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特集― 高速衝突により生じる様々な現象とその応用 ―太陽系における高速度衝突現象と惑星の起源と進化
High-Velocity Impact Phenomena in the Solar System Related
to the Origin and Evolution of Planets

荒川 政彦,

保井 みなみ嶌生 有理

Masahiko ARAKAWA1,

Minami YASUI2

Yu-ri SHIMAKI3

In this article, recent studies on impact cratering and impact disruption of planetary bodies are reviewed. A widely accepted scaling law for impact cratering is introduced to discuss the effects of material strength and planetarygravity on the crater formation process. A sophisticated scaling law for impact disruption is also introduced and
we notice that non-dimensional impact stress is useful parameter to describe the catastrophic disruption. The
impact strength of icy bodies, meteorite parent bodies and primitive asteroids are studied by using various
materials simulating them, and these results are explained briefly.
[Impact crater, Impact disruption, Impact strength, Asteroids, Planetesimals, Scaling law, High-velocity
Impact].

はじめに石はこのような破壊により生じた小破片の一部である。

月や地球を代表とする太陽系の固体天体の表面に従って隕石は小惑星の一部であり，この隕石を分はクレーターと呼ばれる窪地が普遍的に存在してい析することにより隕石が作られた元天体（母天体とる。この窪地は，通常は円形をしており，そのサイいう）の情報を得ることができる。隕石の分析の結ズによって色々な形状を持つ。このクレーターのほ果，隕石母天体は，岩石，鉄，鉄・岩石混合物といとんどは，小天体の高速度衝突より形成したことがった異なる組成を持ったものや，組成が分離した内知られており，例えば月では秒速 15 km s－1 を超え部構造を持つものがあったと推定されている。従っる小惑星の衝突により形成された。一方，衝突するて，月や地球などの固体天体の表面に観測される衝

小天体は，小惑星帯を起源とする天体の場合が多く，

突クレーターは，岩石だけでなく鉄，鉄・岩石混合

それらは天体同士の衝突破壊によって形成したと言物，さらには彗星核を形成する氷等が衝突してできわれている。小惑星帯では木星重力の影響で，天体たと言える。

同士の相対衝突速度が 4 ～5 km s－1 での衝突が起き

一方，小惑星を含む太陽系の惑星は，原始惑星系ている。このような高速度では小天体同士の衝突時

星雲内の固体微粒子（ダスト）が付着・成長して形には天体自体の破壊が生ずる。地球上に落下する隕成したと言われている。特にその過程でサイズ1〒657
8501 神戸市灘区六甲台町 11 神戸大学大学院 理学研究科 地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kobe University, 1-1, Rokkodai-cho, Nada-ku, Kobe657-8501

2

〒657
8501 神戸市灘区六甲台町 11 神戸大学 自然科学系先端融合研究環重点研究部
Organization of Advanced Science and Technology, Kobe University, 1-1, Rokkodai-cho, Nada-ku, Kobe 657-8501

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〒466
8601 鳥取県東伯郡三朝町山田 827 岡山大学 地球物質科学研究センター
Institute for Study of the Earth's Interior, Okayama University, 827 Yamada, Misasa, Tottori 682-0193

Electric address: masahiko.arakawa＠penguin.kobe-u.ac.jp

高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)

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数 km の微惑星と言われる小天体が形成し，その微惑星の衝突集積が，現在観測される太陽系天体の多様性を引き起こした一因である。この微惑星は，彗星核のように高い空隙率を持っていたと言われており，その名残として現在の小惑星にも高い空隙率を持つ天体が存在することが知られている。小惑星は，微惑星が惑星へと進化する過程を凍結したものであると考えられており，破壊した時期や破壊前の天体サイズにより，組成や空隙等の内部構造の多様性が生じたと考えられる。また，木星や土星などの巨大惑星の周囲にある氷衛星，海王星以遠に多数存在するカイパーベルト天体も同様に，微惑星が衝突成長する様々な段階を凍結した天体として見ることがでFig. 1. Relationship between the largest fragment massand the energy density for various materials [1].

