108

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

火の鳥「はやぶさ」未来編 その11～小惑星の内部構造を探る～
並木 則行 ，水野 貴秀 ，千秋 博紀 ，山田 竜平 ，平田 成 ，
1野田 寛大 ，LIDARサイエンスチーム
1, 23415（要旨）はやぶさ 2 では小惑星内部構造の解明を目指している．レーザ高度計からは測距と送受光レベルの観測データが得られ，形状モデルや重力推定の基礎データが提供される．小惑星の不均一性や形状の静水圧平衡からのずれ，形状中心と重心のずれは小惑星の合体成長史を知る手掛りになるだろう．また，レーザ高度計のダスト観測モードでは浮遊ダストの検出に挑戦する．もし検出されれば，小惑星表層進化の理解に一石を投じることになる．さらに宇宙衝突実験で発生する地震波動は表面流動と地形緩和を広範に引き起こす可能性があり，小惑星内部構造の研究に新たな分野を切り拓くことになるかも知れない．

1. 小惑星の内部構造という科学れない．期待されるのは，衝突・合体の痕跡として残されているかもしれない不均一性と，表層のレゴリス，筆者らはレーザ高度計（LIght Detection And Ranging: LIDAR）の開発に従事しながら，・小サイズの小惑星の形成過程を明らかにし，小惑星の衝突進化モデルを検証する・小惑星上の物質移動など，地質活動を明らかにし，回収試料のコンテキストを与えるボルダーの水平，垂直移動による物質進化である．こ
うした研究は隕石サンプルの分析データを解釈する上で重要な先験的情報となるだろう．これまでは，隕石サンプルが母天体内で形成されてから地球に到達するまでの間に，母天体同士の合体による天体内部の流動や，サンプルが表層に露出してから後のレゴリス内でという目標を掲げて，小惑星の表層と内部の研究を行の上下運動はほとんど考慮されていなかった．しかし，っている．はやぶさ 2 に搭載されるレーザ高度計から小惑星が静的な母天体という描像を探査が変えていくは測距値と送受光レベルが得られる．その詳細につい可能性がある．また，小惑星での衝突，合体，軌道変ては 3 本の機器開発論文が出版されているので，是非，遷，表層進化についての知見は太陽系形成，衛星形成

これらの論文を参照していただきたい．基本の測距性の理論研究にも波及して，惑星科学の体系を実証的に能については Mizuno et al. [1] に，アルベド観測にお補強するという意義がある．

いて想定される測定誤差については Yamada et al. [2]に，ダスト観測の概要については Senshu et al. [3] に詳述されている．

1.1

惑星科学における意義

はやぶさ初号機はラブルパイル（rubble pile）構造を小惑星の「内部構造」といっても，月や火星のよう有する小惑星が実在すること世界で初めて明らかにしな重力天体内部と同様に分化が生じているとは考えらた．ラブルパイル構造は小惑星が衝突破壊と再集積を繰り返して進化してきたことを意味する．そこで次に

1. 国立天文台 RISE月惑星探査検討室
2. 総合研究大学院大学
3. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
4. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
5. 会津大学 先端情報科学研究センター
nori.namiki@nao.ac.jp

重要となるのは小惑星内部での不均一から小天体同士の合体と，その後の形状変化を探ることだろう．そのヒントもはやぶさ初号機からもたらされている．図 1に示すようにラッコの頭と胴に例えられる小惑星

火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

109

提とした隕石サンプルの太陽風照射や宇宙線照射から推定される深さや年代について見直しを迫ることになるかも知れないからである．小惑星の表層進化の研究には探査機によるその場観察が必須であり，その最先端を行く日本でこそ今後の発展が期待される分野である．

1.2

形状モデルと重力観測小惑星の内部構造を探る上でもっとも基本的な観測量は形状と重力である．Itokawa を含む複数の小天体のバルク密度の推定をもとに，マクロ空隙率による小惑星の分類が提案されており [9]，空隙率 30 % 以上の
図1： はやぶさが取得したイトカワ画像（ST-2420855658）に加筆．

天体をラブルパイル構造天体，20 % 以下を破砕構造天体，ほぼ 0 % を稠密構造天体と定義している．従って，10 % の精度で空隙率を推定することができればItokawa の形状は独立に進化した 2 天体が緩やかに結ラブルパイル構造天体と破砕構造天体を区別すること合している可能性を暗示する．これは Itokawa に限らが可能である．これははやぶさの後継機としてはやぶず，Toutatis にも共通する特徴である [4]．

