可視光でみたリュウグウ

火の鳥「はやぶさ」未来編 その 24

原文 - 日本惑星科学会誌「遊・星・人」第30巻（2021）2号 - PDF

巽 瑛理^1,2，杉田精司²，本田理恵³，諸田智克²，亀田真吾⁴，長勇一郎²，澤田弘崇⁵，横田康弘⁵，坂谷尚哉⁴，早川雅彦⁵，松岡萌⁵，山田学⁶，神山徹⁷，鈴木秀彦⁸，本田親寿⁹，吉岡和夫²，小川和律⁵，湯本航生²，
1.カナリア天体物理学研究所, 2.東京大学，3.高知大学，4.立教大学，5.宇宙航空研究開発機構，6.千葉工業大学，7.産業技術研究所，8.明治大学, 9.会津大学
 

この遊星人記事は、日本惑星科学会遊星人編集専門委員会より許可を得て掲載しております。また、お読み頂いたあとは感想等をお送り頂くと、主著者・編集者共に非常に喜びます。下段のフォームから。
 

（要旨）ONC (Optical Navigation Camera ; 光学航法カメラ) は探査機はやぶさ2の目であり，リュウグウを訪れた際には科学的にも工学的にも広報的にも幅広く活用された．ONC は広域撮像用の ONC -W1，ONC -W2，望遠カメラ且つ 7 色のバンドパスフィルターをもつ ONC -T で 構成されている．ONC -T は科学観測において特に重要で，フィルターを活用し小惑星表面の色の変化を記載することや解像度の高い画像から詳細な地形の観測を目的としている．試料採取地点の選定にも，粒径や風化作用の推定といった核となる情報を得て貢献してきた．本稿では，今後のサンプル分析を見据えて，主に ONC チームの ONC -T を用いた分光観測における活動とその結果として得られた“仮説”を振り返りたいと思う．
 

1. はじめに

昨年末，小惑星リュウグウからのサンプルが成功裏に地球に到着したことは記憶に新しい．黒々としたサンプルがお披露目されてから，すでに半年が経とうとしている．これからいよいよ詳細なサンプル分析が始まる．小惑星リュウグウへのアプローチから，タッチダウンなどの低高度観測に至るまで，光学航法カメラ ONC はリュウグウとのランデブーを通して数々の観測を行ってきた．その中で ONC や他のリモートセンシング機器から得られた情報からいくつかの“仮説”が立てられてきた．Dawn や Rosetta などリモートセンシングを主目的とした探査機と違い，サンプルリターンを目的としたはやぶさ2ではその“仮説”を検証し，成否を詳らかにすることができる．ただし，サンプルがあれば何もかも分かるのかというとそうではない．採取地点のリュウグウにおけるコンテクストがわかって初めて，サンプル分析結果を解釈できる．また，サンプル分析結果を汲んで今後さらに画像や分光スペクトルなどのリモートセンシングデータの解釈が深まるという側面もあるだろう．つまり，サンプル分析とリモートセンシングデータは相互に価値を高め合うことができる．本稿では主に ONC 画像から今後のサンプル分析で解き明かされるであろう鍵となる“仮説”について紹介したい．ONC は広域撮像用の ONC -W1，ONC -W2，望遠カメラ且つ 7 色のバンドパスフィルターをもつ ONC -T で構成されている．ONC -T は科学観測において特に重要で，フィルターを活用し小惑星表面の色の変化を記載することや解像度の高い画像から詳細な地形の観測を行うことができる．これまでのリモートセンシング観測から我々にとってリュウグウはすでにかなり理解の進み，全く未知な天体ではなくなっている．地球にもたらされたサンプルの画像を見て，ONC チームの中では「リュウグウの表面を見ているようだ」という感想も聞かれたほどだ．サンプル分析から、ここで紹介する“仮説”より一歩進んだリュウグウ及びその母天体の理解が期待されている．
 

