平井(総合研究大学院大学)らは、JAXAのソーラー電力セイル小型実証機「IKAROS」に搭載されたダストその場計測器「ALADDIN」の開発についての解説と実際の観測結果の解釈のために開発中の新しいダスト分布モデルの試計算結果の紹介を行った.試計算結果は従来のモデルに比べ、より宇宙実測に近い値を示すことができたことを報告した.松本(大阪大学,代読：土山教授)は,はやぶさが回収してきたイトカワ粒子の表面モルフォロジーに注目し，粒子表面構造の系統的な分類・解釈を行うとともに，宇宙風化リムの観察を行い，小惑星表層のレゴリス粒子の形成・進化過程と小惑星の宇宙風化過程との関連性を明らかにすることを目的にした研究の成果発表を行った.  X線マイクロトモグラフィーによる3次元外形の評価，FE-SEMによる表面微細構造の観察, TEM/STEMを用いた宇宙風化リムの断面構造観察を行い，それらの結果から表面親察のみで粒子表面の字宙風化の程度を判断できることを示した.土山(京都大学)は，新たにJAXAから配分されたイトカワ粒子，新たな月レゴリス粒子(10084：Apollo 11の静かの海のソイル，60501：Apollo 16のデカルト高地のソイル)，および新たにおこなった高速街突実験[1]により回収された破片粒子の３次元形状を, SPring-8のビームラインBL47XUにX線CTにより求めた.さらに、ノギスによる測定に対応するCT像からの３軸長測定の手法を開発し，イトカワ粒子，月粒子，衝突実験粒子の３次元形状を同じ方法で比較することにより，イトカワ表面でのレゴリス粒子の生成・進化をより詳細に理解するとともに，月も含めた大気のない天体での表面プロセスを包括的に理解することをめざした研究の現状について報告した.従来の研究ではイトカワと月粒子の形状分布は明瞭に区別できるものと考えられていたが，今回明らかとなった連続的な変化は，イトカワ・月粒子の形状が同じプロセス(摩耗と破壊)に支配されていると考えると説明しやすいことを示した.尾上(熊本大学)らは、岐阜県坂祝町において、2億1500万年前に形成されたと考えられるイジェクタ堆積物を発見しネイチャー・コミュニケーションズに発表した.この発表についての詳細な解説を行い,今後について報告した.この地域では，三畳紀後期に太平洋の中～低緯度域で堆積した層状チャートとよばれる主に大量の放散虫殺から構成される岩石が観察されるが，今回発見された約2億1500万年前の層状チャートには，放散虫疫をほとんど含まない粘土岩(層厚約5 cm）が一時的に堆積したことが明らかになった.この粘土岩には，ニッケルに富む磁鉄鉱やスフェルールなどの隕石衝突に起源を持つと考えられる粒子が含まれ,これらをICP質量分析装置や多重ガンマ線分析装置を用いて元素分析を行ったところ地球上の火山活動などのプロセスでは説明できないほど過剰な高濃度の白金族元素を検出した.白金族元素の異常を示す粘土岩についてOs同位体比を測定したところ，コンドライト随石に特有の低いOs同位体比が得られ，これらの結果から巨大隕石の衝突により蒸発した隕石由来の大量の白金族元素が海洋に供給され、最終的に深海底の推積物中に固定されたことを意味していると解説した.今後，隕石衝突が引き起こした環境変動や絶滅について詳細な研究を進めていく予定であると締めくくった.柴田(大阪大学)らは、アストロバイオロジーの観点から宇宙ダストの模擬衝突実験を行い，まず，どのような有機物質が生成されるのかを調べることを目的とする研究の初期実験結果について報告した.宇宙ダストを模した球状のアルミナやボリカーボネート粒子を約6 km/sに加速し，ボリカーボネートの板及び炭素円板標的に衝突させた.現在までの衝突後の標的を電子顕微鏡,ラマン分光, EPMAを用いて標的の形態測定及び照射クレータの分析を行った結果を報告した.今後，衝突後に標的周りを囲ったアルミフォイルに付者した物質をアルコールや水等で抽出し，電子顕微鏡や赤外吸収分光,レーザー脱離イオン化質量分析器で質量分析を行った後，加水分解し液体クロマトグラフィにて分析を行う予定であり，化学反応生成物に関してはこれらの分析で明らかになると思われると報告した.