화성의 지질학

Geology of Mars
일반화된 화성[1] 지질도
허블 우주 망원경으로 본 화성

화성의 지질학은 화성의 표면, 지각, 그리고 내부에 대한 과학적인 연구입니다.그것은 지구를 형성하는 구성, 구조, 역사, 물리적 과정을 강조합니다.그것은 지구 지질학 분야와 유사합니다.행성 과학에서 지질학이라는 용어는 행성과 달의 고체 부분에 대한 연구를 의미하는 가장 넓은 의미로 사용됩니다.이 용어는 지구 물리학, 지구 화학, 광물학, 측지학,[2] 지도 제작의 측면을 포함합니다.그리스 단어 Arēs(화성)에서 유래한 신조어인 신학은 대중매체와 공상과학소설 작품(예: Kim Stanley Robinson의 화성 3부작)에서 화성의 지질학과 동의어로 등장하기도 합니다.지역학이라는 용어는 지역학회에서도 [4]사용하고 있습니다.

화성 지질도 (2014)

화성 - 지질도 (USGS; 2014년 7월 14일) (전체 이미지)[5][6][7]
  • Figure 2 for the geologic map of Mars

    그림 2 화성 지질도

전세계 화성 지형 및 대규모 지형

Map of Mars
화성 탐사선과 착륙선의 위치가 겹쳐진 화성의 전 지구 지형을 보여주는 대화형 이미지 지도입니다.기본 지도의 색상은 화성 표면의 상대적인 고도를 나타냅니다.
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범례: 액티브(흰줄무늬, ※) • 비액티브 • 계획(대시줄무늬, ⁂)
(view • discussion)
Bradbury Landing
Deep Space 2
Mars Polar Lander
Perseverance
Schiaparelli EDM
Spirit
Viking 1

화성의 조성

주요 기사:화성의 조성

화성은 행성 분화 과정을 거친 지구형 행성입니다.

인사이트 착륙선 임무는 [8]화성의 깊은 내부를 연구하기 위해 고안되었습니다.이 [9]임무는 2018년 11월 26일에 착륙했고,[10] 심층 내부의 3D 구조 매핑을 가능하게 하기 위해 감지 지진계를 배치했습니다.

전역생리학

화성은 시간이 지남에 따라 그 행성에서 작용해온 지질학적 과정의 종류를 나타내는 독특하고 큰 표면 특징들을 가지고 있습니다.이 섹션에서는 화성의 몇 개의 더 큰 생리학적 지역을 소개합니다.함께, 이 지역들은 화산 활동, 지각 활동, 물, 얼음, 그리고 충돌과 관련된 지질학적 과정들이 어떻게 지구를 세계적인 규모로 형성해왔는지를 보여줍니다.

반구 이분법

주요 기사: 화성의 이분법
참고 항목:화성의 구조학
화성 궤도 레이저 고도계(MOLA) 채색 음영 부조 지도 화성 서반구와 동반구의 고도를 보여줍니다. (왼쪽):서반구는 타르시스 지역(빨강과 갈색)이 지배적입니다.높은 화산은 흰색으로 보입니다.마리네리스 계곡(파란색)은 오른쪽에 있는 긴 가시 모양의 지형입니다. (오른쪽):동쪽 반구는 분화된 고지대(노란색에서 빨간색)와 왼쪽 아래에 헬라스 분지(깊은 파란색/보라색)를 보여줍니다.엘리시움 지방은 오른쪽 가장자리 위쪽에 있습니다.이분법 경계 북쪽 영역은 두 지도 모두에서 파란색 음영으로 나타납니다.

화성의 북반구와 남반구는 지형과 생리학적으로 확연히 다릅니다.이 이분법은 지구의 근본적인 지구 지질학적 특징입니다.북쪽 지역은 엄청난 지형적인 함몰 지역입니다.지표면의 약 3분의 1(대부분 북반구)은 남쪽의 2분의 1보다 3~6km 정도 낮은 고도에 놓여 있습니다.이것은 지구의 대륙과 대양 [11]분지의 고도 차이와 동등한 1차 구제 기능입니다.이분법은 또한 두 [12]반구 사이의 충돌 분화구 밀도와 지각 두께의 차이로 표현됩니다.이분법 경계의 남쪽 반구(종종 남쪽 고원 또는 고지대라고 불림)는 매우 심하게 구멍이 뚫려 있고 오래된 것으로, 격심한 폭격 시기까지 거슬러 올라가는 험준한 표면을 특징으로 합니다.이와는 대조적으로, 이분법 경계 북쪽의 저지대는 큰 분화구가 거의 없고, 매우 매끄럽고 평평하며, 남쪽 고지대가 형성된 이후 광범위한 재면화가 일어났음을 보여주는 다른 특징들을 가지고 있습니다.두 반구의 세번째 구분은 지각 두께입니다.지형학 및 지구물리학적 중력 데이터에 따르면 남부 고원의 지각은 최대 두께가 약 58km(36mi)인 반면 북부 저지대의 지각은 [13][14]약 32km(20mi)로 "최대"를 기록하고 있습니다.이분법 경계의 위치는 화성 전체의 위도가 다르며, 이분법의 세 가지 물리적 표현 중 어느 것을 고려하느냐에 따라 다릅니다.

