その場年代計測装置による月惑星年代学探査／長 他

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特集「月惑星探査の来たる10年：第二段階のまとめ」

その場年代計測装置による月惑星年代学探査
長 勇一郎 ，諸田 智克 ，三浦 弥生 ，亀田 真吾 ，吉岡 和夫 ，
6
7
7
7
7
岡崎 隆司 ，並木 則行 ，荒井 朋子 ，小林 正規 ，石橋 高 ，
7
7
7
8
2
大野 宗祐 ，千秋 博紀 ，和田 浩二 ，橘 省吾 ，渡邊 誠一郎 ，
2
9
10
11
5
古本 宗充 ，本田 親寿 ，杉原 孝充 ，石原 吉明 ，大竹 真紀子 ，
5
5
12
13
1
小林 直樹 ，唐牛 譲 ，武田 弘 ，寺田 健太郎 ，鎌田 俊一 ，
13
14
15
5
1,16
佐伯 和人 ，小林 進悟 ，國井 康晴 ，大槻 真嗣 ，杉田 精司
1

2

3

4

5

2012年7月4日受領，2012年7月27日受理．

（要旨）月面クレータ記録とアポロ試料の年代測定結果との対応付けによって，クレータ年代学という絶対年代計測の手段が獲得され，我々は太陽系内側部における天体衝突史や月惑星表面上で生起したさまざまな現象を時間軸の目盛り入りで理解するに至っている．
しかし太陽系の年代学には未だ大きな不確定性があり，後期重爆撃期や巨大惑星大移動の有無，火星絶対年代スケールの獲得などが重要問題として残されている．
将来の月惑星着陸探査によってこれらを解決し，太陽系進化の描像をより具体的に得ることは今後の重要な科学目標である．我々は，今後 10 年の惑星探査に不可欠な手段と考えられる「その場年代計測装置」の開発と，それを月探査に応用したミッション提案を行ってきた．本稿では着陸探査による年代計測の科学的重要性，装置開発の進捗状況と現状の問題点，及びミッション提案の概要について説明する．

1. 月惑星年代学探査の提案

太陽系形成から現在に至る歴史を滑らかにつなぐことである．このような観点から我々は月惑星年代学を柱

日本における今後の月惑星探査を力強く推進するたとして，太陽系進化史の解明を目指したその場年代測

めには，一連の探査計画において共通の柱となる理学

定機器の開発とそれを用いた探査計画を提案する．

目標の設定が必須であることは言うまでもない．惑星

ここで述べられる提案内容は，来る 10 年活動にお科学が目指す一つのゴールは，太陽系で起こったとさいてそれぞれ「K-Ar 法を用いた月・火星着陸探査用それる様々なイベントの有無と相互の因果関係を解明し，の場年代計測装置」提案と「月面年代学シリーズ探査」
提案として別々に提案されたものである．しかし，両

1. 東京大学理学系研究科
2. 名古屋大学
3. 東京大学地震研究所
4. 立教大学理学部
5. 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
6. 九州大学理学府
7. 千葉工業大学 PERC
8. 北海道大学
9. 会津大学先端情報科学研究センター
10. 海洋研究開発機構地球深部探査センター
11. 国立環境研究所
12. 千葉工業大学フォーラム研究13. 大阪大学大学院理学研究科
14. 放射線医学総合研究所
15. 中央大学理工学部
16. 東京大学新領域創成科学研究科
cho@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp■2012遊星人Vol21-3.indd

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提案の科学的意義は月惑星年代学の推進という点で共通しており，また，後者の実現性は前者の開発状況に強く依存していることから，本稿では両者を一本化し提案することとした．

2. 月惑星年代学における現状の問題点と科学的意義
月惑星年代学の歴史はクレータ年代学の歴史と言い換えても過言ではない．月や火星は太陽系内側部における天体衝突の良い記録媒体であり，特に月面では太陽系初期から現在までの衝突履歴がほぼ完全に保存さ2012/09/13

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012

2.1

40億年以前の衝突史

月における 40 億年以前の試料採取の意義は後期重爆撃仮説の検証にある．アポロ試料中の衝突溶融岩の放射年代は 38～40 億年に集中しており，このことか
ら一部の月科学者は 39 億年前に天体衝突が活発になった時期があったと考えている．これは後期重爆撃仮説と呼ばれる [2]．一方，アポロ試料は特定の衝突盆地からの放出物に汚染されているために一様な年代を示しているにすぎない，という反対意見もある．このように後期重爆撃は仮説の域を出ていないにも関わらず，その原因はこれまで太陽系規模の軌道進化の枠組
図1： 月面のクレータ年代学関数．灰色の楕円はアポロ・ルナ試料の放射年代とクレータ数密度の関係を示す．

みの中で議論されてきた．例えば Gomes et al. [3] は太陽系初期の巨大惑星の急激な軌道移動と関連づけて
後期重爆撃期の原因を説明している．今や後期重爆撃れている．月ではアポロ・ルナ計画で持ち帰られた岩

