158

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007「平成18年度最優秀発表賞受賞論文」

未解析だったアポロ熱流量観測データ
1,221,223

斎藤 靖之 ，田中 智 ，滝田 隼 ，宝来 帰一 ，アクセル ハゲルマン（要旨）熱流量観測は，惑星内部を「直接」観測することのできる数少ない方法のうちのひとつである．地球での熱流量観測は，2万を超える観測点で実施されている．しかし地球以外で直接，熱流量観測が実施された天体は月だけであり，しかもアポロ15号，17号着陸地点の2点のみである．したがって月の内部構造や進化，起源についての議論を行うために，この限られた月熱流量観測の結果を十分に吟味する必要がある．そのような貴重なデータの一部が，未解析であることが最近になって明らかになった[1]．この未解析期間のデータを既に解析されていた期間のデータと合わせ解析した結果，月の熱流量観測値がこれまで広く信じられてきた値の約1/4に修正された．
これは，これまでに組み立てられてきた月の熱史，起源論を最初から考え直す必要があることを示唆している．

1. アポロミッションと熱流量観測

星内部の主要な発熱源である（惑星によっては集積エネルギーの解放や潮汐加熱が重要であることもある）．

࡯࠲eriment Data

2㧘ቲ᧪Ꮻ৻ 㧘ࠕa 2, Jun Takita

nn3

⎇ⓥᧄㇱ

pace Sciences

ment of Earthation Agency,
Astronauticalpace Sciences

1. ࠕࡐࡠࡒ࠶࡚ࠪࡦߣᾲᵹ㊂᷹ⷰ

そのため熱流量観測は，UやThのバルク存在度を推1.1 ᄤ૕ߩ⴫㕙ᾲᵹ㊂ߣߘߩ᷹ⷰᗧ⟵定するための，直接の観測量となる．さらにUとThは

熱流量とは，天体表面から大気や宇宙空間へ逃げるᾲᵹ㊂ߣߪ㧘ᄤ૕⴫㕙߆ࠄᄢ᳇߿ቝቮⓨ㑆߳ㅏߍࠆ

発熱性放射性元素であると同時に，難揮発性元素でも単位面積，単位時間あたりの熱量で，න૏㕙Ⓧ㧘න૏ᤨ㑆޽ߚࠅߩᾲ㊂ߢ㧘あるので，天体形成時からその総量は（放射壊変をの

1.1 天体の表面熱流量とその観測意義

q NdT[W/m[W/m22]]
dz  (1) （1）

ぞいて）ほぼ不変であると仮定できる．つまりUやThのバルク存在度を推定することは，天体の起源物質をߣ⴫ߐࠇࠆ㧚ߎߎߢq ߪᾲᵹ㊂㧘kkは熱伝導率，
ߪᾲવዉ₸㧘Tと表される．ここでqは熱流量，Tは温度，探ることに直結する．以上のことから，天体の表面熱ߪ᷷ᐲ㧘zߪᷓߐߢ dT/dz ߪᷓߐᣇะߩ᷷ᐲ൨㈩ߢ
zは深さでdT/dzは深さ方向の温度勾配である．マイ

流量は，その天体の起源物質を推定するために直接の޽ࠆ㧚ࡑࠗ࠽ࠬ߇ߟ޿ߡ޿ࠆߩߪ㧘ᾲᵹߪ᷷ᐲߩ㜞
ナスがついているのは，熱流は温度の高いところから޿ߣߎࠈ߆ࠄૐ޿ߣߎࠈ߳ᵹࠇࠆߚ߼㧘᷷ᐲ൨㈩ߩ
低いところへ流れるため，温度勾配の値が負になるか情報をもつと言える．したがって月表面熱流量値を正୯߇⽶ߦߥࠆߚ߼ߢ޽ࠆ㧚ᾲᵹ㊂ࠍ᷹ⷰߔࠆߣ޿߁
らである．熱流量を観測するということは，天体内部ߎߣߪ㧘ᄤ૕ౝㇱߩ✚⊒ᾲ㊂ࠍ᷹ⷰߒߡ޿ࠆߎߣߣ㧘の総発熱量を観測していることと，ほぼ同じ意味を持߶߷หߓᗧ๧ࠍᜬߟ㧚ߒߚ߇ߞߡᾲᵹ㊂ߩ᷹ⷰ୯߇
つ．したがって熱流量の観測値が天体の進化や起源をᄤ૕ߩㅴൻ߿⿠Ḯࠍតࠆߚ߼ߦ㧘ਇนᰳߥ᷹ⷰ㊂ߢ
探るために，不可欠な観測量であることは想像に難く޽ࠆߎߣߪᗐ௝ߦ㔍ߊߥ޿㧚ない．
৻⥸ߦ U㧘Th ߥߤߩ᡼኿ᕈర⚛ߦࠃࠆ⊒ᾲ߇㧘ᖺ
一般にU，Thなどの放射性元素による発熱が，惑ᤊౝㇱߩਥⷐߥ⊒ᾲḮߢ޽ࠆ(ᖺᤊߦࠃߞߡߪ㓸Ⓧ
1. 東京大学大学院 地球惑星科学専攻
ࠛࡀ࡞ࠡ࡯ߩ⸃᡼߿ầ᳤ടᾲ߇㊀ⷐߢ޽ࠆߎߣ߽޽
2. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部ࠆ)㧚ߘߩߚ߼ᾲᵹ㊂᷹ⷰߪ㧘U߿ Th ߩࡃ࡞ࠢሽ࿷
3. Open University, Planetary and Space SciencesResearch Instituteᐲࠍផቯߔࠆߚ߼ߩ㧘⋥ធߩ᷹ⷰ㊂ߣߥࠆ㧚ߐࠄߦU ߣ Th ߪ⊒ᾲᕈ᡼኿ᕈర⚛ߢ޽ࠆߣหᤨߦ㧘㔍ើ⊒ᕈర⚛ߢ߽޽ࠆߩߢ㧘ᄤ૕ᒻᚑᤨ߆ࠄߘߩ✚㊂ߪ(᡼኿უᄌࠍߩߙ޿ߡ)߶߷ਇᄌߢ޽ࠆߣ઒ቯߢ߈ࠆ㧚⋥ធ‫ⷰޠ‬᷹ߔࠆߟ߹ࠅ U ߿ Th ߩࡃ࡞ࠢሽ࿷ᐲࠍផቯߔࠆߎߣߪ㧘߭ߣߟߢ޽ࠆ㧚ᄤ૕ߩ⿠Ḯ‛⾰ࠍតࠆߎߣߦ⋥⚿ߔࠆ㧚એ਄ߩߎߣࠆ᷹ⷰὐߢታᣉ߆ࠄ㧘ᄤ૕ߩ⴫㕙ᾲᵹ㊂ߪ㧘ߘߩᄤ૕ߩ⿠Ḯ‛⾰ࠍ確に決めることは，月の進化や起源はもちろんのこと，他の惑星（特に地球!）の内部構造や起源を議論する上でも重要である．

