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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

特集
「始原天体研究のこれまでとこれから：探査を仲介とした異分野交流」

Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割
廣井 孝弘 ，杉田 精司
12（要旨）現在，近地球C型小惑星の探査および試料回収が検討されている．本稿は，それが実現したときに得られるであろう科学的知見を可視・近赤外反射分光によるリモートセンシングの観点から考えることを目的とする．まず，小惑星の物質組成の研究意義と地上観測から明らかにされている知見を概観する．次に，C型小惑星に特化して，現在の課題を取り上げる．その上で，C型小惑星の近接観測および衝突探査によって得られるであろう，その表面および内部の物質組成および状態に関する新しい知見について解説する．

ら期待できる科学的知見について考察する．

1. はじめに2.

小惑星のスペクトル型分類

小惑星を探査することは，単に１つの小惑星の起源や進化を知ることに留まらず，太陽系全体の形成のプ

可視・近赤外領域には，地学的に重要な鉱物の構造

ロセスを知ることに繋がる．大まかに言って，以下の型や化学組成に対応した吸収帯が見られる [1]．小惑

3つの意義があげられる．

星の可視・近赤外反射スペクトルを，隕石のスペクト

1.

2.

3.

始原的小惑星の探査からは，太陽系がガス円盤状

ルやそれらの鉱物組成であるカンラン石・輝石・長石・だった時代（原始太陽系星雲）でどのような物質輸送

スピネルおよび数々の層状ケイ酸塩のスペクトルと比や蒸発凝結過程が起きていたのかを知ることになる．

較することによって，小惑星の鉱物組成に関する情報

固体微惑星になって以降に物質が太陽系内をどのが得られる．その点に着目し，小惑星のスペクトルにように移動したのかについて重要な知見を得ること

主成分解析などの数学的手法を適用してスペクトル型ができる．

に分けることにより，小惑星の組成分類を行う試みが小天体（成長途上の原始惑星も含む）の内部進化の歴史を理解することに繋がる．

ある．
小惑星の分類を初めて行なったのは，[2] であるが，これらの研究目的を実現するためには，小惑星の鉱

主に可視光の反射スペクトル形状を使い，C型とS型

物組成を調べることが重要である．以下では，小惑星の2種に分けるのみに留まっていた．その後に数多くの可視・近赤外反射スペクトルの地上観測に基づく小の反射スペクトル型が提案されることとなったが，最惑星のスペクトル型分類と推定される構成鉱物についも一般的に用いられるようになったのは，[3] によるて解説し，その上で，小惑星のスペクトル型の空間分分類である．その 14 の型の平均スペクトル [4] を図1

布およびその分布の問題と母天体内での変成作用につに示す．その後，近赤外スペクトルの観測に基づいていての研究の現状を解説する．最後に，これらの現状

K型が加わり，15 のスペクトル型が良く知られると分析を基にして，C型小惑星の近接観測と衝突探査かころとなった．このような数多くのスペクトル型が定義されたのは，主成分解析の手法が取り入れられたか

1. ブラウン大学・地球科学科
2.東京大学・新領域創成科学研究科
takahiro_hiroi@brown.edu

らである．図2に主成分解析の結果の典型例の1つを示す．一般に主成分解析では，観測量（ここでは各波長Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田7

図1： Tholen et al. (1984) [3]による分類別の8色拡張可視小惑星スペクトル（ECAS）[4]の平均.

図2：Tholen [3]の14のスペクトル型の第1・第2主成分値およびその分布傾向の解釈例.

の反射率）の線形結合が主成分として使われる．多数

参照されたい．

ある小惑星の観測スペクトルのデータセットの分散を• E型：明るく，特徴の乏しいスペクトルであり，最大にする線形結合が第1主成分で，この成分を除外

エンスタタイトエコンドライト（オーブライト）にしたあとで最大の分散を与える線形結合が第主成分

対応すると考えられている．

と定義される．このように分散を最大化する変数の組• Ｓ型：Stony（またはSilicatic）の略称であることかは，調査対象（ここでは小惑星）の間に見られる多様性

ら予想できるように岩石質の小惑星と推定されてを最も良く表す変数の組であると考えることができる．

いる小惑星である．スペクトルとしては，1μｍ

波長ごとに調べずに，このような主成分を縦軸，横軸付近に幅広い吸収帯が見え，全体的に赤化傾向（長にして作成した図が図であり，S, A, D, Fなどグルー波長に行くほど反射率が高くなっている）が見ら

プごとに分離する傾向が見て取れる．これを第主成れることが特徴である．この特徴からFe を含む

分以降の他の主成分についても調べて，互いに別個のケイ酸塩鉱物が含まれている物質が宇宙風化した塊に集まるものをグループとして分けたものが小惑星ものと推定されている．隕石種としては，普通コのスペクトル分類である．小惑星のスペクトル型は，

ンドライト（ordinary chondrite），始原的エコン

このように数学的・統計的な処理によって定義されて

ドライト（primitive achondrite），石鉄隕石（stonyおり，物質学的な観点を陽に入れて解析した結果ではiron）などがS型小惑星に対応すると推測されていないので，各スペクトル型がどんな物質に対応するかる．日本の探査機「はやぶさ」が探査した小惑星を推定することは自明ではない．

