ソーラー電力セイル探査機によるトロヤ群小惑星探査および宇宙赤外線背景放射観測／中村 他

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特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ」

ソーラー電力セイル探査機によるトロヤ群
小惑星探査および宇宙赤外線背景放射観測中村 良介 ，松浦 周二 ，船瀬 龍 ，矢野 創 ，森 治 ，
2333
津田 雄一 ，吉田 二美 ，高遠 徳尚 ，小久保 英一郎
12222

2012年7月9日受領，2012年8月1日受理．

（要旨）原始太陽系円盤を構成していた初期物質を探るためには，惑星形成時の熱変成の影響を免れた小惑
星・彗星・惑星間塵といった小天体の研究が不可欠である．なかでも木星のラグランジュ点付近に存在するトロヤ群小惑星は，小惑星と彗星の間をつなぐ天体であり，原始太陽系円盤の物質分布や微惑星の成長・移動プロセスを調べる上で重要なターゲットである．本稿では，日本が世界に先駆けて実証したソーラー電力
セイル技術を用いたトロヤ群小惑星探査ミッションを提案する．この探査は（1）トロヤ群小惑星の詳細な物
質組成や熱史・衝突史を調べることで，その起源と進化を明らかにする，（2）惑星間塵の空間分布を測定することで，彗星・小惑星からの生成率や軌道進化に関する理解を深め，その結果を他の惑星系に応用する，（3）惑星間塵の影響の少ない小惑星帯以遠からの宇宙赤外線背景放射観測によって，宇宙初期に形成された第一世代の星を調べる，という科学目標をあわせ持つ，惑星科学・天文学・宇宙工学の融合ミッションである．

1. はじめにド推進を実現する．トロヤ群のような遠方の天体を探査する場合，長期にわたるクルージングフェーズは不2010 年 5 月 21 日，金星探査機「あかつき」とともに可避である．大型ミッションの機会が限定されつつあ

小型ソーラー電力セイル実証機イカロス（IKAROS ＝る状況下で，このクルージングフェーズを積極的に活Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation

用するために，惑星間塵および宇宙赤外線背景放射のOf the Sun）が打ち上げられた．イカロスは 6 月 9 日に観測を行う．まず 2 節で，全体の科学的意義をまとめは膜面の展開に成功し，その後，太陽光による加速おた後，3 節で搭載機器とミッションシナリオを提示す

よび膜面の方向調整による軌道・姿勢制御を実現し，る．4 節では，欧米で提案されている類似ミッション

名実ともに世界初の光子帆船となった [1]．また薄膜との比較を行う．

太陽電池による太陽光発電を実現し，深宇宙探査における大面積薄膜太陽電池の利用可能性を拓いたことも，

2. 科学目的

イカロスの大きな成果のひとつである．本稿では，イカロスの後継となるソーラー電力セイル探査機にて木星をフライバイし，ラグランジュ点付近にあるトロヤ群小惑星のランデブー探査を行うことを提案する．面22.1

トロヤ群の起源と進化

最近になって，彗星のようなコマ活動を示すメイン

積 2000m の薄膜太陽電池で得た大電力により高性能ベルト小惑星がいくつも発見されている．P/2010 A2のイオンエンジンを駆動し，光子加速とのハイブリッや Scheila のように衝突によってダストが放出された

1. 産業技術総合研究所
2. 宇宙航空研究開発機構
3. 国立天文台
r.nakamura@aist.go.jp■2012遊星人Vol21-3.indd

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例もあるが [2, 3]，133/P や 176/P のように複数回にわたって活動している天体では，揮発性物質の昇華によってダストが放出されていると考えられている [4]．

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Main-belt comets と呼ばれるこうした天体は，活動していない時には C 型小惑星とまったく区別がつかない．

2.2

惑星間塵の詳細モデル構築

逆に言えば，多くの C 型小惑星が内部あるいは表面付彗星活動や小惑星同士の衝突によって放出された塵近に多量の揮発性物質を保持し続けている可能性があは，太陽の周囲をめぐる惑星間塵となる．惑星間塵はる．実際 Themis や Cybele といった C 型小惑星では，太陽光を反射し，黄道面を中心に半値幅 30 度程度のその表面に水氷や有機物由来の赤外線吸収が発見され広がりを持つ黄道光として観測される．赤外線観測衛ている [5]．彗星と小惑星の間には本質的な違いはなく，星 IRAS や「あかり」，あるいは地上からの黄道光観測単に含まれる水や有機物の多寡によって便宜的な区別によって，彗星の軌道にそったダストトレールや [10]，をつけるしかないのだろうか？あるいは小惑星と彗星

