PPS23-01

会場:A02

時間:5 月 25 日 14:15-14:30

SELENE(かぐや) で観測された嵐の大洋・雨の海の高誘電率領域
High permittivity regions in Oceanus Procelluram and Mare Imbrium found by SELENE(Kaguya)
熊本 篤志 1∗ ; 石山 謙 1 ; 押上 祥子 2 ; 春山 純一 3 ; 後藤 由貴 4
KUMAMOTO, Atsushi1∗ ; ISHIYAMA, Ken1 ; OSHIGAMI, Shoko2 ; HARUYAMA, Junichi3 ; GOTO, Yoshitaka41
1

東北大学大学院理学研究科, 2 国立天文台, 3 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所, 4 金沢大学理工学域電子情報学類
Tohoku University, 2 National Astronomical Observatory of Japan, 3 JAXA/ISAS, 4 Kanazawa University

Introduction: The effective permittivity of the lunar surface material is important for discussion of their composition andporosity. Based on the Maxwell-Garnett mixing model, the bulk density of the lunar surface materials can be derived from theireffective permittivity by using the following equation [Fa and Wieczorek, 2012]: ρ [g/m3 ] = 4.61 (εr - 1) / (εr + 2). Bulk densityof the lunar surface material depends on the abundances of voids and heavy components such as ilmenite. The dataset obtainedby Lunar Radar Sounder (LRS) onboard SELENE (Kaguya) [Ono et al., 2010] enables us to perform global high-resolution
mapping of the lunar surface permittivity because the observation was performed from the polar orbiter at an altitude of about
100 km, and in a frequency range around 5 MHz where thermal emissions is negligible. We should note that the echo powers
from the lunar surface depends not only on the permittivity but also on the roughness of the lunar surface. As for the roughness,
we can use SELENE Digital Terrain Model (DTM) based on Terrain Camera (TC) observation [Haruyama et al., 2008]. We cantherefore calculate expected echo powers by applying Kirchhoff Approximation (KA), and compare them with observed echo
powers in order to determine the effective permittivity.
Analyses Method: The global distributions of the intensity of the off-nadir surface echo in a frequency range of 4 - 6 MHz in an
incident angle range from 10 to 20 degrees were derived from the SELENE/LRS dataset. The median of off-nadir echo intensities
were derived in 360 x 180 areas of 1 degree (longitude)x 1 degree (latitude). In addition, we have derived the global distributionof the surface roughness parameters. The RMS height ν can be derived from the SELENE TC/DTM. If we assume the self-affine
surface model, the roughness parameters H and s can be obtained by the least square fitting: ν = s ∆xH in a baseline length ∆x
range from 30 m to 3 km. The off-nadir surface echo power was then calculated by using the radar equation. Assuming KA,
the backscattering coefficient in the radar equation can be obtained from the roughness parameters H, s [Bruzzone et al., 2011].
In calculation of the expected echo powers, we have to assume some effective permittivity also. We compared the observed andcalculated echo powers with changing effective permittivity assumption, and determined the most plausible effective permittivity.
Results: By applying the analysis method mentioned above, we could obtain the observed and calculated off-nadir surface
echo powers. Based on them, we could estimate the effective permittivity of the lunar surface materials. The estimated effective
permittivity is 2 - 3 in the highland, 3 - 4 in the maria. In addition, it was found that there areas whose effective permittivity
reaching ˜5 in the eastern part of Oceanus Procellarum and the western part of Mare Imbrium.
Discussion: By using the estimated effective permittivity of the lunar surface, we can derive the bulk density of the lunar
surface materials. The derived bulk density is 1.2 - 1.8 g/cm3 in the highlands, 1.8 - 2.3 g/cm3 in the maria, and approximately
2.6 g/cm3 in the high-permittivity areas in Oceanus Procellarum and Mare Imbrium. The differences of estimated bulk density
among the previous studies [Wiezorek et al., 2013; Carrier et al., 1991] and this study could be explained by the depth dependenceof the bulk density of the lunar surface soils and rocks. The areas of high permittivity in the eastern part of Oceanus Procellarum
and western part of Mare Imbrium coincide with young lava flow units in PKT region. We can consider two possible reasons:(i) The regolith layer is thinner than other mare regions due to short exposure to the meteorite impacts. (ii) The bulk density ishigher than other mare regions due to high abundance of the ilmenite.

キーワード: SELENE(Kaguya), 月レーダサウンダ (LRS), 誘電率, 嵐の大洋, 雨の海, デジタル地形モデル (DTM)
Keywords: SELENE(Kaguya), Lunar Radar Sounder (LRS), permittivity, Oceanus Procelluram, Mare Imbrium, Digital terrain
model (DTM)

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PPS23-02

会場:A02

時間:5 月 25 日 14:30-14:45

月の最後の海の火成活動と表面地形との関係
Relationship between topography and latest mare volcanism at 2.0 Ga of the moon加藤 伸祐 1∗ ; 諸田 智克 1 ; 渡邊 誠一郎 1 ; 山口 靖 1 ; 大嶽 久志 2 ; 大竹 真紀子 2
KATO, Shinsuke1∗ ; MOROTA, Tomokatsu1 ; WATANABE, Sei-ichiro1 ; YAMAGUCHI, Yasushi1 ;OTAKE, Hisashi2 ; OHTAKE, Makiko2
1

名古屋大学大学院環境学研究科地球環境科学専攻, 2 宇宙航空研究開発機構
Division of Earth and Planetary Sciences, Graduate School of Science, Nagoya University, 2 Japan Aerospace Exploration
Agency1

月のマグマオーシャンからの固化過程やその後の内部の大規模な構造変化の有無を理解する上で，月の海の玄武岩の組成を調べることは有効である．玄武岩の組成と年代との関係からマントルの水平・鉛直方向の組成に関する情報が得られる可能性があり，それによって月マントルの進化モデルを制約できると期待される．
月の海を構成する溶岩流の噴出年代とチタン含有量の関係を調査したこれまでの我々の研究から，約 23 億年前を境にしてチタン含有量が有意に上昇していることが分かっている．このチタン含有量の違いはマグマソースの違いであると考えられ，23 億年前以前を「Phase-1 火成活動」，23 億年前以後を「Phase-2 火成活動」と呼ぶこととする．そして，Phase-2
火成活動は嵐の大洋・雨の海の一部の領域で短期間に集中して起きていること，選択的に高いチタン含有量であることから，月深部に起源を持つスーパーホットプルームによるものであるという仮説を提唱している．
もしスーパーホットプルームが起こったとすると，それに伴う何らかの地形的な痕跡が残されている可能性がある．そこで地形とセレノイドとの差をとってみると，嵐の大洋・雨の海領域の中心で直径約 1000km，高さ 500m の円形の台地状の地形が観測された．またこの台地は Phase-2 の火成活動の中心地とよく一致している．また，この領域のリッジの成因や走向の解釈は今まではっきりしなかったが，台地状地形の位置と照らしあわせてみると，台地状地形に関係して分布していると解釈できる．このことから台地状地形の成因は Phase-2 活動と強く関係していることが示唆される．
このような台地状地形がスーパーホットプルームによって作られ、現在もそれが保存されていると仮定すると，この地形をうまく説明するモデルを構築することでプルームの物理量が推定できるのではないかと考えた．本研究では，プルームの浮力が弾性リソスフェアを押して鉛直上向きに変形するというモデルを考え，Solomon and Head [1979] の手法を用いて，観測された台地状地形プロファイルの台地の端の傾斜をよく説明するプルームの浮力・半径，弾性リソスフェ
アの厚さを決定した．このとき求められた弾性リソスフェアの厚さは 20 ‒ 30km であった．
Solomon and Head [1980] では弾性リソスフェアにかかる荷重によってできるたわみを計算し，月の海の地域のたわみを説明する弾性リソスフェアの厚さを定量的に評価した．これによると，Mare Imbrium の下のリソスフェアの弾性リソ
スフェアの厚さは 50 ‒ 75km であったとされている．大部分のマグマ噴出は Phase-1 火成活動期に起こっていることを考えると，この 50 ‒ 75km という弾性リソスフェアの厚さは ∼30 億年前のリソスフェアの厚さであると考えられる．一方で，本研究で得られた 20 ‒ 30km の薄い弾性リソスフェアの厚さは Phase-2 火成活動期のものであり，∼20 億年前にそれ以前よりも温度勾配が一時的に大きくなったことを意味する．これは Phase-2 火成活動のマグマが非常に高温であり，リソスフェアの下面の温度が上昇して，弾性リソスフェアの厚さが薄くなったためだと考えられる．Phase-2 火成活動のマグマが高温であったことは，そのソースが深部起源とするスーパープルーム仮説と整合的である．
一方で，台地状地形を現在に保存する機構はまだ分かっていない．台地状地形周辺の下の地殻厚データをみると，パッチ状に地殻厚が厚い領域があることがわかった．このことから，台地状地形の地下はアイソスタシー的になっていると考えられる．しかしながら，詳細に空間分布を見ると地殻が厚い領域は台地の南側に偏っており，短波長での変化が見られることから，台地状地形の形成とは別のプロセスで地殻が厚くなったと考えられる．台地状地形を現在に保存し，地殻の厚みを説明するモデルとして，Phase-2 火成活動の終盤におけるシリカリッチなマグマの地殻への付加の効果が挙げられる．本発表では，重力データと地形データとの相関解析も含めた，台地状地形の地下構造についての議論を行うとともに，Phase-2 火成活動と台地状地形の関係について考察する．
キーワード: チタン含有量, スーパーホットプルーム, セレノイド, 有効弾性厚, 月マントル, PKT
Keywords: titanium content, super hot plume, selenoid, effective rlastic thickness, lunar mantle, the Procellarum KREEP Terrane

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PPS23-03

会場:A02

時間:5 月 25 日 14:45-15:00

月の光条クレータからみた過去 30 億年間の天体衝突史
Impact history in the last 3 billion years based on the lunar rayed craters
加藤 麻美 1∗ ; 諸田 智克 1
KATO, Mami1∗ ; MOROTA, Tomokatu1
1
1名古屋大学大学院環境科学研究科
Nagoya University Graduate School of Environmental Studies

月は過去 40 億年の天体衝突の記録をクレータとして保存しており、それは太陽系内側の小天体の軌道・衝突進化史を知る上で重要な情報である。天体衝突史の理解は、主にアポロとルナの岩石試料の放射年代とサンプル採取地点のクレータ数密度の関係から得られているが、岩石試料は 39 億年 ∼31 億年間に集中しているため、過去 30 億年間の天体衝突の歴史はよく分かっていない。一方で、月の光条クレータや地球クレータの統計研究などから、ここ数億年間にクレータ生成率が上昇または減少しているという対立した仮説が提案されている。
近年、月探査の成功により高解像度の画像データによる月面の詳細画像が蓄積され、個々のクレータの精密な年代決定が可能となった。そこで、本研究では過去 10 億年間の衝突頻度の変動を検証する為に、月周回衛星「かぐや」の地形カ
メラ画像を用いて、先行研究で光条を持つと同定された直径 20km 以上のクレータ 67 個を対象に相対年代を決定した。
年代決定にはクレータ年代学を用いた。クレータ年代学とは、若い地域ほどクレータが多く、古い地域ほど少ないという考えに基づいて、クレータ数密度からその地域の形成年代を見積もる方法である。クレータ (D ≥ 20 km) の形成年代は、クレータの放出物上にある微小クレータの個数密度を計測することで決定できる。
その結果、サンプルから年代が判明している Copernicus クレータ (8.1 億年) より若いクレータが 27 個、古いクレータ
が 40 個となった。そして Wilhelms et al. [1978] で同定された Eratosthenian (32∼8 億年前) ＋ Copernican (8.1 億年 ∼ 現在) クレータと本研究で同定された Copernican クレータの数密度から、過去 32 億年間と過去 8 億年間の平均のクレータ
生成率を比較した。若いクレータの個数から過去 8.1 億年間のクレータ生成率 F (D ≥ 10km) は、3.77 × 10−6 (km−2 y−1 )と見積もられた。一方、過去 32 億年間のクレータ生成率 F (D ≥ 10km) は、5.69 × 10−6 (km−2 y−1 ) と見積もられる。このことから、過去 32 億年間に比べて過去 8 億年間の平均クレータ生成率は 0.66 倍と低いことが明らかとなった。地球‒ 月系に衝突する可能性のある天体は地球近傍小天体と呼ばれ、その主なソースは小惑星帯と考えられている。本研究で得られたクレータ生成率の長期的な減少は小惑星帯からの衝突天体の供給が減少していることを意味しており、小惑星帯における小天体の総数が約 30 億年かけて減少していることを示唆する。

キーワード: 月, クレータ, クレータ年代学
Keywords: Moon, crater, cratering chronology

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PPS23-04

会場:A02

時間:5 月 25 日 15:00-15:15

ハイパースペクトルリモートセンシングによる特徴的吸収スペクトルを持たない月面領域の観測：侵食された月原始地殻？
Lunar surface areas with featureless reflectance spectra revealed by hyperspectral remotesensing
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 1 ; 春山 純一 4
YAMAMOTO, Satoru1∗ ; NAKAMURA, Ryosuke2 ; MATSUNAGA, Tsuneo1 ; OGAWA, Yoshiko3 ; ISHIHARA, Yoshiaki4 ;MOROTA, Tomokatsu5 ; HIRATA, Naru3 ; OHTAKE, Makiko4 ; HIROI, Takahiro6 ; YOKOTA, Yasuhiro1 ;HARUYAMA, Junichi4
1
1

国環研, 2 産総研, 3 会津大, 4 JAXA, 5 名古屋大, 6 Brown Unv.
NIES, 2 AIST, 3 Univ. of Aizu, 4 JAXA, 5 Nagoya Univ., 6 Brown Unv.