반구 이분법의 기원과 연대는 아직도 [15]논의되고 있습니다.기원설은 일반적으로 두 가지로 나뉩니다: 하나는, 이분법이 행성의 역사 초기에 일어난 거대한 충돌이나 몇 가지 큰 충돌에 의해 만들어졌다는 것입니다.(외생 이론)[16][17][18] 또는 두 가지는, 이분법이 북반구에서 맨틀 대류에 의해 지각이 얇아지면서 만들어졌다는 것입니다.또는 지구 내부의 다른 화학적 및 열 과정(내생성 [19][20]이론).한 내생성 모델은 지구의 판 경계에서 일어나는 것과 유사하게 북쪽에서 얇은 지각을 생성하는 [21]판 구조론의 초기 에피소드를 제안합니다.그 기원이 무엇이든 간에, 화성의 이분법은 아주 오래된 것처럼 보입니다.남극의 거대한[22] 충돌을 기반으로 하고 12개의 반구형 배열을[23] 발견함으로써 검증된 새로운 이론은 외생성 이론이 내생성 이론보다 강력한 것으로 보이며 화성에는 이분법을 수정할 수 있는 판구조론이[24][25] 존재하지 않았다는 것을 보여줍니다.레이저 고도계와 궤도 우주선의 레이더 소리 데이터는 이전에 시각적 이미지에 숨겨져 있던 많은 대야 크기의 구조물을 확인했습니다.준순환 우울증(QCD)이라고 불리는 이러한 특징들은 강력한 폭격 시기의 버려진 충돌 분화구를 나타낼 가능성이 있으며, 지금은 젊은 퇴적물의 겉모습으로 덮여 있습니다.QCD에 대한 분화구 계수 연구는 북반구의 바닥 표면이 적어도 [26]남고원에서 가장 오래된 노출 지각만큼 오래된 것임을 시사합니다.이분법의 고대는 그 [27]기원에 대한 이론에 상당한 제약을 가합니다.

타르시스와 엘리시움 화산주

The Tharsis region with main features annotated. The Tharsis Montes are the three aligned volcanoes at the center bottom. Olympus Mons sits off at the center left. The feature at the upper right is Alba Mons.
주요 특징에 주석이 달린 타르시스 지역입니다.타르시스 몬테스는 중앙 바닥에 있는 세 개의 정렬된 화산입니다.올림푸스 몬스가 왼쪽 중앙에 앉아 있습니다.오른쪽 상단의 특징은 알바몬스입니다.

화성 서반구의 이분법 경계에 걸쳐 있는 것은 타르시스 지역 또는 타르시스 팽대부로 알려진 거대한 화산 텍토닉 지방입니다.이 거대하고 높은 구조물은 지름이 수천 킬로미터이고 지구 [28]표면의 25퍼센트까지 덮습니다.화성의 해수면보다 평균 7-10 km 높은 곳에 위치한 타르시스는 행성에서 가장 높은 고도와 태양계에서 가장 큰 화산을 포함하고 있습니다.아스크레우스 몬스, 파보니스 몬스, 아르시아 몬스 (통칭 타르시스 몬트) 세 개의 거대한 화산이 팽대부 꼭대기를 따라 NE-SW로 정렬되어 있습니다.광대한 알바몬스(이전의 알바 파테라)가 이 지역의 북부를 차지하고 있습니다.거대한 방패 화산 올림푸스 몬스는 그 지방의 서쪽 가장자리에 있는 주요 돌출부에서 떨어져 있습니다.타르시스의 극도의 거대함은 그 행성의 암석권에 엄청난 스트레스를 주었습니다.그 결과, 거대한 균열(그래븐과 균열 계곡)이 타르시스에서 바깥쪽으로 방사되어 [29]행성의 반 바퀴를 돌게 됩니다.

더 작은 화산 중심지는 엘리시움의 타르시스에서 서쪽으로 수천 킬로미터 떨어져 있습니다.엘리시움 화산 단지는 지름이 약 2천 킬로미터이고 엘리시움 몬스, 헤카테스 톨루스, 알보르 톨루스 등 세 개의 주요 화산으로 구성되어 있습니다.엘리시움 화산군은 용암과 화쇄석을 [30]모두 포함하고 있다는 점에서 타르시스 몬테스와는 다소 다른 것으로 생각됩니다.

