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を目的として, 本 ｢衝突現象・衝突地形小研究会｣ は企画された. 研究会当日は口頭, ポスター合わせて23件の発表があり, 参加者総数は40名ほどであった. 表

この特集は, 2004年2月27日.28日に神戸大学21世紀

1に示した当日のプログラムを見てもわかる通り, ｢衝COE プログラム ｢惑星系の起源と進化｣ の主催によ突現象・衝突地形｣ を大枠としつつ, 非常にバラエティり開催された ｢衝突現象・衝突地形小研究会｣ におけに富んだ発表内容となった. これらの発表全てについる講演内容の一部をまとめたものである. この研究会て本特集内で掲載することは難しいため, 以下に研究はその名にある通り, 天体の衝突現象と, それに伴っ会全体の内容について簡単にまとめておく.て形成されるクレーターやボールダー (岩魂) などの衝突地形を主要な議論対象としたものである. 太陽系の進化を考える上で, 天体の衝突現象はきわめて重要!

な鍵のひとつである.

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我が国においては衝突実験, そして数値シミュレー

固体惑星および小惑星の進化を探る上で, 表面年代ションが衝突過程の代表的な研究手法として重要な位決定は重要であるものの, 同位体による精密な測定が置を占めてきた. これに加えて近年は, 探査機による行うことができる状況は非常に限定されている. クレー画像を用いた研究も盛んになっている. 衝突地形の画

ターカウンティングは, その単純な原理 (〜クレーター像解析からは天体スケールで実際に起きた衝突現象のの数が多い領域ほど古い) ゆえに, 表面の画像データ情報を得ることができる. この情報は実験やシミュレーしか得られない天体にも適用できる, 非常に有用な年ションから得られる知見と相補的な関係にあり, 最終代決定法である. カウンティング年代学の基本となる的にはこれらを対比・統合することで, 衝突過程に対のは, 月面上のクレーター密度とアポロサンプルの絶するより深い理解に達することが可能であると考えら対年代との対応から得られた関係式である. 日心距離・れる. また一方で, 例えばクレーター年代学のように表面重力・大気の影響の補正を施すことで, 他の内惑惑星科学研究の手段の一つとして衝突現象を利用する星についても応用することができると考えられていることも可能である. クレーターの形態など, 衝突地形[1]. 従来のカウンティング年代学では, ある天体上から, 衝突現象当時の環境やその後の地質学的な変遷のクレーター生成率すなわち衝突天体のフラックスは,を追うような研究も, これに類するものといえる.

天体上の場所によらず一定と仮定されてきた.

上記のような様々な手法と目的意識をもって衝突現

諸田は, クレメンタイン衛星搭載カメラの画像解析

象にアプローチしている研究者が一同に会して議論をを行い, 自転と公転が同期している地球の月では, 軌行うことで, 衝突現象の研究に新たな発展を促すこと

道上での進行方向側のフラックスが反対側よりも大き  

｢衝突現象・衝突地形｣ 特集企画にあたって／平田, 中村(良), 中村(昭)58

くなっていることを明らかにした[2]. この異方性のガリレオ探査機が撮像した小惑星ガスプラでは, クレー定量的評価は, 従来のクレーター密度＝絶対年代の関ターサイズ分布は非常に急な冪分布を示し[7], 月の係式を補正するだけでなく, ここ40億年ほどの間に月海のクレーターサイズ分布ともよく一致していた[1].のクレーターを生成してきた主な衝突天体は, 彗星で仮に, 月とガスプラの小クレーターを生成した衝突天はなく小惑星であったことを示している[3].