Spectral Profiler (SP) onboard SELENE/Kaguya has obtained continuous spectral reflectance data (hyperspectral data) for
about 70 million points (0.5 by 0.5 km footprint) on the Moon in the visible and near-infrared wavelength ranges. Using adata ming approach with all the SP data (SP data mining), we have revealed the global distributions of several-kilometer-widesites with exposed end members of various minerals on the lunar surface: olivine-rich sites, purest anorthosite (PAN) sites,
orthopyroxene-rich sites, clinopyroxene-rich sites, and spinel-rich sites. These results are based on the analysis for the diagnostic
absorption bands of λ = 1µm and 2µm in the continuous reflectance data for the lunar major minerals. On the other hand, it has
also been reported that there are several sites on the Moon exhibiting no absorption band for 1µm and 2µm (hereafter, featurelessspectra or FL-spectra). However, it still remains unclear what is the origin for the FL spectra on the Moon. For the interpretationsof the origin of the FL spectra, we need to understand the global occurrence trends of FL sites on the Moon. In this study, we
conducted the global survey to reveal the global distribution of the FL sites using the SP data ming. From the global distribution
data, we will discuss the possible mechanisms and its implications for the lunar primordial crust.
キーワード: リモートセンシング, ハイパースペクトル, 月, かぐや
Keywords: remote sensing, hyperspectral, Moon, Kaguya/SELENE

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PPS23-05

会場:A02

時間:5 月 25 日 15:15-15:30

かぐや反射スペクトルを用いた月高地地殻の鉱物組成の推定
Mineralogy of the lunar highland crust based on the Kaguya reflectance spectra
大竹 真紀子 1∗ ; 山本 聡 2 ; 松永 恒雄 2 ; 小川 佳子 3
OHTAKE, Makiko1∗ ; YAMAMOTO, Satoru2 ; MATSUNAGA, Tsuneo2 ; OGAWA, Yoshiko3
1
1

宇宙航空研究開発機構, 2 国立環境研究所, 3 会津大学
Japan Aero space Exploration Agency, 2 National Institute for Environmental Studies, 3 The University of Aizu

Introduction: The composition of the lunar highland crust is among the most important information for understanding theformation mechanism of the lunar highland crust and the composition of the lunar magma ocean. Previously, the composition of
the lunar highland crust was estimated mainly based on measurements of the lunar returned samples. Measurements of returned
lunar samples and meteorites indicate that the lunar highland crust typically consists of plagioclase and low-Ca pyroxene withminor amounts of other mineral phases. However, it is not clear if the low-Ca pyroxene really is a major mafic silicate componentof the highland crust because the returned samples may not be a representative material of the entire highland crust. Therefore,
this study investigated the mafic silicate phase and estimated its composition within the highland crust by using remote sensing
reflectance spectra of the lunar surface.
Method: We used reflectance spectra acquired by the Kaguya Spectral Profiler (SP), which has a spectral coverage of 500 to
2600 nm in 300 bands and a spatial resolution of 500 x 500 m. Among the global SP data, all of the 570 purest anorthosite(PAN) [1] spectra identified and reported by [2] were analyzed by using the modified Gaussian model (MGM) [3]. Several MGM
parameters, a number of fitted peak and peak parameters (center wavelength, width, and strength) of each peak at the starting
point were tried, and the results were cross evaluated. The compositions of silicate mafic minerals were estimated by comparing
the peak fit results and the known correlation between absorption center wavelength and mineral composition.
Results: Most (93%) of peak, which corresponds to the mafic silicate phase, has a center wavelength shorter than 980 nm,
suggesting that these mafic silicates in the PAN rocks are low-Ca pyroxene (65% are shorter than 950 nm). Note that the low-Ca
pyrox-ene in this study implies pyroxene having less than a 0.2 molar ratio of Ca/(Ca+Mg+Fe) smaller than 0.2. Data points
having a center wavelength shorter than 980 nm had a strong absorption band and were not a product of weak ambiguousabsorption spectra. Six percent of the data have center wavelengths between 980 nm and 1040 nm, which correspond to the highCa pyroxene composition. The remaining 1% of the data with longer center wavelengths around 1050 nm possibly corresponds
to olivine or glass. No apparent phase difference (low-Ca and high-Ca pyroxene difference) is observed between the nearsideand the farside.
Discussion: Our results indicate that the majority of the PAN layer in the lunar highland crust globally consists of anorthite andsmall amounts of low-Ca pyroxene, the major mafic silicate component, rather than high-Ca pyroxene or olivine. This result is
consistent with the previous work based on measurements of the lunar material from the lunar surface mixing layer with limited
global coverage and confirms the homogeneous modal abundance within the lunar highland crust. The short center wavelengthsof the PAN rocks at Jackson crater, which located at the farside highland suggest relatively higher Mg# (Mg/(Mg + Fe) in moleper cent) (around 70) in this region than the near side. This evidence is in good agreement with previous work [4], which suggests
the presence of magnesian anorthosite in the farside highland.
References: [1] Ohtake, M. et al. (2009) Nature, 461, 236-240. [2] Yamamoto, S. et al. (2012) Geophys. Res. Let., 39,
L13201. [3] Sunshine, J. et al. (1990) J. Geophys. Res. 95, 6955-6966. [4] Ohtake, M. et al. (2012) Nature GeoSci. 5, 384-388.

キーワード: かぐや, 月, 地殻, 反射スペクトル
Keywords: Kaguya, Moon, crust, reflectance spectra

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PPS23-06

会場:A02

時間:5 月 25 日 15:30-15:45

月表面反射スペクトルの教師なし分類と月地質（1）Unsupervised Classification of the Moon’s Surface Reflectance Spectra and GeologicalSignificance (1)石原 吉明 1∗ ; 晴山 慎 2 ; 大竹 真紀子 1
ISHIHARA, Yoshiaki1∗ ; HAREYAMA, Makoto2 ; OHTAKE, Makiko1
1
1

宇宙航空研究開発機構, 2 聖マリアンナ医科大学
JAXA, 2 St. Marianna Univ. of Med.

Great successes of recent lunar missions provide vast amount of varieties of remote sensing data. Analysis of those newdata provide some new key evidences, such as pure-plagioclase rocks (e.g., Ohtake et al., 2009) and olivine rich rocks (e.g.,
Yamamoto et al., 2010), for studying solidification process of the Lunar Magma Ocean (LMO) and following lunar evolutions.
Those key evidences require us to reconsider the LMO solidification process. One approach to study this problem is requiring
following step, reconstruction of compositions and structures for primitive crust by removing influences of volcanisms, impact
cratering, and other geological effects. For reconstructing primitive crust, we have to generate a global geological map covers
recent findings, so we started a project to build a new lunar geological map to reconstruct structures and composition of the lunar
primitive crust. Because of huge volume of recent data set, fully manual classify by expert researchers is not realistic, and then,we have been trying to use some data mining methods for basic unit candidate estimation.
In this study, we show some classification results of SELENE Multiband Imager (MI) data and Spectral Profiler (SP) dataapplied data mining methods, and compare them with a fully manual classification result for a limited area. Our classification
procedure consists of two steps; Independent Component Analysis (ICA) and Iterative Self-Organizing Data Analysis (ISODATA). Detail strategy of our procedure is presented by Hareyama et al. in this meeting.
Our procedure generally works well. The classification results in mare region indicate that could detect some types of marebasalt flows. Especially high-Ti basalt in Oceanus Procellarum and the Mare Tranquillitatis are clearly identified. Ejecta deposits
of fresh ray craters are also clearly identified. In addition, we compare classification results our procedure around the Aristarchus
region with that of fully manual classification result by a researcher (M.O.). These two agrees each other generally. Then, we
consider our procedure capture the lunar geological context and useful for the first step of building lunar geological map.

キーワード: 月, 地質図, 教師なし分類
Keywords: Moon, Geological Map, Unsupervised Classification

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PPS23-07

会場:A02

時間:5 月 25 日 15:45-16:00

月面における炭素含有物の衝突過程形成の研究
Study of carbon-bearing materials formed by impact process on the Moon
三浦 保範 1∗MIURA, Yasunori1∗11

客員（国内外大学）
Visiting Univ.(In & Out)

はじめに：
太陽系（地球型惑星天体）において、大気ガスや海水を持つ惑星と月などの大気圏を持たない天体での揮発性炭素を含有する物質を統一的に研究することが必要である。最近筆者は、大気や海水天体の有無とそれらの炭素含有物質からの統一的な観点から研究を行っている [1-4]。本件では、炭素含有物の衝突過程形成を、大気圏を持たない天体（月・小惑星・水星）において、特に月面について報告する [3]。
月の揮発性元素:
微細なダスト粒子から合体成長して天体サイズになる過程で、揮発性元素は月にも一般的に残存する。しかし月は火星惑星サイズに近いが、特異な衝突散逸過程で揮発性物質が生成時に残存できなかったと考えられる [1-3]。
炭酸ガス大気生成の問題点：
水蒸気は冷却すると常温液体相になる。しかし炭酸ガス大気は冷却しても常温でも気体状態であるため、高温大気を実験を行い [2,3]、何かに取り込まない限りそのままであることが分かる。その意味で、火星や金星の炭酸ガスも液体相の存在（既存）が前提になると、全球的海水圏の形成は困難となる [3]。したがって月は、内部に炭素含有揮発物が残存している天体である [3]。
月面の炭素含有物質の形成：
月は大気圏を持たない天体なので、直接に月面に炭素物質が大気圏と地表衝突による二段炭素ガス形成ができないた
め、分離炭素粒子の高圧系の二段階成長ができにくい [3]。内部に局在する（初生的と大気惑星破片起源の）微量炭素含有物が継続的隕石衝突で粗大化が表層内部で可能である。月面の炭素含有物は、衝撃波過程が関与した炭素含有物（ガラス、炭素、炭化物、炭酸塩など）であるが微量局在したものを成長することが今後可能である [1-3]。
月面の海水圏の問題：
大気圏のある惑星（火星・金星）で海水圏を形成することは全球的に一般的に困難であるが、方法論的には二過程が起これば可能である [3]。それに比べて、大気圏の無い月面（水星、小惑星）での海水圏形成は全球的には更にもっと困難であるが、効果的な方法（天然と人工的）で大気圏をまず形成できた場合は将来的に可能な提案ができる [3]。
まとめ：
1) 月などの天体に大気圏や海水圏を形成することを、炭素含有物質作成法の実験成果から考察した。
2) 炭酸ガス大気は、高温状態でも減少または低温化することが、室内実験可能である。
3) 月面では分離した炭素含有粒子がガラス、炭素、炭化物、炭酸塩などに含まれ、隕石衝突の継続でマクロ成長が可能である。
参考文献：[1] Miura Y. (2011): LPSC 42(2011), #2817.
[2] Miura Y. et. al. (1996) Antarctic Meteorites XX1(Tokyo), 107-110.
[3] Miura Y. (2015): LPSC2016 (LPI), #1811, #1666.
[4] Miura Y. (2009): Patent application.

