矢野 創

Sample return missions to multiple near-Earth asteroids are investigated assuming solar electric propulsion as propulsive means. The aim of the mission is to collect the soil samples from multiple asteroids and to return them to the Earth. The objective of the trajectory design is not only to maximize the number of the target asteroids and the payload mass of the spacecraft, but also to make the flight time up to the Earth return as short as possible for quick science return. Two options are studied for the orbital sequence. The first scenario introduces Earth gravity-assist after each asteroid rendezvous in order to return the reentry capsule as fast as possible as well as to reflect the result of the sample analysis for the following mission scenario. The other trajectory option is designed without Earth gravity assists.

「はやぶさ」の成果と技術を継承する次期小天体探査を検討するワーキンググループが、今年3月に発足した。全国約150名のメンバーを「ミッションデザイン」「航法誘導制御」「オービターサイエンス」「サンプリング」「表面探査パッケージ」の課題別にサブグループに分け、2006年度中のミッション提案を目指している。現在は、例えばＣ型小惑星で層序情報を保持した試料を採取する技術や、産状を観察できるローバなどを戦略的に検討している。本講演ではミッションの意義、探査対象に関する議論を整理し、開発の進捗を報告する。

本研究では、2002年に2世代のダストトレイルから観測されたしし座流星群の金属元素アバンダンスについて議論する。しし座流星群からは、Mg, Fe, Ca, Naなどの金属元素が観測されている。これらのアバンダンスをダストトレイルの形成年代別に比較することにより、ダスト中に含まれる金属元素の物質進化の議論が可能となる。本学会ではこれらについて報告する。

本研究は地上で行われている弾性波探査の小惑星への転用を考え、小惑星レゴリス物質を模擬した粉粒体中の弾性波に対する基本的な挙動を理解することを目的としている。今回、平均粒径が40 μmから220 μmのガラスビーズの模擬レゴリス中で音速を測定したところ粒径に依存することがわかった。この結果は同様の測定を小惑星上で行うことで粒径分布が見える可能性を示唆している。

放射光イメージングを用いた微隕石や惑星間塵などの地球外微小サンプルの分析法を開発した。屈折イメージングを用いたＸ線透過像撮影において、飛跳トラックを含めたダスト粒子の観察が可能となり、2006年1月にWild-2彗星から地球帰還予定のスターダストサンプルへの応用が可能である。また、マイクロトモグラフィーを用いた微隕石の密度測定法は、2007年6月にS型小惑星イトカワから地球帰還予定のはやぶさサンプルへの応用が可能である。

2002年しし座流星ダストの金属元素アバンダンスはソーラーアバンダンスであることがわかった。今回は2001年のしし座流星群について解析をすすめた。さらには流星ダスト中における揮発性物質の存在についても検証する。

小惑星サンプルリターンに挑戦するはやぶさ探査機に続き、我が国が行うべき次期小天体探査ミッションは過去３年間、様々な立場で検討が行われてきた。本講演では始原天体探査ロードマップに基づき、それら複数案に関して、現時点までに検討された構想、科学目的、ミッションデザイン、開発項目などを紹介し、近く発足を予定している新ワーキンググループにおける議論の礎を提供する。

衝突クレーター形成過程において、サイズ等を支配するパラメーターが、標的が岩石等の場合は物質強度、標的がレゴリス等の場合は表面重力であることは様々な研究により明らかにされている。しかし、標的がレゴリスでかつ表面重力が微小な場合に、どのようなパラメターにより支配されるかは明らかでない。このような領域でのクレーター形成過程を定量的に明らかにすることは、小惑星の表面進化過程を研究するうえで重要である。今回我々は、落下カプセルを用いた微小重力環境下でのクレーター形成実験を行ったので、その結果を発表する。

ガラス包有物は結晶質の鉱物中に含まれる通常数μ-数10μ程度の大きさの微小な不純物成分で、地球上の固体物質から他天体起源の隕石物質中にまで普遍的に存在する。本研究ではまず、酸素同位体組成などから同一の母天体起源とされるHowardite-Eucrite-Diogenite（HED隕石）中に含まれるガラス包有物の組織と組成の記載を行なった。主成分組成分析にはEPMAを用い、微量元素組成分析にはLAM-ICP-MSを使用した。その分析結果、今回使用した試料、Dhofar007（ハンレイ岩ユークライト）、Johnstown、Tatahouine（ダイオジェナイト）中のガラス包有物は著しくシリカ成分に富み、不適合元素に比較的乏しいことが明らかとされた。このような著しくシリカ成分に富んだガラス包有物は、地球のマントル物質や火星隕石、月サンプル中にも見つけられているが、マグネシウムに富むフェーズで、しかも水のない環境でどのようにして酸性のメルトが形成されるのかという問題については現在も議論中である。また、今回のガラス包有物は二次包有物であり、トロイライトやクロマイトなどの娘結晶を析出していた。<BR>これらの結果は、ガラス包有物の元となるメルトが極度に低い部分溶融度での部分溶融ではなく、衝突作用によると考えられる斜方輝石の非調和溶融によって形成されたことを示唆しているかもしれない。そこで本研究では、HED母天体での衝突変成作用を模擬して、単結晶試料エンスタタイトの衝撃圧縮実験を行なった。実験では、試料をSUSのホルダーでパッキングして、ポリカーボネイトのプロジェクタイルを6.7km/secの速度でホルダーに衝突させた。その結果得られたエンスタタイトの顕微鏡観察から、高シリカガラス包有物形成の衝突起源性について考察を行なう。

