보렐리스 쿼드랭글

3. 기후

수성의 적도면은 궤도면에 대해 2° 미만으로 기울어져 있으며,^[19] 58.64 지구일의 자전 주기는 87.97 지구일의 궤도 주기와 2:3 공명 관계에 있다.^[7] 그 결과 발생하는 지연과 궤도 이심률은 지구에서와 같이 위도뿐만 아니라 경도에 따라서도 평균 온도의 변화를 발생시킨다. 그러나 수성의 비교적 느린 자전 주기 때문에, 일변화하는 온도는 고위도에서도 위도와 경도에 따른 평균 온도 변화를 크게 초과할 것이다. 뚜렷한 궤도 이심률(0.2563)로 인해 수성에서 보이는 태양의 세기는 수성 1년 동안 2배 이상 변동하며,^[8] 이는 평형 온도의 약 20% 변화에 해당한다. 게다가, 궤도 각운동량 보존과 스핀-궤도 결합은 낮의 길이에 상당한 변화를 일으킨다. 일출과 일몰은 수성 지평선이 태양 원반을 가로지르는 데 시간이 오래 걸려 연장되므로, 일몰 시에는 낮이 길어지고 밤이 며칠씩 줄어들며 일출 시에는 그 반대가 된다(Robert Wildey, U.S. 지질 조사국, 구두 통신, 1982). 이러한 점들을 고려하고, 표면 온도가 매일 수백 켈빈씩 변동함에도 불구하고, 극지방의 지하 온도는 항상 어는점 이하로 유지된다(Murray, 1975).

4. 지층

보렐리스 지역에는, 3종류의 광활한 평원이 알려져 있다. 각각의 종류는 상대적인 나이와 크게 연관이 있는 충돌구의 밀도가 각각 다르다. 가장 큰 충돌구(가장 오래된 충돌구)부터 가장 작은 충돌구(가장 젊은 충돌구)까지, 충돌구와 충돌구 사이의 평원, 중간 평원 그리고 부드러운 평원. 거의 대부분의 충돌구는 이 3종류에 속한다.

보레알리스 지역 내에서는, 상대적인 연령과 밀접한 관련이 있는 분화구 밀도의 뚜렷한 차이로 인해 세 개의 광범위한 평원 단위가 인식된다(Soderblom and Boyce, 1972). 분화구가 가장 밀집된(가장 오래된) 것부터 분화구가 가장 적은(가장 젊은) 것까지, 이 단위는 상호 분화구 평원 물질, 중간 평원 물질, 그리고 매끄러운 평원 물질이다. 실제 분화구 수를 통해 시각적 식별이 확인되고 개선된다. 달 표면을 기준으로 삼으면, 보레알리스 지역의 수성 평원의 분화구 밀도는 분화구가 가장 밀집된 달 표면인 달 고지대, 그리고 적당한 분화구가 있는 달의 바다 표면인 폭풍의 바다에 의해 묶인다. 달 고지대의 곡선은 치올코프스키 분화구 북서쪽, 멘델레예프 분화구와 스미스 해 사이의 지역에서 분화구 수를 세어 얻었다. 폭풍의 바다 남동부의 곡선은 위도 2°00' N, 경도 31°00'W 근처, 쿠노프스키 분화구 남쪽 지역에서 얻었다. 폭풍의 바다는 오랫동안 "평균적인 달의 바다"에 가깝다고 여겨져 왔으며(Hartmann, 1966, 1967), 분화구 밀도는 분화구가 밀집된 고요의 바다와 분화구가 적은 맑음의 바다 사이이다.

보레알리스 평원의 물질은 우주선의 움직임으로 인해 해당 지역의 이미지가 흐릿해져 신뢰할 수 있는 분화구 수를 얻을 수 없었기 때문에 매끄러운 평원 수에 포함되지 않았다. 그러나, 셰익스피어 쿼드랭글, 스트린드베르크 분화구, 그리고 수이세이 평원 내 위도 65° N 남쪽의 매끄러운 평원들은 이러한 수에 포함된다. 보레알리스 평원 외부에 위치한 평원 물질은 불규칙한 벨트로 분포되어 있으며, 이는 종단선 및 서로에 대해 거의 평행하다. 경도 190°W 동쪽에서, 다음 벨트 패턴이 관찰된다: 상호 분화구 평원 물질, 중간 평원 물질, 그리고 다시 상호 분화구 평원 물질. 세 개의 벨트 모두 셰익스피어 쿼드랭글 남쪽으로 뻗어 있다(Guest and Greeley, 1983).

