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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 2, 2012

衝突研究から「はやぶさ」，そしてその先へ

藤原 顕

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（要旨）日本の惑星科学における高速度衝突研究の始まりのころ，そしてそれがどのように発展していったか，また探査も含む小惑星の研究にどのように進んでいったか．さらに将来の研究について，「衝突」をキーワードとして述べる．

もした．またその背景として惑星間塵にも関心がもた

1. はじめにれ，とくにその力学を調べる勉強会が持たれることとこの小文を書くに至った経緯を述べておきたい．

なった．この勉強会には長谷川先生を中心として向井2012 年 3 月 7 － 9 日に東大柏キャンパスで衝撃波シン正，山本哲生，小池千代枝さんら，それに私，のちにポジウムが開かれた．筆者はここで，講演を依頼され浅田智朗君らがいた．私自身は惑星間ダストを地球外て標記のようなテーマで衝突をキーワードとしたこれでピエゾ素子を用いて直接測定をしようとしていた．

までの研究と，これからについて述べた．世話人より，その地上での校正用に微粒子を高速度で飛ばすダスト文章に起こして若い人に読んでもらうとよいのではな加速器を作ろうとしていた．しかし，それ以前にロケいか，との誘いがあり，少し躊躇したが，まとめておットで上空に滞在中に測定されたと思われたダストのくこととした．レビューでもなく，さりとてまったくカウントデータは検出器のノイズであることが明らかの随想でもなく，引用なども厳密さを少々欠いたものになった．今考えると，惑星間ダストの空間分布は非であるかもしれないことをはじめにおことわりしてお常に小さいので，ロケットで検出できないのは当然できたい．

あるが，そんな時代であった．結局，測定には衛星を使わなければならないということになり当時では実現

2. 高速度衝突実験との出会い不可能であった．しかし，小型のダスト加速器がのちに宇宙研に移ってから再製作され，これが柴田裕実さ

私が京都大学大学院物理に入ったのが，1967 年，

んや長谷川直君らによって東大３MV バンデグラ―長谷川博一先生が着任されて宇宙線研究室を開いたば

フを利用した本格的なダスト静電加速器の運用へと育かりであった．翌年は奥田先生も来られ，赤外線天文っていき，さらに野上，大橋，佐々木晶さんらによる学も始まったころである．当時研究室では，深海底にダスト測定器の探査機搭載の準備にまでつながってい59

堆積した泥の放射性核種 Ni を定量することによって，くこととなった．

泥の担い手となった惑星間空間塵が浴びた宇宙線の永一方で，これらの経験を通じて，スペースでの高速年変化を調べようとしていた．このため泥の採取のた度衝突に対する関心が芽生えつつあった．しかし海外め遠洋航海に参加したり，反応断面積を決めるためのでは高速度衝突の実験が行われているということを当サイクロトロンを使った核反応実験の手伝いをしたり時の教科書 [1] で知るのみであった．挫折感をもって

1. 2006年3月まで宇宙科学研究所
hfujiw@gf6.so-net.ne.jp

いたころ，たまたま京都新聞に宇宙速度で弾丸を飛ばす装置が京大工学部航空工学に完成したという記事を

衝突研究から「はやぶさ」，そしてその先へ／藤原169

表面がクレーターで覆われているというようなこと，地球からのレーダー観測で金星の表面にもクレーターがあるらしいというようなことが分かり始めた時期である．またマリナー9 号（1971）は，フォボスとダイモスをとらえ，はじめて小天体の丸くない姿が明らかになった．このころ同じ物理教室内では林忠四郎先生，中沢さんらを中心として太陽系の起源の理論の構築が行われていた時期であり，惑星集積の素過程を調べる実験という意味合いも持っていた．学会はまだなく，月惑星シンポジウムが発表の場であった．われわれの図1： 京都大学航空工学教室長空気力学実験室のバリスチックレンジ．

