200

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

特集
「古今未曽有の日本の月/火星地下世界探査 (UZUME)計画」

月縦孔地下空洞の磁力探査
清水 久芳1，春山 純一2
2020年6月29日受領，査読を経て2020年9月19日受理（要旨）天体の古磁場とその変遷は，天体進化の情報をもたらす．月においては，月表面で採取された岩石から1 ~100 µT におよぶ強い磁場が過去に存在したと推定されること[ 1]，および，月表面付近の磁化による磁気異常 [2]には月磁場が逆転を繰り返していた証拠がみられること[ 3]から，月の核がかつてダイナモとして機能していたことが示唆される．一方で，月ダイナモを駆動するエネルギー源の変遷やダイナモが停止した時期等，月科学における本質的な疑問が残されている．本論文では，月縦孔周辺と内部における磁場観測が，古月磁場の時間変化に関する新たな情報をもたらす可能性があることを紹介し，月や火星の縦孔を通して地下空洞を調査する「月火星の縦孔・地下空洞直接探査 ( UZ U M E)計画」に期待することを述べる．

1. 古月磁場の変遷と月ダイナモの進化

気 異常から過去の地磁気変化を議論 することは稀である．この理由として，前述の周辺環境の影響により，磁気異常から地殻の磁化が推定できたとして過去の地球磁場の情報は，岩石サンプルに基づいもそのままでは過去の磁場を復元したことにはならた古地磁気学的測定 ( 古地磁気強度や古地磁気方ないことに加えて，地球上では比較的容易に古地磁位の，室内実験による推定 )や，地殻磁化に起因する気測定のための岩石サンプルを採取することが可能磁場 ( 磁気異常 )の観測から得ることができる．これであることがあげられる．これに対し，月から持ち帰は，火成岩や堆積岩が形成された時の地磁気が，そられた岩石サンプルは極めて限られているため，磁れぞれ 熱残留磁 化と堆積残留磁 化として岩石に記

場観測から求めた月の磁気異常は過去の月磁場に録されることによる．これらの磁化は，岩石形成時関する貴重な情報源として用いられており[ 3] ，今後以降の地磁気や周辺環 境の影 響により変化する可も磁気異常から得られる情報を活用して古月磁場の能性があるものの，古地磁気学的測定では様々な測推定に努める必要がある．

定法や消磁法，検定を適用することにより，残留磁月表面における磁気異常の原因には諸説あった．

化 獲 得時に周辺に存在した磁場の方位や強度を高

一つは隕石等の衝突に起因する衝撃残留磁化であい信頼度で推定することができる．一方，顕著な磁る．このモデル [4]では，衝突によって月から放出さ気異常は火山や海洋底にみられるが，これらはそれれたプラズマが，月表面に沿って惑星間空間磁場をぞれ火山活動の把握や，海洋底の年代推定とこれに移流し，磁力線を衝突の対蹠点に集中させることに基づくプレート運 動の復元等に用いられており，磁よる磁場の強化，および，衝突で生じた地震波が対

1.東京大学地震研究所
2.宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所

蹠点で集中することによる地殻圧力の急激な上昇という，衝突に起因する2 つの現象が同時に発生することにより地殻が 磁 化を獲 得するとしている．しか月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山201

し，セレーネ(かぐや)やルナ・プロスペクタの磁場観のライフタイムを説明するためには，内核が成長 (固測によって明らかにされた孤立した磁気異常は，月化 )する際に多量の軽元素を含む液体が内核境界に磁場が 核におけるダイナモ作用によって作られてい残され，これが外 核内を上昇することによる重力エたことを強く示唆する．たとえば，磁気異常から推定ネルギーの解放 (組成対流 ) [ 10]や，月の歳差運動にされた磁化が示す仮想月磁気極 ( 磁化の原因となっよるマントルから核への運 動エネルギーの伝達 [ 11]た磁場が，月中心におかれた双極子磁場であると仮等，熱エネルギー以外のエネルギーで外核内の流れ定して求めた磁極 )は，年代によりクラスター化するを駆動する必要がある．月の歳差運動をエネルギーこと，および，クラスター内には，正・逆両方向の月磁源とするダイナモが生じるのは，月の軌道要素進化場の痕跡が認められることが報告されている[ 3]．この見積もりから，約 2.7 Ga 以前であると考えられてれらは，回転系における均質ダイナモの特徴である

