火の鳥「はやぶさ」
未来編 その４ 〜C型小惑星をもちかえる〜／橘 他

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火の鳥「はやぶさ」未来編 その４～ C型小惑星をもちかえる～
橘 省吾 ，はやぶさ2サンプラーチーム
1（要旨）「はやぶさ 2」計画では，地上での汚染や大気圏突入によるサンプリングバイアスのない C 型小惑星
試料を地質情報とともに複数地点から採取し，地球にもちかえることをめざす．リターンサンプル（< 5mm）の詳細分析と，リモートセンシング機器，小型ランダーで得る天体スケール（km）から表層粒子スケール（cm–mm）での構造・物質・熱といった現在の情報をリンクさせ，対象小惑星（1999 JU3）そのものの形成と現在までの進化を理解するだけでなく，太陽系の誕生から最初期の物質進化，そして，地球の海や生命の材料となる揮発性元素の最終進化の場としての小惑星の役割を明らかにする．

1. 地球外物質をもちかえる

1500 粒以上の表面岩石粒子の採取に成功した（2010）．
回収試料の分析は，小惑星イトカワがかつては直径

地球の外に飛び出し，地球外物質をもちかえるサン

20 km を越える微惑星であり，破壊・再集積の結果とプルリターンミッションはこれまで惑星科学に大きなして，現在の姿となり，今なおその表面は太陽風照射

ブレークスルーをもたらしてきた．アポロ計画ではおや隕石衝突といった地質活動が起きていることを明ら

よそ 400 kg にもなる月岩石試料の回収に成功し（1969

かにした．

− 1972），マグマオーシャン仮説，クレーター年代学
といった太陽系固体天体の形成，進化の理解への重要

これらにつづくサンプルリターンミッションが「はやぶさ 2」である [1]．

な概念，ツールを生み出した．スターダスト計画ではWild2 彗星から放出された塵の回収に成功し（2006），

2. 次なるターゲットはC型小惑星

彗星塵が小惑星帯からの隕石中の鉱物と同様に，太陽系の平均的同位体組成をもつ粒子であることがわかっ

太陽系小天体の一部は天体規模の融解が起きず，集た．初期太陽系円盤内側領域（数 AU）から彗星形成領積したままの未分化な状態を保持し，初期太陽系でつ域（20−30 AU）までの物質移動があったということがくられた物質や太陽系誕生以前に形成された物質が保示唆されている．ジェネシス計画は太陽風の回収に成存されている．これらの天体の破片として地球に落下功した原子レベルのサンプルリターンである．地球帰してきた隕石（コンドライト）の分析によって，太陽系還時（2004）に地面に衝突するというアクシデントはあ

元素存在度や太陽系誕生年代が明らかとなり，初期太

16ったが，太陽風が地球より軽い酸素（ O）に富み，太陽系での物質進化の年表がつくられている（例えば

陽系最古の物質 CAI（難揮発性の鉱物からなる隕石構[2]）．

成要素）の酸素同位体に近いことが明らかとなった．

小天体起源の太陽系始原物質の科学は，（1）太陽系「はやぶさ」計画は日本初のサンプルリターンミッシ

史をそれ以前の母分子雲や銀河での物質進化史につなョンであり，近地球 S 型小惑星イトカワに二度着陸し， げ，（2）初期太陽系から惑星誕生までの化学進化を追当初予定していたサンプリング方法ではなかったが，1. 北海道大学大学院理学研究院
tachi@ep.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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うことをめざすものである（図 1）．初期太陽系は分子雲から恒星・固体惑星までの十数桁の密度上昇を伴う
構造変化の場であり，この大きな物理的変化は，温度2013/12/13

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そこで起きる有機物の多様化は，地球に有機物がもた
らされる前の最終進化であるということができる．すなわち，小天体での有機物多様化を明らかにすることは，初期太陽系円盤→微惑星→地球という時間の流れのなかで惑星や生命の材料物質がどのような変遷を遂
げたかという（2）のサイエンスに対応する．特に有機物の変遷を明らかにすることは地球での生命誕生の初期条件を与えることにもなり，宇宙における生命の普遍性や特殊性を考える際のひとつの出発点であるともいえる．
C-H-O-N 系物質（特に有機物）は低温の分子雲から原
図1：太陽系始源物質に記憶される銀河から地球までの物質進化