Mission

1971

1972

1973

1974

1975

1976

1977

1517

図 1： アポロ熱流量観測期間とデータアーカイブの保存状
況． 1976 年 3 月 1 日から 1977 年 9 月 30 日までの期間（斜線の期間）のデータが新しくアーカイブされた．
図中の黒く塗りつぶされた期間のデータは NSSDCで公開されている．白抜きの期間のデータは現在も捜索中である．

未解析だったアポロ熱流量観測データ／斎藤，田中，滝田，宝来，ハゲルマン

159

2. Langsethの解析結果とその問題点

1.2 アポロ熱流量測定実験
月の表面熱流量測定実験（Heat Flow Experiment，以下HFE）はアポロミッションでのALSEP（Apollo

アポロ17号プローブ1で得られたデータを図2に示す．

Lunar Science Experiments Package） の 一 部 と し

このデータは現在，NSSDC（National Space Scienceて ア ポ ロ15号，17号 ミ ッ シ ョ ン に よ っ て 実 施 さ れ

Data Center）[7]から誰でも入手できる．この約3年た．観測地点はそれぞれHadley-Rille（21.6N, 3.7E），半の観測データから，Langsethは温度勾配と熱伝導

Taurus-Littrow（20.2N, 30.8E）で，観測期間はそれ率を推定し，熱流量値を決めた．このデータは次に述

ぞれ1971年7月31日から1977年1月16日まで，1972年12べるような，3つの特徴を有する．

月14日から1977年9月30日までである[2]．アポロHFE（a）観測初期の急激な冷却期間を除き，一貫してセでは，月レゴリスの熱伝導率と深さ方向の温度勾配を独立に測定した．測定された月の熱流量値はアポロ15
22ンサー間の温度差が減少し続けている．
（b）各深さでの温度履歴に極小値を持つ号で31 mW/m [3] ，17号着陸地付近で28mW/m [4]（c）温度プロファイル中の極小値は，浅いところにと報告された．しかしこれらの結果は，観測開始から設置されたセンサーから深いところのセンサー2 ヶ月以下の期間で決められた値であった．

へ時間遅れをもって伝播している．

アポロHFEのP.I.（Principal Investigator）だった

これらの特徴は，アポロ15号で取得されたデータを含Langsethらは，観測開始から1974年までの約3年半のめ，全てのHFEによる観測結果で確認できる特徴であ観測データを用いて，熱伝導率と温度勾配測定の両方る．また，アポロ17号のプローブ1，2で得られた温度の値を再検討した．その結果，月レゴリスの熱伝導率履歴データで，同じ深さでは極小がほぼ同時に現れるは30-50%，温度勾配は5%程度の修正が行われ，熱流量ことは興味深い．

2

観測値はアポロ15号着陸地点付近で21 mW/m ，17号

Langsethらは温度上昇についてのみ言及し，それ2は熱平衡状態へ至る過程であると結論付けた．またの平均値は18 mW/m と結論付けた[5]．今でもこれら平衡状態に至るには，最も深いところにあるセンサ

着陸地点付近で16 mW/m と報告し，さらに月全球で2の値は，月の熱流量観測値として広く受け入れられて257.5いる．
アポロHFE観測データの保存状況について，図1に257.0

示 す．ALSEP Termination Report[2]に よ れ ば， ア

233 cm256.5いる．しかしながらLangsethらはなぜか1975年以降のデータ解析を行わなかった．その後，1975年以降に取得されたHFEデータは，世に知られることなく忘れ去られ，Langsethも1997年にこの世を去った[6]．

淪幧, K

ポロHFE実施期間は1977年9月30日までと明記されて185 cm256.0
177 cm255.5
130 cm255.0

Langsethと親交のあった何人かの方に，直接この理由を尋ねてみた．しかし明確な回答は得られず，”もう十分と思ったのではないか?”という憶測しか得られなかった．しかしだからといって，Langsethらの解析に全く問題点がなかったわけではない．

254.5
1972

1973

19741975帵
図 2： アポロ 17 号プローブ 1 で観測された月レゴリス中の温度変化．図で示した 4 つのデータは，上から深さ233cm，185cm，177cm，130cm で計測されたもの．

