JAXAの火星衛星探査機「MMX」、打ち上げ成功　5年かけて挑む火星の月の起源解明

2026年10月20日午前4時41分03秒、火星衛星探査機MMX（Martian Moons eXploration）を搭載したH3ロケット10号機が、鹿児島県の種子島宇宙センターから打ち上げられた。宇宙航空研究開発機構（JAXA）の発表によると、ロケットは計画どおりに飛行し、打ち上げから約1時間11分13秒後にMMXを正常に分離して予定の軌道に投入した。探査機は今後、約10カ月をかけて火星へ向かい、その第1衛星フォボスから採取した試料を2031年に地球へ持ち帰ることを目指す。

火星の二つの衛星、フォボスとダイモスがどのように誕生したのかは、半世紀以上にわたって議論が続く太陽系科学の未解決問題である。MMXが主な探査対象とするフォボスは、最大径が約27kmしかない、いびつな形状の小天体だ。表面には無数のクレーターが残り、その姿は地球の月とは大きく異なる。この小さな衛星について、研究者の間では、太陽系の外側から飛来した小惑星が火星に捕獲されたという説と、火星への巨大衝突で飛び散った物質から形成されたという説が有力視されてきた。しかし、現在までの観測では、どちらの仮説が正しいのか決着がついていない。

今回の打ち上げ成功は、その謎を解明するための重要な第一歩となる。ただし、MMXの挑戦は始まったばかりだ。今後約5年間にわたり、惑星間航行、火星周回軌道への投入、微小重力環境での着陸と試料採取、地球への帰還という難しい工程が続く。これらを完遂して初めて、研究者はフォボスの起源を実物の試料から直接検証できるようになる。

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  "categories": ["地球", "火星", "月", "フォボス", "ダイモス"],
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  "caption": "フォボスとダイモスの直径は代表値。いずれも不規則な形状を持ち、惑星本体や地球の月と比べて極めて小さい",
  "source": "NASA Planetary Fact Sheets"
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種子島から火星へ、H3ロケット10号機の打ち上げ経過

今回のMMX打ち上げには、H3ロケットの「H3-24L」形態が使用された。第1段に液体水素と液体酸素を推進薬とするLE-9エンジンを2基搭載し、機体の周囲には4基の固体ロケットブースター（SRB-3）を配置。先端には大型のロングフェアリングを装着している。JAXAが公表する諸元によると、LE-9エンジン1基当たりの真空中推力は1,471kNで、2基の合計では約2,942kNとなる。

打ち上げ後、ロケットは計画された飛行シーケンスに従って上昇した。発射から約2分以内に4基の固体ロケットブースターが2基ずつ分離され、その後、機体を保護していたフェアリングも切り離された。第1段エンジンは発射から約5分で燃焼を終え、第2段のLE-5B-3エンジンに推進を引き継いだ。この段階までに、ロケットは大気の濃い領域を抜け、地球周回軌道への投入に必要な速度を獲得していた。

第2段エンジンの最初の燃焼後、機体は地球を周回する待機軌道に入った。発射から約1時間4分後には、火星遷移軌道に投入するための2回目の燃焼が始まり、約6分25秒にわたって加速が続いた。この過程でロケット上段の速度は時速約38,858kmに達した。そして発射から約71分後、MMXは第2段から分離され、火星へ向かう軌道に投入された。

JAXAは打ち上げ後、探査機が正常に分離され、予定の軌道に投入されたことを確認したと発表した。ただし、今回確認された成功は、あくまでロケットによる探査機の打ち上げと軌道投入である。MMXが惑星間空間を航行するには、分離後の姿勢制御、太陽電池パドルの展開、地球との通信確立など、探査機自身の機能を確認する必要がある。火星到着までの約10カ月間も、航法観測や軌道修正を繰り返すことになる。

火星到着は2027年8月、2031年の試料帰還を目指す

MMXのミッションは、打ち上げから地球帰還まで約5年間に及ぶ。探査機は約10カ月間の惑星間航行を経て、2027年8月に火星近傍へ到着する計画だ。火星到着時には推進モジュールのエンジンを噴射して減速し、火星の重力に捕らえられる周回軌道へ入る。その後、フォボスの詳細観測に適した軌道へ移行し、着陸候補地の選定を進める。

