若い小惑星族の高速自転小惑星候補の観測
吉田二美国立天文台),
國立中央大学),
ウルグベク天文研究所),
吉田二美 (国立天文台
国立天文台 Z.-Y.Lin (國立中央大学
國立中央大学 O.A.Burkhonov, Sh.A.Egamberdiev, K.E.Ergashev (ウルグベク天文研究所
ウルグベク天文研究所 伊藤孝士 (国立天文台国立天文台),広島大学),
兵庫県立大学),
国立天文台),
国立天文台 秋田谷洋 (広島大学
広島大学 高橋準 (兵庫県立大学
兵庫県立大学 黒田大介
黒田大介,大介 花山秀和 (国立天文台
国立天文台 光・赤外線大学間連携観測チーム
太陽系の歴史は衝突の歴史であり、天体の衝突過程の理解は太陽系の歴史の理解でもある。だが天体衝突のような大規模過程は室内実験では再現が難しいことから、詳しい理解は進んでいない。唯一、小惑星族が天体衝突破壊の痕跡を現在までに残す対象として期待されるが、大半の族は形成年代が数億年前と古く、軌道・衝突進化を少なからず受けているので、それを作った衝突破壊過程の情報を引き出すのは困難だと言われてきた。ところが2002年以降、形成年代が一千万年前以下であり軌道・衝突進化を受ける期間が短く、初期の衝突破壊の痕跡を残している可能性が高い若い小惑星族が発見されつつある。私達はこうした若い小惑星族の自転周期・形状・自転軸の方向などに注目して、ある天体が衝突で壊れる過程を仔細に探るべく光学観測を開始した。私達の観測は2004年より主にウズベキスタンのMaidanak天文台で行っているが、今回Maidanakで見つかった高速自転小惑星 (自転周期 2.2 時間以下)の候補のうち5個について鹿林天文台(台湾)とTenagra観測所(米国)で追観測を行った。このうち(31743)1999 JK79を光・赤外線大学間連携の望遠鏡（なゆた・かなた）でも観測したので、この発表ではこれらの観測結果を示す。高速自転小惑星はこれまで小さな近地球小惑星として多数見つかっているが、族を構成する小惑星族としてその種の天体が確認されれば、衝突破壊時の破片の放出速度など衝突規模推定の基礎情報を得る手掛かりになり得る。

なぜ若い小惑星族小惑星を観測するのか？
0.3
TunicaFaina

BrasiliMaria

Meliboe

KilopiTheobal

Junosin (inclination)

Eunomia

Nele

Asta

NaemaVincent
Laodica1985 RU1

AdeonaDejanir

EosChloris

BowerCeres

Vesta

Veritas1981 EO19

DoraRafita

Flora4945
SimpsonJerome Erigone
MerxiaSulamitHoffmeiBernesHanko Ceplech
Augusta Amneris
Nemesis1965 SB
Tsurugi
Liberat1981 Viblia
AeoliaPolanaReginitEO82 Henan
Taiyuan
Nysa
Hestia Misa Lydia
Koronis1981 UC1Massali
AstridSemi-major axis [AU, proper] 3.0
2.4 Semi-2.2

特に若い
若い小惑星族
若い小惑星族（形成年代が数百万年以下）ほ小惑星族
ど持っている情報が新鮮。
• 衝突破片のサイズ分布• 衝突破片の形状分布• 衝突破片の自転周期分布• 宇宙風化前のカラー

 我々の観測ではここの小惑星のライトカーブを取得し、小惑星の自転周期と形状（ライトカーブの振幅から、小惑星を回転楕円体と仮定したときの軸比が推定できる）を求め、多色測光でカラーを得る。
 何度か同じ小惑星を異なる太陽位相角で観測できた場
合には、絶対等級とスロープパラメータGの決定も行った。

Nocturn0.10

これまで観測した若い小惑星族小惑星の一部

これまで観測した若い小惑星族の自転周期と形状の図

衝突破壊時の様相

HygieaThemis3.2

現在同定されているメインベルト内の小惑星族
紫の★印はKarin族の位置

小さい破片がたくさん生じる。
自転周期は速いものから遅いものまで様々。形状も様々。

 ２つのブランチがあるように見える。これらが一枚岩の小惑星と破片集積体に対応すると考え、破片集積体の自転周期の上限値を簡単なモデルを使って見積もった。

宇宙風化の進行度と年齢の関係
宇宙風化
Q型 を調べること
で、現在多数S型 ある分光型
After radiationの関係を整理できる。。
 宇宙風化のタイムスケール（スペクトルの変化
隕石に太陽風を模擬して、レー度と形成年ザーを照射して得た、隕石の表代の関係）が面反射スペクトルの変化の様子
わかれば、一般の小惑星のスペクトルから、年齢を推定することが可能になる。

一枚岩

Beforeradiation

族の名前
Karin
Iannini
DaturaVeritas形成年代
5.8Myr前
5Myr前
0.45Myr前
8Myr前

メンバーの数>70
45
6>200

分光型
S
SS
C

Nesverny et al.
(2002)

β:1, ρ:3500
β:0.7405, ρ:3000
β:0.3703, ρ:3000

衝突破片が重力で再集積した破片集積体になる。
超高速自転の天体は存在しないはず（高速で回転すると崩れてしまうから）。

破片集積体

破片集積体小惑星の自転速度の上限の見積もり
b2.2時間
一枚岩の小惑星と破片集積体の境界

破片集積体

破片集積体:
粒子が重力のみで集合している状態

若い小惑星族の見つけ方と年齢決定
 現在の小惑星の軌道を時間をさかのぼって計算。
 ある時点で5つの軌道要素が一致する小惑星のグループを探す。
 軌道要素が一致している時刻が、その族の誕生日に相当する。