160

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

VO
R1

R2をガぺ侢厸瘻拰嘩257.0

VE18 Ω

2Ω

R317-1257.5

V’E

R4VT
VL

図 3： 簡略したアポロ HFE 回路 [10]．太い点線で囲んだ部分がプローブ部分である．I は電流，V は電圧，R は࿑ 3㧦◲⇛ߒߚࠕࡐࡠ HFE
࿁〝[10]㧚ᄥ޿ὐ✢ߢ࿐ࠎߛ
抵抗を表す．四角で囲まれた
4 つの電圧値がテレメ
トリデータとして地球に送られる．Rは白金
1 から R4 ߪ㔚࿶㧘Rㇱಽ߇ࡊࡠ࡯ࡉㇱಽߢ޽ࠆ㧚I ߪ㔚ᵹ㧘Vߪᛶ
抵抗温度計で，この抵抗値の測定により温度ガ決定᛫ࠍ⴫ߔ㧚྾ⷺߢ࿐߹ࠇߚ 4 ߟߩ㔚࿶୯߇࠹࡟ࡔ࠻࡝࠺
される．なお R1 と R4，R2 と R3 は同じ深さで温度測定を行っている．
࡯࠲ߣߒߡ࿾⃿ߦㅍࠄࠇࠆ㧚R1 ߆ࠄ R4 ߪ⊕㊄ᛶ᛫᷷ᐲ

256.5

淪幧, K

IE

256.0

255.5
233 cm185 cm177 cm130 cm255.0254.5
1972

1973

1974

1975

1976

1977

1978

帵

R1 ߣ R4㧘R2 ߣ R3 ߪหߓᷓߐߢ᷷ᐲ᷹ቯࠍⴕߞߡ޿ࠆ㧚ーで，5-7年かかるという見解を示した[5]．最終的に，

図 4： アポロ 17 号プローブ 1 で得られた観測結果．新しく得られたデータ（1976 年 3 月以降）
．1976 年 7 月
15 日 か ら 1977 年 3 月 24 日 ま で は Lunar Surface
࿑ 4㧦ࠕࡐࡠ
ภࡊࡠ࡯ࡉが実施されたため，この期間に1 ߢᓧࠄࠇߚ᷹ⷰ⚿ᨐ㧚ᣂߒ
Profiling17Experiment
HFEは実施されていない[9]．
ߊᓧࠄࠇߚ࠺࡯࠲(1976 ᐕ 3 ᦬એ㒠)㧚1976ᐕ 7 ᦬ 15 ᣣLangsethらは熱伝導率と温度勾配を次のようにしてあった ．ただしこのデータは，バイナリのテレメト⸘ߢ㧘ߎߩᛶ᛫୯ߩ᷹ቯߦࠃࠅ᷷ᐲࠟ᳿ቯߐࠇࠆ㧚ߥ߅求めた．

ߒߚ㧚ߘߒߡ࿾਄ߢߩኒᐲߣቯ࿶Ყᾲ[8]ߩ᷹ቯ⚿ᨐࠍ〯߹߃ߡ㧘ᾲવዉ₸ࠍ᳿ቯߒߚ㧚߹ߚ᷷ᐲ൨㈩ߪ

߆ࠄ 1977ᐕ 3 ᦬ 24 ᣣ߹ߢߪ Lunar Surface Profiling
1Experiment ߇ታᣉߐࠇߚߚ߼㧘ߎߩᦼ㑆ߦ HFE ߪታᣉ

リデータである．そして記録されているのは回路内のߐࠇߡ޿ߥ޿[9]㧚

彼らは3年半の時系列データの周波数解析を行い，とある場所の電圧値であり，温度ではない．したがっ年周期変動に対応する振幅を求め，表面温度の年周期ᐲว޿߆ࠄᐔⴧ᷷ᐲࠍផቯߒߚ㧚て電圧から温度に変換するための変換式が必要となる．
ߣ޽ࠆ႐ᚲߩ㔚࿶୯ߢ޽ࠅ㧘᷷ᐲߢߪߥ޿㧚ߒߚ߇

変動に対応する振幅の減衰率から熱拡散率を推定した．
ߒ߆ߒ Langseth ࠄߩ᷷ᐲ൨㈩ߩផቯᣇᴺߦߪ㧘

数多くの文献に目を通した結果，変換式は明らかになߞߡ㔚࿶߆ࠄ᷷ᐲߦᄌ឵ߔࠆߚ߼ߩᄌ឵ᑼ߇ᔅⷐߣ

ዋߥߊߣ߽ 3 ߟߩ⇼໧߇ᱷࠆ㧚߹ߕ᷷ᐲ਄᣹߇ᾲᐔ
そして地上での密度と定圧比熱[8]の測定結果を踏まえߥࠆ㧚ᢙᄙߊߩᢥ₂ߦ⋡ࠍㅢߒߚ⚿ᨐ㧘ᄌ឵ᑼߪ᣿
ったが，式中の定数が不明であった．ただ幸いなことⴧ⁁ᘒ߳ߩㆊ⒟ߢ޽ࠆߣߔࠆᩮ᜚߇චಽߦ␜ߐࠇߡに，回路図とHFEについて詳細に書かれた文書を入࡟ࠧ࡝ࠬࠍඨή㒢ᇦ⾰ߣ઒ቯߒ㧘᷹ⷰೋᦼߩ಄ළߩて，熱伝導率を決定した．また温度勾配はレゴリスを޿ߥ޿ߎߣ㧘߹ߚߘ߁ߢ޽ࠇ߫(࡟ࠧ࡝ࠬࠍඨή㒢ᇦࠄ߆ߦߥߞߚ߇㧘ᑼਛߩቯᢙ߇ਇ᣿ߢ޽ߞߚ㧚ߚߛᐘ޿ߥߎߣߦ㧘࿁〝࿑ߣ HFE ߦߟ޿ߡ⹦⚦ߦᦠ߆ࠇ

