イトカワの岩塊表面に分布する高輝度スポット：年代決定に利用できるか？／竹内，宮本，丸山

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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」

イトカワの岩塊表面に分布する高輝度スポット：年代決定に利用できるか？
竹内 洋人 ，宮本 英昭 ，丸山 智志
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2010年1月19日受領，2010年2月7日受理．

（要旨）小惑星は，一般には衝突と再集積を繰り返すなど様々な進化過程を経ていると考えられるが，こうした過程に関する時間スケールを知ることは容易ではない．小惑星に関連した年代の測定法としては，クレーター数密度に基づく表面年代，同位体分析に基づく放射年代，そして衝突確率と天体サイズで推定される衝突寿命，といったいろいろな年代推定法が存在する．しかしながら，こうして与えられる年代が小惑星の形成年代であるかというと，必ずしもそうではない．そこで，小惑星イトカワの高解像度画像で岩塊表面に発見された高輝度スポットに着目した．高輝度スポットはマイクロクレーターと解釈できる．その数密度から岩塊の暴露年代を求められる可能性があり，小惑星進化を考察する新しい年代の尺度として利用できると考えられる．

1. はじめにできるとされている [5]．しかしこれには問題点も多く指摘されている．例えば地上に落下する可能性が高小惑星とは，太陽系に存在する惑星や衛星以外の比いと考えられる近地球型小惑星は，多くの場合LLコ

較的小さいが塵や隕石よりも大きな天体の中で，揮発ンドライトと類似した分光特性を持つにもかかわらず，性成分が主な構成物ではなく，かつ塵やガスの放出をLLコンドライトは全隕石中のたったの8%でしかない伴わないものと定義されている [1]．小惑星は太陽系[6]．こうした矛盾点に対し，天体表面からの不均一な初期から続く小天体同士の衝突進化によって形成され熱放射によって軌道が変化するというヤルコフスキーたものが多いと考えられるため [2]，太陽系の形成時効果のような小惑星の大きさに依存した作用が，メイにおいて微惑星になりそびれたものや破砕された微惑

ンベルトからの隕石と近地球型小惑星の輸送過程に影星が起源であったとしても，様々な進化過程を経てい響を与えたことが，小惑星の分布を決定するのに大きると考えられる [3]．これには衝突破壊や再集積，熱な役割を果たしたとする説もあれば [6]，例えば宇宙変成だけでなく，太陽風や微小天体の衝突が原因とさ風化による小惑星表面の反射スペクトルの変化やレゴれる宇宙風化作用なども含まれる [4]．

リスの粒径の違いによる見かけ上の変化が原因である

小惑星は多様な組成を持つことが古くから地上観測とする説もある [7,8]．こうした議論は，小惑星の表面で知られており，S型，C型など大きく分けると10種における進化過程を理解することが，小惑星の分布や類程度に分類される．隕石の反射スペクトルを実験室起源を考えるうえで重要であることを強く示している．

で測定することで，こうした地上から得られた小惑星の反射スペクトルと隕石とを対応づけようとする試み

2. 小惑星表面年代の解釈が行われてきた．その結果，S型小惑星は普通コンドライトに，C型小惑星は炭素質コンドライトに，V型小惑星の内部や表層において，具体的にどのような小惑星はエコンドライトに，などと対応付けることが変化が生じているのか明らかにするためには，近距離

1. 東京大学総合研究博物館
take-uchi0515@ninus.ocn.ne.jp

で表面を観測することが求められる．したがって地上観測や隕石の測定だけではなく，探査機によって小24

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

図1： 探査機によって観測された小惑星の最高解像度画像の一覧．横軸は解像度を表しており，右に進むほど高解像度である．ガスプ
イダ，マチルドの画像は比較的低解像度であるがクレーターがはっきりと確認できる．特にイダやマチルドにおいてはクレー
図 1:ラ，探査機によって観測された小惑星の最高解像度画像の一覧．横軸は解像度を表しており，右に進むターが飽和状態になっていると考えられている [8]．フォボスとダイモスの画像は比較的解像度が高く，特にフォボスにおいてはクレーターの周辺に岩塊が分布しているのを確認することができる．エロス，イトカワの画像は他と比較して非常に解像度がほど高解像度である．ガスプラ，イダ，マチルドの画像は比較的低解像度であるがクレーターがはっき高い．エロスでは岩塊があまり見られないが，イトカワでは岩塊が積み重なっており，岩塊の表面形状まではっきりと確認することができる．
りと確認できる．特にイダやマチルドにおいてはクレーターが飽和状態になっていると考えられている[8]．フォボスとダイモスの画像は比較的解像度が高く，特にフォボスにおいてはクレーターの周辺に岩惑星を直接観測することが重要となる．これまでに探そ2千万年から3億年が経過していると求められた [11]．

