[惑星地質ニュース 2011, VOL.23, NO.1]

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惑星地質ニュース
PLANETARY GEOLOGY NEWSvol.23, no.1 (2011)

惑星地質研究会発行〒９６５−０００１ 福島県会津若松市一箕町 会津大学コンピュータ理工学部 出村方
Web: http://kumano.u-aizu.ac.jp/PlaGeoNews/E-mail: hirohide@yf7.so-net.ne.jp

第 4 回 Mars Science Laboratory 着陸地点検討会議に参加して臼井寛裕・並木則行 USUI, Tomohiro & NAMIKI Noriyuki
2010 年 9 月 27 日から 29 日にかけて、カリフォルニア取れるだろう堆積環境の空間的・時間的広がりに制約を州パサデナにおいて第 4 回 Mars Science Laboratory与えるという主張もなされた。

(MSL)※1 着陸地点検討会議が行なわれた。火星複合(2) Mawrth Vallis (24探査 MELOS (Mars Exploration with Lander-OrbiterMawrth Vallis は Martian dichotomy 境界付近に位置

Synergy)※2 ワーキンググループからは、並木と臼井がする火星では最古の峡谷の一つであり、他の 4 つの候補JAXA の旅費支援を受けて参加した。会議には MSL地点の中で最も古くかつ多様性に富んだ地質構造が認Science Team のメンバーを含め 150 名以上が参加し、められる。そこでは、多種類のフィロケイ酸塩鉱物が複雑

過去３回の会議で絞られた 4 つの着陸候補地点（Gale,かつ広範囲に広がっており（図２）、その層序は続成作用、Mawrth Vallis, Holden, Eberswalde）の評価を行なった。

隕石衝突、河川による風化・浸食・再堆積といった活動

本会議では、着陸候補地点の更なる絞込みは行なわれを含む複数のプロセスにより形成されたと考えられている。

ず、各候補地で行なわれる探査の科学目標を明確化し

ま た 、そ の 一 部 は ４候 補 地 点 で 唯 一 、 後 期 重 爆 撃 期

検証可能な仮説を提示することを目的とした議論がなさ（Late heavy bombardment: 以下 LHB、 38-41 億年前）れた。以下、４つの着陸候補地点ごとの議論を紹介し、以前に形成された可能性がある。地球の岩石露頭には最後にまとめと我々の感想を述べる。

記録されていない冥王代に相当する、太陽系最初期の(1) Gale crater (4.5S, 137.4E)

N, 341

E)

生命環境の情報を保持している可能性が示唆された。

Gale は Martian dichotomy （南北二分性）境界付近、反面、Mawrth Vallis はその複雑さゆえに、堆積層のエリシウム平原の南部に位置する直径約 155km のクレー起源や堆積作用の時期、隕石衝突の影響など要因が多ターである （図１）※３。中央部には約 5km 高低差のあるすぎて、MSL で得られた科学データの解釈を困難にすマウンド（堆積層）が存在し、観測可能な層序の中で最もる可能性が指摘された。特に重要な問題として、地質構厚く多様性に富んだ層序断面が認められる。ここが選択造の年代とその地質帯を覆う岩相の年代が一致しないされた場合は、MSL はマウンド北部の堆積地形の発達し可能性が指摘されている。具体的には、LHB 以前の年た地域に着陸する予定である。着陸候補地点の堆積層代を示す地質帯に分布していると考えられているフィロはクレーター断面およびマウンド下部からもたらされたとケイ酸塩が、LHB 以降に形成された可能性も十分考えら考えられるフィロケイ酸塩（層状ケイ酸塩、雲母や粘土鉱れ、その場合、それらフィロケイ酸塩層やそれに伴って物）および硫酸塩の鉱物を含む多様な岩相から構成さ発見される可能性のある生命痕跡の解釈に重大な影響れている。これら多様な堆積層序は過去の堆積環境のを及ぼすことが問題点として挙げられた。