さ 2 が必ず達成すべき目標である．また，地溝やリッジ，太陽系内での衝突破壊については，クレーターを始クレーターの空間分布を正確な形状モデルをもとに記めとして様々な証拠が残されている．しかし，天体同載し，その形態から表層下の層構造や空隙率変化とい士の合体についての痕跡は非常に少ない．Itokawa のった物理的状態を明らかにすることは，内部構造を調ように緩く合体した（らしい）天体内部の不均一を観測査するための基礎となる [10]．さらに，重力データをし，サンプルを増やしていくことで，合体天体の形状もとに等ポテンシャル面形状や地表面傾斜量を推定すがどのように変化していくかという素過程 [5] を調べることで，表層物質の流動過程が議論される [6]．

ることができるかもしれない．合体とその後の形状変小天体の合体過程の研究という観点では，天体の全化が小惑星のサイズ分布や物質進化に与えた影響は，体構造に関わる規模の不均一性が重要である．図 1 に観測的な制約が無いためにこれまでは大きく取り上げ見られるように Itokawa では天体を二分するような空られてこなかったが，日本の小惑星探査が新しい分野隙率や密度の変化があると期待されるが，残念ながらを切り拓く切掛けになるのであれば面白い．

質量（重力場の 0 次項）以上の観測結果は得られなかっ小惑星表層を内部構造と呼ぶのは言辞において矛盾た．はやぶさ 2 が目指している小惑星 162173 Ryugu

しているかも知れないが，小惑星表層のレゴリスやボは Itokawa に比べて球形に近い形状をしている [11] のルダーの挙動 [6]，地形もまた重要な研究対象となる．

で，Itokawa のような大きな構造変化は期待できない

表層の形態が内部での運動や応力場の制約となるからのかもしれない．それでも，静水圧平衡からの形状のである．例えば Asphaug et al. [7] は小惑星 Eros 表層のずれや，重心と形状中心のずれから不均一性を調査す

ボルダーのサイズ分布から，ブラジルナッツ効果によることは大切な達成目標である．

るサイズ分布の変化を提唱した．また，微小衝突とその振動が引き起こす小惑星レゴリスの対流運動につい1.3

物理探査ては，Yamada et al. [8] によって詳細な検討がなされ天体の内部構造を調べる上でもっとも空間分解能がている．こうした小惑星表層の運動についての仮説は，高い手法は，もちろん地震波探査である．小惑星探査

検証のための観測データが不足しており大きな不確定用のペネトレータの開発はこれまでも度々話題には上性を内在している．それでもこれらの仮説が示唆するがっているが，残念ながら本稿の執筆時点でもまだ実表層進化の影響は大きい．静的な，安定した環境を前用化されていない．電磁波探査も地球観測では有力な110

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

手法であるが，天体深部まで探ることは難しい．将来的にはミューオンを用いた探査も検討されているようなので大いに期待したい．つまり，現状からははやぶさ 2 での物理探査は検討外，と考えられるかもしれな
い．しかし，はやぶさ 2 には衝突装置（SCI）[12] という大変ユニークな実験装置が搭載されている．SCI の第一の目的は内部物質のサンプル回収のための掘削であるが，SCI 衝突が引き起こす地震波動によって小惑星表面の地形が変化することが考えられる．Seismic
shaking と呼ばれる小惑星の地形緩和は表面のクレー
ター年代の測定 [e. g., 10] や，クレーター，ボルダーサ
イズ分布を解釈する [e. g., 13, 14] 上でも，決して無視できない要因であろう．衝突実験の前後で表面地形のビフォー・アフターを観察することにより表層流動の

図2： LIDARフライトモデル外観．

ヒントを得ることが出来れば，小惑星表層の物質進化に関してはやぶさ 2 独自の貴重な観測的制約が手に入る可能性がある．

測誤差と期待される成果について紹介したい．
SCI 実験では小惑星表面に地震動が生じるだろう．

秤動，自転速度の変化も天体内部を制約する重要な小惑星の微小な重力下では，僅かな地震の加速度でも観測量である．外部からのトルクに対する天体の応答

容易にレゴリスやボルダーが浮きあがる [13, 14]．安から，慣性モーメントやエネルギー消散率を読み取る

息角に近い傾斜があれば重力傾斜の方向に地すべりがことができる [e. g., 15]．しかしながら，外部に主だっ起きるだろうし，ブラジルナッツ効果 [7] によってボた摂動源が存在しない Ryugu では秤動，自転速度のルダーが浮き上がってくるかもしれない．どれくらい変化から内部構造を推定することは期待できない．な広範囲に seismic shaking が起きるかは，表層の層構

