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日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！
その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラス
DESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜
荒井 朋子1*，小林 正規1，石橋 高1，吉田 二美 2,1，木村 宏1，平井 隆之1，岡本 尚也1，洪 鵬1，山田 学1，和田 浩二1，千秋 博紀1，
秋田谷 洋1，Ralf Srama3，Harald Krüger4，Sean Marshall5，佐々木 晶 6，薮田 ひかる7，石黒 正 晃 8，中村 智樹 9，
大塚 勝仁10,1，渡部 潤一11，伊藤 孝士11,1，大坪 貴文2,1，阿部 新助12，関口 朋彦13，浦川 聖太郎14，廣井 孝弘15，紅山 仁16，諸田 智克16，
橘 省吾16，
三河内 岳16，
松浦 周二17，
伊藤 元雄18，
山口 亮19，野口 高明 20，
中村 メッセンジャー 圭子21，小松 睦美 22，小松 吾郎 23,1，
出村 裕英 24，平田 成 24，金田 英宏 25，柳沢 俊史 26，黒崎 裕久 26，巽 瑛理 27，矢野 創 27，吉川 真 27，尾崎 直哉 27，山本 高行 27，
餅原 義孝 27，徳留 真一郎 27，豊田 裕之 27，西山 和孝 27，今村 裕志 27，高島 建 27

（要旨）深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラス（DE S TI N Y PLUS (＋)）は，理工一体でふたご座流星群母天体である小惑星(3200) Phaet honの高速フライバイ観測に挑む計画である．2025 年度の打ち上げを目指し，現在開発を進めると共に，目標天体Phaet honの地上観測を継続的に行っている．本連載では，DE S TI N Y+ の計画概要，目指すサイエンス，プロジェクト化の経緯，搭載観測装置，地上観測，地上研究や他の探査計画との連携，サイエンス推進に係る活動などを紹介していく．

1. はじめに深 宇宙探 査技 術実 証機デスティニー・プラス（以+

星間ダスト，Phaet hon 周辺ダスト粒子の質量分布，速度，飛来方向，化学組成のその場直接分析を行う．現 在，2025 年度の 打ち上げを目指して開発を

下 DE S T I N Y ）は，開発中の小 型の固体燃 料ロ

進めると共に，フライバイ観測の準備として目標天ケット「イプシロン S」を利用して打ち上げられる小体Phaet honの地上観測を継続的に行っている．本惑 星探 査 計画である．理 工 連 携により，小 惑 星の連載では，ミッション概要，目指すサイエンス，プロ

近傍を通過して観測を行う「フライバイ」探査技術をジェクト化の経緯，搭載観測装置，地上観測，地上獲得し，小天体探査の機会拡大を目指す．工学ミッ

研究や他の探査計画との連携，サイエンス推進に係

ションは I S A Sが，理学ミッションとサイエンスの推る活動などを紹介していく．本 稿では連載第一弾と進は千葉工業大学が中心となり計画を進めている．

してDE S T I N Y＋計画の概要を解説する．

搭載機器の一つであるダストアナライザは，DL Rとの国 際協力でドイツのシュツットガルト大 学 が 開発を行う．理学ミッションでは，ふたご座流星群の母

2. 経緯

天体 である活 動 的 小 惑 星 Phaet honの高速フライ

D E S T I N Y+ は D e m o n s t r a t i o n a n d

バイ撮像を行うと共に，1 au 付近の惑星間ダスト・

E x p e r i m e n t o f S p a c e Te c h n o l o g y f o r

1.千葉工業大学，2.産業医科大学，3.Universität Stuttgart，
4 . M a x P l a n c k I n s t i t u t e，5 . U n i v e r s i t y o f C e n t r a l
Florida，6.大阪大学，7.広島大学，8.ソウル大学，9.東北大学，10.東京流星観測網，11.国立天文台，12.日本大学, 13.北海道教育大学，14.日本スペースガード協会，15. Brown University，
16. 東京大学，17.関西学院大学，18.海洋研究開発機構，19.国立極地研究所, 20.京都大学，21.Exploration Laboratories，
22.埼玉県立大学，23.Università d 'Annunzio，24.会津大学，
25.名古屋大学，26.JAXA調布航空宇宙センター，27.JAXA宇宙科学研究所
tomoko.arai@it- chiba .ac.jp

I Nter pla net a r y voYage wit h Phaet hon f Lyby
a nd dUst S cienceの略称で，前半が工学ミッショ
ンの目的 である「深 宇 宙 探 査 技 術 の 実 証 実 験 」，
w it h 以降の後半は理学ミッションの目的である「小惑 星 (3200) Phaet hon（ フェートンまたはファエトンと呼ばれる）のフライバイ及びダストサイエンス」を表す．その名の通り，工学実証機に理学観測が相乗りする形で実現した理 工一体ミッションである．理学
ミッションは，2010 年度に日本惑星科学会で行われ