キーワード: 月, 炭素含有物, 衝突, 揮発性, 実験, 大気・水圏
Keywords: The Moon, Carbon-bearing materials, Impacts, Volatiles, Experiment, Global air and water

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PPS23-08

会場:A02

時間:5 月 25 日 16:15-16:30

太陽風-レゴリス相互作用：月とフォボスにおける観測の比較
Solar wind-regolith interaction in space: Observations at Moon and Phobos
二穴 喜文 1∗FUTAANA, Yoshifumi1∗
1
1

スウェーデン国立宇宙物理研究所
Swedish Institute of Space Physics「太陽風陽子がレゴリスに衝突する際に反射される現象は、どの天体でも見られる一般的なものなのか」という疑問に答えるべく、月探査衛星および火星探査衛星搭載イオン質量分析器のデータ解析結果を用い、月とフォボスの比較天
体学的見地から議論を行なう。
太陽風陽子のレゴリスからの反射という現象は、日本の月探査衛星 Kaguya 搭載のプラズマ粒子計測器 MAP/PACE によって始めて報告された。その後、いくつかの独立な観測（例えば月探査衛星 Chandrayaan-1 搭載の高速中性粒子・プラ
ズマ粒子計測器 SARA）によっても確認されている。本講演ではまずはじめにこれまでに報告されている月表面からの反射プラズマの特徴についてレビューを行なう。
続いて、冒頭の疑問を詳細に議論するため、火星の月、フォボス近傍でのイオン分布関数を調べた結果について報告する。欧州の火星探査機 Mars Express がフォボスに接近した際に取得した、同機搭載イオン質量分析器 ASPERA-3/IMAのデータをサーベイしたところ、あるフライバイ時（最接近距離は約 60km）に太陽風や衝撃波近傍の陽子では説明できない分布関数を持った陽子成分を検出した。これが月近傍で報告されている反射陽子と非常近い特徴を持っていること
や、軌道追跡の結果などを総合して、我々はこれをフォボス表面における太陽風の反射陽子である可能性が高いと結論づけた。本研究は、月以外のレゴリス表面からも反射イオンが観測されたという最初の例を提示したもので、レゴリスからの太陽風反射という現象はどの天体においても起こりうる一般的現象であることを示唆する。

キーワード: 太陽風, プロトン反射, レゴリス, 月, フォボス
Keywords: solar wind, proton reflection, regolith, Moon, Phobos, backscattering

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PPS23-09

会場:A02

時間:5 月 25 日 16:30-16:45

小型ペネトレータによる月内部構造探査と将来への展望
Exploration of the lunar internal structure using a small-sized penetrator and its perspective
山田 竜平 1∗ ; 石原 吉明 2 ; 小林 直樹 2 ; 村上 英記 3 ; 後藤 健 2 ; 白石 浩章 2 ; 田中 智 2 ; 早川 雅彦 2
YAMADA, Ryuhei1∗ ; ISHIHARA, Yoshiaki2 ; KOBAYASHI, Naoki2 ; MURAKAMI, Hideki3 ; GOTO, Ken2 ;SHIRAISHI, Hiroaki2 ; TANAKA, Satoshi2 ; HAYAKAWA, Masahiko2
1
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, 3 高知大学
National Astronomical Observatory of Japan / RISE Project, 2 Japan Aerospace Exploration Agency, 3 Kochi University

これまで、月の内部構造は Apollo での地震探査、かぐや、GRAIL での重力場探査、またレーザー測距等の測地観測によりその情報が得られてきた。しかし、現状のデータのみからでは月マントル深部や、中心核について十分な制約を与えらず、月深部の物質構造や温度構造については未だ不明確な状態である。また、月の地殻厚さやその構造に関しても、いまだ不確定性を残している。月深部や地殻の構造を明らかにするには、地震計によりその領域を伝播した地震波を高精度で観測する事が必要不可欠である。LUNAR-A ミッションで開発されたハードランディングプローブであるペネト
レータには高感度の地震計が搭載されており、月面で新しい地震観測を実現するための有効なツールとして利用できる。
このペネトレータの月面での技術実証、観測実証を行うために、2014 年 2 月にイプシロン 3 号機に搭載する小型科
学衛星へのペネトレータ 1 本の搭載を提案した (Approach ミッション)。この提案では、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高精度で行い、その走時データから地殻厚さを決定する事と、現在の月震イベ
ントの活動度をアポロ当時と比較して検証することを月震観測の目的としていた。また、月高地地域での初の熱流量観測も重要なテーマであった。しかしながら、ペネトレータ 1 本における観測成立の可能性が十分でなかったために、提案自体は非採択となった。
そこで、我々は現在、小型ペネトレータを開発して、小型衛星に 2 基搭載することで観測の冗長性を確立することを検討している。小型ペネトレータでは LUNAR-A で確立した耐衝撃性技術を継承しつつ、2/3 サイズにペネトレータを縮小する事を目指している。本発表では、まず、現在までに検討したペネトレータ小型化の方針と、観測への影響について報告する。その上で、小型ペネトレータ 2 本を用いて、月震観測、熱量量観測によって、どのような科学成果が得られるか検討した結果について述べる。更に、小型ペネトレータでの観測実証の後に、ペネトレータを利用した月地震
観測によって、どのように月の進化や起源についてアプローチしていくか議論する予定である。

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 intarnal exploration, Moonquake observation, Heat flow observation, Small-sized exploration
satelite

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PPS23-10

会場:A02

時間:5 月 25 日 16:45-17:00

月着陸探査に向けた能動型蛍光 X 線分光計の開発状況
Present status of the active X-ray spectrometer development for future lunar landing mission
長岡 央 1∗ ; 長谷部 信行 1 ; 草野 広樹 1 ; 内藤 雅之 1 ; 柴村 英道 1 ; 天野 嘉春 1 ; 太田 亨 1 ;Fagan Timothy1
NAGAOKA, Hiroshi1∗ ; HASEBE, Nobuyuki1 ; KUSANO, Hiroki1 ; NAITO, Masayuki1 ; SHIBAMURA, Eido1 ;AMANO, Yoshiharu1 ; OHTA, Tohru1 ; FAGAN, Timothy1
1
1

早稲田大学
Waseda University

The Active X-ray Spectrometer (AXS) consisting of an active X-ray generator and a silicon drift detector (SDD) has beendeveloped for future lunar landing missions. The AXS can determine the elemental composition of rock samples by X-Ray Fluorescence spectroscopy which provides the geochemical data of rock samples. The AXS has each outstanding features as excellent
energy resolution, compact and light weight, low power consumption, and no high voltage power supply and no radioisotopes.
The X-ray generator is made of some pyroelectric crystals, peltier device and thin metal target. The instrument of the AXS andthe present status of its development are presented and discussed.
キーワード: 蛍光 X 線分析, 能動型蛍光 X 線分光計, 月着陸探査, 元素分析
Keywords: X-ray fluorescence spectroscopy, active X-ray spectrometer, lunar landing mission, elemental analysis

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会場:A02

時間:5 月 25 日 17:00-17:15

次期月惑星着陸探査計画に向けた蛍光 X 線分析法の検討 ―試料の表面粗さと特性 X
線強度比の関係―
Study on X-ray Fluorescence for Future Lunar Landing Mission - Surface Roughness andRatios of Characteristic X-ray 内藤 雅之 1∗ ; 長谷部 信行 1 ; 長岡 央 1 ; 草野 広樹 1 ; 桑古 昌輝 1 ; 大山 裕輝 1 ; 柴村 英道 1 ;天野 嘉春 1 ; 太田 亨 1 ; Matias Lopes Jose A.2
NAITO, Masayuki1∗ ; HASEBE, Nobuyuki1 ; NAGAOKA, Hiroshi1 ; KUSANO, Hiroki1 ; KUWAKO, Masaki1 ;OYAMA, Yuki1 ; SHIBAMURA, Eido1 ; AMANO, Yoshiharu1 ; OHTA, Toru1 ; MATIAS LOPES, Jose A.2
1
1

早稲田大学, 2 University of Coimbra
Waseda University, 2 University of Coimbra

月表層の元素濃度分布を知ることは、月の起源と進化を解明する上で重要である。日本の月惑星探査としては、2007
年 9 月にかぐや (SELENE) が打ち上げられ、搭載されたガンマ線分光計によって、月表層の元素分布が調査されてきた。
これまで得られた月全球の情報を基に、更に詳細な局所的な情報を得るため、次なる探査計画として着陸機と探査車による計画が期待されている [1]。探査車による着陸地点周辺の元素分析には蛍光 X 線分析 (XRF) が適している。
XRF は、実験室系でよく用いられる X 線を励起源とした分析手法である。実験室系では、よく表面研磨された試料をX 線管を用いて励起し、元素分析が行われる。一方で、実際の惑星表面は微小隕石や太陽風、銀河宇宙線などによって風化が進んでいる。そのため、元素分析の前に風化した表面を研磨機によって削り取る。そこで本研究では、試料表面の粗さが、測定される特性 X 線の強度比にどのような影響を与えるかについて、実験・シミュレーションの両方を用いて検討を行った [2, 3]。
実験では、2 種類の粉末標準試料 (JGb-1, JP-1) を融解凝固させ、一様で粒子の大きさと多孔性を無視できる均質な組成をもつガラス状の試料を作成した。それらを粗さの異なる砥石を用いて表面研磨し、X 線管を用いて励起させ、試料から放出される特性 X 線を測定した。
シミュレーションでは、PENELOPE(ver. 2008) を使用し、試料の組成と励起源については実験と同条件のものを用いた。表面の凹凸をパラメーターとして試料表面の粗さを再現し、試料表面が平坦な場合と合わせてシミュレーションを行い、実験結果と比較した。
本発表では、これらの実験とシミュレーションの結果をもとに、惑星探査で蛍光 X 線分析を行ううえで必要な研磨の度合いについて報告する。

[1] T. Hashimoto et al., 2011, Acta Astronautica 68, 1386-1391. [2] H. Kusano et al., 2013, Proc. SPIE 8852, 88520B. [3] M.
Naito et al., Nucl. Instrum. Methods Phys. A, to be published.
キーワード: 月試料, 蛍光 X 線分析, 能動型 X 線分光計, 表面粗さ
Keywords: Lunar sample, X-ray fluorescence, Active X-ray Spectrometer, Surface roughness

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PPS23-12

会場:A02

時間:5 月 25 日 17:15-17:30

遠隔操作時の時間遅れ問題を解決する SIFT を用いた過去から未来へのビジュアルト
ラッキング
Visual Tracking using SIFT to Solve Time-Delay Problem in Remote Operation
西山 裕之 1∗ ; 清水 創太 2 ; 長岡 央 1 ; 長谷部 信行 2
NISHIYAMA, Hiroyuki1∗ ; SHIMIZU, Sota2 ; NAGAOKA, Hiroshi1 ; HASEBE, Nobuyuki2
1
1

早稲田大学応用物理学科, 2 早稲田大学理工学術院総合研究所
Dept. of Applied Physics, Waseda University, 2 ARISE, Waseda University

This paper proposes and describes a method to solve a time-delay problem when a direction of a camera in the wide angle
fovea vision system (WAFVS) equipped on a lunar exploring rover is contorlled remotely from the ground control station on theearch. That is, we need to control the camera view direction acculately in order to obtain visible ray band images of a target indetail using WAFVS, but the time-delay often causes WAFVS to fail to capture the target in the central field of view of the input
image when the rover is moving around. The authors acheive correct camera view direction control by applying SIFT operator
to track a target candidate from past images to future images storaged temporarily in the computer on the rover. Experimental
results show this implementation is successfully done and indicate how to apply WAFVS for this task.
キーワード: 探査ローバー, 遠隔操縦, ビジュアルトラッキング, シフト, 広角中心窩センサ, 時間遅れ
Keywords: Exploring Rover, Remote Operation, Visual Tracking, SIFT, Wide Angle Fovea Sensor, Time Delay