きる。
.

天体の衝突破壊あたりの弾丸の運動エネルギーで定義されるエネル

天体の衝突破壊強度は，小惑星の形成や小惑星上ギー密度（ Q ）が使われる。 Qsは，実験でしか求めることができないので，室内衝突実験から様々なの衝突による惑星間塵の供給などに関連して研究が種類の物質について調べられてきた（ Fig. 1 ）。小始まった。惑星形成論の発展と共に微惑星や隕石母惑星の模擬物質としては，玄武岩，モルタル，石膏

天体の衝突破壊，再集積条件を明らかにするためになどが使われており，Qsが決められている。最近実験や理論，最近では数値シミュレーションによるでは小惑星探査により得られたそれらの密度から，研究が進んでいる。衝突破壊強度は，よく知られて高い空隙率を持つものも多いことがわかってきたのいる静的圧縮，引っ張り実験から決まるような力学で，焼結した多孔質体の Qsも調べられるようになってきた。また，衝突破壊の素過程を知るために静強度とは異なった視点で定義されている。すなわち，て高い圧力が発生するが，衝撃波が伝播・減衰する的破壊強度と Qsの関係も調べられ，その結果，衝突破壊強度が静的破壊強度だけで決まっている量でにつれて，その圧力は急激に減衰し，最終的には弾ないことがわかってきた。衝突破壊強度の理論的取性波となってしまう。その過程で，動的な力学強度

り扱いは，Mizutani et al. (1990）[2]や Housen andを超えた部分にクラックが発生し，そのクラックのHolsapple (1990）[3]に詳しい記載があるが，いず成長により局所的な破壊が生ずる。衝撃波や塑性波，れにしろ，衝撃波の伝播・減衰の特徴である終段階もしくは破壊を伴うような強い弾性波の天体内にお等価性に基づいた終段階有効エネルギーという概念

ける継続時間は天体サイズによって変化するが，いを元に理論は構築されている。物理的素過程のわかずれにしろ最大でも数秒程度の短いものである。従りやすさから言えば，Mizutani et al. (1990) の理論って，衝突破壊強度の定義には，従来の引っ張り強であるので，この理論に基づいて説明をする。衝突度や圧縮強度をそのまま適応することはできない。

破壊強度は，まず衝突点における発生圧力とその圧天体衝突では衝突点には衝撃波が発生する程の極め

そこで，衝突実験から得られる衝突破片のサイズ力の継続時間が重要となる。次に，その圧力の伝分布から強度を求める方法がとられてる。衝突破壊

播・減衰による天体内部における最大衝撃圧力（応が起こると必ず最も大きな破片が存在する。この破力）の分布が重要であり，結果的にこの圧力分布が片を最大破片と言い，元の標的サイズで規格化した衝突破壊の程度を決めることになる。特に最大破片ものが規格化最大破片と言われる。この規格化最大に注目するならば，衝突点の反対点側から生ずるこ破片と衝突条件の関係を実験的に調べることにより，規格化最大破片の値が 0.5 となる衝突条件を衝突破とが多く，これは圧力の最低点がこの辺りに存在す壊強度（ Qs）として定義することになっている

カニズムとしては，引っ張り破壊が想定されている（Fig. 1）。衝突条件としては，慣例として単位質量が，この場合，スポーリングというメカニズムで破高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)

ることに対応している。最大破片を形成する破壊メ

3壊が生ずることが多くの衝突実験から知られている。

壊強度はモデルにより大きく異なり，現在でもコン

この理論から，衝突破壊強度に関係する物性値は，センサスを得るための研究が進行中である（Fig. 2）。

衝撃圧力に関するユゴニオ状態方程式，衝撃波の減衰率，スポーリング強度ということになる。小惑星.