新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 35

図1：DESTINY+プロジェクトのスケジュール．

た「月惑星探 査 来る10 年 検 討」
（ 以下，
「来る10 年 検

5月1日にプロジェクト化された．2022 年12月に基本討」）の公募 [ 1]に応募した「小 惑 星 Phaet hon 探 査

設計審査を通過し，現在は詳細設計を進めている．

提案」[2] が基となっており，日本惑星科学会からの2022 年10月12日のイプシロン6号 機 失 敗 及び 2023

ボトムアップ提案がプロジェクト化した初めてのケー

年7月14日に発生したイプシロンSロケット第2 段エンスである．トップサイエンスを抽出する第一段 階でジンの地上燃焼試験事故を踏まえて開発スケジュー

は，小惑星探査パネルで高い評価を得るも，フラッルを見直し，2023 年10月27日の宇宙政策委員会宇グシップミッション（中型計画）向きではないという

宙科学・探査小委員会において，DE S T I N Y+ の打理由から第二段階の選定から外れた[ 3]．その後も，上げを2024 年度から2025 年度に変更する方針が提国内外の理工関係者と議論を重ね，助言や協力を

示された
（図１）．

得ながら，探査実現の機会を独自に模索し続けた．
提案当初はサンプルリターンを目指していたが，技術的実現性を考慮してフライバイに変更した．フラ3. ミッションの目的と目標

イバイでも天体表 層物質の化学組 成情報が 欲しい

DE S T I N Y＋の理工共通の目的は，小惑星の近傍

ので，ダストの化学組成をその場で直接分析可能なを通過して観測を行う「フライバイ」探査技術を獲得

ダストアナライザの開発実績のあるドイツチームと協し，小天体探査の機会拡大を目指すことである．工議の上，ダストアナライザの搭載を決めた．また，工学ミッションと理学のミッションの目的と目標を表１

学ミッションへの相乗り可能性を探り，2011年度にに示す．以下にそれぞれのミッションの目的・目標設

設 立され た DE S T I N Y ワーキンググル ープ にオブ

定の背景と根拠を示す．

ザーバとして参加した．本計画の前身となる工学実証ミッション提案 DE S T I N Yの理学 活用例の一つ

3.1工学ミッションの目的と目標

として，I S A S の「2013 年度イプシロン 搭 載 宇 宙 科

宇宙科学研究所が宇宙科学・探査計画をまとめた

学ミッション」の提案 募集に応募したが，最終審査

宇宙科学・探査ロードマップ（2013年制定，2019年改で不 採 択となった．その後，Phaet honフライバイ訂）[4]は，基本となる考え方として以下に示す「具体を理学ミッションに加えた理 工一体ミッション提案

的な進め方」が提案されている．

+

DE S T I N Y として，I S A Sの「2015 年度公募型小型

1. イプシロンロケットを活用して地球周回軌道から

計画2 号機 」の提案募集に再応募し，2017年 8月に選のサイエンスを適正規模のミッションでタイムリーに定された．その後も，X 線天文衛星「ひとみ」の事故実現する一方，衛星探査機の小型化・高度化技術などの影響による審査の延期や提案の見直しで生じたコの工学課題の突破から惑星探査への展開も図る．

スト・重量増加問題を乗り越え，2020 年 6月1日にプ

2. 太陽系探査科学分野は，小天体探査から惑星科

リプロジェクト化（プロジェクトの前段階），2021年

学を推 進することにおける世界でのリーダーシップ

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表1a：工学ミッションの目的と目標（DESTINY＋ミッション要求書からの抜粋）．

（DESTINY＋ミッション要求書からの抜粋）．
表1b：理学ミッションの目的と目標

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 37

を意識しつつ，工学課題克服・技術獲得と連携しつイ探査と同様の手法となるため，千載一遇の機会をつ大型ミッションによる本格探査に備える．

捉える技 術ともなる．DE S T I N Y+ では，電波光 学+

上記提案を踏まえ，DE S T I N Y では宇宙工学を

複合航法・誘導・制御による近接フライバイ及び機上先導する航行・探査技術を獲得して，次世代の深宇

ベースの光学情報に基づく自律追尾撮像による高分

宙ミッションの発展に資することをミッションの目的

解能クローズアップ観測を相対速度の大きな高速フとする．この目的を実現するために目指す2 つのミッライバイで実現し，これを複数の小天体に対し実施

ション目標を以下に示す．

するマルチ・フライバイを目指す．
上記の目標達成のため，高度な軌道変換技術，地(1) 電気推進航行技術の発展

球周回軌道上でのイオンエンジン運転，それを可能

比推力の高い電気推進は，探査機自身に大きな増にする高出力密度の薄膜軽量 S A Pや先進的熱制御

速能力を要求するミッションにおいて有効であり，遠といった新規技術を実証し，イプシロンSロケットを方の天体への到達・往復が必要なミッションでの活活用した低コスト・高頻度な深宇宙探査を可能にす用が見込まれる．はやぶさ1, 2で実績を積み重ねてるプラットフォーム実現する．また，「 ひさき」「 あらせ」

きたμ10イオンエンジンの能力を充分に活用するたの小型衛星標準バス，はやぶさ，はやぶさ2のイオン

めには，惑星周回や月スイングバイ・太陽潮汐力と電エンジンのヘリテージを有効活用し，メーカ選定か気推進軌道変換を組み合わせた高度な軌道計画・航ら打ち上げまで4 年間の短期開発を実現する．

法技術の獲得や，電気推進運転中の運用性向上が必要である．DE S T I N Y+ では従来の電気推進航行

3. 2 理学ミッションの目的と目標機の航行能力を高め，惑星周回軌道上で電気推進

年間４万トンを超える塵（ダスト）が地球外から地航行 が 可能な高性能電気推 進航行機を実 現する．

表に供給されている[ 5]．それらの分析結果からダス

電気推進を用いた高度な軌道変 換による地球圏脱トには，一般的に炭素や有機物が含まれ [6]，それら

出と，電気推進運転中の運用性向上が達成されれの量は炭素質隕石の数倍以上であることがわかってば，中型計画による小惑星探査や月・惑星探査，小きた [ 7]．小惑星や彗星が地球に衝突した場合，地型計画や相乗り打ち上げによる深宇宙探査に至るま

