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日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009

熱進化した岩石微惑星の衝突破壊に関する実験的研究
岡本 千里 ，荒川 政彦
112009年1月8日受領，2009年2月2日受理．

（要旨）近年，大望遠鏡による小惑星の観測や惑星探査によって，小惑星は多様性に富むことが分かってきた．
小惑星は，惑星形成過程の様々な歴史を凍結していると考えられ，惑星がどのように形成したのか，その歴史を紐解く重要な鍵となる．では，小惑星の多様性はどのようにして生じたのか．この問いの答えは，惑星形成過程で起った出来事と深く関係している．小惑星とそのかけらである隕石の研究から，惑星の“もと”となったkmサイズの微惑星は，惑星へと成長していく過程で，衝突破壊・合体成長を繰り返し，また，何らかの熱源により内部構造の進化があったと考えられている．小惑星の多様性は，こうした微惑星の熱進化，衝突進化の結果である．惑星形成過程で生じた小惑星の多様性の起源を知り，さらに惑星形成過程を理解するために，本稿では，微惑星の熱進化がその衝突破壊の結果に及ぼす影響を系統的に明らかにする．

鉄組成を持つようなM-タイプ小惑星など多数の種類

1. 小惑星の多様性が見つかっている[2]．C-タイプ小惑星は，炭素質コン
小惑星は主に火星と木星の間に数多く存在する小天ドライトなどの母天体であると考えられる．また，V-体である．この小惑星は，原始太陽系星雲に存在したタイプ小惑星であるベスタは，その内部に地球のよう岩石微惑星の生き残りである．原始太陽系星雲においな金属鉄からなるコアを保持した層構造天体であるとて，微惑星は衝突破壊と重力による破片の再集積を繰され，M-タイプ小惑星は，このような層構造天体内り返し，地球や火星のような惑星へと成長したと考え部の金属コア由来である可能性が示唆されている．まられている[1]．しかし，小惑星帯付近に存在した微惑

た，1990年代以降，小惑星の直接観測のため，探査星は，近くにあった木星重力の影響で，合体成長より計画が活発化し，これまでにない詳細な情報が得られも破壊が進行し，惑星へと成長できなかったと言われるようになった．近年，はやぶさ探査機によって明らている．このため，小惑星は，惑星形成の様々な過程かにされた，小惑星イトカワの姿は記憶に新しい [3]．

を凍結した“化石”として，惑星形成を紐解くヒント

イトカワは瓦礫が集合したようなラブルパイル構造をを我々に与えてくれる．

持つと考えられる．はやぶさ探査機以前にも，ニア・

惑星形成過程を知るために，この小惑星や小惑星のシューメーカー探査機が小惑星マチルダやエロスを訪かけらである隕石に関して，多くの研究が行われていれており，これらの探査により，小惑星は低密度で，る．例えば，大型望遠鏡による地上観測が行われ，小その内部に高い空隙率を持つものが存在することがわ

惑星表面の反射スペクトルの解析から，小惑星が多様かった[4]．その一方で，密度が高く空隙率が低いものな表面組成を持つことが分かった．この観測結果は地まで存在する[5]．このように小惑星の内部構造は様々

上実験により得られた隕石の表面反射スペクトルとのであり，その多様性の起源が注目されている．

対応づけが行われており，小惑星を分類する一つの根拠となっている．例えば始原的なC-タイプ小惑星，表2. 惑星形成過程と微惑星の内部構造層に分化した地殻組成を持つようなV-タイプ小惑星，
1. 名古屋大学大学院環境学研究科

地球環境科学専攻

上記のような小惑星の多様性はどこからくるのか．

熱進化した岩石微惑星の衝突破壊に関する実験的研究／岡本，荒川11

その答えは微惑星がどのような形成過程をたどって惑たら，熱進化の違いによって，どのような違いが引き星へと成長したのかを理解する上で重要である．なぜ起こされるのだろうか？石膏および玄武岩を衝突破壊

なら，地球をふくむ固体天体は，小惑星の起源であるさせた結果が異なったように，これらの天体において，岩石微惑星の衝突破壊・合体成長により形成されたと同じ結果が得られるとは考えにくい．

