Kaguya

Segunda misión japonesa en la órbita lunar

Kaguya, denominada originalmente SELENE por SELenological and Engineering Explorer, fue una misión japonesa de exploración lunar desarrollada por JAXA y lanzada el 14 de septiembre de 2007 mediante un cohete H-IIA. El sistema estaba formado por un orbitador principal y dos subsatélites, Okina y Ouna, que operaron en órbitas diferentes para mejorar la determinación del campo gravitatorio lunar. El orbitador principal realizó la mayor parte de sus observaciones desde una órbita polar situada a unos 100 km de altitud.

La nave transportaba 15 experimentos destinados a estudiar la composición elemental y mineralógica de la superficie, la topografía, la estructura del subsuelo, el campo gravitatorio, las anomalías magnéticas y el entorno de plasma. La combinación de cámaras, espectrómetros, altimetría láser, radar y seguimiento por radio permitió observar de forma conjunta la superficie y la estructura de la corteza. Okina retransmitió las señales del orbitador cuando este sobrevolaba la cara oculta, mientras que Okina y Ouna participaron en medidas interferométricas utilizadas para precisar sus órbitas y el campo gravitatorio.

Las observaciones de Kaguya permitieron elaborar modelos globales del relieve, mejorar la cartografía gravitatoria de la cara oculta, estudiar la distribución de anortosita y olivino, revisar la cronología del volcanismo basáltico y detectar discontinuidades enterradas bajo algunos mares lunares. Durante la misión extendida, el descenso a órbitas más bajas proporcionó medidas de mayor resolución en varias regiones. La misión terminó el 10 de junio de 2009 con el impacto controlado del orbitador en las proximidades del cráter Gill B.

Antecedentes y objetivos de la misión

Las misiones Apollo proporcionaron muestras, datos sísmicos y observaciones directas de varias regiones próximas al ecuador de la cara visible, pero no ofrecieron una representación global de la Luna. Durante la década de 1990, Clementine y Lunar Prospector ampliaron la cartografía de la superficie y aportaron nuevas medidas sobre composición, topografía, gravedad y magnetismo. Aun así, persistían limitaciones en la resolución de los mapas, en el conocimiento de la estructura de la corteza y en la determinación del campo gravitatorio de la cara oculta, donde la Luna interrumpe las comunicaciones directas con la Tierra.

Japón había realizado su primera misión lunar con Hiten, lanzada en 1990 para ensayar técnicas de navegación, asistencia gravitatoria y operaciones en el entorno de la Luna. La experiencia obtenida permitió plantear una misión posterior orientada a la observación científica global. SELENE surgió de la colaboración entre el Institute of Space and Astronautical Science y la National Space Development Agency of Japan, dos organismos que quedaron integrados en JAXA en 2003. El desarrollo formal comenzó en el ejercicio fiscal de 1999 y continuó con las fases de diseño, fabricación y ensayos hasta el lanzamiento en 2007.

La misión fue concebida para estudiar el origen y la evolución de la Luna mediante observaciones coordinadas de su superficie, su corteza y su entorno espacial. Entre las cuestiones planteadas se encontraban la distribución global de elementos y minerales, la formación de las tierras altas anortosíticas, la evolución de los mares basálticos, las diferencias entre las caras visible y oculta, el espesor de la corteza y la posible conservación de estructuras producidas durante las primeras etapas de diferenciación lunar.

Otro objetivo era mejorar el conocimiento del campo gravitatorio, especialmente en la cara oculta. Las misiones anteriores habían reconstruido esta región a partir de modelos indirectos, ya que el seguimiento por radio se interrumpía durante cada paso detrás de la Luna. SELENE incorporó dos subsatélites para mantener o complementar las medidas de seguimiento y reducir las incertidumbres en la determinación de las órbitas. Estas observaciones permitirían relacionar las anomalías gravitatorias con la topografía, el espesor cortical y la estructura de las grandes cuencas de impacto.

