212

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004





除いた量がそれぞれ固有軌道半長径 (記号 で表さ!"#$%れることが多い), 固有離心率 (記号 ), 固有軌道傾

&'

()*+*,-!./0"2345


678

斜角 (記号 ) と呼ばれ, 長い時間スケールでの小惑

1

9:

星の運動状態を表す際にしばしば用いられる. 小惑星

;<=>?@ABC'DEFの固有軌道要素を丁寧に見て行くと, 幾つかの小惑星

C.GGHI@G

達はとても良く似た固有軌道要素を有していることが-!"

わ か る . 例 え ば 小 惑 星 番 号 1824 の Haworth は =<=J?[F@\]2.8846 天文単位, = 0.04844, = 2.1020度, 小惑星HJKLM'NOPUVWXYZ

QRST/^V&>_!`$abcd
F

j

kl

ReSfghPimnopqrst(uvCUVWXYZLMwxyy!
Ca?dYZz<|Sfg}~[Fcd{zP@

番 号 2224 の Tucson は = 2.8810 天 文 単 位 ,=0.04807, = 2.0290度, 小惑星番号 4927 の O'Connell
は = 2.8883 天文単位, = 0.04801, = 2.0823 度,という具合に, 各々の固有軌道要素の値が極めて近い.
この例のように似通った固有軌道要素を持つ小惑星の一群は族 (family) と呼ばれる. 族を構成する小惑星

は同一の母天体の衝突破壊によって形成されたと考えられており, 反射スペクトルによる分類型 (taxon-

紀元前の昔からその存在が知られている惑星とは異omy) も近いのが普通である. 上の三小惑星はどれもなり, 小惑星の発見は新しい. 小惑星番号1の Ceres

みな S 型小惑星であり, コロニス族 (Koronis family)が発見されたのは十九世紀の最初の日, つまり1801年という大きな小惑星の族に属している. 小惑星族とい1月1日である. それから二百年余り経った2004年9月

う概念は東京大学の平山清次による1918年の論文にそ

現在, 何らかの形で軌道要素が求められた小惑星はの起源を求めることができる[1]. このために小惑星25万個を越えており, その数は更に増え続けている.

の族は平山族 (Hirayama family) と呼称されること

カイパーベルト天体や彗星などと比べても圧倒的に大もある. 平山清次が1918年の論文で示した族は三個だ

きな絶対数が発見されている小惑星は, それ故に統計けであったが, 本稿執筆時の時点で確認されている族的な研究の対象として絶好のものである.

の数は60を越えており, 相当な数の小惑星が衝突破壊

小惑星の力学的分類には固有軌道要素という概念が起源の族に属していることが判明しつつある[2].

用いられる. 小惑星の瞬時の軌道半長径・離心率・軌

平山清次による提唱から80年以上経った現在, 小惑

道傾斜角 (いわゆる接触軌道要素) から公転周期起源星の族に関してはそれなりの知識が蓄積されつつある.

の短周期変動と木星などからの強制振動の寄与を取り

例えば, 族を形成した衝突発生時に飛び散った破片の
  !"#$%&
'( )*
&
%+
,
&
'
-#&
./'
&
,
/'
012
+3%4
5
+
'
6
4
,
-/78'
4
9
/%&
:"
 ;<=>?@
A"BCDEFGHIJKL
M"N+
O&
'
,
P+
%,/786,'/%/P0Q&%R$%ST
%6
,
4
,
$,
+/
71+
U
2%/*
/S
-

若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan

213

速度は現在の固有軌道要素の分布から大体100m/s の惑星からの運動量の放出) であり, 小惑星の軌道半長オーダーであったろうと推定されている. 特定の族に径の拡大または縮小, また自転速度の増大や減少を長属する多くの小惑星は似たような反射スペクトル型をい時間スケールでじわじわと持たらす. 小惑星の形状,持つが, これは共通母天体の衝突破壊によって族構成

自転周期, 自転軸の傾き, 自転の方向, 軌道要素, そ員の小惑星が生成したという事実を支持するものであれに小惑星を構成する物質の熱伝導率などに依存してる. また, 族を構成する小惑星のサイズ分布曲線は族

ヤルコフスキー効果の大きさはかなり異なるが, 直径を構成しない小惑星のサイズ分布に比べて急な傾きをが約20km より小さい小惑星にとっては非常に有効か持っているらしいということも推測されている. このつ重要であり, 小惑星に関する観測事実のうち純粋なように昨今の観測技術の発達と共に小惑星の族についニュートン力学だけでは説明のつかない幾つかの事項ても少しずつ知見が得られつつはあるものの, 実のとがヤルコフスキー効果を用いると説明できることが知ころ族については分かっていることよりも分かっていられている. 例えば隕石の宇宙線照射年代が力学的なないことの方が多いと言って良い. 例えば族の年齢,予想に比べてずっと長いことや, 近地球小惑星が休む

つまり衝突破壊によって大量の破片が発生した時期にことなく地球付近に供給され続けているという事実でついては, 多くの小惑星族について数億年から数十億ある[4, 5].

年と古いものであろうという大雑把な見積りが成され

ヤルコフスキー効果が小惑星族の研究にとって厄介ているに過ぎない. 衝突破壊現象の物理過程を直接反な理由は, 衝突イベントによって形成された小惑星破

映する情報である破片のサイズ頻度分布については,

片の固有軌道半長径がヤルコフスキー効果によってど前述したように族を構成する小惑星のそれは一般の小んどん拡散してしまう可能性が高いからである. 前述

惑星に比べて急な勾配を持つようであるが, それは直したように族の構成員がその族に属しているかどうか

径が10-15km 程度の中型以上の小惑星について言える

は小惑星の固有軌道要素により判断される. 木星の近ことであり, より数が多い直径数 km 以下の小さい小くに位置する小惑星帯には様々な力学的共鳴領域が複

惑星のサイズ分布がどうなっているのかについては確

雑に交錯しており, 小惑星が共鳴領域に近付いた場合

かな情報はまだほとんど無い. そもそも現在観測されの運動は複雑である. けれども共鳴領域から遠い場所

る族構成員のサイズ分布は族の形成事象発生の後に長にある小惑星の軌道運動は比較的安定であり, 特に固

い時間にわたる衝突進化を経たものであり, 衝突直後

有軌道半長径の値は何億年にも渡って不変に保たれるの破片のサイズ分布を知るための情報とはなり得ない.

