月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

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特集「月の火成活動からみた熱進化」

月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像
中村 良介 ，山本 聡 ，松永 恒雄 ，小川 佳子 ，横田 康宏 ，1
4
石原 吉明 ，廣井 孝弘
1

2

2

3

2

2013年10月1日受領，2013年11月12日受理．

（要旨）我々は月探査機「かぐや」に搭載されたスペクトルプロファイラ（SP）データの全量解析を行い，月表面に露出しているカンラン石・低カルシウム輝石に富む岩相の全球分布を調べた．その結果，（1）カンラン石はモスクワの海・危難の海といった地殻が薄く比較的小さい衝突盆地周辺に（2）低カルシウム輝石は月の三大衝突盆地，すなわち南極 = エイトケン盆地・雨の海・プロセラルム盆地の周囲に，それぞれ局在することが明らかとなった．表層の斜長岩地殻が完全に吹き飛ばされた衝突盆地の内部では，その下にあるマントルが大規模に溶融して「マグマの海」が形成される．原始地球への巨大衝突によって形成された月は , 当初数
百 km 以上の厚さのマグマオーシャン（マグマの大洋）によって覆われていた．
「マグマの海」は，このマグマオーシャンのミニチュアであり，SP が捉えたカンラン石・低カルシウム輝石の分布は，その分別結晶化過程を反映していると考えられる．今後「かぐや」分光データの詳細な解析をすすめ，「マグマの海」の組成およびその分化過程を読み解いていけば，同じ手法を用いてマグマオーシャンの分化過程や月の内部構造・バルク組成にも強い制約を加えることができるだろう．同様に月の「マグマの海」の研究は，ほぼ同規模の小惑星ベスタ上のマグマオーシャンや，月よりもさらに規模の大きい地球のマグマオーシャンの分化過程についても，新たな知見をもたらすことが期待される．

1. はじめにはほとんどついていない．しかし肉眼では捉えられない近赤外線で見ると，とたんに月はカラフルな世界に夜空に浮かぶ月を見上げてみると，そこにはウサギ変貌する．これは斜長岩や玄武岩を構成する，斜長石・の形をした暗い「海」と，明るい「高地」が見える．17

カンラン石・輝石といった鉱物が 800～2500 nm の波

世紀初頭に月に望遠鏡を向けたガリレオは，平らな海長域で特徴的な吸収帯を持つからである（図 1）．

に比べて高地は起伏に富んでいることを発見した．20

1994 年に米国が打ち上げたクレメンタイン探査機

世紀になってアポロ計画で持ち帰られた月サンプルのには，この月の「色」（以後はより科学的に反射スペ分析から，高地は月の形成直後にマグマオーシャン（〜

クトルと呼ぼう）から表面の組成を調べるために，マグマの大洋）から浮かび上がった斜長岩から，海はUVVIS と NIR というふたつのカメラが搭載されてい高地形成後の火成活動によって表面に噴出した玄武岩

た．紫外・可視領域を 5 つの波長帯で観測する UVVISから成ることが明らかとなった．望遠鏡で月をのぞいは良好なデータを取得したものの，赤外領域をカバーてみても，あるいはアポロ宇宙飛行士が撮った月面のする NIR には不具合が生じ，十分な精度のデータが写真を見ても，そこは基本的に白黒の世界であり，「色」

得られなかった．図 1 に示されるとおり，月を構成す

1. 産業技術総合研究所
2. 国立環境研究所
3. 会津大学
4. ブラウン大学
r.nakamura@aist.go.jp■2014遊星人Vol23-1.indd

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る主要鉱物の特徴的な吸収は赤外域に存在する．このため NIR の不具合は，クレメンタインの観測データの解釈に大きな不定性をもたらすこととなった．一方，
可視近赤外領域における月の連続分光は，マウナケア

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反射率	

斜長石	

2.「かぐや」による新たな発見

かんらん石	

2.1
低カルシウム輝石	  高カルシウム輝石	

純粋な斜長岩PurestAnorthositeの発見

ルナプロスペクターや「かぐや」のガンマ線観測から，
月表面は（1）トリウム濃度の高い表側の Procellarum
Kreep Terrain（PKT），（2）裏側南半球で中間程度のト リ ウ ム 濃 度 を 持 つ South Pole-Aitken Terrain（SPAT），（3）それ以外の高地領域を占めるトリウム

