火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ 〜小惑星探査からの惑星科学〜／渡邊 他

23

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１～小惑星探査からの惑星科学～
渡邊 誠一郎 ，はやぶさ2プロジェクトチーム
1（要旨）「はやぶさ」後継機として C 型小惑星をめざす「はやぶさ 2」は開発の山場を迎えている．初期太陽系の記憶を留め，物質混合の指標に富む始原天体の試料を持ち帰り，鉱物 - 水 - 有機物相互作用による物質進化の多様性を実証し，地球への物質供給の様態を解明する．さらに宇宙衝突実験を行って微小重力瓦礫天体（微惑星アナログ）の物理特性を調べ，地下の物質を回収をも試みる．地上観測ではスペクトルも自転軸の向きも不確定な天体である．その天体の素顔をさまざまな装置で観測しつつ，そのデータからリアルタイムで運用オプションを選択し，着地と試料回収を試みる．洗練された技術による自在な運用が，科学成果を最大にする理工一体の探査の姿を連載していく．

今回から始まる小惑星探査機「はやぶさ 2」の連載でつき耳石を持ち日輪が形成される）の幼生をグアム西は，日本惑星科学会の皆さんにミッションのイメージ

方の海底山脈（西マリアナ海嶺南部）[1] で，2009 年 5 月

を共有してもらうことを目的にしたい．私の「はやぶには卵をそのすぐ南の海域 [2] で，それぞれ採取するさ」のイメージは夜空を切り裂く火焔の長い尾，まさことに成功した．近くでは産卵期の親ウナギも捕獲さに火の鳥である．皆さんはどうだろうか．

れ，
ニホンウナギの故郷は解明された（読み物としては，
例えば，[3]）．

手塚治虫の『火の鳥』．その「②未来編」で語られる

著者（渡邊）
は以前，フィリピン海プレートの拡大が人類の滅亡．ただ 1 人残った山之辺マサトは火の鳥か

ニホンウナギの大回遊の起源ではないかという与太話

ら宇宙生命（コスモゾーン）の神秘を明かされ，永遠のを語ったことがあった [4]．少なくとも，ウナギ属の生命を与えられる．地球の復活を見守るために ...

種分化や幼生を海流に乗せて大量にばらまく拡散戦略の成功は，プレートテクトニクスによる大陸や地峡，

1. うなぎとはやぶさ

海嶺，多島海などの配置変化と密接に結びついていたはずである．地球科学と遺伝子解析からうなぎの年代

名古屋と言えば「ひつまぶし」，稚魚の不漁で昨夏記が書かれていくことを大いに期待したい．

は蒲焼きの高騰が話題となった．ウナギは孵化するとでも，何でうなぎなのか，はやぶさの話ではないの

レプトケファルスと呼ばれる幼生を経てしらすうなぎ

か．実は両者は私の中では妙に呼応する．地球に接近（グラスイール）となって日本沿岸に現れ川を遡る．ニする多数の小惑星・隕石の楕円軌道と日本に襲来する

ホンウナギ（Anguilla japonica）の故郷は長い間謎だっ

多数のニホンウナギの回遊環路．小惑星に行ってサンた．東京大学大気海洋研究所（2010 年までは海洋研究

プラで砂粒や塵を採取するサンプルリターンとグアム

所）の塚本勝巳のグループが 40 年にわたってその謎を沖に出かけネットで仔魚や卵を採取するリサーチフィ

追い続け，2005 年 6 月には生後 2 日（ウナギは生まれ

ッシング．太陽系環境と放射年代を刻んだ小惑星の粒子と海洋環境を日輪に刻んだウナギの耳石．地球史に

1. 名古屋大学大学院環境学研究科／宇宙航空研究開発機構はやぶさ2プロジェクト
seicoro@eps.nagoya-u.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

23

影響を与えた隕石の母天体を探る小惑星探査機のフライトと日本文化の一翼を担う食材の誕生地を探る海洋2013/03/12

10:33:53

24

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

図1： 小惑星にランデブーするはやぶさ2（ｃ○池下章裕）．

調査船のクルーズ．そして，惑星科学と放射年代学かあったものが木星など他の惑星の重力摂動によって運ら辿る海と生命の歴史と地球科学と分子系統学から遡ばれたもので，数百万年から数千万年で太陽に飛び込る海と魚類の進化…

むか，地球などの惑星に衝突するか，あるいは木星軌

太陽系を回遊する小惑星の群れに切り裂くように飛び込み獲物を捕らえるはやぶさの一撃，イメージは共道以遠に放出されるかの運命にある過渡的な天体である．

有してもらえただろうか．え，無理．そういう方は「う

はやぶさ 2 計画は 2007 年 6 月にプロジェクト準備審なぎ，はやぶさ」でググって欲しい．蒲焼きが太陽電査を経てプリプロジェクトとなっていたものの，本格池パネルって…相模原と言えば「はやぶさ重」になるか． 的な起動は 2010 年 6 月のはやぶさ帰還後であった．小
閑話休題．

惑星サンプルリターン技術実験を行う工学実証ミッシ
ョンであったはやぶさに対し，はやぶさ 2 はその技術

2. はやぶさ2プロジェクトの経緯を使って始原天体からの試料採取をめざすという理学ミッションを持った探査機である．ただし，はやぶさ

小惑星探査機「はやぶさ 2」は，「はやぶさ」の後継機は数々のトラブルに見舞われており，トータルな意味と し て， 地 球 接 近 小 惑 星（Near-Earth Asteroids:

でのサンプルリターン技術が確立できたとは言い難か

NEA）の 1 つを訪れて，表面物質の地球への持ち帰りった．そのため，その技術をより確実なものにし，そ（サンプルリターン）をめざしている（図 1）．現在のとれを駆使して科学成果を最大限にするような運用を行