変遷を反映すると考えられ、当時の火星表層環境・生命(3) Holden crater (26S, 325

E)

環境の重要な知見をもたらすと考えられている。

Holden は南半球高地に位置する直径約 140km のク

今後解決すべき問題点として、マウンドの起源を中心レーターである (図 3)。内部には、Uzboi Vallis を通じてとした議論があった。それを明らかにするためには、「より流れ込んだ堆積物により、火星では最大規模に発達し詳細な鉱物学的記載を行い、堆積層序を明確にするだかつ保存状態の良い扇状地形が存在する(図 4)。この扇けでなく、クレーター地形学に基づいた堆積物の物質収状地形はノアキス代後期からヘスペリア代前期に形成さ支の観点で考察するべきだ」という主張がなされた。また、れたと考えられ、フィロケイ酸塩を含む多様な風成・河川クレーター年代学に基づく考察をより詳細に行なうことで、堆積物層が存在する。また、火星表面で広範囲に認めマウンドの多様な堆積層序と似通った層序が認められるられているにもかかわらず、その形成プロセスが良くわか他地域との比較が可能となり、Gale クレーターから読みっていない、Light-toned layered deposit (LTLD)と呼ば2[惑星地質ニュース 2011, VOL.23, NO.1]れる層状堆積物が分布する。Holden クレーターは火星ず、どの候補地においても MSL による探査が可能であるでの湖成・河成堆積システム及び生命環境を理解するとの結論に達した。また、「Habitability & Biosignature」に上で、最も適した着陸候補地であると考えられる。

関するセッションが独立に設けられており、(1)どのような会議では、Holden クレーターの LTLD と他の扇状地生命痕跡（例えば、炭素同位体・有機分子・化石）がどの堆積物の形成プロセスについて、湖成作用の有無や両観測機器で検出可能なのか、(2)生命痕跡の存在するテ者の関係性が熱心に議論された。それらを明らかにする

クトニックセッティングとは何か（例えば、熱水活動域 vsためには、海岸線の同定や堆積物の層構造の詳細な観河川・湖成堆積地域）、そして(3)隕石衝突の生命環境へ察が必要であるという主張がなされた。の影響が、熱心に議論された。

(4) Eberswalde crater (23.9S, 327

E)

本会議を通し、筆者らは火星探査に関わる欧米の堆

Eberswalde は Holden クレーターの北部に隣接する長積学者・古生物学者の層の厚さを痛感した。彼らによる

径 70km、短径 50km 程度の楕円形のクレーターである

各着陸候補地点の地形・地質・岩石・鉱物学的記載は(図 3)。クレーター内部は河川堆積物で覆われており、極細部にわたり、数多くの検証可能である（と感じられる）作めて保存状態の良い三角州が発達している(図 5)。三角業仮説が提案された。一方、それら作業仮説はすべて

州堆積物の低位層には粘土鉱物も認められており、生火星生命探査及び表層堆積システムの理解に関連する命痕跡の存在が強く示唆される。また、sinuous ridge (水ものであり、会議を通じ固体火星の分化や内部構造に言平方向の圧縮に起因する山嶺地形)や、近接する及されることは殆どなかった。つまり、MSL を含む欧米のHolden クレーターに由来すると思われるインパクトイジェ

火星探査の潮流の中では「生命探査に関連するミッショクタからなる丘状の地形も認められている。Eberswalde

ン以外は、その科学的重要性は十分認識されているにでは、火星における三角州形成プロセス及び生命環境もかかわらず、今後しばらく注目されることがない」というを定量的（例えば液体水の存在量・存在時間）に理解すのが実情のようである。

る上で、最良の着陸候補地であると考えられる。

また、筆者らは日本が今後火星探査（MELOS）を行会場では、三角州の形成プロセスについて熱心な議なう上で、(1)リモートセンシングデータを解析するための論がなされる一方で、三角州形成プロセスの理解は火星組織・人材の育成、(2)火星（及び惑星）探査に参加する探査における最も重要な科学目標の一つに過ぎない、とフィールド地質学者のリクルート、が急務であると感じた。

