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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

はやぶさ２ : 経緯と計画概要

高木 靖彦 ，平田 成 ，橘 省吾 ，中村 良介 ，吉川 真 ，
はやぶさ２プリプロジェクトチーム
12

3

45

（要旨）「はやぶさ」に続く小惑星探査計画「はやぶさ２」が最初に提案されてからの約4年間の経緯と，計画の概要をまとめた．その中で，ミッションの目標と，それに基づき選定された搭載機器の仕様についても簡単に述べる．

1.「はやぶさ」から「はやぶさ２」へことから，小天体の進化・分化過程を詳しく理解するために分化天体（例えば V 型小惑星）へ行くべきで2010年1月末現在，小惑星探査機「はやぶさ」は6月あるという意見と，太陽系初期の理解を深めるために，中ごろのサンプルカプセル地球帰還に向けて最後のより始原的な小天体へ行くべきであるとの意見が出さ電気推進エンジンの運用を行っているところであり，れていた．個々人の学問的興味の問題もあり，この議2003年5月の打上げ以来 7 年におよぶ旅が終わろうと論を収束させるのは難しいものがあったが，C型からしている．「はやぶさ」の挙げた数々の成果についてD, P型さらにはCAT天体というように，順番に始原は様々な所で紹介されているので，改めてここで紹介的な天体への探査を進めていこうという意見が大勢にをする必要はないと思う．その後，回収サンプルの分なっていった．
「はやぶさ」がイトカワに到着するこ析が続くことになるが，1996年の開始以来 14 年（1993

ろには，次はC型という合意がほぼ得られるようにな年のWG開始からは17年）に渡るプロジェクトも一つった．の区切りを迎えることになる．「はやぶさ」の成果を2005年の後半，「はやぶさ」がイトカワに到着し遠活かして次へと続けていくことが，今我々に求められ隔探査や何回かの接近降下を行う中で，小天体探査にていることである．

関する様々なノウハウを蓄積していった．また，大き「はやぶさ」後継の探査機に関する議論は，公式な成果を挙げた一方，小型ローバの小惑星表面への降なものとしては，「はやぶさ」打上げ翌年 2004  年に下や，完全な形でのサンプル採集機構の作動などいく

JAXA宇宙科学研究本部理学委員会の元に作られた

つかの目標は達成できなかった．このようなノウハウ「小天体探査WG」において開始された．その初期のが拡散してしまう前に，「はやぶさ」の同型機を用い議論において重要であったのは，次はどのような天体て再度の探査を実行し，果たせなかった目標を達成しへ行くかという点であった．「はやぶさ」が「行ける」ようという機運が2006年初頭にかけて急速に生まれて天体へ行ったのに対して，次は「行きたい」天体へ行

きた [1]．国民世論の大きな盛り上がりもあり，WGくという点では皆の合意が得られていたが，「はやぶを作って数年かけて提案していくという通常の手順とさ」のターゲットがS型小惑星であるイトカワであるは異なる方法で提案をしていくこととなった．その後，一連の審査により「JAXAが早急に行うべきミッショ

1. 愛知東邦大学
2. 会津大学
3.東京大学4.産業技術総合研究所
5.宇宙航空研究開発機構
takagi@aichi-toho.ac.jp

ン」との判定を得て，2007年6月にはプリプロジェク
トとなった．目標天体は，小天体探査WGでの議論を踏まえC型小惑星とすることとなり 1999JU3  が選ばれた．しかし，既存の計画の間に後から入ることとなはやぶさ2：経緯と計画概要／高木，橘，中村，吉川，はやぶさ2プリプロジェクトチーム

49ったため予算上の制約は大きく，その後の進捗は思う

星科学者とESAのエンジニア等で異なる都合・思惑ようには進まないこととなった．

が様々に混在する中で進んでいたようである．特に帰一方，小天体探査WGではさらに進んだ形の始原天還カプセルはヨーロッパ側が主体となって製作するこ体探査の検討が進められていた．そこで，「はやぶさ」とになっていたが，14 km/sec の再突入速度に耐えるの同型機を速やかに打上げてC型小惑星の探査・サンカプセルの開発を 2018 年の打ち上げに間に合わせるプルリターンを行う「はやぶさ２」と，それに引続いのは不可能という事が明らかになった．その条件では，て，大きく進歩させた機体・観測機器でD, P型小惑

