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SELENE月レーダサウンダによる月全球地下サウンディングに基づく研究
Studies based on global subsurface radar sounding of the Moon by SELENE (Kaguya) Lunar
Radar Sounder (LRS): A summary*熊本 篤志1、山口 靖2、山路 敦3、小林 敬生4、押上 祥子5、石山 謙1、中村 教博1、後藤 由貴6*Atsushi Kumamoto1, Yasushi Yamaguchi2, Atsushi Yamaji3, Takao Kobayashi4, Shoko Oshigami5, Ken
Ishiyama1, Norihiro Nakamura1, Yoshitaka Goto6
1.東北大学大学院理学研究科、2.名古屋大学大学院環境学研究科、3.京都大学大学院理学研究科、4.韓国地質
資源研究院、5.国立天文台、6.金沢大学理工学域
1.Tohoku University, 2.Nagoya University, 3.Kyoto University, 4.KIGAM, 5.NAOJ, 6.Kanazawa
University
The Lunar Radar Sounder (LRS) onboard the SELENE (Kaguya) spacecraft successfully performed
subsurface radar sounding of the Moon and passive observations of natural radio and plasma waves
from the lunar orbit. The operation of LRS started on October 29, 2007. Until the end of theoperation on June 10, 2009, 2363 hours worth of radar sounder data and 8961 hours worth of naturalradio and plasma wave data were obtained [Ono et al., 2010]. We found subsurface regolith layers at
depths of several hundred meters, which were interbedded between lava flow layers in the nearside
maria. [Ono et al., 2009]. Using the measured depths and structures of the buried regolith layers,
we could determine several key parameters on tectonics, surface layer evolution, and volcanism inthe maria: Base on the determined parameters such as the formation age of the ridges, effective
permittivity of the uppermost basalt layers, and the lava flow volumes in the nearside maria, wemade the following suggestions: (1) Global cooling, which forms ridges in southern Serenitatis,
became dominant after 2.84 Ga. [Ono et al., 2009], (2) The porosity of the uppermost basalt layer
in Mare Humorum was estimated to be 19-51%, much more than the average of Apollo rock samples (7%)[Ishiyama et al., 2013], and (3) The average eruption rate of the lava flow in the nearside maria
was 10-3 km-3/yr. at 3.8 Ga and decrease to 10-4 km-3/yr at 3.3 Ga [Oshigami et al., 2014]. Thanks to
the high downlink rate from the SELENE/LRS (0.5 Mbps), we could obtain almost raw (simply
pulse-compressed) waveform data from the lunar subsurface radar sounding. Using this dataset,synthetic aperture radar (SAR) processing was applied with trying several permittivity models in
the analyses on the ground [Kobayashi et al., 2012]. This dataset is provided via SELENE Data
Archive (http://l2db.selene.darts.isas.jaxa.jp/index.html.en), which will be useful for researchers
who have new ideas for applying them to the investigations of the lunar surface structures andthere evolutions.
キーワード：月周回衛星SELENE（かぐや）、月レーダサウンダ、海のテクトニクス、海の火山活動
Keywords: SELENE (Kaguya), Lunar Radar Sounder (LRS), Tectonics in the maria, Volcanism in themaria©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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ハイパースペクトルリモートセンシングによる月火山性ガラスに富む領域の全球捜索
Global Survey of Exposure Areas of Volcanic Glass-Rich Sites on the Moon based onHyperspectral Remote Sensing*山本 聡1、中村 良介2、松永 恒雄1、小川 佳子3、石原 吉明4、諸田 智克5、平田 成3、大竹 真紀子4、廣井
孝弘6、横田 康弘7、春山 純一4*Satoru Yamamoto1, Ryosuke Nakamura2, Tsuneo Matsunaga1, Yoshiko Ogawa3, Yoshiaki Ishihara4,
Tomokatsu Morota5, Naru Hirata3, Makiko Ohtake4, Takahiro Hiroi6, Yasuhiro Yokota7, Junichi Haruyama4
1.国環研、2.産総研、3.会津大、4.JAXA/ISAS、5.名古屋大、6.ブラウン大、7.筑波惑星研究会
1.NIES, 2.AIST, 3.Univ. of Aizu, 4.JAXA, 5.Nagoya Univ., 6.Brown Univ., 7.TPSG
Spectral Profiler (SP) onboard SELENE/Kaguya has obtained continuous spectral reflectance data
(hyperspectral data) for about 70 million points on the Moon in the visible and near-infrared
wavelength ranges. Using a data ming approach with all the SP data, global distributions of large
area sites with exposed end-member of various lunar major minerals have been revealed: olivine-richsites, purest anorthosite sites, high Ca pyroxene-rich sites, low Ca pyroxene-rich sites, andspinel-rich sites. In addition to these sites, it is expected that there are exposure sites ofquenched glasses from volcanic eruptions on the lunar surface. Although several remote-sensing
observations for the volcanic glasses on the Moon have been reported, the global distribution of
the glass-rich sites on the Moon has been unknown. Thus, we conducted the global survey using SP
data to reveal the global distribution of the glass-rich sites on the Moon. From the global
distribution data, we will discuss the compositional variation of the lunar mantle and/or the
distribution of the amount of volatiles in the mantle.
キーワード：リモートセンシング、ハイパースペクトル、 月、かぐや
Keywords: remote-sensing, hyperspectral, Moon, Kaguya/SELENE©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月南極-エイトケン盆地の衝突溶融物から推定する月内部組成
Compositional estimation of the lunar interior based on the mineralogy of impact melt poolof South Pole-Aitken basin*大竹 真紀子1、上本 季更2、春山 純一1、中村 良介3、松永 恒雄4、山本 聡4、横田 康弘5、石原 吉明1、岩田隆浩1*Makiko Ohtake1, Kisara Uemoto2, Junichi Haruyama1, Ryosuke Nakamura3, Tsuneo Matsunaga4, Satoru
Yamamoto4, Yasuhiro Yokota5, Yoshiaki Ishihara1, Takahiro Iwata1
1.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部、2.東京大学、3.産業総合研究所、4.国立環境研究所、5.つくば惑
星研究会
1.Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency, 2.Tokyo Univ.,
3.National Institute of Advanced Industrial Science and Technology, 4.National Institute forEnvironmental Studies, 5.Tsukuba Planetary Study GroupThe South Pole-Aitken (SPA) basin is the largest basin (2400 x 2050 km) that is clearly identified
on the Moon. The basin impact is very large, so it has been suggested that most of the crustal
material within the SPA was excavated, and it is likely that the mantle materials have been exposed
within the basin. However, the mineralogy of the SPA basin was not well known previously because it
is one of the oldest basins (pre-Nectarian in age), and its surface has become obscured byintensive cratering and mixing since its formation. Therefore, it is very important to investigate
the mineralogy and composition of the impact melt pool and to evaluate if the impact melt pool had
undergone magmatic differentiation to acquire rare direct information of the lunar interior(possibly mantle) composition. In this study, we used a mineralogical map based onhigh-spatial-resolution reflectance spectra using the SELENE (Kaguya) Multiband Imager (MI). We
investigated not only the mineralogy but also the layer thickness, distributions, chemical
abundance, and stratigraphy within the central area of the basin.
