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日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009「かぐや」搭載月レーダーサウンダー（LRS）による月地下探査及び自然波動観測熊本 篤志 ，小野 高幸 ，中川 広務 ，山口 靖 ，押上 祥子
3456
山路 敦 ，小林 敬生 ，笠原 禎也 ，大家 寛
11122

2008年10月30日受領，2009年2月5日受理．

（要旨）月周回衛星「かぐや」に搭載された月レーダーサウンダーによる月地下探査及び自然電波・プラズマ波動観測の初期運用結果および初期成果を紹介する．2007年10月から2008年8月までの観測運用によって98.4日分のサウンダー観測データ，269.9日分の自然波動観測データが得られた．サウンダー観測によって複数の海領域で地下数100mの深さの反射層が観測された．また自然電波の観測では，地球・太陽・木星を起源とする自然電波が観測された他，月周辺における地球からの人工電波のノイズレベルの基礎データが得られた．プラズマ波動の観測から，月ウェイク内外の電子密度が導出され，月ウェイクの境界付近に特有のプラズマ波動現象が初めて見出された．

1. はじめに画された[9]．観測周波数はALSE同様HF帯を選択し，深さ数kmまでの地質構造を探査対象としている．

月の起源・進化・テクトニクスを解明していく上高速の太陽風プラズマが吹きつける月の後方にはウで，月の地質構造探査の重要性は高い．Apollo 17号

ェイクと呼ばれる真空に近い領域を形成することが報ミッションでは司令船に搭載されたHF帯サウンダー告されていた[10]．また月面には磁化した地殻による（ALSE）による月表層下の地質構造探査が行われた

磁気異常領域が発見されており[11-12]，太陽風プラズ[1-2]．地中レーダーの技術は地球の南極のボストークマ中で「ミニ磁気圏」を形成していると考えられている．

湖や，火星の極冠の厚さ・内部構造や埋没クレータのこれまではWINDが月から8Rm（Rmは月の半径）で行探査にも利用されており[3-7]，将来の外惑星系の氷衛ったプラズマ波動観測が月の最も近くで行われた観測星，小惑星探査への応用も検討されている[8]．ALSE

だった[13]．
「かぐや」LRSでは，レーダーサウンダーのサウンダー実験はHF帯サウンダーによる月地質探用に展開する２組のダイポールアンテナを利用して，査の有効性を示したが，運用上の制約から，観測領月面近傍の高度100kmでのプラズマ波動観測を初めて域は月面のごく限られた領域にとどまった．また1970

行う．
「かぐや」にはプラズマ・磁場観測装置（MAP）

年代当時の技術的な制約から，エコーの遅延時間のが搭載されており[14-15]，プラズマ波動の励起にかか計測精度は8μ秒，レンジ分解能は1200m（真空中）だ

わる波動・粒子相互作用を議論することが可能である．

った．「かぐや」搭載月レーダーサウンダー（LRS）は，月には地球のような電離圏はなく，また地球の人工ALSEで実証されたサウンダーによる月の地下構造探電波源からも遠いため，木星デカメータ電波などを観査を，全球で，かつ高精度に行うことを目的として計測対象とする低周波電波天文観測には有利な条件をもっている．
「かぐや」LRSは月周回軌道からLF ～ HF

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. 金沢大学総合メディア基盤センター
6. 福井工業大学工学部宇宙通信工学科

帯自然電波の観測を行う．この観測は月面・月周辺での自然電波観測の予備調査としての側面をもっている．
本稿ではサウンダーによる地下構造探査，プラズマ波動計測，自然電波計測の初期観測結果について紹介

「かぐや」搭載月レーダーサウンダー（LRS）による月地下探査及び自然波動観測／熊本，小野，中川，山口，押上，山路，小林，笠原，大家する．

Y2-Antenna

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X1-AntennaYpanel2. 観測機器の概要
LRSはサウンダー送受信部（SDR），HF帯自然波動受信部（NPW），VLF帯波形受信部（WFC）及びX/Y２対のダイポールアンテナから構成される[9,16]．
図1に示すようにX/Y２対のダイポールアンテナは，

