화성 지질학

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1. 개요

화성 지질학은 화성의 물리적 환경, 지질 시대, 주요 지질 형성, 지표면 특징, 알베도 특징, 충돌구, 화산 활동, 퇴적학, 지하수, 흥미로운 지형학적 특징 등을 연구하는 학문 분야이다. 화성은 지구형 행성으로, 지구의 약 절반 크기이며, 노아키아 시대, 헤스페리아 시대, 아마조니안 시대로 구분되는 지질 역사를 가지고 있다. 주요 지형으로는 반구 이분법, 타르시스 및 엘리시움 화산 지역, 대형 충돌 분지, 적도 협곡 시스템, 혼돈 지형, 극관 등이 있으며, 화산 활동, 충돌구, 퇴적 과정 등을 통해 다양한 지질학적 특징이 형성되었다. 또한, 동굴, 눈사태, 역전 지형 등 흥미로운 지형학적 특징이 발견되며, 지하수의 존재 가능성도 제기되고 있다.

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화성 지질학
화성 지질학
화성의 전반적인 모습
학문 분야	행성 지질학, 지질학, 지구화학, 지구물리학, 수문학, 광물학
역사
초기 관측	망원경 사용 이전
초기 망원경 관측	화성 운하 논쟁
우주 탐사	1960년대 이후
표면 특징
주요 구성 요소	탈수된 점토 광물 황산염 산화철(III)
크레이터	수백만 개의 충돌구
평원	북부 저지대 평원 헬라스 평원 아르기레 평원 이시디스 평원
협곡	발레스 마리네리스
극지방 덮개	북극: 플라눔 보레움 남극: 플라눔 아우스트랄레
기타	테라 아라비아 엘리시움 플라니티아 타르시스 융기부
지질학적 역사
노아키안	45억 년 전 ~ 35억 년 전
헤스페리안	35억 년 전 ~ 30억 년 전
아마조니안	30억 년 전 ~ 현재
추가 정보
관련 연구	행성 과학 우주생물학
관련 학회	화성학회 (Areological Society)

2. 물리적 환경

태양에서 시작하는 태양계의 네 번째 행성인 화성은 지구형 행성이다. 크기는 지구의 반만하고 거의 10배는 덜한 질량을 가지고 있으며 지면은 우리 행성보다 약간 작다 (144.8 대 148.9 백만 평방 킬로미터). 여기서 중력은 지구의 3분의 1인 반면, ''솔(sol)''이라고 하는 화성의 태양일의 길이는 지구의 낮의 길이보다 40분 적다. 화성은 지구보다 태양에서 1.5배 더 멀리 떨어져 있고, 위치에 따라 우리 행성보다 2~3배 적은 태양 에너지를 받는다. 또한 우리보다 150배 이상 밀도가 낮은 화성의 대기 때문에 매우 제한된 온실 효과가 발생되는데, 이렇게 약한 태양 방사 조도로 인해 화성의 평균 온도가 −60 도 미만이다.

아래 표에서 화성과 지구 사이의 일부 물리적 매개변수 값을 비교할 수 있다. :


속성	화성에서의 값	지구에서의 값	% 화성/ 지구
반경	3 396.2 ± 0.1 km	6 378.1 km	53.3 %
극반경	3 376.2 ± 0.1 km	6 356.8 km	53.1 %
지면	144 798 500 km²	510 072 000 km²	28.4 %
부피	1.631 8×10¹¹ km³	1.083 207 3×10¹² km³	15.1 %
질량	6.418 5×10²³ kg	5.973 6×10²⁴ kg	10.7 %
평균 밀도	3 933.5 ± 0.4 kg/m³	5 515 kg/m³	71.3 %
적도에서의 표면중력	3.711 m/s²	9.780 327 m/s²	37.9 %
탈출속도	5 027 m/s	11 186 m/s	44.9 %
자전주기	1.025 956 75 d ≈ 88 642,663 s	86 164.098 903 691 s	102.9 %
태양시	1 sol ≈ 1.027 491 25 d ≈ 88 775.244 s	1 d = 86 400 s	102.75 %
자전축 기울기	25.19°	23.439 281°	-
본드 반사도	0.25	0.29	-
기하학적 반사도	0.15	0.367	-
궤도 장반경	227 939 100 km	149 597 887.5 km	152.4 %
궤도이심률	0.093 315	0.016 710 219	558.4 %
공전주기	668.599 1 sols ≈ 686.971 d	365.256 366 d	188.1 %
원일점	249 209 300 km	152 097 701 km	163.8 %
근일점	206 669 000 km	147 098 074 km	140.5 %
태양 방사조도	492 à 715 W/m²	1 321 à 1 413 W/m²	-
지상 평균 온도	−63°C ≈ 210 K	14°C ≈ 287 K	-
최고기온	20°C ≈ 293 K	58°C ≈ 331 K	-
최저기온	−133°C ≈ 140 K	−89°C ≈ 184 K	-

2012년 8월 5일 화성에 착륙한 NASA 큐리오시티 탐사선은 게일 분화구 온도가 상온인 것을 (정확한 온도 값: 276K, 약 3도) 밝혀냈다.^[105] 화성은 지구보다 약 10배 덜 무겁지만 달보다는 10배 더 무거운데, 화성의 표면은 이 두 행성과 비슷한 모습을 보인다. 달의 분화구를 연상시키는 충돌 분화구로 가득 찬 지형이 있는 반면, 지각의 변동 및 기후 때문에 형성된 화산, 균열, 계곡, 암석, 사구 및 암석을 포함하여 지구와 같은 모습도 있다. 풍부한 구름이 순환하는 얇은 화성의 대기에는 때때로 행성 전체를 뒤덮을만한 먼지 폭풍이 자주 있는 특별한 기상을 가지고 있다. 지구보다 5배 더 뚜렷한 궤도 이심률은 매우 중요한 계절적 비대칭의 원인으로 북반구에서 가장 긴 계절인 봄(198.6일)은 가장 짧은 계절(가을, 146.6일)보다 35.5% 초과하는데, 이는 지구와 비교하자면 가장 긴 계절인 여름은 겨울 기간보다 5% 더 길뿐이다. 이러한 특징은 여름에 남부 극지방 만년설이 북극 극지방 만년설보다 훨씬 더 많이 축소되는 이유를 설명하기도 한다.