La misión también debía comprobar tecnologías necesarias para posteriores operaciones lunares. Los objetivos incluían la transferencia desde la Tierra, la inserción en órbita polar, las maniobras de reducción de altitud, el control de actitud en tres ejes, el control térmico y la operación coordinada de varias naves alrededor de la Luna. Estas tareas se desarrollaron junto con el programa científico, pero constituían una línea diferenciada de los estudios sobre composición, geología, gravedad y entorno de plasma.

Características de la misión

Kaguya fue diseñada para realizar observaciones globales de la Luna desde una órbita polar cercana a 100 km de altitud. Esta configuración permitía cubrir progresivamente ambos hemisferios y mantener una geometría de observación estable para los instrumentos orientados hacia la superficie. La arquitectura incluía un orbitador principal y dos subsatélites, destinados a completar las medidas gravitatorias en regiones donde la Luna impedía la comunicación directa con la Tierra.

El conjunto tenía una masa de lanzamiento de 3.020 kg, incluidos 1.115 kg de propelente, los dos subsatélites y 275,4 kg de instrumentación científica. La masa seca del orbitador principal era de 1.791 kg. La estructura estaba dividida en un módulo superior de 2,1 × 2,1 × 2,8 m y otro inferior de 2,1 × 2,1 × 1,4 m, sobre los que se distribuyeron los sistemas de servicio, la carga útil y los mecanismos de despliegue.

La nave utilizaba estabilización en tres ejes mediante ruedas de momento, necesaria para mantener los sensores dirigidos hacia la superficie y conservar la orientación de las antenas y del panel solar. El sistema de propulsión estaba formado por un motor principal de 500 N, doce propulsores de 20 N y ocho de 1 N, empleados para las maniobras orbitales y el control de actitud. El panel solar podía generar hasta 3,26 kW en condiciones de iluminación favorables.

Algunos sistemas permanecían plegados durante el lanzamiento. El magnetómetro se instaló en el extremo de un mástil desplegable de 12 m para reducir la interferencia magnética de la propia nave. El radar utilizaba cuatro brazos de 15 m dispuestos en dos dipolos de 30 m de extremo a extremo. El sistema UPI estaba montado sobre una plataforma orientable que permitía mantener sus telescopios dirigidos hacia la Tierra.

Instrumentos científicos

La carga útil estaba formada por 15 experimentos dedicados al estudio de la composición, el relieve, el subsuelo, la gravedad y el entorno espacial de la Luna. Los instrumentos se organizaron en grupos complementarios, de modo que las observaciones espectrales y químicas pudieran relacionarse con la topografía, la estructura de la corteza y las variaciones del campo gravitatorio.

La composición elemental se estudió mediante el espectrómetro de rayos X XRS y el espectrómetro de rayos gamma GRS. XRS estaba diseñado para detectar la fluorescencia producida por la radiación solar en elementos como magnesio, aluminio, silicio y hierro. GRS utilizaba un detector de germanio para medir la emisión gamma asociada a elementos como potasio, torio y uranio, con una resolución espacial menor pero acceso a componentes distintos de los observados por XRS.

El sistema Lunar Imager and Spectrometer reunía la Terrain Camera, el Multiband Imager y el Spectral Profiler. La Terrain Camera obtenía imágenes estereoscópicas con una resolución nominal de 10 m desde la órbita de 100 km. El Multiband Imager observaba la superficie en nueve bandas entre 0,4 y 1,6 µm, mientras que el Spectral Profiler registraba espectros continuos entre 0,5 y 2,6 µm. Estos tres instrumentos estaban destinados a relacionar la morfología del terreno con la distribución y composición de los minerales.

El Lunar Laser Altimeter medía la distancia entre la nave y la superficie mediante pulsos láser, mientras que el Lunar Radar Sounder transmitía ondas de 5 MHz para detectar discontinuidades bajo la superficie. Las medidas gravitatorias se apoyaban en el experimento RSAT y en las señales de radio del sistema VRAD. El resto de la carga útil incluía el magnetómetro LMAG, el experimento de plasma PACE, el detector de partículas CPS, el experimento de radio RS y el observatorio terrestre UPI. Dos cámaras de alta definición desarrolladas con NHK completaban la carga útil con una función documental y de divulgación.