始惑星系円盤の高温期，小惑星での熱過程において，相変化することで様々な固体をつくり，分子雲から小や圧力変化を生み出し，物質の化学的変化も引き起こ

惑星までの長期間にわたる広い温度領域のイベントのす．この大規模変化を起こす初期太陽系を始点とし，トレーサーとなる物質ともいえる．しかし，その性質（1）は分子雲，銀河という時間をさかのぼる流れであり， ゆえに長期間のプロセスが混在し，解読を難しくして（2）は微惑星，原始惑星，惑星という私たちの地球やいる．C-H-O-N 系物質からの地球外物質科学をさらに生命につながる流れである．近年の始原物質研究の進展開していくための努力を世界の研究者はおこなって展のひとつは，スターダスト計画での彗星有機物の発いるが，結晶構造をもち，化学組成がはっきりと決ま見を含めた地球外有機物研究であるが，地球外有機物るため，異なった条件での化学反応の証拠が鉱物種のに地球外水（氷）を含めた C-H-O-N 系物質は（1），（2）両違いとして残りやすい鉱物とは異なり，有機物は多様者の研究を推し進める重要な対象であることもわかっ

な化学組成を持ち，条件の変化が構造，官能基，化学てきた．

組成，同位体など種々に連続的に変化するため，鉱物15

例として，重水素や N に濃集した地球外有機物が学・岩石学の手法の適用が困難という本質的問題もあ発見されており，低温の分子雲や初期太陽系円盤外縁

る．C-H-O-N 系物質の多様化に重要な役割を果たす水部でつくられた有機物ではないかと考えられている．

も液体
（や気体）
として小惑星内を移動し，鉱物や有機

また，Wild2 彗星中有機物は，隕石中有機物に比べ，物にその痕跡を残しながら，小惑星から失われていく

N/C 比や O/C 比が高く熱変成が進んでおらず，よりため，さらに解読を困難にする．

始源的情報をもった有機物である可能性が示されていこの問題の本質的部分を解決するために重要なのは，る（例えば [3, 4]）．これらの有機物は（1）の流れで起こプロセスが起きた場の情報を得ることである．地球外

る低温の化学反応を追うことが可能な物質である．

物質科学において，試料の地質学的情報が欠落してい微惑星での液体の水が促進した有機物の化学反応のることは古くからの問題であったが，C-H-O-N 系物質

証拠も見つかっている．始原隕石中有機物を加水分解を基軸とした次世代の地球外物質科学にはプロセスがして得られるアミノ酸の L 体過剰が隕石の水質変成の起きた場の情報は特に重要である．それが可能となる程度と相関している可能性が指摘されている他，粘土のは，サンプルリターン探査のみである．リモートセ鉱物の存在量と L 体過剰との関連も報告されている

ンシング観測で小天体スケールでの水や有機物の分布（例えば [5, 6]）．同一隕石において，水質変成が進んをさぐり，その情報に基づき，回収試料の分析データだ岩片ほど，低温起源と考えられる同位体過剰をもつから小惑星プロセスを解読する．分子雲，円盤でのプ

有機物の量が少ないという報告もある．これはひとつ

ロセスの場に立ち戻ることはできないが，小惑星プロの小惑星で水の作用が地域的または時間的に異なった

セスは探査機によるその場観察で天体スケールでのプ可能性を示唆するものである．小惑星は地球に有機物

ロセスの規模や前後関係を調べるという地質学的調査

や揮発性成分をもたらした可能性の高い天体であり，が可能である．

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サンプルリターンの優位性はそれだけではない．太

情報に，採取試料（< 5 mm）の詳細分析をリンクさせ，陽系の始原水や始原有機物の科学をおこなうにあたっ

時空間スケールを大きく拡張した情報を得る．地上でて，地球上で発見される始原物質試料の場合，地球上の汚染や大気圏突入によるサンプリングバイアスのなでの汚染や揮発成分の損失が起こりうる，水や有機物