いる[ 11]．このメカニズムで生成される磁場の時空間( 1) 時間平均として，ダイナモ領域外の磁場は自転角

的特 徴は熱 対 流や組成 対 流によって生成される磁速度方向を向く月心双極子 (月中心においた双極子)場とは大きく異なるため[ 12] ，ある年代においてこにより近似できる，( 2) 生成される磁場は逆転を繰の磁場生成メカニズムが 支配的であったとすれば，り返す(ことがある)，の2点に加えて，(3) 月の極(自その年代に磁 化を獲 得した岩石やこれに伴う磁気転軸)は何回か移動した，と考えると全てが説明でき異常から，ダイナモのエネルギー源が判別できるとる．したがって，古月磁場は月内部でダイナモ作用に期待される．

より生成されていたと考えてよく，地球と同様に，月前述のように，月地殻には月磁場の進化過程が記の地殻磁化から月の進化にアプローチすることが可

録されており，月ダイナモが磁場を生成していた期間能である．

や，月の極の位置が移動した可能性があることを議

アポロ計画により取得された月岩石サンプルの古論できた．今後，月表層付近の磁化から連続的な月月磁気学的な計測・研究によると，4. 2 Ga から 3. 2

磁場時間変化に関する情報が得られれば，月の進化

Ga には月表面に1 µT 以上の磁場が存在したと推に関する理 解をさらに深めることができると期待さ定されている[ 1, 5 -7]．このうち，3. 8 Ga 付近では，れる．以下に述べるように，「 月火星の縦孔・地下空洞

月表面において 100 µT におよぶ磁場が 存在して直接 探 査 ( UZ U M E) 計画」で月縦 孔 周囲や内部にいた可能 性も示唆されている．また，2. 5 Ga からおいて新たな磁場観測を行うことにより，破砕や礫

1 Ga においても 1 µT 程度の磁場が存在したとい化の過 去を持 つ月岩石のサンプルや時間的解 像 度う報告もある[8]．月ダイナモの停止時期についてはの粗い磁気異常からは得られないような，月磁場の未だ議論の余 地が 残されているが，月磁 場はおよ変遷に関する新たな情報が得られる可能性がある．

そ 30 億年という長期にわたって内部で生成され続

ただし，地殻が磁化を獲得した年代は，クレーターけていた可能性が高い．また，月の核の半径が 300

年代によって推定されるその周辺の月表面の年代とk m 程度であり[ 9]，双極子磁場が卓越していたと仮異なる可能性があるため，これに留意して議論を進定すると，月表面における 1 µT の磁場は核表面にめる必要がある．

おける約 200 µTの磁場に相当する．これは，地球の核表面において推定されている現在の磁 場強度と同程度であり，地球の核と比較して約 0. 06%の体積しかもたない小さいダイナモが生成する磁場としては，非常に強いといえる．

2. 月表面における磁場と月地殻の磁化
高度数 10~100 k m を飛行する月周回衛星磁場デー

月ダイナモの駆動には，月形成から数億年間につタから求められた月表面の磁気異常[2]は，アポロ計いては冷却に伴う熱エネルギーの放出 (熱対流 )が重画によって実施された月表面における磁場観測の結要であるが，小さい核は急速に冷やされるため，10果 [ 13]と大きく異なることが知られている．例えば，億年以 上にわたって熱 対 流で磁 場を維持し続ける

アポロ 12 号と14号の着陸地点における磁場の強さ

ことは，おそらく不 可能である[ 10,11]．月ダイナモは，それぞれ 40 nT，40 ~ 100 nT 程度 [ 13]である

202

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

ことが報告されているが，衛星観測により求められしている可能性があり，また，これらには衝撃によるた月表面における磁気異常の強さはそれぞれ 3.8 nT，磁化や消磁の影 響が残存することも否定できない．

