Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# アメリカ国家地理空間情報局

| アメリカ国家地理空間情報局 National Geospatial-Intelligence Agency |
| --- |
| NGA紋章 |
| NGA旗 |
|  NGA本部、通称キャンパス・イースト。台形の窓を配した建物内部は自由の女神像が収まるほどのアトリウムを挟み、各部署を色分けして配置してある |
| 組織の概要 |
| 設立年月日 |
1996年10月1日 (1996-10-01) （旧称NIMA） |
| 継承前組織 | * 国家画像地図局（NIMA）
 |
| 管轄 |
国防総省 |
| 本部所在地 |
アメリカ合衆国バージニア州ベルボア基地 ﻿ / ﻿ |
| 標語 |
"Know the Earth... Show the Way... Understand the World" |
| 人員 |
約1万6000人 |
| 年間予算 |
秘密事項（$4.9億超、2013年時点) |
| 行政官 | * ジョセフ・D・カーナン（英語）（国防次官（英語））
* アメリカ海軍中将ロバート・D・シャープ（VADM）（Director）
* ステイシー・ディクソン博士（Deputy Director）
* チャールズ・クリーブランド（Maj Gen）（Associate Director for Operations）
 |
| 上位組織 |
国防総省 |
| ウェブサイト | www.nga.mil |
| 脚注 |
|  |

**アメリカ国家地理空間情報局**（アメリカこっかちりくうかんじょうほうきょく、英：National Geospatial-Intelligence Agency、**NGA**）は、アメリカ合衆国の国防総省外局かつ国家情報機関のひとつである。1996年に創設された。

## 概要

アメリカ国防総省の傘下にあり、インテリジェンス・コミュニティーを構成している。アメリカ政府の各部局に対し、主に安全保障上の要請から地理空間情報（GEOINT＝**geo**spatial **int**elligence）の提供を目的とする。2004年に改称するまで、旧称は**国家画像地図局**（National Imagery and Mapping Agency, NIMA）であった。

政府の各部局に対し、必要とされる地理情報や地図・空中写真・衛星写真などの収集と分析および提供を担い、国家安全保障上に必要とされる地理情報システムの標準化に対する支援も行っている。

本部は2011年までメリーランド州のベゼスタにあったが、現在は通称キャンパス・イーストとしてバージニア州スプリングフィールドのベルボヴァ基地北地区に所在する。その面積は21万4000m2であり、首都圏の政府建造物としてはペンタゴンとロナルド・レーガンビルに次ぐ第3位の広さを誇る。また、主要な国内部局はバージニア州北部、ワシントンD.C.、セントルイスにも置き、国外に支局と拠点を展開する。人員はおよそ1万6000名。

2010年夏、アメリカ国防情報局（DIA）副長官レティティア・ロング（Letitia A. Long）が、NGA初、情報共同体初の女性長官に内定した。

軍事・諜報目的に加え、民生支援として天災や人災など緊急時ならびにオリンピックの保安計画立案に際して、地理空間情報（#GEOINT）を政府へ提供している。

2018年9月に発表された南極大陸の高解像度地勢図（最高精度は自家用車の大きさまで描出）は「REMA」（英語）と名付けられた。

## 歴代長官

歴代国家地理空間情報局長官| 代 | 氏名 | 階級 | 在任期間（年） |
| --- | --- | --- | --- |
| 1 | ジョセフ・ダントン | 海軍少将 | 1996 - 1998 |
| 2 | ジェームズ・キング | 陸軍中将 | 1998 - 2001 |
| 3 | ジェームス・クラッパー | 空軍中将 | 2001 - 2006 |
| 4 | ロバート・マーレット | 海軍中将 | 2006 - 2010 |
| 5 | レティティア・ロング | （文民） | 2010 - 2014 |
| 6 | ロバート・カルディロ | （文民） | 2014 - 2019 |
| 7 | ロバート・シャープ | 海軍中将 | 2019 - 現在 |

出版年の早い順。

* 平野聡、孫暁剛、佐藤俊「シャトル・レーダー・トポグラフィー・ミッション (SRTM) アフリカデータ:北ケニア半乾燥地域の諸研究への応用」『アフリカ研究』2004巻第65号、日本アフリカ学会、2004年、p.37-44。ISSN 0065-4140、doi:10.11619/africa1964.2004.65\_37。米国航空宇宙局 (NASA) と国防総省の傘下にある国家地理空間情報局 (NGA) との共同プロジェクト。

* 「第6章4-4 ガリレオ計画」より、「National Geospatial-Intelligence Agency」『測量工学ハンドブック』村井俊治（総編集）、東京 : 朝倉書店、2005年、p.249。ISBN 4254261489、NCID BA72402116。
* National Geospatial-Intelligence Agency. (2006) “Geospatial Intelligence (GEOINT) Basic Doctrine”.
* 井ノ口宗成、林春男、吉富望、浦川豪、藤春兼久「短期の学習モデルを取り入れた自治体職員によるGEOINTデータベース利用型の効果的な危機対応業務の実現 : 2007年能登半島地震災害への輪島市の対応を事例として」『地域安全学会論文集 = Journal of social safety science』第9号、一般社団法人地域安全学会、2007年11月、p.177-187。ISSN 1345-2088、doi:10.11314/jisss.9.177。
* 米澤剛「3D topographical analysis of Hanoi, Vietnam (特集 地域情報学--地域研究と情報学の新たな地平)」『東南アジア研究』第46巻第4号、京都大学東南アジア研究所、2009年、p.519-531。ISSN 0563-8682。doi:10.20495/tak.46.4\_519。

* 平井文三「アメリカ連邦政府の監察総監が有する評価機能について」『亜細亜法学』第47巻第2号、亜細亜大学法学研究所、2013年11月、p.33-59。ISSN 0388-6611。NAID 110009534844。
* 坂本義弘、菅野重樹「GPS互換技術を利用した人とロボットのための屋内外シームレス測位」『計測と制御』第51巻第6号、2012年6月、p.512-517。doi:10.11499/sicejl.51.512。

