화성을 위한 소형 정찰 영상 분광계

Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars
NASA 기술자와 CRISM 기구.

화성을 위한 소형정찰영상분광계(CRISM)는 화성 정찰궤도선에 탑재된 가시적외선분광계로 화성의 과거와 현재 물의 광물학적 징후를 탐색한다.CRISM 악기 팀은 10개 이상의 대학의 과학자로 구성되며, 수석 조사관 스콧 머치가 이끈다.CRISM은 존스 홉킨스 대학교 응용 물리학 연구소에서 설계, 구축, 테스트를 받았다.

목표

CRISM은 화성의 과거 또는 현재 생명체를 찾는 데 중요한 용제인 [1]물을 수용했을 수 있는 화성의 위치를 식별하기 위해 사용되고 있다.이를 위해 CRISM은 저온 또는 열수 등 과거 물과 상호작용을 나타낼 수 있는 미네랄과 화학물질의 존재를 매핑하고 있다.[2]이러한 물질은 물에 의해 화학적으로 변형될 수 있는 철분과 산화물과 물이 있는 곳에서 형성되는 식물성분과 탄산염 등이 있다.이 모든 물질은 가시적 적외선 반사에 특징적인 패턴을 가지고 있으며 CRISM에 의해 쉽게 볼 수 있다.또한 CRISM은 화성 대기 중 얼음과 먼지 입자를 모니터링하여 기후와 계절에 대해 더 많이 배우고 있다.

계측기 개요

CRISM은 370~3920나노미터에서 6.55나노미터 단위로 가시성 및 적외선 전자기 복사를 측정한다.계측기는 다중 스펙트럼 미획득 모드와 과대망상 표적 모드라는 두 가지 모드를 가지고 있다.미수집 모드에서는 CRISM이 화성의 544개 측정 가능한 파장 중 약 50개를 픽셀당 100~200m 해상도로 기록한다.이 모드에서 CRISM은 에어로브레이킹 후 몇 달 안에 화성의 절반과 1년 후에 지구의 대부분을 매핑할 것이다.[3]이 모드의 목적은 추가적으로 조사할 수 있는 새로운 과학적으로 흥미로운 위치를 식별하는 것이다.[3]대상 모드에서 분광계는 544개의 모든 파장에서 에너지를 측정한다.MRO 우주선이 고도 300km에 이르면 CRISM은 화성 표면에서 가로 18km, 세로 1만800km 정도의 좁지만 긴 스트립을 탐지한다.MRO가 화성의 궤도를 돌 때 계측기는 표면을 가로질러 이 스트립을 쓸고 표면을 이미지화 하기 위해 MRO는 화성의 궤도를 돈다.[4]

계기 설계

CRISM 계측기의 다이어그램.

CRISM의 데이터 수집 부분을 OSU(Optical Sensor Unit)라고 하며, 400~830nm에서 가시광선을 검출하는 분광기와 830~4050nm에서 적외선을 검출하는 분광기 2개로 구성된다.적외선 검출기는 라디에이터 플레이트와 3개의 극저온 냉각기에 의해 섭씨 –173°(화씨–280°)까지 냉각된다.[5]표적 모드에 있을 때, MRO 우주선이 움직이고 있음에도 불구하고 계속해서 한 지역을 가리키기 위해 기구가 김밥을 짓는다.대상 영역에 걸쳐 데이터를 수집하는 추가 시간은 이미지의 공간 및 스펙트럼 분해능뿐만 아니라 신호 대 잡음 비율을 증가시킨다.또한 이 스캐닝 기능은 기구가 대기 중 특성을 결정하는 데 사용할 수 있는 다양한 양의 대기를 통해 동일한 표면을 보면서 방출 위상 기능을 수행할 수 있게 한다.CRISM의 DPU(Data Processing Unit)는 전송 전 데이터 압축을 포함한 기내 데이터 처리를 수행한다.

