超高感度広帯域地震計による惑星内部モニタ／新谷 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」

超高感度広帯域地震計による惑星内部モニタ
新谷 昌人 ，西川 泰弘 ，堀 輝人 ，小林 直樹 ，白石 浩章 ，
34
鹿熊 英昭 ，石原 吉明
11

1

22

2012年7月4日受領，2012年7月30日受理．

（要旨）地震観測は地球や惑星の内部構造を高い分解能で探査できる手段である．本稿は地下深部の高温環境や惑星表面の低温・高放射線環境など，極限環境における観測をめざした地震計開発について述べる．レ
ーザ干渉計測を用いることにより，高い精度を維持したまま極限環境において動作できることが特徴である．
プロトタイプを用いた性能評価では，1 mHz ～5 Hz の帯域で地上の Low Noise Model の振動レベルが検知できる雑音性能であることを確認した．仮に火星表面に設置できれば，火星大気によって励起される常時自由振動の予想レベルを検知可能で，その固有周波数から火星のコアに対する制約が得られるかもしれない．

1. はじめに造探査から得られる成果のインパクトのためこれまでも各国で地震探査計画が立案され検討されてきた．と地震観測は地球の内部構造を調べる強力な手法であくに，地震国である我が国はこれまで地震学に多くのり，現在では世界規模で展開された地震観測網の記録貢献があり，そのような計画を主導する役割があるとを用いて，地殻から内核までのさまざまな深度におけさえ思える．従来の月・惑星探査の地震観測は，搭載る内部構造が明らかにされている．内部構造の情報は機器の制限から，0.1 Hz ～数十 Hz までの比較的短周地球の生成過程やその組成・分化を議論するうえで欠期の観測帯域の地震計が用いられた．地球の場合，地かせない．地震観測およびそれから得られる内部構造

震波の減衰のため，中心部を含む全球的な構造を決定の情報は地球以外の天体においても天体の形成や進化するためには 0.1 Hz 以下の長周期地震波を観測できを問ううえで重要である．月・惑星探査においても過る，いわゆる広帯域地震計による観測が必要である．

去に地震観測が試みられた．アポロ計画で月の表面の月・惑星における減衰の様子は地球と同じではないが，５か所に地震計が設置され，月震の観測により，月の同様の広帯域地震観測が望ましい．実際に，月や火星地震活動や内部構造に関する知見が得られている [1]．の地震探査で短周期地震計とともに広帯域地震計を搭

月震の観測は 1970 年代で終了しているが，そのデー載する計画が立案されている．しかし，既存の広帯域タは地震学の最先端の手法を用いて現在でも再解析が地震計の方式では性能面の限界や極限環境における動行われている．火星探査では，バイキングの着陸機内作に未知の部分がある．そこで本稿では独自に開発し部に地震計が搭載され観測が試みられたが，表層風のている極限環境に耐性をもつレーザ干渉型広帯域地震影響で十分な精度の観測ができず，地震活動に関する計を用いた地震探査を検討し，期待される成果や開発情報も限定的なものであった [2]．

状況を紹介する．

月・惑星における地震探査は近年実現されていないが，その間の地震計測技術や解析手法の進歩，内部構

2. 期待される成果

1. 東京大学地震研究所
2. 宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所
3. 中央大学
4. 国立環境研究所
araya@eri.u-tokyo.ac.jp

れぞれについて多くの成果が期待されるが，本節では■2012遊星人Vol21-3.indd289

本稿で想定している対象天体は月と火星である．そ広帯域地震計単独で期待される成果の概要を中心に観2012/09/13

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012,-liquid coresolid, liquid core
core statesradiussolid liquid
650,1800km

0 S20 S30 S40 S50 S60 S70 S8

0.498

0.804

1.15

1.53

1.92

2.30

2.66

liquid1800km

0.387

0.624

0.883

1.15

1.43

1.69

1.93

liquid1700km

0.445

0.720

1.02

1.34

1.64

1.92

2.17





small liquid core
自由振動の

周波数(mHz)

図1： 火星の各コアモデルに対する自由振動の固有周波数．nSlは振動モードを表し，nとlはそれぞれradial orderおよびangular order（半径方向および角度方向の節の数），SはSpheroidal mode（伸び縮み振動）を示す．

./



!"#$%&'()*+

図2： レーザ干渉式広帯域地震計の構成．地震計本体に組み込まれた振り子の動きをレーザ干渉計で高精度に検出する．本体には半導体素子が含まれておらず，極限環境で使用できる．

