月進化の全貌の理解へ向けた月歴史図の作成／諸田 他

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月進化の全貌の理解へ向けた月歴史図の作成

諸田 智克 ，倉本 圭 ，高橋 太
123（要旨）現在，月着陸計画 SELENE-2 の検討が進められている．更にその先に目指すサンプルリターン計画
やネットワーク観測による内部構造探査，有人月探査計画も含めて，各々のミッションを着実に実現し，得られる理学成果から月の理解を積み上げ式に発展させるためには，一連の月探査計画の骨組みとなる理学目標の設定が必須であることは言うまでもない．一方で近年の月探査データの解析研究，月試料の分析研究から新たな観測事実が得られるにつれ，月の理解はますます複雑化してきたように思われる．そのため専門家の間でも月科学の全体描像の整理と将来月探査で狙うべき科学対象の整理が十分にできていないのが現状である．そこで我々は月科学における理解の現状の整理を目的として，月の歴史図の作成を進めている．本稿
ではその最新版を紹介するとともに，月の起源・進化解明に向けて月科学の目指すべき方向性について議論したい．

1. はじめに

現在，月着陸探査計画 SELENE-2 の理学目標の検討が急ピッチで進められている [6]．更にその先に目指

近年，日本の月周回衛星「かぐや」をはじめとするす岩石サンプルリターン計画やネットワーク観測によ各国の月探査計画の成功により，リモートセンシングる内部構造探査，有人月探査計画も含めて，各々のミ研究が発展し，月の全球的な構造や組成に関する多くッションを着実に実現し，得られる理学成果から月のの成果が得られている [e.g., 1]．また月隕石の分析研理解を積み上げ式に発展させるためには，一連の将来究やアポロ・ルナ岩石試料の再分析も精力的に進めら月探査計画の骨組みとなるような理学目標の設定と戦れ，アポロ時代に構築された月の岩石学的・年代学的略構築が必須であることは言うまでもない．そのため理解を様々なレベルで塗り替えつつある [e.g., 2]．しに，まずは複雑化した月の進化史の理解を今一度整理かしながら情報量が増していく一方で，月の進化史のすることが必要であろう．

理解はますます複雑化している．例えばこの 10 年の月の進化過程を理解することとは，月の様々な地質間に月地殻形成や二分性形成などの月進化の重要部分イベントの有無とそれぞれの因果関係を把握し，月のに関わる様々なモデルが多数提案されているが [e.g.,歴史を滑らかにつなぐこと，と言い換えることができ3-5]，実際には観測事実の一部をうまく説明する理論る．そこで我々は歴史学的観点から月科学の現状理解的モデルが乱発しているだけで，月進化に関する我々を整理することを目的に，月の歴史図の作成を行った．の理解は全く収束に向かっていない．そのため専門家

次章以降では月歴史図の作成過程を説明するとともに，の間でも月科学の全体描像の整理と将来月探査で狙う歴史図を使った月科学の現状の理解について解説を行べき科学対象の整理が十分にできていないというのがう．そして最後に月の起源・進化解明に向けて月科学現状である．の目指すべき方向性について議論したい．

1. 名古屋大学大学院環境学研究科
2. 北海道大学大学院理学研究院
3. 東京工業大学大学院理工学研究科
morota@eps.nagoya-u.ac.jp■2012遊星人Vol21-1.indd

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2. 月の歴史図の作成

熱源元素が多く含まれており，後に述べるように，この残液成分は月の熱的進化に多大な影響を及ぼしたと我々が月の歴史図を作成するにあたり実際に行った考えられている．

ことは，（1）月で起こったとされる重要な地質イベン

LMO の冷却過程は月の鉛直方向の構造を決定づけトを洗い出し，（2）それらを年表上に並べていき，（3）るだけでなく，水平方向の構造にも不均質をもたらし現在提案されている様々な仮説に従って相互の因果関たかもしれない．月の表側と裏側では平均密度（おそ係を示していく，ことであった．そのようにして作