ころ，C 型小惑星（162173）1999 JU3 を探査対象天体とうことがミッション成功の鍵となる．その意味でまさして，2014 年後半の打ち上げを目標にタイトなスケに工学と理学が一体となって進めるべき探査であるこジュールで開発が進められている．NEA というのは，とがはやぶさ 2 ミッションの大きな特徴である．

地球軌道に接近する小惑星で，もともと小惑星の故郷

はやぶさ 2 プロジェクトにはいくつかの課題があっであるメインベルト（軌道長半径が 2.15―3.25 AU）にた．まずは非常にタイトな開発スケジュールのもと，■2013遊星人Vol22-1.indd

24

2013/03/12

10:33:58

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ 〜小惑星探査からの惑星科学〜／渡邊 他

25

基本設計は初号機を踏襲したものとなり，搭載機器にめに，宇宙理学委員会は，はやぶさ 2 への積極的関与

ついても初号機から踏襲するものは開発評価モデル

を今後も続けるべきである．
」と述べられている ．

2（EM）や試作モデル（PM）を制作せずにいきなりフラTF の活動と軌を一にして全 JAXA でのプロジェク

イトモデル（FM）を制作する方式が採られた．初号機

ト推進体制の構築が進められ，2012 年 9 月から 10 月

制作から 10 年が経過し，調達／性能の観点から部品にかけてプロジェクトマネージャとして國中均，サブ等を変更せざるを得ない中で，この方式での開発はリマネージャとして稲場典康，プロジェクトサイエンテ

スクを抱えることを意味する．また，宇宙航空研究開ィスト（PS）として渡邊誠一郎が就任し，吉川真はミ

発機構（JAXA）の中で，月・惑星探査プログラムグル

ッションマネージャとなるなど，プロジェクトの中核ープ（JSPEC）が担当するミッションであるという形式の体制強化が図られた．PS の渡邊は TF の流れを汲ん的な理由から，宇宙科学研究所（ISAS）の宇宙理学委

でプロジェクトとコミュニティをつなぐ役割が期待さ

員会において科学的意義などの議論が行われて来なかれているが，ミッション経験が無いため，吉川真をはった．そのため，正統性に疑念が持たれることとなっじめ安部正真・田中智・藤本正樹・小林直樹の ISAS

た．さらに，はやぶさ 2 のサイエンスチームがはやぶの探査経験者と石黒正晃（ソウル大学）からなる PS チ

さ初号機のグループから惑星科学コミュニティ全体へームを中核として，さらに観測機器チームや地上観測となかなか広がらなかった．これはタイトなスケジュ

チームからのメンバーを加えた統合サイエンスチーム

ールと準同型機ということで理学的観点から搭載機器を新設して，サイエンスをより強力に推進する体制がの工夫ができる自由度が少ないこともあったが，プロ2012 年のうちに構築された．

ジェクト内外でのコミュニケーションの少ないことが主要な原因であった．

3. 小惑星探査の意義

こうした状況の下で，2010 年 9 月には惑星科学研究センター（CPS）が主催した月惑星探査緊急討論会や，小惑星探査はマイナーな天体を訪れる
“おたく”
的な

2010 年日本惑星科学会秋季講演会での議論を踏まえ，

ミッションであるとの誤解が，主に惑星科学から遠い2010 年 11 月にはプロジェクトとコミュニティをつな分野の研究者にあると言う．そもそも 1 天体だけを訪ぐ「はやぶさ 2 から考えるサイエンス研究会」が発足しれる惑星探査は，全天の多くの天体に望遠鏡が向けらた．そして同研究会の継続的な議論を通じて，2011

れる天文観測衛星からすると普遍性に関する疑義がつ年末までに搭載機器のサイエンス PI の交替を含む新

きまとうらしい．
『遊・星・人』の読者のほとんどにメンバーのプロジェクト参加によるチーム強化が図らは釈迦に説法であろうが，小惑星探査の意義についてれた．

確認しておきたい．一言で言えば「小惑星の科学」でまた，2011 年 10 月の ISAS 宇宙理学委員会ではやぶさ 2 の集中審議が行われ，同委員会の下にはやぶさ 2はなく，「小惑星からの惑星科学」を展開することに意義がある．

タスクフォース（TF）［座長：渡部潤一（国立天文台三小惑星探査の第一の意義は小惑星が太陽系最初期の鷹）］が設置された．プロジェクト外の小惑星や惑星物（場合によっては太陽系形成前にも遡る）
記憶を留めて質，惑星形成論の専門家とプロジェクトのサイエンス

いる可能性があるという点にある．天体表面の単位質を中心とするメンバーが参加して，2012 年 9 月までに量の重力エネルギーは GM/R ≈ GρD（ここで，G は14 回の会合を重ねた．2012 年 12 月の ISAS 宇宙理学

万有引力定数，M，R，D，ρはそれぞれ天体の質量委員会に TF 活動総括が報告されたが，そこでは「Cと半径，直径，平均密度）であり，直径 1000 km の天型小惑星である 1999 JU3 をターゲットとするはやぶ

体では，内部エネルギーに換算して 200 K 程度の温度

さ 2 の科学の意義は高いものである．それを核にした，に，運動エネルギーに換算すると，0.6 km/s 程度の速様々な宇宙科学分野を巻き込んだ分野横断的な議論の場を作り出していくことは可能であり，そして，そのことが日本において惑星科学だけでなく宇宙科学全体を盛り上げることにつながると強く確信する．そのた■2013遊星人Vol22-1.indd

25

2

2. 宇宙科学研究所の理学班員の方なら宇宙理学委員会の議事録・会議資料のページ
http://www.isas.jaxa.jp/home/rigaku/member/siryo.phpの 第38回会議資料の中にTF 活動総括が掲載されているのでぜひご覧いただきたい．

