Spectroscopic observation of 1999 JU3 and implications forcollisional evolution
杉田精司 1 )，黒田大介 2)，亀田真吾 3)，長谷川直 4)，鎌田俊一 1)，廣井孝弘 4), 安部正直 5)石黒正晃 6)，高遠徳尚 2)，吉川真 5)
1)

東京大学, 2) 国立天文台, 3) 立教大学, 4) ブラウン大学，5) 航空宇宙研究開発機構, 6) ソウル大学

１	  はじめに隕石の吸収帯と比較すると、かなりはっきりと短波長小惑星162173 (1999 JU3)は、はやぶさ２の探査対象側にずれている。さらに、この凹みの深さは誤差の10%天体である。1999 JU3が広義のC型小惑星であることはとほぼ同じであることにも注意する必要がある。この確実であるが、C型のどのサブタイプのスペクトルを２つの事実は、この凹みが何らかの誤差に起因してい持つのかについては議論の余地が残る状況である。どる可能性を示唆する。のサブタイプの小惑星なのか、どの程度の表面不均一

その一方で、メインベルト中の小惑星には、性を持った小惑星なのかによって、最適な観測運用計

Murchison隕石の0.7μmより短波長にずれた吸収帯を持画も期待される科学成果の内容は大きく異なってくる。

つものも散見される。したがって、1999 JU3の2007年7最適な観測運用計画の立案には時間がかかるし、科学月のデータに見える 0.65μm 付近の凹みが実際に蛇紋成果最大化のためには事前に十分な時間を掛けて関連石の吸収帯に起因する可能性は十分ある。

研究を進めることが必須である。こうした事前準備を1999年取得のBinzel et al. [3]のスペクトルもかなり行うためには、はやぶさ２が探査小惑星に到達する十バラツキが見られる。この観測ではair massは1.5以上分前に基本的なスペクトル観測を行う必要がある。本であったので、大気透過率補正に短波長側で大きめの稿では、最近の我々の地上観測の結果を紹介する。

誤差が出る危険性もある。短波長領域のスペクトル感度補正に10 – 20 %程度の誤差があると考えると、観測２	  過去の観測で得られた1999 JU3の可視スペクトルはやぶさ２の探査対象天体である1999 JU3についてデータに見られる左下がりの傾向は誤差の範囲に入ってしまう。これも、解釈に注意が必要である。

は、地上望遠鏡で様々な観測がされており、いずれもこれまでに得られた３つのスペクトルの中で最高精C型小惑星の特徴を示している [1,2]。例えば、可視分度のデータは 2007年 9月に Vilasが取得したデータであ光観測からは、平坦なスペクトルを持っており[3,4]、る[4]。このデータは0.7µmの吸収帯を完全に否定はしアルベドも0.070±0.003と低い値が得られている[1,2]。

ないものの、強い吸収が存在しないことを示している。

しかし、1999 JU3の可視反射スペクトルデータは、C型小惑星の中のどんなサブタイプの小惑星であるかを

３	  GEMINI-Sによる可視分光観測議論したり、具体的な鉱物の吸収帯の同定をしたりす

このような状況のもと、2012年夏に訪れた1999 JU3

るに十分な信頼性を持つとは言えない。非常に解釈がの観測好期においては、世界の多くの大望遠鏡と共に難しい。現状では、1999 JU3がCM2隕石(水（~10 wt%）我々も1999 JU3の可視分光観測を行った。今回の観測や炭素(2~5 wt%)を豊富に持つ)に近いスペクトルを持

好期には1999 JU3の南天にあったため、すばる望遠鏡つことを示唆するデータ（[4]による2007年7月のデーなど北半球の望遠鏡にとっては観測が難しい状況であタ ） と 、 炭 素 質 隕 石 の 中 で は 水 (~0.1wt%) や 炭 素った。そこで、チリにあるGEMINI-South望遠鏡および（~0.2wt%）に乏しいタイプの隕石CV3に似た形のスペGMOS装置によって可視分光を用いて観測を行った。