2. 地上観測

遡ること，はやぶさ2がリュウグウに到着する前，世界最大級の Gemini 望遠鏡や VLT 望遠鏡をはじめとした多くの望遠鏡によってリュウグウの分光観測が行われた (図 1)．地上で最も多く分光観測された小惑星かもしれない．全ての観測でリュウグウの可視反射スペクトルは広義の C 型であると分類されたが，いくつかの観測では層状珪酸塩鉱物の存在を強く示唆する 0.7 μm の吸収や近紫外域の吸収が報告されていた [1, 2]．当時，スペクトルの違いはリュウグウの地域性の違いを反映しているかもれしれないと期待された．実際にはリュウグウにおいて，地上観測で報告されたほどのスペクトル変化というものは認められず，のちにこれらはおそらく地上観測の不確定性であったと結論づけられる．しかし，到着前にはプロジェクト目標や機器の校正目標を左右する重大な観測結果であり，観測結果に大きな影響力があったことには間違いない．また，拡張ミッションを含む今後のミッションターゲット選定に対して，小さな天体の分光に伴う大きな不確定性の教訓ともなるだろう．リュウグウでも望遠鏡口径や，エアマス（大気の厚さ）などの条件が良い計測では，探査機と同等な結果が得られているため，観測条件および複数回の観測が非常に重要であることがわかる．
 

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図 1 : はやぶさ２リュウグウ到着前の地上観測可視光スペクトル．シグナルノイズ比 (SNR) の順で左上から並んでいる．灰色と赤色が地上観測スペクトル，黒線がONC-Tにより観測された全球平均スペクトル([3]から改変)．
Credit : JSPS
 

3. リュウグウの全球平均スペクトル

到着直後の2018年07月，リモートセンシング機器の全球観測運用が行われた ( Box-A 運用)．地上観測からは，約 40 度の自転軸傾斜か直立か判別できなかったため [4]，観測がより複雑な傾斜のケースで計画が準備されたが，リュウグウの自転軸が公転面に対してほぼ直立していることが到着してすぐに分かった [5]．つまり，リュウグウに到着直後の全球観測 ( 20 km 高度，1 自転観測) でリュウグウのほとんど全ての面を観測することができた．ONC -T は 7 色のバンドパスフィルターで 0.40. 0.95 μm の波長範囲を分光して見ることができる (ul: 0.40 μm, b: 0.48 μm, v: 0.55 μm, Na : 0.59 μm, w: 0.7 μm, x: 0. 86 μm, p: 0.95 μm) [6- 8]．リュウグウの幾何アルベドは4.0 ± 0.5 % [3] で，全球での変化はわずか　10 % 程度であった．この反射率は探査された天体の中で最も低く，脱水された炭素質コンドライトや　IDP　などと同程度もしくはそれよりも暗い　[3, 8]．また低反射率から炭素含有量は 2 wt% 以上であると推定される [3]．リュウグウの全球平均スペクトルは図 1 でもわかる通り，観測波長域に渡って平坦な形状をしており，ECAS 分類の C/F 型 [3]，SMASSII 分類の Cb 型 [8] に分類される．いずれの分類でも近紫外に吸収がないことが特徴的である．この平坦なスペクトル形状や，全球で反射率が低く、また 2.7 μm の吸収が小さくほぼ一様 [8, 9] であることから，母天体の多くの部分が高温である程度脱水した可能性が高い．全球のスペクトル変化は CM や CI コンドライトの脱水による進化傾向と同じ傾向を表しており，この点からもリュウグウの母天体が部分的な脱水を経験したことを示唆している [8]．部分脱水の熱源として，① ²⁶Al などの集積初期の放射性熱源，② 衝突による加熱，③ 太陽放射による加熱などが考えられる．③ は SCI クレーター内部の脱水状態が平均値と大きく違わないことから可能性が低い [10]．② については，1 回のカタストロフィック衝突で直径 100 km 級の大きな母天体から 1 km 以下の小さなリュウグウやベヌーが直接生まれる場合に可能であることが数値計算で示された [11]．しかし，この場合には圧縮がかなり働くという問題点がある．リュウグウの岩塊の空隙率が高いので高度な衝突圧縮とは相容れない．さらに，個々の岩塊のスペクトルが均一であるという観測事実 [8] から，① の仮説が有力なのではないかと思う．全球観測の結果から図 2 のような仮説が提示された．いずれにせよ重要なことは，リュウグウのリモートセンシング観測から得られたスペクトルと完全に一致するような隕石は現状では見つかっていないことであろう．リュウグウのサンプルは太陽系形成を理解するためのミッシングピースかもしれない．
 