Wilson-Harrington はターゲットにはなりえず，可能星，あるいはCAT天体を目指す「はやぶさ MkII」と性のあるターゲットが4つ挙げられたが，最有力は「はいうシリーズの計画の枠組みが合意されていった．そやぶさ２」と同じ 1999JU3  ということになってしまの頃ヨーロッパでは，2015-2025年の打上げを想定しった．
「はやぶさ２」と同じターゲット天体へ行き同た Cosmic Vision と呼ばれる枠組みが開始され，そのじような科学探査を行い，かつ経費の大半を日本側が中で近地球小天体からのサンプルリターン計画が検討持つ計画を進め続けるということは，「はやぶさ２」され始めていた．その検討に小天体探査WGも積極的計画は撤回すると宣言するのに等しい状況である．に参画をし，パリ天文台の M.A. Barucci さん，ニー

この場合，打上げ時期が数年延びることになるだけ

ス天文台の P. Michel さんを中心としたヨーロッパのでなく，通るかどうかが不明な（必ずしも高いとは言

惑星科学者のグループが2007年に提案した近地球小天いがたい）Cosmic Vision の審査に全てをかけること

体サンプルリターン計画にJAXAがシニア・パートナになってしまう．もし通らなければ，2004年の小天体ー（ESAがジュニア・パートナー）として参加するこ

WG発足以来続けてきた様々な努力は水泡に帰し，最ととなった．ターゲット天体としては，大変に挑戦的初からやり直しになってしまう．約10年が虚しく過ぎではあるが，CAT天体である小惑星 4015 番 Wilson-ただけとなる．このような状況のもと，日本側で検討

Harrington（彗星としても107Pの番号が付いている）に参加している者の総意として，マルコ・ポーロにシが当初は第一目標とされた．

ニア・パートナーとしてJAXAが参加することからは計画の名前として，ヨーロッパ側から日本に馴染み撤退しようという決断を2009年の春に行なった．ただのないエーゲ海の小島の名前が最初提案されていたが，し，JAXAはジュニア・パートナーとしてシニア・パ

日本の納税者にも分かりやすい名前としてマルコ・ポートナーのESAに協力をし，数年にわたって築いてーロとなった．余談になるが，13世紀のマルコ・ポー

きたヨーロッパの研究者との協力関係は「はやぶさ２」

ロがヨーロッパ（ジェノバ）に帰還した後に口述筆記においても崩さないよう努めることも決めた．ヨーロされた旅行記は，日本では『東方見聞録』として有名

ッパの研究者には，この決断を概ね了解してもらえたであるが，原題は『世界の記述』（"La Description duものと思っている．これらの決断に合わせて，停滞気Monde"）である．21世紀のマルコ・ポーロが持ち帰味の「はやぶさ２」を推し進めるために，衝突機を加ったサンプルにより『新世界の記述』あるいは『太陽系えることにより計画をより魅力的なものにする検討がの記述』を表そうという計画の名前としては，単にア始められた．その後，多くの研究者の参加を得て検討

ジアとヨーロッパを結ぶものという以上のものがあるが精力的に進められ計画が作られてきた．

秀逸な名前だと思われる．
小天体探査WGの中では，「マルコ・ポーロ」=「はやぶさ MkII」であり，「はやぶさ２」に引続く計画

以下では，はやぶさ２プリプロジェクトチームがこの数ヶ月行ってきた，科学目標・搭載観測機器などの検討結果の一部を紹介する．

として位置づけられていた．Cosmic Vision の第一次審査は通過したが，「はやぶさ２」が進捗をせず打上

2. 科学目標と搭載機器げ時期を当初の2010-11年から2014年以降に変更せざるを得なくなり，日本側で「はやぶさ２」と「マルコ・これまで隕石をはじめとする地球外物質の研究によポーロ」をほぼ同時に進行することが能力・人員等のって，原始太陽系での始源物質は無機鉱物，氷（もし面で難しい状況となった．また，ヨーロッパ側でも惑