言う意見もあった。また、Holden クレーターを形成した隕人材の拡充及び日本の火星探査の独自性という観点を石衝突プロセスと、Eberswalde クレーターの堆積作用と考慮するならば、日本の得意分野である火山学・地震学の時間的・空間的関連を解明することが今後の課題としを主眼とし、「火星内部進化と表層環境との相互作用のて挙げられていた。

理解」を目的とした探査計画を筆者らは MELOS 探査の(5)まとめ・感想
本会議では、各着陸候補地点に関して、科学目標及び作業仮説の提案といった理学的観点での議論だけで一つの方向性として提案したい。
（NASA ジョンソン宇宙センター・千葉工業大学惑星探査研究センター ）なく、着陸地点の気象条件、MSL 着陸時の危険性や走破性能など工学的観点からも議論が行なわれた。結果、
4 つの候補地すべてにおいて致命的な問題は認められ

図１ Gale クレータの地形図 （赤い楕円は着陸予定地）

図２ Mawrth Vallis 着陸予定地域におけるフィロケイ酸塩の分布状況

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図３ Holden クレーター(h)・Eberswalde クレーター(e)の地形図

図４ Holden クレーター（図 3）の拡大図

M: Morava Valles; L: Ladon Valles; U: Uzboi Vallis; o: Ostrov crater.

白い四角で囲まれた部分に扇状地が発達している。

図５ Eberswalde に存在する三角州の高精度写真脚注 ※1: NASA の主導する大型ローバーを用いた火星探査。2011 年 11 月打ち上げ予定。詳細は http://mars.jpl.nasa.gov/msl/※2: 2018 年から 20 年代初頭にかけて計画されている日本発の複合火星探査計画。
※3: 本稿で使用した図はすべて 4th MSL Landing Site Workshop の HP（下記） に掲載されている発表者のスライドを基に作成された。
http://marsoweb.nas.nasa.gov/landingsites/msl/workshops/4th̲workshop/program.html

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はやぶさの贈り物：イトカワ由来の微粒子の特徴について
中村智樹・野口高明 NAKAMURA, Tomoki & NOGUCHI, Takaaki
はやぶさカプセルから小惑星イトカワ由来の微粒子に乏しい輝石は、コンドライト隕石に含まれる同種の鉱物が確認された。カプセル開封作業や微粒子分析の作業の組成範囲の中では比較的 Fe に富む組成（資料に大を、カプセル開封のリハーサルを入れると約２年間、宇宙体の組成が示されている）。Ｃａに富む輝石も、同じく比研の方々と共にしたものとして、感慨に堪えないものがあ較的 Fe に富む組成で、Ｃａに乏しい輝石よりもＦｅ/（Ｍｇる。本稿は、１１月１６日に JAXA が行った、はやぶさカプ＋Ｆｅ）比が低い傾向がある。斜長石はＮａに富み曹長石

セル内の微粒子の起源の判明についてのプレスリリース（アルバイト）成分が卓越した組成である。硫化物はＦｅ：（ http://www.jaxa.jp/press/2010/11/20101116̲hayabusa̲j.html）

Ｓ比がほぼ１：１で、金属鉄と共存している組織もあることでは説明しきれていない事柄を中心に解説したい。しかから、大部分トロイライトである。金属鉄はＦｅとＮｉを含むしながら、詳細な分析データは、今後の国際学会などでカマサイトやテーナイトである。ケイ酸塩鉱物（オリビン、