As the results, we classified the rock types for six units as, 1) LCP-dominant unit (L1) locatedaround the central depression, 2) HCP-dominant unit (H1) located within the depression, 3)
HCP-dominant unit (H2) with relatively deeper spectral absorption at 1050 nm than the 950 and 1000
nm and tends to have longer wavelengths in the band center than the H2 unit, 4) an LCP-dominantunit (L2) observed at the central peaks of the large craters, which formed after the SPA basin
impact, 5) the HCP-dominant unit (MB) having even longer wavelengths in the band center and higher
iron content than H1 and L2 units, 6) plagioclase dominant rock (An). HCP-dominant rock types (H1and H2) have the largest coverage in the central depression. Based on the crater wall and floor
observation on the L1 unit, it is clear that the H1 unit extends under the L1 unit. The L1
thickness is estimated to be 100 to 500 m based on the estimated excavation depth of the observed
craters. Based on the crater central peak observation of the H1 unit, the LCP-dominant L2 unit
underlays the H1 unit, and the H1 thickness is from 6.5 to 6.9 km. Similarly, H1 extends under theH2 unit and is up to 2 km thick. The thickness of L2 is at least 8 km thick, based on the diametersof the smallest and largest craters that have central peaks of the red layer. As a result, columnar
sections of the area are determined as L2> H1> (L1/H2) from bottom to top.
We interpreted the L1 unit as mantle material ejected by an SPA formed impact event based on its
spectra, thickness, and chemical composition. We also interpreted the H1 and L2 units as the impact
melt of the SPA basin that had undergone magmatic differentiation because this layer is larger andthicker than the normal mare basalt observed on the Moon. In addition, the average FeO abundance is
2 wt.% lower than that of mare basalt.
Hurwitz and Kring (2014) studies SPA impact melt differentiation and derived estimated stratigraphy©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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considering the different lunar bulk composition (different impact melt composition) and mantle
overturn. Stratigraphy of our observation (lower LCP layer of at least 8 km and upper HCP layer of
6~7 km) is matched to the stratigraphy of a post-overturn model in their study, which estimatedrelatively thick olivine layer (~30 km)> LCP layer (12 km)> HCP layer (5 km) from bottom to top in
the differentiated column. This suggest that the composition of the SPA impact melt indicates thelunar upper mantle after the mantle overturn. In other words, the SPA impact event occurred after
the LMO cumulate overturn. This is possibly direct evidence that the mantle overturn occurred earlyin the history of the Moon.
キーワード：月、内部、組成、鉱物、衝突溶融物
Keywords: Moon, interior, composition, mineralogy, impact melt©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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Tychoクレーター対蹠点付近のejecta堆積物の分光学的特徴
Spectral charactaristics of possible antipodal ejecta deposits of Tycho crater*平田 成1、晴山 慎2、石原 吉明3、横田 康弘、中村 良介4、大竹 真紀子5
*Naru Hirata1, Makoto Hareyama2, Yoshiaki Ishihara3, Yasuhiro Yokota, Ryosuke Nakamura4, Makiko
Ohtake5
1.会津大学

コンピュータ理工学部、2.聖マリアンナ医科大学生理学教室（物理学分野）、3.国立研究開発法

人 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 科学衛星運用・データ利用ユニット、4.産業技術総合研究所、5.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部 固体惑星科学研究系
1.Dep. of Computer Science and Engineering, Univ. of Aizu, 2.Department of Physiology (Physics),
St. Marianna University School of Medicine, 3.Institute of Space and Astronautical Science, Japan
Aerospace Exploration Agency, 4.National Insitute of Advanced Science and Technology, 5.Department
of Planetary Science, Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration
Agency
最近の月探査機の観測により，Tychoクレーターの対蹠点に衝突溶融物が堆積していることがわかった．近傍には衝突溶融物のソースとなり得る大型のクレーターは存在しないことから，この堆積物はTychoクレーターから飛来した放出物が対蹠点に集中することで形成されたものと考えられる．
今回，月探査機かぐやの分光データを用いて，Tychoクレーター対蹠点とその周辺の分光学的特徴を解析した．かぐやSPデータから作成された独立成分マップでは，Tychoクレーター対蹠点とその周辺に，周囲の月高地
物質とは異なる分光特徴を持つ物質が，広い範囲に分布していることがわかった．分布範囲の広がりは，先行研究で知られていたものよりかなり大きい．
対蹠点堆積物は，低アルベド，可視域での緩いスペクトル傾斜，弱い1-um吸収という分光学的特徴を示す．これらの特徴は，周囲の月高地物質と異なるだけでなく，Tychoクレーター周辺の衝突溶融物のそれとも異なっている．このことは，衝突溶融物の源岩がTychoクレーター周辺の溶融物のそれとは異なる可能性や，対蹠点へと飛来した後に現地の物質と混合した可能性を示唆している．
キーワード：Tycho、対蹠点、ejecta、かぐや、分光
Keywords: Tycho, antipode, ejecta, SELENE/Kaguya, spectroscopy©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月裏側におけるマグマ噴出条件の不均質性
Heterogeneity in magma eruption on the lunar farside*田口 雅子1、諸田 智克1、加藤 伸祐1*Masako Taguchi1, Tomokatsu Morota1, Shinsuke Kato1
1.名古屋大学大学院環境学研究科
1.Graduate School of Environmental Studies, Nagoya University
月の海の分布は低地および地殻の薄い領域に限られている．このことは，月面で見られるマグマ噴出量の地域
性はマントルにおけるマグマ生成量の水平不均質によるものだけでなく，表面へのマグマ噴出が表層構造に大きく影響を受けていることを示す．Morota et al. (GSL Special Publications, 401, 127-138, 2015) では，表面のマグマ噴出の地域差について全球的な調査が行われた．その結果，月裏側でもSouth
Pole-Aitken（SPA）盆地領域とFeldspathic Highlands Terrane（FHT）では，同じ地殻厚であっても海領域の比率が異なり，SPAではよりマグマが噴出しやすいという結果が得られている．この要因としては，SPAの地殻
密度が高いことが原因であると考えられている．一方で，我々がこれまでに行ってきたSPA内のマグマ噴出量の推定では，SPA内の主要な海における噴出量はFHTと大きな差はない (田口 他, JpGU Meeting 2015,
PPS23-P01)．Morota et al. (2015) では，マグマ噴出の条件の指標として地殻厚のみを考慮していた．しかしながら，標高も表面へのマグマの噴出しやすさを考える上で重要な指標であり，海領域の地殻厚，標高についての系統的調査が必要である．本研究では，月裏側の海でのマグマ噴出領域と表層構造との関係を明らかにし，噴出の条件について制約を与えることを目的とする．そのために，かぐやMIデータを用いて裏側の海領域を再定義し，その領域の地殻厚や標高を調査した．
結果として，予想されるように，海をつくったマグマは地殻が薄く，標高の低い領域に選択的に噴出している
ことがわかった．しかし，SPAとFHTを比較すると，FHTの方が標高の高い地点でもマグマが噴出している．また，海領域の平均標高と地殻厚のばらつきは，FHTに比べてSPAでは大きくなっており，マグマ噴出条件の不均質性が強いことがわかった．例えばIngenii領域ではマグマの噴出量が多いが，Apollo領域では少ない．また噴出量の緯度依存性も確認された．
表面で観測されるマグマ量の空間的な違いは，マグマ生成量や表面への噴出のしやすさの違いによる．表面への噴出のしやすさは，表層の密度構造やマグマの密度などに依存し，SPAではFHTに比べて鉄量の高い物質で覆われているため，マグマ噴出には有利であると考えられる．しかし本研究で得られた結果はこれと逆センスであることから，SPA，FHT両領域でマグマ生成量が異なっていた可能性があり，SPAではマグマ生成量が少なかったと考えられる．
キーワード：月の裏側、海の火成活動、South Pole-Aitken 盆地