Okina y Ouna

Okina y Ouna eran dos subsatélites estabilizados por rotación, con una masa de 57 kg cada uno y unas dimensiones aproximadas de 0,99 × 0,99 × 0,65 m. Cada vehículo disponía de unos 69 W de potencia y estaba diseñado para operar en una órbita elíptica distinta. Okina debía ocupar una trayectoria de aproximadamente 100 × 2.400 km, mientras que Ouna utilizaría una órbita de unos 100 × 800 km.

Okina, denominado Rstar durante el desarrollo, transportaba el repetidor de RSAT y una de las fuentes de radio de VRAD. Su función era retransmitir las señales del orbitador principal durante los pasos sobre la cara oculta y permitir el seguimiento Doppler de cuatro vías. Ouna, denominado Vstar, transportaba la segunda fuente de radio de VRAD. Las señales emitidas por ambos subsatélites se observaban desde estaciones terrestres mediante interferometría de muy larga base para mejorar la determinación de sus órbitas y reducir las incertidumbres del modelo gravitatorio lunar.

Desarrollo de la misión

Lanzamiento y transferencia hacia la Luna

Kaguya fue lanzada el 14 de septiembre de 2007 a las 01:31 UTC mediante un cohete H-IIA desde el Centro Espacial de Tanegashima, en Japón. Tras separarse de la etapa superior, la nave desplegó el panel solar y la antena de alta ganancia e inició la comprobación de los sistemas de a bordo. Durante los primeros días se verificaron las comunicaciones, el suministro eléctrico, el control térmico, la orientación y el sistema de propulsión.

La nave no siguió una transferencia directa hacia la Luna. El perfil de vuelo incluía dos vueltas y media alrededor de la Tierra en una órbita elíptica cuyo apogeo se extendía más allá de la órbita lunar. Varias maniobras corrigieron la trayectoria y ajustaron la posición y la velocidad de Kaguya para alcanzar el entorno de la Luna con la geometría necesaria para la inserción orbital. Este recorrido también permitió comprobar el comportamiento de la plataforma antes de iniciar las operaciones lunares.

Durante la transferencia se activaron de manera progresiva algunos equipos y cámaras auxiliares. El 29 de septiembre, cuando Kaguya se encontraba todavía en su trayectoria alrededor de la Tierra, el sistema de televisión de alta definición registró imágenes de la Tierra y la Luna. Estas observaciones formaban parte de las actividades documentales de la misión y no de su programa científico regular.

Inserción orbital y puesta en servicio

El 4 de octubre de 2007, Kaguya encendió su motor principal para reducir la velocidad e ingresar en una órbita polar lunar elíptica. La trayectoria inicial tenía un perilunio próximo a 100 km y un aposelenio de unos 13.000 km. La nave necesitó varias maniobras adicionales para disminuir progresivamente el punto más elevado de la órbita y aproximarse a la altitud prevista para las observaciones.

La reducción orbital estuvo coordinada con la separación de los dos subsatélites. Okina fue liberado el 9 de octubre en una órbita elíptica de aproximadamente 100 × 2.400 km. Ouna se separó el 12 de octubre y quedó situado en una trayectoria de unos 100 × 800 km. Sus distintas órbitas respondían a las necesidades de los experimentos de seguimiento por radio y permitían mantener separadas las señales transmitidas por cada vehículo.

El orbitador principal continuó ejecutando maniobras de reducción del aposelenio hasta alcanzar, el 19 de octubre, una órbita de aproximadamente 80 × 123 km y un periodo de 1 h 58 min. Esta trayectoria se consideró equivalente a la órbita nominal de observación de unos 100 km de altitud. La órbita no permanecía completamente circular debido a las irregularidades del campo gravitatorio lunar y a las perturbaciones producidas por la distribución desigual de masas en la corteza y el manto.

