매리너 계곡
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1. 개요
매리너 계곡은 화성에 있는 거대한 협곡 시스템으로, 동아프리카 지구대와 유사한 균열로 시작되어 침식과 붕괴로 확장된 것으로 추정된다. 타르시스 융기부의 형성과 연관되어 있으며, 지진이나 충돌 사건의 영향으로 사태가 발생하여 계곡이 넓어지기도 했다. 녹티스 미로, 이우스, 티토니움, 멜라스, 칸도르, 오피르, 코프라테스, 에오스, 간게스 협곡 등 다양한 지형으로 구성되어 있으며, 과거 물의 흔적과 생명체 존재 가능성에 대한 연구가 진행되고 있다.
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| 매리너 계곡 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 명명 유래 | 마리너 9호 |
| 로마자 표기 | Balleseu Marineuliseu |
| 지리 | |
| 위치 | 적도 부근 |
| 길이 | 약 4,000 km |
| 폭 (최대) | 약 200 km |
| 깊이 | 약 7 km |
| 특징 | |
| 종류 | 단층 시스템 |
2. 형성
매리너 계곡의 형성에 대해서는 여러 가지 가설이 제시되어 왔다.[36] 1970년대에는 물에 의한 침식이나, 빙하 지대에서 영구동토층이 녹는 열카르스트 활동에 의한 침식 때문일 것으로 생각했다. 열카르스트 활동이 계곡 형성에 일부 기여했을 것으로 보이지만, 현재 화성 표면 조건에서는 액체 상태의 물이 존재할 수 없기 때문에 물의 침식 작용은 주요 원인으로 보기 어렵다. 화성 표면은 평균적으로 지구 대기압의 약 1%의 압력만 받고 있으며 온도 범위는 148 K (-125 ℃)에서 310 K (37 ℃)이다. 그러나 많은 과학자들은 과거 화성의 대지에 액체 상태의 물이 흘렀을 것이라는 점에는 동의하며, 매리너 계곡이 그 시기에 흘렀던 물에 의해 확장되었을 것으로 추정하기도 한다.
1972년 매컬리는 표면 아래의 마그마가 다시 아래로 스며들면서 계곡이 만들어졌다는 가설을 제시했다. 1989년 무렵 다나카와 골롬벡은 인장에 의한 균열(tensional fracturing)로 설명하는 형성 이론을 주장했다. 오늘날 가장 널리 받아들여지는 이론은 매리너 계곡이 동아프리카 지구대처럼 갈라진 균열로서, 나중에 지구대 절벽의 침식과 붕괴로 더 커졌다는 것이다. 용암 때문에 형성되었다는 가설도 제기되기도 하였다.
산사태는 매리너 계곡의 바닥에 수많은 광상을 남겼으며 계곡을 넓히는데 기여했다.
2. 1. 타르시스 융기부와의 연관성
매리너 계곡의 형성은 타르시스 융기부의 형성과 밀접하게 연관되어 있는 것으로 추정된다. 타르시스 융기부는 화성의 노애키언기에서 히스퍼리언기 후기에 이르기까지 세 단계를 거치며 형성되었다.[37]첫 번째 단계는 화산활동과 지각 평형에 의한 융기의 조합으로 구성되었다. 하지만 곧 지각이 화산활동으로 타르시스에 가중된 무게를 지지할 수 없을 정도로 부하를 받으면서 넓은 지구가 높은 타르시스 지대에서 형성되었다.
두 번째 단계에서는 화산활동이 더욱 활발했고, 지각 평형에 의한 평준화는 약세였다. 화산활동의 발원지가 타르시스의 아래에서 벗어나면서 하중을 매우 크게 만들었다. 결국 지각이 타르시스를 지지하지 못하고 무너지면서 매리너 계곡을 포함한 방사형 균열이 생성되었다.
세 번째 단계는 주로 더 많은 화산 활동과 소행성 충돌로 이루어졌다. 이미 파괴점에 도달한 지각은 그대로 유지되었고, 더 젊은 화산이 형성되었다. 타르시스 화산활동에는 동원된 마그마는 점성이 매우 낮기 때문에 하와이 제도와 비슷한 순상화산들이 형성되었지만, 화성은 현재 활동적인 판 구조가 없거나 약소한 것으로 보아 핫스팟(열점) 활동은 동일한 열점에서 매우 오랜 시간 동안 화산 분출을 반복하는 식으로 진행되었을 것이다. 때문에 가장 큰 올림푸스 산을 비롯하여 태양계에서 가장 큰 화산들이 생성된 것이다.[9]
2. 2. 지진 및 충돌 사건의 영향
판 구조론 활동이나 충돌 사건으로 유발된 지진은 산사태를 일으켜 매리너 계곡을 넓히는 데 기여했을 수 있다. 화성은 지구에 비해 판구조 활동이 약하기 때문에, 지진보다는 충돌 사건이 더 큰 영향을 미쳤을 가능성이 있다.[38] 화성에서 규모가 큰 크레이터 대부분은 지금으로부터 41억 년에서 38억 년 전(노애키언기), 즉 후기 대충돌기에 형성되었으며, 매리너 계곡의 산사태 광상보다 더 오래되었다. 그렇지만 근처에서 세 크레이터 (오데만스 크레이터 포함)가 발견되기도 하였는데, 가깝기도 하고 생성 연대도 더 늦기 때문에 이 크레이터들의 형성으로 산사태 일부가 유발되기도 하였을 것이다.[29]3. 매리너 계곡에 포함된 지역
매리너 계곡은 여러 지역으로 구성되어 있으며, 각 지역은 독특한 지형적 특징을 보인다. 서쪽에서 동쪽으로 다음과 같은 지역들이 있다.
