달 레이저 거리 측정실험

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1. 개요
2. 역사
3. 원리
4. 관측소 목록
5. 데이터 분석
6. 연구 결과
- 6.1. 달의 특성
- 6.2. 중력 물리학
7. 갤러리
참조

1. 개요

달 레이저 거리 측정 실험은 레이저 펄스를 달 표면의 반사경에 발사하여 반사된 신호를 측정, 지구와 달 사이의 거리를 정밀하게 측정하는 기술이다. 1962년 최초의 실험이 성공한 이후, 아폴로 계획과 루노호트 계획을 통해 반사경이 설치되면서 측정 정확도가 향상되었다. 이 기술을 통해 달의 궤도, 중력, 내부 구조에 대한 연구가 이루어졌으며, 달이 지구에서 멀어지는 속도, 달의 액체 핵 존재, 일반 상대성 이론의 검증 등 다양한 과학적 결과를 얻었다. 또한, 아폴로 계획 음모론을 반증하는 증거로도 활용된다.

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달 레이저 거리 측정실험
개요
아폴로 15호에 의해 달에 배치된 반사경
유형	실험
분야	물리학 천문학 지구과학
목표	달과 지구 사이의 거리 측정
방법	레이저 사용
역사
최초 수행	1969년
최초 수행 장소	미국 캘리포니아 릭 천문대
최초 반사경 설치	아폴로 11호 (1969년)
추가 반사경 설치	아폴로 14호 (1971년) 아폴로 15호 (1971년) 루노호트 2호 (1973년)
최근 반사경 설치	찬드라얀 3호 (2023년)
측정 원리
방법	지구에서 달 표면에 설치된 반사경에 레이저를 발사하여 반사되어 돌아오는 시간을 측정
거리 계산	레이저의 왕복 시간과 광속을 곱하여 계산
측정 오차	밀리미터 단위
활용
연구 분야	일반 상대성 이론 검증 달의 내부 구조 연구 지구-달 역학 연구 지구 자전 연구
구체적 활용	달의 궤도 및 회전 매개변수 결정 지구와 달 사이의 거리 변화 측정 달의 내부 구조 (핵, 맨틀) 및 조성 연구 지구의 자전 속도 변화 측정 조석 현상 연구 중력 이론 검증
관련 프로젝트
관련 프로젝트	아폴로 계획 루노호트 계획 달 궤도 탐사선 (LRO) 찬드라얀 3호
관련 시설
주요 관측소	맥도널드 천문대 피코스 데 유로파 천문대 라스 캄파나스 천문대 그라스 레이저 레인징 스테이션
기타
참고 자료	Journal of Geodesy Earth, Planets and Space The New York Times

2. 역사

달 레이저 거리 측정실험은 1962년 매사추세츠 공과대학교(MIT)에서 루이스 스멀린과 조르지오 피오코가 레이저를 이용하여 달 표면에서 반사된 펄스를 관측하는 데 성공하면서 시작되었다.^[7] 이후 측정 정확도를 높이기 위해 달에 반사경을 설치하자는 제안이 나왔고,^[9] 이는 아폴로 계획과 루노호트 계획을 통해 실현되었다. 달에 설치된 반사경들은 오늘날까지도 지구-달 사이의 거리를 정밀하게 측정하고 관련 연구를 수행하는 데 중요한 역할을 하고 있다.

2. 1. 초기 실험

최초의 달 레이저 거리 측정 실험은 1962년 매사추세츠 공과대학교(MIT)의 루이스 스멀린(Louis Smullin)과 조르지오 피오코(Giorgio Fiocco)에 의해 성공적으로 수행되었다. 이들은 50J 출력의 0.5밀리초 펄스 레이저를 사용하여 달 표면에서 반사된 레이저 펄스를 관측하는 데 성공했다.^[7] 같은 해 말, 크리미아 천체 물리학 관측소의 소련 연구팀도 Q-스위칭(Q-switching) 루비 레이저를 이용해 유사한 측정에 성공했다.^[8]

이후 측정 정확도를 높이기 위해 프린스턴 대학교 대학원생이었던 제임스 팔러(James E. Faller)는 달에 광학 반사경을 설치하자고 제안했다.^[9] 이 제안은 1969년 7월 21일, 아폴로 11호 임무 중 승무원들이 달 표면에 반사경 배열(재귀 반사기 어레이)을 설치하면서 현실이 되었다. 이후 아폴로 14호와 아폴로 15호 임무를 통해서도 두 개의 반사경 배열이 추가로 설치되었다.