イトカワもこのS型小惑星であった．

+だが，分けられたグループに見られる具体的なスペ• Ｑ型：この型は，S型に似ているが，それよりもクトルを詳しく見ていくと，小惑星の構成物質につい深い 1 μｍ吸収帯を持ち，S型のような赤化が見てのかなり豊富な情報を得ることができる．以下では，られないものである．これは，宇宙風化の影響がそれぞれのスペクトルの特徴と相当すると推測されて非常に少ないことが原因であると推定されている．

いる隕石がどれかを概説する．このような拡張可視光

構成物質としては，S型小惑星と同じといえるが，領域における小惑星のスペクトル分類に関しては [5]特に普通コンドライトに対応するものと考えられに詳しい解説があり，また .5μｍ までの近赤外領ている．

域をも含めた新たな分類が [6] にあるので，それらも• Ａ型：この型は，カンラン石に特徴的な 1 μｍ

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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

吸収帯を持つことが特徴である．隕石種としては，D型の中間的な物質であるという研究がある [11]．

赤化傾向を除けば，カンラン石に富むパラサイト• D型：吸収帯が見られず，C型やP型よりもスペ（pallasite），ブラチナイト（brachinite），火星隕

クトルが右上がりで，T型よりも暗いという特徴

石のシャシナイト（chassignite），CKコンドライを持つ．これらの特徴から，炭素に富む組成であトなどが，スペクトル形状として対応する．

ると推定されている．なお，Tagish Lake 隕石は，

• V型：これは，Vestaの反射スペクトル型に近い

可視近赤外域ではD型小惑星と非常に良く似た反ことから名付けられた型であり，主に新鮮な輝石

射スペクトルが見られたため，D型小惑星由来のの吸収帯が見えているものである．玄武岩質隕石

隕石ではないかと期待された[12]．ただ，多くのであるハワルダイト（howardite）, ユークライト

D型小惑星にはTagish Lake隕石が示すような3 μ（eucrite）, ダイオジェナイト（diogenite）（これらｍ帯の吸収帯が見られないという違いがある（例えば，[13]）．

3つはHEDと総称される）がこれに対応する．
• R型：紫外にも1 μｍ帯にも強い吸収を示し，A型• T型：スペクトルの形はD型と似ているが，D型とV型の中間のような1 μｍ吸収帯の中心位置をよりも明るく，赤化度がやや少ないもの．その一持つ．輝石とカンラン石からなり，やや風化した部は Tagish Lake 隕石に対応しても良いと考え

表面組成と考えられる [7]．

られている[14]．

• M型：Metalの略称であり，主に隕鉄に対応する

以上の解釈を踏まえて，14のスペクトル型の2つの主小惑星と推定されている．スペクトルの形として成分要素の分布傾向を解釈したのが図2である．
ただし，は，特に吸収帯を示さない，全体に右上がりのもE, M, Pの3つの型はアルベドの違い以外では区別不可のである．E型よりも暗いが，スペクトルの形と能であり，図2の解釈はそのうちのP型のみを考慮ししては区別できない．

ている．

• K型：可視領域の赤化の仕方はS型的だが，近赤外ではC型のような比較的平らなスペクトルなので，アルファベット順でSとCの中間にあるKを用いたもの．CVまたはCOコンドライトに対応すると一般には考えられている．

3. 炭素質の小惑星および隕石の分
光測定
図1の右側のスペクトル型（C, G, B, F, T, P, D）
はその暗さとスペクトル形から炭素を含む隕石に似た物質• C（C, G, B, F）型：これらは，C型として大きく分と考えられるので，もう一歩踏み込んで，炭素質隕石

類されていた [2] ものが，Tholen [3] によって細（炭素質コンドライトとユレイライト）と比較しながら，分されたもので，暗く（アルベドが 10％ 程度以それぞれの推定構成物質を解説する．特に，含水鉱物

下）反射スペクトルが比較的平らな小惑星はこれの量と種類を示す 3μｍ 吸収帯および Fe と炭素のらに分類される．推定構成物質としては大まかに量に関係すると考えられる近紫外から近赤外にわたる

は炭素質コンドライトが対応するが，熱変成で脱スペクトルを観測することによって分かる内容と，宇水したCIやCMコンドライトが最も良くスペクト

宙風化による変化を中心に詳述する．

ルが一致する [8]．粒子サイズがスペクトルの形に大きく影響することも知られている [9]．最近

3+

3.1

炭素質コンドライト

では，炭素を含む隕石であるUreiliteがF型小惑星

図3には，代表的な炭素質隕石および加熱されたから来たとする研究もある [10]．しかし，最近のMurchison 隕石粉末試料の近紫外から 3μm 帯までの分類 [5, 6] では，F型が存在しないなどの再編成

