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日本惑星科学会誌 Vol.18, No.2, 2009

特集：MELOS火星複合探査の科学検討

MELOSで狙う内部構造探査小林 直樹 ，菊池 冬彦 ，新谷 昌人 ，栗田 敬 ，
112
田中 智 ，岩田 隆浩 ，佐々木 晶
1233

2009年4月21日受領，2009年5月12日受理．

（要旨）火星内部構造はその原材料物質，集積過程，熱進化を理解する上でも重要である．コアの組成と大きさはマントルのFe含有量，ペロブスカイト層の存在，厚みを左右しマントル対流にも影響を与える．マントルからの溶融物でできた地殻は発熱性放射性元素を濃集する．地殻の厚みは火星の慣性能率の値に影響するため，コアの大きさの推定において不定要因になっている．火星の熱進化や内部構造の推定において地殻の厚さの決定は重要である．コア半径や地殻の厚さを計測するには地震計測が有効であり，コアの組成や地殻厚の分布を決めるには精度の高い回転変動計測，重力場計測が求められる．また，活きた火星の活動をモニターする上でも地震計測やVLBI 計測，熱流量計測，電磁気観測は欠かせないものである．

1. はじめに量の22%を占めると推定されている（本稿ではこれを「化学モデル」と呼ぶ）．

惑星や多くの衛星は分化した内部構造を持つことが一方，地球物理学的なパラメータは軌道衛星や着陸知られている．分化の様態は惑星のサイズや惑星を構

機のドップラー観測，電波測距観測，レーザー高度計

成する物質組成，内部の温度状態に依存し，惑星や衛のデータから求められている．火星内部の密度の分星の集積過程，その後の進化を反映したものである．

布を表す最大主慣性能率Cは重力ポテンシャルJ2と歳火星の内部構造の現在の姿を知ることは火星の形成史

差運動の観測から1%程度の精度で決められており[4]，や地表環境にも影響を与えるその後の熱進化を議論す

地殻の平均厚Hはジオイドと地形の比から50±12 km

る上でも重要である [1]，[2]．

（地殻密度2700－3100 kgm を仮定）と推定されている-3

これまでのところ火星の内部構造を制約している情[5]．表1に火星の内部構造を決める際の制約条件とな報は火星隕石から推定される化学組成と半径，質量，っている主な地球物理学パラメータの観測値を挙げて慣性能率，地形，重力分布，ラブ数などの地球物理おく．

学データである．火星はSNC隕石の情報を基にC1コ火星の半径，質量を固定すると慣性能率は内部の密ンドライト物質（40%）とC1コンドライトから揮発性成度分布（コアの組成と半径，マントル組成と温度，地分が枯渇した非常に還元的な物質（60%）からなると考殻の密度と厚み）によって決まる．火星がC1コンドラえられている[3]．その不揮発成分は C1コンドライトイト的な物質で作られているとすれば，それに基づいと同じであるため，火星のバルクのFe/Si比やFe重量た火星内部構造モデルは慣性能率Cの観測値を誤差の%は C1コンドライトと同じでそれぞれ1.71，27.4%で範囲で満たさなければならない．実際にそうした計算あることが帰結される．また火星隕石と C1コンドラを実施してみると C1コンドライトに基づいた「化学モイトの組成比の比較から火星マントルは FeOに富みデル」は慣性能率の観測値と矛盾する[1]．しかし軽元（Mg#=0.75），コアは Fe-Ni-FeSの合金であり火星質素として水素がコアに含まれる場合，FeHはFeSに比1. 独立行政法人宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究本部
2. 国立天文台
3. 東京大学地震研究所
kobayashi.naoki@jaxa.jp

べ圧縮率が高いためHが 50 mol%ほどコアに混入すれば「化学モデル」でも慣性能率に矛盾しなくなるという見積もりもあり[6]，コア組成を推定する際に鍵とな

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表1. 火星内部構造を制約する物理特性の観測値

質量 M
平均半径 R
最大主慣性能率 C/MR2
ポテンシャルラブ数 k2
平均地殻厚 H
自転周期 Ω

6.41850×1023 kg
3389.92 km
0.3660±0.0012※10.153±0.017
50±12 km8.86427×104 s

表2. 計測手法と得られる科学情報

科学情報
コア半径，地殻の厚さ，マントル不連続面，地震活動，地滑り活動，火山活動，隕石衝突頻度，大気脈動
VLBI計測（回転変動／重力場） コア半径，地殻の厚さ，極冠の季節変化
熱流量計測
地温勾配，地殻の厚さ，火山活動
地震計測