설치된 반사경을 이용한 첫 번째 성공적인 달 레이저 거리 측정은 1969년 8월 1일, 리크 천문대(Lick Observatory)의 3.1m 망원경을 통해 이루어졌다.^[9] 곧이어 미 공군 케임브리지 연구소(Air Force Cambridge Research Laboratories)의 애리조나 달 거리 측정 관측소, 프랑스의 피크 뒤 미디 드 빅고르 천문대(Pic du Midi Observatory), 일본 도쿄의 국립 천문대(National Astronomical Observatory of Japan), 그리고 미국 텍사스의 맥도널드 천문대(McDonald Observatory)에서도 관측 성공 보고가 이어졌다.

소련의 무인 달 탐사 로버인 루노호트 1호(Lunokhod 1)와 루노호트 2호(Lunokhod 2) 역시 더 작은 크기의 반사경 배열을 탑재했다. 루노호트 1호로부터 반사된 신호는 1974년까지 소련에서 수신되었으나, 정확한 위치 정보가 없었던 서방 관측소에서는 신호를 탐지하지 못했다. 2010년, NASA의 달 정찰 궤도선(Lunar Reconnaissance Orbiter)이 촬영한 이미지에서 루노호트 1호 로버의 위치가 확인되었고, 같은 해 4월 캘리포니아 대학교 연구팀이 이 반사경 배열까지의 거리를 측정하는 데 성공했다.^[10] 루노호트 2호(Lunokhod 2)의 반사경 배열은 현재까지도 계속해서 지구로 레이저 신호를 반사하고 있다.^[11] 다만 루노호트의 반사경 배열은 직사광선 아래에서 성능이 저하되는 문제가 있었는데, 이는 아폴로 임무 당시 반사경을 설치할 때 고려되었던 요인이기도 하다.^[12]

아폴로 15호 임무에서 설치된 반사경 배열은 이전 아폴로 11호와 14호에서 설치된 것들보다 세 배 더 크다. 이 크기 덕분에 실험 초기 25년 동안 이루어진 측정의 약 4분의 3이 아폴로 15호의 반사경을 대상으로 수행되었다. 이후 기술이 발전하면서 프랑스 니스의 코트 다쥐르 천문대(Côte d'Azur Observatory)나 애리조나 아파치 포인트 천문대(Apache Point Observatory)의 아파치 포인트 천문대 달 레이저 거리 측정 작전(APOLLO)과 같은 시설에서는 더 작은 반사경 배열을 이용한 정밀 측정이 가능해졌다.

2. 2. 아폴로 계획과 루노호트 계획

달 레이저 거리 측정실험의 정확도를 높이기 위해 달 표면에 반사경을 설치하자는 아이디어는 프린스턴 대학교 대학원생이었던 제임스 팔러(James E. Faller)에 의해 처음 제안되었다.^[9] 이 제안은 1969년 7월 21일, 아폴로 11호 임무 중 우주비행사들이 첫 번째 반사경 배열을 달 표면에 설치하면서 현실이 되었다. 이후 아폴로 14호와 아폴로 15호 임무를 통해서도 추가적으로 두 개의 반사경 배열이 설치되었다.^[9]

아폴로 11호가 설치한 반사경 배열을 이용한 최초의 성공적인 달 레이저 거리 측정은 1969년 8월 1일 리크 천문대(Lick Observatory)에서 보고되었다.^[9] 곧이어 미국 공군 케임브리지 연구소(Air Force Cambridge Research Laboratories)의 애리조나 달 거리 측정 관측소, 프랑스의 피크 뒤 미디 드 빅고르 천문대(Pic du Midi Observatory), 일본 도쿄 국립천문대(National Astronomical Observatory of Japan), 미국 텍사스주의 맥도널드 천문대(McDonald Observatory) 등 여러 관측소에서 후속 관측이 이루어졌다.

한편, 소련의 무인 달 탐사선인 루노호트 1호(Lunokhod 1)와 루노호트 2호(Lunokhod 2) 로버에도 상대적으로 작은 크기의 반사경 배열이 탑재되었다. 루노호트 1호의 반사경 배열에서 반사된 신호는 1974년까지 소련에서 수신되었으나, 정확한 위치 정보가 부족하여 서방 관측소에서는 신호를 포착하지 못했다. 이후 2010년, NASA의 달 정찰 궤도선(Lunar Reconnaissance Orbiter, LRO)이 촬영한 이미지에서 루노호트 1호 로버의 위치가 확인되었고, 같은 해 4월 캘리포니아 대학교 연구팀이 이 반사경 배열까지의 거리를 성공적으로 측정했다.^[10] 루노호트 2호의 반사경 배열은 현재까지도 계속해서 지구로 레이저 신호를 반사하고 있다.^[11] 다만, 루노호트 계획의 반사경 배열들은 태양 직사광선에 노출될 경우 성능이 저하되는 문제가 있었는데, 이는 아폴로 임무에서 반사경 배열을 설치할 때 고려되었던 요인이기도 하다.^[12]