2. 1. 지구와의 비교

태양에서 시작하는 태양계의 네 번째 행성인 화성은 지구형 행성이다. 크기는 지구의 반만하고 거의 10배는 덜한 질량을 가지고 있으며 지면은 우리 행성보다 약간 작다 (144.8 대 148.9 백만 평방 킬로미터). 여기서 중력은 지구의 3분의 1인 반면, ''솔(sol)''이라고 하는 화성의 태양일의 길이는 지구의 낮의 길이보다 40분 적다. 화성은 지구보다 태양에서 1.5배 더 멀리 떨어져 있고, 위치에 따라 우리 행성보다 2~3배 적은 태양 에너지를 받는다. 또한 우리보다 150배 이상 밀도가 낮은 화성의 대기 때문에 매우 제한된 온실 효과가 발생되는데, 이렇게 약한 태양 방사 조도로 인해 화성의 평균 온도가 −60 도 미만이다.

아래 표에서 화성과 지구 사이의 일부 물리적 매개변수 값을 비교할 수 있다. :


속성	화성에서의 값	지구에서의 값	% 화성/ 지구
반경	3 396.2 ± 0.1 km	6 378.1 km	53.3 %
극반경	3 376.2 ± 0.1 km	6 356.8 km	53.1 %
지면	144 798 500 km²	510 072 000 km²	28.4 %
부피	1.631 8×10¹¹ km³	1.083 207 3×10¹² km³	15.1 %
질량	6.418 5×10²³ kg	5.973 6×10²⁴ kg	10.7 %
평균 밀도	3 933.5 ± 0.4 kg/m³	5 515 kg/m³	71.3 %
적도에서의 표면중력	3.711 m/s²	9.780 327 m/s²	37.9 %
탈출속도	5 027 m/s	11 186 m/s	44.9 %
자전주기	1.025 956 75 d ≈ 88 642,663 s	86 164.098 903 691 s	102.9 %
태양시	1 sol ≈ 1.027 491 25 d ≈ 88 775.244 s	1 d = 86 400 s	102.75 %
자전축 기울기	25.19°	23.439 281°	-
본드 반사도	0.25	0.29	-
기하학적 반사도	0.15	0.367	-
궤도 장반경	227 939 100 km	149 597 887.5 km	152.4 %
궤도이심률	0.093 315	0.016 710 219	558.4 %
공전주기	668.599 1 sols ≈ 686.971 d	365.256 366 d	188.1 %
원일점	249 209 300 km	152 097 701 km	163.8 %
근일점	206 669 000 km	147 098 074 km	140.5 %
태양 방사조도	492 à 715 W/m²	1 321 à 1 413 W/m²	-
지상 평균 온도	−63°C ≈ 210 K	14°C ≈ 287 K	-
최고기온	20°C ≈ 293 K	58°C ≈ 331 K	-
최저기온	−133°C ≈ 140 K	−89°C ≈ 184 K	-

2012년 8월 5일 화성에 착륙한 NASA 큐리오시티 탐사선은 게일 분화구 온도가 상온인 것을 (정확한 온도 값: 276K, 약 3도) 밝혀냈다.^[105] 화성은 지구보다 약 10배 덜 무겁지만 달보다는 10배 더 무거운데, 화성의 표면은 이 두 행성과 비슷한 모습을 보인다. 달의 분화구를 연상시키는 충돌 분화구로 가득 찬 지형이 있는 반면, 지각의 변동 및 기후 때문에 형성된 화산, 균열, 계곡, 암석, 사구 및 암석을 포함하여 지구와 같은 모습도 있다. 풍부한 구름이 순환하는 얇은 화성의 대기에는 때때로 행성 전체를 뒤덮을만한 먼지 폭풍이 자주 있는 특별한 기상을 가지고 있다. 지구보다 5배 더 뚜렷한 궤도 이심률은 매우 중요한 계절적 비대칭의 원인으로 북반구에서 가장 긴 계절인 봄(198.6일)은 가장 짧은 계절(가을, 146.6일)보다 35.5% 초과하는데, 이는 지구와 비교하자면 가장 긴 계절인 여름은 겨울 기간보다 5% 더 길뿐이다. 이러한 특징은 여름에 남부 극지방 만년설이 북극 극지방 만년설보다 훨씬 더 많이 축소되는 이유를 설명하기도 한다.

3. 연대기

화성 지질학은 북반구의 희박한 분화 저지대와 남반구의 고도로 분화된 고지대의 ''화성 이분법''으로 특징지어진다. 한 지역의 나이가 분화율(분화구 계산, :en:Crater_counting)에 따라 증가한다는 경험적 원리에 기초하여, 화성 지질 역사는 세 가지 주요 시기로 구분된다.^[106]^[107]

'''노아키아 시대''' (노아키스 테라(:en:Noachis_Terra)에서 따옴)는 46억년 전 화성 형성 이후, 하르트만 & 뉴쿰 척도(Échelle de Hartmann & NeukumEchelle)에 의거하여 37억년 전까지(하르트만 표준으로는 35억년 전^[108])를 의미한다. 당시 화성은 두꺼운 대기를 가졌을 가능성이 있으며, 이로 인해 압력과 온실효과로 많은 양의 액체 물로 인한 수권이 형성되었을 것으로 추정된다. 이 시대 마지막 무렵은 41억~38억년 전으로 후기 대폭격의 소행성 영향과 특히 타르시스 부근의 강렬한 화산 활동이 있었을 것으로 보인다.

'''헤스페리아 시대'''(헤스페리아 평원(:en:Hesperia_Planum) 이름에서 따옴)는 하르트만 & 뉴쿰 척도에서 정의한 37억~32억년 전의 지형과 (하르트만 표준에서는 35억년~18억년 사이) 상응하는데, 이곳에서 화산 활동이 잦은 이유로 용암류와 황산 퇴적물이 발견된다. 자기장은 노아키아 시대 말년에 사라진 것으로 보이는데, 이는 태양풍이 화성의 대기를 부식시키는 현상을 야기했다. 또한 온도와 압력이 크게 떨어지기 시작했을 것이고, 그 결과 액체 상태의 물은 이 행성 표면에 영구적으로 존재하지 않게 되었을 것이다.