表への供給質量はダストに比べ圧倒的に大きいが，で電気推進活用範囲が広がり，様々な応用ミッショ

大気摩擦による減速が効かず，地表激突時に生じるンが可能になる．また，その過程で開発・実証される

高温により有機物の大部分が分 解してしまう．その様々な先端要素技術（薄膜軽量太陽電池パドル，先ため，大気摩擦により効率的に減速するダストは有端的熱制御デバイス，スパイラル軌道上昇，機器の機物供給に有利であると理論研究も示している[8]．

小型化・高性能化）も，様々な形で多方面に応用可能

以上から地球外有機 物の持ち込みに最も寄与するである．

輸送媒体はダストであると考えられている．近年，地球外由来の炭素や有機物が地球生命の前駆物質に(2) フライバイ探査技術の獲得なりうるという仮説検証を目指し，惑星科学や天文

従来フライバイ探査は，誘導精度や観測方向変化学において分 野横断的な手法でダスト研究が 精力率の制約から近接観測が困難な天体に対し，限られ的に進められている．DE S T I N Y の理 学ミッショ

た時間で低分解能の観測しかできない，ランデブー

ンは，地球に飛来するダストに着目し，上記の仮説

探査の前段階の最低限の探査手法とされていた．し検 証のため「地 球 生命の前駆 物質の可能 性がある

かし，先 進 的なフライバイ探 査技 術の 獲 得により，地球外からの炭素や有機 物の主要供給源と考えら

惑星・小天体探査の質と量の拡大ができれば，小型れる地球飛来ダスト及びその母天体の実態解明」を計画や他ミッションへの相乗り等，多様な探査機会

目指し，以下の二つの目的と目標を設定する．なお，の活用が可能となり，今後の惑星・小天体探査におこれらの目的を掲げるDE STI N Y+ は，はやぶさ2やいて有効な手段となり得る．また，太陽系内外におM M Xを含むI SASの小天体探査戦略の一翼を担う．

ける未知の小天体との遭遇による観測は，フライバ+

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日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

(1) 地球飛来ダストの実態解明性のある天体としては最大 級である．大きい軌道離一つ目の目的は，惑星間空間における地球飛来ダ

心率と軌道傾斜角を持ち，近日点距離が 0.14 auとストの物理特性（速度、到来方向、質量分布）及び化小さい．近日点付近では小惑星の表面は1000 K 以

学特性を明らかにし、地球飛来ダストの実態を解明

上に加熱され，太陽回帰毎に増光と尾の出現が観測することである．探 査機が地球からPhaet honへ向されている[ 10 -12]．このようにPhaet honは彗星とかう経路は，ダストが地球に飛来する経路の逆方向

小惑星の特 徴を併せ持つため，活動的小惑星に分に相当する．探査機は，地球低軌道へ打ち上げられ類される．これまで地上望遠鏡や宇宙望遠鏡によりた後，地球スパイラル軌道を徐々に高度を上げ月ま様々な観測が行われたが，Phaet honからのダストで到達する．月をスイングバイし，地球圏脱出後は惑

放出メカニズムは諸説あり，地球からの点光源での星間空間を航行し，ふたご座流星群のダストトレイル

観測データからは未だその実態はよくわかっていなを経て，母天体であるPhaet honに到達する．探査い．DE S T I N Y＋では Phaet honを空間分 解して天機は地球へのダストの輸送経路を遡りながら，その体形状，表層地形および物質分布を観測し，太陽に場でダスト粒子の物理特性（速度，到来方向，質量焙られた活動的小 惑 星からのダスト放出機 構の解分布）及び化学組成を継続的に観測する．惑星間空明を目指す．

間でダストをその場直接分析することで，大気圏突入時の加熱の影 響を受けない真のダストの化学 特性の情報が得られる．また，Phaet honに到着するまでの 惑 星 間空 間やダストトレイルとPhaet hon 近

4. DESTINY+ が取り組む三つの理学課題

傍でのダストの観測データを比較することで，流星ダストという媒 体により地球にもたらされる有機群母天体から放出したダストが地球に飛来するまで物や炭素の供給源は，スノーライン外側で生まれたに，物理化学特性にどのような違いが生じるのか調

始原的小天体であり，地球を生命居住可能環境にすべることができる．得られたデータから，惑星間ダス

るために必要な水，有機物，揮発性物質を豊富に含トの粒子毎の由来理解と，太陽系に流入する星間ダ

む．始原天体は太陽系初期に形成後，太陽系におけストの化学組成の理解を目指す．

る位置，軌道，天体サイズなどに応じて進化し，彗星から始原的小惑星という多様性を持つに至った．楕(2)地 球飛 来ダストの特定供 給 源である流星群母円軌道を持つ彗星は，太陽接近時に太陽加熱により天体の実態解明

水氷や揮発 性物質が昇華することでガスを放出し，二つ目の目的は、流 星群母天体である活動的小それに伴い表層のダストも放出する．放出されたダス惑星におけるダストの生成・放出機構を明らかにし，トのうち，サイズが数ミクロン以下のものは，太陽輻

