무인 달 탐사선 '가구야(SELENE)'

0. 목차

1. 달 탐사선 '가구야(SELENE)'
2. '가구야(SELENE)'의 목표
3. 가구야의 발사부터 관측까지
4. 가구야의 성과

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1. 달 탐사선 '가구야(SELENE)'

 '가구야(SELENE)'는 2007년 9월에 발사되어 2009년 6월까지 임무를 완수한 일본의 무인 달 탐사선이다. 가구야는 달의 기원과 진화 등 여전히 남아있는 달의 수수께끼를 규명하기 위해, '아폴로 계획(Apollo Project)' 이후 최대 규모로 탐사 활동을 벌였다. 그 결과, 지하 구조와 중력 이상 등 새로운 연구 성과가 발표되었다.

 '가구야'의 큰 특징 가운데 하나는 원소, 암석, 광물의 분포 등을 달 전체에 걸쳐 상세하게 관측한 일이다. '가구야' 이전에 달 전체를 상세하게 관측한 사례는 없다. 예컨대, 1960~1970년대에 아폴로가 처음으로 '철(Fe)' 등의 원소 분포를 탐사한 곳도 적도 부근뿐이었다. 그리고 1994년에 발사된 NASA의 달 탐사선 '클레멘타인(Clementine)'이 관측한 암석의 분포도 극 지역의 데이터가 빠져 있고, 정밀도가 낮았다. '클레멘타인'은 광물의 분포를 수백 m 단위로만 측정했다. 하지만 '가구야'의 관측을 통해, 관측 결과의 허점을 메우고 달 전체에 대한 상세한 정보를 얻을 수 있었다.

 '가구야'의 관제는 JAXA(일본 우주항공연구개발 기구)'의 '사가미하라(相模原)' 캠퍼스 안에 설치된 전용 관제실인 'SELENE 미션 운용 및 해석 센터'에서 이루어졌다. 관제실에서는 자세와 관측 장치를 제어하기 위한 지령을 '가구야'에 보낸다. 가구야에서 온 데이터는 모두 관제실 안에 모여 관제실에서 담당 연구자에게 송신된다.

달 탐사선 '가구야(SELENE)'

1-1. 가구야의 주요 특성

1. 국제 명칭 코드(International Designation Code): 2007-039A (Main Orbiter)
2. 발사 날짜(Launch Date): 2007년 9월 14일 10:31 (JST)
3. 발사체(Launch Vehicle): HⅡ-A 발차체 No.13 (HⅡ-A Launch Vehicle No.13)
4. 발사 위치(Location): 다네가시마 우주 센터 (Tanegashima Space Center)

1-1-1. 주 궤도선(Main Orbiter)

1. 무게(Weight): 약 2900kg
2. 궤도선(Orbiter): 원형 궤도
3. 고도(Altitude): 약 100km
4. 경사도(Inclination): 90°
5. 고도 조절(Altitude Control): 3축 안정법 (Three-axis stabilization)

1-1-2. 릴레이 위성(Relay Satellite) - 오키나(OKINA)

1. 모양(Shape): 팔각기둥 구 (1m×1m×0.65m)
2. 무게(Weight): 약 50kg
3. 궤도선(Orbiter): 타원형 궤도(Elliptical orbit)
4. 고도(Altitude): 약 100km × 2400km
5. 경사도(Inclination): 90°
6. 고도 조절(Altitude Control): 회전 안정법(Spin stabilization)

1-1-3. VRAD 위성(VRAD Satellite) - 오우나(OUNA)

1. 모양(Shape): 팔각기둥 구 (1m×1m×0.65m)
2. 무게(Weight): 약 50kg
3. 궤도선(Orbiter): 타원형 궤도(Elliptical orbit)
4. 고도(Altitude): 약 100km × 800km
5. 경사도(Inclination): 90°
6. 고도 조절(Altitude Control): 회전 안정법(Spin stabilization)

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2. '가구야(SELENE)'의 목표

 '가구야' 이전까지 달 탐사는 미국과 소련이 주도해 왔다. NASA는 아폴로 계획을 통해 1969년~1972년에 달 표면에서 여러 조사를 했다. '아폴로 계획'에서 모두 387kg이나 되는 월석을 지구로 가져오는 성과도 이뤄냈다. 그리고 그 조사와 분석을 통해, 달이 지구와 마찬가지로 약 45억 년 전에 원시 태양계와 같은 장소에서 만들어지고, 달 표면의 거대한 화구는 38억~40억 년 전에 거대한 운석이 쏟아져 형성됐다는 사실 등이 밝혀졌다. 하지만 아폴로 계획이나 러시아의 탐사 계획의 주 목적은 힘을 과시하기 위해 사람을 달에 보내는 것이었다. 달 표면에 내릴 장소의 탐색과 자원 조사 등이 우선이었기 때문에, 과학적 목적을 위한 달 탐사는 충분하지 않았다. 그래서 달에 관한 수수께끼가 여전히 많이 남아있었고, 그 수수께끼를 풀기 위해 과학이 목적인 위성을 만들자는 것이 '가구야 프로젝트(SELENE project)'의 시작이었다.