Una vez alcanzada la órbita de trabajo comenzó la puesta en servicio de la carga útil. Entre el 28 y el 31 de octubre se desplegaron el mástil de 12 m del magnetómetro, los cuatro brazos de 15 m del radar y la plataforma orientable utilizada para observar la Tierra. Las cámaras de vigilancia instaladas en el exterior de la nave permitieron comprobar la posición de estos elementos. Durante las semanas siguientes se calibraron los sensores, se ajustaron los modos de observación y se verificaron los sistemas de almacenamiento y transmisión de datos.

Fase científica y misión extendida

Las operaciones científicas regulares comenzaron el 21 de diciembre de 2007. Kaguya recorría una órbita polar, por lo que la rotación de la Luna bajo el plano orbital permitía ampliar gradualmente la cobertura longitudinal. La nave completaba una vuelta alrededor del satélite aproximadamente cada 2 h y mantenía los instrumentos de observación orientados hacia la superficie mediante su sistema de estabilización en tres ejes.

Las condiciones de iluminación variaban a lo largo de la misión y determinaban qué observaciones podían realizarse en cada periodo. Algunos instrumentos necesitaban luz solar sobre la superficie, mientras que otros podían funcionar sobre el hemisferio nocturno o durante el paso por las regiones polares. Las comunicaciones con la Tierra se concentraban en los intervalos en los que la nave se encontraba sobre la cara visible, salvo las medidas que utilizaban a Okina como enlace durante el paso por la cara oculta.

La altitud orbital requería correcciones periódicas. El campo gravitatorio de la Luna perturbaba la trayectoria y podía reducir la distancia entre la nave y las regiones más elevadas de la superficie. Las maniobras de mantenimiento ajustaban el perilunio y evitaban que su descenso comprometiera la seguridad del orbitador. Estas correcciones también permitían conservar una geometría de observación adecuada durante la fase nominal.

La fase nominal terminó en octubre de 2008, después de unos diez meses de operaciones regulares. El estado de la nave y la cantidad de propelente disponible permitieron comenzar una misión extendida en noviembre. Durante esta etapa se mantuvieron las observaciones y se modificó progresivamente la órbita para trabajar a menor altitud. El 1 de febrero de 2009, Kaguya fue situada en una trayectoria cuyo punto más bajo se encontraba en torno a 50 km sobre la superficie.

Últimas operaciones y final de la misión

La órbita de Okina descendió de manera natural debido a las perturbaciones gravitatorias. El subsatélite impactó en la cara oculta de la Luna el 12 de febrero de 2009. Su pérdida puso fin al seguimiento Doppler de cuatro vías durante los pasos de Kaguya detrás de la Luna, aunque el orbitador principal y Ouna continuaron operativos.

A partir del 16 de abril de 2009, nuevas maniobras redujeron el perilunio de Kaguya hasta altitudes comprendidas entre 10 y 30 km en determinados tramos de la órbita. Esta reducción acortó la distancia entre la nave y la superficie, pero también disminuyó el margen de seguridad frente al relieve. El control de la trayectoria pasó a centrarse en prolongar las operaciones de baja altura y preparar un impacto final en una zona observable desde la Tierra.

La misión concluyó el 10 de junio de 2009 a las 18:25 UTC, cuando Kaguya impactó de forma controlada en el hemisferio visible, en una región próxima al cráter Gill. La trayectoria final permitió prever el lugar y el momento de la colisión para facilitar su observación desde telescopios terrestres. El destello producido por el impacto fue registrado desde varios observatorios.

Ouna permaneció en órbita después del final del vehículo principal y continuó transmitiendo telemetría hasta el 29 de junio de 2009. El cierre de sus operaciones puso fin a la actividad del sistema formado por el orbitador Kaguya y los dos subsatélites.

