⽉月の地質⼤大⽵竹真紀⼦子 　（宇宙航空研究開発機構 　宇宙科学研究所）

1もくじ
1．はじめに
2.これまでの⽉月地質研究の成果 　 　 　・⽉月試料料による成果 　 　 　・リモートセンシングによる成果 　 　 　・統合した現状理理解
3．⽉月地質に残された科学課題
4．⽉月科学以外の観点からの地質 　 　・⽉月の資源利利⽤用 　 　・⽉月⾯面環境利利⽤用
2

1． 　はじめに：海と⾼高地

⽉月の表⾯面には反射率率率が⾼高く⽩白く⾒見見える領領域と，反射率率率が低く⿊黒
く⾒見見える領領域がある．これらは標⾼高が⾼高い地域と低い地域に対応し，⾼高地と海と呼ばれている．⽉月の海は⽉月全球の約17%の⾯面積を占めており，その⼤大部分は⽉月の表側に集中している  
北北極

表側

裏裏側
⾼高地

海

⾼高地

南極

3
「かぐや」マルチバンドイメージャによる⽉月⾯面

クレータの分布（「かぐや」マルチバンドイメージャによる⽉月⾯面にHead  et  al.,  Science,  2010による直径20km以上のクレータを描画）

4

クレータの形状↑経験的にクレーターの直径と深さなど，各パラメータの関係式が得られている『かぐや』地形カメラによるクレータ画像（ジョルダーノ・ブルーノ，直径22km）

クレーターサイズによる形状の違い
⼤大きくなるに従って
simpleクレーター  à  complexクレーター  à  basinへと変化する(a)  micro  crater  on  a  lunar  glass  spherule  (<1  mm)(b)bowlshaped  crater  (Linn.,  2.5  km)(c)transitional  crater  (Taruntius,  8.5  km)(d)  complex  crater  (Euler,  28  km)(e)  central  peak  crater  (Tycho,  85  km)(f)  ﬂoor-‐‑‒fractured  crater  (Gassendi,  110  km)(g)  central  peak  ring  basin  (Schr.dinger,  320  km)  (h)  multi-‐‑‒ringed  basin  (Orientale,  930  km)

(Hiesinger  and  Head,  in  New  Views  of  the  Moon,  pp1-‐‑‒81,  2006)  中央丘↑Complexクレータの中央に地下岩⽯石が隆起・露露出した丘ができ，この部分の観測は地下を⾒見見る“窓”として重要(Hiesinger  and  Head,  in  New  Views  of  the  Moon,  pp1-‐‑‒81,  2006)  5

⽉月の地質年年代区分と露露出⾯面積• 各時代の代表的クレータ・盆地の名前から5つに区分されている• Pre-‐‑‒Nectarianの詳細は不不明（最⼤大の盆地の形成年年代も不不明）
ネクタリアン
プレネクタリアン
インブリアン

エラトステネシアン

コペルニカン＊各区分の区切切りとなる年年代は研究者によって異異なるので注意(Courtesy  of  the  U.  S.  Geological  Survey,  after  Wilhelms  1987,  The  Geologic  History  of  the  Moon,  Fig.  14.3,  p.  277)6

これまでに作られた⽉月の地質図(Wilhelms  1987,  The  Geologic  History  of  the  Moon)

近年年の⽉月探査で得られたデータを基にした新しい地質図はまだ作られていない

7

⽉月の主要鉱物・岩⽯石
１．鉱物名とその意味:⽉月⾯面に存在する主要鉱物は斜⻑⾧長⽯石/輝⽯石/かんらん⽯石/ｲﾙﾒﾅｲﾄ• 斜⻑⾧長⽯石（Al,Ca,Na,Si,Oからなる鉱物:  plagioclase）• 斜⻑⾧長⽯石の中でもCaが多く含まれる物をanorthiteと呼ぶ• 輝⽯石（Fe,Mg,Ca,Si,Oからなる鉱物:  pyroxene）• Fe/Mg/Caの含有量量⽐比がさまざまな情報を含む• かんらん⽯石（Fe,Mg,Si,Oからなる鉱物:  olivine）• Fe/Mg/Caの含有量量⽐比がさまざまな情報を含む• イルメナイト（Ti,Fe,Oからなる鉱物）：マグマオーシャン固化の最終 　段階で結晶化、また溶岩中にも多く含まれる場合あり
2.  岩⽯石名:鉱物と岩⽯石の違い：鉱物が集まったものが岩⽯石• 含まれる鉱物の種類と量量⽐比、科学組成などに応じて名前がつく• 斜⻑⾧長岩（anorthosite)：斜⻑⾧長⽯石が90%以上含まれる岩⽯石を斜⻑⾧長岩と呼ぶ(広義には90%以下でも）⽉月の初期地殻は斜⻑⾧長岩で構成されている• ⽞玄武岩（basalt)：マントルが溶融してできたマグマが表⾯面に噴出し，冷冷却固化したもの
8