計測手法

るコア密度は火星の材料物質の議論においても重要でれらの量を決定することは火星内部構造を理解する上ある．

で鍵となる．

火星のコア-マントル境界での温度の推定値は1700～ 2000 Kであるが，Fe-Ni-FeS系の融点は1400 K程度

2. 内部構造探査であるから完全融解したコアが期待されている[6]．ラ
ブ数の観測からも半径1680±160 kmのコアの少なく地殻の厚さやコアの大きさ，更に内部の不連続面のとも上部は融解していると指摘されている[4]．また軽同定といった内部構造の探査を1機もしくは2，3機の元素量が多くなりコア半径が大きくなると高圧相であ

少数の着陸機で行うには地震探査，火星回転，重力場

るペロブスカイト層は存在しなくなる[6]．ペロブスカ

計測，熱流量計測などの多面的，包括的な情報収集がイ層の存在はマントル対流にも影響を与えると考えら不可欠である．また，MELOSのランダー単体では完れているためコアの大きさの決定は熱進化を考える上結せず，他のミッションとの連携や将来のミッションでも重要である．また，地殻の平均密度，平均厚は慣の礎となる探査としての位置付けという視点も必要で性能率の値に影響するため，議論の精度を上げるためあろう．表2にランダー搭載機器候補として挙げられには地殻構造を正確に決める必要がある．地殻の厚さている地球物理学的測定機器とそれによって得られるはマントルの部分溶融量を反映するが，地殻が多いほ科学情報をまとめた．コア半径の決定は内部構造学とど放射性元素が地殻に濃集し逆にマントルの熱源を枯して最重要課題ではあるが，地殻の構造の決定に比べ渇させる．マントルの熱源が枯渇するとコアとマントより難易度が高い探査である．

ルの温度差が大きくなりコアからの熱流量を増やす効

（1）
地震計測

果をもたらす．コアからの熱流量は火星のダイナモ作用を議論する上でも重要である[2]．

惑星の内部構造探査において潜在的に最も高い解像度を持つのが地震探査である．しかし1点もしくは以上のようにコアの大きさと密度，地殻の厚さと密2，3点の観測点で達成できる内部構造の情報は限られ度の決定は火星の内部構造の議論において鍵となってる．そもそも火星に観測にかかる十分な地震活動があいる．最新の探査データを用いてもコアサイズの決定るのかという疑問もある．Viking搭載の地震計の計測には300 km程の不定性があり，許容されるモデルをは5 ヶ月間の観測でランダーや風によるノイズの影響十分には制約できるものではない（[4]の図2参照）．こが少ない640時間分の記録を採取した．その記録の内，1例のみ火星地震と思われる記録を得たのみである [7]．

※1 文献[4]の値を平均半径Rで評価したもの．

その統計的な解釈から火星の地震活動は地球に比べて

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低いと考えられている．

2 -4る（目標感度：10 m s /Hz）
．コアサイズの同定にはMars Global Surveyorのレーザー高度計の記録かこの要求が必要となる．レーザー干渉型地震計の利点

16は高感度・低ドリフトであり，その場でレーザー波長Nmから4.8×10 Nmほどの地震モーメントの解放がを基準とした絶対校正がかけられることである．試作見積もられている[8]．見積もりは断層の同定，火星の機を用いた研究でこれらの利点が実証され，目標感度冷却収縮過程や用いた種々の地震のスケーリング則にも達成できる見込みが得られている．一方，惑星探査依存する．上限値ではあるがマグニチュード4以上ののためにはレーザー光源や長周期振り子を，打ち上げ・地震が年に572個生じている換算になる．最も断層が着陸時の衝撃や温度変動に影響されにくい構造とする

集中しているTharsis地域で観測頻度が高いと考えら必要がある．広帯域地震観測に必要な安定性が得られれる．他にもHellasの南部，Utopia Planitiaの北側でる設置方法についても開発課題である．