'''아마조니안 시대'''(아마조니스 평원(:en:Amazonis_Planitia)에서 따옴)는 하르트만 & 뉴쿰 척도에서 32억년 전 이후의 지형을 일컫는다 (하르트만 표준에서는 18억년 이후). 이곳은 확실히 분화구가 적으며 주로 북반구에 (행성 기준치보다 낮은 고도) 위치하고 있다. 이 시대 동안 강도는 잃었지만 화산 활동은 계속되었을 것으로 보이며, 큰 활동은 네 번으로 마지막 발생은 1억 년 전에 일어났고, 일부 다른 화산 지형은 고작 몇백만년 전에 활동했던 것으로 추정된다. 태양풍에 의한 대기의 침식은 압력이 611.73 파스칼인 물의 삼중점 부근에서 안정될 때까지 수십억 년 동안 지속되었을 것이다. 아마조니안 지형의 지질 구조는 화성 환경의 극단적인 건조에 큰 영향을 받은 모습으로 수권이 완전히 결여되어 있다. 그럼에도 불구하고 이런 환경은 지표면의 특정한 부근에서 불연속적이고 일시적으로 나타나는 액체 상태의 물을 완전히 없애진 못했다.

오늘날 이 세 시대의 연대기는 여전히 매우 불확실하지만, 행성 주변에서 활동하는 다양한 탐사선에 의해 표면에서 관찰된 현상을 이해하는 데에 많이 이용되고 있다. 이 세 지질학적 시대 (또는 누대)를 나누는 두 개의 모델 ''하르트만 & 뉴쿰 척도와'' ''하르트만 표준''을 비교하면 아래와 같다:

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Colors =

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bar:Hartmann&Neukum

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from:-3200 till: end text:Amazonian shift:(0,1.5) color: purple

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from: start till: -3700 text:Noachian color:red

2004년부터 광물학에 기반한 척도 또한 사용되고 있다.

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bar:Eon

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from:start till: -4200 text:Phyllocian color: red

bar:Epoch

fontsize:8

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from:-4000 till: -3500 text:Hesperian color: yellow

from: start till: -4000 text:[Noachian] color:red

4. 주요 지질 형성

1970년대 초 매리너 9호가 찍은 이 행성의 첫 사진에서부터 주요 화성 지질학적 특징들이 확인되었다.^[109] 두 개의 서로 매우 다른 반구들, 북쪽의 넓고 매끄러운 평야 지형과 분화구로 가득찬 고원, 여섯개의 큰 충돌구, 두 개의 거대한 화산 , 태양계에서 유일한 크기인 협곡계 흐르는 물 때문에 형성된 모양들 등이 확인되었다.^[110] 화성은 시간이 지남에 따라 행성에서 작용해 온 지질학적 과정의 유형을 나타내는 뚜렷하고 대규모의 표면 특징을 가지고 있다. 이 지역들은 함께 화산 활동, 구조 운동, 물, 얼음, 그리고 충돌 사건과 관련된 지질학적 과정들이 어떻게 전 지구적인 규모로 행성의 형태를 만들었는지를 보여준다.

4. 1. 분화구 및 충격 분지

화성의 화산 지형은 그 종류가 다양하다. 알바 산([:en:Alba_Mons])은 타르시스 북서쪽에 위치한 순상 화산과 유사한 유형으로, 길이 1600km, 고도 6.6km에 이른다. 올림푸스 산은 타르시스 서쪽에 위치한 순상 화산으로, 지름 624km, 길이 85km, 고도 21.2km의 칼데라를 가지고 있으며, 주변 평야는 약 22.5km에 달한다. 아르시아 산([:en:Arsia_Mons])은 지름 435km, 높이 9km의 순상 화산으로, 지름 110km, 고도 16km의 거대한 칼데라가 특징이며, 타르시스 산맥의 세 화산 중 가장 남쪽에 위치한다. 엘리시움 산([:en:Elysium_Mons])은 엘리시움 평원의 주요 화산으로, 높이 13km, 지름 240km이며, 주변에 작은 원형 분화구들이 반경 14km 내에서 발견된다. 헤카테스 톨루스([:en:Hecates_Tholus])는 엘리시움 평원 북동쪽에 위치하며, 돔의 지름은 183km, 고도는 5.3km를 넘지 않고, 지름 10km의 분화구가 있다. 비블리스 톨루스([:en:Biblis_Tholus])는 타르시스 중서부에 위치하며, 170km 길이, 폭 100km, 높이 3km의 비대칭 형태를 보인다. 지름 53km, 깊이 4.5km의 칼데라가 함께 있다. 아폴리나리스 산([:en:Apollinaris_Mons])은 엘리시움 평원 남동쪽에 위치한 성층 화산으로, 지름은 296km이며, 화쇄암 분출로 인해 생긴 듯한 지름 80km, 높이 5km의 거대한 칼데라가 특징이다. 알보르 톨루스([:en:Albor_Tholus])는 엘리시움 평원 남쪽에 위치하며, 지름 160km, 높이 4.5km의 성층 화산으로, 지름 30km, 폭 3km의 칼데라를 가지고 있다.

충돌구는 1965년 마리너 4호 우주선에 의해 화성에서 처음 확인되었다.^[46] 초기 관찰에 따르면 화성의 충돌구는 달의 충돌구보다 얕고 매끄러운데, 이는 화성이 달보다 활발한 침식 및 퇴적 작용을 겪었음을 의미한다.^[47] 화성의 충돌구는 달의 충돌구와 마찬가지로 초고속 충돌의 결과물이며, 크기에 따라 형태가 달라진다. 직경 7km 미만의 단순 충돌구는 날카로운 가장자리를 가진 밥그릇 모양이며, 깊이/직경 비율은 약 1/5이다.^[48]

직경 5~8km에서 복합 충돌구로 변화하며, 중앙 봉우리, 평평한 바닥, 내부 벽의 테라스 또는 붕괴 현상을 보인다. 복합 충돌구는 단순 충돌구보다 얕으며, 깊이/직경 비율은 1/5에서 직경 100km 충돌구의 경우 약 1/30까지 다양하다. 직경 약 130km에서 중앙 봉우리가 동심원 형태의 언덕 고리로 변하여 다중 고리 분지를 형성한다.^[49]

화성은 태양계 행성 중 충돌구 유형이 가장 다양하다.^[50] 이는 지하의 암석층과 휘발성 물질 층의 존재, 분출물 배치 및 침식에 영향을 주는 대기, 그리고 화산 및 지각 활동 속도 등의 요인 때문이다. 직경 5km 이상인 충돌구는 42,000개 이상 분류되었으며,^[51] 더 작은 충돌구는 무수히 많을 것으로 추정된다. 충돌구 밀도는 이분 경계 남쪽의 남반구에서 가장 높다.