波長（ナノメートル）	
図1：米国地質調査所で測定された月地殻を構成する典型的な鉱物の反射スペクトル．斜長石は1.25μmに，カンラン石は1.05μmに，輝石は1μmと2μmに特徴的な吸収を持つ．
SP全球サーベイは，こうした各鉱物の中心波長の違いを，
膨大な量のスペクトルデータから自動的に選びだすアル
ゴリズムによって可能となった.輝石の結晶構造（単斜／斜方）とカルシウムの含有量は，基本的には単斜＝カルシウ
ム多，斜方=カルシウム少という形で対応している．しかしピジョン輝石のような例外（単斜の低カルシウム輝石）もあるため，本稿ではスペクトルから明確に区別できる高カ
ルシウム輝石,低カルシウム輝石という用語を用いる．

濃度の低い Feldsphathic Highland Terrain（FHT）の3つの領域に分類できることがわかった．FHT はジャイアントインパクトによる月の形成後，数千万年程度のタイムスケールでマグマオーシャン（マグマの大洋）から固化・浮上した斜長石によって形成されたと考えられている．図 1 に示されるとおり，月高地地殻の主成分である斜長石は反射率が高く，1200 ～ 1300
nm に吸収帯を持つ．そこで月面でもとくに反射率が高い領域を狙って，地上望遠鏡を用いた斜長石の捜索が行われたが，この吸収を同定することはできなかっ山頂にあるハワイ大学の望遠鏡によって精力的にすすた [1]．これは宇宙風化や衝撃変成により，吸収帯がめられた [1]．しかし，地上望遠鏡では月の裏側を観消失してしまったためではないかと解釈されたが，望測することはできないし，大気中の水蒸気などの吸収

遠鏡の空間分解能（～数 km）が十分でない可能性も否が大きい波長域ではデータが取得できない．また表側

定しきれなかった．
「かぐや」SP はその高い波長・空においても，観測できる領域の数や空間分解能には大間分解能を生かし，斜長石に特徴的な吸収を持つスペきな制約があった．

クトルが月面上に存在することを世界で初めて明らか

2007 年 9 月 14 日に種子島宇宙センターから打ち上にした [2]．斜長石の吸収は非常に弱いため，わずかげられた月探査機「かぐや」には，こうした過去の地

数重量パーセントの有色鉱物が含まれるだけで，有色上および探査機からの観測の問題点を克服するため，

鉱物の 1 μm 吸収帯に隠されて判別が困難になってし2 つの反射スペクトル測定装置が搭載された．ひとつ

まう．一方，アポロが持ち帰った鉄に富む斜長岩族

は，紫外から近赤外線にわたる９つの波長帯で月表面（Ferroan Anorthosite Suite=FAS）に は，60025 の よの撮像を行うマルチバンドイメージャー（MI），もううなほぼ純粋な斜長石から成るものだけではなく，輝ひ と つ は 衛 星 直 下 の 500m 四 方 の 領 域 を 500 ～ 2500

石やカンラン石を 10％以上の割合で含むも岩石も数

nm の範囲で連続的に分光するスペクトルプロファイ

多く含まれている．つまり，「かぐや」による斜長石

ラ（SP）である．MI/SP は，一年半におよぶかぐやの吸収帯の発見は，月地殻が FAS よりも斜長石の割合

ミッション期間中に月面をほぼ完全に網羅し，次章にが 高 い（＞～ 98%）ほ ぼ 純 粋 な 斜 長 岩（Purest

述べられるような発見を次々と我々にもたらした．本Anorthosite，以下 PAN）で構成されていることを示

稿では，主に SP の全球サーベイの成果についてまとしたのである．

める．

マグマオーシャン仮説では，深さ数百 km の全球を覆うマグマの大洋から，最初にカンラン石が次いで斜方輝石が晶出し，マグマの底に沈積する．こうしてマ
グマ全体の 7 割以上が固化した後，マグマよりも密度■2014遊星人Vol23-1.indd

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2.2
KREEP

!

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 突盆地に付随したカンラン石に富む岩
衝体の発見

前節で述べたように，マグマオーシャンの固結過程
では，高地地殻の下にカンラン石および斜方輝石からなるマントルが形成される（図 2）．およそ 500 km 以
上の衝突盆地であれば，斜長岩で構成される平均 50
km 程度の地殻を完全に掘削し，その下にあるマント

図2：マグマオーシャンの分別結晶作用によって固結した鉱物の鉛直分布．最後に晶出するチタンを含む層は下の層よりも密度が高いため，矢印で示されるような上下の逆転（オーバーターン）が起る．

ル物質を盆地の内部や周囲の放出物上に露出させるはずである．なかでも 2000 km 以上の直径を持ち，月の裏側南半球を覆う南極 = エイトケン盆地（South PoleAitken Basin，以下 SPA）は，マントル物質捜索のたの低い斜長石が晶出し表面に浮上することで，高地地めの最有力ターゲットである．SPA は月のみならず殻が形成されたと考えられている（図 2）[3]．最近の SP