らく主に地殻厚の違いを反映）や元素組成，熱進化の成した最新の月歴史図を図１（61 ページ折込）に示す．

様子に違いがあることが知られており，これを“月の横軸に時間軸，縦方向に相対的な深さを表わしている．

二分性”と呼ぶ．二分性の原因として，地球の輻射熱

まず月の歴史の中で最も重要なイベントは，月形成や潮汐力などの影響で LMO の冷却時期が表側と裏側

巨大衝突 [e.g., 7] とその後のマグマオーシャン（Lunarで異なり，それによって地殻厚やマントル密度の違い

Magma Ocean, LMO）の形成 [e.g., 8] である．これらが生じたという仮説がある [e.g., 16]．のイベントは仮説ではあるがその後の月進化の起点とLMO 固化以後は，月は幅広い時空間スケールにおして最も有力視されており，月科学者のほとんどは現いて複数の重要な進化イベントを経ながら複雑な進化

在我々が持っている観測事実の大部分がこの二つの仮履歴をたどったと考えられる．イベント間相互の関連説に基づいて説明可能であると考えている．そのためについてはほとんどが未解明のままであるが，その解

ここでは月形成巨大衝突と LMO から始まる進化のシ明は月科学において極めて重要なテーマである．そこ

ナリオをごく簡単に見ていくことにする．それぞれのでこれ以後はマントル，コア，地殻の各層ごとに重要

地質イベントの詳細に関してはこれまでにも本誌で解なイベントをピックアップして紹介する．

説されているのでそちらを参照されたい [e.g., 2, 9-13]．
また，月の熱進化に関しての詳細は倉本ほか [14] で，内部構造に関する問題は田中ほか [15] で解説されて

3.2

マントルオーバーターンと再溶融

図１からも分かるように，LMO 固化後の最重要イ
ベントはマントルオーバーターンであり [e.g., 3]，マいる．

ントルの再溶融，ダイナモの駆動，二分性の形成など

3. 月の進化史の概説の月進化における重要問題に深く関わった可能性がある．前述のように，LMO 冷却過程の結果としてイ

3.1

LMOの冷却過程と分化構造の形成

ルメナイトに富む層がマントルの上部に成層すると考えられている．そのイルメナイト富有層は下層に比べ以下に，岩石学的考察から示唆される月マグマオーて比重が大きいために重力不安定を起こし，その結シャン（LMO）の冷却による分化構造の形成の一般的果，マントルの層構造が逆転した可能性が指摘されてな理解を概説する．まず冷却に伴って LMO 中でカンいる．この密度構造の逆転をマントルオーバーターン

ラン石と輝石が晶出し，これらは液相よりも密度が大（MOT）と呼んでおり，1 億年以下という短い時間できいために沈降してマントルを形成する．更に冷却が成立したと考えられている [3]．この仮説は，LMO 固進んでいくと，斜長石が晶出しはじめ，これは液相よ化過程の岩石学的モデルから必然的に帰着する結果でりも軽いために浮上し，地殻を形成する．冷却が進あるため，岩石試料やリモートセンシングデータからむにつれて液相に濃集しやすい Ti も固相に取り込まの直接的な証拠は見つかっていないことには注意を要れるようになり，マントル上部においてイルメナイするが，今では広く受け入れられつつある．

トに富んだ層を形成する．地殻とマントルにサンドMOT はその後の熱史を考える上で非常に都合の良ウィッチされた状態の LMO 最終残液は KREEP 成分いモデルでもある．月の海や様々なタイプの火成活動（KREEP は K，希土類元素 Rare earth elements，P をの存在は月のマントルが再溶融した直接的な証拠であ合わせた化学組成を表わす）などの液相濃集元素に極る．しかし，単純に考えると月サイズの小型天体の内端に富んだ組成となる．最終残液には Th や U などの部は時間とともに単調に冷却すると予想され，マント■2012遊星人Vol21-1.indd

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ルを再溶融させるのは難しいように思われる．ここで異常を説明するダイナモを駆動できた可能性がある

MOT が重要な役割を果たした可能性がある．LMO 固[17]．

化後，マントル上部にできたイルメナイト富有層の上一方で，月地殻の磁気異常の存在が必ずしも月の固部に LMO 最終残液からなる放射性元素に濃集した層有磁場の存在を要求するものではないことには注意がが形成されていたと考えられる．イルメナイト富有層必要である．地殻の磁化は印加される背景磁場と磁化が重力不安定により深部に落ち込む際に，上層の放射獲得機構の二つで決まる．月の場合，印加磁場として性元素もマントルの最下層まで引きずり込んだかもしはダイナモによる固有磁場か惑星間空間磁場，磁化獲れない．このようなことが起これば熱源が月深部に濃得機構は衝撃残留磁化か熱残留磁化が考えられる．も集し，マントルの再溶融を引き起こすことが可能になし月でダイナモが駆動せず，背景磁場が惑星間空間磁る．