であろうと考えられて来た. 族構成員の現在の固有軌

これは小惑星の反射スペクトル型についても言えるこ

道要素から衝突発生直後の破片の射出速度を推定できとであり, 衝突発生から長いこと宇宙空間を漂い続けるのはこうした仮定に従った場合である. けれどもヤた小惑星の表面が衝突破壊直後の情報, つまり母天体

ルコフスキー効果を考えると, 共鳴があろうとなかろの内部物質を反映したスペクトルを保持し続けている

うと小さな小惑星の固有軌道半長径は数億年の時間スという保証はどこにも無い.

ケールでどんどん拡散する. この効果を考えずに現在

こうした曖昧な情報あるいは情報の欠如に加え, 更の固有軌道要素から衝突発生時の破片の射出速度を推に話を面倒にする物理過程が最近人々の耳目を集めて定すると, 現実以上に大きな射出速度が算出されてしいる. ヤルコフスキー効果 (Yarkovsky effect) と呼まう心配がある. またそもそも, 非常に古い時代の衝ばれるものがそれである[3]. ヤルコフスキー効果は突現象により形成された族はヤルコフスキー効果によ

太陽からの輻射エネルギーを小惑星が吸収・再放出すり完全に拡散し切ってしまい, 現在は族として認識不る際の非等方性と時間差が引き起こす力学的効果 (小可能な状況に陥っているかもしれない. かつて小惑星

214

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

帯にはもっと多くの小惑星族が存在していたかもしれ(subfamily) とも呼ぶことが出来る. カリン族生成時

ないが, ヤルコフスキー効果がそうした痕跡を消し去っの衝突破壊イベントにより発生したと思われるダスト・てしまった可能性を否定することは出来ないのである.

バンドの存在なども既に報告されている[9].

ヤルコフスキー効果は小惑星の自転状態にも影響をカリン族の構成小惑星のうち最大のものは直径与える. ヤルコフスキー効果が取り得る形態のひとつ

20km弱の832 Karin (反射スペクトルは S 型, 1916年に YORP 効 果(Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-に発見) であり, その他の構成員は直径約2kmから約７

Paddack) と呼ばれるものがあり, 10 年から10 年の6kmと小さい. 832 Karin の固有軌道要素は = 2.864

時間スケールで直径10-20kmより小さな小惑星の自転

天文単位, = 0.04390, = 2.1131度であり, 取り立て

速度を速めたり緩めたりする[6]. 従って現在私達がて特徴のないメインベルト小惑星のひとつのように見観測できる小惑星の自転状態は軌道要素の分布と同様

える. けれどもこの832 Karin を含めた39個の小惑星に衝突現象直後のものではなく, その後の長い時間にの固有軌道要素を (, ) 平面および (, ) 平面にわたる進化を経てしまったものということになる. 本

描いてみると, 単一母天体の衝突破壊によると推定さ稿の冒頭では小惑星の族が太陽系に於ける衝突現象のれる等方的な破片の放出によって形成された小惑星族

天然実験室であるなどと書いたが, 実のところその実の姿がくっきりと浮かび上がる (文献[7] の Figure 1).

験室から得られる情報は不確定性を多く含み, しかも各構成員の固有軌道要素の散らばり具合から, 衝突時

ヤルコフスキー効果によって汚染されており, 新鮮なの破片の放出速度は15m/s 程度だったろうと推定されものとは言い難いのである. この原因はひとえに小惑ている. これは他の族に関する推定値である約100m/s星の族の年齢が数億年から数十億年と古いためであるに比べるとだいぶ小さい. 構成員の大きさから推測さから, もっと新しい時代に作られた小惑星族がひとつれる母天体の直径は約25kmである. 最大構成員832

でも見付かれば, そこから族の形成に関する多くの情

Karin の直径が20km 弱であるから, この小惑星ひと報を抽出できる可能性がある. そして2002年6月, まつで母天体の半分ほどの質量を占めていることになる.

さにこの目的に最適な小惑星の一群が確認された. カ

但し後述するように今後の観測やデータ解析によりカリン族と呼ばれる数十個の小惑星達である.

リン族構成員の数が増えて行く可能性は高い. そうな８れば推定される母天体のサイズは次第に大きくなって

行くことであろう.
カリン族に関して最も特筆すべき事柄はその形成年

複数の小惑星が族を構成しているかどうかを見極め代が非常に新しいことである. カリン族の現在の軌道

るには, 前述したように各々の固有軌道要素の値がど

要素から数値積分を用いて各構成員の軌道進化を過去

れくらい近いか (あるいは遠いか) を見て判断する.

に遡ると, 約580万年前の時点で多くの構成員の昇交

この作業のための専用数値算法も幾つか考案されてい点経度と近日点黄経がほぼ一点に収束する. これはこる. こうした算法を最新の小惑星固有軌道要素データの時に小惑星帯で衝突破壊イベントが発生し, ある特ベースに適用した結果, 新たに確認されたのがカリン

定の一点から多くの破片が飛び出して現在のカリン族族である[7]. カリン族は39個の小惑星からなる小規を形成したという事実の強力な証左である. 580万年

模なクラスターであり (最新の見積もりではこの総数というカリン族の年齢は今まで推定されていた多くのは70個にまで増えている[8]), 固有軌道要素空間で見族に比べると飛び抜けて若い. 私達はまさに小惑星のると冒頭にも例として挙げたコロニス族の内部に位置

衝突破壊直後の極く新鮮な状態を目の当たりしている

している. これよりカリン族はコロニス族内の族のである.

若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan

215

このような新しい族を前にして私達が観測すべき事るが私達の観測計画にはこの何倍もの数の人間が日本は沢山ある. 前述したような破片のサイズ分布や表面の内外から関与しており, それらの人々の協力・支援の反射スペクトルが典型的なものである. 私達としてがなければこの観測計画を実施することはまったく不はカリン族が提供してくれるすべての情報を隈なく取可能だからである.