お，Ryugu の自転軸が公転面に対して大きく傾いてい造や，レゴリスのエネルギー消散率，空隙率，内部摩る場合 [11] には YORP 効果によって自転速度が変化す擦といった弾性波の伝播特性に依る．微小重力下で堆る可能性がある [16]．これはこれで大変興味深い研究

積するレゴリスの物理特性は地上実験では再現が困難課題であるが，本稿の主旨からは外れるのでこれ以上である [12] ため，seismic shaking のモデルを実際の小は追求しないことにする，惑星に適用する上で大きな不確定要因となっている．
SCI の衝突実験でこうした物理量をおさえることがで

2. はやぶさ2の観測

きれば，小惑星の表層進化の研究を一歩前へ進めることになる．

形状モデルや重力観測から小惑星の内部構造を探るために，はやぶさ 2 LIDAR（図 2）の測距値が有効である．LIDAR は探査機から照射されたレーザが小惑星

2.1

LIDAR測距と重力測距の基本性能は Mizuno et al. [1] に詳述されている．

表面で反射され，探査機に返ってくるまでの時間を計

その主要項目のみをまとめると表 1 のようになる．バ測することで，探査機と小惑星表面の距離を計測する

ルク密度推定に要求される精度は最大 10 % である装置である．LIDAR は測距と同時に送光パルスと受（1.2）．はやぶさ 2 では初号機の実績も考慮して，要求光パルスの強度を計測して，小惑星表面の反射率（ア精度を 7 % と設定し，体積計測目標精度に 5 %，質量ルベド）を測定することができる．また，測距モード（重力）計測目標精度に 3 % と配分した．これに対応すからダストカウントモードに切り替えて，小惑星表面る測距精度は，ホームポジション（HP）高度 20 km か付近を浮遊しているダストを検出する機能も有していら 33 m となるが，表 1 から明らかなようにはやぶさ 2

る．以下にこうした観測手法を概説し，想定される観LIDAR はこの要求を十分に満足している．一方，重火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

111

表1： はやぶさ2 LIDAR測距基本性能．

項 目
測距範囲
測距誤差
フットプリントサイズ
サンプリング周波数性能（地上試験実績）
30 m - 25 km（想定アルベドが0.06 - 0.1に対して）± 1 m（高度30 mにおいて），± 5.5 m（高度25 kmにおいて）20.4 mrad（高度1 km以下において），1.5 mrad（高度1 km以上において）最大1 Hz

力計測精度ははやぶさ 2 アストロダイナミクスチーム

この測線が北極から南極まで等間隔に並んだとすると，が 推 定 し て お り，HP か ら 12 時 間 以 上 か け て 高 度 4

約 13 m 間隔になる．ちなみに形状モデルの解像度はkm まで自由落下させる運用を 2 回繰り返すことで重ONC の画像解像度に依るので，LIDAR の平均測線間力計測精度 3 % が達成される．小惑星の重力はあらゆ

隔よりもはるかに高い解像度が得られる．

る近接運用，降下運用に必須の情報であるので，はや1 本の測線上に並んだ測距値は空間分解能が高く，

ぶさ 2 では小惑星到着後の早い時期に 2 回の自由落下

かつ，精度も良い．1 本の測線を観測している間に軌計測が予定されている．アストロダイナミクスチーム

道修正が行われることは少ないので，HP における小の推定の前提となっている測距誤差（標準偏差）は 10

惑星重心に対する探査機の運動は太陽光圧の影響が支m であり，この要求も LIDAR は満たしている．

配的になると考えられる．この摂動は，フットプリン

形状中心と重心のずれの計測に関しては目標設定がトの緩やかな水平移動と測距値の単調増加 / 減少とし難しい．あまりに小さなバルク密度の差や，あまりにて表れるはずで，形状モデルと測線を照合させれば容小さい形状中心 / 重心ずれを計測目標に掲げたとして易に除去できるバイアス誤差である．この高空間分解も，所詮は内部が均一であることを示すに過ぎないか

