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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 2, 2020

火の鳥
「はやぶさ」
未来編 その21〜熱撮像で明らかにされた
始原的小惑星の超高空隙な特徴〜
岡田 達明1,2,*，福原 哲哉 3，田中 智1，坂谷 尚哉 3，嶌生 有理1，荒井 武彦 4，
千秋 博紀 5，出村 裕英 6，神山 徹 7，関口 朋彦 8「，はやぶさ２」
TIRチーム（要旨）小惑星探査機「はやぶさ２」に搭載された中間赤外カメラT I Rによって，C 型小惑星 Ry ug uに対して全球の高解像度サーモグラフィ（熱撮像）が史上初めて実施された．表層温度と日変化から導出される熱慣性から，Ry ug uの表面を覆う岩塊や岩片の大部分が，典型的な炭素質コンドライト隕石と比較して非常に高空隙な物質で構成されていることが分かった．この高空隙な性質は，表面重力の小さい始原的小惑星に共通であると考えられる．太陽系初期の微惑星も同様に高空隙で低強度の物質で構成されていたと考えられ，惑星形成時の力学進化過程の考察に影響を与える可能性を提起する重要な発見である．

１. はじめに性 成 分を 含 む炭 素 質コンドライト隕 石の 母 天体と考えられるが [ 1, 2]，その物理的性質はほとんど分

われわれの住む地球は１G の重力下にある世界でかっていない．小 惑 星 探 査 機「はやぶさ２」が小 惑あり，石と言えば 稠密で硬いものという先入観があ星162173 Ry ug uを訪 れ るまで は [ 3,4]，N EA R-るが，微小重力下の世界では石がどのような物理的S ho ema ker が フライバイ観 測した253 M at h i lde

性質をもつのかよく分かっていない．例えば炭素質が唯一の直接 観測された C 型小惑星であった [ 5]．

コンドライトが地球大気に突入する際には，大気中そ の 半 径 ほど の 直 径をもつ 複 数 の 巨 大 クレ ータで崩壊して大部分が損失してしまい，強度の高い部が 天体を崩 壊させ ず に形 成されて いることから，分だけが地 上まで到達して隕石として発見される．

M at h i ldeは全体として非常に高空隙であり，収 縮元の天体の平均的性質は少なくとも，発見された隕することで衝撃波を減衰させられる構造であると推石よりも脆弱であることは確実である．

察される．Ry ug uが M at h i ldeのように大部分がフC 型小 惑星は小 惑星帯の雪線外側で 最も多く存カフカの「新雪」が堆積したような小惑星である可能

在する種 類の小 惑 星であり，水や有 機 物など 揮発性もあれば，小 惑 星 25143 Itokawaのような岩塊がむき出しになったラブルパイル天体 [6]，すなわち

1.宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
2.東京大学
3.立教大学4.足利大学5.千葉工業大学
6.会津大学7.産業技術総合研究所
8.北海道教育大学

母天体が衝突破壊によってばらばらになった後で再集 積して形成された「瓦礫の寄せ集め」の可能 性もある．探査機で直接観測できるのは表層だけである
が，ラブルパイル天体の場合，表面には前世代の内部構造を構成する物質が岩塊として陳列された状態にあり，実質的に母天体の内部構造の探査を行うことに相当する．

熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

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積の平方根で表される物理量であり，表層の物理状態，特に粒径，空隙率，ラフネスなどの特徴の指標となる．熱慣性が小さいほど昼夜の温度差がより大きくなり，熱慣性が大きいほど昼夜の温度差がより小さく，また最高温度の到達時刻が遅延する傾向がある（図2）．自転する小惑星について朝から夕方まで（夜の領域も含めて）の温 度日変化が得られれば，各地点の熱慣性が導出できる．
小惑星の直径と熱慣性の関係が過去の研究で整図１：「はやぶさ２」搭 載の中間赤 外カメラのセンサ部（TIR-S）．
（©JAXA）