2．これまでの⽉月地質研究の成果

9

着陸陸探査と周回探査の違い
着陸陸探査：1箇所，その場観測  and/or  サンプルリターン
周回探査：リモートセンシング，全球観測が可能，空間分解能に制約
極周回
表側

裏裏側

海

⾼高地
着陸陸

⾼高地

「かぐや」マルチバンドイメージャによる⽉月⾯面

10

⽉月探査の歴史
ミッション名打ち上げ⽇日国名

探査⼿手 帰還試料料
法
重量量(kg)

備考

ルナ2号

1959/9

旧ソ連

周回

 　

⽉月に命中、⼈人類史上初めて他の天体に到達した⼈人⼯工物体

ルナ・オービタ5号

1967/8

アメリカ

周回

 　

成功１〜～５号で⽉月表⾯面の99%を写真に納める

アポロ11号

1969/7

アメリカ

着陸陸

21.6

初の⼈人類⽉月着陸陸アポロ12号

1969/11

アメリカ

着陸陸

34.3

 　

ルナ16号

1970/9

旧ソ連

着陸陸

 　

豊かの海に着陸陸、遠隔操作で⽉月の⼟土壌を地球に持ち帰るのに成功

ルナ17号

1970/11

旧ソ連

着陸陸

 　

8輪輪の無⼈人⽉月⾯面⾞車車ルノホート1号を⽉月⾯面に降降ろし、10km⾛走る

アポロ14号

1971/1

アメリカ

着陸陸

42.3

 　

アポロ15号
ルナ20号

1971/7
1972/2

アメリカ
旧ソ連

着陸陸
着陸陸

77.3
 　

初めて⽉月⾯面移動⾞車車が使われる
50gの標本を持ち帰る

アポロ16号

1972/4

アメリカ

着陸陸

95.7

ケイリー⾼高原に着陸陸

アポロ17号
ルナ24号
ひてん・はごろも

1972/12
1976/8
1990/1

アメリカ
旧ソ連
⽇日本

着陸陸
着陸陸
周回

110.5
 　
 　

最初の地質学者の宇宙⾶飛⾏行行⼠士
170gの標本を持ち帰る
⽇日本最初の⽉月探査衛星．⽉月のスイング・バイ技術など⼯工学実験を実施

クレメンタイン1994/1

アメリカ

周回

 　

 　

ルナ・プロスペクター
1998/1
スマート1
2003/9かぐや
2007/9嫦娥1号
2007/10
チャンドラヤーン1号
2008/10
ルナ・リコネサンス・オービ
タ2009/6嫦娥2号
2010/10

アメリカ
ESA
⽇日本
中国
インド

周回
周回
周回
周回
周回

 　
 　
 　
 　
 　

 　
 　
⽉月周回探査機として最多の14種の観測機器を搭載
 　
 　

アメリカ
中国

周回
周回

 　
 　

 　
 　

グレイル

2011/9

アメリカ

周回

 　

 　

ラディー
嫦娥3号

2013/92013/12

アメリカ
中国

周回
着陸陸

 　
 　

⽉月⼤大気と塵環境の探査
⽉月⾯面に軟着陸陸、⽉月⾯面探査機（無⼈人⽉月⾯面⾞車車の「⽟玉兎号」）

合計約400kgの試料料

JAXA宇宙情報センターwebページの情報に加筆・修正

11

⽉月試料料による成果
⽉月探査の着陸陸点とアポロによる試料料採取点

l ⽉月試料料にはアポロなど着陸陸探査による帰還試料料と⽉月隕
⽯石とがあるl これまでの⽉月探査の着陸陸点
は⽉月の表側のみに限られているl 帰還試料料の中で最も広く研究に⽤用いられているアポロ
試料料は，表側のしかもごく⼀一部の領領域からのみの採取
⽉月の表側＋ 　着陸陸点 　 　アポロによる試料料採取点

12

⽉月帰還試料料の例例（1）⽞玄武岩 　試料料番号15016  NASA#  S71-‐‑‒46632

斜⻑⾧長岩 　試料料番号：15415    NASA#  S71-‐‑‒44990

採取される前の15415
NASA  AS15-‐‑‒90-‐‑‒12227HR

試料料番号：15415 　薄⽚片写真 　（画像の幅が3mmに相当)
NASA#  S71-‐‑‒5263

礫岩 　試料料番号67016
NASA  #  S81-‐‑‒26050• ⽉月⾯面に存在する岩⽯石の多くは岩⽯石が破砕されてできた礫岩．少数だけ破砕や溶融を受けた痕跡がない岩⽯石が
存在する．

13

⽉月帰還試料料の例例（2）グリーンガラス  15401(Carusi  et  al.,  in  The  Apollo  15  lunar  samples,  1972)