フォボスの観測で使われるのが、「擬衛星軌道（Quasi-Satellite Orbit：QSO）」と呼ばれる特殊な軌道である。これは探査機がフォボスそのものを直接周回するのではなく、火星を周回しながら、フォボスから見ればその周囲を回っているように見える軌道だ。フォボスは質量が非常に小さく、表面重力も弱いため、近傍では火星の重力の影響が大きい。そのため、一般的な人工衛星のようにフォボスのすぐ近くを安定して周回し続けることは難しく、QSOを利用する必要がある。

2021年に『Earth, Planets and Space』に掲載されたMMXの観測運用計画論文では、QSO-H、QSO-M、QSO-LA、QSO-LB、QSO-LCという5種類の軌道を使い分ける構想が示されている。探査機はフォボスから比較的離れた高高度の軌道で全体像を把握した後、段階的に高度を下げ、高解像度撮影や分光観測を実施する。これによって地形の特徴、表面の鉱物組成、着陸時の危険要因などを調べ、安全性と科学的価値の両面から着陸地点を選ぶ。

【MMXの主要マイルストーン】

2026年10月
種子島から打ち上げ、火星遷移軌道へ投入（実施済み）

2027年8月
火星到着、周回軌道投入
フォボス近傍の擬衛星軌道へ移行

2028年末〜2029年初め
小型ローバーIDEFIXをフォボス表面へ投入

2029〜2030年
フォボスの詳細観測と、探査機本体による
2回の着陸・試料採取を計画

2030年
ダイモスの複数回フライバイ観測
11月ごろに火星圏を離脱する計画

2031年
地球帰還カプセルを分離
オーストラリアで試料回収予定

※打ち上げ以外の時期は計画段階であり、
今後の運用状況によって変更される可能性がある。

探査機本体の着陸に先立ち、2028年末から2029年初めにかけて、フランス国立宇宙研究センター（CNES）とドイツ航空宇宙センター（DLR）が共同開発した小型ローバー「IDEFIX」がフォボス表面に投入される。DLRの2026年10月19日付発表によれば、IDEFIXは高度約40〜100mから切り離され、自由落下によって着地する計画だ。着地時には地表で跳ね返ることが想定されており、停止後に自力で姿勢を立て直し、太陽電池パネルを展開する。その後、約100地球日間にわたって表面を移動しながら、地形やレゴリス（表層を覆う砂や砕けた岩石）の性質を調べる。

MMX本体による着陸は2回計画されており、それぞれ異なる地点での試料採取を目指す。JAXAが想定する地表滞在時間は1回当たり約2〜3時間と短く、試料を採取した後は再び離陸して待機軌道へ戻る。フォボスでの観測と試料採取を終えた後には、外側を周回するもう一つの衛星ダイモスに接近し、複数回のフライバイ観測を実施する予定だ。

JAXAが示す現在のミッション計画では、2030年に火星圏を離脱し、約1年かけて地球へ帰還する。2031年には試料を収納したカプセルを分離し、オーストラリアで回収する計画となっている。当初は2024年の打ち上げが予定されていたが、H3ロケットの開発状況などを踏まえて2026年に延期された。火星と地球の位置関係によって惑星間航行に適した時期が限られるため、打ち上げ時期の変更はミッション全体の日程にも影響する。なお、着陸や試料採取の具体的な時期は今後の運用によって変わる可能性があり、現時点で確定した成果ではない。

「捕獲小惑星」か「巨大衝突」か、火星衛星の起源をめぐる二つの仮説

MMXがフォボスを目指す最大の理由は、火星の衛星がどのように形成されたのかを解明するためである。フォボスとダイモスの起源については、主に二つの仮説が議論されてきた。一つは、太陽系の外側で形成された始原的な小天体が火星の重力に捕らえられたとする「捕獲小惑星説」。もう一つは、初期の火星に巨大な天体が衝突し、飛び散った破片が火星の周囲で集積して衛星になったとする「巨大衝突説」である。

