지진의 발생으로 진원(震源)이나 진앙(震央)에서 사방으로 퍼지는 파동. 탄성파의 하나이다. 지진파는 매질(媒質) 내부를 3차원적으로 전달하는 중심파와 지구 표면을 따라서 전파되는 표면파로 구분되며 중심파에는 P파(primary wave)와 S파(secondary wave)의 2종류가 있다. P파는 매질의 입자가 진동하는 방향과 파동의 진행방향이 같은 종파이며, S파는 매질의 입자가 파동의 진행방향과 수직으로 진동하는 횡파인데, 매질이 고체일 경우에만 전달된다. P파의 전파속도가 S파의 전파속도보다 크며 그 비율은 푸아송비(比)에 따라 변한다. 지각이나 상부 맨틀을 구성하는 암석의 푸아송비는 0.25 정도로 여겨지며 이때 속도비는 1.73 정도이다. 중심파는 지각과 맨틀 사이의 불연속면에서 반사·굴절을 되풀이하며 전달되어 가는데, 중심파의 전파방식을 관측함으로써 지구 내부에서의 P파와 S파의 속도분포를 추정할 수 있다. 이때 관측에서 얻어지는 주시곡선(走時曲線)을 이용한다. 주시곡선은 지진이 발생한 뒤 지진파가 전달되는 시간과의 관계를 나타낸 곡선이며 20세기초 독일의 지진학자 J.E. 비헤르트 등이 관측으로 얻어진 주시곡선을 통해 몇 가지 가정을 하여 지구 내부의 지진파의 속도분포를 결정할 수 있다는 것을 밝혔다. 표면파는 지표 부근의 점이 세로 방향으로 긴 타원을 그리듯이 진동하는 L파(long wave) 또는 장파라고 하며, 지진파 가운데에서 가장 속도가 느리지만 진폭은 가장 커서 대부분의 큰 지진피해는 L파에 의하여 발생한다. 레일리파(Rayleigh wave)와 러브파(love wave)의 2종류가 있으며, 천발지진의 경우 효과적으로 발생한다. 표면파는 지표를 따라 2차원적으로 전파하는 것으로 중심파에 비해 파동에너지의 감쇠비율이 낮다. 표면파가 분산을 보이는 성질을 이용, 지구 내부의 속도분포를 추정할 수 있고, 분산곡선은 지하의 구조가 주어지면 결정될 수 있는 것으로, 관측으로 분산곡선을 구하면 지하의 매질 구조를 추정할 수 있게 된다. 실제로는 존재할 듯한 몇 개의 구조모델에 대해 분산곡선을 계산하고, 가장 관측에 적합한 모델을 골라내는 방법을 취하고 있다. 진앙에서 비교적 떨어진 곳에서 지진의 진동을 느낄 때 처음에는 작게 진동하고, 점차 진동이 심해지며, 그 다음 다시 천천히 진동하는 것을 느낄 수 있다. 이것이 각각 P파·S파·표면파에 해당한다. 진앙 가까이에서는 표면파는 중심파 속에 섞여 있으므로 식별이 곤란하며 일반적으로 S파의 진폭이 가장 크다. 진앙에서 멀어짐에 따라 표면파는 감쇠가 적므므로 최대진동이 된다. 〔 그림 1〕 〔그림 2〕는 동태평양에서 일어난 지진(진원 깊이 33㎞, 표면파의 지진규모 Ms=5.5)을, 진앙거리로 해서 약 6532㎞인 미국 캘리포니아주에서 관측한 기록이다. P파·S파·L파(러브파와 레일리파)가 확인된다.

<달>

지구로부터의 거리는 평균 38만 4400km로, 지구에서 태양까지 거리의 400분의 1이다. 달의 반지름은 지구의 약 4분의 1, 태양의 약 400분의 1인 1738km(적도반지름)이다. 지구에서 본 달의 시지름은 29 '30 ″~32 ' 50 ″이며, 이는 태양의 시지름과 비슷한 크기이기 때문에 개기일식이나 개기월식 등의 현상이 일어난다.

달의 질량은 지구의 81.3분의 1(7.352×1025g)인데, 태양계에서 이와 같이 모행성(母行星) 대 위성의 질량비(質量比)가 큰 것은 지구와 달밖에 없다. 해왕성의 트리톤과, 토성의 타이탄이 각각 모행성의 800분의 1과 4000분의 1로, 질량비로 볼 때 달 다음으로 큰 것들이다. 그러므로 달은 지구의 위성이라기보다 형제 행성이라고 보아야 할 정도이다.