理されており [ 12]，一般に天体サイズが大きいほど熱慣性が小さい傾向があることが知られる．これは天体 衝突に伴うクレータ形成時のイジェクタが，天体重力の大小によって表層に堆積しやすいかどうか「はやぶさ２」には 小 惑 星 Ry ug uの現 在の表 層，の指標と考えられていた．つまり，より大きな天体ほそして母天体の内部 構造についての物理的特 徴をど 細 粒のレゴリスが多く堆 積するため空隙が多く，調べることを目的に中間赤外カメラ（T I R）を搭載し熱慣性が小さい．一方で小さい天体ほどレゴリスのた（図1）[ 7]．この 装置は身体の 健 康 チェックや非堆積が少ないため表面の空隙が少なく，熱慣性が大破壊検 査に使用されるサーモグラフィと同じ原理のきい．直径1 k m程度の天体の熱慣性が，典型的なものであり，金星探査機「あかつき」搭載の中間赤外隕石の熱慣性よりも小さい理由はよく分かっていな

カメラL I Rと同型である [8]．本 報告では T I Rによかったが，微隕石の衝突や熱応力によって生じる破砕るRy ug uの全球熱撮像を実施した初期成果につい物がレゴリスとして堆積している可能性が挙げられてて報告する．なお，本 報告は Nat u re誌（O n l i ne版

いた．

2020 年 3月16日，冊子版 2020 年 3月26日付）に掲載

Ry ug uの場合，熱慣性 150 ～300 t iuを説明するされた論文 [ 9] を基に説明を補足して分かりやすく表層状態として，粒径数～10 mm程度の砂礫質のレ記載したものである．

２. 到着前の小惑星Ryugu「はやぶさ２」の探査対象である小惑星Ry ug uは，地上観測によってある程度の特徴が事前に判明しており[ 10]，スペクトル型はC 型，直径は約 0. 85 k m，自転周期は約 7. 63 時間，反射率は約 0. 05，熱慣性は150~300（以下，t iu）程度の地球近傍小 惑 星である．自転に伴う反 射 強 度の変化が小さいことから，球形に近い形状とされていた．
「はやぶさ２」の第一の目的が C 型小 惑 星からのサンプルリターンであるため，スペクトル型が C 型で，エネルギー的に往還運用が可能な地球近傍小惑星であり，かつ着陸によるサンプルの回収が可能なように比較的自転周期が遅いことが条件であり，計画段階でほぼ唯一の探査対象であった [ 11]．
熱慣性はバルク密度 ，熱伝導率 ，定圧比熱 の

図2： 太陽距離1 au，自転周期7.63 hrのとき，凹凸の無い熱慣性Iの表層での温度日変化．

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径160 m以上）があり，そのほか大小の岩塊が存在するが，小惑星 Itokawaにみられたような平坦地は存在しないことが分かった [6,16]．
T I Rによる熱 撮 像観測では，表面温 度が 2次元的に分かる．昼側表面の温度は300 ～370 Kで，形状モデルによる凹凸を考慮（面素内の微小凹凸によるみかけの 輝度 変化は 考慮しない）した熱モデル
計 算 [ 17] によって導出される熱慣性の値は地上観測の結果と整 合する値（約300 ± 100 t iu）であることが分かった [ 9]．但し，到着前の予測と異なり，
図3： 模擬小惑星Ryugoidの熱撮像の様子．岩塊（Cold Spot）とレゴリスの熱慣性が1600及び300 tiu [9]．
（原画像 [9]から改編）