衝突クレーターの形成過程に関してこれらの 3 つの値を知ることが，衝突破壊強度を決めるためには必要であるが，地上のアナロ

クレーター形成過程は，衝突破壊過程の局在化しグ物質を用いた実験では限界がある。小惑星が持つた形と見ることができるので，その物理素過程は全内部構造により，スポール強度，衝撃波の発生と伝く同じである。すなわち，両者から得られる知見は播は大きな影響を受けることが知られており，現実多くの部分において共有可能である。しなかしながの小惑星のマクロな物性を知らない限りは，その衝ら，クレーターの場合は小惑星表面に地質構造とし突破壊強度を明らかにすることはできない。て証拠を残すため，この構造の調査から衝突破壊にさらに天体サイズの衝突破壊では，自己重力によ比べて格段に豊富な情報を引き出すことができる。

る破片の再集積過程を考慮した衝突破壊強度の推定

クレーターの研究は惑星地質学やクレーター年代学が必要である。Qsを拡張する形で自己重力が充分とも関連して，惑星科学の中では重要な位置を占めに大きな天体の衝突破壊に関する破壊のクライテリる。そのため研究量も多く，衝突破壊に比べて理論オンが定義されている（ Fig. 2 ）。この定義によれ的な理解も進んでいる。特に砂を用いた室内実験やば，破壊した天体の衝突後の質量が自己重力による核爆発クレーターの野外調査などを元にまとめられ再集積を含めても元の天体質量の半分以下になるよた理論が現在一番よく知られている。特に，重力にうな衝突条件を衝突破壊強度としている（ Qd）。

支配されるようなメカニズムでクレーターサイズがこの場合，先に述べた物性に加えて破片の速度質決定するような場合，クレーターサイズやイジェク量分布が重要なファクターとなる。すなわち，速度タ堆積物の量，それにイジェクタ速度分布などは理の遅い破片は重力により捕獲されるので天体質量と論的にほぼ予想可能となっている。 Holsapple やしての欠損を免れることになる。天体サイズが大きく， 100 km を越えるようになると自己重力によるHousen らが中心となって進めてきたこの p スケー
リングと言われる理論は，衝撃波の伝播・減衰に関破片の捕獲が衝突破壊強度を決めるため，小惑星をする点源近似とカップリングパラメータと言われる構成する物質の差はほとんど関係なくなり，単に天終段階有効エネルギーに比例する量を基礎に作られ体質量のみで衝突破壊強度が決まるようになると言ており，手法的には次解析に基づいている[4]われる。しかしながら，重力支配域における衝突破（ Fig. 3 ）。従ってこの理論は，先験的に物理メカニズムを採り入れているわけではないので，次元解析に基づく無次元量同士の関係を実験的に調べることで，内在する物理過程があぶり出されるような論理構造となっている。重力スケーリングと言われる pスケーリングの中でも最も有名な重力支配域におけ

Fig. 2. Size dependence of the impact strength (dispersion strength) for a typical rocky body estimated by Benzand Asphaug (1999) [1,11].

Fig. 3. Schematic illustration of a formation process ofan impact crater [10].

高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)

4るクレーター半径（R）と衝突条件の関係は以下のような式で書けることが知られている（Fig. 3）。

Rr 1/3＝H1m( )r (2＋m－6n)/[3(2＋m)] ga
dU2( )－ m/(2＋ m)[ ]( 1)
ここで r，d は，標的，弾丸の密度，g, a, U は，天体の重力加速度，衝突体の半径，衝突速度である。
実験から，H1 と m，n を決める必要があるが，それぞれの物理的意味はこの式からだけでは不明である。
他の研究からの推測により，m は衝撃発生圧力の速度依存性や衝撃波の減衰率に関係する量であることが示唆されており，H1 に関しては，粒子間摩擦力

Fig. 4. Schematic illustration of gravity dependence ofan impact crater radius. Each curve shows the relationshipbetween crater radius and gravity at a constant impactvelocity.