仮説は太陽系形成の描像を左右する問題であり，月科

石試料の放射年代と着陸地点のクレータ密度の関係づ学における最優先課題の一つである．これを検証する

けがなされている（この関係をクレータ年代学関数とためには，ネクタリス盆地などの古い衝突盆地の年代呼ぶ）[1]．それにより，太陽系内側における天体衝突を決定することで，40 億年前以前の衝突率がどのよ

史の復元と，クレータ数密度計測にもとづく年代測定

うに減少したのかを明らかにする必要がある（4.2 節参手法（クレータ年代学）の構築が行われ，太陽系小天体

照）．

の衝突破壊・軌道進化史や月惑星表面の地質進化史に関しての多くの知見が得られている．

2.2

過去30億年の衝突フラックス

しかし，アポロ・ルナ岩石試料中で絶対年代と地質

太陽系内側の衝突フラックスに関するもう一つの問イベントとの対応がとれているものは，30～39 億年

題は，過去 30 億年の衝突頻度の長期的時間変化である．

前の海の玄武岩や，1 億年よりも若いクレータに限ら小惑星帯の衝突進化の数値計算研究は，約 30 億年前れているため，1～30 億年前と 40 億年以前の年代範囲から現在にかけて天体衝突頻度が 1/3 程度減少した可のクレータ年代学関数には大きな不確定性が残されて能性を示唆する [4]．一方で，放射年代が得られていいる（図 1）．例えば 20 億年付近に年代を持つ領域の場

る月の海のクレータ記録と若いクレータのクレータ数

合，用いる年代学関数によって得られる年代に 6 億年

密度の比較から，過去 30 億年間，月面におけるクレ以上の差異が生じる．また，月以外では火星起源と考ータ生成率はおおよそ一定であったと解釈されている

えられる隕石が発見されているが，これらの隕石の結[1]．35 億年前以前の大規模なクレータ形成期が終了

晶化年代が火星のどの地質ユニットの年代を反映してし た 後 の 衝 突 フ ラ ッ ク ス の 変 動 は， 地 球 近 傍 天 体

いるのかは明らかでなく，試料の絶対年代と地質イベ（NEOs）供給過程と NEOs ソースの規模の時間変化をントとの対応は取れていない．このように月惑星の年制約するために重要な情報となる．この問題を決着さ代学における時間軸は確立されたとは言い難いのが現せるためには，25～5 億年前に対応するクレータ密度状であり，今後の探査によって月面における未取得年を持つ領域の放射年代を得ることが重要である．その代範囲の試料と各惑星（特に火星）の試料を獲得し，表ような地点としては，コペルニクスクレータや月面で層進化史に時間軸を入れることは最重要課題である．

最も若い溶岩流が挙げられる（4.2 節参照）．

以下では，3 つの主要な問題に着目し，絶対年代を獲得することの意義を概説する．

2.3

火星の絶対年代

火星表面の年代推定に用いる年代学関数は，上述し■2012遊星人Vol21-3.indd268

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その場年代計測装置による月惑星年代学探査／長 他

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た月の年代学関数をベースとし，重力効果や衝突天体

ある Ar の測定が比較的簡便であることなどから，技の軌道要素・衝突確率の違いに対する解析的研究 [e.g.,

術的には大きな優位性がある．一方，Rb-Sr 法や Sm-

5] に立脚して推定されている．そのため，火星のクレ

Nd 法は，測定対象となる元素の存在度が非常に少なータ年代学にはモデルに応じて 10 億年もの不定性がい上に化学処理が必要であるため，測定手順が複雑であることが指摘されており，火成活動や気候の進化を装置も大型化してしまい，探査機に搭載するには技術考える上で大きな不確定要素となっている [6]．今後的困難が大きい．また，Ar-Ar 法は試料への中性子照の探査によってクレータ数密度が明らかな地点に着陸

射によって K を Ar に変換して同時に質量分析器で機を降ろし，その地質ユニットを代表すると判断でき計測する．そのため精度を高めやすく，Ar ロスの評

る岩石の年代を相対誤差数 10% 以内で計測すること価も行うことができるという利点があるが，現在のとができれば，定量的な火星史の議論を開始することがころ探査対象天体上で中性子照射を行うことは技術的可能となる．また，火星試料に絶対的時間軸を付与す

に難しい．

39

39

ることは，火星と月の天体衝突率の直接比較を可能と

K-Ar 法によるその場年代計測の計画は欧米のミッし，太陽系内側における衝突天体のソースの制約に重ションでも提案されてきたが，未だに実現はされてい要な役割を果たす．