2013/03/12

10:33:58

る．雪線とは H2O がそれより内側では昇華し，外側では凝縮するような太陽を囲む境界線である．円盤中にダストが浮遊している間は雪線が地球軌道より内側まで入っていた可能性が指摘されているが，太陽放射が直接円盤中央面にも届くようになると小惑星メインベルト中に位置するようになる．
雪線より内側では固体物質は岩石が主体となるが，外側では氷が主体となり
26
日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013
組成は大きく変化する．さらに有機物の昇華温度や分解温度なども雪線前後に分布するため，有機物組成も大きく変化する．小惑星の表面スペクトルがおお度に相当する．最大の小惑星ケレス［（1）Ceres］の直にあるトロヤ群で D 型と分布しているのは（図 2 参照），
まかには，火星軌道のすぐ外側で高軌道傾斜角のハンガリア族がE 型，メイン径が 950 km であるから，かつてより大きな母天体を組成がそれぞれ，還元的で金属に富むエンスタタイト
ベルトの内側領域でコンドライトタイプ，岩石主体で有機物に乏しい普通S 型，中央で C 型，外側領域や木星軌道にあるトロヤ群で構成していなかったとすれば，集積によって融解や強い熱変成を受けた可能性は低いと考えられる（ただし， コンドライトタイプ，酸化的で有機物に富む炭素質コ
D 型と分布しているのは（図2 参照），組成がそれぞれ，還元的で金属に富む
軌道離心率は大きいため，数 km/s
程度の衝突を経験
ンドライトタイプ，低温有機物や氷を含むより低温物
エンスタタイトコンドライトタイプ，岩石主体で有機物に乏しい普通コンドラ
し，局所的な熱変成を受けた可能性は残る）．一方で
質（2000 年にカナダに落下した Tagish Lake 隕石など
イトタイプ，酸化的で有機物に富む炭素質コンドライトタイプ，低温有機物やベスタ（4）Vesta][のように平均直径が 525 km しかなに相当するとの見解もあるが不確定）に対応している
氷を含むより低温物質（2000 年にカナダに落下した
Tagish Lake 隕石などに相26くても融解を経験したと考えられる天体があり， Alと考えられている（例えば，[5]）．しかし，個々の天体
当するとの見解もあるが不確定）に対応していると考えられている（例えば，[5のような短寿命核種が熱源と推定されている．しかし，の中でどの程度組成の不均一があるかは分かっておら26
しかし，個々の天体の中でどの程度組成の不均一があるかは分かっておらず，
Al が熱源として有効なのは太陽系最初期の物質であず，探査によって，雪線付近での物質混合の程度が解る Ca や Al に富む難揮発性包有物（CAI）の形成後数読できると期待される．
探査によって，雪線付近での物質混合の程度が解読できると期待される．
百万年以内であり，太陽系の最初期の分化過程と考え小惑星探査の第三の意義は，地球への物質供給，と小惑星探査の第三の意義は，地球への物質供給，とりわけ水や有機物の供給られる．つまり，小惑星は分化しているにせよしてい
りわけ水や有機物の供給についての知見を得ることがについての知見を得ることができることにある． 地球は水の惑星と言われるがないにせよ，太陽系形成直後の重要な情報を保持してできることにある．地球は水の惑星と言われるが，海海洋の地球全体の質量に占める割合
fs はいる可能性が高い．
洋の地球全体の質量に占める割合
fs は
特に天体形成後に組織が大きく変質するような高温を経験していない始原天体では，太陽系形成前後の記

fs =3as d s ρ s≈ 2.3 × 10 −4
R ρに過ぎない．ここで，Rとρは地球の半径
憶がプレソーラー粒子，CAI，コンドリュールなどのR と ρ は地球の半径に過ぎない．ここで，(6.4×103（6.4×10km)と平均密度 (5.5×1
3

3

3

と平均密度
（5.5 × 10 kg/m ），as，ds，ρs は，そは，それぞれ海洋の地表に占める面積比(0.71)，平均深度kg/m ), a s , d s , ρ s km）

構成粒子毎に刻まれている可能性がある．あるいはガ3スとの反応や母天体上での熱水が関与した鉱物反応

れぞれ海洋の地表に占める面積比（0.71），海洋平均深3)である．地球全体に占める水の割(3.7 km)，および海水の密度(1.0×103 kg/m
3
3
である．
度
（3.7 km），
および海水の密度（1.0×10 kg/m ）合となると，地表の水の97.5%は海洋にあるが，マントル中には海洋の5―1
物や有機物などの低温物質が壊されずに残っていれば， 地 球 全 体 に 占 め る 水 の 割 合 と な る と， 地 表 の 水 の倍程度の水が蓄えうる（例えば，[6]）．しかし，これを考慮しても地球の水の97.5% は海洋にあるが，マントル中には海洋の 5―10
こうした記憶が保持されている可能性は高い．これは，倍程度の水が蓄えられうる（例えば，[6]）．しかし，こ地球や月のように集積による高温を経験した大きな分質量比は 0.1%程度に過ぎず非常に小さい．
地球のマントル中には強親鉄元素（白れを考慮しても地球の水の質量比は 0.1% 程度に過ぎ化天体からは決して得られない情報である．
金族元素など鉄と親和性が強くコア形成によってマントルから取り除かれる元ず非常に小さい．
地球のマントル中には強親鉄元素（白小惑星探査の第二の意義は，小惑星メインベルトに素）が過剰に存在していて，地球集積の最終ステージで付け加えられたとする
金族元素など鉄と親和性が強くコア形成によってマン
ちょうど原始太陽系円盤（以下，円盤という）の雪線
レイトベニア (lateトルから取り除かれる元素）
veneer) 仮説が提唱されている（例えば，[7]）．これに従が過剰に存在していて，（snow line）が位置していたため，強い動径方向の組
えば，例え，主要な集積時の材料物質に水がまったく入っていなくても，数%の地球集積の最終ステージで付け加えられたとするレイ成勾配が期待され，円盤での固体物質の混合過程が記
トベニア（late veneer）仮説が提唱されている（例えば，録され得ることである．雪線とはH2O がそれより内炭素質コンドライト物質（含水量：1―10%）のレイトベニアが付け加えられれ側では昇華し，外側では凝縮するような太陽を囲む境[7]）．これに従えば，例え，主要な集積時の材料物質
ば，地球の水の量は説明できる．
界線である．円盤中にダストが浮遊している間は雪線に水がまったく入っていなくても，数 % の炭素質コ	  一方で，エンスタタイトコンドライトや普通コンドライトにも地球と同程度（水質変成）を記録している可能性がある．特に含水鉱が地球軌道より内側まで入っていた可能性が指摘されンドライト物質（含水量：1―10%）のレイトベニアがているが，太陽放射が直接円盤中央面にも届くように付け加えられれば，地球の水の量は説明できる．