オレンジガラス  74220(Meyer  et  al.,  Proc.  6th  Lunar  Sci.  Conf.,  1673-‐‑‒1699  ,  1975)• 揮発性成分に富むマグマが勢い良良く
⽉月⾯面に噴出して急冷冷することにより，ガラス粒粒⼦子ができる• マグマに含まれるチタンの量量によってオレンジやグリーンに⾒見見える• このようなガラス中に以前考えられていたのに⽐比べて多くの揮発性成分が⾒見見つかり(Saal  et  al.,  Nature,  2008)，近年年注⽬目されている
14

⽉月表層の状態
水平＆深さ方向の物質混合層概念念的な地殻断⾯面構造(Heiken  et  al.,  in  Lunar  Source  Book,  1991)

上：宇宙⾶飛⾏行行⼠士による⽉月⾯面ドリルコア採取
下：地球の試料料取り扱い設備に持ち帰られたドリルコア試料料(http://curator.jsc.nasa.gov/lunar/lsc/A17drill.pdf)• 表層のほとんどは“レゴリス”と呼ばれる細粒粒粒粒⼦子で覆われている（粒粒⼦子
サイズの平均は0.1mm前後）• レゴリス層の中やその下に天体衝突による破砕や溶融，攪拌を受けた物 15
質が混合されて存在する

⽉月試料料の化学組成（例例） 　斜⻑⾧長⽯石輝⽯石
かんらん⽯石不不透明鉱物

斜⻑⾧長岩(62236)	

⾼高チタン
⽞玄武岩
(70215)	

低チタン
⽞玄武岩(12064)	

超低チタン
⽞玄武岩
(7008,356)	

85	
11	
4	
-	

29	
42	
7	
18	

39.1	
55.4	
-	
-	

31.1	
60.0	
5.3	
1.0	

*斜⻑⾧長岩はWarren  and  Wasson  (1978)，⽞玄武岩は表の左からLonghi  et  al.  (1974)，  Neal  et  al.  (1994)，Vaniman  and  Papike  (1977)  による．⽞玄武岩はチタンの含有量量によって⾼高チタン，低チタン，超低チタ
ン⽞玄武岩に分類される．ここで⽰示す超低チタン⽞玄武岩は研磨薄⽚片内の岩⽯石⽚片の値．  (  )の中はアポロの試料料番号．  

 　斜⻑⾧長岩	
(15415)	

⾼高チタン
⽞玄武岩
(70215)	

低チタン
⽞玄武岩(12064)	

SiO2	
TiO2	
Al2O3
Cr2O3
FeO	
MnO	

44.5	
0.020	
35.6	
0.003	
0.21	
0.006	

37.8	
13	
8.8	
0.41	
19.7	
0.27	

46.3	
4	
10.7	
0.37	
19.9	
0.27	

MgO	

0.26	

8.4	

6.5	

CaO	
Na2O	
K2O	
P2O5
Total	

20.4	
0.36	
0.015	
0.009	
101.4	

10.7	
0.36	
0.05	
-	
99.49	

11.8	
0.28	
0.07	
-	
100.19	*斜⻑⾧長岩はRyder  (1985)，⽞玄武岩はBVSP(1981)のコンパイルデータから

16

⽉月試料料による成果

A）マグマオーシャン仮説の確⽴立立 　-‐‑‒斜⻑⾧長岩地殻の発⾒見見によるマグマオーシャン仮説の確⽴立立      -‐‑‒巨⼤大衝突による⽉月(惑星)形成説を⽀支持B）⽉月(太陽系)約45億年年の年年代軸の確⽴立立-‐‑‒試料料の放射性年年代によって，⽉月の地殻形成など天体進化にとって重要なイベントの年年代を決定-‐‑‒クレーター年年代学に年年代数値を与えることで⽉月(太陽系)の歴史に年年代軸を提供

17A）マグマオーシャン仮説の確⽴立立 　-‐‑‒斜⻑⾧長岩地殻の発⾒見見によるマグマオーシャン仮説の確⽴立立
アポロ以前⽉月は冷冷たく/熱く⽣生まれたという2説あった 斜⻑⾧長岩の年年代
サンプル
リターン

アポロ試料料から-‐‑‒⽉月⾯面の⽩白い領領域は斜⻑⾧長岩で出来ている その場観測-‐‑‒⽉月全体が厚い斜⻑⾧長岩で覆われている 　厚さ55-‐‑‒75  km（地震学より）-‐‑‒アポロ試料料から斜⻑⾧長岩地殻は古い（〜～44億年年）
サンプル
リターン

• このような斜⻑⾧長岩地殻を作るには⼤大量量のマグマが必要であり，⽉月の形成直後は表⾯面全体がマグマで覆われていたとするマグマオーシャン仮説が確⽴立立した• 現在では，⽉月だけでなく地球にもマグマオーシャンがあったと考えられる(Shearer  et  al.,  in  New  Views  of  the  Moon,  pp1-‐‑‒81,  2006)
データはShearer  and  Papike  (1999より)

18

マグマオーシャン仮説

マグマオーシャンの形成と固化

⽉月の形成

巨⼤大衝突

2!,"&!/'  

