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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」

小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読～小惑星のフィールド岩石学の試み～
野口 高明 ，平田 成 ，圡山 明 ，出村 裕英 ，中村 良介 ，
5
6
7
8
9
宮本 英明 ，矢野 創 ，中村 智樹 ，齋藤 潤 ，佐々木 晶 ，
6
6
10
11
橋本 樹明 ，久保田 孝 ，石黒 正晃 ，マイケル・E・ゾレンスキー
1

2

3

2

4

2010年1月7日受領，2010年2月1日受理．

（要旨）はやぶさ探査機による小惑星イトカワ表面の画像から小惑星表面の巨礫の組織観察を行うことができた．イトカワ表面の巨礫は，大まかにいって不均質な破壊強度を持つものと，均質な破壊強度をもつものに分けられる．前者は角礫岩と考えても矛盾はない．一方，後者の組織は一般的なLLコンドライトには見られない．衝撃によってかなり溶融した普通コンドライト隕石は，そうでないものよりも均質でより高い破壊強度を持つことを考慮すると，後者の巨礫はそのような隕石と類似の岩質をもつかもしれない．これらの巨礫はイトカワの祖先天体で形成されたと考えられる．高解像度画像は小惑星の地史を検討する手段として非常に有効である．

1. イントロダクション化と初期分析のための準備が，JAXAといくつかの大学をはじめとする研究機関が共同し，現在行われてい宇宙航空研究開発機構（JAXA）が2003年に打ち上げるところである．

たはやぶさ探査機は2005年に小惑星25143イトカワにはやぶさ搭載のカメラ（Asteroid Multiband

到着し，3 ヶ月にわたって小惑星表面地形の撮像，レImaging Camera: AMICA）に よ っ て 得 ら れ た 小 惑ーザ測距計による小惑星表面の凹凸の測定，近赤外域

星イトカワ表面に存在する岩塊（ボ ル ダ ーの反射スペクトルの取得，蛍光X線分析による表面の256mm以上の巨礫）の表面組織の像から，我々はそれ化学組成の測定といった各種のその場計測を行なった

ら巨礫の成因を推定した [5]．岩塊の高解像度データ

1

2

: 直径

[1, 2, 3]．さらに，MUSES-C regio [4] において，表面によって岩石表面組織からの岩石種の判読などが可能

物質の採集を試みた．現在はやぶさ探査機は，2010年となったことから，今までの日本の惑星探査では交流

6月の地球帰還に向けて飛行中である．小惑星イトカが進んでいなかったリモートセンシングと隕石の研究

ワの表面物質が地球に持ち帰られたときに備えて，宇者間で共同研究を開始することにつながったのである．

宙航空研究開発機構（JAXA）宇宙科学研究本部に設置

本稿では，岩塊の画像から推定した岩質と隕石の岩質された地球外物質キュレーションのための施設の最適との比較を行い，これらの岩塊が既知の隕石と類似す

1. 茨城大学理学部
2.会津大学コンピュータ理工学部
3.大阪大学大学院理学研究科
4.産業総合研究所
5.東京大学総合研究博物館
6.宇宙航空研究開発機構
7.九州大学大学院理学研究院
8.東海大学理工学部
9.東京天文台10. ソウル大学理学部
11.NASA ジョンソンスペースセンター
tngc@mx.ibaraki.ac.jp

る点と相違する点を検討する．最後に，将来の小天体
1. 光 学 航 法 用 カ メ ラ と し て の 名 称 は Telescopic Optical
Navigation Camera（ONC-T）
2	 ボルダー（boulder）とは，直径 256mm より大きな礫のことを指す．同様に，直径 64 ～ 256mm のものを cobble（ 大礫），直径 4 ～ 64mm のものを pebble（ 中礫），直径 2 ～ 4mm のもの
を granule（ 小礫）という．砂礫（gravel）は granule ～ boulderの集合を示す語である．しかし，礫とは本来は円磨された粒子のことなので，角礫の集まりには適さない語であるという意見もあり，これらの礫の集合名詞として砂礫という言葉の使用には注意が必要である．

小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読 〜小惑星のフィールド岩石学の試み〜／野口 他

探査計画における高分解画像撮像について触れる．

2. なぜイトカワ表面の岩塊は組織が観察可能だったか？

13

ることができず散逸してしまい，レゴリス層はほとん
ど存在しないと考えられる．実際にはやぶさ探査機が撮像した画像は，イトカワの 80% が，ほとんど細粒
物質によって覆われていない岩塊ばかりが占める地形