い真の C 型小惑星試料を地質情報とともに採取する初に関して，完全な始原情報を得ることは難しい．また，めての機会であり，これまでの隕石分析とは一線を画

水や有機物を多く含む始原物質ほど強度が低く，大気し，対象小惑星（1999 JU3）そのものの形成と現在まで

圏突入時に燃え尽きるというバイアスがかかっているの進化を理解し，初期太陽系で物質がどのように進化可能性がある（実際，宇宙塵には超炭素質物質などがし，地球や海，生命の材料となったのかに関する物質発見されているが，隕石としては存在しない）．また，

科学的制約を与えることをめざす

地球上で発見される試料の場合，そもそもどのような天体のどの部分から来たものであるのか知ることができないという大きな欠点がある．
初期太陽系を結節点に分子雲，銀河へと時間を遡り，

3. 「はやぶさ2」 リターンサンプルが語るのは「はやぶさ 2」計画では，C 型小惑星 1999 JU3 のリモ

また地球や海，生命と進化を辿るのに最適だと考えらートセンシング観測，表面リターンサンプルの地上分れる小惑星は，炭素質コンドライトとの関連が示唆さ析から，1）
微惑星から小惑星に至るまでの熱変成とそれ，地球の揮発性元素の供給源であった可能性もある

れに伴う物質進化の紐解き，2）
衝突破壊・合体のプロ

C 型小惑星である．炭素質コンドライトはイトカワのセスを含めた小天体物理進化の謎解き，3）
小惑星でのような S 型小惑星を起源とする普通コンドライトとは

鉱物・水・有機物相互作用による有機物複雑進化過程

異なり，小惑星での大規模な熱変成を受けておらず，の探索，4）
原始太陽系円盤内での高温物質から揮発性

小惑星以前の太陽系の歴史がよく保存されている．普物質までの物質混合・循環の解明

通コンドライトの場合，熱変成を受けているものが多ンサンプル分析では，これらの 4 つの目標の下に，銀く，また熱変成の程度をリモートセンシングで判別す

河・分子雲，初期太陽系円盤，微惑星，メインベルトることは困難であるため，初期太陽系以前の情報をも

小惑星，近地球小惑星といった進化ステージごとの物

つ試料のサンプルリターン計画を立てることは難しい．

質進化を追うことを目標とする．銀河物質や初期太陽

その点で，C 型小惑星はより始源的物質を回収できる系円盤物質を保存しつつ，かつ，母天体での変成・変見込みが高い天体である．また，炭素質コンドライト

質作用，軌道変化による表面変質などさまざまな物質

はメインベルト小惑星の大半を占める C 型小惑星起源

進化過程を経た物質が混在していることが予想されると考えられているにも関わらず，地上に落下する隕石

近地球 C 型小惑星からのリターンサンプルだからこそ，をめざす．リターのなかでも 3% 程度しか存在せず，稀少な存在である． 我々に多くの情報を語ってくれるはずである．
これは軌道もしくはサンプリングバイアスのためと考リターンサンプルは我々の予想もしないことを語りえられるが，地上の隕石コレクションの内，初期太陽始めるかもしれない．それはもちろん大歓迎であるが，系の歴史を概観できる試料は実は少ない．宇宙塵には

まずは以下に挙げるような項目について，話をじっく

始源的物質がよりよく保存されている場合が多いがりと聴きたいと考える（表 1）．

（プレソーラー粒子量や有機物量など），その小さなサイズのためにどのような天体でどのようなイベントを経験したのかについて理解するのが困難である．

3.1

銀河，分子雲の化学進化 — 太陽系の化学的初期条件「はやぶさ 2」計画では，太陽系の誕生・初期進化，（1）太陽系始源物質にはプレソーラー粒子とよばれ地球の海や生命の材料物質の最終進化を記憶していく