* National Geospatial-Intelligence Agency - 公式サイト
# 結晶学

**結晶学**（けっしょうがく、英語：crystallography）は、結晶の幾何学的な特徴や、光学的な性質、物理的な性質、化学的性質等を研究する学問である。今日では結晶学の物理的側面は固体物理学、化学的側面は**結晶化学**で扱われる。

## 概要

結晶学は、結晶の形態分類、光学的性質や、想定される原子・分子の配置との関係を調べる古典的な結晶学と、X線回折などの方法で原子配置を調べる現代的な結晶学に分けることができる。現在では原子配列決定のための方法論として、生化学や材料工学への応用の面が広がっている。

結晶学の主要な方法はある種のビームを当てた場合に起こる回折のパターンの分析である。このビームとして、最も普通に使われるのはX線である。目的によっては電子や中性子が用いられるが、これは粒子が波としての性質（量子力学で記述される）も有することによる。

古くから使われた方法としては顕微鏡があり、特に偏光顕微鏡は結晶の観察によく用いられてきた。しかし光の波長は原子や原子間の結合に比べて長すぎる。電子顕微鏡でもあまり細かい様子を調べることはできない。かといってもっと短い波長を使うと顕微鏡で実際のイメージを得ることはできない。このような短波長の波を集束できるような材料（レンズのようなもの）は存在しないからである（ただし最近、金でできたX線顕微鏡用フレネルゾーンプレートでX線を集束することはある程度可能となった）。

回折パターンからイメージを作り出すには数学的方法（フーリエ変換など）と、モデリングとその改良の過程が必要である。この過程で仮説的な「モデル」構造から数学的に予測される回折パターンを、試料から実際に得られたパターンと比較し、予測パターンと一致する程度までモデルの改良を繰り返す。

回折パターンは波が規則的配列によって回折される場合にしか得られない。したがって結晶学は基本的には結晶（あるいは測定目的で結晶させることのできる分子）にしか適用できない。

ただ実際には、繊維や粉末から得られたパターンにより分子に関する情報が得られている。これらは固体結晶ほどではないがある程度の秩序的構造を有していると考えられる。この程度の秩序でも分子の大まかな性質を求めるには十分である。たとえばDNAの二重らせん構造は繊維状サンプルから得られたX線回折パターンにより求められた。

結晶学の研究には結晶中の原子配置に由来する対称パターン（対称群）を網羅することも必要であり、このため群論や幾何学と深い関係がある。

## 応用

### 材料工学

結晶学は材料工学でもよく用いられる。単結晶では結晶の形態に原子の配列が反映されるため原子配列は巨視的に予測できることが多い。また物理的性質はその結晶の欠陥により決まることが多い。結晶構造を知ることで初めて結晶欠陥が明らかにできる。

他にも結晶学に関連する物理的性質が多くある。たとえば粘土は小さい平らな板状の構造を形成する。この板状の粒子は互いに平面上を滑るが、平面に並行する方向では強く結合しているため、粘土は変形しやすい。

他の例としては、室温では体心立方（bcc）構造をとっている鉄を熱したとき、面心立方（fcc）構造（オーステナイトと呼ばれる）に転移する。fcc構造は最密充填構造だが、bcc構造はそうではない。これは転移が起きたときに鉄の体積が減少することの説明になる。

結晶学は相の識別にも有用である。すなわち、材料に加工を行うとき、どの化合物のどの相が材料中にあるかを知りたい。各相は特徴的な原子配列を持っている。X線回折のような方法を用いて、材料中にどのパターンがあるか、そしてどんな化合物があるかを知ることができる。

### 生物学

X線結晶学は蛋白質やその他生体高分子のコンフォメーションを決定するためにまず行う方法であり、DNAの二重らせん構造などもX線回折パターンから決定された。

タンパク質結晶の回折パターンは非常に複雑で、解析にはコンピュータと高度の数学的手法を要する。X線源としては、より明瞭なパターンを得るためにシンクロトロンを用いる例も多い。

## 歴史

水晶などの結晶の特異な形は古くから注目され、結晶学はそれらの形態を調べるところから始まった（すなわち鉱物学の一分野であった）。17世紀に、デンマークのニコラウス・ステノが、結晶の各面のなす角度は種類によって決まっているという「面角一定の法則」を見出した。18世紀後半になると結晶学は進展を見せはじめ、1780年にはカランジョー（Arnould Carangeot）が結晶面の角度を測る装置（ゴニオメーター）を発明した。同じ頃フランスのルネ＝ジュスト・アユイ（René-Just Haüy、結晶学の祖と呼ばれる）が、結晶面の寸法に整数比が成り立つという「有理指数の法則」を発見し、結晶は小さなユニット（原子または分子が並んで作る）の繰り返しでできていると考えた。これに基づいて19世紀初めにイギリスのウィリアム・ハロウズ・ミラー（1801-1880）が結晶面を「ミラー指数」で表現することを始めた。方解石などの複屈折は古くから知られていたが、これを応用してスコットランドのウィリアム・ニコル（William Nicol、1768-1851）が偏光顕微鏡を発明し、以後結晶の観察に偏光顕微鏡が多く用いられた。

結晶は形態的対称性から7晶系に分類されていたが、フランスの数学者オーギュスト・ブラヴェ（Auguste Bravais、1811-1863）が詳しい幾何学的研究を行い、すべての結晶が14種の空間格子（ブラヴェ格子、結晶格子）に分類されることを1848年に明らかにした。さらに対称性に群論を応用した研究が進められ、32晶族（単位格子の対称性に関する32種の点群に対応する）が明らかにされた。19世紀末になるとドイツの物理学者アーサー・モーリッツ・シェーンフリース（Arthur Schoenflies、1853-1928）らにより結晶全体の対称性が研究され、230種の空間群による細かい分類が完成した。

20世紀に入ってX線が発見されると、X線が結晶で回折されて特有のパターン（ラウエの斑点）を示すことが明らかにされた。これを研究したブラッグ父子によって1912年、ブラッグの反射条件（ブラッグの法則）が見出され、回折パターンから具体的な原子の空間配置を求める道が開かれた。

この方法は分子結晶で分子構造を求めるのにも応用され、1930年代以降ドロシー・ホジキンらによりペニシリンやビタミンB12の構造が解明された。さらに第二次大戦後は蛋白質やDNAなど生体高分子の構造解析にも応用が広がった。