아폴로 15호 임무에서 설치된 반사경 배열은 이전에 설치된 아폴로 11호와 14호의 배열보다 약 세 배 더 크다. 이 크기 덕분에 실험 초기 25년 동안 이루어진 측정의 약 4분의 3이 아폴로 15호 반사경 배열을 대상으로 수행되었다. 이후 기술의 발달로 감도가 향상되면서, 프랑스 니스의 코트 다쥐르 천문대(Côte d'Azur Observatory)나 애리조나 아파치 포인트 천문대(Apache Point Observatory)의 아파치 포인트 천문대 달 레이저 거리 측정 작전(Apache Point Observatory Lunar Laser-ranging Operation, APOLLO)과 같은 시설에서는 더 작은 크기의 반사경 배열도 효과적으로 활용하게 되었다.

2. 3. 최근 연구 동향

아폴로 15호 배열은 이전 아폴로 임무에서 설치된 배열보다 세 배 컸기 때문에, 실험 초기 25년 동안 이루어진 측정의 상당 부분이 이 배열을 대상으로 이루어졌다. 그러나 이후 기술이 발전하면서 프랑스 니스의 코트 다쥐르 천문대나 애리조나주 아파치 포인트 천문대의 아파치 포인트 천문대 달 레이저 거리 측정 작전(APOLLO)과 같은 시설에서는 더 작은 반사경 배열을 이용한 정밀 측정이 활발해졌다.

2010년대 들어서는 새로운 반사경 설치 계획들이 추진되었다. 민간 기업의 MX-1E 착륙선에 실릴 예정이었던 문라이트(MoonLIGHT) 반사경은 기존 반사경보다 측정 정확도를 최대 100배 높이는 것을 목표로 설계되었다.^[13]^[14]^[15] 당초 MX-1E는 2020년 7월 발사 예정이었으나,^[16] 2020년 2월에 발사가 취소되었다.^[17] 인도의 찬드라얀 3호는 2023년 8월 달 착륙에 성공하며 여섯 번째 레이저 반사경을 달 표면에 설치했다.^[3] 취소되었던 문라이트 반사경은 NASA의 상업용 달 탑재체 서비스(CLPS) 프로그램을 통해 2024년 초 발사를 목표로 다시 추진되고 있다.^[18]

3. 원리

달까지의 거리는 다음 방정식을 사용하여 대략적으로 계산할 수 있다.

:''거리'' = (광속 × 왕복 시간) / 2

광속은 정의된 상수이므로, 레이저 펄스가 달까지 왕복하는 데 걸리는 시간을 측정하면 거리를 계산할 수 있다.

실제 측정에서는 왕복에 걸리는 약 2.5초 외에도 여러 요소를 정밀하게 고려해야 한다. 여기에는 하늘에서 달의 위치, 지구와 달의 상대적인 움직임, 지구 자전, 달의 칭동, 극 운동, 날씨, 공기 중에서의 광속 변화, 지구 대기를 통과할 때의 전파 지연, 관측소의 위치 및 판 이동과 조석에 따른 움직임, 그리고 상대성 이론적 효과 등이 포함된다.^[20]^[21]^[57] 이러한 요인들로 인해 측정된 거리는 계속 변하지만, 지구 중심과 달 중심 사이의 평균 거리는 약 385000.6km이다.^[22] 달과 행성의 궤도, 그리고 달의 방향(물리적 칭동)은 수치적으로 통합되어 계산된다.^[23]

달 표면에 도달하는 레이저 빔의 폭은 약 6.5km 정도이다.^[24]^[58] 과학자들은 이처럼 넓게 퍼지는 빔을 달 표면의 작은 반사경에 정확히 조준하는 작업을, 3km 떨어진 곳에서 움직이는 10센트 동전 (미국)을 라이플로 맞추는 것에 비유한다. 반사되어 돌아오는 빛은 매우 약해서 사람의 눈으로는 볼 수 없다. 좋은 조건에서도, 반사경을 향해 발사된 3 × 10¹⁷개의 광자^[25] 중 지구의 관측 장비로 수신되는 것은 약 1–5개에 불과하다.^[26] 하지만 레이저는 매우 단색성이 높기 때문에, 수신된 소수의 광자가 레이저에서 나온 것임을 식별할 수 있다.