や付着力に関係する量であると推測される。このス
ケーリング則の注目すべき点は，g の変化に対して，クレーター半径がどのような感度を持つかであるが， .

雪の破壊様式その依存性を調べる実験は実際には困難である。これまで，遠心加速器を用いて高 g に対して依存性を調べる研究が行われており，この結果を低 g にまでと呼ばれる氷天体が数多く存在することが知られて適用してきた。実際には，ga/U 2 という無次元量がいる。これらの天体は現在でも衝突を繰り返し，デ効くので，g 単独で議論する意味があるかどうかはブリ円盤と呼ばれる氷小破片や氷ダストからなる領微妙であるが，g が小さい場合，粒子間付着力が摩域を形成している。また，木星や土星などの巨大ガ擦力を越えるようになり，このスケール則が適用でス惑星は数多くの氷衛星を持ち，平均密度や表面地きるそもそもの仮定が崩れることになる。従って，形は非常に多様性に富んでいる。この多様性の原因

低 g における実験は必須であると言える。しかしなの一つは天体衝突であるため，衛星の起源と進化をがら，落下塔を使用した無重力実験は世界でも限ら研究する上で，氷天体に関する衝突実験は欠かせなれた場所でしかできなくなっており，少なくとも日い。大きさ 1000 km 以下の氷衛星は平均密度が低本ではほぼ不可能な状態である。微小重力下でのクく内部に空隙を含むものが多い。従って雪のようにレーター形成過程は，微惑星やラブルパイル天体の高い空隙率を持つ氷に対する実験が必要である。そ

衝突破壊とも関連して重要な物理過程である。同様

こで，我々の研究グループでは，氷点下の低温室内なスケーリングの式は岩石等の物質強度がクレーに衝突実験装置を設置して，雪の衝突破壊強度を計ターサイズを支配する条件下においても提案されて測する実験を行ってきた。

おり，以下のように書かれることが知られている（Fig. 4）。

R( )rm

海王星以遠の外惑星領域ではカイパーベルト天体

Fig. 5 に Shimaki and Arakawa (2012）[5]による空隙率を 40 から 70 に変化させた時の衝突破壊
1/3＝H2(1－ 3n)/3( )
rd

[ ]
YrU 2

実験の結果を示す。 Fig. 1 と同様に横軸はエネル－ m /2( 2)

この式の Y は物質強度であるが，実はどのような条件における強度なのかは定かでない。また H2 はギー密度（ Q ），縦軸は規格化最大破片を示している 。 こ れ ら の 実 験 の 衝 突 速 度 は 約 2 m s－1 か ら
500 m s－1 で あ り ， 弾 丸 に は 直 径 15 mm ， 高 さ10 mm の円筒氷や直径 15 mm の雪球（空隙率 30），力に関係するパラメータであろうと推測される。強それに直径 10 mm ，高さ 10 mm の円筒氷を用いている。標的試料は直径 60 mm の雪球であり，弾丸度域のクレーターの場合，その実験例も砂ほど多くは標的にほぼ正面衝突している。実験データのばらなく確認すべきパラメータ依存性が多いわりには研つきは大きいが，解析すると空隙率が大きいものの究が進んでいないので，この式を小惑星等に応用す方が，同じエネルギー密度を与えても，最大破片はるにはさらなる研究が必要である。

小さくなっていることがわかる。ただし，最大破片実験的に決めるべきパラメータであり，衝撃発生圧

高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)

5

Fig. 5. Relationship between the largest fragment massand the energy density for snow with various porosities[5].

Fig. 7.
[5].