Resultados científicos

Una topografía global de la Luna

Antes de Kaguya, la topografía lunar todavía presentaba diferencias de cobertura y precisión, especialmente en la cara oculta y las regiones polares. El altímetro láser obtuvo unos 6,77 millones de medidas distribuidas por toda la superficie, suficientes para construir un modelo global sin los grandes vacíos de los mapas anteriores. La órbita polar aumentó la densidad de observaciones en las latitudes más altas, donde la separación entre las trayectorias descendía por debajo de 2 km cerca de los polos.

Las medidas establecieron un intervalo de elevaciones de 19,81 km respecto al radio de referencia lunar de 1.737,4 km. El punto más elevado se localizó en el borde meridional de la cuenca Dirichlet-Jackson, a 10,75 km sobre esa referencia. El más bajo apareció en el cráter Antoniadi, dentro de la cuenca Polo Sur-Aitken, a 9,06 km por debajo. La diferencia refleja el contraste entre las tierras altas de la cara oculta y la extensa depresión formada por Polo Sur-Aitken.

El modelo permitió comparar la topografía con la gravedad y analizar cómo la corteza y el manto superior sostienen las irregularidades del relieve. Las estructuras de mayor extensión presentan distintos grados de compensación por variaciones de densidad o espesor en el interior, mientras que parte del relieve de menor escala permanece sostenido por la rigidez de la litosfera, la capa externa formada por la corteza y la parte superior del manto.

Las imágenes estereoscópicas de la Terrain Camera completaron estas medidas con modelos del terreno de unos 10 m por píxel. La cámara obtuvo cobertura estereoscópica de más del 99 % de la superficie iluminada y permitió cartografiar cráteres, fallas, dorsales, llanuras basálticas y depósitos de material eyectado con una resolución uniforme en ambos hemisferios. Estos datos se utilizaron posteriormente para elaborar modelos digitales de elevación y revisar la cartografía de regiones observadas con menor detalle por misiones anteriores.

La gravedad de la cara oculta

El conocimiento del campo gravitatorio lunar estaba condicionado por una limitación geométrica. Cuando una nave atravesaba la cara oculta, la Luna interrumpía el enlace directo con las estaciones terrestres y dejaba de ser posible medir con precisión los cambios de velocidad causados por la distribución interna de masas. Los modelos anteriores debían reconstruir estas regiones a partir de la trayectoria observada antes y después de cada ocultación.

Okina permitió retransmitir la señal entre Kaguya y la Tierra durante esos intervalos. El seguimiento Doppler de cuatro vías proporcionó medidas directas sobre la cara oculta y redujo la dependencia de las restricciones matemáticas utilizadas en los modelos anteriores. La interferometría realizada con las señales de Okina y Ouna mejoró además la determinación de las órbitas de los subsatélites.

El nuevo mapa gravitatorio mostró que las grandes cuencas no presentan la misma estructura en ambos hemisferios. En la cara visible son frecuentes las anomalías positivas asociadas a concentraciones de masa, conocidas como mascons, formadas por el ascenso de materiales densos del manto y por la acumulación posterior de basaltos. Varias cuencas de la cara oculta, en cambio, aparecen rodeadas por anillos de anomalía negativa y conservan una relación diferente entre el relieve superficial y la distribución de masa.

Estas diferencias indican que la respuesta de la litosfera a los grandes impactos no fue uniforme. La cara oculta habría mantenido una corteza más gruesa y rígida durante parte de la historia lunar, mientras que la cara visible experimentó una deformación y un relleno volcánico más extensos. El mapa de Kaguya no determinó por sí solo la composición del interior, pero permitió relacionar la gravedad con el espesor cortical, la topografía y la evolución de las cuencas.

Composición de la corteza lunar

Las muestras traídas por Apollo habían mostrado que las tierras altas contienen abundante anortosita, una roca compuesta principalmente por plagioclasa. Sin embargo, esas muestras procedían de una zona limitada de la cara visible y no permitían establecer la distribución global de los materiales más ricos en este mineral. Las observaciones del Multiband Imager ampliaron el análisis a cráteres y cuencas de ambos hemisferios.