場であった場合は，熱残留磁化では観測される磁場強MOT は更に月の二分性，特に密度構造，元素組成度を説明できない．一方，衝撃残留磁化の場合，衝突および海の分布の二分性の原因としても重要である．の対蹠点において集中・強化された磁場を記録するのイルメナイト富有層が沈み込む際の対流パターンが次で観測値を説明することが可能である [18]．

数１にまで成長すれば，下降場と上昇場のそれぞれの半球でイルメナイトの存在度や放射性元素の濃度に二3.4 天体衝突と火成活動による二次地殻の形成分性が生じ，密度や温度の不均質をつくることが可能

天体衝突による水平，垂直方向の撹拌や再溶融，様々である．オーバーターンの流体力学的解析によれば，なタイプのマグマの貫入，噴出により，LMO 固化後次数 1 にまで成長するためには，イルメナイト富有層の地殻組成や構造は大きく変化したと考えられる．この粘性率が下層マントルよりも十分に小さいか，マンれは，現在の地殻組成と構造から初期地殻についてのトルの粘性率が深さとともに増加した構造を持ってい情報を読み出すことを困難にしている原因ともなってたことが条件である [3]．

いる．

3.3

金属コア形成とダイナモの駆動

月では様々なマグマ組成，噴出様式の火山活動が起こったことが知られている．月の火成活動期の初期マントルオーバーターンと並び，月進化シナリオの（> 〜 38 億年）では，KREEP 玄武岩や Mg に富むマグ中で重要な位置づけにあるもう一つのイベントは金属

マ，シリカに富むマグマによる活動が顕著であり，衝コア形成である．月の金属核は存在したとしても月半突盆地形成以後では（< 〜 38 億年前）
，海を形成した径の 1/4 程度かそれ以下の大きさであり，その存在はマグマ活動が活発であった [e.g., 2, 12]．月試料に見ら確証されていない．しかしもし金属コアが存在する場

れる様々なタイプのマグマを噴出した火山活動につい合，金属核のサイズや軽元素量は月の形成環境を制約て，それぞれの起源領域の組成や深さ，噴出過程，岩するための重要な観測対象と考えられている．もし金石試料と地質ユニットとの対応は十分に分かっていな

属核が形成されたならば，その内部の対流運動によっい．てダイナモ作用が起こった可能性がある．この考えを現在月面には 40 を超える衝突盆地が同定されてい支持する理由は二つあり，一つは 36 億年以前の年代

るが，月試料の放射年代や画像データを用いた層序関を持つアポロ試料中に 1µT 以上に残留磁化した岩石係から，それらを形成した巨大天体衝突はすべて 38が見つかっていること，もう一つは，リモートセンシ億年前以前に起こったことが分かっている．月表面のングデータから月地殻の磁気異常が多く見つかってい玄武岩質溶岩は衝突盆地の内部を埋めるように存在しることである．一般に月のような小サイズの核ではダていることから，衝突盆地の形成は火成活動に深く関イナモ作用を引き起こすのに十分な強さの対流を実現係したと考えられている．この説明として二通りの解することは簡単ではない．しかし，MOT に伴い放射釈がある．一つは巨大衝突による盆地構造の形成によ性熱源がコアーマントル境界まで引きずり込まれ，かり地形的低地がつくられたことで，マグマが噴出しやつ，対流パターンが大規模な水平方向の不均質をつくすい環境がつくられた，というものであり，もう一つり，核を不均質に加熱させたならば，観測された磁気は，衝突自体が上部マントルの再溶融を引き起こした■2012遊星人Vol21-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012という説である．後者のシナリオとしては，衝突によで，MOT の痕跡を見いだすことができるかもしれな