くは含水鉱物），有機物の集合体であるということが50

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

明らかになってきた．始源物質に含まれるこれらの無された観測機器で得られるのでそれを基本に置きなが機鉱物，氷・鉱物中の水，有機物はそれぞれ，その後，ら，ターゲット天体の違いや，その後の小惑星研究の地球となり，海をつくりだし，生命となった原材料物進展を考慮して，仕様の検討，機器の選定を行った．

質といえる．しかも，最近の研究から，それらの物質その結果，が相互に化学反応を起こし，物理的に作用しあい，構• 	 多バンド可視カメラ造をつくっていることがわかってきた．すなわち，生• 	 レーザー測距計（LIDAR）

命，海，地球の原材料物質は太陽系最初期にはお互い• 	 近赤外線分光器に密接な関係を持ち，また，それらの相互作用の結果• 	 中間赤外線カメラとして，生命や海，地球の材料物質となりえたということができる．
この相互作用を調べることを理学目標の中心におき、「はやぶさ２」計画全体としては，1. C型小惑星の探査により，小天体にある鉱物・水・有機物の相互作用を調べる．
2. 小惑星の再集積過程・内部構造・地下物質の直接探査により，小惑星の形成過程を調べる．
3.「はやぶさ」で試みた新しい技術について，ロバ• 	 ローバとその搭載観測機器をノミナル搭載科学観測機器とした．このうち，多バンド可視カメラとレーザー測距計は，「はやぶさ」と同様に航法機器としても使用するものである．
多バンド可視カメラは，光学系，受光器（CCD）などは「はやぶさ」のAMICAとほぼ同様のものを想定している．したがって，空間分解能も同じ0.1 mrad/pixel （高度1 kmで10 cm）になる．一方，多色フィルターに関しては変更する予定である．AMICAでスト性，確実性，運用性を向上させ，技術としては，地上望遠鏡での小惑星観測用に考えられたECAS成熟させる．

（eight-color asteroid survey）フィルターセットに準4. 衝突体を天体に衝突させる実証を行う．

拠した帯域幅が 100 nm 程度ものを用いていた．
「はの4点をミッション目標としている．この内，3と4はやぶさ２」では，10 nm 程度の狭帯域のフィルター工学目標であり，2と4はミッションの拡張が行われ衝を用いることで，厳密な比色定量や過去の探査機（例突機が加わったことに伴う目標である．

えばNEAR）による画像データとの比較などを可能にこれらのミッション目標に基づき検討されている観することをめざしている．また，700 nm 付近に存在測項目・装置などについて以下では紹介する．ただし，する含水鉱物による吸収帯に対応するバンドを使うこ字数の関係もあるので概要にとどめる．詳細は，計画とで，可視カメラによっても含水鉱物の分布を調べるが進んだ段階で各担当者によって紹介されることと思ようと考えている．

う．

2.1

レーザー測距計は，「はやぶさ」の LIDAR の小規科学観測機器

前述のミッション目標に基づき搭載科学観測機器の模改良版であり，「はやぶさ」での測距精度 5 m（高度5 km）と同程度の精度を実現できると考えている．
近赤外線分光器は，「はやぶさ」で搭載していた波

目標を長 0.8 ～ 2.1 μm の表面反射スペクトルを観測してい（a） 宇宙風化・鉱物分布・粒系（熱慣性）の表面マたものとは異なり，波長1.7 ～ 3.4  μm のスペクトルップを作成し，もっとも科学的価値の高いサンプを観測する仕様のものである．この波長を観測するこリング地点を選ぶための基礎情報を提供する（新とにより，水（OH 基 / H2O 分子）に起因する吸収の分鮮なサンプルの取得支援）．

