Observation of the lunar ionosphere by the dual-spacecraft radio
occultation technique in SELENE
Abstract
Observations of the bending near the moon of radio waves emitted from the radio starin the 1960s and radio occultation experiments performed in the Luna missions ofRussia in the 1970s indicated the existence of the lunar ionosphere on the sunlit sidewith electron densities of the order of 100 cm-3. On the other hand, theoretically thelunar ionosphere is thought to have densities on the order of 1 cm-3 when we consider
that the solar wind electric field sweeps ions and electrons away and that the density of
the lunar neutral atmosphere is as low as 104 -105 cm-3. The radio science (RS)experiments in the SELENE (KAGUYA) mission aims at solving this problem.
In the SELENE RS, we have conducted more than 300 observations of the lunar
ionosphere by using two radio frequencies of 2218 MHz and 8456.125 MHz transmitted
from a single spacecraft (Vstar). The purpose of using two radio frequencies is toextract the contribution from the electrons density along the ray path by removing theeffects of the frequency variations of the onboard frequency source via a linear
combination of the phase variations in the two frequency bands. In addition to thissingle spacecraft method, we have conducted a new occultation method using twosatellites, which is the theme of this thesis. In this method, one of the two sub-satellites,Rstar, is used to measure the terrestrial ionosphere contribution while anothersub-satellite, Vstar, is occulted by the moon; the difference between the two
measurements gives the lunar ionosphere component without being disturbed by theEarth’s ionosphere. A difficulty in this method was that we were forced to use twoS-bands whose frequencies are close to each other (2218 MHz and 2287 MHz) becauseof the specification of the Rstar’s transponder. This results in a relatively large
uncertainty in the derived electron density. Another difficulty was that the two
sub-satellites must be present within the beam diameter of the ground antenna, andconsequently, the number of observation opportunities was limited.
The 21 observations by this method covered the solar zenith angles (SZA) rangingfromto. Within this SZA range we do not see a steady increase of theelectron density even on the sunlit side of the lunar surface; this result is not in harmony

with the result from the Luna missions, in which the enhanced electron density is astable feature on the sunlit surface even near the terminator. There are two exceptional
cases at SZA =and, in which enhancements of the electron column

density were observed below ~30 km altitude with magnitudes similar to those observedin the Luna missions. This implies that the lunar ionosphere has a sporadic or localizedfeature in this SZA range.

要旨（日本語訳）
1960 年代の電波天体を用いた掩蔽観測や 1970 年代のロシアの月ミッションでの電波掩蔽観測により、昼側の月面近傍に密度にして数百個 cm-3 の電子が存在することが示唆された。一方、月には地球のような磁気圏が存在しないため、太陽風の電場によりプラズマが速やかに剥ぎ取られることが予想される。そのためせいぜい 104 -105 個 cm-3 程度の密度である月の中性大気が電離されることだけを考慮すると、月周辺の電子密度は１個 cm-3 程度であると理論的に見積もられる。また電波天体を用いた掩蔽観測で月の電離層の存在を否定するような結果も得られているということもあり、一般的には月の電離層の存在は受け入れられていない。もし月に電離層があるとなれば月の環境科学に対して新たな知見を得る事になる。かぐや電波科学(RS)ではこの問題に決着を付ける事を目的としている。
かぐや電波科学では、1 機の衛星から送信される 2218 MHz と 8456.125 MHzの電波を用いる従来型の電波掩蔽観測を 300 回以上実施した。2 周波を用いるのは、これらの位相の線形結合により搭載発振器の周波数変動の影響を除去して電子密度の寄与を取り出すためである。この手法に加えて私は、かぐやミッシ
ョンにおける２機の子衛星を同時に用いる電波掩蔽により月の電離層の観測をするという、世界でも類をみない手法を試みた。従来の電波掩蔽観測のように電波源が一つの場合は、地球電離層や太陽風プラズマの寄与と月電離層の寄与を分離できないという問題があったが、今回は１機が月で掩蔽されている間にもう１機で地球電離層と太陽風プラズマの寄与をモニターすることにより、月周辺の電子密度のみを測定できる。だが 2 機観測の場合には、一方の衛星の設計から、使用できる 2 つの周波数が 2218 MHz と 2287 MHz という極めて近いものである。そのためこれらの位相の線形結合で求めた電子コラム密度には観測ノイズが大きいという問題がある。また２機の衛星がアンテナのビーム径に入っていなくてはならないため、観測回数と観測領域が限られるという欠点がある。私はこれらの制限のもとで月電離層の寄与を検出すべくデータ解析を実施した。
2 機による観測では月面での太陽天頂角が〜の範囲で 21 回にわたってデータが得られた。この範囲では、平均的には月面近傍での電子密度の増分は見られなかった。この結果は、日照側であれば太陽天頂角が比較的大きくても安定した電離層が存在すると結論づけたロシアの観測結果と異なる。その一方で、例外的に日照側の２例において、有意と思われる電子密度の増分が見られた。