Keywords: lunar farside, mare volcanism, South Pole-Aitken basin©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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かぐや分光データの自動分類に基づく月地質図の作成
Lunar geologic map based on auto classification of Kaguya spectral data
*晴山 慎1、石原 吉明2、大竹 真紀子2、唐牛 譲2、小林 直樹2、本田 親寿3、平田 成3、諸田 智克4、鎌田 俊
一5*Makoto Hareyama1, Yoshiaki Ishihara2, Makiko Ohtake2, Yuzuru Karouji2, Naoki Kobayashi2, Chikatoshi
Honda3, Naru Hirata3, Tomokatsu Morota4, Shunichi Kamata5
1.聖マリアンナ医科大学生理学教室（物理学分野）、2.宇宙航空研究開発機構、3.会津大学、4.名古屋大学、5.北海道大学
1.St. Marianna University School of Medicine, 2.Japan Aerospace Exploration Agency, 3.University of
Aizu, 4.Nagoya University, 5.Hokkaido University
Geologic mapping is essential to understand the history of the crust formation and the volcanic
activity of its plant or satellite. For the Moon, many researchers have made the lunar geologicalmap. Those work were mainly based on albedo, texture and topography of the lunar terrain, andrelative age from crater counting, which were obtained in the Apollo era. There is no mineral andchemical composition-oriented geologic map of the entire Moon up to today, while those have beenreported about many local area.
By using reflectance spectrum data set obtained by the Spectral Profiler (SP) and Multiband Imager(MI) aboard Kaguya, we have started a project to make a new geological map that is mineral andchemical composition-oriented. The SP observed lunar reflectance with 296 bands in the wavelength
range of 510 to 2600 nm with footprint of 500 m×500 m. The SP data of 160 bands between 510 and
1600 nm was averaged pixel by pixel of 0.5 degree interval in longitude and latitude and wasremoved a continuous part from each reflectance spectrum, called as SP-Cube Depth. And, theabundance map of titanium oxide calculated from MI data was also used for this work.
To construct the geologic map, the unsupervised clustering methods as K-means and ISODATA wereadopted to classify the SP-Cube Depth. These are similar algorithm, but the input parameters forthe classification are different. One of them is the final number of class. While the K-means needs
it, the ISODATA do not need it. Since nobody knows the true number of class as the lunar spectral
surface unit, the ISODATA is more suitable for this work than the K-means. However, comparing with
the K-means, the ISODATA requires more calculation time, as the data increase. Therefore, at first,
we divided the entire Moon into 7 classes by K-means, which correspond approximately to two mareregions, South Pole–Aitken (SPA), two highland regions, boundary regions between mare/SPA andhighland, and relatively fresh crater ejecta. Then, the 3 classes corresponding to the mare regions
and the boundary region between mare and highland were divided into 5 classes in each by thetitanium content, because the sensitivity for that is small in the SP-Cube depth. Finally, allclasses were applied to the ISODATA to classify the SP-Cube Depth. As a result, the SP-Cube Depth
was divided into 66 classes in total.
Focusing on the Aristarchus and Marius regions, Aristarchus crater, the Aristarchus plateau and the
Marius hills can be classified as other classes. At Aristarchus crater, inside and outside of thecrater was divided into other classes. The crater ejecta in the outside were recognized as someclasses near the crater and one of their classes has SPA-like spectrum as low calcium pyroxene
type.
This report presents the analytical procedure and the result of automatic classification of lunar
reflectance spectra.

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キーワード：月、地質図、分光、教師なし分類、かぐや
Keywords: Moon, geologic map, spectroscopy, unsupervised clustering, SELENE/Kaguya©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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かぐやガンマ線分光計によるPKT領域の高Th濃度地域におけるTh, Kの詳細分布
The detailed distributions of Th and K in the high-Th concentration regions of theProcellarum KREEP terrane observed by Kaguya Gamma-ray Spectrometer*関根 北斗1、長岡 央1、長谷部 信行1,2*HOKUTO SEKINE1, Hiroshi Nagaoka1, Nobuyuki Hasebe1,2
1.早稲田大学先進理工学部、2.早稲田大学理工学術院総合研究所
1.School of Advanced Science and Engineering, Waseda University, 2.Research Institute for Scienceand Engineering, Waseda University
Thorium (Th) and potassium (K) are incompatible elements that remained in the melt phase during the
crystallization process of the lunar magma ocean. Therefore, the distributions of these elements on
the lunar surface provide valuable information regarding magmatic activity and differentiation of
the Moon.
Kaguya Gamma-ray Spectrometer (KGRS) [Hasebe et al., 2008] onboard Japanese lunar explorer Kaguya
determined elemental composition of the lunar surface with the high precision among previous
gamma-ray remote sensing missions. The KGRS, which employed a high-purity germanium (Ge) detector,
observed lunar gamma rays from the high altitude (100±20km) from December 14, 2007 to December 10,
2008. Subsequently, the KGRS resumed observation from the low altitude (50±20km) from February 10,
2009. The energy resolution of gamma-ray lines at 2615 keV was ~0.8% in full width at half maximum
throughout the low-altitude phase, which was better than that of the high-altitude phase and was ~9times better than that of Lunar Prospector Gamma-Ray Spectrometer (LP-GRS). It contributed tounique and high-precision identification of Th and K lines. Furthermore, the spatial resolution of
the KGRS was ~(67km)2 throughout the low-altitude phase, which was ~4 times better than that of thehigh-altitude phase. It enabled us to produce higher spatial resolution maps of Th and K.
Global distribution maps of Th and K on the lunar surface derived from the data acquired by LP-GRS
and the data acquired by the KGRS during the high-altitude observation have been reported.