実験につづいて，東大の松井さんら，名大の水谷仁，高木靖彦，さらに加藤学，荒川さんら，US の Davis，Hartmann ら，そしてイタリアでも衝突／衝突破壊実目にした．いわゆる 2 段式軽ガス銃であるが，エネル験が始められ次第に実験者が増えた．このような流れギー源として火薬を用いたものではなく，高圧圧縮空の中，Catastrophic Disruption Workshop が，今は亡気を使ったものであった（図 1）．二段式軽ガス銃としき Farinella らが提唱して 1985 年に Pisa で開かれ，私ては，国内最初の装置であった．こののち，東工大，と高木さんが参加した．その後このワークショップは東北大など，ショック物性研究用の装置が国内にも作現在にいたるまで不定期に行われている．第 3 回はられていくことになる．この実験室（宇治にある超空1990 年に京都で行った．実験によって得られたデー

気力学実験室）はショックチューブを用いて実在気体

タは，破片のサイズ分布，破壊を起こすための Q=E/の衝撃波の物理を調べていたので，それらの応用としM（衝突エネルギー E をターゲットの質量 M で割ったて開発されたものであった．

量，つまりターゲットの単位質量あたりの投入エネル

直接，神元五郎先生に電話を入れて見学に伺ったとギー），破片のサイズと速度の関係などのほか，高速ころ，それなら実験をやってみなさいと快く受け入れ

度撮影を用いた破片の運動の研究へと進められた．てくださった．当時，万年オーバードクターの身であこれらを用いた応用研究として，小惑星の族（平山りながら，また学部の壁を越えて受け入れてくださっファミリー）についての研究がある．小惑星の族はたことにいまでも感謝の念でいっぱいである．聞くと1918 年に平山清次博士が発見したものである．彼は，ころでは，後で長谷川先生が挨拶にいってくださった

木星の重力による摂動分を差し引いた固有軌道要素をそうである．これが，本格的な高速度衝突実験との出共通にする小惑星の集団を発見し，これを族と呼んだ．

会いということになった．1975 年ごろのことである．

彼の発見した族は Themis, Eos, Koronis, Flora などで，これらの族はもともとあった母天体が爆発で分裂した

3. 衝突破壊実験[2]ものであろうと考えた．その後，古在先生を始めとして族の研究が進められ，また発見される小惑星の数もこの装置で，まず行ったのが小天体にみたてた玄武

増えて族に所属する小惑星メンバーの数も多くなった．

岩のブロックに高速プラスチック弾丸（7 mm 径）を 3

たとえば Asteroids III によると Themis 族には 500 をkm/s 程度で衝突させて破壊し，サイズ分布などを調上回るメンバーが登録されるまでになっている．とにべる実験であった．実は類似の実験はクレーター実験

かく当時はまだ少なかった族に対して衝突実験データ学の大御所である Gault がすでに 1969 年に行ってはいを適用しようと考えた．族を構成する小惑星の質量をたが，かれらはテクタイトの起源を説明しようとして加え合わすことによって母天体の質量を知ることがでいた．このころはまだ，衝突破壊実験に対して惑星科きる．構成小惑星の軌道長半径の分散から速度分散が学的な視点がなかったものと思われる．なにしろ，や分かる（軌道長半径は摂動によって変化しにくい量でっとマリナー10 号による水星の近接写真（1975）からあるので）．これらの情報に衝突実験結果を適用して，

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どんな衝突が起こったかを推定した．今から見ると稚て拙なものであったが，これがきっかけとなって，このAsteroids III（2002）がそれである [4]．

のち族を衝突の力学という観点から考える研究が多くなり，今ではこれが当たり前になった．

いく．Asteroids（1979），Asteroids II（1989），

小惑星のラブルパイルモデルという言葉は Asteroid
II の中に Davis らが使っている．似たような概念は筆初期のころは，破壊の程度をあらわす量として（最者も衝突破片速度の計測実験から，ある程度大きな破大破片の質量）／（元の標的物体の質量）が 1／2 になる

片は速度が遅いので , 衝突破壊後に降りつもるというために必要とされる Q 値（前出）は天体の大きさによ概念を出していた．1980 年の論文ではコンタクトバらず一定とされたが，やがて当然であるが，物体の大イナリーの存在を少し述べた．ラブルパイルやバイナ

きさとともにどのように変わるかという，いわゆるスリー，コンタクトバイナリーといった概念は今や当たケーリング則が問題となった．Housen や Holsappleり前として使われている．小惑星も 1991 年になり，は以前からクレーターに対して次元解析法を用いてこはじめてその姿が直接探査機によって撮像されるようのスケーリング問題を考えていたので，破壊に関してになった（951Gaspra）．243Ida のように実際に衛星がもこの方法を適用して研究を行った．一方，日本でも付随しているようなものも探査で明らかになった．た