ここ数百万年以内の小惑星の衝突破壊によって形成さでは形成場所が異なる（〜 Snow line をまたぐ）ために，れたダストバンドが発見されている [11]．また惑星の氷／岩石比が非連続的に変わっているのだろうか？

重力摂動は，惑星間塵の軌道進化に影響を与え，平均こうした疑問に答えるための鍵となるのが，太陽＝共鳴軌道付近のダストリングや塵円盤輝度分布の南北木星と正三角形を成す位置（ラグランジュ点 L4 および非対称性を生成する [12]．我々の太陽系の塵円盤と生L5）の近辺に存在するトロヤ群小惑星である．その起成源である彗星や小惑星，さらには摂動源である惑星源については，（A）木星形成時に近傍で形成された微の軌道との関係を記述するモデルを構築し，そのモデ惑星のごく一部が，そのまま安定領域にトラップされルを他の恒星の周囲に存在する塵円盤に適用することた [6]（B）木星と土星の平均運動共鳴によって海王星がで，太陽系外の惑星系に存在する彗星や小惑星さらにより遠方に移動した時に，海王星よりも遠くで形成さは惑星に関する情報を得ることができる [13]．たとえれた天体が内側に運ばれて形成された [7] という二つ

ば，すばる望遠鏡は，画架座β星の周囲に存在するの説が提唱されている．（A）の古典的シナリオでは，塵円盤中に，惑星の重力摂動によるレゾナンスリング

もともと木星領域に存在していた天体のほとんどは，構造を発見した [14]．その後 VLT 望遠鏡で直接検知さ木星の摂動によって内惑星領域やオールト雲に飛ばされた惑星は，まさにすばるの塵円盤観測から予測されれ失われてしまう．長周期彗星の供給源であるオールた位置に存在していた [15]．塵円盤の微細構造の観測

ト雲は主に天王星・海王星領域に起源を持ち，短周期は，中心星スペクトルのドップラーシフトやトランジ彗星は海王星以遠の微惑星の生き残りであるとするとット観測と並ぶ，有力な惑星検出手法になりうるので[8]，トロヤ群小惑星は短周期彗星とも長周期彗星ともある．

異なる起源を持つ，原始太陽系の貴重な「化石」となる．

2.3 宇宙赤外線背景放射観測による初期宇宙探査

一方（B）のシナリオ（いわゆるニースモデル）では，トロヤ群小惑星はカイパーベルト天体とほぼ同じ海王星

すばる望遠鏡は，星周塵円盤の観測を行うのみなら以遠の領域で形成されており，その組成は短周期彗星ず，最も遠い（〜古い）銀河の発見記録も更新し続けてやケンタウルス天体に近いと予測される．長周期彗星

いる [16]．初期宇宙の量子ゆらぎは，再結合期のマイの重水素／水素比は地球の海洋よりも高いのに対して，クロ波背景放射の温度ゆらぎとして観測される非常に最近観測された短周期彗星（ハートリー第二）の重水素微小な密度ゆらぎを生み出す．密度ゆらぎは宇宙の膨／水素比は地球の海洋とほぼ一致する [9]．（B）のシナ張に伴って成長し，やがては銀河や銀河団などの現在リオが正しい場合には，トロヤ群小惑星上の水や有機の宇宙に見られる巨大な天体スケールの構造を形成す

物は原始地球に持ち込まれたものと共通の起源を持つ

る．再結合期から現在見つかっている最遠方の銀河ののかもしれない．いずれにせよ，トロヤ群小惑星は太時代までの間には，宇宙最初の星形成の時代があった陽系の起源と進化を語る上で最重要な研究対象のひとと考えられるが，そこは観測的に未開の時代である．

つであり，その探査が原始太陽系円盤における物質分

しかし，この時代であっても（1）宇宙年齢 1 億歳ごろ

布や微惑星の成長・移動プロセスに重要な制約を与えに宇宙で初めて誕生したと考えられている第一世代のることは間違いない．

星からの放射（2）あらゆる系外銀河の重ねあわせからなる背景放射（3）宇宙創成時以来残存している未知の■2012遊星人Vol21-3.indd

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表1： 小惑星および惑星間塵観測装置とその探査対象．オプションでない必須の観測装置については，過去の探査機に搭載された類似装置の実績を示している．