According to them, there are several areas where Th concentration is prominently higher than theirsurrounding regions on the lunar surface. Th concentrations in some of the high-Th regions locatedin the province known as the Procellarum KREEP terrane (PKT) of the near side (e.g., Aristarchus
crater, Aristillus crater, Mairan crater, La Condamine crater, Birmingham crater, and Archytas
crater) are 7-12 ppm, whereas they are 3-5 ppm in their surrounding regions. In this study, using
the low-altitude data set of KGRS, we derive higher spatial resolution maps of Th and K abundanceof the PKT, based on 3°× 3°pixels, and we discuss the detail distributions of Th and K in thehigh-Th concentration regions of the PKT.
Keywords: Moon, gamma ray spectroscopy, thorium, potassium, the Procellarum KREEP terrane©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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日本地球惑星科学連合2016年大会「かぐや」搭載α線検出器ARDによる月面上のラドンガス放出の時間変動の検出
Time variation of radon gas emanation on the lunar surface observed by Kaguya/ARD*小島 浩一1、木下 克之1、伊藤 真之1、高島 健2、三谷 烈史2、吉田 健二3、奥野 祥二4、西村 純2*Koichi Kojima1, Katsuyuki Kinoshita1, Masayuki Itoh1, Takeshi Takashima2, Takefumi Mitani2, Kenji
Yoshida3, Shoji Okuno4, Jun Nishimura2
1.神戸大学、2.宇宙科学研究所／JAXA、3.芝浦工業大学、4.神奈川大学
1.Kobe University, 2.Institute of Space and Astronautical Science / JAXA, 3.Shibaura Institute ofTechnology , 4.Kanagawa University
We analyzed the data obtained by the Alpha-Ray Detector (ARD) onboard the lunar orbiter Kaguya anddetected intensity increases of alpha-particles from 222Rn on the lunar surface. Although the time
variation of the radon alpha-particle intensity was implied by the observations of Apollo 15, 16,
and the Lunar Prospector, we observed the variation directly for the first time. We divided theentire observation period of January to June 2008 into the time periods of 2 weeks whichapproximately corresponds to the time necessary for Kaguya/ARD to observe the entire lunar surface.
Then, we evaluated the 222Rn alpha-particle intensity using the sliding-window algorithm for eachperiod and detected at least 7 events of statistically significant signal higher than 4s. In allcases, duration of the alpha-particle intensity increase was less than 2 weeks. The result implies
that the observed radon gas emanation is a sporadic event caused by opening of some path to thelunar surface after subsurface accumulation of gas. We examined the timing of the events relative
to the passage of the terminator and found that 5 out of 7 events were within 5 days around theterminator passage. Thus, at least some of the gas emission events are possibly triggered by thestress due to the temperature gradient in the lunar crust.
キーワード：月、ラドン、α線、かぐや、ARD
Keywords: Moon, radon, alpha-particle, Kaguya, ARD©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月磁気異常領域における太陽風イオン反射の質量依存性
Mass dependence of solar wind ion reflection over lunar crustal magnetic anomalies*加藤 大羽1、斎藤 義文2、横田 勝一郎2、西野 真木3*Daiba Kato1, Yoshifumi Saito2, Shoichiro Yokota2, Masaki N Nishino3
1.東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻、2.宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所、3.名古屋大学宇宙地球環境研究所
1.Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo, 2.Japan Earospace Exploration
Agency Institute of Space and Astronautical Science, 3.Institute for Space-Earth Environmental
Research, Nagoya University
月は満月の前後を除いた約8割の期間で地球磁気圏の外側に位置している。この期間、月には地球のような全球的な固有磁場も濃い大気も存在しないため、太陽風と月面が直接相互作用している。1960年代に磁気異常と呼ばれる局所的に強い磁場を持つ領域が月面で発見されて以降、月磁気異常と太陽風の相互作用の解明は、月周辺プラズマ環境における代表的な科学目標となっている。
太陽風イオンはH+が主成分で、次にHe++が数パーセントほど存在し、その他の重イオンはごく微量のみ含まれている。月磁気異常領域上空では太陽風イオンの10パーセント程度が磁場によって反射されることが知られている。しかしながらイオンの質量は磁気反射の運動を決める重要なパラメーターであるにも関わらず、反射イ
オンの質量依存性についてこれまで十分な理解が得られていない。
本研究では月周回衛星「かぐや」搭載イオン観測装置MAP-PACE-IEA,IMAと磁場観測器MAP-LMAGの観測データを用いて、月磁気異常でのイオン反射過程を定量的に理解することを目的とする。
反射イオンの解析を行った結果、太陽風H+と太陽風He++の月磁気異常による反射が確認された。H+とHe++で共に反射による加熱が確認されたが、He++の方が強く減速しておりフラックス反射率も小さいことが分かった。また観測方向の違いによる速度差が大きいほど、反射イオンの温度が高くなることが分かった。垂直方向で観測された反射イオンの方が低高度まで侵入した反射軌道を取るため、「かぐや」衛星の高度より下の領域でイオン加熱が行われ、非断熱的な反射を行うと考えられる。またさらに反射H+と反射He++で高エネル
ギーイオンのフラックス損失を比較した結果、フラックス損失の傾向にはラーマー半径依存が存在することが分かった。そのため月磁気異常領域上空の太陽風イオンは、He++の方がより低高度まで侵入し衝突が起こりやすいと考えられる。
天体の固有磁場によるイオン反射は、あらゆる天体で起こる普遍的な物理素過程である。月磁気異常領域は太陽系内で最小スケールの天体固有磁場の1つであり、この領域でのイオン反射メカニズムの解明は月周辺プラズ
マ環境のみならず、他の天体が持つ多様な環境の理解にも応用できると考えられる。
キーワード：月、太陽風、磁気異常
Keywords: Moon, solar wind, magnetic anomaly©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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Excitation of selenogenic ion cyclotron waves: Implications from ARTEMIS observations anddispersion analysis*Peter Chi1, H. Y. Wei1, William M. Farrell2, Jasper S. Halekas3
1.Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles,
2.Planetary Magnetospheres Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center, 3.Department of Physics
and Astronomy, University of Iowa
A unique type of electromagnetic waves can occur when the Moon is inside the Earth’s magnetotail.