2-1. 달 연구는 지구 탄생의 규명으로도 이어진다.

 달의 과학적 규명은 달의 수수께끼를 푸는 것에서 멈추지 않는다. 지구와 달은 거의 같은 장소에서 만들어졌다고 생각되므로, 달을 조사하면 지구의 탄생이나 역사의 규명으로도 이어진다. 특히 달은 같은 시기에 탄생한 지구보다 내부 활동이 일찍 멈췄다고 추측되기 때문에, 지구나 달이 탄생했을 당시의 모습을 지금까지 가지고 있을 것으로 생각된다. 그것을 알면 지구의 탄생을 규명될 것까지 이어질 것이라고 기대하는 것이다.

 현재 달의 탄생 가설에는 주로 '분열설', '포획설', '공성장설', '거대 충돌설'이 있다. 이중 가장 유력한 설은 달의 원소 조성 등의 조사 결과 '거대 충돌설(Giant Impact)'이라고 한다. 지구가 생겨났을 무렵, 화성만한 크기의 원시 행성이 지구에 충돌해, 그때의 파편이 모여 달이 생겼다는 설이다. 이 설은 컴퓨터 시뮬레이션으로 재현되고는 있지만, 아직 확증할 만한 단서는 나오지 않았다고 한다.

2-2. 규명되지 않은 달의 수수께끼

 '가구야'는 이외에도 달에 대한 몇 가지 수수께끼를 해결하려고 했다. 그 내용을 간략히 살펴보자.

1. 달은 왜 이렇게 클까?: 달은 다른 행성의 위성과 비교해도 이상할 정도로 크다. 토성의 위성 타이탄은 토성의 약 36분의 1, 목성의 위성 '이오(Io)'는 목성의 123분의 1밖에 되지 않지만, 달은 지구의 4분의 1 크기이다.
2. 달의 내부에는 핵(Core)'가 있을까?: 달 내부의 모습은 아직 규명되지 않았다. 지구처럼 철과 니켈 등으로 된 '핵(Core)'이 있으며, 그 주위에는 유동하는 '맨틀(mantle)'이 있을까?
3. 탄생할 때 '마그마의 바다(Magma Ocean)'는 어떻게 되어 있었을까?: 아폴로가 가지고 온 월석을 해석함으로써 달이 탄생할 때는 달에 '마그마의 바다(Magma Ocean)'가 퍼져 있었으리라 생각하게 되었다. 마그마의 바다는 어느 정도의 규모였으며, 어떤 상태였을까? 이를 규명하면 달이 어떻게 탄생했는지를 아는 데 큰 실마리가 될 것이다.
4. 왜 자기 마당이 없어졌을까?: 현재 달은 '자기 마당(자기장)'을 가지고 있지 않다. 하지만 아폴로가 가지고 온 월석 분석에 의해 과거에는 자기 마당이 있었음이 밝혀졌다. 달의 자기 마당은 어떻게 발생했으며, 왜 없어졌을까?
5. 달의 뒤쪽은 어떻게 되어 있는가?: 가구야 이전까지의 탐사에 의하면, 달 뒤쪽에는 큰 화구가 많고, 지하의 구조도 앞쪽과 다른 것이 조사로 밝혀져 있다. 앞쪽과 뒤쪽은 왜 크게 다를까?

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2-3. 가구야에 탑재된 14개의 관측 기기

 가구야에는 14개나 되는 관측 기기들이 탑재되어 있다. 가구야는 달의 양극을 세로로 빠져나가면 선회하는 '극궤도'를 돈다. 27일의 주기의 달 자전에 따라 달 전체를 관측할 수 있다.

 가구야에 탑재된 이 관측 기기들은 달 표면의 원소 조성이나 지형, 중력, 달 주변의 자기 마당 등을 폭넓고 철저하게 조사하였다. 표면의 모습을 조사하는 데도, 가구야는 가시광선, 적외선, X선, 감마선 등 여러 파장의 빛을 이용해 원소의 분포와 암석의 종류를 상세하게 특정했다. 또 지형이나 표면 구조에 관해서도, 달 탐사선 '클레멘타인'을 훨씬 능가하는 정밀도로 측정했다.

관측 기기 분류	14개의 관측 기기
달의 표면의 물질을 조사하는 장치	형광 X선 분광계, 감마선 분광계, 멀티밴드 이미저, 스펙트럼 프로파일러
달의 지형이나 지하의 모습 등을 조사하는 장치	지형카메라, 달레이더 측심기, 레이저 고도계
달의 환경을 조사하는 장치	달 자기 마당 관측 장치, 입자선 측정기, 플라스마 관측 장치
달의 중력 분포를 조사하는 장치	릴레이 위성(오키나), VRAD 위성(오우나),
달에서 지구를 조사하는 장치	플라스마 이미저
달과 지구 등을 촬영하는 장치	하이비전 카메라