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会場:A02

時間:5 月 26 日 09:00-09:15

月のマントル対流の三次元球殻モデリング
Toward a 3D spherical modeling of lunar mantle convection
小河 正基 1∗ ; 柳澤 孝寿 2 ; 亀山 真典 3
OGAWA, Masaki1∗ ; YANAGISAWA, Takatoshi2 ; KAMEYAMA, Masanori3
1

東京大学大学院総合文化研究科, 2 海洋研究開発機構, 3 愛媛大学地球深部ダイナミックス研究センター
Graduate School of Arts and Sciences, Univ. of Tokyo, 2 Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology, 3 Geodynamic
Research Center, Univ. of Ehime

1

Earlier two-dimensional models of coupled magmatism-mantle convection system raise two issues concerning the evolution of
the lunar mantle. One is to understand why lunar magmatism continuously occurs with a characteristic time of several hundred
million years. When the Rayleigh number of the lunar mantle Ra exceeds the critical value for the onset of thermal convection
Rc, earlier two-dimensional models suggest that a positive feedback, called the magmatism-mantle upwelling (MMU) feedback,
operates to make magmatism episodic and vigorous; magmatism occurs continuously and mildly as observed on the Moon only
when Ra <Rc. Another issue is to understand why mare magmatism continued until as recent as about a billion years ago.
Magmatism extracts heat producing elements (HPEs) and earlier two-dimensional models predicts that lunar magmatism shouldhave waned much earlier because of this HPEs extraction. A possible solution to this issue is that the lunar mantle contains areservoir that is enriched in HPEs and compositionally dense at depth. The nature of thermal convection in a basally heatedmantle with a small core, however, has not been investigated enough to resolve these issues. To estimate Rc and to understandthe nature of thermal convection in the lunar mantle, we are carrying out a linear perturbation analyses and numerical simulationof thermal convection in a spherical shell with a small core.
キーワード: 月, マントル進化, ３次元球殻, マントル対流, 数値シミュレーション
Keywords: the Moon, mantle evolution, 3D spherical shell, mantle convection, numerical simulation

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会場:A02

時間:5 月 26 日 09:15-09:30

小さいコアを持つ球殻マントルでの対流パターン：粘性の温度依存性の影響
Flow patterns in spherical mantles with small size of core; the effect of temperature dependent viscosity
柳澤 孝寿 1∗ ; 小河 正基 2 ; 亀山 真典 3
YANAGISAWA, Takatoshi1∗ ; OGAWA, Masaki2 ; KAMEYAMA, Masanori3
1

海洋研究開発機構, 2 東京大学大学院総合文化研究科, 3 愛媛大学地球深部ダイナミックス研究センター
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology, 2 Graduate School of Arts and Sciences, Univ. of Tokyo, 3 Geodynamic
Research Center, Univ. of Ehime

1

Clarifying the effects of three-dimensional spherical geometry on mantle convection is a major issue of mantle dynamics interrestrial planets. We study in detail the nature of thermal convection of a variable viscosity fluid in the basally heated sphericalmantle of small planets with a small core, keeping in mind the application of our numerical models to the Moon. Sphericalgeometry affects mantle convection mildly when the ratio of the core-radius to the planetary radius r CM B takes an Earth-likevalue of 0.55, while it is thought to affect strongly when r CM B is small like Moon around 0.2. Here, we investigate the flow
pattern systematically for r CM B from 0.1 to 0.6 with small to large viscosity dependence on temperature. We first estimate thecritical Rayleigh number Rc for the onset of convective motion at various r CM B and the magnitude of temperature-dependenceof viscosity by a linear perturbation analysis. Then, we study the convective flow pattern of thermal convection above Rc by
numerical simulation. The result of our simulation is in good agreement with the linear analysis. The nature of convective flow
pattern considerably changes as r CM B smaller than about 0.4. The flow pattern has smaller number of up- and down-wellings.
We established regime diagrams of convection pattern in relation to the Rayleigh number and the temperature dependence ofviscosity, for various value of r CM B . Stronger temperature dependence of viscosity is necessary for realizing the stagnant-lid
regime of convection for smaller r CM B . It is due to the relatively smaller volume of high temperature region near the CMB. The
horizontally averaged temperature at mid mantle remains low despite the strong temperature variation of viscosity when r CM B
is small.
キーワード: 月, ３次元球殻, マントル対流, コアサイズ, 対流パターン
Keywords: Moon, 3D spherical shell, mantle convection, size of the core, flow pattern

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PPS23-15

会場:A02

時間:5 月 26 日 09:30-09:45

マグマオーシャン結晶分化による月斜長岩の形成
Formation of anorthosite on the Moon through magma ocean fractional crystallization
新井 達之 1∗ ; 土屋 卓久 2 ; 丸山 茂徳 3
ARAI, Tatsuyuki1∗ ; TSUCHIYA, Taku2 ; MARUYAMA, Shigenori3
1

東京工業大学大学院地球惑星科学専攻, 2 愛媛大学地球深部ダイナミクス研究センター, 3 東京工業大学地球生命研究所
Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, 2 Geodynamics Research Center, Ehime University,
3
Earth-Life Science Institute, Tokyo Institute of Technology
1

Geological records of the moon have a potential to reveal early evolution of the earth. 4.4Ga anorthosite on the Moon formed
as by fractional crystallization of the lunar magma ocean (LMO). It has been generally accepted that the lunar bulk composition isenriched in FeO compared with the bulk silicate earth, which is critical to make large plagioclase/melt density difference enoughto form the anorthosite. However, the bulk moon composition likely has the same composition of the earth, which is supported byisotopic similarities for the two bodies and recent giant impact modeling. In this study, critical condition of fractional crystallization of plagioclase is assessed for the BSE composition by taking into account crystal/melt density difference, viscosity of melt,
crystal size, and Rayleigh number of the magma ocean. This study modeled solidification process of the LMO and calculatedchange of melt composition by use of MELTS/pMELTS. Density and viscosity of melt were calculated by use of first-principles
simulations.
Results of thermodynamic calculations indicate that melt is basaltic (Mg# = 0.59) when plagioclase starts to crystalize. Viscosity of the basaltic melt ranges 20 - 10 Pa s whereas density ranges 2.60 - 2.71 g/cc for 0 - 1 GPa where plagioclase crystallizes.
Comparison between critical crystal diameter calculated from the viscosity and density and crystal diameter of plagioclase (5 18mm) of anorthosite suggests that crystal fraction of magma, ϕ = 0.55 is required to make convection of magma ocean moderateenough that plagioclase could separate from the melt. Results of critical crystal diameter for olivine/pyroxene indicate that the
crystallized mafic minerals would also be entrained in the viscous basaltic melt until ϕ = 0.55 is attained. In that case, large
amount of mafic minerals are entrained in the magma along with plagioclase, which is enough to account for the ϕ = 0.55 in themagma. For the melt composition when crystal fraction ϕ = 0.55 is attained, the basaltic melt is enriched in FeO enough thatplagioclase could float to the surface of the moon. Application of the discussion to the terrestrial magma ocean has insight into
the surface evolution of the Hadean Earth, which would be related to the evolution of life.
キーワード: 月, 斜長岩, マグマオーシャン, メルト密度粘性, 冥王代地球
Keywords: Moon, Anorthosite, Magma ocean, Density and viscosity of melt, Hadean Earth

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PPS23-16

会場:A02

時間:5 月 26 日 09:45-10:00

高圧における鉄ニッケル炭素系の相関係を用いた月の核の構造
High pressure phase relationships of the Fe-Ni-C system and its implications to the lunar
core structure
岸本 俊八 1∗ ; 浦川 啓 1
KISHIMOTO, Shumpachi1∗ ; URAKAWA, Satoru1
1
1

岡山大学大学院自然科学研究科
Graduate schol of natural science and technology, Okayama University

アポロの地震波データの再解析から月の内部構造モデルが再検討されている。Weber 等 (2011) は金属核の構造を Fe-S
メルトの相関係と弾性データに基づいて推定し，核は最大 6wt%の硫黄を含むとしている。ジャイアントインパクトによる月の形成からは揮発性の高い元素の存在度は限られてくることが予想されるが，月の核に炭素を含む場合を検討した。
本研究では，月の核の圧力に相当する 5 GPa で Fe-Ni-C 系の相関係に関する実験的研究を行い，月の核の構造を考察した。
高温高圧実験はマルチアンビル装置を用いて行った。Fe-C 系は 5 GPa において Fe と Fe3 C の共融系となり共融温度は1425 ± 25 K であった。共融点の炭素含有量は 18 at%で，メルトの炭素含有量がこの値より小さければ冷却に伴いγ-Feが固相として析出する。γ-Fe は共融温度で最大値 8 at%の炭素を固溶する。このような溶融関係は Ni の添加によって変化しなかった。また中間化合物 (Fe,Ni)3 C と (Fe,Ni)7 C3 は鉄に富む領域で安定であり，(Fe,Ni)3 C は Ni を最大 10 at%固溶するのに対して (Fe,Ni)7 C3 は Ni をほとんど固溶しない。
Weber 等 (2011) は月震の再解析結果に特徴的な二つの反射面がみられたことから，月の核は二層構造であると提案した。本研究では彼らの地震波の解析結果に基づいて，核に含まれる軽元素が炭素だけである場合の構造について考察した。Fe-C 系の溶融関係より月の核は炭素に富んだ流体の外核と固体の内核の二層構造であり，核の炭素含有量は最大で8 at%と推定される。また，核が硫黄を軽元素として含むモデルと比べて，月の内核と外核の密度差は非常に小さくなる。

キーワード: 高圧, 月の核, Fe-Ni-C 系, 相関係
Keywords: high pressure, lunar core, Fe-Ni-C system, phase relationships

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PPS23-17

会場:A02

時間:5 月 26 日 10:00-10:15

月縦孔周辺のプラズマ・ダスト環境に関する粒子シミュレーション
Particle simulations on plasma and dust environment near lunar vertical holes
三宅 洋平 1∗ ; Nishino Masaki N2MIYAKE, Yohei1∗ ; NISHINO, Masaki n2
1
1

神戸大学大学院システム情報学研究科, 2 名古屋大学太陽地球環境研究所
Graduate School of System Informatics, Kobe University, 2 The Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University「かぐや」衛星による地形カメラ観測により、月面に特徴的な縦孔構造が発見されている。縦孔のサイズは直径、深さともに、50〜100 m に及び、通常のクレーターに比べ大きな深さ／直径比を持つため、その周辺では特異なプラズマ静電環境が形成されていると予想される。このような縦孔構造や地下空洞を直接探査する UZUME 計画が立案されている中、将来のローバー探査への影響を知る上でも縦孔周辺プラズマおよび帯電ダスト環境を事前評価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、月面昼側にある月縦孔周辺プラズマ環境の定量評価を行う。具体的には縦孔構造を模した月面を含む 3 次元計算空間内に上空から太陽風プラズマが様々な角度で入射する状況を想定する。また月面からは太陽光照射の有無や、その入射角度を考慮した光電子放出を模擬する。本発表では、このシミュレーションによって得られた縦孔周辺の地表帯電特性とその太陽風パラメータに対する応答、そして得られた静電環境中での帯電ダストの挙動についての初期結果を紹介する。

キーワード: 月, 縦孔, 宇宙プラズマ, 月面帯電, ダスト, 粒子シミュレーション
Keywords: Moon, vertical hole, space plasma, lunar surface charging, dust grain, PIC simulation

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PPS23-18

会場:A02

時間:5 月 26 日 10:15-10:30

月面磁気異常上空における太陽風応答の 3 次元全粒子シミュレーション
Full Particle-In-Cell 3D simulation on the solar wind response to a lunar magnetic anomaly
臼井 英之 1∗ ; 梅澤 美佐子 1 ; 三宅 洋平 1 ; Nishino Masaki N2 ; 芦田 康将 3
USUI, Hideyuki1∗ ; UMEZAWA, Misako1 ; MIYAKE, Yohei1 ; NISHINO, Masaki n2 ; ASHIDA, Yasumasa3
1
1

神戸大学大学院システム情報学研究科, 2 名古屋大学太陽地球環境研究所, 3 京都大学 生存圏研究所
Graduate school of system informatics, 2 STELAB Nagoya University, 3 RISH Kyoto University

