イトカワ (小惑星)
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イトカワ物質の初期分析
LLコンドライトであったイトカワ
2011年4月初旬までに、公募によって選ばれた8つの初期分析チームにイトカワ微粒子の分配が行われ、各グループによって初期分析が進められた[76]。まず大阪大学のグループが、SPring-8を用いたX線マイクロCTにより、イトカワ微粒子40個の3次元構造について非破壊調査を行い、さらにはCT撮影によって微粒子の3次元内部構造を直接調査した。その結果、40個全ての微粒子がLLコンドライトと類似していることが判明した[77]。また東北大学らのグループが行った、イトカワ微粒子38個についての放射光X線回折分析、高解像度電子顕微鏡分析でも、微粒子はかんらん石が最も多く、その他カルシウムに富む輝石、斜長石、トロイリ鉱、テーナイト、クロマイトなどによって構成されていることが示された。これは地球上の岩石では全く見られることがない普通コンドライト特有の組成であり、中でもかんらん石が最も多く含まれていることから、LLコンドライト隕石に最も近いことが明らかとなった[78]。北海道大学のグループが行った、イトカワ微粒子28個の酸素同位体についての分析結果からも、16Oの比率が地球物質よりも低い普通コンドライトの分布と一致した[79]。そして首都大学東京らのグループがイトカワ微粒子について行った中性子放射化分析法による元素組成分析でも、イトカワ微粒子がコンドライト隕石の元素組成と一致することが示された[80]。イトカワ微粒子の各分析結果は、はやぶさによるイトカワについての観測結果とも一致することからも、イトカワ表面の物質はLLコンドライトであることが明らかとなった。
大阪大学の分析によれば、イトカワからもたらされた粒子の密度は3.4g/cm3と考えられた。また大阪大学と東北大学の分析では、イトカワの微粒子は熱による変成を受けたLL5ないしLL6に近いものが多いが、一部の粒子は熱変成をあまり受けていないLL4に近いものも見られ、イトカワには熱変成の状態が異なる岩石が混ざった角礫岩が存在した可能性が指摘された。また北海道大学の酸素同位体比の分析からは、イトカワ微粒子は酸素同位体比が地球物質よりも広い範囲に分布していることから、地球よりも熱変成作用が弱かったことが明らかとなった。イトカワのような小天体では熱変成が起こることは考えられず、東北大学のグループは直径20キロ程度の天体で、中心部分が約800度になる熱変成を受け、その後ゆっくりと冷えていったと推定し、北海道大学のグループは約650度の熱変成を受けたものと推定している。これらのことからイトカワの母天体が大きな衝突によって破壊され、母天体の中心付近の熱変成を受けたLL5やLL6と、表面付近の熱変成が弱いLL4が再集積して、現在のイトカワが形成されたことが想定される[81]。
また熱変成の度合いが地球物質よりも少ないために酸素同位体比に幅が見られることや、熱変成が弱いLL4に相当する物質が見られることから、イトカワの母天体上で熱変成を受ける以前の情報も微粒子内に残っているものと考えられ、イトカワの母天体のような直径20キロ程度の小天体がどのように形成されていったのかについてなど、イトカワ微粒子の分析を進めることによって、太陽系形成時の出来事について更なる情報が入手出来ることが期待される[82]。
イトカワ微粒子の特徴と宇宙風化
大阪大学のグループによるイトカワ微粒子の3次元構造の分析により、イトカワでは月のレゴリスと比較して、ミリ以下の小さなレゴリスが少ない可能性が指摘された。これはイトカワの小さな重力では微小なレゴリスは衝突による衝撃で宇宙空間へ逃げていってしまう可能性、また小さな粒子は静電的に浮遊してしまい失われた可能性や、イトカワでは常に発生していると考えられる小天体衝突による振動で、いわゆるブラジルナッツ効果によって、ある程度大きな粒子がイトカワ表面に集まった可能性が考えられる[77]。
また微粒子の形状から、イトカワの微粒子は衝突による破片であると考えられるが、形状が尖ったものばかりではなく丸みを帯びた微粒子も存在しており、衝突によって形成された微粒子が、イトカワで多く発生する小天体衝突による振動によって、微粒子同士が接触して表面が削られることによって、丸みを帯びた粒子ができたものと考えられている。またイトカワの微粒子には月の微粒子で見られるような大規模な融解が発生した痕跡は全く見られない。これはイトカワでの衝突速度が月の衝突速度の半分以下の、約5キロメートル毎秒であるためと考えられている。このようにイトカワの微粒子は月の微粒子と比較して、重力が小さな天体特有の特徴を持っていることが明らかとなった[77]。