半無限媒質と仮定し，観測初期の冷却の度合いから平手することが出来た[10]．図 3 にその簡単な回路図を衡温度を推定した．

示す．ここで重要な点は，このHFEのセンサー部分に⾰ߣ઒ቯߢ߈ࠆߩߢ)⺋Ꮕ㑐ᢙߢ⺑᣿ߐࠇࠆߴ߈ߢ
޽ࠆ߇ߢ߈ߥ޿ߎߣ㧘᷷ᐲࡊࡠࡈࠔࠗ࡞߇ᭂዊ୯ࠍ

ߚᢥᦠࠍ౉ᚻߔࠆߎߣ߇಴᧪ߚ[10]㧚࿑ 3 ߦߘߩ◲නߥ࿁〝࿑ࠍ␜ߔ㧚ߎߎߢ㊀ⷐߥὐߪ㧘ߎߩ HFE

しかしLangsethらの温度勾配の推定方法には，少߽ߜ㧘ᷓߐᣇะߩᤨ㑆ㆃࠇ߇⺑᣿ߢ߈ߥ޿ߎߣߢ޽

Wheatstone
ブリッジ回路が利用されていることであߩ࠮ࡦࠨ࡯ㇱಽߦ
Wheatstone ࡉ࡝࠶ࠫ࿁〝߇೑↪

なくとも3つの疑問が残る．まず温度上昇が熱平衡状ࠆ㧚․ߦ᷹ⷰߐࠇߚ 3 ᐕඨߩ㑆ߦ㧘࠮ࡦࠨ࡯㑆ߩ᷷

る．ブリッジ回路が使われていることから，かなり厳ߐࠇߡ޿ࠆߎߣߢ޽ࠆ㧚ࡉ࡝࠶ࠫ࿁〝߇૶ࠊࠇߡ޿

ᐲᏅ߇⚂ඨಽߦߥߞߡ޿ࠆߦ߽߆߆ࠊࠄߕ㧘᷹ⷰೋ
態への過程であるとする根拠が十分に示されていない

ࠆߎߣ߆ࠄ㧘߆ߥࠅ෩ኒߥセᱜ߇ᣉߐࠇߚߎߣࠍᦼ
密な較正が施されたことを期待できる．そこで電圧値ᦼߩ࠺࡯࠲ߒ߆⸃ᨆߦ૶ߞߡ޿ߥ޿ὐߪᵈᗧߔߴ߈
こと，またそうであれば（レゴリスを半無限媒質と仮ᓙߢ߈ࠆ㧚ߘߎߢ㔚࿶୯߆ࠄ᷷ᐲߦᄌ឵ߔࠆ㓙ߦ㧘
から温度に変換する際に，次の3 つの仮定を行った．

ὐߢ޽ࠆ㧚

ᰴߩ 3 ߟߩ઒ቯࠍⴕߞߚ㧚1 ὐ⋡ߪ R1 ߆ࠄ R4 ߩฦ定できるので）誤差関数で説明されるべきであるがで1 点目はR1からR4の各白金抵抗センサーは，すべて同きないこと，温度プロファイルが極小値をもち，深さじ特性（ある基準温度に対する抵抗値と，温度変化に方向の時間遅れが説明できないことである．特に観測伴って抵抗値が変化する際の係数の値）を仮定したこされた3年半の間に，センサー間の温度差が約半分に࠺࡯࠲ߪ㧘ቝቮ⑼ቇ⎇ⓥᧄㇱ(JAXA/ISAS)ߩਛߦ޽とである．2点目は⋡ߪ

ߞߚ1㧚ߚߛߒߎߩ࠺࡯࠲ߪ㧘ࡃࠗ࠽࡝ߩ࠹࡟ࡔ࠻࡝
なっているにもかかわらず，観測初期のデータしか解VE

4. ᧂ⸃ᨆ࠺࡯࠲ߩ౉ᚻߣ઒ቯ੐㗄ߎߎߢߪ⹦⚦ߪ⋭ߊ߇㧘1976 ᐕ 3 ᦬એ㒠ߩᧂ⸃ᨆ࠺࡯࠲ߢ޽ࠆ㧚ߘߒߡ⸥㍳ߐࠇߡ޿ࠆߩߪ࿁〝ౝߩ
析に使っていない点は注意すべき点である．

⊕㊄ᛶ᛫࠮ࡦࠨ࡯ߪ㧘ߔߴߡหߓ․ᕈ㧔޽ࠆၮḰ᷷ᐲߦኻߔࠆᛶ᛫୯ߣ㧘᷷ᐲᄌൻߦ઻ߞߡᛶ᛫୯߇ᄌ

ൻߔࠆ㓙ߩଥᢙߩ୯㧕ࠍ઒ቯߒߚߎߣߢ޽ࠆ㧚2 ὐz u V ' E         （2）(2)ߢ⴫ߐࠇࠆz zの値を仮定したことである．テレメトリߩ୯ࠍ઒ቯߒߚߎߣߢ޽ࠆ㧚࠹࡟ࡔ࠻で表される࡝࠺࡯࠲ߦߪ㧘ࡉ࡝࠶ࠫ࿁〝ߩ౉ജ㔚࿶ߢ޽ࠆ V1⪺⠪ߩᚲዻߔࠆ⎇ⓥቶߢ଻▤ߐࠇߡ޿ߚ㧚ߥߗߥࠄEデータには，ブリッジ回路の入力電圧であるVEではなߢߪߥߊ㧘V’E ߇⸥㍳ߐࠇߡ޿ࠆ㧚࿑ 3 ߢ␜ߒߚࠃが記録されている．図 3 で示したように，V
3. 未解析データの入手と仮定事項
᳓⼱ੳ(ᒰᤨ)ቝቮ⑼ቇ⎇ⓥᧄㇱᢎ᝼(⃻࿷ Newton ✬ く，V’߁ߦ㧘V ߩ୯ߪ 3 ߟߩᛶ᛫ࠍ↪޿ߡዊߐߥ୯ߦಽ
E㓸㐳)߇㧘ో ALSEP ࠺࡯࠲ߩࠕ࡯ࠞࠗࡉࠍⴕߞߚ࠹ࠠࠨࠬᄢቇߩਛ᧛ศ㓶ᢎ᝼ߦදജߒߚߚ߼㧘ቝቮ⎇
ここでは詳細は省くが，1976年3月以降の未解析デߦ߽ Exabyte Tape ߦ⸥㍳ߐࠇߚࠦࡇ࡯߇ㅍࠄࠇߚ
ߚ߼ߢ޽ࠆ[9]㧚