布から小惑星の水質変成過程，また表面温度の分布と（b） 詳細な地形観測および重力測定からラブルパ時間変化から熱物性の情報を得ることをめざす．波長イルかどうかを明らかにし，衝突によって形成さ1.7 ～ 3.4 μmでの測定を実現するため，「はやぶさ」れるクレーターおよび放出物の観測から，小惑星の近赤外線分光器で用いていた InGaAs のリニアダ内部の構造／組成と再集積過程を調べる（内部構イオードアレイに代えて，InAs のリニアアレイを検造と再集積過程の探査）．

出器に用いることを検討している．この波長域ではとおいた．この目標の基本部分は「はやぶさ」に搭載HgCdTe 検出器を用いることが多いが，水銀やカドはやぶさ2：経緯と計画概要／高木，橘，中村，吉川，はやぶさ2プリプロジェクトチーム

51は太陽フレアの発生確率が低いことが予測されるためマッピング観測等が困難と判断されオプションの扱いになっている．短波長側近赤外線分光器は，「はやぶさ」に搭載された近赤外線分光器の小規模改良版であり，波長 0.8 ～ 2.1 μm の小惑星表面反射スペクトルの観測を行う．鉱物組成，宇宙風化を調べるためには
図1：EFPの仕組み (Wikipediaから)有用な装置であるが，前述の 1.7 ～ 3.4 μm の近赤外線分光器の優先度が科学的に高いと判断されオプショミウムを用いるため国産されていない問題があった．

ンとなっている．レーダーは，周波数 600 MHz を中

そこで，最近国内でも開発が進められている InAs を心とするLFM信号により深さ数十ｍまでの内部構造用いることにした．スターリングエンジンのような冷を分解能 25 cm で調べようとするものであるが，過凍機を用いずとも電子冷却でも使えることも InAs メ

去に月や火星で行われたレーダー探査とは周波数や高リットである．しかし，3 μm 位の波長になると装置度が違うために開発要素が多いと判断されている．

そのものからの熱輻射が無視できず，どのようにしてさらに，海外から機器搭載の意思表示が幾つかなさ装置からの熱輻射を検出器に入れないか，あるいは装れているが，これらは相手国において予算が確保でき置そのものを冷やすかといった方策を鋭意検討しているか等不確定要因があるので，ここでは具体的な名前るところである．

を挙げることは控える．

中間赤外線カメラは，この夏打上げられる金星探査機「あかつき」に LIR という名前で搭載される装置を2.2サンプリング装置「はやぶさ２」用にしたものであり，非冷却マイクロ・小惑星表面の資料を採集するサンプリング装置が最ボロメターを検出器に用いる．観測する波長は，近赤も重要な搭載科学機器であることは，「はやぶさ２」

外線分光器よりも長い 8 ～ 12 μm である．この波長においても代わらない．数グラムの弾丸を 300 m/secを観測することにより，最高到達温度，熱慣性のグロ程度の速度で小惑星表面に打ち込み，表面から飛び上ーバルマッピング，サンプリング地点等の局所地域のがってくる物質をホーン型の収集装置でサンプルコン

詳細な温度・熱慣性測定などをめざす．近赤外線分光テナへ導くという原理や基本的デザインも「はやぶさ」

器で水（OH 基 / H2O 分子）に起因する吸収を測定するの時から変更はない．ただし，衝突機により作られたときに，小惑星表面からの熱輻射の量を正解に見積もクレーターの底からサンプル採集を可能にするようにり差引くのにも役立つ．

ホーンを長くするなどの変更は検討されている．打ちローバは，「はやぶさ」に搭載した MINERVA 相上げロケットのノーズフェアリングへ収納する時に収当のものであり，小型カメラと外部温度計が科学観測まらなければならないという条件がホーンの長さに対機器として搭載される．オプションとして，MEMSする一番の制限であったので，打上げロケットが「は振動センサも考えられている．

やぶさ」の時のM-Vから変更されることにより制限が以上のノミナル搭載科学観測機器の他に，様々な条件が整えば搭載するオプション機器として，緩和され検討が可能になっている．
また，弾丸により砕かれた小さなサンプルだけでな• 	 2台目ローバとその搭載観測機器

