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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 2, 2016

「サイズ分布ビッグピクチャー研究会」開催報告
長谷川 直 ，野沢 貴也 ，平下 博之 ，中村 昭子 ，４
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臼井 文彦 ，和田 浩二 ，大坪 貴文
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太陽系内におけるダスト・小惑星のサイズ分布につい1. はじめにて，観測事実に関する統一的な描像を得ることを研究
2016 年 2 月 11 日と 2 月 12 日の２日間にわたり，東会の１つの目的とした．

京スカイツリータウンソラマチ 8 階にある千葉工業大研究会のもう 1 つの柱は，サイズ分布を変化させる

学東京スカイツリータウンキャンパスにて，「サイズ要因としての，惑星の形成進化過程における衝突成長・分布ビッグピクチャー研究会」を開催した．

破壊過程の最新の理論・室内実験の知見を取り入れる

我々の住む宇宙におけるさまざまな場，すなわち，ことである．さらに太陽系をも飛び出して，星間物理

太陽系・系外惑星系・星間空間・星形成領域・銀河系・学や銀河進化学におけるダストサイズ分布の起源・進系外銀河・銀河間空間において，固体物質がどのよう化の理論・観測を俯瞰した議論を行うことも目的としな起源であり，どのように進化していくかを知ることた．これによって，固体物質の進化に共通する物理過は，宇宙・太陽系の形成進化史を理解する上で非常に程を洗い出し，星間空間ダスト生成から太陽系形成を重要である．固体物質は，宇宙の環境に応じて様々な一つのシナリオで結びつけることができる．太陽系内特徴的サイズ・サイズ分布を持って存在するため，そにおけるダスト・天体サイズ分布はどういう物理過程

れらのサイズ分布からダスト・微惑星・小天体の起源を反映しているか，銀河・星間ダストと共通する物理や進化に迫る手がかりが得られる．

過程は何か，太陽系ダストの性質に星間ダストの進化

比較的よく知られている太陽系の火星・木星間のメインベルト領域については，直径 1000 km のケレスかはどれくらい反映されるのか等，マルチスケールでの分野横断的な議論も研究会の目的とした．

ら 10 nm のβメテオロイドサイズまで，固体物質が連続的に存在している．しかしその範囲としては，直2. 講演内容14

径にして 10 というダイナミックレンジを持つため，その計測方法は望遠鏡によるリモート観測から探査機講演内容プログラムについて下記に示す（敬称略）．

によるその場計測まで多岐にわたり，さらにサイズ分布を表す単位すら異なっている．そのため，固体物質

２月11日
（木・祝）
のサイズ分布をひとつの線として繋ぐことができてお【太陽系内サイズ分布の観測】

らず，太陽系科学の中でも研究分野として分断された

吉田二美（国立天文台）

状態にある．そこで，まず研究会の柱の１つとして，・小天体サイズ分布観測（近地球～ TNOs 各領域）

1. 宇宙航空研究開発機構
2. 国立天文台
3. 台湾中央研究院
4. 神戸大学
5. 千葉工業大学
6. 東京大学
hasehase@isas.jaxa.jp

諸田智克（名古屋大学）■2016遊星人Vol25-2_製版.indd

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・探査機による太陽系天体表面のクレーターサイズ分布石黒正晃（ソウル大学校）
・光学観測による太陽系内ダスト観測

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大坪貴文
（東京大学）

平下博之（台湾中央研究院）

・黄道ダスト・彗星ダストの中間遠赤外線観測

・銀河・星間空間ダストのサイズ分布進化植田高啓（東京工業大学）

井上昭雄（大阪産業大学）

・黄道光の非対称性から推定する惑星間塵のサイズと・銀河間空間におけるダストサイズ分布

その起源
平井隆之
（宇宙航空研究開発機構）
・探査機によるダストその場サイズ分布計測

各講演内容について，下記に示す．
吉田二美（国立天文台）は小天体サイズ分布観測（近阿部新助（日本大学）

地球～ TNOs 各領域）について講演をした．特に 2012

・可視光・大型レーダー流星観測による太陽系メテオ

年に新潟で開催され ACM2012 以降に進展のあった太ロイドのサイズ分布
家正則（国立天文台）・衝突励起禁制線の物理を用いた流星サイズの測定

陽系形成モデルの概略と 2012 年以降に進展のあった木星トロヤ群や TNOs のサイズ分布についての研究の紹介が行われた．サイズ分布と色の観点から木星・海王星トロヤ群や一部 TNOs は同一起源の可能性が示唆【室内実験によるサイズ分布計測】されること，TNOs は各グループ内に色が同程度に分