これまで我々は、宇宙プラズマの運動論的効果を考慮した 3 次元プラズマ粒子シミュレーションにより太陽風と小型
局所ダイポール磁場との相互作用について研究を行ってきており、本講演では、月面ライナーガンマ磁気異常上空における太陽風プラズマ応答に関するシミュレーション結果を報告する。ライナーガンマ磁気異常の磁場構造は、その中心と太陽風動圧の釣り合い点との距離が太陽風イオンの慣性長よりも小さくかつ電子ジャイロ半径よりは十分大きい、いわゆるメソスケール規模を持つ。地球規模のダイポール場と違い、メソスケール磁場の場合、磁場に対する電子とイオンのダイナミクスの違いが磁気圏形成やそれに関連するプラズマ現象に大きく影響すると予想される。すなわち、磁場を媒介した電子とイオンのスケールカップリングが重要となる。
これまでのシミュレーション結果では、イオンラーマ半径より小さい磁場構造においてもメソスケールの磁気圏が形成されることがわかっている。太陽風動圧と磁場の釣り合い点近傍において、ラーマ半径の大きいイオンと磁化された電子との間で電荷分離が生じ、その結果生じる、磁気異常上空での局所電場により、本来このスケールでは非磁化とみなされるイオン流も大きく影響を受けることを明らかにした。また、そこを中心にダイポール磁場が圧縮される点、および、その磁場圧縮領域で電子のドリフト運動による境界層電流が流れその領域の厚さは電子のラーマ半径程度である点
も粒子シミュレーションにより明らかにした。特に磁気圏前面境界層ではイオンと電子の動きに大きな違いがあり、その 3 次元構造を詳細に解析する。ライナーガンマ磁気異常では、太陽風に対してダイポール磁場がほぼ垂直に位置する
ため、領域上空でのプラズマおよび磁場密度の増加がみられるが、惑星間空間磁場（IMF）の方向が磁気圏形成にどのような影響を与えるかについても考察を行いたい。また磁気圏形成に伴い太陽風イオンがライナーガンマ領域内の月面にほとんど達しない可能性も示唆された。これらの現象について月面上空でのプラズマダイナミクスや電界構造を考慮しつつ議論する。

キーワード: 磁気異常, Reiner Gamma, メソスケールダイポール磁場, 太陽風応答, プラズマ粒子シミュレーション
Keywords: Magnetic anomaly, Reiner Gamma, Meso-scale magnetic dipole, Solar wind response, Plasma particle simulation

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PPS23-19

会場:A02

時間:5 月 26 日 10:30-10:45

かぐや衛星による地球磁気圏ローブ中の月周辺のイオンサイクロトロン波の観測
Ion cyclotron waves observed by Kaguya/LMAG around the moon in the Earth’s magnetosphere中川 朋子 1∗ ; 綱川 秀夫 2
NAKAGAWA, Tomoko1∗ ; TSUNAKAWA, Hideo2
1

東北工業大学工学部情報通信工学科, 2 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
Information and Communication Engineering, Tohoku Institute of Technology, 2 Deparment of Earth and Planetary Sciences,
Tokyo Institute of Technology

1

太陽風と月の相互作用によってさまざまな低周波の磁場変動が月の周りに発生することが知られるようになってきたが、月が地球磁気圏のローブ中にある時にも、月面上で、約 10 秒周期の磁場変動が観測されていたことがわかっている。
これは 1970 年代のアポロ 15，16 号ミッションで月面上に設置された磁力計 (LSM) によって得られたデータを解析し直して発見された狭帯域の波で、背景磁場に垂直な変動成分が卓越しており、イオンサイクロトロン波と考えられている(Chi et al., PSS, 2013)。その励起機構として、月面での吸収によりプラズマの温度異方性が高まってサイクロトロン不安定を起こしたというシナリオと、ピックアップイオンのサイクロトロン共鳴というシナリオが示唆されているが、詳細は未解明である。
この発見は月面上に固定された２つの磁力計によって行われたため、どのような位置、どのような背景磁場のもとで観測されるのかという情報が少ない。そこで本研究では、月面からの高度 100km の軌道上を周回していたかぐや衛星の磁場観測を用いて同様の現象を調査した。その結果、プロトンサイクロトロン周波数 (0.1Hz) に近い周波数の波が、月の昼側（地球側）でも、夜側（磁気圏尾部側）でも、昼夜境界上空でも観測され、月面上に固定した座標で見ても様々な場
所で観測されていること、また、磁力線が月面と探査機をつないでいるときも、そうでないときも観測されていることがわかった。月面上での観測結果と異なり、背景磁場に平行な方向の変動成分も大きく、斜め伝搬であることが多かった。この波は月面とプラズマの相互作用を考えるうえで新しい知見をもたらしてくれると期待される。

キーワード: イオンサイクロトロン波, かぐや衛星, 月, サイクロトロン周波数, 磁場変動, 地球磁気圏
Keywords: ion cyclotron wave, Kaguya, LMAG, moon, cyclotron frequency, lobe

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PPS23-20

会場:A02

時間:5 月 26 日 11:00-11:15

月磁気異常上空における太陽風プロトンとアルファ粒子の観測
Observation of the solar wind protons and alpha particles over lunar magnetic anomalies
加藤 大羽 1∗ ; 斎藤 義文 2 ; Nishino Masaki N3 ; 横田 勝一郎 2 ; 綱川 秀夫 4
KATO, Daiba1∗ ; SAITO, Yoshifumi2 ; NISHINO, Masaki n3 ; YOKOTA, Shoichiro2 ; TSUNAKAWA, Hideo4
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 名古屋大学太陽地球環境研
究所, 4 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
1
Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo, 2 Institite of Space and Astronautical Science, Japan
Aerospace Exploration Agency, 3 Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, 4 Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology

月には厚い大気も大局的な固有磁場も存在しないため、月面は太陽風の影響を直接受ける。しかしながら、月面には局所的に磁気異常と呼ばれる磁場の強い領域が存在し、月表面の強い磁気異常の存在によって、太陽風は月面に衝突することを妨げられる。太陽風と月磁気異常の相互作用に関する研究は、月表面の磁気異常領域が発見された 1960 年代以降、人工衛星による観測や計算機シミュレーション、実験室の再現実験などで研究が行われている。磁気異常は太陽風や月周辺プラズマの挙動と密接に関連するため、磁気異常上空におけるプラズマ環境の解析は重要な意味を持つ。
通常、月へ飛来してくる太陽風イオンの主成分はプロトンであり、次いでアルファ粒子が数％程度含まれている。
月の磁気異常領域上空では、太陽風イオンの数十％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、月磁気異常による太陽風イオンの反射について、イオンを種類別に分類しての議論はこれまで行われていない。太陽風イ
オンは主成分のプロトンの割合が 9 割であることから、磁気異常と太陽風イオンの相互関係についてのこれまでの知見
は、プロトンの振る舞いに大きく依存した結果であると言える。すなわち、プロトン以外の太陽風イオンでは既存の研究結果と一致する振る舞いをしているかは不明である。特にアルファ粒子は、入射太陽風イオン中に存在することは明確に確認できるが、プロトンとは異なり、反射イオンを観測した場合には明確には存在の確認がなされていない。したがって、プロトンだけでなくアルファ粒子についてもその有無を含めて解析を行うことは、月磁気異常上空におけるプラズマ構造のより詳細な理解へとつながることが期待できる。
本研究では、月探査衛星「かぐや」に搭載された低エネルギーイオン質量分析器 MAP-PACE-IMA によって観測されたデータを用い、磁気異常上空で反射されたイオンについて質量分析データの解析を行った。解析の結果、磁気異常領域
上空において、磁気異常によって反射されたプロトンとアルファ粒子は異なる分布を示すことが明らかとなった。磁気異常によって反射されるイオンは多くの場合、運動エネルギーを少し失って加熱されるが、プロトンと比べてアルファ粒子は運動エネルギーの減少量が大きいことが分かった。またアルファ粒子の入射粒子フラックス強度に対する反射粒
子フラックス強度の比率は、プロトンの入射粒子フラックス強度に対する反射粒子フラックス強度の比率に比べても小さいことが明らかとなった。従来の解析で反射されたアルファ粒子の確認が困難であったのは、 1) 強い減速により観測される E/q (E: 運動エネルギー, q: 電荷) が入射太陽風アルファ粒子と反射アルファ粒子で大きく変化すること、2) 反射されたアルファ粒子のフラックス強度が小さいことが原因と結論づけられる。これらの結果は、月磁気異常による太陽風イオンの反射が理想的な磁気ミラー反射ではなく、非断熱的変化を伴った反射であることを示している。

キーワード: 月, プラズマ, 太陽風, 磁気異常
Keywords: Moon, plasma, solar wind, magnetic anomaly

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PPS23-21

会場:A02

時間:5 月 26 日 11:15-11:30

月形成初期における全球膨張 : 線状重力異常の地形的特徴からの制約
Early global expansion of the Moon: constraints from topographic characteristics on linear gravity anomalies
澤田 なつ季 1∗ ; 諸田 智克 1 ; 加藤 伸祐 1 ; 石原 吉明 2 ; 平松 良浩 3
SAWADA, Natsuki1∗ ; MOROTA, Tomokatsu1 ; KATO, Shinsuke1 ; ISHIHARA, Yoshiaki2 ;HIRAMATSU, Yoshihiro3
1

名古屋大学環境学研究科, 2 宇宙航空研究開発機構, 3 金沢大学自然科学研究科
Nagoya University Graduate School of Environmental studies, 2 Japan Aerospace Exploration Agency, 3 Kanazawa University
Graduate School of Natural Science and Technology

1

アポロが持ち帰った岩石試料の分析に基づくと、月はマグマオーシャンの状態から始まり、その後マントル再溶融による火成活動があったと考えられている。熱史の数値計算によると、マントル再溶融による熱膨張が原因で、マグマオー
シャン固化から数億年で月半径の増加がピークになるという報告がある [Solomon and Head, 1979]。しかし、月の表面地
形はその後の天体衝突によって大きく変化しているため、全球膨張の地形的な痕跡は見つかっておらず、全球膨張のタイミングや程度は観測的に制約されていない。一方で、Andrew-Hanna et al. [2013] は GRAIL の高解像度重力データの解析により大規模な線状重力異常 (以下、LGA) を発見した。彼らはその成因が月歴史初期の全球膨張によるマグマの貫入であると推定している。
我々は LGA に着目して、月初期の全球膨張とマグマ貫入説の検証を行ってきた。20 箇所の LGA を研究対象として、
LGA 周辺の地形学的解析に基づいて、大多数の LGA(20 ヶ所中 18 ヶ所) は谷のような構造を示すことを明らかにした [澤田ほか、 2014]。このことから LGA 上の地形は月形成初期の全球膨張に起因する伸張場で形成されたと考えられる。
さらに全球膨張のタイミングを制約するために、惑星の表面年代を決定する方法として有効なクレータ年代学を用いて、LGA の形成年代を推定した。解析に用いた地形データは約 0.001°間隔の LOLA のグリッドデータ [http://imbrium.mit.edu/LOLA.html
LOLA GDR (LRO-L-LOLA-4-GDR-V1.0)] である。LGA 上から垂直方向 50km 以内におけるクレータ数密度に Neukum[1983] の年代モデルを適用し、表面年代を決定した。その結果、LGA 上の年代は 4.1 Ga にピークを持ち、4.3˜3.9 Ga の範囲内にあることが明らかになった。この年代は隕石試料やアポロが持ち帰った最古の玄武岩試料の絶対年代 (4.3˜4.1 Ga)[e.g., Terada et al., 2007] とおおよそ一致する。
以上の結果に基づき月半径変化量の時間履歴の復元を試みた。その際、全球膨張によって形成された伸張地形は LGA
として全て見つかっていると仮定した。全球膨張によって形成された LGA 上の地形を二つの正断層から成る簡易的な谷構造とし、断層傾斜角を変化させ、月半径変化量を計算した。その結果、見積もられる月半径変化量は最大 2.5km 以下になることが明らかになり、月熱史モデルによる推定値 [Zhang et al., 2014] と矛盾しないことが分かった。
キーワード: 線状重力異常, 全球膨張, 伸張応力, 地形, 年代学
Keywords: linear gravity anomaly, early global expansion, tensile stress, topography, crater chronology

