올림푸스산 (화성)

1. 개요

올림푸스 산은 화성에 있는 순상 화산으로, 하와이 제도의 화산과 유사한 형태를 띤다. 너비가 약 600km에 달하며, 화성 표면에서 21km 높이로 솟아 있다. 정상에는 지름 60km × 80km, 깊이 3.2km의 칼데라가 6개 중첩되어 있다. 올림푸스 산은 화성에 판 이동이 없어 열점 위에 화구가 고정되어 거대한 크기로 성장할 수 있었다. 산의 구성 성분은 규산염, 산화 철, 알루미늄, 마그네슘, 칼슘, 이산화 황 등으로 이루어져 있으며, 지질학적으로는 수많은 현무암질 용암류의 결과로 형성되었다. 올림푸스 산은 구조적, 지형적으로 비대칭적인 특징을 보이며, 북서쪽은 완만하고 남동쪽은 가파르다.

2. 설명

올림푸스산은 순상 화산으로, 하와이 제도의 화산들과 유사한 형태를 띤다. 너비는 약 600km이며, 매우 완만한 경사를 가지고 있다. 정상에는 6개의 칼데라가 겹쳐진 복잡한 구조가 나타나는데, 크기는 60km × 80km이고 깊이는 3.2km에 이른다. 화산의 가장자리는 8km 높이의 단층애(절벽)로 둘러싸여 있으며, 이는 화성의 다른 순상 화산에서는 보기 힘든 특징이다.

--

2.1. 크기 및 형태

순상 화산인 올림푸스산은 하와이 제도를 구성하는 거대한 화산들의 모양과 비슷하다. 너비는 약 600km 정도 된다. 산이 너무 크고 가장자리에 복잡한 구조를 가지고 있기 때문에 높이를 정확하게 측정하기는 어렵다. 올림푸스산은 화성 표면 기준점으로부터 21km 위에 있으며, 북서쪽 경계를 이루는 절벽의 기슭에서 정상까지 지역의 높이 차이는 21km 이상이다. 북서쪽으로 1000km 이상 떨어진 아마조니스 플라니티아 평원에서 정상까지의 총 해발고도는 26km에 이른다. 산 정상에는 60km × 80km 크기에 깊이가 3.2km에 이르는 6개의 중첩된 칼데라가 있다. 화산 바깥쪽 가장자리는 최대 8km 높이의 단층애(절벽)로 구성되어 있는데, 이는 화성의 순상 화산들 중에서 거대한 측면 산사태로 인해 만들어졌을지도 모르는 독특한 특징이다.

올림푸스산의 면적은 약 300000km²이며, 이는 이탈리아나 필리핀 크기와 비슷하다. 70km 두께의 암석권이 올림푸스산을 지탱하고 있다. 올림푸스산이 이렇게 거대한 크기를 가지게 된 것은 화성에 이동성 지각판이 없기 때문이라고 추정된다. 지구와는 달리 화성의 지각은 정지된 열점 위에 고정되어 있고, 화산은 거대한 높이에 도달할 때까지 용암을 계속 분출할 수 있다.

올림푸스산은 경사가 매우 완만하다. 화산 측면의 평균 경사도는 5%에 불과하다. 경사는 옆면 중간 부근에서 가장 가파르고 밑부분을 향해 점점 얕아져 옆면이 위로 오목하게 나 있는 형태이다. 측면은 얕고 정상에서 남동쪽보다 북서쪽 방향으로 더 멀리 뻗어 있다. 화산의 모양과 옆모습은 중심에서 벗어난 하나의 기둥에 의해 지탱되는 '원형 텐트'에 비유되기도 한다.

올림푸스산의 크기와 얕은 경사 때문에 화성 표면에 서 있는 관찰자는 심지어 먼 거리에서도 화산의 전체 윤곽을 볼 수 없다. 행성의 곡률과 화산 자체의 곡률이 시야를 가리기 때문이다. 마찬가지로, 정상 근처에 있는 관찰자는 화산의 경사가 수평선 너머로 불과 3km 떨어진 곳에 있기 때문에 매우 높은 산에 서 있다는 것을 알지 못할 것이다.