Porosity dependence of impact strength for snowの量は，衝突速度とともに大きくなっているので，この粒子間結合の破壊領域が，衝突速度と共にある相関を持って広がっていることがわかる。
雪の衝突破壊強度を整理すると Fig. 7 のようになる。Arakawa and Tomizuka (2004) の低空隙率の結果も含めて見てみると，衝突破壊強度が空隙率に対して複雑な挙動を示していることがわかる[6 ]。
すなわち，空隙率 0  の氷から徐々に空隙を増やして行くと，その衝突破壊強度は増加するように見Fig. 6. Cumulative mass distribution of impact fragments for snow originated from a snow target with aporosity of 70 [5].

える。この増加は以前の Arakawa らの実験では空隙率 55  まで続いていたが，高空隙率雪を用いたShimaki らの実験では，空隙率 40  から空隙率の増加と伴に単純に衝突破壊強度は減少していることがわかる[7]。これは，空隙率 40～60 の間に衝突を基準として衝突破壊の程度を比較すると，氷と雪破壊強度の最大値が存在することを示唆しており，とでは大きな違いは見られない。一方，衝突破片の衝突破壊強度を決めるメカニズムが一つでないこと

サイズ分布には破壊に対する空隙率の影響がもっとを示している。これまでの研究から，衝突破壊強度はっきりと現れる。 Fig. 6 に空隙率 70  試料の回は，発生衝撃圧の大きさ，衝撃圧力の減衰率，結合収破片の積算質量分布を示す。衝突速度が大きくな強度により決まると言われているが，雪の結果は，ると共に，最大破片は小さくなり，同時に小破片の低空隙率では，衝撃圧力の減衰率の空隙率依存性が量が系統的に増加する様子がよくわかる。また，規主に衝突破壊強度を決めており，高空隙率では，結格化破片質量が 10－3 以下ではどの実験でも破片の合強度の空隙率依存性が衝突破壊強度を決めている

変化がほとんどなくなり，この領域の破片が少ないことを示唆している。

ことがわかる。これは雪のような粒子集合体の特徴である。つまり，岩石のように緻密な脆性固体であ.

隕石母天体の衝突破壊れば，破片サイズのべき乗で個数が増える特徴が知られているが，雪のような粒子焼結体では，衝突の普通コンドライト隕石母天体は，微惑星の衝突に衝撃により，粒子間結合が壊れて，大量に個々の構よって生じた衝突破片やその衝突破片の再集積によ成粒子にまで分解してしまうことを示している。そって形成した天体（主に S 型小惑星）であると考高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)6

えられている。普通コンドライト隕石はミリサイズのコンドリュールと呼ばれる球状粒子と，マトリックスと呼ばれるサブミクロンサイズのシリケイトダストから構成されるため，普通コンドライト隕石母天体を形成した微惑星は，コンドリュールとマトリックスからなると予測される。そのため，普通コンドライト隕石母天体の形成条件を考える上で，上記のような微惑星の衝突破壊と再集積過程を調べることが重要となる。そこで Yasui and Arakawa (2011)
では，コンドリュールおよびマトリックスを球形ガラスビーズ，石膏で模擬した混合試料を用いて衝突実験を行い，普通コンドライト隕石母天体の衝突破壊強 Qsを調べている[8]。
標的試料は，石膏に直径 100 mm, 1 mm, 3 mm の球形ガラスビーズを混ぜて作成し，ガラスビーズの体積含有率は約 60  としている。標的試料は，直Fig. 8. Relationship between the largest fragment massand the energy density for simulated ordinary chondrite
material [8].

径 30 mm ，高さ 20 40 mm の円筒形と， 1 辺 10 30 mm の立方体を用意している。直径 10 mm ，質量 0.5 g のナイロン球の弾丸では，衝突速度は 60 
180 m s－1 であり，直径 1.6 mm ，高さ 2.5 mm ，質量 7 mg の円筒形ナイロンの弾丸では，衝突速度は3.3
4.2 km s－1 である。
実験後に回収した衝突破片の最大破片質量 ml を調べ，エネルギー密度 Q との関係を調べた。衝突
速度範囲が同じ場合，同じエネルギー密度では石膏の ml /Mt がビーズ混合物の ml / Mt よりも 5 ～ 10 倍大きくなることがわかった。一方，同じ標的であれば，高速度衝突の ml / Mt が低速度衝突の ml / Mt よりも約 1 桁大きくなった（Fig. 8）。各標的の Qsを調べた結果，低速度衝突の場合はビーズの有無やサイズにより Qsは大きく変化して約 56 ～ 450 J kg－1となることがわかった。この実験では石膏標的が最大で，3 mm ビーズを含む標的が最小となった。
このように低速度衝突と高速度衝突で Qsが異なFig. 9. Relationship between the largest fragment massand the non-dimensional impact strength for simulated ordinary chondrite material [8].