1. 형광 X선 분광계(fluorescent X-rays spectrometer): 달 표면의 원소 분포를 조사하는 장치이다. 태양에서 쏟아지는 X선을 받아 달 표면의 물질에서 나오는 X선을 측정해 구성 원소의 분포를 관측한다.
2. 감마선 분광계(gamma ray spectrometer): 역시 달 표면의 원소 분포를 조사하는 장치이다. 우주선을 받은 달 표면의 물질은 방사선의 일종인 감마선을 방출하는데, 이것을 측정하면 원소의 존재량을 알아낼 수 있다. 달의 물 탐색에도 도움이 된다. 가구야에 탑재된 감마선 분광계는 종래의 10배 이상 되는 정밀도를 자랑한다.
3. 멀티밴드 이미저(Multiband Imager): 가시광선, 근적외선으로 촬영하는 장치이다. 암석의 종류와 분포를 조사한다. 폭 20km의 영역을 9종의 파장으로 관측하며, 해상도는 20m이다.
4. 스펙트럼 프로파일러(Spectrum profiler): 위성 아래의 폭 500m의 좁은 영역을 가시광선에서 적외선 영역으로 관측한다. 파장 약 500~2600nm의 영역을 296개로 분할하여 식별함으로써, 광물의 종류까지 알아낼 수 있다.
5. 지형 카메라: 전방과 후방을 향한 2대의 카메라로 달 표면을 촬영한다. 관측을 통해 달 표면의 상세한 입체 지도를 얻었다. 해상도는 10m이다.
6. 달 레이더 측심기(lunar radar depth sounder): 5MHz의 전파를 이용해 달의 지하 구조를 밝혀내는 장치이다. 15m의 안테나 4개를 사용해, 깊이 2~5km에서 반사되어 오는 전파를 상세하게 관측함으로써 지층의 모습 등을 조사한다. 원리는 다음과 같다. 먼저 안테나로 달 표면에 전파를 발사한다. 그러면 달에서는 전파가 지하까지 들어가 지하 반사되어 돌아오는데, 그 전파를 다시 안테나로 측정하면, 달 표면이나 깊이 몇 km 정도의 지층이나 단층을 밝혀낼 수 있다. 길이 15m나 되는 안테나를 탑재함으로써 가능해진 관측이다. 지하 구조의 관측도, 지층이 밝혀지면 마그마 오션이 어떻게 퍼져있는지를 알아낼 수 있다. 이것은 달의 탄생을 규명하는 데 커다란 실마리가 된다.
7. 레이저 고도계(laser altimeter): 위성 바로 아래를 향해 레이저광을 발사해 반사되는 빛이 돌아오는 시간을 정밀하게 측정하여, 달 표면까지의 정확한 거리를 잰다. 달의 표고를 조사함으로써, 정밀한 지형도를 만들 수 있다. 가구야는 관측 기간 중에 3000만 곳 이상의 지점을 측정했다.
8. 달 자기 마당 관측 장치(moon magnetic field observation Device): 지구 자기의 10만 분의 1이라는 미약한 자기 마당을 검출할 수 있는 자기력계이다. 위성 본체의 기기에서 발생하는, 자기 마당의 영향을 없애기 위해 12m나 되는 길이의 마스트 끝에 탑재되어 있다.
9. 입자선 측정기(particle beam Meter): 복수의 검출기를 사용에 달의 표면에 쏟아지는 '우주선(cosmic ray)'을 조사한다. 장래에 달 표면에서 있을 유인 활동에 대비해, 인체에 영향을 끼치는 우주선을 측정하는 중요한 데이터가 된다. 그리고 가구야가 달 표면을 향하는 쪽에 '알파선 측정기'가 있어서, 그쪽에서는 달의 단층 활동 모습을 조사했다.
10. 플라스마 관측 장치(Plasma observation Device): 달 주위의 플라스마를 조사하는 장치이다. 4개의 센서를 이용해서 달 주변의 이온이나 전자 에너지의 방향을 관측한다. 달 표면의 자기 이상도 반사 전자로 관측한다.
11. 릴레이 위성(오키나): 달의 뒤쪽을 지나는 가구야를 추적 관측하기 위해 사용된다. 가구야의 궤도를 정확하게 측정하여 달의 중력을 높은 정밀도로 측정할 수 있다. '오키나'는 '할아버지'라는 뜻이다.
12. VRAD 위성(오우나): 전파를 내어 중력의 정밀 관측과 이온층 관측에 관계한다. '오우나'는 '할머니'라는 뜻이다.
13. 플라스마 이미저(Plasma Imager): 지구의 오로라 등을 관측한다. 달이 선회 궤도를 도는 것을 이용해, 지구의 남북 양극의 오로라 동시 발광을 포착했다.
14. 하이비전 카메라(hi-vision camera): '광각(Wide angle lens)'과 '망원(telephoto)'의 '하이비전 카메라' 2대를 탑재하였다.