0. 9 nT であり[2]，月表面における観測値とくらべしたがって，表面そのものではない位置における，衝て顕著に小さい．これは，月表面で観測された磁場撃による影響を受けていない岩石の磁化をなんらかは，表層付近の，短波長成分を含む磁化構造に強くの方法で測定・推定できれば，上記の問題に一定の影響を受けるのに対し，衛星飛行高度で測定された結論を与えることができると期待される．

磁場から求められた磁気異常は，より大きい空間スケール ( 飛行高度よりも大きい空間スケール)を持 つ磁化を反映するからである．すなわち，アポロ12，14号着陸点近傍地下浅部には，局所的な磁化構造が存在すると推察される．

3. 月縦孔地下空洞における磁場探査
セレーネ以来の観測により発見されている月縦孔
は，溶岩チューブ等の地下空洞に開いた水平，鉛直

では，局所的に強い磁気異常を発生させる磁 化

共に数 10 m スケールの孔であり[ 16]，縦孔側壁の構造はどのようなものであろうか．アポロ 16号ミッ観察により，表層付近が層構造をなしている可能性

ションでは，宇宙飛行士はローバーを駆って広範囲も示唆されている[ 17]．これらの層が，異なる年代にの探査を行ったが，月面磁場測定も着陸点周り距離噴出した溶岩により形成された層であるとすると，異7 k m に渡る範囲において行われ，その結果として，なった年代の月磁場の痕跡を，深さによって変化す

磁場強度は 110 ~ 330 nTと月表面における磁場とる磁化として残している可能性がある．また，縦孔しては強く，また，磁場勾配も大きいことが報告され壁は磁化した溶岩層の端となり，縦孔周辺や内部にている[ 13]．この地点の磁気異常は，たとえば火成おいて顕著な磁気異常をつくることが期待される．

活動により生じた厚さ 1000 m，磁化の強さ( 周辺の地球や月，火星の磁気異常分布は，極軌道周回衛磁化強度とのコントラスト) 0. 6 A /mの，水平方向片星を用いた磁場観測等，磁場を面的に観測すること側に延びた磁化層( " 端"をもつ磁化層) が，月面よりにより求められている[2,18]．月表面においても面的深さ 1 m の位置に存在するというモデルで大局的な観測から磁化の情報を得ることが望ましいが，移に説明できる[ 14]．ここで，磁化層の" 端 "の存在が動が困難である地球以外の天体表面において，面的重要となる．つまり，水平方向に無限に広がる層で近な観測を行うことは現実的ではないであろう．しか似して考えると，一様に磁化した層ではその外部にし，限られた観測であっても，月表面における測線磁場を作らないが，磁化に端 ( 磁化のコントラスト)がを工夫することにより，なんらかの磁化情報を得るこあり，磁化構造が一様でなくなることにより磁化層とができると期待される．さらに，縦孔の場合には，外部に磁場が作られ，この端の付近において強い磁縦孔壁に沿った深さ方向の磁場プロファイルを観測

気異常や磁場勾配が得られるのである．

することも可能である．これは，隕石衝突等による衝次に，月地殻の磁化強度について考える．人工衛

撃の影 響を受けていない溶岩層の磁化による磁場星観測により求められた局所的で強い磁気 異常をを観測可能であること，および，(月面における水平説明するためには( 磁化の空間的な広がりや磁化領方向の局所的な測線に沿った磁場観測では得るこ域までの深さにも依 存するが ) 平均として0. 3 A /mとができない)月磁場の時間変化に関する情報をも程度の磁化が必要であり，また，ライナーガンマの非たらす可能性があることの2点において，特に重要で常に強い磁気異常を発生させるには，0.42 ~ 1.2 A/mある．したがって，縦孔の周囲や内部における磁場の磁 化が必 要であると見積もられている[ 3]．一方，観測により，月の過去の磁場に関する新たな情報がアポロ計画によって得られた月岩石の磁化の測定値得られると期待される．

~ 10 - 2 A /m 程度 [ 15] であり，これは磁気UZ U M E 計画に向けて縦孔探査の方法について異常から推定された磁化の強さと比べて弱い．この検 討が進められているが，月着陸機や観測機 器を違いの理由は未だ不明であるが，採取された月岩石搭載したプローブやローバーを用いた縦孔探査の過は，ごく表層の採取地点近傍の局所的な磁化を代表程において，( 1) 縦孔付近をローバーが移動する際は10-5