体が共通のものであれば, 月の小クレーターも一次クカウンティング年代学を適用するには, 観測していレーターであり, カウンティング年代学に使えるといる領域に統計的に有意な数のクレーターが存在していうことになる. 前述の諸田の結果は, 月の海にあるクなくてはならない. よく知られているように, クレー

レーターのほとんどが, 小惑星帯から内惑星領域に移

ターは小さいものほど数が多く, そのサイズ分布は累動してきた小惑星の衝突によって形成されていること

積密度の両対数プロット上で直線となる冪分布によっを示している. また, 地球近傍小惑星と月面クレーターて表すことができる. はやぶさや SELENE といったは, 絶対数もサイズ分布も非常によく一致しているこ今後の探査によって, 従来よりもはるかに高い空間分とが明らかになってきた[8]. しかし現時点では, 小解能の画像が得られれば, いままでは十分な数のクレー惑星帯での数メートルから数百メートルの物体のサイターが見えなかった, 非常に狭い (あるいは若い) 領

ズ分布や, その内惑星領域への輸送メカニズムには未域の年代を決定できる可能性がある[4]. しかし, サ知の部分が多く[9], ガスプラと月の小クレーターがブ km サイズの小クレーターの数が, そのまま年代同じサイズ分布を持つ衝突天体によって形成されたとを表しているかどうかは明らかでない[5]. 月の海で断言することはできない.

は, クレーター直径 0.3 から 4 km の領域では, 前中村 (良) は, 日本の小惑星探査機はやぶさによる,後のサイズ領域に比べて, サイズ分布が急になってい近地球型小惑星イトカワの撮像データが, この問題にることが知られている. この冪の変化の原因について新たな知見を加える可能性を示唆した. 前述したようは過去に様々な議論があったものの, 結論が出ていなに, 小惑星ガスプラについては, クレーターサイズ分かった. もしクレーターの数が単純に衝突天体の数に布が測定され衝突天体のサイズ分布と関連付けられて比例しているわけではないとすれば, 年代決定に用いいる. しかし, 探査機で撮像データが得られた他の小ることはできなくなってしまう.

惑星については, 同様の試みは成功していない. これ

並木はアポロパノラミックカメラ画像の詳細な解析

はイダの場合のように表面年代が古過ぎてクレーターを行い, カウンティング年代と従来の層序などに基づが飽和していたり, エロスの場合のように表層に厚いく地質図の相対年代に矛盾があること, アリスタルコレゴリスが堆積して微小なクレーターが埋まっていた

スなどいくつかのクレーターについては, そのクレーりしたためである. はやぶさのターゲットである小惑

ターからの距離に比例して小クレーターの密度が減少

星イトカワは平均直径が約 360 m と非常に小さいたすることを見出した. こうした結果から, 彼らは月面め, レゴリス層は存在したとしても非常に薄いと考え上の小クレーターのかなりの部分が二次クレーターでられる[10].なお, 衝突破壊で決まるイトカワの寿命あろうと結論している[6].

は, より大きな小惑星に比べると短いとされている.

一方小惑星では, 月と違って表面重力が非常に小さつまり, はやぶさによるイトカワの高解像度 (〜１m)いため, 二次クレーターは存在できないと考えられる.

マッピングは, 地上からの小惑星 (＞100 m) 観測や,つまり, そのクレーターサイズ分布は (後述の飽和の探査機によるダスト (＜ mm) その場観測からでは問題がなければ), 衝突天体のサイズ分布をそのまま決して得ることができない範囲での, 物体のサイズ分反映しており, 年代と直接関連付けられるとしてよい.

布を導出できる可能性を持っている. さらに, もし地59

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球に持ち帰られたサンプルから, イトカワを形成した円度による一次/二次クレーターの分別を適用するこ衝突の絶対年代が決定できれば, 月以外の天体ではじとで, 長年の論争に決着がつけられるかもしれない.

めてクレーター密度＝絶対年代の対応が得られること

また, 二次クレーターの深さ/直径比は一次クレーになる.