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PPS23-22

会場:A02

時間:5 月 26 日 11:30-11:45

月の磁気異常とダイナモ, 極移動
Magnetic anomalies, dynamo and true polar wander of the Moon
高橋 太 1∗ ; 綱川 秀夫 2 ; 清水 久芳 3 ; 渋谷 秀敏 4 ; 松島 政貴 2
TAKAHASHI, Futoshi1∗ ; TSUNAKAWA, Hideo2 ; SHIMIZU, Hisayoshi3 ; SHIBUYA, Hidetoshi4 ;MATSUSHIMA, Masaki2
1

九州大学理学研究院地球惑星科学部門, 2 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻, 3 東京大学地震研究所, 4
熊本大学大学院自然科学研究科
1
Department of Earth and Planetary Sciences, Kyushu University, 2 Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Instituteof Technology, 3 Earthquake Research Institute, University of Tokyo, 4 Department of Earth and Environmental Sciences, Kumamoto University

Applying the latest advanced paleomagnetic technique to the Apollo samples, it is now well established that the Moon once
had an ancient core dynamo operated from 4.2 to 3.56 billion years ago, or even younger age. Because these results are basedon paleointensity retrieved from unoriented samples, any directional information cannot be obtained. Instead, we focus on themagnetic anomalies on the Moon. Since the magnetization of the lunar crust in the magnetic anomalies could be records of anearly core dynamo of the Moon, the magnetic anomalies may yield directional information of the lunar paleomagnetic field. Here
we present results of our global survey of magnetic anomalies on the lunar surface using magnetometer data acquired by the Lunar Prospector and Kaguya spacecraft. Using an iterative inversion method, we extract magnetization vectors from well-isolated
magnetic anomalies and derive the positions of paleomagnetic poles. We find two distinct clusters of the resultant paleomagnetic
poles: one near the present rotation axis and the other at mid-latitude (Takahashi et al., 2014). The result is consistent with adipole-dominated lunar magnetic field generated by a core dynamo that was reversing the polarity. It is also implied that theMoon experienced a polar wander event. Additional inversion results for well-isolated central magnetic anomalies based on thesurface vector mapping method (Tsunakawa et al., 2014) suggest existence of the third cluster of the lunar magnetic pole.
References
Takahashi, F., H. Tsunakawa, H. Shimizu, H. Shibuya, and M. Matsushima (2014), Reorientation of the early lunar pole, Nature Geosci. ,7, 409-412, doi:10.1038/ngeo2150.
Tsunakawa, H., H. Shibuya, F. Takahashi, H. Shimizu, and M. Matsushima (2014), Regional mapping of the lunar magnetic anomalies at the surface: Method and its application to strong and weak magnetic anomaly regions, Icarus , 228, 35-53,
doi:10.1016/j.icarus.2013.09.026.
キーワード: 磁気異常, ダイナモ, コア, 極移動
Keywords: magnetic anomaly, dynamo, core, polar wander

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PPS23-P01

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

月の巨大衝突構造における海の火成活動
Mare basalt volcanism within the giant impact structure of the Moon
田口 雅子 1∗ ; 諸田 智克 1 ; 加藤 伸祐 1
TAGUCHI, Masako1∗ ; MOROTA, Tomokatsu1 ; KATO, Shinsuke1
11名古屋大学大学院環境学研究科
Nagoya University Graduate School of Environmental studies

Toward an understanding of the evolution of the Earth and other terrestrial planets, it is important to study the thermal evolutionof the Moon. Estimate of volumes and eruption ages of lava ponds is essential to construct the volcanic history of the Moon.
Therefore, these estimates have been performed in the lunar maria, a lowland area covered with basalt.
The South Pole-Aitken (SPA) basin, located on southern lunar farside, is one of the oldest and largest impact structures in thesolar system. The basin ranges ˜13 km in depth, and its rim crest diameter is about 2500 km. Previous studies of numericalsimulation for SPA-forming impact indicate that the large impact generated a melting zone ranging 500 km depth and changed
the thermal condition of the underlying mantle.
In order to evaluate the effect of the SPA-forming impact on volcanic activity, we estimated the thickness and the volumes oflava ponds of Apollo, Leibnitz, Ingenii, located within the SPA, using high-resolution image data obtained by Kaguya. Volumesof these maria were estimated as 4440-7330 km3, 4880-12580 km3, and 5830-53570km3, slightly smaller than estimate ofprevious study. In comparing the volumes of lava ponds of northern lunar farside, there is no significant difference, suggestingthat SPA-forming impact did not contribute to magma production.
Keywords: SPA, mare volcanism, Apollo, Leibnitz, Ingenii

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PPS23-P02

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

ボロノイ分割を用いて評価した月全球クレーターの空間分布
Global spatial distribution of the lunar craters characterized by the Voronoi tessellation
伊東 里保 1 ; 本田 親寿 1∗ ; 平田 成 1 ; 諸田 智克 2
ITO, Riho1 ; HONDA, Chikatoshi1∗ ; HIRATA, Naru1 ; MOROTA, Tomokatsu2
1
1

会津大学, 2 名古屋大学大学院環境学研究科
The University of Aizu, 2 Graduate School of Environmental Studies, Nagoya University

A surface of bodies in the solar system has been exposed by numerous numbers of impact craterings. The impact craters
are formed by the hypervelocity impact of meteorites or interplanetary bodies. The impact craterings basically occur at randomon the planetary surface. However, the surface of the Moon, which has same rotation and revolution periods, is expected toindicate a bias of spatial distribution of craters even though the surface has a same formation age. According to theoreticalanalyses, cratering rate altered by this synchronized rotation effect indicates maximum at the apex of leading side and minimumat the trailing side (Zahnle et al., 2001; Le Feuvre and Wieczorek, 2011). On the other hand, this asymmetry of crater spatial
distribution by synchronized rotation effect was assessed by Morota et al. (2005) and Werner and Medvedev (2010). Morota etal. (2005) showed that number density of rayed craters at the apex is the highest on the lunar surface. Werner and Medvedev(2010) showed that peak of high number density of rayed craters observed at the distance of about 60? from the apex where isat the leading side including the apex. Because the formation term of rayed craters is in the past from the present to 1 Ga, thesynchronized rotation effect of impact cratering had been achieved in this term.
A purpose of this research is to assess the spatial distribution of the global lunar craters without distinction of rayed or not. The
assessed craters contain older craters than that of rayed craters, so we could evaluate the synchronized rotation effect at the ancient
time before the rayed crater formation. By using the Voronoi tessellation, the global spatial distribution of the lunar craters havethe potential of differences by assessing several crater-sets. A result of this research might suggest that the synchronized rotation
effect to the lunar craters was not identified in the term before rayed crater formation. In addition to this result, we confirmed theeffect of secondary craters which were produced by the Orientale basin formation near the apex.
キーワード: 月面クレーター, 空間分布, ボロノイ分割
Keywords: lunar craters, spatial distribution, Vonoroi tessellation

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PPS23-P03

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

かぐやレーダーサウンダー観測データに基づいた月の海の地下構造の 3 次元化
Three-dimensional lunar mare subsurface structures based on the SELENE radar soundering
石山 謙 1∗ ; 熊本 篤志 1 ; 中村 教博 2
ISHIYAMA, Ken1∗ ; KUMAMOTO, Atsushi1 ; NAKAMURA, Norihiro2
1
1

東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻, 2 東北大学大学院理学研究科地学専攻
Department of Geophysics, Tohoku University, 2 Department of Earth Science, Tohoku University

月の海領域に堆積している溶岩から、月の火山活動の履歴を議論するために、これまで溶岩の噴出年代 [e.g., Hiesinger
et al., 2000] や、その組成 [e.g., Lucey et al., 2000]、月面の地形 [e.g., Haruyama et al., 2008] などの主として月表面の観測
データを統合した月の地質図が作成されてきた [e.g., Hiesinger et al., 2000; Hackwill et al., 2006; Bugiolacchi and Guest,
2008]。一方で、月では、表面の情報だけでなく、1970 年代のアポロ 17 号ミッションや 2007〜2008 年の SELENE（かぐや）ミッションで行われた地下レーダサウンディングによって地下の観測も行われている。これらの観測結果は表面だけではわからない地下層のつながりや不連続性の確認につながり、地表の情報で行われてきた地質解釈の検証も行っていくことができる。
かぐや衛星に搭載された月レーダーサウンダー（LRS）は、電磁波を放射し、月面と地下からの反射波を観測し、グローバルな月地下構造探査を行った [Ono et al., 2009]。この観測データと従来の地質図 [引用元] を比較し、月の溶岩の噴出フラックス [Oshigami et al., 2014] や月の海領域の空隙率 [Ishiyama et al., 2013] の議論が行われた。本研究ではさらに、従来の地質図との比較，新たな地質図への統合を目指して、緯度方向に 1°、経度方向に約 2°以下の間隔で地下反射面の深さを調べ、地下反射面の 3 次元データベースを作成した。講演では、このデータベースを使った月の海領域における 3 次元地下構造を、従来の地質図との比較検証の状況を紹介する。

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PPS23-P04

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

トリウム分布データおよび地殻厚データを用いた月の高地地殻形成過程についての考察
An interpretation of formation process of the lunar highland crust using Th distribution
map and crustal thickness data
山本 圭香 1∗ ; 春山 純一 1 ; 小林 進悟 2 ; 大竹 真紀子 1 ; 岩田 隆浩 1 ; 石原 吉明 1
YAMAMOTO, Keiko1∗ ; HARUYAMA, Junichi1 ; KOBAYASHI, Shingo2 ; OHTAKE, Makiko1 ; IWATA, Takahiro1 ;ISHIHARA, Yoshiaki1
1
1

宇宙航空研究開発機構, 2 放射線医学総合研究所
Japan Aerospace Exploration Agency, 2 National Institute of Radiological Sciences

月の地殻の構造とその形成過程についての理解は、月の初期の熱進化を解明する上で重要である。本研究では、地殻の形成過程についての手がかりを得るために、月の高地において、Kobayashi et al. (2012) による SELENE のガンマ線ス
ペクトロメータから得られた月のトリウム分布と、LRO および GRAIL 衛星から得られた月の地殻厚マップとの相関を調査した。Kobayashi et al. (2012) において既に示されているように、両者は基本的に良い逆相関を示す。しかしながら、詳細はいくらか異なっており、トリウム分布がいくつかの極小点を持ち、それぞれの大きさの差はそれほど顕著でないのに対し、地殻厚の極大点は大きさの差が顕著であり、球面調和関数の 22 項に相当する部分が月の高地で卓越している。
この差を説明するために、われわれは以下のような二段階の地殻形成のシナリオを考えた。すなわち、 1) 月の表面において初期に生じた複数の核を中心とした水平方向の成長による薄い地殻の層の形成、2) 月の地殻厚の二分性に関わるその後の下方への大規模な成長、である。トリウムの分布として捉えることのできるのは 1) の部分のみであり、われわれは、これが地殻厚との空間パターンの違いを表しているのではないかと考えた。発表では、この説と、過去のいくつかの地殻形成の仮説の整合性について議論をおこなう。
キーワード: トリウム分布, 月地殻厚, SELENE, GRAIL, 月地殻形成
Keywords: Thorium abundance, lunar crustal thickness, SELENE, GRAIL, lunar crustal formation

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PPS23-P05

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

かぐや MI データを用いた危難の海盆地南西辺縁部の月高地における鉱物分布の解析Mineral distribution on lunar highland in the southwest sector of the Crisium basin with
SELENE MI
菅宮 岳 1∗ ; 平田 成 1
SUGAMIYA, Takeshi1∗ ; HIRATA, Naru1
1
1

