Earth vs Mars vs Moon gravity at elevation
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火星重力重力異常GMM-3地殻厚

火星の重力場内部構造と地質学的ダイナミクスを解き明かす

🗓 2026年8月11日

火星の重力は、地球よりも小さい質量を持つため、地球に比べて弱くなっています。平均的な重力加速度は3.721 m/s²であり、これは地球の約38%に相当します。この重力のわずかな変動を詳細に分析することで、私たちは火星の表面地形だけでなく、目に見えない内部構造や地殻の厚さ、さらには核の状態までを推測することができます。

重力の測定には、主に周回衛星の軌道変動を追跡する無線追跡データが用いられます。衛星が受ける重力の変化を解析することで、惑星全体の重力分布をモデル化することが可能です。

Earth vs Mars vs Moon gravity at elevation

Key Facts

  • 平均重力加速度: 3.721 m/s²（地球の約38%）。
  • 最新モデル: GMM-3（2016年策定）、解像度115km。
  • 内部構造: 潮汐変形の解析から、外核が液体である可能性が高い。
  • 地殻の厚さ: 全球的に5.8kmから102kmまで変動し、南北で明確な差がある。
  • 季節変動: 極冠の二酸化炭素の昇華・凝結サイクルにより、重力場が時間的に変化する。

重力場の測定とモデルの進化

火星の重力場を記述するために、科学者は球面調和関数（球体の表面上の関数を表現する数学的手法）を用いてモデルを作成しています。初期のモデルは低次な関数のみを使用していましたが、観測技術の向上とともに、より高精細なモデルへと進化してきました。

最新の「Goddard Mars Model 3 (GMM-3)」は、Mars Global Surveyor (MGS)、Mars Odyssey、Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) の16年間にわたる追跡データと、MOLAによる地形データを統合して構築されました。これにより、全球的に115kmという高い解像度での重力解析が可能となりました。

Rotating spherical harmonic, with ℓ = 0 to 4 {\displaystyle \ell =0{\text{ to }}4} for the vertical, and m = 0 to 4 {\displaystyle m=0{\text{ to }}4} for the horizontal. For the Martian C20 and C30, they vary with time because of the seasonal variation of mass of the polar ice caps through the annual sublimation-condensation cycle of carbon dioxide.

これらのデータは、ドップラー効果を利用した無線追跡によって得られます。送信機と受信機の間で信号の周波数が変化する様子を捉えることで、衛星の速度変化、すなわち重力の影響を精密に測定しています。

Three-way Doppler, with signal transmitter and receiver separated

重力モデルの変遷

火星重力ソリューションの歴史的推移
モデル名 策定年 球面調和次数 主なデータソース
初期モデル 1977年 6 Mariner 9, Viking 1 & 2
GMM-1 1993年 50 Mariner 9, Viking 1 & 2
GMM-2B 2001年 80 MGS, MOLA地形データ
MGS95J 2006年 95 MGS, Mars Odyssey, MOLA
GMM-3 2016年 120 MGS, Odyssey, MRO

重力異常とその要因

火星の重力は一様ではなく、場所によって「異常」と呼ばれる変動が見られます。これらは大きく分けて、地形に依存する自由空気異常（Free-air anomaly）と、地形の影響を除去したブーゲー異常（Bouguer anomaly）に分類されます。

短波長の異常は主に表面の地形によって制御されていますが、惑星規模の長波長な異常は、マントルの対流や強度、地殻の厚さの変動に起因すると考えられています。特に火山活動による高密度物質の貫入は正の異常を、巨大な衝突盆地などは負の異常をもたらします。

Mars free-air gravity map produced along with the GMM-3 gravity solution[13] (Red: gravity high; Blue: gravity low) (Credit: NASA's Scientific Visualization Studio)
The crust-mantle boundary variation, intrusion, volcanism and topography can bring effect to the orbit of spacecraft, due to the higher density of mantle and volcanic material and lower density of the crust. (Not in scale) +ve: Positive anomaly; -ve: Negative anomaly
Mars Bouguer gravity map, produced along with GMM-3 gravity solution in 2016[13](Red: gravity high; Blue: gravity low) (Credit: NASA's Scientific Visualization Studio)

地形、自由空気異常、および地殻密度の相関を分析することで、地下の物質分布を可視化できます。例えば、火山地帯では密度が高くなる傾向があり、これが重力の強さに直接影響します。

Comparison of topography, free-air gravity anomaly and crustal density map – Red: gravity high; Blue: gravity low

時間的に変化する重力場

火星の重力は静止しているわけではなく、時間とともに変動します。その最大の要因は、極冠における二酸化炭素の季節的なサイクルです。冬に凝結して氷となった二酸化炭素が夏に昇華して大気へ戻ることで、極地方の質量分布が変化し、それが重力場の変動として観測されます。