### 人物

* マックス・フォン・ラウエ
* ヘンリー・ブラッグ
* ローレンス・ブラッグ

* 物性物理学
* 固体物理学
* 結晶構造
* 構造生物学
* 鉱物学
* 光学

* 日本結晶学会
* 日本結晶成長学会
* International Union of Crystallography (IUCr)
* Atomwork - 無機材料データベース (国立研究開発法人 物質・材料研究機構）
* AFlow - material database (Duke University, North Carolina)
# 金星の大気

**金星**|  |
| 金星の大気 |
| アルベド | 0.65 |
| 表面温度 |

| 最低\* | 平均 | 最大 |
| --- | --- | --- |
| **228K** | **737K** | **773K** |

 |
| **（\*最低温度は雲の上層部のみで観測される）** |
| 大気圧 | 9321.9 kPa |
| 二酸化炭素 | ～96.5% |
| 窒素 | ～3.5% |
| 二酸化硫黄 | 0.015% |
| 水蒸気 | 0.002% |
| 一酸化炭素 | 0.0017% |
| アルゴン | 0.007% |
| ヘリウム | 0.0012% |
| ネオン | 0.0007% |
| 硫化カルボニル
塩化水素
フッ化水素 | わずか |

本稿では**金星の大気**（きんせいのたいき）について述べる。

太陽系で太陽に2番目に近い惑星である金星の大気は、地球の大気と大きく異なっている。地球の大気に比べて金星の大気は密度も温度も高く、より高い高度まで続いている。その大気に浮かぶ雲はアルベド（反射能）が高く、レーダーや他の手段を利用しない限り地表を見ることができない。そのため、1978年に打ち上げられた探査機パイオニア・ヴィーナス1号が到着してレーダー探査を実施するまでは、金星の地表を調べられなかった。

## 概要

金星の大気はほとんどが二酸化炭素から成っている。また、金星の地表付近の気圧はとても高いため、温度は平均500℃にも達する。このため、金星に送られた探査機はほとんどが地表に到達する前に押し潰されたり、地表に到達してもわずか1時間ほどしか地球と通信することができなかった。しかし、高度約50kmから65kmでは気圧と温度は地球とほとんど同じであり、金星の大気のこの層は、太陽系の中では最も地球と似ている環境とも言える。しかも、人が呼吸に用いている空気（窒素78%、酸素21%）は地球上でのヘリウムのように金星では自然に上昇するガスなので、これを利用して金星の大気のこの層に植民を行おうという声もある（金星の植民）。

2006年4月に金星に到着した欧州宇宙機関の探査機ビーナス・エクスプレスは、金星の昼である地域では密度の高い雲が高度20kmにあり、より一般的な雲は65kmまで続くが、夜である地域では雲が高度95kmまで続くという事実を発見した。金星の公転周期は 224.701 日、自転周期は 243.0187 日（逆行）、太陽に対する自転周期は 116.7506 日と遅く、金星の夜は約58日も続く。雲の影響で温度は昼も夜もほとんど同じであるが、太陽の影響が少ない夜の地域では、雲がより高くまで続いているようである。

マゼランが地球に送った情報によると、金星は高度50km以上からは気圧と気温が地球と似てくる。高度52.5kmと54kmの間での気温は37度と20度で、高度49.5kmでは気圧は地球の海抜0mと同じである。地球でも海抜によって気圧は変わる。例えば、ボリビアの首都であるラパスの気圧は海抜0mと比べ61%しかない。更に世界トップクラスの標高の高い町であるペルーのラ・リンコナダやウェンジャンというチベットにある町は、いずれも海抜5100mになるにもかかわらず人が住んでいる。そのくらいの気圧となる金星のこの高度では、気圧の面では人が住むのに問題はないといえる。金星は重力も地球の90%で、ほとんど同じという長所もある。

## 風

|  |
| --- |
| 高度 (km) | 気温 (°C) | 気圧 (地球=1) |
| 0 | 462 | 92.10 |
| 5 | 424 | 66.65 |
| 10 | 385 | 47.39 |
| 15 | 348 | 33.04 |
| 20 | 306 | 22.52 |
| 25 | 264 | 14.93 |
| 30 | 222 | 9.851 |
| 35 | 180 | 5.917 |
| 40 | 143 | 3.501 |
| 45 | 110 | 1.979 |
| 50 | 75 | 1.066 |
| 55 | 27 | 0.5314 |
| 60 | -10 | 0.2357 |
| 65 | -30 | 0.09765 |
| 70 | -43 | 0.03690 |
| 80 | -76 | 0.004760 |
| 90 | -104 | 0.0003736 |
| 100 | -112 | 0.00002660 |

金星の風の速度は、高度によって大きく異なる。地表では大気の密度が高いために風が遅く、平均で秒速0.3mから1.0mにしかならない。しかし、高い雲では風速が秒速100mにもなる。これは金星の自転速度をはるかに上回り、自転（ローテーション）より速い風という意味で「スーパーローテーション」（超回転）と呼ばれる。また、この風速では4日で金星を一周する計算になるため、「四日循環」という別名もある。

金星のスーパーローテーションが発見されるまでは惑星の大気に自転速度を大きく上回る速度の循環が生じることは有り得ないと考えられており、2020年までスーパーローテーションを完全に説明できる仮説は存在しなかったが、日本の金星探査機「あかつき」の観測データの分析により、この加速機構を担うのが「熱潮汐波」であることが明らかになった。

2004年6月8日に起こった金星の太陽面通過。太陽面通過を利用し地球からも金星の大気を調べることができる。次回（2013年以降）の太陽面通過は2117年。
# スプートニク7号

| スプートニク7号 |
| --- |
| 所属 |
ソビエト連邦 |
| 国際標識番号 |
1961-002A |
| カタログ番号 |
00071 |
| 状態 |
運用終了 |
| 観測対象 |
金星 |
| 打上げ機 |
モルニヤ8K78ロケット |
| 打上げ日時 |
1961年2月4日 |
| 消滅日時 |
1961年2月26日 |
| 質量 |
645 kg（探査機） 6843 kg（ロケット込み） |