| 순서 | 지역 이름 | 설명 |
|---|---|---|
| 1 | 녹티스 미로 | 타르시스 지역과 계곡의 경계에 위치한 복잡한 지형. |
| 2 | Tithonium Chasma|티토니움 협곡영어 | 계곡 서쪽 북쪽의 길쭉한 협곡. |
| 3 | Ius Chasma|이우스 협곡영어 | 계곡 서쪽 남쪽의 긴 영역. |
| 4 | 멜라스 협곡 | 계곡 중앙부의 넓은 영역으로, 가장 폭이 넓고 깊이도 깊다. |
| 5 | 칸도르 협곡 | 멜라스 협곡의 북쪽에 위치한 협곡. |
| 6 | Ophir Chasma|오피르 협곡영어 | 칸도르 협곡의 북쪽에 위치한 작은 협곡. |
| 7 | Coprates Chasma|코프라테스 협곡영어 | 계곡 동쪽의 긴 영역. |
| 8 | Ganges Chasma|간게스 협곡영어 | 에오스 협곡 북서쪽의 지역. |
| 9 | Capri Mensa|카프리 멘사영어 | 에오스 협곡의 고원. |
| 10 | Eos Chasma|에오스 협곡영어 | 계곡의 동쪽 끝 협곡으로, 지형은 Chryse Planitia|크리세 평원영어 방면으로 사라진다. |
이들 지역은 복잡하게 연결되어 있으며, 서쪽의 녹티스 래비린투스에서 시작하여 동쪽의 크리세 평원으로 이어진다.[1] 매리너 계곡은 화성 표면의 지각 변동(테토니즘)에 의해 형성된 균열로 추정되며[27][28], 이후 침식 작용으로 넓어졌다. 동쪽 가장자리에서는 물 또는 이산화 탄소에 의한 것으로 보이는 유로의 흔적이 발견되었다.
3. 1. 녹티스 미로계곡 (Noctis Labyrinthus)
녹티스 미로계곡은 매리너 계곡 서쪽 끝, 시리아 고평원 북부, 파보니스 산 동쪽에 위치한 복잡한 지형이다. 이 곳은 큰 지괴들이 깨진 형태로 구성되어 있으며, 여러 방향으로 뻗어 있는 작은 계곡들을 포함한다. 지괴 상부 대부분은 어리고 깨진 물질로 구성되어 있는데, 타르시스 융기부와 상관 있는 화산 활동에서 기원한 것으로 추정된다. 다른 꼭대기들은 오래되고 깨진 물질들로 이루어져 있어 역시 동일한 기원을 가지는 것으로 추정되지만, 좀 더 울퉁불퉁하고 충돌구가 더 많아 어린 물질들과 차별된다. 지괴의 측면은 갈라지지 않는 물질들로 이루어져 있는데, 기반암으로 추정된다.[39]
녹티스 미로계곡과 같은 지형은 패스파인더 임무에서 소저너 로버가 탐사했던 것처럼 유로의 발원지 부분에서 흔하게 찾아볼 수 있다. 이런 지형은 지괴의 하강 단층 작용이 일어나는 장소로 보인다. 격변적인 홍수가 연달아 일어나는 과정에서 지하의 유체가 없어진 것과 상관있을 것이다.[40] 이 유체는 이산화탄소 얼음과 기체, 물 또는 용암일 수도 있다. 용암을 수반하는 가설은 녹티스 미로계곡이 파보니스 산 경사면에 있는 용암 동굴과 직결되어 있다는 설과 관련되어 있다.[29]
2024년, 과학자들은 가설의 용암이 '''노크티스 몬스'''라고 명명된 화산에서 나왔다는 증거를 발견했는데, 이는 9028m로 화성에서 일곱 번째로 높은 산이며, 기저의 동쪽 부분이 생명체를 품을 가능성이 있는 여러 개의 빙하가 있는 지역으로, 우주생물학 임무의 매우 가치 있는 후보 대상이 될 수 있다. [14] [15]
3. 2. 이우스, 티소니움 절벽지대 (Ius and Tithonium chasmata)