言われているからである[1]．この惑星形成過程を理解

従って，惑星形成過程において，微惑星の衝突破壊するためには，岩石微惑星が衝突破壊する条件や合体現象を考える上で，天体の内部構造進化を考慮する必し成長する条件を理解せねばならない．そこで，固体要がある．そのため，熱進化により層構造を持った天体の衝突破壊を模擬するため，玄武岩やガラス試料天体の衝突現象が調べられた[17-20]．Davis and Ryanを衝突銃を用いて破壊する室内衝突実験が数多く行わ(1990)[17]は，圧密焼結により層構造を持った天体をれてきた[6-9]．また，小惑星の多くは，高空隙率天体模擬するために，強い強度を持つモルタル－コアと弱であることが分かってきたので，その衝突破壊現象をい強度のモルタル－マントルからなる球形試料を用い，調べるために，石膏やガラスビーズ焼結体などの高空衝突銃を用いて衝突破壊実験を行った．しかし，この隙ターゲットを用いた衝突実験も行われた[10,11]．そ

実験では試料のコア/マントル質量比を固定しており，の結果，空隙率の低い玄武岩と，高空隙石膏を壊すの内部構造進化と衝突破壊の関係に関して系統的な結論に必要なエネルギーは数倍異なることが明らかとなり，は得られなかった．また，数値シミュレーションを用天体内部の空隙率が衝突破壊へ与える影響を考慮する

いた層構造天体の衝突破壊に関する研究も行われてい必要があることが分かった．このようなcmサイズのるが，地球型惑星や巨大氷衛星上の衝突を再現するも試料を用いた室内衝突実験の結果を，kmサイズの天のが多く，地震波の伝播や集中により形成される地形体へと拡張するため，数値シミュレーションによる天など，天体が衝突により完全には破壊されないような体衝突の再現も行なわれている[12]．

場合に関する研究がほとんどである[18-20]．岩石微惑

微惑星の衝突破壊を考える上で，我々はその内部構星の内部構造進化過程を考慮すると，どのような衝突造の進化に注意を払う必要がある．微惑星の生き残り破壊現象が起こり，衝突破壊の結果，どのような天体である小惑星からも分かるように，微惑星はその形成が生じるのであろうか？この答えがまさに，小惑星の初期は，始原的で空隙率が高いものであったが，その多様性を理解することとリンクしている．

成長とともに内部構造が進化したと考えられる．例え

これまでの微惑星の衝突破壊に関する先行研究では，ば，始原的といわれるコンドライト隕石母天体におい主に均質な試料のみで実験が行われ，天体衝突におけても，熱変成作用により内部に層状構造を持つと言わる内部構造の及ぼす影響を考慮した研究はまだ不十分れている．このモデルは“オニオンシェルモデル”とである．そこで本研究では，惑星形成の初期段階に多呼ばれ，普通コンドライトの母天体中での熱変成温度数存在したと考えられる，圧密焼結作用により密度のと岩石学的タイプとの関係を説明するため提案された異なる層構造を形成した岩石微惑星の衝突破壊条件を[13,14]．つまり，形成初期段階で高い空隙率を持って調べた．このために，層構造天体を模擬した実験試料

いた微惑星は，その後，成長とともに中心部が圧密さを作成し，衝突実験を行った．そして，層構造天体のれて空隙率が低下する．この結果，天体内部に低空隙衝突破壊条件を見積もり，その結果，内部構造の進化率の圧密されたコア，その表層に空隙率が高いマントが衝突破壊現象にどのような影響をもたらすのかを明ルを持つ層構造天体が誕生したと考えられる．この過らかにした．

程は圧密焼結作用と呼ばれ，熱進化の初期段階にあたる[15,16]．さらに天体の衝突合体が進むと，天体内部3. 実験手法

26の熱進化が進み， Alなどの短寿命放射性核種の壊変熱により微惑星内部が溶融し，重力作用による物質分別が進行した．そして，中心に金属コア，表層に岩石

3.1

層構造試料の作成

マントルからなる地球のような分化天体が形成された．

本研究では，高空隙率の微惑星が，熱進化により低このように，様々な熱進化段階の天体に隕石が衝突し空隙な天体へと変化する内部構造進化を模擬する必要

12

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こ の 石 膏 は 空 隙 率 φ=53±4 %， 密 度 ρ=1200±100
3kg/m である．一方，ガラスおよび水晶に関して，そ3れぞれφ=0%，密度ρ=2500kg/m およびφ=0 %，密3度ρ=2700 kg/m である．石膏は小惑星などの低密度小天体を模擬するのに頻繁に用いられてきた物質である[10]．また，ガラスおよび水晶は空隙を持たない脆性物質の典型であり，玄武岩などの岩石と似た破壊強
図1： 試料の断面の模式図．熱進化の途中にある層構造天体を模擬するため，上図のように試料内部のコア/マントル質量比(およびマントルの厚み，t m)を変化させ，様々なコアーマントル構造を持つ試料を用意する．コア質量比(RCM)＝0
は，上図左のような石膏からなる均質な内部構造を持つ試料を示し，RCMが1に近づくにつれ，熱進化が進行することを表す．RCM＝1はガラス試料を示す．