茨城大学らのグループでは、イトカワ微粒子を樹脂で固め、ダイヤモンド製の刃で0.1マイクロメートルの薄い切片とし、走査透過型電子顕微鏡で観察した[83]。その結果、微粒子の表面から約50ナノメートルの深さまで白く見える点が多数確認された。分析の結果、この白く見える点は鉄成分に富む超微粒子であることが判明した。もっと詳しく分析観察を進めていくと、表面から約15ナノメートルまでは鉄、硫黄、マグネシウムに富み、ケイ素が乏しい層があり、その奥に鉱物の結晶構造が部分的に壊されて金属鉄の超微粒子が多数形成された層が約50ナノメートルまで見られることがわかった。これは主に太陽風による宇宙風化によって微粒子表面が変化していることを示しており、イトカワ微粒子から宇宙風化の具体的な証拠が検出されたことにより、イトカワのスペクトルは宇宙風化によって本来のスペクトル型から変化していることが証明され、イトカワのようなS型小惑星の表面は、宇宙風化によって本来のスペクトル型が変化したため、S型小惑星と普通コンドライトのスペクトル型が一致しないようになったと考えられ、普通コンドライトの母天体の多くはS型小惑星であるという仮説が実証された[84]。
そしてイトカワ微粒子の中には、部分的に溶けて泡が発生したことを示す白い粒や、結晶が割れた部分が見られるものがある。これは強い衝撃が加えられたことを示しており、イトカワの母天体にかつて衝突による激しい衝撃が加えられ、その痕跡が確認されたものと考えられる[83]。
イトカワから失われていく物質
東京大学らのグループでは、3個のイトカワ微粒子について、ヘリウム、ネオン、アルゴン、クリプトン、キセノンという希ガスの同位体分析を行った。まず3個の微粒子全てから、高濃度のヘリウム、ネオン、アルゴンが検出され、その同位体比は太陽風の組成とよく一致しており、これらの粒子がイトカワ表層の太陽風に直接曝される場所のものであることを示している。またクリプトン、キセノンについては検出されず、イトカワを構成するとされる普通コンドライトのLL5やLL6内に含まれるクリプトンやキセノンの量から考えると、イトカワ微粒子内のクリプトン、キセノンは検出限界以下であると考えられる[85]。
4Heの分析からは、3つのイトカワ微粒子がそれぞれ異なる太陽風に曝された経歴を持つことが明らかとなった。これはイトカワのレゴリスは表面に現れた後も、必ずしも表面に留まり続けるわけではなく、再びレゴリス層の中に入ってしまい、その後また表面に現れるという経過を辿ってきたことが示唆される[86]。
分析された3つのイトカワ微粒子から検出されたネオンの同位体、20Neの濃度から、各微粒子がどのくらいの期間、太陽風に曝されてきたかを推定すると、約150年から550年という値が出た。実際にはもっと長い期間太陽風に曝されていたものと推定されるが、数千年を大きく超えることはないと考えられる[85]。
また、宇宙線起源の21Neが今回のイトカワ微粒子の希ガス同位体分析では検出されなかったことから、各微粒子はかつて宇宙線照射の影響を受けないイトカワ内部にあったものが、比較的最近になって表面に露出するようになったものと考えられる。21Ne不検出という事実から推定される各微粒子の宇宙線照射年代は数百万年以下であり、これらのことからイトカワ表面の微粒子は表面に数百万年以下という比較的短期間しか存在しなかったことが明らかとなった。これは月表面で採取された粒子が、推定数億年間表層に留まっていることに比べて極めて短期間であり、小さな重力のためにイトカワ表層の物質は惑星間空間に放出され続けていることが示唆される[85]。計算ではイトカワは表層の物質が100万年に数十センチの割合で宇宙空間に逃げていっており、10億年以下の間に全ての物質を失ってしまうものと考えられる[86]。
注釈
- ^ ヨシノダイは相模原市の宇宙科学研究所相模原キャンパスがある地名から取った名称であるが、現在のところ正式に承認された地名ではなく、通称である。
- ^ 普通コンドライトは鉄の含有量が多い順に、H、L、LLの3タイプに分類される(松田、圦本共編、2008)。
- ^ コンドライトの中で最も変成度が低いものを3とし、4から6と数字が大きくなるに従って熱による変成が進んだタイプとなり、一方、3から1へと数字が小さくなるに従って水による変成が大きなものとなる(松田、圦本共編、2008)。なお、6よりも熱変成が進んだコンドライトを7をする場合もある(土山、2007)。
- ^ 後述のようにブラックボルダーはイトカワの経度0度とされ、イトカワの座標の基準となり、グリニッジとも呼ばれることになったが、ブラックボルダーもグリニッジも正式名称ではなく、通称である。
- ^ 藤原、はやぶさチーム(2006)によれば、イトカワ表面の反射率の差は10パーセントを越える。
出典
- ^ a b c d e f g h i j k l Akira Fujiwara, et al.,“The Rubble-Pile Asteroid Itokawa as Observed by Hayabusa”, Science, Vol. 312. no. 5778, pp. 1330 - 1334, June 2, 2006
- ^ a b 平田、中村(2007)p.167
- ^ 吉川(2007)pp.179-180