反射スペクトルを示した [15]．炭素質コンドライトはがされており，今後もこの大分類は更なる研究が一般に，組成グループを示すアルファベットと水質変必要である．

成度（3から1まで）および熱変成度（3から6または7ま• P型：可視領域ではE型およびM型と区別できなで）を示す番号で分類される．左側のスペクトルを一いスペクトルを持つが，アルベドがずっと小さい．

見して分かることは，ケイ酸塩鉱物に特徴的な紫外吸対応する隕石型は良く分かっていないが，C型と収があり，構造水による様々な形と強度の 3 μｍ 吸

Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田収帯がある．多くの炭素質コンドライトでは，. ～.5 μｍ に有機物の吸収帯が見られる．

9

図の右側に示した，Murchison 隕石試料を低圧水素中で加熱した試料のスペクトルにおいても，特異なCI1コンドライトは  μｍ 帯を含め，そのスペクト

CI/CMと同様に，より高い温度に加熱するに従って，

ルが非常に特徴的である．CMコンドライトはBells

00℃までに 0.7 μｍ 吸収が消え，それから700 ℃ま

隕石のような一部を除いて，層状ケイ酸塩の0.7，0.9，

では紫外と μｍの吸収が弱まっていき，それ以降は

1.1 μｍ吸収が見られ，それと相関して特徴的な紫外紫外吸収がまた強くなり，900 ～ 1000 ℃までに近赤

吸収，右上がりの近赤外スペクトル，および  μｍ

外スペクトルの傾きが平らになる．図に示されてい吸収帯が見られる．B-790やY-816のような熱変成

ないが，反射率は 500 ℃くらいまでは低下していき，によって脱水したと考えられている特異な（unusual）

その後上昇していく．この理由としては，高い反射率

CI/CM 隕石は，隕石分類上は CI や CM であってを持つ層状ケイ酸塩が消えるために暗くなった後，高も紫外吸収が弱く，0.7 μｍ付近の吸収も消えており，い吸収率を持つ炭素が消えることによって明るくなり，

より直線的な近赤外スペクトルを示す．さらに， μ

それらの過程でスペクトルが平らになっていくというｍ 吸収帯も弱くなり，. ～ .5 μｍ の有機物の吸収機構が働いていると考えられる．

帯が見られない．CKコンドライトは一般に熱変成度が高く，から6に至るにつれて1.05 μｍ を中心とする

3.2

炭素質小惑星カンラン石のつの吸収帯が強くなっていく．Allende

これらの炭素質隕石のスペクトルの特徴が，小惑星

隕石は μｍ 吸収帯をほとんど示さないが，他のの地上望遠鏡による観測においてどのように現れていCV コンドライトではより強い吸収を示すものが多るかを見てみよう．図に示したのは，つの小惑星にい．1つ注意すべきことは，これらの水，酸化鉄，有ついて，拡張可視8色 []，近赤外5色 [16]， μｍ帯

機物の吸収の一部は地球上での風化などの汚染物質に[0] 反射スペクトルを組み合わせたものと似た隕石のよる可能性もあることである．

スペクトルである．小惑星と隕石で共通するのは，近図3：炭素質隕石および加熱したMurchison隕石粉末試料の反射スペクトル（Hiroi et al. (1996, Meteoritics Planet. Sci.) [15]から転載）.

0

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 010

ような回転位相による変化を調べる以外は，小惑星表
面物質の非均一性は，その小惑星がかなり大きくない
限り，探査機による近接観測を必要とする．
炭素質隕石について図をもとに上述したように，
近紫外，0.7 μｍ， μｍ帯の吸収は，その隕石の水質
変成および熱変成の歴史を示唆しているので，もし同じように水質変成をした後に異なった温度まで熱変成を経たと仮定すると，その温度をそれら  つの吸収帯の強度から見積もることが出来る．それを示したのが図5である．これを見ると，G, B, F型小惑星はその順にだんだん高い温度を経験して，F型になると700～ 1000℃に至った可能性があり，C型小惑星はその点では幅広い温度を経験している．多くのCMコンドラ
イトは小惑星ほどの高温を経験していなく，特異な
図4：反射スペクトルが類似するC, G, B, F型小惑星と炭素質隕
石の例（Hiroi et al. (1996, Meteoritics Planet. Sci.) [15]から転載）.

CI/CMコンドライトや加熱した Murchison 隕石は小惑星と同じような温度を経験していることが示唆される．このような熱変成で脱水したCI/CMコンドライ
トは，日本の極地研究所が所蔵するCI/CMの8割以上

紫外と μｍ帯に強い吸収があり，その間の近赤外はを占めるが，米国ジョンソン宇宙センターが所蔵する特徴に乏しく，0.7 および 0.9 μｍ 吸収帯が見られる

CI/CMの数パーセントしか占めない．これは南極でものもあることである[17]．ここで注意すべきことは，の採取地域，すなわち落下してくる隕石群の違いに起

小惑星はその時点に従って異なる面を地球に向けて因すると考えられ，隕石母天体の多様性を示唆する非いるので，これら  つのスペクトルセットは同じ表

常に興味深いことであり，日本の隕石試料の貴重さを面において取られたとは限らないことである．その物語る．図5（b）を見ると，CI, CM, CRコンドライト

図5： C, G, B, F型小惑星と炭素質コンドライトの近紫外，0.7μm，3μm吸収強度の比較（Hiroi et al. (1996, Meteoritics Planet. Sci.)[15]から転載）．加熱したMurchison隕石のデータは温度（℃）を示す数字をつけた四角で示してある．

Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田1

図6： D, P型小惑星と隕石の可視・近赤外および3μm帯反射スペクトルの比較 [4,11,13,16,20]．

については，近紫外と μｍ 帯の吸収強度に良い相関があることが分かるので，観測が困難な μｍ 帯の代りに近紫外吸収強度を見ることでC, G, B, F型小惑星

るD型小惑星があることを示している．

3.3

宇宙風化

の含水鉱物の量が見積れそうである．もちろん，実験

そのような問題の原因として，小惑星表面で起こっ室で調整した粉末試料のようなレゴリスが小惑星表面ているはずの宇宙風化が考えられる．図7 は， つのにあると仮定してであるが．このように小惑星表面の炭素質隕石について，その粉末試料と，ペレットにし物理状態を二次元的に見るためにも，探査機による近たものと，ペレット表面に 7 ns 程度のパルスのレー接観測が有効である．

ザーを照射して宇宙風化シミュレーション [18,19] をでは，C, G, B, F型より始原的と考えられているP,

したものの反射スペクトルを示す．これを見ると，粉D型小惑星について隕石との関連を見てみよう．図6

末をプレスしてペレットにした場合は，明るさの変化には，D型小惑星と可視・近赤外スペクトルが似ていだけのように見えるが，宇宙風化によってスペクト

るつの隕石と，上述したような熱変成したCIコンド

ルの傾きと  μｍ 吸収帯強度が減少することが分か

ライトのスペクトルをP, D型小惑星のスペクトルとる．しかしながら，前記の熱変成による脱水と異なり，比較したものである．図6aで分かるように，Tagish

 μｍ 吸収帯の形は変化していないように見える．こLake や WIS91600 隕石はD型小惑星と近赤外スペクの結果， μｍ 吸収帯を除く可視・近赤外域では，宇トルにおいて類似しており，P型小惑星は，熱変成し宙風化によってG型的なスペクトルを持つCMコンド

たCI/CMと Tagish Lake 隕石などとの中間的なスペライト母天体が表面だけB型に見えたり（図7a），D型

クトルを示す．このことは，P型小惑星が，C, G, B,に似た Tagish Lake 隕石 [1]に似た物質で出来た小F型小惑星とD型との中間的な組成を示すことを示唆

惑星がC型に見えるようになり得る（図7b）ことが示唆し，図の主成分値図と整合的である．その原因は，される[11]．つまり，1つのC型小惑星に探査機を飛ばP型が炭素の量において中間的なものから出来ているした場合，その内部に非常に始原的な物質がある可能か，それら群の物質の混合である可能性がある．こ

性もあり，それはどのC型小惑星に行くかに依存するの解釈は単純で良いのであるが，図6b の  μｍ 帯スであろう．

ペクトルを見ると，Tagish Lake や WIS91600 隕石はD型小惑星77 Irmintraud よりもC型小惑星に似てい

3.4

分光測定条件る．D型小惑星の  μｍ 帯スペクトルはその観測数が以上で言及したような鍵となる吸収帯を観測する際少ないので統計性に欠けるところはあるが，この事実には，どのような分光測定条件が必要であろうか？図

は，少なくともこれらの隕石とは違う物質で出来てい8に示したのは，CIコンドライトOrgueilの  μｍ 吸収日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 010

図7： 炭素質隕石の宇宙風化シミュレーション[18,19]による反射スペクトル変化 [11]．

帯を異なる波長分解能で測定した反射スペクトルであ度以下しかないので，C-H結合吸収帯の計測には高いる．一般には，0.5 ～ .6 μｍの波長域を10 nm 程度

S/N比が要求される．ノイズが吸収強度の 1/5 以下との分解能で分光測定することが望ましく，この分解能いう要求をすれば，炭素質隕石の反射率 10％ 程度にを用いれば，鋭い吸収などの細かいスペクトル形から対して 100 以上が必要となる．ただし，波長分解能

水氷か構造水かなどまで判別することができる．しかは 0 ～ 0 nm の広めの値で十分である．

し，細かい吸収形状にこだわらずに水分の総量を半定

この波長範囲やS/N要求が難しければ，有機物は計

量的に調べるだけであれば，0 ～ 50 nm の分解能で測せず，含水鉱物の計測に限るならば，熱輻射成分をも可である．一方，. ～ .5 μｍ にある有機物のC-

うまく除く工夫をすることによって，. μｍ程度まH結合による吸収は，その含有量に依存するが，反射での測定でも可である．ただし，熱輻射成分は，小惑スペクトルにおけるその吸収帯の深さは普通 0.5％ 程星表面の自転周期・熱慣性・形状に左右される複雑なものであり，その除去は一筋縄に行かない．地上望遠
鏡では，地球大気による吸収のためにどうしても.7
μｍ 近辺で良い測定が出来ないが，「あかり」などの宇宙望遠鏡の分光器にはそのような問題はなく， μ
ｍ 帯スペクトルの連続分光によって図  や図 7 の炭素質隕石と対応するような炭素質小惑星の分類をできる可能性がある．探査機による近接観測をすれば，更に小惑星表面の組成分布を調べることが出来る．その際には，その表面に岩肌が出ているのか，レゴリスがあるのかなどの物理状態を調べることが出来るが，太陽高度や表面の微妙な傾きの違いによって熱輻射成分が変化することを考慮して  μｍ 帯スペクトルを解析する必要がある．近接観測でのもう1つの利点は，