両説の対立を難しくしているのは、衛星の物質的な特徴と軌道の特徴が、それぞれ異なる起源を示唆していることだ。フォボスとダイモスの表面は暗く、炭素質の小惑星に似た反射スペクトルを持つため、物質組成の面では捕獲説が有力に見える。一方、両衛星は火星の赤道面に近い、ほぼ円形の軌道を公転している。この軌道を説明するには、火星の周囲に形成された円盤から衛星が誕生したと考える方が自然であり、巨大衝突説が支持される。

両説の主な根拠と課題は次のように整理できる。

倉本圭氏らの論文「Martian moons exploration MMX: sample return mission to Phobos elucidating formation processes of habitable planets」（『Earth, Planets and Space』、2022年）でも、これらの仮説を検証するために必要な観測と試料分析の条件が整理されている。重要なのは、遠隔観測で得られる表面の光学特性だけでなく、実際の鉱物組成や元素比、同位体比を調べることである。

捕獲説を支持する根拠の一つが、フォボスとダイモスの反射スペクトルだ。両衛星の反射率は約0.07と低く、可視光から近赤外線にかけて、明瞭な吸収帯がほとんど見られない。波長が長くなるにつれて反射率が上昇する赤色傾斜も特徴的で、D型やT型と呼ばれる小惑星に似ている。これらの小惑星は、太陽系の比較的外側で形成された、炭素や揮発性物質に富む始原的な天体と考えられている。

フォボスの平均密度が約1.86g/cm³と低いことも、捕獲説と整合する特徴の一つだ。内部に多数の空隙が存在する可能性があり、氷などの比較的軽い物質を含んでいる可能性もある。ただし、低密度であることだけでは起源を決められず、内部構造や岩石の密度も考慮する必要がある。

捕獲説の大きな課題は軌道力学にある。太陽系の外側から移動してきた小天体が火星に捕獲された場合、通常は離心率の大きい楕円軌道や、火星の赤道面から傾いた軌道に入ると考えられる。しかし、実際のフォボスとダイモスは、いずれも火星の赤道面に近い、ほぼ円形の軌道を持つ。捕獲後に大気抵抗や潮汐作用などによって軌道が変化した可能性はあるものの、両衛星が現在の軌道に至った過程を十分に説明するのは難しい。

これに対して巨大衝突説は、衛星の軌道を比較的自然に説明できる。初期の火星に大型天体が衝突し、放出された物質が火星の周囲に円盤を形成したとすれば、その円盤から成長した衛星は赤道面に近い軌道を持ちやすい。地球の月の形成過程と共通する部分もあり、数値シミュレーションによって衝突破片の集積や衛星の軌道進化が研究されている。

ただし、巨大衝突によって形成される円盤の組成には不確実性が残る。例えば、Hyodoらの2017年の研究では衝突天体由来の物質が約50%、CanupとSalmonの2018年の研究では約20%で、残る約80%が火星由来と推定されている。この違いは、衝突条件や計算モデルによって形成される円盤の組成が変わることを意味する。また、衝突時に物質が高温にさらされれば、揮発性成分が失われたり、鉱物組成が変化したりする可能性がある。それにもかかわらず、現在のフォボスが炭素質小惑星に似た光学特性を示す理由は、十分には説明されていない。

こうした混合比率や加熱過程は、あくまで数値シミュレーションから得られた予測であり、フォボスの実測値ではない。しかも、衛星の表面は長期間にわたる宇宙風化を受けており、遠隔観測から内部の物質組成を正確に推定することには限界がある。捕獲説と巨大衝突説のどちらが実際の形成過程に近いのかを判断するには、フォボス固有の物質を地球へ持ち帰り、詳しく調べる必要がある。

表面下2cmを超える試料を含む10g以上の採取が目標

MMXの試料採取には、衛星の起源を解明するための明確な科学的要求が設定されている。倉本氏らの論文に示された要求では、異なる2地点から、表面下2cmより深い位置の物質を含む合計10g以上の試料を採取して地球へ持ち帰ることを目指す。単に表面の砂を回収するのではなく、表層の状態に左右されにくい物質を確保することが重要になる。