조사

CRISM은 2006년 말에 화성 탐사를 시작했다.Mars Express의 OMBER 가시/근적외선 분광계(2003–현재), Mars Expansion Robers (MER; 2003–2019), Mars Global Survey의 TESIS 열 방출 분광계 (MGS; 1997-2006) 및 Mars Odyssey의 TESIS 열 영상계 (2004–현재)의 결과는 CRISM 탐사의 주제를 구성하는 데 도움이 되었다.

  • 화성은 언제 어디서 끊임없이 습한 환경을 가졌는가?
  • 화성의 지각의 구성은 무엇인가?
  • 화성의 현대 기후의 특징은 무엇인가?

2018년 11월, CRISM은 알루나이트, 키세라이트, 세르펜틴, 과염소산염을 나타내는 일부 픽셀을 추가로 제작했다고 발표하였다.[6][7][8]계기팀은 검출기가 높은 광도 영역에서 그림자로 전환될 때 필터링 단계에서 일부 잘못된 긍정이 발생한다는 사실을 밝혀냈다.[6]보도에 따르면, 0.05%의 화소가 과염소산염을 나타냈으며, 현재 이 기구에 의해 거짓 높은 추정치로 알려져 있다.[6]그러나 피닉스 착륙선과 큐리오시티 탐사선[9] 모두 토양에서 과염소산염의 0.5%를 측정해 이 염류의 전지구적 분포를 시사했다.[10]과염소산염은 대기의 물 분자를 분리하고 그 동결점을 감소시켜 잠재적으로 대부분의 지구 생명에 독성이 있지만 얕은 지표면에 화성 미생물의 서식지를 제공할 수 있는 물방울의 얇은 막을 만들어 내기 때문에, 우주 생물학자들이 관심을 갖고 있다.[6][8](참조: Life on Mars#Perclorates)

지속적으로 습기가 많은 환경

수용성 미네랄은 기존의 암석의 화학적 변화나 용액에서 강수에 의해 물에서 형성되는 미네랄이다.이 광물들은 암석과 화학적으로 반응할 수 있을 만큼 충분히 오랫동안 액체 상태의 물이 어디에 존재했는지를 나타낸다.어떤 미네랄이 형성되느냐에 따라 온도, 염도, pH, 모암의 구성에 따라 달라진다.따라서 화성에 존재하는 수용성 미네랄은 과거 환경을 이해하는 중요한 단서를 제공한다.마스 익스프레스 우주선의 오메가 분광계와 MER은 모두 수성 광물의 증거를 찾아다닌다.오메가사는 과거 수성 퇴적물의 두 가지 뚜렷한 종류를 공개했다.[11]석고, 키세라이트와 같은 황산염을 함유한 첫 번째 것은 헤스페리아 시대의 층층 퇴적물(마틴 중년, 대략 37억년에서 30억년 전)에서 발견된다.두 번째는 여러 종류의 다른 식물성 식물성 동물이 풍부하게 들어 있으며 대신 노아치아 시대의 바위가 발생한다(약 37억년 이상).각기 다른 시대와 광물 화학 물질은 초기의 수분 풍부 환경을 제시하는데, 필로실화물이 형성되는 건조기, 더 많은 식염수, 그리고 황산이 형성되는 산성 환경을 그 뒤를 잇는다.MER Opportunity 탐사선은 황산염, 소금, 산화철 광물로 가득 찬 후자의 환경에서 형성된 퇴적암을 탐사하는데 수년을 보냈다.