ターに比べて小さくなることが経験的に知られている

月面や火星, あるいはガリレオ衛星上の小クレーターが一次クレーターなのか？

[15]. SELENE 搭載の地形カメラは, ステレオ画像二次クレーターなのか？

から三次元数値地図の作成も行う. このデータに含まという論争は現在も進行中であり[11-13], 未だにれる深さ/直径比情報も, 一次/二次クレーターの分別決着をみていない. 実際にはどちらの寄与も存在し,に利用できるであろう. 火星については, すでに同様その割合がサイズによって連続的に変化すると考えるの試みが進められている[16]. 後述するような画像をのが自然であろう. なんらかの指標によって, 一次/源泉とした地形の自動認識処理の進歩は, このような二次クレーターの区別ができれば小クレーターのカウ作業をより多いサンプルについて実施することを可能

ンティングによる年代学はもちろんのこと, 二次クレーとする. 数値地形地図は, カウンティング以外の方法

ターの位置や大きさから, イジェクタの速度やサイズによる年代決定にも用いることができる. 形成された分布に関する情報を得ることで, 衝突素過程の研究にばかりの新鮮なクレーターは, 明確なリムとほぼ一定も応用することができる.の深さ/直径比を持つが, その後, より小さな衝突天衝突天体の入射が斜めであると, きれいな円形でな体によってリムが削られたり, 周辺で形成されたクレーい (すなわち､ 楕円度が１以上の) クレーターが形成

ターからのイジェクタが底に堆積したりするため, 徐々される. 惑星間空間からの10 km/s を超えるような高に形態が変化してゆく. 春山は, 月面上でのクレーター速度衝突では, 天体表面から〜10度未満の斜めに入射形態時間変化のモデルを紹介し, 数値地形地図中のクしないと楕円クレーターはできないとされているが,レーターの侵蝕度合を定量化することで, その年代を二次クレーターが形成される条件のように衝突速度が決定する手法について論じた.

小さい (＜脱出速度､ 月の場合は 2.4 km/s) 場合に佐々木は, 多色撮像や連続分光観測による宇宙風化は, 楕円クレーターが形成される角度条件が緩くなる度測定から, 表面年代を評価する可能性を示した. 最ことが示されている (Bottke et al. [14]). 中村 (昭)近の宇宙風化模擬実験から, 微小隕石の衝突によっては, Bottke らが角度条件の経験式を作るにあたって引生成されるナノメートルサイズの微小鉄粒子が, 表面用した以外の室内実験のデータも, Bottke らの条件式スペクトルの赤化/暗化を引き起こすことがわかってを支持することを紹介し, 月面で楕円クレーターとなきている.

る条件を具体的に示した. 実際に, 二次クレーターは,クレーター形態や宇宙風化による年代学は, 衝突天一次クレーターの周囲に存在する楕円度の大きなクレー体のサイズが違うものの, いずれも表面の衝突履歴をターとして認識されることが多い. また, 月面でサイ見ているのである. こうした複数の手法を併用/比較

ズが小さくなるにつれて, 楕円クレーター割合が増えすることで, それぞれの誤差や有効性がより明確になるのは, 二次クレーターの寄与が相対的に多いためだるであろう. また, 将来的には衝突天体サイズ分布やと考えられる. まもなく打ち上げられる日本の月探査

フラックスの時間変化を捉えることも期待される.

機 SELENE には, クレメンタイン衛星の１０倍以上の空間分解能 (〜10m) を持ち, 地形の判別しやすい

低太陽高度での画像を全球にわたって取得できる地形

衝突現象の素過程に関連する発表では, 特にイジェカメラ (TC) が搭載されている. このデータに, 楕クタの放出過程に着目したものが目立った. このトピッ｢衝突現象・衝突地形｣ 特集企画にあたって／平田, 中村(良), 中村(昭)60

クスに関しては過去の研究において, 主に実験的な手

小野瀬は, 多孔質の石膏ターゲットに対する衝突実法によって得られた知見が比較的豊富に存在する. 各験を行い, 放出される破片のサイズ, 速度を計測した

発表ではそれらの知見を踏まえて, 新しい実験, シミュ結果を示した. 初期にはスポール破壊でできた比較的レーション手法によってより詳しい素過程の観察を目

大きな破片が速い速度で放出された後, 細かな破片が指した研究, あるいはターゲットを多孔質物質や岩石ゆっくりと放出される様子が観察されている. 放出速混じりの氷とした場合や, 微小重力環境下での衝突な度の低い破片は母天体へ再集積しやすく, 小天体におど, 惑星科学的により現実に即した, あるいはより興けるレゴリス層の形成を考える上で重要となる.