地 球 へのダスト供給 機 構に係る新たな知見を得る

射圧の影響を受け，彗星の軌道から外れ，惑星間空ことである．また，太陽近傍で著しく加熱された小間に供給される．惑星間空間を漂うダスト（以下，惑

惑星の地形と地質を明らかにすることである．流星

星間ダスト）は黄道面（地 球などの惑 星が太 陽を公

群ダストは，地 球の軌 道と交 差する軌 道を持 つ 彗

転する軌道面）に沿って公転しながら太陽の重力に星や小惑星から放出されたダストが，それらの天体より，徐々に太陽に落ちていく．その途中で地球周の軌 道に沿って帯状に分布したダストトレイルを経辺を通過するダストは地球重力により地球に飛来す

由して地球に飛来する．そのため，流 星群ダストのる（図2の①の経路）．これらのダストには太陽系の由来天体（流星群母天体と呼ぶ）は，地球に有機物

様々な始原天体由来のダストが含まれる．

や炭素を含むダストを供給する天体として重要な研+もう一つの経路は流星群のダストトレイル経由で究 対 象である．DE S T I N Y の目標 天 体 である 小ある（図2の②の経路）．流星群とは，地球軌道と交惑 星 Phaet honは，三大 流 星群の一つであるふた差する軌道を持つ彗星や小惑星から放出した数百ミ

ご座流星群の母天体である[ 9]．諸 元を表 6に示す．

クロンサイズ以上のダストがその天体の軌道に沿っ

Phaet honの直径は約6 ㎞で，地球に衝突する可能て帯状に分布するダストトレイルを地球が通 過する新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 39

図2：地球に飛来するダストの輸送経路．

際に多量の流星が観測される現象である．数百ミク

流 星観測（M E T E OR）[ 13] など多 岐 に渡る．黄道

ロン以上のダストは，地球大気圏を通過する際に高面に広がった惑星間ダストが太陽光を反射して見え

温高圧のプラズマ状 態となり発 光するため流星としる黄 道 光 の 低 いアルベド ( 0. 06±0. 01) か ら90 ％ がて観測される．これらのダストは供給源の天体が特彗星からの寄与であるという説 [ 14] や軌道モデル

定されている点で 科学的意義 が 非常に高い．流 星

計 算からは彗 星寄 与が 25％以下とする説 [ 15] あ

群の母天体は一般的に彗星であるが，ふたご座やしるいは成層圏で回収された惑星間ダストのHe 濃 度

ぶんぎ座流 星群のように小惑星由来のものもある．

分析結果から小惑星と彗星の寄与度は同程度する

DE S T I N Y+ は，地球飛来ダストの輸送経路に着目

説 [ 16] など，I DP への彗星，小惑星の寄与度や全し，次の三つの理学課題に取り組む．

体像は現状不明である．また，航空機により成層圏で回収されたI DP サンプルの内，彗星由来とされる(a) 惑星間ダストの全体像及び粒子毎の由来制約

Porous , a n hyd rous I DPと小 惑 星 由 来とされ る

惑星間ダスト（I DP）は不特定多数の始原天体由

Smo ot h , hyd rous I DPの量比はよくわかっていな

来 のダストの 混 合 である．これまでもI DP の 全 体

い．DE S T I N Y+ では，惑星間空間でI DPのその場像理解を目指し，様々な手法で研究が進められてき直接分析を行い、粒子毎の軌道特性と化学組成のた．地 上回収 試 料（南 極 氷 床コア， 海 底 堆 積 物），

両方の情報を得ることで由来に制約を与える．また，成層圏回収試料（航空機，気球），地球周回軌道で成層圏で回収された惑星間ダストや地上で回収されの回収試料（たんぽぽ），サンプルリターンによる彗

る南極微隕石はサイズによって大気圏突入時の加熱

星ダスト試 料 の 地 上分 析（米 国 スターダスト）， 地の影響を受けているが，DE S T I N Y＋では，惑星間球 周 回 軌 道 で の 長 期ダストカウント（L DEF）， 地

空間でのI DPのその場分析により，地球大気圏突入

上 望 遠 鏡あるいは 地 球 周回 衛星 搭 載 観 測 装置にのバイアス無しの地 球 飛 来ダストの物理 化 学 特 性

よる黄道光の可視 赤 外 線 観 測（Wi za rd，C OBE /が得られる．

DI R BE， あかり， あか つき，W I S E，H E L IO S，
S M E I），そして地上あるいは地球周回軌道からの40

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

表2：DESTINY＋探査機システム仕様の概要．

(b) 1auに流入する星間ダストの化学組成の調査のものもある．彗星と小惑星のそれぞれの特徴を合I DPの中には5％程度の存在度で星間由来のダス

わせ持つような天体（メインベルト彗星，枯渇あるいトが 存在することがわかっている．これまでの探 査

は休眠彗星及び活動的小惑星）の発見が相次ぎ，軌で，H EL IO S , GA L I L EO, U LYS S E S , CA S S I N I

道 進化や物質進化などの進化度合いに応じて段階

ミッションでもダストアナライザによって星間ダスト的な天体の存在が明らかになってきた．Phaet honが観測されている．一般的にダストサイズは 1ミクロは炭素質( B 型 ) の地球近傍小惑星であるが [ 19 他]，

ン以下で，I DPに比べると小さい．ローカルな星間雲

太 陽 回 帰 毎に増 光と尾 が出 現し [ 10 -12] ， ダストの赤外線観測では，ダスト成分もガス成分も C，N，トレイルも観 測されている[20, 21]．太 陽 観 測 衛星

