수성의 지질학

Geology of Mercury
카라바지오는 수성에 있는 피크 고리 충격 분지의 한 예이다.
오른쪽 아래 헤밍웨이 분화구 안에 있는 작은 분화구처럼 수성의 몇몇 지역은 극도로 어둡다.

수성의 지질학은 수성의 표면, 지각, 내부를 과학적으로 연구하는 학문이다.그것은 지구를 형성하는 구성, 구조, 역사 및 물리적 과정을 강조한다.그것은 지구 지질학과 유사하다.행성 과학에서, 지질학이라는 용어는 행성과 달의 고체 부분에 대한 연구를 의미하기 위해 가장 넓은 의미로 사용된다.이 용어는 지구물리학, 지구화학, 광물학, 측지학, 지도학 [1]등의 측면을 포함한다.

역사적으로, 수성은 태양계의 모든 지상 행성들 중에서 가장 덜 이해되어 왔다.이것은 주로 우주선으로 태양에 도달하는 것을 기술적으로 어렵고 지구에 기반을 둔 관측을 어렵게 만드는 태양과의 근접성에서 기인한다.수십 년 동안 수성에 대한 지질 정보의 주요 원천은 1974년부터 1975년까지 세 번의 행성 비행 동안 Mariner 10 우주선이 촬영한 2,700장의 이미지에서 나왔다.이 사진들은 행성 표면의 약 45%를 덮고 있었지만, 태양의 각도가 높아 표면 형태와 [2]지형을 파악하기 어려웠기 때문에 상세한 지질 조사에 적합하지 않았다.이러한 정보 부족은 2008년부터 2015년 사이에 MERCury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging (MESSENGER) 우주선에 의해 크게 완화되었습니다. MESSENGER는 2008년부터 2015년 사이에 전 행성을 뒤덮는 291,000개 이상의 이미지를 수집했으며, 다른 과학 데이터도 풍부하게 수집했습니다.2025년에 수성 궤도에 진입할 예정인 유럽우주국(ESA)의 베피콜럼보 우주선은 수성의 지질에 대한 남은 의문점들 중 많은 부분을 해결하는데 도움을 줄 것으로 예상된다.

수성의 표면은 충돌 크레이터, 현무암, 매끄러운 평원에 의해 지배되고 있으며, 그들 중 다수는 달 [4][5]마리아와 비슷한 홍수 화산 활동의 결과이며, 국지적으로 화쇄암 [6]퇴적물에 의해 형성된다.다른 주목할 만한 특징으로는 마그마가 조각된 계곡의 근원으로 보이는 통풍구, 마그마 [7]챔버의 붕괴의 결과로 여겨지는 "홀로우"라고 불리는 불규칙한 형태의 움푹 패인 곳, 추력 단층을 나타내는 스카프, 극지방 크레이터 내부의 광물 퇴적물(아마 얼음) 등이 있다.오랫동안 지질학적으로 활동하지 않는 것으로 여겨져 온 새로운 증거는 여전히 어느 정도의 [8][9]활동이 있을 수 있다는 것을 암시한다.

수성의 밀도는 부피의 약 60%(반경의 [10]75%)를 차지하는 철이 풍부한 고체 핵을 의미합니다.수성의 자기 적도는 행성 반지름의 거의 20%가 북쪽으로 이동하며, 이는 모든 행성 [11]중 가장 큰 비율이다.이러한 변화는 핵 주위에 철이 풍부한 용해층이 하나 이상 존재하며 지구와 유사한 발전기 효과를 발생시킨다는 것을 암시합니다.또한, 상쇄된 자기 쌍극자는 태양풍에 의해 표면 풍화가 불균일하게 되어 더 많은 표면 입자를 남쪽 외기권으로 떨어뜨려 북쪽으로 운반할 수 있습니다.과학자들은 그것이 [11]사실인지 아닌지를 판단하기 위해 원격 측정기를 모으고 있다.

2011년 9월 임무의 첫 번째 태양일을 완료한 후, 수성 표면의 99% 이상이 NASA의 메신저 탐사선에 의해 색상과 단색으로 매우 상세하게 지도화되어, 수성의 지질에 대한 과학자들의 이해가 1970년대 [7]마리너 10 비행 이후 달성한 수준을 크게 웃돌았다.