ータは，宇宙科学研究本部（JAXA/ISAS）の中にEE*1. 著者の所属する研究室で保管されていた．なぜなら水谷ഀߐࠇࠆ߇㧘ߎࠇࠄߩᛶ᛫୯߇ਇ᣿ߢ޽ࠆ㧚ߎߩ(2)仁（当時）宇宙科学研究本部教授（現在 Newton 編集長）
が，全 ALSEP データのアーカイブを行ったテキサス大ᑼਛߩᷫ⴮ଥᢙࠍz ୯ߣ๭߱[10]㧚z ୯ߪ಴ജߐࠇࠆ学の中村吉雄教授に協力したため，宇宙研にも ExabyteTape に記録されたコピーが送られたからである [9]．

未解析だったアポロ熱流量観測データ／斎藤，田中，滝田，宝来，ハゲルマン

161の値は 3 つの抵抗を用いて小さな値に分割されるが，データが”同時”かつ”同様”に異常を示すはずであ

これらの抵抗値が不明である．この（2）式中の減衰ること，そして回路に起因する変化はテレメトリデー

係数を z 値と呼ぶ[10]．z 値は出力される温度に対して，タにほとんど影響を与えないことを意味する．しかしオフセットのような働きをするが，未知数は z 値だけ

各深さでの温度上昇が一様ではなく，温度プロファイであるので，すでに公開されている1974年までのデール中に極小値が現れるタイミングも異なっている．しタに合うように，z 値を推定した．3 点目は，同じ深たがって数年にわたる温度上昇は，観測機器（回路）さで測定を行っているR1とR4，R2とR3は，同じ抵抗そのものの変化ではなく，センサーが本来の温度を記値をもつと仮定したことである．

録した結果であると考えられる．

新しく得られたデータを含め，現在までに得られた全ての観測結果（アポロ17, プローブ 1）を図 4 に示す．

4.2 観測機器の存在による影響

ここで1974年の終わりから1976年3月まで14 ヶ月のギ

次に考えられる要因は，プローブ（ケーブル）あャップがある．そのためこの温度上昇が，なぜ起きてるいはプローブが挿入された空孔壁面を支えるbore-いるか明らかにしならなければ，外挿することができstemによって，月面から熱輸送が行われていることと，ない．図4に示した1976年以降のデータは，5.3節で述

センサー自身の発熱による温度上昇である．プローブ

べる方法によって z 値を推定し，温度に変換されたも内部には信号伝播のために，厚く断熱材に覆われた金のである．

属（マンガニン）線が存在する．マンガニン線の熱伝

4. なぜレゴリスの温度は上昇し続けているか？

導率は，レゴリスよりもはるかに高い（約10 W/m/K）ので伝熱線ともなる可能性がある．しかしその線径が細いこと，各センサー間での極小値の位相遅れがマン

前章で述べた方法によって，1976年3月以降の温度ガニン線のような高い熱伝導率をもつものでは説明がプロファイルが得られた．ここで驚くべきことは，観付けられないため，ケーブルから伝熱していると考え測開始から5年経過後もまだ温度上昇が継続しているにくい．またbore-stemはエポキシ樹脂で作られており，点である．この理由が明らかにならなければ，正しいレゴリスの熱伝導率と同程度（約0.1 W/m/K）であz値を推定することが出来ない．

ることから，bore-stemも表面からの熱輸送を行って4.1 観測機器そのものの異常いたとは考えにくい．いずれにしろ深さ30cm以深では，レゴリス温度は深さとともに上昇し，深さ2 mで約256最初に疑うべき要因は，回路の経年変化（劣化）Kに達している．この温度は月面の（平均）表面温度の影響である．そこでHFE回路を精査した．アポロ（約210 K）よりも高い．したがって表面からレゴリスHFEでは測定のため，電圧印加をパルス状かつ電位の内部へ一方向に，有意な熱輸送があったとは考えに差の正負を入れ替えて測定するratio measurement

くい．

techniqueが採用されている．この方法によって，経温度を計測しているセンサーは抵抗温度計なので，年変化（劣化）によって変化すると考えられるoffset，電圧がかかれば発熱する．しかし流れる電流量が十gainの値はそもそもテレメトリデータの中に反映され分小さく，その発熱量は0.1μWである．さらに1回のない．またアポロ15号，17号の観測でそれぞれアンプ測定シーケンス2.4秒の間に，パルス電圧の印加はわとマルチプレクサーが1つだけ使用されており，しかずか2.6ミリ秒で，十分な冷却時間が設けられている．

