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季刊天文誌 星の手帖 Vol.35 (1987年冬号) pp98-101

アリスタルコスに何がおこったか?(3)
−TLPの現象と原因−

月惑星研究会月面課 アリスタルコス観測グループ

●輝度・色相と地形の関係
アリスタルコス台地はインブリウム代(約30〜38億年
前)にできた溶岩台地で、表面に多数の蛇行谷、陥没ク
レーター、火山性ドームがある[6]。月の大部分の火山活
動が平らで広大な海しか形成しなかったのに対して、ア
リスタルコス台地は月では例外的な火山地形といえる。
約2億年前、この台地の南東部の嵐の大洋との境界部に
小天体が衝突してできたのがアリスタルコスクレーター
である。アリスタルコスクレーターは月の大型クレータ
ーとしてはきわめて若いために明るい光条を伴い、クレ
ーター自身も明るい(前号図4参照)。
アリスタルコスクレーターは、海と台地の境界部にで
きた衝突クレーターという特殊事情のために、他の衝突
クレーターにはない特徴をそなえている[7]。それは、ク
レーター内部の北西壁に2つの暗条があることで、この
暗条はどのような位相でも地上から観測できる。またク
レーターを取り巻く光条が対称ではなく、東南側には明
るく、北西側にはやや暗いという特徴がある。これらは
クレーター形成時に掘り起こされた物質の違いによると
考えられる。
次に輝度1と観測された地形を、ルナオービターとア
ポロ軌道船から撮影した写真で判読した結果をのべる。
A点:南北3km、東西2kmのドーム状の中央丘。ドーム
状で、周囲の凹凸の多いクレーター底にくらべ、なめら
かで反射能も高い。
C点:クレーター北壁の上部。この付近は特に目立った
地形がなく、余経度80〜120°のとき輝度1と観測される
のは、太陽が正中したころ南向きのこの斜面に太陽がも
っともよく照らす(正しくは太陽−斜面−観測者の位置
関係がよくなる;以下同様)のが原因のようだ。
D、E点:クレーター北西壁最上部。やや幅広い(約5
km)の平坦な段になっている。余経度50〜180°にわた
って輝度1になることがあるのは、全体に反射能が高
く、午前中は東向きの斜面が、正午には平坦部が、午後
には西向きの斜面が太陽に照らされるためであろう。
G,H点:クレーター西壁中部と最上部のなめらかな急
斜面。この2点が余経度40〜120°のときに輝度1と観測
されるのは、午前中から正午まで東向きの斜面によく太
陽に照らされるためと考えられる。この2点は2本の暗
条にはさまれているので、そのコントラストの効果があ
るのかもしれない。
I,J点:2地点ともクレーター南西壁最上部、なめら
かな急斜面で反射能が高い。余経度40〜120°で輝度1に
なるのは北西向きの斜面で午前中に太陽に照らされるた
めであろう。
L,K点:クレーター南壁の中部にあるなめらかな急斜
面。斜面が北北東を向いているので正午過ぎに太陽にも
っともよく照らされ、余経度120〜180°で輝度1になる
ことがあると考えられる。
O点:クレーター東側すぐ外側のなめらかな緩斜面。こ
の部分は光条の明るい部分に相当する。余経度80〜180°
で輝度1になることがあるのは、太陽光線が特定の方向
に強く反射するためではなく、光条物質の反射能が特に
高いためであろう。
Q点:直径7kmの新鮮な衝突クレーター。新しい衝突ク
レーターのために内壁および周囲が明るく、余経度に関
係なく輝度1に観測されることがあるようだ。
R点:直径6x10kmのドーム。非常に反射能が高いの
で、昼側であれば常に明るく輝く。周囲より約700m高
いので、日の出直前や日没直後でも太陽に照らされ、こ
のようなときにはTLPと間違えないよう注意する必要
がある、
S点:コブラヘッドの東壁。コブラヘッドは火山性クレ
ーターで、周囲35kmに明るい噴出物を撒き散らしてい
る[8][9]。この噴出物が東壁もおおっているので、東壁
に太陽光線が当たるようになると輝度1と観測されるよ
うだ、
T点:直径4kmの新鮮な衝突クレーター、Q点と同様に
新しい衝突クレーターのため、余経度に関係なく輝度1
と観測されることがある。
以上をまとめると、反射能の高いアリスタルコス中央
丘、ドーム、新しい衝突クレーターはどのような月面余
経度でも輝度1となることが多く、アリスタルコスのな
めらかなクレーター壁は太陽光線の条件の良いときに輝
度1となることが多い。