く，ある程度の大きさのサンプルを収集するために，• 	 レーダー

シリコン粘着材による粘着式サンプル採集機構を追加• 	 蛍光X線分光器することの検討も行われている．サンプルが付着した• 	 短波長側近赤外線分光器

採集機構部は，従来型のホーンの横に付けられたガイが挙げられている．

ドによりカプセルに収納される方法などが考えられて「はやぶさ」に搭載されていた蛍光X線分光器は，いる．ある程度の大きさのサンプルが回収されれば，太陽X線により励起された蛍光X線を観測する装置でそこから得られる科学的知見は大きく増えるとともにあり，「はやぶさ２」が小惑星に滞在する2018 ～ 19年質も上がると期待される．

52

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010て決まる2019年8月に固定されてしまう．着陸帰還機が小惑星を離脱するまで約4 ヶ月の観測期間があるが，北極域しか観測できない期間が多くを占めており（後述，図2），南半球に衝突した場合にはほとんど観測できない可能性がある．
（c）独立した衝突機であるために様々な部品材料による表面サンプルへの汚染が避けられない．特に，推進剤（ヒドラジン）残薬による汚染は，有機物関連の分析には大きな影響が出ることが心配される，という欠点があった．
そこで，着陸帰還機に衝突機（衝突装置）を搭載していき，小惑星近傍で発射させる代案が出された．
発 射 機 構 と し てEFP（Explosively formed projectile[penetrator]）が検討されることとなった．EFPは，爆薬の爆轟により加速されたプレートが短時間のうちに
図2：小惑星滞在中の幾何学的諸条件 [9]弾丸状に変形しながら飛翔していくという非常に簡単な構造（図1）でありながら，2000 m/secくらいの速それ以外にも，カプセルの地球大気への再突入・着度で衝突体を発射させることができる装置である．

地時における地球物質によるコンタミの危険性を下げ発射される衝突体そのものの質量は，着陸帰還機にるため，カプセルのシール材の変更なども検討されて搭載可能な衝突機の重量から，姿勢制御系・着火系・いる．これらの点は，「はやぶさ」のカプセル帰還後構体（爆薬ケース），爆薬などの重量を差引いたものに行われるレビューの結果も踏まえて，さらに検討がとなる．現状の検討においては，約2 kgと算定されて進むはずである．

いる．したがって，独立した宇宙機が衝突する場合にこれらの改良を加えたサンプリング装置により，数比較して2桁以上エネルギーが落ちることになる．し十μm ～μm サイズで総重量 1 g 以上のサンプルをかし，このエネルギーでも2メートル程度の衝突クレ採集することが可能と考えている．そのサンプルを分ーターが作られ，宇宙風化に晒されていない内部物質析することにより，鉱物－水－有機物の相互作用を調の観測，新鮮な表面からのサンプリングができる可能べることになる．

性があると考えられている．さらに，衝突で発生する

2.3

衝突機衝突機は，2009 年春にミッション・スコープの拡振動により小惑星表面に何らかの地形変動が生じ内部構造を推定するための手がかりが得られると推定されている．

張が行われた時に追加されたものであるが，ミッショ

このEFPに簡単な姿勢制御装置などが付いた小型のン目標の「再集積過程・内部構造・地下物質の直接探査」

衝突機が，小惑星から400メートルの距離で着陸帰還の部分に関わる重要な装置である．

機から分離され，200メートル程度まで近づいた時に最初は，電源系・通信系・軌道姿勢制御系を持った爆薬に着火され衝突体が発射される．小型衝突機その独立した宇宙機が着陸帰還機と同時に打上げられ独自

ものは，爆薬の燃焼により爆薬のケースなど共に破壊の太陽周回軌道を巡った後に小惑星に衝突する案がされ，破片が四方に飛散する．したがって，着陸帰還検討されていた．この場合，衝突機の重量は約300 kg，機は，爆薬に着火する前に小惑星の陰に退避するよう衝突速度は3100 m/secとなり，大きな衝突エネルギな運用が必要になる．衝突の瞬間あるいは直後のクレー得られる．しかし，（a）現状の検討では，小惑星半ーターや放出物の観測を着陸帰還機から行うことが不球のどこかには衝突する程度の衝突精度しか得られな可能な点がEFPの欠点ではある．しかし，ある程度のいと判断される．小惑星を外してしまう危険性も僅か