り込むために手段を選ばずに観測を遂行する予定であカリン族に関して2002年6月に発表された論文[7]をるが, まず手始めに目を付けたのがカリン族構成員の見た国立天文台の中村士助教授は, ハレー彗星や小惑

光度曲線 (lightcurve) 観測である. ひとことで言え

星 Toutatis に見られる天体の非主軸回転がカリン族構ば, 光度曲線は対象天体の自転運動と形状に関する情成員に於いても発見される可能性を考えた[12]. これ

報を与えてくれる. 光度曲線に関する理想的なデータが本観測計画の端緒である. 中村氏は東京大学のが揃っていれば, 対象天体の自転速度に関する情報はBudi Dermawan や国立天文台の佐藤英男・福島英雄

勿論のこと, 自転軸の傾きや対象天体の形状・表面地

両氏および学生達に呼びかけ, 国立天文台三鷹にある形に関する情報が得られる可能性がある. 光度曲線の口径50cmの光学望遠鏡を用いてカリン族小惑星の観観測から対象天体の非主軸回転, いわゆる揺動 (自由測を開始した. 2002年11月上旬のことである. アマチュ

章動) が検出できれば天体の内部構造に関する情報がア天文家である宮坂正大氏も自らの25cm望遠鏡を用得られるかもしれない. 揺動の検出は特にカリン族小いてこの観測計画に参加した. 後に彼らの観測は東京

惑星に関しては有望である. 連続的な励起源が存在し大学の木曾観測所1m シュミット望遠鏡でも行われ,なければ天体の揺動は一般に時刻の経過とともに急速

福岡教育大学のグループも当地の40cm望遠鏡を用いに減衰するが, 衝突破壊のような激しい事象を経験して私達の観測に参加している.

たばかりのカリン族構成員の中にはまだ揺動している

吉田二美は当時, 台湾の國立中央大學にポスドクとものがあるかもしれないからである. また多くの構成して勤務していた. 折しも2002年の夏には台湾最大の員の自転速度の分布が判明すれば, 衝突時の破片への望遠鏡である1m 望遠鏡が台湾中央部の山中にある鹿自転エネルギー・角運動量分配に関する何らかの情報

林天文台に完成し, 稼働を開始したばかりであった.

が得られる可能性もある. 自転速度の分布はまた, 長中村士氏が吉田のかつての指導教官だったこともあり,

い時間スケールでの破片の軌道進化を数値的に見積も連絡を受けた吉田は同僚の高橋茂や Wing-Huen Ip 教る際に必須な物理量でもある[10, 11]. 前述したよう

授らと共に鹿林天文台の1m 望遠鏡を利用してカリンに小惑星の軌道進化はヤルコフスキー効果から甚大な族小惑星の観測を開始した. これ以降は吉田がカリン影響を受ける. ヤルコフスキー効果がどのくらい (あ族小惑星観測計画の中心となる. 吉田は国内外を問わるいはどのように) 有効であるかは小惑星の自転状態

ずこの目的に使えそうな望遠鏡があれば直ちに観測所や形状に大きく依存しているので, 自転運動に関してに手紙を書き, あるいは直接現場に飛び, カリン族の光度曲線観測から得られる情報は小惑星破片の長期力

観測に望遠鏡時間を提供してくれるようにロビー活動

学進化計算のための基礎的な初期条件となるのである.

を展開した. 例えば台湾國立中央大學の Wen-Ping

このように, カリン族が生まれたてのほやほやであChen 教授は永らくウズベキスタンの天文学者と共同るという事実は幾つもの重要で新しい情報を私達に与研究をしており, 吉田が Chen 教授に依頼することでえてくれる. 次節からはカリン族に関する私達の観測

ウズベキスタン科学アカデミーが運営する Maidanak

結果の一部を紹介して行くが, その前に謝辞を兼ね,天文台の1.5m 望遠鏡をカリン族の観測のために利用

私達がカリン族にここまでハマるようになった経緯をできることになった. Maidanak での私達の相棒はここに短く記しておこう. 本稿の著者は三名だけであMansur A. Ibrahimov である. 更に吉田は米国アリゾ

216

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

ナ 大 学 月 惑 星 学 科 の 大 御 所 Tom Gehrels と Renu

曲線を図1に示した. 図1の横軸は時刻を光度曲線の位

Malhotra に支援を仰ぎ, 当地にある Kitt Peak 観測所

相に直したものであり, 一位相 (一周期) の時間的長の2.3m望遠鏡 (通称 Bok) と Vatican 天文台の1.8m望さはもちろん小惑星によって異なる.

遠鏡 (通称 VATT) を利用する資格を取得した. この

光度曲線および自転周期決定のためのデータ処理過ふたつは現在私達のメイン望遠鏡となっている. 吉田

程を詳しく書くと長くなり過ぎるので, ここでは概略

はまた伊藤孝士を経由して Matthew Holman (ハーバーだけを記しておく. 私達の観測は基本的に R バンド

ド大学) をもこの観測計画に誘い入れ, チリにある口゜フィルタ (中心波長6338.14A) を用いた撮像である.

径6.5mの Magellan 望遠鏡に於いてもカリン族小惑星

小惑星の反射スペクトル型と CCD の感度特性により,の観測を行っている. カリン族小惑星の光度曲線観測

小惑星は R バンドフィルタの波長帯で最も明るく見には何年もの時間が掛かるので, こうした共同研究のえるからである. 小惑星を撮像する際には同時に較正

輪はどんなに広がっても広がりすぎということはない.

用の標準星も撮像しておく. 観測が終了したら, 光天

私達は現在も, 共同研究に加わってくれる観測者を日文学の分野では標準的な天文データ解析ソフトウェア

本の内外で探し続けている.

である IRAF の APPHOT と呼ばれるパッケージを用

上記のように吉田二美は各地の観測所を渡り歩いて

いて各小惑星の正確な等級を測定する. ここまでは素多くのデータを取得し, それを解析して小惑星の光度

直に進められる作業だが, ここからが大変である. 私を測定する. Budi Dermawan はそうした測定結果を達の観測は同一の小惑星に関しても異なる望遠鏡, 異元にして実際の光度曲線を描き, 小惑星の自転周期をなる観測装置, 異なる期日に行われる. そうした観測決定する役目を果たしている. 私達の観測計画はまだから得られたデータはそれぞれに異なる特質を持って緒に付いたばかりであるが, 次節以降では現在までにおり, それらを組み合わせて正確な光度曲線を得る作

得られた予備的結果のうち代表的なものを幾つか紹介

業は単純なものではない. しかも前記したようにカリして行きたい.