First detected by the Apollo Lunar Surface Magnetometers, these waves are narrowband ion cyclotron
waves (ICW’s), and their occurrence is due to the presence of the Moon. The exact generation
mechanism of these narrowband ICW’s at the Moon is still an open question. Here we investigate theexcitation of ICW’s at the Moon through ARTEMIS observations near the Moon and wave dispersion
analysis. Two types of narrowband ICW’s have been observed by ARTEMIS. The first type is found when
ARTEMIS was close to and magnetically connected to the Moon. The ESA instrument aboard ARTEMIS
detected keV ions that are typical of the Earth’s plasma sheet. The velocity distribution of ionsshows a half-sphere geometry, except for ions with higher energies that can come over from theother side of the Moon through gyration motion. The second type is detected when ARTEMIS wasseveral lunar radii from the Moon and was not magnetically connected. The ESA instrument detectedions at energies of around 100 eV, and the ion velocity distribution was mostly symmetric with a
net flow velocity. With the dispersion analysis by WHAMP, we find that the observed particle
distributions for both types of wave events are ion cyclotron unstable. These wave and particle
observations support the hypothesis that each of two different processes near the Moon could leadto ion cyclotron waves. First, the ICW events at locations near and magnetically connected to theMoon strongly hint a wave generation through the absorption of ions by the Moon. This process issimilar to the loss-cone-induced ion cyclotron instability in the inner magnetosphere, and it
implies that the presence of the Moon can modify the local plasma condition in the Earth’s
magnetotail. Second, the ICW’s located at several lunar radii from the Moon are likely caused by
PUI’s that originate from the lunar exosphere. Because PUI’s are one of the major loss mechanismsof the lunar exosphere, the observations of ICW’s at the Moon can help understand the loss ofvolatiles from the Moon.
Keywords: Lunar exosphere, Ion cyclotron waves, Terrestrial magnetotail©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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磁気異常上空の小型磁気圏境界における電子ダイナミクスに関する粒子シミュレーション解析
Simulation analysis on the electron dynamics in the magnetosphere boundary above a lunar
crustal magnetic anomaly*臼井 英之1、松原 琢磨1、三宅 洋平1、西野 真木2*Hideyuki Usui1, Takuma Matsubara1, Yohei Miyake1, Masaki Nishino2
1.神戸大学 大学院

システム情報学研究科、2.名古屋大学

宇宙地球環境研究所

1.Graduate school of system informatics Kobe University, 2.Institute for Space-Earth Environment
Research
3次元プラズマ粒子シミュレーションにより解明することである。 本研究では、月面下に中心を持つ1つの磁気ダイポールをReiner Gamma磁気異常としてシミュレーション領域内に設定し、ダイポール中心から磁気圧と太陽風動圧が釣り合う点までの距離を磁気異常の代表長Lとする。 磁気異常ではLが太陽風電子のジャイロ半径よりも十分大きく、イオンのジャイロ半径より小さい。このような状況において、磁気異常上空において小型磁気圏が形成されることはこれまでの研究において明らかにされており、磁気圏境界層において、太陽風電子とイオンの磁場に対する応答差に起因する静電界が形成されることも知られている。磁気圏境界層では、電子フラックスによる強い電流が観測されているが、この電子フラックスの原因を電子運動論レベルで解明することが本研究の目的である。境界層低緯度領域においては朝側から夕方側に向かう電子流が顕著であるが、中高緯度領域においては逆に夕方側から朝側に向かう電子の流れが主に見えた。このような二層の電子ドリフト運動の構造により磁気圏層間側、すなわち磁気異常上空の南北両半球において電子電流の渦的構造が見られた。地球磁気圏におけるChapman Ferraro境界層電流に相当するが、磁気異常による小型磁気圏の場合、月面があるた
め磁気異常上空で閉じた電流構造となっている。また赤道域での電子流に特に着目し、そのメカニズムを運動論レベルで調べた。昼間側magnetopauseでは電子密度が急激に減少し、同時にそこでは上述した強い外向きの電場が発生する。Magnetopauseに流入する電子は一様にこの電界によって大きく加速を受け、それによって
ラーマ半径が大きくなる。このため、magnetopauseの最内側ではジャイロ運動によって電子はdusk側に最大速度を持つ。これにより正味の電子流はmagnetopauseの最内側で最も強くなる。このことは電子の有限ラーマ半径を考慮しないと再現、理解できないことであり、本研究で得られた知見の中でも最も重要なものである。本講演ではシミュレーション結果を用いてこれらの電子流メカニズムの詳細を議論する。
キーワード：プラズマ粒子シミュレーション、磁気異常、電子ダイナミクス
Keywords: plasma particle simulation, magnetic anomaly, electron dynamics©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月面近傍プラズマ環境における帯電ダスト挙動に関する粒子シミュレーション
Particle simulations on charged dust dynamics in the lunar plasma environment*三宅 洋平1、船木 裕司2、西野 真木3*Yohei Miyake1, Yuji Funaki2, Masaki N Nishino3
1.神戸大学計算科学教育センター、2.神戸大学大学院システム情報学研究科、3.名古屋大学宇宙地球環境研究所
1.Education Center on Computational Science and Engineering, Kobe Univ., 2.Graduate School of
System Informatics, Kobe Univ., 3.Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya Univ.
月は固有磁場を持たないため、その表面は太陽風プラズマと直接相互作用し、帯電している。この静電的な力学作用により、月表層のレゴリスを構成する微粒子の一部が浮遊しており、ダストと呼ばれている。このダス
トが月面ローバーなどの探査機や生体に悪影響を及ぼす可能性が示唆されており、また月表層のプラズマに帯電ダストが入り混じることにより、月面近傍の静電的環境そのものが大きく変化することが予想される。将来の月面探査への影響を評価する上でも月の帯電ダストの挙動を理解することは重要である。
本研究では、これまで人工衛星・プラズマ相互作用の研究に幅広く用いられてきたプラズマ粒子シ
ミュレーション技術を応用し、月面昼側環境における帯電ダストの振る舞いを定量的に評価する。このために、①太陽風プラズマの降り込みと光電子放出により形成される月面静電環境の再現、②月面近傍プラズマ中における微小ダストの帯電特性の数値モデリング、を行ったうえで、③帯電ダストの浮遊および輸送過程を解明する。平らな月面だけではなく、近年かぐや衛星で発見された特徴的な縦孔地形にも着目し、その初期解析
結果を紹介する。
キーワード：月、ダスト、プラズマ、月面帯電、縦孔、粒子シミュレーション
Keywords: the Moon, dust grains, plasma, lunar surface charging, vertical hole, PIC simulation©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月隕石Northwest Africa 2727中のシリカリッチ岩石片の鉱物学岩石学的研究と月のシリカリッチな火成活動との関連性
Mineralogy and petrology of a rock fragment of felsite in lunar meteorite Northwest Africa
2727 breccia: Implications for silica- and Th-rich volcanism and scientific targets toward
a future landing mission on the Moon
*長岡 央1、Fagan Timothy2、鹿山 雅裕3、長谷部 信行1*Hiroshi Nagaoka1, Timothy Fagan2, Masahiro KAYAMA3, Nobuyuki HASEBE1
1.早稲田大学先進理工学部、2.早稲田大学教育学部地球科学専修、3.神戸大学大学院理学研究科地球惑星科学
専攻
1.School of Advanced Science and Engineering, Waseda University, 2.Department of Earth Sciences,
School of Education, Waseda University, 3.Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of
Science, Kobe University
Based on previous study of lunar returned samples and meteorites, the main suites of pristine
nonmare igneous rocks have been classified into the following four types: (1) ferroan anorthosite(FAN) or ferroan anorthositic-suite (FAS), (2) magnesian suite (Mg-suites), (3)alkali-anorthosite-suite and (4) KREEP basalt and possibly related rocks such as quartz-monzogabbro(QMG) /monzodiorite (QMD), granite and felsite. The latest suite type, the evolved rock samples
related to KREEP, may have been derived from residue of the lunar magma ocean (urKREEP), or fromlow degrees of partial melting or some other process to account for their high incompatible traceelement (high-ITE) compositions. Granite and felsite have Th-rich compositions (10 to 60 ppm), andsuch lunar samples with bulk SiO2 content of >60wt% originated from silicic volcanic or exposed
intrusive material. Recent global remote sensing data have presented several candidates of silicic
volcanism over the Moon based on indicators such as ITE-rich compositions, dome-like topography,
characteristic infrared spectra (Christiansen Feature), and high albedo. Silica-rich, broadly
granitic samples have been identified in lunar returned samples and lunar meteorites, but are rare.