る太陽系形成以前に進化末期の恒星周囲で形成されたことが期待される C 型小惑星からの初めてのサンプル

微粒子が一部含まれる．プレソーラー粒子は，太陽系リターンをおこなう．リモートセンシング機器，小型の平均的同位体組成とは極端に異なる同位体組成をもランダーを用いた天体スケール（km）から表層粒子ス

つことが特徴である．これまでの地球外物質の分析研

ケール（cm–mm）での構造・物質・熱といった現在の究により，始原隕石に比べ，宇宙塵により多くのプレ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd263

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表1：「はやぶさ2」リターンサンプルでめざす科学

45.68億年前
銀河・分子雲
恒星内元素合成
星周ダスト形成
銀河化学進化(年代)
プレソーラー粒子~45.64億年前

107-106年前

現在

円盤

微惑星 (母天体)

メインベルト小惑星

近地球型小惑星

円盤高温過程・年代

水質変成・年代・条件

衝撃変成

宇宙風化・年代

CAI, コンドリュール,
メタル, O同位体

含水鉱物, 組織, Mn-Cr
年代, O同位体, 組成

溶融脈, 高圧鉱物,
K-Ar 年代

宇宙風化層, 粒子表面,
SW希ガス

母天体形成範囲・過程

熱変成・年代・条件

ラブルパイル

小惑星表面地質活動

分子雲有機物進化

円盤内物質循環
バルク組成, O同位体,
金属元素同位体, 組織

共存鉱物, 組織, 温度,
Al-Mg, Pb-Pb年代

形成年代

分子雲有機物 D, 15N

GCR生成核種

複数表面の宇宙風化
度, 粒子形状

有機物多様化

小惑星内部構造

表面熱変成

バルク組成, 官能基存
在度, アミノ酸 Lee,
CHON 同位体

試料バルク密度変成度+SCR, GCR年代

濃集, 構造円盤有機物進化
構造・組成・同位体

軌道進化年代SCR生成核種 (10Be,
26Al, 36Cl, 41Ca,53Mn,

母天体サイズ・母天体プロセス・年代

81Kr..) 相対存在度

円盤内物質進化 (移動，微惑星形成)・年代
上記項目に関する回収試料内／採取地点内のバリエーション

物質進化過程の普遍性・特殊性
OSIRIS-REx, MarcoPolo-R 回収試料・リモセン観測との比較，隕石・IDPとの比較

ソーラー粒子が含まれていることが知られている．強ない．複数地点からの回収試料のバルク元素組成，同度の小さい炭素質コンドライトは地球落下時の破壊に位体組成を調べることで，小惑星の化学的バリエーシ

よって，地上での回収にバイアスがある可能性を考えョンの有無が明らかになる．スターダストサンプルリ

ると，1999 JU3 からの回収試料にプレソーラー粒子がターン計画で指摘された初期太陽系円盤での物質混合

宇宙塵レベルの存在度で含まれる可能性はある．このと合わせて，初期太陽系で化学的多様性をもつ惑星材

場合，プレソーラー粒子の量や質でこれまでの地球外料物質がどのように集積したのかを考える上での重要試料を凌駕する可能性がある．2020 年代にはプレソな知見となる．

ーラー粒子から年代情報を引き出す分析技術が確立さ（2）始原的コンドライトの特徴的構成物質は，初期

2013年 10月 31日 木曜日

れていることも期待されることもあり [7]，1999 JU3

太陽系円盤で高温を経験した物質（CAI，コンドリュ

回収試料においてもプレソーラー粒子研究を初期分析ール）である．回収試料中の高温物質の分析より，そのターゲットとし，恒星内元素合成，銀河化学進化，れらの形成条件を推定する他，Pb-Pb，Al-Mg などの星間空間物質進化など，銀河の化学進化ならびに太陽同位体系を用いた年代測定法によって，年代を決定す系の化学的初期条件の解明に向けた貢献をめざす．

る．回収試料が熱変成度の低い場合には高温物質に記（2）分子雲や初期太陽系円盤外縁部に起源をもつと憶される年代は，母天体形成以前にそれらが形成され15考えられる重水素や N に富んだ有機物に関しても同た年代であるため，1999 JU3 の形成年代の制約となる．