--
--
--

2.2. 대기압 및 구성 성분

올림푸스산 정상의 기압은 72파스칼로, 화성 평균 표면 기압 600파스칼의 약 12%이다. 이에 비해 에베레스트산 정상의 기압은 32,000파스칼로, 지구 해수면 기압의 약 32%이다. 두 곳 모두 지구 기준으로는 매우 낮은 수치이다. 그럼에도 불구하고, 높은 고도의 황토 구름이 올림푸스산 정상 위로 자주 떠다니며, 공중에 떠다니는 화성 먼지는 여전히 존재한다. 화성의 평균 표면 대기압은 지구의 1% 미만이지만, 화성의 훨씬 낮은 중력은 대기의 높이척도를 증가시킨다. 다시 말해, 화성의 대기는 팽창하고 지구처럼 높이에 따라 밀도가 급격하게 감소하지 않는다.

올림푸스산은 약 44%의 규산염, 17.5%의 산화 철, 7%의 알루미늄, 6%의 마그네슘, 6%의 칼슘, 그리고 특히 7%의 높은 비율의 이산화 황으로 구성되어 있다. 이러한 결과는 지표면이 대부분 현무암과 다른 고철질 암석으로 이루어져 있다는 것을 보여주며, 이는 점성이 낮은 용암 흐름으로 분출되어 행성 표면에 낮은 경사도로 이어졌을 것으로 추측된다.

3. 지질학적 기원

올림푸스산은 순상 화산으로, 하와이 제도를 구성하는 화산들과 유사한 형태를 띤다. 이 화산은 오랜 시간에 걸쳐 분출구에서 쏟아져 나온 수천 개의 매우 유동적인 현무암질 용암 흐름의 결과로 형성되었다. 화산 측면에는 수많은 용암 흐름과 수로가 관찰되며, 이는 과거 활발했던 화산 활동의 흔적을 보여준다.

지구의 현무암 화산과 마찬가지로, 화성의 현무암 화산도 엄청난 양의 화산재를 분출할 수 있다. 그러나 화성의 낮은 중력 때문에, 지각에서 솟아오르는 마그마에는 부력이 덜 작용한다. 또한, 마그마굄은 지구에서 발견되는 것보다 훨씬 크고 깊다고 추정된다. 굳어진 용암 흐름은 주변 평야로 흘러나가 넓은 지형을 형성하고, 기초적인 급경사를 만들기도 한다.

화성 탐사선이 촬영한 고해상도 사진의 크레이터 수를 분석한 결과, 올림푸스산 북서쪽 측면에 흐르는 용암의 나이는 1억 1500만 년에서 2억 3000만 년 사이로 추정된다. 이는 지질학적으로 매우 최근의 시기로, 비록 매우 조용하고 일시적인 방식일지라도, 산이 여전히 화산 활동을 하고 있을 가능성을 시사한다.

3.1. 칼데라 형성

화산 꼭대기에 있는 칼데라 복합체는 최소 6개의 겹치는 칼데라와 칼데라 부분으로 이루어져 있다. 칼데라는 분출 후 지표 아래 마그마굄의 고갈과 퇴출에 따른 지붕 붕괴로 형성된다. 따라서 각각의 칼데라는 산의 화산 활동의 개별적인 경향성을 나타낸다. 가장 크고 오래된 칼데라 부분은 하나의 거대한 용암호로 형성된 것으로 보인다. 실험실 모델에서 나온 칼데라 치수의 기하학적인 관계를 이용하여, 과학자들은 올림푸스 산의 가장 큰 칼데라와 관련된 마그마굄이 칼데라 바닥 아래 약 32km 깊이에 있다고 추정했다. 칼데라 바닥의 크레이터 크기-주파수 분포는 칼데라의 연령대를 3억 5천만 년 전(350 Mya)에서 약 1억 5천만 년 전(150 Mya)으로 나타낸다. 이 모든 것들은 아마도 서로로부터 1억년 이내에 형성되었을 것이다.

3.2. 구조적 비대칭성

올림푸스산은 구조적으로나 지형적으로나 비대칭적인 특징을 보인다. 북서쪽 측면은 길고 얕으며, 큰 슬럼프와 정단층과 같은 광범위한 특징을 나타낸다. 반면, 화산의 남동쪽 측면은 가파르고, 화산 중간 부분의 계단 모양 테라스(역단층으로 해석됨)와 기저부의 주름 능선 등 압축력을 나타내는 특징을 보인다.

이러한 비대칭성은 거대한 순상 화산이 성장하는 방식과 화산 기저부의 지질학적 차이로 설명할 수 있다. 화산은 분출된 용암을 측면에 더할 뿐만 아니라, 기저부에서 측면으로 퍼지면서 성장한다. 화산이 커지면서 지하에 균열이 생겨 지각이 흩어질 수 있다. 화산이 약한 층을 포함한 퇴적물 위에 놓이면, 약한 층에서 분리 구역이 생길 수 있다. 이 분리 구역의 변형력은 산사태와 정단층을 만들어 낼 수 있다.

