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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ：その２」

107P/Wilson-Harrington
サンプルリターン計画
橘 省吾 ，浦川 聖太郞 ，吉川 真 ，中村 良介 ，石黒 正晃
1

2

3

4

5

2012年10月1日受領，2013年1月11日受理．

（要旨）地球外始原物質（より古い情報を記憶する物質）の科学は私たちの太陽系の歴史を銀河の歴史と実証的につなげる唯一の手段である．「はやぶさ」「はやぶさ 2」の探査天体よりさらに始原的な情報が残されている可能性が高く，また来る 10 年に往復探査が可能な天体である 107P/Wilson-Harrington（彗星 / 小惑星遷移天体）へのサンプルリターン探査を提案する．本探査計画は惑星物質科学の進展のみならず，太陽系初期につくられる揮発性物質を多く含む小天体の物理的特性を明らかにできる探査であり，惑星形成論においても大きな貢献をなすものである．

1. 始原物質を科学することであり，マントル物質や太古代岩石の分析などから，多数のアプローチがなされている．始原天体起源物質

太陽系内の多様な惑星や準惑星，衛星を生み出したの分析は，宇宙科学の範疇に含まれるが，アプローチ

材料といえるのが，小惑星や彗星といった現在も太陽としては地球科学に近く，太陽系の歴史そのものを地系に数多に存在する小天体である．一部の小天体では球外物質から実証的に読み解くということになる．

天体規模の融解も起きず，集積したままの未分化な状

人類はこれまでに始原天体由来と思われる物質を隕態を保持し，初期太陽系でつくられた物質が保存され石や宇宙塵としてすでに手にしており，始原天体起源ている（太陽系誕生以前の物質も一部保存されている）．

物質の分析研究は，宇宙科学・惑星科学の発展に大きそれゆえに，未分化な太陽系小天体は古い時代の情報く寄与してきた．例を挙げれば，太陽系元素存在度のを保存した「始原天体」とよぶことができる．

決定 [e.g., 1]，太陽系誕生年代（CAI 形成年代）の決定

宇宙科学の究極の目標は，ビッグバン以降に冷却さ[e.g., 2, 3]，初期太陽系進化の時間スケール制約 [e.g., 4,

れる宇宙のなかでどのようにさまざまな階層構造がつ5]，初期太陽系における高温過程（CAI，コンドリュ

くられ，そのなかでいかにして地球に生命が誕生したール）の解明 [e.g., 6]，酸素同位体不均一と太陽系進化

かを明らかにすることといえる．過去の宇宙やさまざの関連の理解 [e.g., 7]，恒星内元素合成への制約（プレ

まな進化段階の天体，他の惑星系の観測的研究は，太ソーラー粒子）[e.g., 8]，地球外有機物の発見 [e.g., 9] な

陽系，地球，地球生命の普遍性や特殊性をさぐること

どがそれにあたる（初学者向け教科書として，[10] なにつながる．太陽系惑星探査は，太陽系における地球ども参考にされたい）．

や生命の普遍性，特殊性の理解に迫る．また，地球や電磁波を使っておこなわれる天文観測や探査機によ地球生命の理解は，地球科学分野の最大目標のひとつ

るリモートセンシング観測では，情報が縮退してしまうことは否めない．しかし，地上での物質の詳細分析

1. 北海道大学
2. 日本スペースガード協会
3. 宇宙航空研究開発機構
4. 産業技術総合研究所
5. ソウル大学
tachi@ep.sci.hokudai.ac.jp■2013遊星人Vol22-1.indd

4は，組織，構造，元素，同位体など多角的な情報を，より詳細に得ることができるという強みを活かし，上記のような進展を宇宙科学にもたらしてきた．

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2. サンプルリターンがもたらしたエポックメーキングな発見

5は，始原隕石のバルク酸素同位体組成や地球や月，火16星の岩石に比べ， O に富む異常な酸素同位体組成を持つと考えられてきたが，CAI こそが太陽系の平均的サンプルリターン探査で回収された物質の分析によ

酸素同位体組成を保持していることがわかった．これって，太陽系科学を大きく進展させる発見がなされてもまた宇宙で採取した物質の地上での高精度分析が可きた．これまで人類が能動的に地球外から持ち帰った能であったからこその知見である．