Lunar meteorite Northwest Africa (NWA) 2727 is a breccia paired with NWA 773 and the othermeteorites of the NWA 773 clan. An olivine cumulate gabbro (OC) is common to most of these lunar
meteorites within the NWA 773 clan; in fact NWA 2977 and 6950 consist entirely of OC lithology.
However, in addition to the OC lithology, several clast types, including in olivine phyric basalt,
pyroxene phyric basalt, pyroxene gabbro, ferroan symplectite, and alkali-rich-phase ferroan (ARFe)
rocks have been discovered from the NWA 773 clan. The ARFe clasts have K-feldspar and/or felsic
glass, a silica phase and minerals rich in incompatible elements such as merrillite. In this work,
we characterize a felsic clast in NWA 2727 and compare our results with other lunar samples todiscuss silicic volcanism.
A polished thin section (PTS) of NWA 2727 was investigated by a combination of petrographic
microscopy and electron probe micro-analysis. The NWA 2727 breccia includes a variety oflarge-scaled lithic clasts (>1mm) including: OC, ferrogabbro, pyroxene-phyric basalt, and thefelsic igneous clast. The felsic clast has a modal composition of 37% silica, 34% plagioclase, 14%
K-feldspar, 6% high-Ca pyroxene, 5% fayalite, 3% Ca-phosphate, 1% ilmenite, and traces of troiliteand chromite. Feldspar compositions of the plagioclase are near An85-90. Two compositional types ofpyroxene were identified—one near hedenbergite (Wo46Fs53, Mg#=1 [calculating Mg# as
Mg/(Mg+Fe)x100]) and the other with zoning and more magnesian compositions (Wo25-30Fs55-65,
Mg#=8~20). The K-feldspar is also zoned with variable concentrations of Ba, clearly detected inelemental X-ray maps (quantitative analyses of Ba are planned). The abundance of silica + feldspars(>80 mode%), the high proportion of K-feldspar to plagioclase, and the very ferroan compositions of©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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mafic minerals attest to the felsic composition of this clast. Subhedral-euhedral olivine crystals
up to 0.3 mm in maximum length are preserved, and silica and K- and Ba-feldspar occur in elongate
parallel crystals indicating an igneous origin. These observations indicate that this clast wasderived from silica-rich magma.
Silicic volcanism is also interesting from the viewpoint of landing site candidates for future
lunar landing mission. Global gamma-ray observations have presented several high-Th regions in PKT,
but the main lithology of the Th-rich regions remains a subject of dispute; possibilities include
mafic impact-melt breccia, KREEP basalt, QMD, and felsite/granite. If a lander/rover mission to ahigh-Th region is equipped for analysis of major elements, in situ analyses on the Moon can becompared with silica-rich samples such as the felsic clast in NWA 2727.
キーワード：珪長岩、月隕石
Keywords: felsite, lunar meteorite©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月面における水の起源と水源地: 物質科学的見地からの検討
Origin of water and water reservoirs on the Moon as considered from the perspective ofmaterial sciences*鹿山 雅裕1、富岡 尚敬2、大谷 栄治3、中嶋 悟4、瀬戸 雄介1、長岡 央5、Fagan Timothy6、Götze Jens7、三宅 亮8、小澤 信3、関根 利守9、宮原 正明9、松本 恵1、庄田 直起1、留岡 和重1*Masahiro KAYAMA1, Naotaka Tomioka2, Eiji Ohtani3, Satoru Nakashima4, Yusuke Seto1, Hiroshi Nagaoka5, Timothy Fagan6, Jens Götze7, Akira Miyake8, Shin Ozawa3, Toshimori Sekine9, Masaaki Miyahara9,
Megumi Matsumoto1, Naoki Shoda1, Kazushige Tomeoka1
1.神戸大学大学院理学研究惑星学専攻、2.海洋研究開発機構高知コア研究所、3.東北大学大学院理学研究科地学専攻、4.大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻、5.早稲田大学先進理工学部、6.早稲田大学教育学部地球科学専修、7.TU Bergakademie Freiberg, TU Bergakademie Freiberg, Institute of Mineralogy、8.京都大学大学院理学研究科地球惑星学専攻地質学鉱物学教室、9.広島大学大学院理学研究科地球惑星システム学専攻
1.Department of Planetology, Graduate School of Science, Kobe University, 2.Kochi Institute forCore Sample Research, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology, 3.Department of Earthand Planetary Materials Science, Graduate School of Science, Tohoku University, 4.Department ofEarth and Space Science, Osaka University, 5.School of Advanced Science and Engineering, Waseda
University, 6.Department of Earth Sciences, Waseda University, 7.TU Bergakademie Freiberg,
Institute of Mineralogy, 8.Department of Geology and Mineralogy, Graduate School of Science, Kyoto
University, 9.Department of Earth and Planetary Systems Science, Graduate School of Science,
Hiroshima University
月探査機によるスペクトル観測から、月面において様々な水の化学種（水酸基、鉱物に結合する分子水、氷）が大量に検出されている。各種水の供給源として太陽風と彗星・小惑星の衝突が提案されているものの、これらの現象では大量に存在する水酸基や鉱物に結合する分子水の由来、月面における水の不均一性を十分に説明できない。近年、月隕石の微小部分析から深部岩体やマントルにおいて大量の水の存在が示唆されており、月探査機から南極エイトケン盆地やプロセラルム盆地においてカンラン石に富むマントル起源の露出岩