대규모 충격분지

화성에는 원형의 거대한 충돌 분지가 몇 개 존재합니다.가장 눈에 잘 띄는 것은 남반구에 위치한 헬라스 분지입니다.그것은 경도 약 64°E, 위도 약 40°S에 중심을 둔 행성에서 두 번째로 큰 충돌 구조물입니다.분지의 중앙 부분(Hellas Planitia)은 직경이[31] 1,800 km이고, 넓고 심하게 침식된 고리 모양의 테두리 구조로 둘러싸여 있는데, 이는 아마도 오래된 분지 이전 [32]지각의 융기되고 뒤엉킨 블록을 나타내는 것으로 보이는, 울퉁불퉁한 불규칙한 산(매시프)이 촘촘하게 간격을 두고 있는 것이 특징입니다.(예를 들어, Anseris Mons 참조).고대의 낮은 지대의 화산 구조물(고지대 파테라에)은 림의 북동쪽과 남서쪽 부분에 위치합니다.분지 바닥은 퇴적, 침식, 내부 변형의 오랜 지질학적 역사를 가진 두껍고 구조적으로 복잡한 퇴적물을 포함합니다.지구에서 가장 낮은 고도는 헬라스 분지 내에 위치해 있으며,[33] 분지 바닥의 일부 지역은 지표면보다 8km 이상 아래에 놓여 있습니다.

행성에 충돌하는 두 개의 큰 구조물은 Argyre 분지와 Iisidis 분지입니다.헬라스와 마찬가지로 Argyre(직경 800km)는 남쪽 고지대에 위치해 있으며 넓은 산의 고리로 둘러싸여 있습니다.그 테두리의 남쪽 부분에 있는 산인 Charitum Montes는 화성의 [34]역사의 어느 시점에서 계곡 빙하와 빙상에 의해 침식되었을지도 모릅니다.이시디스 분지(직경 약 1,000 km)는 경도 약 87°E의 이분법 경계에 놓여 있습니다.분지 가장자리의 북동쪽 부분은 침식되어 현재는 북쪽 평원 퇴적물에 의해 매장되어 분지의 반원형 윤곽을 제공합니다.분지의 북서쪽 가장자리는 분지의 원주 방향에 있는 아치형 그라벤(Nili Fossae)으로 특징지어집니다.또 하나의 큰 분지인 유토피아는 북부 평원 퇴적물에 의해 완전히 묻혀 있습니다.그것의 윤곽은 고도 측정 데이터로만 분명히 알 수 있습니다.화성에 있는 모든 큰 분지들은 후기의 강력한 폭격으로 인해 엄청나게 오래되었습니다.그것들은 달에 있는 임브리움 분지와 오리엔탈 분지와 비슷한 것으로 여겨집니다.

적도 협곡계

바이킹 궤도선 마리네리스 계곡 1 전경

서반구의 적도 근처에는 마리네리스 계곡(Valles Marineris)으로 알려진 깊은 협곡과 수조로 이루어진 거대한 시스템이 있습니다.그 협곡 체계는 타르시스에서 동쪽으로 뻗어 있으며, 이는 행성 둘레의 거의 4분의 1에 해당하는 길이인 4,000km 이상에 달합니다.만약 지구에 놓이게 된다면, 매리너리스 계곡은 북아메리카 [35]너비에 걸쳐 있을 것입니다.어떤 곳에서는 협곡의 너비가 최대 300km, 깊이가 10km에 이릅니다.종종 지구의 그랜드 캐년과 비교되기도 하는, 마리네리스 계곡은 더 작은, 소위 지구의 상대물과는 매우 다른 기원을 가지고 있습니다.그랜드 캐년은 대부분 물 침식의 산물입니다.화성 적도 협곡은 지질학적 기원, 즉 대부분 단층에 의해 형성되었습니다.그들은 동아프리카 리프트 계곡과 [36]비슷할 수 있습니다.협곡은 아마도 타르시스 [37]팽대부로부터의 하중 때문에 화성 지각에 있는 강력한 확장 변형의 표면 표현을 나타냅니다.