なると小惑星メインベルト中に位置するようになる．

一方で，エンスタタイトコンドライトや普通コンド

雪線より内側では固体物質は岩石が主体となるが，ライトにも地球と同程度かそれ以上の水が含まれてい外側では氷が主体となり，組成は大きく変化する．さるため，それらから地球ができたとしても水の量にたらに有機物の昇華温度や分解温度なども雪線前後に分だちに問題がある訳ではない．さらに円盤ガスのもと布するため，有機物組成も大きく変化する．小惑星ので地球が成長したなら，水素分子を主成分とする分厚

表面スペクトルがおおまかには，火星軌道のすぐ外側

い大気が地表を覆うため，H2 の酸化によって H2O がで高軌道傾斜角のハンガリア族が E 型，メインベルトできた可能性が高い（例えば，[8]）．このように地球のの内側領域で S 型，中央で C 型，外側領域や木星軌道

水の起源には不確定性が多いため，小惑星の含水量や■2013遊星人Vol22-1.indd

26

2013/03/12

10:33:58

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ 〜小惑星探査からの惑星科学〜／渡邊 他

27

水の中の水素同位体比（D/H 比）を調べることが重要

年 5 月 10 日に米国のリンカーン地球接近小惑星探査である．特に，含水量の表面分布や鉛直方向変化を定（LINEAR）プロジェクトによって発見された．その後，量的に押さえることで天体スケールでの平均含水率を

確定番号 162173 が付いている．1999 JU3 の軌道要素推定できれば意義深い．

を示したものが表 1 である．a > 1.0 AU，q < 1.017

有機物に関しては，母天体上での鉱物 - 水 - 有機物相

AU であるので 1999 JU3 はアポロ型軌道（地球軌道と互作用の解明が鍵となる．生命起源物質は低分子から交差し，主に地球軌道の外側にある．
）の NEA である．

ボトムアップで合成された（ストレッカー反応など）のか，複雑な高分子が初生的に生じた後，加水分解によって形成された（フィッシャー・トロプシュ型反応など）のか議論がある [9]．隕石に比べ大気圏突入による熱変成や地球物質による汚染がずっと少ないリターン
サンプルの分析によって，宇宙における有機物進化の本格的な解明が可能となる．隕石の有機物分析は，鏡3像分子の非対称性と水質変成の関係 [9] など興味深いテーマが数多くあるが，無機物分析に比べてまだまだ系統的な研究が進んでいない．特に組織を見ながら，有機物と鉱物の関係を解析することはほとんどなされていない．サンプルが地上にもたらされる 2020 年までに有機物の総合的な分析の技術開発を戦略的に進めることが重要である．

表1：小惑星（162173）1999 JU3の軌道要素．

軌道要素

記号

値

軌道長半径

a

1.18953 AU

軌道離心率

e

0.19026

軌道傾斜角

i5.88404ﾟ

近日点引数ω

211.423ﾟ

昇交点経度Ω251.617ﾟ

平均近点角

M226.571ﾟ

備考

対黄道面

近日点距離

q

0.96321 AU

=a
（1－e）

遠日点距離

Q

1.41585 AU

=a
（1＋e）

公転周期

T

473.875 day

1.30年（注）JPLのWebより引用．元期は2012年9月30日．

1999 JU3 については，はやぶさ 2 の探査候補に選ば

小惑星探査の第四の意義は，惑星成長の衝突過程をれた後，2007 年から 2008 年にかけて観測キャンペー

明らかにする天然の物証を探ることにある．小惑星にンが行われ（例えば，[12]），また，2012 年にも追加のは，イトカワのように岩塊や砂が弱い重力により集ま観測が行われた．それらの観測に基づいて決められたった瓦礫天体（rubble-pile 天体）が多く存在すると考え主な物理パラメタは，自転周期 7.63 時間，直径 0.8 km，られている．こうした微小重力瓦礫天体は惑星成長の幾何アルベド 0.06 である．形状はほぼ球形であるため，もととなった微惑星のアナログ天体とみなすことがで自転軸の向きを小惑星の変光曲線（ライトカーブ）からきる．破壊過程を取り入れた惑星成長過程の研究がよ決めることが難しい．石黒正晃らが中心となった国際

うやく本格的に行われるようになった（例えば，[10]）的なチームによる自転軸向きの解析が行われているが，が，その理解を進展させるには微惑星の衝突に対する

現在のところ確定はできていない．

振る舞いを知ることが不可欠である．小惑星に対する1999 JU3 の可視波長域での反射スペクトルの分光観大規模衝突実験はその有力な手段である [11]．さらに

測は，いくつか行われており，C 型であることはほぼ天体表面に残されたクレーターや岩塊のサイズ分布，

確実だが，より細かい特徴を議論するためには信頼性

回収試料の衝撃変成の様子や年代などを分析することが乏しい．さらに観測時期によって結果には違いがあで小惑星の衝突過程を明らかにすることができる．

り，中には 0.65 μm 近傍に吸収帯（事実なら含水鉱物の存在を示唆する）と解釈できる凹みが見られる観測4. 探査対象天体 1999 JU3

データもある（例えば，[12]）．このスペクトルの差異
は観測誤差に起因する見かけのものである可能性も否

はやぶさ 2 の探査対象天体である 1999 JU3 は，1999
3. Murchison隕石中の非タンパク性のアミノ酸イソバリンの右と左の鏡像異性体（D体，L体）の偏りに不均質があり，イソバリ
ン／アラニン比と蛇紋石／カンラン石比の間には正の相関がある．蛇紋石はカンラン石の水質変成で生成される含水鉱物である．