- ^ 平田、中村(2007)p.167、吉川(2007)p.180
- ^ 的川(2010)pp.28-29
- ^ 川口(1997)pp.99-101、中谷(2002)p.121、的川(2010)pp.28-31
- ^ 鶴田浩一郎、(2000)M-V事情2011年12月10日閲覧、中谷(2002)pp.121-122、川口ら(2011)pp.68-70
- ^ 川口(2011)p.70
- ^ 川口ら(2011)p.70
- ^ 荒川ら(2006)pp.148-163、川口ら(2011)pp.70-73
- ^ 川口淳一郎、(2003)はやぶさ特集:小惑星探査機「はやぶさ」の研究計画について2011年12月10日閲覧
- ^ 荒川ら(2006)p.148、川口ら(2011)pp.73-74
- ^ 川口ら(2011)pp.73-74
- ^ 的川(2010)p.32
- ^ 宇宙開発委員会(2001)宇宙開発委員会 計画・評価部会(第4回)議事録2011年12月10日閲覧
- ^ 宇宙開発委員会、(2001)宇宙開発委員会 計画・評価部会(第4回)議事録宇宙開発委員会、2011年12月10日閲覧、矢野創、2002年太陽系始原天体探査と宇宙生物学 生命の起源および進化学会2011年12月10日閲覧
- ^ 川口ら(2011)pp.75-77
- ^ 川口(2010)pp.32-38
- ^ 川口ら(2011)pp.81-85
- ^ JAXA、(2009) 小惑星「イトカワ」表面の地形名称に関する国際天文学連合(IAU)正式承認について 2011年12月10日閲覧
- ^ 川口(2010)pp.68-70、川口ら(2011)pp.89-90
- ^ 川口ら(2011)pp.88-89
- ^ JAXA、(2004)望遠鏡とレーダーで捉えた「はやぶさ」の目的地の姿2011年12月10日閲覧
- ^ 川口(2010)pp.71-73、川口ら(2011)pp.91-93
- ^ 吉田(2006)pp.239-240
- ^ 川口(2006)、川口(2010)p.74
- ^ 川口(2006)pp.215-225、藤原、はやぶさチーム(2006)pp.66-69
- ^ JAXA、(2005)「はやぶさ」のイトカワ近傍観測の成果について2011年12月10日閲覧
- ^ 吉田(2006)pp.215-225
- ^ 川口(2010)pp.87-91
- ^ 川口(2010)pp.89-91、川口ら(2011)pp.103-104
- ^ 川口(2010)pp.91-94、川口ら(2011)pp.104-106
- ^ 川口ら(2011)pp.106-111
- ^ 川口ら(2011)pp.111-115
- ^ 川口ら(2011)pp.111-122
- ^ 川口ら(2011)pp.117-135、pp.162-163
- ^ 高木ら(2011)p.54
- ^ 吉田(2006)p.240
- ^ 吉川真、(2008)宇宙科学の最前線 小惑星イトカワを探る その後の進展12011年12月10日閲覧、吉川真、(2008)宇宙科学の最前線 小惑星イトカワを探る その後の進展22011年12月10日閲覧
- ^ a b 出村ら、(2006)小惑星イトカワの形と自転軸2011年12月10日閲覧
- ^ 布施哲治、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワの衛星サーベイ2011年12月10日閲覧
- ^ 北里宏平、(2007)Solid State Planetary Science Group Seminar 2007 first half2011年12月10日閲覧
- ^ a b 吉川真、(2008)宇宙科学の最前線 小惑星イトカワを探る その後の進展3 2011年12月10日閲覧
- ^ “「はやぶさ」が観測した小惑星イトカワ 二つの小惑星が合体か くびれの両側で密度の違い”. レスポンス. (2014年2月7日) 2014年2月16日閲覧。
- ^ “The Anatomy of an Asteroid”. European Southern Observatory. (2014年2月5日) 2014年2月16日閲覧。
- ^ 日本質量分析学会、(2002)小惑星表面採集試料の初期分析チーム編成のための第一回分析competitionの結果報告2011年12月10日閲覧、東京大学大学院理学系研究科付属地殻化学実験施設、(2011)はやぶさが持ち帰った小惑星の微粒子を分析 希ガス同位体分析からわかったこと、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 藤村彰夫、(2010)Jaxas32号 人類初の試料を扱うキュレーション設備、pdfファイル
- ^ 藤村、安部(2010)pp.211-212、安部、藤村(2011)pp.185-186
- ^ 安部、藤村(2011)p.187