2009년 기준으로, 달 레이저 거리 측정 실험을 통해 달까지의 거리는 밀리미터(mm) 단위의 정밀도로 측정되고 있다.^[41] 이는 상대적인 정확도 면에서 매우 뛰어난 측정으로, 예를 들어 로스앤젤레스와 뉴욕 사이의 거리를 머리카락 굵기 정도의 오차로 측정하는 것과 같다.^[56]^[59]

4. 관측소 목록

다음 표는 지구상의 활성 및 비활성 달 레이저 거리 측정 기지 목록을 나타낸다.^[22]^[27]

달 레이저 거리 측정 기지
관측소	프로젝트	작동 기간	망원경	레이저	거리 정확도	참고
맥도날드 천문대(McDonald Observatory), 미국 텍사스	MLRS	1969–1985	2.7m	694 nm, 7 J		^[28]
크림 천체물리 천문대(Crimean Astrophysical Observatory) (CrAO), 소련		1974, 1982–1984		694 nm	3m–0.6m	^[29]
코트다쥐르 천문대(Côte d'Azur Observatory) (OCA), 프랑스 그라스	MeO	1984–1986		694 nm		^[22]^[30]
할레아칼라 천문대(Haleakala Observatory), 미국 하와이	LURE	1984–1990		532 nm, 200 ps, 140 mJ	2cm	^[22]^[31]
마테라 레이저 거리 측정 관측소(MLRO), 이탈리아		2003–현재 (2021)		532 nm
아파치 포인트 천문대(Apache Point Observatory), 미국 뉴멕시코	APOLLO	2006–2021		532 nm, 100 ps, 115 mJ	1.1mm	^[22]
게오데틱 관측소 베첼(Geodetic Observatory Wettzell), 독일	WLRS	2018–현재 (2021)		1064 nm, 10 ps, 75 mJ		^[33]
윈난 천문대(Yunnan Astronomical Observatory), 중국 쿤밍		2018	1.2m	532 nm, 10 ns, 3 J	미터 수준	^[34]

5. 데이터 분석

달 레이저 거리 측정 데이터는 여러 매개변수의 수치 값을 얻기 위해 수집된다. 이 거리 데이터를 분석하는 과정에는 역학, 지구 물리학, 달 물리학적 요소들이 포함된다. 모델링 문제는 크게 두 가지 측면과 관련이 있는데, 하나는 달의 궤도와 방향을 정확하게 계산하는 것이고, 다른 하나는 레이저가 관측소에서 반사경까지 갔다가 다시 돌아오는 비행 시간을 정밀하게 모델링하는 것이다. 최신 달 레이저 거리 측정 데이터는 1cm 가중 제곱 평균 제곱근(rms) 잔차 수준의 정밀도로 분석될 수 있다.

지구 중심에서 달 중심까지의 거리는 태양, 행성 및 일부 소행성의 중력 영향을 고려하여 달과 행성의 궤도를 수치적으로 적분하는 프로그램을 통해 계산된다.^[35]^[23]
같은 프로그램은 물리적 달의 흔들림이라고 불리는 달의 3축 방향 변화도 계산한다.

정확한 거리 모델을 만들기 위해서는 다음과 같은 다양한 요소들이 고려되어야 한다.^[35]^[36]

관측소 위치 변화: 판 이동, 지구 자전, 축 세차 운동, 영양, 극 운동에 따른 움직임.
지구 변화: 고체 지구의 조석 현상과 지구 질량 중심에 대한 고체 지구의 계절적 움직임.
상대론적 효과: 관측소와 함께 움직이는 좌표계에서 태양계 질량 중심에 고정된 좌표계로 시간과 공간 좌표를 변환하는 과정. 지구의 로렌츠 수축도 이 변환의 일부이다.
대기 지연: 지구 대기를 통과하면서 발생하는 지연.
중력 지연: 태양, 지구, 달의 중력장에 의한 상대론적 시간 지연.
반사경 위치 변화: 달의 방향 변화와 고체 조석 현상을 고려한 반사경의 위치.
달의 길이 수축.
반사경 변화: 반사경 마운트의 열팽창 및 수축.