水谷さんが，いわゆる水谷スケーリングを提唱した．

だ，これらの小惑星はメイン惑星への探査の途中で画これらのスケーリング則は実験を進めるうえでの実験像が取られたもので，小惑星そのものをメインターゲパラメターの選択のよりどころとなり，指導的役割をットとしたミッションではなかった．小惑星の中でも果たしてきた．スケーリング則はその後もなお発展と大きなものは衝突後の破片を再集積したものであろう

検証が進められるとともに，実験サイドでも破片の速ということで，ラブルパイル構造をもつものが多いで度分布などが中村昭子，小野瀬さんらによっていろいあろうというのが，多くの予想であった．一方，小さろな条件下にわたって研究が進められている．このよな小惑星はそうでなく単体（モノリシック）であろうとうな流れの一方で衝突破壊を数値シミューレーション考えられた．小惑星の自転の分布からもこの考えが支で 研 究 す る 流 れ も 現 れ た． 最 初 の 本 格 的 な研 究 は持されていた．ところが実際に探査機から撮られた画Asphaug であったと思う．物体の強度が支配的にな像を見るかぎり，Gaspra，Ida，Eros といった大きなる条件下，および重力が支配的になる領域の現象を調

小惑星がラブルパイルの様相を呈していないというこべるコードが開発され，いろいろな天体破壊現象に適とで，謎とされた．この問題は現在でも解決されたわ用された．1990 年代後半には Michel らによる飛散しけではない．

た破片群の間の重力的な干渉も考慮して現象をフォローするような研究も現れた．

4. 小天体の探査にむけてすこし時代をさかのぼって小惑星の話にもどる．実験をはじめたころ小惑星に関する文献としては1980 年代終わりごろになると日本でも惑星探査をGehrel が編集した Physical Studies of Minor Planets

始めたいという動きがでてきた．それまでに惑星間空というペーパーバックの本があった [3]．この本は間に向けて打ち上げられた探査機は 1985 年ハレー彗

1972 年 NASA 出版の論文集録であるが，この時点で，星に向けての 2 機の探査機「さきがけ」と「すいせい」，登録されていた小惑星の数はわずかに 1748 個であっ1990 年に打ち上げられ地球－月間でスイングバイ実た．小惑星の形状は変光観測をもとに簡単な推定が行験を行った「ひてん」があり，惑星探査後発国ではあわれるといった程度であった．この本の見開きのとこりながらも着実に技術が蓄積されつつあった．ただころに地球型小惑星の一つである Geographos の想像イ

れらの探査機での観測では，まだ本格的に惑星科学者ラストとして，細長い棒の両側に半球がついた人工的が参加したものではなかった．当時，惑星科学者コミなものが掲載されている．この天体は現在ではレーダ

ュニティとしては，まず月探査からスタートし火星，ー観測によって本物に近いモデルが出されている．こ水星や小惑星という具合に段階的に進めていこうと考の本を継承してその後，よく知られている Arizonaえていたようである．このあたりの経緯については私

Univ. Press 出版の Asteroids シリーズへと引き継がれも十分把握していない．小天体に向けたミッションと衝突研究から「はやぶさ」，そしてその先へ／藤原171

しては，このころ考えていたものとして近地球型小惑見せつけられた．私も宇宙研に移る前ごろから，小惑星のランデブー探査と，彗星をターゲットとした日米星探査をどのよう行うべきかに目が向いていた．1985

共同のサッカーミッションというのがある．

年には小惑星サンプルリターンについての研究会が鶴サッカーミッションについては，日本側は上杉，川田先生の呼びかけで宇宙研で行われ，そこで族小惑星口，清水先生を中心に，私も研究会に加わることになのメンバーをつぎつぎに探査していって母天体の復元った．これは彗星に接近し，フライバイの際に彗星かをしようという提案を行った．また，小惑星フライバ

ら出るダストを捕獲して地球に持ち帰るというものでイに際して第 2 体を衝突させて舞い上がった塵を探査あった．そこで相対速度 km/s オーダーの速度で飛び機がキャッチして地球に持ち帰るという方法を月惑星込んでくる塵を，できるだけ，破壊・変性させずに捕シンポジウムで提案した（1990 年）．しかし，当時こ獲するための方法を開発することになった．私たちはれらを惑星科学者が現実的な計画に作り上げるのには門野，中村さんらとともに，すでに京都の実験室に設力量不足であった． これに似たミッションがのちに置していた自前の二段式軽ガス銃を使って発泡スチロ