혼란스러운 지형 및 유출수

매리너 계곡의 동쪽 끝에 있는 지형은 낮고 둥근 언덕들이 빽빽하게 뒤섞여 있는데, 이 언덕들은 고지대 표면들의 붕괴로 인해 형성되어 넓고 돌무더기로 가득한 움푹 [38]팬 곳들을 형성하고 있습니다.혼돈 지형이라고 불리는 이 지역들은 혼란 지형에서 완전한 크기로 나타나고 북쪽으로 크라이스 평원으로 텅 빈(디부치) 거대한 유출수로의 머리 부분을 표시합니다.유선형의 섬들과 다른 지형적인 특징들이 있다는 것은 수로가 대수층으로부터의 재앙적인 물 방출이나 지표면의 얼음이 녹는 것에 의해 형성되었을 가능성이 크다는 것을 나타냅니다.하지만, 이러한 특징들은 [39]타르시스에서 나오는 풍부한 화산 용암 흐름에 의해서도 형성될 수 있습니다.아레스, 샬바타나, 시무드, 티우 계곡을 포함하는 수로는 지상 기준으로 거대하고, 그에 상응하여 형성된 흐름은 거대합니다.예를 들어, 28km 너비의 아레스 발리스를 조각하는 데 필요한 최대 배출량은 초당 1,400만 입방 미터(5억 컷)로 미시시피 [40]강 평균 배출량의 1만 배가 넘는 것으로 추정됩니다.

화성 궤도 레이저 고도계(MOLA) 도출된 Planum Boreum 이미지수직적 과장은 극단적입니다.잔여 얼음 캡은 고원 꼭대기의 얇은 베니어(흰색으로 표시)일 뿐입니다.

만년설

주요 기사 : 화성 극지방 만년설

극지방의 만년설은 1672년 [41]크리스티안 하위헌스에 의해 처음으로 발견된 화성의 잘 알려진 망원경의 특징입니다.1960년대부터, 우리는 계절별 캡(계절적으로 성장하고 감소하기 위해 망원경에서 보이는 것들)이 극지방의 겨울 [42]동안 CO의2 서리점인 148K까지 떨어지면서 대기에서 응축되는 이산화탄소(CO2) 얼음으로 구성되어 있다는 것을 알고 있었습니다.북쪽에서는 CO 얼음이2 여름에 완전히 소멸되고 남은 물(HO2) 얼음 캡을 남깁니다.남극에는 여름에 남아있는 작은 이산화탄소2 얼음 덩어리가 남아있습니다.

두 개의 잔여 얼음 캡은 얼음과 먼지가 쌓인 두꺼운 층 퇴적물 위에 놓여 있습니다.북쪽에, 그 층층이 쌓인 퇴적물은 Planum Boreum이라고 불리는 3 km 높이, 1,000 km 직경의 고원을 형성합니다.비슷한 킬로미터 두께의 고원인 Planum Australe이 남쪽에 있습니다.두 개의 평면(평면의 라틴어 복수)은 때때로 극지방의 만년설과 동의어로 취급되지만 영구적인 얼음(이미지에서 높은 알베도, 하얀 표면으로 보이는)은 층층이 쌓인 퇴적물 위에 비교적 얇은 맨틀만 형성합니다.층층이 쌓인 퇴적물은 아마도 시간에 따른 행성 궤도 매개변수의 변화와 관련된 기후 변화로 인해 발생하는 먼지와 얼음 퇴적물의 순환 주기를 나타낼 것입니다(밀란코비치 주기 참조).극층 퇴적물은 화성에서 가장 젊은 지질 단위 중 하나입니다.

지질사

주요 기사:화성의 지질학적

알베도 특징

허블 우주 망원경에서 화성에 있는 알베도 특징의 몰위드 투영.왼쪽, 가운데, 오른쪽의 밝은 황토 지역은 각각 타르시스, 아라비아, 엘리시움입니다.왼쪽 맨 위에 있는 어두운 지역은 Acidalia Planitia 입니다.시티스 메이저는 오른쪽 중앙에 위쪽으로 돌출된 어두운 영역입니다.올림푸스와 엘리시움 몬테(각각 왼쪽과 오른쪽) 위에 있는 노트 또는 그래픽 구름.
주요 기사 : 화성 표면
자세한 정보:화성의 고전적인 알베도 특징

지구에서 화성에는 어떤 지형도 보이지 않습니다.망원경을 통해 보이는 밝은 부분과 어두운 부분은 알베도 특징입니다.밝고 붉은 황토색 지역은 미세먼지가 표면을 뒤덮는 곳입니다.밝은 지역(극지 캡과 구름 제외)에는 헬라스, 타르시스, 아라비아 테라가 있습니다.짙은 회색 표시는 바람이 먼지를 깨끗이 씻어내고 어둡고 바위가 많은 물질의 하층을 남겼다는 것을 나타냅니다.어두운 표시는 위도 0°에서 40° 사이의 넓은 벨트에서 가장 뚜렷합니다.하지만, 가장 두드러진 어두운 표시인 시르티스 메이저 플래넘은 [43]북반구에 있습니다.고전적인 알베도 특징인 Mare Acidalium (Acidalia Planitia)은 북반구에서 또 하나의 두드러진 어두운 지역입니다.색상과 알베도의 중간 형태인 세 번째 유형의 영역도 존재하며 밝은 영역과 어두운 [44]영역의 물질 혼합을 포함하는 영역을 나타내는 것으로 생각됩니다.