El instrumento detectó una absorción espectral próxima a 1.250 nm, asociada al hierro presente en la estructura de la plagioclasa. A partir de esta señal se identificaron 69 zonas de estudio con afloramientos que alcanzaban aproximadamente un 98 % de plagioclasa en volumen. Estas exposiciones aparecían en picos centrales, paredes de cráteres, anillos de cuencas y depósitos excavados por impactos.

Los materiales recibieron la denominación de anortosita de máxima pureza, o PAN por las siglas de “purest anorthosite”. Su distribución indica que existen concentraciones de plagioclasa muy pura en regiones alejadas de los lugares de alunizaje de Apollo. El resultado es compatible con una corteza formada parcialmente por la flotación de cristales sobre un océano de magma, aunque no demuestra que toda la corteza lunar posea la misma composición. La posible existencia de una capa de anortosita situada entre 3 y 30 km de profundidad se dedujo de la capacidad de los impactos para excavar materiales, no de una observación directa de esa capa.

El Spectral Profiler identificó también afloramientos ricos en olivino alrededor de varias cuencas. Este mineral es habitual en el manto de los cuerpos rocosos, pero también puede formarse en intrusiones situadas dentro de la corteza. Su presencia en la superficie no basta, por tanto, para atribuir los afloramientos al manto lunar.

Los análisis posteriores localizaron 49 zonas ricas en olivino en ocho cuencas. En 14 de ellas, los depósitos aparecían próximos a exposiciones de anortosita rica en plagioclasa. Esta asociación puede corresponder a materiales de la corteza inferior mezclados durante los impactos o a la excavación conjunta de rocas corticales y mantélicas. Los datos no permiten aplicar una explicación única a todos los afloramientos.

Volcanismo y capas enterradas

La cronología del volcanismo lunar se calcula principalmente mediante el recuento de cráteres. Las superficies más antiguas han permanecido expuestas durante más tiempo y, en general, acumulan una densidad mayor de impactos. El método proporciona edades modelo que dependen de la calibración establecida con las muestras lunares y no equivale a una datación radiométrica directa.

Las imágenes de Kaguya permitieron distinguir unidades basálticas superpuestas en la cara oculta y medir sus poblaciones de cráteres. La mayor parte de los depósitos analizados se había formado antes de hace unos 3.000 millones de años, pero algunas unidades de Mare Moscoviense y otras regiones presentaban edades cercanas a 2.500 millones de años. El volcanismo de la cara oculta continuó, por tanto, durante más tiempo del que indicaban algunas estimaciones anteriores.

Las coladas más recientes eran relativamente delgadas y no habían cubierto por completo los cráteres y relieves previos. Su extensión fue menor que la de los basaltos de Oceanus Procellarum y otras regiones de la cara visible, donde se conservan unidades aún más jóvenes. La diferencia temporal y volumétrica está relacionada con la asimetría térmica entre ambos hemisferios, aunque la causa de esa asimetría no puede establecerse mediante la cronología superficial por sí sola.

El radar añadió una dimensión vertical al estudio de los mares. Sus ondas penetraron en los depósitos basálticos y se reflejaron en discontinuidades donde cambiaban las propiedades eléctricas del terreno. Estas superficies internas aparecían a profundidades aparentes de varios centenares de metros. El valor más profundo identificado alcanzaba unos 1.050 m en el noreste de Mare Imbrium, aunque la profundidad real depende de la velocidad de propagación de las ondas en las rocas.

En Mare Serenitatis, varios reflectores se interpretaron como antiguos niveles de regolito formados durante pausas entre episodios volcánicos y enterrados por nuevas coladas. La deformación de algunas capas bajo las dorsales de los mares mostró que parte de la actividad tectónica fue posterior a su depósito. La secuencia registrada por el radar permitió relacionar emisiones de lava, periodos sin volcanismo y fases posteriores de compresión de la corteza.