NASA で Tempel１ 彗 星 を タ ー ゲ ッ ト にールやスタックした薄いシートなどに 4 km/s までのDEEPIMPACT ミッションとして行われている（2005

速度で弾丸を打ち込み，どのような現象が起こるか，年打ち上げ）．もっとも，このミッションではダスト入射粒子は捕獲できるかどうかといった実験を行うこを捕獲するのではなく衝突時の発光を観測するというとになった．のちにはエアロジエルという低密度材をものであったが．このような状況の中で，われわれと用いても行った．しかし，当時ターゲットとしていたしてどのようなミッションを行うべきか，ということ彗星と探査機の相対速度 8 km/s では捕獲が不可能でになった．いろいろな経緯はともかく，結論として小あろうということになった．そうこうしているうちに惑星サンプルリターンを行おうということになった．

米側は相対速度が 6 km/s という Wild2 彗星と探査機

サンプルリターンは惑星探査としては最もレベルの高軌道を見つけ出し，すぐ後で述べるディスカバリープ

い技術を必要とする．最初からサンプルリターンによログラムとして結局 Stardust というミッションで実ってサイエンスを目的とするより，むしろ，工学実験現することとなる（1999 年打ち上げ，2006 年試料帰還）．

探査機と位置付けて，今後本格的なサンプルリターン

しかしこのときに調べた低密度体に対する衝突貫入実を行うための基本技術を習得することを目的とするも験の成果は，後に北沢君らによってデブリ捕獲研究に，のであった．われわれ探査を行いたい惑星科学者にとまた Stardust で持ち帰られた試料の解析に関連したって幸運であったのは工学の人たちがこのような難度実験（奥平さんら）として引き継がれることとなった．の高いミッションに対して非常に意欲的であったことさきに述べたが，小惑星探査としてはランデブー計画である．もちろんこのような野心的なミッションをエがあったが，これには私はかかわっていない．しかし，ンカレッジした宇宙研上層部の理解と熱意がなければこれも結局 NEAR 計画として NASA が取り上げ，進めることができなかったであろう．MUSES-C（はやEros を探査することとなった（1996 年打ち上げ，2000ぶさ）の詳細について，ここで詳細をあれこれと話す

年ランデブー）．これは小惑星を主ターゲットとしたつもりはない．この小文では衝突というキーワードで初めてのミッションとなった．

話しているのだから．

私が宇宙研に移ったのが 1992 年の秋，この年ちょともかく，サンプルリターンを行うということにな

うど日本惑星学会の立ち上げが京都であった．この学り，試料の採取法を考えるグループを国内の理学工学会成立の一つの大きな動機づけとして日本の惑星探査の研究者とメーカーに参加してもらい立ち上げた．いをエンカレッジするというものであった．宇宙研に移ろいろとブレインストーミングの結果，衝突で舞い上ってすぐ上杉，川口先生と US で開かれたディスカバがった試料を採取するということになり，これまで行リープログラムのミッション選択の公開シンポジウムってきた衝突の研究が生かされることとなった（といに参加した．全米の研究機関から 70 を超す惑星探査

うよりこれまでの研究をバックにしてこのような採取ミッション提案があり，米国の惑星探査に関係するグ法が組み立てられたといったほうがよい）．この方式

ループの層の厚さの日本のレベルとの差をまざまざとのポイントは，小惑星のような低重力下では弾丸の衝

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突によって初速が与えられた放出物はその速度を維持したままで上方に向かうので，それをスカート状のホーンで集めて狭い収納箱に導くという点である．安部，長谷川，矢野，高木君らと実験室で衝突実験をくりかえし，また航空機や落下による無重力試験を行い，試料の収率や変成を抑えるといったことを考えて衝突条件が決定された．発射器の開発は東北大高山研究室に世話になり，厳しい環境下で確実に動作するものにするための機構の開発，また材料の選択などを大学の理学工学にまたがる研究者，メーカーとの共同で行なった．しかし探査機に組み込まれた最終的なものはホーンの入り口が狭くなったり，いろいろな制約を受けたのは少し残念であった．サンプラーは本来予定したと

