地震波トモグラフィーからわかるProcellarum KREEP Terraneの深部構造／趙，荒井

11

特集「月科学の最先端と今後の展望:月はどこまでわかったか？その2」

地震波トモグラフィーからわかる
Procellarum KREEP Terraneの深部構造
趙 大鵬 ，荒井 朋子
1

2

2010年10月28日受領，2011年2月8日受理．

（要旨） 月のProcellarum KREEP Terrane（略してPKT）は，月表側の特異な地域である．PKTは月面の約15%にすぎないが，トリウムなどの放射性熱源元素の大部分がこの地域に濃集する．我々は，月表側のトリウム分布と地震波トモグラフィーに相関があることを発見した．トリウム濃度が高い地域はS波速度が遅く，その低速度異常は深さ250kmから400kmに及ぶ．この事実は，S波速度低下を生じている温度（あるいは組成）異常がPKT地域の深さ250-400kmのマントルにまで及ぶことを示している．この結果は，表層で観測されたトリウム濃集がマントル深部にまで及ぶ可能性があることを示唆するとともに，現在の熱的状態やマントルダイナミクスを理解する上で重要な制約となる．

1. はじめに起こされ，月地殻深部が露出していると考えられている．

これまでの多くの地球化学的及び地球物理学的観測

PKT は高濃度のトリウムや希土類元素などの微事実から，月表層は多様であり，とりわけ月の表側と量元素が月面の 15％程度の領域に分布することから，裏側では，地形，重力場，地殻厚，地殻組成などが大マグマオーシャンの最終残液に相当すると考えられてきく異なることがわかっている．これらの表裏二分性いる．この地域の表層にだけ微量元素が濃集した原因の起源はよくわかっていないが，月形成史におけるやメカニズムはよくわかっておらず，月科学の大きな様々なプロセス（たとえば，マグマオーシャンの二分謎の一つである．マグマオーシャンが非対称に結晶化的結晶化，マグマオーシャン固化後の二次的マグマ活し，何らかの原因で表側に最終残液が濃集した可能性

動の非対称分布，表裏非対称な隕石衝突頻度や規模なも示唆されているが [e.g., 2]，なぜそれらが表層に分ど）の集積結果であると考えられる．

布するのかはよくわかっていない．マグマオーシャン

月面は鉄濃度とトリウム濃度の違いから，大きくの結晶化順序を考慮すると，最終残液生成前に，地殻三つの異なる地域に分類される [1]．鉄，トリウム濃とマントルは結晶化していると想定されるため，最終度 と も に 低 く， 斜 長 石 に 富 む Feldspathic Highland

残液層は，地殻とマントルとの境界に生じると推定さTerrane（FHT），鉄，トリウム濃度ともに非常に高れる．この地域は，月表側で直径 500km 以上の巨大い Procellarum KREEP Terrane（PKT）， 月 裏 側 南衝突クレータ形成の結果，地殻の厚さが他の地域に比極付近の巨大クレータとその周辺地域は South Pole-べて極端に薄い地域であるため [3]，現在表層に見え

Aitkens basin Terrane（SPAT）と呼ばれ，中間的な鉄，ている微量元素濃集は，地殻とマントルとの境界にかトリウム濃度を持つ．FHT は，月形成初期のマグマつてあった最終残液層に相当するのか，あるいは，マオーシャン結晶化物である地殻に相当すると考えられグマオーシャン固化後の火成活動により，微量元素にている．SPAT は巨大隕石衝突により，月地殻が掘り富むマグマが表層に移動し，噴出したものかもしれな

1. 東北大学 地震噴火予知研究観測センター
2. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
tomoko.arai@it-chiba.ac.jp■2011遊星人Vol20-1製版.indd