図8： 炭素質CI1コンドライト Orgueil の 3μm 波長領域における水および有機物の吸収帯を異なる波長解像能で測定した場合のシミュレーション．NASA/Keck RELABデータ
ベースのFT-IR反射スペクトルから作成．有機物に特に富むOrgueil隕石でも，C-H吸収帯は 0.6% 程度と非常に浅い．他のタイプの炭素質隕石では，有機物吸収帯はさらに弱くなるので，正確な計測には高いS/N比が必要．

日の出の状態で低温の部分の小惑星表面を測定することによって熱輻射成分を考慮しなくても良い運用ができる可能性があることであろう．

Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田

4. 小惑星のスペクトル型分布からみた
太陽系内での物質進化と移動
4.1

太陽系内での物質移動の痕跡

炭素質コンドライトに高温起源のコンドリュールと43た時の初期組成をどれだけ反映しているのか，その後の物質の動径方向の移動，小惑星表面への外来物質の混合や宇宙風化，そして小惑星内部での物質進化の影
響はどの程度であろうか，という疑問が投げかけられる．このゾーニングの起源についての諸説をここで簡単に紹介する．

低温起源のマトリックスが小さいスケールで混在して（a）初期組成いることは，その隕石が形成された時に生成温度がはの温度は太陽からの距離と共に減少していくので，水るかに異なる物質の混合が大規模にあったことを物語の氷が生成できる最近地点（Snow line）が存在する．

る．NASAの Stardust ミッションで回収された試料は，そのSnow lineよりも近いところで集積した微惑星に

水星より内側でないと発生しないような非常に高温のは水が取り込まれず，それ以遠での微惑星には水が取物質が外側太陽系にまで供給されていることを示した

り込まれるという初期条件の違いが出来てくる．有機[e.g., 21]．これと同様の結果は Deep Impact ミッショ

物のようなその他の低温物質についても同様である．

ンによっても得られているので [e.g., 22]，たまたま１

その初期組成の違いによって，E型やS型のような無つの変わった彗星を観測したということではなさそう

水の小惑星になるか，C型のような含水小惑星になるである．

かの大きな違いができると考えることができる．さらまず大まかに言えば，太陽系星雲

このような物質移動がどのように起こったかを解きに，高温で短時間の加熱で出来たとされるコンドリュ

明かすことは，小惑星ひいては惑星の原料物質をよりールの成因については，太陽付近に落ちた塵が瞬間加良く定義することになり，それと小惑星帯での力学進化および小惑星内での物質進化を定量的に解明することにつながるはずである．これは，純粋に天体力学の問題としても重要であるし，惑星形成理論上の問題としても非常に重要である．特にC型のように水を含む
小惑星群の力学進化を理解することは，地球への水の供給を考える上でも非常に重要な意義を持つ．地球への水の供給メカニズムには，幾つかの説が出されているが（地球近傍の微惑星由来 [23]，late-veneer仮説[24,25]，彗星由来 [e.g., 26]），量とD/H比の両方の観測的制約を満たす定説の合意はないように思われる．小惑星領域での物質移動の歴史の痕跡が分かれば，この問題の解決に進展が見込めるかもしれない．

4.2 小惑星のスペクトル型のゾーニングとその起源
小惑星のスペクトル型の代表的なものの数をその軌道長半径に対してプロットした分布図が図 9 である [27]．この図は[3]の型分類以前に出版されたもので，C, G, B型がすべてC型に含まれている．そこでは，太陽からの距離が離れるにつれて，E型などの火成的物
質からS型やC型などの熱変成的物質を経てP型やD型という水質変成物質や始原的物質へと言う具合に，高温生成物質から低温生成物質へと変化していくゾーニ
ングが見られる．この物質分布が太陽系星雲が固化し

図9： 小惑星のスペクトル型の分布の太陽からの距離依存性（Gradie and Tedesco (1982, Science) [27]から転載）．(a)は観測された小惑星（薄い影部分）とそのうちでスペクト
ル型が分かっているもの（濃い影部分）の数であり，(b)はそれから観測系統誤差を除いた後でスペクトル型別の相対比率にしたもの．

44

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熱によって溶融し，太陽からの双極流で遠くへ吹き飛と違って水または含水鉱物の 3 μｍ 帯が検出されてばされて急冷したとか [e.g., 28]，太陽系星雲内にまだいない．Tagish Lake 隕石のような物質ならば必ず含ガスが存在した時に太陽からの衝撃波によって限られ水鉱物の吸収が見えるはずなので，トロヤ群小惑星はた範囲の粒径の物質が瞬間加熱されたという説があり