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図 2 : 全球観測から得られたリュウグウ及び母天体の進化仮説 ([8]より改変)．
Credit : JSPS
 

4. リュウグウの可視スペクトルの地域差

高度 20 km からの全球観測により 2 m/pix の解像度で全球の反射率マップおよびスペクトル傾斜マップ (0.48 - 0.85 μm) が作成された (図 3)．ONC -T 分光による最初の発見は非常にかすかな濃淡とコントラストのついた赤青の帯だった．リュウグウの全球における傾向として，青明から赤暗というトレンドがみられた [8, 12]．リュウグウの色分布の面白い特徴として，赤道域と極域が青く，中緯度域が赤いというパターンが明らかになった (図 3)．これはリュウグウの自転と深く関係している．リュウグウ程度の小天体では万有引力が小さく，自転による遠心力が重力ポテンシャル分布に大きく影響する．つまり，自転速度の変化が重力ポテンシャルの変化を生じる．現在の自転周期 P=7.63 h [5] では赤道帯と極域の重力ポテンシャルが高く，中緯度域がポテンシャルが低いという分布になっている．そのため，物が赤道域及び極域から中緯度域に移動しやすいという構造になっている．実際，表面のレゴリスが赤道域から流れた地形的痕跡が発見された [8]．このことから，リュウグウの赤道域と極域は新鮮な比較的青い物質が露出していると考えられており，リュウグウでは青いものは比較的新鮮であり，赤いものは宇宙風化や加熱などの作用を受けていると考えられている．さらに，最近では非常に微小だが，赤道帯で層状珪酸塩鉱物の特徴である 0.7 μm の吸収が比較的強くなっているという報告があり，赤道帯に新鮮な物質があることは強い仮説であると考えられる [13]．この理由からサンプル採集地点はかなり初めの段階から赤道帯近辺が選ばれている [14]．
 

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図 3 ：(上)リュウグウの ｖ バンド反射率マップ ([8] より改変)．(下) リュウグウの 0.4-0.86 μm スペクトル傾斜マップ ([8] より改変)．
Credit : JSPS
 

リュウグウがコマ型であるということから，リュウグウは過去に赤 道帯が低ポテンシャルになるような高速自転 ( P < 3.75h) していたものと考えられている [5]．つまり，重力ポテンシャル分布は過去から現在にかけて変化してきたということである．自転速度の変化は YORP ( Yarkovsky. OKe'efe. Radzievskii.Paddack) 効果によるものと考えられているが，その変化率は形状とサイズに大きく依存している．また，リュウグウには地溝 (150. E と 70. W あたり)という東西に分断する構造があり，東西半球でアルベドやクレーターや岩塊の数密度が異なることが報告されている　[8, 15, 16]．形状モデルを使った　FEM 計算から自転速度が速い（P=3-3.5 h）時に東西半球の違いが形成されたと考えられている
 

5. ブライトボルダー

2018年10月03-04日に MASCOT 運用のためのホバリング観測 (以下，MASCOT ホバリング) ではやぶさ2は高度 3-4 km で赤道帯を中心とする 2 自転分の観測を行った．広範囲に渡ってこの近距離での観測を行うことは珍しく，位相角が比較的小さく影が少ないことも手伝い，現在でも貴重な分光のデータセットになっている．この観測での ONC-T 画像解像度は 0.3 m /pixel．これ以前に行われた重力降下観測でも明るい岩（ブライトボルダー）がところどころにあることが指摘されていたが，MASCOT ホバリングでも多くのブライトボルダーを確認できた．これらの岩のうち数 10 cm 以上の比較的大きな 21 個の分光解析を行うと，突出して明るい岩と，リュウグウの平均から連続しているような明るさの岩を見つけることができた．これらはそれぞれ，普通コンドライトに似た 1 μm にかけての吸収を持つ S 型のブライトボルダーと平坦なスペクトル形状を持つC 型に分類することができた (図 4)．S 型のものについては近赤外の分光も行われたが輝石の特徴である 2 μm の強い吸収は確認されなかった．このことから S 型のブライトボルダーは普通コンドライトで構成された S 型小惑星起源と考えられる．この発見によりリュウグウの母天体と S 型小惑星が衝突，カタストロフィック破壊から再集積を経て現在のようなリュウグウが形成されたという仮説が立てられた [18]．特に，リュウグウのふるさとと思われている内側小惑星帯には S 型が多く，さらに S 型と C 型が混在するニーサ・ポラーナ族という大きく広がる小惑星族があることが知られている．この領域では C 型と S 型の小惑星衝突が頻繁に起こっていた可能性があり，この仮説とも整合的だ．
 