るのは，衝突時の発生圧力と衝撃圧力の減衰率の衝突速度範囲によって異なるからだと推測される。エ
ネルギー密度は発生圧力や減衰率を考慮した量では用いて計算できる。また Y 値は，衝突実験で用いない。そこで，発生圧力 P0 と減衰率 a を考慮した無次元衝突応力 PI を用いて実験結果を再解析し，た標的と同じ試料（直径 30 mm，高さ 1218 mm）を用いてブラジリアン試験により決定した。そして，低速度衝突と高速度衝突の結果が矛盾なくスケーリ各関係において，衝突速度に依存せず全ての結果がングされるかを調べた。PI は Mizutani et al. (1990）

最も良く一致する a 値を求めた。その結果を，Fig.

[2 ]によって提案されたパラメータで，固体物質中の衝撃波生成と伝播を基に作られた。その形は，9 に示す。計算した結果，a 値が 2 になると各関係において全ての結果が良い一致を示すことがわかっ

PI ＝ (P0 /Y )(mpr /Mtd )a/3 （Y は引張強度）と表記される。 P0 値は，インピーダンスマッチング法をた 。 そ し て ， 規 格 化 最 大 破 片 質 量 は ， ml / Mt ＝高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)12.26 PI－1.35 という経験式で表されることがわかっ

7た。
.

多孔質天体上のクレーター形成過程
これまで見てきたように，小惑星は密度が低くて多孔質である物が多い。そのため，表面に見られるクレーターは，その空隙率の影響を受けている。よって，多孔質小惑星上にできる衝突クレーターの形
成過程を解明するには，その物理素過程を知る必要がある。そこで Yasui et al. (2012) では，フラッシ
ュ X 線を用いて，クレーター形成中の内部構造の可視化を試みた[9]。フラッシュ X 線は，可視光でとらえられない試料内部の高速現象を静止画像として得ることが可能である。Yasui らは，この手法により岩石物質のクレーター形成における弾丸貫入と孔の拡大を初めて観察し，クレーターサイズの時間変化を調べることに成功した。
この実験では，標的として空隙率 50  の石膏を用いている。サイズは直径 34 mm ，高さ 65 mm ，もしくは，直径 64 mm ，高さ 70 mm である。弾丸は，直径 1.6 mm 及び 3.2 mm のステンレス球（s.s.），
直径 3.2 mm のアルミニウム球（Al）とナイロン球（ Ny ）を用いた。直径 3.2 mm の s.s. 弾丸のみ小試料と大試料を用い，他は全て小試料とした。実験は，Fig. 10. Flash X-Ray images recording the growing
process of the impact crater. (a) Gypsum target was notdisrupted. (b) Gypsum target was catastrophically disrupted [9].