度を持つことが知られている．層構造試料では，コア物質として，ソーダライムガラス球または水晶球を用い，マントル物質には，高空隙率石膏を用いた．
このような層構造を持つ天体において，熱進化の度合を示す指標の１つは，コアが天体全体に占める割合（また，天体におけるマントルの厚み）であろう．
そこで，本研究の層構造試料で，熱進化過程を模擬するために，コア質量比（RCM）と規格化マントル厚み（tm/dp）という2つの指標を定義し，これらを系統的に変化させた．
RCMは，試料全量に対するコア質量の占める割合を意
味し，tm/dpは弾丸長さで規格化した石膏マントル層の厚みを示す．図2のようにコア直径，マントル厚みを変え，系統的にRCMとtm/dpを変化させることで，様々な内部構造を持つ試料を作成した．以下，直感的に分かりやすいコア質量比に主に注目し，実験の結果をまとめる．

3.2
図2： 試料の内部構造．点線は，そのマントル厚み，コア直径における試料のコア質量比を示す．

衝突実験および衝突破片の回収

衝突実験は名古屋大学に設置された2段式軽ガス銃を用いて行った．実験にはサイズの異なる2種類の弾3がある．そこで，試料の内部を図1のように系統的に丸を用いた．これらはともに密度が1100kg/m のナイ変化させた．図1に示されるように，内部構造の進化ロン製であり，長さが2.5mm，重量は7mg，直径がの途中段階を模擬した層構造試料は，その内部をコア1.67mmの弾丸と長さが5mm，重量は190mg，直径がーマントルの2層構造とした．実際は，天体の内部で6.3mmの弾丸であった．衝突速度は1－5km/s，平均は中心に近づくにつれ圧力が上がり，天体表層から中エネルギー密度1×10 －4×10 J/kgの範囲で実験を行

心にかけて段階的に空隙率が低下して圧密構造ができった．平均エネルギー密度（Qt）とは，試料単位質量当るものと考えられる[13,14]．しかし先行研究で，表面たりに加えられる弾丸の運動エネルギーを意味する．

からのある深さで，急激に空隙率が変化することが報試料と弾丸は正面衝突させ，イメージコンバーターカ告されている[15,16]．また，層構造体の衝突破壊におメラまたはハイスピードデジタルビデオカメラによりける振る舞いはほとんど明らかになっていないため，撮影し，破壊の様子をその場観察した．

ここでは，単純な2層(コアーマントル構造)を持つ天体を仮定した．

34

衝突実験後，試料室内のすべての破片を回収し，それらの質量を計測した．層構造試料に関して，生じた圧密による内部構造進化の初期段階と最終段階を模コア破片とマントル破片を分離し，コアおよびマント擬するため，それぞれ均質な内部構造を持つ石膏球おルそれぞれの破片質量分布を調べた．特に，コア，マよびソーダライムガラス（および水晶）球も用意した．

ントルの破壊の度合いを調べるため，コア，マントル

熱進化した岩石微惑星の衝突破壊に関する実験的研究／岡本，荒川

13それぞれの最大質量を持つ破片の質量を計測した．まうな破壊様式をタイプ 1破壊様式と定義する．図3bにた試料表面にクレーターが形成されたものについて，示される試料は，マントルが完全破壊される一方，コそのクレーターの直径と深さを測定した．

アは完全には破壊されず，コアの最大破片が元の全コア質量の半分よりも大きい（この試料では，コア表面4. 結果および考察にクレーターが形成され，そのコア質量の大部分が保存された）．このような破壊様式を持つ試料をタイプ4.1