**スプートニク7号**（スプートニク7ごう、露: Спутник-7）は1961年にソビエト連邦によって打上げられた金星探査機である。世界で初めて金星を探査する目的で打上げられた宇宙機であったが、ロケット不調により金星へ向かうことが出来なかった。準同型機として8日後に打上げられたベネラ1号がある。

## 概要

→「ベネラ1号」も参照
スプートニク7号の設計は1960年に打上げに失敗したM1型火星探査機（マルスニク1号・2号）から流用された。探査機本体は半球と円筒を組合わせた形状で、質量は645 kgであった。観測装置として磁力計、垂直速度計、荷電粒子モニターが搭載され、金星大気に突入しながら調査する計画であった。また世界で初めて金星表面に降下する予定であったため、記念品も搭載した。

1961年2月4日、スプートニク7号はバイコヌール宇宙基地からモルニヤロケットにより打上げられ、ロケット第4段と結合した状態で宇宙待機軌道に投入された。地球を1周したところで金星遷移軌道に移動するためにエンジンを点火する予定であったが、恐らくはガイダンスシステムへの電力供給の問題のため点火は成功せず、衛星は地球周回軌道に留まった。軌道高度は空気抵抗のため徐々に低下し、22日後の2月26日に大気圏に突入した。

スプートニク7号は打上げロケットと結合したままだったため、質量6843 kgの巨大な人工衛星として認識された。ソ連は衛星の正体を明らかにしなかったため、ソ連国外では失敗した有人宇宙船だという憶測が広まることとなった。後にこの衛星の目的は「惑星間探査機を打ち上げ可能な地球周回プラットフォームの実験」とされた。

* ベネラ計画
* スプートニク計画
# ガリレオ (探査機)

| ガリレオ　Galileo （オービター） |
| --- |
| ガリレオ探査機（想像図） |
| 所属 |
アメリカ航空宇宙局（NASA） |
| 公式ページ | Galileo Project Home |
| 国際標識番号 |
1989-084B |
| カタログ番号 |
20298 |
| 状態 |
運用終了 |
| 目的 |
木星探査 |
| 観測対象 |
木星 |
| 打上げ機 |
スペースシャトル・アトランティス (STS-34) |
| 打上げ日時 |
1989年10月18日 18時23分 (EDT) |
| 軌道投入日 |
1995年12月7日 |
| 運用終了日 |
2003年9月21日 |
| 消滅日時 |
2003年9月21日 |
| 先代 |
ボイジャー1号・2号 |
| 後継機 |
ジュノー |
| 質量 |
2,564 kg （オービター、プローブ合計） |
| 発生電力 |
原子力電池 |

| ガリレオ　Galileo （プローブ） |
| --- |
| ガリレオ探査機（プローブ） |
| 所属 |
アメリカ航空宇宙局（NASA） |
| 公式ページ | Galileo Project Home |
| 国際標識番号 |
1989-084E |
| 状態 |
運用終了 |
| 目的 |
木星大気観測 |
| 観測対象 |
木星 |
| 最接近日 |
1995年12月7日 |
| 通信途絶日 |
1995年12月7日 |
| 運用終了日 |
1995年12月7日 |
| 消滅日時 |
1995年12月7日 |
| 質量 |
335 kg |
| 発生電力 |
リチウム電池 580 W |

**ガリレオ** (Galileo) は、1989年10月18日にアメリカ航空宇宙局（NASA）が打上げた木星探査機である。1995年12月7日に木星周回軌道へ到達し、2003年9月に木星大気圏へ制御落下させられるまで、木星とその衛星観測を続けた。名前は天文学者のガリレオ・ガリレイに因む。

## 構造

打上げへ向けて準備中のガリレオ。
オービター（軌道周回観測機）とプローブ（大気圏突入観測機）で構成されている。

オービターは800×800画素のCCDカメラや各種の計測機器を搭載し、また地球との通信用に大小2基、プローブとの通信中継用に1基のアンテナを装備していたが、主アンテナ（高利得アンテナ）は予定通りに展開せず、地球との通信には小型アンテナが用いられた。主アンテナより低速でしか交信出来ないため、探査機プログラムを遠隔操作で書き換え、観測データを圧縮して送信させるようにするなどの対策が取られた。電源はプルトニウムを熱源とした原子力電池である。

プローブはオービター下部に掴まった形で軌道まで運ばれる。木星の大気圏への突入に対して耐えられるよう頑強な円錐型のカバーに包まれている（冒頭のプローブ画像は観測機本体のみのアップ）。放出された後は3段階に開くパラシュートで減速を計り、外郭部を切り離し本体のみとなり、観測機本体に繋がっている3段目のパラシュートが開かれ本格的な大気圏内の観測が始まる。

## 飛行過程

ガリレオが撮影したガリレオ衛星（左からイオ・エウロパ・ガニメデ・カリスト）
当初、1986年5月にスペースシャトルで打上げられ、セントールによって木星へ直行する軌道に乗る予定であったが、チャレンジャー号爆発事故によって打上げは延期された。また、液体燃料を使用するセントールをスペースシャトルに搭載する計画は液体燃料が危険との判断から変更された。液体燃料ロケットであるセントールよりも比較的安全であるとされる固体ロケットの慣性上段ロケット（ISU）を用い、木星へ直接向かう代わりに一旦逆の金星に向かい、金星、地球、地球とスイングバイを行って増速する方法を用いて木星に向かった。この方法は VEEGA（Venus Earth Earth Gravity Assist）と呼ばれる。また金星周辺を通ることとなったため、強烈な太陽光線からの保護を目的として、全体が「日除け」で覆われた構造となった。