■2013遊星人Vol22-1.indd

27

定できないが，天体表面に複数の異なる物質に覆われた領域が存在し，観測位相によって反射スペクトルが変化した可能性も指摘されている．
近赤外波長域の観測では 1 μm 帯や 2 μm 帯の吸収を持たずかつ緩やかな右上がりの連続成分を持つスペク

2013/03/12

10:33:58ƕƘĸ½ƋƪſǪŁŚŪAƚn÷ƞŴƝƜ~¾ƱǔǢǉǋƋƒƨƞƙ
~¾MƞǒƸǤǋƝƪƕƘǃǖƻǋǠbƞŜžƱĥƋƘžƭǪƒƓƋǩ(4) Vesta
bǩ(21) Lutetia Ɵ M bƙŽƭǪǛƵǤǕǠǋƙƟƁƁƥƂƝĬƮƠǩ/$ƂƫǩS bǩC bƚ4Ƌǩñk$Ɲ D bƃ4ƍƭƃǩ4ƝƟƂƜƬţƜƬƃŽ
¾ƞģ¾ƙŽƭǩPhobos ƚ Deimos Ɵ~¾ƱªéƋƒƨƞƚęƀƫƮƘžƭ
28
日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013ƨƝ C bƙŽƭǪ
となり表面熱輻射が最大となる方向が太陽方向からずれるため，公転方向のトルクが生じて公転角運動量すなわち a が変化する効果である．自転軸が公転面に垂直な場合，自転方向が順行または逆行に対して a は増
大または減少する（日効果）．自転軸が横倒しの場合は，自転方向によらず a は減少する（年効果）．中間的な場
合，両効果が重なるが，日効果の方が卓越する場合が多い．そのため，衝突によって生成された破片は動径方向に広がる．その動径移動速度は天体直径に反比例して，小さいものほど速く移動する．
Yarkovsky 効果によって，動径方向に移動した破片
は，平均運動共鳴（小惑星の公転周期と摂動天体の公
図2： 小惑星メインベルトからの物質輸送過程．

転周期が簡単な整数比となる軌道長半径での共鳴）や

図 2： 小 惑 星 メ イ ン ベ ル ト か ら の 物 質 輸 送 過 程

永年共鳴（小惑星軌道の近日点方向や昇交点方向の回トルという典型的な C 型の反射スペクトルが得られて転角速度と惑星系の対応する固有角振動数が一致する

いる．中間赤外波長域の測光データからは，前述の天¾ǛƵǤǕǠǋƙƟ~¾ƛſƋƞĤĄƝƪƕƘýåƃî¡ƊƮƭǪýåƞſƔ
ことでの共鳴，例えば [13]）の位置に到達すると，離体の直径や幾何アルベドが求められている他，熱慣性m ƪƬƨ~ƊžƨƞƟ Yarkovsky <ÉƝƪƕƘŁŚįŘ=Ť心率が増大し，火星や地球の軌道と交差するようにな(a) ƃj@ƋƘ=が数百程度であるとされている．これは厚いレゴリス
る．地球軌道付近に小惑星を供給する共鳴としては，
NƝā=ƍƭǪYarkovsky <ÉƚžſƞƟ~¾ƞƨƖãƝƪƕƘǩn
2
1/2
層を持つ月や大型小惑星（50 J/m /s /K 程度）とレゴ
メインベルトの内側領域にある 3：1 の平均運動共鳴21/2ÝƃÃŹƚƜƬĥŴãŅ|ƃÃmƚƜƭ¹NƃoŮ¹NƂƫƎƮƭƒƧǩ,リス層が少なく礫に覆われたイトカワ（750 J/m /s / （2.50 AU）とν6 永年共鳴（小惑星の近日点移動角速度K）の中間的な値となっている．ここで熱慣性Γとは，が土星のそれと一致する共鳴，軌道傾斜角が 0 ならNƞǋǠƻƃîƌƘ,łįŘ=ŤƍƜưƔ
a ƃj@ƍƭ<ÉƙŽƭǪĜłŃƃ,日変化に伴う小惑星の単位面積当たりの実効的な熱容2.15 AU）が重要である．ただし，非常に小さい破片Ɲa÷ƜfKǩĜł¹NƃŵĢƥƒƟŏĢƝ{ƋƘa ƟhmƥƒƟÜƍƭ-1/2
量がΓω （ただし，ωは小惑星の自転角速度）で与小惑星は Yarkovsky 効果による移動速度が速すぎて，ÉǨǪĜłŃƃÍ!ƋƞfKƟǩĜł¹NƝƪƫƎ
aƟÜƍƭǧ<ÉǨǪ
1/2
えられるような量で，Γ =（ρCPk） と書ける（ρ，CP， 共鳴をすり抜けて地球周辺に供給される可能性がある．
ƜfKǩ<ÉƃţƜƭƃǩ»<Éƞ¹ƃBĿƍƭfKƃlžǪƐƞƒƧǩĤ
k はそれぞれ，表面物質の密度，単位質量当たりの定
こうしたサイズによる違いは地球にもたらされる物質
圧熱容量，熱伝導率である）．
供給過程を考える上で重要である．
ƪƕƘî¡ƊƮƒýåƟ=¹NƝƃƭǪƐƞ=ā=ŒƟn÷ƝE
1999 JU3 の起源を考えるために，小惑星メインベル
地球近傍小惑星（NEA）はこのようなメカニズムでƋƘǩ~ƊžƨƞƣƛŒƆā=ƍƭǪトからの物質供給について図 2 に従って説明しよう．
メインベルトから供給された破片小惑星であると考え
rkovsky <ÉƝƪƕƘǩ=¹NƝā=ƋƒýåƟǩ`Ř=-źǧ~¾ƞ
軌道長半径と天体直径の平面に主な小惑星をプロットられる．火星や地球などの惑星との相互作用で，遠日RÇƚ¯=nƞ,łRÇƃĉCƜµ´ÒƚƜƭŁŚŪAƙƞ-źǨƩÔしたものである．小惑星名のフォントによってスペク
点距離が小さくなりメインベルトから切り離され，よ
トル型の違いを表している．ただし，（4）Vesta は V 型， り小さい軌道長半径を取るものが生まれる．はやぶさ~¾ŁŚƞŉ»á¹NƩ¼
á¹NƞWłįŒƚ¾Čƞ{ƍƭZ（21）
Lutetia は M 型である．メインベルトではおおま
2 の探査対象天体である 1999 JU3 はそのような小惑星©=´ƃĝƍƭƉƚƙƞ-źǩƀƠ[13]ǨƝ6śƍƭƚǩűêƃhmƋǩà
の 1 つである．軌道進化の計算から，1999 JU3 はν6 永
かに見れば，内側から E 型，S 型，C 型と分布し，一_ìƞŁŚƚ 番外側にƍƭƪſƝƜƭǪ_ìŁŚŉƝ~¾ƱĔƍƭ-źƚƋƘ
年共鳴によって，小惑星メインベルト内側領域からもD 型が分布するが，分布にはかなり重なりがある．火星の衛星である，Phobos と Deimos は小惑星たらされたと推定されている．実はメインベルト内側を捕獲したものと考えられているが，ともに C 型もしの低軌道傾斜角領域には Erigone 族と呼ばれる C 型の