衝突破壊様式2と定義する．図3cは，無傷のコアと完全破壊されたマントル破片を示す．この場合，コアからマントル層先行研究で行われた衝突実験では，玄武岩などの天が剥ぎ取られたような破壊が観察された．以下，この体模擬試料に加えられたエネルギーと，その試料の壊ような試料をタイプ3と定義する．また，図3dは，マれ方（破壊様式）を調べることで，母天体の衝突破壊にントルの表面にクレーターが観測された試料の模式図よりどのような娘天体が生じるのかを推論してきたである．この試料では，中のコアは試料外部に露出せ[6]．これによって，均質物質の破壊様式は，平均エず，無傷のままであった．このような試料をタイプ4

ネルギー密度（Qt）に依存することが分かった．本研究と呼ぶこととする．このタイプ4は，低エネルギー密の層構造試料では，コアおよびマントル領域の破壊の度の衝突条件で観察されると考えられるが，本研究で度合いにより，以下の4種類の破壊様式（タイプ1, 2, 3,は，1000J/kg以上の比較的高エネルギー密度で実験4）が観察された．このコアおよびマントル領域の破壊を行ったため，タイプ4は1つの試料でしか観察されな度合の違いは，Qtだけに依存するのではなく，内部構かった．

造に大きく依存した．詳しくは4.3節で述べる事として，
ここでは，タイプ1, 2, 3, 4の破壊様式がどのようなも4.2

最大破片質量のであったかを説明する．図3にこれらの破壊様式を規格化最大破片質量（ml/Mt）は，生じた破片の中で持つ試料の模式図を示す．図3aはコア，マントルとも最大のものの質量を試料全体の質量で規格化した無次に完全破壊された試料の模式図である．完全破壊とは，元量であり，衝突破壊の度合いを定量的に記述するの生じた破片質量が最大でも元の質量の半分以下になっによく用いられる[6,8,10]．以下，ml/Mtを簡単のためたことを意味する[10, 17]．この試料のコア，マントル最大破片質量と呼ぶこととする．
図4に示されるように，それぞれの最大破片は，破壊前の全コア質量，全マン玄武岩やガラス，石膏のように均質な試料の最大破片トル質量のそれぞれ半分以下の質量であった．このよ質量は，平均エネルギー密度の増加とともに単純に減図3： 層構造試料の破壊様式．(a)タイプ１；コアおよびマントルの完全破砕．(b)タイプ２；コアの緩やかな破壊およびマントルの完全破壊．(c)タイプ３；非破壊コアの露出およびマントルの完全破壊．(d)タイプ４；マントルへのクレーター形成．

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研究の石膏およびガラス(および水晶)のデータは，それぞれ先行研究の値とよく一致した[10, 21]．
ml/Mt = aQtb,(1)Qtは平均エネルギー密度，aおよびbは定数を示す．この結果から，最大破片質量が1/2になるときの平均エネルギー密度は，石膏，ガラスでそれぞれ～2000J/kg ，～ 600J/kgとなる．この最大破片質量が1/2になるときの平均エネルギー密度は，衝突破壊強度と定義
図4： 最大破片質量ml /Mt vs. 平均エネルギー密度Qt．

されている[6,17]．
一方，層構造試料の最大破片質量は，図4のように石膏とガラス（水晶）のデータの間に拡がって存在した．
層構造試料はガラスのコアと石膏のマントルからなり，このコア成分であるガラスとマントル成分である石膏の破壊強度は，上で述べた通り大きく異なる．層構造試料のデータの拡がりは，ガラスと石膏両者の破壊強度が試料全体の破壊強度に影響を及ぼすからだと考えられる．
試料に加えられた平均エネルギー密度が一定のとき，層構造試料の最大破片は，その内部構造の違いにより，コア破片（ガラス）である場合とマントル破片（石膏）である場合が存在した．これは何を意味するのであろうか？ここでいう平均エネルギー密度とは，試料に加えられた弾丸の運動エネルギーを試料全量で割った値である．もし，この運動エネルギーが，コアおよびマントルへすべて分配されるのならば，破壊の結果を支配したのは，コアとマントルへのエネルギーの分配率であると考えられる．このエネルギー分配率は内部構造に依存すると予想される．もし層構造試料のコアおよびマントルへのエネルギー分配率を見積もることができれば，ある内部構造において，どのような衝突破壊

