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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について野口 高明 ，木村 眞 ，岡崎 隆司 ，日高 洋
1

1

2

3

2013年4月3日受領，2013年4月22日受理．

（要旨）宇宙風化とは惑星間空間にさらされた大気の無い天体表面で起こる光学特性を変化させる過程や産物を包括的に示す語である．近地球型の S 型小惑星であるイトカワは宇宙風化を受けている．宇宙風化を起こす主要因として，太陽風の照射や微小隕石の衝突が考えられてきた．イトカワ試料初期分析は，イトカワ
粒子のごく表面を変化させている主要因は太陽風照射であることを支持している．また，太陽風照射による宇宙風化過程は，小惑星の観測および天体力学的な考察から考えられているよりもさらに速い可能性を示している．本稿ではイトカワ粒子の極表面に観察された宇宙風化について紹介し，さらに，イトカワ粒子に観察された宇宙風化組織にもとづいて，S 型小惑星の宇宙風化の時間変化について検討する．

1. はじめにためには，衝突地点の物質が容易に散逸しない必要がある．それには，比較的大きな脱出速度を持つこと，

イトカワ試料の初期分析によって，イトカワの構成

未固結の細粒レゴリス（ソイル）層を持つことが重要と物の多くは LL5-6 とほぼ同じ物質であることが明らかなる．しかし，イトカワの脱出速度は〜15 cm/s であり，になった [1]．ところが，LL コンドライト隕石の反射

月の脱出速度の〜6 × 10 しかない．また，イトカワ

スペクトルはイトカワの反射スペクトルとは合致しなには厚い細粒レゴリス層はない [6]．こうしたことから，

い．これは，惑星間空間にさらされた大気の無い天体

イトカワの宇宙風化の研究では，月の宇宙風化では脇

表面の光学特性を，微小隕石の衝突や太陽風の照射な役とされている太陽風照射の効果を考慮する必要があどによって変化させる宇宙風化に起因すると考えられる．月ソイルの構成粒子は長期にわたって月表面にとた [2]．光学特性を変化させる物質は粒子のごく表面

どまるため，ナノフェーズ鉄が存在する再凝縮リム以に存在するナノメートルサイズの金属鉄（ナノフェー

外に，照射損傷による非晶質リム，これら 2 種類の複ズ鉄）であることが月レゴリス物質の研究 [3] や微小隕

合リム，発泡リムが観察されている [3]．イトカワの石の衝突を模擬したレーザ照射実験 [4] によって示さようにごく小さな小惑星表面に存在していた物質のご-5れた．S 型小惑星であるイトカワの反射スペクトルが， く表面はどのような変化をしていたか，次章で述べてLL コンドライト隕石にナノフェーズ鉄を分散させた

いきたい．なお，本稿ではイトカワ粒子の極表面に観場合のスペクトルと合うことから，イトカワを構成す察された組織・組成・微細構造変化は，反射スペクト

る物質も宇宙風化を受けていると考えられた [5]．

ルの変化を起こすか否か（ナノフェーズ鉄が含まれる

しかし，ナノフェーズ鉄を形成する主要な機構がイか否か）によらず，宇宙風化リムと呼ぶことにする．

トカワと月レゴリス物質で必ずしも同じである必要はない．なぜなら，微小隕石の衝突の影響が顕著になる
1. 茨城大学理学部
2. 九州大学大学院理学府
3. 広島大学大学院理学研究科
tngc@mx.ibaraki.ac.jp■2013遊星人Vol22-2.indd

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

2. イトカワ粒子に観察された宇宙風化
リム
2.1

手 法

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主成分鉱物であるカンラン石，低 Ca 輝石，Na に富む
斜長石についてエッジオンで観察することができた．
初期分析当初に見出した宇宙風化リムは 1 種類だったが [7]，初期分析終了時までに 3 種類の異なる内部構造を持つ宇宙風化リムを見出すことができた [8]．それ