破片集積体の赤道表面にある１個の粒子の力のバランスを考える。 bGMm
mg =破片集積体からの重力 :自転に伴う遠心力 :mω 2 r0.046

ラグビーボールのような形軸比: b:r:b0.045

e

0.044

(a, e)

0.043
2.862.87

a [AU]

δ Ω4aβ 1 = 
r 3 N 10 0.4 Amp 334πrb23

破片集積体の体積 :← 現在Time [Myr]0破片集積体の質量 :mN =4 3πa ρN,3n=2n=ω2π43 πra ρN 角速度 : ωSpin rate: n=ω/2πGρβ  1 
3π 10 0.4 Amp n: spin rate [rad/s]

このspin rateが破片集積体小惑星での上限値となる観測されるライトカーブのpeak to peak variation (Amp) と破片集積体の軸比b, rとの関係

4πrb 23b

３次元空間に球形の粒子を詰め込んだ時、必ず粒子と粒子の間に隙間が生じる. 最密充填した時の充填率(β) は 0.7405。

r2a3 β  1 = 
r 3 N 10 0.4 Amp Amp=2.5log10(r/b)
Peak to peak variation :Amp

若い小惑星族小惑星の中に高速自転小惑星（自転周期2.2時間以内2.2で一枚岩）がいるかどうかを大学間連携望遠鏡で確認したい Maidanak天文台見つかった10個の高速自転小惑星候補の追観測。高速自転小惑星なら、半夜のライトカーブ観測で自転周期が求まるはず。

(31743)1999 JK79の観測@かなたとなゆた

観測はウズベキスタンのMaidanak天文台で「かなた」で撮りうる最良に近いデータ。

 上述のように若い小惑星族を観測する意義は２つある。衝突破壊過程の理解と、宇宙風化過程の理解である。そこで、衝突破壊過程の理解のための自転周期分布と形状分布を得るため、ライトカーブ観測を、宇宙風化過程の理解のために、多色測光観測を、2004年終わりにMaidanak天文台と研究協力協定を結んでから開始した。協定は望遠鏡時間の提供を保証してもらうためのものである。
西はりまで2013年12月27日に観測。

広島大学で観測したライトカーブ。2013年12月24日が左、１月１１日が右。

大きな落ち込みは小惑星が明るい星と重なったところ。これらを無視すると、0.05日程度で相対等級がジグザクしているのが見て取れる。

5点点
2.4

天山山
脈

2.35
2.3
2.25

マイダナク天文台

2.2

パミール高原

2.15
0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

西はりまのデータを５点毎に平均広島大学のデータを５点毎に平均

周期解析0.0972+/-0.0088日= 2.3+/-0.2時間

他の高速自転小惑星の追観測(50182)@鹿林(31743)@鹿林+Tenagra

1.5m望遠鏡

小惑星ベスタCCDカメラ
SI600 Series 4Kx4K
Pixel size =15 mkm
Scale = 0.266 (f/7.74)
0.119 (f/17.34)
FOV = 18x18 arcmin
CryoTiger cooled = -108’ C
BVRI filters

60cm望遠鏡
seeing size (1999-2003)
Median seeing : 0.71”
Maidanakだと、スペースシャトルもベスタ
ばっちり写るCCDカメラ
FLI IMG1001E
1024 x 1024 ArrayPixel size = 24μm
FOV = 11x11 arcmin
BVRI filters

rbr2

粒子の密度ρは炭素質コンドライトではρ：~3000kg/m3 、普通コンドライ
トでは~3500kg/m3 程度。最密充填の時の充填率βは0.7405だが、粒子のサイズ分布を考慮すれば、β ~1になることもあるかもしれない。

4 3πa ρN
3

破片集積体の密度: βρ =  3

 既知の小惑星の直径と自転周期分布をプロットしてみると、直径数百mから10kmの小惑星で、突然2.2時間より短い自転周期を持つ天体がいなくなっているのがわかる。これは重力で集積している破片集積体の小惑星が、一つの天体としての形状を維持していられる限界の自転周期があるためと解釈されている。したがって、2.2時間より短い自転周期を持つ小惑星はすべて一枚岩（単体）の小惑星である。
 各小惑星族は天体衝突で壊れた破片そのものなので、族毎の小惑星の自転周期分布を調べることで、その族の衝突破壊時の様相を推定する大きな手がかりが得られる。

M=a34π 2n 2=r 3 4 πρNG
34 3πa3粒子の質量: m = 3 πa ρ-180-5.8GMm= mω 2 rr2

個々の粒子の半径 : a
個々の粒子の質量 : m
粒子の密度 : ρ
破片集積体の構成粒子数 : N
粒子の体積:

180

既知の小惑星の自転周期分布
一枚岩の小惑星rb

Longitude of ascending node Ω

隕石表面にできた微小鉄の粒子 Sasaki et al. (20001or

10.23hr

2.03hr

3.65hr

鹿林：76-cm Super Light
Telescope (SLT)
Tenagra: 0.81-m Tenagra II

今回の観測では、明らかな高速自転小惑 (14722)@鹿林
星は見つからなかったが、今後も観測を続けて、各若い小惑星族の自転周期分6.70hr
布を求めたい。
また機会があれば、大学間連携望遠鏡の3色同時撮像装置で、宇宙風化度を推定するためにカラーの観測を行いたい。

(87239)@Tenagra
5.62hr(3090)@鹿林
10.94hr