ン族構成員には私達の予想よりも長い自転周期を持つものが多く, 一晩の観測だけで自転周期を決定できる

ものはほとんど無いことが判明した. こういう場合にはまず, 数晩の観測データを組み合わせて自転周期の2004年6月末までに私達は10ヶ所の観測所で70夜以第零近似を推定し, それを基本周期として数次のフー上の観測を行い, 15個のカリン族小惑星を測光してそリエ級数を作る. 次には最小二乗法を用いてのこの級のうち8個について光度曲線 (自転周期) を決定した.

数を光度曲線データにフィットさせ, 平均等級すなわ

70夜の観測で8個の光度曲線と言うと効率があまり良ち光度曲線の零点を求める. 異なる観測所で得た光度

くないように聞こえるかもしれないが, 一晩の観測で曲線データについても同様な作業を行う. 然る後に各々一個の小惑星に使える観測時間はせいぜい 5-6 時間での光度曲線の零点を基準にして複数の光度曲線を繋ぎある. 後述するようにカリン族構成員の自転周期は数合わせ (または重ね合わせ), そこで改めて周波数解時間から20時間以上と長いものもあるので, 一個の小析を行い, より精度の高い自転周期を確定する. 後日

惑星の自転周期を決定するだけでも数晩以上の観測がになり新たな観測データが加えられた場合には上記の必要となる. また, 台湾や日本の夜空の環境は観測者

手順を繰り返し, 再び周波数解析を行って自転周期のにとって決して良いものではなく, 70夜すべてが満足値を得る. また小惑星の光度は小惑星と観測者 (地球)に観測に使えているわけでは決してない. そうした条と太陽の位置関係によっても変わるので, 得られた光件のもとで私達が得て来たカリン族小惑星8個の光度度を衝の位置 (太陽と地球と小惑星がこの順番で一直若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan

217
  !"#$ %&'()*+, %&'#$-./01234 5%&'67 89:;<=0>?@ABCDE/0B&FGH

218

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

線に並んだ状態であり, 小惑星がもっとも明るく見え

星の断面積に大きく依存し, 細長い小惑星がその短辺る) での値に補正しておくことも必要である.

方向を観測者 (図2のObserver ) に見せた時が光度

このようにして得られた光度曲線達を眺めてみると,曲線の一度目の谷 (図2(a)), 長辺方向を観測者に見自転周期が精度良く決定されているものと誤差が大きせた時が一度目の山 (図2(b)), 初期状態から180度回

いものが入り混じっていることが見て取れる. 1990

転して再び短辺方向を観測者に見せた時が二度目の谷FV などは全周期に関して万遍なく観測が行われてい(図2(c)), 更に90度回って初期状態から270度回転しるが, 1999 XE68, 1999 VR26, 1997 GT36などはデー

た状態が二度目の山 (図2(d)), という具合である.

タが細切れであり, 更に長い期間の観測が必要である

私達が得たすべての光度曲線はこの仮定に従うとしてことは明白である. 1999 CK16に関しては個々の光度いるので, すべて二山二谷を持つものになっている.

データの誤差がまだ大きいが, これは私達がこの暗い

もしも小惑星がかなり球形に近く, しかもその裏と表

小惑星を台湾の鹿林天文台 1m 望遠鏡でしか観測しての反射率に大きな違いがあるような場合には, 明るい

いないからである.

→暗いの一山一谷で一周期となろう. 例えば図1にある
1990 FV の光度曲線は位相=0.5を中心としてかなり左右対称的な形をしている. もしかするとこれは上で述べたような理由 (小惑星が球形に近く, 光度曲線の変化は表面の反射率の反映) によっており, 図1の1990
FV の光度曲線は一周期分ではなく二周期分なのかもしれない. これを区別するにはこの光度曲線が位相=0.5を中心にして本当に対称なのか非対称なのかを判別できるための精度の高い観測データが必要となる.



 !"#$%#$&'()*+,-./0123,-.45'6789 :; !; <; =>?

カリン族構成員ほどの大きさ (直径数 km から20km) の小惑星は球よりも楕円体, あるいは更に不規則な形状を取ることが多いと予想される. 衝突破壊によって形成した小惑星の破片が球形になるには衝突破壊後に一旦溶解して再び固化する過程を経ることになるが,

@,-.'ABCDEF>?

CGHI$
F

この過程はかなり大型の小惑星でなければ発生しないと考えられるからである. 従って私達はカリン族構成

本稿にデータを示すことはしていないが, 現時点で員の形状が球ではなく細長い楕円体であると想定し,の周期解析に於いては二個のカリン族構成員 (1990

それ故にその光度曲線は二山で一周期を構成すると仮FVと1998 SQ81) の光度曲線に多重の周期性 (図1に定してデータ解析を行った. この理由の簡略な説明を示した自転周期よりも更に長い周期の存在) が見え隠図2に示している. 小惑星の光度は観測者から見た小惑れしている. ｢見え隠れ｣ とは誠に玉虫色な表現だが,若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan219

データの精度や期間, 解析に要した時間を考えると決(Themis, Flora, Eos, Koronis) を構成する小惑星の定的なことはまだ言えないことから来る齒痒い言い回

直径と自転周期の関係を示した. もちろん私達が観測しである. 玉虫色ではあるがしかし, 原理的にはこのしたカリン族の結果も含まれている. 小惑星の直径は多重周期性はこれらの小惑星が非主軸回転 (揺動) を小惑星の等級と反射率 (アルベド) から推定されるも行っている可能性を示唆するものである. このことをのであるが, アルベドの真の値を知ることは容易では確認するため必要なのはひとえに長期かつ高精度の観ない. この図のデータに於いて使われているアルベド

測データである. 地球に於けるチャンドラー揺動のよは反射スペクトル型の情報などを元に仮定されたもの

うに年がら年中観測可能な現象とは異なり, 限られたであり, それ故に小惑星の直径の推定には不確定性が期間にしか観測できない小惑星の非主軸回転の観測に含まれている. メインベルト小惑星については804個

は大きな忍耐が必要なのである.