筆者らが宇宙風化の研究に用いたイトカワ試料は

らは，Redeposition rim，Composite rim，Composite

12 粒子である．これら 12 粒子のうち 11 粒子からは超vesicular rim である [8]．これらの典型的な HAADF-

薄切片法によって厚さ 100 nm の透過電子顕微鏡観察

STEM 像と，対応するリムの内部構造の模式図を示用の超薄切片試料を作成した．2 粒子からは集束イオしたのが図 1 である．これら 3 種類のリムの内部構造

ンビーム（FIB: focused ion beam）加工装置を用いたは一見異なっているが，以下に述べる 3 種類の Zone

リフトアウト法で厚さ 100 nm の FIB 切片試料を作成の組み合わせとして理解することができる．Zone I は，した．1 粒子については，超薄切片法と FIB リフトア

イトカワ粒子の最表面に存在する，それよりも下位のウト法の 2 通りで試料作製を行った．超薄切片法を主鉱物に含まれない元素を含むことを特徴とする領域で要な試料作製法に選んだのは，FIB 加工において問題ある．Zone II は部分的に結晶構造が非晶質化されてとなる，切片の両面に形成される Ga イオンビームにいる領域である．そして，Zone III は結晶構造が保持よる非晶質層が高分解能観察に影響すること，珪酸塩されている領域である．Zone II の化学組成はその直鉱物中のナノ鉄が FIB 加工で酸化する可能性を危惧し下にある Zone III の化学組成とほぼ同じである．

たためである．通常，超薄切片切削時には蒸留水上にRedeposition rim は， 厚 さ わ ず か 2-3 nm の Zone I

超薄切片を浮かせて回収するが，本研究では水分とのだけからなり，その直下には結晶構造が変化していな

接触を避けるために脱水エチレングリコールを用いた．

い Zone III が存在している
（図 1
（a）
,（b）
）
．一例として，

さらに，包埋，切片作成，走査透過電子顕微鏡（STEM）

カンラン石（Mg,Fe）2SiO4 の表面に観察されたごく薄観察，試料保管に至る工程で，できる限り大気との接い Zone I の場合，Si に非常に富み Mg に欠乏している

触時間を短くするように努めた [7]．高分解能の高角とともに，少量の Na, Al, S, Cl, K, Ca を含んでいる．

度 散 乱 暗 視 野-走 査 透 過 電 子 顕 微 鏡（HAADF-

すなわち，Zone I の形成には，周囲に存在する鉱物起STEM）像および明視野像（BF-STEM）像を得るため源の元素の寄与（再凝縮）があったことは明らかである．

に，冷陰極電界放出型電子銃と球面収差補正機能を搭

再凝縮物である Zone I のみからなるリムであるため，載した Hitachi HD-2700 STEM を使用した．実際，こRedeposition rim（再凝縮リム）と名付けた．

の STEM を使用することで，HAADF-STEM 像中にComposite rim に は，5-15 nm の 再 凝 縮 層 で あ る

ナノフェーズ鉄が微小な輝点として観察できた．なお，

Zone I と，結晶構造が部分的に非晶質化した領域であSTEM 試料観察と FIB 加工は，日立ハイテクノロジ

る Zone II の 2 種 類 の 領 域 が 存 在 す る． こ の た め，ーズ社の全面的な支援をいただいた．

Composite rim（複合リム）と名付けた．Zone I の厚さ

2.2

イトカワ粒子の宇宙風化リムが 10-15 nm ある場合，Fe, S, Mg に富むナノ粒子（ナ
ノフェーズ（Fe,Mg）S）が密に並んだ層が含まれている

イトカワ粒子本来の表面付近の断面組織を詳細に調場合が多い．部分的に非晶質化した領域である Zone

べるには，粒子本来の表面が入射電子線とほぼ平行にII の構造は，斜長石のように Fe をほとんど含まないなるように試料を傾斜する必要がある．実際に観察さ鉱物と，カンラン石や低 Ca 輝石のように Fe を多くれた宇宙風化リムの厚さは数 nm から 80 nm 程度しか含む鉱物では大きく異なる．図 1（c）,（d）は，Fe をないため，粒子表面と入射電子線がほぼ平行でない限

多く含む鉱物の場合を示している．カンラン石や低り，リムの正確な内部構造を知ることができないため

Ca 輝石の場合，部分的に非晶質化した部分は，ナノである．粒子本来の表面と入射電子線がほぼ平行にな

フェーズ鉄とそれと密接に伴って産する非晶質の Feるようにして観察することを，ここではエッジオンでに乏しい部分からなる．Composite rim は総厚 30-60