る熱の埋め込みと，盆地周囲に堆積した熱伝導の低い

い．特にイルメナイトと放射性元素の分布が明らかと放出物の影響により，上部マントルに温度不均質が生なれば LMO 固化後の密度構造の変遷を強く制約する

じ，その結果として対流が発生し，上昇場で減圧融解情報になる．

が起こったというものである [e.g., 19]．しかしこのモ

月のダイナモの有無に関しては，磁気異常の成因とデルでは，全球的なマグマ活動の地域不均質性や，長その年代を調べることが重要である．磁気異常は衝突期にわたる噴出期間を説明できないため，支持してい盆地の対蹠点に多く見られる．対蹠点は衝突時の衝撃る研究者は少数派である．

波が集中する場所であることから，磁気異常の獲得機構は衝撃残留磁化であると考えられる．一方，衝突盆

4. 今後の展望地そのものにも磁気異常がみられるものもあり，その場合の獲得機構は熱残留磁化であることも考えられる．

月科学の究極の目標の一つは，月で起こった現象のこれが惑星間空間磁場を獲得したのだとすると，磁化理解と相互の因果関係の把握により，月の形成から現の強さが不足し観測値が説明できない．したがって，在に至るまでの進化過程の道筋を滑らかにつなげるこ衝突盆地の磁化獲得機構が熱残留磁化であることが確とである．一方で図１を見ても分かるように，月進化定できれば月にダイナモがあったことが強く示唆されの重要イベントのほとんどはその存否自体が実証される．磁気異常ごとに印加磁場，磁化獲得機構の分類はておらず，互いの因果関係についても大部分が不明の今のところできていないが，各磁気異常の形成過程，ままである．この現状を考えると，目標達成は非常に年代が分かれば，ダイナモが生きていた期間を制約で気の長い作業であるように思われるが，まずは個々のきる可能性がある．そのためまずは各磁気異常の深さ現象のメカニズムを観測にもとづいて正確に理解するや地質ユニットとの対応，磁化年代などの基礎的な情ことが重要であろう．

報が必要であろう．

月マグマオーシャン（LMO）について，特に重要な最後になるが，月が過去 40 億年間における太陽系未知量は LMO のバルク組成と規模である．それら内側部の天体衝突史の良い記録媒体であるという側面は LMO 冷却過程における分化構造の形成を左右し，も忘れてはならない．月のクレータ記録は，太陽系初LMO 固化後の内部構造と熱史を支配する一つの要素期の巨大惑星の大移動や，小天体の衝突合体・破壊過となる．また，LMO の深さは月形成巨大衝突を制約程，軌道進化過程に関するモデルを実証・検証できるする重要情報である．巨大衝突による月形成の数値計

数少ない情報源であり，このような太陽系形成・進化算によると，月は初期に全球溶融しなければならないの描像に関わる問題も月科学の枠組みで検討すべきで[e.g., 10]．つまり，LMO の深さが月の地震波速度の観あろう．特に，今や巨大惑星の大移動と関連づけられ測などから決定できれば，月起源について強い制約をている後期重爆撃仮説に関しては月の衝突盆地の年代与えることができるかもしれない．

決定によって決着可能な問題である [13]．

本当に月のマントルオーバーターン（MOT）が起こったかどうか，またこの過程がマントル再溶融，二分謝 辞性の形成，ダイナモ作用を引き起こしたのか，観測的に完全に実証することは困難かもしれない．この説のもっとも基本的な予測は LMO から分化した月の武田先生には歴史図に関して，重要かつ有益なコメントを頂きました．心より感謝致します．

マントルが，重力的に安定な成層構造へ再配置することであるから，現在の月マントルの成層構造を明らか参考文献にすることが，その検証に極めて重要である．さらには，溶岩のソースの深さ，組成，年代などの岩石学情[1] Kato, M. et al., 2010, Space Sci. Rev. 154, 3.

報と，地震波，測地，電磁気探査にもとづいた現在[2] 荒井朋子，2011，遊星人 20, 28.の月マントルの 3 次元構造から総合的に判断すること[3] Parmentier, E. M. et al., 2002, Earth Planet. Sci. Lett.

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巨大惑星の大移動

原始惑星同士の巨大衝突による惑星形成
太陽系形成から~6000万年後 [20]44.7 0.07 [21]（月試料のHf-W年代）（最古の斜長岩の年代）

ニースモデル
巨大惑星の軌道移動に伴った小惑星帯・外縁天体軌道の擾乱40?

