• 우주기술과 응용
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• 제1권2호
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• pp.217-240
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• 2021

본 논문은 다가오는 달 유인 탐사시대를 대비하여 달의 지형 및 지질학적 기초 지식을 우주과학자들에게 소개한다. 달 지형 용어에 대한 학술적 기원을 간단히 정리하였으며, 현재 통용되는 한글 용어를 확장하여 새로운 지형 용어들을 제안하였다. 특히, 일반인도 꼭 알아야 할 대표적인 달의 지형으로 1 대양(폭풍의 대양), 10대 바다(비의 바다, 평온의 바다, 고요의 바다, 감로주의 바다, 풍요의 바다, 위난의 바다, 증기의 바다, 인식의 바다, 습기의 바다, 구름의 바다), 6대 충돌구(티코, 코페르니쿠스, 케플러, 아리스타쿠스, 스테비누스, 랑그레누스)를 제안한다. 달의 지형으로 고원(highland), 바다(maria), 산맥(mountains), 충돌구(crater), 함몰 용암굴/열구(rille, rima), 지구대(graben), 돔(dome), 용암동굴(lava tube), 주름 능선(wrinkle ridge), 참호(trench), 절벽(rupes), 그리고 달의 표면 흙을 표토(regolith)로 사용할 것을 제안한다. 또한, 달의 내부 구조 표준 모델과 대표적 암석을 소개하였다. 지구의 지질 시대구분은 발견 화석과 방사성 동위원소를 이용한 절대연령 측정을 기준으로 하는 반면, 표준적인 달의 지질 시대 구분은 대표적인 충돌구 형성을 기준으로 선-넥타리스 기(Pre-Nectarian), 넥타리스 기(Nectarian), 임브리움 기(Imbrian), 에라토스네스 기(Erathostenesian), 코페르니쿠스 기(Copernican)로 나뉜다. 마지막으로 인간의 달 활용에 획기적인 계기가 되는 최근의 달 표면 물 발견에 대한 내용을 정리하였으며, 향후 한국지질자원연구원에서 개발될 물 채취 장치의 개념도 소개하였다.

• 천문학회보
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• 제40권2호
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• pp.51.1-51.1
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• 2015

달의 지형 중 계곡과 같아 보이는 곳을 Rima 또는 Rille 지형이라고 부르며 국제천문연맹(IAU : nternational Astronomical Union)과 미국지질조사국(USGS : United States Geological Survey)에서 관리하는 행성 지명 사전(Gazetteer of Planetary Nomenclature)에 명명된 달의 Rima 지역은 111개에 이른다. 그 중 Rima Hadley 지역은 아폴로 15호가 착륙한 지점으로 잘 알려져 있다. 본 연구에서는 2008년에 발사된 Chandrayaan-1 위성의 적외선 초분광 영상 탑재체인 Moon Mineralogy Mapper(M3) 데이터를 통해 Rima Hadley 지역의 분광학적 특성을 살펴보았다. M3 데이터는 감람석(olivine)이 풍부한 지역에서는 1 um 를 중심으로 흡수선이 나타남을 보이며, (Peter J. Isaacson et al., 2011) 2.8 um 중심의 흡수선을 통해 달의 OH(hydroxyl) 분포에 대해 설명한다. (Carle M. Piters et al., 2009, Georgiana Y. Kramer et al., 2011) 본 연구에서는 Rima Hadley 지역이 1 um 파장 근처에서 강한 흡수선을 가지는 것을 볼 수 있었고, 감람석이 풍부한 지역임을 확인할 수 있었다. 이처럼 감람석이 풍부한 곳은 현무암 지역으로 과거 용암이 분출되어진 곳으로 추측 해 볼 수 있다. 본 연구를 발전시킨다면 Rima Hadley 지역의 생성과 다른 Rima 지형의 형성 과정에 대해 더욱 많은 정보를 얻을 수 있을 것으로 기대된다.

• 대한원격탐사학회지
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• 제33권3호
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• pp.313-324
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• 2017

미래 인류의 달 기지 설치 후보인 달 용암 동굴은 지형 카메라의 관측 자료를 통해 탐사가 수행되었지만 이는 달 용암 동굴의 존재에 대한 확실한 증거를 제시하지 못한다. 본 연구에서는 지표 투과가 가능한 High Frequency (HF) 레이더의 달 관측 자료를 이용하여 달 용암 동굴 탐사를 시도하였다. 이를 위해 일본 달 탐사선 Kaguya의 Lunar Radar Sounder (LRS)의 관측 자료에서 LRS에서 가장 강한 반사파 펄스가 나발생되는 지점까지의 거리인 LRS 표면 레인지가 추출되었다. 달 용암 동굴은 얕은 지하에 분포하고 LRS의 거리 분해능은 얕은 지하에 있는 목표물의 반사파와 표면 반사파는 분리 할 수 없다. 이로 인하여 달 얕은 지하에 구조물이 있는 경우 일반적인 달 표면의 위치가 실제 달 표면과 다르게 나타난다. 이에 따라 LRS 펄스의 낮은 거리 분해능을 이용하여 LRS 표면 레인지로부터 얕은 지하에 존재하는 달 용암 동굴 검출이 가능하다. LRS 표면 레인지에서 Kaguya의 궤도 고도를 제하면 달 표면 고도가 나타나고 이를 달 지형 고도를 나타내는 Kaguya Digital Terrain Model (DTM) 데이터로부터 도출된 DTM 평균 지형 고도와 비교 분석하여 달 용암 동굴을 검출한다. 이러한 분석 방법을 Rima Galilaei의 북쪽에 위치한 달 용암 동굴 후보지에 적용하여 LRS 지형 고도 값과 DTM 평균 지형 고도 값의 차이를 발견하였고 검출된 차이가 천부 지하에 존재하는 달 용암 동굴의 반사파로 인하여 생긴 것으로 추정하였다.