太陽系全体においても最大級の衝突盆地であり，通常サーベイによって，PAN 層が FHT に遍在しているこの衝突スケーリング則を適用すれば，その掘削深度はと，さらには PAN 層の厚さと重力場データで捉えら地殻厚よりもずっと深くなる．このため，SPA 内部

れている低密度層の厚さがほぼ一致することが明らかにはマグマオーシャンから晶出したマントルが露出しとなった [4, 5]．これほど純粋な斜長石を晶出・浮上ている可能性が高いと考えられてきた [6, 7]．地震波させるメカニズムの詳細はいまだに明らかになってはの解析や捕獲岩の分析から，地球マントルの主成分はいないものの，こうした「かぐや」の観測結果はマグカンラン岩であると考えられている．月がジャイアン

マオーシャン仮説の直接的な証拠として広く認められトインパクトによって地球から放出されたマントル物ている．

質から形成されたのであれば，そのバルクあるいはマ

図3：SPのグローバルサーベイで明らかとなった，PAN・カンラン石・低カルシウム輝石の全球分布．背景は，「かぐや」の重力測定および高度マップから得られた地殻厚さ分布．地殻厚が薄いモスクワの海（Mare Moscoviense）および危難の海（Mare Crisium）周辺などにカンラン石が集中している．一方，低カルシウム輝石は南極=エイトケン盆地（SPA），雨の海盆地（Imbrium basin），プロセラルム盆地（Procellarum basin）周辺に局在している．PAN は地殻厚が大きな FHT
領域に多くSPATやPKTの内部には，ほとんど存在しない．

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ントル組成もカンラン石に富んでいるはずである．月の出発物質にはインパクター起源物質が多く含まれて3?PHJ$Q)

いる可能性もあるが，地球・月の酸素同位体比が同じであることを説明するには，地球起源であったほうがi^i[s`lqET#HJ; 

都合がよい．また最近の数値シミュレーションは，月が地球から放出された破片の再集積でも形成されうる5O&" PSLMGVJ: 

ことを示している．
こうした予測に基づいて，Pieters らはクレメンタ
イン探査機に搭載された紫外・可視カメラ UVVIS で，
SPA 内部および周辺のカンラン石サーベイを行った．
彼 女 ら は SPA の 中 央 部 に カ ン ラ ン 石 に 富 む 領 域（Olivine hill）を発見し，これがマントル物質である可能性を示唆した [8]．しかしながら，その後の「かぐや」の観測では，Olivine hill にはカンラン石に富む物質は検知できなかった．また UVVIS でカンラン石に富むとされてきたツィオルコフスキークレーターの中央丘
も，実際はカンラン石ではなく輝石・斜長石の混合物であることが判明した [2]．図 1 に示されるとおり．輝石の吸収帯の最深波長は 1 μm よりも短く，カンラン石・斜長石では 1 μm よりも長い．クレメンタイン

P6r/
HJeqoYi^i[s`lqQ/ PSLM
GVJ:iqbn

図4： 伝統的な月地殻および上部マントルの概念図．マグマオー
シャンから浮上した斜長石地殻の下には，後の火成活動による貫入岩から成る下部地殻が存在すると考えられている．2.2節で述べたように，この下部地殻は低カルシウム
輝石に富んだノライトだとされてきたが[8]，衝突盆地の内部を満たしている海は高カルシウム輝石に富む玄武岩でできている．同じ組成のマグマが，密度の低い斜長岩地殻中を浮上することができず，途中で固結してしまった場合には，やはり高カルシウム輝石に富むハンレイ岩となるはずである．実際SPデータを用いて，高地に存在する新鮮かつ比較的小さいクレーターの内部および放出物の組成を調べたところ，どこも高カルシウム輝石に富んでいることが明らかとなった[24]．

UVVIS の観測は 0.415/0.750/0.90/0.95/1.0μm の 5 バンドに限定されていたため，カンラン石や斜長石の吸収た SPA 周辺にあるシュレーディンガークレーターの帯を完全に捉えることができず，PAN やカンラン石

リング周辺でも，カンラン石が発見されている [10]．

の同定がうまくできなかったのだろう．これに対して

SP の観測したカンラン石分布は，明らかに衝突盆地

全ての吸収帯を連続的にカバーする SP では，7000 万の周辺に集中しており，衝突によって盆地周辺に堆積点に及ぶ全スペクトルデータの自動解析によって，し た 放 出 物 で あ る こ と を 示 唆 し て い る． 雨 の 海 や

様々な鉱物種の全球分布を調べることが可能となった．

SPA に衝突スケーリング則を適用すれば，極端な斜図 3 に山本ら [9] によるカンラン石全球サーベイのめ衝突あるいは低速衝突など特殊な条件を仮定しない結果を示す．結局，過去の観測でカンラン石が存在す