図2：2010A2．（NASA）

おりには作動できなかったが，帰還した容器に微小なものではあったものの試料が見つかってほっとした．
さて，はやぶさが探査した小惑星イトカワであるが，の物質種や隕石種の決定」であった．はやぶさの探査したイトカワのスペクトルタイプは S 型であった．今あらかじめ想像していたものとはかなりちがったもの

2014 年打ち上げをめざして準備が進められている「はであった（探査機が到着する前にイトカワがどんな天

やぶさ 2」は C 型小惑星をめざすことになっており，体かを予想する国内研究会と国際研究会を持ったのだ

当初のシナリオにそって進められている．今回は第 2が）[5]．本稿のテーマに関連して興味深いのは，イトの物体を表面に打ち込んで人工クレーターをつくり，カワがラブルパイルであろうということである．これ

内部を露出させた周辺に行って中から露出した試料をは，密度が 1.9 g/cc と低いこと，表面にリッジなどの採取することも予定されている．C 型小惑星がもつ有線状構造が見られないこと，角ばっておらず，丸っこ機物に対する興味とともに，この天体の構造に関するい形をしていることなどから推論された．先にも述べ手掛かりも得られそうで，期待をもって見守っている．

たように，大きな小惑星はラブルパイルであろうと予さらにソーラー電力セイルを利用したトロヤ群探査な想されていたが，これまでの探査で見つからず，イトども考えられており実現が望まれる．

カワのようなちっぽけな天体がラブルパイル構造であ衝突にかかわってきた者ならば自然界での大規模天るという発見はこの業界で予想外のこととして受け取体衝突の現場を見てみたいと思うだろう．これにたいられた．ほぼ時を同じくして，Michel らは破壊後のして最近，破壊したばかりの小惑星が観測されて話題破片集団の中で相互の集積がおこり小さなラブルパイになった．

ル天体ができあがることを数値シミュレーションで示

ひとつは 2010 A2 という大きさが 150 ｍ程度の天体した．しかし，どのような天体がどのくらいの比率でである（図 2）[6]．これは LINEAR 地上観測によってラブルパイルなのかなど，太陽系のグローバルな進化

2010 年 1 月 6 日 に 発 見 さ れ た． そ の 後 HUBBLE との中でイトカワがどういう履歴をたどって今日に至っ

ROSETTA によって観測された．近日点，遠日点はたのかという見解はまだできあがっていない．今後，それぞれ 2.00 AU，2.57 AU．発見当初は彗星と考え持ち帰られた試料の分析の中からもヒントが得られるられたが衝突をうけて破片が散らばったものと考えたかもしれない．

ほうがよく説明できることがわかった．衝突が起こったのは 2009 年 3 月下旬と推定されている．１億年以上

5. 将 来前にできたとされるフローラ族に属している．この天体は，かなり大規模なトータル破壊を起こしているよはやぶさを計画したとき理学的目的としてのうたいうに見られ，おびただしい数の破片群がみられる．も文句は，「代表的スペクトルタイプに対応する小惑星うひとつの天体は 596Scheila である [7]．近日点，遠衝突研究から「はやぶさ」，そしてその先へ／藤原

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日点がそれぞれ 2.44 AU，3.41 AU で D 型ではないかを考える必要がある．この意味で小惑星のサーベイとといわれている．こちらは直径 113 km と大きく，衝突予測の高精度化が重要である．サーベイに関して2010 年 12 月 2－3 日に衝突したと考えられている．部