もこのアンプは高いインピーダンスを持つ．このことこの程度の発熱量では，周辺のレゴリスを数度も上げは回路に異常が起これば，全てのセンサーで得られたるほどの熱量にならない．以上の議論により，観測機ߚ㧚ߘߩ⚿ᨐ㧘5 ᐕએ਄ߩ๟ᦼߢ㧘᦬㕙᷷ᐲࠍචಽ᷷ᐲࠍ⸘᷹ߒߡ޿ࠆ࠮ࡦࠨ࡯ߪᛶ᛫᷷ᐲ⸘ߥߩߢ㧘

162㔚࿶߇߆߆ࠇ߫⊒ᾲߔࠆ㧚ߒ߆ߒᵹࠇࠆ㔚ᵹ㊂߇චߥᄢ߈ߐߢᄌൻߐߖࠆᄌേߣߒߡ㧘18.6 ᐕ๟ᦼߩᱦ

ಽዊߐߊ㧘ߘߩ⊒ᾲ㊂ߪ 0.1ǴW ߢ޽ࠆ㧚ߐࠄߦ 1Ꮕㆇേ߇᦭ᗧߢ޽ࠆߎߣࠍ⷗಴ߒߚ㧚ߘߩ᭽ሶࠍ࿑

࿁ߩ᷹ቯࠪ࡯ࠤࡦࠬ 2.4 ⑽ߩ㑆ߦ㧘ࡄ࡞ࠬ㔚࿶ߩශ

5 ߦ␜ߔ㧚ߎߩᄌൻߪ᦬ߩቄ▵ᄌൻߦ⋧ᒰߒ㧘18.6

ടߪࠊߕ߆ 2.6 ࡒ࡝⑽ߢ㧘චಽߥ಄ළᤨ㑆߇⸳ߌࠄᐕ๟ᦼߢᄥ㓁㜞ᐲߩᄌൻࠍ߽ߚࠄߔ㧚ߘߩ⚿ᨐ 18.6

ࠇߡ޿ࠆ㧚ߎߩ⒟ᐲߩ⊒ᾲ㊂ߢߪ㧘๟ㄝߩ࡟ࠧ࡝ࠬ

ᐕ๟ᦼߢ᦬㕙᷷ᐲ߇ᄌൻߒ(ᢙK)㧘ߎࠇ߇࡟ࠧ࡝ࠬ
日本惑星科学会誌
Vol.16.No.2,2007ࠍᢙᐲ߽਄ߍࠆ߶ߤߩᾲ㊂ߦߥࠄߥ޿㧚એ਄ߩ⼏⺰ਛ߳વ᠞ߔࠆߎߣߦࠃߞߡ㧘ᢙᐕ㑆ߦࠊߚࠆ᷷ᐲ਄

᣹ࠍᒁ߈⿠ߎߒߡ޿ࠆߣ⠨߃ࠄࠇࠆ㧚ᄌേ๟ᦼ߇㐳ߦࠃࠅ㧘᷹ⷰᯏེ߇ሽ࿷ߒߡ޿ࠆߎߣߦࠃߞߡ㧘᷷ 変化がわずかであってもほとんど減衰せずにレゴリス器が存在していることによって，温度上昇が起こる可ᐲ਄᣹߇⿠ߎࠆน⢻ᕈߪૐ޿ߣ޿߃ࠆ㧚

能性は低いといえる．

޿ߚ߼㧘⴫㕙᷷ᐲߩᄌൻ߇ࠊߕ߆ߢ޽ߞߡ߽߶ߣࠎ

内部へ伝播する．月面に置かれているALSEP Centralߤᷫ⴮ߖߕߦ࡟ࠧ࡝ࠬౝㇱ߳વ᠞ߔࠆ㧚᦬㕙ߦ⟎߆

4.3

5.3 ᄥ㓁ユ኿㊂ߩᄌൻ
太陽輻射量の変化ᱷࠆน⢻ᕈߪ㧘᦬㕙߇ฃߌࠆᄥ㓁ユ኿㊂߇Ⴧടߔࠆ

StationやPSE（Passive Seismic Experiment） の 機ࠇߡ޿ࠆ ALSEP Central Station ߿ PSE (Passive器ボックス中に温度計が付けられており，ともに1971
Seismic Experiment)ߩᯏེࡏ࠶ࠢࠬਛߦ᷷ᐲ⸘߇

残る可能性は，月面が受ける太陽輻射量が増加するઃߌࠄࠇߡ߅ࠅ㧘ߣ߽ߦ 1971 ᐕ߆ࠄ 1977 ᐕ߹ߢ⛮น⢻ᕈߢ޽ࠆ㧚߽ߒߎࠇ߇⿠߈ߡ޿ࠆߥࠄ߫㧘᦬㕙 年から1977年まで継続して得られている[2]．この結可能性である．もしこれが起きているならば，月面温⛯ߒߡᓧࠄࠇߡ޿ࠆ[2]㧚ߎߩ⚿ᨐߦࠃࠆߣ㧘᷹ⷰ㐿᷷ᐲߩᄌൻ߇࡟ࠧ࡝ࠬౝㇱߦવ᠞ߒߡ᷷ᐲ߇਄᣹ߒ 果によると，観測開始から月面温度は上昇し続けておߚߣ⠨߃ࠄࠇࠆ㧚度の変化がレゴリス内部に伝播して温度が上昇したとᆎ߆ࠄ᦬㕙᷷ᐲߪ਄᣹ߒ⛯ߌߡ߅ࠅ㧘(࠺࡯࠲ߪり，（データは1977年までだが）1978年ごろに極大値1977 ᐕ߹ߢߛ߇)1978 ᐕߏࠈߦᭂᄢ୯ࠍᜬߟࠃ߁
考えられる． ߘߎߢ 5 ᐕએ਄ߩᄌേ๟ᦼࠍᜬߟ⃻⽎ߣߒߡ㧘⚂ を持つような温度プロファイルが得られている．これ
11 ᐕߩ๟ᦼࠍᜬߟᄥ㓁ᵴേߩᄌൻߦࠃࠆⷐ࿃ߩᬌ