* 1989年10月18日：アトランティス (STS-34) のペイロードベイ（貨物室）に搭載されて打上げられた。一度低軌道までスペースシャトルで上がった後、ペイロードベイより探査機を放出した。オービタが充分に安全な距離を取って離れた後、探査機を載せたIUSに点火、地球周回軌道を離れて最終的に木星へと至る旅に出発した。
* 1990年
	+ 2月10日：金星スイングバイ。
	+ 12月8日：1回目の地球スイングバイ。
* 1991年
	+ 4月11日：高利得アンテナ展開失敗。事前に公表されていた想像図とは違い、実際はパラボラアンテナを閉じた状態のまま、別の小型アンテナで通信することとなった。
	+ 10月29日：小惑星ガスプラに接近観測。
* 1992年12月8日：2回目の地球スイングバイ。
* 1993年8月28日：小惑星イダに接近観測。
* 1994年7月21日：シューメーカー・レヴィ第9彗星の木星衝突を観測。
* 1995年
	+ 7月13日：プローブ分離。
	+ 12月7日プローブが木星大気圏へ突入、57分後に通信途絶するまでデータを送り続けた。また同日、オービターも木星周回軌道へ入り、それから7年余りに渡って木星や各ガリレオ衛星、アマルテアなどへの接近観測を繰返す。
* 2000年12月、土星探査機カッシーニが木星スイングバイを行う際に木星の磁気圏を共同観測する「ジョイント・ミッション」を行う。
* 2003年9月21日：当初の予定より遥かに長期間のミッションを経て、木星大気圏へ突入することとなった。これは姿勢制御用燃料が尽きたガリレオが衛星のどれか、特に生物が存在する可能性があると考えられているエウロパへ落下した場合、探査機に付着している地球の微生物が衛星環境を汚染してしまう恐れがあったからである。

## プラネタリウム作品

* 「はるかなる木星へ -AROUND JUPITER-」（エクスプローラーズジャパン（株）/ 横浜モバイルプラネタリウム合作）
	+ ガリレオ・ガリレイによる木星観測、パイオニア、ボイジャーによる直接探査、そして当探査機の旅立ちから本体木星突入までをCGと実際の画像を交え映像化した作品。全天周デジタルバージョンとスライド＋VTRバージョンの2通り。ナレーションは野島裕史。音楽は蒲池愛。2009年5月から8月まで宮城県大崎市の、同9 - 12月まで東京都府中市のプラネタリウムで上映。

## 画像

* ガリレオが写した金星
* ガリレオが写した木星の大赤斑
* 木星の第1衛星イオの火山
* 木星の第2衛星エウロパ
* ガリレオが写した小惑星イダ

* Galileo/Missions to Jupiter NASAホームページ （英語）
# ラド

| rad  |
| --- |
| 記号 |
rad または rd  |
| 度量衡 |
メートル法 |
| 系 |
非SI単位 |
| SI |
0.01 Gy |
| 定義 |
物質 1 kg あたり放射線エネルギー 0.01 J を与える吸収線量 |
| 由来 |
ネズミを殺すのに必要なX線の吸収線量 |
| 語源 | radiation または radiation absorbed dose |

**ラド** (rad) は、CGS単位系における吸収線量（吸収した放射線の総量）の非SI単位であり、0.01 グレイ (Gy)である。radは「radiation」または「radiation absorbed dose」の略である。

## 位置づけ

ラドは、国際単位系国際文書(2019年版)では、全く言及されていない単位である。日本の計量法においては、法定計量単位となっているが、SI単位であるグレイ (Gy)を使う方がよい。
米国のNISTのSP811は、ラド、キュリー(en:curie)、レントゲン(en:roentgen)、レム(en:rem)の使用を避けるように強く（"strongly discouraged"）呼びかけている。

## 単位記号

ラドの単位記号は、rad である。しかし角度の単位であるラジアンの単位記号 rad と同一であるので、紛らわしい場合は、rad に替えて rd を使うことができるとされていた。

## 定義

計量法でも国際単位系 (SI) でも、ラドの定義は、グレイの1/100 である。グレイの定義は、「電離放射線の照射により物質1 kg につき1 J の仕事に相当するエネルギーが与えられるときの吸収線量」であるから、ラドは「電離放射線の照射により物質1キログラム (kg) につき0.01ジュール (J) の仕事に相当するエネルギーが与えられるときの吸収線量」ということになる。

SI（MKS単位系）でもCGS単位系でも半端な係数が現れるのは、ネズミを殺すのに必要なX線の吸収線量として定義されたからである。1918年に S. Russ が定義した。しかし、実際にネズミを殺すには1 rad ではまったく足りない。

日常的に浴びる線量としては量が大きいため、ミリラド (mrad) やマイクロラド (µrad) がよく使われる。

## 計量法における位置付け

計量法では、放射能の計量単位である、キュリー、**ラド**、レントゲン、レムの4単位を現在でも法定計量単位として認めている。ただし、これらの単位は計量制度審議会の資料（2005年）において、「暫定的使用」する単位として位置づけられている。

表　暫定的使用の放射能の非SI単位とそのSI単位| 番号 | 物象の状態の量 | 計量単位（非SI単位） | SI単位 |
| --- | --- | --- | --- |
| 64 | 放射能 | キュリー（Ci） | ベクレル(Bq) |
| 65 | 吸収線量 | **ラド**（rad） | グレイ(Gy) |
| 69 | 照射線量 | レントゲン（R） | クーロン毎キログラム(C/kg) |
| 71 | 線量当量 | レム（rem） | シーベルト(Sv)　 |

番号は計量法第2条第1項第1号における物象の状態の量の列挙順の番号である。

* グレイ (単位)
* キュリー (単位)
* レントゲン (単位)
* レム

放射能に関する単位と量| 量 | 単位 | 記号 | 定義 | 導入年 | SI単位 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 放射能 (*A*) | キュリー | Ci | 3.7×1010 s−1 | 1953年 | 3.7×1010 Bq |
| ベクレル | Bq | s−1 | 1974年 | SI単位 |
| ラザフォード | Rd | 106 s−1 | 1946年 | MBq |
| 照射線量 (*X*) | レントゲン | R | esu / 0.001293 g（空気） | 1928年 | 2.58×10−4 C/kg |
| フルエンス (Φ) | 毎平方メートル | m−2 | m−2 | 1962年 | SI単位 |
| 吸収線量 (*D*) | エルグ | erg | erg⋅g−1 | 1950年 | 10−4 Gy |
| ラド | rad | 100 erg·g−1 | 1953年 | 10−2 Gy |
| グレイ | Gy | J·kg−1 | 1974年 | SI単位 |
| 等価線量 (*H*) | レム | rem | 100 erg·g−1 | 1971年 | 10−2 Sv |
| シーベルト | Sv | J·kg−1 × *W**R* | 1977年 | SI単位 |
# 火星のクレーターのリスト