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図 4 ：ブライトボルダーの可視スペクトル(黒) とリュウグウの平均スペクトル(灰色)．M7, M8, M9, M13, M16, M20 が S 型のブライトボルダー([18] から改変)．
Credit : JSPS
 

また，C 型のブライトボルダーの可視スペクトルはリュウグウの平均的な形状から大きく異なっていることがわかった．特に近紫外領域での吸収が平均よりも強いという特徴がある．この可視スペクトルの変化は CM, CI の加熱実験で観察される変化によって説明できる．つまり，C 型ブライトボルダーは母天体内の熱変成度の違いを反映しているかもしれない．面白いことに，小さなサイズの石ほど C 型ブライトボルダーの割合が多いことがわかっている [19]．一方で S 型の全体に対する割合は減っている．つまり，地球にもたらされたサンプルに，この C 型のブライトボルダーが入っている可能性は高いということを示している．C 型のブライトボルダーから母天体内部の構造および熱進化が明らかになるかもしれない．
 

6. 似て非なる小惑星ベヌー

B 型小惑星ベヌーは探査機 OSIRIS-REx のサンプル採取天体である [20]．こちらは2018年12月に小惑星に到着し，2021年に小惑星を離脱，2023年にサンプルを地球に持ち帰る予定である．リュウグウとベヌーはどちらも内側小惑星帯起源であると考えられており，この２つの天体が同じ母天体かというのは大きな関心事である．リュウグウとベヌーには大局的な共通点と相違点がある．共通点としては全体の低い密度（べヌー：1,190±13 kg/m³ [20] , リュウグウ：1,190±20 kg/m³ [5] ），そして非常に低い熱慣性（ベヌー：350±20 tiu [20] , リュウグウ：300±100 tiu [21] ），また非常に低い幾何アルベド（ベヌー：4.4±0.2 % [ 22] , リュウグウ：4.0±0.5 % [3]）である．一方で，水質変成度を示す 2.7 μm 吸収はリュウグウでは弱く尖った形状をしているのに対して，ベヌーでは 15 % 程度のやや丸みのある広がった吸収がある [23]．これらの大局的な特徴は，一つの母天体の破壊で加熱度合いの違いを作り分けることもできると指摘されている [11]．しかし，はやぶさ2，OSIRIS-REx でそれぞれ詳細な観測が進んでいくに従い，より細かい違いが明らかとなっている．

まず，ベヌーの表面にも外来物質が発見されている．ベヌーの外来物質は輝石を含む玄武岩質で 1 μm と 2 μm に強い吸収があることがわかっている [24]．このことからベヌーの外来物質は内部小惑星帯に存在するベスタ族起源であると考えられている．つまり，リュウグウとベヌーは異なるインパクターによる衝突を経てきているということが明らかになった．

さらに特徴的なのはベヌーの反射率の多様性である (図 5)．また，ベヌーの可視光域スペクトル傾斜マップを見ると，リュウグウとは違い，緯度方向の赤青の傾向が見られない [25]．ベヌーでは岩塊のそれぞれの色が局所的な地域性を作っている．これに加えて，リュウグウでは岩塊の色と反射率の変化は比較的連続的であるのに対して，ベヌーでは岩塊の色と反射率に明らかに二分性が存在する [25]．形態的な違いも明らかで，リュウグウでは岩塊が埋まっているような地形がベヌーに比べて多数存在する (図 5). このような表面の反射率分布や形態の違いは，ベヌーとリュウグウの物質移動モードの違いを反映しているかもしれない．
 

