なゆた望遠鏡を用いた
次期小惑星探査候補小惑星、近地球型小惑星、及び、ベスタ族小惑星の可視分光観測計画
長谷川直1)・安部正真1)・黒田大介1,2)・森淳3)・時政典孝3)・尾崎忍夫3)
1)宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究本部、2)総合研究大学院大学、3)兵庫県立西はりま天文台公園
・小惑星を分光すると何がわかるか？
＋大まかな表層の鉱物組成の同定が可能に
＋隕石との比較が可能に
・小惑星の色と存在分布について
−Ｃタイプ小惑星：小惑星帯（2.2-3.3AU）の外側に多く存在
−Ｓタイプ小惑星：小惑星帯（2.2-3.3AU）の内側に多く存在
−Ｘタイプ小惑星：小惑星帯（2.2-3.3AU）に平均的に存在
−Ｄタイプ小惑星：木星トロヤ群(5.2AU)では支配的に存在
−Ｖタイプ小惑星：量は僅かで、ベスタ（2.3AU）付近に集中して存在
・小惑星の色と隕石との対応
−Ｃタイプ小惑星：炭素質コンドライト（始源的な未分化隕石）
−Ｓタイプ小惑星：普通コンドライト（落下数が多い未分化隕石）
：石鉄隕石（金属と岩石が混在している分化隕石）
−Ｘタイプ小惑星：鉄隕石（金属質の分化隕石）
：Ｅコンドライト（金属成分が多い普通コンドライト）
：変成したタギシュレイク隕石
−Ｄタイプ小惑星：タギシュレイク隕石（最も始源的な隕石）
−Ｖタイプ小惑星：ＨＥＤ隕石（玄武岩質の分化隕石）
・ベスタ族小惑星の分光探査の意義
＋ベスタは小惑星帯の中で確認されている
唯一の地球型天体
＋ベスタには族（軌道要素の似た天体の集
まり）があり、その起源はベスタ自身か
らでた破片と考えられている
＋ベスタの周りにどれくらいベスタ起源の
小惑星があるか知りたい
−族を形成した時の衝突現象の規模の推
定
−近地球型小惑星やＨＥＤ隕石への供給
元としての規模の推定
・近地球型小惑星の分光探査の意義
→近地球型小惑星の分布・起源の解明
・次期小惑星探査候補天体の分光探査
＋はやぶさ探査機は小惑星イトカワを詳細
探査を行い、現在サンプルリターンを目
指して奮戦中
＋はやぶさの次の小惑星探査を考えている
＋探査計画としてはやぶさ計画の時と同様
に近地球型小惑星の探査を考えている
＋但し、小惑星イトカワはＳタイプ小惑星
であった為に、次回は異なるスペクトル
タイプの小惑星を考えている
＋できれば、より始源的なＣタイプ小惑星
の天体を探査したい
＋しかしながら、現在の所、探査計画に適
当なＣタイプ小惑星はみつかっていない
＋そこで、なゆた望遠鏡にて、次期小惑星
探査候補天体探しを行う
Copyright. A, Ikeshita / MEF / JAXA, ISAS
・可視光分光による分別
＋小惑星の分類は以下の２つで判別
１）コンティニュームの傾き
２）１μｍ付近の輝石・橄欖石起源のブロー ドな吸収の深さや幅
→つまり、０．５〜１．０μｍにかけてのス
ペクトルができれば取得できれば、小惑星
のスペクトルタイプの判別が可能になる
・小惑星可視分光用の概要
＋なぜ、なゆた望遠鏡でなのか？
−シーイングの良さ
−観測を満たす精度の高いトラッキング（０．５秒角＠１０分間）
−現在ある可視分光器の一部パーツを取り替えるだけで実現可能
（フィルターホイールへの追加）
＋小惑星分光用付加パーツの概要
−低分散グレーティング（150g/mm, Blaze800nm）
−幅広スリット（８秒角）
＋対象となる小惑星の等級
−Ｖ等級で１６等より明るい天体を対象にしている
＋現状
−今週、評価の為のテスト観測を行った
−結果は現在解析中である
・小惑星分光の特異な点
＋０．５〜１．０ミクロン（広波長範囲）で の％レベルの傾き測定
→現状ある既存の天文台の通常の分光器では この様な観測は難しい
→→小惑星のスペクトルを取得できるよう分 光器を新たに用意する必要がある