4

$-(
3%

0)#1

.!/'
%

  +4%  %* ＜地殻の形成過程：「かぐや」以前＞

地殻

斜⻑⾧長岩

マグマオーシャン

重い結晶

地殻内部の拡⼤大トラップされた10-‐‑‒20%のマグマが別な鉱物になるのでこの地殻形成モデルでは
斜⻑⾧長⽯石はマグマより軽く、 純粋な斜⻑⾧長岩は形成されない浮上・集積して地殻を作る• 巨⼤大衝突により⽉月が形成した場合，集積時に⾼高温となりマグマ
オーシャンができることから，マグマオーシャンの存在は巨⼤大 19
衝突仮説と整合する

B）⽉月(太陽系)約45億年年の年年代軸の確⽴立立
巨⼤大衝突

マグマオーシャンの形成と固化

⽉月の形成

2!,"&!/'

4

$-(
3%

0)#1

.!/'  

%



斜⻑⾧長岩の年年代＝地殻形成+4%



%*



マグマオーシャンの固化（地殻形成），
⽕火成活動の時期など天体進化にとって重要なイベントの年年代を決定

⽞玄武岩の年年代＝⽕火成活動の始まり(Shearer  et  al.,  in  New  Views  of  the  Moon,  pp1-‐‑‒81,  2006)
データはShearer  and  Papike  (1999より)

20

B）⽉月(太陽系)約45億年年の年年代軸の確⽴立立
⽉月は昔のことを覚えているから．．
サンプル
リターン

-‐‑‒アポロ⽉月試料料の分析から 　衝突による溶融物の年年代を算出-‐‑‒⽉月⾯面の衝突フラックス

リモセン

これにより，クレーター年年代学が可能になった．この⼿手法は⽕火星など他の天体にも⽤用いられている 　 サンプル
リモセン 両者の融合
リターン 　 　クレーター年年代学： 　クレーター数密度度と該当領領域 　の年年代の関係を⽤用い，数密度度 　からある領領域の形成年年代を推 　定する（Heiken  et  al.,  in  Lunar  Source  Book,  1991)

21

リモートセンシングによる成果：⽉月探査の歴史
ミッション名打ち上げ⽇日国名

探査⼿手 帰還試料料
法
重量量(kg)

備考

ルナ2号

1959/9

旧ソ連

周回

 　

⽉月に命中、⼈人類史上初めて他の天体に到達した⼈人⼯工物体

ルナ・オービタ5号

1967/8

アメリカ

周回

 　

成功１〜～５号で⽉月表⾯面の99%を写真に納める

アポロ11号

1969/7

アメリカ

着陸陸

21.6

初の⼈人類⽉月着陸陸アポロ12号

1969/11

アメリカ

着陸陸

34.3

 　

ルナ16号

1970/9

旧ソ連

着陸陸

 　

豊かの海に着陸陸、遠隔操作で⽉月の⼟土壌を地球に持ち帰るのに成功

ルナ17号

1970/11

旧ソ連

着陸陸

 　

8輪輪の無⼈人⽉月⾯面⾞車車ルノホート1号を⽉月⾯面に降降ろし、10km⾛走る

アポロ14号

1971/1

アメリカ

着陸陸

42.3

 　

アポロ15号
ルナ20号

1971/7
1972/2

アメリカ
旧ソ連

着陸陸
着陸陸

77.3
 　

初めて⽉月⾯面移動⾞車車が使われる
50gの標本を持ち帰る

アポロ16号

1972/4

アメリカ

着陸陸

95.7

ケイリー⾼高原に着陸陸

アポロ17号
ルナ24号
ひてん・はごろも

1972/12
1976/8
1990/1

アメリカ
旧ソ連
⽇日本

着陸陸
着陸陸
周回

110.5
 　
 　

最初の地質学者の宇宙⾶飛⾏行行⼠士
170gの標本を持ち帰る
⽇日本最初の⽉月探査衛星．⽉月のスイング・バイ技術など⼯工学実験を実施

クレメンタイン1994/1

アメリカ

周回

 　

 　

ルナ・プロスペクター
スマート1
かぐや
嫦娥1号
チャンドラヤーン1号

1998/1
2003/92007/92007/10
2008/10

アメリカ
ESA
⽇日本
中国
インド

周回
周回
周回
周回
周回

 　
 　
 　
 　
 　

 　
 　
⽉月周回探査機として最多の14種の観測機器を搭載 　 　

ルナ・リコネサンス・オービタ 2009/6
嫦娥2号
2010/10

アメリカ
中国

周回
周回

 　
 　

 　
 　

グレイル

2011/9

アメリカ

周回

 　

 　

ラディー
嫦娥3号

2013/92013/12

アメリカ
中国

周回
着陸陸

 　
 　

