[1]: 東京大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻 [2]: 東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻 [3]: 東北大学大学院理学研究科惑星プラズマ・大気研究センター

1. Estimations of subsurface structures and dielectric properties of lunar mare regions from Lunar Radar Sounder (LRS) Observations 月レーダーサウンダー(LRS)による月面海領域の地下構造と電気的特性の推定 [1]:東京大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻 [2]:東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻 [3]:東北大学大学院理学研究科惑星プラズマ・大気研究センター 富永祐[1],小野高幸[2],熊本篤志[3],中川広務[2]

2. 1. Introduction highland 月の地質構造 • 高地領域(highland)・・クレーターが密に分布し起伏の大きな地形、主に斜長岩からなる • 海領域(mare)・・平坦な表面、主に玄武岩からなる Fig. 1　月面図 mare 衝突クレーター形成の際に周囲に飛び散った物質からなる層 先行研究から 海領域は地層（玄武岩層・イジェクタ層）が厚く堆積した層構造をしている ことがわかっている 月地下構造・構成物質の電気的特性は、月の火山活動史を知る手がかりになる 地下から噴出したマグマが地表で冷えて固まった層

3. 1. Introduction 本研究の目標 • 月面海領域の地下構造を推定…地層構造の有無を確かめる←反射エコーの選定を統計的に行う • 構成物質の電気的特性（誘電率・ロスタンジェント）を求める←推定された地下構造から地下構造の数値モデルを構築し、海領域全域での平均的な電気的特性を算出 • 推定結果を先行研究と比較…先行研究は部分的な観測。SELENEは月面全体にわたって観測を行っており、データ量が豊富

4. 2. 解析の原理と方法 サウンダー観測の原理 月表面・地下面からの反射エコーの到達時間差から、表面層の深さがわかる 分解能・・鉛直方向 75 m ・・水平方向 80 m Fig. 2　サウンダー観測の様子 ・・(1) L:表層の厚さ Δt:エコーの到達時間差 C:光速 ε:表層の誘電率 見かけの深さ (Apparent depth)

5. Fig. 2　１パルス分の受信データ ノイズ（clutter echo）が多すぎて、地下境界面からのエコーが見えない 時系列順に並べる Fig. 3　パルス平均処理前の受信データ

6. 2. 解析の原理と方法 散乱エコー (Clutter echo) 月面での表面のザラツキや地形の凹凸によって、散乱エコーが生じる 反射エコー　→位相はそろっている 散乱エコーの中から、表層・地下層面からの反射エコーを識別する必要がある 散乱エコー　→ランダムな位相 Fig. 4　散乱エコーの説明 受信したパルス波を１０パルス分足し合わせ平均(data stucking)→ランダムな位相の散乱エコーを除去 Fig. 5　パルス平均処理 １０パルス分平均 6

7. 2. 解析の原理と方法 Fig. 6　１パルス分の受信パルス • ノイズは軽減 • 地下境界面エコーの判別は、１パルス分のデータからではできない

8. Fig. 7　パルス平均処理後の受信パルス

9. 2. 解析の原理と方法 表面・地下境界面エコーの選定 Surface echo・・・最も強度の大きいエコー Subsurface echo・・・極小点以降で最も強度の大きいエコー 全受信パルスで、同一の基準でエコーを選定 Fig. 8　表面エコー付近の平均処理後の波形 Surface echo Subsurface echo or Clutter echo Fig. 9　Fig.7のデータでの表面・地下エコー

10. 3. 地下構造推定 晴れの海領域の地下構造 Apollo17号によるサウンダー観測..Apollo Lunar Sounder Experiment (ALSE) ・・深さ１〜2 km付近に地下層境界面を検出(表面層誘電率を8.7と仮定) (Phillips et al.,1978) 本研究では、パス①〜③で地下構造を推定 Fig. 10　Laser Altimaterによる高度データ ① ② ③ Fig. 11　ALSEによる観測結果(Phillips et al.,1978)

11. 3. 地下構造推定 Fig.12　パス①の反射エコー Fig. 13　パス②の反射エコー Fig. 14　パス③の反射エコー

12. 3. 地下構造推定 • 深さ平均100 m（誘電率8.7と仮定）→ALSEのレンジ分解能1200 m ．．400 m以下の層は見えない • ALSEで検出された地下層境界面（深さ1〜2 km付近）は、本研究では検出できなかった Fig. 15　パス②での受信データ

13. 4. 月構成物質の電気的特性の推定 ２層モデルによる推定 玄武岩層２層からなる数値モデル（２層モデル）を仮定 basaltic layer ・・(2) Ono et al., 2000 Fig. 16　２層モデルの概略図 未知数 ・・求めたい値 ・・表面・地下境界面の誘電率 ・・表面層のロスタンジェント(L.T.) ・・パルスの角周波数・光速 ・・表面層の見かけの厚さ ・・表面・地下エコー強度 ・・衛星の高度 既知数 ・・データからわかる値

14. 4. 月構成物質の電気的特性の推定 式（２）から、誘電率・ロスタンジェント(L.T.)を求めたい • L.T. = 0.001,0.003,0.005と仮定 • 1<e1<10,1<e2<10の範囲で、P2/P1-f(e1,e2)が最小になる(e1,e2)の組を見つける ・・(2’) 取得した全パルスについてe1,e2を求め、誘電率値のヒストグラムを作成 調査領域・・20.9°〜24.4°E:17.5°〜 25.0°N（晴れの海一部）

15. Fig. 17　表面層誘電率分布 1 < e1 < 3の範囲に分布 L.T. = 0.003 のとき e1 = 2.7 分布幅が広く、このモデルからでは推定不可　 Fig. 18　地下層誘電率分布

16. 5. Conclusion Conclusion • 晴れの海(5°〜30°E:15°〜40°N)領域で、見かけの深さ300 m付近に、表面層・地下層境界面を検出した • 推定した地下構造をもとに二つの数値モデルを作成し、構成物質の誘電率・ロスタンジェントを推定した Surface basaltic layer Subsurface basaltic layer Fig. 19　２層モデルによる推定結果

17. Acknowledgement 発表内で使ったLALTのデータは、国立天文台LALTチーム野田寛大様からご提供いただきました。どうもありがとうございます。

18. 6. Appendix Apollo11~17号が採取したサンプルのloss tangent値を測定(Olhoeft et al.,1974) loss tangent は、物質の組成(FeO・TiO2)に依存する 一般的な月構成物質では、およそ0.005以下になる C:FeO+Ti02の割合(%) ρ：密度 Fig. 20　loss tangentの分布 の範囲の定数と仮定

19. 6. Appendix 誘電率は物質の密度に依存する 一般に、乾燥した岩石では低密度・・2.5、高密度・・9.5　程度の値になる (Olhoeft et al.,1974) 表面層は「レゴリス」と呼ばれる未固結物質に覆われる →密度は地下層と比べかなり小さい可能性がある の範囲で値を変化させ計算 Fig. 21　誘電率分布 p：物質の密度

20. 6. Appendix 先行研究（Margot et al,. 1996）による表面層誘電率推定 経度30°-70°、緯度-10°-42°の領域で、月面からの熱放射（波長21 cm域）を測定 ・・放射面（月面）に平行な強度成分 ・・放射面に垂直な強度成分 ・・表面層の誘電率 ・・放射方向 Fig. 22 誘電率分布

21. 6. Appendix 一般に、L.T.<0.005 ↓ 最低でも、深さ5 kmまでの反射エコーが見えるはず Fig. 23　境界面反射エコーの強度 Ono et al., 2000