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2-4. 달의 중력 분포 측정

 '달의 중력 분포'도 달의 내부 구조를 이해하는 데 필요한 정보가 된다. 달에 핵이 있다면, 그 핵의 밀도 등의 정보를 얻을 가능성이 있기 때문이다. 가구야의 중력 측정은 중요한 정보 가운데 하나이다. 하지만 가구아 이전까지 달 뒤쪽의 중력이 상세하게 측정된 경우는 없었다. 그러면 가구야 이전까지는 왜 측정할 수 없었을까? 중력의 측정은 탐사선이 중력의 영향을 받아 어느 정도 오르내리는지를 관측함으로써 조사할 수 있다. 탐사선은 지상 기지국에서 오는 전파를 되돌려 보내지만, 탐사선이 중력에 의해 미세하게 오르내리기 때문에, 되돌려 보낸 전파는 '도플러 효과'에 의해 변한다. 그 변화를 읽어서 중력의 크기를 측정하는 것이다. 하지만 이 방법으로는 탐사선이 달에 가려지면 지구에서 오는 전파를 받을 수 없기 때문에 중력의 크기를 측정할 수 없다. 그래서 가구야는 자위성인 '릴레이 위성(오키나)'를 중계지로 이용한다. 릴레이 위성에 전파를 보냄으로써, 달 뒤쪽의 가구야의 움직임을 관측하는 것이다. 이런 측정 방법을 '상대 VLBI'라고 한다.

1. 앞쪽과 뒤쪽의 중력 관측: 달의 앞쪽은 지구에서 전파를 발사해, 위성에서 반사하는 전파를 해석한다. 뒤쪽은 릴레이 위성에서 전파를 발사해 주위성인 '가구야'에서 반사하는 전파를 관측한다.
2. 앞쪽 중력의 상세한 관측: 또 달의 뒤쪽뿐만 아니라 앞쪽도 '상대 VLBI' 방법을 사용하면 자위성 '오키나'와 자위성 '오우와'의 위치를 상세하게 측정할 수 있다. 떨어져 있는 지상 기지에서 오는 전파를 수신하면 그 도착 시간에 차이가 생긴다. 그 미세하게 어긋나는 시간과 전파의 속도를 이용하면, 전파가 오는 방향이나 위치를 구할 수 있다. 그리고 지구에서의 방향이나 위치를 알고 있는 에너지가 강한 별인 '퀘이사'를 기준으로 사용하고, 2대의 자위성을 관측하면 위치 관계를 측정할 수 있다. 이 총 3점을 관측하여, 3차원적인 위치 관계를 측정하는 것이다. 이런 방법을 이용하면 종래보다 한 자릿수 높은 정밀도로 중력을 측정할 수 있다.

'가구야(SELENE)'의 달 중력 조사

2-5. 주목적 외의 데이터도 분석할 수 있다.

 가구야의 주요 목적은 과학을 위한 것이지만, 장래에 달의 이용이나 유인 활동에 중요한 것으로 생각되는 데이터도 함께 관측했다. 예컨대 달의 표면에 만든 기지는, 화성 등 다른 행성을 탐사할 때의 거점으로 사용될 수 있다. 그렇게 하려면, 어디에 기지를 만들지, 달 자원은 이용할 수 있는지 등 달 표면의 데이터가 필요해진다. 또 달에 오래 머물려면 현지에서의 자원 조달이 필요해지므로, 특히 물과 산소를 얻기 위한 얼음과 산화물의 분포가 상세히 조사되어야 한다. 이런 탐사에 큰 역할을 하는 것이 '하이비전 카메라'이다.

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3. 가구야의 발사부터 관측까지

1. HⅡ-A 로켓으로 발사: 가구야는 2007년 9월 14일, 일본 다네가시마 우주센터에서 'HⅡ-A 로켓'에 의해 발사되었다. 일본에서는 로켓 발사 업무가 민간으로 이관된 이후 처음 발사된 경우였다. 사실 가구야는 2003년에 발사될 예정이었으나, 'HⅡ-A 로켓'의 실패 등으로 발사가 계속 연기되었다. 기상 문제 때문에 발사하는 날도 하루 연기되었다. 발사 당일도 저기압과 태풍으로 염려가 되었지만, 성공적으로 발사되었다.
2. 태양 전지판을 전개: 발사 45분 34초 후에는 가구야가 로켓에서 분리되어 태양 전지판을 전개하였다. 그리고 지구 둘레를 2바퀴 돈 다음, 9월 29일에는 엔진을 분사해 달로 향했다 향했다.
3. 달의 고도 약 100km에 도착: 10월 4일에는 달의 근월점 고도 100km 부근에 도착하여, 달을 선회하기 시작하였다. 가구야 궤도는 달에 가장 가까워지는 '근월점'이 고도 약 100km이고, 달에서 가장 멀어지는 '원월점'이 약 11740km인 타원 궤도이다. 그 후 단계적으로 원 궤도로 바뀌어, 관측은 고도 100km의 원 궤도에서 이루어진다.
4. 릴레이 위성의 분리: 발사 약 25일 후에는 자위성의 하나인 '릴레이 위성'을 방출하였다. 방출된 릴레이 위성은 근월점 고도 100km, 원월점 약 2400km의 타원 궤도를 선회하였다.
5. VRAD 위성의 분리: 발사 약 28일 후에는, 또 하나의 자위성인 'VRAD 위성'을 방출하였다. 방출된 VRAD 위성은 근월점 100km, 원월점 약 800km의 타원 궤도를 선회하였다.
6. 고도 100km의 원 궤도에서 관측 시작: 10월 8일이 되자, 가구야는 드디어 고도 약 100km의 달 선회 궤도에 들어갔다. 안테나 등을 늘여서 관측 기기를 조정하는 준비 기간을 걸쳐, 발사 후 약 3개월 만에 본격적인 관측을 시작했다. 가구야는 달의 극을 지나는 원 궤도를 돌았다.