11

い．現時点でこの議論には決着がついていない．一方，
マグマオーシャン固化のモデル計算から，微量元素や2011/03/16

18:44:41

12

日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011

チタンや鉄などの液層濃集元素に富む層が，地殻とマントル境界部に存在したとしても，その後，重力不安

2. 月の地震波トモグラフィー

定によりダイアピールとして沈降したり [4, 5]，マグネシウムに富む，より密度の小さいマントルとひっアポロミッションの期間中に，5 地点で月震観測がくり返りが生じることが示されている [6]. したがって，行われた（図 1）． ア ポ ロ 12 号，14 号，15 号，16 号 に

PKT の表層微量元素濃集と地下深部における微量元搭載された月震計は，1969 年から 1977 年まで稼働し，素濃集領域の分布は，推定の域を出ない．

約 12000 個の月震を観測した [10]．8 年間の観測の中で，PKT で 観 測 さ れ る ト リ ウ ム， カ リ ウ ム， ウ ラ ン

浅発月震，深発月震，熱的月震，と隕石衝突の 4 種類

[e.g., 7, 8] などの元素は，放射性同位元素で，放射性の月震が観測された．深発月震は 750-1400km の深さ熱源となる．微量元素，アルカリ元素，熱源元素であ範囲で，約百か所の特定の震源（nest）で繰り返し発生

る，これらの元素の月全体量は，月の起源を推定するしていることが観測された [10]．それらの深発月震は，ための重要な制約である．PKT にはこれらの元素が潮汐力に起因すると考えられている [11, 12]．これまで，集中的に存在するため，この地域におけるこれらの元多くの研究者がアポロの地震観測網で観測された月震素の存在度が月全体量推定を左右する．しかし，これ波到達時刻データを使って，月内部の一次元地震波速らの元素の深さ方向分布が不明であるため，約 60km度構造を推定している [e.g., 11, 13-19]．また，アポロの厚さの PKT 地域の地殻に，表層と同等の濃度でこの月震データに基づき，横方向の月地殻厚さ変化を推れらの元素が均等に存在し，マントルにはほとんど存定されている [20]．

在しないという，単純な仮定をおいて見積もられており，現在の推定精度が非常に粗い．

Zhao et al.（2008）[21] は，月震のＰ波とＳ波の到達時刻データに地震波トモグラフィー法 [22-23] を適用

アポロ試料及び月隕石の分析結果から，斜長石に著し，月内部の三次元 P 波と S 波速度構造及びポアソン

しく富む岩石や鉄やチタンに富む玄武岩の存在が明ら比（Poisson's ratio）構造の推定を行った．彼らの研究かになり，月の物質分化は地球と大きく異なることがでは，[10] 及び [17] が整理した月震波データが用いらわかっている．偶然にも PKT に着陸したアポロ 12 号，れた．月震観測では，P 波データよりも S 波データが14 号，及び 15 号が持ち帰った試料には，微量元素に多く取得されているため，S 波トモグラフィーがより富む岩石（カリウム（K），希土類元素（REE）, リン（P）などの元素に富むことから，総称して KREEP 岩石（または物質）と呼ばれる）が多く含まれる．それらの希土類元素の絶対濃度には幅がある一方（CI コンドライトの 100 倍から 1000 倍），コンドライト濃度で規格化した相対濃度のパターンは共通して軽希土類元素に富む．
KREEP 物質は，マグマオーシャン結晶化過程で，不適合元素が濃集した最終残渣に由来すると考えられている [9]. この KREEP 物質が，PKT で観測されている1715トリウム濃集と関連している可能性が高い．
アポロ探査では，稼働した四つの地震計の内，PKT地域に三つの地震計が設置され，月震の観測が行われた．本研究では，これらの月震波データを地震波トモ

121416

グラフィー法で解析した結果と，表層のトリウム分布との相関を評価するとともに，PKT の深さ方向の構造・物質分布を考察する．

■2011遊星人Vol20-1製版.indd

12

Figure 1

図1： 月表側表層のトリウム分布とアポロ探査で月震観測が行われた５地点．図は[7]から引用し，着陸地点を加筆した．
アポロ12号，14号，15号，16号は，月震計による月震観測を行った．