Ius Chasma|이우스 협곡영어와 Tithonium Chasma|티소니움 협곡영어은 서로 평행하게 위치하며, 이우스 협곡은 남쪽에, 티소니움 협곡은 북쪽에 있다. 이우스 협곡은 둘 중 더 넓으며 멜라스 협곡으로 이어진다. 이우스 협곡에는 Geryon Montes|게리온 몬테스영어라는 이름의 중앙 능선이 있는데, 이는 분리되지 않은 기반암으로 구성되어 있다. 이우스 카스마의 바닥은 대부분 원시적인 산사태 물질로 구성되어 있으며, 분화구 생성이나 침식에 의해 크게 훼손되지 않았다. 이우스 협곡의 남쪽 벽과, 덜하지만 북쪽 벽에는 협곡 선에 거의 수직으로 뻗어 있는 짧은 계곡이 많이 있다. 이 계곡은 그랜드 캐니언 근처의 콜로라도 고원 지역에서 보이는 특징과 매우 유사한 짧고 극장형 머리 부분을 가지고 있으며, 이는 지하수 침식에서 나타난다.[16] (극장형 머리란, 위에서 볼 때 계곡의 머리가 잘 정의된 U자형이라는 의미이다.) 계곡은 지속적인 침식과 벽의 붕괴로 확산된다.[16] 티소니움 협곡은 이우스 협곡과 매우 유사하지만, 남쪽 측면에 침식 지형이 없고, 부드러운 바닥 지형과 유사하지만 바람에 의해 침식된 화산재로 보이는 작은 부분의 물질을 포함하고 있다는 점이 다르다. 두 협곡 사이의 표면은 젊은 균열 물질, 즉 타르시스 융기의 지각 확장으로 인한 용암류와 단층으로 구성되어 있다.[12]3. 3. 멜라스, 칸도르, 오피르 절벽지대 (Melas, Candor and Ophir chasmata)
매리너 계곡의 중앙 부분에는 남쪽에서 북쪽으로 멜라스 협곡, 칸도르 협곡, 오피르 협곡이 이어진다. 세 협곡은 모두 연결되어 있으며, 멜라스 협곡은 가장 넓고 깊다.[1] 멜라스 협곡의 바닥은 대부분 바람에 의해 형성된 화산재로 추정되는 젊은 물질로 구성되어 있다.[12]3. 4. 코프라테스 절벽지대 (Coprates Chasma)
코프라테스 절벽지대는 매리너 계곡 동쪽에 위치하며, 이우스 및 티소니움 절벽과 유사하지만 동쪽 끝 부분에 충적 퇴적물과 풍성 작용 물질을 포함하고 있다는 점이 다르다.[1] 층상 퇴적물은 매리너 계곡 시스템보다 먼저 형성되었으며, 침식 및 퇴적 과정이 나중에 매리너 계곡 시스템에 의해 절단되었음을 시사한다.[1] 층상 구조의 기원에 대해서는 산사태, 화산 활동, 액체 또는 고체 물 얼음으로 이루어진 분지의 바닥 등 다양한 가설이 제기된다.[1] 서경 60° 부근에는 매리너 계곡 시스템에서 가장 깊은 지점이 있다.[1]3. 5. 에오스, 간게스 절벽지대 (Eos and Ganges chasmata)
에오스 절벽의 서쪽 바닥은 주로 화산 또는 바람에 의한 퇴적물로 구성되어 있다. 에오스 절벽의 동쪽 끝에는 유선형 바와 세로 줄무늬가 있는 넓은 지역이 있다. 간게스 협곡은 에오스 협곡 북서쪽의 지역으로, 에오스 절벽에서 갈라져 나온 협곡이며 주로 협곡 벽에서 나온 충적 퇴적물로 구성되어 있다.[1][9]3. 6. 크뤼세 지방 (Chryse region)
매리너 계곡은 동쪽으로 크뤼세 평원 지역으로 이어진다. 북부 평원의 유출 지역은 화성 탐사선 착륙 지점에서 볼 수 있는 지형과 유사하며, 지구의 채널 스케블랜드와 비교될 수 있다. 유출은 오로라 카오스와 히드라오테스 카오스의 여러 혼돈 지형을 거쳐 시무드 발레스와 티우 발레스를 지나 크뤼세 평원으로 이어진다.[1]4. 탐사 역사 및 의의
매리너 계곡은 바이킹 1호, 2호, 마스 글로벌 서베이어, 2001 마스 오디세이 등 다양한 탐사선을 통해 연구되었다.[25][26] 이 지역은 화성의 지질학적 역사를 밝히고, 과거 생명체 존재 가능성을 탐색하는 데 중요한 단서를 제공한다. 특히, 최근 발견된 물의 흔적과 관련된 계절적 경사선(Recurring Slope Lineae)은 생명체 존재 가능성에 대한 기대를 높이고 있다.
5. 한국의 화성 탐사와 매리너 계곡
한국은 아직 화성 탐사 계획을 구체화하지 않았지만, 미래 탐사 임무에서 매리너 계곡은 중요한 후보지로 고려될 수 있다. 매리너 계곡의 다양한 지형과 지질학적 특징은 한국 과학자들이 화성의 형성과 진화 과정을 연구하는 데 귀중한 자료를 제공할 수 있다. 특히, 생명체 존재 가능성과 관련된 연구는 한국의 우주 과학 기술 발전에 크게 기여할 수 있을 것이다.
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