충돌구 형태는 충돌 당시 표면과 지하의 구조 및 조성에 대한 정보를 제공한다. 화성 충돌구 중앙 봉우리의 크기는 수성이나 달보다 크며,^[52] 중앙 구덩이 충돌구는 화성과 외태양계 얼음 위성에서 흔하게 발견된다. 이는 충돌 당시 근표면 얼음의 존재를 시사한다.^[50] 북위 30도 이상에서는 오래된 충돌구가 지표면 얼음에 의한 토양 크리프로 인해 둥글게 되는 연화 현상이 나타난다.^[53]

화성과 다른 태양계 천체의 충돌구 사이의 가장 큰 차이점은 엽상(유동화된) 분출물 담요의 존재이다. 이는 충돌하는 물체가 지하 얼음을 녹여 발생하며, 액체 물이 표면을 따라 흘러 진흙 슬러리를 형성하여 특징적인 엽 모양을 만든다.^[54]^[55] 유티 충돌구는 성벽 충돌구의 좋은 예시이다.^[56]

화성 충돌구는 분출물에 따라 단층(SLE), 이중층(DLE), 다층(MLE)으로 분류되며, 이는 충돌 당시 지하 조성 차이를 반영한다.^[57]^[58] 화성 충돌구는 신선한 상태부터 침식된 상태까지 다양하며, 이는 화산, 하천, 풍성 활동의 변화를 기록한다.^[59] 받침대 충돌구는 분출물이 주변 지형 위에 위치하여 솟아오른 플랫폼을 형성하며, 1972년 마리너 9호 임무 중에 처음 관찰되었다.^[60]^[61]^[62]

4. 2. 반구 이분법

1970년대 초 매리너 9호가 찍은 화성의 첫 사진에서부터 화성 지질학의 주요 특징들이 확인되었다.^[109] 화성의 북반구와 남반구는 지형과 지형에서 서로 뚜렷하게 다르다. 이러한 이분법은 화성의 기본적인 전 지구적인 지질학적 특징이다. 북쪽 부분은 거대한 지형적 함몰부로, 표면의 약 1/3(대부분 북반구에 위치)은 남쪽 2/3보다 고도가 3–6 km 낮다. 이는 지구의 대륙과 해양 분지 간의 고도 차이와 비슷한 1차 기복 특징이다.^[12] 이분법은 두 반구 간의 충돌구 밀도와 지각 두께의 차이로도 나타난다.^[13]

화성 궤도 레이저 고도계 (MOLA)의 채색 음영 기복 지도. 화성의 서반구와 동반구의 고도를 보여준다.

이분법 경계 남쪽 반구(종종 남부 고원 또는 고지대로 불림)는 충돌구가 매우 많고 고대이며, 후기 대폭격 시대까지 거슬러 올라가는 거친 표면이 특징이다. 반대로, 이분법 경계 북쪽의 저지대는 큰 충돌구가 거의 없고, 매우 매끄럽고 평평하며, 남부 고원 형성 이후 광범위한 재표면화가 발생했음을 나타내는 다른 특징을 가지고 있다. 두 반구 간의 지각 두께도 차이가 나는데, 남부 고원의 지각은 최대 58 km의 두께를 가지는 반면, 북부 저지대의 지각은 약 32 km의 두께를 보인다.^[14]^[15] 이분법 경계의 위치는 화성 전반에 걸쳐 위도에 따라 다르다.

반구 이분법의 기원과 연대는 여전히 논쟁 중이다.^[16] 기원의 가설은 크게 두 가지로 나뉜다. 첫째, 이분법은 화성의 역사 초기에 거대한 충돌 사건 또는 여러 차례의 대규모 충돌로 인해 발생했다는 외인성 이론과^[17]^[18]^[19] 둘째, 이분법은 행성 내부의 맨틀 대류, 전복 또는 기타 화학적 및 열적 과정에 의해 북반구의 지각이 얇아지면서 발생했다는 내인성 이론이다.^[20]^[21] 한 내인성 모델은 지구의 확산판 경계에서 발생하는 것과 유사하게, 북쪽의 얇은 지각을 생성하는 초기 판 구조론 에피소드를 제안한다.^[22]

남극 거대 충돌에 기반한 새로운 이론^[23]과 12개의 반구 정렬의 발견으로 검증된 이 이론^[24]은 외인성 이론이 내인성 이론보다 더 강하며 화성에는 이분법을 수정할 수 있는 판 구조론이 전혀 없었다는 것을 보여준다.^[25]^[26] 궤도 우주선의 레이저 고도계와 레이더 음향 데이터는 이전에 시각적 이미지에 숨겨져 있던 다수의 분지 크기 구조를 확인했다. 준원형 함몰부(QCD)라고 불리는 이 특징들은 현재 더 젊은 퇴적물로 덮여 있는 대폭격 시대의 유물 충돌구일 가능성이 높다. QCD의 충돌구 수 계산 연구는 북반구의 기본 표면이 남부 고원에서 노출된 가장 오래된 지각만큼 오래되었음을 시사한다.^[27] 이분법의 고대 연대는 그 기원에 대한 이론에 중요한 제약을 가한다.^[28]

4. 3. 타르시스 및 엘리시움 화산 지역

화성의 서반구에는 타르시스 지역 또는 타르시스 융기부로 알려진 거대한 화산-구조적 지역이 양극성 경계에 걸쳐 있다.^[29] 이 거대하고 솟아오른 구조는 직경이 수천 킬로미터에 달하며, 화성 표면의 최대 25%를 덮고 있다. 평균적으로 기준면(화성의 "해수면")에서 7–10km 위에 위치한 타르시스는 화성에서 가장 높은 고도를 포함하며 태양계에서 가장 큰 화산을 가지고 있다. 아스크라에우스 산, 파보니스 산, 아르시아 산(통칭하여 타르시스 몬테스)의 세 개의 거대한 화산이 융기부의 능선을 따라 북동-남서 방향으로 정렬되어 있다. 광대한 알바 산(구 알바 파테라)는 이 지역의 북쪽 부분을 차지한다. 거대한 순상 화산인 올림푸스 산은 이 지역의 서쪽 가장자리에 있는 주 융기부에서 벗어나 있다. 타르시스의 극심한 질량은 화성의 리토스피어에 엄청난 응력을 가해, 거대한 인장 파괴(그라벤 및 열곡 계곡)가 타르시스에서 방사상으로 뻗어 나와 화성 둘레의 절반까지 뻗어 있다.^[30]