深さ2cmを超える物質が求められるのは、宇宙風化の影響をできるだけ抑えるためだ。大気のないフォボスの表面は、太陽風に含まれる荷電粒子や微小隕石に絶えずさらされている。こうした作用によって鉱物の表面構造が変化し、ナノメートルサイズの金属鉄粒子などが形成されることもある。その結果、反射スペクトルが変わり、元の岩石が持っていた特徴を読み取りにくくなる。

太陽風による変質は主にごく浅い層で進むため、表面下の物質を採取できれば、風化の影響を比較的受けていない鉱物を調べられる可能性が高まる。ただし、2cmという深さがすべての宇宙風化作用を完全に遮断するわけではない。試料分析では、表面と内部の違いに加え、微小隕石による混合や外来物質の混入も考慮する必要がある。

この要求に対応するため、MMXには異なる方式の試料採取装置が2種類搭載されている。一つはJAXAが開発したコアリングサンプラー（Cサンプラー）で、ロボットアームの先端に取り付けた筒状の採取器を地表へ押し込み、表面下のレゴリスを回収する。もう一つは、Honeybee Roboticsが開発し、NASAが提供するニューマチックサンプラー（Pサンプラー）だ。こちらは着陸脚に組み込まれ、窒素ガスを地表に吹き付けて巻き上げた粒子を捕集する。異なる方式を組み合わせることで、未知の地表環境に対応するとともに、深さの異なる試料を確保する狙いがある。

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  "title": "始原的なコンドライトに見られるSi/Feモル比の範囲",
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  "caption": "捕獲小惑星説の検証で基準となるコンドライト的なSi/Fe比は約1.1〜2.0。グラフはその範囲の上下限を示す",
  "source": "Kuramoto et al. (2022), Earth, Planets and Space"
}

地球に持ち帰った試料の分析では、ケイ素と鉄の比率（Si/Fe比）、含水鉱物の有無、同位体比などが重要な指標となる。特にSi/Fe比は、フォボスの構成物質が始原的な小惑星に近いのか、火星由来の岩石を多く含むのかを判断する手掛かりになる。炭素質コンドライトを含む始原的なコンドライトでは、Si/Feのモル比がおおむね1.1〜2.0の範囲にある。一方、火星のマントル物質では、この比率が2.9〜3.7程度と高くなるため、巨大衝突によって火星由来物質が多く混入していれば、その影響が元素組成に表れる可能性がある。

捕獲小惑星説が正しければ、試料には始原的な炭素質コンドライトに似た鉱物や化学組成が見つかると期待される。水酸基や結晶水を含むフィロケイ酸塩（粘土鉱物）、有機物などが確認されれば、捕獲説を支持する材料となる。さらに、内部に氷が残っている兆候が得られれば、揮発性物質に富む小天体を起源とする可能性が高まる。ただし、これらの物質の存在だけで捕獲説が確定するわけではなく、元素組成や同位体比との総合的な評価が必要となる。

巨大衝突説が正しい場合には、火星の地殻やマントルに由来するケイ酸塩物質と、衝突天体に由来する物質が混ざっていると予測される。火成岩質の組織や高温での加熱履歴、揮発性元素の減少などが確認されれば、巨大衝突による形成を支持する証拠となり得る。また、放射年代測定によって岩石の形成時期や加熱履歴を調べれば、衛星形成につながった衝突イベントの年代を制約できる可能性がある。ただし、混合物の組成や加熱条件は衝突モデルによって異なるため、単一の指標で起源を判定することは難しい。

回収試料には、火星本体の歴史を調べるという別の科学的価値も期待されている。火星に隕石が衝突した際に宇宙空間へ放出された岩石の一部が、フォボスの表面に到達している可能性があるためだ。もし火星由来の粒子を特定できれば、フォボスを経由して古代火星の地殻や表層環境に関する情報を得られるかもしれない。含まれる鉱物や化学成分によっては、過去の水環境や大気の状態を調べる手掛かりとなる可能性もある。