大澤(原子力研究開発機構)は，原子力科学研究所の研究炉JPR-3に設置されている即発ガンマ線分析装置に垂直多関節ロボットを導入した経緯を詳細に解説した. LabVIEWで開発した制御プログラムで完全な自動分析が可能になり，ヘリウムの自動流量制御，画像認識を用いたフェールセーフ機能，中性子フラックス自動記録,自動メール配信機能など,機能を満載したことを紹介した.今回の装置の開発により,多数の試科の非破壊分析の効率化を実現し，今後の地球，惑星科学への発展に多大な貢献をするものになることを示した.寺田(大阪大学)は、サプミロン領域における高精度U-Pb年代測定を行うことを目指し、0.1 μm径まで絞れるGaイオン源＋フェムト秒レーザー＋多重周回型Time of Flight(MULTUM II)からなる装置の開発現状について報告した.ウラン放射壊変系を利用した岩石・化石試料のU-Pb年代分析法は，太陽系の進化や地球史を明らかにする上で重要な絶対年代情報を与える。特に、ウランを多く含む閉鎖温度の高い鉱物(ジルコンやアパタイトなど)をターゲットにした,  2次イオン質量分析(SIMS)による局所U-Pb年代分析は,地球惑星科学の発展に多大な貢献をしてきたが, SIMSの場合，１次イオンビーム(酸素イオン)によるスパッタリングで生成されるU+, Pb+のイオン化効率は１％以下と低く，スパッタされた殆どの中性粒子は無駄に消費されているのが最大の難点であった.そこで寺田らのグループでは，高強度レーザー照射によって中性原子をボストイオン化することでイオン収量を増加させるレーザーイオン化SNMS(Sputtered Neutral Mass Spectrometry)の開発を行ってきた[2]ことを解説した.この研究集会の成果は共同利用研究成果として東京「惑星物質科学のフロンティア」研究集会開催報告／村上他大学宇宙線研究所で発表され，またWEBサイトでも概要を一部公開してきました. WEBサイトのリニューアルも検討しているので研究集会での成果など情報発信も積極的に行いたいと考えています.リニューアル中のサイトを以下の通り公開しております. http://dust.cc.gakushuin.ac.jp/ICRR_meeting/今後も研究集会を継続して開催していく予定ですので，分野を問わず興味のある方は是非ご参加ください.なお，この研究集会は東京大学宇宙線研究所共同利用研究助成をうけて開催してきました. [1]島田玲, 2014,修士論文,大阪大学. [2] Ishihara, M. et al., 2010, Surf. Interface Anal. 42, 1598.
小川佳子',出村裕英',平田成',本田親寿',北里宏平',山本聡²，山本哲生³，諸田智克¹，小林直樹¹，第7回月惑星探査データ解析実習会参加者月惑星探査育英会が主催する第7回月惑星探査デー夕解析実習会が2014年3月6日(木)から8日(土)まで会津大学で行われました(図1).本実習会は，将来の惑星探査を担う人材の育成と地球惑星科学教育の拡充を目指して、2009年から毎年1 – 2回のペースで継続的に開催されている短期集中型の実習会です. ７回目を迎える今回のテーマは「可視－近赤外スペクトルデータから探る月面表層情報」でした.日本の月探査機「かぐや」によって観測された精細な分光データを参加者が自ら解析して月表層の岩石や鉱物・風化について学ぶことが目的です.国立環境研究所の山本聡さんと会津大学CAIST/ARC-Spaceの小川佳子が「かぐや」の分光データの解析の手ほどきをしました.かぐや/スペクトルプロファイラーデータの取り扱い，地理情報システムを使った解析,そして,スペクトルと鉱物･風化の関係を，実際のデータに触れながら理解していくことを具体的な作楽達成目標としました.初日は実際にデータに触ってみることを目的として,読み出し方や可視化・グラフ化のやり方を学びました.二日目からは基礎較正と解析の演習，会津大学が中心となり昨年度開発された月面連続分光データビューワ「月光」(http://fructus.u-aizu.ac.jp)を用いてデータを可視化する演習に取り組みました.最終日三日目の午後には参加者それぞれが実際に解析した結果を紹介する発表会を行いました.参加者は，東北大学，会津大学，総研大学，名古屋大学，京都大学，大阪大学の大学院生８名でした．