지구 모델에 대한 자세한 정보는 IERS 규약(2010)을 참조할 수 있다.^[37]

6. 연구 결과

달 레이저 거리 측정 실험으로 얻어진 데이터는 파리 천문대 달 분석 센터,^[38] 국제 레이저 거리 측정 서비스 보관소,^[39]^[40] 그리고 활동 중인 관측소들을 통해 이용할 수 있다. 이 장기 실험을 통해 밝혀진 주요 연구 결과는 다음과 같다.^[22]

달은 매년 약 3.8cm의 속도로 지구로부터 멀어지고 있다. 이는 예상보다 빠른 속도로 평가된다.
달 내부에 반지름의 약 20% 크기에 해당하는 액체 상태의 핵이 존재할 가능성이 제기되었다.
만유인력 이론의 높은 안정성이 확인되었다. 1969년 실험 시작 이후 뉴턴의 중력 상수 ''G'' 값 변화량의 상한은 10¹¹분의 1 수준으로 매우 작게 나타났다.
노르트베트 효과는 높은 정밀도로 배제되었으며, 이는 강한 등가 원리의 타당성을 시사한다.
아인슈타인의 일반 상대성 이론이 달 궤도를 매우 정확하게 예측함이 입증되었다.

6. 1. 달의 특성

달-지구 간 거리는 밀리미터 단위의 정밀도로 측정할 수 있다.^[41] 달 레이저 거리 측정 실험을 통해 밝혀진 달의 주요 특성은 다음과 같다.

달은 지구로부터 매년 약 3.8cm의 속도로 나선형 궤도를 그리며 멀어지고 있다.^[42] 이 속도는 상당히 빠른 것으로 평가된다.^[43]
달 내부에 액체 상태의 핵이 존재할 가능성이 높으며, 그 크기는 달 반지름의 약 20% 정도로 추정된다. 핵과 맨틀 경계에서의 에너지 소산 효과를 통해 핵의 존재를 감지할 수 있다.^[44] 달 핵-맨틀 경계의 반지름은 약 381km로 측정되었다. 핵-맨틀 경계의 극 편평도는 2.2(±0.6) × 10⁻⁴로 계산된다.
달은 외부 힘 외에 다른 요인에 의해 영향을 받는 자유 물리적 리브레이션(칭동) 현상을 보인다. 이를 설명하기 위해서는 추가적인 메커니즘 연구가 필요하다.^[45]
달의 조석 소산 정도는 조석 주파수에 따라 달라진다.^[42]
달의 자유 핵 누테이션(장동) 주기는 약 367년으로 추정된다.^[46]
장기간의 실험 데이터는 만유인력 이론이 매우 안정적임을 보여준다. 1969년 실험 시작 이후 뉴턴의 중력 상수 ''G''의 변화량 상한은 10¹¹분의 1 수준에 불과했다.
노르트베트 효과는 높은 정확도로 배제되었으며, 이는 강한 등가 원리가 타당함을 시사한다.
아인슈타인의 일반 상대성 이론은 달의 궤도를 높은 정밀도로 예측함이 확인되었다.
달 표면에 설치된 반사경의 정확한 위치 정보는 달 궤도를 도는 우주선의 위치를 파악하는 중요한 기준점으로 활용된다.^[47]

한편, 달 표면 반사기의 존재는 아폴로 계획 음모론에 대한 반증으로 사용되기도 한다. 예를 들어, APOLLO Collaboration 프로젝트에서 관측된 광자 펄스 패턴은 알려진 아폴로 착륙 지점 부근에 반사기가 실제로 존재한다는 사실과 일치한다.

6. 2. 중력 물리학

아인슈타인의 중력 이론인 일반 상대성 이론은 달 레이저 거리 측정 실험의 정확도 내에서 달의 궤도를 예측한다.^[50] 게이지 고정은 이 기술로 관측된 지구-달 시스템의 상대론적 효과에 대한 올바른 물리적 해석에 중요한 역할을 한다.^[48]

실험을 통해 노르트베트 효과(달과 지구가 서로 다른 정도로 압축되어 태양을 향해 다르게 가속될 것이라는 가설)의 가능성은 높은 정밀도로 배제되었으며,^[49]^[50]^[51] 이는 강한 등가 원리를 강력하게 뒷받침한다.

중력의 보편성은 매우 안정적인 것으로 확인되었다. 실험 결과, 뉴턴의 중력 상수 ''G''의 연간 변화량은 13조 분의 2.7 이내로 매우 작게 나타났으며,^[52] 1969년 이후 측정된 ''G'' 값 변화의 상한선 역시 10¹¹분의 1 수준으로 매우 정밀하게 제한되었다.

장기간의 실험을 통해 밝혀진 주요 내용은 다음과 같다.

달은 매년 3.8cm의 속도로 지구에서 멀어지고 있다. 이 속도는 이례적으로 빠른 것으로 평가된다.
달은 반지름의 약 20%에 해당하는 액체 상태의 핵을 가지고 있을 가능성이 있다.

7. 갤러리

참조

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