限り，確実にマントルまで到達する．上述したとおりるとされてきた地点のうち，SP で確認されたのは表クレメンタインデータから存在が推測されていた側の望遠鏡観測で同定されたコペルニクスとアリスタ

Olivine hill は幻に終わったが，我々はついに「大規模ルコスというふたつのクレーターだけだった [2]．こな衝突によって表面に露出したマントル由来のカンラの 2 つのクレーターが，雨の海周辺に存在することはン岩」を発見したのだろうか？

偶然ではない．SP の全球サーベイにより，雨の海，
危難の海，モスクワの海といった衝突盆地を囲む形で，SP で観測されたカンラン石の分布は，マントルではなく下部地殻と関連している可能性もある．

カンラン石に富む数 km スケールの岩体が露出していたとえばコペルニクスの過去の観測では，たまたまることが明らかになったのだ [9]．モスクワの海，危その地下にカンラン石に富む貫入岩が存在し，そこが難の海は月の地殻が最もうすくなっている地域であり，クレーター中央丘として掘り起こされたと解釈されて盆地内をうめている海のすぐ下にマントルがせまっていた．アポロの高地サンプルの中には，鉄に富んだ斜いることに注目したい [5]．コペルニクスとアリスタ

長岩族（FAS）よりもマグネシウムに富んだ有色鉱物

ルコスも，表層の岩石を掘削することで，雨の海周辺を多く含み，ずっと若い形成年代（40 〜 44 億年）を示に存在するカンラン石を露出させたと考えられる．ます岩石（いわゆる Mg-suite）が存在する．Mg-suite は，■2014遊星人Vol23-1.indd

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マグマオーシャンが完全に固結した後に，斜長岩地殻（図 2）．この場合，SP の観測結果とは反対に，より深の下に貫入した別のマグマ（〜下部地殻）から形成されくまで掘削する大規模な衝突盆地周辺にカンラン石がたと考えられている（図 4）[11]．Mg-suite のなかでも存在し，地殻の直下までしか掘れていない小規模な衝

カンラン石と斜長石から成るトロクトライトは，SP

突盆地周辺では低カルシウム輝石が分布するはずであのスペクトルデータを説明することが可能である [9]．

る．

大規模な衝突によって火成活動が活発になり，完全にマグマオーシャンが固化する際，最初に晶出する物

地殻が掘削されなかった周辺部の地下に大規模な貫入質はマグネシウムに富み，結晶化がすすむほど鉄の割が起って下部地殻が形成されたのかもしれない．

合が増える．また最後に固結する非調和元素にはチタ

マグマオーシャンが結晶化する際，対流が強くなけ

ンなどの重い元素が多いため，マグマオーシャンが完れば，最初にカンラン石が晶出して底に沈み，その上全固化した直後は，上層ほど密度が高くなっているはに低カルシウム輝石が固化するという順序で分別結晶ずである．この状態は重力的に非常に不安定であるた化がすすむ．この場合，カンラン石よりも浅いところ

め，比較的短いタイムスケール（〜数十万年）で上下層に低カルシウム輝石が存在するため（図 2），放出物のの逆転現象（マントルオーバーターン）
が起きると予測中に両者が共存している可能性がある．一方，Mg-

されている．このオーバーターンの結果，低カルシウ

suite にはカンラン石に富むトロクトライトだけでな

ム輝石に富む層がカンラン石に富む層の下に潜り込ん

く，低カルシウム輝石に富むノライトもあり，アポロ

でいるとすると，SP の観測結果をうまく説明できる．

の線データや，クレメンタインの分光データは，むし

ここまでの議論をまとめよう．伝統的な月の形成史

ろノライトが下部地殻の主な構成成分であることを示を考えると，衝突盆地に付随しているカンラン石およ唆している [7,8]．つまりカンラン石が発見されていな

び低カルシウム輝石は．

い小さな盆地の周辺では，低カルシウム輝石が存在し（1）衝突盆地の形成がトリガーとなって減圧溶融などている可能性がある．また盆地の大きさと掘削深さがによる火成活動が起こり，その結果 PAN 地殻下部

比例しているとすれば，深さ方向の組成変化が放出物に貫入したマグマから形成された下部地殻（図 4）の空間分布として見えている可能性がある．そこで（2）PAN よりも先にマグマオーシャンから直接晶出