ない．2003 年に打ち上げられた ESA の Mars Express

3. 惑星探査による岩石固化年代の
その場計測
3.1

にランダーとして搭載されていた Beagle 2 においては，X 線 蛍 光 法 に よ る K の バ ル ク 計 測 と，700 ℃ ～1100℃の高温炉によって試料から抽出する Ar の磁場型質量分析計による計測とを組み合わせた年代計測が

年代その場計測の意義

計画されていたものの [7]，火星投入時に通信が途絶

以上のような重要問題を解決するためには，対象天した．また，2012 年 8 月に火星に着陸した NASA の体に着陸して地質ユニットの年代を反映する岩石の絶巨大ローバ Mars Science Laboratory（MSL）において対年代を計測することが必要不可欠である．これらのは，後述する LIBS により K をバルク測定し，高温炉問題を最終決着するには，地球へのサンプルリターン

によって Ar を抽出することで年代計測を行うオペレによる正確・精密な年代計測が必要だろう．しかし，ーションが予定されている．しかしながら，この方法

サンプルリターン探査は技術的・コスト的に大きな困には，鉱物中の Ar の拡散係数を考えると高温炉では難を伴う上に，いざその場で地質ユニットの年代を反Ar を全て抽出できない可能性があること，全岩分析

映する最適試料を一発必中で選別するのは至難の業ででは後述する過剰 Ar の寄与を評価できないこと，とある．一方，年代のその場計測が実現すれば，試料をいった問題点がある [8]．

複数個採取した上での繰り返し計測ができ，年代デー

一方我々の提案する年代計測装置は，高エネルギー

タの吟味が可能となる．サンプルリターンミッション

密度のレーザーパルスを試料に照射することで直下点の際に地球で詳細計測をする価値がある試料の選定ををプラズマ化して K と Ar を同時に抽出し，K をレー行うことも期待できる．

ザー誘起プラズマ分光法（Laser-induced breakdown

3.2

K-Ar法によるその場年代測定

spectroscopy; LIBS）によって，Ar を四重極質量分析
計（Quadrupole Mass Spectrometer）によって定量す

そこで我々は，K-Ar 法と呼ばれる年代測定法を用る（LIBS-QMS 法）．本手法ではレーザーによる高空間

いて，惑星着陸探査によって岩石の固化年代をその場分解能のスポット分析（レーザーのスポット径～数百計測する装置の開発を進めている．K-Ar 法とは，カ

μ m）が可能な上，岩石の同一部分について K と Ar を

40

40

リウムの放射性同位体である K が Ar に放射壊変す
40

測定することになるため，岩石内の K・Ar 分布の不る現象（ K の半減期 = 12.5 億年）を利用して岩石の固均一性に左右されずに計測できる．また，試料はレー

化年代を推定する方法である．K-Ar 法には後述する

ザーによって瞬間的には 10000 K 以上に加熱されるたAr のロスなどの問題点があるが，他の年代測定法にめ，照射点直下に含まれる Ar は全て放出されること比べて岩石中の親核種の存在度が高いことや希ガスでが期待される．さらに，１つの岩石試料に対して複数■2012遊星人Vol21-3.indd269

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012
Nd:YAG レーザー
CCD カメラ
チャンバ

レンズ

ベローズ

QMS

XY ステージ

真空計

分光器

ポンプ
ゲッター チャコール
トラップ

図2： LIBS-QMSシステムの概念図．

の鉱物の計測を行うことが可能となるため，アイソク
ロン法による計測が期待できる．これは従来の提案法（全岩分析）では不可能であり，年代計測の精度と確度を格段に向上できるメリットを持つ．

3.3

年代計測装置の開発状況

図3： 試料のK2O濃度と輝線強度との関係．K輝線の強度は酸素輝線の強度で規格化した.

msec に渡って時間積分した発光を取得した．図 3 に，我々は上述の K-Ar 年代計測の実現性を検証するた

K 濃度と K 輝線の強度との関係を示す．発光輝線の絶め，原理実証用の装置を製作した．これは，試料を導対強度は，レーザーエネルギーの変動や表面状態の変入する真空チャンバー，LIBS 測定のためのレーザー・化，光学系の透過率等の諸要因によって変動しうるた

分光器，放出された Ar を測定する QMS，放出されため，これを検量モデルに用いるのは定量の不確定さをガスを精製する Ti-Zr ゲッター，Ar より重い希ガスを増加させる．そこで，岩石試料に普遍的に存在する酸

回収するチャコールトラップ，および装置全体を高真素原子の呈する輝線（777 nm）の 強 度 で K 輝 線（769

空に保つための真空ポンプから構成される（図 2）．なnm）の強度を規格化してこれらの影響を取り除く．Kお，月探査の場合には真空ポンプが不要となるためリの最も強い輝線は 766.4 nm に存在するが，今回用いソースの大幅な節約が可能となる．以下では，本装置た分光器の分解能では分離不可能な波長に Mg の輝線を使い得られた K 検量線と年代既知試料の分析結果が重なってしまっているため用いていない．縦軸のエについて述べる．