くは D 型である．

スペクトル型を持つ衝突族があり，数億年前に起こっ小惑星メインベルトでは小惑星どうしの衝突によったと推定される衝突破壊によって生じた多くの破片小て破片が生成される．破片のうち 10 km よりも小さい

惑星がメンバーとして同定されている [14]．前述のものは Yarkovsky 効果によって軌道角運動量（a）が変Yarkovsky 効果によって，1 km サイズの逆行自転の化して動径方向に移動する．Yarkovsky 効果というの破片であれば，0.2 AU ほど内側に移動してν6 永年共

は小惑星のもつ熱慣性によって，天体表面温度が最高鳴領域に供給され得ることがわかっている．

■2013遊星人Vol22-1.indd

28

2013/03/12

10:34:00

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ 〜小惑星探査からの惑星科学〜／渡邊 他

29

図4： 小型搭載型衝突装置によるクレーター形成実験ｃ池下章裕）．
（○
図3： はやぶさ2の搭載機器と機器間の連携（杉田精司・ONCチー：は や ぶ さ 2 の 搭 載 機ムの原図を改変）
器と機器間の 連 携（ 杉 田 精 司・ONC チ ー ム の 原 図 を 改 変 ）．
．搭載機器の略号については本文参照．

機器の略号については本文参照．
実は地上観測で得られた 1999 JU3 の可視・近赤外の変角振動であり，含水率や含水鉱物種が天体表面で波長域のスペクトルは，Erigone 族の最大小惑星であどの程度変化するかの情報が得られる．これは試料採の InAs フォトダイオードリニアアレイセンサーを組域フィルタを持つ．HP での解像度は 2 m/pixel である．

近赤外分光計 (NIRS3) は有効口径 30 mm, F1.0 の集光部に回折格子を組みる（163）Erigone のスペクトルと類似している．こう取を行う着地地点を決めるにも最重要の情報である．
わせた光学系に，128画素のInAs
フォトダイオードリニアアレイセンサーをした状況証拠から 1999 JU3 は Erigone 族の破片小惑星
中間赤外カメラ（TIR）はフィルタにより制限されたみ合わせた分光計で，波長1.8―3.2 µm を波長分散
30 nm/pixelの 1 つとして生成され，数億年をかけてν
波長 8―12以下で分光μm の光を画素 320 × 240，視野角 16°×12°の
6 永年共鳴領域に運ばれて離心率が上昇し，やがて地球と近接遭遇
2 次元非冷却ボロメータ（受光した感熱素子の温度変る．視野全角は 0.1˚でHP での分解能は 35 m で，表面を一点一点分光してい
し，NEA となったという仮説が成り立ち得る．はや化を抵抗値変化から検出する赤外線検知素子）により．受動冷却により 185 K 程度のセンサー温度を実現して，S/N > 50 を達成すぶさ 2 による探査は，まさにこうした地上からの観測
撮像する装置である．解像度は HP で 17 m である．
．検出をめざす主な吸収帯としては，2.7µm の OH 基の伸縮振動と2.9―3.0
だけでは決着がつかない仮説に対して，リモートセン
金星大気探査機「あかつき」に搭載された LIR を利用
シングやリターンサンプル分析を通じて，新たな知見している．小惑星の表面温度を相対精度 0.3 K，絶対の H2O の変角振動であり，含水率や含水鉱物種が天体表面でどの程度変化
や年代軸を導入することで，検証を可能とし，天体の精度 3 K で測定し，自転温度変化から表面の熱慣性分
るかの情報が得られる．これは試料採取を行う着地地点を決めるにも最重要起源を明らかにできると期待される．
布を 20% 程度の精度で決めることを目標としている．
情報である．
熱慣性の値は表面状態（岩塊存在度や砂層粒径など）を
中間赤外カメラ (TIR)はフィルタにより制限された波長 8―12µm の光を画推定するのに使える．また，TIRの観測は Yarkovsky
5. 搭載機器効果などの実証に必要なデータを与える．
20×240，視野角 16˚×12˚の 2 次元非冷却ボロメータ（受光した感熱素子
ごく簡単にサイエンスに関係する搭載機器を紹介す
光学航法カメラ（ONC）は探査機の姿勢軌道制御用
温度変化を抵抗値変化から検出する赤外線検知素子）により撮像する装置でる（図 3）．探査機が小惑星に到着し全球観測をするホ
バス機器であるが，特に望遠カメラ（ONC-T）はフィ
る．解像度は HP で17 m である．金星大気探査機「あかつき」に搭載されたームポジション（HP）は高度 20 km とされているので，
ルタ分光によるマルチバンド可視光カメラとして理学を利用している．小惑星の表面温度を相対精度
0.3 K，絶対精度
3 K で測定 × 1024 の CCD で，0.39μm，
以下その数値を用いる．
目的に使用される．1024
近赤外分光計（NIRS3）は有効口径
30mm，F1.0の
0.48μm，0.55
μm，0.70 μm，0.86μm，0.95μm の 6 バ，自転温度変化から表面の熱慣性分布を 20%程度の精度で決めることを目標
集光部に回折格子を組み合わせた光学系に，128 画素
ンドのフィルタおよび Na D 線検出用の 589.5 nm 狭帯
している．ã ƞ#ƟĥŴèǧgs^ƩüċƜƛǨƱ­wƍƭƞƝ