●シーイングと輝度・色相の関係
輝度観測の結果をまとめると、シーイングが悪いとき
は輝度1の地点数は多くなり、各地点の範囲も拡大する
傾向が認められる。観測する望遠鏡の口径の差によって
も同様な現象がみられる。たとえば口径8cmの望遠鏡で
は全体に広がっていた輝度1の場所も、口径20cmの望
遠鏡で観測すると、はるかに狭い、より明るく輝く地域
に見えることがしばしばある。このことから次のことが
推定される。
図5のようなモデルを考え、アリスタルコス中央丘A
の明るさを10、周囲のクレーター底の明るさを5とす
る。また、クレーター西壁のG,H点の明るさを8、そ
の周囲の明るさを6としよう。良シーイングのときに矢
口径の望遠鏡でアリスタルコス中央丘Aは明るさ10と観
測される。アリスタルコス西壁のG,H点も明るさ8の
まま観測される。この場合には中央丘Aが西壁のG,H
点よりも明るいので中央丘のみが輝度1と観測される。
ところが小口径の望遠鏡や悪シーイング下、あるいは散
乱の多い光学系で観測すると、図5の点線のように明る
さが拡散するので、中央丘Aと西壁上のG,H点(ある
いはG点とH点が分解不能で、合体して見える大きな広
がり)は同じ明るさ6となり、G,H点でも輝度1と観
測されるということになる。

図 5 シーイングによる明るさの減少
図 5 シーイングによる明るさの減少

色相についても同様な推定ができる。たとえば図6
ように灰色の地域のなかに青色のドームがあるモデルを
考える。小口径の望遠鏡や悪シーイング下ではやはり図
6の点線のように見え、青色が拡散してしまい青色と感
じられないが、いったんシーイングがよくなれば大口径
の望遠鏡ではドームは青色に見えるということになる。
以上のことから、月面余経度による地形の輝きの変化
にシーイングによる像の拡散が加わって輝度と色相は複
雑に変化するので、過去のTLPのうちのかなりの部分
はこのためと説明できそうである。

図 6 シーイングによる色相の淡化
図 6 シーイングによる色相の淡化

3. 観測機器の影響
過去の観測では望遠鏡の色収差から逃れられなかっ
た。たとえば色消し接眼鏡といえるケルナーやオルソス
コビックが生まれたのは19世紀後半で、反射望遠鏡でさ
えそれ以前には色相目測に適していなかった。コーティ
ングも1950年代以前では技術が未発達であった。したが
って1950年代以前には残存色収差、光学系の散乱、ゴー
ストのために、それをTLPと間違えることも多かった
にちがいない。
そこで、さまざまな光学系によってどの程度、色収差
や散乱が銭るかを実際に比較、調査した。
ニュートン式反射(口径21cm)、シュミットカセグラ
ン(口径20cm)、フローライト屈折(口径7.6cm,F6.4
)とオルソ接眼鏡の組合せで月を見た場合、いずれの
望遠鏡も色収差は皆無である。ミッテンゼーハイゲン接
眼鏡との組合せではいずれも色収差が残り、コントラス
トも低下した。
7.6cm アクロマート屈折(F16)、6cmアクロマート屈
折(F6)、6cmセミアポクロマート屈折(F6.7)の比
較ではラムスデンあるいはミッテンゼーハイゲン接眼鏡
との組合せのほうが、オルソ接眼鏡よりも色収差の補正
が良好の場合があったが、いずれの組合せにしてもかな
りの色収差が残り、特に高倍率のときには顕著である。(下のカラー写真参照)
以上のことから、信頼できる像という点では反射望遠
鏡、アポクロマート屈折望遠鏡に散乱の少ないオルソ接
眼鏡の組合せがよく、他の組合せての硯測では観測機器
に原因があるTLPが発生しやすいと考えてよいよう
だ。