体や深部岩体由来の中央丘が発見された。これらの事実から、マントル起源の水が大量に月面に供給され得る可能性が示唆される。本研究では、岩相を異にする月隕石の微小部分析から水の化学種を同定し、月面に分布する水の起源解明を試みた。さらに、月の土壌（主にレゴリス）や露出岩体（斜長岩地殻、海の玄武岩、カン
ラン石に富む中央丘、角礫岩層およびマントル岩体）の全岩含水量を物質科学的な側面から定量的に推定することで、月面における水源地の検討を行った。
はんれい岩質月隕石は主要構成鉱物としてカンラン石、単斜輝石および斜長石を含有し、玄武岩質月隕石は単斜輝石斑晶と輝石および斜長石の基質から成る。角礫岩質月隕石は玄武岩・はんれい岩質クラストとそれらの礫質部から構成されている。各種岩相の主要構成鉱物を対象とした水の定量分析として、高温透過赤外吸収その場加熱実験を行った。鉱物相同定には透過電子顕微鏡、放射光X線回折ならびにラマン分光装置を供し、化学組成ならびにモード解析には走査型電子顕微鏡を用いた。
赤外吸収分光その場加熱実験の結果、はんれい岩質月隕石の主要構成鉱物に共通して顕著な水の吸収帯が確認された。同様の吸収帯は玄武岩質月隕石の単斜輝石斑晶においても検出されるものの、その吸光度は極めて低い。同様の傾向は角礫岩質月隕石においても認められる。段階過熱実験から、これら吸収帯は鉱物に結合する
水酸基と分子水に帰属される。Beer-Lambert法から、はんれい岩質月隕石におけるカンラン石、輝石および斜長石の含水量はそれぞれ633、627および674 ppm（水酸基は373、468および517 ppm）と推定され、玄武岩質月隕石の単斜輝石斑晶は169 ppm（水酸基は106 ppm）となる。走査型電子線顕微鏡観察から礫質部においてのみ
扁桃体状シリカ粒子の存在が見出された。透過型電子顕微鏡観察からこのシリカ粒子は平均粒径9 nmを有する
微晶質ナノシリカの集合体として存在し、各種微小分析による相同定から月の流体に由来するモガナイトと判明した。モガナイトは非角礫質月隕石に産出しないことから、天体衝突に伴う水酸基および分子水の脱水と角礫化による流体の捕縛を経て沈殿したと推察される。

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月土壌ならびに露出岩体における全岩含水量は、天体衝撃による水の損失率と太陽風による水の付加率を補正した上で、本研究で得られた各種鉱物の含水量と岩相のモード組成から推定できる。はんれい岩質および玄武岩質月隕石の全岩含水量はカンラン石に富む中央丘と海の玄武岩に対応し、それぞれ757および25 ppmとなる。海の玄武岩の場合、単斜輝石斑晶（11 vol.%）にのみ水が検出されることから全岩含水量は低く、その主な原因としてマグマ噴出時の脱ガス作用が考えられる。角礫岩層の全岩含水量は668 ppmとなり、盆地の永久影に限り流体はモガナイトを生成せずにコールドトラップされることから、モガナイトの体積を流体のそれと判断することができ、その結果として780 ppmにも達する。全岩含水量はマントル岩体で808 ppmと最大となり、斜長石近くで23 ppmと最少となる。一方で、月土壌に関しては70 ppmと推定される。マントル岩体ならびに中央丘と周囲の角礫岩層は最も湿潤と予想されていた月土壌の10倍以上の全岩含水量を保持し、これらの露出岩体は、極表層（<100 nm）にしか存在しないレゴリスと比べて広範囲（数kmの露出領域）に分布することか
ら、月面で最も水に富み、また巨大な水源地といえる。
月土壌に含まれる水は太陽風の水素に由来する水酸基であることから、月面に存在する水酸基の大部分はマントルから供給された水であり、一部が太陽風に由来する。鉱物に結合する分子水はマントル起源の水にのみ起因し、氷についてはマントル起源（衝突角礫化により捕縛）と彗星・小惑星由来の両方が考えられる。彗
星・小惑星から供給された氷は月土壌や各露出岩体に共通して存在し、月面の不均一な熱分布に従って存在する。従って、温度の低い高緯度の地域ほど全岩含水量は高いと予想される。つまり、月探査の将来構想として、南極エイトケン盆地、次いでプロセラルム盆地のマントル岩体や中央丘が最も重要な探査地域の候補となり得る。
キーワード：月、水の起源、水源、月隕石、マントル岩体、カンラン石に富む中央丘
Keywords: Moon, Origin of water, Water reservoir, Lunar meteorite, Olivine-bearling site, Olivine
Hill©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月の水、地球の水、そして、月探査
Review of lunar water studies and the implication to future exploration program.
*橋爪 光1、藤谷 渉2、春山 純一3、山中 千博1*Ko Hashizume1, Wataru Fujiya2, Junichi Haruyama3, Chihiro Yamanaka1
1.大阪大学大学院理学研究科、2.茨城大学理学部、3.JAXA-宇宙科学研究所
1.Graduate School of Science, Osaka University, 2.Faculty of Science, Ibaraki University,
3.JAXA-ISAS
月科学が今パラダイム転換の時期を迎えようとしている。これまで長らく、月は完全に無水の岩石天体であると考えられていた。しかし、Saal et al., (2008)を皮切りに、月岩石中の特定の鉱物やガラス中に水が続々と発見され (Robinson & Taylor, 2014)、これは、月マントル中に水が存在した証拠として 考えられている。今や月は、月－地球系の一部を構成する重要な天体、つまりは、水惑星・地球の 出自を解明する鍵を秘めた天体であると認識されている (Hauri et al., 2015)。月岩石を調べることにより、水を始めとした揮発性物質がいつ、どこから、どれだけ、月や地球に供給され、いつどのようにして海洋・ 大気・生命圏が形成し進化した、あるいは、失われたのか、を確かな証拠を元に検証できるのではないかと考えられつつある。
本講演では、近年飛躍した月の水に関する地球化学的研究を簡潔にレビューした上で、現状明らかになりつつある問題点を指摘し、地上分析から宇宙探査にまたがるこの大きな研究課題の今後の方向性について、セッション参加者と共に考える材料を提供したい。
キーワード：月岩石、水惑星、同位体組成
Keywords: Lunar Rocks, Water Planet, Isotope Composition©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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月地下における微量水の同位体計測に向けたオンサイトレーザー分光装置の開発計画
On-site isotope laser spectrometry aiming underground lunar water*山中 千博1、橋爪 光1、田坂 直也1、時田 茂樹2*Chihiro Yamanaka1, Ko Hashizume1, Naoya Tasaka1, Shigeki Tokita2
1.大阪大学大学院

理学研究科、2.大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

1.Graduate School of Science, Osaka University, 2.Institute of Laser Enginerring, Osaka University
月面にはどの程度の水があるのか？ 月の水を探す研究は多くの関心を集めている1)。実際2008年に火山性ガラ
スに水分子が捕獲されている証拠があるが2,3)、月における水の存在量についての調査結果は極めて不確定である。当然ながら、月の日照時の表面温度(～395K)、および弱い重力から、月面に存在する水は、短時間に宇宙空間に散逸する。ある程度の水があり得る地点は、極域の永久影になったクレーターであり4)、もしくは表面温度の日変動を受けない深さにある地下5)ということになる。
月の水は、月が形成された直後から後、地球と同じように、水を含んだ彗星や小惑星、隕石の衝突により持ち込まれたか、太陽風の中のプロトンが月面の酸化物鉱物と反応して形成されたものと考えられている。月の水の出自を知るには、同位体組成の情報が重要である。ただし、サンプルリターンは水の豊富な地球での汚染を考えると得策ではなく、よって月面で測定するためには着陸機に搭載可能な装置が必要である。
我々の想定する装置は、水の吸収強度の強い2.7において狭帯域の中赤外レーザー（DFB、もしくはEr:ZBLAN
ファイバーレーザー）を用いたレーザー同位体分光器であり、月面地下から加熱回収した水蒸気を一旦、凝結回収し、再度水蒸気化して、H, D, および 16O, 17O, 18O同位体の吸収線に同調したレーザーによる計測を行うものである。もし同位体存在比が、地球と同様のD/H, 18O/16O2.0 とすると、通常のLambert-Beer則 ）においてLをkm程度にする必要がある。NASAのMars Science Laboratory: Curiosityに搭載されたレーザー同位体測定
機は高反射鏡を用いたヘリオットセルで対応しており、市販の水・炭素・窒素同位体測定装置でも高反射鏡を組み合わせて用いて長い光路長を形成してcavity enhanced spectroscopyを実現している。
日本のPayloadの要請から、電源込みで数kgとなるような軽量かつアラインメントフリーであるような装置が望ましい。半導体（LD）レーザーもしくはLD励起ファイバーレーザ（レーザー媒質は数g）による軽量化はある程
度目算がつき、今後は高反射鏡を用いないファイバーcavityセルや電子的CRDS（cavity ring-down）の開発を進めている。
1) Feldman et al., Science 281. pp.1496 (1998)
2) Saal, et al., Nature 454. pp.192 (2008)
3) Saal et al., Science 340. pp.1317 (2013)
4) Binder, Science, 281. pp.1475 (1998)
5) Hashizume, private comm.