ƭǪƥƒǩTIR ƞĮÞƟYarkovsky <ÉƜƛƞxĴƝĪƜǊǦǆƱƀƭǪ
み合わせた分光計で，波長1.8―3.2 μm を波長分散 30
天体形状モデルの基本データを与え，表面状態の把握
nm/pixel
以下で分光する．視野全角は 0.1°で HP でのや履歴解析，含水鉱物や有機物等の物質や宇宙風化の*tĞØƹǛǞ (ONC)Ɵ«ÊÎƞq?ŁŚ7ïǐǃÎUƙŽƭƃǩçƝÆŝ
分解能は 35 m で，表面を一点一点分光していく．受表面分布が得られると期待される．なお広角カメラ
Ǟ (ONC-T) ƟǒƴǠǆ4*ƝƪƭǙǠǈǐǤǌHĭ*ƹǛǞƚƋƘítöõƝ
動冷却により 185 K 程度のセンサー温度を実現して， （ONC-W1）は 着 地 前 後 に お い て 高 解 像 度（分 解 能 1
ƮƭǪ1024ż1024S/N
ƞ CCD
ƙǩ0.39 µm, 0.48 µm, 0.55 µm, 0.70
µm, 0.86 µm,> 50 を達成する．検出をめざす主な吸収帯としcm/pixel 以下）の着地点付近の撮像が期待され，回収µm の 6 バンドのフィルタおよび
Na D 線検出用の
589.5
nm 狭帯域フィルては，2.7 μm の OH 基の伸縮振動と2.9―3.0μm の H
試料の産状記載の上で重要である．
2Oを持つ．HP での解像度は 2 m/pixel である．天体形状モデルの基本データをえ，表面状態の把握や履歴解析，含水鉱物や有機物等の物質や宇宙風化の表分布が得られると期待される．なお広角カメラ (ONC-W1) は着地前後におい■2013遊星人Vol22-1.indd

29

2013/03/12

10:34:00

30

日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

レーザ高度計（LIDAR）もまた姿勢軌道制御用バス

る．

機器であるが，理学目的にも使用される．小惑星に対

小型ランダ MASCOT はドイツ航空宇宙センター

してレーザ光パルスを照射し，表面からの反射光パル（DLR）が中心となってフランス国立宇宙研究センタ

スが戻ってくるまでの時間を計測して小惑星表面までー（CNES）が協力して開発している小惑星表面をホッの距離を決める装置である．ONC と組み合わせてのピングにより移動できる小型着陸機である．搭載機器

小惑星形状モデルの作成や内部空隙率の推定，自由落

としては多色広角カメラ（CAM），多波長熱放射計

下運用による重力計測などが重要な任務である．また（MARA），磁力計（MAG），分光顕微鏡（MicrOmega，

表面ラフネスの測定やレーザ波長（1064 nm）での小惑

分解能 20 μm，観測波長 0.9―3.5 μm）がある．母船か星表面の幾何アルベドの測定，小惑星周辺空間の浮遊

ら切り離された直後から撮像を開始し，着地後も観測

ダストの検出などが行われる．

を進め，2 回のホッピングで向きを変えて観測を続け

はやぶさ 2 は打ち上げ後，宇宙空間で円錐 + 円筒状

る．MASCOT はリモートセンシング（1 km―1 cm）のサンプラホーン（金属製の固定ホーンと伸展ホーンとリターンサンプル分析（1 mm―100 nm）のスケールの間をベクトラン製の布ホーンで接続）を伸展する．

ギャップをつなぐ位置を占めるため非常に重要である．

サンプラ（SMP）は，小惑星の着地時にサンプラホー

また，小型ローバ MINERVA- Ⅱ（複数台）も搭載されンが接地した状態で Ta の弾丸を発射し，イジェクタ

る予定である．

として上方に放出された粒子をキャッチャーに捕らえ

現在，はやぶさ 2 は開発の山場を迎えており，シスるように設計されている．うまくいけば 3 回のサンプ

テム機械環境サーベイ試験（図 5）に続いて搭載機器をル確保が可能なように設計されている．また，伸展ホ

つなぎシステムとしてのインターフェース上の問題をーン部先端は折り返しがつけられていて，小惑星から把握することを主目的とする一次噛み合わせ試験に臨の離脱時に一時的に減速することで折り返しにたまっ

んでいる．

た粒子をキャッチャーの方に送り込んで試料捕獲量を増やす工夫がなされている．キャッチャーは再突入カ

6. ミッションシナリオ

プセルに収納されメタルシールされる．リターンサン
プルの分析のサイエンスについては，今後の連載で詳しく述べることとしてここでは触れない．

小惑星探査には，地上観測で事前に得られる探査対
象天体情報がきわめて限られているという本質的な困小型搭載型衝突装置（SCI）は質量 2 kg の銅のライナ難がある．そのため，小惑星に近づくアプローチフェ