(原本P55のカラー写真、クリックすると拡大)

4. 大気差による着色の影響
大気を通して低高度の惑星を見ると、波長によって光
の屈折率が異なるために天頂側は青色に、地平線側で
は赤色に着色する。今回は口径21cmニュートン式反射
を使用して地平高度8°、14°、22°の月齢18の月で大気差
による着色を調べた。
地平高度8°のときのOr25mm(64倍)での視野のよう
すを図7にしめす。0r7mm(230倍)での明暗界線付近
クレーターの見え方の例としてプリニウス(太陽高度
5°)の着色を図8にしめす。太陽高度が10回以上になると
0r7mmではほとんど着色が見られない、ところがアリ
スタルコスでは例外的に図9のような着色が見られた。

図7 地平高度8°の月の着色
図7 地平高度8°の月の着色

図8 地平高度8°のときのプリニウスの着色
図8 地平高度8°のときのプリニウスの着色

<B>図9 地平高度8°のときのアリスタルコスの着色
図9 地平高度8°のときのアリスタルコスの着色

このような観測をくりかえし、次のことが判明した、
@大気差による着色は惑星同様、月でも低高度ほど大き
く、地平高度20°以下では顕著で、約30°までは認めら
れる。
A大気差による着色は月のリムでもっとも目立つ。これ
は、一般に月面の単位面積当たりの明るさがリム付近
でもっとも明るく、リムを境に暗黒のパックに接して
いるためである。このため、月からはみ出した赤や青
の着色部分が特に目立つ。
B明暗界線での大気差による着色は、リムほどではない
が認められる。これは明暗界線上の地形では、単位面
積当たりの明るさはリム付近にくらべて小さいが、周
囲はまだ太陽に照らされていないので、大気差による
着色が目立ちやすい。
C月のリムと明暗界線付近以外では大気差による着色は
ほとんど認められない。これは月面のコントラストが
小さく、大気差による着色がバックの月面の明るさに
埋もれてしまうためである。
Dアリスタルコスは上記Cの数少ない例外である。これ
はアリスタルコスの反射能がきわめて高く、周囲との
コントラストが大きいことに原因する。また、アリス
タルコスの反射能が高いことは、アリスタルコスが明
暗界線付近にあっても他のクレーターよりも大気差に
よる着色が目立つことを意味する。
私たちもこの観測以前は、低空の月の大気差による
着色はほとんど感じなかった。しかし、この観測以後、
月の高度が30°ぐらいでも大気差による着色に気づくよ
うになったので、過去のTLPのなかにも大気差による
着色を報告しているものがあるかもしれない、

5. 観測者の錯覚
TLPでいちばん問題になるのは観測者の錯覚であ
る。TLPは月の一時的な現象であるから、変化が終わ
ってしまえば元どおりになってしまう。つまりTLP
は、変化の証拠がまったく残らない完全犯罪ともいうべ
き本質をそなえている。TLPが写真撮影されれば問題
はなさそうであるが、実際には579件のTLP中写真撮
影されたのはわずかに2件[10][11]で、その2件のTLP
も疑問視する人が少なからずいる。TLPは明るさや色
相の微小面積の変化が多いので、写真撮影は非常に困難
である。
一般にはTLPカタログ[2][3][4]の観測は熟練した観
測者によるものと思われがちであるが、1960年代はアポ
ロ計画に熱狂していた数多くの未熟な観測者の観測が含
まれており、それらの観測のなかには錯覚や思い違いが
なかったとはいえない。
ここでどのようにTLPカタログができたかについて
ふれてみよう。たとえばある人が「1986年10月5日23時
22分ごろ、アルフォンススのクレーター底3か所に赤く
輝く輝点を見た」と観測し、それをTLPカタログの編
察者の目に止まる雑誌に発表すれば、やがてTLPカタ
ログに掲載され、TLPとして多くの人は疑わず信じる
ことになる、
TLPでは証拠が残らないので真偽の実証は困難であ
るが、天体観測史のなかには、現在、明らかに誤りとわ
かるものが多数存在する。たとえば月ではリンネクレー
ターが変化するという観測[12]、火星ではローウェルの
運河の観測[13]、金星では高山を見たという観測や衛星
を見たという観測[14]など、あげればきりがない。
以上のことを考えあわせると、TLPのかなりの部分
は観測者の錯覚に原因があると推定できないだろうか。