O toh i meなどの岩塊は C old Spotにはなっておらず，岩塊と周辺土壌では温度もその日変化の特徴も同様であった．この熱慣性の値は，通常の炭素質コゴリスに，稠密な岩石からなる岩塊が点在するようなンドライト隕石（> 600～1000 tiu [18]）に比べて低状態が想定された [10]．
「はやぶさ２」の到着前に検い．即ちRyuguは稠密な岩塊ではなく，チョップし討されていた模擬小惑星（Ry ugoidと称する）では，たら壊れるほどの高空隙な状 態であれば 説明でき大部分の表面がレゴリス（熱慣性300 t iu）で，そこる．一方，表層全体が約１cmサイズの砂利で覆われに稠密な岩石で構成された岩塊（1600 t iu）が点在すている場合も同様の特徴となり得るため，より高解ると仮定された [9]．そのため，「はやぶさ２」が到着像度の観測による確認が必要であった．

直後に実施するような，小さい太陽角でRy ugoidの昼側を観測すると，高熱慣性の岩塊が低熱慣性の周辺土壌に比べて低温の斑点（C old Spot）に見えるような結果が予測されていた（図3）[9]．

３. 到着！小惑星Ryugu

４. 高解像度の熱撮像
2018 年 8月1日に「はやぶさ２」は高度 5 k mまで低下して，ホームポジションよりも4 倍の空間分解能でRy ug uを観測する「中高度観測」を実施した [ 3,4]．
太陽距離 1. 057 au，太陽位相角19. 0°で，より高解2014 年12月3日に打ち上げられた小 惑 星 探 査 機像度で観測することによって科学的精度の向上を図「はやぶさ２」は，1年後の地球スイングバイを経て，るとともに，着陸地点選定のための情報収集が目的

2018 年 6月27日 に 小 惑 星 Ry ug u か ら20k m の 距であった．T I Rは中高度観測において，1画素あた離のホームポジションに到着した [ 3]．T I Rによるり4. 5 mの空間分解能で1自転分の熱撮像を実施し

Ry ug uのファーストライトは6月6日で，1画素以下のた（図 4）[9]．O toh i meなど最大 級の岩塊だけでな点光源として検知された [ 13]．接近中も徐々に大きく，直径10 m以上の多数の岩塊やその他の代表的く明るくなるRy ug uを継続的に観測し [ 14]，ついに地形が検知された．その結果，岩塊の温度はやはり到着した直後の6月30日に，第1回目の1自転全球観周辺土壌とほぼ同じであった．形 状モデルの凹凸を測を実施した [ 9]．太陽距離 0. 987au，太陽位相角考慮し，日陰や向き合う面同士の自己加熱の影響を18. 5°で，Ry ug uの視直径は50画素分，1画素あた

取り入れた熱モデル計 算 [ 17]の結果と比較すると，

り約18mの空間分解能で，1自転（6°毎に１枚）の熱みかけの熱慣性は，ホームポジションと同様に300撮像を実施した．これが史上初めて実施された小惑± 100 t iu 程 度でよく一致した（図 5）[9]．可視カメ星の全球高解像度熱撮像である．

ラONCの撮像で発見された，部分的に堆積物に覆実 際 に観 測された 小 惑 星 Ry ug uは， コマ 型のわれている岩塊について，堆積物に覆われた箇所と形 状で自転軸がほぼ公転軌道に垂直の逆行自転で覆われていない箇所で温度がほぼ同じであることがあった [4,15]．南極付近に最大の岩塊O toh i me（長確認された [ 15]．それは岩塊と堆積物（おそらく周熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

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図4： 高度5 kmの中高度観測からの小惑星Ryuguの熱撮像（４方向）：a) Otohime（オトヒメ岩塊）, b) Catafo（カタフォ岩塊）, c) Cendllion（サンドリヨンクレータ）,d) Momotaro（モモタロウクレータ), e) Kibidango（キビダンゴクレータ）, f) Urashima（ウラシマクレータ）, g) Ejima（エジマ岩塊）, h) Kintaro（キンタロウクレータ）, i) Tokoyo（トコヨ地溝帯）, j) Brabo（ブラボークレータ）, k) Kolobok（コロボッククレータ）,l)Ryujin（リュウジン尾根=赤道リッジ）（原画像 [9]から改編）．