物質は，米国アポロ計画で採取された月岩石，旧ソ連

これらいずれの発見も太陽系科学にとってはエポッ

ルナ計画で採取された月土壌，米国スターダスト探査

クメーキングなもので，私たちの太陽系観を大きく変機が採取した Wild2 彗星塵，そして日本の「はやぶさ」

えるものであった．

探査機が採取した小惑星イトカワ表面の塵である．原
子レベルでは，ジェネシス探査機によって採取された
太陽風粒子もある．

3. これからの始原物質科学と始原天体サンプルリターンの意義

月土壌サンプル中の斜長石の発見から誕生したマグ

月の石や太陽風粒子と異なり，始原天体由来と考え

マオーシャン仮説 [11] は，月に限らず，分化天体の初られる隕石や宇宙塵は地球上に沢山存在し，先に例を期進化に対する重要な制約となっている他，月の起源，挙げたとおりの太陽系科学への貢献を成し遂げてきた．

内部構造およびその不均質に関する重要な情報が得ら

特に，近年の始原物質研究の進展により，始原物質形れた．また，月試料の年代測定に基づくクレーター年

成の段階まで遡ると，地球や海，生命の原材料物質と代学は他の天体にも応用され，惑星地質学において重もいえる鉱物，水，有機物が相互に化学反応を起こし，要なツールとなっている．

物理的に作用しあい，構造をつくっていることがわか

スターダスト探査機が Wild2 彗星から採取した彗星ってきた [e.g., 21, 22]．すなわち，生命，海，地球の塵子 [12] の大半は，小惑星帯からの隕石中の鉱物と同原材料物質は，太陽系最初期にはお互いに密接な関係

様に，太陽系平均的同位体組成をもつ粒子であった．

を持ち，また，それらの相互作用の結果として，生命また，試料中に，難揮発性包有物 CAI やコンドリュ

や海，地球を生み出す材料となった可能性すらある．

ールといった始原隕石コンドライトに含まれる高温を「はやぶさ 2」計画において，リターンサンプル分析の経験した物質が含まれていることも明らかとなった．

サイエンスのひとつの柱はこの点で，地球に有機物がこれらの事実は，初期太陽系において，内側領域（数もたらされる前の小天体での最終進化を明らかにするAU）から外側（彗星形成）領域（20-30AU）への物質移動ことを目標としている．初期太陽系円盤→微惑星→地があったということを示唆する．

球という流れを追うことになる．

「はやぶさ」探査機の回収コンテナからは小惑星表

有機物や氷に関して，別の見方をすると，氷や有機面への二度のタッチダウン時に捕集したと思われる物の主成分となる酸素，炭素，窒素は宇宙において，1500 粒以上の微粒子が発見された．回収試料の初期

水素，ヘリウムに次いで多い元素であり，それらがつ分析によって，小惑星イトカワは太陽系最初期に誕生くる分子は天文観測でも分子雲や円盤の構造を調べる

し，ひっそりと 46 億年を過ごした 500 m の小さな天ツールとして用いられてきた．今後，ALMA などを体ではなく，一度は 20 km を越えるような大きな天体

用いて，より高い空間分解能で C-H-O-N 系ガスの分子として高温の時代を経験，さらに破壊・再集積といっ

種や同位体組成の分布が見えてくることが期待される．

た過程を経て現在の姿になり，今なお太陽風の照射や始原物質中の主として固体の C-H-O-N 系物質から得ら

隕石衝突によって，表層物質は破壊，移動，小惑星かれる情報は，天文観測によるガス情報に対して相補的らの離脱を経験している活動的な天体であることがわ

なものとなり，観測天文学とあわせ，比較惑星系物質

かった [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19]．

科学の展開が期待される．さらに，C-H-O-N 系物質は，

ジェネシス探査機によって採取された太陽風粒子の

低温の分子雲から原始惑星系円盤の高温期，小天体で分析によって，太陽風粒子の酸素同位体が CAI の持の熱過程において，相変化することで様々な固体をつ

つ酸素同位体組成に近いことが報告された [20]．CAI

くり，広い温度領域のイベントのトレーサーとなる物■2013遊星人Vol22-1.indd

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質ともいえる．したがって，分子雲での低温物質形成と変化する．反射スペクトルの違いは小惑星を構成すから，原始惑星系円盤の進化の普遍性や特殊性，初期る物質の違いを反映し，初期太陽系には太陽からの距