ラーバーは，一つの試料につき計測した 4 点の標準偏差である．各データ点を冪関数でフィッティングして（1）LIBSによるK計測モデルの構築

検量線とした．

LIBS による K の定量は，K 濃度が既知の試料にレーザーを照射してスペクトルを取得し，そのシステム（2） 年代標準試料の計測に固有の K 濃度 -K 輝線強度関係を予め較正しておく

K 量，Ar 量の感度較正が済んだ段階で，年代既知

ことによって行う．較正試料には，岩石標準試料粉末の 試 料 の 計 測 を 試 み た． 試 料 は 鉱 物 分 離 さ れ たを高圧プレスによって押し固めたペレットを用いた．

Hornblende（K2O=0.93 wt%，age=1.74 Ga）を 高 圧 プ

レーザーは Nd:YAG レーザー（波長 1064 nm，パルス

レスによってペレット状に成型したものを用いた．試

幅 6 ns，パルスエネルギー100 mJ，スポット径 500

料表面に吸着した大気を取り除くため，真空中で 180μ m）を用いた．レーザープラズマからの発光はレン℃・24 時間のベーキングを行った．レーザーを試料

ズ に よ っ て 集 め ら れ， 光 フ ァ イ バ を 通 じ て分 光 器

へ 500 回
（20 Hz × 25 秒）照射して試料の LIBS スペクト

（Ocean Photonics HR2000+）へ導入された．プラズマルを取得した（図 4）．真空ライン内でゲッターを用い，の 発 光 開 始 前 か ら 分 光 器 の シ ャ ッ タ ー を 開 き，1

レーザー照射によって放出された気体から活性ガスを■2012遊星人Vol21-3.indd

270

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その場年代計測装置による月惑星年代学探査／長 他

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図4： 年代標準試料(Hornblende)のLIBSスペクトル．

除去した後に，液体窒素で冷却したチャコールトラッ
プによって Ar より重い希ガスを回収した．一旦ラインを排気した後再度ラインを閉鎖系にし，トラップを

図5： 年代標準試料から放出されたガスのマススペクトル（質量数36から40まで）．Arの安定同位体は質量数36，38，40に存在する．

加熱して放出させた Ar 等を QMS へと導入して質量分析を行った．図 5 に Ar 周辺のマススペクトル示す．
Ar の安定同位体は質量数 36, 38, 40 をもつ．質量数 37
38

36と 39 のピークは炭化水素である．大気 Ar の Ar/ Ar
比は 0.188 であるが，分析試料の 38/36 比はそれより高く，38 の大部分は炭化水素であると考えられる．
質量数 36 についても，残留ガスのマススペクトルから Ar と炭化水素の混合であると推測される．
まず，LIBS 計測で得られた発光スペクトルを検量モデルに当てはめ，K2O=1.0 ± 0.2 wt% を得た．これは 0.93 wt% と誤差の範囲で一致する．さらに，レーザーによって放出された K の絶対量（mol）を見積もるために，試料が掘削された体積を顕微鏡観察によって-5計測した．レーザークレータの体積が（4.4 ± 0.5）×10
3cm であったことと，Hornblende の密度として 3.2±
3

0.3 g/cm を仮定することで，レーザーによって掘削-4された試料の質量を（1.4 ± 0.2）× 10 g，その中の K 原

図6： ある年代とK濃度を持つ試料を100μg（500-1000パルスに40-10相当）溶融させた際に放出される Ar量. 検出限界（3×103cm ）よりも上の白い背景の領域が現状で検出可能な領域を表す．

-8子の数を（3.0 ± 0.6）× 10 mol と推定した．
一方，放出されたガスの QMS スペクトルから，放
40

40

（2.9±
出された Ar のうち，放射壊変起源の Ar は
-830.6）× 10 [cm STP]=（1.3±0.3）×10-12

により差し引いた．質量数 36 には炭化水素も含まれ40ているため [ Ar]atm 量を過剰に見積もることになるが，
40[mol] であると今回の試料では [ Ar]rad 量が相対的に多いためその影見積もった（STP: 標準温度圧力）．このとき大気混入

響は分析誤差の範囲に収まる．なお，QMS の Ar に対4036の寄与は，地球大気中の同位体比 Ar/ Ar=296 を用する感度は既知量の Ar をシステムに導入することにいて，よって事前に較正している．

40

40

40

40

36

[ Ar]rad=[ Ar]total-[ Ar]atm=[ Ar]total-296 [ Ar]■2012遊星人Vol21-3.indd

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Ar の検出限界は装置の残留ガス量（バックグラウン

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18:52:54

ったことと，Hornblende の密度として 3.2±0.3 g/cm3 を仮定することで，レーザーによって掘削されたの質量を(1.4±0.2)×10-4 g，その中の K 原子の数を(3.0±0.6)×10-8 mol と推定した．