大気のない，ある程度大きな重力を持つ天体の表層であった．さらに，イトカワのサンプル採集に向けたは，他の小天体の衝突によるクレーター形成時に放出

リハーサルおよびサンプル採集時の接近降下中に，まされた破片が長期にわたって堆積した，未固結のレとまった枚数の撮像が実施できるような航法制御を行

ゴリス層によって覆われている．NASAのニア・シュ

うことができたこともあいまって，最高空間分解能 6ーメーカー探査機は2000年に小惑星433エロス（平均半mm/pixelに達する高解像度画像を複数の地点で取得

径16 km）表面の詳細な撮像を行っている [6]．エロス

することができたため，イトカワ表面を占める岩塊が上のクレーターのサイズと頻度分布より，エロスの表

どのような組織を持っているか検討することが可能に

面は厚さ20 ～ 40 mのレゴリス層に覆われていると推なった．岩塊の表面組織を特に詳細に観察可能な画像

定されている [7]．ニア・シューメーカーがエロスには，2005年11月12日のタッチダウンリハーサル時に撮着地する直前に撮像された画像（最高空間分解能約 10

像 さ れ たST2539437177, ST263944467, ST2539451609

mm/pixel）からは，レゴリスの最表面は細粒な物質にであった．これら3枚の画像は，レゴリスの移動や岩よって覆われているように見える [8]．ニア・シュー

塊の形態に関わるいくつかの論文でも使用されていメーカーは，この細粒物質の存在，カメラの光学性能，る[たとえば，9, 10]．なお，はやぶさの画像はデータ

撮像枚数の少なさなどが重なって，小惑星表面に存在

ア ー カ イ ブ http://darts.jaxa.jp/planet/project/

する岩塊の表面組織の詳細な観測には成功していない．

hayabusa/index.html.ja からダウンロードすること

一方，小惑星 25143  イトカワは平均半径 160 mとが可能である．撮像が行なわれたのは，岩塊がほとんいう小天体であるため，平均脱出速度はおよそ0.2  m/

どみられないMUSES-C regioのすぐ東側の岩塊に富む

sしかない [9]．このため，イトカワ表面に他の天体が領域である．

衝突して岩片が放出されても多くはイトカワに集積す

A

C

D

B

図1： イトカワ表面の巨礫（Rounded boulders）の画像．（A）から（C）：表面に5～10cmの凹凸を多く持つもの．（D）：細かな凹凸は少ないが暗色のパッチを持つもの．

14

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010見られる．これらをここでは Angular boulders とよ3. イトカワ表面の岩塊の表面組織と推測される岩質

ぶことにする．

3.1

MUSES-C regioのすぐ東側の岩塊に富む領域は，すRounded bouldersの表面組織

でにMiyamotoら [9]が指摘しているように，巨礫（大Rounded bouldersの表面の細かな凹凸の程度はさま

きさ256mm以上）は大きな面を上に向けて堆積しておざまである．図1（A）に示した巨礫は，礫表面の凹凸

り，より粒径の小さい大礫や中礫のほとんどは巨礫のは非常に明瞭である（特に明瞭な突出部を2つの右向き下に存在する．また，礫の表面の組織をマスクしての矢印で示した）．また，この巨礫の右下に左向きのしまうようなより細粒の物質はほとんど存在してい矢印で示した部分には，突出部をなぞるように細い影

ないように見える．3枚の高分解能画像のうち2枚でが見られ，突出部と周囲との境界部分に溝が形成されは，細かな起伏を持ちかつ突出部の角が取れている巨ているように見える．あるいは，この突出部が巨礫本

礫が多数を占める（図1）．これらをここでは Rounded

体から外れかけているようにみえる．図1
（B）
の巨礫は，

boulder とよぶことにする．一方，残り1枚の画像では，（A）の巨礫ほど顕著ではないが5 ～ 10cmの突出部が1

図2に示したように細かな起伏は少なく，均一に割れ多数見られる．それに対して，図1（C）の巨礫表面のているように見え，巨礫の角が尖っているものも多く

5 ～ 10 cmの大きさの凹凸は前2者の凹凸ほど明瞭で

A

B

C
b
a

50 cm

図2： イトカワ表面の巨礫（Angular boulders）の画像．これらの巨礫は角が角張っているとともに，Rounded bouldersと比べて一様に割れた滑らかな表面を持つ．

図3： イトカワ表面のステップ状の段差を持つ巨礫．（A）巨礫の画像．（B）巨礫の形態の模式図．（A）の矢印と（B）の模式図の矢印は同じ方向を表わしている．この巨礫は多角形状のブロックを接合したようなステップ状の段差を持つ．