中村昭子（神戸大学）

散されており力学的に混合されていると思われること，・室内衝突破壊実験によるサイズ分布測定

小惑星の Q-type は小惑星帯領域でなく，近地球領域

西田政弘（名古屋工業大学）に来てから惑星との近接効果によって表層がリフレッ・超高速飛翔体衝突時に発生する破片サイズ分布シュされたものが多いと思われること等を紹介した．

道上達広（近畿大学）
・衝突破片形状分布～100 µｍサイズから一枚岩の小諸田智克（名古屋大学）
は探査機による太陽系天体表面のクレーターサイズ分布について講演をした．クレ

惑星サイズ（100m）までーター記録の位置づけと基礎についてまず解説し，
月・門野敏彦（産業医科大学）

火星のクレーターサイズ分布から太陽系内側の衝突天・衝突破壊による破片サイズ分布とクラック分布につ体は同一起源であり，過去 40 億年で衝突天体の起源いては変化していないこと，外惑星衛星のクレーターサイ
ズ分布は内惑星と異なり，これは衝突天体の違いを反
２月12日
（金）
【太陽系・惑星系のサイズ分布の理論・観測】映していると考えられていること等を紹介した．
石黒正晃（ソウル大学校）
は光学観測による太陽系内

藤原英明（国立天文台）ダスト観測について講演をした．まず，ダスト雲形状・デブリ円盤ダストの観測の光学観測による軌道決定法から彗星・崩壊小惑星か和田浩二（千葉工業大学）

ら放出されたダストのサイズとその分布を推定する方・ダスト成長素過程とサイズ分布法を話した．また，当該手法を用いてのこれまでの研小林

究をまとめ，彗星から 10 cm 〜 µm サイズのダストが浩（名古屋大学）

・惑星形成における衝突過程により決まる天体のサイズ分布放出されていること，それらの微分サイズ分布の冪がβ＝ 3.5 に近いこと，崩壊小惑星のダスト供給で現在の黄道光を説明することが難しいこと，ロゼッタ探査【星間空間・超新星・銀河のサイズ分布観測】機搭載カメラによる直接ダスト計測と光学観測による尾中推定法が一致すること等を紹介した．

敬（東京大学）・星間ダストサイズ分布
木村宏（神戸大学）

大坪貴文（東京大学）
は黄道ダスト・彗星ダストの中間遠赤外線観測について講演をした．中間遠赤外線観・局所星間雲ダストのサイズ分布や物理特性測によるアプローチから，彗星シリケイトダストの主野沢貴也（国立天文台）

要なサイズは sub-µm 程度であること，黄道光の構成・超新星ダストのサイズ分布粒子は 100 µm 以上であること等を示した．

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植田高啓
（東京工業大学）は黄道光の非対称性から推定する惑星間塵のサイズとその起源について講演をしトラックの衝突断面積を求め．コラムの直径が数 mmであることを明らかにした．

た．観測データと小惑星・彗星から放出されたダスト

中村昭子（神戸大学）
は室内衝突破壊実験によるサイの軌道計算，温度プロファイルを付き合わせて，黄道ズ分布測定について講演をした．室内実験による衝突

光放射は 300 µm 以上の彗星起源のダストが支配的で破片のサイズ分布の冪乗について，さまざまな物質・あることを示した．

空隙率・衝突履歴・衝突条件の観点から過去の実験事平井隆之（宇宙航空研究開発機構）は直径数十 µm 以例を紹介した．サイズ分布の冪乗は複数回衝突でも冪下のダストを対象とした探査機によるその場サイズ分部分の形状はエネルギー密度が同じなら同様になるこ

布計測について講演をした．その場ダスト計測についと，衝突速度があがると冪が急になる傾向にあることてその歴史を紹介し，過去の探査機・ダスト計測器の（秒速１km 以下の衝突だとβが 2.8 程度，秒速 4 km種類について１つ１つ丁寧に紹介した．地球近傍での程度だとβが 3.5 未満，秒速 10 km 以上だと β が 3.5