キーワード：月の水、同位体、レーザー同位体計測
Keywords: lunar water, isotope, Laser isotope measurement©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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Approachミッションでの科学観測による成果
Expected results on the lunar science from scientific observations in Approach mission*山田 竜平1、石原 吉明2、小林 直樹2、村上 英記3、田中 智2、竹内 希4、白石 浩章2、早川 雅彦2、後藤 健2、菊池 冬彦1、西田 圭介4*Ryuhei Yamada1, Yoshiaki Ishihara2, Naoki Kobayashi2, Hideki Murakami3, Satoshi Tanaka2, Nozomu
Takeuchi4, Hiroaki Shiraishi2, Masahiko Hayakawa2, Ken Goto2, Fuyuhiko Kikuchi1, Keisuke Nishida4
1.国立天文台

RISE月惑星探査検討室、2.宇宙航空研究開発機構

宇宙科学研究所、3.高知大学、4.東京大学

1.National Astronomical Observatory of Japan, RISE project, 2.Japan Aerospace Exploration Agency,
Institute of Space and Astronautical Science, 3.Kochi University, 4.University of Tokyo
ペネトレータは日本の月探査計画「LUNAR-A」ミッションを通して開発され、内部に搭載した観測機器を人工衛星からの自由落下により、天体表面に貫入設置させるハードランディングプローブである。ペネトレータ内部に搭載する地震計は、月面貫入時以上の衝撃を受けても、月震観測に必要な性能を維持できる事を確認しており(Yamada et al., 2009)、またペネトレータ-母船間の通信機能も正常に動作する事を確認できている（田中等、2010）。ペネトレータは、天体表面でネットワーク観測を実現するのに優れたツールであり、将来の月惑
星の地球物理観測への適用が期待されている。
このペネトレータの月面での技術実証、及び科学観測を行うために、現在、イプシロンロケットに搭載する小型科学衛星へ小型ペネトレータ2本を搭載する事を提案している(Approachミッション)。小型ペネトレータでは
LUNAR-Aで確立した耐衝撃性技術、観測装置を継承しつつ、2/3サイズにペネトレータを縮小する事を目指して
おり、2本搭載によって観測成立の冗長性の確保と科学成果の拡充が期待できる。
Approachミッションでは、2本のペネトレータで、地震、熱流量観測を行う事を計画している。このミッション
では、地震観測点数が少ないため、隕石の衝突発光を地上で観測することで、隕石衝突イベントの位置決定を行い、その走時データから地殻厚さを決定する事を目的としている。これにより、地殻厚さを従来よりも高精度に決定することで、月重力データと組み合わせて地殻の体積とAlの総量を推定することを行う。また、2点観
測から、深部を通ってきた地震波を識別し、月深部構造を調べる事も期待できる。熱流量観測においては、月表層に放射性元素が濃集している地域（Procellarum KREEP Terrane）と、濃集量が少ない高地地殻での観測を行う事で、バルクとしての放射性元素量を決定することを目指している。本発表では、これらの科学観測から得られる成果を定量的に評価した結果を示すとともに、その結果から月の起源や進化についてどうアプローチ
していけるかを議論したい。
キーワード：ペネトレータ、月内部構造探査、月震観測、熱流量観測、小型探査衛星
Keywords: Penetrator, Lunar interior exploration, Moonquake observation, Heat flow observation,
Small-sized exploration satellite©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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宇宙科学研究所／月惑星探査データ解析グループの取り組みについて
Direction of “Lunar and Planetary Data Analysis Group” of ISAS
*大嶽 久志1、大竹 真紀子1、田中 智1、増田 宏一1、山本 幸生1、三浦 昭1、石原 吉明1*Hisashi Otake1, Makiko Ohtake1, Satoshi Tanaka1, Koichi Masuda1, Yukio Yamamoto1, Akira Miura1,
Yoshiaki Ishihara1
1.宇宙航空研究開発機構
1.Japan Aerospace Exploration Agency
月周回衛星「かぐや」は月惑星科学の進展に貢献し，1990年代以降の世界の月探査機で第２位の論文数を創出している．今後，月惑星の起源・進化解明をめざして更に高次の研究で世界を牽引し，「かぐや」等の月惑星探査の成果を最大化するためには，大量の探査データ（海外探査機も含む）を高次処理・解析可能な体制と環境が必要である．これは日本が月惑星探査の戦略／計画を立案し，技術研究を行う観点でも重要である．
米国ではNASAやUSGS（地質調査所）等が高次プロダクト作成のための体制・環境を構築し，研究・探査に活かされている．日本においてはユーザ個人のデータ処理能力・努力に依存する状況であるため，このままでは世界トップクラスのサイエンス成果の発信や，自立的な探査戦略／計画の立案が今後難しくなることが予想される．
このような現状の課題に対し，2016年度よりISASに新設した「月惑星探査データ解析グループ」が今後どう取り組むべきかについて述べたい．
キーワード：探査、大量データ、解析
Keywords: exploration, large amout of data, analysis©2016. Japan Geoscience Union. All Right Reserved.

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