観測装置

探査対象

過去のミッションの類似装置

多色望遠カメラ

クレーターやボルダーの分布，熱変成度，含水鉱物や無水珪酸塩の吸収帯，宇宙風化

はやぶさ1・2 AMICA
Mass<2.5 kg. 観測波長域は 380,440, 550, 640, 750, 860, 950 nm

広視野カメラ

惑星間塵の空間構造

はやぶさ1・2 ONC-W1
Mass<3 kg.
観測波長域は,Pioneer と同じ
440/640 nm,シリケイト吸収の存在
する950 nm

可視・赤外線
イメージング分光計

水（1.4/1.9/3 um）
・有機物（〜3.4）
・ 海外機器をAOで調達
含水鉱物（2.2－2.4）などの吸収帯
Mass<5 kg，Power<5 W
M3，VNIRの後継機

中間赤外線カメラ

熱慣性,鉱物分布

あかつき／はやぶさ
Mass<4.5 kg.

ダスト検出器

惑星間塵の空間構造

イカロス ALADDIN
有効面積 ～ 4m2
検出サイズ >10-12g
Mass<1kg

レーザー測距計（オプション）

重力測定（内部構造）

はやぶさ1・2 LIDAR

ガンマ線検出器（オプション）

ガンマ線バースト

イカロス

ローバー（オプション）

表面温度,鉱物組織,元素はやぶさ1・2
ミネルバ, MASCOT

紫外分光計（オプション）

揮発ガス

のぞみ UVS, かぐやUPI

TIR

GAP

表2： 可視・赤外線背景放射観測装置の仕様．4つの波長域で，星間ダスト放射や黄道光熱放射成分の重要なスペクトル構造の観測と，それを用いた前景成分の評価を行う．赤方偏位z=10-20 の第一世代星のライマン端や ライマンα線の特徴的スペク
トル構造の検出が期待される可視・近赤外域（0.8-2μm）が，本ミッションでのコア波長域と位置づけられる．想定される
総重量は30kg．

波長帯

可視可視－近赤外

近赤外

中間赤外

観測波長域[mm]0.4－0.8

0.8－2.1

2.1－4.5

4.5－9

検出器

CMOSHgCdTe

HgCdTeHgCdTeアレイサイズ

64128

642642

波長分解能

3030

3030

スリット視野

2秒×1度

１秒×1度

2秒×1度

2秒×1度

望遠鏡サイズ15cm φ

画素視野

1秒×1秒

0.5秒×0.5秒

1秒×1秒

1秒×1秒

22

検出器温度

－

<90K

<60K

<40K

望遠鏡温度

－

<200K

<100K

<60K

素粒子の崩壊光子，といった成分は存在し，それは宇なるところまで行って観測を行わなければならない

宙赤外線背景放射として我々に届いているはずである[18]．微細構造を含む惑星間塵の正確なモデルを構築[17]．この宇宙赤外線背景放射を観測するための最大し，それを小惑星以遠での観測データから正確に差しの障害が，前景にある黄道光や大気光である．地球近引くことで，宇宙背景放射の可視〜中間赤外域での正傍の宇宙空間からの観測で大気光を避けることはでき確な測定が初めて可能となる．

るが，黄道光を避けるためには惑星間塵の密度が低く■2012遊星人Vol21-3.indd

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図1：宇宙赤外線背景放射と前景放射（主に黄道光）および望遠鏡熱放射（望遠鏡の放射率εは3%を仮定）との強度比較．太陽からの距離 Rは天文単位（AU）で表されている．これまでに観測された宇宙背景放射の値は，観測値から惑星間塵モデルによって計算された黄道光成分を差し引くことで得られている．小惑星帯よりも遠方で観測を行うことで，この不定性を大幅に小さくすることが可能となる．
また近赤外域においては，赤方偏移を受けた第一世代の星からの光を直接検出できる可能性がある．

Earth to Jupiter

Jupiter to Achilles"#      $!   