엘리시움에는 타르시스에서 서쪽으로 수천 킬로미터 떨어진 곳에 더 작은 화산 중심지가 있다. 엘리시움 화산 복합체는 직경이 약 2,000킬로미터이며, 엘리시움 산, 헤카테스 톨루스, 알보르 톨루스의 세 개의 주요 화산으로 구성되어 있다. 엘리시움 화산군은 전자의 발달이 용암과 화산쇄설암을 모두 포함한다는 점에서 타르시스 몬테스와 다소 다른 것으로 생각된다.^[31]

4. 4. 대형 충돌 분지

매리너 9호가 1970년대 초에 화성을 촬영한 첫 사진에서부터 화성의 주요 지질학적 특징들이 확인되었다.^[109] 특히 화성에는 여러 개의 거대하고 둥근 충돌 분지가 존재한다.

남반구에 위치한 헬라스 분지는 화성에서 가장 크고 쉽게 눈에 띄는 분지이다. 이 분지는 화성에서 두 번째로 큰 충돌 구조로, 경도 약 64°E, 위도 40°S에 위치해 있다. 분지 중심부(헬라스 평원)는 지름이 1,800km이며, 좁고 침식된 환형 림 구조로 둘러싸여 있다. 이 림 구조는 빽빽하게 간격을 둔 울퉁불퉁한 불규칙 산들(산괴)로 특징지어지며, 이는 분지 이전의 오래된 지각이 융기하고 섞인 덩어리를 나타내는 것으로 보인다. 고대의 완만한 화산 구조(고원 파테라)는 림의 북동쪽과 남서쪽에 위치해 있다. 분지 바닥에는 두껍고 구조적으로 복잡한 퇴적층이 포함되어 있으며, 오랜 지질학적 퇴적, 침식 및 내부 변형의 역사를 가지고 있다. 화성에서 가장 낮은 고도는 헬라스 분지 내에 위치하며, 분지 바닥의 일부 지역은 기준면보다 8km 이상 낮다.

아르기레 분지와 이시디스 분지는 화성의 또 다른 큰 충돌 구조이다. 헬라스와 마찬가지로 아르기레(지름 800km)는 남부 고원에 위치해 있으며 넓은 산맥으로 둘러싸여 있다. 림의 남쪽 부분에 있는 산인 카리툼 몬테스는 화성의 역사상 어느 시점에서 계곡 빙하와 빙상에 의해 침식되었을 수 있다. 이시디스 분지(지름 약 1,000km)는 약 87°E 경도의 이분법 경계에 위치해 있다. 분지 림의 북동쪽 부분은 침식되었으며 현재 북부 평원 퇴적물에 묻혀 있어 분지가 반원형 윤곽을 갖게 되었다. 분지의 북서쪽 림은 분지에 원형으로 배열된 아치형 그라벤(닐리 포세)으로 특징지어진다.

유토피아 분지는 북부 평원 퇴적물에 완전히 묻혀 있다. 윤곽은 고도 데이터에서만 명확하게 구별할 수 있다. 화성의 모든 큰 분지는 매우 오래되었으며, 후기 대폭격 시대로 거슬러 올라간다. 이들은 달의 임브리움 분지 및 오리엔탈레 분지와 연대가 비슷하다고 생각된다.

4. 5. 적도 협곡 시스템

매리너 9호가 1970년대 초 화성의 첫 사진을 찍은 이후부터 화성의 주요 지질학적 특징들이 확인되었다.^[109] 화성의 서반구 적도 부근에는 깊고 서로 연결된 거대한 협곡과 골짜기 시스템이 있는데, 이를 통틀어 발레스 마리네리스라고 한다.

이 협곡 시스템은 타르시스에서 동쪽으로 4,000km가 넘는 길이로 뻗어 있으며, 이는 화성 둘레의 거의 4분의 1에 해당한다. 만약 발레스 마리네리스를 지구에 놓는다면, 북아메리카 대륙의 너비를 덮을 것이다.^[36] 일부 지역에서 이 협곡은 폭이 최대 300km, 깊이가 10km에 달한다.

발레스 마리네리스는 종종 지구의 그랜드 캐니언과 비교되지만, 그 기원은 매우 다르다. 그랜드 캐니언은 주로 물의 침식으로 형성되었지만, 화성의 적도 협곡은 주로 단층 작용에 의해 형성된 구조적인 기원을 가지고 있다. 이는 동아프리카 열곡대 계곡과 유사할 수 있다.^[37] 이 협곡들은 타르시스 융기에서 가해지는 하중으로 인해 발생한 화성 지각의 강력한 인장 변형의 표면 표현을 나타낸다.^[38]

4. 6. 혼돈 지형 및 유출 채널

매리너 9호가 1970년대 초에 화성을 촬영한 사진에서부터 화성의 주요 지질학적 특징들이 확인되었다.^[109] 바리스 마리네리스 동쪽 끝 지형은 낮은 둥근 언덕들이 밀집된 엉망진창 지형으로 변하는데, 이는 고지대 표면이 붕괴되어 넓고 잔해로 가득 찬 움푹한 곳을 형성하여 만들어진 것으로 보인다.^[39] 이러한 지역은 혼돈 지형이라 불리며, 혼돈 지형에서 완전한 크기로 나타나 북쪽으로 크리세 평원으로 흘러드는 거대한 유출 채널의 시작점을 나타낸다.^[40] 유선형 섬과 기타 지형학적 특징은 채널이 대수층에서 물의 대규모 방출이나 지하 얼음의 융해로 인해 형성되었을 가능성이 높음을 시사한다. 그러나 이러한 특징들은 타르시스에서 나오는 풍부한 화산 용암류에 의해 형성될 수도 있다.^[40] 아레스 계곡, 샬바타나 계곡, 시무드 계곡, 티우 계곡을 포함하는 이 채널들은 지구적 기준에서 거대하며, 이를 형성한 흐름 역시 엄청났다. 예를 들어, 폭 28km의 아레스 계곡을 깎는 데 필요한 최대 방출량은 초당 1,400만 입방 미터로 추정되는데, 이는 미시시피 강의 평균 방출량보다 만 배 이상 많다.^[41]

4. 7. 극관

극지방 얼음 덮개는 화성의 잘 알려진 망원경 관측 특징으로, 1672년 크리스티안 호이겐스에 의해 처음 확인되었다.^[42] 계절별 얼음 덮개는 극지방 겨울철에 온도가 148K, 즉 CO₂의 서리점으로 떨어지면서 대기에서 응축되는 이산화탄소(CO₂) 얼음으로 구성되어 있다.^[43] 북극에서는 CO₂ 얼음이 여름에 완전히 사라져(승화) 물(H₂O) 얼음의 잔여 덮개를 남기지만, 남극에서는 CO₂ 얼음의 작은 잔여 덮개가 여름에도 남아있다.