충돌 분화구

충돌 분화구는 1965년 [45]매리너 4호 우주선에 의해 화성에서 처음 발견되었습니다.초기 관측에서는 화성의 분화구가 달의 분화구보다 전반적으로 얕고 매끄러운 것으로 나타나 화성이 [46]달보다 침식과 퇴적이 활발한 역사를 가지고 있음을 보여주었습니다.

다른 측면에서 화성의 분화구는 달의 분화구와 닮았습니다.둘 다 초고속 충격의 산물이며 크기가 증가함에 따라 형태학적 유형의 진행을 보여줍니다.지름이 약 7km 이하인 화성의 분화구는 단순 분화구라고 불립니다. 그것들은 날카로운 가장자리가 있는 그릇 모양이며 깊이/직경비가 약 1/[47]5입니다.화성 분화구는 지름이 약 5~8km에서 단순한 형태에서 더 복잡한 형태로 바뀝니다.복잡한 분화구에는 중앙 정점(또는 정점 복합), 비교적 평평한 바닥, 내부 벽을 따라 계단식 또는 처진 형태가 있습니다.복잡한 분화구는 폭에 비례하여 단순 분화구보다 얕으며, 단순 대 복합 전이 직경(~7km)에서 깊이/직경 비율은 1/5에서 100km 직경의 분화구의 경우 약 1/30에 이릅니다.또 다른 전이는 중심 봉우리가 언덕의 동심원 고리로 변해 다중 고리 [48]분지를 형성하면서 약 130km의 분화구 직경에서 발생합니다.

화성은 태양계 [49]행성 중 가장 다양한 충돌 분화구 유형을 가지고 있습니다.이것은 부분적으로 지표면에 있는 암석층과 휘발성이 풍부한 층의 존재가 같은 크기의 분화구들 사이에서도 다양한 형태를 만들어내기 때문입니다.화성은 또한 분출물 배치와 그에 따른 침식에 역할을 하는 대기를 가지고 있습니다.게다가, 화성은 충분히 낮은 화산활동과 지각활동을 가지고 있어서 고대의 침식된 분화구들이 여전히 보존되어 있지만, 넓은 지역들을 다시 발견할 수 있을 만큼 충분히 높으며, 다양한 연령대의 다양한 분화구 개체수를 생산하고 있습니다.화성에는 [50]지름 5km 이상의 충돌 분화구가 42,000개 이상 목록화되어 있으며, 더 작은 분화구의 수는 셀 수 없이 많을 것입니다.화성의 분화구 밀도는 이분법 경계 남쪽의 남반구에서 가장 높습니다.이곳은 대부분의 큰 분화구와 분지가 위치한 곳입니다.

분화구 형태학은 충돌시 지표면과 지표면의 물리적 구조와 구성에 대한 정보를 제공합니다.예를 들어 화성 분화구의 중심 봉우리의 크기는 수성이나 [51]달의 분화구보다 큽니다.게다가, 화성의 많은 큰 분화구들의 중앙 봉우리에는 그들의 정상에 구덩이 분화구가 있습니다.중앙의 구덩이 분화구는 달에서는 드물지만 화성과 태양계 바깥쪽의 얼음 위성에서는 매우 흔합니다.중앙의 큰 봉우리와 구덩이 분화구가 풍부하다는 것은 [49]충돌 당시 지표면에 가까운 얼음이 존재한다는 것을 보여주는 것일 것입니다.위도 30도의 극 방향에서 오래된 충돌 분화구의 형태는 얼음에 [52]의해 토양 크리프의 가속에 의해 둥글어집니다("연화됩니다.

화성 분화구와 태양계의 다른 분화구 사이의 가장 눈에 띄는 차이점은 엽상(유체화된) 분출 담요가 있다는 것입니다.화성의 적도와 중위도에 있는 많은 분화구들은 이와 같은 형태의 분출 형태를 가지고 있는데, 이는 충돌하는 물체가 지하 표면의 얼음을 녹일 때 발생하는 것으로 생각됩니다.분출된 물질 내의 액체 물은 표면을 따라 흐르는 진흙 슬러리를 형성하여 특징적인 로브 [53][54]모양을 만듭니다.유티 분화구는 성벽처럼 생긴 가장자리가 [55]담요를 분출하기 때문에 그렇게 불리는 성벽 분화구의 좋은 예입니다.