탐사의 어려움

매리너 10호 프로브

지구에서 수성에 도달하는 것은 중대한 기술적 문제를 제기하는데, 왜냐하면 이 행성은 지구보다 태양에 훨씬 더 가까이 궤도를 돌기 때문이다.지구에서 발사된 수성으로 향하는 우주선은 9천1백만 킬로미터나 되는 거리를 태양의 중력 우물로 이동해야 한다.지구의 궤도 속도 30km/s에서 시작하여, 수성 근처를 통과하는 호만 이동 궤도에 진입하기 위해 우주선이 해야 하는 속도 변화(델타-v)는 다른 행성 미션에 비해 크다.태양의 잠재 우물을 아래로 이동함으로써 해방되는 잠재적 에너지는 운동 에너지가 됩니다; 수성을 빠르게 지나치지 않는 다른 어떤 것도 하기 위해 또 다른 큰 델타-v를 필요로 합니다.안전하게 착륙하거나 안정적인 궤도에 진입하기 위해 우주선은 로켓 모터에 전적으로 의존해야 한다. 왜냐하면 수성은 무시해도 될 정도의 대기를 가지고 있기 때문이다.수성으로의 직접 여행은 실제로 태양계를 완전히 탈출하는 데 필요한 것보다 더 많은 로켓 연료를 필요로 한다.그 결과, 나사가 지금까지 수성을 방문한 우주 탐사선은 마리너 10호와 메신저 두 개뿐이었다.

  • 크러스트 – 두께 100~200km
  • 맨틀 – 두께 600km
  • 코어 – 반경 1,800km

게다가, 수성 근처의 우주 환경은 강한 태양 복사와 고온의 우주선에 두 가지 위험을 가한다.

역사적으로, 두 번째 장애물은 수성의 자전 주기가 느린 지구 58일이기 때문에 우주선 비행은 단 하나의 조명 반구만 볼 수 있다는 것이다.사실, 불행하게도, Mariner 10 우주 탐사선이 1974년과 1975년 사이에 세 번 수성을 지나갔음에도 불구하고, 그것은 각각의 통과 동안 같은 지역을 관찰했다.이는 마리너 10호의 공전 주기가 거의 정확히 3일 정도였고, 근접한 각 지점에서 행성의 같은 면이 빛을 발했기 때문이다.그 결과, 행성 표면의 45% 미만이 지도에 표시되었습니다.

수성의 태양에 대한 지속적인 근접성으로 인해 지구에 기반을 둔 관측은 어려워진다.여기에는 다음과 같은 몇 가지 결과가 있습니다.

  1. 하늘이 망원경으로 볼 수 있을 만큼 어두울 때마다 수성은 항상 이미 수평선 근처에 있고, 대기적 요인 때문에 시야 조건이 좋지 않다.
  2. 허블 우주 망원경과 다른 우주 관측소들은 일반적으로 안전상의 이유로 태양에 가까이 가는 것을 금지하고 있다(태양을 향해 그러한 민감한 기구를 잘못 가리키는 것은 영구적인 손상을 일으킬 수 있다).

수성의 지질사

수성 – 중력 이상 – 질량 농도(빨간색)는 지표면 아래 구조와 진화를 시사합니다.

지구, 달, 화성과 같이 수성의 지질 역사는 시대로 나뉜다.가장 나이가 많은 사람부터 가장 어린 사람까지: 톨스토잔 전, 톨스토잔, 칼로리안, 만수리안, 카이페리안입니다.이 나이들은 상대적인 데이트만을 [12]기준으로 한다.

46억 년 전 수성과 다른 태양계의 형성 이후 소행성과 혜성에 의한 강력한 폭격이 뒤따랐다.마지막 집중 폭격 단계인 후기 중폭격은 약 38억 년 전에 끝났다.칼로리스 분지를 형성한 대표적인 지역이나 마시프는 행성 내부에서 마그마 분출로 가득 찼다.이것은 달에서 발견된 마리아와 비슷한 부드러운 지구간 평원을 만들었다.나중에 행성이 식고 수축하면서 표면이 갈라지고 능선을 형성하기 시작했습니다; 이러한 표면 균열과 능선은 분화구나 평원 같은 다른 특징들 위에서 볼 수 있는데, 이것은 이것이 더 최근의 것이라는 분명한 증거입니다.수성의 화산활동 기간은 행성의 맨틀이 더 이상의 용암이 지표면을 통과하는 것을 막을 수 있을 정도로 수축하면서 끝이 났다.이것은 아마도 처음 7억 또는 8억 년의 역사 중 어느 시점에 일어났을 것이다.