⽉月⼤大気と塵環境の探査
⽉月⾯面に軟着陸陸、⽉月⾯面探査機（無⼈人⽉月⾯面⾞車車の「⽟玉兎号」）

1990年年代以降降多くの⽉月周回観測によって⽉月全球のデータが得られるようになった
JAXA宇宙情報センターwebページの情報に加筆・修正

22

主なリモートセンシングによる⽉月⾯面観測項⽬目• ⽉月⾯面モノクロ観測（⽴立立体視による地形観測）• ガンマ線観測（表⾯面の元素組成観測）• X線観測（表⾯面の元素組成観測）• ⽉月⾯面反射分光観測（表⾯面の鉱物，岩⽯石観測）• レーザ⾼高度度計観測（レーザ照射による表⾯面地形観測）• 重⼒力力場観測• 磁場観測23

リモートセンシングによる成果-‐‑‒望遠鏡観測や，アポロ計画による試料料分析などから1980年年代までは⽉月を⼤大きく⾼高
地と海に分け，表と裏裏での⾼高地と海の⾯面積⽐比の違いを⼆二分性として理理解-‐‑‒その後リモートセンシングデータにより，鉄やトリウムなどの元素濃度度を元に⽉月⾯面
を3つの性質の異異なる領領域に分けて理理解す
る提案

表側

裏裏側

(Jolliﬀ  et  al.,  JGR  2000)

1) Procellarum  KREEP  Terrane   　 　(PKT；嵐嵐の⼤大洋KREEP地塊)
2)Feldspathic  Highland  Terrane 　 　(FHT；⻑⾧長⽯石質⾼高地地塊)
3)South  Pole-‐‑‒Aitken  Terrane   　 　(SPAT；南極エイトケン盆地地塊)  24

3つの性質の異異なる領領域：その解釈
液相濃集元素に富む物質

表側2!,"&!/'

4

$-(
3%

0)#1

.!/'  

%





裏裏側

(Jolliﬀ  et  al.,  JGR  2000)

+4%



%*



1) Procellarum  KREEP  Terrane   　(PKT；嵐嵐の⼤大洋KREEP地塊) 　 　＝液相濃集元素に富む領領域
2)Feldspathic  Highland  Terrane 　(FHT；⻑⾧長⽯石質⾼高地地塊) 　 　＝原始地殻
3)South  Pole-‐‑‒Aitken  Terrane   　(SPAT；南極エイトケン盆地地塊)   　＝溶岩流流の噴出していない衝突盆地
25

海領領域の鉄，チタン量量
海の領領域はチタンや鉄の量量によってタイプ分
けされ，またクレータ
カウンティングによる噴出年年代によって組成と年年代との関係が研究されている「かぐや」マルチバン
ドイメージャデータを使った鉄，チタン量量(式はOtake  et  al.,  LPSC  abst.,  2012より）

26

⾼高地の研究:  純粋な斜⻑⾧長岩*の発⾒見見(1)＜背景・課題＞①巨⼤大衝突の証拠は残っているのか？
・巨⼤大衝突で形成すると⽉月は必然的に⾼高温になり全球がﾏｸﾞﾏｵｰｼｬﾝ 　（溶融層）に覆われる→これが巨⼤大衝突の証拠になり得る・ﾏｸﾞﾏ中で斜⻑⾧長⽯石が結晶化し浮上・集積して初期地殻が形成する 　そのため，斜⻑⾧長岩地殻は⼤大規模ﾏｸﾞﾏの証拠
KREEP 　→全球に斜⻑⾧長岩地殻があれば巨⼤大衝突 　 　の証拠だが，試料料採取されていない場所!
固化進⾏行行	 　 　については，従来直接証拠はなかった	 ＊斜⻑⾧長⽯石（Al,Ca,Si,Oからなる鉱物）の含有量量が100%に 　近い斜⻑⾧長岩（鉱物が集まったものが岩⽯石、斜⻑⾧長⽯石が90% 　以上含まれる岩⽯石を斜⻑⾧長岩と呼ぶ）

地殻の拡⼤大図
斜⻑⾧長⽯石結晶粒粒⼦子
斜⻑⾧長⽯石の隙間にトラップされたマグマから他の鉱物が10-‐‑‒20%程度度形成するため、純粋になることは不不可能27!

純粋な斜⻑⾧長岩の発⾒見見  (2)「かぐや」の分光画像（マルチバンドイメージャ：MI)では従来の⽉月探査データに⽐比べて以下の点が有利利
１）観測波⻑⾧長帯が⻑⾧長い(1550nmまで） ２）１桁⾼高い空間分解能 　  （20m/pixel)→主要鉱物吸収帯をカバーする 　 　 　反射率率率（％）              MI観測波⻑⾧長と⽉月⾯面主要鉱物の反射スペクトルTransmittance (%)

100

VIS 5 bands

NIR 4 bands


80
60


40
20



0
300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400 1500 1600

従来の⽉月探査「かぐや」マルチバンドイメージャ
波⻑⾧長(nm)28「かぐや」以前の観測波⻑⾧長：鉱物の吸収帯をカバーできていない
Wavelength (nm)