小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読 〜小惑星のフィールド岩石学の試み〜／野口 他

15はない．しかし，5つの矢印で囲った部分は周囲とのべるとずっと滑らかな表面を持つ（図2）．図2（A）の巨間に浅い溝が存在し，周囲とはやや破壊強度に違いが礫は特に数m四方にも及ぶ平坦な面を持つ．同じようあるように見える．さらに，図1（D）では巨礫表面のな大きさの図1（C）の巨礫と比較すると，明らかに図2

細かな凹凸は不明である．だが，周囲よりもやや暗い， （A）の巨礫は図1（C）の巨礫と比べて，より大きなスケ
明瞭な境界を持つ部位が含まれている（4つの矢印で囲まれた部分）．

ールで均質な破壊強度を持つと推測される．
この巨礫の大きな平坦面には，4個の矢印で示した

図1（A）から（C）に示した岩塊表面の組織は，これら

直径5cm以下の輝点が見られる．これらはMiyamotoの巨礫の破壊強度が不均質である，あるいは，破壊強ら[9]によって小隕石が衝突した痕と推測されている．

度の違う構成要素の集合体であることを示唆している

もし衝突によって巨礫内部が新しく露出していると考と考えられる．図1（D）の岩塊表面の組織は，周囲とえるならば，巨礫の内部は表面より明度が高いことにの強度差はほとんどないが岩質（肉眼的に識別できるなる．すなわち，Angular bouldersの表面は暗色化し岩石の性質や特徴）が異なる部位を含んでいることをており，いわゆる宇宙風化を受けていることが分かる

示唆している．

（ここでは示さなかったが，Rounded boulders の表面

3.2も宇宙風化を受けている [11]）．Angular boulders はAngular bouldersの表面組織

宇宙風化を受けているが，礫ごとに明度に違いがある

一方，Angular boulders は Rounded bouldersと比ようにみえる．図2（C）
はこのことを明瞭に示している．

B

A

D

C

図4： いろいろなLLコンドライト隕石．（A）Y75258 [LL6]，（B）BTN78004 [LL6]，（C）Paragould [LL5]，（D）Bjurböle[L/LL4]．（A）から（C）は，角礫岩質．（D）は角礫岩質ではないが非常に脆いことで有名な隕石であり，その表面は独特の凹凸を持つ．
10

16

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

礫aよりも礫bは明らかに明度が高い．

3.3

は岩塊内部に破壊強度の異なる部位を多数含んでいるか，あるいは，岩質の違う部位を含んでおり，角礫特徴的な段差を持つ巨礫

岩質の岩石であることが示唆される．図4（A）
から（C）

Rounded bouldersに 多 い が， 一 部 のAngularに，角礫岩質のLLコンドライト隕石の画像を示した．

bouldersにも観察されるのが，図3（A）に示した特徴

図4
（A）
と
（B）
は，我々が比較的手にすることが可能な的な段差を持つ巨礫である．図3（B）に示したこの巨

10 cm程度かそれ以下の大きさの試料である．これら

礫の模式図から分かるように，多角形形状の段差が何は，細粒の砕屑性マトリックス中に大きさ数cmかそ段も見られる．このような特徴的な明瞭な段差を持つ

れ以下のクラストが分布する組織を持つことがわかる．

巨礫は大きさ1 m程度かそれ以下のものが多い．

しかし，図1の画像からは図4（A）と（B）に示したよう4. 巨礫の岩質はどのような隕石の岩質と似ているか?

な細かなクラストの存在の有無は直接うかがい知ることはできない．それゆえ，このサイズの試料との直接比較によって，図1の岩塊が角礫岩質であるとは言現在知られる最大のコンドライト隕石一個の塊は，い切れない．しかし，4（C）のParagould LL5コンドラ

Jilin H5コンドライトのmain mass（1770 kg）である

イト（33kgの塊）には，大きさ 10 cmを超えるクラス

3[12]．この隕石の密度は平均で3.58 g/cm なので[13]，トが含まれていることが分かる．残念なことに，このその塊でも平均して一辺0.8 m程度しかない．図1と2

隕石試料は切断・研磨されているため，破断面においに示した巨礫にはかなり詳細な組織が撮像されているてクラストが砕屑性マトリックスよりも突出するのかとはいえ，我々が目にすることができる石質隕石と比どうかは不明である．図4（D）には特に脆いことで有較するとまだまだ大きい．本稿では両者の間に大きさ