X2-Antenna

ナの全長は30mでサウンダー観測で用いられる5MHzX+Z panel
Y

衛星の+Z面に取り付けられており，衛星の姿勢制御により，アンテナ面は常時月面に向けられる．アンテ+Y panel

Y1-AntennaZMoonCenter

図1：「かぐや」衛星の外観およびX/Yアンテナの位置．アンテナ面は常時月面に向いている．

前後では半波長ダイポールとなる．
サウンダー観測では，サウンダー送信部で生成されchirp pulseの帯域幅で決定され，真空中で75mである．

た4～6MHz・ 幅200μs・800Wのchirp pulse（時 間 と最大探知深度は観測データのノイズレベル，地中でのともに周波数を1次関数的に増加させたパルス信号）

損失（tanδ=0.001 ～ 0.01）によっても変化するが5kmが繰り返し周期50msで，Xアンテナから送信される．

前後と見積もられている．銀河背景放射と同等のレベ

送信パルスの原信号はテーブルデータをD/A変換すルの地下エコー信号を検出するためには，かぐや衛星ることによって生成される．レンジサイドローブ（パの搭載機器が放射するノイズ，搭載機器間を流れるコ

ルス圧縮のために行うFourier変換においてパルス幅

モンモード電流で衛星構体パネル間に生じる電位差がが有限であるために得られたスペクトルに生じるサイ問題となる．かぐや衛星では電磁適合性（EMC）の厳ドローブ）の抑制のためパルス波形にはcos状のエンベしい基準を設け，個別の機器・衛星システムとして不ロープがかけられている．

要ノイズの評価・対策を系統的に実施することによっ

月表面及び地下からの反射波（エコー）は同じXアンテナで受信され，サウンダー受信部において参照⇃ᮏ௚࣭ᅗ㸯て，4 ～ 6MHzのノイズレベルを銀河背景放射レベル以下に抑えることに成功した[17]．
自然電波・プラズマ波動観測は，サウンダー観測の信号とミキシングされた後，6.25MSPS（Sample Per
Second）・2048点の波形データとしてサンプリング実施中も休止中も継続して行われる．

され，地上に伝送される．伝送された波形データをHF帯自然波動受信部（NPW）は広帯域掃引受信部とFourier変換することによってA-scan 図（レンジ対エ高周波波形受信部（サウンダー受信部と兼用）より構成コー強度），軌道に沿ってA-scan図を並べることによされる．広帯域掃引受信部はサウンダー観測休止中にってB-scan図（水平距離対レンジ）が得られる．B-scan

運用され，2組のダイポールアンテナで検出された電図はレーダーグラムとも呼ばれる．レンジ分解能は場2成分の20kHzから30MHzまでのスペクトルを観測

表1：LRSの総観測時間（2007年10月29日から2008年9月10日まで）

観測対象 観測モード
地下構造

自然波動

プラズマ
波動

SDR-W
SDR-A
NPW-W
NPW-DS
NPW-PL
NPW-A
NPW-S
WFC-H
WFC-L
WFC-H

出力形式(周波数レンジ)
波形
波形
波形(20k ～ 10MHz)
スペクトル(20k ～30MHz)
波形(4 ～ 6MHz)
スペクトル(4 ～ 6MHz)
スペクトル(1k ～ 1MHz)
及び波形(100 ～ 100kHz)
スペクトル(1k ～ 1MHz)

レート 時間分解能 観測時間 合計時間[kbps]
[sec]
[day]
[day]
488
0.05
71.9
98.4
80
0.4
26.5
488
0.1
13.9
162
106.6
269.9
21651.0
164
26.5
4871.9
160
0.5
106.6
80
0.5
26.5
269.9
4285.82451.0