図5： (a) 平均エネルギー密度Qt vs. コア質量比RCM．(b) 平均エネ
ルギー密度Qt vs. 規格化マントル厚みtm/dp．図中の直線はコア破壊とコア非破壊の境界を示す．(b)図の星印のついたデータは図6に示された星印のついたデータと対応している．

少することが報告されている．先行研究との比較のたの結果（例えば最大破片質量など）が生じるのか定量的に議論できるはずである．そこで，このマントルとコアへのエネルギー分配率について考察する．

4.3

コア破壊条件とエネルギー分配

め，本研究においても，ガラス（および水晶）球，石膏層構造試料の衝突破壊様式（4.1参照）は，先行研究

球について，その最大破片質量を調べた（図4）．本研で調べられた均質物質の場合とは異なり，加えられた究の石膏データから，以下のような石膏に関する実験平均エネルギー密度の大きさだけでなく，試料の内部式(1)が得られた．この最大破片質量とエネルギー密度構造（ここではコア質量比を意味する）に大きく依存の関係式は，様々な物質に関して，衝突条件と破壊のすることが分かった（図5a）．破壊様式は，大きく分け度合いに関する実験式として広く用いられている．本てコアが破壊される場合（タイプ1, 2）とされない場合

熱進化した岩石微惑星の衝突破壊に関する実験的研究／岡本，荒川15（タイプ 3, 4）の2通りに分類できる．図5aから，タイ倍も低下するという結果であった．これは，マントル

プ3および4は，低平均エネルギー密度でよく現われ，質量の減少により，多くのエネルギーがコアに与えらまたコア質量比（RCM）が低いときに観察される．一方， れることを意味すると考えられる．
タイプ1および2は，高平均エネルギー密度，高コア質

ここで，もう１つの内部構造を示すパラメーター，量比の条件で頻繁に見られる．コア破片が試料におけ規格化マントル厚み（tm/dp）が層構造試料の衝突破壊る最大破片である場合，この破壊様式はタイプ 1およ

様式にどのように依存するのかについて，コア質量比び2であることが多く，マントル破片が最大破片であ（RCM）の場合と同様に調べた（図5b）．本研究の平均エる場合，タイプ3であった．

ネルギー密度において，tm/dpが1.5 ～2.5の狭い範囲で，ここで，均質なガラス球および水晶球単体を破壊す

試料はコアが破壊する場合（タイプ1, 2）としない場合るのに必要な平均エネルギー密度（Q*g）は，図4から～（タイプ3, 4）に分かれるという結果になった．図5bに300J/kgであった．しかし，図5aから，タイプ1や2で示されるように，コア破壊と非破壊の境界は，その規見られるように，層構造試料中のガラスまたは水晶コ格化マントル厚みに強い依存性を示した．コア破壊条

アを破壊するのに必要な平均エネルギー密度は300J/件を示すtm/dpは，平均エネルギー密度の増加とともkgよりも大きいという結果が得られた．これは，層に大きくなるが，その変化は1.5 ～2.5と非常に小さく，構造試料の石膏マントルにおいて，エネルギーが吸収ほぼ一定に見える．これは，高い空隙率を持つマントされ，効果的にコアを破壊できなくなったためである

ルが，衝撃波の急激な減衰を引き起こし，コアが破壊と考えられる．つまり，試料がどのような層構造（コされるのを効果的に防いでいることを示していると考ア/マントル比）を持つかによって，内部のコアに与ええられる．つまり，マントルの厚さが弾丸長さの2，3られるエネルギーが決まると考えられる．このコアに倍の厚みであれば，コアは破壊されずに保持される．

与えられるエネルギーにより，タイプ1，2が生じるの次に，実験式(2)が示す物理的な意味について考察すか，また，タイプ3，4が生じるのかが分かる．つまり，ることにする．均質物質とは異なる層構造試料の衝突

コア破壊の境界条件を調べることで，コアとマントル破壊現象を理解するためには，式(2)の意味を十分理解に分配されるエネルギーが分かるかもしれない．コア

する必要がある．そのためには，コア（およびマント破壊と非破壊の境界条件（Q*t_b）は図5aから以下のようル）に分配される衝突エネルギーを見積もる必要があに得ることができる．

る．ここで，コアに分配される衝突エネルギー（Ec）は，
nQ*t_b = Qc*・RCM(2)

Ec= Qc ·Mcと書くことができる．Qcはコアに与えられるエネルギー密度，Mcはコア質量を示す．このとき，この実験式は図5aに示される点線で囲まれた4つのココアへのエネルギー分配率（f）を，弾丸の持つ運動エ