範囲での誤差はあるが任意の場所に任意の時間に衝突ではあるが有る．（b）衝突時期は太陽周回軌道によっさせることができる利点がある．また，爆薬の燃焼がはやぶさ2：経緯と計画概要／高木，橘，中村，吉川，はやぶさ2プリプロジェクトチーム53

表1

軌道長半径（AU）
離心率
遠日点（AU）
近日点（AU）
軌道傾斜角（度）
公転周期（年）
絶対等級
反射率
直径（km）
自転周期（時間）自転軸方向（黄経，黄緯）スペクトル型（162173）
1999JU3
1.190
0.190
1.416
0.963
5.883
1.30
18.82
0.063±0.006
922±487.6272331°，+20°
Cg（25143）Itokawa
1.324
0.280
1.695
0.953
1.622
1.52
19.2
535 × 294 × 209
12.132128.5°，－89.66°
S

小惑星表面から数十メートルのところで起こることか域での観測が行われて，目だった吸収帯の無い平坦なら，表面資料には汚染がほとんど起こらないことも実C型の特徴を示した [4]（本号・川上他の図8）．しかし，験により確認されている．

2007年7月の観測においては，鉄含有フィロシリケイ

このように，独立型衝突機の（a）～（c）の欠点にトと関連付けられる0.7μmの吸収帯が観測されてい対する科学的・技術的優位性を持っていることから，る [5]．また，同年9月の観測では0.6μmに浅い吸収帯EFPを用いた搭載型衝突機を採用するこことなった．

が観測されている．これらの事から，この小惑星表面もちろん，現在の厳しい日本の財政事情，今般の世界には2つの地質区分があるのではないかと示唆されて的な経済状況の中で立案され，納税者の巨額のお金をいる [5]．

使って実行されるプロジェクトにおいて，経費の点も大きく考慮されたことは当然である．

大きさと反射率に関しては，「あかり」による中間赤外の観測から直径が0.92±0.12  km，反射率が0.063と得られた [6]．直径はイトカワよりも一回り大きく，3. ターゲット天体

反射率はC型小惑星の典型的な値である．Spitzerの観測からは熱慣性がかなり大きいという結論も得られてこれらの機器を用いて探査するターゲット天体は，いる [7] ．

1999年5月10日にイトカワと同じLINEAR により発自転状態に関しては，2007年初夏から2008年春にか見された小惑星 162173番1999JU3  である．主な軌道けての観測キャンペーン以前は自転周期すら不明であ要素を表1にまとめた．同じアポロ型近地球小惑星でったが，キャンペーンによる多数の光度観測の結果かはあるが，イトカワよりは小さな（約2/3）離心率と，ら0.3178±0.0003日（7.627±0.007時間）という周期が大きな（約3.7倍）軌道傾斜角を持っている．結果とし求められた [2]．イトカワの12.132時間よりはかなり短て，地球出発時のΔV，航行中のイオンエンジンによいが，fast rotatorと呼ばれるもの程は短くなく，着陸る加速，帰還時の突入速度とも「はやぶさ」の場合とサンプル採集が可能である．この小惑星は，前述のよ同程度となり，ほぼ同型の探査機での往復探査が可能

うにMarco Poloの探査対象の最有力候補になっておとなる．

り，2009年末に次のNew Frontiersの最終候補3つの1999JU3  は発見以来10年間に3回の衝があり，特に内の1つに選定されたOSIRIS-REx（Origins Spectral

2008年2月には0.164  AUまで接近した．これらの機会

Interpretation Resource Identification Securityに世界中の望遠鏡や地球周回赤外線探査機（あかり，Regolith Explorer）の想定する探査対象の一つでもあSpitzer）による数多くの観測が行われ，様々な物理量る．往復しやすい軌道だけでなく，自転周期がサンプがわかった [2, 3]．