最初に公表されるべきなので、それらのデータを本稿で輝石、斜長石）の組成は、およそ均一である。

公表できないことは、御理解いただきたい。

以上が現段階で公表可能な電子顕微鏡による分析

まず、記者会見で公表された資料についてであるが、結果である。これらデータから分かることは、鉱物ごとにこの資料は一般向けに宇宙研が作成したものであり、一組成がおよそ均質であること、および複数の鉱物が共存般の方の理解しやすさが最優先され、科学的厳密さはしている粒子が多数ある産状から考えて、１５００個の微二の次になっている。会見では、我々は不足分を補うよう粒子のほとんどは、同一の条件で形成された岩石由来に説明したつもりであるが、あまり報道されていないうえ、であると推定できる。また、鉱物組み合わせ、鉱物相対マスコミ関係には我々の発言が理解されていないようで存在度、さらに各鉱物の化学組成のすべてが、ある種のある。テレビなどで、明らかに間違った解説をされているコンドライト隕石と一致し、かつこれらの条件をすべて満のを見るたび、我々としては、何かの機会にもう少し丁寧たす地球の岩石は存在しないことから、微粒子は小惑星な説明をすべきであると感じていたので、この機会を通じイトカワのかけらであると同定した。て、少しでも隕石や岩石などの知識のある方にとって納得できるような説明をしたい。

また、ロケット発射場由来の土壌粒子、桜島火山の火山灰由来の粒子、オーストラリアウーメラの土壌粒子は、キャッチャーＡ室内部の回転筒の一部をテフロンヘラ現在までのところ、見つかっていない。これら地球起源ので優しくなでて、多数の微粒子を回収した。Ａ室はイトカ

粒子は、鹿児島のロケット発射場およびオーストラリアウワへの２日目のタッチダウンの際に舞い上がった塵が入ーメラで数多く回収したものを分析し、比較検討のデーっていると期待されていた。ヘラの先端部分を大気遮断タを得ている。サンプルコンテナはほぼ完全に閉められ型特殊電子顕微鏡ホルダーに取り付け、大気に触れさていたことがわかっているので、オーストラリアウーメラのせずに電子顕微鏡に移動し、微粒子の組織観察と主要粒子は混入していないことは予想できた。しかし、２００３元素分析を行った。分析を行ったのは、主に我々と宇宙年の打ち上げ時にロケット発射場由来の粒子が混入した研の矢田達氏である。

可能性は排除できなかったのだが、現在のところ、実際分析により発見されたイトカワ起源の約１５００粒子のはほとんど混入しなかったのでないかと考えている。

鉱物内訳は、最も多いのがカンラン石、次は輝石（Ｃａに今後近い将来にイトカワ微粒子の初期分析が始まる。

乏しいものとＣａに富むものの両方が存在する）、斜長石、限られた数の粒子ではあるが、粒子一粒ごとの三次元内硫化鉄で、続いて金属鉄、クロム鉄鉱、Ｃａリン酸塩鉱物部構造、鉱物のサイズ分布・組成・微細構造、主要およ等であった。また、複数の鉱物が共存した粒子も多数存

び微量元素組成、同位体組成、さらには有機物の有無在した（例えばカンラン石とＣａに乏しい輝石など）。粒子など多くの科学的情報が得られると思われる。これによりの大きさは、最大４０ミクロン程度で、大部分が１０ミクロン

小惑星イトカワの表層物質の特性が、ある程度、把握で以下である。最大径の４０ミクロンはカプセル内の粒子のきると期待される。

最大径ではない。最近報道されたように、テフロンヘラと本格的な研究は、初期分析後の詳細（公募）分析では別の方法で、４０ミクロンを超す粒子も回収することに行われる。詳細分析によって、本稿を読まれている皆さ成功している。

んを始め、惑星物質を扱う多くの科学者が詳細な研究をそれぞれの鉱物の主要元素組成は、カンラン石とＣａ推し進めることにより、太陽系の初期進化、小惑星の形

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成過程、さらには小惑星の表層物質の物質進化などが加わることで、これまで少し乖離していた観測天文学と惑明らかになっていくと期待している。また、彗星やイトカワ星物質科学が結びついた、新しい研究分野が発展して以外の小惑星の物質も発見されるかもしれない。隕石やいくことを願っている。