20

日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009

Wave
Form

AͲscanFourierTransform

Series ofAͲscanof AͲscan
Surface
Echo

Subsurface
Echo

Surface
Echo

Subsurface
Echo

69.5rW

Radargram((BͲscan))69.1rW

Radargram(BͲscan)⇃ᮏ௚䞉ᅗ䠎

IoPhase

図2： サウンダーのデータ処理．受信した波形データをフーリエ変換することによってA-scan図（レンジ-エコー強度），軌道に沿って並べることによってB-scan図（水平距離-レンジ）を得る．B-scan図はレーダーグラムとも呼ばれる．近接した軌道でのレーダーグラムを対比することで側方からの表面エコーと地下エコーは識別が可能である．

Jovian CML
JovianCML

図3： 木星電波の観測例（左・赤で囲んだ箇所）．観測時のイオ位相角（反地球方向とイオ衛星方向が木星中心でなす角）・CML（地球に対向する木星の中央子午線経度）を右パネルに赤丸で示す．右パネルの黒の斜線は東北大惑星圏蔵王観測所で1974年から1990年までの期間に木星電波が観測された際のイオ位相角・CMLの分布を示す．非Io-Aデカメータ
電波が低周波数帯に伸びたイベントと考えられる．

⇃ᮏ௚䞉ᅗ䠏

「かぐや」搭載月レーダーサウンダー（LRS）による月地下探査及び自然波動観測／熊本，小野，中川，山口，押上，山路，小林，笠原，大家21

する．周波数掃引時間は2秒である．X/Y2成分を偏波ができる．これらのエコーが，軌道の側方に反射しや分離してR/L成分のスペクトルを出力することも可能

すい地形があるために，直下点の表面エコーから遅れである．高周波波形受信部はXアンテナで検出されたて検出された側方からの表面エコーであるとするな

電場1成分の波形を100ms毎に25MSPS・4096点の波形

らば，側方反射を引き起こしている表面地形は10度データとしてサンプリングする．高周波波形受信部は以上の緯度（距離にして300km）に渡って軌道からほぼ時分割によってサウンダー観測との同時観測も可能で10kmないし20kmの距離を保って存在していなければある．但し，サウンダーとの同時観測時には受信信号ならないが，そうした表面地形は確認されていない．

がサウンダーのTRスイッチ[9,16]を経由するため，4また経度69.5°Wのレーダーグラムのエコーが側方か～ 6MHz帯以外の感度は若干悪化する．

らの表面エコーであるとするならば，東に9km離れたVLF帯波形受信部（WFC）は，1kHz ～ 1MHzのスペ経度69.1°Wのレーダーグラムにおいて，それらは異ク ト ル 観 測 を 行 な うWFC-Hと，100Hz ～ 100kHzのなる深さで観測されていなければならない．しかしな波形観測を行なうWFC-Lで構成される[18]．サウンダ

がら表面エコーからの遅れ時間は双方のレーダーグラー観測中はサウンダーパルスの送信に用いていないY

ムでほとんど差が見られない．これらの検討から，レアンテナが，サウンダー観測休止中はX/Y2対のアンーダーグラムにおいて確認されたエコーは，側方からテナがプラズマ波動観測に用いられる．WFC-Lに対の表面エコーではなく，地表下に広く分布した反射層してはYアンテナを2本のモノポールアンテナとしてによるものと結論される．比誘電率εrの媒質中を伝わ別々に入力することも可能である．WFC-Lに入力さる電磁波の速度は光速の（εr） 倍となるため，実際れた信号は250kSPSでサンプリングされ波形データとの反射層の深さも見かけ深さの（εr） 倍となる．月

して出力される．WFC-Hに入力された信号は2MSPS

表層の岩石の比誘電率は4 ～ 8程度と推定されており

で サ ン プ リ ン グ さ れ た 後，Programmable Down[19]，実際の深さは235m, 450mもしくはそれ以下と考Converter（PDC）を用いたデジタル信号処理による周えられる．これらの反射層は海の溶岩層に埋まったか波数変換を経て機上でスペクトルデータに変換される．

つての月表面のレゴリス層であると推定している．他

2007年10月29日から2008年9月10日までの総観測時の海領域でも地下数100mの深さに反射層が見出され間を表1に示す．10か月間の運用で正味269.9日間の観－0.5－0.5ており，現在解析を進めている．