  • HiRISE image of simple rayed crater on southeastern flank of Elysium Mons.

    엘리시움 몬스 남동쪽 측면의 단순 광선 분화구 HiRISE 이미지

  • THEMIS image of complex crater with fluidized ejecta. Note central peak with pit crater.

    유동성 분출물을 갖는 복합 분화구의 MIS 이미지구덩이 분화구가 있는 중앙 봉우리를 주목합니다.

  • Viking orbiter image of Yuty crater showing lobate ejecta.

    유티 분화구의 바이킹 궤도선 이미지에서 엽상 분출물이 보입니다.

  • THEMIS close-up view of ejecta from 17-km diameter crater at 21°S, 285°E. Note prominent rampart.

    21°S, 285°E에서 직경 17km의 분화구에서 분출물을 관찰한 THEIS의 근접도.눈에 띄는 성벽을 기록합니다.

화성 분화구는 보통 분출물에 의해 분류됩니다.이젝트 층이 하나인 크레이터를 단층 이젝트(SLE) 크레이터라고 합니다.두 개의 이젝트 블랭킷이 중첩된 크레이터를 이중층 이젝트(DLE) 크레이터라고 하며, 두 개 이상의 이젝트층이 있는 크레이터를 다층 이젝트(MLE) 크레이터라고 합니다.이러한 형태적 차이는 충돌 [56][57]당시 지표면의 구성 차이(즉, 층간 얼음, 암석 또는 물)를 반영하는 것으로 생각됩니다.

아마존의 대좌 분화구는 HiRISE에서 볼 수 있는 사각형입니다.

화성 분화구는 매우 신선한 것부터 오래된 것, 침식된 것까지 다양한 보존 상태를 보여줍니다.열화된 충돌 분화구와 채워진 충돌 분화구는 지질학적 [58]시간에 따라 화산 활동, 충적층 활동 및 지질학적 활동의 변화를 기록합니다.받침대 분화구는 분출물이 주변 지형 위에 위치하여 융기된 플랫폼을 형성하는 분화구입니다.이러한 현상은 분화구의 분출물이 저항층을 형성하여 분화구와 가장 가까운 부분이 나머지 부분보다 더 천천히 침식되기 때문에 발생합니다.일부 보행자는 주변 지역에서 수백 미터 위에 있었는데, 이는 수백 미터의 물질이 침식되었다는 것을 의미합니다.받침대 분화구는 1972년 [59][60][61]매리너 9호의 임무 중에 처음으로 관측되었습니다.

자세한 정보:충돌 분화구
상세정보 : LARLE 분화구
자세한 정보:화성의 분화구 목록
자세한 정보:화성 분화구
자세한 정보:대좌 화구
상세정보 : Rampart 크레이터

화산주의

주요 기사:화성의 화산 활동
화성 토양의 첫 번째 X선 회절 이미지 - CheMin 분석 결과 장석, 파이록센, 감람석 등이 발견되었습니다("Rocknest"[62]의 호기심 탐사선).

화산 구조와 지형은 화성 표면의 많은 부분을 덮고 있습니다.화성에서 가장 눈에 띄는 화산은 타르시스와 엘리시움에 위치해 있습니다.지질학자들은 화성의 화산이 그렇게 크게 자랄 수 있었던 이유 중 하나는 화성이 [63]지구에 비해 지질학적 경계가 적기 때문이라고 생각합니다.정지해 있는 뜨거운 곳에서 나온 용암은 수 억년 동안 표면의 한 곳에 축적될 수 있었습니다.

과학자들은 화성 [64]표면에서 활화산의 폭발을 기록한 적이 없습니다.지난 10년간 열징후와 표면 변화에 대한 연구는 활발한 화산 [65]활동에 대한 증거를 발견하지 못했습니다.

2012년 10월 17일, 화성 "록네스트"에 있는 화성 탐사선 큐리오시티는 화성 토양의 X선 회절 분석을 처음으로 실시했습니다.탐사선의 CheMin 분석기의 결과는 장석, 휘석, 감람석을 포함한 여러 광물의 존재를 밝혔고, 표본에 있는 화성의 토양이 [62]하와이 화산의 "풍화된 현무암 토양"과 비슷하다는 것을 암시했습니다.2015년 7월, 같은 탐사 로봇이 게일 크레이터의 암석 샘플에서 삼디마이트를 발견했고, 과학자들은 규화산이 행성의 화산 역사에 이전에 [66]생각했던 것보다 훨씬 더 널리 퍼진 역할을 했을 것이라고 결론을 내리게 했습니다.