HⅡ-A 로켓

4. 가구야의 성과

4-1. '지구의 출(出)'을 촬영하였다.

 또 가구야는 '하이비전 카메라'를 사용해서, 카메라가 달을 향한 상태에서 푸른 지구가 올라오는 '지구의 출(出)' 모습을 촬영하였다. 여기에서 '출'이란 월출이나 일출과 같은 개념이다. 하이비전 카메라로 촬영한 것은 세계 최초였다.

 '지구의 출'이나 '지구의 몰'은 달을 선회하는 위성에서 관측되는 현상이다. 달 표면에서는 지구가 언제나 같은 곳에 위치해 있는 것으로 보이기 때문에, '지구의 출'이나 '지구의 몰'을 볼 수 없다. 가구야가 달 주위를 돌았기 때문에 촬영할 수 있는 장면이었다. 가구야는 달의 뒤쪽에서 앞쪽을 향해 비행할 때, '지구의 출'을 볼 수 있다. 반대로 달의 앞쪽에서 뒤쪽을 향해 비행할 때, '지구의 몰'을 볼 수 있다.

달에서 본 '지구의 출(出)' (2008.4.5 가구야 촬영)

4-2. 3차원 지형 영상

 가구야는 달 전체의 지형 데이터를 3차원으로 작성하는 데 성공하였다. 달의 지형 데이터는 다양한 각도에서 입체로 볼 수 있게 작성되었다. 가구야의 지형 카메라는 10m라는 매우 높은 해상도로 달 전체의 지형을 관측할 수 있다. 이런 지형 카메라의 상세한 조사를 통해, 달 표면의 생김새나 그 후의 변화 모습을 밝힘으로써, 달 탄생의 수수께끼에 다가갈 수 있을 것이다. 또 확보된 지형이나 일조 상황의 데이터는 장래의 달 표면 유인 활동에 귀한 정보가 된다. 달 표면 기지의 설치 장소를 검토하기 위해 반드시 필요한 정보이기 때문이다.

4-3. 광물 분포

 '가구야(SELENE)'는 복수 파장의 영역의 관측 데이터를 비교하여, 달 표면의 광물 분포를 상세히 관측할 수 있다. 그 결과, 화구가 형성될 때 흩날린 물질의 모습을 확인할 수 있었다. 화구가 형성될 때는 표면과 다른 물질이 달의 내부에서 튀어나와 주위로 흩어진다.

 예컨대 '멀티밴드 이미저(Multiband Imager)'로 관측한 '동쪽의 바다(Orientale Basin)'의 데이터에서 2개의 파장 영역 데이터 비율을 취해, 그 비율에 따라 색깔을 입히는 방식으로 비교해 가면, 내부의 물질이 10km 이상 날아간 모습이 보인다. 더욱 상세히 분석하면, 내부에 표면으로 튀어나온 물질의 양이나, 그 물질이 어떤 모양으로 휘날렸는지, 그리고 그 화구 아래에 어떠한 물질이 존재하는지 등을 밝힐 수 있다.

4-4. 달 표면의 정밀 지도

 가구야는 2007년 10월 18일에 관측 궤도에 도달한 이후, 달을 선회하면서 여러 가지 관측을 했다. 가구야는 '레이저 고도계(Laser Altimeter)'를 이용하여 달 전역을 대상으로 표면을 측정했다. 종래의 달 지형도는 남북 75° 이상의 지역에서는 고도계의 데이터가 없어서, 사진으로 추정해서 지도를 만들어 왔다. 남북의 극 지역에서는 사진 추정 데이터도 없어서 불완전한 것이었다. 하지만 가구야의 측정을 통해, 인류 역사상 처음으로 달 전역의 상세 지형도가 만들어졌다. 가구야의 상세한 지형도는 2009년에 발사된 'NASA(미국 항공 우주국)'의 달 탐사선 'LRO(Lunar Reconnaissance Orbit)'에서도 기본 지형도로 이용됐다.

 아래에 있는 두 개의 지형도는 '평사도법(Stereographic Projection)'과 '메르카토르 법(Mercator Projection)'에 의한 지도이다. 달의 112만 지점 이상의 관측점을 이용했으며, 등고선 간격은 1km이다. 색깔별로는 푸른색에서 노란색, 붉은색으로 갈수록 고도가 높다.