宇宙塵試料に頼っていた惑星物質科学に、探査機で回（東北大学・茨城大学）収された試料（スターダスト・はやぶさ）が研究対象としてRosetta による小惑星 Lutetia の観測と、Deep Impact/EPOXI による 103P/ Hartley 彗星の観測、ふたつの探査の話題
平田成 HIRATA, Naru
昨年 2010 年は小天体探査の当たり年だった。はや回、小惑星 Lutetia に距離 3,162 km まで接近、観測した。

ぶさの帰還はもちろんのこと、ESA と NASA の二機関がそLutetia は軌道長半径 2.435 AU のメインベルト小惑星で、れぞれ小惑星・彗星に対する探査機のフライバイを成功

最大径は 130 km に及ぶ。これはこれまでに探査されたさせた。各紹介とミッション広報について述べる。

小天体の中では最も大きいサイズである。図１は米国惑

1. Rosetta による小惑星 Lutetia の観測星協会（Planetary Society）でブログを執筆している Emily（2010 年 7 月 10 日）

Lakdawalla が作成したもので、これまでに探査された小Rosetta とは、ESA が 2004 年に打ち上げた彗星探査天体画像を同一スケールで示している。画面の右半分

機 で あ る 。 2014 年 到 着 予 定 の 最 終 目 的 地 は全てを占める Lutetia の大きさがよくわかる図となっている。

67P/Churyumov-Gerasimenko 彗星だが、その航路の途

ちなみにイトカワは、Lutetia の左側に小さく示されている。

中で複数の小天体をフライバイ観測することになっていこちらは依然としてこれまでに探査された最も小さな小天る。2008 年には小惑星 Steins の観測を行った。そして今体のままである。

図１ 探査済み小天体の統一スケール画像（Credits: Montage by Emily Lakdawalla. Ida, Dactyl, Braille, Annefrank, Gaspra, Borrelly: NASA / JPL/ Ted Stryk. Steins: ESA / OSIRIS team. Eros: NASA / JHUAPL. Itokawa: ISAS / JAXA / Emily Lakdawalla. Mathilde: NASA / JHUAPL / Ted Stryk.
Lutetia: ESA / OSIRIS team / Emily Lakdawalla. Halley: Russian Academy of Sciences / Ted Stryk. Tempel 1, Hartley 2: NASA / JPL / UMD. Wild 2:
NASA / JPL.

http://www.planetary.org/blog/article/00002780/ ）6[惑星地質ニュース 2011, VOL.23, NO.1]

地上観測により決定されたスペクトル型は M 型とされと思われる。NASA が 2005 年に打ち上げた彗星探査機ている。この分類は Tholen が整理したスキームに沿ったで、その年のうちに 9P/Tempel 彗星に対するフライバイもので、M 型の M とは Metallic、すなわち金属質物質に観測を行った。さらにその際、衝突体を先行させて、これ類似したスペクトルを持つグループである。これはが彗星に衝突する一部始終を観測するという野心的なミLutetia が隕鉄の母天体である可能性を示すものとしてッションを成功させている。探査機本体は Tempel 彗星の注目される。これまでに探査された小惑星はいずれも岩観測後も使用可能だったため、これを再利用した延長ミ石質であり、金属質の小惑星の実態は全くわかっていなッションが提案された。これは EPOXI ミッションである。

かったからである。ただ、Tholen の分類はあくまでも可視EPOXI と は域~１ミクロン帯近赤外域の反射スペクトルのみに基づく

Characterization (EPOCh) and Deep Impact Extended

ものであり、M 型に分類されるからといって確実に金属質Investigation (DIXI)という長いミッション名の略称である。

でできているということを意味していない。実際、より長い略称自体が二つに分かれていることからわかる通り、複波長での観測では含水鉱物の吸収帯があることが示唆数の目的が掲げられている。EPOCh はその観測機器をされていたほか、電波観測によるレーダーのアルベドは用いた系外惑星系の観測ミッションを指し、DIXI が探査金属ほど大きくないことがわかっていた。いずれにせよ、機自体を新たな天体にフライバイさせるミッションである。