観察するということにする．我々は，イトカワ粒子のnm である．

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図1： イトカワ粒子表面に見られた3種類の宇宙風化リム（HAADF-STEM像とその模式図）．
（a）（b）
Redeposition rim．（c）（d）Composite rim．（e）（f）Composite vesicular rim．

Composite vesicular rim は Composite rim の一種でナノフェーズ金属鉄である場合が多いが，結晶度の悪ある（図 1（e）,（f））．Composite rim の Zone II の最上

いものやナノフェーズ鉄酸化物（Fe1-xO）も存在する可部にバブルが存在し，バブルは粒子表面を押し上げ，能性がある．

長さ約 50 nm，高さ約 20 nm の多数の膨らみとなって

月レゴリス
（ソイル）
試料でも最表層が非晶質化している．この膨らみがあるため，Composite vesicular

いる粒子は以前よりよく知られている [3]．そのようrim の厚みは 60-80 nm である．膨らみの厚さを除くと，な試料では，非晶質層の下位には多数のソーラーフレ

Composite rim と同程度の厚さである．発泡している

アトラック（ソーラーフレア粒子のインプラントによことより Composite vesicular rim（複合発泡リム）とって形成された線状欠陥）が観察される．図 2 にイト名付けた．

カワ試料 RA-QD02-0033 と月レゴリス試料 15009,129

Zone I の非晶質珪酸塩中に存在するにもかかわらに観察されたソーラーフレアトラックの暗視野像を示ず，ナノフェーズ（Fe,Mg）S の格子像を観察すること

す．イトカワ粒子のソーラーフレアトラック密度が月は難しく，結晶度は低いことを意味している．まれによりもずっと低いことが分かる．ソーラーフレアトラ

格子縞が観察される場合は，0.21-0.23 nm であった．

ッ ク 数 密 度 は そ れ ぞ れ， 〜2 × 10 cm と 〜3×10

この値は，ナイニンジャーライト MgS やカイライト

cm である．初期分析では 2 試料について暗視野像観（Fe,Mg）S の（200）面の面間隔 0.26 nm よりも明らかに察し，ソーラーフレアトラックを探した．数密度を計

狭 く， ト ロ イ ラ イ ト FeS の（114）や ピ ロ ー タ イ ト

測できたのは RA-QD02-0033 のみであり，他のイトカ

Fe1-xS の最強線の結晶面（面指数は構造による）の 0.21

ワ粒子のトラック密度はそれよりもかなり低いと考え

nm と 誤 差（約 5 %）の 範 囲 で 一 致 す る． す な わ ち，られる．

STEM 元素マッピングでは，Fe，S，Mg は密接に存在しているようにみえるが [7]，少なくとも格子像が観察される部分は，ナノフェーズ FeS である可能性が

9

-2

10

-2

2.3

イトカワ粒子の宇宙風化リムの形成機構

Zone I の形成には周囲に存在していた鉱物由来の元素の寄与があったことから，Zone I は再凝縮物であ高い．
鉄マグネシウム珪酸塩の Zone II に観察されるナノることは明らかである．月レゴリス
（ソイル）
試料の場

フ ェ ー ズ Fe の 格 子 像 は，0.20 － 0.22 nm で あ る．α合，ナノフェーズ鉄を含むおよそ 100 nm の非晶質珪-Fe の（110）の面間隔 0.203 nm 前後の面間隔を持つも酸塩層全体（宇宙風化層）が微小隕石の衝突による蒸発のが多いが，上記のように誤差の範囲を超えて幅広い物が再凝縮したものであるのに対して，イトカワ粒子

面間隔を示すものや格子像が見られないものも存在す

では再凝縮物の厚さは 2 から 15 nm しかない [8]．先にる．これらのことから，Zone II のナノフェーズ Fe は述べたように，イトカワの脱出速度は月の脱出速度の■2013遊星人Vol22-2.indd