参加者同士が教えあう場面も見られました.参加者が,今回の実習会で得たスキルや知識・経験を、ぜひ自分の現在そして今後の新しい研究に役立てていって頂ければと思います.最後に今回の実習会の開催にあたり，資金面および運営面で後援を頂きました日本惑星科学会と神戸大学惑星科学研究センター,宇宙航空研究開発機構(JAXA)に心よりお礼申し上げます.どうもありがとうございました.今後もこのような将来の惑星探査を担う人材の育成を掲げる実習会が継続的に開催されていくことを祈っております. （小川）かぐや/スペクトルプロファイラー (SP)データは,面像データと違って，反射分光データの集合形式になっているため、慣れていないユーザーにとって非常に取り扱いにくいです.一方，最初から賢い可視化ツールを使ってしまうと，「講師の指示に従ってただボタンをボチボチ押すだけの実習会」になってしまい、長い目で見た時に，学部生・大学院生の方々にとって，結局なんの役にも立たなくなるのではないかという危倶がありました.そこで,思い切って, SPデータと正面切って戦うハードな実習内容(世話人の小林さん日く「ストロングスタイル」)にしてみたわけです.一方で，そのハードさ故に，参加者の皆さんが途中で挫けてしまわないか心配でもありました.ところが,参加者の皆さんは，思いの外，楽しそうにかつ熱意を持って取り組んでくれたことに驚きました.また、皆さんの基礎能力の高さと，決して諦めない熱意のお陰で,当初の予定以上のレベルまで進めることができました.ということで，講師としてもとてもやりがいのある実習会になったと思います.今回の美習会が今後各人の研究においてSPデータを使うきっかけとなってもらえれば幸いです. （山本聡） Webサイト：https://www.cps-jp.org/~tansaku/wiki/ top/?school_mission-7開催日程： 2014年3月6日(木)13：00～ 2014年3月8日(土)17：00開催場所：会津大学研究棟東棟M11教室主 催：月惑星探査育英会美行委員会共 催：月科学研究会後 援：神戸大学惑星科学研究センター (CPS)，日本惑星科学会，宇宙航空研究開発機構内  & ・月面表層物質の一般知識・概論・可視–近赤外波長域連続分光データを用いた月面装層へのアプローチ：月科学研究の紹介・かぐや/可視–近赤外連続分光データの取り扱い課題演習： 1.かぐや/可視–近赤外連続分光データを用いた, (1-a)輝度値データから反射率データの作成(1-b)太陽距離を補正した反射率の作成(1-c)コンティニューム(連続光成分)を差し引いた鉱物吸収帯の把握2.かぐや/可視–近赤外連続分光データの基礎校正:反射率補正係数の作成3.月面連続分光データビューワ「月光」の紹介,風化度指標の算出と評価講　師：山本聡（国立環境研究所） 小川佳子（会津大学） T    A :橘本涼(会津大)，石山謙(東北大)，加藤伸祐(名大)、伊藤晋(会津大)、岡崎瑞祈(阪大)参加者： 14名(学部生１名,博士前期課程・修士課程学生５名,博士後期課程学生２名,教員６名)世話人:小川佳子,出村裕英,平田成,本田親寿,北里宏平(会津大)，山本哲生(CPS)，諸田智克(名大)，小林直樹(ISAS/JAXA)岡崎瑞祈(大阪大学理学部物理学科専攻 B4)今回の実習会は，私は惑星科学会のメーリングリストで知り、指導教官の佐々木晶先生に勤められて参加した.卒業研究に当たって実験試料のスペクトルデータを取り解析していたが，エクセルを用いて自分なりの指標を考えるなどにとどまっており、勉強の必要性を感じていた.また,探査データとの照合が目的の根底にあるのに惑星探査についてよく知らなかったということに気付かされ、学ぶことの多い実習会となった.旅費の関係もありTAに志願したが、この実習会のレベルを知らないままに志願してしまい，事前資料で他の参加者の方が修士，博士課程の方ばかりで私が最年少だったことを知り，また内容が学生実験で触れた程度ですでに忘れかけているＣのプログラミングであることに気付き，ＴＡを志願したことを後悔した．他の参加者の方は，月の探査データを使って解析をしている人など探査データの扱いに慣れている人もおられ、自分がちょっと場違いな気がして不安になってしまった.