能，高精度地形データは特に短波長の roughness の推らである．大規模な構造の大きなバルク密度差を検出定に威力を発揮する [17]．小惑星表面の roughness はしてこそ科学的意義がある．ひとつの目安として，最一方で測距とアルベド測定の誤差要因となっているの低でも直径の 1/3 以上のサイズの密度偏りが，最低でで，測距と roughness 測定を繰り返し解析して地形モも 10 % 以上の空隙率の差異を有していると仮定する

デルの精度を上げることが可能かもしれない．と，形状中心 / 重心ずれは 10 m を超える．そこで重心を 10 m 以下の精度で推定するために必要な自由落

2.2

表面アルベド観測下（12 時間以上）の回数をアストロダイナミクスチー

レーザ送光強度と小惑星表面からの反射光強度を測ムが求めたところ，4 回以上必要となることが分かっ定することで，レーザ波長（1064 nm）における小惑星た．2 回の重力測定運用だけでは，この要求は満たさ表面の幾何アルベド（geometric albedo）を観測するこれないが，幸いなことにはやぶさ 2 は 3 回のタッチダとができる [2]．表層進化の観点からは，特に相対アウン運用，3 機のローバ放出，SCI クレーター探索とルベドの地域変化が重要な観測目標となる．アルベド複数回の近接運用を実施することになっている．降下の変化要因としては，衝突によるイジェクタ放出，同時には探査機の安全確保のために軌道マヌーバを実施

じく衝突により励起される seismic shaking，そしてしない訳にはいかないが，上昇時は制約が少ないので地球などの潮汐力の影響が考えられる．急斜面では地自由「上昇」を行うことが可能である．これらの機会

表更新が頻繁に起きて宇宙風化のムラが生じている可を利用して，Ryugu の重心位置決定精度の向上と，重能性も大いにある．

力場の高次項推定を図りたい．

C 型小天体表面のアルベドの地域変化については，測距の空間分解能は 1 秒周期のサンプリング中にど小惑星 Mathilde では比較的小さく± 6 % 程度であっ

れだけ自転するかによる．自転周期 7.63 時間と有効直た [25] が，火星の衛星 Phobos では± 20 % とやや変化

径 875 m [11] を用いると，測線上の最大間隔は 10 cmが大きいことが知られている [26]．両者の違いが何にである．一方，測線間隔は自転軸の向きに依るため，起因するのかはよくわかっていないが，レゴリスの移見積もりが困難である．もし仮に，1 週間に 2 自転分動や宇宙風化作用との関連が考えられる．一方で，はの測距を 1 年間繰り返せば 104 本の測線が得られる．

やぶさ 2 LIDAR のアルベド観測は誤差が大きく，機112

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016

器固有の誤差要因を積み上げるだけでも± 18 % に達

ご く 微 弱 な 反 射 光 が 戻 っ て く る と 期 待 さ れ る．

する [2]．加えて，地形傾斜や roughness といった小惑

LIDAR の閾値は十分低く設定できるので，原理的に星の表面状態も大きな誤差要因である．形状モデルやはダスト雲からの反射を検出できる．しかし，浮遊ダ1 本の測線から得られる roughness 推定値からアルベストの存在を確実に実証するためには，反射光のプロドの観測精度どこまで上げられるかの検討（2.1）が，ファイルからダスト数密度の視線方向に沿った分布を探査機が小惑星に到着するまでの重要課題である．

決 め る 必 要 が あ る． 開 発 当 初 に は， は や ぶ さ 2

2.3

小惑星浮遊ダストの検出

LIDAR には反射光プロファイルを取得する機能がなかったが，サイエンスチームの要望により，一部区間

アポロ探査の当時から，月面のダストは舞い上がりについて時間の関数として反射光のエネルギーが閾値易く，また静電気によって付着しやすい特性を持つ事よりも高いか低いかを検出する機能が追加された．

が知られている．また，月では horizon glow と呼ばれ我々はこの新機能をダスト観測モードと呼んでいる．

る現象が起きる．月面上に置かれたカメラがとらえたダスト観測モードで，閾値を変化させながら測定を繰現象で，日没後に太陽の方向に太陽光を散乱する層がり返すことで，擬似的に反射光のプロファイルを決め見られる．これがダストによる光の散乱だとすると，ることができる．一方で，閾値を下げると電気的ノイダスト層の高さは地面から 30 cm 程度，ダストの特徴ズが増大することも地上試験で確認されている [3]．