辺土壌と同様のもの）の熱慣性がほぼ一致すること

前から南中時，午後にかけての温度変化が，平らなを意味する．即ち，周辺土壌は1日（自転周期の7. 63

表面を仮定した場 合の単純熱モデルによる計 算結時間）に熱が 浸み込む深さ（スキンデプス：D ~ 35

果に比べて変化に乏しく平坦であり，かつ日没後にm m）よりも大きいサイズの高空隙な岩塊で覆われてわずかに見える夜 間領 域 で 温 度 が急降下する（図いることを示唆する．

6）．このような特徴は，極端に激しい凹凸のある表Ry ug uの温 度日変化には大きな特 徴がある．午面に対してみられることがモデル計 算では示されていたが [ 19]，実際の惑星探査で確認された実例は過去になかった．表 層の熱慣性とラフネスを数値モデル化した計算例では，熱慣性 327 ± 127 t iu，ラフネス0.4 ± 0. 05で近似的に表すことが 可能である [20]．より詳細な計算結果と議論については後続の論文にゆだねる [21]．彗 星では同様に温 度日変化の乏しい例として，9P/ Tempel第1彗星，103P/
Hea r t ley 第2 彗 星のフライバイ時 に 観 測されて いるが [22]，それらの表層状態は確認できていない．
Ry ug uでは表面凹凸を詳細に確認できる初めてのチャンスであり，より高解像度での観測が期待された．

５. 降下運用中の超高解像度観測
図5： 中高度観測でのTIRの熱画像（緯度0°）と数値計算（凹凸無し）の比較: a) 観測結果, b)-i) 熱慣性 50, 100, 200, 300,400, 500, 750, 1000 tiuの場合の熱計算結果．
（原画像[9]から改編）

2018 年9月以降，「はやぶさ２」は表面着陸探査用の小型ホッピングローバ（MINERVA-II）[23]や欧州協力による小型ランダ（MASCOT = Mobile Asteroid
Surface S COuT）[24] の分離運用や，サンプル回収

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図6： 中高度観測時のTIR熱画像（緯度0°）と温度分布：a) 1自転中の最高温度, b)-g) 各点b-gでの温度日変化と同地点の熱慣性別計算結果（凹凸無し）との比較．
（原画像[9]から改編）のための２回のタッチダウン運用（TD1，TD2）とそ

T I Rの結果は，M A S C O T 搭載カメラM a s CA Mのリハーサルのために，低高度への降下運用を開始による表層撮像によって調査された結果と整合的でした．T I Rでは高度 500m 以下に到達 後，ローバ・ある [26]．すなわち，大部分の岩塊の表面はカリフ

ランダ分離運用では高度 60mまで，タッチダウンリラワー状のデコボコで脆弱そうであり，また，ごく一ハーサルでは高度 20mまで熱撮像を実施した（ター部の岩塊の表面は比較的平面的であり，そしてレゴゲットマーカ分離やタッチダウン時には高度 10m 以リス状の細粒土壌は見られない．また，M A S C O T

下まで実 施）．前者の最高空間分 解能は画素当た

搭載熱放射計M A R Aによって，１か所のみである

り約54m m， 後 者は 約18m mである．一 例として，がデコボコ表面の岩塊の熱慣性を１昼夜に渡って計

太陽距離 1. 273 au，太陽位相角10. 8 °で2018 年10測された結果が 約282（ 247～375）t iuであり [27]，月15日に実 施され た TD1リハーサルA 運 用（TD1-T I Rの全球観測の結果と整合することが分かった．

R 1-A）での熱画像を示す（図7）[9]．どの降下運用ですなわちM A S C O T が観測した岩塊は Ry ug u 上のも，表層の大部分が岩塊や長径100 m m 以上の岩典型的な岩塊であり，Ry ug uの表面は同様な状 態片で覆われていることが分かった．岩塊は土砂で覆が全球的に広がっているのだろう．