その場計測結果は，月サンプルからだけではわからな以上になることもある）等について紹介した．

かった数 µm 以下のダスト分布に制約を与えた．一方，

西田政弘（名古屋工業大学）
は超高速飛翔体衝突時に惑星間空間でのその場計測は，10 例に満たないもの発生する破片サイズ分布について講演をした．特にアの水星軌道から冥王星軌道まで幅広くカバーし，各領ルミニウム合金についてのサイズ分布が紹介された．

域におけるダスト分布の構造を明らかにした．また，衝突速度・衝突角度・衝突材質によるサイズ分布の変これまで計測されてきたその場ダスト計測器の短所を化について示した．

打開する為の新たなる計測方法と，近い将来の探査機

道上達広（近畿大学）は～100 µ ｍサイズの天体表面に搭載されるダスト検出器によって行われる探査と期粒子から 10 km の小惑星サイズまでの衝突破片形状待されるサイエンスの成果についても紹介した．

分布について講演をした．室内実験の破片形状比と阿部新助（日本大学）は可視光・大型レーダー流星観測による太陽系メテオロイドのサイズ分布について講100 µm から 10 km くらいまででの粒子～小惑星の形状比が類似していること等を紹介した．

演をした．レーダー流星観測による計測方法を紹介し，

門野敏彦（産業医科大学）
は，原理的な側面からなぜ地球に飛び込んでくる 0.1 〜 10 mm のサイズの流星と衝突破壊によってこれまで報告されているような破片その冪についての初期成果を紹介した．

サイズ分布になるのかについて講演をした．衝突破片

家正則（国立天文台）は衝突励起禁制線の物理を用いのサイズ分布にはある特徴的な形があり，その形は指た流星サイズの測定について講演をした．M31 外部数関数と冪乗の分布があること，指数関数はランダム

ハロー領域を撮像中に偶然写った複数トラックを基に，分割によるポアソン分布が起因であり，液体・リング

衝突励起の禁制線・流星速度・中性酸素原子密度から状・棒状・金属・高空隙率の破壊によく見られること，

図1： 研究会の集合写真．

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冪乗分布はクラック分布がフラクタル的に成長するこ

木村宏（神戸大学）
は局所星間雲ダストのサイズ分布とが起因と考えられること，脆性材料のサイズ分布にや物理特性について講演をした．ユリシーズ探査機でついては最大破片領域の指数関数部と微小破片領域の計測された太陽系近傍にあるローカルバブル星間空間

冪乗分布部の組み合わせであることを紹介した．

起源のダストのサイズ分布を紹介し，また，その観測藤原英明（国立天文台）はデブリ円盤ダストの観測について講演をした．すばる望遠鏡やあかりで観測されされているダスト組成についての理論的な説明についても紹介した．

たデブリ円盤について紹介し，それらのサイズ分布を野沢貴也（国立天文台）は超新星内で生成されるダス示した．系外デブリ円盤の TNOs 域は µm-mm サイズ

トとそのサイズについての理論的な研究について講演のダストが支配的であること，系外デブリ円盤でも小をした．超新星は宇宙空間に存在するダストの主要な惑星帯領域にダストを持つ天体がほとんど見つかってソースの一つであり，超新星でのダスト形成はガス濃いないこと，小惑星帯領域にダストを持つ系外デブリ度に依存して数Åから数 µm サイズのダストが形成さ

円盤は FGK 型だと 1 µm くらいのダストが地球領域くれること，リバース衝撃波によっておよそ 0.1 µm 以らいに存在すること（太陽系のサイズ分布とは矛盾は下のサイズは破壊されるため，超新星からは 0.1 µmしないこと）等を示した．

