かぐやのマルチバンドイメージャによる Mare Humorum の basalt 厚の推定
久保 公央 1 , 大竹 真紀子 2 , 並木 則行 3, 山路 敦 4, 春山 純一 2, 松永 恒雄 5１

九州大学大学院 理学府 地球惑星科学専攻，2 宇宙科学研究本部 / 宇宙航空研究開発機構 (ISAS / JAXA)

3

千葉工業大学 惑星探査研究センター (PERC / Chitech)，4 京都大学大学院 理学研究科 地球惑星専攻,

5

国立環境研究所 地球環境研究センター

月の海における basalt 厚の推定は 4 つの点で重要である．1 つ目は個々の溶岩流の basalt 厚を調べることで，月表面の火成活動史を知ることができる [e.g., 1, 2]．2 つ目は，basalt 厚から体積を求め，basalt の鉱物組成と組み合わせることで月の海を形成させたマグマ源のサイズや溶融状態を知ることができる[3]．3 つ目は，basalt は始め水平に堆積するはずなので，その後生じた垂直方向の歪みを測ることでリソスフェアの変形の様子を知ることができる．最後の 4 つ目は，basalt の質量はマスコンと呼ばれる正の重力異常を示す衝突盆地地形の地下構造を制約する手掛かりになる[4]．
これまで basalt 厚の推定はいくつかの手法で行われてきた．De Hon [5]は部分的に basalt に埋まったクレーターのリムから厚さを見積もった．しかしこの手法では basalt に隠れたクレーターの地下構造の仮定やクレーターより古い basalt厚の推定に問題点があり[6]，厳密には basalt 厚の下限値を推定していると考えられる．Budney and Lucey [7]はクレメンタインのマルチバンド画像を使い，basalt を貫通したクレーターのイジェクタが飛んだ距離から basalt 厚を推定した．この手法では衛星データの質（バンド数:5，解像度：> 100 m / pixel）がかぐやのデータと比べて悪い点や，イジェクタがミキシングを起こし highland と mare 物質の境界を識別することが難しい点に問題がある．
本研究では上の 2 つの問題点を解決するため月周回衛星「かぐや」（SELENE）のマルチバンドイメージャ(MI)の画像データから mare basalt 厚の再検証を行った．かぐやの MI は可視～近赤外域(415 nm ～ 750 nm)で月面を撮像し，データの質はバンド数が 9，解像度が VIS: 20 m / pixel, NIR: 60 m / pixel とクレメンタインの UVVIS カメラを上回る [8]．
またインドのチャンドラヤーンに搭載された Moon Mineralogy Mapper (M3，バンド数 261, 解像度 70 m or 140m)はバンド数や波長域(430 nm ～ 3000 nm)で MI を上回るが，MI は空間解像度が高い点やバンド間の視差から算出した地形データがある点が M3 より有利である．この MI データの利点を生かすことで，イジェクタではなくクレーター内部に見えている basalt 厚や層構造を識別し，直接測定することができる．今回調査対象としたのは Mare Humorum (中心 20  24'S , 38  36 'W , 直径 425 km)で，本研究の basalt 厚と過去の推定値[5, 6]との比較を行った．
本研究ではエンドメンバーへの分解[e.g., 7]と FeO 含有量推定[9]を使いクレーター内部における basalt と highland 物質を識別した．エンドメンバーは Budney and Lucey [7]で使用されたエリアに従って fresh highland (20 S , 54  50 'W ),fresh mare (21  40 'S , 54 W ), mature mare (20  50 'S , 37  50 'W )の 3 つを選んだ．また Budney and Lucey [7]では 750nm の反射率で他のバンドの値を規格化したのに対し，本研究では 750 nm と 1550 nm の反射率を結ぶコンティナムから各バンドの吸収の深さの値を算出して風化の影響を軽減し[e.g., 10]，クレーター内部における 3 つのエンドメンバーの存在量を求めた．また，highland 物質は FeO 含有量が少なく，mare 物質は多いので，FeO マップを補助的に合わせることで fresh highland と fresh mare をより確実に識別し境界を決定できる．次に地形データからこの境界の高度を調べ，リムからの差を basalt 厚として求めた．この手法による basalt 厚推定を Budney and Lucey [7]で調査されたクレーター44 個のうち，内壁の崩壊が小さい 31 個のクレーターに対して行った．
Budney and Lucey [7]で basalt を貫通したと確認されたクレーターでは 15 個である．今回はその中の内壁の崩壊が小さい 11 個のクレーターで basalt 厚の比較を行った(表 1)．その結果 7 つのクレーターでは basalt 厚が Budney and Lucey[7]より 1～1.5 倍厚いことが分かった． 一方 Liebig FA, Gassendi L (表 1 - 8, 9)は今回クレーターの内壁に fresh highlandの層が見えないため basalt を貫通していないことが分かった．Gassendi O, Doppelmayer T(表 1 - 10, 11)では freshhighland がクレーター内壁に不均質に広がっていて，この 2 つのクレーターは basalt 厚を推定できなかった．これはクレーターがある場所の地下に衝突盆地の凹凸地形やリング地形が埋まっているからだと考えられる．
本研究で Basalt を貫通したクレーターは海の縁やその近くにあり，中心付近では basalt 厚を決定できなかった．海の縁では basalt が薄いと考えられ，直径 5 ～10 km の大きさのクレーターが basalt を貫通している．反対に Humorum の中央付近では basalt は厚く，直径が 10km を超えるようなクレーターが無かった．このため海の縁以外では basalt 厚の下限値しか得られなかったと考えられる．また basalt 厚の推定値が Budeny and Lucey [7]より大きくなった要因として, (1)Budeny and Lucey [7]が fresh highland/fresh mare の境界を実際よりも遠い位置において，結果推定値が小さくなった,(2) 本研究ではクレーター形成過程での内壁の引き延ばしを考慮していないので，basalt 層を過大評価している，の 2つが考えられる．(1)に関して，Hippalus A (表 1 - 1)ではリムから 3 半径の距離まで fresh highland のイジェクタが飛んでいると判断している．しかし本研究では fresh highland のイジェクタは 1 半径しか飛んでいない．この差はエンドメンバーに分解する際に，Budney and Lucey [7]は反射率，本研究では吸収の深さを使用したことに起因する．後者の方がスペクトル解析における風化の影響を軽減した値という点で有利である．よって Budney and Lucey [7]は basalt 厚を過小評価している可能性がある．
本研究では現在 2 個のクレーターの内壁に basalt の多層構造を同定することができた．Liebig FA (表 1 - 8) (図 1)は1000 nm の単バンド画像でクレーター内部に basalt の 2 層構造が見られる．このクレーターの 1250 nm でのコンティナムからの吸収の深さを見ると，層によってそれぞれ異なる吸収の深さの分布を示していることが分かる(図 1, 2)．この 2 層が Hieginger [11]で示された溶岩流のユニットに対応しているか現在解析を進めている．Liebig FA と同様なクレーターをHumorum 全体で調べることによって，溶岩流の厚さ，体積，分布，さらに層序に制約を与えることができる．この結果をHieginger [11]の溶岩流ユニット，LRS の観測結果[12, 13]との比較，議論をしたい．
直径 Budney and Lucey
クレーター名[1] Hieginger et al. (2002) GRL, doi:10.1029/2002GL014847., [2]Morota et al. (2009) GRL, doi:10.1029/2009GL040472., [3]Hieginger and Head (2006) Chapter.1, NEW VIEWS of theMOON, 721 pp., [4] Namiki et al. (2009) Science, 323, 900-905.,[5] De Hon (1977) PLPSC, 8, 633-641., [6] Horz (1978) PLPSC,et al. (1998) JGR, 103, 3679-3699., [10] Ohtake et al. (2009)
Naturte,461, 236-240., [11] Hieginger (2000) JGR, 105, 29239 –(km)(1998) (m)(m)