달에 관해서 가장 두드러진 사실은 달이 삭망(朔望)의 현상을 보인다는 것이다. 달은 스스로 빛을 발하지 않으므로 태양의 빛이 닿는 부분만 빛을 발한다. 따라서 태양 ·달 ·지구 세 천체의 상대위치에 따라 달의 빛나는 부분의 형태가 달라져 보이는 것이다.

<달과 지구까지의 거리>

지구지름을 양끝으로 하는 두 지점에서 달을 관측하면, 달의 배경이 되는 항성(恒星)의 위치가 약간 다르다는 것을 알 수 있다. 이러한 관측에 의해 달에서 볼 때의 지구의 시지름을 구할 수 있으며, 이에 의해서 지구에서 달까지의 거리를 계산할 수 있다. 이와 같은 방법으로 구한 달까지의 거리는 평균 38만 4400km로, 이는 지구반지름의 약 60배에 해당한다. 만일 이 거리를 광속(光速)으로 비행한다면 약 1.3초가 걸린다. 또한, 달의 부피는 지구의 49분의 1이 된다. 지구에서 달까지의 거리를 알면, 여기에 호도(孤度)로 고친 달의 평균 시반지름을 곱하면 달의 반지름 약 1738km를 얻을 수 있다.

달의 모습은 거의 구(球)에 가까우나, 엄밀히는 자전(自轉)으로 인해서 적도 부분이 극(極)에 비해서 약간 부풀어 있다. 또한 적도 부분의 단면도 원이 아니라 타원형을 이루고 있다. 즉, 달의 모습은 전체적으로 세 축의 길이가 다른 타원체이며, 그 중 가장 긴 축의 방향이 항상 지구를 향하고 있다. 달의 질량은 달의 인력(引力)이 다른 천체에 미치는 영향을 관측하여 구한다.

가장 간단한 방법은 태양의 주위를 돌고 있는 지구의 운동에 달이 어떤 영향을 미치는가를 조사하는 것이다. 지구는 태양 주위를 타원궤도를 그리면서 돌고 있지만, 정확히는 타원궤도 위에 있는 것은 지구중심이 아니라 지구와 달의 공통무게중심이다. 따라서 지구와 달은 이 공통무게중심을 사이에 두고 각각 질량의 비에 반비례하는 거리에 위치하므로 공통무게중심으로부터 각각의 거리를 관측하면 그 질량비를 얻을 수 있다. 이렇게 해서 구한 달의 질량은 지구의 81.3분의 1이다. 이 값과 앞서 구한 부피의 비로부터 계산하면 달의 평균밀도는 3.34g/cm3로, 지구의 평균밀도인 5.52g/cm3의 약 0.6배가 되는데, 이는 지구의 지각(地殼)을 형성하는 암석의 평균밀도와 거의 같다.

최근에는 달 주변을 비행하는 인공천체에 미치는 달의 인력으로부터 달의 평균밀도를 보다 정확히 구할 수 있게 되었다. 또, 달의 반지름과 질량으로부터 월면에서의 중력의 크기를 구할 수 있다. 계산에 의하면 그 값은 1.62m/s2으로, 지구의 중력가속도 9.80m/s2의 약 6분의 1이 된다.

<달의 내부 구조>

  지구의 내부구조의 파악은 지진파의 연구를 통해 가능했다. 달의 경우 달에서 생긴 지진파와 달 궤도를 도는 인공위성이 이용된다. 아폴로 11호가 달에 월진계를 설치하면서 달의 내부 구조 파악이 본격적으로 이루어 지기 시작했으며, 월진파나 충격파가 달의 내부나 지표면으로 진동해 가는 변화를 모니터링함으로, 과학자들은 달 내부 성질의 힌트를 얻었다. 아폴로 우주인이 설치한 월진계는 다음과 같은 사실을 밝혀주었다.

   달은 지진학적으로 매우 조용하다. 리히터(Richter) 지진계로 2보다 작게 측정되는 달 지진은 운석 충돌에 의한 것이다. 달의 근지점에서 생기는 매우 약한 진동과 다지진군의 발생(며칠에 걸쳐 계속되는 일련의 약한 진동)이 관찰된다. 이러한 지진군의 원인은 아직까지 알려지지 않았지만, 지구의 조석과는 아무런 관련이 없는 것으로 알려져 있다. 아폴로 탐사선이 달 표면에 착륙하였을 때 미친 충격으로 일어난 진동은 대단히 느리게 감쇠해 거의 한시간 동안 울렸다고 한다.   