2011/03/16

18:44:42

地震波トモグラフィーからわかるProcellarum KREEP Terraneの深部構造／趙，荒井

13

Figure 3

Figure 2
図2： 使用したS波の到達時刻データを持つ月震（白丸印）の分布（a）
平面図,（b）南北方向の断面図,（c）東西方向の断面図．
図（a）の白三角印は，アポロ探査で地震計が設置された４地点を示す．図（b）及び（c）は月の中央子午線と赤道に沿った断面である．図（b）及び（c）の点線は月震の震源分布をわかりやすく示すために，400km，650km，1000kmの深さを表したものである．図は[21]から引用した．

図3： 使用したS波到着時刻データの波線分布．（a）平面図,（b）南北方向の断面図,（c）東西方向の断面図．図（a）の白丸印
は月震分布，白三角印は4箇所のアポロ地震計設置点を示す．図は[21]から引用した．

精度よく決定されている [21]．図 2 に 381 個の S 波到達

震波の走時と伝播経路は，3 次元波線追跡法 [22] を用

時刻データが得られた 123 個の選ばれた震源分布を示いて精確に計算された．観測点の高さは，3 次元波線す．

追跡とトモグラフィーインバージョンには考慮された．

上記の選別された月震データをトモグラフィー法でそして，damping と smoothing をかけた最小二乗法解析するために，月内部を 1000km の深さまで，3 次を用いて，観測方程式を解き，各格子点におけるＰ波元格子点を設定した．水平方向の格子点間隔は 10 度とＳ波の速度を求めた [22, 24].

（赤道で約 303km 間隔）であり，これは地球での全マ

本研究で使用された全ての月震の震源パラメータは，ントルトモグラフィー解析における格子点間隔と同等[14] の一次元地震波速度モデルを用いて決定されたのである [e.g., 23-24]．深さ方向には，20, 150, 300, 500,で，この一次元地震波速度モデルを 3 次元トモグラフ700, 900 km の計６層の格子点メッシュを設定した．

ィーインバージョンの出発モデルとした．図 3 はトモ

各格子点におけるＰ波とＳ波速度は未知数である．月グラフィー解析で用いた 381 個の S 波データの波線分■2011遊星人Vol20-1製版.indd

132011/03/16

18:44:42

14

日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011

Figure 4
図4： S 波トモグラフィーの異なる深さにおける平面図．赤色箇所は低速度分布，青色箇所は高速度分布を示す．一次元地震波速度モデル [14] からの地震波速度のずれ（%）をカラーバーで示す．白三角印は4箇所のアポロ地震計設置点を示す．図は[21]から引用した．

■2011遊星人Vol20-1製版.indd

142011/03/16

18:44:43

地震波トモグラフィーからわかるProcellarum KREEP Terraneの深部構造／趙，荒井

15

A15
A12
A14 A16

Figure 5
図5： 下図の示す４つの異なる断面でのS波トモグラフィー分布．赤色箇所は低速度異常，青色箇所は高速度異常を示す．
一次元地震波速度モデル [14] からの地震波速度のずれ（%）をカラーバーで示す．白丸は各断面図における150km幅以内で起こった月震を示す．白三角印は4箇所のアポロ地震計設置点を示す．図は[21]から引用した．

布を示す．これらの S 波データの波線はアポロ月震観った．得られたトモグラフィーの結果を確かめるため測網の直下のマントルを良くカバーしていることがわに，多くの分解能テストを行った [21]．その結果，アかる．いくつかの裏側の深発月震データ [10] も，波線ポロ地震観測網下のマントルにおいて，トモグラフィ分布に貢献している．

ーの分解能は約 300 km であることがわかった．

図 4 及び図 5 に，得られた S 波トモグラフィー [21]の平面図と垂直断面図を示す．また，月震も同時に示

3. 低速度異常と PKT 深さ分布されている．結果として，月の地殻とマントルにおいて，地震波速度の顕著な不均質が存在することがわか■2011遊星人Vol20-1製版.indd