A sublimation-condensation cycle occurs on Mars which results in carbon dioxide exchange between the cryosphere and the atmosphere. In turn, there is exchange in mass between the two spheres, which gives seasonal variation of gravity. (Courtesy NASA/JPL-Caltech)

また、太陽や衛星フォボスによる潮汐変形も重要な指標となります。この変形しやすさを示す「ラブ数（k2）」を解析した結果、火星の核（コア）は少なくとも外側が液体状態であると推測されており、その半径は1520kmから1840kmの間にあると考えられています。

地質学的インプリケーション

地殻の厚さと二分性

直接的な測定は困難ですが、重力データと地形データの統合解析により、火星の地殻厚は5.8kmから102kmの間で変動していることが分かりました。特に、厚さ32kmと58kmの地点に大きなピークがあり、これは火星の北半球（低地）と南半球（高地）という「地殻の二分性」を反映しています。

Histogram of percentage area against crustal thickness of Mars: 32 km and 58 km are the two major peaks of the histogram.

衝突と粘性緩和

巨大な衝突クレーターが形成された後、高い熱流束と水分量によって地殻が可塑的な状態になり、粘性緩和（Viscous relaxation）が起こります。これにより、時間の経過とともにクレーターの地形が平坦化し、重力分布も変化します。ただし、ヘラス盆地のような超巨大盆地では、このメカニズムだけでは説明できないケースもあります。

After the initial impact, high heat flux and high water content would have favored viscous relaxation to take place. The crust becomes more ductile. The basin topography of the craters is thus subjected to greater stress due to self-gravitation, which further drive crustal flow and decay of relief. However, this analysis may not work for giant impact craters such as Hellas, Utopia, Argyre and Isidis basins.[25]

地殻密度と多孔質構造

最新のモデルでは、火星の平均地殻密度は2582 ± 209 kg/m³と推定されています。火山地帯では3231 ± 95 kg/m³まで上昇しますが、全体的な密度の低さは、地殻に10%から23%程度の空隙（ポロシティ）が存在すること、あるいは氷や水が充填されている可能性を示唆しています。

応用と将来の探査

これらの重力データは、火星の基準面であるアレオイド（Areoid）の定義に不可欠です。また、将来の有人探査や無人着陸機において、正確な重力場を知ることは、降下軌道の計算や着陸地点の選定における安全性を確保するために極めて重要です。

火星の最高点であるオリンポス山から、最深部のヘラス盆地まで、詳細な地形モデル（MEDGRsなど）と重力データの組み合わせが、惑星全体の進化を解き明かす鍵となります。

The topography model MEDGRs was developed through range (distance) measurement done by MOLA 2 instrument and radio tracking data of the Mars Global Surveyor (MGS).[36] The highest point is located at the Olympus Mons while the deepest point is located within the Hellas Basin.[36](Brown-Red: Topography high; Green-Blue: Topography low) (Credit: NASA/JPL-Caltech)

Frequently Asked Questions

火星の重力が地球より弱いのはなぜですか？

重力は天体の質量に比例します。火星は地球よりも質量が大幅に小さいため、表面で観測される重力加速度は地球の約38%にとどまります。

「ブーゲー異常」とは何を意味しますか？

観測された重力値から、地形（山や谷）による質量の寄与分を計算して取り除いた後の変動のことです。これにより、地形の影響に隠れた地下の密度分布や地殻の厚さの変化を抽出できます。

火星の核はどのような状態だと言われていますか？

太陽などの外部天体による潮汐変形を解析した結果、ラブ数k2が0.1697付近であることから、核の少なくとも外側は液体状態であると考えられています。

季節によって重力が変わるというのは本当ですか？

はい。極冠の二酸化炭素が季節的に昇華・凝結を繰り返すため、極地方の質量が変動し、それが微小な重力場の変化として現れます。

地殻の厚さに南北で差があるのはなぜですか？

重力解析の結果、南半球の高地は厚く、北半球の低地は薄いことが分かっています。これは火星の形成初期における大規模な地質学的イベントや、内部の熱対流による影響と考えられています。