- ^ 安部、藤村(2011)pp.187-188、中村智樹、野口高明、(2011)、惑星地質ニュース はやぶさの贈り物、イトカワ由来の微粒子の特徴について、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 安部、藤村(2011)pp.189-190
- ^ 出村ら、(2006)小惑星イトカワの形と自転軸2011年12月10日閲覧、平田、中村(2007)p.167
- ^ 平田、中村(2007)p.168
- ^ a b 宮本英昭、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワにおけるレゴリスの流動と分別2011年12月10日閲覧
- ^ 平田、中村(2007)p.168、宮本英昭、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワにおけるレゴリスの流動と分別2011年12月10日閲覧
- ^ 平田、中村(2007)pp.168-169、宮本英昭、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワにおけるレゴリスの流動と分別2011年12月10日閲覧、野口ら(2010)p.13
- ^ 平田、中村(2007)pp.168-169、藤原(2007)pp.180-181
- ^ 宮本英明、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワにおけるレゴリスの流動と分別2011年12月10日閲覧、ISAS、(2007)微小重力地質学の幕明け 地滑りで進化する小惑星イトカワの表面2011年12月10日閲覧、平田、中村(2007)pp.164-166、pp.168-170
- ^ 宮本英明、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワにおけるレゴリスの流動と分別2011年12月10日閲覧、ISAS、(2007)微小重力地質学の幕明け 地滑りで進化する小惑星イトカワの表面2011年12月10日閲覧、平田、中村(2007)pp.169-170
- ^ a b 道上達広、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 ボルダーの分布2011年12月10日閲覧
- ^ a b c 中村、阿部、平田(2007)pp.221-223
- ^ a b 平田、中村(2007)p.171
- ^ 平田、中村(2007)pp.170-171、平田成、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワの衝突クレーターを求めて2011年12月10日閲覧
- ^ 平田、中村(2007)pp.164-166、p.171、平田成、(2011)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワの衝突クレーターを求めて2011年12月10日閲覧
- ^ 平田成、(2011)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワの衝突クレーターを求めて2011年12月11日閲覧、中村、阿部、平田(2007)pp.221-223
- ^ 土山(2007)pp.183-185、渡部、井田、佐々木(2008)pp.135-138
- ^ 安部正真、(2011)宇宙科学の最前線 小天体研究を通した太陽系の理解2011年12月10日閲覧、野口ら(2010)p.17
- ^ 渡部、井田、佐々木(2008)pp.142-147、野口ら(2010)p.16
- ^ 野口ら(2010)p.16
- ^ 野口高明、平田成、(2011)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面のボルダーと隕石の組織を比較する2011年12月10日閲覧、吉川真、(2008)宇宙科学の最前線 小惑星イトカワを探る その後の進展22011年12月10日閲覧
- ^ 野口高明、平田成、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面のボルダーと隕石の組織を比較する2011年12月10日閲覧、野口ら(2010)pp.14-17
- ^ 野口高明、平田成、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面のボルダーと隕石の組織を比較する2011年12月10日閲覧、野口ら(2010)pp.18-19
- ^ 野口高明、平田成、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面のボルダーと隕石の組織を比較する2011年12月10日閲覧
- ^ a b c 石黒正晃、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面の色と反射率の多様性2011年12月10日閲覧、平田、中村(2007)pp.171-172