1. '평사도법'에 의한 달 지도: '평사도법'으로 그려진 지도에서는 극 지역에서도 화구의 둥근 모양을 일그러짐 없이 나타낼 수 있지만, 중심에서 멀어질수록 축적이 커니다. 달의 앞과 뒤는 지형이나 지각의 두께 등이 다르다고 알려져 있다. '앞쪽(The Near Side)'과 '뒤쪽(The Far Side)'의 지형도를 비교하면, 앞쪽이 등고선 간격이 넓고, 전체적으로 평탄한 장소가 대부분임을 알 수 있다.
2. '메르카토르 법'에 의한 달 지도: '메르카토르법'으로 그려진 지도에는 1장에 앞쪽과 뒤쪽을 그릴 수 있다는 이점이 있다. 하지만 고위도가 될수록 축적이 커져, 실제 같은 거리라고 해도 고위도일수록 길게 나타나 있다. 이 지도에서는 위도 70°까지 범위까지만 나타냈다.

평사도법에 의한 정밀 지도

메르카토르 도법에 의한 달의 정밀 지도

4-5. 세계 최초로 달의 '영구 그림자'를 촬영하는 데 성공하였다.

 지구의 자전축은 공전면의 수직축에 대해 23.4° 기울어져 있다. 하지만, 지구의 위성인 달의 자전축은 지구 공전면의 수직축에 대해 1.5°바께 기울어져 있지 않다. 그래서 달의 남극이나 북극에서는 햇빛이 항상 지평선에 가까운 각도에서 온다. 그래서 극점 가까이 있는 화구 내부에서는 가장자리에 가려 1년 내내 햇빛이 닿지 않는 영역이 있다. 이런 영역을 '영구 그림자'라고 한다. '영구 그림자' 영역에는 24시간 365일 전혀 햇빛이 닿지 않기 때문에, 매우 저온의 상태로 유지된다. 반대로, 달의 극지 가운데 비교적 표고가 높은 곳은 1년 내내 햇빛이 계속 닿는 '영구 일조 지역'이 될 수도 있다.

 가구야의 지형 카메라는 영구 그림자의 상세한 지형을, 세계 최초로 촬영하는 데 성공하였다. 아래의 사진은 달의 남극점 바로 옆에 있는 지름 약 21km의 '섀클턴 화구(Shackleton Crater)'의 내부의 영구 그림자이다. 이 화구 주변은 장래의 '유인 달 표면 기지' 건설에 가장 유력한 후보로 기대되는 곳이다. 유인 활동에 반드시 필요한 물이 섀클턴 화구 내부에 얼음의 형태로 존재할지도 모른다고 생각했기 때문이다. 이 화구 안에 물의 얼음이 존재할지도 모른다는 점이 시사된 것은 달 탐사선 '클레멘타인(Clementine)'에 의한 1994년 레이더 관측 때부터이다. 그리고 1998년에 NASA의 달 탐사선 '루나 프로스펙터'의 중성자 분광계 관측에 의해, 극 지역에 수소가 응집해 있음이 시사되어, 물의 얼음이 극 지역에 존재할 가능성에 대해 기대하게 되었다. 하지만 물의 얼음이 존재한다는 결정적인 증거는 아니었다. 그런데 가구야의 지형 카메라가 아래의 사진을 촬영해보니, 섀클턴 화구 내부에는 얼음을 시사하는 반사율 높은 장소가 발견되지 않았다. 즉, 적어도 지표에 노출된 형태로는 얼음이 존재하지 않다는 사실이 판명되었다. 하지만 미량의 얼음이 흙에 묻혀 있을 가능성까지 없어진 것은 아니었다. 또 1998년에 발사된 NASA의 달 탐사선 '루나 프로스펙터(Lunar Prospector)'의 관측에서 시사된 바에 따르면, 극 지역의 수소는 '물(H₂O)'의 형태가 아니라 '레골리스(FeTiO₃)' 속의 산소 원자와 결합되어 있는 것일지도 모른다.

 그런데 '가구야'는 햇빛이 전혀 이르지 않는 '영구 그림자'를 어떻게 포착할 수 있었을까? 달의 자전축은 미세하게 기울어져 있어서, 달 남극의 여름에는 섀클턴 화구의 가장자리 안쪽 비탈면에 부분적으로 햇빛이 비치는 시기가 있다. 그래서 가구야는 그 광량이 비교적 많아지는 시기에 관측하였다. 비탈면의 어렴풋한 산란광에 비친, 화구 내부의 산란광을 포착한 것이다. 지형 카메라가 얻은 빛의 양으로. 섀클턴 화구 내부의 온도도 계산할 수 있었다. 그 온도는 -183℃로 매우 낮은 값이었다. 비탈면에서 산란광이 없는 날은 더욱 저온이 된다.

가구야가 촬영한 '섀클턴 화구(Shackleton Crater)'

4-6. 달의 지하 구조

 가구야는 달의 바다의 지하 수백 m 지점에서 층 모양의 구조를 발견하였다. 이 발견된 지하 구조를 통해, 마그마의 바다에 덮여 있던 달이 어떻게 식어갔는지를 알 수 있다.