이후 주요 표면 공정은 간헐적인 충격이었다.

타임라인

시간 단위: 수백만 년

표면 특징

수성의 표면은 전체적으로 달의 표면과 비슷하며, 달의 고지대와 비슷하고 화쇄암 [6]퇴적물이 축적되어 국지적으로 만들어진 광활한 암말 같은 평원과 크레이터가 많은 지형을 가지고 있다.

지형
PIA19420-Mercury-NorthHem-Topography-MLA-Messenger-20150416.jpg
메신저의 MLA 계측기에 의한 수성 북반구 지도
최저(최소)~10km(6.2mi) 최고(빨간색)

충격 분지 및 분화구

수성의 칼로리스 분지는 태양계에서 가장 큰 충돌 특성 중 하나이다.

수성의 크레이터는 작은 사발 모양의 크레이터에서 수백 킬로미터의 여러 고리 충돌 분지에 이르기까지 지름이 다양합니다.비교적 신선한 광선 크레이터에서 고도로 분해된 크레이터 잔해에 이르기까지 모든 분해 상태에서 나타납니다.수성 크레이터는 달의 크레이터와 미묘하게 다릅니다.그들의 분출 담요의 넓이는 훨씬 작습니다.이것은 [12]수성의 표면 중력이 2.5배 강하기 때문입니다.

MESSENGER에 의한 수성 표면의 MASCS 스펙트럼 스캔
칼로리스 분지의 대척점에 충돌하여 형성된 소위 "이상한 지형"

알려진 가장 큰 분화구는 직경 [13]1550km의 거대한 칼로리스 분지로, 가칭 스키나카스 분지는 마리너가 아닌 반구의 저해상도 지구 관측을 통해 추정되었지만, 해당 지형의 메신저 이미지에서는 관측되지 않았다.칼로리스 분지를 만든 영향은 매우 강력해서 그 영향은 전 세계적으로 볼 수 있다.그것은 용암 분출을 일으켰고 충돌구 주위에 2킬로미터가 넘는 높이의 동심원 고리를 남겼다.칼로리스 분지의 대척지에는 특이하고 언덕이 많고 고랑진 넓은 지역이 있는데, "이상한 지형"이라고도 합니다.이 지형학적 단위의 기원에 대해 선호되는 가설은 충돌 중에 발생한 충격파가 행성 주위를 돌아다녔으며, 충격파가 분지의 대극(180도 떨어진 곳)에 모였을 때 높은 응력이 [14]표면을 분열시킬 수 있다는 것이다.훨씬 덜 선호되는 생각은 이 분지의 대척점에 분출물이 모여 이 지형이 형성되었다는 것이다.게다가 칼로리스 분지의 형성은 분지 주변에 동심원형의 얕은 함몰을 형성한 것으로 보이며, 이후 매끄러운 평야로 채워졌다(아래 참조).

전체적으로 약 15개의 충돌 분지가 수성의 이미징된 부분에서 확인되었다.다른 주목할 만한 분지로는 400km 폭의 다중 고리, 가장자리에서 500km까지 이젝트 담요가 있는 톨스토지 분지, 그리고 바닥은 매끄러운 평원 물질로 채워져 있다.베토벤 분지 역시 비슷한 크기의 이젝트 담요와 625km 직경의 [12]테두리를 가지고 있다.

달과 마찬가지로, 수성의 신선한 크레이터는 눈에 띄는 밝은 광선 시스템을 보여준다.이것들은 분출된 파편들에 의해 만들어지는데, 그것들은 주변의 오래된 지형보다 적은 양의 공간 풍화 때문에 상대적으로 신선하게 유지되는 반면 밝은 경향이 있다.