リングに十分な長さであることも，この小惑星が選定

表面反射スペクトルに関しては，発見直後に可視領される理由である．

54

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 20102007年初夏から2008年春は1年近くにかけて広い位相角・方向から観測できる好機であったため，光度曲線の位相のずれ，振幅の変化から自転軸の向きも決められた．ここで重要な結果は，自転軸の向きの黄緯が+20°という点である．すなわち，ほぼ横倒しになっている．南北どちらかの極が日照になり，極近傍しか観測できない期間が数ヶ月は続くということであり，

表2

2014/ 7
2014/122015/122018/ 6
2019/122020/12

打上げ
打上げ（バックアップ）
地球swing-by
小惑星到着
小惑星出発
カプセル地球帰還

ミッション・シナリオを考える上では大変重要な情報るのではなく，「はやぶさ」と同じようにEDVEGA（地である．また，光度曲線の振幅が小さいことからイト

球－ΔV－地球フライバイ重力加速）という手法をとカワのような極端な形状をしていないことが推定されり速度を補うことを想定している．すなわち，2014年

る．さらに，光度曲線から逆問題解法により形状，自7月に打上げられた後約1年半は地球と並走する太陽周転周期，自転軸方向などを決める Kaasalainen の方法

回軌道を航行し，2015年12月に地球をスイングバイしにより，球形に近い形状も求められた [3]（本号・川重力により加速し 1999JU3  へ向かう．打上げを2014

上他の図4）．

年12月に行い，地球スイングバイまでの期間を1年に以上の様々なデータをもとにまとめた物理量を表1する案がバックアップとなっている．この場合でも，の後半に示した．次の2012年5月と2016年7月の衝は条

多少条件は悪くなるがミッションは成立する．いずれ件が良くなく，最接近距離が0.3 ～ 0.4  AUである．その場合も小惑星到着は2018年6月，小惑星出発が2019の次の衝（内合）では 0.064 AU 程度まで接近するが，年12月，カプセルの地球帰還が2020年12月となる（表2）．

それは2020年末のカプセルが地球に帰ってくる時（後打上げからカプセル帰還までは，「はやぶさ」の当初述）である．したがって，ミッション・シナリオは表計画の4年より永い6年～ 6年5 ヶ月となる．

1にまとめられた現在までにわかっている値に基づいて検討していくことになる．

このシナリオで「はやぶさ」と大きく異なる点は，小惑星滞在期間が1年半に及ぶことである．地球と小惑星の位置関係の制約から決まったことではあるが，4. ミッション・シナリオ探査機の運用や科学観測の側面からは好ましいことである．この期間に，全球観測，ローバ／ランダの放出・火星探査の場合は，規則正しくほぼ2年2 ヶ月ごとその着陸の確認・観測データの収集，2回以上の着地に打上げ機会が訪れるが，1999JU3 のような近地球小とサンプル採取，そのためのリハーサル，衝突機の放天体の場合は離心率が大きいために，単純に会合周期出と発射・衝突，その後の観測と様々なことを行わなのみで打上げ好機を決められない．加えて，「はやぶければならない．この位の時間があれば多少余裕をさ２」の場合はサンプルを持って帰還するための軌道持った運用ができるものと思われる．
「はやぶさ」の2が制約条件となり，小惑星近傍での滞在時間が十分にヶ月半というのは，正直厳しいものがあった．

とれるかも考慮する必要がある．あるいは，観測期間他方，1999JU3  の公転周期が1.3年であり，前述の中の地球－小惑星－太陽の位置関係も探査機のアンテように自転軸が横倒しになっていることを十分に考慮

ナ配置などから制約となる．イオンエンジンで加速しした観測シナリオを準備しておく必要がある．小惑星なければならない速度量，運転時間もミッションを成滞在中の日心距離，探査機が地球－小惑星の線上にい功させるためには重要である．このような複雑な諸条た場合の位相角，探査機直下の小惑星緯度の変化を件を全て勘案・最適化して打上げ時期，ミッション・