味深い環境下における衝突現象についての研究などへの発展がみられた.

城野は, ダストの集合体であるダストアグリゲイトのような高い空隙率を持つターゲットへの衝突を

和田は, 衝突クレータリング, 特に掘削流・イジェ

Smoothed Particle Hydrodynamic (SPH) コードによるクタ放出などの素過程を解明するための数値シミュレーシミュレーションで再現した. 衝突によって生じるイション手法として, 連続体近似に比べてイジェクタのジェクタの速度, 放出角度がターゲットの強度に応じ追 跡 と 粉 体 挙 動 の 扱 い に 向 い た Distinct Elementて変化することを示し, イジェクタ放出パターンからMethod (DEM: 離散要素法) を用いた結果を紹介しターゲットの強度, 弾性率を推定できる可能性を示唆た. シミュレーションで再現されるクレーター形成中した.の掘削流は, 古典的な Z モデルで予言されるそれと平岡らは, 火星の凍土層や氷衛星などでのクレーターよく一致している. また, 形成されたクレーターのサ形成を模擬した氷と岩石粉の混合物についての衝突実

イズやイジェクタの放出速度, 放出位置, 量も次元解験を行い, 形成されたクレーターのサイズ, イジェク

析からの予想や, 実験とも調和的であり, コードの有タのサイズ, 放出速度の計測結果から, 混合物の岩石用性が示された.

含有率とクレーター生成の効率や破壊強度の関係を検山本は, ガラスビーズを用いた粉体ターゲットに対討した. 岩石含有率とクレーターの体積との逆相関はするクレーター形成実験におけるスケーリング則のター過去の結果と一致している一方, 強度は大きく異なる

ゲット物性依存性に着目し, 一時クレーターの形成過結果が得られた. 平岡らは強度に関する結果の矛盾は,程と崩壊直前の形状を直接計測する実験を行った. そ強度を見積もる際に用いた衝撃圧力の減衰率が, 岩石の結果, 掘削段階の初期においては粒子の動圧が大きについて経験的に得られたものであったことが原因でいため, 物性の影響は少ないが, 最終段階では特にクある, と指摘している.

レーターの半径方向への成長で物性 (この実験の場合は粉体の粒径) 依存性が強くなることを示した.

上に挙げた実験, シミュレーションの成果は実際の天体表面に見られるクレーターの観察と比較すればよ

高木らは, 同じくスケーリング則の重力依存性を明り興味深い. 中村 (昭) らは, 比較的小さな火星クレーらかにするために自由落下施設を利用して, 山本と同ターの周囲に分布する二次クレーターのサイズ, 親ク

じ粉体ターゲットにおける微小重力下でのクレーターレーターからの距離を元に, 親クレーターから放出さ形成という実験を行った. 結果的にはクレーターの大れるイジェクタのサイズ, 放出速度を計測した. イジェ

きさは同じ衝突条件での 1 G 下での実験とほとんどクタのサイズと速度の関係について, 過去の研究では同じという報告となったが, これは逆に実験室スケー

室内実験によるデータや, 比較的大きなクレーターにルではクレーター形成過程が粒子間摩擦などのターゲッついて, 二次クレーター計測を行った結果などが得ら

ト物性に支配されていることを示唆するものであり,れているが, 今回の計測はこれらのデータで残されて先の山本による実験の結果と併せて考えると興味深い.