15

顕著な低速度異常がアポロ月震観測網の西側の深さ

2011/03/16

18:44:43

16

日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011

20km 及び 150km で見られる．図 4 と図 1 を比較してら深さ 300-400km 程度に分布する約 300km の厚さのみると，低速度異常の水平方向の分布が，PKT の高低速度域が，PKT 北東部に向かうにつれ，徐々に約Th 濃度地域に対応していることがわかる．一方，Th900km の深さまで移動しているように見える．また，濃度の低いアポロ 16 号及び 17 号サイト（図 1）の深部

図 5a-c では深さ 1000k ｍから 300-400km の深さまで，では，S 波トモグラフィーが高速度異常を示している

低速度物質が垂直方向に移動しているように見える．

（図 4a, 5b）．

地震波トモグラフィーで示された地震波速度異常をトモグラフィーの断面図を見ると，低速度異常は生じているのは，様々な要因が考えられる．温度差，

ア ポ ロ 12 号，14 号， 及 び 15 号 地 点 の 250-400 km の組成差（揮発性成分含む），密度差，部分溶融の有無，深さまで広がっていることがわかる（図 5b, 5c）．しかクラック , 異方性，及びこれらの要因の組み合わせがし，それぞれの深さにおける低速度異常分布は均一で考えられる [24]. 地球マントルの地震波トモグラフィ

はなく，深さ 300km の深さにおける低速度異常分布

ーの場合，地震波速度異常を引き起こす原因は，主には，20-150km の分布と大きく異なる．深さが増すほ

横方向の温度差だと考えられている [24].

ど，低速度域は，PKT から遠ざかり，PKT を取り巻

月の地震波トモグラフィーでは，S 波低速度異常とく周囲に広がっている（図 4c-f）．例えば，深さ 300km

月表面のトリウムの高濃度異常と一致していることかでは，低速度域は PKT から離れ，Th 濃度の低いアポ

ら，低速度異常の原因は，温度差あるいは組成差によロ 16 号地点直下に存在している．図 5 は，PKT 内外る密度差によるという二通りの解釈ができる．

における低速度域の垂直方向の不均質分布を非常によく表している．PKT の低速度域分布は，250km の深4.1

温度差さまでは概ね均質であるが，それより深いところにはトリウムは放射性同位元素であり，カリウムやウラ低速度域はほとんど見られない（図 5）．一方，低速度ンと並び，代表的な放射性熱源である．S 波の低速度域は 250km 以深では，PKT から遠ざかり，アポロ 12異常分布が，PKT の高濃度トリウム分布と調和的で号及び 14 号の北西部及び南東部に相当するアポロ 16あることから，豊富な放射性熱源により，周囲より高号地点（図 5b），そしてアポロ 15 号サイトの北東部（図温の可能性が高い．従って，月内部の低速度異常は，5c）に分布する．特筆すべきことは，PKT の表層からTh 濃集に伴う高温部分に相当することになる．S 波

250km の深さに存在する低速度域は，それより深いは P 波に比べ，温度変化に敏感であるため，S 波の速地域で見られるアポロ 12 号及び 14 号サイトの北西地度分布は P 波の速度分布よりも，高濃度のトリウムを域，アポロ 16 号サイト，及び，アポロ 15 号サイトのもつ PKT 地域の速度分布を理解するのに適している

北東地域での低速度域と連続しているように見えると[24].