ߥ᷷ᐲࡊࡠࡈࠔࠗ࡞߇ᓧࠄࠇߡ޿ࠆ㧚ߎࠇߪ 18.6

そこで5年以上の変動周期を持つ現象として，約11は18.6年の歳差運動による温度変動の予測と一致する．

年の周期を持つ太陽活動の変化による要因の検討を行

18.6年の歳差運動でレゴリス中の温度変動が引き起った．1978年以降の太陽輻射量の観測結果が，NGDCこされているならば，振幅の減衰率と極小値の位相遅⸛ࠍⴕߞߚ㧚1978 ᐕએ㒠ߩᄥ㓁ユ኿㊂ߩ᷹ⷰ⚿ᨐ߇㧘
NGDC(National Geophysical Data Center)ߢ౏㐿ߐࠇߡ޿ࠆ[11]㧚ߒ߆ߒߤߩ᷹ⷰ⚿ᨐ߽ᄥ㓁ユ኿㊂ߩᐕߩᱦᏅㆇേߦࠃࠆ᷷ᐲᄌേߩ੍᷹ߣ৻⥌ߔࠆ㧚

18.6 ᐕߩᱦᏅㆇേߢ࡟ࠧ࡝ࠬਛߩ᷷ᐲᄌേ߇ᒁ߈⿠ߎߐࠇߡ޿ࠆߥࠄ߫㧘ᝄ᏷ߩᷫ⴮₸ߣᭂዊ୯ߩ（National GeophysicalData0.2%એਅߢ㧘᦬㕙ߩ᷷ᐲࠍᢙCenter）で公開されて૏⋧ㆃࠇ߇ᰴߩᑼߦࠃߞߡ੍᷹ߢ߈ࠆ㧚ᄌൻߪᦨᄢߢ߽
K ߽ れが次の式によって予測できる．
ᄌൻߐߖࠆน⢻ᕈߪ߶ߣࠎߤߥ޿㧚いる[11]．しかしどの観測結果も太陽輻射量の変化はAe  z Z / 2O cos(Z t  z Z / 2O ) （2）(2)'T ( z , t ) ߐࠄߦ JPL ߆ࠄឭଏߐࠇߡ޿ࠆᄤᢥᥲ DE405[12]最大でも0.2%以下で，月面の温度を数Kも変化させる

さらにJPLから提供されている天文暦DE405[12]を

ߎߎߢ A ߪ᦬㕙ߢߩ᷷ᐲᄌേ㧘z ߪᷓߐ㧘ȁߪ๟ᦼ㧘
ここでAは月面での温度変動，zは深さ，ωは周期，ǳߪᾲ᜛ᢔ₸㧘t ߪᤨ㑆ߢ޽ࠆ㧚࿑ 6 ߦߘߩ⚿ᨐࠍλは熱拡散率，tは時間である．図6にその結果を示す．

用いて太陽-月間・地球-月間の距離の変動，そして振幅減衰率と位相遅れの両方について，良く説明でき月の歳差運動（自転軸のふらつき）について精査している．以上の議論により，月レゴリスの温度が数年た．その結果，5年以上の周期で，月面温度を十分な間上昇し続けた理由は，月の歳差運動であるといえる．

大きさで変化させる変動として，18.6年周期の歳差運ただプローブ 2の振幅減衰率の計算結果が，プロー動が有意であることを見出した．その様子を図5に示す．

ブ1と比較して小さい．これについてLangsethは，プ

この変化は月の季節変化に相当し，18.6年周期で太陽ローブ2の近くに大きな岩石が存在し，温度場が乱さ高度の変化をもたらす．その結果18.6年周期で月面温れたためと説明しているが，これを裏付ける証拠は何度が変化し（数 K），これがレゴリス中へ伝播するこ1つなく，我々も納得のいく説明が出来ていない．しとによって，数年間にわたる温度上昇を引き起こして

Amplitude attenuation and Phase Lagࠍ↪޿ߡᄥ㓁-᦬㑆࡮࿾⃿-᦬㑆ߩ〒㔌ߩᄌേ㧘ߘߒ

可能性はほとんどない．

ߡ᦬ߩᱦᏅㆇേ(⥄ォゲߩ߰ࠄߟ߈)ߦߟ޿ߡ♖ᩏߒ

いると考えられる．変動周期が長いため，表面温度のかし両プローブで極小値が現れるタイミングがほぼ同゘ギソ゗ 12 /s

k=

100x1.

液〖mにづオソ覓幧60.

゘ギソ゗ 22 /s
2 /s
-8 m
0-8 m
x1x100.6
1.0k=

k=2 /s

-8 m

k=

-8 m

0x1

゘ギソ゗ 1゘ギソ゗ 2にづオソ覓幧襐柽勗〘〠拰帆〯淜蠱

図 5： 1960 年から 1978 年までの月自転軸方向の変化．中心の（0,0）は黄道面に対して垂直な方向を意味する．
18.6 年周期の歳差運動に加えて，1 ヶ月周期の強制振動が顕著である．交転月（27.212 日周期）と近点月（27.555 日周期）の成分が重なっているため，6 年周期のうなりも見える．

椶寐俥〯伎皹逆き帵

図 6： アポロ 17 号プローブ 1 と 2 の観測結果における温度変動の振幅減衰率と位相遅れ．破線と実線は理論曲線で，熱拡散率によって一意に決まる．ここで熱拡散率は，年周期変動から推定された値の，誤差を含む上限値と下限値での結果を用いた．