会津大学 CAIST/ARC-SpaceCAIST/ARC-Space,The University of Aizu

SELENE (Kaguya) Multiband Imager (MI) provides a global and homogeneous spatial coverage of multiband data set of themoon. Its spectral coverage ranges visible and near infrared wavelength including absorption features of major lunar highlandminerals: plagioclase, olivine, and pyroxene. We perform an extensive survey of mineral outcrops with MI multiband data on
lunar highland in the southwest sector of the Crisium basin. It is reported that outcrops of these major minerals are found in
this region by sparse survey with SELENE (Kaguya) Spectral Profiler observation (Nakamura et al., 2012; Yamamoto et al.,2010, 2012, 2014). It is also expected that a large impact event forming the Crisium basin excavate vertical stratigraphy of lunar
highland, and possibly mantle materials.
Possible mineral outcrops are identified at which deep absorptions are found in continuum-removed spectra of MI. Position ofabsorption centers of plagioclase, olivine, and pyroxene are 1250, 1050, and 950 nm, respectively. Most outcrops are associatedto craters in the target regions. They are often found on the inner wall and the ejecta blanket of craters.
Plagioclase outcrops exhibit PAN (purest-anorthosite) like spectra with the clear 1250 nm absorption that was reported by
Ohtake et al. (2009) and Yamamoto et al. (2012). Most of them are found at small craters with diameter of <1 km, whereas
Ohtake et al. (2009) reported that PAN were found mainly on craters with diameter of >30 km. However, our researched regionis placed adjacent or within the Crisium basin. As Yamamoto et al. (2012) suggested, PAN blocks could be excavated from deep
region of the highland crust by the Crisium basin impact event. We also confirm an observation by Yamamoto et al. (2012) that
olivine outcrops also associate with PAN exposures in this region.
キーワード: かぐや, MI, 月, 高地, 斜長石, 危難の海
Keywords: SELENE, MI, the Moon, Highland, Plagioclase, Mare Crisium

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PPS23-P06

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

月表面反射スペクトルの教師なし分類と月地質（２）Unsupervised Classification of the Moon’s Surface Reflectance Spectra and GeologicalSignificance (2)晴山 慎 1∗ ; 石原 吉明 2 ; 大竹 真紀子 2
HAREYAMA, Makoto1∗ ; ISHIHARA, Yoshiaki2 ; OHTAKE, Makiko2
11

聖マリアンナ医科大学, 2 宇宙航空研究開発機構
St. Marianna University School of Medicine, 2 Japan Aerospace Exploration Agency

Clarifying of lunar geological map is essential in understanding the initial formation of lunar crust and the mixing processof lunar surface rocks due to igneous activities and meteorite impacts. However, the global geological map shown today has
been published in the 1980s after the Apollo era, which does not include various new knowledge found in recent exploration.
Therefore, we started a project to make a new global geological map of the Moon based on new data as topography, mineral andelemental composition acquired by Japanese lunar explorer ”Kaguya”.
A basic item for the project is a classification map of reflectance spectra obtained by Maltiband Imager (MI) and Spectral
Profiler (SP) aboard Kaguya, which include information of rock and mineral kinds. However, since the data collected by MI and
SP is very huge, data processing for whole moon is impossible to complete by working of only human’s eyes and hands. And,the classification should be exclude researcher’s subjective or philosophy as possible, especially in the first phase of analysis.
Standing this point of view, we adopt ISODATA (Iterative Self-Organizing Data Analysis Technique) method as Unsupervised
Classification (UC) with Independent Component Analysis (ICA) for classification of the reflectance spectra.
ICA is a powerful tool for analysis of multispectral or hyperspectral datasets to extract mutually independent components (ICs)from a set of mixed-random signals. This work is the first examination to apply ICA to the reflectance spectra from lunar surface,
though ICA has been adopted to lunar gamma-ray spectra obtained gamma-ray spectrometer onboard Kaguya [10]. It was foundthat the global maps of extracted ICs clearly showed some mineral and/or rocks distributions as true signals, some characteristic
patterns as noises due to mechanical and observational conditions and many random noises.
After ICA, the signal ICs are put in UC. This work employed ISODATA method as UC. ISODATA calculates class means
evenly distributed in the data space then iteratively clusters the remaining pixels using minimum distance techniques. Users
do not need to know the number of clusters and can define threshold values for parameters as minimum distance or minimum
number of pixels for a class and so on. As a result, whole moon were divided into 50 -100 classes, though it was depended on
the threshold values.
This report will shows the detail procedure for classification of lunar reflectance spectra and discusses validity and applicabilityof this procedure based on the results.
Keywords: Moon, Geological Classification, Reflectance, Independent Component Analysis, Unsupervised Classification, Kaguya

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PPS23-P07

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

地形と相関しない月の重力異常とその成因
Gravity anomaly uncorrelated with topography in the Moon and its origin
内田 眞子 1∗ ; 石原 吉明 2 ; 平松 良浩 1
UCHIDA, Mako1∗ ; ISHIHARA, Yoshiaki2 ; HIRAMATSU, Yoshihiro1
1
1

金沢大学, 2 宇宙航空研究開発機構
Kanazawa Univ., 2 JAXA

Zuber et al (2013) は、月探査機 GRAIL の初期ミッションフェーズの観測データの解析によって得られた球面調和関数
420 次まで展開された重力場データに基づき、80 次〜300 次においては重力乱れポテンシャルの 98%が地形起因であるが、残りの 2%は地形と相関せず地下の高密度物質に起因すると提唱した。現在では GRAIL の全ミッションフェーズの観測データの解析により、月の重力場は球面調和関数 900 次まで展開されており (Lemoine et al., 2014 ; Konopliv et al.,2014)、月内部の詳細な情報を取得することが可能になった。
本研究では、最新の測月データに基づき月における地形と相関しない重力異常が認められる地域を検出し、ブーゲー
異常の 3 次元解析の実施により地殻内の密度構造とその成因の推定を目指す。
地形データは球面調和関数 1080 次のモデル LRO LTM01 PA 1080 (Neumann, 2013) を用いる。ブーゲー異常は球面調和関数 900 次の重力ポテンシャル係数データ (Lemoine et al., 2014) と地形データから計算する (補正密度 2560 kg/mˆ3)。
なおブーゲー異常は、重力モデルの信頼性 (Lemoine et al., 2014) を考慮し、球面調和関数の最大次数を 600 次として求めた。得られたブーゲー異常データと地形データから、地形と相関していない重力異常が認められる 23 地域を検出した。ブーゲー異常からモホ面の深さを Wieczorek and Phillips (1998) の重力インバージョンで算出し、モホ面の起伏によるブーゲー異常を差し引いたブーゲー異常を地殻内の密度異常によるブーゲー異常 (以降、残差ブーゲー異常) とする。
モホ面の深さを求める際には、先行研究によるアポロ 12/14 号サイトの地殻厚と地殻の平均厚さと調和的な厚さになる
ように地殻密度 (2750 kg/mˆ3) とマントル密度 (3360 kg/mˆ3) を設定した。正の残差ブーゲー異常が顕著に認められる 14地域に対して、Banerjee and Gupta (1977) の角柱近似の手法を適用し、地殻中の高密度領域 (密度差 610 kg/mˆ3) の形状及び位置を見積もった。残りの 9 地域については、残差ブーゲー異常がほぼ 0 となり、地形と相関していないブーゲー異常がモホ面の起伏で説明できることが分かった。
角柱近似を適用した 14 地域全てにおいて、地殻中の高密度領域は水平方向に卓越した形状であり、モホ面に接する
ように位置する。月探査機「かぐや (SELENE)」のマルチバンドイメージャ (MI)(Ohtake et al., 2008) によって得られた波長 750nm の反射率マップとの比較から、この 14 地域は反射率が低い海に分布する。また、この 14 地域はリッジや衝突
盆地のリング構造に沿って分布する。したがって、角柱近似で得られた高密度領域は過去の火成活動とリッジ・衝突盆地の形成プロセスに関連していることが示唆される。
以上より、次のシナリオが考えられる。リッジあるいは衝突盆地の形成の際、地殻内に生じた亀裂によってマグマ貫入が促進され、地殻内へマグマが貫入した。しかし月の揮発性物質は乏しく、貫入の際に十分な圧力・浮力が得られなかったために、モホ面付近の地殻深部で水平な板状に広がるように貫入が進行し、地殻中の高密度領域の成因となった。なお、この高密度領域の密度はマントルと同等と考えられるため、本解析では波長の長いものについてはモホ面の起伏として検出されたと考えられる。
謝辞：本研究では LOLA Data Archive (http:// imbrium.mit.edu/LOLA.html) の地形データ、NASA PDS Geoscience Node
(http:// pds-geosciences.wust.edu/missions/grail/default.htm) の重力ポテンシャルの係数データを使用しました。また、モホ面の深さ及びモホ面の起伏によるブーゲー異常の計算には SHTOOLS(http://shtools.ipgp.fr) を用いました。記して感謝致します。

キーワード: リッジ, 衝突盆地, 重力インバージョン, 貫入, 火成活動
Keywords: ridge, impact basin, gravity inversion, intrusion, magmatism

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PPS23-P08

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

月表面のレゴリス形成における熱疲労の影響
The effect of thermal fatigue on the moon surface
安藤 滉祐 1∗ ; 諸田 智克 1
ANDO, Kosuke1∗ ; MOROTA, Tomokatsu1
1
1名古屋大学大学院環境学研究科
Graduate School of Environmental Studies, Nagoya University

天体の表面状態はその天体の地質進化過程を強く反映していると考えられ、実際に天体間でその表面状態は大きく異なっている。たとえば月表面はほとんどが細粒子からなるレゴリス層に覆われ、小惑星イトカワにはボルダーに覆われた領域とレゴリスに覆われた領域が存在する。
従来、ボルダーから細粒化する原因は微小天体の衝突が支配的であるとされてきた。しかし近年、小惑星表面においてのボルダーの破壊、細粒化には微小衝突よりも熱疲労による影響が大きい可能性が指摘されている (Delbo et al. 2014)。
そこで本研究では、温度環境の異なる月の赤道付近と高緯度付近における小クレータに伴ったボルダーのサイズ分布を調査し、熱疲労によるボルダーの細粒化の影響について議論する。用いたデータは LRO の高解像度画像である。
結果として、微小クレータによって内部及び周囲に存在するボルダーの数密度は大きく異なっていた。これは微小ク
レータの形成年代を反映しており、新鮮な微小クレータはクレータ形成時につくられた多くのボルダーを保存しているのに対し、時間がたつにつれボルダーが破壊され、細粒化していることを反映している。このボルダーの破壊速度の緯度依存性について議論する。

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PPS23-P09

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

日照域の月面レゴリス中への水の捕獲
Water trapped at lunar regolith
蓮中 亮太 1∗HASUNAKA, Ryota1∗
11大阪大学 理学研究科 宇宙地球科学専攻
Department of Earth and Space Science, Graduate School of Science, Osaka University

従来、月面は非常にドライで地中大気ともにほぼ無水であると考えられていた。アポロミッションなどの過去の観測でも月固有の水は確認できなかった。微小隕石や太陽風によって月には水の供給はあるとしても供給された水は直ちに宇宙空間へ散逸し月面には残らないだろうと思われていた。しかし、近年の観測ミッションに伴うリモートセンシング
により、月面には一定量の水が存在することを示唆する観測結果が得られつつある。2009 年に行われた LCROSS の探査で月の極域には 5.6 ± 2.9wt%の水が存在する事を示唆する観測結果が得られている。
（Colaprete et al.,2010）また赤外観
測でも全球で水酸基が確認されていてこれは月面上の水の存在を示す可能性がある。(Pieters et al.,2009 ）月面に水があるとするなら「月の気候学」、すなわち、月面に対する水の供給、月面上での水の移動、月面での水の捕獲、月面からの水の散逸のような水の流れを考える必要がある。本発表では、月面に供給された水の捕獲という点に注
目し、表土中の水の挙動を数値シミュレーションにより考察した。同様の考察を Schorghofer & Taylor (2007) が行っている。彼らはレゴリスを構成する岩石微粒子への水の吸着に注目し、水分子が岩石への吸着と脱離を繰り返しながらレゴ
リスに捕獲されるメカニズムを提示した。これは主に、極域に存在する永久陰における水の捕獲に対応する。これに対し、本研究において私たちは、太陽光が当たり表面の温度が大きく日周変化する地域での水の捕獲について考察した。レ
ゴリス内部の温度は、数十 cm 厚の表層においては、日照に伴い大きく変動するが、それ以深では、ほぼ一定を示す。高緯度域においては、レゴリス深部の定常温度において水が凝縮する。レゴリス中の熱伝導と水蒸気の拡散を比較すると、水が凝縮しない高温域では、熱よりも水蒸気の方が速く拡散する。ところが、水が凝縮する低温域では、水蒸気圧が下がるため、水が効率的に移動できなくなる。月外から供給（あるいは、月面で生成）され、月面上で希薄な蒸気として存在する水分子は、夜間、温度の下がったレゴリス表面に凝縮する。凝縮した水分子は、日照開始と共に蒸発する。水蒸
気の一部はレゴリス内部へと拡散する。日照熱に追われるように内部に拡散した水蒸気は、低温なレゴリス深部において凝縮し、そこで固定・蓄積される。
シミュレーションの結果、月の緯度 84°以上の範囲において、レゴリス中に水が凝縮し、長期間保持されることが確認された。その凝縮量は月の水供給に対して 0.1%程度であった。水の凝縮は、レゴリスの深さ 10 cm 以上の部分においてのみ見られた。これは、レゴリス表面を月面上空から観察しても検出され難い、「隠れた」月面水の存在を意味する。