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81-5〜6 × 10 しかないため，Zone I の形成には太陽風によってスパッタリングされた物質の再凝縮の方が微小隕石の衝突による蒸発物の再凝縮よりも寄与しているように思われるが，両者の相対的な寄与率については
今後の理論的な研究が必要である．
複合リムおよび複合発泡リムの Zone I にはナノフ
ェーズ（Fe,Mg）S が存在する場合が多い．一方，再凝
縮リムを形成しているごく薄い Zone I の場合はナノフェーズ（Fe,Mg）S が存在しない．Zone I がある程度厚くないとナノフェーズ（Fe,Mg）S が存在しないことを考慮すると，より長く惑星間空間に曝露されることがナノフェーズ（Fe,Mg）S の形成に重要であることが示 唆 さ れ る． ス パ ッ タ リ ン グ の 際 に ナ ノ フ ェ ー ズ（Fe,Mg）S が形成されて鉱物表面に凝縮したならば，
ナノフェーズ（Fe,Mg）S は Zone I 中に分散して存在すると予想される．しかし，ナノフェーズ（Fe,Mg）S は
ごく薄い層として Zone I 中に産する．このような産状のナノフェーズ（Fe,Mg）S の形成には，Zone I に撃ち込まれた太陽風イオン（後述の侵入深さを考慮すると，おそらく H+）によるナノフェーズ（Fe,Mg）S の照
射誘起偏析（放射線照射によって誘起される固体中の元素の偏析のこと），微小隕石衝突による加熱による
Zone I 中でのナノフェーズ（Fe,Mg）S の析出の促進，
あるいは，それら両方が関与した可能性があるだろう．
ナノフェーズ（Fe,Mg）S がイトカワ粒子に存在し，月図2： イトカワ粒子RA-QD02-0033と月レゴリス試料15004,129の下地結晶に見られるソーラーフレアトラック（ともに暗視野像）．（a）ではトラックを矢頭で示した．（b）ではトラックが多数みられるため，トラックを矢頭で示していない．
明るいバックグラウンド中に多数みられる黒い細線がト
ラックである．

ソイル粒子には存在しないのは，両者でトロイライト
FeS の含有量が 2 vol.% [9] と <0.2 vol.% [10] と大きく領域が存在するという組織を持つ．このような組織は，異なるため，再凝縮物に含まれる S 含有量が異なるた

放射線損傷を中程度受けた鉱物に特徴的である [17]．

めであろう．実際に，普通コンドライト的物質へのレ

イトカワ試料に照射損傷を起こした主な放射線は，太ーザ照射実験では，ごく容易にナノフェーズ FeS が形

陽から放出される低エネルギーの荷電粒子の流れであ成される [11]．初期分析の元素分布マッピングにおける太陽風と考えられる．Fe イオンを多く含むかんらる空間分解能では Fe, S, Mg が密接にかかわって存在ん石や低 Ca 輝石では，非晶質領域内の Fe イオンがするためナノフェーズ（Fe,Mg）S と記載したが [8]，すFe へ還元されナノフェーズ Fe が形成されている．太でに述べたように，それらの格子像は FeS であること

陽 風 の 主 要 な 陽 イ オ ン は 低 エ ネ ル ギ ー（〜1 keV/を示唆している．イトカワ試料で観察されたナノフェamu）の H（〜95.4 %）と He（〜4.6 %）である．低エネ

2+

2+

0

+

+

+

+

2+

ーズ（Fe,Mg）S と，実験産物のナノフェーズ FeS とは

ルギー H や He を Fe を含むカンラン石へ照射する

実際は同じ可能性がある．興味深いことに，実験産物と，照射部に金属鉄が形成されること [12] を考慮する

中のナノフェーズ FeS は反射スペクトルを赤化させると，照射による部分的な非晶質化，および，非晶質部効果を持つ [11]．このことは，S 型小惑星のスペクト内での照射誘起偏析と Fe の Fe への還元が太陽風照ル変化を考える際に，ナノフェーズ Fe と共にナノフ

射によって引き起こされたと考えられる．一方，月ソェーズ FeS も無視できない可能性を示している．

イル試料の場合，ナノフェーズ Fe は厚さ〜100 nm

Zone II は，結晶質のホスト中にパッチ状の非晶質■2013遊星人Vol22-2.indd

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2+

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0

の再凝縮物中に存在しており [3]，イトカワ粒子の場

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0

合とナノフェーズ Fe の形成機構が異なるのは明らか（stopping and range of ions in matter）
コードで計算である．

した．侵入深さは，飛程（projected range）と縦方向

複合発泡リム表面に見られるたくさんの膨らみは，
+

+

のゆらぎ
（longitudinal straggle）の和とすると，それ

インプラントされた太陽風陽イオン（H ，He ）の拡散

ぞれ，〜27 nm および〜51 nm であった [8]．最も厚いによる移動と偏析によって形成されたものと考えられリムの厚さ〜60 nm と整合的なのは He イオンの侵入