今回の Rosetta による観測によって、M 型小惑星が本当当初、85P/Boethin 彗星へのフライバイが予定されていに金属質であるのか否かという問題が解決されるかもしたが、適切な軌道をとることができないことがわかったたれない、と期待されていたのである。

め、103P/Hartley（Hartley 2）彗星へと対象天体が変更

Extrasolar Planet Observation and

近接観測によって明らかになった Lutetia は、図１にされたという経緯がある。Hartley 2 は 1986 年に発見され示されている他の天体と似た「ごく普通の」小天体の様にた公転周期は 6.46 年の木星族に属する短周期彗星で見える。ジャガイモ型の不規則形状天体で、表面は多数ある。先に掲げた図１の右下側にはこれまでに探査されのクレーターに覆われている。大きなクレーターの内部た彗星がまとめて示されている。Hartley 2 は長軸径 2.2には、土砂崩れの痕跡らしき地形が認められている。ほkm と最も小さい彗星である。図 2 にはこれらの中からかに特徴的な地形として、全体を覆う溝（groove）があり、Hartley 2 のほか、比較のために Tempel 1、Borrelly、火星の衛星 Phobos に見られるものと非常によく似ている。

Wild 2 の各彗星の拡大図を示している。

Phobos の場合、最大のクレーターである Stickney からgroove が発していることから、クレーター形成と groove の成因が関連づけて議論されている。Lutetia ではいまのところ特定のクレーターと groove 群との関係があるかどうか分かっていない。このほか、リッジ様の地形もあるようだ。
さて、先に取り上げた Lutetia の構成物質であるが、フライバイ後に開催された DPS/AAS（米国天文学会・惑星科学分科会: Division for Planetary Sciences of theAmerican Astronomical Society）において、推定された密度 3.4 g/cc が速報されている。測定精度は不明だが、常識的にはこれは岩石質の物質からなる天体の値で、金属質のものではない。もちろん、空隙率が極端に大きければ平均密度は小さくなるが、Lutetia 外観はそのような内部構造の存在を示唆しない。ほかの M 型小惑星の密度については、レーダー観測によって Kleopatra の特異形状と異常な低密度が示され、また Psyche や Kalliopeも M 型でありながら密度が低い可能性があるとの指摘も

図２ 彗星の形状と表面地形の比較
スケールは揃えられていないので、それぞれの彗星のサイズは図1 を参照のこと。形状についてみると、上段 Tempel 1 と Wild 2 は比較的球形に近い形状を持つ。これに対し、下段 Borrelly と Hartley 2 は細ある。金属質の小惑星の実態はいまだ謎が多い。

長く、途中がくびれたピーナッツ型である。一方表面地形で見ると、左2. Deep Impact/EPOXI による側の Tempel 1 と Borrelly は滑らかな表面を持つ（Borrelly については103P/ Hartley 彗星の観測（2010 年 11 月 4 日）
Deep Impact という名称には聞き覚えのある方も多い

画像解像度の影響もあるかもしれない）が、右側の Wild 2 と Hartley 2は凹凸が目立つ。ただし、Wild 2 の表面地形はクレータ的な凹地で占められているのに対し Hartley 2 で目立つのはボルダーである。各画像の出典は図 1 のクレジット参照。この図の構成は筆者による。

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Hartley 2 についてまず目を引くのはその形状である。

いずれにせよ、ここ数年次々と行われた彗星探査に比較的細長く、中央部がくびれた形状をしており、図 2 のよって、彗星の形状と地形は非常に多様性に富むことが中では Borrelly に比較的近い。また、われわれにとって明らかになった。この多様性が具体的に何を意味していはイトカワのラッコ型と言った方がわかりやすいかもしれるのかは今後の研究を待つことになろうが、図 2 に示したない。これもイトカワと似た点として、頭部と胴部は（イトカ通り、そこには一定のパターンが存在するようにも見える。