名なBjurböle L/LL4コンドライト隕石（215 kgの塊）の違いがあることは考慮した上で，3章で挙げた2種類の画像を示す．この隕石はいわゆる角礫岩質ではないの巨礫の岩質やいくつかの巨礫に観察された特徴的なが，コンドルールやマトリックスが非常に簡単に外れ

段差の起源について議論する．

てしまう．この隕石の表面は，5 ～ 10 cm程度の凹凸

4.1

Rounded bouldersの表面組織から推測される岩質に富み，空隙率は，0.8 %から23  %という大きな変動

イトカワの反射スペクトルはかんらん石と輝石に含ま隙率は破壊強度と大まかには負の相関を持つと考えら

2+を示す[16]．低空隙率の部分は脆くないことから，空れるFe に起因する吸収バンドを持ち，S型小惑星にれる．このことを考慮すると，この隕石表面の凹凸は，分類される[2]．はやぶさ探査機に搭載された近赤外

破壊強度の違う部分に対応する可能性があるだろう．

分光計によって取得されたイトカワ表面の反射スペク

Rounded bouldersの多くは，図1
（B）
と（C）
と同程度の

トルの解析から，かんらん石とCaに乏しい輝石の量

凹凸が表面にある．図1（B）とBjurböleの表面の凹凸の比とそれぞれのFe/（Mg+Fe）比が推定されLL5から6程度は同程度であるので，Rounded bouldersの多くは，コンドライト隕石がもっとも合うと考えられている[2,Bjurböle程度の破壊強度の不均質性を持つと思われる．

11]．一方，地上観測によるスペクトルの解析からは，石質隕石であるコンドライト隕石やエコンドライト

Caに富む輝石とCaに乏しい輝石の量比から，始原的隕石の化学的グループの多くは角礫岩質隕石を含んでエコンドライトが最も合うと考えられている[14]．本いる[17]．角礫岩質隕石をほとんど含まないとされる

来ならば両者の組織をRounded bouldersの表面組織

隕石の化学的グループは，コンドライト隕石ではCOと比較したいところであるが，始原的エコンドライト

炭素質コンドライト（NWA1232は角礫岩質であるがではアカプルコアイトのNWA2656の7.5 kgが最大で例外的）であり，エコンドライトでは始原的エコンド

ある[15]．あとで説明するように，この程度の大きさ

ライトといわれるアカプルコアイト・ロドラナイト・の隕石では十分な組織の比較が難しい．そこで，より

ウィノナイトである．上述したように，イトカワの巨

大きな隕石の存在するLLコンドライトのみを比較に

礫は破壊強度に不均質性を持つものが多くみられる．

用いる．

それら巨礫は角礫岩質と考えても矛盾のないものが多3章で述べたように，図1に示したRounded boulders

く，角礫岩が 50% を占めるLLコンドライトと似てい小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読 〜小惑星のフィールド岩石学の試み〜／野口 他

4.2

17

Angular bouldersの表面組織から推測される岩質

Angular bouldersの岩質はどのようなものと推定されるだろうか？平滑に割れているということは，おそらくカメラの分解能よりも小さなスケールで岩石全体が均質であり，一様な破壊強度を持っていることを反映していると考えられる．例えば，もし，これらの巨礫が，その元となる岩石が形成されたあとに，強い衝撃を何度も受けたならば，岩石中には衝撃脈が形成されるだけでなく，多くのオープンクラックも形成されて，図2に示されたような一様な破面を持つことはな
いだろう．
図5： Y790964 LLコンドライト隕石の切断面．この隕石は部分的に溶解したこと知られている．画像中に多数見える暗い線状のものは，溶融時に発生した泡が集まっている部分である．このような泡が存在しているが，他のLLコンドライ
トより高い破壊強度を持つ．

もし，LLコンドライト的な岩石を出発物質として，カメラの分解能（図2の場合1-2  cmである）よりも小さなスケールで全体が均質な岩石が形成されたと仮定す
ると，その形成過程としては 2  通りが考えられるだ
ろう．ひとつは熱変成作用が極端にまで進んで，部分的には融解が生じるほどの温度にまで加熱された岩石が作られた可能性である．コンドライト隕石の多くはA

熱変成作用を受けている．熱変成作用の主な熱源は，
2660

鉱物中に含まれる Alや Feのような短寿命放射性核種の壊変熱と考えられている[19]．溶融を開始する温度より低い最高到達温度（1000 ℃未満）を経験した岩B

石学的タイプ6とよばれる隕石までが明瞭に定義されている[20]．さらに，岩石学的タイプ6より高温を経験した隕石を岩石学的タイプ7に分類することがあるが，部分溶融組織を持つ隕石を岩石学的タイプ７として明確に分類するのは難しい．なぜなら，組織の解釈として，後述する衝撃加熱との区別が必ずしも明瞭ではな