査機による観測が行われた小惑星は，ガスプラ，イダ，イダやマチルドに至っては，クレーターの形成が飽和

ダクティル，マチルド，ブレイユ，アンネフランク，状態であることから表面は相当古く，およそ10億年以まではっきりと確認することができる．
エロス，イトカワ，シュタインが挙げられる．これに上が経過しているであろうと考えられている [12]．ラ彗星（ボレリー，ビルト2，テンペル1）や捕獲衛星と考ンデブーに成功したためにより高い解像度で撮像するえられるもの（フォボス，ダイモス，ハイペリオン等）ことができたイトカワは，メートルサイズ以上のクレを加えると，一見数多くの天体が観測されたように見ーターの分布が明らかにされており，これからおよそ受けられるが，実際はこうした天体の観測は，ほとん7500万年から数億年という年代が得られている [13]．

ど全てがフライバイ時に行われたものであって，ランここで興味深いのは，こうして求められた年代が何デブーして詳しく調べられた小惑星はS型の近地球小を意味するのかが不明瞭である，という点である．確

惑星であるエロスとイトカワに限られている（図1）．

かに月や火星など固体の地表面を持つ天体に対し，そフライバイで得られた画像の解像度は典型的にはの年代計測手法としてクレーターの数密度と生成率か数10 m/pixel（最高でも4 m/pixel）であったが [9, 10]，ら時間情報を得るクレーター年代学は発達している．

それでも地上観測よりは桁外れに高い解像度であり，しかし上の議論はこれをそのまま小惑星へとあてはめ小惑星の表面にクレーターを確認することができたたものであるため，その解釈は慎重に行うべきである．

ことは重要な進展であった．例えばガスプラは，表少なくともエロスやイトカワにおいては，表面を覆っ面を覆うクレーターの数密度から，その表面はおよているレゴリスが流動しクレーターは消失していると塊が分布しているのを確認することができる．エロス，イトカワの画像は他と比較して非常に解像度が高い．エロスでは岩塊があまり見られないが，イトカワでは岩塊が積み重なっており，岩塊の表面形状

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図2：（A）数cm程度の大きさの小石や岩塊を多数確認することができる．岩が互いに積み重なり，小さな石が大きな岩塊同士のあいだを埋めるように配置されている．白い点は高輝度スポットの位置を示している．また，白い線で縁取られた岩塊は高輝度スポッ（B）はやぶさのタッチダウンが行
図 トをその表面に持つ岩塊であり，高輝度スポットを持たない岩塊は灰色の線で縁取っている．
2: (A) 数 cm 程度の大きさの小石や岩塊を多数確認することができる．岩が互いに積み重なり，小さわれたスムーズテレーン（滑らかな領域）であり，岩塊が少なく，解像度は非常に高いが高輝度スポットはそれほど確認できなかった．
（C）（D）,マッピングした高輝度スポットを拡大したもの．（C）は比較的円に近い形状であるが，一方で（D）は比較的細長いな石が大きな岩塊同士のあいだを埋めるように配置されている．白い点は高輝度スポットの位置を示し形状を示している．ている．また，白い線で縁取られた岩塊は高輝度スポットをその表面に持つ岩塊であり，高輝度スポットを持たない岩塊は灰色の線で縁取っている． (B) はやぶさのタッチダウンが行われたスムーズテレー

考えられているし [14]，同様のプロセスは他の小惑星

カワにおいても，その近日点が 1 AU 以下で地球軌ン(滑らかな領域)であり，岩塊が少なく，解像度は非常に高いが高輝度スポットはそれほど確認できなかにおいても一般的である可能性がある（単に画像解像
道を横切るような軌道を持つことを考慮した衝突寿命度の制約から知られていなかっただけかもしれない）．
は数百万年から数千万年と考えられており [15]，クレった．(C),(D) マッピングした高輝度スポットを拡大したもの．(C)は比較的円に近い形状であるが，一するとその場合，クレーターを利用して求めた年代が方で(D)は比較的細長い形状を示している．