구덩이 바닥 크레이터

수성의 일부 충돌 크레이터는 바닥에 불규칙한 모양의 비원형 움푹 패인 곳이나 구덩이가 있습니다.이러한 크레이터는 갱도 바닥 크레이터라고 불리며, 메신저 팀원들은 지표면 아래 마그마 챔버의 붕괴로 인해 이러한 갱도가 형성되었다고 주장했다.만약 이 제안이 맞다면, 구덩이는 [9]수성에서 화산 작용의 증거입니다.구덩이 크레이터는 테두리가 없고, 종종 불규칙한 모양이며, 가파른 면으로 되어 있으며, 분출물이나 용암 흐름은 없지만 일반적으로 색깔이 독특합니다.예를 들어, 프락시텔레스 구덩이는 주황색을 [15]띤다.얕은 마그마 활동의 증거로 생각되는 피트 크레이터는 지하 마그마가 다른 곳에서 배출되어 지붕 영역을 지탱하지 못하면서 형성되어 붕괴와 갱도의 형성을 이끌었을 수 있다.이러한 특징을 보여주는 주요 크레이터로는 베켓, 지브란, 레르몬토프 [16]등이 있다.더 밝고 붉은 퇴적물이 연관된 이 구덩이들은 폭발적 [6]화산활동으로 인한 화쇄성 퇴적물일 수 있다고 제안되었다.

아베딘 분화구 내부

평원

수성에는 [12][17]지질학적으로 다른 두 개의 평원 단위가 있다.

  • 크레이터 간 평야는 크레이터가 많은 지형보다 먼저 보이는 가장 오래된 [12]지표면이다.그것들은 완만하게 구르거나 구릉이며 더 큰 분화구 사이의 지역에서 발생한다.크레이터 간 평원은 많은 초기 크레이터를 말살시킨 것으로 보이며,[17] 지름 약 30km 이하의 작은 크레이터의 전반적인 부족을 보여준다.그것들이 [17]화산인지 충격인지는 명확하지 않다.지구간 평원은 행성 표면 전체에 거의 균일하게 분포되어 있다.
  • 평탄한 평야는 다양한 크기의 움푹 패인 곳을 채우는 루나 마리아를 닮은 평평한 지역입니다.특히, 그들은 칼로리스 분지를 둘러싼 넓은 고리를 채웁니다.달마리아와 주목할 만한 차이점은 수성의 평원이 오래된 크레이터 간 평원과 같은 알베도를 가지고 있다는 것이다.뚜렷한 화산 특성이 없음에도 불구하고, 이들의 국산화 및 엽상 색 단위는 화산 기원을 강력하게 뒷받침한다.모든 메르쿠리아의 매끄러운 평원은 칼로리스 분지보다 상당히 늦게 형성되었으며, 칼로리스 분출 [12]담요보다 크레이터 밀도가 현저히 낮다는 것을 증명합니다.

칼로리스 분지의 바닥은 지질학적으로 뚜렷한 평야로 채워져 있으며, 대략 다각형 패턴의 능선과 균열로 인해 갈라져 있습니다.충격에 의해 유발된 화산 라바인지, 아니면 큰 충격 시트가 [12]녹는지는 명확하지 않다.

구조상의 특징

디스커버리 루프

행성 표면의 특이한 특징 중 하나는 평원을 가로지르는 수많은 압축 주름입니다.행성의 내부가 식으면서, 행성의 표면이 수축하고 변형되기 시작한 것으로 생각된다.크레이터나 평원 같은 다른 특징 위에 주름이 보일 수 있어 더 최근의 [18]것임을 알 수 있습니다.수성의 표면은 또한 태양에 의해 상승된 상당한 조수에 의해 휘어집니다. 수성의 조수는 지구의 [19]달보다 약 17% 더 강합니다.

용어.

크레이터가 아닌 지표면 피쳐에는 다음과 같은 이름이 지정됩니다.

알베도가 높은 극지방의 패치 및 얼음의 존재 가능성

수성의 첫 번째 레이더 관측은 뉴멕시코에 있는 미국 국립전파천문관측소(VLA)의 도움을 받아 아레시보(푸에르토리코)와 골드스톤(미국 캘리포니아)에 있는 라디오텔레스코프에 의해 수행되었다.골드스톤의 NASA 딥 스페이스 네트워크 사이트에서 송신된 신호는 8.51GHz의 460kW의 출력 수준이었다. VLA 다중접시 배열이 수신한 신호는 수성의 북극에서 감극된 파장과 함께 레이더 반사율(레이더 광도) 지점을 감지했다.

수성 북극의 레이더 이미지입니다.