何か別の暗い物質で出来ているか，それで覆われてい[e.g., 29]，どの説が正しいかによって，太陽系固体物

るかもしれない．特に，安定軌道にあるためにそれら質の初期組成が変わってくる．

の小惑星表面は長く宇宙空間にさらされており，ダス（b）天体内での変成作用

トなどの外来物質の混入やそれに伴う宇宙風化がスペ

微惑星構成物質が太陽の重力によってケプラー運動をしているとすれば，太陽に近いものほど周期が短いので，微惑星は太陽に近いほどより早く材料物質を集積でき，より早く成長す26

クトルに有意な影響を与えているかもしれない．

4.3

小惑星帯における含水鉱物の分布ることになる．隕石中の放射性元素の研究から， Al

図10に示したのは，C, G, B, F型小惑星の近紫外吸の壊変がそれらの母天体内で起こったことが知られて収強度が 3 μｍ 吸収帯強度と正の相関があること（図おり，その寿命よりも早く天体がその発熱を有効に5b）を利用して，含水鉱物の量と小惑星の太陽からの利用できるだけ十分に大きく成長していたかどうか

距離や直径の関係に傾向があるかどうかを調べたものが，その構成物質が水質変成・熱変成・溶融のどの段である [15]．これを見ると，太陽から約 3.2  AUの距階まで達したかに大きく影響したと考えられる [e.g.,

離でその吸収が強くなっているように見えるが，図に30,31,32]．天体が取り込む熱源としての放射性元素の示されている 3 個という限られた数の小惑星の傾向に

量はその体積に比例し，放熱量はその表面積に比例す

頼るのは危険かもしれない．それより明らかな傾向とると大まかに考えられ，単位体積あたりの表面積は天して，直径が 60 ～ 120 km のところで吸収が最強に体の半径に反比例するので，大きな天体ほどその構成なっており，そこから直径が増えるにつれて，直径物質を有効に加熱できることになる．ただし，Snow

約 900 km のCeresを除けば，最大吸収強度が減少しline 以遠で生成して大量の水の氷を取り込んだ場合，ていることが分かる．それより小さい小惑星について

水の潜熱によって熱エネルギーの大半が消費されると，は，C, G, B, F型小惑星の暗さによる観測バイアスに

水質変成までは進んでも，そこから熱変成および溶融

よって統計性が失われていると思われるが，非常に小の段階まで進むだけのエネルギーが残されない可能性

さい小惑星のデータは隕石データで代替して議論するがある．それが，小惑星 Vesta と準惑星 Ceres の組こともできる．具体的には，隕石の近紫外吸収は最強成の違いの原因かもしれない．太陽からの距離の違い

で-1.2程度と非常に強いので（図5b），非常に小さい小によって加熱の程度が変る他の原因としては，電磁誘惑星の近赤外吸収は非常に強いと推論され，小惑星が導加熱が考えられる．その場合は表面積で効いてくる

大きいほど最大近紫外吸収強度が減少する傾向は小さはずなので，内部熱源の場合とは逆に天体が小さいほい天体から続いている可能性が高いことが示唆される．
この傾向を見る限り，含水鉱物の量の多様性は，太ど有効に加熱される [e.g., 33]．
D型などの太陽陽からの距離による初期組成や過熱過程よりも，そのから遠い領域に豊富な小惑星の構成物質またはその表

天体の大きさに起因するように思われる．この近紫外面物質がその場所で生成されたのでなく，小惑星帯が吸収強度は，水質変成の程度が高ければ増加し，その生成された後にエッジワース・カイパー帯にあるよう後の熱変成度が高ければ減少する．小惑星が大きいほな太陽系外縁天体物質が惑星大移動に伴って，小惑星

ど，その内部で様々な程度の水質変成と熱変成を経験

帯に混入してきた可能性がある [e.g., 34]．これが正しした層に富み，それらが壊れてより小さな小惑星が作い場合，地球の水の供給源にも太陽系外縁物質が大きられた時に，そのような多様な変成度の物質が露出しく寄与している可能性が大きくなる．

てきた可能性がある（Ceresはおそらく生成時から大（c）太陽系外縁天体物質の混入

太陽と木星の重力に対して安定な領域（ラグランジ

きく破壊されてはいない [e.g, 35]）
．また，大きな小

ュ点の内の2つ）に存在するトロヤ群小惑星は大部分が惑星ほど表面の宇宙風化が進んだために，近紫外の吸D型であり，主ベルト帯にあるいくつかのD型小惑星

収が弱くなる傾向（図7）を示しているのかもしれない．

Ｃ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田5

図10： C, G, B, F型小惑星の近紫外吸収強度をその軌道長半径および直径に対してプロットしたもの（Hiroi et al. (1996, Meteoritics
Planet. Sci.) [15]から変更を加えて転載）．