様の期待があり，超炭素質宇宙塵同様な有機物に富ん（3）現在までの惑星物質科学では未解明であるが，だ試料が回収された場合には，低温起源有機物含有量

初期太陽系円盤での有機物進化過程を読み解くこともも高い可能性がある．太陽系最初期の低温環境の物理目標となる．原始惑星系円盤赤外分光観測によって，化学条件を解明するための試料が手に入ることが期待

温度の高い（〜650 K）C2H2 など有機物の高温分解生成される．

物と考えられる分子が見つかっている．円盤条件での3.2

初期太陽系円盤物質進化（1）始原隕石コンドライトにはバルク化学組成，鉄の酸化還元状態，酸素同位体化学的多様性があり，化学的に分類されている．一部の隕石には化学グループの異なる岩片が入っていることが知られているが，小惑星規模で化学的多様性があるかどうかはわかってい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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有機物の構造変化，組成変化，同位体変化を読み解き，
バルク組成や高温物質とは異なる物理化学条件での円盤進化を明らかにする．

3.3

微惑星での熱変成，水質変成，鉱物–水–
有機物相互作用による有機物の多様化（1）形成直後の微惑星においては，短寿命放射性核2013/12/13

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種の壊変熱などによって天体の加熱が起こる．温度がひずみや溶融脈や高圧鉱物の存在として確認されるた上がり（> 800 K 程度），水が抜けてしまう場合，もしめ，岩石学的，鉱物学的観察で判断可能である．溶融

くは元々微惑星に水がほとんど存在しない場合には，脈がある場合には，脈の K-Ar 年代測定などで衝突年熱の影響が鉱物組成や種の変化（熱変成）として記憶さ代 の 決 定 も お こ な う． ま た， 不 溶 性 有 機 物 の C-

れ，温度が上がらず（< 500 K 程度），水が系に存在す

XANES（エックス線吸収端近傍構造）スペクトルからる場合には，水が促進する化学反応が起こり，水の痕

有機物中の結合情報が得られるが，衝撃変成でスペク跡が含水鉱物として残る（水質変成）．回収試料の岩石トルが変化する可能性も指摘されており，有機物から学的，鉱物学的観察により，熱変成，水質変成の程度も衝突に関する情報を抽出する．これらの情報は探査を調べる．Pb-Pb, Al-Mg, Mn-Cr 年代測定によって，機によるクレーター解析などと統合され，メインベル

変成プロセスが起きた年代も明らかにする．

ト小惑星としての衝突史を明らかにする．

（2）これまでに知られている炭素質コンドライトの（2）回収試料が巨大岩盤起源である場合，表面滞在

水質変成年代は CAI 形成から 400 万年程度である [8]．

期間が充分に長いことが予想され，ラブルパイル天体

1999 JU3 からの回収試料にも水質変成の証拠があり，形成以降，銀河宇宙線が継続して照射されている可能

CAI 形成から 100 万年以上後の年代が出た場合，1999

性が高い．試料中の銀河宇宙線生成核種（ He,

JU3 にはイトカワ同様により大きな母小惑星が存在し，ど）量から銀河宇宙線照射年代を求めることで，ラブ内部で水質変成を受けた後に破壊，再集積を経験した

ルパイル形成年代への制約（下限値）を与えることがでということが示唆される．水質変成を受けた CM コン

きる．

3

21

Ne な

ドライトには角礫岩化したものが多いこともこのシナ（3）ラブルパイル天体であるかどうかの判定には小リオと調和的である．母小惑星が存在した場合には，

惑星内部の空隙率も判断基準となる．天体質量および表面複数地点のサンプリングによって，母小惑星の異体積から空隙率を求めるために回収試料のバルク密度なる深さでの水質変成を受けた試料の回収が期待でき， を求める．
母小惑星の構造・熱史の復元も可能になる．このような復元は隕石試料の分析からは不可能である．
（3）有機物が見つかった場合には，バルク組成や官3.5