Magnetismo y partículas alrededor de la Luna

La Luna no mantiene un campo magnético global generado por un núcleo activo, pero algunas regiones de su corteza conservan magnetización remanente. Estas anomalías crean campos locales que modifican el movimiento de las partículas del viento solar. Su extensión, de decenas o centenares de kilómetros, es menor que la de una magnetosfera planetaria y no impide que gran parte del viento solar alcance directamente la superficie.

Durante la fase de baja altitud, Kaguya atravesó algunas anomalías a distancias de entre 19 y 30 km. Las mediciones mostraron que los electrones y los iones no respondían del mismo modo. Los electrones podían ser acelerados, mientras que parte de los protones del viento solar era desacelerada o reflejada antes de alcanzar el suelo. Esta separación de cargas generaba campos eléctricos locales y emisiones electromagnéticas.

La proporción de iones reflejados aumentaba sobre anomalías más extensas, durante periodos de mayor presión del viento solar y cuando las partículas incidían de manera oblicua. También se registraron ondas de tipo “whistler”, situadas entre 1 y 10 Hz, y emisiones electrostáticas de banda ancha entre 1 y 10 kHz. Las observaciones se realizaron por encima de la región donde tenía lugar la interacción, por lo que parte del mecanismo debía inferirse a partir de las partículas y ondas detectadas por la nave.

Kaguya registró además iones liberados desde la superficie o desde la tenue exosfera lunar. Entre las especies detectadas se encontraban helio, oxígeno, sodio y potasio. Estas partículas pueden desprenderse del regolito por la acción de la radiación solar, el viento solar y los impactos de micrometeoritos, y después ser transportadas por los campos eléctricos y magnéticos del entorno.

Una revisión posterior de las observaciones de PACE identificó iones de carbono sobre una parte amplia de la superficie. El flujo medio estimado fue de unos 5,0 × 10^8 iones por metro cuadrado y segundo. La cantidad observada superaba el aporte contemporáneo calculado para el viento solar y los micrometeoritos, lo que apunta a la existencia de carbono previamente incorporado a los materiales lunares o acumulado durante etapas anteriores. Las medidas no determinaron su abundancia total ni su distribución bajo la superficie.

Cronología de la misión

Lanzamiento	14 de septiembre de 2007
Inserción en órbita lunar	4 de octubre de 2007
Separación de Okina	9 de octubre de 2007
Separación de Ouna	12 de octubre de 2007
Inicio de las observaciones científicas	21 de diciembre de 2007
Inicio de la misión extendida	1 de noviembre de 2008
Impacto de Okina en la cara oculta	12 de febrero de 2009
Impacto controlado de Kaguya	10 de junio de 2009
Fin de las operaciones de telemetría de Ouna y fin de misión	29 de junio de 2009

Galería de la misión Kaguya

Referencias y más información:

• Kato, M., Sasaki, S., Tanaka, K. et al. (2008). The Japanese lunar mission SELENE: Science goals and present status. Advances in Space Research.
• Ohtake, M. et al. (2009). The Global Distribution of Pure Anorthosite on the Moon. Nature.
• Kato, M., Sasaki, S., Takizawa, Y. y Kaguya Project Team (2010). The Kaguya Mission Overview. Space Science Reviews.
• Yamamoto, S. et al. (2010). Possible Mantle Origin of Olivine around Lunar Impact Basins Detected by SELENE. Nature Geoscience.
• Barker, M. K. et al. (2016). A New Lunar Digital Elevation Model from the Lunar Orbiter Laser Altimeter and SELENE Terrain Camera. Icarus.
• Yokota, S. et al. (2020). KAGUYA Observation of Global Emissions of Indigenous Carbon Ions from the Moon. Science Advances.
• Yamamoto, S. et al. (2022). Global Distribution and Geological Context of Co-Existing Occurrences of Olivine-Rich and Plagioclase-Rich Materials on the Lunar Surface. Journal of Geophysical Research: Planets.
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