O に富み，ダスト成分の約40％は有機物だと推定

S T E R E O 搭載の可視カメラで観測された増光と尾されている[ 17]．一方，土星探査機 Ca s si n i 搭載のの出現は当初，少量のダスト放出に起因すると考えC o sm ic D ust A na lyzer (CDA) で観測された36られていたが [ 10 -12]，太陽観測衛星S OHO 搭載の個の星間ダストの組成はケイ酸塩鉱物のみで，有機分光カメラの観測により，Na 原子の放出によること

物は検出されていない [ 18]．ローカルな星間雲が 有が明らかになった [22] .また、直径約1 kmの小惑星

機物に富むのに対し，太陽系内で観測された星間ダ

2005U Dは，Phaethonから分裂したと考えられておストに有機物が検出されていないことは大きな問題

り[23]，Phaethon自身は小惑星帯にある太陽系最大となっている．存在頻度が低いため，これまでの探のメインベルト小惑星(2) パラスから分裂した可能性

査では統計的な議論 をするのに十分なサンプル数が示唆されている[24]．

を確保できていない．DE S T I N Y＋では2年間以上に地 上 望遠 鏡や宇宙 望遠 鏡 観測の点光源データ

及ぶ惑星間航行中に継続的にダストを観測し，1 au

からは，Phaet honのダスト放 出 機 構 や小 惑 星のまで入り込む比較的大きいサイズの星間ダストの物

分裂機構を理 解することは難しい．ダスト放出機構

理化学特性をその場分析し，太陽系内の星間ダストの可能性として，揮発 性物質（ナトリウムなど）の昇の有機物や炭素の有無や存在度の明らかにすること

華に伴うダスト噴出 [25]，熱歪みによるひび割れ含を目指す．

水 鉱物の加熱 脱 水に生じたダストの太 陽輻射圧による放 出 [26]， 静電 力をドライバとしたダスト放 出(c) 活動的小惑星からのダスト放出機構の理解[27] , 高速回転によるダスト放出，などが考えられ近年の地 上 望 遠 鏡やハッブル望 遠 鏡 観 測では，る．Phaet honの自転周期は3. 6 時間であり，直径 5 -小惑星軌道を持つ彗星や彗星活動を見せる小惑星

６k mの天体としてはやや速い[28, 29]．短周期( 1.4が小惑星帯で発見され，小惑星表面に氷や有機物が年)で太陽回帰するため，YOR P 効果の影響で自転見つかっている．一般的には彗星起源である流星群

がさらに加速された場合，高速回転による分裂やダの中には，ふたご座流星群のように母天体が小惑星

スト放出が起こりうる．高速回転を繰り返した場合，

新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 41

図3：イプシロンSロケットに搭載されるDESTINY＋探査機及びキックステージ（図：JAXA）．

赤道方向に扁平した形状になる．

smart, superior, serviceの 複 数の意 味 が 含まれまた，ふたご座流星群の発光 輝線の地上分光観る．DE S T I N Y+ 探査機の仕様を表 2に，探査機外

測から太陽組成に対してナトリウムの枯渇が報告さ

観を図 4に示す．高性能深宇宙航行機を実現するたれている[ 30, 31]．また，ふたご座流星群のダスト密めの電気推進系は，機体下部に搭載され，総増速量-3

度が他の流星群に比べ非常に高い(約2. 6 g cm )こ

4 k m /s 以上，最大推力40 m Nを実現する[ 39]．シとが示唆されている[ 32]．ふたご座流 星群ダストあ

ステムの総質量としては「はやぶさ2」から2 割の軽量

るいは母天体表 層が太陽加熱あるいは他の熱源に化を目指す一方で，宇宙航行能力（増速量）の倍増をよる加熱の影響でNa 濃度に不均質が生じた可能性

目指している．電気推進系を運転するために必要ながある [ 33, 34]．Phaet honの自転軸が大きく傾い

大電力は，薄膜軽量太陽電池パドル（出力/質量比ていることにより南北半球表層での太陽加熱度の差

約100 W/ kg）により確保する[40]．太陽電池パドル

異 [ 35]やそれに起因する粒度の差異 [ 36]も示唆され展開時の全長は約9.1 m，スパイラル軌道上でも継続ている．近日点付近で南半球や低 緯度地 域での急的に電力を確保し，電気推進系の運転を可能にする

激な温 度 変化に伴うナトリウム昇華がドライバとな

ため一軸回転が可能である．

りダスト放出が 起こるモデルも提案されている[25,27] . DE S T I N Y＋ではPhaet honの天体形状，表層地形および地形に伴う物質分布を観測しダスト放出

6. 観測機器機構解明の手がかりを得る．また，Phaet hon 周辺

理学ミッション目的と目標を達成するための観測のダストの化学組成をその場直接分析し，ナトリウ

は，ダスト粒子毎の物理化学 特 性を直接分析する

ムの濃度や不均質有無を調べる．

ダストアナライザ「 D E S T I N Y+ D u s t A n a l y z e r+

5. DESTINY の探査機システム
概要( DDA)」，小惑星望遠モノクロカメラ「Telescopic
Ca mera for Phaet hon (T CA P)」, 可視近赤外マル
チバンドカメラ「Mu lt iba nd Ca mera for Phaet hon( MCA P )」の三つの機 器で 行う（図 5)．T CA P及び

DE S T I N Y+ 探 査 機 は イプシロン S ロケ ット で

MCA Pの開発は千葉工大が，DDAの開発はドイツ

打 ち 上 げ ら れ る [ 37, 38]．S に は synergy, speed,のシュツットガルト大学が中心となり進めている．

42

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

図4：DESTINY＋探査機の外観図 (図提供:JAXA, カシカガク)．

LGA: 低利得アンテナ，MGA: 中利得アンテナ，RTP: 可逆展開ラジエータ, STT: スタートラッカ．
TCAP: 惑星追尾望遠カメラ, MCAP: マルチバンドカメラ，DDA: ダストアナライザ.