われておらず，さざれ石のように岩石中の組 織まで観察できるものが多く存在することが分かった．また，一部の岩塊はやや平坦な境界を持つものも含まれることが T I Rでも確認された．

６. 低熱慣性の小惑星
C 型小惑星 Ry ug uの熱慣性が約300 ± 100 t iu

頻度は少ないものの，周囲よりも20 K以上低い，明程 度であることが 判明したが [ 9]， 同様に NA S A

らかに低温の岩塊が存在することが分かった（図7）の小 惑 星 探 査 機 O S I R I S - R ExによるB 型 小 惑 星[9]．到着前に存在を予測していたCold Spotに相当

101955 B en nuの観測でも同程度の低熱慣性が得する．この岩塊の熱慣性を輝度温度から導出するとられており[28]，低熱慣性は始原的小惑星で一般的600～1000 tiu程度であり，典型的な炭素質コンドラな性質である可能性が高い．小惑星のサイズと熱慣

イト隕石の熱慣性 [18]と同等であることが分かった．

性の関係において，大きな天体ほど低熱慣性である

つまり，高空隙な岩塊の中に，普通の隕石のような岩原因はレゴリスの堆積によると考えられるが，小型塊がわずかに含まれている．これは同じ母天体内の深の小惑星が隕石よりも低熱慣性である原因は，以前部でより高い圧密を受けた部分で形成されたかもしれに考えられていたレゴリスの堆積による影 響ではなない．あるいは衝突破壊をもたらした衝突天体の破く，高空隙な岩塊が表層を覆っているためであると片が残った外部起源の可能性も残される [25]．

考えられる（図 8）[ 9, 21]．

熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

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図7： 2018年10月15日のTD1リハーサル降下運用（TD1-R1-A）
中の熱画像：a) 13:34:44 (UTC) ，高度78.8mでの撮像，b) a)内のCold Spotを含む温度分布，c) 13:44:20 (UTC)，高度21.9mでの撮像，d) c)内のCold Spotを含む温度分布．
（原画像[9]から改編）

C型小惑星で熱慣性約300 tiuの場合，熱伝導率は隙率（micro-porosity）
が50 ％程度はあると考えられる．

，空隙率は30～50 ％に相当する[9,27]．

以上より，小惑星 Ry ug uの表面を覆う岩塊や岩[4]で片は，通常の隕石のバルク密度 が 半 分になるほどあることを説明するには，炭 素質コンドライト隕石の「超」高空隙で脆弱な構造であると考えられる．ま約0.1

なお，Ryuguのバルク密度が1190 ± 20）[ 18] をた，岩塊の周辺土壌は熱の浸み込み深さ（スキンデ仮定 すると， さらに50 ～60％ 程 度の空 隙が 必 要プス）である約35 m mよりも大きなサイズの岩片がになる．Ry ug uを構成 する岩塊や 岩片の間の隙間大部分を占めるため，熱物性的には岩塊と同様の振（macro - poro sit y）は大きく見積もっても20 ％以下る舞いになると考えられる．岩塊や岩片で覆われる（実際はもっと小さい）が妥当であり，岩塊内部の空表層はT I Rの観測波長帯（約10 μm）に対して激し（C I：~2420

や CM : ~2960

い表面凹凸のある状態であり，温度日変化が平坦な特徴を示すと考えられる．

７. 小惑星Ryuguの形成史
小惑星 Ry ug uの形成シナリオについて既に提案されているが [ 15]，T I Rの観測によって以下のように制約されるだろう．1) 原始太陽系の星雲ガス中で形成された微 粒子（ 太陽系前駆物質も含まれる）から付着によって超高空隙でフワフワの塵が形成され，徐々に成長した．2) 多少の圧密は受けるものの，高空隙な状態を保持したまま成長してゆき，微惑星が
図8： 小惑星の直径と熱慣性の関係の図（原画像 [12]から改編）に到着前の予測[10]，小惑星Ryuguの平均熱慣性，ColdSpotの熱慣性と典型的な炭素質コンドライト[17]との比較．