いた放出速度 100 m/s 近辺のギャップを埋めるもの

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ような経験を積んだ人が出現すれば, 人海戦術によるである.
衝突現象の大部分を占める斜め衝突におけるクレー画像解析を行うことができるようになる可能性もある.

ター形成過程の定量的な理解はまだ端緒についたばか沢辺らは, 目視によるクレーター抽出結果の個人差りの状態である. 平田らは月のティコクレーターのイを定量的に評価し, 人間によるクレーターの ｢認識｣ジェクタ分布の解析を通して, この問題に観測の立場過程から, 完全に主観を取り除くことは困難であるこからアプローチを試みている. ティコ周囲のイジェクとを示した. 非専門家による解析結果を実際に利用しタユニット分類の結果, 斜め衝突でのイジェクタ放出ようと思えば, その解析結果の質と客観性をなんらか過程が, 放出速度, 放出量, 放出物質種など様々な面の形 (再現性のチェック, 専門家による抽出結果とので強い非対称性を持つことが示された.

一致度判定など) で保証することが必須となるだろう.

石丸らは, 衝突に伴う極限状態での化学反応に着目

また彼らは画像をベースとするクレーターの自動抽出している. 彼らは彗星衝突が原始大気の進化や生命のアルゴリズムを開発し, 人間によるクレーター抽出結起源に大きく関与する可能性を踏まえ, 彗星衝突によっ果との比較から, その性能/特性を調べた[18].て形成される蒸気雲中での非平衡な化学反応を模擬す

松本は, 三次元数値地形データを源泉とした, クレーる計算コードを新たに開発し, 彗星のサイズ, 組成,ター自動抽出アルゴリズムの実行結果について報告し衝突速度がそれぞれどのような影響を与えるかを見積た. こちらは, 単なるクレーターの抽出のみならずクもった. その結果, 彗星のサイズは衝突蒸気雲中の化レーターの深さ/直径比やリム高といった, 三次元形学反応に大きく影響しない一方で, 酸素/炭素比が生状をあらわすパラメータの自動導出も可能である. 現成ガスの酸化還元状態に非常に大きな影響を与えるこ

段階では, 自動抽出アルゴリズムの, 画像中の微妙なと, そして衝突速度が小さいほど CH４ , NH３ , HCN,構造をクレーターとして抽出 (認識) する能力は, 熟CH２O, HNCO, CH３OH などの高圧安定成分が多く生練した人間には及ばないかもしれない. しかし, 今後成されることを示した.の研究の進展に伴い, その性能は改善されていくだろう. 一方で, その ｢客観性｣ は疑うべくもなく, デー

タ処理速度は人間とは比較にならないほど高速である.

今後の探査では数十テラバイト単位の膨大な画像デー大量の画像データを処理する必要性が増大していく今タが取得されることになる. 熟練した研究者が画像を後, 自動画像処理の果たす役割はますます大きくなる吟味するという従来の解析方法を, 全データに適用すことが予測される.

ることは現実的ではない. ここでは画像データからい

また, 小林は, はやぶさが取得するイトカワの画像かに正確な, また効率的に衝突地形に関する情報を引から三次元形状モデルを導出するアルゴリズムの詳細き出すか, という試みについて紹介する.と, その実験画像への適用結果を報告した[19]. 三次

秋山は, SELENE 画像データを利用したアウトリーチ活動のひとつとして, WEB ブラウザ上で手軽に実元形状モデルの詳細な解析からは, 母天体の大きさやその破壊過程を復元できる可能性がある.

行できるクレーターカウンティングソフト
SELENE@home を紹介した[17]. このソフトの主目

的は, 学生や一般の人々に, 実際の画像をつかったククレーター, あるいはその他の衝突地形は, 年代学

レーターカウンティングの体験を通じて, SELENE ミッ以外にもその天体の地質に関する重要な情報を持ってションや月という天体に親しんでもらうことである.