表層・地殻?
マグマオーシャン？
(LMO)

ジャイアントインパクト？

斜長石の晶出・浮上による地殻形成

衝突で地球周辺にばらまかれた物質が円盤を形成
・円盤物質の〜80%は衝突天体のマントル物質・衝突で開放されたエネルギーにより円盤物質は全溶融（一部、蒸発）

地球｜
月系の形
成?

KREEP --- K, 希土類元素(REE), P．
PKT --- Procellarum KREEP Terrane．
嵐の大洋, 雨の海領域からなる
KREEPに富む領域．
IMF --- Interplanetary MagneticField．惑星間空間磁場．
SRM --- Shock Remanent
Magnetization．衝撃残留磁化．
TRM --- ThermoRemanent
Magnetization．熱残留磁化．

火山活動起源？
現在も活動？

スワール地形形成．高アルベド物質による渦巻き模様

?

?

コア？
コ

海の火成活動間欠的マグマ噴出？

現在の構
造・活動度？

[億年前]

レゴリス・メガレゴ
リス層数百m‒数km?

斜長石~95v%以上からなる斜長岩の地殻？
バルク化学組成・鉱物組成は？

多様なTIO2量の玄武岩．
マントルの組成多様性を反映？
多様な噴出様式．

?

若いクレータ
年代・風化年代をもつ成因不明の地形．

マフィック鉱物に富む下部地殻？

KREEP玄武岩．
シリカに富む岩石．

?

深さ200‒500km．

地殻による固有磁場の記録
TRM or SRM?

部分溶融域？
コア-マントル境界？
1240‒1540km?
(Rc=200-500km)?
熱対流によるダイナモの開始？

地震波速度不連続面？分化ー未分化層の境界？
深発月震発生域800‒1100km

重力不安定によるマントル密度構
造の逆転．

?

マントルの組成・状態・温度分布は？揮発性
元素量？

マントル再溶融

二分性

マントルオーバーターン？

")-&*2$

地殻-マントル境界
平均30‒60km?

シリカに富むマグマ
分化度の高いマグマ？地殻の溶融？

?

?

?

現在

高地の火成活動

マントル

オーバーターンに巻込まれて沈積した放射性物質による深部加熱？

61

INA形成

ur-KREEP(最終残液)

イルメナイト晶出(+%'3

スペクトルの暗化・赤化・吸収の弱化．太陽風起源 VS マイク
ロインパクト起源．

KREEP成分の濃集域の形成．

鉄+軽元素．軽元素量は？

'

宇宙風化作用PKT形成

表と裏の結晶化時期の違い
による二分性の形成？

コア形成？

10?

印加磁場：IMF vs ダイナモ
磁化獲得機構：SRM vs TRM．

二分性

マントル上部における高密度イルメナイト層の形成による重力不安定？

注釈?

? 磁気異常の形成

Imbrium盆地形成によるKREEP物質の飛散？

?

彗星衝突？

直径300km以上のクレータの形成．地形的低地、正の重力異常（マスコン）の形成．

マグマ上昇メカニズムは？
マグマ温度．噴出量は？

全部溶融？
vs
一部溶融？

1

巨大衝突盆地の形成?

衝突加熱・表層掘削による減圧加熱・放出堆積物のブランケット効果によるマントルの溶融？

表と裏の結晶化時期の違い
による二分性の形成？

かんらん石・輝石の沈降によるマントル形成

とじ込みB4(61-62).indd

巨大衝突起源のプラズマ雲による磁気異常の形成？
SRM？

20

天体衝突

二分性

LMOのバルク組成は？

原始地球に火星サイズの天体が衝突

円盤物質が集積し月が形成
・集積の時間 1ヶ月〜1年・集積時の重力エネルギーの解放により表層は全球的に溶融？

30

後期重爆撃期仮説
衝突盆地のほとんどは39億年前に形成された？

?

太陽風・マイクロインパクト

小天体の衝突合体・破壊，軌道進化
地球近傍軌道への投入

コアの全固化 or対流の停止?

ダイナモ？



,04

イルメナイト外核形成？

コアの組成・状態？

イルメナイト層のマントル最下層への沈積による外核の形成？

!#/

31.



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