から数 µm のダストが主に宇宙空間に放出されること

和田浩二（千葉工業大学）はダスト成長素過程とサイを示した．

ズ分布について講演をした．まず微粒子合体の基本的

平下博之（台湾中央研究院天文及天文物理研究所）
はな物理について紹介し，それを踏まえた原始惑星系円銀河・星間空間ダストのサイズ分布進化について講演

盤内の微粒子合体のシミュレーション結果について紹をした．講演者らのサイズ分布進化モデルを基に，濃介した．ダストサイズ分布の進化として，成長可能速い星間物質（分子雲など）でのダストの成長・合体と，度ではダストのサイズ差は拡大し，破壊速度では逆に星間物質の拡散成分でのダストの破壊・破砕が，ダス拡大しないこと，ダストの成長において，まず低密度ト量だけでなく，ダストサイズ分布を決定づけているで大きくなり，次にガス抵抗による圧縮，自己重力にことを紹介した．星形成と関連して，分子雲コアによる圧縮で 10 km サイズまで成長ができることを紹µm サイズ以上のダストが存在する観測結果にも触れ介した．

た．

小林浩（名古屋大学）は惑星形成における多発衝突に井上昭雄（大阪産業大学）
は銀河間空間におけるダスより決まる天体のサイズ分布について講演をした．天トサイズ分布について講演をした．銀河間ダストの観体の衝突断面積・惑星重力・太陽輻射圧・ポインティ

測状況と理論予測およびそのサイズについての紹介をングロバートソン効果・ヤルコフスキー効果等が惑星おこなった．銀河間空間では 0.1 µm 以下のサイズの系内の衝突破壊進化で重要な役割を果たすことが示し，ダストは破壊され，存在しているのは 0.1 µm 以上の具体的には太陽系小惑星帯において，100 〜 1 km 程ダストであることを紹介した．

度で衝突断面積が，100 m 〜 1 m 程度でヤルコフスキー効果が，100 〜 1 µm でポインティングロバートソ

3. まとめン効果が，1 µm 以下で太陽輻射圧がそのサイズ分布に深く寄与することを紹介した．

今回は惑星科学・天文学・宇宙工学分野までさまざ尾中敬（東京大学）は，星間空間の減光から導出されまな背景を持つ人々が，サイズ分布というキーワードる星間ダストサイズ分布について講演をした．星間空を元に参加した（図 1）．今回の研究会で，太陽系内に間中には 10 nm 〜 1 µm サイズのダストが存在するこおけるサイズ分布について，観測事実に関する統一的と，10 nm － 0.1 µm のダストのサイズ分布は β=3.2な描像を得ることができ，また，室内実験によるアプ－ 3.6 で，衝突カスケードによる分布と一致しているローチからサイズ分布についての現象そのものに迫ること，このサイズ分布をもつダストは超新星からは放ことができ，宇宙におけるダスト生成から太陽系形成出されないので，星間空間での破壊によってもたらさ後の固体物質のサイズ分布進化までの道筋を辿ることれるべきであることを示した．

ができた．

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特に，ダスト生成から星間空間のサイズは数 nm 〜数 µm のサイズであること，ダストが数 µm 以上に成長するのは分子雲コア〜原始太陽系円盤といった場所であること，デブリ円盤では数 mm 程度のダストが存在し，破壊による生成を考えると mm サイズ以上のダストの存在の可能性があること，太陽系内のサイズ分布計測においてその冪が一致していること，サイズ分
布には衝突だけでなく光子が塵や小天体に及ぼす力でも変化すること，衝突破壊のサイズ分布は指数関数＋冪乗分布の形であらわすことができること，が主に研究会を通して再確認した項目である．
研 究 会 の 資 料 は http://komatta.astron.s.u-tokyo.
ac.jp/size_dist_ws/ にある．パスワードの保護がされているため，研究会参加者以外でご興味のある方は研究会世話人（size.dist.ws@gmail.com）までお問い合わせくださるようお願いしたい．
研究会開催に際して，世話人の１人（長谷川）の細かい講演指定に応えて発表を行っていただいた講演者の方々，研究会に参加し研究会を盛り上げてくださった参加者の方々に心から感謝申し上げたい．また，千葉工業大学惑星探査研究センターのご厚意により，東京スカイツリーに隣接したアクセスなどに利便性の高い魅力的な会場をお借りすることができたことと，大学共同利用機関法人自然科学研究機構国立天文台研究集会開催補助資金の補助をいただいたことも実り多い研究会開催に本質的に重要であった．本研究会のウェブページ開設，および上述の研究会の資料の掲載には東京大学大学院理学系研究科天文学専攻尾中研究室のウェブサーバをお借りした．これらの機関・補助にも深く御礼申し上げる．

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