近地球小惑星表面での物質進化— 小惑星地質学・太陽系天体力学

能基の存在度と水質変成や熱変成の程度との相関を調（1）イトカワサンプルの分析で，小惑星は現在におべる．生命材料進化の最終進化の場として注目する分いても表面は地質活動が続いていることが新たに発見

析対象のひとつは，不溶性有機物（隕石中有機物のされた [10, 11]．1999 JU3 回収試料に対しても，宇宙70% 以上を占める）を加水分解して得られるアミノ酸

風化プロセス（鉱物表面風化層）や宇宙風化年代（太陽の左手過剰の程度および含水鉱物存在度・水質変成程

風希ガス）を決定し，また，岩盤以外の地点からの採度との相関である．

取試料中の銀河宇宙線生成核種量からも粒子の表面滞（4）プレソーラー粒子，低温起源有機物は初期太陽在期間を求め，C 型小惑星での宇宙風化プロセスを初

系最初期高温イベントや母天体熱変成プロセス，水質

めて明らかにする． 粒子表面構造や粒子形状を含め，変成を生き残った物質であるため，それらの残存率は宇宙環境と小惑星表面との相互作用を明らかにする．

リモートセンシングデータや回収試料の分析結果とあ（表面（2）1999 JU3 表面から数 cm 深さまでの試料はわせることで，初期太陽系，微惑星で起きた熱や水が滞在時間にもよるが）太陽光照射による熱変成を被っ関わるイベントの程度を測る指標となる．

ている可能性がある．回収試料の熱変成度（含水鉱物

3.4

メインベルト小惑星としての歴史の真空中加熱による脱水など），宇宙風化度，太陽風・
銀河宇宙線照射年代，試料回収地点（赤道 / 極（自転軸（1）微惑星形成後，数千万年の後には熱源もなくなり，との関係），レゴリス / 岩盤）などから近地球小惑星と微惑星はその後，45 億年あまり メインベルト小惑星

しての熱変成を総合的に評価する．

として過ごし，この間に起こる主たる地質学プロセス（3）近地球小惑星は力学的には 1000 万年程度の寿命は衝突である [9]．衝突による衝撃変成は結晶構造のと考えられている．回収試料から近地球小惑星への軌■2013遊星人Vol22-4_製版.indd265

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道進化がいつ起こったかについての制約を試みる．太B）を記憶する試料が採取される可能性が高い．また，

陽宇宙線（Solar Cosmic Ray: SCR）フラックスはメイ

表層サンプリングをおこなうことにより，C）の記録

ンベルトと地球近傍軌道では異なる．SCR 生成短寿

（特に近地球小惑星表面での宇宙風化）は残されている．

命核種はその寿命と生成率とのバランスで定常状態にし た が っ て， 含 水 鉱 物 の 特 徴（0.7 μm，3 μm 吸 収

達するが，SCR フラックスが変化した際に定常状態[12]）が確認できるレゴリス状表面が採取地点のひとまで到達する時間は核種ごとに異なる．SCR 生成短つの候補である．他の候補としては，水質変成の証拠

10

寿命核種（ Be,

26

Al,

36

Cl,

41

Ca,

53

Mn,

81

Kr など）の相対がみえないか弱い地点である．これらの領域は熱変成

存在度を求め，定常状態への移行状態を調べ，軌道進を受けている可能性があるが，不溶性有機物含有量化が起きた時期を推定する（ただし，試料深さなどの（IOM）が多い（0.55 μm 吸収）地点などからは CR コン

仮定も必要となるため，厳密に求めることは難しい）．

ドライト的試料が得られる可能性もある．表面に物質

4. 天体表面複数地点から試料をもちかえる「はやぶさ2」の多様性が認められない場合，岩盤からのサンプリングが候補となる．この場合，小惑星表面の宇宙線照射
年代からラブルパイル形成年代の制約が可能となる．