測対象ごとに述べる．より詳細な地震観測によるサイ厚の推定値は最薄値を 0 km と仮定し地殻厚の相対分

エンスの検討は例えば文献 [3] や [4] を参照されたい．

布を求めている．１点でも地殻厚の絶対値が精度良く

2.1震源から得られる情報決定できれば地殻の平均厚や総量が決められることになり，地殻の分化過程を理解する鍵となる．同様に下アポロ計画の地震計による観測によって月の地震活部マントル境界からの反射波の有無や程度がわかれば，動が明らかになっている．本提案で高感度な広帯域地

物質化学的な考察からマントル構成物質と温度に制約

震計を月面縁近くもしくは裏側に設置することで，こを課すことができる．

れまで不鮮明であった月の裏側の月震活動を同定することができる．表側と裏側の地震活動を比較すること

2.3

コアサイズの同定により，月の 2 分性がマントル深部にまで達している

金属核であるコアのサイズを決定することは，月・かが明らかとなる．また，アポロ観測期の活動度との火星の形成シナリオや組成に強い制約を与える．また，比較から月震活動の経年変化の有無がわかる．地震波

コアの固相，液相の状態は深部の温度状態の制約を与スペクトル形状から読み取れるコーナー周波数からは，える．月の場合は，アポロの月震観測から 330～350

震源域の規模の情報を引き出すことができる．もし，km 程度のコアの存在が示唆されているが [5]，確定的地震観測が多点に展開できれば，震源の分布やメカニなものとは言えない．火星のコアのサイズについてはズムから内部の応力状態が理解できる．

測地学的な観測から推定されているものの，構成成分

火星においては地震計の設置方法にも問題がありこの仮定に応じた不確定さがある．いずれの場合も，コれまではっきりとした地震波は観測されていない．火ア表面からの反射波あるいは地震によって励起される星表面での本格的な観測が実現できれば火星の地震活

惑星自由振動をとらえるために広帯域地震観測が必要

動に関する初めての知見がもたらされる．断層起源あである．図 1 は 3 つの単純化されたコアモデルに対す

るいは火山性の地震が観測されれば火星内部の活動にる惑星自由振動の固有周波数を示したものである [6]．

ついての理解が深まる．月の場合と同様に，震源の分1800 km のコア半径を仮定した場合，内部に半径 650

布やメカニズムから応力状態や火山活動の形態が同定

km の固体部分がある場合とすべて液体の場合で，2できる．

mHz 以下の低次の固有周波数に 30% 程度の違いが生

2.2反射波から得られる知見

じる．一方，液体コアのみの場合，100 km の半径の違いは 15% 程度の固有周波数の差として表れる．火地殻－マントル境界（モホ面）からの反射波や変換波星の場合は地震活動の有無が不明であるが，大気運動を観測できれば，それらの波の解析により地殻厚を推で励起される常時自由振動が 1 ngal 程度の振幅で励起定できる．現状の重力・測地データから得られた地殻されている可能性が指摘されている [7]．もし火星常■2012遊星人Vol21-3.indd

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時自由振動の低次のモードの周波数が観測できればコアサイズの同定に寄与できる．実際の火星の常時自由振動のレベルは観測してみないとわからないが，地球常時自由振動を検出可能な性能を持っていることが一つの目安である．本提案の地震計の検出性能はこのレベルに基づいて設定されている．

2.4

他の観測機器との連携地震観測と相補的な観測として，測地観測・電磁場観測・熱流量観測等と組み合わせることでより信頼性の高い内部構造モデルの構築が可能となる．逆 VLBIや天測観測等の測地観測から得られる回転変動から地震観測とは相補的にコアサイズやその様態が制約され

図3： レーザ干渉式広帯域地震計のBBM．写真右手は干渉計にレーザ光を入出射するための光ファイバ．

る．電磁場観測から得られる電気伝導度構造から内部の温度構造や流体の存否が推定され，地震波速度構造の物質化学的解釈を深めるうえで大きな役割を果たす．
通信リレー衛星等のオービタを利用して上空から隕石衝突が観測できれば [8]，その発光源の位置を既知の震源とみなすことで，地殻から上部マントルにかけての地震探査による内部構造推定に大いに貢献する．
このように，地震観測により広域応力場，地殻構造，火山活動，コア状態・サイズなど地表から地下深部に至るさまざまな惑星内部の情報を引き出すことができる．これらは月・惑星のモデルに強い制約を与え，現在の内部状態や構成物質のみならず初期形成過程や進化など月・惑星の本質を議論するうえで欠かせない．