方，放出されたガスの QMS スペクトルから，放出された 40Ar のうち，放射壊変起源の 40Ar は0.6)×10-8 [cm3 STP]=(1.3±0.3)×10-12 [mol]であると見積もった(STP: 標準温度圧力)．このとき大気混入のは，地球大気中の同位体比 40Ar/36Ar=296 を用いて，
272[40Ar]rad=[40Ar]total-[40Ar]atm=[40Ar]total-296 [36Ar]

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012
り差し引いた．
質量数 36 には炭化水素も含まれているため[40Ar]atm 量を過剰に見積もることになるが，36の試料では[40Ar]rad 量が相対的に多いためその影響は分析誤差の範囲に収まる．なお，QMSの Ar に対ド）に制約されている．現在のシステムでは Ar，
し具体的な年代値の算出によって，上述したような今

40
-11
3
-10
3
感度は既知量の Ar をシステムに導入することによって事前に較正している．
Ar に対してそれぞれ 1 × 10 cm STP，3×10 cm

後の改善の方向性が明らかになったと言える．

36
STP であった．この値を用いることで，数百回～1000
また装置の重量については，現在のところ比較的高Ar，40Arの検出限界は装置の残留ガス量(バックグラウンド)に制約されている．現在のシステムでは100 μ g の試料を蒸発エネルギーのレーザー，商用クラスのQMS および分
してそれぞれ 1×10-11 回程度のレーザー照射を行ってcm3 STP，3×10-10 cm3 STP であった．この値を用いることで，数百回~1000
回程
Ar から，計測可能な岩石の光器を用いているため総重量は100 kg 以上ある．但
レーザー照射を行ってさせたときに放出される
100 μg の試料を蒸発させたときに放出されるAr から，計測可能な岩石のK濃K 濃度とその年代との関係を見積もることが出来る．
し重量の大部分は汎用的なレーザー68 kg（ヘッド 24
その年代との関係を見積もることが出来る．現状の 40Ar 検出限界では，例えば 10 億年以上の年代をも40
現状の Ar 検出限界では，例えば 10 億年以上の年代
kg，電源・冷却ユニット 44 kg）と一般的な真空ポン石が検出限界を超える量の放射起源 40Ar を持つために必要な K2O 濃度は数百ppm である (図 6).
40をもつ岩石が検出限界を超える量の放射起源 Ar を
プ 37 kg（ターボ分子ポンプ 11 kg，ロータリーポンプ.
持つために必要な
K O 濃度は数百 ppm である（図 6）[図6 二段組みで一段分のサイズ]
2

26 kg）
が占めている．残りは QMS 3.8 kg（分析管＋コ

今回は K 量が均質な試料を用いておりアイソクロ
ントローラ），分光器（0.57 kg）
，真空配管・ヒータ（数
回は K 量が均質な試料を用いておりアイソクロンを引くことはできないため，以下のモデル年代の式
ンを引くことはできないため，以下のモデル年代の式
kg），光学系（約 1 kg）である．現状ではこのように市って年代値を算出する．
によって年代値を算出する．

販の機器を組み合わせた装置を用いて LIBS-QMS 法という新手法の実現に向けた実証実験を進めている段階である．今後，装置を K-Ar 年代計測に特化させ小で λ（=5.543×10

-10

-10

-1

40

40

40

-1 変 定40
こ こ40でλ（=5.543 × 10e（=0.581×10yr ）は K-10のyr壊型化できる余地は充分にあるが，試料採取ロボットなyr-1）はK の壊変定数，λ）は 40数，λK の 40eAr への壊変定数を表す(
K
-10

-1

40
40
（=0.581× 10 yr ）は K
Arは放射起源への壊変定数を表す
ど も 含40め
具 体 的 な 設 計 は 今 後 の 課 題 で あ る．
Ca に壊変する[9])．
[40のAr]rad
Ar 量，[40K]は現在のKた量を表す．
5%が 40Ar に，89.5%が
40
40
40
．
（ K は 10.5% が Ar に，89.5% が Ca に 壊 変 す る [9]）SELENE2 以降のローバに搭載することを想定し，惑回の測定値を年代算出式に代入すると，t=2.7±0.5 Ga という値が得られた．LIBS と QMS を組み合わ
40
40
40
40
[ Ar]rad は放射起源 Ar 量，[ K] は現在の K 量を表す． 星探査機への搭載実績のある小型レーザー（2 kg），分
本手法のような計測法によって K・Ar が同時計測された例は未だかつて無く，具体的な年代値の算出
今回の測定値を年代算出式に代入すると，t=2.7±
光器（約 500 g），QMS（1 kg），小型化した真空システ
我々が知る限りこれが初めての試みである．試料の年代値（推奨値）は 1.74 Ga であるので，現状で0.5 Ga という値が得られた．LIBS と QMS を組み合わムなどによりトータルで 10 kg 程度まで軽量化するこ
60%の相対誤差がある．これは，K に対して 40Ar が期待される量の 1.8 倍放出されたことを示唆してせた本手法のような計測法によって K・Ar が同時計とを目標としている．大気を排気する必要がない月探40Ar 過大評価の要因は，レーザーによって掘削されたクレータの壁面が加熱さ．今回の分析における測された例は未だかつて無く，具体的な年代値の算出
査では真空ポンプを搭載する必要がなく，より軽量なことによる Ar の拡散放出，Ar
検出感度較正のずれ，および K 絶対量を求めるために用いた掘削体積
は，我々が知る限りこれが初めての試みである．試料測器となる見込みである．