このような内容を明らかにするには，やはりその天体

で，クレーターなどの画像情報と連携して，宇宙風化に探査機を送って調べることが必要であろう．その理によるスペクトル変化の傾向が同定できるであろう．

由や方法については次節で議論する．

人工衝突によって試料回収機で掘り起こすよりもずっ

5. C型小惑星の衝突探査および試料回収に期待される内容と深いところの物質を掘り起こしてクレーターを作ることができれば，その内部の層序構造（物質種・水質
変成度・熱変成度の分布）および掘り起こされた物質

現在，はやぶさ後継機として，探査対象のC型小惑について非常に価値ある観測ができるであろう．その星に10cm程度の大きさの弾丸を衝突させることによ

結果が，衝突前の小惑星表面の物質の1つと対応すれば，って小惑星の内部を観測しようという計画が検討されその小惑星の組成が均一であるか，既に表面が露頭とている．ここでは，衝突前後の画像分光観測および試なっているということである．また，宇宙風化が深く料回収によって解明される可能性のある科学的内容をまで浸透しており，衝突前の近接観測や試料回収時に段階に分けて考察する．

は風化していない物質を検出できていない場合や，表5.1

ミッションの各段階で取得が期待される情報面がレゴリスで覆われていて岩肌が出ていない場合は，人工衝突後のクレーター内を観測することで新鮮な物

以上で解説したように，C型小惑星はその炭素量お質が検出される可能性が非常に重要となる．以上の観よび含水鉱物の種類と量によって異なる近紫外・0.7

測において，クレーター内部およびエジェクタという

μｍ・ μｍ吸収帯およびスペクトルの全体的傾きを区分の分光だけでなく，クレーターの中心から壁に至示す．衝突前の近接分光観測においては，それらの情る物質分布を見られるほどの空間解像能を分光器が持報を特に炭素質隕石と比較し，また測定している表面っていれば更に確実な情報を得られるであろう．

に岩肌が出ているのかレゴリスで覆われているのかと

空間分解能は，クレーターの内部と外部を明確に分いう情報から，初期組成・水質変成度・熱変成度およ

けて分光観測できることが最低必要条件であるが，クび宇宙風化度を見積もれる可能性がある．特に，宇宙レーターの深さ方向に浅部・中部・底部と３つ程度に風化度は表面の暴露年代に相関があると期待されるの分けて議論ができることが望まれる．クレーターの深46

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

さが直径の約1/3であるとすれば，クレーターの直径

る．その場合，宇宙風化度や密度の情報などから，の1/10程度の空間分解能を分光器に持たせられるよう

どちらの部位が母天体のより深い部分にあったかに光学設計と近接観測運用設計がなされることが期待が分かれば，上記２の項目と同じ推論が可能となされる．分光計の実効的な空間分解能は，探査機の小る．もし母天体内での深浅関係が分からない場合

惑星への最接近距離によって大きく影響される．人工には，このような推論はできないが，内部変成のクレーターの内部やイジェクタの試料を捕獲できれば浸透深さスケールについての新しい制約条件は得最高に価値があるが，実行には困難が予想される．そうした場合にも，なるべく小惑星に最接近してクレー
ター内部の詳細観測をすることは，非常に価値がある．

られるはずである．
（b）探査天体がラブルパイルだった場合
1.

宇宙風化などの表面効果を除いた後に見える

小惑星内部物質の取得を別にすれば，人工クレーター

構成物質を異なるブロック間で比較した結果，概形成の後に近接観測をする最大意義は，このクレータ

ね均質であれば初期平均組成の影響が最も大きなー内の層状構造の有無の観測にあると筆者らは考えて起源である可能性が高まる．

いる．このような近接観測は，上述のような物質科学

2.

含水鉱物と無水鉱物の混合率が異なる様々な的な意義に加え，実際の小惑星への天体衝突の物理過ブロックが見られるならば，天体内での変成作用程を理解する上でも非常に大きな意義を持っている．

が大きな影響を与えて小惑星の多様性を生み出し

5.2 太陽系の物質分布の起源に関する情報抽出へ
上記のように取得した情報からC型小惑星および太ている可能性が高まる．

6. 次期始原天体探査に向けて

陽系の起源と進化に関してどのように科学的知見を得ればよいだろうか？これについて，探査対象の小惑星

現在「はやぶさ2」として計画されている，C型小が単一の岩の場合と，大きな岩石の集合体（ラブルパ

惑星の衝突探査および試料回収は，太陽系の始原的イル）である場合に分けて考えてみる．

物質の起源と進化に関して，S型小惑星に行って帰っ（a）探査天体が単一の岩である場合てくる「はやぶさ」と彗星のダスト試料を持ち帰った

1.

2.

3.