試料分析には、日本だけでなく米国や欧州の研究機関も参加する。2023年3月に締結された協定に基づき、回収試料の少なくとも15%はNASAに提供される予定だ。NASAはヒューストンのジョンソン宇宙センターにある地球外物質研究施設で、試料の保管と分析を進める計画である。残りの試料についても、国内外の研究機関が高度な分析装置を用いて鉱物組成や微量元素、同位体比などを調べることになる。

周回軌道と地表の両方からフォボスを調べる観測装置

地球へ持ち帰る試料は、フォボスのごく限られた地点から採取される。そのため、試料だけを調べても、それが衛星全体の平均的な物質なのか、特定の場所にしか存在しないものなのかは分からない。MMXではこの問題に対応するため、周回軌道から衛星全体の地形や元素組成を調べ、採取地点の地質学的な特徴と照合する計画だ。遠隔観測と試料分析を組み合わせることが、衛星の起源を正確に推定する上で重要となる。

主要な観測装置の一つが、NASAの支援を受けてジョンズ・ホプキンス大学応用物理研究所（APL）が開発したガンマ線・中性子分光器「MEGANE」である。この装置は、高純度ゲルマニウム（HPGe）検出器を用いたガンマ線分光器と、ヘリウム3（³He）を利用する中性子検出器で構成される。宇宙線がフォボスの表面物質と反応して生じるガンマ線や中性子を測定し、表層から地下数十cm程度までの物質に含まれる元素の量を推定する仕組みだ。

主な測定対象は、水素（H）、酸素（O）、マグネシウム（Mg）、ケイ素（Si）、カリウム（K）、カルシウム（Ca）、鉄（Fe）、トリウム（Th）などである。特にケイ素と鉄の比率は、捕獲説と巨大衝突説を区別するための重要な指標となる。MEGANEは、フォボスの平均半径に相当する約11km以下の低高度で観測することで、背景雑音の影響を抑え、元素組成を測定するよう設計されている。地球へ持ち帰った試料の分析結果と比較することで、採取地点の組成が衛星全体をどの程度代表しているかを評価できる。

光学観測では、望遠カメラ「TENGOO」、広角多波長カメラ「OROCHI」、フランスのCNESが開発した近赤外分光計「MIRS」が重要な役割を担う。TENGOOは高解像度の地形画像を取得し、クレーターや岩塊、斜面などを詳しく調べる。OROCHIとMIRSは可視光から近赤外線にかけての反射特性を測定し、含水鉱物やその他の鉱物の分布を推定する。これらの観測を組み合わせることで、着陸に適した平坦な地形と、科学的に価値の高い試料が得られる場所を絞り込む。

分光観測では、フォボス全体を空間分解能約20mで調べるとともに、着陸候補地では約1mという高い分解能で詳細に観測することを目指す。着陸地点の周辺約50m四方を詳しく調べることも計画されており、表面の地形だけでなく、鉱物組成の違いや新しい岩盤露頭の存在も評価する。特に、宇宙風化の影響が小さいと考えられる新鮮な岩石が見つかれば、衛星本来の物質組成を推定する上で有力な観測対象となる。

小型ローバーIDEFIXも、軌道上からは得られない地表の情報を収集する。搭載されるのは、ラマン分光器「RAX」、赤外放射計「miniRAD」、ステレオナビゲーションカメラなどだ。RAXは地表物質にレーザー光を照射し、散乱光から鉱物の種類を調べる。miniRADは表面温度や熱的性質を観測し、カメラ類は地形の把握や車輪とレゴリスの相互作用の分析に利用される。こうした観測によって、探査機本体の着陸や試料採取に必要な地表の性質を詳しく調べる計画だ。

IDEFIXが計画どおりに走行すれば、火星の衛星表面を車輪で移動する初めての探査となる。フォボスのように重力が極端に弱い天体では、車輪を回転させたときの反力が機体の姿勢や移動に大きく影響するため、地球や火星の地表とは異なる走行制御が必要になる。地表の粒径分布や硬さ、車輪の沈み込み方などを観測することは、今後の小天体探査にも役立つ。

これらの観測装置は、試料回収のための補助的な役割を担うだけではない。仮に試料採取や地球帰還が実現しなかった場合でも、軌道上からの元素分析や分光観測、IDEFIXによる地表探査から、フォボスの起源に関する重要な科学的知見が得られる可能性がある。MMXは、遠隔観測、地表での直接観測、地球に持ち帰る試料の精密分析という三つの手法を組み合わせ、火星衛星の形成過程を多角的に検証する計画である。