図5：理学観測装置．

見が得られると共に，太陽光により著しく加熱を受け(1) カメラ+DE S T I N Y 探 査 機 が Phaet hon を 最 接 近 距た小惑星の様相が世界で初めて明らかになる．

離 500±50 k mで相 対速 度 秒 速 36 kmで高速フライバイする際，TCA PとMCA P の 二 台 のカメラで(1-1) TC A P

Phaethonの観測を行う．それぞれの簡単な仕様を

T CA P は 可 視 波 長 域 の モノクロ 追 尾 望 遠 カメ

表 3に示す．図6にPhaethonフライバイ時の理学 撮ラである．Phaet honを追 尾しながら， ライトカー

像シーケンスの概要を示す．TCA Pによる詳細地形

ブ，日照域の3 次 元 形 状やローカルな詳 細地形を，観測と MCA Pによる表層の反射スペクトル観測によPhaet hon か ら の 距 離 に 応じて 観 測 する ( 図 6)．

り，Phaethonからのダスト生成・放出機構に係る知T CA Pは最 接 近の 約 7. 5 時間前（自転 周期3. 6 時間

新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 43
表3：TCAPおよびMCAPの仕様．

図6：Phaethonフライバイ時の撮像プロファイル．

の約2倍の時間）から，Phaet honを空間分解して撮とは，技術的な挑戦である．このワンチャンスの挑像が可能になる．最接近フライバイ時は，幅広い太戦的観測を確実に成功させるため，追尾撮像シミュ

陽位相角で最高空間解像度約3. 5 m /ピクセルで表レーション検討 [43]，隕石を用いた模擬撮像試験や層の 地 形を観 測 する[41]．Phaet honのフライバイ

地上・機上校 正計画の検討 [44]を鋭意進めている．

観測時の視 線方向の相対角速度が 4 deg /s 以上とT CA P はフライバイ観 測 実 現 に必 要 な Phaet hon

大きく，探査機の姿勢のみによる追尾が困難であるの検出および同定，相対軌道制御のための光学航ため，1軸の追尾機構（駆動鏡）を持つ[42] . 高速で法，Phaet honの自律追尾撮像のためのオンボード

通 過するPhaet honを自動追尾により，できるだけ光学航法への画像情報の提 供も行う衛星バス機器

長い時間カメラの視野に入れ，ブレずに撮像するこの機能も有する．T CA P 画像を用いた光 学 電波複44

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024
表4：DDAの性能．

合航法により，最接近 500 k mの高速フライバイを(2) D DA実現する．地心距離 0. 32 auの地点におけるフライバ

DDAは衝突電離型のダスト検出器と陽イオン型の

イでは往復伝播遅延が 5 分強あるため自律機能によ

飛行時間型質量分析計（T OF- M S）が一体となったる撮像が必須である. 最接近7. 5時間前までにT CM

観測装置で，米国の土星探査機カッシーニに搭載さ（軌道修正）を終了し，自動制御へ移行する．

れたダストアナライザ（CDA:Cosmic Dust Analyzer）の改良版である [46]．数10 nmから数10 μmのサイズ(1-2) M C A Pのダスト粒子毎の質量，速度，飛来方向，化学組成を

MCA Pは可視から近赤外にかけての観測波長を直接分析することが可能である（表4）. フライバイ探持つマルチバンドカメラである．Phaet hon日照域の査では表 層の物質回収や天体表 層に着陸して分析

物質 観 測を実 施 する．MCA Pは Phaet hon から約はできない．その代替 手段として，Phaet hon 周辺

1000 k mの距離で約40 m /ピクセルという空間分解に漂うダストをDDAの衝突電離による質量分析で，能で，可視域の4 波長（425, 550, 700, 850 n m）でPhaet hon表層物質の情報が得られることが期待さ

天体表面の反射分光特性を測定し，スペクトルの傾れる．

きや形 状から表面の物質分布を調べる[41]．高速フ

衝突電離型のT OF- M Sでは，センサー内のター

ライバイのため，フィルターホイールを用いた時間差

ゲット板にダスト粒子が衝突した時のエネルギーにで異なる波長の観測ができないため，複眼式の光学よって加熱されたダスト粒子物質が 高温のプラズマ系により複数の波長を同時に観測する．MCA Pのスになり，衝突した部分のターゲット板の物質と一緒

ペクトルデータとT CA P のグローバル及びローカルになってクラスタ分子イオンとなったものを加速してな詳細地形データの統合解析により，地上望遠鏡観T OF- M S 分析を行って質量分析を行う．衝突速度測が示す自転位相によるスペクトル不均質 [ 19，45なにもよるが，有機分子や微量元素から主要元素まで