いう点である．また，低速度域は深さが増すに連れ，熱伝導モデルでは，PKT 地域の地殻底部に 10km 厚

PKT 内部から外部に分布を変えているが，その厚さの KREEP 玄武岩層を仮定した場合，この層が数 10 億はどの地域でも 250-300km であり，深さによらず概年間溶融し続けることにより，直下のマントルを加ね均当である．

熱し，最大 600km の深度まで部分溶融する可能性を

4. 低速度異常分布からみる月マントルダイナミクスとその成因

示 唆 し て い る [25]．PKT 直 下 の 深 さ 250-400km に 及ぶ低速度域分布と熱モデル計算結果 [25] は調和的である．深さ 500-1000km に分布する低速度域は，マグマ

月の地震波トモグラフィーは，月の内部構造が少オーシャン固化直後に最終残渣である熱源元素に富むなくとも 1000km の深さまで水平方向及び垂直方向

KREEP 層が自重で沈降したものか [4-5] ，ひっくり返に不均質であることを示している（図 5）．特定の断面

り [6] によりマントル下部に移動したものかもしれな（図 5b）をみると，PKT で表層から深さ 300km 程度にい．

分布する低速度域が，PKT から北西部に向かうにつまた，低速度異常が高温部に対応する場合，周囲よれ，徐々に約 900km の深さまで移動しているようにりも軽く，上昇プルームを生じることが予想される．

見える．別の断面図（図 5c）では，PKT 地域で表層か

図 5 で見られる，垂直方向に延びる低速度異常分布は，■2011遊星人Vol20-1製版.indd

16

2011/03/16

18:44:43

地震波トモグラフィーからわかるProcellarum KREEP Terraneの深部構造／趙，荒井17上昇プルームに対応している可能性がある．地球の地を示すとともに，マグマオーシャンの深さは少なくと震波トモグラフィーの場合，低速度物質は，周囲よりも 1000 km に達していたことを示唆している．

温度の高いプリュームの上昇流に対応すると考えられている [24]．地球の上昇プルームは，地球深部の熱が5. 月のバルクトリウム量見積もり表層に移動することに伴うマントル対流により生じる．
月の場合も，月形成初期の熱が厚さ約 800km のリソ

月のバルクトリウム量は月の起源を理解する上でのスフェアによって保温され，現在でも内部は高温であ重要な制約の一つである．現在のバルクトリウム量は，ると考えられているため（例えば，1000km の深さでPKT 領域の地殻厚さ 60km の地殻に平均 4.8ppm の濃約 1200℃）[18, 26]，地球と同様に，深さ方向のマント度のトリウムが分布するという仮定のもとに見積もら

ルの温度差によりマントル対流が存在する可能性は十れている [1].

分にある．

る S 波低速度域が，均一（例えば 4.8ppm の濃度）のトもし，PKT 内外の様々な深さに分布す

従って，S 波の低速度異常は，高温部分で上昇プルリウムを含むと考えると，バルクトリウム量は現在のームを示すと考えられるが，放射性熱源により加熱さ見積もりをはるかに超える可能性がある．一方，月にれ上昇プルームが生じる場合と，地球と同様にマントおける地震波の低速度異常を生じる要因は複数あり，

ル内の温度差によるマントル対流に伴い上昇プルーム対応する物質の組成（例えばトリウム濃度）や体積が特が生じる場合の二つの可能性がある．

定できないため，現時点でトリウム濃度の再見積もり

4.2

組成差による密度差

Ｓ波の低速度異常とトリウムの高濃度地域が一致すを行うには時期尚早である．月内部の構造及び組成の詳細探査無しには正確なバルクトリウム量の見積もりは難しい．

ることから，低速度域は KREEP 物質に相当すると考えられるため，主要元素，微量元素ともに化学組成が6. 深発月震の原因

周囲のマントルと大きく異なるはずである．マグマオーシャンの最終結晶化層（KREEP 物質）は，鉄やチタ

深発月震の分布とマントル下部の地震波速度分布にンや微量元素（KREEP, U, Th など）に富み，周囲のマは相関がある [21].