* 月: 1,624 クレーター (31.2%)
* 火星: 1,092 クレーター (21.0%)
* 金星: 900 クレーター (17.3%)
* 水星: 397 クレーター (7.6%)
* その他: 1,198 クレーター (23.0%)

2017年現在の太陽系における指定されたクレーターの分布。**火星のクレーターのリスト**（かせいのクレーターのリスト、英語: **List of craters on Mars**）。1 km (0.62 mi)より大きい火星への衝突クレーターは数十万個存在するが、名前が付けられているのはそのうちの約1,000個だけである。名前は、関連する科学者からの要請を受けて国際天文学連合によって割り当てられ、一般に、研究に大きな関心を持っているクレーターにのみ名前が付けられている。火星のクレーターは、有名な科学者やSF作家にちなんで命名され、直径60 km (37 mi)未満の場合は、地球上の町にちなんで名付けられている。クレーターは生きている人々にちなんで名付けることはできず、小さなクレーターの名前が特定の町を記念することを意図していることはめったにない。緯度と経度は西経との惑星座標として与えられている。

## 統計

2017年の時点で、火星のクレーターは、太陽系の5,211個の名前付きクレーターすべての21％を占めている。月を除けば、火星ほど多くの名前の付いたクレーターを持っている惑星体は他にはない。多数の名前の付いたクレーターを持つ他の非惑星体には、カリスト（ 141 ）、ガニメデ（ 131 ）、レア（128）、ベスタ（90）、セレス（90）、ディオネ（73）、イアペトゥス（58）、エンケラドゥス（53）、テティス（50）およびエウロパ（ 41 ）を含む。

### 最大のクレーター

火星で最大のクレーターのいくつかは無名のままである。直径はソースデータによって異なる。

| クレーター | 座標 | 直径 (km) | 楕円形の主(km) | 楕円形の短軸 (km) | おおよそのランク | 承認日 | 名前 | 参照 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| ホイヘンス | ﻿ / ﻿ | 467.25 | 484.89 | 450.54 | 1 | 1973 | クリスティアーン・ホイヘンス | WGPSN |
| スキアパレッリ | ﻿ / ﻿ | 458.52 (445.76) | 462.51 | 430.4 | 2 | 1973 | ジョヴァンニ・スキアパレッリ | WGPSN |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 376.35 | 452.74 | 384.9 | 3 | – | – | — |
| グリーリー | ﻿ / ﻿ | 457.45 (427.15) | 438.81 | 395.71 | 4 | 2015 | ロナルド・グリーリー | WGPSN |
| カッシーニ | ﻿ / ﻿ | 408.23 | 411.45 | 402.42 | 5 | 1973 | ジョヴァンニ・カッシーニ | WGPSN |
| アントニアディ | ﻿ / ﻿ | 400.95 | 417.04 | 389.68 | 6 | 1973 | ウジェーヌ・アントニアディ | WGPSN |
| ドルフュス | ﻿ / ﻿ | 363.08 (358.72) | 367.94 | 346.98 | 7 | 2013 | オドゥワン・ドルフュス | WGPSN |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 341.1 | 391.76 | 325.82 | 8 | – | – | — |
| ティコンラヴォフ | ﻿ / ﻿ | 343.7 | 356.28 | 331.85 | 9 | 1985 | ミハイル・ティコンラヴォフ | WGPSN |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 340.12 | 351.4 | 330.13 | 10 | – | – | — |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 325.8 | 347 | 308.58 | 11 | – | – | — |
| ニュートン | ﻿ / ﻿ | 299.94 (312.44) | 318.37 | 307.37 | 12 | 1973 | アイザック・ニュートン | WGPSN |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 301.99 | 319.91 | 297.06 | 13 | – | – | — |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 300.36 | 323.73 | 291.72 | 14 | – | – | — |
| ド・ヴォクールール | ﻿ / ﻿ | 302.27 (311.68) | 316.11 | 297.19 | 15 | 2000 | ジェラール・ド・ヴォクールール | WGPSN |
| コペルニクス | ﻿ / ﻿ | 301.83 | 320.69 | 284.51 | 16 | 1973 | ニコラウス・コペルニクス | WGPSN |
| *名前なし* | ﻿ / ﻿ | 326.77 | 343.52 | 260.75 | 17 | – | – | — |
| ハーシェル | ﻿ / ﻿ | 297.92 | 301.56 | 294.41 | 18 | 1973 | ジョン・ハーシェルとウィリアム・ハーシェル | WGPSN |
| シュレーター | ﻿ / ﻿ | 291.59 | 298.12 | 285.7 | 19 | 1973 | ヨハン・シュレーター | WGPSN |
| コワルスキー | ﻿ / ﻿ | 296.67 (285.14) | 288.89 | 281.38 | 20 | 1985 | マリアン・アルベルトビッチ・コワルスキー | WGPSN |

## クレーターの例

 火星探査ローバーのオポチュニティによって撮影されたおおよそのトゥルーカラー画像は、カーボベルデからのビクトリアクレーターの眺めを示している。2006年10月16日から11月6日までの3週間にわたってキャプチャされた。
* ビクトリア

* 火星のカテナのリスト
* 火星の山のリスト
* モハベ・クレーター - 火星のキサンテ大陸にある比較的新しいクレーター。

* USGS：火星システムの命名法
* 火星クレーター名の由来
# 火星隕石

**火星隕石**（かせいいんせき）は火星起源で地球に落下した隕石である。火星に他の天体が衝突した結果、放出されたとされている隕石である。地球で発見された数万個の隕石の内、172個の隕石が火星起源だとされている(2016年時点）。その多くは2000年以降に発見された。

これらの隕石は、火星探査機やマーズ・ローバーによって測定された火星の岩石や大気と、元素および同位体の組成が類似した物であるため、火星からのものだと考えられている。なお、この用語は、ヒートシールド・ロックなどの「火星で発見された隕石」は含まない。