積もりの誤差などが考えられる．これらの誤差を小さくするために，レーザー照射周波数を現状の20の年代値（推奨値）は 1.74 Ga であるので，現状では約

3.4

40

試料選定

60% の相対誤差がある．これは，K に対して Ar が期から下げることによる試料への熱の蓄積の抑制，感度較正実験の見直しを現在行っている．第三の要因

K-Ar 法はその性質上，（1）試料の二次的変成や衝突待される量の 1.8 倍放出されたことを示唆している．
いても確認実験を進めるが，実際の探査では年代既知試料を較正試料とすることで掘削体積の値を年40
脱ガスによる Ar のロス（年代値の若返り），（2）
大気起
今回の分析における Ar 過大評価の要因は，レーザ算に使用しない計測手法を開発予定である．すなわち，既知のAr/K 比(年代)を持つ試料を複数測定しーによって掘削されたクレータの壁面が加熱されるこ源・マントル起源・太陽風の打ち込みなどに由来する
Ar 電流値(QMS)]/[K 輝線強度(LIBS)]の値の較正線を描くという方法である．本結果は LIBS-QMS 法を
40（年代値の過大評価）といったとによる Ar の拡散放出，Ar 検出感度較正のずれ，お非放射壊変 Ar の寄与
よび K 絶対量を求めるために用いた掘削体積の見積ことが問題となり得る．意味ある年代値を求めるためもりの誤差などが考えられる．これらの誤差を小さくには，試料の採取地点の特徴や岩石組織，鉱物観察なするために，レーザー照射周波数を現状の 20Hz からどを多角的に用いて予め問題のある試料を避けること

下げることによる試料への熱の蓄積の抑制，感度較正と，試料の妥当性を測定によって評価できることが必

実験の見直しを現在行っている．第三の要因について要である．以下では探査において考慮すべき項目を列も確認実験を進めるが，実際の探査では年代既知試料

挙する．月面での試料選定については 4.3 節においてを較正試料とすることで掘削体積の値を年代計算に使

述べる．
火星探査において問題になると考えられるのは，大用しない計測手法を開発予定である．すなわち，既知
40の Ar/K 比（年代）を持つ試料を複数測定して，[ Ar 電

40

気やマントル由来の過剰 Ar である．火星隕石の一流値（QMS）]/[K 輝線強度（LIBS）]の値の較正線を描く種である Shergottite には，マントルに含まれていたという方法である．本結果は LIBS-QMS 法を用いた最40初の年代計測結果であるため，現状での年代測定値のたと考えられる過剰 Ar が広く見られる [e.g., 10]．た

精度・確度は必ずしも満足出来るものではない．しかだしその量は 1-2 × 10 cm STP/g 程度であるため，K■2012遊星人Vol21-3.indd

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Ar が溶岩噴出時に脱ガスせずそのまま閉じ込められ
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その場年代計測装置による月惑星年代学探査／長 他

量が多く年代値が古い試料の場合には寄与は小さいと期待できる．いずれにせよ，複数試料の分析とアイソ
クロン法に基づいてこれらの影響を評価することが重要である．なお，火星探査において高精度のアイソク

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ことで系統的な年代学的理解を得ることを目指す．

4.2

探査候補地点とシリーズ化の戦略

2 節で述べた科学目標の達成のために以下の条件にロンを引くためには，長石系の K に富む鉱物を計測す

合致した領域を着陸点とする（図 7）．

る必要がある．そのため顕微分光カメラなどを用いた（1）過去に探査経験がなく，1～30 億年前，40 億年以鉱物の判別が必須である．火星試料について 10% の前の年代範囲に対応したクレータ数密度を持つ領精度で年代を決定できるアイソクロンを引くためには，

域．

K および Ar の定量誤差を 10% としたときに，4 倍程
度の K 濃度範囲をもつ鉱物を約 10 点計測することが必要だと見積もられている [8]．
また火星には大気が存在するので，試料への大気成分の混入も考慮する必要がある．現在の火星大気には
40

36（2）月の地質学的進化史において年代情報が重要な意義を持つ領域．
これらの条件に適した領域として，月面の年代学的・地質学的な現状理解に基づいて以下を着陸候補点に挙げる．