太陽系円盤の詳細進化のトレースまで可能となる対象

離に応じた惑星材料物質の分布の違いがあったことをということができる．地球外物質分析が太陽系を越え，示唆する．「はやぶさ」が訪れたイトカワはＳ型小惑

初期太陽系円盤→太陽系母分子雲→銀河へと時間，空星に分類され，近地球型小惑星では最も多く存在する間を遡り，銀河の物質科学へと向かう流れといえる．

タイプの小惑星である．S 型小惑星は普通コンドライ

太陽系の始原水や始原有機物を研究するにあたって，

トの母天体であることがイトカワ粒子の分析から示さ

氷・鉱物中の水，有機物およびそれらと共存する鉱物

れ た [13, 14]． 一 方，
「 は や ぶ さ 2」
，OSIRIS-REx，が相互関係を保った試料を分析することが重要である

MarcoPolo-R などがサンプルリターンをめざす C 型小が，地球上での汚染や揮発成分の損失が起こりうる隕

惑星は炭素質コンドライトとの類似性が指摘されてお石や宇宙塵などから，水や有機物に関して，完全な始り，また，D 型小惑星は Tagish Lake 隕石という特殊

原情報を得ることは難しい．また，水や有機物を多くな炭素質コンドライトとの類似性が示唆されている．

含む始原物質ほど強度が低く，大気圏突入時に燃え尽

さらに遠方にはカイパーベルト天体，さらにオールト

きるというバイアスがある可能性もある（実際，宇宙

雲天体，そしてそれらが太陽に接近する軌道を持つこ

塵には超炭素質物質などが発見されているが [23]，隕とで生まれる彗星が存在し，これらの天体群には氷や石としては存在しない）．さらに，地球上で発見され揮発性有機物の固体が含まれていると考えられる．彗

る試料の場合，どのような天体が母天体なのか，また，

星核は将来めざすべき探査候補天体であるが，活動し母天体のどの部分から来たものであるのか知ることがている彗星核に降下し，確実なサンプリングをおこなできない．スターダスト探査で回収された彗星塵中のうことは技術的に非常に難しい．Stardust ミッション

CAI やコンドリュールが宇宙塵として地球に降ってきでは，高速フライバイ時にエアロジェルを利用して塵ても，我々はおそらく小惑星帯起源の塵だと判断するを捕獲し地球に持ち帰った．回収試料からは有機物がことだろう．

発見され，また，回収試料の熱水抽出によって，アミ「私たちはどこから来たのか」を考える人類が「地球」ノ酸であるグリシンの存在が確認されている．しかし，「海」「生命」の材料を追い求め，それらが生まれた場

高速衝突のためにサンプル（とくに揮発性物質）
はかなの進化を理解したい，さらには銀河とのつながりを知りのダメージを受けており，氷や有機物の始原物質のりたいと考えることは自然な帰結である．そのためのサンプルリターンに成功したとは言い難い．また当初

情報は，太陽系最初期の始源水や始源有機物に残されは彗星からのサンプルリターンをターゲットとしていている．これらの始原物質を手にするための手段は，た欧州の Rosetta も，途中でランデブー＋ランダーにそれが地上に降ってくるのを待つことではない．科学よるその場分析へと計画を変更している．

的根拠をもとに目標天体を定め，自らの意志と技術に

彗星ではないが，最近の観測でメインベルト帯にあよって，そのありかを訪ね，欲しい始原物質を探し当りながら彗星のような尾が認められる小惑星が発見さてて，地球上の実験室に持ち帰ることでのみ実現でき

れ て い る． こ の よ う な 天 体 を メ イ ン ベ ル ト 彗 星る．

（MBC）という．元々は外惑星以遠でつくられた小天

4. 107P/Wilson-Harrington サンプ
ルリターン計画：概要と科学目標

体が惑星移動に伴う力学的影響でメインベルトまで散乱された可能性もある [24]．MBC が彗星活動を起こす原因として，他の小天体の衝突によるダストの放出，

太陽系小天体への探査計画は，我が国でも「はやぶ熱的な影響による氷成分の昇華，あるいはその両方（衝

さ 2」プロジェクトが進行中であり，世界各国でもこ突により露出した表面下層からの氷成分の昇華）といれからの 10 年に向けて，開発や立案が進んでいる（表う説が考えられている．これまで発見された 9 つの1）．サンプルリターンの第一の対象となる小惑星は，