我々は，低カルシウム輝石についても全球サーベイをし，のちにオーバーターンしたカンラン石／輝石行い，カンラン石の分布との関連を調べることにした．

（図 2）

2.3

 大衝突盆地に付随した低カルシウム輝巨
石に富む岩体の発見

カンラン石と同様な手法で，低カルシウム輝石に富のどちらか，あるいは両者の組み合わせであると考えられる．

3. 新しい月地殻の描像

んだ岩体の SP 全球サーベイを行った結果を図 3 に示す [12]．カンラン石と同様に衝突盆地周辺に集中して

この章では，衝突スケーリング則を再検討することいるが，両者の分布は必ずしも一致しない．低カルシで，2 章とは違う SP データの新たな解釈を提示する．

ウム輝石は危難の海やモスクワの海のような比較的小さい衝突盆地周辺では検知されず，月で最大の衝突盆地である SPA，2 番めに大きな雨の海盆地，そして表3.1

 突溶融による
衝「マグマの海」の形成とその再分化の海のほとんどをその中に含むプロセラルム盆地の周衝突の規模が大きくなると，掘削される領域に対し囲に局在している．ここで低カルシウム輝石 / カンラて溶融領域の割合が相対的に増える
（図 5）
．ティコの

ン石ともに後の貫入岩（〜下部地殻）ではなく，マグマ

ような若い数十 km のサイズのクレーターでも，そのオーシャンから直接固結した物質だとしよう．マグマ

内部は衝突溶融物によって埋められているが，雨の海

オーシャン固結の初期段階から分別結晶化が起っていや SPA のスケールになると，衝突盆地の内部は数十たとすれば，まず最初にカンラン石が晶出して底に沈km の厚さの完全溶融した岩石によって満たされ，ほみ，その次に固化した輝石がカンラン石層の上にのる

ぼ同量が外部に放出されると考えられている [6]．本■2014遊星人Vol23-1.indd

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地殻	Transient	
  Cavity	などである．衝突溶融物中で地殻成分が占める割合が大きい場合，あるいは元々のマントルに含まれていた
Al/Ca が多い場合には，「マグマの海」から斜長石が再溶融領域	

衝突溶融物	
マントル	度晶出する可能性もある [13]．衝突スケーリング則によれば，SPA や雨の海盆地をつくった衝突は，マグマオーシャンから固化・浮上した斜長岩地殻を完全にマグマの海	

剥ぎとったと推測される．しかし「かぐや」の重力場
観測は，PKT ／ SPAT の地下にも薄い斜長岩地殻が存在することを示しているし [5]，かぐや搭載 MI は，
PKT の中心に位置するアリスタルコスクレーターの

図5：マグマの海の概念図．数百km規模の衝突盆地を形成する
ような衝突は，地殻だけでなくマントル領域も溶融させる（左上）．衝突直後には直下点付近の深いところまで広がっていた溶融物は（右上），地形が緩和するに従って盆地の内部を満たす「マグマの海」となる（下）．この深さ数十kmの「マグマの海」は，図２のマグマオーシャンと同様に分化しながら再結晶する．その鉛直組成分布は，マグマの初期組
成（地殻／マントル比）や対流の強さに大きく依存する[13]．

中央丘に PAN が露出していることを発見している [4]．
またアポロ 16 号が取得した FAS サンプルのひとつ（60025）は，43.6 億年という非常に若い年代を示すため，
マグマオーシャンから直接晶出した物質ではないと考えられている [14]．こうした斜長石は，マグマオーシ
ャンではなく「マグマの海」から晶出した 2 次地殻であるのかもしれない．マグマオーシャンの場合と同様，

稿では，図 5 に示されるような巨大衝突盆地の内部を「マグマの海」から斜長石が晶出する前には，カンラ満たす衝突溶融物を「マグマの海」と呼んで，ジャイン石や輝石をより多く含む岩石が形成されているはず

アントインパクト直後に形成された月全球を覆うマグである．Mg-suite は月内部の再溶融によって浮上し地マオーシャン（マグマの大洋）と区別することにしよう．

下で固結した貫入岩ではなく，「マグマの海」から再月面の全ての衝突盆地で形成された衝突溶融物量を合固結した物質である可能性も指摘されている [15]．

わせると，「マグマの海」から再固結した物質の体積

アポロ 14 号の着陸地点は，フラマウロ丘陵と呼ばは地殻全体の 5％を占めると見積もられている [13]．

れる雨の海からの放出物上にある．宇宙飛行士によっ後述するように，もしプロセラルム盆地が衝突で形成て地球に持ち帰られた 14310 という岩石は，雨の海盆されたとすると，この割合はさらに大きくなる．