Ar/ Ar=1700-1800 程度の同位体比を持つ Ar が存在（A）コペルニクスクレータ内部

しているが [11]，火星表層の大気圧は地球の 100 分の 1

（B）月面で最も若い溶岩流（嵐の大洋・雨の海領域中程度と比較的低く，火星隕石の中では衝撃を受けてガ心部）ラス化した部分に存在するのみである．そのため，火（C） ネクタリス盆地のリム付近，または同等のクレ星上では衝撃による岩石組織のガラス化と大気の溶けータ数密度を持ち，フロアーが溶岩流に覆われて込みが生じていない試料を注意深く採取すれば，大気いない衝突盆地の内部．

混入は大きな問題にならないかもしれない．
また，水質変成が起きている可能性が高い堆積岩地（A），（B）の領域は 1 〜 30 億年，（C）の領域は 40 億
年かそれ以前の年代に対応したクレータ数密度を持つ

帯では K-Ar 年代計測の適用が難しいだろう．そのた領域であり，着陸点の条件（1）を満たす．また，（A），

め，Noachian の古いユニットを計測する場合には，（C）領域の形成は月の地質区分を定義する重要イベン

流水による変成や衝突脱ガスを受けていないと判断でトであるため，条件（2）を満たしている．
（B）は最もきる着陸地点を慎重に探す必要がある．一方で，乾燥長い期間，海の火山活動が続いていた領域であり，そ寒冷気候が卓越し天体衝突の影響も少ないの絶対年代の獲得は月の熱史を制約する上で重要であAmazonian のユニットの計測であれば，二次的変成るため探査地点として提案する．

の影響は比較的小さいと期待できる．いずれの場合に

一般に，月面上の若い領域ほど岩石固化後の衝突再おいても，岩石の表面数 mm を覆う風化層を計測前に加熱による Ar ロスの可能性や衝突による混合の影響除去することは必須である．

が小さく，得られるデータの解釈がしやすいと考えられる．そのため第一弾の探査は上記候補地点の中で層4. 月面年代学探査

序学的に最も若い領域であるコペルニクス（A）を探査地点とし，その場 K-Ar 分析装置の実証実験を兼ねた

4.1

探査の概要

地質探査・年代測定探査を行う．その際に，その場
K-Ar 分析から Ar ロスの無いと思われる試料，すなわ

ここでは月面のクレータ年代学関数の完成に向けた

ちより古い年代を示す試料を選別してサンプルリター

ミッション提案を行う．本ミッションでは，ローバ搭ンを行う．持ち帰った試料について，Ar-Ar 法など他

載の LIBS-QMS システムによるその場 K-Ar 年代測定の手法を用いてより正確な年代測定を行うとともに，装置を用いて月面の重要地域の年代決定を行うことをその場 K-Ar 分析の有効性を検証する．その場年代計

念頭に置く．搭載機器を絞り込むことで軽量化し，月測の有効性が実証された後，月面で最も若い溶岩流面の重要な地域を複数回に分けて調べるシリーズ探査

（B）
，衝突盆地
（C）
の順で探査を行う．

とする．さらにサンプルリターン探査も視野に入れる■2012遊星人Vol21-3.indd273

2 節で重要問題として挙げた後期重爆撃の検証・過2012/09/13

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012

図7： 探査候補地点．（A）コペルニクスクレータ．（B）月面で最も若い溶岩流．（C）ネクタリス盆地．(C')
はネクタリス盆地に近いクレータ数密度をもつ衝突盆地を示す．A，Lはアポロ・ルナ試料の採取地
点を表す．

去 30 億年のフラックスの時間変動の検出には，ともな岩石を選んで分析する．このような岩石は，岩石固に 1 億年程度の誤差（2.5～5% の精度）での年代推定が化後の K-Ar 年代リセットの可能性が低く，かつ角礫必要である．一方でその場 K-Ar 年代計測法の現在の岩化していなければ地質ユニットとの対応付けが容易

目標誤差は 10% であり，科学目標に対する要求精度である．掘削を起こしたクレータリングで年代がリセを満たしていないが，多数の岩石を分析することで年ットされたか否かは次のようにして判断する．まず分

代の頻度分布を求め，得られた年代データがどのモデ

光カメラを用いて鉱物同定と岩石組織の観察を行い，ルに整合的かを統計的に議論することを目指す．ただ変成の程度を確認する．次に LIBS-QMS 分析によりア

し，鉱物アイソクロン法による測定精度は試料中の K

イソクロンを引く．このとき，直線のアイソクロンを含有量の不均質性（変動幅）にも依存し，また，分析し示さない試料は脱ガス等の二次的影響があると判断した岩石が Ar ロスを経験していないとは限らない．そて年代測定の対象からは外す．一方で，掘削時のクレのため，分析に必要となる岩石数を見積もることは容ータリングで完全に Ar が散逸して年代が完全にリセ