だが実際に実習が始まると，講師の山本先生，小川先生の講義内容が非常に興味深く，純粋に学ぶことが楽しかった.プログラミングの実習に入っても, [cd] [ls]といった基本から質問してしまったり, windowsの設定に悩まされたりと苦戦したのはもちろんだが、周りの先生方に助けていただきながらもグラフを上手く表示できた時，データ処理できた時の感動は，今でも覚えている．研究の醍醐味とはこういうものなのかもしれないとその時少しだが感じることができたのは大きかった.実習会はこじんまりしたものであったため一人ひとりの先生方、学生の方とお話することができたことも今回実習会に参加してよかったことの一つである.いろんな研究が随所で行われていることを知り、自分の研究のことしか眼中になかった自分が、いかに狭い世界にいたかということに気付かされた.会津大も学部が一つしかなくコンピュータ関係に特化していたり,データを気軽に見られる「月光」が開発されていたりと,会津大での研究を知るのも興味深かった.今までなんとなくプログラミングを避けてきていたが、今回具体的な解析の仕方も学ぶことができたので、自分の研究に応用していきたい。今後もこのような実習会に積極的に参加していきたと思った.最後に、この実習会でお世話になったすべての皆様に、この場をお借りして御礼申し上げます.加藤伸祐(名古屋大学大学院環境学研究科地球環境科学専攻M1)非常に充実した３日間でした．講師のお二方には非常に丁寧に解説をして頂いたり質問に答えて頂いたりして，理解しやすかったです．また，学生も意識の高い方ばかりで，とても良い刺激になりました. SPのデータは以前から使ってみたいと思っていましたが.今回の芙習会で利用方法が分かったので，今後の研究で積極的に利用していきたいと思いました.また,月光は非常に便利で，画像との対応が簡単であり，欲しい地点のデータが容易に取得できるという点にとても感動しました.今後も利用できたら良いと思います.最後に，この実習会を通してお世話になった全ての方に厚くお礼申し上げます.嵩由芙子(京都大学理学研究科地球惑星科学専攻D1)私は月表面の組成の違いを見るため、Multi-band Imager(MI)データや可視面像を主に使ってきた. MIが多色操像であるのに対し、SPは連続分光であるため、 SPデータを使えばより精確に鉱物基比を決めることができる.この実習会を機に, SPデータの使い方を習得し，最先端で研究される方々の月表層組成の解釈などに少しでも旅れたいと思い解析実習会へ参加を希紫した.まず，月の一般知識の再認識やSPデータとは何か, SPデータを使った最新の研究の紹介などから始まり,データの取得方法,そして生の連続分光データを解釈可能なレベルまで処理する方法を教わった. 具体的には，輝度値として得られた分光データを反射率へ変換する方法や、各波長の反射率データをグラフにプロット,異常値の排除,コンティニュームを引く方法をC言語を使った実習形式で行われた.これらの手順を踏んで初めて，どの液長に吸収帯があり，どのような鉱物が分布しているのか解釈をいれることができる.すでに使いやすい形でデータが提供されていると，つい生データがどのような処理をほどこされて提供されているのか知ることをおごそかにしてしまいがちなので、非常にいい経験であった.また独りで学ぶと項末なところで顔きがちだが，プロから教わったおかげでずっと早く，正確に，要点を押さえられました．Ｃ言語にあまり馴染みがなく，ついていくのに必死だったが，講師の方々の丁寧な指導に非常に助けられた。スクリプトを書いたり，ソフトを使ったりする時にいかに自分が今までそのときやりたいことができればいいという勉強に仕方をしてきたかを思い知らされました.しっかり復習をして自分のものにしたいと思います.データのユーザーとして理解しておかなければならないことを学んだ後，こうした煩雑な処理をすでに完了した状態で提供してくれるデータビューア「月光」の紹介が行われた.「月光」では，同時観測された可視画像上にSPデータのデータ点が表示され，表示されているスペクトルプロファイルは月のどの地点なのか正確に知ることができる.これは非常に簡便で,あの地点の組成はどんなかな？この地点は？？と非常に面白くやめられない。今後もぜひ使っていきたいと思った. SPデータの本質的な理解から始まり，便利なツールの紹介まで，最初から最後まで非常に勉強になりました.