未解析だったアポロ熱流量観測データ／斎藤，田中，滝田，宝来，ハゲルマン

163

0.31 K/m

淪幧, K帴蠢淪幧, K

0.34 K/m
0.72

1 .3K/m

4K/m曭矕稷紑杝曭矕稷紑杝液〖, m帵

図 7： 正弦曲線でフィッティングされたアポロ 17 号プロー
ブ 1 の全観測データ．最も浅い 130cm での観測結果を除けば，観測結果を良く説明できている．

図 8： 修正されたレゴリス中の深さ方向の温度勾配．全ての直線は，最も浅いところのセンサーの結果を除いて，最小二乗法によって決定した．

時であることを，うまく説明することができる．

結果と比較して次の2つの特徴を持つ．1点目は温度勾

また位相遅れの結果について，もっとも浅い（130配の値が，プローブ1とプローブ2でほぼ一致する点でcm）ところに設置されているセンサーの結果が，大ある．2点目は，正しい結果であるとLangsethが主張きく外れている．これはbore-stem内部の輻射によっしたプローブ1の結果と比較して，値が1/4になることて温度が上昇させられていると考えられる．しかしわである．これは月熱流量値も1/4となることを意味する．

ずか1 Kの変化を定量的に評価することも難しい．

月レゴリスの熱伝導率を12 mW/m/Kと仮定すると歳差運動によって温度が変動しているならば，この[5]，アポロ17号着陸地点付近での熱流量観測値は3.7

温度変動は正弦曲線でフィッティングができる．このmW/m となる．この値は（当然であるが）Langseth

際の正弦曲線の中心値が，各深さでの平衡温度であるによる値の1/4の値である．これは推定される月内部といえる．したがって，この各深さでの平衡温度を用の総発熱量も，1/4になることを意味する．

2

いて，深さ方向の温度勾配を決定できる．このようにLangsethらは月が熱的に定常であること，放射性して温度変化の原因が明らかになったので，正弦曲線元素が月内部で一様であることを仮定し，月内部のバを用いることで1974年までのデータを外挿できる．そルクU存在度を46 ppbと推定した[5]．一方で本研究にこで最も温度変動が安定している，アポロ17号プロー

よって，月内部のバルクU存在度は9.5 ppbと推定さ

ブ2，234cmでの温度プロファイルを用いてz値を決定れる．この値も月が熱的に定常であることを仮定してした．得られた z 値は183.39であった．

いるため，月バルクのU存在度の上限値であると考えられる．この結果は地球のシリケイト部分（地殻+マ5. 下方修正された月熱流量値と月材料物質の推定ントル; 20 ppb）[13-14]や普通コンドライト（16 ppb）
[15]と比較して約半分の値であり，月の材料物質は，地球や普通コンドライトとは，異なるものから出来た本研究によって新しく得られた月レゴリス中の温可能性を示唆する．

度勾配は，プローブ1，2ともに約0.3 K/mである．図8に，アポロ17号着陸地点での温度勾配の観測結果を，6.まとめと今後の課題

Langseth et al.（1976）[5]の結果と共に示す．本研究によって新しく求められた温度勾配は，Langsethの本研究の結論として，月熱流量値が大幅に下方修正

164

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

され，月の材料物質は地球と異なるという結果を得た．

[9] Nakamura, Y., 1992, UITG Tech. Rep. 118

しかしこれは最終的な結論ではない．それはレゴリス[10] Lauderdale, W.W. and Eichelman, W.F., 1974,の熱伝導率の再検討を行っていないからである．1.1
節で述べたように，熱流量値は温度勾配と熱伝導率のNASA TM X-58131[11] http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/

積で表される．つまり熱伝導率は，熱流量値の決定に

ftpsolarirradiance.html#sorce

際して，温度勾配と同等の重みを持っている．したが[12] http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizonsってその再評価なしに，熱流量値が決定されたと結論[13] Ringwood, A. E., 1979, Springer-Verlag New

付けることはできない．また，JPL DE405を用いた，

York, Inc.

アポロHFEの観測結果の数値再現実験も試みたが出来[14] Taylor, S. R., 1982, Planet. Sci.ていない．これは月レゴリスが深さ方向に大きく変化[15] Mason, B., 1979, U.S. Geol. Surv. Prof. Pap.,

しているためであると考えられる[16-17]．後者を完墜[16] Keihm et al., 1973, Lunar Sci. Conf. 3, 2503

させることは難しい．しかしLangsethが正しくない[17] Horai, K, 1981, Phys. of Earth and Planet.

結果だと結論付けたヒータ印加によるその場実験デー
タの再解析，実際に（擬似）レゴリスの熱伝導率測定実験を実施することを含め，レゴリスの熱伝導率を精度良く決定することが，今後の課題であると考えている．

謝辞

未解析だったアポロデータの発掘に際して，テキサス大学の中村吉雄教授と東京工業大学の小林直樹氏に大変お世話になりました．この場を借りて感謝の意を申し上げます．また有益なコメントを下さった査読の高木様（愛知東邦大学）にも感謝いたします．

参考文献[1] 斎藤他, 2006, JGU予稿集, #P232-P008[2] Bates, J. R. et al., 1979, NASA RP-1036[3] Langseth, M. G. et al., 1972, NASA SP-289, 11-1
[4] Langseth, M. G. et al., 1973, NASA SP-330. 9-1[5] Langseth, M. G. et al., 1976, Proc. of Lunar Sci.
Conf. 3, 3143
[6] http://www.hq.nasa.gov/alsj/langseth.html[7] http://nssdc.gsfc.nasa.gov/[8] Carrier, W. D. et al., 1974, The Moon 14, 263

Interior 27, 60