月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

203

図1： MHH(図中の●)とその周辺における磁気異常分布．左から，磁場の北向き，東向き，鉛直上向き成分を示している．等値線の間隔は1 nT．
実線と破線は磁場成分の値がそれぞれ正および負であることを示す．の磁場連続観測，( 2) プローブの縦孔侵入後，観測を想定し，単 純化した磁 化モデルを用いて磁 場の機器が縦孔底部まで降下する際の連続的な磁場観

フォワードモデリング を行った [21]．本 論 文 で は，測，および，(3) 観測機器が縦孔底部に到達した後

M H H を直径 50 m，深さ 40 m の，鉛直方向に中のその場における磁場観測，の3つの観測は実現で心軸をもつ円筒状の空洞と考え，月表面と縦孔底面きる可能性があると考えられる．この論文では，( 1)は水平であると仮定した．一方で，M H Hでは縦 孔として縦 孔 外 部を一周する測 線 上での 磁 場 観 測，底部から水平方向に地下空洞(溶岩チューブ )が存在

( 2) として縦孔側壁に沿った深さ方向の測線 上でのすることが Lu n a r R ada r S ou nder ( L R S ) [22]や磁場観測，(3) として縦孔外部と底部のある点にお重力場観測 [23]により示唆されている．縦孔底に横ける磁場観測を想定して議論を進める．磁場観測を方向に広がる地下空洞は，縦孔周辺や縦孔壁に見ら用いた地殻磁 化とその空間分布の推定可能 性に関れる溶岩層の磁 化を議論 する上で本質的な存在でする議論は，より体系的にパラメータを変化させたあるが，ここでは問題を簡単化するために無視する．

モデリングによる調査や，逆問題による磁化構造のしたがって，この論文では観測磁場に影響を与える復元可能性の考察に基づくことが望ましい．しかし，地殻磁化構造として，水平方向に無限に広がる厚さ

ここではそのような研究の第一ステップとして，仮定40 m の磁化層に，これを貫く円筒状の空洞が存在したモデル磁化分布が，分解能 0.01 nT，確度 1 nTするモデルを考える．

程度のベクトル磁力計を用いた観測により検出できるか否かという点から議論を行う．

まず，最も単純な場合として，縦孔周辺領域の磁化が一様であるモデルについて考える．これは，定ここから具体的な例として，マリウス丘地域の縦常とみなせる磁 場中で磁 化 層が 作られた場合を想孔 [ 16] ( M a r ius H i l ls H a l l , 以下 M H H と略す)を定したモデルである．このモデルの磁化方位を伏角考える． M H H は 14. 2 N，303. 3 E に位置する直26. 8度，偏角0度と仮定した．この方位は，月ダイナ径50 m，深さ 40~50 m の縦孔であり[ 19, 20]，このモによって作られる磁場が月心軸双極子磁場である付近では図1に示すような磁気異常分布が推定されと仮定した際に，M H H の緯度において期待されるている[2]．M H H の位置で推定されている磁場強磁 場方位である．比較のために，磁 化の伏角が 50

度は約 4 nT であるが，前述のように，表層付近に度の場合についてもモデル計算を行った．磁化強度存在する局所的な磁化により，これより強い可能性は，アポロサンプルの磁化を参照し 1×10がある．

仮定したが，仮定した磁化強度と磁場は比例関係にM H H 周辺と内部における上記 ( 1) ~ (3) の観測-3

A /m とあるため，磁化強度が異なる場合についても計算結204

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

図2： 月表面の縦孔周辺および内部における磁場成分の方位依存性．左図は縦孔 (白い部分)とその周辺の平面図である．右図は磁化強度
1×10 - 3 A /m，偏角0度，伏角26.8度(太線)または50.0度(細線)の一様な地殻磁化モデルによる磁場成分を示しており，B x ，B y，B z はそれぞれ北向き，東向き，鉛直下向き成分である．実線は月表面から高度 0.5 m，縦孔中心軸から 30 mの位置(左図の実線の円，縦孔の縁から 5 mの位置)における磁場，破線は縦孔底部から0.5 m の高さにおいて，縦孔中心軸から 20 mの位置(左図の破線の円，縦孔の側面から 5 mの位置)の磁場を表す．