測を行った．この内サウンダー観測は98.4日間行われた．「かぐや」が地上に伝送できるデータの総量は地

4. 自然波動観測・初期結果

上追跡局の運用計画に依存するため，定常運用では，出力データレートの大きいLISM（TC/MI/SP）, LRS,地球オーロラ帯を起源とするオーロラキロメート

HDTV間でデータレートの調整が行われた．LRSは時

ル電波，太陽電波III型バースト，HOM帯域の木星電間分解能を落とすことでデータレート制限に対応した．

波の観測に成功した．図3に木星電波の観測例を示す．

時間分解能を落とすことなく，高分解能で観測できた

観測時のイオ位相角（反地球方向とイオ衛星方向が木

時間は，サウンダー観測（SDR-W）は71.9日間，自然電星中心でなす角）
・CML（地球に対向する木星の中央波観測は120.5日間，プラズマ波動観測は133.1日間で子午線経度）からデカメータ帯の非Io-A電波が低周波ある．

数帯に伸びたイベントであると推定される．太陽電波，木星電波の観測例はまだあまり多くはないが，高周波3. サウンダー観測・初期結果

波形受信部を用いた25MSPSの波形観測時にイベントが発生すれば，地上観測が難しい10MHz帯以下でのサウンダーのデータ処理の例を図2に示す．嵐の大波形データが衛星搭載受信器で初めて得られることに洋（Oceanus Procellarum）で観測されたレーダーグラなる．自然波動の観測に加えて，月周回軌道におけるムにおいて，強い表面エコー（Surface Echo）に加え地球の放送波の干渉状況についての基礎データが得らて，見かけ深さ470mと900mの位置に地下の反射層かれた．地球起源の放送波は図4に示すように月の表でらの連続したエコー（Subsurface Echo）を見出すことのサウンダー観測に実際に干渉し，微弱な地下エコー

22

日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009

SounderRadio
Waves

図4： サウンダー観測に対する地球起源の人工電波の干渉例．上パネルは図2と同様の形式のレーダーグラム，下パネルは図3と同様の形式の自然波動のスペクトログラムを示す．サウンダー観測では表面エコーを観測する直前までは背景ノイズのみが観測される．地球のある経度帯が夜側で月に対向する場合に，衛星が地球側に回ってきたタイミングで，レーダーグラムの表面エコーより上方の背景ノイズレベルが5dB程度上昇している．

⇃ᮏ௚䞉ᅗ䠐

14 35614.356

FFrequency[MMHz]

BroadcastRadioWaves
d6.164

2.068
S/CNoises

0.020

AKR0r

90rE

180r

90rW0rLongitudeofSublunarPoint
図5： 月周回軌道における地球起源の人工ノイズの干渉レベル．満月の前後では，地球の夜側電離圏を透過して地球からの放送波が低周波数帯(4MHz)にまで干渉する．

⇃ᮏ௚䞉ᅗ䠑

「かぐや」搭載月レーダーサウンダー（LRS）による月地下探査及び自然波動観測／熊本，小野，中川，山口，押上，山路，小林，笠原，大家

23AKR

ኴ㝧㢼୰

㟁Ꮚ䝥䝷䝈䝬Ἴ

Moon Dayside᭶䜴䜵䜲䜽㡿ᇦ

Moon Night side⇃ᮏ௚䞉ᅗ䠒

図6： WFC-Hによるプラズマ波動の観測例．の検出に影響を与えた．図5に満月をはさんだ2週間（地されている．それに対し23 : 20UT以降の月ウェイク

球の夜側電離圏が月に対向）の期間の20kHz ～ 14MHz

領域では，通常は自然波動活動が静穏で，23 : 25UT,の電波の平均受信レベルを示す．横軸は月に対向する

23 : 45UT付近で時折強い波動が観測される．これら

地球の経度を表す．地球の夜側電離圏を透過して地球の波動現象の特性については現在解析を進めている．

からの放送波が低周波数帯（4MHz）にまで干渉している．これに対し，新月の前後の期間には地球の昼側電

5. まとめ離圏で放送波が遮蔽されるため，放送波の干渉がなくなることも観測から確かめられている．

2007年10月から2008年9月までの「かぐや」月レーダ

WFC-Hで観測されたスペクトログラムを図6に示す． ーサウンダー（LRS）で観測されたデータをもとにした100 ～ 600kHzに地球からのオーロラキロメートル電初期成果を以上に紹介した．サウンダー観測によって波（AKR）が観測されている．月の日照領域で20kHz付