図4： 地震研究所鋸山観測所（千葉県富津市）の坑内における性能評価．BBMは真空容器（写真右奥）に収められている．

とくに深部構造（マントル構造，コア状態・サイズ）は環境の制御された着陸船内部に置かれる．2 つの部分

長周期地震波の観測が必要であり，広帯域地震計が不は耐環境性の高いメタル線と光ファイバで接続される．

可欠である．

地面に対して振り子の動きを静止するような負帰還制御の信号から地面振動出力が得られる．

3. レーザ干渉式広帯域地震計

表層付近から深部における構造を地震波を用いて探査するために，地震計の周波数帯域（正確には，地面月・惑星探査の極限的な環境条件においても使用で振動速度に対する応答が平坦な帯域）は 1 mHz ～50きる地震計とするために，図 2 のように地震計本体とHz とした．長周期の地震波を必要な精度でとらえる制御回路等を分離し，地震計本体側に耐環境性能を持ことができるように，地震計本体の振り子は 50 秒以たせる構成とした広帯域地震計を開発している [9]．

上の固有周期を持つように調整できる構造となってい地震計本体は金属や石英ガラス等で構成され，振り子る．振り子部分が機械的に弱い構造であるため，ロケの動きの検出はレーザ干渉計による光計測を用いてい

ット打ち上げ時や着陸時の振動に耐えるようとくに支るため本体には半導体素子が含まれておらず，低温か点の部分（ヒンジ）を工夫した．

ら高温までの広い温度範囲（－ 50℃～300℃程度）かつこのような広帯域地震計の Breadboard Model（試作

宇宙放射線環境下でも使用できる．制御回路やレーザ試験用モデル，BBM，図 3）を製作し地上で性能を評

光源は恒温ケース内に収められ，通信機器等とともに価した．図 3 の地震計本体には振り子が収納されてお■2012遊星人Vol21-3.indd291

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 3, 2012（a） 10–4（b）10–6–710Acceleration (m/s /Hz )1/2–610BBMSTS1–710–810–910

Low Noise Model–1010（地球の最小地面振動モデル）–1110–3–2

10–11010Frequency (Hz)火星常時自由振動レベル

–8102

2

1/2

Acceleration (m/s /Hz )

–510

目標ノイズ

–910レベル–1010

振り子熱雑音–1110–1210レーザ干渉計ノイズ–1310–1410010

Low Noise Model

–3

–2

10–1

1010Frequency (Hz)010

図5： STS1型地震計との並行観測の結果（a），および地震計の各雑音レベルと火星常時自由振動レベル（b）．これらの結果から，レーザ干渉式広帯域地震計は火星大気で励起される低次の常時自由振動が検知できる性能と見込まれる．

Temperature

0612Hour1824（b）

4600
Fringe output

3500

214000–1300–2200–3–4

Temperature

100–5–634Hour

5Temperature (deg.)

Fringe output

90
80
70
60
50
4030
20
100–10–20–30–40–50
30

Fringe output (a.u.)

65
4
32
10–1–2–3–4–5–6–7–8

Temperature (deg.)

Fringe output (a.u.)

（a）

60

図6： レーザ干渉計部分の温度変化に対する干渉縞コントラストの変化．図6（a）は－50℃～ 40℃までの低温側を含む結果，図6（b）は20℃～ 300℃までの高温側の結果である．昇温時の温度勾配による光軸ずれと考えられる一時的なコントラストの低下（100℃付近）および干渉縞の消失（290℃以上．光学部品固定バネの軟化による光軸ずれ）を除けば，干渉計は月・惑星探査で想定される温度範囲で動作可能と結論される．

り，干渉計用の光ファイバが引き出されている．静穏計の真の自己雑音は背景地面振動のため直接測定するな環境で雑音レベルを評価するために，地震観測所坑ことはできないが，レーザ干渉計単体での雑音レベル

内（東京大学地震研究所鋸山観測所，千葉県富津市）
での実測に基づく予測値や振り子の力学的損失から見積

既 存 の 高 性 能 広 帯 域 地 震 計（STS1 型 地 震 計，もられる熱雑音レベルの結果からは，火星大気で励起Streckeisen 社）と並行観測し信号の比較を行った．大されると考えられるレベルの低次の常時自由振動が検気の流れや浮力の擾乱をさけるために，BBM は真空知できる性能と見込まれた（図 5（b））．

容器に収められた状態で観測を行った（図 4）．その結

このように，BBM を用いた評価では目標とする性果， 図 5（a）に 示 す よ う に 背 景 地 面 振 動 レ ベ ル ま で能が達成されているとみられる．また，レーザ干渉計