거칠기 및 분화구 밀도의 변화에 따라 평원 물질의 유형을 구별하는 것은 개별 마리너 프레임의 해상도 및 조명 조건에 크게 의존한다(Schaber and McCauley, 1980). 이러한 제약은 달(Masursky 외, 1978, p. 80–81)과 화성(Boyce 외, 1976)에 대해 잘 문서화되어 있다. 보레알리스 지역에서는, 상호 분화구 및 중간 평원 물질이 종단선에 가까운 점점 낮은 태양 각도로 촬영되었으며, 관찰 가능한 작은 분화구의 수는 종단선으로부터의 거리가 감소하고 그에 따라 태양 각도가 감소함에 따라 증가한다. 이러한 분화구의 겉보기 풍부함의 불일치는 직경이 작은 분화구에서만 발생하며, 직경이 3 km보다 큰 분화구만 세는 것으로 해결할 수 있다.

4. 1. 오래된 평원 물질

4. 2. 분지 물질

4. 3. 젊은 평원 물질

4. 4. 크레이터 물질

5. 구조

수성 표면은 달 표면과 달리 절벽이 광범위하게 분포되어 있다는 특징을 보인다.^[13] 이러한 절벽들은 수성의 지각 압축 기간의 결과로 나타나는 역단층으로 추정된다.^[13] 머레이 등(1974)은 이 절벽들을 구불구불한 윤곽, 엽형의 전면, 그리고 500km 이상의 길이를 가진 것으로 묘사했다.^[3]

멜로쉬(Melosh, 1977)와 멜로쉬와 듀리신(Melosh and Dzurisin, 1978)은 수성 초기의 조석 감속으로 인한 스트레스 때문에 형성된 북동-남서 방향과 북서-남동 방향의 짝을 이루는 전단 파단으로 구성된 행성 격자를 제안했다. 페히만과 멜로쉬(Pechmann and Melosh, 1979)는 이후 보고서에서 "북동 및 북서 방향의 추세가 극지방에서 거의 남북 방향으로 된다"라고 언급했다.^[3]

보레알리스 지역에서 북서 방향의 전 지구적 균열 격자 성분은 뚜렷하게 나타나지 않지만, 북동 방향의 절벽과 골짜기는 155°에서 185° 자오선 사이, 반 다이크 분화구에서 퍼셀 분화구 너머까지 분화구 평원 물질과 분화구 채움(매끄러운 평원 물질)에서 눈에 띈다. 절벽은 분화구 사이 평원 물질에서는 직선형을 띠지만, 분화구 채움(예: 사이카쿠)에서는 엽형으로 변한다.

일부 절벽은 카이퍼 사변형과 같이 일부 분화구 바닥을 덮고 있는 매끄러운 평원 물질의 정단층 운동에 의해 형성되었을 수 있다. 멜로쉬(1977)는 약간의 지각 단축의 결과로 수성의 고위도에서 동-서 방향의 정단층이 형성될 것이라고 예측했다.

보레알리스 평원^[5][6] 아래에 제기된 것과 같은 매우 큰 다중 링 충돌 분지의 굴착 이후 수성 지각의 구조적 조정으로 인해 발생할 수 있는 아치형 및 방사형 선형 구조는 보레알리스 지역에서 명확하게 식별되지 않았다. 수성에서 이 유형의 능선은 지각의 압축 및 약간의 단축에 기인한다.^[3]

괴테 분지의 북동쪽 경계를 따라 있는 주름과 같은 구불구불한 능선은 그 주변을 따라 바깥쪽을 향하는 동심 절벽과 함께 분지 채움과 벽 사이의 구조적 해자에 관련된 용암류의 전면을 나타낼 수 있다.