- ^ 石黒正晃(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワ表面の色と反射率の多様性2011年12月10日閲覧、平田、中村(2007)p.172
- ^ 安部、藤村(2011)p.189
- ^ a b c d 大阪大学、(2011)はやぶさサンプルの3次元構造 イトカワレゴリスの進化、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ a b 東北大学、大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構、(2011)放射光技術で解明した小惑星イトカワの形成の歴史、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 北海道大学、(2011)小惑星探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星微粒子を分析、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 首都大学東京、(2011)小惑星イトカワから回収された粒子の中性子放射化分析、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 大阪大学、(2011)はやぶさサンプルの3次元構造 イトカワレゴリスの進化、pdfファイル2011年12月10日閲覧、東北大学、大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構、(2011)放射光技術で解明した小惑星イトカワの形成の歴史、pdfファイル2011年12月10日閲覧、北海道大学、(2011)小惑星探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星微粒子を分析、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ 東北大学、大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構、(2011)放射光技術で解明した小惑星イトカワ、pdfファイル2011年12月10日閲覧、北海道大学、(2011)小惑星探査機「はやぶさ」が持ち帰った小惑星微粒子を分析、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ a b JAXA(2011)イトカワ微粒子のこれまでの初期分析成果2011年12月30日閲覧
- ^ 茨城大学、(2011)Scienceに掲載された論文「イトカワ塵粒子の表面に観察された初期宇宙風化」の解説、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ a b c d 東京大学大学院理学系研究科付属地殻化学実験施設、(2011)はやぶさが持ち帰った小惑星の微粒子を分析 希ガス同位体分析からわかったこと、pdfファイル2011年12月10日閲覧
- ^ a b 東京大学大学院理学系研究科付属地殻化学実験施設、(2011)はやぶさが持ち帰った小惑星の微粒子を分析 希ガス同位体分析からわかったこと、pdfファイル2011年12月30日閲覧、JAXA(2011)イトカワ微粒子のこれまでの初期分析成果2011年12月30日閲覧
- ^ 中村、阿部、平田(2007)pp.218-219
- ^ 野口ら(2010)pp.18-19
- ^ a b JAXA、(2005)小惑星イトカワの軌道進化2011年12月10日閲覧
- ^ PHA Close Approaches To The Earth2011年12月10日閲覧、JAXA、(2005)小惑星イトカワの軌道進化2011年12月10日閲覧
- ^ 出村裕英、(2007)「はやぶさ」がとらえたイトカワ画像 イトカワの地名2011年12月11日閲覧
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q JAXA、(2009)小惑星「イトカワ」地形名称に関する国際天文学連合(IAU)正式承認について2011年12月11日閲覧
- ^ Target: ItokawaUSGS
- ^ 出村ら、(2006)小惑星イトカワの形と自転軸2011年12月10日閲覧、川口(2010)p.82
- ^ JAXA、(2006)イトカワ着陸点名は「はやぶさポイント」に!着陸点の名称決まる
- ^ 藤原、はやぶさチーム(2006)p.67、JAXA、(2009)小惑星「イトカワ」地形名称に関する国際天文学連合(IAU)正式承認について2011年12月11日閲覧
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