複数の海領域で地下数100mの深さの反射層が観測さ近に見られる狭帯域の波動は電子プラズマ波動で，それた．自然電波の観測では，地球・太陽・木星を起源の周波数は背景プラズマの数密度の1/2乗に比例する．とする自然電波，地球からの放送波，月ウェイクのプ

電子プラズマ波の周波数は日陰領域では1/10以下に低ラズマ構造，月ウェイク境界付近のプラズマ波動現象下しており，電子密度が2桁以上急減していることをが観測された．今後は，高地も含めたサウンダーデー示している．この観測結果は，月の日照領域で太陽風タの解析を進め，海領域以外の地下構造も明らかにしプラズマ中に滞在していた「かぐや」が，月の日陰側ていくことを目指す．表面エコーが複雑に重畳する高に形成されるプラズマの希薄な月ウェイクの領域に入地の解析を行うためには，高精度の表面地形・軌道デったことを示している．電子プラズマ波の周波数を詳ータが必要となるが，「かぐや」に搭載されたLALT,細に解析することによって月ウェイクの密度構造を求HDTV, TC，重力場の解析が進むことによってこうしめることができる．22 : 10～23 : 20UTの太陽風中でたデータも利用できるようになると期待される．プラ

は電子プラズマ波より下の帯域で強い自然波動が観測

ズマ波動の観測も「かぐや」に搭載されたMAPによる

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日本惑星科学会誌 Vol.18.No.1,2009

磁場・プラズマ粒子の同時観測データとの対比を進め，月ウェイク・磁気異常近傍でのプラズマの波動・粒子相互作用を明らかにしていきたいと考えている．

謝 辞「かぐや」月レーダーサウンダー（LRS）の開発・運用に当たり，JAXAの「かぐや」プロジェクトチームの皆様，ならびに明星電気株式会社のLRS担当者の皆様に多大なご協力をいただきました．ここに深く感謝いたします．

参考文献[1] Phillips, R. J. et al., 1973, NASA Spec. Publ. 330,
22-1.
[2] Porcello, L.J. et al., 1974, The Apollo Lunar
Sounder Radar System, Proc. IEEE, 62(6), 769.
[3] Oswald, G. K. A. et al., 1973, Nature 245, 251.
[4] Kapitsa, A. P. et al., 1996, Nature 381, 684.
[5] Picardi, G. et al., 2005, Science 310, 1925.
[6] Watters, T. R. et al., 2006, Nature 444, 905.
[7] Seu, R. et al., 2007, Science 317, 1715.
[8] Chyba, C. F. et al., 1998, Icarus 134, 292.
[9] Ono, T. and Oya, H., 2000, Earth Planets Space
52, 629.
[10] Ness, N. F. et al., 1969, J. Geophys. Res. 74, 6425.
[11] Lin, R. P. et al., 1998, Science 281, 1480.
[12] Halekas, J. S. et al., 2001, J. Geophys. Res. E11,27841.
[13] Kellogg, P. J. et al., 1996, Geophys. Res. Lett. 23,1267.
[14] Saito, Y. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 375.
[15] Shimizu, H. et al., 2008, Earth Planets Space 60,353.
[16] Ono, T. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 321.
[17] Kumamoto, A. et al., 2008, Earth Planets Space60, 333.
[18] Kasahara, Y. et al., 2008, Earth Planets Space 60,341.
[19] Campbell, B. A., 2002, Radar Remote Sensing ofPlanetary Surfaces (Cambridge Univ. Press).