クトル（[3]による1999年のデータ）の両方が得られてしかし、この時期はチリの天文台においては天候が悪いる。また、[4]による2007年9月のスペクトルは両者い時期であり、良い天候条件を待つために何日も待つとさらに異なる形状である。Vilas [4]は、1999 JU3が３必要があった。しかし、結果として、6月24日, 26日, 7つの異なる物質で覆われている可能性を主張している

月 5日の３夜において良好な大気条件で観測を行うこが、観測誤差の結果として表れた見かけのみのスペクとができた。その際の1999 JU3の見かけ等級は19.13 –トルの変化である可能性も否定はしていない。Vilasに19.66であり、太陽位相角は22.7 – 30.3°であった。また、よる 2007年 7月の観測結果には、 0.65μm 近傍に吸収帯標準星には HD142801 と SA107-998 の２つを用いて高と解釈できる凹みが見られる。Vilas [4]は、この凹みい較正精度を目指した。

が CM2隕石によく見られる 0.7μm吸収帯ではないかと論じている。しかし、この吸収帯の位置は、Murchison

４	  観測と解析の結果予備的解析からは、Vilas [4]が2007年9月に得たデータに類似した非常にフラットなスペクトルが様々な自総合すると、1999 JU3の大部分の表面は比較的高温に転位相に対して得られるという結果が得られた。これ

加熱脱水を経験したCM2隕石に似た物質で覆われてらのスペクトルを主成分分析したところ、我々の得たいる可能性が高いことが示唆される。また、これまでスペクトルは、Binzel et al. [3]が得たスペクトルとは大報告されてきた多種多様なスペクトルは、CM2隕石のきく離れており、 Vilasの 2007年 9月のデータと非常に異なった温度での加熱によって説明できることも判明近いことが定量的に示される結果となった。また、最した。これは、1999 JU3が基本的には、CM2隕石に似近の他の望遠鏡での観測結果[5,6]も我々の結果と概ねた非常に水や有機物に富んだ母天体の衝突破片ないし調和的であり、非常にフラットなスペクトルを持つ物その集合体である可能性を示唆する。軌道計算に基づ質が 1999JU3の表面の多くの面積を覆っている可能性いて、1999JU3がν6共鳴帯付近の小惑星族起源であるが高いことを強く示唆している。

可能性が提案されている[8]。この条件に合う小惑星族

その一方、Vilas [4]の2007年7月のデータを修正ガウ
スモデルでフィットしたところ、0.65 µm近傍に見える吸収帯が、メインベルトに見られる0.7 µm吸収帯と整合的なバンド幅およびバンド中心波長の値を示した。
さらに、人工的に加熱した炭素質隕石の試料の反射スペクトル[7]と、本研究および過去の研究で得られた1999 JU3のスペクトルを比較した。その結果、大きなバラエティーを持ついずれのスペクトルも、Murchison
隕石（CM2）の試料の幾つかの温度での加熱実験結果と非常に良い一致をすることが分かった。その一方で、このような一致は、Allende隕石（CV3）やIvuna隕石（CI）の加熱試料との間には見ることができなかった。	 
５	  結論は多くなく、図１に示すような小惑星163 Erigoneが有力な候補となるかもしれない。
謝辞：本観測の実現ためには、国立天文台からの多大なるご支援を戴いた。ここに謝意を表したい。
参考文献
1) Hasegawa et al., PASJ, 60, pp. S399–S405, 2008
2) Müller, T. et al., A&A, 525, pp. 1–6, 2010.
3) Binzel, R. et al., Icarus, 151, pp.139-149. 2001,
4) Vilas, F., Astron. J., 135, pp. 1101-1105, 2008.
5) Moskovitz, N. et al., DPS, 44, 102.04, 2012.
6) Lazzaro, D., et al., A&A, in press, 2013.
7) Hiroi, T. et al., MAPS, 31, pp. 321-327, 1996.
8) Campins, H. et al., ACM Mtg., #6452, 2012.
9) Abe, M. et al., LPSC, 39, #1594, 2008.	  本研究の観測および過去の観測で得られたデータを

図１．メインベルト小惑星 (142) Polana, (163) Erigone の可視光・NIRスペクトルと1999 JU3の比較。PolanaとErigoneのスペクトルは、SMASS IIデータベースより[3]。1999JU3(MMT+IRTF) については、2007年9月に取得されたデータ[4,9]を併せている。