「はやぶさ 2」ではターゲット小惑星 1999 JU3 の表面

また，三回を予定する試料採取の三回目の候補は，衝複数地点から，異なる環境で進化した（元天体の異な突装置（SCI）[13] で掘削する地下試料であり，表面プ

る深さで進化した可能性）試料の採取をおこなう．前

ロセスの影響が最小限の試料が得られることが期待さ節に述べた銀河・分子雲，円盤，微惑星，メインベル

れる．

ト小惑星，近地球小惑星の各段階を記憶する試料という観点からは，回収試料の最低必要量は，局所分析技術や微小量試料分析技術の進展により（2020 年までにはさらなる進A）銀河・分子雲，円盤：熱変成・水質変成を受けていないサンプル

展も望める上に，それを見越した技術開発も分析研究
者はおこなっている（例えば [7, 11, 14, 15]））
，微小試B）微惑星：熱変成・水質変成の進んだサンプル料からでも情報を引き出すことは可能になっているが，

C）小惑星，近地球小惑星：天体表層サンプル天体の典型的特徴・平均的特徴が含まれるために，重がおおまかには望ましい．それぞれをサンプリングで量として 100 mg 程度の試料をすることが望まれる

きるのが理想である．熱変成を受けていないかどうか（サイズは数 mm 程度の試料まで得られることが望まの判断は容易ではないが（鉱物組成の非平衡性を調べしい）．複数地点で，これだけの量のサンプル採取をる必要あり），水質変成の証拠は分光で判断可能．水実現するために，「はやぶさ 2」サンプラーでは弾丸発質変成は低温で起こるため，熱変成による高温を経験

射型の「はやぶさ」サンプラーを踏襲しつつ，いくつしていないという点で，含水鉱物存在地点から A），

かの改良を加える（図 2）．（1）天体表面 3 箇所でのサン

図2：「はやぶさ2」サンプルコンテナ（左），サンプルキャッチャ（右）の模式図■2013遊星人Vol22-4_製版.indd266

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プル採取をおこない（最大約 5 mm），それらを個別に格納する，（2）バックアップ手段として，サンプラー

5. 太陽系大航海時代の船「はやぶさ2」

ホーン先端部に爪を付け，表面粒子を持ち上げ，サン
プリングする，（3）サンプルコンテナを密封する（地球

21 世紀に入り，スターダスト，ジェネシス，はや

大気下，1 週間で 1 Pa 以下の大気混入），（4）サンプル

ぶさと相次いだサンプルリターン．2020 年代は太陽コンテナ開封前に揮発性成分を回収する，（5）サンプ

系大航海時代がさらに本格化することが期待される．

ルを格納したサンプルキャッチャの開封時の作業性を「はやぶさ 2」に続き，2010 年代半ばに打ち上げ，近地高める，（6）地上物質の汚染を最小限化するための事

球 B 型 小 惑 星 Bennu か ら の 試 料 回 収 を め ざ す の が前洗浄とともに汚染可能性のある物質を事前にモニタNASA の OSIRIS-REx 計画である [17]．また，近地球ーすることを実現する．なお，回収試料の分析のたC 型小惑星 2008 EV5 からのサンプルリターンをめざ

めの最低必要量は 0.1 g であるが，サンプルキャッチ

す MarcoPolo-R が ESA Cosmic Vision 2015–2025 の中ャには 10 g 以上の試料を格納することは可能であり，型ミッションの最終候補となっている [18]．いずれのまた，地上試験などで一回の着陸ごとに g オーダーでミッションも C 型もしくはそれに類似した小惑星からの回収を可能とする条件の探索もおこなっており，よのサンプルリターンをめざし，その根底となるサイエり多量の試料回収もめざす．