6. まとめ
ミドルハーストカタログから過去のTLPを調査し、
現象の内容別に分類し、その原因を推定した。特に全T
LPの約4割をしめるアリスタルコスに注目した。
アリスタルコス台地は月で最大級の火山地域であり、
アリスタルコスクレーターは月でもっとも新しい衝突ク
レーターの1つである[6][7]。そのためこの地域の地下
には残留ガスが残っており、それらが噴出する可能性は
ある。しかしアリスタルコス付近がTLPの多発地域と
して観測される原因はむしろ地球側に多いと推定され、
その理由は次のとおりである。
アリスタルコスはきわめて明るく、コントラストも高
く、隣接して色彩豊富なアリスタルコス台地があるため
に、大気差による着色、光学系の色収差、シーイング、
光学系の散乱、観測者の錯覚などによって着色や輝きの
変化を感じやすい。たとえばアリスタルコスのTLPの
約半数を観測しているバートレットは、アリスタルコス
付近の通常時の豊富な色相をTLPとして記載している
可能性が高い。バートレット以外でも、これらの原因の
いくつかが重なって月に異常現象が起こったように見え
たと説明される観測がきわめて多い。アリスタルコス以
外のTLPでも同様な原因によって説明される観測が数
多く含まれると推定される。
今回の私たちの観測によって、アリスタルコス付近の
平常状態の輝度分布と色相の基準が、ある程度表現でき
たと考えている。しかし月面余経度180〜230°の輝度観
測が不足しているので、これをくわえて完成度を高める
つもりである。

前号と今回の注および引用文献
[1] 構成メンバー:安達誠、白尾元理、大口洋一、加藤
時明、鬼沢稔、片桐健、北真澄、福田学、青木進。
[2] 前号の引用文献[5]
[3] Cameron, W.S., 1972: Comparative analyses of lu-
nar transient phenomena. Icarus, 16, 339-387.
[4] Cameron. W.S., 1978: Lunar transient phenome-
na catalog. NASA NssDC/WDC-A-R&S 78-3,
l08pp.
[5] Whitaker. E.A., 1966: The surface of the moon,
in the Nature of the Lunar Surface (Hess, W.
N., et al. eds). Johns Hopkins, Baltimore, 79-98.
[6] Whitford-Stark, J.L. and Head, J.W., 1977: The
Procellarum volcanic complexes: Contrasting styles
of volcanism. Proc. Lunar Sd. Conf. 8th, 2705-
2725 .
[7] Guest, J.E., 1973: Stratigraphy of ejecta from the
luna.r crater Aristarchus. Geol. Soe. Amer. Bull.,
84, 2873-2894.
[8] Lloya, D.D. and Head, J.W., 1972: First earthshi-
ne photography from lunar orbit. Apollo 15 Prel.
Sd. Rep, NASA SP-289, 25, 101-108.
[9] Moore, H.J., 1965: Geologic map of the Aristarch-
us region of the moon. U.S. Geol. Survey, I-489.
[10] 前号の引用文献[3]
[11] Alter, D., 1973:Pictorial Guide to the Mcon. Cro-
well, N.Y., 146.
[12] Moore, P., 1963: Survry of the Mcon. Christy &
Moore, London, 346pp.
[13] Hoyt, W.G., 1976: Lowell and Mars. Univ. Arizona
Press, 376pp.
[14] 斉田博、1978: 太陽系発見の証明(おはなし天文学
4), 地人書館、148-180。


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