分のデータが示されているが, そのほとんどが直径

なお非主軸回転を 確実に 検出するためにはどの程10km 以上の大きな小惑星である. 直径が10km より度の観測が必要なのかという問いに答えるのはなかなか小さいような小惑星の光度曲線を正確に決定するには難しい. 観測データが多く蓄積されればされるほど良い,

それなりに大口径の望遠鏡を用いて観測を行う必要がという自明な回答になりがちだからである. 私達がやるあるが, 小惑星の光度曲線観測のように長い時間のかべき最初のことは, 現時点での手持ちのデータを詳細にかる観測に大口径望遠鏡の観測時間が割り当てられる

周期解析して非主軸回転を持つ可能性のあるカリン族構ことは稀にしかない. そのために小さな小惑星の自転

成員の一覧を作り, 論文の形で公表することであろう.

周期はまだほとんど知られていないのである. 一方でそうすることで同業者の興味を惹き付ければ共同観測者

近地球小惑星はその名の通り地球に近付いてくれるのを募りやすくなるので, そのような小惑星についてより多で, かなり小さな小惑星でも観測が可能になる. 図3

くの観測機会・観測人数を動員して集中的な観測を実に示されている近地球小惑星のデータ個数は180個で行することが可能になるものと予想している. また, 周あるが, 近地球小惑星に関しては世界各地で活発なサー期解析の方法も私達が現在主に使っているフーリエ分解

ベイ観測が行われているので, 観測データの量は今後だけでは不十分かもしれない. 小惑星の光度曲線自体はどんどん増えて行くであろう. なお図3の描画範囲か

周期的であるが, 観測によるデータの取得間隔が不規則

らは外れているが, 近地球小惑星の中には高速回転体なため, 入力データの連続性が前提になっているフーリ(fast rotators) と呼ばれる一群の小惑星があり, 直径

エ分解だけでは非主軸回転を確実に検出することは難し

が1km 以下かつ自転周期が2時間以下という特殊な天い可能性がある. 今後は MEM(最大エントロピー法)

体が数十個発見されている. 同時に近地球小惑星にはなど様々な方法を用い, それらから得られる結果を比較

100時間を越える長い自転周期を持つものもある. つして非主軸回転の存在あるいは非存在についてより詳し

まり小惑星のサイズが小さくなるほど自転速度のばらく議論して行くことになろう.

つきは大きくなる傾向を示すのである. 近地球小惑星

小惑星の光度曲線観測は原理的にその目的と手段がの発祥の地がメインベルトであるとすれば, 現在は観明快であるが故に, 古くから観測が行われて来た. 世

測できていないようなメインベルトの微小な小惑星も界各地にある小惑星のデータベースを見ると既に1000

この傾向を示すのではないかという予想もある.

個以上の小惑星に関する自転周期のデータが蓄積されさて私達の議論の対象は近地球小惑星や一般のメイている. 図3にはその結果の一例として, メインベル

ンベルト小惑星ではなく, 族を構成する小惑星である

ト小惑星 (main belt asteroids; MBAs) と近地球小惑

ことを思い出さなくてはならない. けれども図3を見

星 (near-Earth asteroids; NEAs) , お よ び 主 要 な 族

るまでもなく族を構成する小惑星に関する自転周期デー

220

タは実に乏しく, 統計的に有意な議論が出来る段階に

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

ことにも期待したい.

到達しているとは言えない. 図3に示した主要な小惑

さて以下には, 上に記した事柄と矛盾するようなこ星の自転周期データの頻度分布を描いてみたのが図4とを書いてしまおう. コロニス族やテミス族など既知である. 小惑星族に関するデータ数はコロニス族の小惑星族構成員の光度曲線観測, 特にサイズの小さ(Koronis) が18個, テミス族 (Themis) が20個, イオ

なものに関する観測が重要になろうと書いたばかりでス族 (Eos) が33個, そしてカリン族が8個である. 前

あるが, そうした観測は実は大きな困難を抱えると予述したようにメインベルト小惑星 (MBAs) と近地球想される. これは何も小さな小惑星の観測が難しいと

小惑星 (NEAs) についてはそれぞれ804個と180個のいうことを意味するのではなく, 古い族に属する小さ

データがある. まだ私達が一年半観測しただけのカリな小惑星の光度曲線を観測したとして, 一体それが何ン族のデータ数が少ないとは当然としても, 平山清次を意味するのかという問題である. 前述したように小の時代から知られて来たコロニス族やテミス族, イオ

さな小惑星の自転運動は YORP 効果の強力な影響下

ス族などの超メジャーな小惑星族に関してこの程度のにある. YORP 効果の典型的な時間スケールは10７年

数しか光度曲線観測のデータが蓄積されていない, あから10８年であると書いたが, コロニスやテミスなど

るいはアルベドが不明なためにサイズ (直径) に関す

古い族の年齢は少なくとも10８年から10９年のオーダー

るデータが無いという事実は驚くべきことかもしれなであろうと見積もられている. これだけの時間を経たい. 固有軌道要素から推定される族の全構成員数はそ

後では, 直径10kmより小さな小惑星の光度曲線がそれぞれの族で数百個から数千個に上るにも関わらず,れらの自転運動状態に関する衝突破壊イベント直後のである. ということで残念ながら現時点では, 図4の新鮮な情報を保持しているとは考え難い. 従って, こように族を構成する小惑星の自転速度に関する頻度分

うした光度曲線データを将来得たとしてもその解釈が

布図を描いても何らかの統計的議論を行うことは容易難しくなることは明らかである. 既知の小惑星に関すでないと言えよう. 言葉を変えれば, こういう状況でるこうした状況を考えるにつけ, カリン族が小惑星のあるが故に小惑星族の光度曲線観測には大きな意義が研究者にとっていかに幸運かつ祝福された存在であり,あるとも言える. カリン族だけではなく, 上述したよその光度曲線観測がいかに重要な意味を持つかが読者

うな古くて大きな小惑星族に関しても将来はもっと積にも理解されるのではないかと思う.

極的な光度曲線観測が望まれることを指摘しておきた

ところで光度曲線観測から得られる情報は小惑星のい. 族構成員のうちサイズの小さなもの (例えば直径自転周期のみではない. 十分に長い期間の観測があれ10km 程度以下) の光度曲線データを蓄積して行けば,ば, 小惑星の自転軸の方向や形状についても何がしか

図4にあるような自転周期の頻度分布に関する統計的の推測を行うことが出来る. メインベルト小惑星と地議論もより実りあるものになるものであろう. ちなみ

球との会合周期は一年数ヶ月である. その機会毎に衝に直径10kmの小惑星はメインベルトの外側領域にあっの状態が発生して地球から小惑星を観測し易くなるが,たとしても19 18等級程度の明るさを持ち, メインベ

重要なことは衝のたびごとに私達が小惑星を異なる角

ルトの内側領域にあれば更に明るく見える (〜14等).