STS1 と同等の検出性能があることがわかった．地震部分の動作可能な温度範囲を調べるために，干渉計部■2012遊星人Vol21-3.indd292

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分のみを真空中の恒温槽に入れ，温度変化を与えて干提案で想定した常時自由振動レベルは一つの励起モデ渉縞コントラストを測定した．図 6（a）は－ 50℃～40ルに基づいたものであり，それを検出できる性能面の℃までの低温側を含む結果，図 6（b）は 20℃～300℃ま要求は，地震観測の可能性を高めるための方策の一つでの高温側の結果であり，290℃以上で干渉縞が消失といえる．設置点に共通する要求は風によるノイズのしていることを除けば，月・惑星探査の温度範囲をカ

影響が少なく，表面に安定に設置できることである．

バーする干渉計の動作が確認できた．

選定した場所に確実に地震計を設置し，良質な観測を継続するための技術の具体化も今後必要である．

4. 今後の開発検討課題
5. むすび以上の結果を踏まえ，次の段階として探査に必要なシステム化や省電力化などの技術開発に移行する予定

本稿では月・惑星において広帯域地震計を用いた内である．地震計本体はさらに小型のものを製作し（10部構造探査について述べ，その期待される科学的成果

cm 立方程度のサイズ），性能評価や耐環境試験を行っおよびレーザ干渉式広帯域地震計の開発について紹介ている．システム化に必須の装置の自動化（初期調整した．広帯域地震観測はとくに月・惑星の深部構造をやドリフト補正）については，マイコンを組み込んだ明らかにすることが期待され，対象天体の組成や進化制御システムを BBM に付加し正常に機能することをの過程を理解するための重要なデータを提供すること確認した．設置方法についても検討を進めており，火になるであろう．レーザ干渉計測を用いることにより，星表面の表層風の影響を低減するために，流線形の覆高い検出性能と耐環境性能を両立した地震計が開発でいの効果を風洞試験装置による実験と流体シミュレーきる見込みが得られている．現状では機器の性能面のションの両面から検証している．その結果に基づいて，本質的な部分と耐環境性能の一部を実証した段階であ

火星表面の最大風速に近い 60 m/s 程度の風による浮り，今後ミッション提案にむけて，現実的な多くの開力や回転モーメントの影響を避けられる覆いの形状が発課題をクリアする必要がある．光計測自体は耐環境提案されている [6]．また，本体のさらなる小型化が性が高く，月・火星以外にもより低温の外惑星の氷衛できれば，ペネトレータのように埋設することも可能

星や水星・金星などの高温環境における探査へも適用となる．ただし，広帯域地震計は短周期地震計ほどのできる手法である．

耐衝撃性能が期待できないため，自由落下による打ち込みではなく，表面設置状態からの自己埋設方式が有参考文献

力であると考えている [10]．ミッションにおけるリソースの制限もあるため，いくつかの実現可能な方法を[1] Nakamura, Y., 1983, JGR 88, 677.

検討し，最適化された方式を採用することになるであ[2] Anderson, D. L. et al., 1977, JGR 82, 4524.
[3] 小林直樹 他，2009，日本惑星科学会誌 18，84．

ろう．
地震計の設置場所については，月の場合は技術的に[4] 田中智 他，2011，日本惑星科学会誌 20，4．

可能であれば月面縁近くあるいは裏側へ設置し，月の[5] Weber, R. C. et al., 2011, Science 331, 309.

裏側からの情報が得やすい配置が望ましい．火星の場[6] Nishikawa, Y., 2012, Master thesis, University of合はそもそも地震活動が明らかでないため，確実に地Tokyo.

震観測できる保証はなく，設置点の選定には検討を要[7] Kobayashi, N. and Nishida, K., 1998, Nature 395, 357.

する．地形的な考察から地震活動の可能性が高いと思[8] Ortiz, J. L. et al., 2006, Icarus 184, 319.

われる Tharsis 地域が候補の一つであるが，そこを震[9] Araya, A. et al., 2007, in Proc. of International

源とした地震波を裏側で捉えコアからの情報を得るとSymposium on Underwater Technology 2007, Tokyo,いう考えもありうる．また，大気励起の常時自由振動

Japan, 17-20 April, 2007, IEEE, 245.

はグローバルな現象であるため設置点の制約は緩いが， [10] 安田進 他，2011，日本機械学会論文集 77，3405．
励起される振動レベルの見積もりに不定性がある．本■2012遊星人Vol21-3.indd

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