言えば，かつて磯部琇三さんは昼間に太陽側からやっ分的に破壊を起こし，破片が周囲に散らばっているよてくるものが観測にかからないと述べていた．これにうにみえる．

関して NASA では金星軌道付近にサーベイ用探査機

カメラや，いろいろなサイズの試料を捕獲するためを打ち上げるということも検討されているという報告の装置，あるいはダスト検出器などを搭載した探査機がされている [8]．重大な衝突が確実とわかった場合，をこれらに接近させて探査を行うというのは面白いと衝突回避の手段が必要である．そのためにはまず相手思われる．地球から，ダイレクトに探査機を送った場の性質を知る必要があるが，「「はやぶさ」や「はやぶ合，それぞれの天体への接近相対速度は 5.1 km/s，さ 2」，US の OSIRIS Rex，ESA が計画している「ド6.1 km/s 程度であるから，なんとかインタクトに近ンキホーテ」など，今後の近地球型小惑星探査は小惑い状態でダストのフライバイ捕獲ができよう．ただし，星の組成や構造に関して重要な知識を提供することに衝突に対する機器の十分な防御対策が必要である．大なろう．さらに，なんらかの危険回避対策のため地球きな試料の捕獲や詳細な接近観測には減速したり衝突からの緊急発進をして短時間に対称天体に接近するに回避の工夫が必要である．さきに述べた古いファミリ

は強力な非慣性飛行のできる強力な推進機を積んだ探ーに属する小惑星メンバーをつぎつぎに訪ねて行く探査機が必要となろう．

査は困難だが，ここで述べた最近できたばかりのミニ

一方で，このような非慣性飛行が可能な探査機は太ファミリーならそのような探査は行いやすく，このよ

陽系内の科学探査のスピードを格段にアップさせるこうな探査によって小天体の内部を直接見るということとができ，惑星科学者のこれへの期待は大きい．おりが現実に可能である．このような研究はアカデミック

しも最近 NASA は小型の原子炉を搭載した探査機プな意義だけでなく，次に述べるスペースガードの観点

ロメテウス計画検討の予算を少額ではあるが復活させからも興味がもたれる．

たというニュースが流れていた [9]．かねがね，太陽

昨年 2011 年 11 月 8 日，月までの距離の 5 分の４の系探査も重力による慣性航行をメインにしたものからところをサイズ約 400 m の天体 YU55 が通過したとい抜け出すべきだと考えているが，そろそろこのようなうニュースが話題になった． 100 m 程度の天体が地ものを本気で検討する時代にはいってきたように思わ球に衝突する割合は 1000 年に 1 回ぐらいと考えられてれる．原子力エネルギーの利用は昨今問題が多いのだ

いる．規模としてはツングースカのイベントを上回るが，今の段階で利用できるものはこれにかぎられる．

ものとなるといわれる．東日本大震災程度の災害がさらに他の未来型の推進機関もいろいろと視野に入れ1000 年に 1 度といわれているがそれと同程度の確率とながら，惑星科学者は先の世界と技術も見据えて進むいうことで無視できないものとなる．もっとも小惑星道を提言していきたいと思う．

にたいする確率は地球あたりの確率であるが．さらに規模の大きいものは確率は小さいけれども過去に起こ参考文献

り，全地球的な影響があったことがわかっている．この種の議論で注意すべきことは確率論で片づけてはならないところである．確率の考えはわれわれの知識が不十分で現象の予測が不可能な場合につかわれる概念[1] Kinslow, R.,1970, High-velocity impact phenomena(Academic press).
[2] 衝 突 破 壊 研 究 の 流 れ を 知 る に は 以 下 を み よ．

である．確率だけで考えていると「予想外」というこ

Fujiwara, A. et al., 1989, in Asteroids II, 240, 及 びとになって取り返しがつかないことになる．今の場合Holsapple, K. et al., 2002, in Asteroids III, 443. これは危険なサイズの小惑星が十分リストアップされ精度らのreference も参照．

よく軌道がわかり，なおかつ精度の高い計算によって[3] http://archive.org/details/physicalstudieso00gehr

衝突予測が原理的に可能になるであろうことである．

[4] 小 惑 星 研 究 に つ い て は 以 下 を 見 よ． い ず れ も

もしこれで危険な衝突が確実となった場合，衝突回避

Arizona University Press 発 行 Gehrels, T. ed., 1979,

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Asteroids, Binzel, R. et al. eds., 1989, Asteroids II,Bottke, Jr. et al. eds., 2002, Asteroids III.
[5] は や ぶ さ の 観 測 し た イ ト カ ワ に 関 し て は つ ぎの 特 集 号 を み よ．Science 2-June 2006 (Vol.312,No.5778).
[6] Snodgrass, C. et al., 2010, Nature 467, 814.
[7] Ishiguro, M. et al., 2011, ApJ 741, L24..
[8] NASA panel weights asteroid danger, 2010, Nature467, 140.
[9] Fission power back on NASA’s agenda, 2012, Nature482, 141.