図2：黄道面北側から見た探査機軌道．軸上の数字の単位はキロメートル．左側は地球スイングバイから木星に至るまでの，右側は木星からラグランジュ点の探査対象天体に到達するまでの軌道．

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ングフェーズで，複数の異なる地点から広視野可視カメラによる黄道光観測を行うことで，小惑星ダストバンドや彗星ダストトレールの三次元構造が明らかになるだろう．軌道進化モデル計算との比較により，ダストの放出率や放出年代にさらに詳細な制約が与えられることとなる [11]．また宇宙赤外線背景放射用の中間赤外観測装置と合わせて，塵の反射率や組成を調べることも可能である [10]．ダスト検知器によるその場観測では，黄道光の明るさを支配している数十〜数百μm の塵よりも，一桁小さいサイズレンジの塵を観測する [20]．両者を統合することで，日心距離によるサイズ分布の変化を導出し，惑星間塵全体に対する彗星・小惑星の寄与割合を明らかにする．宇宙赤外線背景放射観測装置は，黄緯の高い領域も観測する必要がある
図3：探査機本体と宇宙赤外線背景放射観測装置の視線方向（Line-Of-Sight=LOS）と視野（Field-Of-View=FOV）の位置
関係．セイルとつながっている中央のスリップリング（黒色部分）は自転しているが，観測装置やアンテナは慣性系に固定されている．

ため，望遠鏡視野と探査機スピン軸（〜黄道面内・反太陽方向）の成す角度θ（図 3 参照）を 45°に設定する．
スピン軸まわりの位相角（φ）
を，一定のステップで変えながら定期的に観測を行うことで，天空上の 1°幅のドーナッツ状領域を観測できる．図 2 に示される探査機の軌道に沿ってスピン軸が天空上を回転してゆくと，3. ミッションシナリオと期待される成果

反太陽方向を見ているドーナッツ状の視野は黄経方向に徐々にシフトしてゆく．図 1 に示されるように，黄木星スイングバイを行う場合の探査機の軌道例を図

道光の明るさは小惑星帯を超えると地球軌道付近より2 に，また搭載予定観測装置の概要を表 1 および表 2も二桁近く小さくなるため，第一世代の星からの近赤に示す．この例では，探査機は 2019 年に打ち上げられ，外域〜中間赤外域での放射を直接検知することが期待

約 2 年間の電気推進による加速フェーズ（EDVEGAされる．

[Electric Delta-V Earth Gravity Assist] フ ェ ー ズ）をターゲット小惑星に到着後は，はやぶさ・はやぶさ経て 2021 年に地球スイングバイを行う．その 2 年後に2 同様に対象天体から太陽側に離れた場所でランデブ木星でのスイングバイを行い，7 年後の 2028 年に L4ーしながら小惑星全体のマッピングを行う．可視多色のトロヤ群小惑星アキレスに到達する．その間のクル

望遠カメラおよびイメージング分光計は，ターゲットージングフェーズでは，表 1 の中のダスト検知器によから数千 km 離れた位置から，50 〜 200 m/pixel の空るその場観測と広視野可視カメラによる黄道光観測，間分解能で 100 km のアキレス全体を視野に収める．

さらには表 2 に示される仕様の観測装置で赤外線背景

後述するように，表面の大部分は過去の熱履歴や宇宙放射観測を行う．ミッションが長期にわたるため，機風化の影響により，目立った吸収のない「赤い」スペ上でのフラット補正および感度劣化補正手法の開発がクトルを示すと予測されるが，大きなクレーターの壁重要な検討項目となる．

や底，あるいは温度の低い極域には，氷や有機物ある

惑星間空間での塵の光学観測は，地球より内側ではいは水質変成鉱物が存在する可能性がある．こうしたヘリオス探査機で，外側ではパイオニア探査機でそれ重要な領域については，小惑星に数百 m まで接近しぞれ行われている [19]．しかし，どちらも広視野 CCDて高空間分解能での観測を行い，氷・有機物・水質変カメラではなく視野の狭い Photometer（光度計）によ成鉱の吸収帯を探索する．平常時は，「はやぶさ」とる観測であり，詳細な空間構造を捉えられるほどの分同様に，太陽－探査機－小惑星が一直線に並ぶ線上に解能がなかった．木星軌道に到達するまでのクルージ探査機を保持するが，この位置からはずれても太陽角■2012遊星人Vol21-3.indd257

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012の制約（45 度程度）の範囲内で姿勢を変更し，小惑星さらには New Horizons が行うカイパーベルト天体を指向することが可能である．また，より正確な質量（〜 1000 km）の探査結果と比較することで，微惑星成測定のために周回軌道への投入や，クルージングフェ長に伴う物質分化プロセスが天体サイズや原始太陽系ーズの小惑星フライバイ観測も，現在検討がすすめら円盤内の位置とどのように関連しているかを調べるこれている .とができる．逆にできるだけ小さい天体をターゲット