地が形成された時に放出された溶融物が固結したもの

小規模な衝突溶融物はターゲットの平均組成を持つだと考えられている．14310 に含まれる最も多い鉱物

ガラスとなるが，より大きな衝突溶融物は冷却時間がは斜長石と低カルシウム輝石であり，実験室で測定さ長くなるために分化する．実際サドベリーやマニコー

れたそのスペクトルと 14 号着陸地点の最寄り地点でガンといった直径が 100 km を超える地球のクレータ測定された SP のスペクトルは，非常によく一致してーでも，衝突溶融物の分化が起っていることが明らかいる（図 6，7）．これは，SPA やプロセラルム盆地周になっている．つまり「マグマの海」が冷えて再固結

辺で SP が検知した低カルシウム輝石に富む物質も，する際も，マグマオーシャンと同様の分化プロセスを

溶融放出物から再結晶したものである可能性を強く示経ると予測される．この分化プロセスを決める大きな唆している [12]．

ファクターは・衝突で溶融した領域のうち，マントル／地殻の占
める割合

3.2

プロセラルム盆地の起源と月の二分性：

2.3 節で述べたように，低カルシウム輝石は SPA，・マントル中に残されていた Al/Ca 量

雨の海そしてプロセラルム盆地周辺に局在する．SPA

・巨大衝突溶融物の組成の一様性および深さ（〜冷と雨の海がそれぞれ月の最大 /2 番目に大きな衝突盆

却タイムスケール）
・分別結晶化／平衡結晶化のどちらが卓越するかを決める対流の強さ■2014遊星人Vol23-1.indd

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地であることを考えると，プロセラルム盆地も衝突によって形成されたと考えるのは自然であろう．プロセ
ラルム盆地が巨大衝突によって形成されたというアイ

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連続成分除去後	  の反射率	

アポロ１４号着陸地点	

21

SPサーベイで低カルシウム	
  輝石が発見された最寄り地点	

アポロ１４号着陸地点に最も近い	  低カルシウム輝石露頭のスペクトル	

アポロ１４号が持ち帰った	  岩石（１４３１０）のスペクトル	

波長（ナノメートル）	

図6：アポロ14号が持ち帰った岩石14310と，最寄りのSP観測地
点の反射スペクトルの対比図．風化の影響をとりのぞくた
めに，吸収帯の両端を結ぶ接線で割り算している．図1との対応から，両者はともに低カルシウム輝石に富んでいる
ことがわかる．

図7：アポロ14号着陸地点と，最寄りのSP観測地点の位置関係．
画像中央上部，月平線上に雨の海が見えている．着陸地点
から上下にのびている起伏に富んだ領域が，雨の海からの放出物からできているフラマウロ丘陵である．

デアは古くから提案されているが，地形的特徴は地形の微惑星サイズ分布のモデルから，形成直後の月に親緩和やその後の衝突の影響で識別できなくなってしま

鉄性元素や水をもたらしたインパクターのサイズも，っているため，その痕跡は組成から調べるしかない．

やはり 300 km 程度であると推測されている [17]. この

図 3 に示されている低カルシウム輝石の全球分布は，サイズの天体が，SPA 形成以前に，マグマオーシャ

プロセラルム盆地衝突起源説の新たな強力な傍証であンから固結した直後の（あるいはまだ固結しきっていると言えるだろう [19]．SPA が衝突地形として認識でない）熱い一次地殻上に衝突すれば，プロセラルム規

きることを考えると，プロセラルム衝突はそれより以模の盆地が形成されることは十分にあり得る．2.1 節

前に起ったと考えられる．

で述べたように，全球にわたって PAN を晶出させる

月の表裏は，目に見える海の分布だけでなく，地殻ためにはマグマオーシャンの存在が必要だが，それは厚や放射性元素の分布もまったく異なる [5]．この性

のちに「マグマの海」が形成されたことを否定するわ

質を月の二分性と呼ぶ．月の形成のごく初期，マグマ

けでない．

オーシャンが完全に固結する前に，プロセラルム規模の巨大衝突があったとすると，以下のようなプロセス
で二分性が自然に生じると予測される．
・衝突した面の斜長岩地殻は，ほぼ完全に吹き飛ばされるため，地殻厚に非対称が生じる・斜長岩地殻の下にあった非調和性元素／放射線核種に富んだ残液 urKREEP が表面に放出される．
・薄い地殻厚，減圧溶融などの影響で，反対側の半球よりも多くの海が形成される・やがて地球からの潮汐の影響で，表／裏の位置に固定される [16]3.3

巨大衝突と３つのTerrainの起源

前節では，マグマオーシャン固結直後に起きたプロ
セラルム衝突が，PKT の成因であったという可能性について議論した．続いて本節では，さらにそのあとに起った巨大衝突によって SPAT が形成されたというシナリオについて考察する．
Warren [18] は，ルナプロスペクターガンマ線分光
データからトリウム濃度の地殻内鉛直分布を調べ，地
殻内の平均トリウム濃度は表面濃度の 6 割程度であることを明らかにした．この平均濃度に平均地殻厚さをLucey らによれば，SPA を形成したインパクターのかけることで地殻に含まれるトリウム量を見積もるこ