美習会は本当に実りが多く，しっかり復習をして，今後SPデータを使っていきたいと思います.最後になりましたが、御講師の方々，世話人の皆様方には大変お世話になりました.行き詰っているときにも丁寧に教えてくださったおかげでみんなと同じメニューをこなすことができました.ここに感謝の意を示したいと思います.どうもありがとうございました.学会メーリングリスト(3)，指導教官・研究仲間・世話人からの紹介(2) ,  (何らかの)メール(2) , 前回笑習会でアナウンス(1)反射スペクトルのプログラム処理・データ解析を学ぶため(2)，かぐや/スペクトルプロファイラーデータの扱い方を知りたかった(2)，自分の研究に活かせる知識を学ぶため(2)，自分の研究に必要であるため(1)，宇宙全般・GIS解析について知ることができると思ったから(1)ちょうど良かった(4)，なんとかついていけた(2)，課題をこなすだけで精一杯(1)，難しかった(1) 4.講師･TAに求めること丁寧に教えて貰えた(3)，特になし(2)，専門用語が多かったので事前に資料が欲しい(1)，無回答(2) 5.今後取り上げてほしいトピック(複数回答可)はやぶさのデータ,小惑星イトカワ装面の分析,海外のデータ，重力場，もっと多くの種類の解析手法について(どんな時に使うのか?どのように使うのか?),かぐや/LRSデータを使った実習・SAR処理の手法，かぐや/LMGデータを使った実習・月深部惑星探査データの解析手法を学ぶことができ，参考になった(2)，主成分分析等学びたいと考えていたことができてよかった(1)，皆様に助けて頂き何とか進めることがきた(1)，かぐや/スペクトルプロファイラーデータについてしっかり理解することができた(1)，今後の自分の研究に活かしていきたい(1)，実行環境を同じにした方が進め易いのでパソコンの貸し出しをしてほしい(1)，PCがMacだったからよかった(1)，ありがとうございました(4)
2014年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員長(東北大LOC)中村智樹'本年度の日本惑星科学会秋季講演会を東北大学片平さくらホールにおいて開催致します.本講演会は日本惑星科学会が主催し，東北大学理学研究科共催の下に開催されます.未だ検討中の事項もありますが、以下では、2014年4月末時点での予定をお知らせ致します.詳細については本会ホームページhttps://www. wakusei.jp/上に随時掲載致します.多数の皆様のご参加をお待ちしております. 2014年9月24日(水)～9月26日(金) 9月25日(木)に総会と懇親会,および今年度の最優秀研究者賞受賞講演会を予定しています.なお，９月23日(火・祝)に一般向けの講演会を予定しています. （第8項をご参照ください.）東北大学片平さくらホール〒980-8577　仙台市青葉区片平二丁目１－１ （受付は1階，講演会場は2階会議室，ボスターセッションは1階ラウンジ)地図は東北大学のアクセスマップをご覧下さい.東北大学片平さくらホール1階にて、9月25日(木)19：00から行う予定です. ●発表資格著者に本会の会員を含むこと. 1.東北大学aloc-mlêwakusei, jp口頭発表またはボスター発表.今回の秋季講演会でもボスター発表を充実させたいと考えていますので，積極的なご応募をお待ちしています.但し申込み数の関係で発表形式のご希望に添えないことがあります.原則として，同一の方が第一著者として複数件発表される場合，口頭発表は1件までとさせて頂きます.発表の採否も含め,プログラム編成については実行委員会が最終的に決定致します. 子めご了承下さい. 1講演につき10 – 12分程度(質疑応答も含む)を予定しています.スクリーンを１面,液晶プロジェクタを一台利用可能です.ボスターセッションを設けます.ボスター会場は講演会場1階ラウンジとなります.一人当たりのボスタースペースはＡ０用紙を縦張りできるサイズを予定しています.本講演において第一著者として発表する博士学位を有していない学生会員は，最優秀発表賞に応募できます.最優秀発表賞セッションに採択された発表者には口頭発表とボスター発表の両方を行って頂きます.