る．単純に He が偏析することでバブルが形成された深さであり，宇宙風化リムの厚さを規定しているのは場合，バブルは球状で圧力がかかった状態になる．しHe イオンであると推定される．H イオンよりも He

+

+

+

+

2+

かしながら，複合発泡リムでは，膨らみは Zone II のイオンの方が Fe の還元能力が高いことを考慮する

上部に形成され，Zone I を塑性変形させており，バブと [12]，かんらん石や低 Ca 輝石の Zone II 下部までナ

ルに圧力はかかっていない．こうした表面に膨れを生ノフェーズ Fe が存在するということは，Zone II 下部

じさせるバブルのことをブリスタリングという．ブリまで He+ イオンが侵入していたことを支持する．

++

スタリングは，H や He イオンなどの照射によって金属やセラミックスの表面に形成されることが知られている [13]．金属では加熱されている状態で照射されないとブリスタリングを生じないが，珪酸塩鉱物への+低エネルギー He イオンの照射では 100 ℃よりも十分

3. S型小惑星における宇宙風化過程
速度について3.1

イトカワの宇宙風化リム形成速度

低い温度でブリスタリングが生じる．後者の結果は，イトカワ粒子の 3 種類のリムと太陽風照射との関係

現在の軌道におけるイトカワ表面の最高温度が 100 ℃

は，定性的には以下のようにまとめられる．太陽風照より十分低い（310 ± 10K [6]）という事と矛盾しない．

射期間がごく短い場合は，Zone I のみからなる再凝縮

月ソイル試料では明らかなブリスタリングを示すもリムが形成された．より照射期間が長くなると，最表のは少ないが，見出されてはいる [14]．一方，イトカ

面に再凝縮層（Zone I）
があり，その下位に照射損傷にワ粒子の場合，12 試料中 3 試料からブリスタリングがよって部分的に非晶質化した層（Zone II）が存在する見出された．ブリスタリングの大きさと数密度の関係

複合リムが形成された．さらに，照射期間が長くなる

は月試料の範囲に入ることから [15]，両者でブリスタと He や H が Zone II 内で偏析しブリスタリングが起リング形成機構は大きくは異ならないことが示唆されこって複合発泡リムが形成された．

る．一方，月レゴリスやレゴリスブレッチャーに見ら

これらリム形成の速さを定量的に考察するのは現況

れる発泡リムでは，ときに数百 nm に達するバブルがでは難しい．しかし，RA-QD02-0033 の複合発泡リム

粒子表面を膨らませており，その形成には，隣接したに観察されたソーラーフレアトラック数密度〜2×10

9-2

場所への衝突に伴う加熱の影響があるとされる [16]．

cm から，大まかな照射期間の推定が可能である．1

しかし，こうした大きなバブルと，イトカワ粒子や月AU 付近では，惑星間塵（IDP）や月試料の研究から，ソイル試料一部に観察された 50 nm 程度のブリスタ

トラック数密度 10

10-11

-2

cm を達成するまでの 1 AU で
4リングの形成機構は必ずしも同じとは限らないだろう． の太陽風照射期間は 10 年と見積もられている [17]．
今まで述べてきたように，イトカワ粒子の極表面にイトカワの平均軌道半径が 1.3 AU であることを考慮見られるリムの形成は，太陽風照射によって引き起こ

しても，RA-QD02-0033 の太陽風照射期間は 10 年程された各種過程（スパッタリングと再凝縮，照射損傷，度と考えられる．トラック数密度のより低かった他の

2+3

照射誘起偏析と Fe の還元，イオン注入とガスの偏リムの形成期間はさらに短いと考えられる．注意する析）が主要因と考えられる．もし，そうならば，リム

必要があるのは，宇宙風化リムの Zone II における非の厚さは太陽風中の主要陽イオンの侵入深さによって晶質化の程度は月レゴリス試料の非晶質リムよりもず規定されていると予想される．フォルステライトモル