図6： ALH 74009 L6コンドライト．この画像のAとBは衝撃脈である．この隕石が大気に突入する以前，あるいは溶融皮膜が形成される前に，衝撃脈の部分から割れていたと考えられる．なぜなら，どちらの面も溶融皮膜に覆われているか
らである．この隕石自体は脆い隕石として知られているが，衝撃脈部分はガラスを多く含み相対的に硬いためステップ状の段差が今日まで残ったと考えられる．

る．既知の隕石における非角礫岩質と角礫岩質の比率が，それらの母天体表面での比率を反映しているなら
ば，イトカワ表面に角礫岩質と考えられる巨礫が多いということは，イトカワがLLコンドライト隕石から3形成されている可能性を支持しているかもしれない ．

いからである．
一方，小惑星表面の物質が他の小天体の高速衝突によって強い衝撃を受けた際に，衝撃加熱で融解した物
3. 近地球型小惑星の反射スペクトルの解析では，近地球型小惑星の2/3近くがLLコンドライト的な反射スペクトルを示す．しかし，地球に落下した隕石の中でLLコンドライトが占める割
合は約8%しかない[18]．この問題を，小惑星帯から地球近傍にかけての物質輸送の機構に，ヤーコフスキー効果などによるサイズ依存性があるためとして説明することも可能ではある．しかし，そもそもある近地球型小惑星がLLコンドライト
的な反射スペクトルを持っていたとしても，それが地球に存在するLLコンドライト隕石の母天体であるとは限らない，という可能性も残されていると見ることもできる．したがって，
イトカワからの回収試料は現在地球に存在するLLコンドライ
ト隕石との母天体ではない可能性や，実はLLコンドライトではないという可能性もあるということになる．これらの点は，イトカワからの回収試料を分析する際にも十分考慮しておく必要があるだろう．

18

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

質がクレーター底やクレーターの地下に生成し，少量る．明度の高いAngular bouldersは，宇宙風化の原因の融け残った物質を取り込んだ大量のガラスを含む衝となるFe を含む珪酸塩鉱物の割合が低いため，暗色突溶融岩（impact melt rock）と呼ばれる岩石 [21, 22]化と赤化が進んでいないのかもしれない．もしそうなが形成された可能性もある．こちらは大規模に溶融しら，これらがAraiら[24]の指摘したAlが相対的に濃集ているということ，衝撃を受けた痕跡があるなど，衝している領域にある岩石と同じ岩質の岩片である可能

撃溶融が関与したかどうかの判断は比較的明瞭である性もあるだろう．

が，一部にはPAT 91501のように，完晶質のエコンド
ライト的な組織を持つものも存在する[22]．

2+

4.3

特徴的な段差の原因

後者の衝突溶融岩の一部は破壊強度が測定されてお次に，いくつかの巨礫が示す直線的だが複雑な段差り，通常の普通コンドライト隕石よりも高い破壊強度の原因を考えたい．図6は日本の南極隕石コレクショを持つことが知られている．LLコンドライトの衝突

ン中最大の普通コンドライトであるALH76009 L6コ

溶融岩のひとつであるY790964（図5）は，溶融時に揮ンドライトである．この隕石は画像中にAとBと記さ

発性物質が発泡し，泡を含んだまま固結しているが，れた特徴的な平面を持つ．これら平面の断面が観察でその破壊強度は通常のLLコンドライトよりも高い[23]． きる方向から見ると，厚さ5 mm程度の黒色ガラス質
このような岩石がいったん形成されてから，その後の衝撃脈であることが分かる．ALH76009本体は脆い

強い衝撃を何度も受けずに済めば，大きなAngular隕石であるが，ガラス質の衝撃脈がより破壊強度が高bouldersが形成される可能性があるだろう．

いため，この隕石の元となる岩塊で衝撃脈を残して割

一般に衝突溶融現象は，その部分だけ見れば全溶融れたものと考えられる．この破断面は隕石が宇宙空間であり，溶融による珪酸塩メルトと金属鉄‐硫化鉄メにあったときから存在していたものである．なぜなら