토양은 암석의 물리적 분해와 암석의 화학적 변화를 통해 모암으로부터 형성된다.토양 미네랄의 종류는 환경이 시원했는지 따뜻했는지, 습한지 건조한지, 또는 물이 신선한지 짠지 여부를 밝혀낼 수 있다.CRISM은 토양이나 리졸리스에서 많은 광물을 검출할 수 있기 때문에, 이 기구는 고대 화성 환경을 해독하는 데 도움을 주기 위해 사용되고 있다.CRISM은 화성의 고원지대에 흩어져 있는 많은 지역에서 알루미늄이 풍부한 클라이의 독특한 레이어링 패턴을 발견했다.[12]Mawrth Vallis를 둘러싸고 있는 이 "층층"은 수십만 평방 킬로미터에 이른다.[13][14][15][16][17][18][19][20][21][22][23]이와 유사한 계층화는 이시디스 분지 부근, 발레스 마리네리스 주변의 노아치아 평원,[24] 타르시스 고원을 둘러싼 노아치아 평원 부근에서도 발생한다.레이어드 클라이의 전지구적 분포는 글로벌 과정을 암시한다.레이어드 클라이는 노화 노아치안(Naachian)으로, 물을 운반하는 계곡 네트워크와 같은 시기부터 연대를 이룬다.층층 점토 구성은 용해성 철과 마그네슘으로 침식된 상층부로 용해성 철분과 마그네슘을 함유한 불용성 알루미늄 잔여물이 남아 있고, 하층부는 철분과 마그네슘을 그대로 보존하고 있다.일부 연구자들은 화성 점토 '레이어 케이크'가 계곡 네트워크가 형성될 당시 강우량 등 토양 형성 과정에 의해 만들어졌다고 제안했다.[25]

MOC에 의해 이미징된 에베르스발데 분화구의 델타

지구의 호수와 해양 환경은 화석 보존에 유리하며, 특히 그들이 남긴 퇴적물이 탄산염이나 쇄석이 풍부한 곳에서는 더욱 그러하다.화성의 수백 개의 고지대 분화구는 호수에 형성되었을지도 모르는, 수평으로 층을 이루고 있는 퇴적암을 가지고 있다.CRISM은 이러한 암석의 광물학 및 층마다 광물이 어떻게 다른지 측정하기 위해 이러한 암석의 많은 표적 관찰을 취해왔다.층간 변화는 퇴적암을 형성한 사건의 순서를 이해하는 데 도움이 된다.화성 탐사선 카메라는 계곡망이 크레이터로 비어 있는 곳에는 일반적으로 분화구에는 부채 모양의 퇴적물이 들어 있다는 것을 발견했다.그러나 건조한 분화구 바닥(충적 팬)이나 분화구 호수(델타)에 침전물이 침전되어 형성된 팬인지는 완전히 밝혀지지 않았다.CRISM은 팬의 가장 낮은 층에는 점토가 농축되어 있다는 것을 발견했다.[26][27]분화구 바닥에서 부채 끝을 넘어 더 많은 점토가 발생하고, 경우에 따라서는 오팔도 발생한다.지구에서는 가장 낮은 층의 델타(delta)를 바텀 셋트 베드(bottom set bed)라고 하며, 그것들은 호수의 조용하고 깊은 곳에 강물이 유입되어 정착한 밀림으로 만들어진다.이 발견은 잠재적으로 거주할 수 있는 환경에 대한 증거가 보존될 수 있는 크레이터 호수에 많은 팬이 형성되었다는 생각을 뒷받침한다.

모든 고대 화성 호수가 계곡 네트워크를 유입시켜 먹인 것은 아니었다.CRISM은 타르시스 서쪽 경사면에서 황산염 광물의 "욕조 고리"와 카올리나이트라고 불리는 필로실리케이트를 함유한 여러 개의 크레이터를 발견했다.두 미네랄은 산성, 식염수로부터 침전함으로써 함께 형성될 수 있다.이 분화구들은 유입되는 계곡망이 부족하여, 그들이 강으로부터 먹이가 되지 않았음을 보여준다. 대신, 그들은 지하수를 유입함으로써 먹였을 것이다.[28][29]