易ではなく，今後の検討課題である．

ットされてしまった場合は，岩石の年代は着陸点領域

4.3

年代測定試料の条件・選定方法の年代よりも極めて若い年代となり，場合によっては40放出される放射起源 Ar 量は現状での本測器の検出

K-Ar 分析に適した試料の条件として，（a）地質ユニ

限界以下であると推測される．そのため，掘削時のクットとの対応付けが可能であること，（b）K-Ar 年代がレータリングによるリセットを受けた試料かどうかはリセットされていないこと，（c）太陽風の影響がない

分析結果から判断可能である．

ことがあげられる．月面の岩石は天体衝突によるかき

月試料におけるもうひとつの問題は太陽風に含まれ混ぜなどによって角礫岩化された，極めて複雑な履歴

る Ar の打ち込みである．月には大気が存在しないたを辿ったものであることが多い．また，度重なる衝突

め太陽風は直接月表層に到達する．試料が溶岩であれによる再加熱のために K-Ar 年代がリセットされていば表面の数百 nm 程度の深さまでしか侵入していない

る懸念もある．そのような岩石を選んでしまっては，が，レゴリス角礫岩である場合には，岩石組織の至る

地質ユニットとの対応づけが困難であり，信頼出来る部分に太陽風起源 Ar が混入している．しかもその年代値も得られない．そのため試料の選定には慎重さ40が要求される．そこで，衝突クレータ内部で形成され見積もることが困難である．岩石表面を研磨して内部たインパクトメルトシート岩体や溶岩流から，ごく最を露出させ，岩石組織を観察して角礫化していないこ

近のクレータリングで掘削され，周囲に飛散した新鮮とを確かめることが必須である．さらに，太陽風には■2012遊星人Vol21-3.indd

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Ar/ Ar 比は一定ではないため，放射起源 Ar 量を

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He や Ne などが多く含まれるので，これらを QMS に[6] Doran, P. T. et al., 2004, Earth Sci. Rev. 67, 313.

よって同時に分析することで太陽風の寄与の有無を判[7] Talboys, D. L. et al., 2009, Planet. Space Sci. 57, 1237.

定する．また，高エネルギー宇宙線による核反応で岩[8] Bogard, D. D., 2009, Meteorit. Planet. Sci. 44, 3.

石中に Ar 同位体が生成される場合もあるが，その寄[9] Steiger, R. H. and Jager, E., 1977, Earth Planet. Sci.

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与は Ar/ Ar 比からある程度見積もることが出来る．

Lett. 36, 359.

太陽風由来や宇宙線照射起源の希ガス同位体を検出す[10] Bogard, D. D., 2009, Meteorit. Planet. Sci. 44, 905.

ることも QMS での重要な分析項目の一つである．

[11] Bogard, D. D. et al., 2001, Space Sci. Rev. 96, 425.

月の斜長岩中の K 濃度は低く（数百 ppm 以下）高地[12] Kobayashi, S. et al., 2010, Space Sci. Rev. 154, 193.

岩 石 の 測 定 は 困 難 で あ る が， 一 方 で 表 側 の[13] 杉原孝充ほか，2011，日本地球惑星科学連合2011

Procellarum KREEP Terrane と呼ばれる海領域には
比較的 K 濃度の高い（～3000 ppm）岩石が存在してい年大会，PPS024-34.
[14] 田中智ほか，2010，遊星人 19, 3.

ると考えられている [12]．この値は本システムの検出限界を上回っており，年代計測が可能であると考えられる．よってここに位置するコペルニクスクレータ（探査候補地点 A）や海の玄武岩（探査候補地点 B）は適切な探査対象と考えられる．
なおここでは分光カメラの候補として，SELENE-2
プリプロジェクトに搭載を検討中であるマルチバンド
分光双眼カメラ（LMUCS）を想定している [13]．月面
走行ローバは，SELENE-2 の開発により本探査を行う
時点では確立されていると期待される．現状では，ローバ重量 100 kg，ペイロード重量 10 kg 程度を想定している [14]．

謝 辞
本研究を遂行するに当たって，東京大学の長尾敬介
教授には年代標準試料を提供して頂きました．また東京大学物性研究所の八木健彦教授には高圧プレスを使った試料の作製をさせて頂きました．感謝いたします．
匿名の査読者のお二人には，本稿を改善する上で大変建設的で有意義なコメントを頂きました．この場をお借りして御礼申し上げます．

参考文献[1] Neukum, G., 1983, hablilitation thesis, LudwigMaximilians-Univ., Munich, Germany.
[2] Tera, F. et al., 1974, Earth Planet. Sci. Lett. 22, 1.
[3] Gomes, R. et al., 2005, Nature 435, 466.
[4] Durda, D. D. et al., 1998, Icarus 135, 431.
[5] Ivanov, B. A., 2001, Space Sci. Rev. 96, 87.

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