ど ]の原因解明を目指す．

の化学組成の分析が 可能である．二軸制御可能な新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 45

図7：DESTINY＋探査機のミッションプロファイル．

ジンバルを有するため，太陽系に流入する星間ダスト

校 正実 験に用いる静電加速器のシュツットガルト大の到来方向にセンサーを向けた観測が 可能であり，学への移設が完了し，日独の共同チームによる地上センサー劣化防止のためセンサー面への太 陽光 入

校正準備が進められている [48] ．

射を防ぐことができる．
ダスト粒子毎の軌道情報（速度及び飛来方向）から，飛来方向が予測される太陽系に流入する星間ダ
ストと惑星間ダストの区別を行い，惑星間ダストの粒

7. ミッションプロファイルと運用フェーズ子毎の由来（小惑星または彗星）を大まかに判別し，

DE S T I N Y+ 探 査 機 は イプシロン S ロケ ット とさらにそれらのバルク化学組成情報に基づき，構成

キックステージで地球周回長楕円軌道（230 k m ×

鉱物や有機物の有無や組成を推定し，軌道情報に

37000 k m）へ打ち上げられた後，「はやぶさ2」の技基づく由来判別の検証とさらなる由来への制約を目術を継 承したイオンエンジンを使 い，約1年 半かけ指す [47]．

て地球を周回しながら徐々に高度を上げ，約半年でDDAの観測データの解釈には地上校正が極めて数回の月スイングバイにより地球 重力作用圏を脱出不可欠である．DDAの質量分析では，探 査機上でした後，Phaet honに向かう軌道に遷移し，さらに高速衝突電離したイオンを観測する．衝突電離とい

約1年かけて Phaet honに接 近 する
（図7）[49, 50]．

う現 象を地 上で模 擬するために加速器は不 可欠でPhaet honの軌 道は離心 率と軌 道傾 斜角が大きいある．また，DDAが観測するのは，複数の鉱物種やため，地球軌道との相対速度が大きく，サンプルリ

有機分子から構成されるダスト粒子である．DDAのターンやランデブーが 困難である．そのためフライ観測で得られるダスト粒子のバルクの質量スペクトバイが実現可能な探 査手段となる．Phaet honの軌

ルから，含まれる鉱物種や有機分子種を推定するた

道周期は約1.4 年であり，1.4 年毎に地球軌道近傍をめには，予め地上でダストに含まれる可能性のある通 過 する．フライバイは Phaet honの降 交 点（2028

既知の組成を持つ模擬微 粒子を使い，加速器を用

年1月フライバイの場合、地心距離約 0. 32 au , 日心

いて装置に衝突させるなどして，端成分の質量スペク

距離約 0. 91 au）で行う．黄道面内にいる状態で，地トルを取得しておく必要がある．2023 年現在，地上

球出発後に地球とは位相をずらし，Phaet honと降46

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

表5：DESTINY+ の各運用フェーズにおけるイベント．

交 点で会合できるようにタイミングを計る[49, 50]．

は，月スイングバイ後の惑星間を航行するフェーズ４

Phaet honのフライバイ完了後，エクストラミッション

及び Phaet honフライバイを行うフェーズ5で 行う．

としてPhaet honから分裂した可能性がある小惑星

フェーズ2の地球周回スパイラル軌道 上昇 期間及び2005U D や他の小天体のフライバイ計画も検 討してフェーズ3の月スイングバイ期間中は，探査機の運用いる [49, 50]．

に支 障のない範囲でカメラの機 上校 正のための撮

Phaet honフライバイ時の最接近 距離は500 k m±50 k mである．500 k mはT CA PによりPhaet hon
がぶれずに追尾撮像が可能であり，かつPhaet hon
由来のダストが観測できる可能性があるという両方の条件を満足する最小距離である．Phaet honから
500 k mの距離におけるPhaet hon由来のダスト観像やダストアナライザによるI DP，月由来ダストや人工微小デブリの観測を行う計画である．

8. 目標天体Phaethonの事前理解のための地上観測の重要性

測個数の見積もりは，探査機が Phaet honをフライ

Phaet honは科学的意義の高さと特異な性質からバイする 日心 距 離 1au 付近では Phaet honはダス

太陽系で最も観測されている小惑星である．1983 年

ト放出していないという観測結果を踏まえ[ 51- 53]，

10月11日に赤外天文衛星 I R A Sにより発見されて以Phaet hon表 層への微 隕石衝突によるイジェクタク

来，世界中の地上望遠鏡や宇宙望遠鏡により観測

ラウドに起因するダストのみが存在すると仮定した．

され，DE S T I N Y+ の観測目標天体となってからはその結果，Phaet honの表層状態に大きく依存する

さらに活発に観測されている．最 新の諸 元を表 6にが，数個 ( 直径 600 n mのダスト)から数 100 個 ( 直径示す．DE S T I N Y+ の高速フライバイ中に，ほぼ自動

100 n mのダスト) のPhaet hon由来のダストが 存在

観測で行う一発勝負のミッションを成功させるためすると見積もられている[ 54] .

には，事前に地上から探査標的天体をできる限り詳

各運用フェーズで実施するイベントを表 5に示す．

細に観測することは重要である．2017年12月16日にPhaet hon 観 測データのダウンリンクが 完了する地

Phaet honは地球から約1000万 k m（0. 07 au）の距

球スイングバイ
（表 5のフェーズ6）までをノミナルミッ

離まで接近した．これほど地球に接近したのは1974

ション期間とする．ミッション要求に係る理学 観測

年以来であり、次の接近機会は2093 年である．この新連載：太陽の子・塵の母「Phaethon」をフライバイ！その1 〜深宇宙探査技術実証機デスティニー・プラスDESTINY PLUSの計画概要とサイエンス〜／荒井，他 47

図8：Phaethonの最新形状モデル（2023年3月3日時点）
Sean Marshall作成．
6.4 × 6.1 × 4.6 km, vol. equiv. 5.05 km (dia.)