いる. 道上は室内実験による衝突の破片速度分布の測さらに, 数多くの体験者のなかから, 専門家に準ずる定結果を元に, 小惑星イトカワのレゴリスの厚さと岩｢衝突現象・衝突地形｣ 特集企画にあたって／平田, 中村(良), 中村(昭)塊の分布を推定した. 2.1節で触れたように, イトカ

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ワは非常に小さいため, 表面にレゴリス層が存在するかが議論となっているが, 小惑星の構成物質の強度と本研究会の開催は神戸大学21世紀 COE プログラム

レゴリス層の厚さの関係をモデル化して, イトカワ表｢惑星系の起源と進化｣ に依りました. また, ｢遊・星・面には数 cm 程度のごく薄いレゴリス層が存在する可人｣ での特集企画についてご尽力いただいた編集長,能性を示している[10].

編集幹事他の皆様に, この場を借りてお礼申し上げま

一方秋山は, そのようなレゴリス層がごく薄いか,す.

あるいはほとんどレゴリスがないような天体表面のマルチバンド画像観測を想定した, 画像分光測定とその結果のモデル化を試みている. レゴリス層の光学的厚さが1以下のロックコーディングと呼ばれる状態や,

ベッドロックがむき出しになった状態では, ハプケ則のような従来のレゴリス層を対象としたモデルとは異[1] Ivanov, B.A. et al., 2002,

なる反射特性の取り扱いが必要かもしれない. また,[2] Morota, T. and M. Furumoto, 2003, Earth Planet.

レゴリス層についても顕微スケールで見た場合は粒子in Asteroids III, 89

Sci. Lett. 206, 315.

表面の鏡面反射成分の寄与が大きいことも併せて示唆[3] 諸田智克, 2004, 遊星人, 本号収録.

されている.

[4] Hiesinger, H. et al., 2003, JGR, 108, 1

最後に, 衝突地形の形態に着目した研究を二例紹介[5] Shoemaker, E.M.,1963, JPL CalTech Report, 32-700

する. いずれも最近次々に新しいデータが発表される[6] Namiki, N. and Honda, C., 2003, Earth Planets

火星を取り上げたものである. 小西らは, マーズグロー

Space, 55, 39

バルサーベイヤー (MGS) 搭載のカメラ (MOC) と[7] Chapman, C.R. et al., 1996, Icarus, 120, 231

レーザー高度計 (MOLA) のデータを用いて, クレー[8] Werner, S.C., et al., 2002, Icarus, 156, 287

ター形状の解析を行い, 火星の単純クレーターの深さ[9] Morbidelli, A. and/直径比の再評価と, その地域性について検討を行い,Vokrouhlick, D., 2003, Icarus,163, 120

火星の単純クレーターの深さ/直径比が1:5よりも系統[10] 道上達広, 2004, 遊星人, 本号収録.

的に小さいこと, また, 地域的な標高の高低に対応し[11] Bierhaus, E.B. et al., 2004, LPS XXXV, 1963

た比の変化があることを示した. Rodriguez らは同じ

[12] McEwen, A.S., 2004, LPS XXXV, 1756

く MOLA のデータから, 火星で特徴的なカオス地形[13] Wagner, R. et al., 2004, LPS XXXV, 1964の地下水流出による形成プロセスを提案している. こ[14] Bottke, H.F. etal., 2000, Icarus, 145, 108.

こではクレーターが地質活動の中で保存されるかどう[15] Pike, R.J. and Wilhelms, D.E., 1978, LPS IX, 907

かが, カオス地形形成の過程を地形データの解釈によっ[16] Hurst, M. et al., 2004, LPS XXXV, 2068て導き出す際に重要な役割を果たしている.

[17] http://www.cirklo.com/space/seleneathome.html[18] 沢辺頼子ほか, 2004, 遊星人, 本号収録.
[19] 小林慎悟ほか, 2004, 遊星人, 本号収録.

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