이 행성의 표면의 레이더 지도는 아레시보 전파 망원경을 사용하여 만들어졌다.이 조사는 420kW UHF 대역(2.4GHz)의 전파를 사용하여 수행되었으며, 이 전파는 15km 분해능을 허용했다.이 연구는 높은 반사율과 탈분극 구역의 존재를 확인했을 뿐만 아니라 많은 새로운 영역(총 20개)을 발견했고 극지방까지 조사할 수 있었다.수성 표면의 대부분을 구성하는 규산염 암석이 광도에 정확히 반대의 영향을 미치기 때문에 표면 얼음이 이러한 높은 광도 수준의 원인이 될 수 있다고 가정되어 왔다.

수성은 태양에 가깝지만 극 근처 온도가 항상 빙점 이하이기 때문에 표면 얼음이 존재할 수 있습니다.극지에서는 기온이 -106°C 이상으로 오르지 않는다.그리고 수성의 고위도에 있는 크레이터는 직사광선으로부터 얼음을 보호하기에 충분히 깊을 수 있다.태양빛이 없는 분화구 안에서는 온도가 -171°[20]C까지 떨어집니다.

우주의 진공상태로 승화함에도 불구하고, 영구히 그늘진 영역의 온도는 너무 낮아서 이 승화는 잠재적으로 수십억 년 동안 퇴적된 얼음을 보존할 수 있을 만큼 충분히 느립니다.

남극에서는 차오멍푸(Chao Meng-Fu) 분화구의 위치와 일치하며 반사 영역을 포함하는 다른 작은 분화구도 확인되었다.북극에서는 Chao-Meng Fu보다 작은 크레이터들이 이러한 반사 특성을 가지고 있습니다.

수성에서 볼 수 있는 레이더 반사의 세기는 순수한 얼음에 비해 작다.이는 분화구 표면을 완전히 덮지 않는 분말 퇴적이나 얇은 표면층 등 다른 원인 때문일 수 있습니다.그러나 수성에 얼음이 있다는 증거는 확실하지 않다.비정상적인 반사 특성은 또한 금속 황산염 또는 반사율이 높은 다른 물질의 침전물이 존재하기 때문일 수 있다.

얼음의 발생원일 수 있음

수성은 영구적인 그림자에 서 있는 크레이터를 가지고 있는 유일한 것이 아니다; 지구의 달의 남극에는 얼음이 존재할 가능성이 있는 몇 가지 징후가 보이는 큰 크레이터가 있다.천문학자들은 수성과 달의 얼음이 대부분 혜성에 영향을 미치는 외부 근원에서 비롯되었다고 생각한다.이것들은 많은 양의 혹은 대부분의 얼음을 포함하고 있는 것으로 알려져 있다.따라서 운석 충돌은 수성의 회전축의 안정적인 방향과 열을 효율적으로 전도할 수 있는 대기의 부족으로 인해 수십억 년 동안 온난화되지 않은 상태로 남아있을 수 있는 영구적인 그림자 크레이터에 물을 퇴적시켰을 것으로 생각할 수 있다.

수성.
PIA19411-Mercury-WaterIce-Radar-MDIS-Messenger-20150416.jpg
수성 북극 지역의 물 얼음(노란색)

수성의 생물사

거주성

주요 기사: Life on Mercury

2020년 3월에 보고된 연구에 따르면, 수성의 일부가 거주 가능했을 수도 있고,[21][22] 아마도 원시 미생물일 가능성이 높지만 생명체가 지구에 존재했을 수도 있다는 점을 고려할 때 과학적인 뒷받침이 있을 수 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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  • 포토그라피아: 머큐리.NASA (LG-12478-HQ)
  • 이 문서는 2005년 6월 26일 버전에서 접근한 스페인어 위키피디아에 있는 해당 문서를 많이 인용하고 있습니다.

스페인어 기사에 대한 원본

  • 시엔시아스 드 라 티에라 에드워드 J.의 "Una Introductcion a La Geologia Ficasica"(지구과학, 물리지질학 입문)태벅 Y 프레드릭 K.러겐스.프렌티스 홀(1999년).
  • "Hielo en Mercurio" (수성의 얼음)El Universo, Enciclopedia de la Astronomy y el Espacio("우주, 천문학 및 우주 백과사전") 편집 Planeta-De Agostini, 페이지 141-145.제5권 (1997년)

외부 링크