ーターの年代と類似した推定値が得られている．ただどのような意味を持つのかがわかりにくくなってしま

し小惑星はヤルコフスキー効果の影響などもあってそう．の軌道が多分に不確定要素を持っているため [16]，こ小惑星の大きさや軌道などを考慮して小惑星の衝突確率を導くことができるため，これをもとに年代を求れが本当に意味のある年代の推定値であるかどうか，注意する必要がある．

めることができる．例えばガスプラの大きさと軌道か隕石の多くは小惑星が起源と考えられているが，こら，衝突寿命は 2 億年から 10 億年であると見積もら

れらは同位体分析からかなり正確に年代を測定するこれているが [9]，これはクレーターによって予想されとが可能となる場合がある．例えば小惑星ベスタにつた年代と奇妙に調和的である点は注目に値する．イト

いては，ベスタ起源といわれている隕石の同位体分析

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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010を行うことで，ベスタ表面を覆っていると信じられてする（図2）．

いる溶岩流は太陽系形成後300万年以内に形成された

高輝度スポットはハヤブサの取得した22mm/pixelと考えられている [17]．しかし当然のことながら，母以上の高解像度画像において岩塊表面に確認すること天体が明らかとなっている隕石試料は非常に限られてができる．高輝度スポットは多数点在しており，中にいるため，隕石から特定の小惑星の進化過程におけるは画像の輝度やコントラストを調整しなくても確認す年代を明らかにすることは容易ではない．

ることができるものも存在する．これまでに高輝度スポットについて詳しい研究が行われたことは無く，こ3. 高解像度画像の意義の成因については謎とされてきた．私たちは現在，この高輝度スポットの形成起源について統計的な解析をこうした状況を一変しつつあるのが，小惑星探査機

現在試みているが [20]，本稿ではその形態学的な特徴による高い解像度の画像の存在である．エロスで最高について報告する．なお，高輝度スポットはエロス表

11mm/pixel，イトカワで最高 6mm/pixel（図1）の画面の高解像度画像では今のところ確認できていないが，像が得られたことによって，小惑星の地表面を構成しこれはおそらく単にその画像に写る領域に岩塊があまている物質に関する研究が可能になったからである．

り存在していないことが原因であると筆者らは考えてエロスやイトカワの高解像度画像を観察すると，そのいる．

表面は均一の表土で覆われているわけではなく，多数イトカワの表面は起伏に富み [21]，岩塊自身の表面の岩塊が存在していることがわかる [18,19]．この表面が持つ傾斜も異なるため，輝度値は条件によって変化

構造は，これまでマチルドやイダなどから想定されてする．さらに高輝度スポットは比較的円に近い形状のいたものと大きく異なるが，この違いが単に解像度のものもあれば，細長い形状のものもある．そのため輝差異に由来するものか，もしくはエロスやイトカワの度値や形状などに基づいて，自動的に高輝度スポット表面においてのみ確認できる特異な現象であるのかはを判別して抽出することは難しい．そこで私たちは岩よくわかっていない．しかし，センチメートルサイズ塊や周囲の輝度値との相対的な差異に基づいて，手動の大きさの岩片がはっきりと確認できるほど高解像度で丁寧に高輝度スポットを抽出した（図2C, D）．岩塊な画像が得られたことは，以前の探査では行えなかっの輪郭についても，同様に抽出した．その結果，高解た，全く新しい方向性の研究を可能としたと言える．

像度画像からおよそ400個の高輝度スポットを抽出す

さて上に述べた理由から，小惑星について正確な時間ることができたが，そこから明らかになった重要な発情報を取得するのは困難であるが，小惑星表層は常に見は，（1）高輝度スポットの大半は比較的円に近い形宇宙空間に晒されているため，高解像度画像で観察で状を持ち，（2）そのサイズは大きなもので 20 cm を超きる表面に進化の形跡が残されている可能性がある．

えるが，多くは数 cm から 10 cm 程度である，といよって小惑星表層の進化過程の年代を正確に理解するうことである．

ことは，その進化過程を知るうえで重要であると考えところでイトカワはハヤブサに搭載された近赤外線られる．この年代推定に手掛かりを与えそうな形態的分光器NIRSによって分光観測が行われており，その特徴として，イトカワ上の岩塊表面に点在するセンチ吸収帯の特徴からイトカワの表面はカンラン石に富み，メートルサイズの高輝度な箇所が挙げられる．