千載一遇の機 会に世界中で多くの観測が行われた

者は直径 4. 6 k m），それにより天体表面の反射率の[ 55, 56]．測光観測や分光観測からは自転周期や反推定誤差が大きいことが課題として残った．天体の射スペクトルが精度よく求められた [45, 57- 61]．ま真の大きさと形を直接知る方法として，小惑星によるた，偏光観測から，Phaet honが太陽系天体の中で恒星食の観測がある．一般的にPhaet honのような最大の直線偏光度を持つことが明らかになった[62-小さいサイズの小惑星では，軌道決定精度が十分で67]．世界最大 級の電波望遠鏡である米国のアレシないために恒星食の予報精度が悪いが，Phaet hon

ボ天文台のレーダ観測により，天体の形状や表面のの場合は2017年の地球接近時に多くの観測が行わ

地形の情報が得られ、南北半球に1-2 k mサイズのれたことで，軌道決定精度が著しく向上した．さら陥没地形が存在することがわかった [68]．さらにアに，最近，E S Aの位置天文衛星Ga iaにより恒星のレシボの観測データを用いて3 次元形 状モデルが得位置もこれまで以上の精度で決定され，これらの相られ，はやぶさ2の目標天体であるリュウグウや米国

乗 効 果で Phaet honによる恒 星食の 予 報 がこれまの小惑星探 査機オサイリス・レックスが探 査中のベ

でにない精度で出された．2019 年7月29日にアメリンヌと同様に，Phaet honは赤道一帯が盛り上がっ

カ南西部で観測された Phaet honによる7等星の食たコマ型の形をしていることがわかった [69]．１ au

は，NA S Aや米国の天文家及び 研究者の協力によ付近でのPhaet honからのダスト放出有無を調べる

り歴史 的成 功を収め [ 71]，10月16日には日本でもため，ハッブル宇宙望遠鏡による可視観測やVer y

Phaet honによる11等星の恒星食の観測に成功した

L a rge Telescopeによる熱 赤 外 観 測 が 行 われた[ 72]．その結果，アレシボの観測から推定された天が，ダストの放出は確認されなかった [ 38- 40] .

体サイズより6％小さく修正された [ 73]．

アレシボのレーダ観測と米国の赤外 線 探 査衛星

一方，最 新の推定 天体サイズには依 然として10 -N E OW I S Eの観測から求められた天体サイズ [ 70]20％の不定性があり，それによりPhaet honの反射に比較的大きな開きがあり（前者は直径 6.1 k m，後率にも同程 度の不定 性がある．Phaet honフライバ

48

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024
表6：Phaethonの最新諸元.

イ時自動追尾撮像を行うT CA Pの撮像条件を正確

バイ」という新たな探査技術の獲得により，「行けるに決定するためには，これらの不定性をさらに小さ

天体」から「行きたい天体」の探査手段が得られ，今くする必要がある．そのため，2021年10月4日に中国

後のわが国の小惑星探査の探査対象や頻度の拡大

四国地方及び韓国南部で [ 74]，2022年10月21日に北につながることが期待される．
「はやぶさ」「 はやぶさ海道中部にてPhaet honによる恒星食観測を行った

2」の成功で我 が国が世界をリードする特定の天体[ 75] . また，太陽位相角が小さくなる10月から12月にをじっくり調査する（ランデブー型）サンプルリターン

かけて，京都大学せいめい望遠鏡で測光・分光観測と，DE STI N Y＋で技術獲得を目指している一回の探[ 76]，西播磨天文台及び東広島天文台にて偏光観測

査でより多くの天体をクイックに観察・偵察サーベイすを行った [ 77]．上記の統合観測の結果，アルベド及るフライバイの組み合わせにより，太陽系の小天体探

び 天体サイズの精度 が 向上され， アルベド値 0. 08-

査が戦略的に効率よく遂行されることを期待する．

0.13, 直径 5. 2- 6. 6 k mが求められた [ 75, 78]．さらに，これまでの熱赤外 観測データを統合し，再解析を行った．これらの観測及び解 析結果を用いて，

参考文献

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Phaet honに接近する直前まで，地上観測を継続し[3] 竝木則行ほか, 2012, 遊星人 21, 215.

て高速フライバイに備える．

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著者紹介
荒井 朋子
千葉工業大学惑星探 査研究セン構）開発部員，日本学術振興会特別研究員R PD，国ター所長．東 京大学 理学部地学

立極地研究所研究員，東京大学総合研究博物館特科卒業．同大学院理学系研究科

任研究員，千葉工業大学惑星探査研究センター上席

鉱物学 専 攻 博士課 程修了．博士

研究員，同主席研究員を経て，2023 年 4月より現職．

（理学）．日本学 術振興会特別研

専門は月惑 星科学．日本惑 星科学会，日本鉱物科究員D Cとしてカリフォルニア大学

学会，国際隕石学会に所属．深宇宙探 査技術実証

ロサンゼルス校 及び NA S Aジョンソン宇宙センター

機「DE S T I N Y＋（デスティニー・プラス）」の理学ミッに留学．宇宙開発事業団（現・宇宙航空研究開発機

ション責任者を務める．