果を適宜定数倍することにより議論できる．また，こ縦孔周辺の観測から偏角が求められていれば，(3)のモデルに対しては，( 1) に相当する縦孔外部を一で想定した観測により求められる縦孔外部と底部付周する測線による観測と，(3) の縦孔外部と底部に近の1点における磁場成分の差 ( 図中の実 線と破 線おける観測を想定した．の差 )から，磁化強度の推定値を( 1)の観測とは独立

図2に，月表面から高度 0. 5 m，縦孔中心軸からに得ることが可能となる．また，底部における観測位30 m ( 縦孔の縁から 5 m)の円周に沿った測線にお置によって磁化強度への感度が異なることを考慮しける磁場分布(実線 )と，縦孔底面から0. 5 m 上部，て，最適な観測地点を決定することも可能である．

縦孔中心から 20 m( 縦孔の縁から内側に 5 m)の円

次に，縦孔周辺領域で伏角と偏角はそれぞれ一様周に沿った測線における磁場分布( 破線 )を示す．図であるが，磁化強度が深さ方向に変化している場合

2 左図に示されているように，( x ,y, z) 座標は地磁気について考える．これは，火成活動によって流出しの慣習に則って，それぞれ北向き，東向き，および，た溶岩層がその年代の月磁場強度に対応する磁化鉛直下向きを表す．また，太線と細線はそれぞれ，伏を獲得した場合を想定したモデルである．ここでは，

B x 成分とB z 成分
角が 26. 8度と50度の場合である．
は，北からの方位角(θ )に対して同位相の変化を示

厚さ5 m の磁化強度が異なる層が 8層重なっている

し，B y 成分はこれらとは位相が 90 度ずれている．

な変化は明らかではないので，磁化強度分布は最大

従って，鉛直成分と水平成分の位相の比較から磁化10 倍程度の違いがあると仮定して適当に与えた．深の偏角の方位が推定できる．また，磁化の伏角と磁さ方向の磁化分布を明らかにすることが月磁場時間

場成分の振幅の対応が，水平成分 (伏角が大きい方変化の情報を得ることの手がかりとなるので，ここでが大きい)と鉛直 成分 (伏角が大きい方が小さい)では観測方法として，( 2) の月縦孔側壁付近の深さ方異なることを用いて，縦孔周辺を一周する観測から伏向の測線で観測することを想定した．

角に関する情報も得ることができる．ここで，磁場成-3場合について考える．ただし，月磁場強度の短期的

図3に，縦孔側壁から1 m 離れた3 地点 ( 左図の分の確度が 1 nT 程度であるとすると，1×10 A /m

A，B，C)における磁 場ベクトルの深さ方向のプロ以 上の磁 化 強度であればシグナルの検出は可能でファイルを示す．それぞれの地点において異なったあるが，これより1桁以上小さい磁化の場合には，シ変化をすることが確認できるが，縦孔壁に沿って深グナルを検出することが困難であり，想定した磁場さ方向に 2×10観測から磁 化を推定することはできない．この他，

1 nT 程度の確度の磁場成分観測により磁化強度分-3A /m 程度の磁化の差があれば，

月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

205

図3： 層ごとに磁化強度が異なるモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(左図のA, B, C)における磁場3成分の深さ方向のプロファイル．
磁化の伏角を26.8度，偏角を0度とした．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す． M は各層で仮定した磁化強度を表し，単位は 10 −3 A /m である．

布に関する情報を得ることができることがわかる．

程度であるため，ここで仮定した磁化強度で検出は最後に，磁化方位が深さによって異なる場合につい十分可能である．て考える．まず，月表面から40 m の厚さの層が，その内部で等しい厚さの2層構造をしており，両層で磁 化の強さ( 1×10 - 3 A /m)と伏 角 ( 26. 8度 ) は 等しい