っと低いことである [3,8]．このため，月の非晶質リム％が 70 のかんらん石（イトカワ粒子のかんらん石の範を持つ試料の非晶質リム直下の下地結晶に観察される+

囲内 [1]）に，太陽風とほぼ同じ〜1 keV の H および〜+

4 keV の He を 照 射 し た 際 の 侵 入 深 さ を SRIM

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ソーラーフレアトラック密度がイトカワ試料よりも 1から 2 桁高いのはむしろ当然であろう．

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図3： イトカワ粒子から推測される宇宙風化の進行過程（Vernazza et al., 2009; Marchi et al., 2012のデータを使用）．
横軸が照射期間（単位：年），縦軸は，反射スペクトルの波長0.52と0.92µmにおける値を結んだ線分の傾き（カンラン石の組成の効果を補正したもの）．Path 1はVernazzaらによって推定された宇宙風化の変化経路．Path
2は本研究で推定された宇宙風化の変化経路．

3.2 S型小惑星の宇宙風化の二つのタイムスケールについてS 型小惑星の宇宙風化には，1 Myr（あるいは，よりたのが Path 2 である．近地球型小惑星の補正済傾きの平均値は 0.43 であるため [19]，0.43 に漸近的に近づ
くようにトレンドを引いた．

短い）と数百 Myr の二つのタイムスケールが存在する

図 3 に示した修正した赤化トレンドにおいても，初ことが知られている [ 例えば 18]（図 3）．速い赤化速度期に速く変化し，その後，漸近的に赤化が進むというは，形成後 1 Myr 程度しか経過していない Datura と傾向は同じである．宇宙風化を特徴付ける反射スペク

Lucascavin という二つの小惑星族が十分に赤化してトル形状の変化として，暗化（全体的なアルベドの低いるということと，普通コンドライト隕石への
（重）
イ

下）
，赤化
（長波長域で相対的に高いアルベドを持つ），

オン照射実験にもとづいており，太陽風照射による赤〜1 µm と〜2 µm の 6 配位の Fe に起因する吸収バン化と考えられている [18]．一方，後者は微小隕石衝突

ドの減衰の 3 つがある [4]．図 3 はこのうち赤化と吸収の効果と考えられている [18]．

バンドの減衰の効果を見ている．イトカワは十分赤化

2+

しかし，速い効果が初めの数 Myr だけ顕著でそれが進んでいるが（図 3），アルベドは S 型小惑星の中で以降は顕著な赤化を起こさず，別の過程が有効になる

は 0.29 と大きい [30]．これはイトカワ粒子に存在するという考え方には必然性はないと言われている [19]．

ナノフェーズ Fe やナノフェーズ（Fe,Mg）S のサイズが宇宙風化を起こす過程と宇宙風化の影響を取り去る過<2 nm と小さいため，ナノフェーズ Fe がスペクトル程が競合することで，全ての過程の総和として，宇宙の赤化を顕著におこすが暗化は顕著にはおこさないた

風化が初期に速く進行しその後ゆっくりと進行するとめであると考えられる [11]．一方，多くの S 型小惑星いう考え方も可能だろう．ここでは，このような考えのアルベドは 0.10 から 0.22 であり，図 3 において漸近方にもとづいて，図 3 の赤化トレンドをごく定性的に的に赤化が進んでいく領域では赤化よりも暗化が顕著

考えてみる．Path 1 は [18] で考えられた赤化トレンドに進行すると予想される．暗化をより顕著におこすにである．この論文では，Path 1 の左下に普通コンドラ

は，より大きなナノフェーズが形成される，あるいは，

イトの反射スペクトルがプロットされていた．これは，

月レゴリス試料に含まれるようなスペクトルの暗化を

59[18] で議論された小惑星族の年代が 10 から 10 yr で5あるため，10 yr 以下のスペクトル変化を無視したこ
3引き起こすガラスの形成，及び，これら両方が関わる必要があるだろう．

とによる．イトカワは 10 yr の照射期間でスペクトル初期の速い赤化過程の進行が頭打ちになるように見が赤化しており，イトカワをアンカーとして書き直しえるのはなぜだろうか．原子炉材料科学の分野では，■2013遊星人Vol22-2.indd

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材料極表面の剥離現象として，ブリスタリングとフレる（むしろ，Datura の赤化の程度が低い理由を再度検ーキングが知られている [13]．フレーキングとはイオ討する意義があるのではないか）．これからの宇宙風