## 歴史

1983年に、M.R.スミスらがいわゆるSNC隕石グループ（シャーゴッタイト、ナクライト、シャシナイト）が隕石の放射線分析の結果、火星起源であると示唆した。これらの結果はTreimanらによっても確認され、1983年末、D.D.ボガードらによってシャーゴッタイトに分類される エレファント・モレインA79001に含まれる貴ガスの存在比率が、1970年代にバイキング計画の結果得られた火星の大気の組成と似ていることを発見した。

172個の火星隕石はシャーゴッタイトに分類されるものが140個、ナクライトが18個、シャシナイトが3個、玄武岩質の角礫岩隕石が7個、以上のどれにも属さないものが7個である（2016時点）。1980年にイエメンに落下したカイドゥン隕石は火星の衛星フォボスに由来する可能性がある。

SNC隕石グループの大部分は地質学的年代は若く、数億年前まで火星に火山活動があったことを示し、宇宙線照射年代の結果からは宇宙空間にあった時間も比較的短かったことが示されている。

## 分類

火星隕石は3グループ(オレンジ)と2小グループ(黄色)に分けられる。SHE = シャーゴッタイト, NAK = ナクライト, CHA = シャシナイト, OPX = 斜方輝石岩 (アラン・ヒルズ84001), BBR = 玄武角礫岩 (NWA 7034).
2018年4月25日、207個の火星隕石のうちの192個はエイコンドライト（石質隕石）に分類され、そこからさらに3つ、*シャーゴッタイト* (169), *ナクライト* (20), *シャシナイト* (3)に分かれる。残り(15)には斜方輝石岩質隕石(OPX)のアラン・ヒルズ84001と、10個の玄武角礫岩質隕石が含まれる。その結果、火星の隕石は全体としてSNCグループと呼ばれることがありる。それらは、互いに一致し、地球のそれと一致しない同位体比を持っている。なお、名称は、そのタイプの最初の隕石が発見された場所に由来している。

### シャーゴッタイト

シャーゴッタイトは、1865年にインドのSherghatiで発見されたシャーゴッティ隕石から名付けられている。

主なものにNWA 4766や2011年に落下が観察されたティシント隕石がある。

### ナクライト

ナクライトは、1911年にエジプトに落下したナクラ隕石から名付けられている。普通輝石に富み、13億年前の玄武岩のマグマから形成された。普通輝石とカンラン石の結晶を含んでいる。結晶化した年代はTharsis、Elysium、Syrtis Majorのどれかの火山で形成されたと考えられている。ナクライトは約1億年前に火星からとび出し、1万年前以後に地球に落下した隕石群であると考えられている。

### シャシナイト

シャシナイトは、1815年にフランスの Chassignyで発見された隕石から名付けられている。シャシナイトはアフリカの北部で発見されたNWA 2737だけが知られている。シャーゴッタイト、ナクライトと比べて酸化鉄、酸化マグネシウムが少なくカンラン石を主成分とする。

### 分類されていない隕石

#### ALH84001

非常に有名な火星隕石として、ALH84001が知られている。この隕石は岩石学的には斜方輝石岩 (Orthopyroxinite) に分類され、他の火星隕石とは異なる特徴を持っている。内部からは微細なバクテリアの化石のように見えるものが確認され、生物の痕跡であるかどうかの議論が行われた。ALH84001の年代は45億年と、ほかのSNC隕石の年代が13億年以内であるのに比べて古くどのように形成されたのか結論は出ていない。

→詳細は「アラン・ヒルズ84001」を参照
## 火星隕石の一覧

→詳細は「火星隕石の一覧」を参照
Yamato000593
→詳細は「Yamato 000593」を参照
2000年11月に、日本の南極観測隊が昭和基地から350キロ離れたやまと山脈で発見した。大阪万博で展示されている。内部に閉じ込められた空気の成分が、米国の火星着陸機が調べた大気成分とほぼ一致したことから、火星由来の隕石と判断された。

## 年代測定

ナクライトとシャシナイトはおよそ13億年前に形成されたと考えられているものの、シャーゴッタイトの起源については議論となっている。一説には、シャーゴッタイトの形成は、火星の中でも古いキサンテ大陸にあるモハベ・クレーターの可能性が示唆されている。

火星から地球への移動時間は、隕石に対する宇宙放射線の影響、特に希ガスの同位体比（宇宙線起源希ガス）の測定によって推定できるとされる。

* 月隕石
* カイドゥン隕石 ‐ 火星の衛星フォボスからの隕石であると推測されているが、炭素質コンドライトのため厳密には火星隕石ではないとされる。

* Meteorites and Their Planets, Harry Y. McSween, Jr., Cambridge

* Mars Meteorite Home Page - ウェイバックマシン（1997年1月5日アーカイブ分） - JPL
* 火星隕石・月隕石 - 極地研
* 火星から来た隕石 - 月探査情報ステーション
# (5261) エウレカ

| エウレカ 5261 Eureka |
| --- |
| 仮符号・別名 | 1990 MB |
| 分類 | 小惑星 |
| 軌道の種類 | 火星のトロヤ群 （L5点） |
| 発見 |
| 発見日 | 1990年6月20日 |
| 発見者 | デイビッド・レビー H. E. ホルト |
| 軌道要素と性質 元期:2012年9月30日 (JD 2,456,200.5) |
| 軌道長半径 (*a*) | 1.524 AU |
| 近日点距離 (*q*) | 1.425 AU |
| 遠日点距離 (*Q*) | 1.622 AU |
| 離心率 (*e*) | 0.065 |
| 公転周期 (*P*) | 1.88 年 |
| 軌道傾斜角 (*i*) | 20.28 度 |
| 近日点引数 (*ω*) | 95.41 度 |
| 昇交点黄経 (*Ω*) | 245.07 度 |
| 平均近点角 (*M*) | 236.39 度 |
| 物理的性質 |
| 自転周期 | 6時間 |
| スペクトル分類 | Sr |
| 絶対等級 (H) | 16.1 |
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project  |