"홈 플레이트" 암석의 HIREE 이미지

온천 퇴적물 식별은 CRISM의 우선순위였는데, 온천은 생명에 필요한 두 가지 기본 요건인 에너지(지온열)와 물을 가지고 있었을 것이기 때문이다.지구상에 있는 온천들의 서명 중 하나는 실리카 퇴적물이다.MER 스피릿 탐사선은 온천에서 형성된 것으로 추정되는 실리카가 풍부한 침전물 '홈 플레이트'를 탐사했다.[30][31]CRISM은 많은 장소에서 실리카가 풍부한 다른 퇴적물을 발견했다.일부는 유성 충돌에 의해 구동되는 난방 장소인 충돌 크레이터의 중앙 봉우리들과 연관되어 있다.실리카는 또한 시르티스 메이저 실드 화산 칼데라 내 화산 측면에서도 확인되어 홈 플레이트의 축소판처럼 보이는 밝은 색의 덩어리들을 형성하고 있다.그 밖에 타르시스 화산성의 핵심 부근인 발레스 마리네리스의 최서단 지역에도 '따뜻한' 샘을 연상케 하는 황산염과 점토 퇴적물이 있다.온천 퇴적물은 화성에서 전생의 증거를 찾는 가장 유망한 지역 중 하나이다.

화성의 Nili Fossae - 가장 큰 탄산염 퇴적물.

고대 화성이 왜 지금보다 더 습했는지에 대한 대표적인 가설 중 하나는 두꺼운 이산화탄소가 풍부한 대기로 인해 지표면이 액체 상태의 물이 대량으로 발생할 수 있을 만큼 따뜻해진 지구온실이 만들어졌다는 것이다.오늘날 극지방의 이산화탄소 얼음은 그 고대 대기를 지탱하기에는 부피가 너무 제한되어 있다.만약 두꺼운 대기가 존재한다면, 그것은 태양풍이나 충돌에 의해 우주로 날아가거나, 규산염 암석과 반응하여 화성의 지각에 탄산염으로 갇히게 된다.CRISM의 디자인을 이끈 목표들 중 하나는 탄산화물을 찾는 것이었습니다. 화성의 대기에 무슨 일이 일어났는지에 대한 이 문제를 해결하기 위해서였죠.그리고 CRISM의 가장 중요한 발견 중 하나는 2008년 Nili Fossae에서 탄산염 암반을 식별한 것이다.[32]곧이어 화성 탐사선 피닉스호 착륙선은 북쪽 저지대 착륙장에서 3~5 wt%의 석회암(CaCO3)을 발견했고,[33] MER 스피릿 탐사선은 구세브 분화구의 콜롬비아 힐즈에서 마그네슘 철 탄산염(16~34wt%)이 풍부한 아웃크롭을 확인했다.[34]이후 CRISM 분석 결과, 화성에 매장된 탄산염의 광범위한 침전물이 있을 수 있다는 것을 알 수 있는 Huygens 분화구의 테두리에서 탄산염을 확인했다.[35]하지만 CRISM 과학자들의 연구는 화성에 있는 모든 탄산염 암석이 현재의 화성 대기권보다 이산화탄소보다 덜 차지한다고 추정했다.[36][37]그들은 만약 고대의 밀도 높은 화성 대기가 존재한다면 아마도 지각에 갇히지 않을 것이라고 판단했다.

지각 구성

화성 지각의 구성과 시간의 흐름에 따라 어떻게 변했는지를 이해하면 행성으로서 화성의 진화의 많은 측면을 알 수 있으며, CRISM의 주요 목표다. CRISM 이전의 원격 및 착륙 측정과 화성 운석의 분석 모두 화성 지각은 대부분 장석으로 이루어진 기저성 화성 지각의 성층암으로 이루어져 있음을 시사한다.그리고 피록신.MGS의 화성 탐사선 카메라에서 찍은 사진들은 어떤 곳에서는 지각의 위쪽 몇 킬로미터가 수백 개의 얇은 화산 용암 흐름으로 이루어져 있다는 것을 보여주었다.테스와 테미스는 둘 다 대부분 기저성 화성암을 발견했는데, 산발적으로 올리빈이 풍부하고 석영암도 약간 있었다.

화성에 널리 퍼진 퇴적암에 대한 최초의 인식은 화성 궤도 카메라로부터 나왔는데, 이 카메라는 Valles Marineris와 Terra Arabia를 포함한 화성의 여러 지역이 수평으로 층을 이루고, 밝은 톤의 암석을 가지고 있다는 것을 발견했다.오메가사가 이 암석의 광물학을 추적 관찰한 결과 일부는 황산염 광물이 풍부하고, 마워스 발리스 주변의 다른 층층 암석에는 식물성 식물성 물질이 풍부하다는 사실이 밝혀졌다.[38]두 종류의 미네랄은 퇴적암의 시그널이다.CRISM은 화성의 표면에 퇴적암의 다른 침전물과 화성의 지각에 있는 화산암층 사이에 매장된 퇴적암의 층을 찾기 위해 개선된 공간 해상도를 이용했다.