頻度が高いと見積もられている．

（2）
回転変動計測と重力場計測

ら8500の断層地形を同定した研究では1年で3.4×10
18

マグニチュード4程度の地震が観測点から30度以内

回転変動計測と重力場計測は火星内部の情報を得るに起ればP波，S波ともに十分なS/Nの記録が取れ[9]，手段として地震計測とともに有効な観測手法である．

レシーバ関数法により地殻のS波構造を決定すること

地球や火星などの太陽系内の天体では自転速度の変ができる[10]．地震観測で地殻の厚さが何処か1点アン化や自転軸自体のゆらぎによる様々な回転変動（歳差，カーされれば，火星の重力場から地殻密度とマントル章動，極運動や物理秤動（強制秤動）など）が存在する．

密度を仮定すればグローバルに地殻厚のマッピングが天体内の質量分布（重いコアの有無，コアの溶融など）可能となる[5]．3成分の広帯域の地震計測と精度の高や回転エネルギーの散逸メカニズムの違いによりそのい重力計測によって地殻厚のグローバルマップが期待

振幅，周期が異なる．これらの変動の精密計測によりされる．

天体内部の情報を導くことができる．もし，地震学的しかしマグニチュード4程度の地震はコアでの反射手法でコア半径が与えられるならば，回転変動の情報波を捉えるにはやや小さい．実体波のコア表面での反と併せコア密度即ちコアの組成についても大きな制約

射波以外にも角次数が2から7の伸び縮み基本振動の固を与えうる．

有周期（>500秒）はコアの大きさに敏感な量である[6]．

過去のNASAの火星探査ミッションVikingやMars

しかしコアサイズを決定するには火星のグローバルな

Pathfinderの ラ ン ダ ー 電 波 に よ る 位 置 計 測 は1 m程振動を励起しなければならない．自由振動を十分な観の精度であった．内部構造，特にコアの情報を制限

測レベルに励起するには少なくともマグニチュードするためには，より高精度の観測が必要である．そ6.5以上の火星地震が必要である．これは多く見積もこで我々は超長基線電波干渉計（Very Long Baseline  っても10年に1回程度と推定されており，1年程度の観Interferometry : VLBI）技術を火星の回転変動の計測測期間では検出は難しい．地震以外の自由振動の励起に応用する．VLBIは，天体や宇宙機の高精度位置計源として大気擾乱による励起が提案されており，地球測を目的として開発された技術であり，日本の月探査で観測されている程度の常時自由振動が期待されてい計画｢かぐや｣では重力場計測の精度を上げる技術とし※2

る[11] ．条件が地球と同じであれば1年もあれば自由て月内部構造の解明に大いに貢献すると期待されて振動が検出できる． 1点観測でコアサイズを決定する

いる[12]．今回は，同一ビームVLBI[13]に加えて，逆には常時自由振動に期待する他無いが，そのためにはVLBI [14]という新しい観測手法を導入する．

地球上で最高性能の高感度，高帯域な地震計を火星にも設置する必要がある．

回転変動計測では複数着陸機を用いた逆 VLBI観測が有効である．火星表面の2カ所以上に電波信号を発

現在，我々はレーザー干渉計測技術を用いたフィー

するVLBI用電波源を搭載した着陸機を設置する．こドバック型地震センサーを開発している．目標感度とれらから送信される電波信号を地上局の一つの電波望してはmHz帯の常時自由振動が検出できることであ遠鏡で受信し，各電波源と地上局との間の距離差の変化を高精度に計測する．なお，各電波源から送信され※2 文献 [11]の(6)式は因子Qを√Q×√2l+1に修正する必要がある．

る信号は同期している必要があることから，火星周回

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衛星に周波数安定度の高い発信器を搭載し基準信号を87

3. 環境変動計測

火星表面の電波源に供給する．任意の 2つのランダーから送られてくる電波の位相差は火星から受信機まで

地球物理学的な観測は内部構造以外にも現在の表層の経路の影響をキャンセルし，2つのランダーと地球環境の変動に関する情報をもたらす．地動を誘起する間の距離の差ΔLを精密に計測できる．2つのランダ原因には地表を削剥し新たな表面を露出させる現象がーから受信機への距離の差ΔLは火星の回転運動によ多い．表面の更新は固体と大気との接触を通し両者のって時々刻々変化する．各電波源と地上局の距離差の間の物質の交換を増進する．感度の高い広帯域地震計