ルトとの分離は生じるが，急冷しガラスを多く含む岩ば，これらの破断面が大気圏突入時に大気との摩擦に石ならば，珪酸塩メルトの分化は顕著ではないと考え

よって隕石が溶けて形成される溶融皮膜に覆われていられる．急冷した衝突溶融岩中の場合，衝撃融液中にるからである．衝撃脈が複数形成されている場合，あ

新たなかんらん石や輝石はわずかしか晶出しないので，とから形成された衝撃脈によって先に形成されていた

これらの鉱物の化学組成と量比は衝撃溶融していない

衝撃脈が分断され，ステップ状の段差が形成されていものとほぼ同じであると考えられる．このため，これる（図6の矢印の部分）．イトカワの巨礫に見られる特らの鉱物について近赤外分光で検出されるような顕著徴的な段差もこの隕石に見られる段差とほぼ同等の大な変化はないであろう．もし，Angular boulders がきさ（5 ～ 15 cm幅）を持つことから，両者は同様な過衝突溶融岩ならば，イトカワ全体の反射スペクトルに程によって形成された可能性がある．複雑な段差があ

大きな変動が見られないことと矛盾しないかもしれな

るということは，これらの巨礫が何度も衝撃を受けた

い．ただし，Araiら［24］は，蛍光X線分析の結果より，ことを意味していると考えられる．

イトカワ表面に Al が Si，Mg，Fe に対して相対的に濃集しているところがあると報告している．もし，これが事実ならば，珪酸塩メルトが分別結晶作用を経験した巨礫が存在する場所がイトカワ上にあるかもしれない．

5. イトカワ表面の岩塊の成因の多様性とイトカワの形成史
今まで見てきたように，イトカワ表面は，角礫岩や衝突溶融岩（あるいは，極端な熱変成作用を受けた岩

イトカワのほとんどの礫の表面は宇宙風化を受けて石）と考えて矛盾のない組織を持つ巨礫によって占めいる[11]．しかし，礫をひとつずつ見ていくと，図4

られていると考えられる．これらの礫を現在のイトカで示したように，Angular bouldersには明度の違うもワ上で形成するのは難しいと考えられる．小惑星同のが明らかに存在する．暗色化と赤化をもたらす宇宙士の衝突によって発生する様々な事象は，小惑星の2+

風化の原因は，微小隕石の高速衝突によるFe を含む

大きさと衝突速度によって分類できる．図7はその関

珪酸塩鉱物の蒸発とナノメーターサイズの金属鉄微粒係を示したものである（Bischoffら[17]の図を改変：同

0

子Fe の凝縮 [25] や太陽風 [26] によると考えられていじ大きさの小惑星同士が衝突したことを仮定してい小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読 〜小惑星のフィールド岩石学の試み〜／野口 他

19

現在の状態への移行というシンプルなものであったか
どうかはまだ議論の余地がある．というのも，角礫岩
隕石の中には太陽風成分があまり含まれないタイプのものが相当量存在する，という事実があるからである[17]．角礫岩が小惑星表層での衝突破壊と再集積で比較的時間をかけて形成されたとすれば，角礫岩の中には太陽風成分がインプラントされることになる．太陽
風成分を含まないタイプの角礫岩は，もっと大規模な（カタストロフィック破壊に近い）衝突現象で一気に破片を生成し，それが再集積したことによって生成されたと主張する隕石研究者もいる[17]．この場合，破片が再集積した天体は，イトカワのような小さなサイズ
ではなくもっと大きなものでなければならない．なぜならば，イトカワサイズの小天体上では，重力や衝突の圧密や水の関与などによって破片が固結し，角礫岩となるような地質プロセスは生じ得ないからである．
計算機シミュレーションでは，大規模な衝突破壊の後，再集積する破片が再度比較的大サイズの天体を成す例もあり得るということは示されている[27]ものの，実際の太陽系でどのような頻度でこのような現象が起き
図7： イトカワの母天体がどのような衝突・破壊の経路をとって， 現 在 の イ ト カ ワ が 形 成 さ れ た か の 模 式 図． 縦 軸 のApproaching velocityは，無限遠における相対速度で衝突速度を代表している．Bischoffら[15]を改変．ただし，この図では同じ大きさの高い破壊強度を持つ天体が衝突した際に起こると考えられる現象が記入されていることに注意してほしい．

得るかということについて，議論は十分には進んでいない．いずれにせよ，イトカワの角礫岩の形成過程がどちらのケースに相当するのか，またイトカワ母天体の衝突破壊の履歴がいかなるものであったのかは，はやぶさ探査機の持ち帰る試料に角礫岩が含まれていれば，その中の太陽風成分の有無を分析することで明らる）．基本的に衝撃溶融は高速度衝突の領域（103  m/s