퇴적학

참고 항목:화성의 물
Opportunity 로버에서 볼 수 있는 직경 약 3mm의 구형 모음

흐르는 물은 화성의 역사상 여러 지점에서 화성 표면에서 흔했던 것으로 보이며, 특히 고대 [67]화성에서는 더욱 그러했습니다.이러한 흐름의 많은 부분이 표면을 깎아내어 계곡 네트워크를 형성하고 퇴적물을 생성했습니다.이 퇴적물은 충적층 팬, 사행로, 삼각주, 호수, 그리고 아마도 심지어 [68][69][70]바다를 포함한 다양한 습한 환경에서 다시 퇴적되었습니다.퇴적과 운반의 과정은 중력과 관련이 있습니다.중력, 물의 흐름과 유속의 관련 차이로 인해 곡물 크기 분포에서 추론한 화성의 풍경은 다양한 환경 [71]조건에 의해 생성되었습니다.그럼에도 불구하고, 고대 화성의 물의 양을 추정하는 다른 방법들이 있습니다.지하수는 점토, 황산염 [72]및 헤마타이트를 포함한 다양한 퇴적 광물의 형성 및 운반과 관련되어 있습니다.

지표면이 건조할 때 바람은 주요 지형작용제가 되었습니다.메가립과 사구와 같은 바람에 의해 움직이는 모래체는 현대 화성 표면에서 매우 흔하며, 오퍼튜니티는 횡단 [73]중에 풍부한 에올리언 사석을 기록하고 있습니다.Jake Matijevic (바위)와 같은 환생물은 화성 [74]표면의 또 다른 인공 지형입니다.

화성에는 빙하 퇴적물, 온천, 건조한 질량의 이동 퇴적물(특히 산사태),[68] 극저온 및 빙결 주변 물질 등 다양한 퇴적물 시설이 국지적으로 존재합니다.Meridiani Planum과 Gale 분화구에 있는 탐사선들에 의해 보존된 지층에서 고대의 [75]강,[76][77] 호수, 그리고 사구밭에[78][79][80] 대한 증거들이 모두 관찰되었습니다.

공통 표면 특징

주요 기사:화성의 공통 지표면 특징

화성의 지하수

한 연구자 그룹은 화성의 일부 층은 많은 장소, 특히 분화구 내부에서 지표면으로 솟아오르는 지하수에 의해 생성되었다고 제안했습니다.그 이론에 따르면, 용해된 광물이 있는 지하수가 분화구 안팎의 지표면으로 올라왔고, 광물(특히 황산염)을 첨가하고 침전물을 굳힘으로써 층을 형성하는 것을 도왔습니다.이 가설은 지하수 모형과 넓은 [81][82]지역에서 발견된 황산염에 의해 뒷받침됩니다.처음에 과학자들은 오퍼튜니티 로버로 표면 물질들을 조사함으로써 지하수가 반복적으로 상승하고 [72][83][84][85][86]황산염을 침전시킨다는 것을 발견했습니다.이후 화성정찰위성에 탑재된 기구들을 이용한 연구는 아라비아를 [87]포함한 넓은 지역에 같은 종류의 물질이 존재한다는 것을 보여주었습니다.

흥미로운 지형학적 특징

눈사태

2008년 2월 19일, 화성 정찰 궤도선에서 HiRISE 카메라에 의해 획득된 사진은 700미터(2,300피트) 높이의 절벽에서 미세한 얼음, 먼지, 큰 블록으로 추정되는 파편들이 떨어지는 장관인 눈사태를 보여주었습니다.눈사태의 증거로는 나중에 [88]절벽에서 먼지 구름이 피어오르는 것이 포함되어 있습니다.그러한 지질학적 사건들은 경사 줄무늬라고 알려진 지질학적 패턴의 원인으로 이론화되어 있습니다.

  • Image of the February 19, 2008 Mars avalanche captured by the Mars Reconnaissance Orbiter.

    화성정찰위성이 포착한 2008년 2월 19일 화성 눈사태 이미지.

  • Closer shot of the avalanche.

    눈사태의 근접 촬영입니다

  • Dust clouds rise above the 700-metre (2,300 ft) deep cliff.

    먼지 구름이 700미터(2,300피트) 깊이의 절벽 위로 솟아오릅니다.

  • A photo with scale demonstrates the size of the avalanche.

    스케일이 있는 사진은 눈사태의 크기를 보여줍니다.