ントルより重い．これらの密度が高く岩石の S 波速度高速度領域と低速度領域の境界部分に分布する傾向が深発月震は高速度領域内あるいは，は，周囲のマントルより小さい．従って，低速度異常ある（図５）．これは，深発月震が従来考えられているは，高密度部分に相当することになる．低速度異常が潮汐力の影響だけでなく，月内部の構造または物質不高密度部分の場合，周囲よりも重く，マントル内部を均質性に起因することを示唆している．これは，地震沈降する可能性があり，図 5 の垂直方向に分布する低が，地球の地殻や上部マントルの構造不均質性に多大速度域は，沈降する高密度部分に対応しているのかもな影響を受けている事実 [27, 28] と共通する．

しれない．マグマオーシャン固化後に，重力不安定に

Frohlich and Nakamura（2009）[29] は月の深発月震より，KREEP 層が沈降したり [4-5]，マントル下部とと地球の稍深発地震の特徴を比較し，月のマントル中ひっくり返りを起こすモデルは [6] 提唱されているが，の部分溶融や流体の存在が深発月震を引き起こしてい現在でも重い物質が沈降を続けている可能性は否定でる可能性があると報告している．最近の月の火山ガラ

きない．この解釈は，前述で示した低速度異常が高温スの分析により，月マントルに微量の水が存在する部の上昇プルームを示す場合とまったく逆の解釈となことがわかってきたる．従って，トモグラフィーが示すマントル内部の低月地殻及びマントルにおける地震波速度の不均質は，速度異常分布の成因には，高温部の上昇プルームある月内部の部分溶融や流体の存在に起因している可能性

いは高密度部の沈降あるいはその混合の可能性がある．

もある．

[30-31]．トモグラフィーが示す，トモグラフィーにより明らかにされた低速度異常分
布は，月史におけるある時期に，少なくとも 1000kmの深さまではマントル対流が存在していた（いる）こと■2011遊星人Vol20-1製版.indd

17

2011/03/16

18:44:43

18

日本惑星科学会誌 Vol. 20, No. 1, 2011

クスが存在する可能性は十分にある．

7. 現在の月の熱的状態
謝 辞
地震波トモグラフィーは現在の月の内部構造を表したものであるため，現在見えている月マントルにおけ本稿は，月科学研究会（2009）
及び日本地球惑星科学

る水平・垂直方向の物質・構造不均質を生じたダイナ連合 2009 年度連合大会において発表した講演をもとミクスが起こった時期を特定することはできない．しに作成しました．これらの会において，コメントをいかし，深発月震の存在やマントル内での地震波速度のただいた方々に感謝いたします．また，査読により不均質分布は，月内部が今日でも熱的に活発であるこ有益なコメントをしてくださった大谷栄治氏（東北大とを示唆している．月面での火山活動が観測されてい学）に深く感謝いたします．

ないことから，一般的に月は熱的活動を終えていると考えられている．しかし，アポロ探査で測定された 15

参考文献号及び 17 号地点で測定された地殻熱流量は地球の大陸地殻と同等であり，少なくとも PKT では月内部か[1] Jolliff, B. et al., 2000, J. Geophys. Res. 105, 4197.

ら月面へ，地球地殻に匹敵する熱の流れがあることが[2] Arai, T. et al., 2008, Earth Planet. Space 60, 433.

わかっている[3] Ishihara, Y. et al., 2009, Geophys. Res. Lett. 36,[32]．クレメンタイン衛星のリモートセンシング画像解析から，ごく最近（1000 年よりも若い年代に）PKT 周辺の複数地点で，数 100 万年前ある
いはごく最近に形成された火山地形が報告されている[33] ．また，月の熱史に関するモデリング研究の結果は，月内部が現在でも熱的に活発であることを示している[18, 34]．従って，現在でも，月内部に地震波速度の差異を生じるような温度差があり，地下深部では部分溶

L19202.
[4] Parmentier, E. M. et al., 2002, Earth Planet. Sci. Lett.
201, 473.
[5] Sakamaki, T. et al., 2011, Earth Planet. Sci. Lett. 299,285.
[6] Hess, P. C. and Parmentier, E. M., 1995, Earth Planet.
Sci. Lett. 134, 501.