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図 5 ：ベヌー (左，画像 ID：20190314T183102S215)とリュウグウ (右，画像 ID：hyb2_onc_20181003_171510) のスケール，色スケールを合わせて比較したもの．リュウグウ画像の右上に写っているのはブライトボルダーの一つ，通称キツネボルダー．スケールバーは 50 m．
Credit : JSPS
 

宇宙風化についても違う二つの天体は違う傾向を示している．リュウグウの小さなクレーターが比較的青い [14] のに対して，ベヌーのクレーターは赤い [25]．この観測事実から，リュウグウでは宇宙風化(もしくは太陽加熱)によって赤化し，ベヌーでは宇宙風化によって青化すると考えられている．また，ベヌーは初期の青化から，さらに時間をかけてやや赤化するとも言われている [25]．

リュウグウとベヌーが同じ母天体由来であるか否かは興味深い謎であり，サンプル分析から答えが出されることが期待される．確率的には同じ母天体である可能性は低いと思われるが，同じ母天体だとすると，一つの天体で異なる水質変成度の炭素質コンドライトを作ることができるということになり，熱水・脱水反応について新たな知見が得られるだろう．これまでリュウグウとべヌーは独立に議論されてきたが，これから本格的に比較研究が進むと思われる．
 

7. さいごに

現在，はやぶさ2は次なる目的地である 2001 CC21 と 1998 KY26 へ向けて航行中である．それぞれの天体へ到着するのは2026年と2031年の予定である．1998 KY26 は自転周期約 10.7 分と高速回転する天体であり，ONC による観測運用も挑戦的なものになると考えられる．ONC を含めたリモートセンシング機器は延長ミッションに向けて，この 5 年，10 年の間，科学観測はもとより機器の状態チェックを行い、延長ミッションに向けてできる限り良い状態を保つ必要がある．現在機器に大きな問題はないが，タッチダウンの影響で光学特性に劣化が起きたことも把握されており，気が抜けない状態である [26]．それに加えて，現在もリュウグウで取得したデータの解析も進んでいる．今回紹介した論文は一部にすぎず，これからも新たな仮説が出てくるだろう．筆者らは ONC 画像を解析し仮説を立てる立場であり，サンプルからどのようなことが明らかになるのか，我々の仮説が正しかったのかどうか，楽しみでありまた同時に固唾を呑んでサンプル分析を見守っている．
 

参考文献

[1] Vilas, F., 2008, Astrophys. J. 135, 1101.
[2] Perna, D. et al., 2017, Astron. Astrophys. 599, L1.
[3] Tatsumi, E. et al., 2020, Astron. Astrophys. 639, A83.
[4] Muller, T. et al., 2017, Astron. Astrophys. 599, A103.
[5] Watanabe, S. et al., 2019, Science 364, 268.
[6] Kameda, S. et al., 2017, Space Sci. Rev. 208, 17.
[7] Tatsumi, E. et al., 2019, Icarus 325, 153.
[8] Sugita, S. et al., 2019, Science 364, 252.
[9] Kitazato, K. et al., 2019, Science 364, 272.
[10] Kitazato, K. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 246.
[11] Michel, M. et al., 2020, Nat. Commun. 11, 2655.
[12] Yokota, Y. et al., PSJ (査読中).
[13] Kameda, S. et al., 2021, Icarus 360, 114348.
[14] Morota, K. et al., 2020, Science 368, 654.
[15] Michikami, T. et al., 2019, Icarus 331, 179.
[16] Hirata, N. et al., 2020, Icarus 338, 113527.
[17] Hirabayashi, M. et al., 2019, Astroph. J. Lett. 874, L10.
[18] Tatsumi, E. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 39.
[19] Sugimoto, C. et al., 2021, Icarus, 114529.
[20] Lauretta, D. et al., 2019, Nature 568, 55.
[21] Okada, T. et al., 2020, Nature 579, 518.
[22] DellaGiustina, D. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 341.
[23] Hamilton, V. et al., 2019, Nat. Astron. 3, 332.
[24] DellaGiustina, D. et al., 2021, Nat. Astron. 5, 31.
 

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Akira IMOTO

Editorial Chief, Executive Director and Board of Director for The Planetary Society of Japan

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