形成された [29]．3) ある程度（数 10 k m以上）のサ
イズになると内部で熱変成や水質変成がある程度は進行するとしても，Ry ug u母天体ではそれらに伴う86

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図9： 小惑星Ryuguの形成シナリオ．大部分の岩塊が低熱慣性（高空隙率）であり，ごく一部が「普通の隕石」程度であることを説明するモデル．
（原画像[9]から改編）

圧密過程は低度にしか起きなかった（ 圧密不完全で惑星でも一般的な性質であり，炭素質隕石が大気突高空隙な状 態のまま）．相対的に高温高圧となる天入時に崩壊して固い部分のみ生き残るのはこの性質体の深部では圧密がより進行し，通常の隕石が形成のためと考えられる．また，高空隙率によって可視された可能 性はあるが，母天体の体 積の大部分で近赤外の反射率の低下とスペクトル形状の変化を生は高空隙率な状 態が保 持された．4) 大規模な衝突じるため，どの隕石のスペクトルともよく一致しない

破壊によって分裂し，バラバラになる．5) 破片が再原因にもなるだろう．

集合して，緩く寄せ集まったラブルパイル天体が形

この高空隙な特 徴は，太陽系初期の微惑星も同成された．その際，元の天体の内部構造の様々な深様に当てはまる．高空隙に伴う衝撃減衰の効果によさにあった高空隙な物質が岩塊として表層に点在しり，衝突時のクレータ形成や破壊の進行が低減し，た．C old Spotとなる「普通の隕石」的な岩塊は深部

そ の 結 果として 天体 成 長 のタイムスケールを変 化から来た岩塊の可能性があるが，破壊の原因となっさせるなど，惑星形成過程にも影 響を与えるだろう

た衝突天体を起源とする可能 性もある（岩塊に S 型[ 32]．小惑星Ryuguは塵から稠密な固い天体に至る小惑星的な分光特性を示すものがあり，それらは衝

惑星形成過程の途中にある状態を具現するものかも突天体起源と考えられる[25] ）．周辺土壌は細かいしれない．

高空隙な衝突 破 片であるか，岩塊がその後の隕石

以 上の 議 論 は 小 惑 星 Ry ug u の 物 質 が 炭 素 質

衝突や熱応力によって破砕し，堆積したものである．

隕 石と同 様 の 物 質 で あ ることを前 提として いる

6) YOR P 効果 [ 30] などによる自転速度の変化等にが，E S Aの 彗 星 探 査 機 Ro set t a が 探 査した67P/

よって，緩く寄せ集まったラブルパイルが変形・流動

Chu r u mov- G era si men ko 彗星の塵の質量分析でして現在のコマ型の形状になった [4]．

判明したように [ 33]，有機物が半分以上を占める高このシナリオでは，超高空隙でフワフワな塵から炭素質物質によって低バルク密度と低熱慣性を実現出発し，地球の岩石のような稠密で硬い岩石になっしている可能性は否定できない．これらの問題の解たことが一度もなく，常に高空隙であり続けたとい決には2020 年12月に帰還予定のRy ug uサンプルのう仮説で，現在のRy ug uのほぼ全球の岩塊が高空分析が期待される [ 34]．

隙な状態に保持されている理由を説明している [ 9]．
これは 小 惑 星 Ry ug u（ および小 惑 星 B en nu）だけでなく，太陽系史を通じて低重力な天体では一般的８. まとめと今後にむけてに起きる現象と捉えるのが妥当だろう．太陽系内で「はやぶさ２」搭載 T I Rによる，惑星探 査史 上初現存する小惑星で低密度な天体は同様な過程で形の「熱撮像 」によって，C 型小惑星 Ry ug uを構成す成され，高空隙な物質（m icro - poro sit yが高い）でる物質が典型的な炭素質コンドライト隕石よりもずっ構成されていると考えられる [ 31]．おそらくC 型小と高空隙である特徴を捉えることに成功した．おそ熱撮像で明らかにされた始原的小惑星の超高空隙な特徴／岡田 他