度から見ることになるという事実である. 小惑星が細このくらい明るさであれば, ハイ・アマチュア天文家

長いものだと仮定すると, 光度曲線の振幅は私達がそが保有する望遠鏡や各地に教育普及目的で設置されての小惑星をどの方向から見るかに依存して変わる. 細いる望遠鏡でも何とか観測が可能となる. そのような長い小惑星はその最短軸の周りに自転していることが望遠鏡を用いた光度曲線観測が活発になり, この分野多いから, それを赤道方向から見るとすると私達からの発展に欠かせないデータがどんどん蓄積されて行く

見える小惑星の断面積は自転の位相によって大きく変若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan

221

化するであろう. 図2と同様な状況である. この大きとが可能である. 理論的には, こうした観測機会が三な断面積の変化はそのまま大きな光度曲線振幅となっ回以上あると小惑星の自転軸の方向を決定出来ることて観測される. 一方で小惑星をちょうど極の方向からが知られている１. 私達の観測では1999 CK16に関し見た場合には, 形状がどうあろうと自転による小惑星て二度の衝に於ける観測を行っており, あと一度衝での断面積は変わらないから, 観測される光度曲線の振の観測機会があればこの小惑星の自転軸の方向を確定

幅は小さいものになろう. このような観測方向への光できる可能性がある２ . また最大構成員の832 Karin度曲線振幅の依存性を逆に利用して, 複数の光度曲線に関する私達の観測は一度の衝だけであるが, 私達のの振幅の違いから小惑星の自転軸の方向を推定するこ

観測以前に文献[13]により光度曲線の観測が行われている. 従って私達が832 Karin をあと一度だけ衝に於いて観測すれば, 文献[13]のデータと合わせることに
より自転軸の方向が確定できるものと期待される.
自転軸が決定されないうちは小惑星の形状について確かなことは言えない. しかし話を思い切り単純化して私達が小惑星を赤道方向から見ていると仮定すると,
以下のようにして小惑星の形状を極めて大雑把に推測することができる. 小惑星の形状を三軸不等楕円体と仮定し, その軸長を長い順に , , とする. 小惑
星は最短軸 の周りで自転していることが多いだろう.
小惑星の光度は大まかに言って地球に向いた小惑星の断面積に比例する. 小惑星の短軸 が観測者の方向を向いた時 (正確ではないが図2の(b)や(d)のような状態) の断面積はπ
, 小惑星の最長軸 が観測者の方向を向いた時 (図2の(a)や(c)のような状態) の断面積はπ
である. この断面積の比がそのまま小惑星の光度曲線振幅の大きさになると考えれば, 観測デー
タとの比較から小惑星の軸長の比 を推定することが出来る. 例として832 Karin にこの方法を適用してみると 〜1.91となったので, 扁平な形をした小惑星を思い描くことが出来る. 極めて大雑把な推定ではあるが, 観測データが少ない段階で小惑星の形状に関して言えることはこれくらいである. しかし近年では光度曲線データから小惑星の形状を精度良く決定するアルゴリスムも長足の進歩を遂げているので[14],小惑星の形状決定に関する光度曲線観測の寄与は今後存外に大きくなって行くかもしれない.


 

 !" # $%*+,+,-./012" 345678'9

&

'()

222



日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

れば, その時点で表面のカラーはリセットされ, その小惑星が本来持つべきカラーの情報が姿を現すであろ新しい小惑星の族を眼前にして私達が知りたい情報

う. 衝突破壊イベントによってカリン族の破片が発生

は自転周期に関するものだけではない. 小惑星の表面した時期は580万年前とかなり正確に判明している.

状態の情報を示す反射スペクトルや, 衝突破壊現象にもしもカラー観測によりカリン族構成員の表面に新鮮関する重要な情報を持たらしてくれるはずの破片のサな部分を見い出すことが出来たとしたら, それは ｢正イズ頻度分布など, 多くの情報が太陽系研究に関して

確に580万年間宇宙線や太陽風に晒され続けた小惑星

大きな意義を持っている. 小惑星表面の反射スペクトの表面｣ のデータを与えるものとなる. このような観ルに関する観測について, 私達はカリン族の最大構成

測を他の小惑星 (衝突時期がそれなりに推定されてい員である832 Karinに関する試験的な観測を行っているもの) に対しても繰り返すことにより, 小惑星の表る[15]. また, 破片のサイズ分布については吉田二美

面のカラーの時間変化と年代の関係についての情報がの研究グループがハワイにある国立天文台のすばる望得られる可能性がある. それは太陽系小天体の研究に遠鏡を用いて行って来たサーベイ観測の手法がそのま新しい時間軸を与えてくれるものとなるだろう.

ま適用できると考えている. 本節ではこうした観測について簡単に記してみたい.

私達が得た832 Karin の V-R, B-V, V-I のカラー観測データと図1の光度曲線位相との関係が図5(a)であ

私達の光度曲線観測が R バンドと呼ばれるフィル

る. 私達のカラー観測は832 Karin の自転周期の八割タを用いたものであることは前述したが, 光学観測に以上をカバーし, この小惑星の表面全域をほぼ見渡し使われるフィルタにはこの他にも様々なものがある.

ていることになる. この中でも注目すべきは位相約0.