MBC のうち，133P/Elst-Pizarro, 176P/LINEAR, P/2005

可視・赤外線反射スペクトルを用いて分類され，太陽U1（Read）は力学進化シミュレーションにより，メイからの距離の違いに応じて，支配的な型が S → C → D

ンベルト外側に位置するテミス族小惑星を起源とする■2013遊星人Vol22-1.indd

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表1：現在・将来の小天体サンプルリターンミッション．

間現

Dawn（NASA）

ミッション（機関）

Vesta/Ceres

ターゲット天体

ランデブー

探査方式

2007－2015

期

運用中

状

New Horizons（NASA）

Pluto他太陽系外縁天体

フライバイ

2006－2020頃

運用中

Rosetta（ESA）

67P/ChuryumovGerasimenko（短周期彗星）

ランデブー /着陸2004－2015

運用中

Phobos-Grunt（Russia）

Phobos（火星衛星）

サンプルリターン2011－2014

失敗

Hayabusa-2（JAXA）

1999 JU3（C型小惑星）

サンプルリターン

2014－2020

開発中

OSIRIS-REx（NASA）

1999 RQ36（B型小惑星）

サンプルリターン

2016－2023

開発中

NEOSSat（CSA）

地球近傍小天体（スペースガード） 観測

2011－2013

開発中

Human NEO（NASA）

NEO

有人

2025－

開発中

MarcoPolo-R（ESA）

2008 EV5（C型小惑星）

サンプルリターン

2020年代Cosmic Vision
選抜過程

Comet Surface
Sample Return（NASA）

彗星核

サンプルリターン2016－

New Frontier
選抜過程

Trojan Rendezvous& Tour（NASA）

トロヤ群小惑星複数

フライバイ

2019－

New Frontier
選抜過程

Comet Hopper（NASA）

46P/Wirtanen（短周期彗星）着陸

2016－2023

Discovery
選抜過程

ソーラー電力セイル（JAXA）

メインベルト小惑星・
トロヤ群小惑星

フライバイ/
ランデブー

2020年代WG段階

Hayabusa-MkII（JAXA）

D型小惑星/枯渇彗星

サンプルリターン

2020年代

WG段階

Triple-F（ESA）

79P/duToit-Hartley（短周期彗星） サンプルリターン

2020年代WG段階

表2：107P/Wilson-Harringtonの物理諸元．

軌道長半径2.639888 AU

離率0.624139

公転周期4.29 年

軌道傾斜角2.7839°

近日点引数

91.3630°昇交点黄経270.4868°

直3.46±0.32km

アルベド

0.059±0.011

スペクトル型CF (C〜B型)

径

心と言われている [25]．テミス族小惑星には比較的高いン探査を実現するのは困難である．そこで，107P/

割合で B 型小惑星が存在している．テミス族の B 型小Wilson-Harrington を探査天体として提案する．107P

惑星のうちいくつかには，分光観測により含水鉱物のは地球近傍小天体であり，1949 年の発見時に尾が検存在が示唆されている．さらに，テミス本体では，水出されたが，その後の観測では彗星活動が認められて氷や有機物が検出されている [26]．このように理論，

いない [27]．現在の外観は小惑星と同様であり，彗星

観測の両面からメインベルトに，水や有機物を含む非から小惑星へと遷移した天体（彗星 / 小惑星遷移天

常に始原的な天体が存在しえることが強く示唆されて体）と考えられる．小惑星番号（4015）も合わせてナンいる．

バリングされている．107P の軌道は，a=2.640AU，

4.1

107P Wilson-Harrington

e=0.624，i=2.784°でありアポロ型の地球近傍小天体である（表 2）．軌道進化シミュレーションにより時間を

MBC は太陽系の形成の様子を解き明かすために鍵遡ったとき，その起源は 65% の確率でメインベルトとなる天体であるが，メインベルト外側に軌道をもつ

外側領域の小惑星，4% の確率で木星族彗星であると小天体をターゲットに，来る 10 年にサンプルリター

考えられている．可視測光観測から，スペクトル型は■2013遊星人Vol22-1.indd

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表3：107P/Wilson-Harringtonの運動状態とサンプルリターンミッションの実現可能性．

自転周期1.0：1.0：1.6

困難

六角形形状
衛星を伴う

全回転運動量ベクトル（自転軸）方向
黄経=310°黄緯=－10°
黄経=132°黄緯=－17°
黄経=330°黄緯=－27°
黄経=330°黄緯=－27°

1.5：1.5：1.0
不明

クレーター地形不明

不明

可能
衛星のため注意深い運用を要求
やや速い自転のため，注意深い運用を要求

運動状態などタンブリング

7.15時間3.58時間形状の3軸比実現可能性

六角形形状の場合，3 軸（長軸：短軸：自転軸）の長さ
比は 1.5：1.5：1.0 となり，自転軸方向は黄経 =330°，
黄緯 = － 27°付近となる．タンブリングを仮定した形
状の場合，3 軸（長軸：短軸：自転軸）の長さ比は 1.0：
1.0：1.6 となる．このとき，全回転角運動量の方向は
黄経 =310°，黄緯 =-10°あるいは黄経 =132°，黄緯 =－ 17°付近となる．タンブリングの歳差周期は 2.38 時
間，章動角はおよそ 65°となる．一方，この地上観測
キャンペーンは位相角（太陽 -107P- 観測者の角度）50°
付近の時期におこなわれており，クレーターのような地形があれば，斜め方向からの日射のため影が生まれ
図1： 自転周期を7.15時間と仮定した場合の107P/WilsonHarringtonのライトカーブ．