らくC 型小惑星に一般的な性質であり，また重力の大きな原始惑星に成長する前の段階の微惑星にも共87[8] Fukuhara, T. et al., 2011, Earth Planets Space 63,1009.

通する一般的な性質であったと考えられる．小惑星[9] Okada, T. et al., 2020, Nature 579, 518.

探 査機「はやぶさ」で初めて人類が「ラブルパイル小[10] e.g., Mueller, T. G. et al., 2017, Astron.

惑星 」を見たのと同様に，「はやぶさ２」では「高空隙な岩塊からなる小惑星 」を確認した最初の例となった．この特徴は今後，惑星形成過程などに実例として応用されることになると期待される．
熱撮像による探 査方法の有効性が実証されたこ

Astrophys. 599, A103.
[11] Yoshikawa, M. et al., 2014, Trans. JSASS
Aerospace Tech. Japan 12, 29[12] Delbo, M. et al., 2015, in Asteroids IV, 107.
[13] Okada, T. et al., 2018, Planet. Space Sci. 158, 46.とから，今後の探査計画においてスペクトル型の異[14] Okada, T., 2020, Appl. Sci. 10, 2158.

なる様々な物質からなる小惑星や，直径が異なり表[15] Sugita, S. et al., 2019, Science 364, 552.

面重 力の異なる小 惑 星に対して熱 撮像を実 施する[16] Saito, J. et al., 2006, Science 312, 1341.

ことは極めて有意義である．例えば「はやぶさ２」の[17] Takita, J. et al., 2017, Space Sci. Rev. 208, 287.

帰還後に運用を延長し，別のスペクトル型や直径の[18] Flynn, G. J. et al., 2018, Chemie der Erde 78,

小惑星を訪問することができれば，新たな知見が得られるだろう [ 35]．欧州の小惑星探査計画Heraは二重小惑星 D idy mo sの探査を実施する予定である
が，Heraに熱 撮像カメラの搭載が 計画されており[ 36]，実現すれば史上初のS 型小惑星の熱撮像が実269.
[19] Rozitis, B. and Green, S. F., 2011, Mon. Not. R.
Astron. Soc. 415, 2042.
[20] Shimaki, Y. et al., 2019, Lunar Planet. Sci. Conf.
50, 1724.

現でき，太陽系科学の発展に大きく貢献できると期[21] Shimaki, T. et al., 2020, Icarus 348, 113835.

待される．

[22] Groussin, O. et al., 2013, Icarus 220, 580.

謝辞[23] Yoshimitsu, T. et al., 2015, in 11th Low Cost
Planetary Missions Conf. Abstract.
[24] Ho, T.-M. et al., 2017, Space Sci. Rev., 208, 339.

小惑星探 査機「はやぶさ２」の開発や運用を通じ[25] Tatsumi, E. et al., (in revision), Nat. Astronon.て本 研究の実現に協働して頂いた全ての「はやぶさ[26] Jaumann, R. et al., 2019, Science 365, 817.

２」プロジェクトの関係者，科学的議論に参加した[27] Grott, M. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 971.

「はやぶさ２」国 際 サイエンスチームのメンバーの多[28] DellaGiustina, D. N. and Emery, J. et al., 2019,

大なる協力に感謝 する．本 研究は日本 学 術振 興会
科学研究費（ J P 26287108，J P17H 06459），およびJS P S C ore -to - C oreプログラム「惑 星 科 学 国 際 研究ネットワークの構築」の助成を受けている．

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