純粋な斜⻑⾧長岩の発⾒見見  (3)
＜「かぐや」による成果＞•従来⽉月試料料からの推定値（80-‐‑‒90%斜⻑⾧長⽯石)に⽐比べて格段に斜⻑⾧長⽯石（ほぼ100%)の多い、純粋な斜⻑⾧長岩が存在■純粋斜⻑⾧長岩■90-‐‑‒98%斜⻑⾧長⽯石■<90%斜⻑⾧長⽯石■  ⼩小さな四⾓角3km以浅■⼤大きな四⾓角3-‐‑‒30km•純粋な斜⻑⾧長岩が全球に分布
深さ3〜～30kmの混合の少ない地殻
本体が露露出する場所には，必ず純粋な斜⻑⾧長岩がある(⾼高地の⼤大きい四⾓角は全て■)→マグマオーシャンの証拠→地殻形成過程の理理解必要(Ohtake  et  al.,  Nature,  2009)29

地殻形成過程の⼆二分性発⾒見見  (1)

＜背景・課題＞②ﾏｸﾞﾏｵｰｼｬﾝの固化は⼀一様か？
③⼆二分性の成因は？
・従来の観測で⽉月の表と裏裏で特性が異異なる⼆二分性が指摘されて来たが成因（特にﾏｸﾞﾏｵｰｼｬﾝとの関連）は不不明→調査にはマグマの固化順序を⽰示す 　時計が必要でMg#*を使う＜⼆二分性の種類＞●地形●⽕火成活動量量●化学組成(Fe量量など）(Araki'et'al.,'2009)'
	
Th濃度度分布(Yamashita  et  al.,  GRL,  2010)          (Araki
et al.,	
Science, 2009)●地殻厚さ*Mg#=  Mg/(Fe+Mg)  モル％ 　
地殻中の輝⽯石（Fe,Mg,Caを含む鉱物）のMg#からマグマの固化順序がわかる→マグマから初期に固化:Mg#は⾼高いマグマ固化が進む：Mg#は低下
Ca濃度度分布  (Yamashita  et  al.,  EPSL,  2012)	

30

30
	
      地殻厚 (Ishihara et al., GRL, 2009)	

地殻形成過程の⼆二分性発⾒見見  (2)従来には無かった⾼高いS/Nの連続分光スペクトル（スペクトルプロ
ファイラ：SP)→これにより、⽉月⾯面の主要鉱物の１つである輝⽯石*の中のMg/Fe⽐比を測定可能＊輝⽯石：Ca,Mg,Fe,Si,Oからなる鉱物

吸収中⼼心：Mg/Feが⾼高いほど短波⻑⾧長へ移動
0.00

Plagioclase
OlivineAbsorption depth

-0.05
-0.10
-0.15
opx (1/4)
cpx (1/4)
ol (1/2)plImpact melt

-0.20

Pyroxene

-0.25
700

900

1100
1300
Wavelength (nm)

1500

31
(Matsunaga  et  al.,  2008)

地殻形成過程の⼆二分性発⾒見見  (3)

＜「かぐや」による成果＞
地殻のMg#分布に⼆二分性・裏裏側が⾼高く最⼤大80(従来推定より⾼高い）
・表側に向けて連続的に減少→裏裏側の地殻が先に固化形成した

A

B
mare!

mare!

Sharonov
crater!

90!

Bi�

Cs�

Hu� Gb�

45!

Lo�
Mo�

A�
0!

Fs�

Dj�

Me�

B�

Hz�

Ap16�

Or�

Sm�

Ko�
Ts�

Mr�

-45!

Sz�
Ty�

Pl�
-90!
0

45

表
＊緑は海領領域

90

135

180

裏裏

225

270

315

(Ohtake  et  al.,  Nature  Geoscience,  2012)

360!

表

32

地殻形成過程の⼆二分性発⾒見見  (4)「かぐや」ガンマ線観測による⽉月⾯面のTh  濃度度地殻は裏裏側でTh濃度度が低い→先に固化形成したことを⽰示す 　

Latitude (°N)

低いTh  =  始原的  (count)(Kobayashi  et  al.,  EPSL,  2012)

海の研究： 　若若い⽕火成活動活発期の発⾒見見  (1)

＜背景と課題＞②マントル溶融と⽕火成活動がいつ起こったのか？
・溶岩はマントルが溶融してマグマを形成しそれが噴出したもの
・⽕火成活動から⽉月の熱史を探るためには溶岩流流の噴出年年代と噴出量量の関係を明らかにする必要がある→クレータカウンティング⼿手法を⽤用いる

表側の海領領域単バンド画像

溶岩流流の区分け図年年代とクレータ個数密度度の関係(Morota  et  al.,  EPSL,  2011)34

若若い⽕火成活動活発期の発⾒見見  (2)「かぐや」の地形カメラは従来の⽉月探査データに⽐比べて⾼高い空間
解像度度(10m/pixel)で全球データを取得
また、クレータカウンティングに適した観測条件(太陽⾼高度度)での観測を実施(Haruyama  et  al.,  Science,  2009)35