 달의 표면에는 '바다'라고 불리는 지역이 있다. 이 지역은 용암이 굳어서 생긴 '현무암'이라는 암석으로 덮여 있다. 현무암층은 '레골리스'라고 불리는 모래 모양의 퇴적물이 수십 cm에서 수백 m의 두께로 덮여 있는 경우가 있다. 그리고 또 다시 그 위에 용암이 다시 흐르면, 현무암층이 또 만들어진다. 그러면 현무암층과 레골리스층에 의해 샌드위치 모양의 구조가 형성된다고 생각된다.

 가구야에 탑재된 '달 레이더 측심기'에 의해, 달의 앞쪽에 있는 지역 '맑음의 바다(Mare Serenitatis)'의 수백 m 지하에서 현무암과 레골리스의 샌드위치 구조가 발견되었다. '달 레이더 측심기(LRS: Lunar Radar Depth Sounder)'란 주파수 5MHz의 전파를 송신해, 그것이 지하에서 반사되어 돌아오는 것을 수신하는 관측 기기이다. 현무암과 레골리스에서는 전파의 진행속도가 다르기 때문에, 그러한 물질의 경계면에서는 가구야에서 송신한 전파가 높은 반사율로 반사되므로, 이를 잘 계산하면 지하의 층 모양의 구조를 알아낼 수 있다. 가구야의 LRS는 지표에서 수 km 깊이까지 관측할 수 있다.

4-6-1. '리지(Ridge)'는 어떻게 생겨났는가?

 가구야는 '맑음의 바다'에서 '리지(Ridge)'라고 불리는 가늘고 길게 솟아오른 지형의 지하 구조도 관측했다. 그러자 지하의 현무암층이 솟아오른 지형이 표면의 솟아오른 지형과 평행하게 달리고 있음을 알게 되었다. 즉, 겉표면이 솟아 오른 곳에서는, 지하에서도 그것에 맞추어 현무암의 층도 솟아올라 있었던 것이다.

 달의 바다에서 현무암을 구성하는 용암류는 점성이 낮아, 식어서 굳은 현무암층은 수평이 된다. 그래서 이 리지의 지하 구조는 다음과 같은 메커니즘으로 생겼다고 생각된다. 우선 현무암층과 레골리스 층이 교대로 수평으로 형성되었다. 그리고 나중에 어떤 힘을 받아서 샌드위치 모양의 지층 전체가 변형된 것 같다. 지층을 굽혀 '리지(Ridge)'를 만든 것은, 달 전체의 냉각에 의해 일어난 수축 때문인 것으로 추측된다. 지형 분석에 의해, 리지의 표면 가까이의 현무암층이 만들어진 것은 약 28억 4000만 년 전으로 추정되었다. 따라서 리지는 28억 4000만 년 이후에 형성된 것이다. 결국, 28억 년이 지나도 지표가 수축될 정도의 대규모의 달 전체 냉각이 일어났음을 나타내는 것이다. 이는 달의 진화를 생각할 때 중요한 단서가 될 것으로 보인다.

리지(ridge)

4-7. 중력 이상(Gravity Anomaly)

 가구야와 2개의 자위성 중 하나인 '오키나'에 의한 달 뒤쪽의 관측에서 '중력 이상'이 확인되었다. 가구야는 달의 앞과 뒤의 중력 이상 분포에 명확한 차이가 있음을 밝혀냈다. 중력은 지형이나 지하에 있는 물질의 밀도에 따라 지역마다 미세한 차이가 생긴다. 이 때문에 생기는 달 전체의 평균 중력과의 차이를 '중력 이상(Gravity Anomaly)'이라고 한다.

4-7-1. 달 뒤쪽의 중력을 처음으로 측정하였다.

 가구야가 중력이 강한 지역을 지나갈 때는 강한 중력에 이끌려 근소하게 속도가 빨라지고, 가구야가 중력이 약한 지역을 지나갈 때는 반대로 근소하게 속도가 느려진다. 이러한 미세한 속도 변화를 측정하면, 달의 중력 분포를 관측할 수 있다. 중력 분포를 관측하려면, 기본적으로 위성을 계속 추적하여 오랫동안 속도의 변화를 측정해야 한다. 하지만 가구야 이전의 위성은 위성이 달 뒤쪽에 있는 동안 추적이 안되어서, 달 뒤쪽의 중력 분포를 관측할 수가 없었다. 그래서 가구야는 자위성 '오키나'를 이용하여, 지구가 달 뒤쪽에 있는 동안에도 가구야를 계속 추적하였다.

 그 결과, 역사상 최초로 달 뒤쪽의 중력 분포가 밝혀졌다. 앞쪽과 뒤쪽의 중력 분포는 분명히 달랐다. 지역에 따라 중력의 차이가 생기는 이유는, 장소에 따라 지하에 존재하는 물질의 밀도가 달라지기 때문이다.

4-7-2. 앞면은 따뜻하고 부드러웠지만, 뒷면은 차갑고 단단했다.