゜の B バンド, 5394.84A
゜の V バンド,
中心波長4359.32A

2に於ける V-I の突出であろう. V-R の値が全位相に゜の I バンドなどである. 単一波長帯では似8104.87A

わたってほぼ0.08から0.09の前後で安定し, B-V の値

たような光度を持つ天体でも, それらを異なる波長のもさほど急激な変化は見せていないのに比べると,フィルタで撮像し, その結果を B-V, V-R などという

V-I の変化はとても大きい. これは即ち832 Karin の具合に引き算してみると大きな違いが現れることがあ

表面状態が特定の部位に於いて何らかの急激な変化をる. 複数のフィルタを用いた観測は多色測光観測 (カ持つことを示唆している. カリン族の起源が衝突破壊

ラー観測) と呼ばれる. カラーの違いは小惑星の表面イベントであったことを考えると, この V-I の急激な状態の違いを表しており, こうした情報を元にして S

変化は832 Karin 表面の新鮮さの違いを表している可型や C 型といった小惑星の反射スペクトル型が定め能性がある. 衝突前の母天体が持っていた古い表面と,られる. 私達は米国アリゾナ州にあるバチカン天文台

衝突破壊によって現れた母天体の新鮮な内部との差異(VATT) にて832 Karinの光度曲線観測を行いながら,である. この差異をより顕在化させるために, B, V,

同時にカラー観測をも実行した.

R, I 各バンドに於ける光度を元に計算した相対反射

小惑星のカラー観測は通常は小惑星の反射スペクト率の波長依存性を示したのが図5(b)である. 横軸は B,

ル型を決定するために行われるが[13], カリン族小惑V, R, I の各バンドが持つ波長になるので, これはあ星のカラー観測にはまた別の意義がある. 小惑星の表

る種の分光観測結果とも言うことが出来る. 図5(b)に

面は長年にわたり宇宙線や太陽風に晒されており, 表は図5(a)で特異な振る舞いを見せた光度曲線位相0.2面の反射スペクトルはそうした風化作用 (宇宙風化)付近の相対反射率とそれ以外の位相での平均的な相対により相当な変化を経ていると考えられる. しかし小反射率の二種類のデータが示されているが, 注目すべ

惑星同士が激しく衝突して内部の新鮮な構造が露出す

きはこの二本の線の平均的傾きが明確に異なることで    !"#$%&'()**+,-./012*3456!"#789:#;<=>?@A#+,-B#C2*
D
EFG!"H IJK 

若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawan

223

ある. 位相0.2付近での相対反射率の傾きはそれ以外

位相0.2付近のデータが取得されなかったことに起因の部分を平均した相対反射率の傾きに比べて急であり,していると予想される. いずれにせよ太陽系小天体の長波長領域に於ける相対反射率が短波長領域に於けるそれに比べて随分と高い. 要するに ｢赤い｣ のである.
832 Karin のような S 型小惑星の相対反射率の波長依
存性にはこのような急な傾きがしばしば見られ, 宇宙
風化作用 (space weathering) が原因するものと考えられている[16, 17]. 即ち832 Karin の光度曲線位相0.2付近の表面は他の部分と比べて風化が進んでいる,
つまり衝突以前の母天体の歴史を残した古いものであるという予測が立つ. 位相0.2以外の部分についてはこうした赤いスペクトルが見られないことから, カリン族形成時の衝突破壊イベントにより露出した母天体の内部が反映されているのであろうと推測される.
この推測を更に強固なものとする観測が東京大学の佐々木貴教・佐々木晶や国立天文台の渡部潤一らによって行われている[18]. 彼らは私達とほぼ同時期にすばる望遠鏡を用いて832 Karin の近赤外分光観測を行い,832 Karin 表面に於ける近赤外スペクトルの非一様性を確認した. 彼らの観測データが示すところによると,光度曲線の位相〜0.5付近での832 Karin の近赤外スペ
クトルが代表的な普通コンドライトのそれにかなり近いのに対し, 位相〜0.3付近でのそれは他の S 型小惑
星にもよく見られる近赤外スペクトルに近い. 832
Karin のような S 型小惑星はメインベルトの内側領域

;"
 <=>?@A#BCDEF
GH#I"" J=KLMNO9PHQ$%&RSTUV#J=KWRS X1YLM Z[\[][^g_*/Q`92ab[\_*cde3
efh3
cdeei" jklmnop21:#に普遍的に見られる小惑星であり, 長い期間にわたる
宇宙線や太陽風の照射によって宇宙風化していると考えられる. 一方で普通コンドライトのスペクトルは隕
石の内部物質の情報を反映しており, 宇宙風化が及んでいない状態を表すものであろう. こうした結果は,可視光領域に於ける私達のカラー観測が示唆した832
Karin 表面の風化状態の違いが近赤外スペクトル領域に於いても発生していることを示すものである. 私達の観測と佐々木らの観測では宇宙風化の見られる位相がそれぞれ0.2, 0.3とやや食い違っているが, これは832 Karin の自転周期決定にまだ不確定性が含まれていることと, そもそも佐々木らの観測では光度曲線の
 
 
 !"#$%&'()*"+,-./01
2345678921:#

224

日本惑星科学会誌Vol.13.No.4,2004

表面状態変遷という観点でこの結果は誠に興味深い.

鏡としては破格に広い0.25平方度という視野を持つ.

このような光度曲線観測とカラー観測・分光観測を組

このカメラを用いれば, メインベルトの小惑星なら直み合わせる手法は今後の小惑星研究に於いてますます

径0.5kmの程度のものまで見落とさずに発見できる可

重要な意義を持って行くことであろう.

能性がある. カリン族構成員, とりわけ数が多いと思カリン族小惑星のサイズ頻度分布については光度曲

われる微小な構成員を新たに発見してサイズ頻度分布

線以上にまだ何もわかっていない状態であると言える.

の統計を有意なものにして行くには, こうした広い視現在確認されている構成員 (約70個) の直径は832野を持つ高性能望遠鏡でのサーベイを繰り返して小さKarin を除くと約2kmから6.5kmの範囲内にあるが[8],な小惑星を多く発見し, その軌道要素を決定し, カリ

サイズ頻度分布を図6のように描いてみると直径の小ン族が同定された時に使われたのと同様な方法でそうさな領域 (例えば直径3.5km未満) では観測データのした小惑星がカリン族の一員かどうかを確認する, と不足と思われる頻度の減少が見られる. メインベルトいう手順を経ることになる. もちろん原理的に不可能

小惑星の一般的なサイズ頻度分布の見識から言って,なことではないので私達はこちらにも挑戦して行きた

直径2kmの小惑星の数が直径3.5kmの小惑星の数より

いが, すばる望遠鏡の極めて高い競争率を考えると現も少ないということは考え難いからである. このこと

時点では光度曲線観測に集中しておくのが賢い選択では, メインベルトには未知のカリン族構成員がまだ数あるようにも思われる.