別途定める今年度の要領に従ってください。詳細は本会メーリングリスト(oml)および本会ホームページ[2014年秋季講演会のお知らせ]でお知らせ致します. ●予稿原稿本会ホームページに記載された指示に従ってください。なお、インターネットが利用できない方は[9.その他」の項をご覧ください.本会ホームページよりお申込み下さい.申込みには事前参加・発表・子稿原稿の三段階の登録手順があり.すべて本会ホームページ上で行います.これらの登録には次の(1)（2)の両方が必要になります. (1)本会の会員番号もしくは非会員登録番号(2)本会ホームページに会員または非会員としてログインするためのパスワード.本会への新規入会登録および非会員登録も本会ホームページから行ってください。なお.非会員登録には一日以上，新規入会登録には二週間以上かかりますので，発表申込みを予定されている非会員の方はできる限り早目に登録手続きを開始してください.口座記号番号：02280-3-114635口座名称(漢字)：JSPS東北大LOC口座名称(カナ)：ジェーエスピーエストウホクダイエルオーシー他銀行等からのお振込みの場合は以下をご利用下さい.銀行名[金融機関コード]：ゆうちょ銀行[9900]店名[店番]：二二九(ニニキュウ)店[229]頂金種目：当座口座番号：0114635申込みの詳細は，本会メーリングリスト(oml)と本会ホームページでお知らせします. 2014年6月2日(月)事前参加申込・発表申込・事前支払・予稿原稿の受付開始2014年7月7日(月)最優秀発表賞申込の受付締切2014年7月14日(月)発表申込締切2014年8月22日(金)予稿原稿の受付締切2014年8月29日(金)事前参加申込・事前支払の受付縮切本年度は予稿集の冊子体での販売を行いません.講演会に先立って本会ホームページにPDFを用意する予定です.また,当日受付にてお手持ちのPCにコピーするためのCD-Rを準備する予定です.
※非発表の学部生・M 1に限り，参加費を無料とします.東北大学片平さくらホールは，仙台駅前からバスで約10分程です.仙台駅前バス停11番乗り場もしくは12番乗り場からのバスに乗車し、東北大正門前下車となります.詳しくは,下記をご参照ください. http://www.tohoku.ac.jp/japanese/profile/ campus/01/katahira/また，東北大学片平さくらホールは仙台市中心部に位置しており，近くには多くの飲食店がございます. http://dateuma.jp/menu/index.html日時：2014年9月23日(火・祝)場所：東北大学片平さくらホール〒980-8577　仙台市青葉区片平二丁目1-1講　演： (1)國中均(宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所・教授）題目：「はやぶさ2」が拓く宇宙探査(2)渡邊誠一郎(名古屋大学大学院環境科学研究科・教授）題目：「はやぶさ2」が探る惑星科学主共　催：東北大学理学研究科(1)礼幼児を同伴され保育サービスのご利用を検討されている方は，下記までお早めにご相談ください.最寄りの保育施設などを紹介いたします.なお,保育費用の一部を学会が補助します.また,受付締切後も可能な範囲で対応いたしますので，お気軽にご連絡ください。お待ちしています.受付締切：7月27日(日)担当：高田淑子E-mail: aloc-takuji@wakusei.jp (2)秋季講演会の申込にあたり，インターネットが利用できない方,またご不明な点がおありの方は,下記までお問い合わせください. 〒980-8578 仙台市青葉区荒巻字青葉6-3東北大学大学院理学研究科地学専攻中村智樹F A X  : 022-795-5903 (3)このお知らせの内容は，やむを得ない事情が発生した場合にその一部が変更される可能性があります.本会ホームページで最新の情報をご確認下さい. 