 아래의 그림은 달의 중력 분포를 나타낸 그림이다. 왼쪽 달이 앞쪽이고, 왼쪽 달이 뒤쪽이다. 빨간색-노란색-초록색-하늘색-군청색-보라색 순으로 중력이 강하다. 물론 중력에 차이가 난다고 해도, 평균값과의 차이는 지구 중력의 1000분의 1 정도이다. 달의 앞쪽에서는 붉은 부분이 몇 군데 확인되는데, 이런 부분은 중력이 강한 '양(+)'의 중력이상이다. 이처럼 달 내부 중력이 유별나게 큰 장소를 '매스콘(Mascon)'이라고 한다.

  매스콘은 운석 충돌로 생긴 거대한 화구의 내부에 지하의 맨틀에서 분출한 대량의 용암이 메워져서 생긴 것으로 생각된다. 이 용암의 질량이 여분의 중력을 가져다주기 때문에, 양의 중력 이상이 되는 것이다. 이는 화구가 생길 당시, 대량의 용암이 분출할수록 맨틀이 따뜻하고 부드러웠음을 의미한다. 반면, 달의 뒤쪽에서는 양의 중력 이상을 볼 수 없다. 이는 충돌한 지역이 비교적 차갑고 단단했음을 의미한다.

달의 중력 분포

4-7-3. 달의 뒷면은 빨리 식었다.

 그런데 앞쪽과 뒤쪾의 모든 화구는 40억~35억 년 전에 생긴 것이라고 한다. 즉, 같은 시기에 운석이 충돌했다. 그러면 뒤쪽은 차갑고 단단하지만 앞쪽은 따뜻하고 부드러웠던 이유는 무엇이었을까? 당시의 앞쪽과 뒤쪽의 온도가 적어도 100km 내부까지 달랐기 때문인 것으로 생각된다. 그래서 앞쪽과 뒤쪽의 온도차가 어느 정도 나타났는가를 밝히고, 동시에 지각의 두께 차이와의 관계와, 온도차가 생기게 된 경위를 밝히면, 달이 식어서 굳는 모습 등을 재현할 수 있을지도 모른다.

4-8. 고도 정보

 가구야 이전에도 달의 고도를 나타낸 지형도는 있었다. 다만, 이것은 달 전체 고도계를 써서 측정한 데이터를 바탕에 둔 것이 아니라, 영상 데이터 등으로 바탕으로 만든 고도였다. 그래서 수백 m의 정밀도 수준으로 고도를 결정할 수밖에 없었다. 하지만, 가구야의 '레이저 고도계(LALT: Laser Altimeter)'를 이용해 측정한 데이터의 고도의 정밀도는 약 4m이다. 단번에 100배 가깝게 정밀도가 향상된 것이다.

 고도가 정확해짐으로써, 달 전체의 형상을 더 정확하게 파악하고 분석할 수 있게 되었다. 이 측정으로, 달의 평균 반지름, 적도 반지름, 극반지름에 대해 더욱 정확한 수치를 얻을 수 있게 되었다. 그리고 완전한 구체와의 차이의 정도를 나타내는 '적도 편평률'이나 '형상 중심(질량의 중심)'의 차이 등도 산출되었다.

 '천체 지형의 기복의 정도' 역시 알게 되었다. 그 결과, 금성, 지구, 화성 등과 기복의 정도를 비교할 수 있었고, 달 표면은 다른 행성보다 기복이 심하다는 사실이 밝혀졌다. 이것은 달 표층이 험한 지형을 유지할 정도로 단단하다는 사실을 나타내는 것이다. 이로써 달에는 물 등의 휘발성 물질이 적다는 사실을 추측할 수 있다. 표층의 물이 적다는 것은, 탄생했을 때의 달이 운석끼리의 조용한 집합체가 아니라, 뜨거운 마그마였다는 사실을 말해준다.

4-9. 화구 연대학

 화구는 작은 것일수록 그 '수효(낱낱의 수)'가 많다. 왜냐면 큰 운석보다 작은 운석이 압도적으로 많기 때문이다. 그리고 아폴로의 조사에 의해, 암석의 연대가 오래된 지역일수록 화구의 수가 많다는 사실이 밝혀졌다. 이를 이용하면, 화구의 밀도로부터 그 지역을 형성된 연대를 추정할 수 있다. 이것이 바로 '화구 연대학(Crater Chronology)'이라는 연구 방법이다.

 화산 활동에 분출된 마그마는 주변의 낮은 곳으로 흘러 들어가, 식으면 평탄하고 부드러운 지형을 형성한다. 그리고 거기에 운석이 충돌해 화구가 만들어진다. 따라서 암석의 연대가 오래된 지역일수록 화구가 많을 수밖에 없다. 즉, 화구가 많을수록 지형이 오래전에 생긴 지형인 것이다. 이러한 현상을 이용해, 단위 면적당 화구의 수를 알면 지형이 형성된 연대를 추측할 수 있다. 이러한 기법을 '화구 연대학'이라고 한다.