ア破壊と非破壊の試料のデータセットの中間値を最小ネルギー（Et）に対するコアに分配された運動エネルギ二乗法でフィッティングして得られた．Q*cはコアをー（Ec）と定義すると，f =Ec/Etのように書き表せる．

破壊するために必要な，コアに与えられるエネルギー

まず，衝突エネルギーのコアへの分配率（f）を見積密度のしきい値であり，～300J/kgとする．nの値は，もるためには，コアに与えられるエネルギー密度（Qc）－2.2である．タイプ2破壊は，この境界条件付近に現を知る必要がある．なぜなら，上記のMcとEtは実験条れることが分かる．式(2)から，本研究の平均エネルギ件として，こちらで与えた値であり，未知パラメーター密度範囲において，衝突破壊様式は内部構造に強くーはQcだけだからである．このQcを見積もるためには依存し，コアの占める割合（コア質量比, RCM）が大きどうすればよいだろうか．ここで，我々は，層構造試くなるほど，試料が全体的に破壊されやすいことが分料を破壊させた時，そのガラスコアの最大破片質量かる．つまり，RCMが大きいほど，層構造試料全体のが，ガラス球単体を破壊したとき得られる最大破片質

衝突破壊強度が減少すると考えられる．この結果は非量と同じ質量となった場合，両者に，同じエネルギー常に驚くべきものである．なぜなら，コア質量比が10密度が加えられたと仮定することにした．つまり，層倍大きくなる，つまり熱進化でコアが発達すると，コ構造試料中のガラスコアと単体のガラス球が同質量でアを破壊するのに必要な平均エネルギー密度は，100ある場合，それらを破壊するために，それぞれのガラ16

日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009

スに加えられたエネルギーは等しいと考えた．この仮定をおくならば，式(1)で得られた均質なガラス球の最大破片質量とそのエネルギー密度の関係から，層構造試料中のコアに加えられたエネルギー密度（Qc）を見積もることができる．つまり，コアの最大破片質量を単純にガラスに関する式(1)に代入してやれば，Qcが導出されるというわけである．これで役者はそろい，コアへのエネルギー分配率を見積もることができる．ここで，式(2)として得られた経験式の物理的な意味を理解するために f をコア質量比（RCM）を用い，書き直すことにする．
f = Qc・RCM
Qt(3)

この式(3)から，層構造試料におけるコアへのエネルギー分配率 f を見積もった（図6）．図6のデータはかなり

図6： エネルギー分配率 f vs. コア質量比RCM．実線は最小二乗法により得られた結果である．ただし，ばらつきの大きい星印のついた2データは省かれる．

ばらついて見えるが，これは，図中に示される，星印の付いた2つのデータ点が相関関係から大きくはずれきる．つまり，このべきは，－2.3となる．この値は，ているためである．これらのデータは図5bで星印の実験式(2)のn=－2.2と非常に近い値をとることが分か付いた2つのデータと対応している．この2点の f が大る．つまり，実験式(2)のnは1-mと書き直すことができ，きくなることは，それらのコアの破壊度合い，つまりコア破壊を引き起こし，タイプ1および2破壊様式が現コアの最大破片質量が，予想されるよりも小さかった

れはじめる条件は，式(4)のように，あるコア質量比にことに起因する．この原因として，これらがコア破壊おけるエネルギー分配率に依存している．このコアと境界付近に存在するためではないかと考えられる（図マントルへのエネルギー分配が，層構造を持つ天体の5b）．試料作成の際，1つの試料におけるコア周辺の破壊を理解する上で，重要であることが分かった．

マントルの厚みはおよそ1mmの誤差があった．つまり，この2つの試料に関して，マントルの厚みのわずかな4.4

小惑星の多様性を生む原因

差により，コア破壊の度合いに影響が出た可能性があ

最後に，熱進化過程にある岩石微惑星の衝突破壊現る．この2つのデータが相関からはずれるため，ここ象について考察する．微惑星の熱進化が進むことは，では，この2つのデータを除いたすべてのデータにお本研究の層構造試料のRCMの増加に対応している．本