る．この影によっても，ライトカーブ中に光度振幅が生まれる可能性がある．この場合，１回の自転の間の光度振幅回数は 3 回と考えることができ，自転周期はC 型と F 型の中間（CF 型）と報告されている．F 型は B

3.58 時間となるが，3.58 時間の周期では，[29] の観測型に酷似したスペクトル型であり，B 型程ではないがデータに対して周期性が表れるものの，[28] のデータ

やや青みがある．また，可視分光観測では B 型小惑星に対しては周期性が表れないという問題がある．位相である（3200）Phaethon と良く似たスペクトル型を示

角の小さい時期（例えば，2013 年 5 月頃）の追観測で，す．赤外線天文衛星スピッツァーの観測から直径 3.46

ライトカーブの振幅回数に変化が表れるかなど確認す± 0.32 km，アルベド 0.059 ± 0.011 と報告されている． ることで，タンブリングの有無の決定などが可能にな
自転周期はこれまで，6.1 時間 [28] と 3.556 時間 [29] とるだろう．ライトカーブ中の減光が衛星による掩蔽現いう 2 つの報告があったが，2009 年から 2010 年にか象であるという可能性も否定できないが，直接的に衛けておこなわれた地上観測キャンペーンにより，7.15星の存在を示唆する観測結果は得られていない．なお，

時間あるいはその半周期である 3.58 時間がもっともら

自転の方向はいずれの解釈であっても，逆行回転であ

しいとわかった [30]（表 3）．この地上観測では，ライることがわかっている．

トカーブから 107P の自転方向，形状，運動状態なども推定している．図 1 に，7.15 時間と仮定した時のラ

4.2

科学目標

イトカーブを示す．通常の小惑星は 1 回の自転の間に107P は過去に彗星活動を起こしていたこと，軌道

2 回の光度変化が表れるが，107P は 1 回の自転の間に力学から推定される元軌道が MBC と同様にメインベ

同じ振幅を示す光度変化が 6 回表れる．6 回もの光度

ルト外側の可能性が高いこと，さらにスペクトル型が変化が起こるライトカーブの解釈として，六角形形状，

C 〜 B 型であることから，元々 MBC のような天体でタンブリング，クレーター地形，衛星の存在が考えらあり，現在のような NEO 軌道に進化した後に，他天れる．図 2 に六角形形状を仮定した形状モデル，図 3

体衝突や太陽熱の影響で彗星活動を起こしたという仮にタンブリングを仮定したの場合の形状モデルを示す．

説が成り立つ．もし，MBC のような天体であれば，■2013遊星人Vol22-1.indd

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図2： 六角形形状を仮定した場合の形状モデル．（左）自転軸方向からの俯瞰，（中央）左図の右側から見た赤道方向の俯瞰，（右）
左図の下側から見た赤道方向の俯瞰．

図3： タンブリングを仮定した場合の形状モデル．（左）自転軸方向からの俯瞰，（中央）左図の右側から見た赤道方向の俯瞰，（右）左図の下側から見た赤道方向の俯瞰．全回転運動量ベクトルを中心に2.38時間で歳差しながら，7.15時間で自転している．章動角が65ﾟであるため，中央図，右図は65ﾟ横倒しとなる．

水氷や有機物を含んでいることが期待できる．一方，

下のような科学目標を設定する．

107P の軌道は太陽熱の影響を強く受ける NEO 軌道である．それにも関わらず，1949 年の発見時を除き彗

（1）宇宙低温物質を用いた初期太陽系円盤進化学

星活動は見られないことから，表面に豊富な水氷や有107P は彗星が小惑星へと遷移した天体（彗星 / 小惑

機物は存在しない可能性もある．このような状況から星遷移天体）である可能性が高いため，その地下物質推測すると，1949 年の彗星活動は他天体衝突によりには，私たちがまだ手にしたことのない太陽系初期の表面が削られ，表層下の氷の層が露出し，熱的な影響

氷や天体での変成をほとんど受けていない有機物がそで氷成分が揮発したことが原因であるかもしれないのままの形で保存されていることが充分期待される．

（実際，地上観測で示したタンブリング，クレーター

これらの物質を採取し，分子雲から初期太陽系円盤で地形という解釈は他天体衝突を示唆する）．あるいは小天体が形成されるまでの歴史を紐解く．具体的には，氷の層が露出せずとも，衝突で表層の地層が薄くなっ