かになるだろう．

以上）で生じる．角礫岩に含まれる礫は衝突破片であはやぶさ探査機はMUSES-C regioという，イトカワ

ると考えられるが，そのような破片が小惑星表面に再上で重力ポテンシャルが最も低い小石の集まった領域

集積できるのは直径100 km以上の重力の大きな天体から試料を採集した可能性がある．そうしたところにである．ただし，衝突された天体の破壊強度が低い場

は，本論文で紹介した各種の履歴を持った岩塊と同様

合は，数十 km程度の天体でも破片が再集積できる（エに，いろいろな履歴を経た砕屑物が濃集しているはず

ロスはそうした例である）．したがって，大きさ1 km

であり，少量の試料からでもイトカワ母天体の歴史の未満のイトカワ表面に存在する角礫岩や衝突溶融岩といくつかのイベント，たとえば，熱変成，衝撃，レゴ

考えられるような巨礫は，直径100 km近い小惑星にリスガーデニング，再集積などを知ることができるとおける比較的高速の衝突で形成された物質からなると予想される．それらを統合することで，イトカワ母天

考えることができる．これがイトカワの母天体という体の歴史を推測することができるだろう．
3

ことになる．現在のイトカワは，この母天体がある時イトカワのバルク密度は 1.9 g/cm であり，LLコン

点でカタストロフィックな衝突破壊現象を経験し，そドライトの平均バルク密度 3.21 g/cm からおよそ403の破片がラブルパイルとして再集積したものであろう．

％のマクロ空隙率が推定されている[4]．4章で角礫岩

ただし，イトカワ母天体の履歴が図７の右上領域での的な組織を持つ巨礫の表面組織から，その破壊強度は

安定な滞在と，一度のカタストロフィック破壊による

Bjurböle隕石と同じ程度に不均質なものが多いのでは20

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

Cohrent
asteroids

Fractured
asteroids Transition zone

Main belt asteroids
Mass (kg)

Loosely
connected
rubble-pile
asteroids

Near-earth asteroids

Comets

Itokawa

Macroporosity (Vol. %)Macroporosity of Itokawa
estimated by the densities
of LL chondrites
図8： LLコンドライト隕石のバルク密度からイトカワ全体のマクロ空隙率を推定した場合のイトカワの推定マクロ空隙率の範囲．Brittら[13]の小惑星と彗星のマクロ空隙率と質量との関係図を改変．イトカワの推定マクロ空隙率のバー上の，Y，Bj，Av，Enは，それぞれ，Y75258隕石，Bjurböle隕石，LLコンドライト平均値，Ensisheim隕石のバルク密度を使って，推定したイトカワのマ
クロ空隙率である．この図の下部に掲げたヒストグラムは，バルク密度が測定されている個々のLLコンドライトのバルク密度を使って推定したイトカワのマクロ空隙率である．我々が手にしているLLコンドライトのバルク密度がイトカワを構成している礫（それ自体はミクロ空隙率を持つ）の密度と同様であるとすると，イトカワの空隙率は40－44％がもっともらしい値となる．

3

ないかと述べた．ここでは，LLコンドライトのバル

れているが，ほとんどは3.02 ～ 3.49 g/cm である [28]．

ク密度ρbulkLLを小惑星の構成物質と同じミクロ空隙率

イトカワ表面の Rounded boulders とよく似た表面を持つ物質であると仮定して，イトカワのバルク密度

組織を持っていた Bjurböle 隕石のバルク密度（3.02 

ρbulkItokawa使ってイトカワのマクロ空隙率pmacroItokawaを，

g/cm ）を用いてイトカワのマクロ空隙率を求めると，

ρmacroItokawa
pmacroItokawa=100× 1－ ρbulkLL（

3

37％にまで減少する．しかし，エロスのマクロ空隙率）（21%）のように，ラブル・パイル（巨礫のゆるい集合と定義し，検討しなおしてみた（図8: Brittら[28]の図体）と「ひび」の入った小惑星のバルク空隙率の境界値を改変）．LLコンドライトのバルク密度の測定値とし[29] にまでは減少しない．よって，隕石の種類を考慮

3ては，1例非常に低いバルク密度（2.38 g/cm ）が得らして推定を行なっても，イトカワのラブル・パイル・小惑星イトカワ表面に存在する岩塊の表面組織の解読 〜小惑星のフィールド岩石学の試み〜／野口 他