두 잔여 얼음 덮개는 모두 얼음과 먼지가 층을 이루며 두껍게 퇴적된 곳 위에 놓여있다. 북극의 층상 퇴적물은 플라눔 보레움이라고 불리는 높이 3km, 직경 1,000km의 고원을 형성한다. 남극에는 킬로미터 두께의 유사한 고원인 플라눔 오스트랄레가 위치해 있다. 이 층상 퇴적물은 시간 경과에 따른 행성의 궤도 매개변수의 변화와 관련된 기후 변화로 인한 먼지와 얼음의 교대 퇴적 주기를 나타내는 것으로 보이며,(밀란코비치 순환 참조) 화성에서 가장 젊은 지질 단위 중 일부이다.^[110]

5. 지질사

화성의 지질사는 별도의 주요 목차로 분리하여 설명할 수 있다. 화성의 지질사

6. 알베도 특징

지구에서는 망원경을 통해 화성의 밝은 지역과 어두운 표시인 알베도 특징을 볼 수 있지만, 지형을 볼 수는 없다. 밝고 붉은 황토색 지역은 미세한 먼지가 표면을 덮고 있는 곳으로, 헬라스, 타르시스, 아라비아 테라 등이 대표적이다.^[44] 어두운 회색 표시는 바람이 먼지를 쓸어내어 어둡고 암석질의 하위층을 남겨둔 지역을 나타내는데, 위도 0°에서 40° S 사이의 넓은 벨트에서 가장 뚜렷하다. 북반구에 위치한 시르티스 마요르 평원은 가장 눈에 띄는 어두운 표시에 해당하며, 아시달리아 평원 (마레 아시달리움) 또한 북반구의 두드러진 어두운 지역이다.^[44] 색상과 알베도가 중간인 지역은 밝은 지역과 어두운 지역의 물질이 혼합된 곳으로 추정된다.^[45]

허블 우주 망원경으로 촬영한 화성의 알베도 특징의 몰와이드 투영도. 왼쪽, 중앙, 오른쪽의 밝은 황토색 지역은 각각 타르시스와 아라비아 테라, 엘리시움이다. 상단 중앙 왼쪽에 있는 어두운 지역은 아시달리아 평원이다. 시르티스 마요르는 중앙 오른쪽 위로 튀어나온 어두운 지역이다. 올림푸스 몬스와 엘리시움 몬스 (각각 왼쪽과 오른쪽) 위에 있는 지형성 강제 상승 구름에 주목하라.

7. 충돌구

충돌구는 1965년 마리너 4호 우주선에 의해 화성에서 처음 확인되었다.^[46] 초기 관찰 결과 화성의 충돌구는 달의 충돌구보다 일반적으로 얕고 매끄러웠으며, 이는 화성이 달보다 더 활동적인 침식 및 퇴적 역사를 가지고 있음을 나타낸다.^[47]

화성의 충돌구는 달의 충돌구와 마찬가지로 초고속 충돌의 산물이며 크기가 증가함에 따라 형태 유형의 진행을 보인다. 직경이 약 7km 미만인 화성 충돌구는 단순 충돌구라고 불리며, 날카로운 가장자리가 솟아오른 밥그릇 모양이며 깊이/직경 비율이 약 1/5이다.^[48] 화성 충돌구는 직경이 약 5~8km에서 단순 형태에서 더 복잡한 형태로 바뀐다. 복합 충돌구는 중앙 봉우리(또는 봉우리 복합체), 비교적 평평한 바닥 및 내부 벽을 따라 테라스 또는 붕괴를 갖는다. 복합 충돌구는 너비에 비례하여 단순 충돌구보다 얕으며, 깊이/직경 비율은 단순에서 복합으로의 전환 직경(~7km)에서 1/5에서 직경 100km 충돌구의 경우 약 1/30까지 다양하다. 중앙 봉우리가 동심원 형태의 언덕 고리로 변하여 다중 고리 분지를 형성하면서 충돌구 직경이 약 130km에서 또 다른 변이가 발생한다.^[49]

화성은 태양계의 어떤 행성보다 충돌구 유형이 가장 다양하다.^[50] 이는 부분적으로 지하에 암석층과 휘발성 물질이 풍부한 층이 모두 존재하기 때문에 동일한 크기 클래스 내의 충돌구에서도 다양한 형태가 나타나기 때문이다. 또한 화성은 분출물 배치 및 후속 침식에 역할을 하는 대기를 가지고 있다. 더욱이 화성은 고대 침식된 충돌구가 여전히 보존될 만큼 화산 및 지각 활동 속도가 낮지만, 광대한 지역의 표면을 덮을 만큼 높아서 광범위한 연령대의 다양한 충돌구 개체군을 생성한다. 직경이 5km보다 큰 42,000개 이상의 충돌구가 화성에서 분류되었으며,^[51] 더 작은 충돌구의 수는 아마도 무수히 많을 것이다. 화성의 충돌구 밀도는 이분 경계 남쪽의 남반구에서 가장 높다. 이곳은 대부분의 큰 충돌구와 분지가 위치한 곳이다.

화성의 많은 큰 충돌구의 중앙 봉우리에는 정상부에 구덩이 충돌구가 있다. 중앙 구덩이 충돌구는 달에서는 드물지만 화성과 외태양계의 얼음 위성에서는 매우 흔하다. 큰 중앙 봉우리와 구덩이 충돌구의 풍부함은 아마도 충돌 당시 근표면 얼음의 존재를 나타낼 것이다.^[50] 위도 30도 북쪽에서는 오래된 충돌구의 형태가 지표면 얼음에 의한 토양 크리프의 가속으로 둥글게 된다.