我々は、現在行っている彗星ダストトレイルの可視サーベイ観測において、81P/Wild2彗星にダストトレイルを発見した。81P/Wild2彗星は、NASAの彗星探査機「スターダスト」の探査ターゲット天体である。スターダストは2004年1月にこの彗星にフライバイし、彗星ダストを採取する予定となっている。今回の観測から、ダストトレイルの粒子のサイズは1mm程度と推測している。スターダストがダストトレイルを通過する時、そのような大きいトレイル粒子の衝突が予想される。本研究では、その衝突頻度を見積もった。その結果を報告する。

Ｘ線ＣＴ法はＸ線の物質による吸収を利用して、物体の内部構造を非破壊で得る方法である。また、連続的なＣＴ像の積み重ねにより、３次元構造が得られる。放射光は指向性の強い平行光であり、また容易に単色化することができる。これを利用することにより、高空間分解能で３次元ＣＴ像が得られるとともに、CT値（物質による線吸収係数(LAC)に対応するCT像の輝度）を定量的に扱える。我々の研究グループは、西播磨にある第三世代大型放射光施設であるSPring-8において開発された放射光を用いたマイクロトモグラフ装置（SPμ CT）[1]を、微隕石に応用している。微隕石は、地球に落下する地球外物質のうちでサイズ１mm以下のものをいい、隕石とは異なった特徴と起源をもつものが存在する。<BR> 南極の氷床中から取り出した１２個の微隕石試料（100-300μm）を、SPring-8のBL20XUにおいて撮影し、その体積と空隙率を求めた。得られた３次元CT像の画素サイズは0.5x0.5x0.5μmであり、実質的な空間分解能は約1.5μmである。このうちの９個の試料についてはマイクロ天秤（精度：0.1μg）により質量を求め（0.8-5.7μg）、空隙を含むみかけの密度および真の密度を従来よりも高精度で得ることができた（1.7-3.3g/cm<SUP>3</SUP>）[2]。含水珪酸塩鉱物を含む２個の非溶融微隕石についての真の密度は1.9±0.2および2.0±0.0g/cm<SUP>3</SUP>であり、空間分解能以下のサブμmの空隙の存在が強く示唆される。一方、FeのK吸収端を利用した差分法による、Feの３次元分布像を得ることにも初めて成功し、Fe-richなリムの３次元分布とその成因が議論できるようになった[3]。また、３次元CT像からは、ラピッドプロトタイピング法を用いて、正確な３次元拡大模型（石膏製）を作ることができる。これにより、複雑な外形を容易に理解し、３次元外形の解析が容易になった。<BR> 上記のCT装置（SPμ CT）では、試料を透過したＸ線を蛍光板で可視光に変換し、これを光学レンズで拡大してCCDカメラで撮影するという方法で、CT像の空間分解能を上げているが、可視光の波長（0.4-0.7μm）が限度である。一方、フレネルゾーンプレートを用いてＸ線を拡大することにより、より高空間分解能のCT像が得られる。SPring-8において開発中のこの結像型CT装置[4]では、現在のところ数100 nmの分解能が確認されており、将来的には100-10 nmの分解能が可能である。惑星間塵やStrardusにより2006年サンプルリターン予定の彗星塵などへの応用の将来性についても議論する。<BR> [1] Uesugi K. et al. (2001) Nucl. Instr. Methods Phys. Res., A, 467-468, 853-856. [2] Okazawa T. et al. (2002) Antarctic Meteorites, XXVII, 137-139. [3] Tsuchiyama A. et al. (2001) Meteoritics & Planet. Sci., 36, A210. [4] Takeuchi A. et al. (2002) Rev. Sci. Instr., 73, 4246-4249.

Mars Dust Counter (MDC) is a light-weight (730g) impact-ionization dust detector onboard NOZOMI, a Japanese Mars mission, which was launched on July 4th 1998. The main aim of MDC is to detect the predicted Martian dust rings/tori. It can also cover velocitymass ranges of interplanetary and interstellar dust particles. By August 2000, MDC had detected more than 60 dust particles. In 1999, it detected five fast particles probably of interstellar origin. For five years from 1999 to 2003, NOZOMI will orbit the sun and MDC can measure interplanetary and interstellar dust between the Earth's and Mars' orbits. © 2002 Elsevier B.V. All rights reserved.