2.1 節で述べた（B）のモデル（いわゆるニースモデとすれば，短周期彗星と同じ起源を持ち同程度の熱変ル）が正しいとすると，トロヤ群は短周期彗星と同じ成を受けた天体を見ることができるかもしれない．ヘ起源を持つ．実際トロヤ群の大部分を占める D・T・クトルは直径 15 km 程度の衛星を持っているため，彗

P 型の小惑星と，彗星核の可視・赤外線（400 〜 2500星アナログ天体（衛星）とカイパーベルト天体のようにnm）スペクトルは非常に良く似ており，どちらも波長分化した天体（本体）を同時に観測できる可能性がある．

が長くなるにつれて反射率が高くなる．一方，これまでに Giotto, Deep Impact, Stardust 等の探査機が観測

4. 他国の類似ミッションとの比較した短周期彗星核の典型的なサイズは数 km であるのに対して，アキレスの直径は 100 km を超えている．

本 提 案 と 類 似 の ト ロ ヤ 群 探 査 と し て， 欧 州 で はつまり本ミッションでは，（海王星以遠の）短周期彗星

ESA cosmic vision に Trojan Odyssey ミッションが提と同じ領域で形成され，より大きく成長した天体を観案された [23]．このミッションは，ヒルダ群および複測できる可能性がある．一般的に，より大きなサイズ数（典型的なミッションシナリオでは 5 つ）のトロヤ群に成長した天体ほど大きな熱・水質変成を受ける．た小惑星へのマルチフライバイミッションである．最近

とえば C 型小惑星由来だと考えられている炭素質コンの近赤外線スペクトルサーベイでは，トロヤ群小惑星

ドライトのうち，CI や CM といったタイプは多量ののスペクトルの傾きが 2 つのグループに分離できるこ含水鉱物を含んでいる．こうした隕石の母天体には，とが報告されている [24]．また３節で述べたたように，小惑星同士の衝突あるいは母天体上での短寿命放射性天体のサイズの違いは，水質変成度の違いに反映され核種の崩壊熱によって液体の水が存在し，その水が無ている可能性がある．こうした多様性を捉えるために水シリケイトと反応して含水鉱物が形成されたと考えは，Odyssey のような複数天体へのフライバイミッシられている．これまでの地上観測では，トロヤ群天体

ョンは非常に有効である．本提案のように単一の天体

では 3 μm 帯の含水鉱物による吸収は発見されていなを詳細に調べるランデブー探査と，複数の対象を一度い [5]．一方 400 〜 2500 nm ではほぼ同じスペクトルをに調べることのできる Trojan Odyssey のようなマル示すメインベルトの D 型小惑星 Irmintraud や木星のチフライバイ探査が相補的な関係にあることは言うま近傍をまわる衛星テーベ・アマルテアには 3 μm 吸収でもない．搭載観測装置もほとんどが共通しているたが存在する [5, 21, 22]．この 3 μm 吸収帯の有無は，天め，一方の探査機にもう一方の観測装置を提供するか体の経験した水質変成度の違いを反映していると考えたちの国際協力が可能である．欧州は，Dawn 探査機られる．探査機に搭載されたイメージング分光計によに搭載された VNIR のような可視・赤外線のイメージる観測では，衝突による一時的な高温を経験したクレング分光計において多くの実績を持っており，こうしーターの底などに，水質変成を受けた鉱物を発見できた装置を日本側の探査機に搭載するメリットは大きい．

る可能性がある．またアキレスの母天体が Ceres やカ

米 国 に お い て は，2013 〜 2022 年 の NRC Decadal

イパーベルト天体なみのサイズ（〜 1000 km）にまで達

Survey においてトロヤ群ランデブーミッションがしていたなら，母天体上でのローカルな加熱・氷溶融

New Frontier ミッションの 5 つの候補のひとつになっ過程を反映した変質帯が見つかるかもしれない．ている [25]．化学推進＋原子力電池を利用する基本案

ターゲット天体の選択は打ち上げ時期に依存する．の予算は 2015 年度ベースでおよそ 9 億 4 千万ドルと見かりに L4 で最も大きい（360 × 210 km）ヘクトルへ行積もられており，日本のミッションの数倍の規模に達ければ，NASA の探査機 Dawn が行う岩石質・炭素質す る． 欧 州 同 様 に 米 国 も Mars Reconnaissanceの 巨 大 小 惑 星（Vesta 〜 500 km，Ceres 〜 950 km），Orbiter 搭載の CRISM，あるいはインドの月探査機チ■2012遊星人Vol21-3.indd258

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ャ ン ド ラ ヤ ー ン に 搭 載 さ れ た Moon Mineralogical
3

L24.