採取試料の鉱物種や組成，組織から天体での熱や水にたことで氷成分が揮発することも考えられる．このよ

よる変成の程度を精査し，変成程度が最小限もしくはうな特徴をもつ 107P のサンプルリターン探査では以未変成部分に存在する有機物や氷から，分子雲から太■2013遊星人Vol22-1.indd

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陽系最初期にかけての有機分子の進化（分子雲で有機物の複雑化はどこまで進んだのか，分子雲でつくられ

上記，科学目標に基づき，ミッションのサクセスク
ライテリアをまとめる．

る同位体異常はどのように消えるのか），氷の進化（太陽系最初期の氷の酸素，水素同位体組成は太陽，地球

ミニマムサクセス：彗星小惑星遷移天体である 107Pとどのように違うのか，氷の酸素同位体と鉱物酸素同を訪れ，その場リモートセンシングをおこなう．形状，

位体はどのような関係をもつか）を明らかにする．彗

体積，質量，空隙率といった基本的な物理情報から内星活動のためにサンプル採取ができない場合も想定し，部構造の推定をおこなう．衝突体による掘削痕の観測

表面にランダーを着陸させ，ガス成分の組成や同位体によって，内部の直接観測をおこない，水氷をはじめの分析もおこなう．これらの知見を基に，分子雲からとする揮発性物質，有機物の検出を試みる．イトカワ

初期太陽系円盤までの揮発性物質の進化・混合に関すや 1999JU3，1999RQ36 との相違点を見いだし，太陽る知見を得，ALMA や TMT など電波や赤外線で得ら系小天体の地形や内部構造に対する包括的な知見を得れる様々な進化段階の原始惑星系円盤や分子雲における．ランダーを着陸させ，表面物質の組成や軽元素同る揮発性物質の分布や進化と合わせ，比較惑星系円盤

位体組成を測定する．

進化学を展開する．これにより我々の太陽系における水や有機物の進化の普遍性，特殊性の議論が可能にな

フルサクセス：ミニマムサクセス項目に加え，リモー

る．

トセンシングにより安定的な自転状態であることが確認された後，表面にタッチダウンし，サンプル採取を（2）彗星/小惑星遷移天体の実体解明おこなう．最表面試料，内部掘削試料など異なる進化

彗星 / 小惑星遷移天体の構造や運動，軌道進化，表段階を保持していることが期待される複数地点での回面 熱 変 成 な ど の 実 体 は い ま だ 不 明 で あ る． も し，収をおこなう．回収サンプルは冷凍状態で地球に持ち

NEO 軌道をもつ天体に，水氷や有機物が発見できれば，帰り，始原天体起源の有機物や氷の研究を展開する．

ニースモデルで提唱されたように，始原的で未分化な氷が含まれていた場合には，世界初の地球外氷のサン小天体が軌道進化に伴い太陽系内部にまで広く分布しプルリターンとなる．

ていることを立証することとなる．107P の直径は 3.46
km であるが，このサイズは小天体の物理特性を調べ

エクストラサクセス：サンプルカプセルを地球に投下る 上 で， 興 味 深 い サ イ ズ で あ る． イ ト カ ワ お よ び

した後，次の探査候補天体へ向かい，その場リモート「OSIRIS-REx」，「はやぶさ 2」ターゲット天体である

センシングを引き続きおこなう．探査天体数が増える

1999RQ36，1999JU3 の直径は，それぞれ約 550 m，ことで，探査した天体同士の比較検討という，新たな560 m，900 m である．小天体の強度支配領域と重力

研究段階へとステップアップする．現在，世界中の大支配領域の境界はおおよそ直径 1 km 程度であるため，

規模サーベイ望遠鏡により，新月期には 50 天体以上

直径 3.46 km の 107P の地形や地質が明らかになれば，の地球近傍小天体が発見されている．今後 10 年の間に，

イトカワ，1999RQ36，1999JU3 の探査結果と合わせて，マルチランデブーが可能な地球近傍小天体の発見は十強度支配領域から重力支配領域へ変遷するにつれて，分期待できる．