화성 충돌구와 태양계의 다른 충돌구 사이의 가장 두드러진 차이점은 엽상(유동화된) 분출물 담요의 존재이다. 화성의 적도 및 중위도에 있는 많은 충돌구는 이 형태의 분출물 형태를 가지며, 이는 충돌하는 물체가 지하의 얼음을 녹일 때 발생한다고 생각된다. 분출된 물질의 액체 물은 표면을 따라 흐르는 진흙 슬러리를 형성하여 특징적인 엽 모양을 생성한다.^[54]^[55] 유티 충돌구는 분출물 담요의 둑과 같은 가장자리 때문에 이른바 성벽 충돌구의 좋은 예이다.^[56]

화성 충돌구는 일반적으로 분출물에 의해 분류된다. 분출층이 하나인 충돌구를 단층 분출물(SLE) 충돌구라고 한다. 2개의 겹쳐진 분출물 담요가 있는 충돌구를 이중층 분출물(DLE) 충돌구라고 하며, 2개 이상의 분출층이 있는 충돌구를 다층 분출물(MLE) 충돌구라고 한다. 이러한 형태학적 차이는 충돌 당시 지하의 조성 차이(즉, 층상 얼음, 암석 또는 물)를 반영한다고 생각된다.^[57]^[58]

화성 충돌구는 매우 신선한 상태에서 오래되고 침식된 상태까지 다양한 보존 상태를 보여준다. 열화되고 채워진 충돌구는 지질학적 시간 동안 화산, 하천, 풍성 활동의 변화를 기록한다.^[59] 받침대 충돌구는 주변 지형 위에 분출물이 위치하여 솟아오른 플랫폼을 형성하는 충돌구이다. 이는 충돌구의 분출물이 저항성 층을 형성하여 충돌구에 가장 가까운 지역이 나머지 지역보다 더 느리게 침식되기 때문에 발생한다. 일부 받침대는 주변 지역보다 수백 미터 위에 있었으며, 이는 수백 미터의 물질이 침식되었음을 의미한다. 받침대 충돌구는 1972년 마리너 9호 임무 중에 처음 관찰되었다.^[60]^[61]^[62]

8. 화산 활동

화성 표면의 넓은 지역은 화산 구조와 지형으로 덮여 있으며, 가장 눈에 띄는 화산은 타르시스와 엘리시움에 위치해 있다.^[63] 지질학자들은 화성에 판 경계가 적기 때문에 화산이 크게 성장할 수 있었다고 추정한다.^[63] 고정된 핫스팟에서 나온 용암은 수억 년 동안 표면의 한 지점에 축적될 수 있었다.

화성에서 활동적인 화산 폭발이 기록된 적은 없으며,^[64] 지난 10년 동안 열 신호와 표면 변화를 탐색했지만 활발한 화산 활동의 증거는 발견되지 않았다.^[65]

2012년 10월 17일, 큐리오시티 로버는 Rocknest에서 화성 토양의 최초 X선 회절 분석을 수행했다. CheMin 분석기 결과, 장석, 휘석, 감람석 등 여러 광물이 발견되었으며, 이는 하와이 화산의 풍화된 현무암 토양과 유사했다.^[66] 2015년 7월, 큐리오시티 로버는 게일 크레이터 암석 샘플에서 tridymite를 확인했으며,^[67] 이는 규산질 화산 활동이 과거 화성에서 널리 퍼져 있었을 가능성을 시사한다.

화성의 주요 화산은 다음과 같다:

'''올림푸스 산'''은 타르시스 서쪽에 위치한 순상 화산으로 지름 와 길이 85km에 고도가 21.2km인 칼데라와 주변 평야가 약 22.5km에 달한다.
'''아르시아 산(:en:Arsia_Mons)'''은 지름 435km, 높이 9km의 순상 화산이며, 지름 110km, 고도 16km의 거대한 칼데라가 있다. 타르시스 산의 세 화산 중 가장 남쪽에 위치한다.
'''엘리시움 산(:en:Elysium_Mons)'''은 엘리시움 평야의 주요 화산으로 높이 13km, 지름 240km이며, 주변에 작은 원형 분화구들이 반경 14km 안에서 발견된다.
'''헤카테스 톨루스(:en:Hecates_Tholus)'''는 엘리시움 평야 북동쪽에 있으며, 돔 지름은 183km, 고도는 5.3km를 넘지 않고, 지름 10km의 분화구가 있다.
'''알바 산(:en:Alba_Mons)'''은 타르시스 북서쪽에 위치하며, 순상 화산과 비슷한 유형이다. 길이 , 고도 이다.
'''비블리스 톨루스(:en:Biblis_Tholus)'''는 타르시스 중서쪽에 위치하며, 돌출부 중 가장 오래된 것으로 알려져 있다. 길이 170km, 폭 100km, 높이 3km의 비대칭 형태를 보인다. 마그마굄 때문에 발생한 듯한 지름 53km, 깊이 4.5km의 칼데라가 있다.
'''아폴리나리스 산(:en:Apollinaris_Mons)'''은 엘리시움 평야 남동쪽에 위치한 성층 화산으로 지름은 296km이다. 화쇄암 분출로 인해 생겨난 듯한 지름 80km, 높이 5km의 거대한 칼데라가 특징이다.
'''알보르 톨루스(:en:Albor_Tholus)'''는 엘리시움 평야 남쪽에 위치하며, 지름 160km, 높이 4.5km의 비교적 작은 성층 화산이다. 길이 30km, 폭 3km의 칼데라를 가지고 있다.