ワほどではないが）ボルダーが多く凸凹の激しい地形で天体ごとの形成史と組成、そして彗星活動の履歴がこのあるのに対し、中央部は比較的平坦であるというパターンに何らかの影響を及ぼしていると想像すること

rough/smooth terrain 型の地形の二分性を呈している。

はできよう。2011 年に入っても彗星探査には新しい話題

ただし、これは Hartley 2 がイトカワ同様の形成史を経てがある。Wild 2 彗星の探査を終えた Stardust 探査機を再いるとは必ずしも解釈できない。彗星の場合はその活動利用して、2 月 14 日に Tempel 1 彗星に対してフライバイによって地形、そして全体形状が変化する可能性があるを行う計画が控えている（Stardust-NExT 計画）。Tempelからである。

1 は 2005 年に Deep Impact が探査し、衝突実験を行っ

今回の Hartley 2 へのフライバイは地球軌道にごく近た彗星である。そのときは観測できなかった人工クレータ

い宙域で実施されたため、揮発性物質の昇華や、ダストーを、今度こそ観測できると期待されている。の放出などの彗星活動の様子も観測することができた。

3. ミッション広報（アウトリーチ）的な観点から分光観測で判明した興味深い事実は、揮発性物質の種

Rosetta に よ る 小 惑 星 Lutetia 探 査 、 Deep

類ごとに主な放出場所が異なるという点である（図 3）。すImpact/EPOXI による 103P/ Hartley 彗星探査、これら２なわち、CO2 ガスは主に頭部と胴部（つまり rough terrain）つのイベントは、ミッション広報もしくはアウトリーチと呼ばから出ているのに対し、H2O の蒸気は中央のくびれの部れる活動の観点からも非常に興味深いものだった。どち分（つまり smooth terrain）から放出されている。不思議ならもインターネットにおいて、リアルタイムで画像を含む情ことに、ダストや氷粒子などの固体物質は CO2 とほぼ同報の外部リリースが行われたほか、会見についてもじ放出位置の分布を示している。この不均質な彗星活動

Ustream などによる生中継が実施された。さらに、それらが Hartley 2 の現在の形状に影響を及ぼしているというを見た「外野の」人々によって、Twitter、blog を通して可能性は十分に考えられる。

様々な発言がなされ、さながらオンライン討論会の様相を呈していた。このような状態は、従来の研究活動および成果の公表手順の枠組を破壊していると言えなくもな
いが、一方でダイナミックかつスピーディーな議論の場を提供し、研究と広報を一体として活発化させ得る可能性も示している。本稿も、即時性こそ失われているものの、上に挙げたリソースからの情報を筆者がまとめ、いくつか私見を付け加える形で構成されていることを付記しておきたい。また、第７回始原天体研究会（日本惑星科学会
小天体探査研究会主催、国立天文台三鷹にて 2010 年
12 月 10-11 日実施）での筆者発表における議論も、反映されている。
（会津大学）

図３ 分光画像で見た 103P/Hartley 彗星の彗星活動の様子。
物質種ごとに噴出位置が異なる。Credit: NASA/JPL-Caltech/UMD

INFORMATION●Asteroid Comet Meteor 2011（小天体の国際会議）

http://chiron.mtk.nao.ac.jp/ACM2011/

会期：２０１１年 7 月 17-22 日

本国際会議はアジア初開催。続けて翌週には会津大学にて

会場：新潟朱鷺メッセ

サテライトミーティング・ミニワークショップも開催される見込み。

編集後記：火星 MSL 着陸地点検討会議報告、はやぶさ回収試料・イトカワ由来微粒子の特徴についての解説、直近の小惑星・彗星探査の話題を取り上げました。本紙は元々２０１０年最終号の予定でしたが、一日１m 以上も積もった会津
クリスマス豪雪の影響で越年し、翌年の第１号に。昨年刊行数が３となってしまったことが悔しいやら、悲しいやら、申し訳ないやら。。。その分、タイムリーな記事を入れつつ頑張って参りますので、本年もどうぞよろしくお願いします。 (D)