170 ◇日本惑星科学会第105回運営委員会議事録◇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・後援の研究会情報間：2014年2月14日(金)～ 2月21日(金)類題：秋季講演会予稿集の見直しの承認##運営委員会委員：出席者23名田近英一,渡邊誠一郎,倉本圭,中村昭子,荒川政彦,林祥介,生駒大洋,渡部潤一,並木則行,永原裕子,井田　茂,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,藤本正樹,橘　省吾,佐々木品,野　信一,小林直樹,中本泰史,杉田精司成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす議決方法：上記期間内にe-mailにより投票議　題.秋季講演会予稿集の見直し(冊子版の作成・希望参加者への配布を行ってきたのを改め, PDFダウンロード版をHPに置くことにする)の承認<中村昭子行事部会長からの説明>現状，予報集冊子の作成・配布はほぼ実費で行われているが，2012年・2013年の両LOCから，予務集冊子作成について見直すことの提案があった。 2013年の場合，遠隔会場であったため，現地への送付にコストがかかった．また．有料子稿集を扱うことでお金を扱う手間が余計にかかるとの指摘があった．他方, 2014年LOCからは, a.予稿集冊子体を配布b.子稿集PDFの入ったUSBを配布c. PDFダウンロード版をHPに置くのいずれも対応可(ただしどれか一つのみを希望)と伺っている.行事部会としては，会員の手間は増える面もあるが，LOCの手間の簡素化を目指してc案を採用し，事前に会員がダウンロードしたり印刷したりできるように、講演会開催前(例えば２週間前など、あらかじめLOCから予告された時期に)に公開することを提案したい. 2012年の場合、印刷所に入荷したファイルは約17MBだったとのこと。2013年は、約46MB. （目安として、表紙等～ 5MB + 200kB × 200件程度とのこと）この場合、事前に子稿集を見られなかった方(例えば、当日になって参加を決めた方など)への学会当日の対応として, ・受付等で希望者に電子ファイルを受け渡す，か, ・受付等に子稿集閲覧用PCを準備する。か. ・受付等に閲覧用のプリントアウト版を用意する。か. ・学会会場のいずれかにwifiを用意する等，LOC・会場の事情に応じた対応をあわせてお願いすることとする.現在の予報集送付先については，発助会員・NIIには電子版を行事部会がCD-ROMに焼くなりして送付，国立国会図書館にはニーズを確認して対応する(必要とあらぼ,プリントアウト版を行事部会が１部だけ作る)ので良いと考える.議題は全会一致で承認された(可23,否0). 2014年6月25日までに，銃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・有限会社テラパプ・株式会社ニュートンプレス・フジカット有限会社◇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．第16回流れの可視化に関する国際会議(ISFV16) 6/24-27 (a)沖縄コンベンションセンター，沖縄県宜野湾市(b)可視化情報学会(日本惑星科学会協賛) (c)http://www.isfv.org 7/21-22第42回可視化情報シンボジウム(a)工学院大学新宿キャンパス,東京都新宿区(b)可視化情報学会(日本惑星科学会協賛) (c)http://www.visualization.jp/event/detail/vsjsymp2014top.html 9/15-17日本流体力学会年会2014 (a)東北大学川内北キャンパス講義棟,宮城県仙台市(b)日本流体力学会(日本惑星科学会協賛) (c)http://www2.nagare.or.jp/nenkai2014/index.html 9/24-26日本惑星科学会秋季講演会(a)東北大学片平キャンパスさくらホール,宮城県仙台市(b)日本惑星科学会(c)https://www.wakusei.jp/meetings/fallmeeting/ 11/22-24第55回高圧討論会(a)徳島大学 常三島キャンパス, 徳島県徳島市(b)日本高圧力学会(日本惑星科学会協賛) (c) http://www.highpressure.jp/new/55forum/
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