若若い⽕火成活動活発期の発⾒見見  (3)

＜「かぐや」による成果＞
・約20億年年前を中⼼心とする若若い活発な⽕火成活動期を発⾒見見 　・古い時期溶岩流流はチタン含有量量少、若若い⽅方では多い→２つの活動が活発な時期とそれぞれ異異なる
従来研究
マントル溶融過程が必要
⻘青は古く
264

T. Morota et al. / Earth and Planetary Science Letters 302 (2011) 255–266

⾚赤は若若い

かぐや成果
チタン量量多い
少ない

裏裏
溶岩流流の年年代マップ

表

裏裏

Fig. 5. Global map of the model ages of mare basalts on the lunar surface, including Oceanus Procellarum, Mare Imbrium, Nubium, Insularum (This study; Hiesinger et al., 2000,
2003), Mare Orientale (Greeley et al., 1993), Mare Serenitatis, Humorum, Tranquillitatis, Humboldtinum, Australe (Hiesinger et al., 2000), Mare Cognitum (Hiesinger et al., 2003),
Mare Fecunditatis (Hiesinger et al., 2006), Mare Frigoris and other nearside maria (Hiesinger et al., 2010), Mare Moscoviense (Haruyama et al., 2009; Morota et al., 2009), and thosewithin the South Pole–Aitken basin (Haruyama et al., 2009), the Freundlich–Sharonov basin, the crater Campbell, the crater Kohlschütter (Morota et al., in press), and the crater
Tsiolkovsky (Tyrie, 1988).

titanium basalts occur mainly in the Imbrian Period (3.2–3.8 Ga); (6)the titanium variation in mare basalts may reﬂect vertical heterogeneity in titanium content in the upper mantle beneath the PKT.

New isotopic ages of mare basalts are required to resolve theduration of mare volcanism more reliably. Samples for radiometricage determinations should be obtained from sites carefully selectedon the basis of remote-sensing studies such as the youngest and oldest

36

溶岩流流年年代と噴出頻度度(Morota  et  al.,  EPSL,  2011)

36

SPA盆地内の地質(1)PoincareA_̲B書き直し

Poincare(Ohtake  et  al.,  GRL,  2014から改定)

SPA盆地内の地質(2)ApolloIngenii Leibnitz
Alder
BhabhaPoincarePlanckMantle moundAntoniadi

3
1

4
2
6 5
(Ohtake  et  al.,  GRL,  2014から改定)
R:900  G1050  B:1250

SPA盆地内の地質(3)• マントル物質と推定される岩相（低Ca-‐‑‒輝⽯石に富む）が存在• 盆地中央に盆地形成時の溶融物滞留留領領域が⾒見見つかる
180˚

150˚W

120˚W

低Ca輝⽯石に富む
マントル放出物

gabbroic ejecta
pyroclastic deposit

斜⻑⾧長岩
地殻の端点

mare

30˚S

mafic-rich noritc
mantle ejecta
anorthositic crust
gabbroic melt
(or cryptmare)

⾼高Ca輝⽯石に富む
SPA形成時の溶融物(または埋没した溶岩)
120˚E

150˚E

180˚

R:  900  nm吸収深さ
G:1050  nm吸収深さ
B:  1250  nm吸収深さ(Ohtake  et  al.,  GRL,  2014から改定)

39
150˚W

120˚W

90˚W

純粋な斜⻑⾧長岩とカンラン⽯石（マントル物質）の分布

純粋な斜⻑⾧長岩
カンラン⽯石にとむ地域	
  (Yamamoto  et  al.,  GRL,  2012)40純粋な斜⻑⾧長岩とカンラン⽯石の分布から解ること• 純粋な斜⻑⾧長岩からなる地殻が数⼗十kmに渡って存在する• 表側では純粋な斜⻑⾧長岩層の下にカンラン⽯石に富む下部地殻が存在する可能性あり（裏裏側には⾒見見られない）(Yamamoto  et  al.,  GRL,  2012)41

「かぐや」成果をもとに構築した新しい⽉月の地質
従来

新しい地殻の構造

0混合層〜～4 km上部地殻-‐‑‒斜⻑⾧長⽯石  82-‐‑‒92%-‐‑‒Mg#:50-‐‑‒70(全球均⼀一)
30 km

下部地殻
-‐‑‒下部ほど
斜⻑⾧長⽯石少ない
マントル（組成不不明）

	