サイズはおよそ 250 km 程度であると見積もられていとができる．月と地球の総トリウム量が同程度だと仮る [7]．また地球＝月系が形成された直後の内惑星系

定すると，トリウムのほとんどが地殻内に存在するこ■2014遊星人Vol23-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 1, 2014とになる．非調和元素であるトリウムはもともとマグ
マオーシャンの残液（urKREEP）に濃集していたはず

4. 今後の探査に向けてである．チタンを含む urKREEP 層は，下のマントルに比べると圧倒的に密度が高く，放射性元素を多量にここで，2 章および 3 章の解釈を簡単にまとめてみる．

含む．そのためその一部はマントルオーバーターンに（a）
伝統的シナリオ：

よって，マントル深部に持ち込まれ，その後の火成活マグマオーシャンが固結した後，オーバーターンに動の熱源となったと考えられる．しかし上述したよう

よってカンラン石層が低カルシウム輝石相の上に来た．

に，深部に持ち込まれたトリウムの量は地殻に残されこのため，より小さい盆地で上のカンラン石マントルたものよりもずっと少ない．つまり，現在観測されてが放出され，深部まで到達した三大盆地だけが低カル

いる PKT 内のトリウム量を説明するには，urKREEP

シウム輝石を露出させた．1000 km 以上の衝突盆地でを月深部よりも地殻に多く残す必要がある．かりには，衝突時に多量のメルトが形成されたことは間違い

urKREEP がオーバーターンで深部に沈む前に，プロ

ないが，分化せずに固結した場合は元のマントル組成

セラルム衝突が起こったとしよう．urKREEP 中に含をそのまま反映する可能性がある [21]．

まれるトリウムは表面に放出され，あとは続く衝突の（b）
新シナリオ：

たびに（あるいは火成活動で）生じる溶融物に取り込ま

巨大衝突によって生じた大規模なメルトによってれ る こ と で 地 殻 の 一 部 と な っ て い く は ず で あ る．

「マグマの海」が形成され，その固化の際の分別結晶

PKT 周辺のトリウム分布は，こうした複雑な衝突史化によって，カンラン石や低カルシウム輝石に富む岩／火成活動の歴史を反映しているのではないだろうか．

石が形成された．ただし小規模な衝突盆地周辺で観測

表側の衝突盆地には強い正のフリーエア重力異常

されるカンラン石は，溶融放出物から分化した物質で（マスコン）が存在する．これは，これらの盆地が形成はなく直接マントルから放出された可能性もある．

された 40 億年ほど前には，すでに地殻がかなり固く

今後この 2 つの説を，観測的に区別／検証するにはなっておりアイソスタシーが回復しなかったことを意

どうしたらよいだろうか？（b）の場合，分化が起っ

味 し て い る． プ ロ セ ラ ル ム 衝 突 が， 熱 源 で あ る

たのが大洋よりも小さな海のレベルであるため，（a）

KREEP を早い時期に表面に放出したとすれば，月はに比べると，斜長岩に富む岩体と，低カルシウム輝石

早く冷却しマスコンの形成条件も満たされやすくなる．

／カンラン石に富む岩体が比較的小さいスケールで隣

最近 Morbidelli らは，原始惑星形成後に残された微接していると予測される．図 3 に示されているとおり，

惑星の軌道／サイズ分布シミュレーションを行い，SP による全球サーベイから PAN，低カルシウム輝石 ,SPA 内の 20 km 以上のクレーター密度と比較するこ

カンラン石といった複数の鉱物種が隣接する領域はすとで，SPA の形成は 43.3 〜 43.6 億年前だったと予測しでに同定できている．現在我々は，MI のマルチスペている [19]．彼らのモデルによれば 45 億年前の衝突フクトル画像や LROC の高解像度画像を用いて，こうし

ラックスは，この SPA 形成時に比べて 10 倍以上高くた領域の詳細な地質調査をすすめつつある．

なっている．つまり，マグマオーシャンから斜長石地

2 つのシナリオを区別する上で重要なもうひとつの殻が浮上した直後，urKREEP がオーバーターンで深ポイントは，
岩石中の斜長石の割合である．
（a）
の場合，

部に落ちてしまう前に，SPA よりも大規模な衝突がSP が同定した低カルシウム輝石およびカンラン石に起こったというシナリオは十分に成立する．その後，富む岩体はいずれもマントルに起源を持つため，斜長SPA 衝突が起こった時には urKREEP はすでにオーバ