モデルは妥当なモデルであると考えられる．

21て表面微細組織の解析を行う際には，カメラ解像度だ
けでなく，高いS/Nも重要である．将来極端に暗い天

6. 将来の小天体探査における高解像度撮像体で高いS/Nの画像データを得るためには，長い蓄積時間での撮像が必要になる可能性もある．このような場合，撮像中の姿勢の安定性が重要となるため，探査以上見てきたように，はやぶさ探査機は，小惑星表

機の航法誘導系との連携も欠かすことができない．例

面の露頭（実際には岩塊である）を少し離れたところか

えばはやぶさ探査機の場合，3機のリアクションホイ

ら肉眼で観察したかのような高解像度画像を撮像する

ールが動作していた小惑星への巡航中には，178秒にことができた．それらと隕石の組織を比較することも及ぶ長蓄積時間での恒星撮像を問題なく実施できてで，岩石の露頭観察のようなことが可能であり，岩質いる[31]．さらに，質の高い高解像度画像を小惑星へを推定することによって小惑星の母天体における出来の接近中に大量に取得する際にも，接近時の航法誘導事を議論できることを示した．こうした高解像度撮像系の制御との緊密な連携が鍵となるとともに，取得しは，将来の小天体探査においても間違いなく必要不可

た画像データをいかに効率よく大容量の画像を地球に欠なものである．イトカワ程度に小さな低重力の小天

転送するか，という点では通信系への要求が課題とな

体では，イトカワの場合と全く同様に，天体全体のスる．今後，科学ミッションとしてより始原的な天体のケールの画像解析からはその天体で起きているプロセ探査を進めていくにあたっては，工学ミッションであス（隕石の衝突とその後の天体の振動など）を解明でき，ったはやぶさ探査機よりもさらに理学と工学の研究者

天体表面の岩塊の組織からは，過去の出来事を推定でが密接に関わって，カメラ本体だけでなくシステムときると予想されるからである．今後、将来の探査に備してカメラの性能を高める必要があるだろう．

えて隕石試料などの岩石の表面組織と岩質の比較を丹念に行っていくことで，定性的な岩質の推定のみなら

謝 辞ず，破壊強度などの定量的な推定もある程度の信頼性を持って行うことができるようになるかもしれない．

今 回 使 用 し た 高 分 解 能 画 像 を 撮 像 さ れ たISAS/

将来の探査においてこのような高解像度撮像を行う

JAXAのはやぶさ計画のミッションオペレーションと対象地域について考えてみると，サンプル採集地点以探査機チームに感謝したい．これらの画像無しではこ

外にも何ヶ所か行う必要がある．サンプル採集地点は，のような研究を行うことは不可能であった．隕石の大探査機本体か着陸船が安全に着地できる必要があるた

きな試料を直に観察させてくださった国立極地研究所

めかなりの制限がある．一方で，高解像度撮像は着陸の小島秀康教授，スミソニアン博物館の MacPherson

を行なうわけではないため，イトカワの凹凸に富む領博士，ウィーン国立自然史博物館の Brandstaetter 博

域のような多様な岩塊がびっしりと存在するところで士，隕石の画像を送ってくださった，ヘルシンキ大も可能である．そして，そういうところこそ，天体の学の Lehtinen 博士と Kohout 博士，フランス国立自過去の歴史をたどるための鍵を組織に残す岩塊が存在

然史博物館の Gounelle 博士と Zanda 博士に感謝した

する可能性がある．さらに，安全なサンプル採集地点

い．イトカワ表面の巨礫と組織の比較を行なうためににもそうした岩塊と同じ起源を持つ砕屑物が存在する

は，より大きな隕石と比較することが必要であったの可能性があるので，岩塊に富む地域の高解像度画像はで，これらの方々の協力は不可欠であった．また，査回収試料の解析にも役立つであろう．

読者の方の適切なコメントによって原稿が改善された

今後，はやぶさ2探査機など，C型やD型などのスペことにも感謝したい．

クトルタイプをもつより始源的な天体の探査が計画されている．このような始源的な天体表面物質の撮像を文 献行なう際の最大の問題は，アルベドが極端に低いことである．C型で7%程度，D型や彗星核にいたっては[1] Saito, J. et al., 2006, Science 312, 1341-1344.

3 ～ 4%しかない[たとえば，30]．高解像度撮像によっ[2] Abe, M. et al., 2006, Science 312, 1334-1338.

22

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010[3] Okada, T. et al., 2006, Science 312, 1338-1341.

[30] Hsieh, H. H. et al., 2009, Astrophy. J. 694, L111-L114.

[4] Fujiwara, A. et al., 2006, Science 312, 1330-1334.

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