23  46 'S 32  46 'W

7.6

300 ± 100500

2 Gassendi OA

21  12 'S 34  21 'W

4.5200 ± 50

300

327  55 'S 33  18 'W

6.050 ± 500 – 60

4 Liebig F

24  39 'S 45  40 'W

8.70 - 50

170 -250

5 Vietello E

29  8 'S 35  40 'W

7.0

200 ± 100220

6Doppelmayer S 28  7 'S 43  36 'W

4.4200 ± 50

240

7Doppelmayer S1 27  49 'S 44  45 'W

4.2

100 ± 50160

8 Liebig FA

24  48 'S 44  57 'W

3.6300 ± 50

> 380

9 Gassendi L

20  22 'S 41  38 'W

4.4450 ± 100> 590

10Doppelmayer T 25  58 'S 43  12 'W

3.0150 ± 50

NA21  55 'S 35  0 'W

10.8500 ± 200

NAKelvin D29275.,[12] Oshigami (2009) GRL, doi:10.1029/2009GL039835.,[13] 渡辺ほか (2009) 日本惑星科学会秋季講演会.

本研究

経度

1 Hippalus A

9, 3311-3331., [7] Budney and Lucey (1998) JGR, 103,16855-16870., [8] Ohtake et al. (2008) EPS, 257-264., [9] Lucey

緯度11 Gassendi O

表 1basalt 厚の推定結果

図 1 Libig FA(直径 3.8 km)(左) 1000 nm 画像，(右) 1250 nm でのコンティナムからの吸収の深さ

図 2950 nm – 1250 nm の吸収の深さの分布