計測精度としてはミリメータ（mm）からセンチメータを設置すれば地震，地滑りなどの地表の更新作用を直（cm）を目標としている．回転変動計測の質と量を向接捉えることができる．隕石衝突は外因的な表層の更上させるためには火星表面に電波源を効果的に多数配新作用である．それに伴う地殻物質の剥ぎ取りや周囲置しネットワーク観測を行うことが重要であるので国への放出は内部物質と大気の接触を増進する．隕石衝際協力の呼びかけも行っている．

突も規模によって検出範囲は限定されるが，地震計測

重力場計測では，衛星と着陸機間での逆 VLBI観測と同一ビーム VLBI観測の実施を検討している．衛によって現在の衝突頻度を推定でき，クレーター年代学にも貢献できる．

星と着陸機間の逆 VLBI観測は先述の着陸機間の逆回転変動計測は火星大気の理解においても重要であVLBIを衛星と着陸機に置き換えた観測である．同一る．火星の極にはCO2の氷が存在し，夏には昇華，冬ビームVLBIは地上局から見て衛星と着陸機の距離がには凝結という季節変化が起きる[4]．これは大気と火近い場合に両者を同時に観測する形式の相対VLBI観

星との間の質量交換と角運動量輸送を誘起し，自転速測である．同一ビームVLBIでは，主要な誤差要因で度変化や極運動を生じさせる．逆VLBI観測を１火星ある大気や電離層内の伝搬遅延の変動や観測機器内の年（地球のおよそ2年）以上行い極冠の昇華・凝結に伴局内遅延などを衛星と着陸機の間でほぼ完全に相殺す

う回転変動の検出を行う．これによりCO2の昇華・凝ることが可能となる．また，従来の軌道決定に用いら結量を推定できれば火星大気循環のダイナミクスの理れてきたレンジ，ドップラ計測では地上局から見た衛解の一助となる．

星の方向（視線方向）への位置変化に感度を持つのに対従来の火星像では「地球と比べてより進化の進んだ，して，同一ビームVLBI観測は視線垂直方向へ感度を活動を停止しかけている天体」とみられていたが，近持つため，この手法を用いることでより高精度な位置年の探査は現在も活動を続けている活発な惑星である決定が可能となる．

ことを明らかにした．その代表例が若い火山活動であこれらのVLBI観測による衛星の高精度位置決定をる．クレーター年代学で「ほぼ現在」と同定される若通して火星重力場とポテンシャルラブ数（k2）の決定をい，流動性に富んだ溶岩流（高温を示唆する）が多くの目的とする．これまでMars Global Surveyor，Mars地域で見つかっており，地球とは異なった様式のマグOdysseyをはじめ歴代の火星探査ミッションにより詳

マ活動ではないかと関心を集めている．地震波速度

細な火星重力場モデルが発表されているが [15]，コア探査･電磁気探査によるマグマ源･アセノスフェアの同のサイズの推定につながる重力場の低次項とk2の推定定が探査目標となる地点で高い熱流量が想定される．

精度は未だ不十分である．特にk2の値は，探査衛星や1000 kmにも及ぶ長大な割れ目噴火と考えられている解析手法によるばらつきが大きく，信頼度が低い[16]．

Cerberus FossaeやTharsis火山周辺域の割れ目噴火地

例えば歳差運動の決定精度が4倍になれば，仮定した帯，巨大火山の山頂部のカルデラなどが着陸探査地点

コア組成に対して10 km精度でコア半径が決定できるとして考えられる．地震，回転運動，熱流量，電磁気[16]．逆VLBI，同一ビームVLBIによる新たな観測量

観測によって活きた火星の活動が捉えられれば我々のは回転変動や重力場の観測精度を改善し，内部構造モ火星像をより豊かなものとしてくれるであろう．

デルの精度を向上させるであろう．

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4. 謝辞
並木則行氏には本稿を丁寧に査読していただき有益なコメントを沢山いただいた．また火星探査のワーキ
ンググループにおける多くの方々との議論が本稿の下敷きとなっている．深く感謝の意を申し上げる．

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