보레알리스 평원에서는 대부분의 능선이 외부 기원이다. 이들은 매끄러운 평원 물질로 가볍게 덮인 아래에 있는 유령 분화구의 가장자리를 나타내거나 용암류 전면을 나타내는 것으로 보인다. 데프레즈 분화구에서 나온 방출물은 지름 170km의 매몰된 분화구의 가장자리, 또는 용암류 전면을 나타낼 수 있는 원형 절벽 너머로 동쪽으로 40km 이상 뻗어 있다.

6. 지질학적 역사

머레이 등(1975)은 수성의 표면 역사를 다섯 시기로 추정했다. 응집 이후의 시기만이 보렐리스 지역 내에서 직접적으로 해석 가능하다.

분화구 사이 평원 물질은 충격과 화산 퇴적물의 재작업되고 혼합된 집합체일 수 있으며, 괴테 분지 및 다수의 소규모 분지 및 분화구의 생성 이후 오랜 기간에 걸쳐 형성되었다. 분화구 사이 평원 물질을 가로지르는 절벽과 구덩이는 더 이른 시기의 팽창과 지각의 분화 이후 발생한 초기 압축 현상을 나타낼 수 있다. 괴테 분지 내부의 매끄러운 평원 물질 아래에서 감지되는 유령 분화구의 크기와 밀도는 중간 평원 물질과 매끄러운 평원 물질이 형성되기 전에 분화구 생성과 분화구 사이 물질의 형성에 의해 크게 변형된 원래의 분지 바닥을 나타낸다. 따라서 이러한 해석은 괴테 분지의 형성이 분화구 사이 평원 물질의 형성이 시작되기 전이거나 직후에 발생했음을 의미한다. 수성의 평원이 분화구 사이, 중간, 또는 매끄러운 평원 물질로 형성되었는지에 관계없이 알베도가 상대적으로 유사하다는 점은 평원 물질의 화학적 조성과 아마도 형성 방식의 유사성을 시사한다. 그러나 분화구 사이 평원과 중간 평원 물질의 높은 분화구 밀도는 이 두 단위의 원래 암석 유형 (현무암, 충격 용융물, 또는 충격 각력암)이 형성 이후 추가적인 각력화에 의해 상당히 변형되었을 가능성이 높음을 시사한다.

괴테 분지는 칼로리스 분지보다 훨씬 오래되었다. 수성 북극 평원의 매끄러운 평원 물질은 여러 번 또는 많은 에피소드를 거쳐 형성되었으며, 괴테 분지 및 그 주변의 원래 물질을 수백 킬로미터에 걸쳐 재표면화하고 매끄럽게 만들었다.

수성의 표면은 수십억 년 전에 현재의 모습을 갖추었다(솔로몬, 1978). 그 이후로 다른 모든 퇴적층 위에 보편적으로 중첩된 충격 분화구에 의해 약간만 변경되었다. 수성의 역사에 대한 일반적인 요약은 게스트와 오도넬(1977), 데이비스 등,^[14] 및 스트롬^[5]에 의해 제공되었다.

참조

_[1] 논문 Radar imagery of Mercury’s putative polar ice: 1999–2005 Arecibo results https://doi.org/10.1[...] 2011
_[2] 웹사이트 Map of the H-1 (Borealis) Quadrangle of Mercury https://planetarynam[...]
_[3] 학술지 Tectonism and volcanism on Mercury
_[4] 학술지 Preliminary geologic terrain map of Mercury
_[5] 학술지 Mercury: A post-Mariner 10 assessment
_[6] 학술지 Additional evidence of mercurian volcanism
_[7] 간행물 1978
_[8] 간행물 1978
_[9] 학술지 Observations of intercrater plains on Mercury
_[10] 학술지 Mercurian volcanism questioned
_[11] 간행물 1976
_[12] 문서 REDIRECT
_[13] 간행물 1979
_[14] 서적 Atlas of Mercury National Aeronautics and Space Administration
_[15] 저널 Tectonism and volcanism on Mercury
_[16] 저널 Preliminary geologic terrain map of Mercury
_[17] 저널 Mercury: A post-Mariner 10 assessment
_[18] 저널 Additional evidence of mercurian volcanism
_[19] 서적 Atlas of Mercury National Aeronautics and Space Administration
_[20] 서적 Atlas of Mercury National Aeronautics and Space Administration