9. 퇴적학

화성 표면에서는 역사상 여러 시점에 걸쳐, 특히 고대 화성에, 흐르는 물이 흔했던 것으로 보인다.^[68] 이러한 흐름 중 다수는 표면을 깎아 계곡 네트워크를 형성하고 퇴적물을 생성했다. 이 퇴적물은 선상지, 사행성 수로, 삼각주, 호수, 심지어 바다를 포함한 다양한 습윤 환경에 재퇴적되었다.^[69]^[70]^[71] 퇴적과 운반 과정은 중력과 관련이 있다. 중력, 입자 크기 분포에서 추론한 물의 흐름과 유속의 관련 차이로 인해, 화성의 지형은 다양한 환경 조건에 의해 생성되었다.^[72] 고대 화성의 물의 양을 추정하는 다른 방법이 있다. 지하수는 풍성 퇴적물의 시멘트화와 점토, 황산염, 적철석을 포함한 다양한 퇴적 광물의 형성 및 운반에 관여했다.^[73]

표면이 건조했을 때는 바람이 주요 지형 형성 요인이었다. 메가리플과 사구와 같은 바람에 의해 움직이는 모래 덩어리는 현대 화성 표면에서 매우 흔하며, Opportunity는 탐사 경로에서 풍부한 풍성 사암을 기록했다.^[74] 벤트팩트는 제이크 마티제빅과 같이 화성 표면의 또 다른 풍성 지형이다.^[75]

빙하 퇴적물, 온천, 건조한 대량 이동 퇴적물(특히 산사태), 저온 및 빙하주변 물질을 포함하여, 화성에는 다양한 퇴적학적 상(facies)이 국지적으로 존재한다.^[69] 고대 강,^[76] 호수,^[77]^[78] 및 사구 지대^[79]^[80]^[81]의 증거가 메리디아니 평원과 게일 크레이터에서 탐사선에 의해 보존된 지층에서 모두 관찰되었다.

10. 일반적인 지표면 특징

화성의 표면에서는 여러 지형 특징들이 흔히 발견된다. 이들 중 일부는 별도의 주요 목차로 분리하여 더 자세히 다룰 수 있다.

11. 화성의 지하수

화성의 일부 지층이 많은 곳, 특히 크레이터 내부에서 지하수가 표면으로 상승하면서 형성되었다고 제안되었다.^[82]^[83] 이 이론에 따르면, 용해된 광물을 포함한 지하수가 크레이터 안과 주변으로 올라와 광물(특히 황산염)을 추가하고 퇴적물을 굳게 하여 지층 형성에 기여했다. 이 가설은 지하수 모델과 광범위한 지역에서 발견된 황산염에 의해 뒷받침된다.^[82]^[83] 오퍼튜니티 로버를 이용하여 표면 물질을 조사한 과학자들은 지하수가 반복적으로 상승하여 황산염을 퇴적시켰다는 것을 발견했다.^[73]^[84]^[85]^[86]^[87] 이후 화성 정찰 위성에 탑재된 장비로 연구한 결과, 아라비아를 포함한 넓은 지역에서 동일한 종류의 물질이 존재한다는 것이 밝혀졌다.^[88]

12. 흥미로운 지형학적 특징

12. 1. 눈사태

2008년 2월 19일, 화성 정찰 위성에 탑재된 HiRISE 카메라가 촬영한 이미지에서 700미터 높이의 절벽에서 고운 얼음, 먼지, 큰 덩어리로 추정되는 잔해가 쏟아지는 장관의 눈사태가 포착되었다. 눈사태의 증거로는 이후 절벽에서 솟아오르는 먼지 구름이 있었다.^[89] 이러한 지질 현상은 사면 줄무늬로 알려진 지질 패턴의 원인으로 추정된다.

12. 2. 동굴

미국 항공우주국(NASA) 과학자들은 ''오디세이'' 우주선에서 얻은 사진을 연구하던 중 화성의 아르시아 몬스 화산 측면에 7개의 동굴로 추정되는 구조물을 발견했다.^[90] 구덩이 입구의 너비는 100~252m이며 깊이는 최소 73~96m로 추정된다. 구덩이들은 비공식적으로 데나, 클로이, 웬디, 애니, 애비(왼쪽)와 니키, 잔느로 명명되었다. 데나의 바닥을 관찰한 결과 깊이가 130m인 것으로 밝혀졌다.^[90] 추가 조사 결과, 이들이 반드시 용암 동굴의 "채광창"은 아닐 수 있다는 점이 밝혀졌다.^[91] 사진을 재검토한 결과, 더 많은 깊은 구덩이들이 발견되었다.^[92]

최근, 미국 지질조사소 (USGS) 우주지질과학센터에서 타르시스 몬테스에 있는 1,000개 이상의 화성 동굴 후보군에 대한 전역 데이터베이스(MGC³)를 개발했다.^[93] 2021년에는 과학자들이 머신 러닝 알고리즘을 적용하여 MGC³ 데이터베이스를 화성 전체 표면으로 확장하고 있다.^[94]

화성에 인간 탐험가가 있다면 용암 동굴을 쉼터로 사용할 수 있다는 제안이 있었다. 이 동굴들은 화성 표면에 쏟아지는 미세 유성체, 자외선, 태양 플레어, 그리고 입자물리학의 고에너지 입자로부터 보호할 수 있는 유일한 자연 구조일 수 있다.^[95] 이 구조물들은 장기간에 걸쳐 생물학적 지표의 보존을 향상시킬 수 있으며, 동굴을 지구 밖 생명체의 증거를 찾는 우주생물학 연구의 매력적인 대상으로 만들 수 있다.^[96]^[97]^[98]

12. 3. 역전 지형

화성의 일부 지역은 역전 지형을 보여주는데, 한때 하천과 같이 움푹 들어간 지형이 현재는 지표면 위로 솟아 있다. 큰 바위와 같은 물질이 낮은 지역에 퇴적되었을 것으로 생각된다.^[99] 이후 바람 침식으로 표면층의 대부분이 제거되었지만, 침식에 더 강한 퇴적물은 남겨졌다. 역전 지형을 만드는 다른 방법으로는 용암이 하천 바닥으로 흘러내리거나 물에 용해된 광물에 의해 물질이 굳어지는 것이 있을 수 있다. 지구에서 실리카에 의해 굳어진 물질은 모든 종류의 침식력에 매우 강하다. 지구에서 역전된 하천의 예는 유타주 그린리버 근처 시더 마운틴 지층에서 발견된다. 하천 형태의 역전 지형은 과거 화성 표면에 물이 흘렀다는 추가적인 증거이다.^[99] 하천 채널 형태의 역전 지형은 역전 채널이 형성되었을 때 기후가 훨씬 더 습했음을 시사한다.

많은 과학자들은 역전된 하천 채널과 과거 물의 존재를 나타내는 광물 때문에 미야모토 크레이터에서 생명체를 탐사하는 아이디어를 지지했다.^[100]

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