올림푸스산은 타르시스 융기 가장자리에 위치하며, 얕은 경사면에 형성되었다. 시간이 지나면서 이 분지는 많은 양의 퇴적물을 받았는데, 이 퇴적물은 북서쪽에서 가장 두꺼웠다. 화산이 측면으로 확산되면서, 낮은 마찰 분리 구역은 주로 북서쪽의 두꺼운 퇴적층에서 발달했다. 남동쪽 확산은 타르시스 융기에 의해 제약을 받았다. 이 방향에서 마찰이 더 높았던 것은 퇴적물이 더 얇고 미끄럼에 강한 물질로 구성되었기 때문이다. 타르시스의 울퉁불퉁한 지하 암석도 마찰원으로 작용했다. 이러한 요인들이 올림푸스산의 구조적, 지형적 비대칭성을 설명할 수 있다.

--

4. 초기 관찰 및 명칭

19세기 초, 망원경 관측자들은 화성의 잦은 먼지 폭풍 속에서도 올림푸스산과 타르시스 지역의 몇몇 화산들을 관측했다. 천문학자 패트릭 무어는 조반니 스키아파렐리가 먼지 폭풍 동안 "그의 고르디우스 매듭과 올림픽 눈(Nix Olympica)이 거의 유일하게 보이는 특징이었다는 것을 발견"했고, "그것들이 높을 것이라고 정확하게 추측했다"고 언급했다. 당시에는 주변보다 하얗게 보이는 경우가 있어 올림피아 설원(Nix Olympica)이라고 불렸다.

1971년, 매리너 9호 우주선이 화성 궤도에 도착했을 때, 전 지구적인 먼지 폭풍이 발생했다. 먼지가 가라앉으면서 타르시스 화산들의 꼭대기가 처음으로 관측되었고, 이들의 고도가 지구의 어떤 산보다 훨씬 높다는 것이 확인되었다. 매리너 9호의 관측을 통해 올림피아 설원(Nix Olympica)이 화산임이 밝혀졌고, 이후 천문학자들은 이 알베도 지형에 올림푸스산이라는 이름을 붙였다. 올림푸스산의 이름은 올림피아 설원을 부분적으로 계승한 것이다.

5. 주변 지역 및 특징

올림푸스산은 타르시스 지역의 북서쪽 가장자리와 아마조니스 평원의 동쪽 가장자리 사이에 위치한다. 타르시스 몬테스(아르시아 몬스, 파보니스 몬스, 아스크라에우스 몬스)라고 불리는 다른 세 개의 거대한 화성 순상 화산으로부터 약 1200km 떨어져 있는데, 타르시스 몬테스는 올림푸스산보다 약간 작다.

올림푸스산 밑부분은 약 2km 깊이의 넓고 고리 모양의 움푹 패인 해자가 둘러싸고 있는데, 이는 화성의 지각에 눌려있는 화산의 엄청난 무게 때문인 것으로 생각된다. 이 해자의 깊이는 남동쪽보다 북서쪽이 더 깊다.

올림푸스산은 부분적으로 올림푸스산 아우렐레(Olympus Mons aureole)로 알려진 독특한 홈이 있거나 골짜기 지형의 지역에 둘러싸여 있다. 그 아우렐레는 몇 개의 큰 엽으로 이루어져 있다. 화산 북서쪽에서 황색광선은 최대 750km까지 뻗어 있으며, Lycus SulciLycus Sulci^라틴어로 알려져 있다. 올림푸스산의 동쪽에서, 황색광선은 부분적으로 용암 흐름으로 덮여 있지만, 그것이 노출된 곳에서는 다른 이름으로 불린다. 황색광선의 기원은 여전히 논의되고 있지만, 올림푸스산의 가장자리에서 떨어져 나온 거대한 산사태나 중력에 의해 추진된 충돌 시트에 의해 형성되었을 가능성이 있다.

6. 화성 탐사선 착륙지

올림푸스산은 높은 고도와 먼지 때문에 가까운 미래에 자동화된 우주 탐사선을 착륙시키기 어려운 장소이다. 높은 고도는 우주선의 속도를 늦추기에 충분한 대기 밀도가 없어 낙하산 착륙을 방해한다. 또한, 올림푸스산은 화성에서 가장 먼지가 많은 지역 중 하나이다. 미세 먼지로 이루어진 맨틀은 암석의 밑바닥을 흐리게 해서 암석 샘플을 구하기가 힘들고, 탐사 로봇들에게 큰 장애물이 될 수 있다.

--