過去の失敗と微小重力環境が示す探査の難しさ

H3ロケットによる打ち上げは成功したものの、MMXにはまだ多くの技術的な課題が残されている。火星の衛星を目指す探査は、これまでにも複数の計画が失敗してきた難しい分野だ。特にフォボス近傍での運用や地表への着陸、試料の採取と地球への帰還をすべて達成した例はない。

1988年に旧ソビエト連邦が打ち上げたフォボス1号は、火星へ向かう途中で地上からのコマンドに起因する問題が発生し、通信を失った。フォボス2号は火星近傍への到達と一定の観測には成功したが、フォボスへの接近・地表探査を本格的に実施する前に制御不能となった。2011年にロシアが打ち上げた試料回収探査機「フォボス・グルント」も、地球周回軌道から火星へ向かうための推進に失敗し、翌2012年に地球へ再突入した。

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  "title": "フォボスを主目的とした探査ミッションの状況",
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  "caption": "フォボス1号とフォボス・グルントは失敗、フォボス2号は部分的成功にとどまった。MMXは打ち上げに成功したが、探査ミッション全体は進行中",
  "source": "NASA NSSDC / JAXA"
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MMXには、観測機器の性能面でも確認すべき課題がある。2025年の欧州惑星科学会議（EPSC-DPS2025）で公表されたMEGANE開発チームの学会要旨では、ガンマ線分光器の高純度ゲルマニウム検出器で、想定より大きなリーク電流が観測されたことが報告されている。リーク電流は検出器の雑音やエネルギー分解能に影響する可能性があるため、開発チームはその影響を抑える対策を検討してきた。一方、この要旨では装置全体の機能試験が要求性能を満たしたことも報告されており、リーク電流が直ちに観測不能を意味するわけではない。実際の宇宙環境でどの程度の性能が得られるかは、今後の機器確認や較正によって評価する必要がある。

さらに大きな課題となるのが、フォボス表面の極端に弱い重力だ。フォボスの表面重力は地球の1000分の1にも満たず、脱出速度は秒速約11m、時速にすると約40kmにすぎない。地表でのわずかな反動でも機体が大きく跳ね上がる可能性があり、地球や火星で使われる一般的な着陸・移動技術をそのまま適用することはできない。探査機本体の着陸では、微小重力下で姿勢を保ちながら地表に接触し、試料を採取した後、再び安全に離陸する必要がある。

IDEFIXの着陸にも固有の難しさがある。上空から自由落下させる方式では、地表に衝突した後の跳ね返り方や最終的な停止姿勢が、レゴリスの硬さや粒径、摩擦特性などに左右される。フォボスの表面状態は遠隔観測だけでは十分に分かっておらず、地上で模擬した環境が実際の地表とどの程度一致するかにも不確実性が残る。そのため、IDEFIXには、着地後にどの向きで停止しても自力で起き上がる機構が備えられている。

試料採取の成功後にも、探査機には長期間の航行と複雑な運用が待ち受ける。火星圏から地球へ戻るための軌道投入、地球接近時の回収カプセル分離、大気圏再突入、オーストラリアでの回収まで、すべてが計画どおりに進まなければならない。特に、フォボスから十分な量の試料を確保できたかどうかは、実際の採取結果を確認するまで分からない。

MMXの科学的な成果を判断する上で重要なのは、捕獲小惑星説と巨大衝突説のどちらか一方を単純に選ぶことだけではない。回収試料の鉱物組成や同位体比が、火星や始原的な小惑星との関係をどのように示すのか、そして軌道上から得られる観測結果とどこまで整合するのかが問われる。2031年に予定される試料帰還が実現すれば、長年の観測と理論研究だけでは解決できなかった火星衛星の起源について、実物の物質に基づく検証が可能になる。その成果はフォボスだけでなく、直接試料を採取しないダイモスの形成過程や、太陽系初期の惑星進化を理解する上でも重要な手掛かりとなる。