4. 克服すべき課題

が，偏角は上層で 0 度，下層で45度と，層により偏前章では縦 孔周辺と内部における磁場観測によ角が 45 度異なるモデルを考える．(これは，何らかる磁化情報の検出可能性を示したが，これらはあくの要因で磁場方位が急激に 45 度変化した場合にまで理 想的な磁 化モデルと観測条件を想定した場対応するが，磁場方位を変化させる要因については合に対する結果である．しかし実際の観測環境は単深入りしないことにする．)ここでも観測方法として，純ではなく，複雑な状況が磁場観測値に多大な影響( 2) の月縦孔側壁付近の深さ方向の測線で観測するを与える．
観測値への影 響が大きい要素として，縦 孔側壁ことを想定する．
図4に，仮定した磁化モデルに対する地点A，B，Cの形状があげられる．側壁の凹凸が存在することは( 図3 左図参照 )における磁場の深さ方向のプロファ磁化が複雑な空間分布をすることと等価であり，こイルを示す．参考のため，偏角が層内部で一様な場の影響を正しく評価しなければ，信頼性の高い磁化合 (上下層ともに磁化の偏角は 0 度 )の結果も示したの見積りはできない．また，移動体を用いた磁場観( 細線 )．与えた磁化強度では，B x ，B z 成分の両モデ測値には磁場の時間変化と空間分布の両者が含まル間の差は約 0. 3 nT，また，B y 成分の差は 1 nTれており，なんらかの方法でこれらを分離する必要程度である．この観測から数十度程度の偏角の差をがある．さらに，実際に磁場観測値を解析する際に検出するためには，ここで想定したモデルの磁化強は，磁力計を搭載した移動体や，磁力計の周辺に設度より5 倍程度以上( 5×10-3A /m)強い磁化が必要がある．また，比較のため，上層と下層で磁化方位が置された他機器による磁気ノイズの影響を除去する必要もある．

逆向きの場合，つまり，層が形成される途中で月磁磁 場から磁 化を見 積もることにも問題 が 内在す場逆転が発生した場合についての計算結果を図 5にる．観測された磁場から磁化を求める逆問題には一示す．この場合は，どの地点のプロファイルでも符号意性がないため，磁場以外の情報を用いて条件を課が変わる磁場成分が存在し，最大-最小振幅も 5 nTして推定する必要がある．

206

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 4, 2020

図4： 上層と下層で磁化の偏角が異なるモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(図3左図のA, B, C)における磁場３成分の深さ方向のプロファイル．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す．磁化の伏角は両層ともに 26.8度，磁化強度は 1×10 - 3 A /m を仮定した．D は各層で仮定した偏角を表し，単位は度である．

図5： 上層と下層で磁化が逆方向を向いているモデルに対する，縦孔側面から 1 m の地点(図3左図のA, B, C)における磁場３成分の深さ方向のプロファイル(太線)．実線は B x (北向き)，破線は B y (東向き)，点線はB z (鉛直下向き)成分を表す．上層の磁化の伏角は26.8度，偏角は 0度，磁化強度は両層共に 1×10 - 3 A /m を仮定した．P は磁場の極性を表し，N がノーマル(正磁極，磁場が北向き)，Rがリバース(逆磁極，磁場が南向き)を表す．参考のとして磁化が伏角26.8度，偏角 0度，磁化強度1×10 - 3 A /mで一様のモデルに対する磁場成分も示した(細線)．

磁化が求められたとしても，これには岩石形成時いた古月磁場の議論には様々な困難が伴うが，将来に獲得した磁化に加え，その後に岩石が獲得した2の探 査で古月磁 場強度等の情報 が 得られた場 合，次的な磁化も含まれる．さらに，岩石の磁化は，岩石それら岩石が形成された年代周辺の磁場の大まかの組成と磁場 獲得時の環境に依存し，周辺磁場とな傾向としてとらえられるであろうことに留意して，よ岩石磁化の関係も複雑であるという問題もある．

り有意義な議論や解釈をするために，事前の研究準このように，縦孔とその周辺での磁場観測に基づ備を十分に行う必要がある．

月縦孔地下空洞の磁力探査／清水，春山

5. UZUME 計画への期待

207

Cosmochimica Acta 60, 1205.
[2] Tsunakawa, H. et al., 2015, J. Geophys. Res.
Planets 120, 1160.