石をほとんど含んでいないはずである．一方（b）の場

ーターンにより深部へ持ち込まれていた，あるいはプ合は，SP によって同定された低カルシウム輝石およロセラルム衝突の影響で表側へ移動していたと考えれ

びカンラン石に富む岩体は，14310 のように斜長石をば [20]，SPAT のトリウム量が PKT より低くなってい多く含む可能性が高い [19]．2.1 節で述べたとおり，反ることも自然に説明できる．

射率の高い斜長岩の吸収帯は，より暗いカンラン石／
輝石の吸収帯で容易に隠されてしまう．宇宙風化の影
響を適切に補正し，絶対反射率を出すことができれば，■2014遊星人Vol23-1.indd

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月探査衛星「かぐや」の分光観測に基づく月のマントル・地殻進化の新たな描像／中村 他

23放射輸送モデルとの比較によって斜長石の割合を見積

ーシャンが存在し，主に低カルシウム輝石から成る上

もることもできるが，確実な結論を出すのは難しい

部マントル（〜ダイオジェナイト）と，輝石 / 斜長石か[14]．その他のリモートセンシング観測手法としては

ら成る地殻（〜ユークライト）を形成したと考えられて（1）X 線分光による元素分布観測（2）SiO2 の割合を制約いる [22]．Dawn 探査機に搭載されたイメージング分

できる熱赤外分光観測がある．周回軌道上からの X 線

光器は，低緯度域がユークライトに，南極付近に存在

分光によって，表面物質の Al/Si 比率が決定できればする巨大衝突盆地ではダイオジェナイトに相当する岩

斜長石の割合を推定できる．しかし SP で観測された石が露出していることを明らかにした [23]．これは南露頭のサイズは 10km に満たないものがほとんどであ

極付近での巨大衝突によって地殻が剥ぎ取られ，マンり，強烈な太陽フレアが起った時でなければ十分な精トルが露出したためだと解釈されている．ベスタ全球度での観測は困難であろう．一方 Lunar Reconnais-

を覆っていたマグマオーシャンの深さは明らかではな

sance Orbiter に搭載された DIVINER のような中間赤いが，その広がりは雨の海や SPA 衝突後に形成され外分光器は，放射率スペクトルから SiO2 の量比を導た月の「マグマの海」とほぼ同規模である．両者が共出できるため，（a）（b）2 つのシナリオを区別できる可に低カルシウム輝石に富んだ岩相を示している偶然な能性がある．しかし，いままでの解析では宇宙風化やのだろうか？それとも共通の規模・組成をもっていた地形の影響を完全には除去できておらず，十分な精度ゆえの必然なのだろうか？

の高い SiO2 量導出には成功していないようである．

かりに月の「マグマの海」とベスタのマグマオーシ

決定的な答えを得るためには，やはりランダー／ロー

ャンの組成や広がりが同じだったとしても，深さ（〜バーによるその場測定や，地球に持ち帰ったサンプル

冷却タイムスケール）や重力の違いによって，分化プの分析が必要となるだろう．米国では SPA からのサロセスには違いが生じるはずである．近い将来「かぐンプルリターンミッション MoonRise が，NASA のニや」や Dawn の観測データ解析がさらにすすめば，月ューフロンティアプログラムに提案されている．SPAの「マグマの海」やベスタのマグマオーシャンの固結から衝突溶融物のサンプルを持ち帰り，年代決定を行過程の詳細なモデルを構築できるようになるだろう．

うことで，後期重爆撃の期間に制約をつけることが最大規模な衝突溶融物の固化過程を異なる天体で調べ，大のミッション目的である．この衝突溶融物が斜長石

天体ごとの独自性と共通性を明らかにすることは，今をどの程度含むかで，シナリオ（a）（b）を区別できる

後の比較惑星学における重要なトピックとなる．月の可能性がある．

「マグマの海」を調べることは，月のマグマオーシャ

さらに，プロセラルム衝突に由来する衝突溶融物を持ち帰って年代を決定し，SPA の衝突年代と比較す

ンはもとより，地球の「マグマの海」
・地球のマグマオーシャンの理解にもつながると期待される．

ることができれば，3 章で提案した大規模衝突による
PKT/SPAT の 形 成 シ ナ リ オ も 検 証 で き る． な お，

参考文献

MoonRise については，月の裏側にある地球＝月系のL2 ラグランジュ点にオリオン宇宙船を送り，宇宙飛行士がここからランダー・ローバーを操作することでサンプルを採取するという有人探査との組み合わせミッ シ ョ ン も 検 討 さ れ て い る（http : //www.lpi.usra.

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直径約 500 km の小惑星ベスタは，ホワルダイト・
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