ン注入されたガスが偏析してごく表面が剥がれ落ちる化についての議論では，宇宙風化のミクロな過程を十現象のことである．曝露時間が 10

4-5

yr のオーダーに達すると，ブリスタリングがより進行しフレーキング

分に組み込んだ上でマクロな過程の影響を考えていく必要があるだろう．

が起きると仮定する（この仮定が正しいかどうかは照射実験によって証明できるはずである）．フレーキン

4. 今後の計画

グによる極表面層の剥落によって，Zone I のナノフェーズ（Fe,Mg）S の多くと，Zone II 最上部のナノフェー

著者らが現在進めている基盤研究（A）では，一粒のズ Fe が失われ，スペクトルの赤化（と吸収帯の減衰）

イトカワ粒子から走査透過電子顕微鏡（STEM）観察試が減少すると考えられる．そして，フレーキングによ料の作製と希ガス同位体試料の作成を行い，本稿で示って曝露した面に新たな Zone （再凝縮層）
Iの形成としたような宇宙風化層の微細組織と，希ガス質量分析

Zone II の再形成が開始されると考えられる．この拮データを得ることを目指している．イトカワ粒子の希抗する両過程によって宇宙風化は定常状態になり，速ガス同位体分析は，個々のイトカワ粒子が複雑な履歴

い赤化の進行がほとんど進まなくなる可能性があるだを経ていることを示唆している [20]．現在までに，月ろう．そうした定常状態に到達したところに，より遅レゴリス試料を使った試料作製と，同一試料に対するい過程である微小隕石衝突が作用し始めると，すでに透過電子顕微鏡観察・希ガス質量分析は確立すること存在していたナノフェーズ Fe が加熱により合体し，ができた．今後，希ガス同位体質量分析と STEM 観

より大きなナノフェーズ Fe が形成され，スペクトル察と組み合わせることで宇宙風化組織のより精密な理の暗化を引き起こすようになる．並行して，太陽風照解，各種宇宙風化リムの形成期間の推定，さらには月射により新たな細粒ナノフェーズ Fe の形成も起き，型宇宙風化も含め宇宙風化の物質科学的な理解を目指

総合的には，暗化が進み，かつ，徐々に赤化も進むとしたいと考えている．

いうシナリオが考えられる．今後，イトカワ及び月レ
ゴリス試料を使って，このシナリオの当否を検討した

謝 辞

いと考えている．
従来，赤化過程のゆっくりとした進行については，

本稿は，はやぶさ初期分析の一環として行われた研レゴリスガーデニング，地球や金星などへの大接近に究成果を出発点として，JSPS 科研費 242440088 の助よる小惑星表面の更新，インパクトエジェクタの部分成を受けて行っている研究を加えたものです．はやぶ的な被覆，他天体の衝突による小惑星の振とうなどのさプロジェクト関係者，JAXA キュレーションチーム，

影響が主張されてきた [19]．こうしたマクロな過程も初 期 分 析 メ ン バ ー， 雰 囲 気 遮 断 シ ス テ ム の 作 成 やもちろん宇宙風化の進行速度に根本的な役目を果たし

STEM および FE-TEM 分析等をサポートして下さっているはずであるが，天体のサイズや軌道（メインベ

た日立ハイテクをはじめとする多くの関係者の方々に

ルト小惑星か近地球小惑星か）によらず，似たような感謝します．また，低エネルギーイオンの照射損傷にスペクトル変化経路をたどるということは，ごく表面

ついて検討する際には，日本原子力機構のセミナーににおいて共通の過程の影響があることを示唆している

おける議論や J. P. ブラッドリー博士との議論が役にのではないか．こう考えると，図 3 においてメインベ立ちました．また，査読者の松本徹さんのコメントは

ルトの S 型小惑星族のそれぞれにおいて，最も赤化の文章の改善に役立ちました．これらの方々にも感謝い程度が低いものがイトカワ程度であるというのは偶然たします．

ではないように思えてくる．すなわち，上記のいずれかの過程によって小惑星表面が更新されても，すぐに

参考文献

非常に速いイトカワ型の宇宙風化（主に太陽風照射よる宇宙風化）を受け，赤化したという解釈が可能であ■2013遊星人Vol22-2.indd

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イトカワの宇宙風化における太陽風照射の重要性について／野口 他

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