図2に示す [8]．小惑星到着直後は北極域しか観測できシナリオの検討が進められた．

ず，かつ日心距離が小さく表面温度が高いので，波長検討結果から2010-11年打上げが当初は想定されて3μm帯での反射スペクトル観測による含水鉱物のマいたが，前述の通り予算的制約で不可能になり，次のッピングには適しておらず，表面温度が低くなり全球機会である2015年末に地球を出発する案に現在はなっ観測ができる2018年11月ころが適当な時期である [8]ている．ただし，打上げから直接惑星間軌道へ投入すといったことがわかる．ただし，その直後に太陽が地はやぶさ2：経緯と計画概要／高木，橘，中村，吉川，はやぶさ2プリプロジェクトチーム

55

球と小惑星の間に入り，数週間は地球との通信ができ佐伯孝尚さん，照井冬人さん，津田雄一さん，南野浩ない時期になること等も考慮しなければならない．さ之さん，岡本千里さん（以上JAXA）に感謝します．ま

らに詳細な観測シナリオは今後詰めていくことになる．

た，小天体探査WGの初代主査で初期の重要な議論を取りまとめられた藤原顯さんに敬意をあらわします．

5. おわりに
参考文献
日本の現状においては，探査機は打上げられるまでに最低でも5年程度の年月が掛かってしまう．惑星探査機は，打上げられたら直ぐに観測できる天文衛星や地球観測衛星とは異なり，ターゲット天体に到達するまでの時間も必要になる．「はやぶさ２」のような近地球小天体への往復探査になれば，ホーマン軌道により半年くらいで到着する金星や火星探査機と比較し[1] 藤原顕ほか, 2006, 第６回宇宙科学シンポジウム講演集録, 1-08
[2] Abe, M. et al., 2008, Lunar Planet. Sci. XXXIX,Abstract #1594[3] 川上恭子ほか, 2008, 日本惑星科学会秋季講演会，
P118ても数年は長く待たなければ結果が出ないことになる．

[4] Binzel, R. P. et al., 2001, Icarus 151, 139-149

昨今のように直ぐに成果が求められる状況においては，[5] Vilas, F., 2008, Astron. J. 135, 1101-1105

このようなプロジェクトに参加することには大きな躊[6] Hasegawa, S. et al., 2008, PASJ 60, S399-S405

躇いが生じることは当然である．しかし，最終的な探[7] Campins, H. et al., 2009, Astron. Astrophys 503,

査結果が得られる以前の段階においても，検討・製作・試験，あるいは検討に必要な基礎実験から多くの成果は生まれていて，論文も書かれている．あるいは，検L17-L20[8] 北里宏平ほか, 2010, 第10回宇宙科学シンポジウム
講演集録, P2-88

討に参加する中から自分の研究へのヒントが得られる場合もある．
往々にして手段と目的のすり替えが起こってしまう

校正時点の追記 : マルコポーロは，残念ながら2010年2月中旬のESAによる第2次選抜でCosmic Visionのミ事が，この手のプロジェクトに付きまとう問題ではあッション候補としては選ばれませんでした．

るが，言うまでもなく探査は科学的真理を探究する手

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.

段の一つであって目的ではない．その点さえ間違えな

cfm?fobjectid=46553

ければどのような時期にどのような形で参加するにしても，プロジェクトに参加することにより各自の研究に得られるものはあるはずである．気軽にとは言いがたいところはあるけれど，ぜひ気軽に参加してもらいたい．

謝 辞
本稿は，はやぶさ２プリプロジェクトチームの検討結果を基にまとめたものですが，本稿に直接インプットのあった者のみを共著者にしています．小天体探査
WG（現在の太陽系小天体探査プログラムWG），および，はやぶさ２プリプロジェクトチームに参加され検討に加わったJAXA内外100名以上のメンバーに感謝します．特に本稿内容に直接関係する部分の検討をされた北里宏平さん（会津大），矢野創さん，中澤暁さん，