普通コンドライト（特にLLコンドライト）に類似してイトカワの岩塊には，比較的丸みを帯びたものからいることが分かっている [22]．LLコンドライトに含角張った細長いものまで，さまざまな形態が見られる．

まれるコンドリュールの粒径は1 mm 程度であり，多また岩塊の表面形状も，波打ったように見えるものも種のコンドライトに含まれるコンドリュールのうちあれば，逆に平らに見えるものも存在するなど，多様大きなものでも1 cm に満たないことが知られているである．私たちは，そのような岩塊の表面に，周囲と[23]．高輝度スポットとコンドリュールの大きさの違比較して輝度が高く，一見小さな衝突痕のように見えいから，岩塊表面に露出したコンドリュールが高輝度る点や傷のような箇所が点在していることに注目してスポットとして見えている可能性は低いと考えられる．

いる．これを本研究では高輝度スポットと呼ぶことに私たちの計測によると，解像度が高い画像ほど多く

イトカワの岩塊表面に分布する高輝度スポット：年代決定に利用できるか？／竹内，宮本，丸山の高輝度スポットが確認できた [20]．これは解像度以27[10] Willner. K. et al., 2009, Earth and Planetary Science

下の大きさで高輝度スポットが存在していることを意

Letters, 10.1016/j.epsl.2009.07.033

味しており，その大きさが小さくなるにつれて対応す[11] Veverka. J. et al., 1994, Icarus 107, 2

る高輝度スポットの個数は冪関数的に増加すると考え[12] Chapman. C. R. et al., 1999, Icarus 140, 28られる．月の岩石試料表面に見られるマイクロクレー[13] Michel. P. et al., 2008, Icarus 200, 503ターも同様のサイズ分布を示すことから [24]，上記の[14] Richardson. J. E. et al., 2004, Science 306, 1526

理由も考慮して，高輝度スポットは微小天体や宇宙塵[15] Michel. P and Yoshikawa. M., 2005, Icarus 179, 291の衝突によって形成されたマイクロクレーターである[16] Bottoke Jr. W. F. et al., 2002 Asteroids III, 395と考えられる [20]．

[17] Lugmair. G. W and Shukolyukov. A., 1998,

これは非常に重要な発見であると私たちは考えていGeochimica et Cosmochimica Acta 62, 2863

る．というのは，イトカワの脱出速度は非常に小さく[18] Chapman. C. R. et al., 2002, Icarus 155, 104

およそ10 ～ 20 cm/sであると推定されており [25]，高[19] Yano. H. et al., 2006, Science 312, 1350

輝度スポットが1次クレーター形成時の放出物の落下[20] Takeuchi. H. et al., to be submitted

によって形成された2次クレーターの可能性は低いた[21] Abe. S. et al., 2006, Science 312, 134

め，火星や月などの大きな惑星と異なり小さなクレー[22] Okada. T. et al., 2006, Science 312, 1338

ターであっても年代導出に用いることができる可能性[23] Karla. E. K. et al., 1999, Icarus 141, 96が高いからである．高輝度スポットから得られる年代[24] Schneider. E and Hörz. F., 1974, Icarus 22, 459

は，クレーター年代学や衝突寿命，そして隕石の同位[25] Fujiwara. A. et al., 2006, Science 312, 1330

体分析に基づく年代とは異なった推定値であり，おそらく小惑星の表層における岩石の宇宙空間へ暴露された年代を反映していると考えられる．すると高輝度スポットからの年代導出はこれまでに知られている年代の導出方法を補完するものであり，惑星の形成過程を正確に理解するためのよい手がかりになるものと考えられる．小惑星の表層において高い解像度の画像を取得することは，こうした新しい方向の研究を行う事を可能とするため，今後の探査においても，ここで報告したような数 cm スケール程度のマイクロクレーターを認識できるほど，解像度が高い画像を取得することが重要であると考えられる．

参考文献[1] Dermott. S. F. et al., 2002, AsteroidIII, 423[2] Cheng. A. F., 2004, Icarus, 169, 357[3] Bottke Jr. W. F. et al., 2002, AsteroidIII, 3[4] Hiroi. T. et al., 2006, Nature 443, 56[5] Roig. F. and Gil-Hutton. R., 2006, Icarus 183, 411[6] Vernazza. P. et al., 2008, Nature 454, 858[7] Clark. B. E. et al., 2002, Asteroids III, 585[8] Kitazato. K. et al., 2008, Icarus, 137[9] Sullivan. R. J. et al., 1996, Icarus 120, 119