月のような小型の天体でどうして磁場が形成されたのか．その詳細の解明は，一般の惑星・衛星の磁[3] Takahashi, F. et al., 2014, Nature Geoscience 7,409.

場生成，そして消失の理解を深めるであろう．天体[4] Hood, L. L., 1987, Geophys. Res. Lett. 14, 844.の固有磁場は，宇宙放射線から天体を遮蔽すること[5] Garrick-Bethell, I. et al., 2008, Science 203, 356.

で生命の発現・進化・絶滅などにも大きく関わる要因[6] Shea, E. K. et al., 2012, Science 335, 453.の一つであり，これまでにもまして一層の理解が求め[7] Suavet, C. et al., 2013, PNAS 110, 8453.

られている．

[8] Tikoo, S. M. et al., 2017, Science Adv. 3,

月磁場観測による磁化の推定と，それに基づいた

e1700207.

古月磁場情報の抽出には，たしかに困難が伴う．し[9] Shimizu, H. et al., 2013, Icarus 222, 32.

かし，月表面における磁場観測は，磁化を通して過[10] Laneuville, M. et al., 2014, Earth Planet. Sci.

去の天体におけるダイナモ形成や内部進化に関わるLett., 401, 251.

新たな情報をもたらすことができる有望な観測であ[11] Dwyer, C. A. et al., 2011, Nature 479, 212.

るため，是非とも達成すべきものである．

[12] Lin, Y. et al., 2016, Physics of Fluids 28, 066601.

今世紀になって発見された月の縦孔においては強い磁気異常が期待され，また，1地点において月磁[13] Dyal, P. et al., 1974, Rev. Geophys. Space Phys.
12, 568.

場の変 遷に関する情報を得られる可能 性があるた[14] Strangway, D. W. et al., 1973, Nature 246, 112.

め，月進化を議論するための情報が得られる観測地[15] Fuller, M. and Cisowski, S. M., 1987, in

点として最適な地点の一つであるといえる．縦 孔やGeomagnetism vol. 2 (ed. Jacobs, J. A.), 307.

その下に広がる地下空間は，月面での基地建設候補[16] Haruyama, J. et al., 2009, Geophys. Res. Lett.

地でもあり，今後繰り返し探査が行われ，更には人が長期滞在するミッションも恒常的になされるようになると考えられる．従って，将来的には，溶岩チュー
ブ内のフレッシュな岩体や縦孔壁の各層の岩体が，サンプルとして数多くもたらされることが 期 待される．持ち帰られたサンプルの古地磁気計測結果と縦孔における磁化の比較により，古月磁場変化に関するより確実な情報が得られ，月の過去の磁場の生成と衰退の歴史の解明が飛躍的に進むことも期待される．
現在検 討が進められているUZ U M E 計画では，たとえば初号機で縦孔形 状の詳細と磁場環境の調査を行い，この結果をふまえて，成果を最適化する測線や観測方法，解析方法を決定し，その後の探査において移動体を用いた磁場観測を実施する，というように，長期的な戦略をもってこの難題に挑戦していくことが可能であり，また，求められよう．

参考文献[1] Runcorn, S. K., 1996, Geochimica

36, L21206.
[17] Robinson, M. S. et al., 2012, Planetary andSpace Science 69, 18.
[18] Morschhauser, A. et al., 2014, J. Geophys. Res.
Planets 119, 1162.
[19] Haruyama, J. et al., 2012, Moon (ed. V.
Badescu), 139.
[20] Haruyama, J. et al., 2016, Trans. JSASS
Aerospace Tech. Japan 14, Pk_147.
[21] 清水久芳, 2019, 第63回宇宙科学技術連合講演
会予稿集, 3C06.
[22] Kaku, T. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 44,10155.
[23] Chappaz, L. et al., 2017, Geophys. Res. Lett. 43,105.10.1002/2016GL071588.