宇宙風化などの表面効果を除いた後に見える組

Stardustおよび衝突探査を行ったDeep Impactの間に成的構造が概ね均質であれば，初期平均組成の影

橋架けをするような知見を与えてくれる可能性がある．

響が小惑星の間に見られる大きな多様性の最も大「はやぶさ2」は成功した「はやぶさ」の技術的ノウハ

きな起源である可能性が高まる．ただし，直径ウを基盤としており，Stardustのように高速の塵をシ1 kmとかの小さなC型小惑星の場合，たまたまそリカゲル中に捕獲したような微小粒子でかつ衝撃加熱の母天体内部の層構造の内の1つの層からのみ来を受けている様な試料でなく，C型小惑星表面およびたために均一に見えている可能性も否定できない．

内部からの試料をほぼそのままの形で回収することが形成したクレーターの内側と外側で構成物質に期待できる．本稿で解説したように，可視・近赤外反

大きな違いがあれば，天体内での変成作用が大き

射分光による近接観測および衝突探査によっても太陽な影響を与えて小惑星の多様性を生み出している系の材料物質とその進化に関して多くの知見が得られ可能性が高まる．内部ほど含水鉱物が多いのであるが，持ち帰られたC型小惑星試料によって桁違いのれば，水質変成が起きつつある段階で変成が終了

多くの科学成果が挙げられることは間違いない．

した可能性が高くなる．逆に，内部ほど含水鉱物

しかし，回収試料が探査対象天体をどのように代表が少ないのであれば，熱変成が起きつつある段階しているかを知らなければ，回収試料の科学的価値はで変成が終了した可能性が高くなる．

大きく減じてしまいかねない．試料の代表性を明確にクレーターの内側と外側よりも天体の表側と裏知るためには，分光観測による詳細な地質調査が不可側など水平方向に構成物質のより大きな違いがあ欠である．もう少し具体的に言えば，小惑星の表面にれば，その小天体はかなり大きな母天体内部の2どの程度の不均一性があるのか（地域差），また深さ方つの異なる物質層の中間から来た可能性がでてく

向にどの程度の変化があるのか（成層度）を知ることがＣ型小惑星の探査における可視・近赤外分光の役割／廣井，杉田非常に重要である．上述のように，Ｃ型小惑星にお47

78, 8507.

いては1 ～ 2 μm 付近のケイ酸塩鉱物の吸収帯が見ら[10] Jenniskens, P. et al., 2009, Nature 458, 485.

れず，のっぺりと平らなスペクトルを示す．そのた[11] Hiroi, T. et al., 2004, Lunar Planet. Sci. 35, 1616.

め，3 ～ 3.5 μm 付近の水氷や含水鉱物と有機物（C-H[12] Hiroi, T. et al., 2001, Science 293, 2234.

結合）の吸収帯を指標として物質分布をリモセン調査[13] Kanno, A. et al., 2003, Geophys. Res. Lett. 30, 1909.

することが非常に貴重な手段となる．そのためには，[14] Hiroi, T. and Hasegawa, S., 2003, Antarctic Meteorite

3.4節で述べたような充分な波長分解能・範囲とS/N比Res. 16, 176.

を持った分光計を搭載することが必須となる．また，[15] Hiroi T. et al., 1996, Meteoritics Planet. Sci. 31, 321.

反射スペクトル計測の邪魔となる熱輻射を最小限に抑[16] Bell, J. F. et al., 1988, Lunar Planet. Sci. 19, 57.

えるために小惑星上の日の出直後の地域のみを集中的[17] Vilas, F. and Gaffey, M. J., 1989, Science 246, 790.

に観測するなどの方策も検討に値すると考えられる．

[18] Yamada, M. et al., 1999, Earth Planets Space 51, 1255.

ただし，全ての条件を満たした理想的な測器や運用計[19] Sasaki, S. et al., 2001, Nature 410, 555.

画は，実現に困難が伴う．どの科学目標を最後まで残[20] Jones, T. D. et al., 1990, Icarus 88, 172.

してどれを落として，実現可能な仕様の装置・運用計[21] Zolensky, M. et al., 2006, Science, 314, 1735.

画を選ぶかは，判断が大変に難しい問題である．ここ[22] Sugita, S. et al., 2005, Science 310, 274.

には，惑星科学分野の多くの研究者を巻き込んだ議論[23] Drake, M. J. et al., 2005, Proc. IAU Symp. 229, 381.

が望まれる．

[24] Kimura, K. et al., 1974, Geochim. Cosmochim. Acta

JAXAが設立されてから現在まで惑星探査計画が新規にプロジェクト化された例がないという現実は，始38, 683.
[25] Dreibus, G. and Wänke, 1989 H., in Origin and

原天体探査計画の実現にも不安を感じさせないわけに

evolution of planetary and satellite atmospheres, Univ.

はいかない．しかし，「はやぶさ」で成功を収めた我Ariz. Press, 268.

が国は他国に先んじてＣ型小惑星の試料回収探査を最[26] Delsemme, A. H., 1992, Adv Space Res. 12, 5.

も実現しやすい立場にいる．また，国民の期待も高く，[27] Gradie, J. and Tedesco, E. F., 1982, Science 216, 1405.

ぜひ実現すべき探査計画である．本稿が，惑星科学分[28] Shu, F. et al., 1994, Ap. J. 429, 781.

野からより多くの研究者が探査計画検討に参画するき[29] Yasuda, S., H. Miura, and T. Nakamoto, 2009, Icarus

っかけになれば，幸いである．

204, 303.
[30] Miyamoto, M. et al., 1981, Proc. Lunar Planet. Sci.

参考文献

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