Mapper（M ）といった小型の可視・赤外線イメージン[4] Jewitt, D., 2012, Astronomical Journal 143, 66.

グ分光計を開発している．イメージング分光計は膨大[5] Takir, D. and Emery, J. P., 2012, Icarus 219, 641.

なデータを生成するため，データ受信に関する国際協[6] Marzari, F. and Scholl, H., 1998, Icarus 131, 41.

3

力が重要となる．実際に「はやぶさ 2」では，M を小3[7] Morbidelli, A. et al., 2005, Nature 435, 462.

型化した Mini M の搭載と，Deep Space Network に[8] Dones, L. et al., 2004, in Comets II, 153.

よるミッションデータ受信が検討されたこともあった．

[9] Hartogh, P. et al., 2011, Nature 478, 218.

着陸後に，ランダー・ローバーによるその場探査が[10] Ishiguro, M. et al., 2007, Icarus 189, 169.

できれば，上空からのリモートセンシングだけでは得られない元素組成や岩石組織などの貴重な情報が得ら

259[11] Nesvorny, D. et al., 2008, Astrophysical Journal 679,
L143.

れる．実際 Decadal Survey のミッション検討では，[12] Dermott, S. F. et al., 1994, Nature 369, 719.

近 地 球 小 惑 星 EROS の ラ ン デ ブ ー 探 査 を 行 っ た[13] 石黒正晃，中村良介，1999，天文月報 92, 93.

NEAR/Shoemaker 探査機のように，ミッションの最[14] Okamoto, Y. et al., 2004, Nature 431, 660.

後に小惑星表面に着地する可能性についても言及され[15] Lagrange, A. M. et al., 2009, Astronomy andている [25]．しかしながら，もっとも科学的な価値が高いのは，宇宙風化や衝突の影響の少ない新鮮な内部物質のサンプルリターンであることは言うまでもない．
2.1 節で詳述したようにトロヤ群天体の内部に揮発性物質が存在する可能性は十分にある．もちろん，はやAstrophysics 506, 927.
[16] Shibuya, T. et al., 2012, Astrophysical Journal 752,114.
[17] Matsumoto, T. et al., 2011, Astrophysical Journal 742,124.

ぶさ 2 で宇宙衝突実験や高精度誘導の実績を積んだ後[18] Matsuura, S., 2002, Far-IR, Sub-mm & MM Detector

であっても，トロヤ群小惑星の内部物質を取得し地球Technology Workshop, Apr 2-3, 2002, in Monterey,に持ち帰ることは工学的にチャレンジングな課題である．しかし欧米よりもはるかに規模の小さい日本の予算・コミュニティが，同じような科学テーマを同じような切り口で実行するだけでは欧米の類似ミッション

CA, USA.
[19] Leinert, C. et al., 1998, Astronomy and Astrophysics
Supplement Series 127, 1.
[20] Yano, H. et al., 2012, The 39th COSPAR Scientificに 太 刀 打 ち 出 来 な い． だ か ら こ そ ラ ン デ ブ ー で はAssembly, B0.5-0002-12, COSPAR2012 Abstract CD-NEAR/Shoemaker に先行された「はやぶさ」は，サンROM.

プルリターンミッションとなったのだ．現在ソーラー電力セイル WG では，トロヤ群に到達するまでの経路[21] Kanno, A. et al., 2004 Geophysical Research Letters
30, 170000-1.の最適化などにより，マルチランデブーさらにはサン[22] Takato, N. et al., 2004 Science 306, 2224.

プルリターンを行う可能性についても検討がすすめら[23] Lamy, P. et al., 2012, Experimental Astronomy 33, 685.

れている．ソーラー電力セイルをはじめとする世界最[24] Emery, J. P. et al., 2011, Astronomical Journal 141, 25.

先端の深宇宙探査技術にさらに磨きをかけ，惑星科学・[25] http://sites.nationalacademies.org/SSB/SSB_059331

天文学・物理学・鉱物学・宇宙生物学にまたがる広いコミュニティからの支持を集めることで，「宇宙・惑星系・生命の起源」に迫る本ミッションを実現させたい．

参考文献[1] Tsuda, Y. et al., 2011, Acta Astronautica 69, 833.
[2] Kim, J. et al., 2012, Astrophysical Journal 746, L11.
[3] Ishiguro, M. et al., 2011, Astrophysical Journal 741,

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