ン ス は「 は や ぶ さ 2」と の 共 通 点 が 多 い が，OSIRIS-

このようなサンプラーの特性に応じ，また試料ハン

REx，MarcoPolo-R ともに「はやぶさ 2」とは異なるサドリングに必要な技術，分析手法を考慮し，キュレー

ンプリング戦略を採択し，天体表面の一箇所から「はション，初期分析で取り扱う試料は，採取地点ごとの

やぶさ 2」より多量のサンプルを持ち帰る計画である．

特徴を残す粗粒粒子（0.1 mm 以上），コンテナ内の試「はやぶさ 2」は試料量ではそれらのミッションに敵わ

料格納室間で混合の可能性のある細粒粒子（0.1 mm 以

ないが，「はやぶさ」のサンプリング技術を確実なも下），揮発性物質 の 3 つに区分するのが望ましいと考のとし，かつ「はやぶさ」の実績を踏襲し，天体表層

える．細粒粒子は試料格納室間の隙間などから混合のの複数地点でのサンプリングをおこない，新たな工夫

可能性があるが，天体表層の平均的情報を得，また宇を用いて，揮発性物質の損失や汚染のないよう密封し，

宙風化の記憶を残す試料として重要な意味をもつ．

サンプルリターンを持ち帰る．複数地点での試料回収，キュレーション活動においては，細粒粒子についてコンテナの密封という点は独自のもので，他のミッシ

は，「はやぶさ」回収試料のキュレーションで得た知ョンと相補的である．それぞれのリターンサンプルの見 [16] がおおいに役立つことになるが，「はやぶさ 2」もつ意味をはっきりと位置づけ，国際協力体制をつく

で回収が期待される g オーダーの試料の重量の大半はり，試料分析をおこなうことで，C 型小惑星の多様性，

mm サイズの有機物を含む可能性のある岩石試料であ普遍性を明らかにしていく．

るため，それらのカタログ化のための作業項目や汚染本格化する太陽系大航海時代の幕開けを担う船「は管理，将来に向けての保管などについて，入念な準備

やぶさ 2」[19] がもちかえる C 型小惑星を楽しみにしてが必要となる．

おいていただきたい．
（つづく）

また，リターンサンプルの一部について，一定期間，
元素・同位体分析（非破壊分析を含む），鉱物・組織観察（非破壊分析を含む），ガス分析，有機物分析などを謝 辞

実施し，ミッションの科学目標の達成をめざす．その際，小惑星のリモートセンシングから得られる天体全

渡邊誠一郎プロジェクトサイエンティストには原稿体および試料回収地域の地質情報と比較・検討し，天を確認いただき，有意義なコメントをいただきました．

体の歴史を紐解き，初期太陽系の物質進化を描く視点

本稿はサンプラー理学 PI，初期分析 PI としての立場が重要となると考えている．

だけでなく，太陽系の進化に興味をもつ惑星物質研究者としての私見も加えて書かせていただきましたが，「はやぶさ 2」サンプラーの開発や分析項目の何年にも■2013遊星人Vol22-4_製版.indd267

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

渡る検討のなかで，チームのメンバーはもちろんのこと，実に多くの方々の協力や激励をいただいています．
ありがとうございます．

参考文献[1] 渡邊誠一郎，はやぶさ2プロジェクトチーム，
2013，遊・星・人 22(1)，23.
[2] 松田准一，圦本尚義編，2008，宇宙・惑星化学(地球化学講座 2) (培風館).
[3] 藪田ひかる，スターダスト1次分析有機物チーム，
2007，遊・星・人 16(4)，299.
[4] 癸生川陽子，2013，遊・星・人 22(1)，14.
[5] 高野淑識，大河内直彦，2010，遊・星・人 19(4)，254.
[6] 藪田ひかる，2010，遊・星・人 19(1)，28.
[7] 江端新吾，2010，遊・星・人 19(4)，295.
[8] 藤谷渉ほか，2012，遊・星・人 21(4)，350.
[9] 木村眞，2011，遊・星・人 20(2)，132.
[10] 野口高明ほか，2013，遊・星・人 22(2)，78.
[11] 馬上謙一ほか，2013，遊・星・人 22(2)，86.
[12] 廣井孝弘，杉田精司，2010，遊・星・人 19(1)，36.
[13] 荒川政彦ほか，2013，遊・星・人 22(3)，152.
[14] 牛久保孝行，2010，遊・星・人 19(4)，287.
[15] 奈良岡浩，2013，遊・星・人 22(2)，94.
[16] 矢田達ほか，2013，遊・星・人 22(2)，68.
[17] http://osiris-rex.lpl.arizona.edu/[18] https://www.oca.eu/MarcoPolo-R/[19] 國中均，2013，遊・星・人 22(2)，109.

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