**(5261) エウレカ**（英語: Eureka）は、火星の後方トロヤ点を巡る小惑星。デイビッド・レビーとヘンリー・E・ホルトがパロマー天文台で発見した。

アルキメデスが浮力の原理を発見した時に叫んだとされる、「見つけた!」または「わかった!」という意味のギリシア語の感嘆の言葉から名付けられた。

エウレカは火星のトロヤ群としては最初に発見された小惑星である。2010年代初頭現在、火星の後方トロヤ点には (101429) 1998 VF31と (311999) 2007 NS2を含めて3個が、前方トロヤ点（L4点）には (121514) 1999 UJ7が発見されている。

* 小惑星の一覧 (5001-6000)
* (4133) ヘウレカ
* エウレカ

* エウレカの軌道要素（JPL、英語）
# 火星のモノリス

火星のモノリス
Mars monolith| マーズ・リコネッサンス・オービターが撮影した画像中にある「火星のモノリス」。 |
| 種類 |
巨礫 |
| 天体 |  火星 |
| 座標 | ﻿ / ﻿ |
| 発見者 |
マーズ・リコネッサンス・オービター |

**火星のモノリス**（かせいのものりす）とは、火星の表面に存在する、長方形のように見える巨礫である。

## 概要

火星のモノリスとされるものが写っていたのは、火星の上空を周回しているNASAの火星探査機マーズ・リコネッサンス・オービターに搭載されているカメラHiRISEによって2008年7月24日に撮影された**PSP\_009342\_1725**というファイル名の画像である。場所は﻿ / ﻿の地点である。問題の物体は2009年頃に発見され、その形状と影の関係から、火星表面に立つ長方形の物体として取り上げられた。そしてこの物体の形状が、アーサー・C・クラークとスタンリー・キューブリックのSF作品『2001年宇宙の旅』シリーズに登場する謎の物体である「モノリス」に似ていることから、この岩は通称として**火星のモノリス**と呼ばれるようになった。

## 正体

火星に存在する人工物のように見える物体ゆえ、かつて1976年にバイキング1号によって撮影された人面のように見える岩と同じように、火星人が作った遺物であるという話も一部であがった。しかし、そのようなオカルト的な説を除けば、NASAの火星ミッションに関わっているジョナサン・ヒル (Jonathon Hill) によると、火星のモノリスは以下のような理由で説明されるという。

火星のモノリスとされるものが写っている画像は、マーズ・リコネッサンス・オービターが上空263.9kmの高さから撮影した画像である。この高さから撮影した場合の解像度は1ピクセルあたり26.4cmである。この解像度の場合、やや縦長な楕円の形状を持つ、約5mの大きさの巨礫を撮影すると、曲線の部分がぼかされ、まるで直線で構成された長方形型に見える。また、まるで岩が立っているように見えるような影も、撮影されたのが火星時間で15時27分と夕方であり、太陽の高度が低かったため影が長く伸びたに過ぎないとされている。すなわち火星のモノリスは、「モノリス」の語源であるラテン語の「ひとつの岩」に過ぎないという。

モノリスは崖の下の近くにあり、周辺には多数の岩が点在している。モノリスは他の岩と同じく、崖の上から転落した岩の1つである可能性がある。ヒルは、自身がモノリスを立てるとするならば、その場所は最後の候補になるだろうと述べている。なぜならば、崖の上にモノリスを立てたとしても、地質学的な時間のうちに崖から転落し、そして砂に埋もれてしまって見えなくなるからだ。

* 火星の人面岩
* フォボス・モノリス
# アルカディア平原

アルカディア平原
Arcadia Planitia| アルカディア平原の地形図。 |
| 種類 |
平原 |
| 天体 |  火星 |
| 場所 |
アマゾニス平原の北 |
| 座標 | ﻿ / ﻿ |
| 名の由来 |
古代ギリシアのアルカディア |

**アルカディア平原** (Arcadia Planitia) は、火山の溶岩流でできた火星の平原である。1882年にジョヴァンニ・スキアパレッリが古代ギリシアのアルカディア地方に因んで命名した。

## 地形

タルシス周辺地域の標高図。アルカディア平原は画像左上の領域である。
形成はアマゾニア代に遡るが、より最近形成された周氷河地形に由来する大きな風食領域も含む。北半球の低地のタルシスの北西に位置し、北緯40度から60度、西経150度から180度に広がる。中心は﻿ / ﻿である。アルカディア平原は、北のまばらに形成された地形から南の非常に古く形成された地形への遷移地域に位置する。東はアルバ・パテラに続いている。測地系からの標高は0kmと-3kmの間である。

アルカディア平原の低地の多くでは、溝や尾根がみられる。これらは、地表近くが移動していることを示し、地層に近くにある水の凍結と融解によって、地表近くの土壌が非常にゆっくりと移動している地球の地形の特徴と似ている。この事実は、火星のこの地域の地表近くに氷が存在しているという説を支持する。この地域は、将来の火星探査の対象地域として興味を持たれている。

## 火星地図

火星（記念碑の場所）の世界的な地形のインタラクティブな画像地図。画像の上にマウスを置くと、60を超える著名な地理的特徴の名前が表示され、クリックするとリンクする。ベースマップの色は、NASAのマーズグローバルサーベイヤーのマーズオービターレーザー高度計からのデータに基づいて、相対的な標高を示す。白色と茶色は最も標高が高い。(+12 to +8 km); ピンクと赤が続く。(+8 to +3 km)。黄色は0 km。緑と青は標高が低い(down to −8 km)。軸は緯度と経度。極域が注目される(See also: 火星地図; 火星ローバー地図; 火星記念碑リスト) (   **名称** •   **堆積物** •   **ロスト** )
← *ビーグル2号*

ブラッドベリ・ランディング→
 ディープ・スペース2号?→
 インサイト着陸地点 →
 マルス2号? →
←マルス3号着陸地点
 マルス6号? →
 ポーラーランダー? ↓
↑「チャレンジャー」メモリアルステーション
↓オクティヴィア・E・バトラー・ランディング↓ライトブラザーズフィールド
←グリーンバレー
スキアパレッリEDM→
↓カール・セーガン記念ステーション
「コロンビア」メモリアルステーション ↑
トーマス・マッチ記念ステーション→
ジェラルド・ソッフェン記念ステーション→

## 画像

*

* タルシス
* アマゾニス平原