いて，べき乗則の関係であると仮定し，以下の式を得

研究結果から，微惑星の熱進化が進むにつれて，そのることができた．

圧密コアを破壊するために必要な平均エネルギー密度(4)f = RCMm,が低下すると考えられる．これは，この天体に他天体が衝突した場合，天体の熱進化が進むにつれて，そのmの値は3.3である．驚くべきことに，コアへのエネルコアが破壊されやすくなり，コア，マントルともに完ギー分配率は，内部構造を示すRCMだけの関数で書く

全に破砕した，大規模な天体破壊が起こることを示しことができた．例えば，コア質量比が10倍大きくなるている．一方，岩石微惑星の熱進化が途中段階にあると，コアに与えられるエネルギー効率がおよそ1000倍場合，コアが破壊されずに高密度のコアが原型を保っ強増加する結果となる．

たまま天体から放出されることが考えられ，非破壊の以上より，図5a中のコア破壊の境界条件を示す実験

圧密されたコアと低密度マントル片からなる破片群が式(2)について考察してみる．層構造試料のコアが破生じると考えられる．また，熱進化があまり進んでい壊する境界条件にあるとき（Qc =Qg*），式(4)は，式(3)ない始原的な微惑星では，圧密コアが破壊されずに天1-mCMを用いてQt = Qg*・Rのように書き直すことがで体表面にクレーターが形成される．この様に，天体の熱進化した岩石微惑星の衝突破壊に関する実験的研究／岡本，荒川

衝突破壊条件は，熱進化の度合に強く依存し，熱進化の進行度合いによって生じる破片の密度・空隙率は多様化する．本研究結果より，観測される小惑星の密度の多様性を説明できる可能性がある．このように，天

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参考文献
[1] Wetherill, G. W. and Stewart, G. R., 1989, Icarus
77, 330.

体の内部構造進化は，小惑星などの岩石小天体の多様[2] Gaffey, M. J. et al., 1993, Meteoritics 28, 161.

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[5] Veverka, J. et al., 1999, Science 285, 562.
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[7] Fujiwara, A. and Tsukamoto, A., 1980, Icarus 44,142.

石膏ではなく，金属および岩石であったらどのような[8] Takagi, Y. et al., 1984, Icarus 59, 462.

結果が生じるのか？という疑問が生じる．この答えは，[9] Nakamura, A. and Fujiwara, A., 1991, Icarus 92,

まさに加えられたエネルギーがどのようにコアとマントルへと分配されるのかを知ることによって明らかにされる．例えばコア物質が金属，マントル物質が岩石

132.
[10] Kawakami, S. et al., 1991, Astron. Astrophys. 241,233.

である場合でも，その金属を破壊するために必要なエ[11] Love, S. G. et al., 1993, Icarus 105, 216.

ネルギーと岩石マントルにおける衝撃圧力の減衰率な[12] Asphaug, E. et al., 1998, Nature 393, 437.

どが分かれば，実験結果を予測することが可能である．

[13] Miyamoto, M. et al., 1981, Proc. Lunar Planet. Sci.

さらに，微惑星が惑星へと成長する過程を知るためにConf. 12, 1145.

は，熱進化を考慮した微惑星の破壊だけではなく，そ[14] Trieloff, M. et al., 2003, Nature 422, 502.の再集積過程を調べる必要がある．これは，衝突破壊[15] Eluszkiewicz, J., 1990, Icarus 84, 215.

後の破片の速度分布を調べることで明らかになると思[16] Maeno, N. et al., 1993, in Primitive solar nebula

われる．また，cmサイズの試料で得られた結果をkmand origin of planets, 341.

サイズの天体へと外挿することも必要である．将来的[17] Davis, D. R. and Ryan, E. V., 1990, Icarus 83, 156.には，金属コア－岩石マントル構造を持つ天体の衝突[18] Benz, W. et al., 1988, Icarus 74, 516.

破壊現象を理解することで，分化の進んだ地球型惑星[19] Bruesch, L. S. and Asphaug, E., 2004, Icarus 168,の形成過程まで視野に入れた研究を行っていきたいと思う．

457.
[20] Watts, A. W. et al., 1991, Icarus 93, 159.
[21] Gault, D. E. and Wedekind, J. A., 1969, J. Geophys.

謝 辞本研究をまとめるにあたり，名古屋大学の渡邊誠一郎教授，神戸大学の中村昭子准教授，コートダジュー
ル天文台のP. Michel博士には，研究に関する実りあるご意見を頂き，感謝いたします．

Res. 74, 6780.