対照的な地殻・内部構造

0 混合層
ややﾏﾌｨｯｸ多く鉱物量量⽐比も異異なる？
〜～4 km地殻

斜⻑⾧長⽯石  〜～100%
下部地殻存在の証拠無し
Mg#:表側50-‐‑‒70/裏裏側〜～80など⽔水平分化〜～50 kmまで

裏裏側：
⾼高いMg/Fe⽐比低いTh濃度度低い苦鉄質鉱物量量

マントルの浅い部分（低Ca-‐‑‒輝⽯石に富む？）
マントルより深い部分（かんらん⽯石に富む？）

表側

裏裏側
42

⾮非対称な地殻・内部構造

3．⽉月地質に残された科学課題

43

月の地殻の理解：現状の課題

アポロによる試料料採取地域

従来の⽉月リターン試料料の限界 　・採取領領域の狭さ(表側のごく⼀一部領領域) 　・⽔水平・垂直⽅方向にどこから来たのか不不明 　      （表層の混合層からの採取）→今後の探査では 　・混合層の下にある地殻本体の試料料採取 　・未採取領領域からの試料料
月の表側

地殻本体の化学組成や組織が保存されている深さ(> 2 km)からの試料が必要→地殻本体試料の入手には中央丘の探査が有効

水平方向＆深さ方向の物質混合層

概念的な地殻断面構造(Heiken  et  al.,  in  Lunar  Source  Book,  1991)

44

⽉月マグマオーシャンの固化年年代の謎(1)• マグマオーシャンの固化の数値シミュレーションから推定される値に⽐比べて⽉月⾼高地試料料の年年代に幅がありすぎる
⽉月試料料の年年代のコンパイル(Elkins-‐‑‒Tanton,  EPSL,  2011)45

⽉月マグマオーシャンの固化年年代の謎（2)
これまで“最も典型的な地殻”とされてきた⽉月表側試料料の年年代が⾮非常に若若い（若若すぎる）ことが報告された→この試料料（表の地殻）は-‐‑‒初期でなく2次地殻か？
-‐‑‒マグマオーシャン⾃自体無かった可能性も？

（Borg  et  al.,  Nature,  2011)→裏裏側地殻の年年代測定の意義。
表側地殻が裏裏よりも後に形成したと考えれば、2次地殻等
複雑な事を考えなくてよい、のかもしれない？？
46

今後の課題と解明に必要な情報
必要な情報
若いクレータの
形成年代

今後の課題

目指すべき惑星科学の２大テーマ
太陽系力学進化の理解

クレータ年代学
精度向上

地殻の形成年代(地殻岩石の固化年代)
未採取地殻岩石/
下部地殻の組成

天体衝突の頻度?

巨大衝突仮説の検証
巨大惑星移動の検証

バルク組成?
LMOの深さ?
LMOの固化時期?

小天体の衝突破壊・軌道進化過程の復元

原始地殻情報

地殻の平均組成?

地球型惑星進化過程の理解

熱源元素の総量

熱進化?

LMO固化過程の理解

地殻の絶対厚マントルオー
バーターン証拠?

マントルオーバーター
ン仮説の検証マントルの組成
マントル深部/コ
アの構造*地殻構造が決まらないと無理

巨大衝突過程の理解
コアの有無・
組成?

熱進化史の復元（佐伯ほか，⽉月科学研究会発表資料料,  2015  より）47

4．⽉月科学以外の観点からの地質

48

資源となり得る⽉月物質の分布（1/2）
「かぐや」によって得られた分布図

（表）

（裏裏）

鉄

（表）

（表）

カルシウム

（表）

(Yamashita  et  al.,  EPSL,  2012)

（表）

チタン

(Otake  et  al.,  43rd  LPSC,  2012)(Otake  et  al.,  43rd  LPSC,  2012)

（裏裏）

（裏裏）

（裏裏）

（表）

（裏裏）

49

ウラン (Yamashita  et  al.,  GRL,  2010)

資源となり得る⽉月物質の分布（2/2）（表）

南極域で氷が分布する深さ（⽶米国LRO衛星の観測データを⽤用いたシミュレーショ
ン結果．外側の円が南緯80度度）(Paige  et  al.,  Science,  2010)（裏裏）

ヘリウム３の分布（嫦娥１号等の観測データを⽤用いたシミュ
レーション結果．地下レゴリス層も含む．⽉月
表側の★は嫦娥３号の着陸陸地点）(Fa  et  al.,  Icarus,  2007)50

⽉月の資源を考える上での留留意点“資源”とは何か？
• 資源となり得る物質が分布していること，と資源が有る（資源として利利⽤用価値がある）こと，は全く別のこと• 物質は，コストや輸送の⼿手間など，さまざまな観点で利利⽤用する価値がある場合に初めて“資源”と⾔言える• ⽉月の資源としてこれまで考えられているのは，地球に持ち帰って使うための資源ではなく，⽉月⾯面活動で使うための資源，や⽕火星探査に持っていくための資源51

⽉月⾯面環境利利⽤用• 地球（電波・光源など）からの遮蔽 　→⽉月裏裏側への⽉月⾯面天⽂文台建設• 永久⽇日照・永久影など条件（温度度，⽇日照等）の利利⽤用 　→太陽電池による電⼒力力確保
ただし．．．⽉月裏裏側や極域の地質については帰還試料料がないことや，極域ではリモートセンシングによる観測が困難であるために不不明な点も多い

52

おわり

53