References

  1. Hirt, C.; Claessens, S.J.; Kuhn, M.; Featherstone, W.E. (2012). "Kilometer-resolution gravity field of Mars: MGM2011". Planetary and Space Science. 67 (1): 147–154. :2012P&SS...67..147H. :10.1016/j.pss.2012.02.006. :20.500.11937/32270.
  2. Watts, A. B.; Bodine, J. H.; Ribe, N. M. (1980-02-07). "Observations of flexure and the geological evolution of the Pacific Ocean basin". Nature. 283 (5747): 532–537. :1980Natur.283..532W. :10.1038/283532a0.  1476-4687.  4333255.
  3. Jeffreys, H. (1959). The Earth 4th ed., 420.
  4. Runcorn, S. K. (1965). "Changes in the Convection Pattern in the Earth's Mantle and Continental Drift: Evidence for a Cold Origin of the Earth". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. 258 (1088): 228–251. :1965RSPTA.258..228R. :10.1098/rsta.1965.0037.  73348.  122307704.
  5. Neumann, G. A.; Zuber, M. T.; Wieczorek, M. A.; McGovern, P. J.; Lemoine, F. G.; Smith, D. E. (2004-08-01). "Crustal structure of Mars from gravity and topography" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 109 (E8): E08002. :2004JGRE..109.8002N. :10.1029/2004je002262.  2156-2202.
  6. Kiefer, Walter S. (2004-05-30). "Gravity evidence for an extinct magma chamber beneath Syrtis Major, Mars: a look at the magmatic plumbing system". Earth and Planetary Science Letters. 222 (2): 349–361. :2004E&PSL.222..349K. :10.1016/j.epsl.2004.03.009.
  7. Marty, J.C.; Balmino, G.; Duron, J.; Rosenblatt, P.; Maistre, S. Le; Rivoldini, A.; Dehant, V.; Hoolst, T. Van (2009). "Martian gravity field model and its time variations from MGS and Odyssey data". Planetary and Space Science. 57 (3): 350–363. :2009P&SS...57..350M. :10.1016/j.pss.2009.01.004.
  8. Smith, David E.; Zuber, Maria T.; Torrence, Mark H.; Dunn, Peter J.; Neumann, Gregory A.; Lemoine, Frank G.; Fricke, Susan K. (2009-05-01). "Time variations of Mars' gravitational field and seasonal changes in the masses of the polar ice caps". Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E5): E05002. :2009JGRE..114.5002S. :10.1029/2008je003267. :1721.1/74244.  2156-2202.
  9. Goossens, Sander; Sabaka, Terence J.; Genova, Antonio; Mazarico, Erwan; Nicholas, Joseph B.; Neumann, Gregory A. (2017-08-16). "Evidence for a low bulk crustal density for Mars from gravity and topography". Geophysical Research Letters. 44 (15): 7686–7694. :2017GeoRL..44.7686G. :10.1002/2017gl074172.  1944-8007.  5619241.  28966411.
  10. "CODATA Value: Newtonian constant of gravitation". The NIST Reference on Constants, Units, and Uncertainty. US . June 2015. Retrieved 2017-12-14. "2014 CODATA recommended values"

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Rotating spherical harmonic, with ℓ = 0 to 4 {\displaystyle \ell =0{\text{ to }}4} for the vertical, and m = 0 to 4 {\displaystyle m=0{\text{ to }}4} for the horizontal. For the Martian C20 and C30, they vary with time because of the seasonal variation of mass of the polar ice caps through the annual sublimation-condensation cycle of carbon dioxide.
Three-way Doppler, with signal transmitter and receiver separated
Mars free-air gravity map produced along with the GMM-3 gravity solution[13] (Red: gravity high; Blue: gravity low) (Credit: NASA's Scientific Visualization Studio)
The crust-mantle boundary variation, intrusion, volcanism and topography can bring effect to the orbit of spacecraft, due to the higher density of mantle and volcanic material and lower density of the crust. (Not in scale) +ve: Positive anomaly; -ve: Negative anomaly
Mars Bouguer gravity map, produced along with GMM-3 gravity solution in 2016[13](Red: gravity high; Blue: gravity low) (Credit: NASA's Scientific Visualization Studio)
A sublimation-condensation cycle occurs on Mars which results in carbon dioxide exchange between the cryosphere and the atmosphere. In turn, there is exchange in mass between the two spheres, which gives seasonal variation of gravity. (Courtesy NASA/JPL-Caltech)
Histogram of percentage area against crustal thickness of Mars: 32 km and 58 km are the two major peaks of the histogram.
Comparison of topography, free-air gravity anomaly and crustal density map – Red: gravity high; Blue: gravity low
After the initial impact, high heat flux and high water content would have favored viscous relaxation to take place. The crust becomes more ductile. The basin topography of the craters is thus subjected to greater stress due to self-gravitation, which further drive crustal flow and decay of relief. However, this analysis may not work for giant impact craters such as Hellas, Utopia, Argyre and Isidis basins.[25]
The topography model MEDGRs was developed through range (distance) measurement done by MOLA 2 instrument and radio tracking data of the Mars Global Surveyor (MGS).[36] The highest point is located at the Olympus Mons while the deepest point is located within the Hellas Basin.[36](Brown-Red: Topography high; Green-Blue: Topography low) (Credit: NASA/JPL-Caltech)