的なサイズは 3 μm と見積もられる [e. g., 18]．月の小惑星浮遊ダストの実測データが全く無いため，浮遊horizon glow を起こすメカニズムはまだよくわかってダストの検出は予測が困難であるが，LIDAR 以外にいないが，表面付近の電場によって起きているというも中間赤外カメラ [23] や光学航法カメラ [24] でダストモデルが有力である [e. g., 18, 19]．

雲が観測される可能性がある．もし，小惑星周辺で浮上の理解が正しければ，全く同じ現象が小惑星上でも起きるはずである．浮遊ダストが直接確認された例はまだないが，Gaspra，Ida，Eros 等の小惑星の表面には滑らかな地形があることから，粒径が解像度より遊ダストの存在を確認できれば世界初の観測となり，表層進化に一石を投じることになるだろう．

2.4

SCIの宇宙衝突実験も十分に小さな粒子で覆われていると考えられている．

はやぶさ 2 には小型の衝突装置が搭載されており，中でも小惑星 Eros は NEAR シューメーカーによって2 kg のライナーを 2 km/s の速度で Ryugu に衝突させ詳細な観測がなされており，直径 20 - 300 m のクレーる [12]．この宇宙衝突実験で形成されるであろうクレターの底に水面のように滑らかで，周囲に比べて「青ーターについては荒川ら [12] が詳しく説明しているが，い 」色 を し て い る 地 形 が 発 見 さ れ て い る [20, 21]．

本稿ではクレーター形成に伴う seismic shaking につ“Pond”と名付けられたこの地形の色の特徴は，50 μmいて考えてみたい．Seismic shaking については既によりも小さなダストが濃集して作られたと考えれば説

詳細な研究がなされており [8, 13]，例えば Garcia et al.

明可能である [20].

[14] は 10 g の物体が 6 km/s で衝突した際に生じるで初号機のサンプル分析から，Itokawa が 800 万年にあろう鉛直方向加速度と鉛直方向速度の最大値が見積1 m の割合で小さくなっていると推定された [22]．

もられている．彼らの計算によれば，直径 1 km の小Itokawa では Eros よりも天体との静電反発でダスト

惑星では，衝突点から少なくとも半径 300 m の領域内が重力を振り切って脱出しやすいことから，Itokawaで表層物質が持ち上げられるという結果が得られていのサイズ減少はダストの消失と理解できるかもしれな

る．単純にエネルギーで比較しても SCI では 28 倍のい．天体重力圏から逃げ出したダストは惑星間空間塵衝突が起こり，着弾点を中心に Ryugu の広範な地域（interplanetary dust particle : IDP）となるため，小惑で seismic shaking の影響が現れると期待できる．

星からのダストの放出量を直接観測することで IDP

Garcia et al. [14] の見積もりでは seismic shaking にの起源と進化，総量の見積もりに制約を与えられるか

よって生じる鉛直方向速度は直径 1 km の小惑星の脱もしれない．

出速度よりも 2 桁小さく，表層物質は浮き上がってもLIDAR のレーザ光が浮遊するダスト雲に当たれば，惑星間空間へ散逸することはない．つまり，衝突の直火の鳥「はやぶさ」未来編 その 11 ～小惑星の内部構造を探る～／並木 他

113

後に地震ダスト雲が同心円上に湧き上がるのではない野の開拓につながることを期待している．最後に強調かと予想される．残念なことに，着弾時にははやぶさしたいのは，「小惑星の内部構造」は未開拓の分野だ

2 探査機は Ryugu の裏側に退避し，ONC カメラも小けに現在のサイエンスチームが想像していない観測結惑星を捕らえてはいない．分離カメラ [12] で地震ダス果が見つかるかも知れないという点である．はやぶさ

ト雲を撮像することがもし可能であれば，地震波の伝2 探査機の小惑星到着までまだ 2 年ほどあるので，プ播速度や表層の変位速度が分析できるかもしれない．

ロジェクトチーム外の読者も今後のはやぶさ 2 の観測

また，たとえ地震ダスト雲そのものをとらえることがに注目して頂いて，隙あらばサイエンスチームを出しできなくても，地震ダスト雲の再集積や地すべりが起抜くような研究成果を上げて頂きたい．そのための取きて，着弾点を中心に広範な地形緩和が起きるであろり掛かりになればと，本稿を執筆させて頂いた．内容