キーワード: 月, レゴリス, 水, シミュレーション
Keywords: moon, regolith, water, simulation

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PPS23-P10

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

月レゴリス粒子の３次元形状の特徴：イトカワ・衝突実験粒子との比較
Features of 3D shapes of lunar regolith particles: comparison with Itokawa particles andexperimental impact fragments
櫻間 卓志 1∗ ; 土山 明 1 ; 中野 司 2 ; 上杉 健太郎 3
SAKURAMA, Takashi1∗ ; TSUCHIYAMA, Akira1 ; NAKANO, Tsukasa2 ; UESUGI, Kentaro3
1

京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻, 2 産業技術総合研究所 地質情報研究部門, 3 高輝度光科学研究センター
スプリング８1
Division of Earth and Planetary Sciences, Graduate School of Science, Kyoto University, 2 Geological Survey of Japan, AIST,3
SPring-8/JASRI
月や小惑星などの大気のない天体でのレゴリスの形成・進化を明らかにするため、レゴリス粒子の 3 次元形状分布が測定され、高速衝突実験破片粒子との比較がなされている。はやぶさ計画による小惑星イトカワの粒子の 3 次元外形はマイクロ CT により測定され [1]、その 3 次元形状分布が衝突実験破片粒子 [2] のものとは区別できないが、アポロ 16 号
（デカルト高地) の月粒子（60501）[3] はイトカワ粒子に比べてより球状に近いことが提唱された。また、60501 に加えてアポロ 11 号（静かの海）の月粒子（10084）の３次元形状分布が測定され [4]、10084 粒子もイトカワ粒子より球状に近いことが示された。しかしながら、これらの研究では 1 粒子毎を CT 撮影しているため、データ取得に長時間を要するだけでなく、その粒子数も 60 個程度に留まっている。また、月のレゴリスは一般的には多様性をもっていると考えられるため、より多くのサンプルのデータを効率よく求める必要がある。そこで本研究では、より多くの月レゴリス粒子サ
ンプルについて効率良く CT 撮影し、月レゴリス粒子の 3 次元形状の特徴を明らかにするとともに、イトカワ粒子や高速衝突実験破片粒子との比較を試みた。
アポロサンプル (10084, 60501) に加えて、旧ソ連の無人月探査機ルナ 16, 20, 24 号が持ち帰ったサンプル L1613-3（Luna
16: 豊かの海）、L2001-4（Luna 20: アポロニウス高地)、L24130.3-2˜4（Luna 24: 危機の海) の 7 種類のサンプルを用いた。
爪楊枝に両面テープを巻きつけ、その周りにレゴリス粒子を貼り付けることにより、一度に多数の粒子の撮影を SPring-8
BL20B2 の放射光マイクロ X 線 CT を用いて行った（X 線エネルギー: 17.9, 18.1 または 20 keV、画素サイズ: 1.73 μm/voxel)。二値化により抽出した粒子のうち有為な 3 次元形状測定が可能な 10000 以上の画素数をもつ粒子 [5] のうち、粒子同士が接触していない粒子を解析した（現在のところ 10084 は 156 個、L2001-4 は 90 個を解析した）。
粒子の軸長の測定には、3 軸楕円体近似 (Ovoid Approximation: OA) 法およびノギス（Bounding Box: BB）法 [4] を用いた。なお BB 法では、短軸 (S)・中軸 (I)・長軸 (L) を決める順序により軸長が変わるため、衝突実験破片粒子の測定に対応するように短・中・長軸の順 [6] および長・中・短軸の順に決める [2] の 2 つの手法を用いた。このようにして求めた短軸/中軸比と中軸/長軸比より 3 次元形状分布を求め、従来の月粒子データ [3,4] やイトカワ粒子 [7]、衝突実験破片粒
子 [2,5,6] と比較した。Kolmogolov-Smilnov(KS) 検定を用いて、2 つの分布に有意な違いがあるか否かを検定した。
この結果、少なくとも 10084 については撮影方法 (1 粒子毎または同時に多数) の違いによる有意な違いは認められなかった。また、現在解析したサンプルについては、月レゴリス粒子同士では海と高地の違いも含めて基本的には有為な違いは認められなかった。一方、イトカワレゴリス粒子や高速衝突実験の破片粒子の分布と比較すると月粒子の方がより球状に近いことがわかった。月ではレゴリスでの滞在時間が 10 億年程度 [8] と長いため、長期間にわたりガーデニン
グにより月レゴリス粒子は摩耗し、球状に近づいていったと考えられる。発表までには、より多くのサンプルを解析する予定である。
[1] Tsuchiyama et al. (2011) Science 333: 1125. [2] Capaccioni et al. (1984) Nature 308: 832. [3] Katagiri et al. (2014) J.
Aerosp. Eng.. 10: 1061. [4] Tsuchiyama et al., (2013) Goldschmidt Conf. Abstract 2361. [5] 島田 (2014) 大阪大学理学研究科修士論文. [6] Fujiwara et al. (1978) Nature, 272: 602. [7] Tsuchiyama et al (2014) MAPS, 49: 172. [8] Wieler (2002) Rev.
Mineral. Geochem., 47: 21.

キーワード: アポロ計画, ルナ計画, はやぶさ計画, X 線 CT, スプリング８
Keywords: Apollo mission, Luna mission, Hayabusa mission, X-ray tomography, SPring-8

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PPS23-P11

会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

月レーザ測距用ホロー型反射板の開発 ‐光学接着面の加熱実験‐
Development of hollow type retroreflector for future LLR - thermal tolerance test of the
optical contact surface 荒木 博志 1∗ ; 鹿島 伸悟 1 ; 野田 寛大 1 ; 安田 進 2 ; 宇都宮 真 2 ; 鶴田 誠逸 1 ; 浅利 一善 1 ; 大坪 俊通 3 ;國森 裕生 4ARAKI, Hiroshi1∗ ; KASHIMA, Shingo1 ; NODA, Hirotomo1 ; YASUDA, Susumu2 ; UTSUNOMIYA, Shin2 ;TSURUTA, Seiitsu1 ; ASARI, Kazuyoshi1 ; OTSUBO, Toshimichi3 ; KUNIMORI, Hiroo4
1

国立天文台, 2 宇宙航空研究開発機構, 3 一橋大学, 4 情報通信研究機構
National Astronomical observatory of Japan, 2 Japan Aerospace Exploration Agency, 3 Hitotsubashi University, 4 National Institute of Information and Communications Technology

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月レーザ測距 (LLR) は 1969 年の月面反射板設置から継続して行われ、月の暦、天体基準座標系、重力物理学、地球‐
月系力学、月内部構造解明等に重要な役割を果たしてきた。しかし月の深部構造の理解を深めるためには現状 (ノーマルポイントで 2cm 以下) の 1 桁以上の高精度が必要とされ、反射効率の高い新規の月面反射板設置が望まれている。
このため我々は将来の月面設置を目標に、原理的に測距誤差を発生させない「単一素子ホロー型逆反射板 (Corner
Cube Mirror; CCM)」の開発研究を進めている。昨年度は口径 20cm の CCM について月面の温度環境における熱変形/光学応答シミュレーションを行い、単結晶シリコンが性能面で最適であることを示した。CCM の製作法は３枚の鏡を互いに直角にオプティカルコンタクトする「三面貼合法」をベースに考えている。オプティカルコンタクトの強度は接着後の高温処理で強化されることが知られており、その定量的評価は CCM の設計上重要である。
今回我々は単結晶シリコンをオプティカルコンタクトさせたサンプルを用いて 100 ℃から 1000 ℃までの高温さらし実
験を行い、1000 ℃で処理したサンプルの剪断強度は 100 ℃処理のサンプルに比べて 5-6 倍強化され、かつこの処理による面精度、面粗さの劣化は無視できることを確認した。現在単結晶シリコン製の口径 20cmCCM モデルを製作中である。
このモデルについても同様の高温処理実験を行い、面角度変化の測定結果を発表する予定である。
キーワード: 月レーザ測距, 逆反射板, ホロー型, 光学接着, 加熱, 強度
Keywords: LLR, CCM, hollow, optical contact, thermal, strength

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会場:コンベンションホール

時間:5 月 25 日 18:15-19:30

SELENE-2/月電磁探査装置 (LEMS): インバージョンのテスト (2)SELENE-2/Lunar ElectroMagnetic Sounder (LEMS): a test of inversion (2)松島 政貴 1∗ ; 清水 久芳 2 ; 藤 浩明 3 ; 吉村 令慧 4 ; 高橋 太 5 ; 綱川 秀夫 1 ; 渋谷 秀敏 6 ; 松岡 彩子 7 ;小田 啓邦 8 ; 小川 和律 9 ; 田中 智 7
MATSUSHIMA, Masaki1∗ ; SHIMIZU, Hisayoshi2 ; TOH, Hiroaki3 ; YOSHIMURA, Ryokei4 ;TAKAHASHI, Futoshi5 ; TSUNAKAWA, Hideo1 ; SHIBUYA, Hidetoshi6 ; MATSUOKA, Ayako7 ; ODA, Hirokuni8 ;OGAWA, Kazunori9 ; TANAKA, Satoshi71

東京工業大学, 2 東京大学地震研究所, 3 京都大学, 4 京都大学防災研究所, 5 九州大学, 6 熊本大学, 7 宇宙航空研究開発機
構宇宙研究所, 8 産業技術総合研究所, 9 東京大学
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Tokyo Institute of Technology, 2 ERI, University of Tokyo, 3 Kyoto University, 4 DPRI, Kyoto University, 5 Kyushu University,
6
Kumamoto University, 7 ISAS/JAXA, 8 AIST, 9 University of Tokyo

The so-called giant impact hypothesis is likely to explain the origin of the Moon in view of physical and chemical evidence
such as angular momentum, materials possibly through magma ocean processes, and compositional similarity of the Earth andthe Moon. Numerical simulations of such a giant impact indicate that most of the Moon-forming material around the protoEarth originates from the projectile. This means that such a standard giant impact is difficult to form the Moon whose isotopic
composition is essentially identical to the Earth’s as found from the lunar samples in the Apollo mission. This would be a reason
why new giant-impact models are devised. It should be noted that the lunar samples were obtained only from the lunar surface,
and that information on bulk composition and interior structure of the Moon is still insufficient. Therefore it is of significance toobtain information regarding the whole lunar composition and interior structure, which can advance our understanding of lunar
origin and evolution.
In the SELENE-2 mission, we propose a lunar electromagnetic sounder (LEMS) to estimate the electrical conductivity structureof the Moon. The electrical conductivity varies with temperature even for the same composition, and therefore it can be used todeduce the present thermal structure of the Moon.
Temporal variations in the magnetic field of lunar external origin, which can be observed by magnetometers onboard a lunar
orbiter and a lunar lander, induce eddy currents in the lunar interior depending on the electrical conductivity distribution andfrequencies of the temporal variations. The eddy currents, in turn, generate temporal variations in the magnetic field of lunar
internal origin, which can be observed by a magnetometer onboard a lunar lander. Thus electromagnetic response of the Moon
is obtained by magnetic field measurements. Then the electromagnetic response function is used to estimate the electricalconductivity structure by solving an inverse problem. We show results for some tests of inversion, assuming a one-dimensional
interior structure for electrical conductivity distribution.

キーワード: 電磁探査, 月内部構造, SELENE-2
Keywords: electromagnetic sounding, lunar interior structure, SELENE-2

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