小天体の構造や地形，地質がどのような変化するのか
包括的に理解することができる．また，表面回収試料

4.3

搭載候補機器には近地球軌道への軌道進化以降の太陽光による表面

多バンド可視カメラ：地上観測により判明した C〜B

熱変成の効果が残されていることも期待され（現在の型というスペクトル型の確認をおこなう．地上観測の軌道で最表面は 100℃近くまで上昇する可能性があ

空間分解能では，表面の地域の違いによるスペクトルる），氷成分をまったく含まない最表面有機物を内部型の分布を検出することは困難であったが，探査機か

有機物（や氷）と比較して，表面での熱プロセスを明ららの高空間分解能観測によって，地域によるスペクト

かにする．

ル型の違いや偏りを検出し，スペクトル型の分布マップを作成する．スペクトル型の確認のためには，少な■2013遊星人Vol22-1.indd

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くとも測光精度〜10% が必要であり，より詳細な調査

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析装置も搭載候補である．

をおこなうためには〜1% の測光精度が理想的である．
1 μm 付近まで波長域を長くとることで，D 型小惑星

サンプラー：「はやぶさ」「はやぶさ 2」に搭載するプとの区別が可能となるため，波長域は 0.4 μm から 1

ロジェクタ発射型サンプラーはより強度の小さいこと

μm 程度までを想定している．

が期待される 107P においても有効な試料採取手段のひとつと考えられる．ただし，層序が保たれないこと，

レーザー測距 / 重力場計測装置：107P の直径，形状，

衝突時に揮発性物質の逃散がありうることなどの欠点

表面地形，重力といった基本的な物理情報を取得する．

も考えられるため，他の方法での試料採取もおこなう．

そこから，密度や空隙率を求め，内部構造を推定する．

コアラーによるサンプリングがひとつの候補である．

クレーターの数や直径，深さから 107P の表面でどのコアラーは「はやぶさ 2」でも検討はされたが，表面強ような衝突履歴があったのか調査する．それにより，度が不明な点やコアラー回収時の巻き込みトラブルの107P の彗星活動の原因として他天体衝突という仮説

可能性などから搭載が見送られた．物質強度が弱いこが可能であるのか判定する．目標精度は〜7% とするとが期待される 107P 表面では実現可能性は高まる．

（はやぶさ実績値と同程度）（体積計測目標精度：〜「はやぶさ 2」では揮発性成分をコンテナから逃さない

5%，重力計測目標精度：〜3%）．

シール方法の開発をおこない，また地上回収直後に揮発性物質のみを先に回収する準備をおこなっている．

可視 - 赤外分光イメージャ：0.4-4 μm 程度の波長域でそれらの手法は本探査でも有効である．サンプル収納

分光イメージを取り，鉱物，水，有機物の空間分布を部の新規要素としては，世界初の地球外氷サンプルリ

マッピングする．波長分解能 10 nm 程度，空間分解能

ターンをめざすべく，冷凍装置付きサンプルカプセル

はグローバルマッピング時には 10 m 程度，着陸候補の開発をおこなう．もしくは Triple F ミッション（表地点や人工衝突掘削地点の観測には 1 m 程度を想定す1）で検討されているように，カプセル分離までは探査る．

機側で冷却し，カプセル切り離し後は，サンプルコン
テナとカプセル表面との間に低熱伝導率，大熱容量の中間赤外カメラ：温度，熱慣性の全球マッピングをお物質を用い，温度状況を極力抑えるという手法もあり

こなう．これにより，低高度からのリモートセンシン

うる．

グがおこなえない領域についても，表面を構成する物
質の粒径や岩塊の存在を推定することができる．「はやぶさ２」と同程度の機器を予定している．

5. ミッション実現性および実現に向けて必要な技術課題
107P の軌道傾斜角は 2.7839°と小さいため比較的探

ランダー：天体表面で内部構造，表面状態観察，物質査機が訪れやすいものの，ΔV は 6.9 km/s 程度であり，分析をおこなう．地中レーダーを搭載し，数 - 数十 m

「はやぶさ」および「はやぶさ 2」の推進エンジンで探査

深さでの反射面の存在の有無や構造から，氷や空隙のすることは困難である．しかし，探査が不可能ほど大存在深さ・状態を調べる．可視〜近赤外領域の多バン

きなΔV ではなく，μ20 イオンエンジンのような新たド撮像ができる顕微鏡システム，<1〜4 μm 波長領域な技術開発で到達可能であると期待される．地上観測の分光イメージャを用いて，リモートセンシングよりが示す 107P の自転軸方向は黄緯 30°以下程度と低く，

1〜2 桁詳細な空間スケールでの物質分布，地質構造

やや横倒しで自転している．そのため，全球マップをを調べる．飛行時間型質量分析計もしくは波長可変レ作成するのは困難であるかもしれない．ただし，地上ーザー分光計を用いて，表面揮発性物質の化学組成，観測による自転軸の推定は不定性が大きく，現状で全同位体組成測定をおこなう．熱量測定もおこなう．ロ