が PBX 爆薬の爆轟によって加速成形され，半球殻状ーズと小惑星にランデブーするミッションフェーズにとなって約 2 km/s で小惑星表面に衝突する（図 4）．爆

おいて，「その場」観測を実施し，運用に必要な天体

薬の爆発の際，構造物が四散するため，事前に SCI をの各種物理／光学情報を獲得し，その情報（および不切り離し，母船を小惑星の陰に退避させた後に爆発さ定性）に応じて，その後の運用をダイナミックに切りせる．衝突のリアルタイムでの観測をするために退避替えていく必要がある．よって，事前のミッションシの途中で分離カメラ（DCAM3）を切り離し，これによ

ナリオは不確定性の大きな小惑星質量，自転軸の向き，って衝突による放出物の撮像を行う．これによって衝

表面温度分布，地形，地表面状態などについて想定し突位置が制約できるとともに，衝突地点の表面構造や得る複数のモデルを用意し，各モデル（の組み合わせ）

衝突のスケーリング則に関する知見が得られると期待に応じた運用シナリオのオプションをあらかじめ用意されている．衝突破片が収まるのを待って，母船は生しておくことが求められる．これらの運用シナリオ・

成クレーターを探索し，ONC，NIRS3，TIR によるクオプションの総体をミッションシナリオと呼ぶべきでレーターの撮影を行い，地下物質や表層地下構造に関ある．

する情報を得る予定である．可能であれば，クレータ

1999 JU3 の自転軸の向きは今のところわかっていな

ー放出物に覆われた表面に着地し，サンプリングを試い．探査機は基本的には小惑星と地球を結ぶ線上に位みる．これによって地下物質の試料回収をして，小惑置する．このため，仮に自転軸が横倒しであった場合，星表面の鉛直構造に関する知見を深めたいと考えてい極上空にあって半球のみが観測できる時期と，赤道上■2013遊星人Vol22-1.indd30

2013/03/12

10:34:01

火の鳥「はやぶさ」未来編 その１ 〜小惑星探査からの惑星科学〜／渡邊 他

31

からの贈り物を象徴するシーンのようであった．この鮮烈な光景を脳裏に焼き付け，われわれは次の願いをかなえる努力を進めている．「はやぶさよ，さあ，再び舞い上がり，賢者の石を抱いて火の鳥となれ．
」

マサトは孤独に耐えかね一人さまよい歩く．彼はまだ知らない．夜空に美しい光芒の引いて赤茶けた大地に落ちた火の鳥「はやぶさ」のかけらから，再び生命の歩みが始まろうとしていることを．気の遠くなるよ
うな長い長い年月をかけて繰り返されようとしている
図5： システム機械環境サーベイ試験に臨むはやぶさ2
ｃJAXA）．
（○

輪廻 ...

にあって自転に伴いほぼ全球が観測できる時期が概ね

謝 辞

つづく

1/4 公転周期（約 4ヶ月弱）毎に繰り返される．こうした状況において，全球リモートセンシングと着地点選

本連載を提案いただいたはしもとじょーじ編集委員

定，リハーサル降下などを経て着地することはスケジ長に感謝申し上げたい．また，忙しい中で原稿を精読

ュール的にかなりきついため，綿密な運用計画が必要

いただき，いくつもの不備を指摘いただいたプロジェである．

クトメンバーの方々にお礼を申し上げる．

はやぶさ 2 ミッションは，リアルタイムの判断に基づく運用の精確さが科学成果の質を大きく左右する．

参考文献

工学的制約と理学的要望がせめぎあう中で，次々と難しい決断をしていかねばならない．ミッションシナリ

[1] Tsukamoto, K., 2006, Nature 439, 929.

オを共有し，理工一体で推進することが必須の探査な[2] Tsukamoto, K. et al., 2011, Nature Commun. 2:179.

のである．なお，的確で迅速な判断を行うにはデータ[3] 塚本勝巳，2012，世界で一番詳しいウナギの話（飛

通信量の確保が最重要であり，臼田の 64 m アンテナの後継問題ともからんで，Ka バンドが活用できる体制の構築が望ましい．
はやぶさ 2 の搭載機器のフライトモデル（FM）はほ
ぼできあがりつつあるが，ミッションシナリオに関し

鳥新社ポピュラーサイエンス）．
[4] 渡邊誠一郎，2006，理フィロソフィア10（名古屋
大学理学部・理学研究科広報誌）8．
[5] 廣井孝弘，杉田精司，2010，遊・星・人 19(1)，36．

てはこれから詰めていく必要がある．サイエンスの成[6] 岩森光，2007，地学雑誌 116，174．

果をより高めるために学会セッションや研究会などを[7] O’Neill, H. St. C. and Palme, H., 1998, in The Earth’s

企画していくので，皆さんからもぜひ様々な提案やア

Mantle: Composition, Structure, and Evolution

イディアをいただければと思っている．

(Cambridge Univ. Press), 3.
[8] 生駒大洋，玄田英典，2007，地学雑誌 116，196．

「はやぶさ」の大気圏再突入．その燃えさかる体にわずかに先行して，卵のような再突入カプセルがオレ[9] 高野淑識，大河内直彦，2010，遊・星・人 19(4)，254．

ンジ色の弧を描いてオーストラリアの大地に吸い込ま[10] 小林浩，2011，遊・星・人 20(4)，317．

れていった．中にはイトカワの正体を明らかにする小[11] 荒川政彦ほか，2012，遊・星・人 21(3)，247．

さくも貴重なサンプルが格納されていた．それはまさ[12] 川上恭子ほか，2010，遊・星・人 19(1)，4．

に，太古から繰り返し地球に降り続く小惑星の無数の[13] 長沢真樹子，2008，遊・星・人 17(4)，223．

かけら，海や生命の材料をもたらしたかもしれない天[14] Vokrouhlický, D. et al., 2006, Icarus 182, 118.

■2013遊星人Vol22-1.indd31

2013/03/12

10:34:02