融が起こり，マントルダイナミクスが存在する可能性[7] Lawrence, D. et al., 2000, J. Geophys. Res. 105, 20307.

は十分にある．

[8] Yamashita, N. et al., 2010, Geophys. Res. Lett. 37,

8. まとめ[9] Warren, P. H. and Wasson, J. T., 1979, Rev. Geophys.

CiteID L10201.
17, 73.
月表側の地震波トモグラフィー結果と月面のトリ[10] Nakamura, Y., 2005, J. Geophys. Res. 110, E01001.

ウム分布には相関関係があることがわかった．PKT[11] Toksöz, M. N. et al., 1974, Rev. Geophys. Space Phys.

地域の高濃度トリウム地域は S 波速度が遅く，この低12, 539.

速度領域は PKT 直下の 250-400km の深さにまで及ぶ．

[12] Lammlein, D., 1977, Phys. Earth Planet. Inter. 14, 224.

トモグラフィーが示す月マントル内部の低速度異常に[13] Goins, N. et al., 1981, J. Geophys. Res. 86, 5061.

は，KREEP 物質が関連する可能性が高い．低速度異[14] Nakamura, Y., 1983, J. Geophys. Res. 88, 677.

常の分布の原因としては，高温部の上昇プルームある[15] Vinnik, L. et al., 2001, Geophys. Res. Lett. 28, 3031.

いは高密度部の沈降あるいはその混合が考えられる．

[16] Khan, A. and Mosegaard, K., 2002, J. Geophys. Res.

また，高温部分の上昇プルームである場合，放射性熱源により加熱され上昇プルームが生じる場合と，地球と同様にマントル内の温度差によるマントル対流に伴い上昇プルームが生じる場合の二つの可能性がある．
したがって現在でも，月内部は高温で，地震波速度の差異を生じるような温度差があり，マントルダイナミ■2011遊星人Vol20-1製版.indd

18107, CiteID 5036.
[17] Lognonne, P. et al., 2003, Earth Planet. Sci. Lett. 211,27.
[18] Gagnepain-Beyneix, J. et al., 2006, Phys. Earth Planet.
Inter. 159, 140.
[19] Renee, C. et al., 2011, Science 21, 309.

2011/03/16

18:44:43

地震波トモグラフィーからわかるProcellarum KREEP Terraneの深部構造／趙，荒井

19[20] Chenet, H. et al., 2006, Earth Planet. Sci. Lett. 243, 1.
[21] Zhao, D. et al., 2008, Chinese Sci. Bull. 53, 3897.
[22] Zhao, D., 2001, Earth Planet. Sci. Lett. 192, 251.
[23] Zhao, D., 2004, Phys. Earth Planet. Inter. 146, 3.
[24] Zhao, D., 2009, Gondwana Res. 15, 297.
[25] Wieczorek, M. and Phillips, R., 2000, J. Geophys. Res.
105, 20417.
[26] 倉本圭，他 , 2007, 遊星人 16, 197.
[27] Zhao, D. et al., 1996, Science 274, 1891.
[28] Zhao, D. et al., 2002, Phys. Earth Planet. Inter. 132,249.
[29] Frohlich, C. and Nakamura, Y., 2009, Phys. EarthPlanet. Inter. 173, 365.
[30] Saal, A. et al., 2008, Nature 454, 192.
[31] McCubbin, F. M. et al., 2010, Proceedings ofthe National Academy of Sciences doi:10.1073/
pnas.1006677107.
[32] Langseth, M. G. et al., 1976, Proc. Lunar Sci. Conf.
7th, 3143.
[33] Schultz, P. et al., 2006, Nature 444, 184.
[34] Konrad, W. and Spohn, T., 1997, Adv. Space Res. 19,1511.

■2011遊星人Vol20-1製版.indd

19

2011/03/16

18:44:43