가능한 동굴

오딧세이호의 사진을 연구하는 나사의 과학자들이 화성의 아르시아 몬스 화산의 측면에 있는 동굴 일곱 개를 발견했습니다.구덩이 입구는 너비가 100~252미터(328~827피트)이고 깊이는 최소 73~96미터(240~315피트)로 추정됩니다.아래 이미지 참조: 구덩이의 이름은 비공식적으로 (A) 데나, (B) 클로에, (C) 웬디, (D) 애니, (E) 애비(왼쪽)와 니키, 그리고 (F) 잔으로 지어졌습니다.데나의 바닥은 130m [89]깊이로 관측됐습니다.추가적인 조사는 이것들이 반드시 용암 동굴 "하늘빛"[90]일 필요는 없다는 것을 암시했습니다.사진을 검토한 결과 깊은 [91]구덩이가 더 많이 발견되었습니다.최근 USGS 우주지질과학센터는 [92]타르시스 몬테스의 화성 동굴 후보 1,000개 이상에 대한 글로벌 데이터베이스(MGC3)를 개발했습니다.2021년에 과학자들은 MGC3 데이터베이스를 화성 전체 표면으로 확장하기 [93]위해 기계 학습 알고리즘을 적용하고 있습니다.

화성의 인간 탐험가들이 용암 동굴을 은신처로 사용할 수 있다는 주장이 제기되었습니다.그 동굴들은 그 행성의 [94]표면에 충돌하는 미세 유성들, 자외선, 태양 플레어, 그리고 고에너지 입자들로부터 보호를 제공하는 유일한 자연 구조물일 지도 모릅니다.이러한 특징들은 장기간에 걸쳐 생물학적 특징들의 보존을 강화하고,[95][96][97] 지구 너머에 있는 생명체의 증거를 찾는 데 있어 동굴을 매력적인 우주 생물학의 표적으로 만들 수 있습니다.

  • A cave on Mars ("Jeanne") as seen by the Mars Reconnaissance Orbiter.

    화성정찰위성이 본 화성의 동굴("Jeanne").

  • HiRISE closeup of Jeanne showing afternoon illumination of the east wall of the shaft.

    갱도 동벽의 오후 조명을 보여주는 잔느의 HiRISE 클로즈업.

  • THEMIS image of cave entrances on Mars.

    화성에 있는 동굴 입구의 테마스 이미지.

  • Map of 1,000+ possible cave-entrances at Tharsis Montes

    타르시스 몬테스의 동굴 입구 가능성 1,000개 이상

역부호

주요 기사:역부호

화성의 일부 지역에서는 과거에 시냇물과 같이 함몰되었던 특징들이 지금은 지표면 위에 있는 반전된 부조를 보여줍니다.큰 바위 같은 물질이 저지대에 퇴적된 것으로 추정됩니다.나중에, 바람 침식은 표면 층의 많은 부분을 제거했지만, 더 저항력이 강한 퇴적물을 남겼습니다.거꾸로 부조를 만드는 다른 방법은 용암이 강바닥을 흘러내리거나 물질이 물에 녹아있는 광물에 의해 굳어지는 것일 수 있습니다.지구상에서 실리카로 굳어진 물질들은 모든 종류의 침식력에 매우 저항력이 강합니다.지구상에 있는 뒤집힌 수로의 예는 유타주 그린 리버 근처의 시더 마운틴 층에서 찾아볼 수 있습니다.냇물 모양의 뒤집힌 부조는 과거 화성 [98]표면에 물이 흘렀다는 추가적인 증거입니다.스트림 채널 형태의 역방향 완화는 역방향 채널이 형성되었을 때 기후가 달라 훨씬 더 습하다는 것을 나타냅니다.

2010년에 발표된 기사에서, 대규모 과학자 그룹이 미야모토 분화구에서 생명체를 찾는 아이디어를 지지했는데, 그 이유는 과거의 [99]물의 존재를 보여주는 역류 수로와 광물 때문이었습니다.

화성의 여러 지역에서 발생한 역부조의 예를 보여주는 이미지가 아래에 나와 있습니다.

주목할 만한 암석

화성에서 주목할 만한 암석
애디론댁
(영혼) 		버나클 빌
(주유자 		배서스트 흡입구
(호기심) 		빅조
(바이킹) 		블록 아일랜드
(기회) M 		바운스
(기회) 		대관식
(호기심) 		엘캐피탄
(기회)
에스페랑스
(기회) 		골번
(호기심) 		방열판
(기회) M 		홈 플레이트
(영혼) 		핫타
(호기심) 		야크 마티예비치
(호기심) 		라스트 찬스
(기회) 		링크
(호기심)
매키낙 섬
(기회) M 		미미
(영혼) 		오일렌 루아이드
(기회) M 		황금 냄비
(영혼) 		록네스트 3
(호기심) 		쉘터 아일랜드
(기회) M 		틴티나
(호기심) 		요기
(주유자
The table above contains clickable links M = 운석 - (
상자:
)

참고 항목

참고문헌

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서지학

외부 링크