  달의 내부는 크게 표면, 맨틀, 핵의 3부분으로 나눠진다. 달의 내부연구는 지진파 연구와 월면 중력지도를 통해 알수 있었다. 표면의 두께는 평균 70km정도이고 (고지대 약 100km, 저지대나 바다 약 60km) 핵의 반지름은 300~425km사이, 나머지 부분이 맨틀을 이룬다. (달의 평균 반지름 1740km) 달의 핵은 달 전체 질량의 2% 미만을 차지하고 있다고 추측하고 있는데, 이는 지구와 비교해 볼때 아주 작은 비율이다. 지구의 중심부에서는 철이나 니켈이 액체상태의 핵을 만들고 있다는 사실이 지진파의 관측으로 알 수 있었다. 그 핵을 둘러 싸고 있는 암석권(맨틀)도 고온으로 녹아 버릴 우려가 있으나 녹지 않는 것은 100만 기압이라고 하는 내부의 강대한 압력 덕분이다. 그 증거로는 땅의 균열 등으로 내부의 압력이 줄어들면 암석은 순식간에 흐물흐물 용암이 되어 분출한다.  

  달의 내부는 지구와 비교해 볼 수 있다. 달의 바다는 지구의 대양 바닥에 비교된다. 바다는 지구를 향한 달의 표면에 모여 있고, 뒷면 반구는 거의 대륙뿐이다. 우리가 보는 쪽 에만 바다가 많이 분포하고 반대쪽에는 전혀 다른 분포를 보이는 것이다. 이러한 달의 분포는 마치 지구 탄생 초기에 초대륙(팡게아)와 비슷한 형태를 띠고 있다. 표면 뿐만 아니라 내부 자체도 지구쪽으로 치우쳐져 있다고 알려졌다. 이는 탄생초기 지구의 기조력 때문일꺼란 추측이 있다.  

   달의 내부구조는 달의 기원을 조사하는데 큰 역활을 한다. 달은 지질의 성장이 이미 멈추어 더 이상의 조산운동이라든가 지진, 화산등의 활동이 일어나지 않고 있다. 수 십억 년 전의 그 상태를 그대로 가지고 있다고 보아도 무리가 없어 지구형 행성의 초기 상태를 추측할 수 있다. 달의 표면연구와 내부구조 연구를 통해 지구형 행성의 진화 양상을 알수 있고 이런한 정보들을 통해 태양계의 기원을 유추해 낼 수도 있어, 중요한 연구과제이기도 하다.

<달의 대기>

  달에서는 아주 소량의 대기가 측정되었다. 비록 달의 표면으로부터 가끔 가스가 분출되는(화산증기와 같이) 경우가 관측되기는 하지만, 사실은 달 내부에서 어떤 대규모의 가열 작용이 일어나기에는 달이 너무 작다.
  바다로부터 용암이 분출될 때 대기가 형성되었다고 하더라도 달은 표면 중력이 너무 작고 표면 온도가 높기 때문에 가스가 날아간지는 이미 오래다. 더욱이 태양풍만으로도 달 내부에서 나온 미소량의 가스를 충분히 휩쓸어 버릴 수가 있다. 심지어 아폴로 우주선에서 나온 배기 가스조차 오래 머무르지 못하고 우주선의 이륙과 착륙 때  잠깐 존재했을 뿐이다. 암석의 가스 분출 물질에 의한 대기의 주요 성분은 40%의 질소(Ne),40%의 아르곤(Ar),20%의 헬륨(He)이며, 표면 압력은 단지 약 10-14대기압이다. 만약에 달에 물을 버린다면, 그 물은 달을 이탈해 버리는데 몇 년 정도가 소요된다. 이보다 가벼운 물질은 불과 수 일만에 달을 빠져 나갈 수도 있다. 결과적으로 달에는 대기가 없다고 봐도 무방하다.

<달의 자기장>

  지표에서 약 4 ×10-5 T의 세기를 가지는 지구의 자기장은 수백 년 전부터 알려져 왔으나, 달의 자기장은 우주 탐사선에 의해서 비로소 연구될 수 있었다. 아폴로 우주선이 달 표면에 설치한 자기계의 기록에 의하면 달의 고유 자기장의 세기는 10-9 T이지만, 국지적인 자기장의 세기는 10-8 T 내외의 값을 가진다.
  아무튼 달의 자기장의 세기는 무시할 정도로 작다는 것은 틀림없는 사실이다. 만약 행성의 자기장 기원에 대한 다이너모 모형이 정확하다면 이때 달의 핵은 주로 철이나 니켈로 구성되거나 용해되어질 수 없다(또, 달이 금속질 핵을 갖기에는 밀도가 너무 낮다.). 한편, 어떤 표면 암석 표본은 달의 약한 자기장에서 기대되는 이상으로 강력한 자기력이 표시되었다. 화성암의 철광물은 식는 과정에 있던 자기장을 보존시킨다. 그래서 과거에 달의 자기장은 지금보다 더 강했다고 볼 수 있다. 그러나 이것은 아직 수수께끼로 남아 있다.