宇宙科学研究所の二段式軽ガス銃を使用した。衝突速度は 1.9 2.4 km s－1 （低速）， 5.6 6.4 km s－1 （高速）とした。
この実験では，エネルギー密度 Q によって 2 つのクレーター形成モードに分けることができた。エ
ネ ル ギ ー 密 度 が 小 さ い 場 合 （ 6500 J kg－1 以 下 Fig. 10a ），半球型のクレーターが形成され，周囲に圧密層が見られた。また，弾丸は円盤型に変形（Al 球，Ny 球），もしくは数個に分裂した（s.s. 球）。
エネルギー密度が大きい場合（ 9000 J kg－1 以上
Fig. 10b ）， 弾 丸 は 変 形 分 裂 し ， 標 的 は 半 球 型 ク
レーターの形成後に，孔先端から分裂した弾丸が飛び出してピットを形成した。このような X 線画像を用いて，クレーターサイズの時間変化や最終クレーターサイズの計測を行った。
最終クレーターのサイズは，石膏のような強度を持つ物質に関しては式(2 )により衝突条件と関係づけられる。そこでこの実験から得られた結果を Fig.
11 に示す。ここで，縦軸は規格化クレーター体積pV ＝ Vcr /mp ，横軸は規格化標的強度 pY ＝ Y /dU 2Fig. 11. Relationship between a crater volume and a normalized target strength for gypsum [9].

であり，Vc はクレーター体積，mp は弾丸の質量で高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)

8ある。この様に石膏クレーターは，玄武岩と比べる

謝

辞と同じ体積のクレーター孔をあけるために必要なpY が小さいことがわかる[10 ]。これは，石膏のような多孔質物質では玄武岩のような緻密な岩石に比て下さった北海道大学低温科学研究所技術部の中坪べて，クレーターの形成には，より大きな衝突速度俊一氏に深く謝意を表します。

本論を執筆するに際し，実験装置の製作を担当しが必要とすることを意味している。
参考文献
.

おわりにここで紹介した惑星科学に関係する衝突実験以外にも数多くの研究が理論・実験により行われている。
特に最近のトピックスとしては， 10 km s－1 を超える超高速度の衝突実験がレーザー照射加速により可能になったことである。この技術は阪大レーザー研の高強度レーザーを用いた技術であり， 100 mm 程度の金属球にレーザーを照射し，照射点から発生するプラズマにより，金属球を加速する。地球や月に衝突する小惑星の平均速度は 15 km s－1 を超えていることを考えると，このような新しい技術を用いた惑星衝突の研究が今後大きく発展すると思われる。
月のクレーターなどでよく観察される衝突メルトが作る地形などは，このような高速度衝突による研究が必須である。また，白亜紀の恐竜絶滅を引き起こしたと言われる地球への小惑星衝突の研究には，衝突蒸気雲という衝突時に発生する岩石蒸気に関する実験が必要である。この蒸気雲発生には地球脱出速[1] K. Holsapple, I. Giblin, K. Housen, A.
Nakamura, E. Ryan: in Asteroids III, eds. W.F.
Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi, R. Binzel (Univ.
Arizona Press, Tucson, 2002), pp. 443.
[2] H. Mizutani, Y. Takagi, S. Kawakami: Icarus,87, 307 (1990).
[3] K.R. Housen, K.A. Holsapple: Icarus, 84, 226(1990).
[4] K.R. Housen, K.A. Holsapple: Icarus, 163, 102(2003).
[5] Y. Shimaki, M. Arakawa: Icarus, 218, 737(2012).
[6] M. Arakawa, D. Tomizuka: Icarus, 170, 193(2004).
[7] M. Arakawa, J. Leliwa-Kopystynski, N. Maeno:Icarus, 158, 516 (2002).
[8] M. Yasui, M. Arakawa: Icarus, 214, 754 (2011).
[9] M. Yasui, M. Arakawa, S. Hasegawa, Y. Fujita,
T. Kadono: Icarus, 221, 646 (2012).
[10] K.R. Housen, K.A. Holsapple: Icarus, 211, 856(2011).
[11] W. Benz, E. Asphaug: Icarus, 142, 5 (1999).

度を超える高速度での衝突が必須であり，このような速度での定常実験が今後のこの分野の課題であると言える。

高圧力m科学g技術 Vol. 24, No. 1 (2014)[2014 年 1 月 7 日受付，2014 年 1 月 14 日受理]
 2014 日本高圧力学会