うと期待される．SCI 衝突実験では，新たに形成されに誤記や理解の及ばない点があれば，第一著者の責任るクレーターを特定するために，衝突の前後で着弾予である．どうぞお叱りは第一著者に送って頂きたい．

想点から半径 200 m の範囲を精査する計画になっている． 宇 宙 衝 突 実 験 の ビ フ ォ ー・ ア フ タ ー 画 像 は謝 辞

seismic shaking とそれに伴う地形緩和の貴重な実証データになるのかも知れない．表層レゴリスの深さのはやぶさ 2 LIDAR の開発に携わった技術者の方々，違いが表面流動として観察されるかもしれないし，ボはやぶさ 2 プロジェクトを支える技術者，事務員，そルダーのブラジルナッツ効果が実証される可能性もあの支援員，全ての方々に心より感謝します．本稿は渡る．そうした成果を Eros や Itokawa といった他の小邊誠一郎プロジェクトサイエンティストに執筆の機会

惑星に応用することができれば，小惑星表層進化の全を頂きました．

く新しい展開となる．
Garcia et al. [14] の見積もりには大きな不確定性が参考文献含まれている．特に重要な不確定要因は地震動のパワースペクトル，衝突の継続時間，そして表層内で地震動が伝播する際のエネルギー消散率である．SCI の宇宙衝突実験では，むしろこれらの不確定要因を実測値から制約することに大きな意義があるのかもしれない．
とりわけエネルギー消散率は表層微粒子の結合力を示す指標として，1 G 下の地上実験では得ることができない貴重な観測データ [12] になるかもしれない．浮遊ダストの原因とも考えられている静電反発力（2.3）は微粒子間の結合力にも影響する可能性があるので，LIDAR ダスト観測も併せて小惑星表層の物理状態に迫りたい．

[1] Mizuno, T. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-015-0231-2.
[2] Yamada, R. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-016-0240-9.
[3] Senshu, H. et al., 2016, Space Sci. Rev., in print,
doi:10.1007/s11214-016-0242-7.
[4] Zhu, M-H. et al., 2014, Geophys. Res. Lett.,
doi:10.1002/2013GL058914.
[5] Hirabayashi, M. and Sheers, D. J., 2015, Astrophys. J.
Lett. 798, doi:10.1088/2041-8205/798/1/L8.
[6] Miyamoto, H. et al., 2007, Science 316, 1011.
[7] Asphaug, E. et al., 2001, LPSC XXXII, Abstract 1708.

3. 小惑星科学の発展[8] Yamada, T. M. et al., 2016, Icarus 272, 165.
[9] Britt, D. T. et al., 2002, Asteroids III (Univ. Ariz. Press,「小惑星の内部構造」という視点で思いつき程度にTucson).

話題を並べさせて頂いた．月や氷衛星のような重力天[10] Hirata, N. et al., 2009, Icarus 200, 486.

体の内部構造は教科書で学ぶことができるが，小天体[11] Müller, T. et al., 2011, Astron. Astrophys. 525, A145.の内部構造はそれ自体が研究対象となり得るか否かま[12] 荒川政彦ほか, 2013, 遊星人 22, 152.

だ不明である．はやぶさ初号機によるラブルパイル天[13] Richardson, J. E. et al., 2005, Icarus 179, 325.

体の実証と，それに続くはやぶさ 2 の観測が新たな分[14] Garcia, R. F. et al., 2015, Icarus 253, 159.

114

日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 3, 2016[15] Harada, Y. et al., 2014，Nature Geosci. 7, 569.
[16] 伊藤孝士ほか, 2004, 遊星人 13, 212.
[17] Barnouin-Jha, O. et al., 2008, Icarus 198, 108.
[18] Rennilson, J. J. and Criswell, D. R., 1974, Moon 10,121.
[19] Poppe, A. and Horanyi, M., 2010, J. Geophys. Res.
115, doi:10.1029/2010JA015286.
[20] Robinson, M. S. et al., 2001, Nature 413, 396.
[21] Veverka, J. et al., 2001, Science 292, 484.
[22] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.
[23] 千秋博紀ほか，2015, 遊星人 24, 120.
[24] 諸田智克ほか，2015, 遊星人 24, 48.
[25] Clark, B. E. et al., 1999, Icarus 140, 53.
[26] Simonelli，D. P. et al., 1998, Icarus 131, 52.