球マップの作成が不可能であるかどうか断言できない．

ボットアームの搭載が可能であれば，天体地下 10 cm

また，タンブリングを起こしていれば，その複雑な回以深部の掘削もおこない，内部の撮像，掘削試料の分転状態からタッチダウンによるサンプル採取は困難で析をおこなう．蛍光 X 線分光器，LIBS など多元素分ある．しかし，先に述べたように回転状態に関しても■2013遊星人Vol22-1.indd

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様々な解釈が考えられる．いずれにしても今後の地上リターンが計画され，その長期展望のなかに，107P

観測でより詳細な情報を収集する必要がある．2020の探査も位置づけられる（工学的見地からもより遠く年頃までに数回以上の観測好機があるので，継続的なのより始原的天体からのサンプルリターンをめざすた

観測をおこなうことで形状やタンブリングの有無につめのマイルストーンとなりうる）．107P のサンプルリ

いて，確度の高い情報が得られることだろう．衛星のターン探査を通じ，我々は始原天体の物理的特性を把有無については，ライトカーブに急激な減光が表れな

握し，さらに表面および地下試料の採取により，10

いため，衛星存在の可能性は高くないと思われるが，年の内に手にしうる最高の始原物質から，銀河，太陽

必要に応じて，レーダー観測をおこなうことで確認で系，地球とつづく時間の流れを追うことができる．

きるであろう．現状，様々な不確定性はあるが，107P
は地上観測によって，ミッション実現のための様々な

謝 辞

問題点を他の小天体に比べ，早期に浮き彫りにできているとも言える．

今後の世界各国のサンプルリターン計画について，搭載機器については，必要最低限のリモートセンシ

矢野創氏にご教示いただきました．また，査読者の中ング観測の実施には「はやぶさ２」と同程度のもので村智樹氏，木多紀子氏には大変有益なコメントをいた可能である．ただし，サンプリングが可能かどうかはだきました．ここに記して御礼申し上げます．

保証されないため，表面物質の観察や分析をおこなう
着陸機の搭載は必須であるため，その開発が重要課題

参考文献

で あ る． 日 本 単 独 で の 開 発 が 困 難 な 場 合 に は，Rosetta や「 は や ぶ さ 2」の 着 陸 機 開 発 の 実 績 を 持 つ[1] Lodders, K., 2003, Astrophys. J. 591, 1220.

DLR など海外の機関との協力などを仰ぐことも検討[2] Connelly, J. N. et al., 2008, Astrophys. J. 675, L121.

すべきであると考える．サンプル採取に関しては，水[3] Amelin, Y. et al., 2002, Science 297, 1678.

氷や有機物といった揮発性物質をどのように安定的に[4] Russel, S. S. et al., 2006, in Meteorites and the early

回収するのかについては技術検討する必要がある．

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[6] Connolly, H. C., Jr., 2008, in Protoplanetary dust, 230.

天文学の進展で我々は開闢直後の宇宙の姿や太陽系外の惑星の姿まで知ることができる．しかし，天文学で得られる情報は主として光子からで，様々な情報がそこに縮退されている．それに比べ，地球外物質からは光のみからは決して得られないより深化した情報を得ることができ，人類の知の広がりに大きな貢献をすることができる．2020 年代以降，世界の宇宙機関で計画されている太陽系探査には，サンプルリターン計
画が多く含まれる．サンプルリターン探査は，到着した天体でその場観測のみをおこなう惑星探査計画と違[7] Yurimoto, H. and Kuramoto, K., 2004, Science 305,
1763.
[8] Zinner, E. K., 2003, in Meteorites, comets, and planets,
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[11] Wood, J. A. et al., 1970, in Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 965.

い，回収試料をその時代の最先端手法で地上分析でき[12] Brownlee, D. et al., 2006, Science 314, 1711.

る点が最大の利点である．サンプルリターン探査のひ[13] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.

とつの流れはより始原的な物質（より古い情報を記録[14] Yurimoto, H. et al., 2011, Science 333, 1116.

する物質）を持ち帰り，太陽系の歴史を銀河の歴史と[15] Ebihara, M. et al., 2011, Science 333, 1119.

つなげることであろう．物質科学の銀河系への広がり[16] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.

である．それゆえに各国で小惑星や彗星へのサンプル[17] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.

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13[18] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.
[19] Nakamura, E. et al., 2012, Proc. Nat. Acad. Sci. 109,
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[20] McKeegan, K. D. et al., 2011, Science 332, 1528.
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