현대 기후

화성의 고대 기후를 이해하기 위해서, 그리고 화성이 생명체가 살 수 있는 환경을 만들었는지 여부를 이해하기 위해서, 우선 오늘날 화성의 기후를 이해할 필요가 있다.화성에 대한 각각의 임무는 화성의 기후를 이해하는 데 있어 새로운 발전을 이루었다.화성은 수증기, 수빙구름과 위험, 그리고 대기 먼지의 풍부한 계절적 변화를 가지고 있다.화성이 태양에 가장 가까운 남쪽 여름 동안 태양열은 거대한 먼지 폭풍을 일으킬 수 있다.1000km에 이르는 지역의 먼지 폭풍은 화성에 대해 매년 놀라운 반복성을 보여준다.10여 년에 한 번꼴로 세계적 규모의 행사로 성장한다.이와는 대조적으로 화성이 태양으로부터 가장 멀리 떨어져 있는 북부 여름 동안에는 적도 물-얼음 구름대가 있고 대기 중에 먼지가 거의 없다.대기 수증기는 계절에 따라 풍부하게 변화하며, 계절별 극지방 캡이 대기권으로 승화된 후 각 반구의 여름에 가장 많은 수증기가 발생한다.겨울에는 물과 이산화탄소 서리와 얼음 모두가 화성 표면에서 형성된다.이 얼음들은 계절과 잔존 극지방 캡을 형성한다.매년 가을을 형성하고 매년 봄을 승화시키는 계절 캡은 이산화탄소 얼음이 지배한다.매년 지속되는 잔해 뚜껑은 대부분 북극의 물 얼음과 남극의 이산화탄소 얼음의 얇은 베니어(두께 10m)가 있는 물 얼음으로 구성된다.

화성의 대기는 매우 얇고 얇아서 대기 가스의 난방이 아닌 대기 중의 먼지와 얼음의 태양열 난방이 운전 날씨에 더 중요하다.작은 부유 먼지 입자와 얼음 - 에어로졸 - 비교적 맑은 조건에서도 들어오는 햇빛의 20~30%를 차단한다.그래서 이러한 에어로졸의 양에 따라 차이가 나는 것은 기후에 큰 영향을 미친다.CRISM은 대기 중 먼지와 얼음의 세 가지 주요 측정을 수행했다: 표면의 반복된 뷰가 에어로졸 풍부함의 민감한 추정치를 제공하는 표적 관측치, 특히 공간적 및 계절적 변동을 추적하도록 설계된 표적 관측치의 특별 전역 그리드, 그리고 격자 전체에서 스캔.먼지와 얼음이 표면 위의 높이에 따라 어떻게 변하는지 보여주는 그물의 사지

남극 계절모자는 이산화탄소 얼음이 승화하면서 봄철에 나타나는 밝고 어두운 줄무늬와 반점이 기이하게 다양하다.MRO 이전에는 이러한 이상한 특징을 형성할 수 있는 공정에 대한 다양한 아이디어가 있었는데, 이는 이산화탄소 간헐천이다.[39][40][41][42][43][44][45][46][47]CRISM은 남방 봄 동안 어두운 점들이 자라는 것을 지켜봤고, 어두운 점들과 나란히 형성되는 밝은 줄무늬가 신선한 이산화탄소 서리로 만들어져 화살처럼 그들의 근원을 가리키고 있다는 것을 발견했다. 그것은 어두운 점들과 동일한 원천이다.밝은 줄무늬는 아마도 이산화탄소 가스의 팽창, 냉각, 동결로 형성되어 간헐천 가설을 뒷받침하는 "흡연총"을 형성한다.

참고 항목

참조

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