多く埋もれている可能性を示す. カリン族の破片はその自転運動が YORP 効果に汚染されていないだけで

はなく, サイズ分布も衝突進化の影響をほとんど受けていないと予想されるので, 小惑星の衝突破壊直後の本稿末尾にある参考文献リストを見ると, 読者はそ破片のサイズ分布を知るにはもってこいの観測対象でこにある文献のほとんどがここ1-2年以内に出版されある. 小惑星の衝突破壊に関する数値実験結果と現在たものであり, 更にはの小惑星族のサイズ分布との比較から, 族を作った母

論文さえも幾つかあることに気が付くだろう. その事

天体はがっちりとした一枚岩のものではなく, 最初か

実はこの分野がまだ若く, 急速な発展を遂げつつあるら亀裂や隙間が多く入った (pre-shattered な) ものでことを示すものである. 私達はそうした流れを主導すあったろうという予想がなされている[19, 20]. 一枚るような心意気を持ちつつ, 今後もカリン族小惑星の岩の母天体の衝突破壊では最大破片とそれ以外の破片

光度曲線観測を続けて行く予定である. 現在までに確の大きさの違いがあまりに大き過ぎたりするのである.

認されているカリン族小惑星の総数は70個程度だが,カリン族構成員のサイズ分布の観測データを蓄積して今後の研究によってその数は更に増えて行くであろう.

そのような数値実験の結果と比較することで, 私達は私達の現在の光度曲線観測はおよそ10小惑星/年とい小惑星の衝突破壊メカニズムや衝突前の母天体の本当うペースだから, カリン族構成員のすべての光度曲線の姿により近付くことが出来るかもしれない. けれど

データを得るには少なくともあと6-7年, もしかするもサイズの小さな小惑星を発見し, しかもそれがカリと10年以上の時間が必要になるかもしれない. 実に気ン族構成員であることを確認する道程は単純ではない.

の長い研究計画である. そうこうしている昨今, カリ

吉田二美らはすばる望遠鏡を用いたメインベルトの微ン族と同様にとても若い小惑星族が他にも確認されつ小な小惑星のサーベイ観測を行い, 直径1km以下といつある. カリン族よりもやや内側に位置し, カリン族

う微小な小惑星のサイズ頻度分布を導いた[21, 22].

と同様に S 型のスペクトルを持つイアニーニ族

すばる望遠鏡の主焦点カメラは口径8m クラスの望遠(Iannini family, 約500万年前の衝突破壊で形成された

in pressや

submittedの若い小惑星族の光度曲線／伊藤,吉田,Dermawanと予想されている) や, カリン族よりやや外側に位置

225



し, C 型の反射スペクトル型を持つベリタス族[1] Hirayama, S., 1918: Astron. J. 31, 185.

と予想されている) である[9]. イアニーニ族小惑星[2] Ivezić, Z . et al., 2002: Astron. J. 124, 2943.

はまだ18個が確認されただけだが, ベリタス族に至っ[3] Rubincam, D. P., 1995: J. Geophys. Res. 100,>

(Veritas family, 約830万年前の衝突破壊で形成されたては既に259個もの構成員が確認されており, これらの光度曲線をつぶさに観測して統計的な議論が出来れば小惑星の衝突破壊研究にとって大変に意義深いデー

1585.
[4] Bottke, W. F. et al, 2002: in Asteroids III, 395,
Univ. Arizona Press.

タが得られることになろう. 私達はカリン族と並行し[5] La Spina, A. et al., 2004: Nature 428, 400.

てこれらの若い小惑星族の光度曲線観測も行ってゆく[6] Rubincam, D. P., 2000: Icarus 148, 2.

予定であり, そのための望遠鏡資源の確保や共同研究[7] Nesvorný, D. et al., 2002: Nature 417, 720.

者の獲得に日夜忙しく立ち回っている.

[8] Nesvorný , D. and Bottke, W. F., 2004: Icarus

最近は世の中の望遠鏡の口径がどんどん大きくなっ

170, 324.

ており, そうした大型望遠鏡を使って一夜にして画期[9] Nesvorný, D. et al., 2003: Astrophys. J. 591, 486.

的 (?) な新発見を行うというタイプの研究が人気を博[10] Bottke, W. F. et al., 2001: Science 294, 1693.

しているように見える. 小惑星の光度曲線観測はこれ[11] Ito , T. and Malhotra , R. , 2004: Icarus ,と全く対極にあり, 中小の望遠鏡を長い時間利用してひたすら単純な観測を続け, その積み重ねとして惑星科学研究に欠かせない基礎データをきっちり算出することを目的としている. 研究業界全般の風潮がPublish, or perish.

である現在の世情では前者のような発見的研究がより歓迎されるのかもしれない.
けれども長い目で見た学術分野の発展には, 後者のような泥臭くて地道で愚直と言えるほど基礎的で, しかsubmitted.
[12] 中村士, 木下宙, 2003：第24回太陽系科学シンポジウム集録, 77.
[13] Binzel, R. P., 1987: Icarus 72, 135.
[14] Kaasalainen, M. et al., 2002: in Asteroids III,
139, Univ. Arizona Press.
[15] Yoshida, F. et al., 2004: Publ. Astron. Soc.
Japan, 56, in press.

も非常に長い時間の掛かる研究を欠くことは決して出[16] Sasaki, S. et al., 2001: Nature 410, 555.

来ない. カリン族の光度曲線観測に臨むたびに私達は[17] Clark, B. E. et al., 2002: in Asteroids III, 585,

そのような思いを強くし, 自分達は将来の学術の基礎を担うデータを産出するのだという矜持を持って望遠鏡に向かっている.

Univ. Arizona Press.
[18] Sasaki, T. et al., 2004: Astrophys. J. Lett.,
615, L161.

謝辞：本稿の執筆に際しては東京工業大学理工学研[19] Michel, P. et al., 2003: Nature 421, 608.

究科地球惑星科学専攻の田中秀和さんから多数の助言[20] Michel, P. et al., 2004: Icarus 168, 420.

を頂いた. この場を借りて深く御礼を申し上げたい.

[21] Yoshida, F. et al., 2001: Publ. Astron. Soc. Japan
53, L13.
[22] Yoshida, F. et al., 2003: Publ. Astron. Soc. Japan
55, 701.