화성의 기후

1. 개요

화성의 기후는 과거 따뜻하고 습한 환경에서 현재의 얇고 차가운 대기로 변화해 왔다. 화성의 지질 시대는 노아키아, 헤스페리아, 아마조니아 시대로 나뉘며, 과거 물의 존재를 시사하는 증거들이 발견되었다. 화성의 대기는 주로 이산화 탄소로 구성되어 있으며, 태양풍의 영향으로 대기가 얇아지고 있다. 화성은 25.2도의 자전축 기울기와 큰 궤도 이심률로 인해 계절 변화가 나타나며, 먼지 폭풍, 구름, 낙하풍 등의 기상 현상이 발생한다. 최근에는 극지방 얼음의 변화와 메탄의 존재가 관측되었으며, 기후 변화의 원인으로는 자전축 기울기 변화, 태양풍, 그리고 화산 활동 등이 제시되고 있다. 현재 여러 탐사선들이 화성의 기후를 연구하고 있으며, 화성 테라포밍을 통해 거주 가능성을 높이려는 시도도 이루어지고 있다.

2. 화성 고기후학

화성의 지질 시대는 크게 두 가지로 나뉜다. 하나는 분화구 밀도에 기반을 둔 것이고, 다른 하나는 광물학적 연표이다. 분화구 밀도에 기반한 연대는 노아키아 시대, 헤스페리아 시대, 아마조니아 시대로 구분된다. 광물학적 연표는 필로시아 시대, 테이키아 시대, 시데리키아 시대로 나뉜다.

최근의 관측과 모델링은 현재뿐만 아니라 과거 화성의 기후 및 대기 조건에 대한 정보도 제공하고 있다. 2016년에는 화성에서 지질학적으로 최근에 발생한 극심한 빙하기에 대한 증거가 발표되었다. 불과 37만 년 전, 화성은 붉은색보다 흰색에 더 가까웠을 것이다.

2.1. 노아키아 시대 (약 41억 년 전 ~ 37억 년 전)

화성의 지질 시대는 분화구 밀도에 기반한 연대와 광물학적 연대, 두 가지 체계로 나뉜다. 노아키아 시대는 분화구 밀도에 기반한 연대에서 약 41억 년 전부터 37억 년 전까지의 시기를 가리킨다.

최근 관측 및 모델링에 따르면, 노아키아 시대의 화성 대기는 오랫동안 이산화 탄소가 풍부했을 것으로 추정되었다. 그러나 최근 화성에서 발견된 점토 광물 퇴적물에 대한 분광 관측 결과, 점토에서 탄산염이 거의 발견되지 않았다. 이산화 탄소가 풍부한 환경에서 점토가 형성되면 탄산염도 함께 형성되지만, 탄산염은 이후 화산 산성에 의해 용해될 수 있다.

오퍼튜니티 로버가 발견한 적철광과 자로사이트, 스피릿 로버가 발견한 게타이트 등 물과 관련된 광물들은 과거 화성의 기후 조건이 화성의 물이 자유롭게 흐를 수 있도록 허용했음을 시사한다. 화성 크레이터 충돌 형태, 풍화 속도, 계곡 네트워크 등에 대한 지형학적 관찰 역시 노아키아 시대에 더 따뜻하고 습한 환경이었음을 보여준다. 그러나 화성 운석 샘플의 화학 분석 결과는 지난 40억 년 동안 화성의 표면 온도가 0°C 이하였을 가능성을 제시한다.

일부 과학자들은 타르시스 화산 활동이 화성 기후에 큰 영향을 미쳤다고 주장한다. 화산 폭발로 인해 대량의 수증기와 이산화탄소가 방출되었고, 이는 과거 화성 대기를 지구 대기보다 더 두껍게 만들었을 수 있다. 화산에서 방출된 H₂O는 화성 표면 전체를 120m 깊이로 덮을 수 있을 정도였다. 이산화 탄소는 온실 기체이므로, 타르시스 화산은 이산화탄소 방출을 통해 과거 화성을 지구와 더 유사하게 만들었을 수 있다. 화성은 한때 더 두껍고 따뜻한 대기를 가졌고, 바다나 호수가 존재했을 수도 있다. 그러나 0°C 이상의 온도를 생성하는 전 지구 기후 모델을 구축하는 것은 매우 어려운 것으로 입증되었다.

2.2. 헤스페리아 시대 (약 37억 년 전 ~ 30억 년 전)

헤스페리아 시대는 화산 활동이 활발했던 시기로, 대규모 용암류가 형성되었다. 이 시기에 화성의 기후는 점차 건조해지기 시작했다. 타르시스 화산의 폭발은 다량의 수증기와 이산화 탄소(CO₂)를 방출하여, 한때 화성의 대기를 지구보다 두껍게 만들었을 가능성이 제기되었다. 화산에서 방출된 충분한 양의 H₂O는 화성 표면 전체를 120m 깊이로 덮을 수 있었을 것으로 추정된다. 이산화탄소는 온실 기체로서 적외선 복사를 흡수, 행성의 온도를 높여 과거 화성을 지구와 더 유사하게 만들었을 수 있다.

2.3. 아마조니아 시대 (약 30억 년 전 ~ 현재)

아마조니아 시대는 약 30억 년 전부터 현재까지 지속되는 시기이다. 이 시기에는 화산 활동이 감소하고 극심한 기후 변화가 일어나 현재와 같이 춥고 건조한 환경이 형성되었다. 일부 과학자들은 타르시스 화산의 거대한 질량이 화성 기후에 큰 영향을 미쳤다고 주장한다. 화산 폭발은 다량의 수증기와 이산화 탄소를 방출하는데, 이산화 탄소는 온실 기체로, 적외선 복사를 흡수하여 행성의 온도를 높인다. 따라서 타르시스 화산은 이산화 탄소를 방출함으로써 과거 화성을 지구와 더 유사하게 만들었을 수 있다. 그러나 화성의 역사에서 어느 시점에서든 0°C 이상의 온도를 생성하는 설득력 있는 전 지구 기후 모델을 구축하는 것은 극도로 어려운 것으로 입증되었다.

3. 과거 기후 관측

자코모 마랄디는 1704년 화성의 남극이 자전축 중심에 있지 않다는 것을 발견했고, 1719년에는 양극 지방 면적의 변화를 관찰했다. 윌리엄 허셜은 1784년 논문에서 화성 대기의 밀도가 낮다는 것을 추론했다. 오노레 플로게르그는 1809년 화성 표면의 "노란 구름"을 발견했는데, 이는 화성 먼지 폭풍의 최초 관측으로 알려져 있다. 1813년에는 화성의 봄철에 극지 얼음이 줄어드는 것을 관찰했지만, 화성이 지구보다 따뜻하다는 그의 추측은 틀렸다.

3.1. 초기 관측

자코모 마랄디는 1704년 남극이 화성의 자전축 중심에 위치하지 않는다는 것을 밝혀냈다. 1719년의 충 동안, 마랄디는 양극 관측과 극지방 면적의 시간적 변화를 관찰했다.

윌리엄 허셜은 1784년에 발표한 논문 "화성 극지방의 특이한 현상, 축의 기울기, 극의 위치, 그리고 타원체 형태에 관한 연구; 실제 지름과 대기에 대한 몇 가지 힌트"에서 화성 대기의 낮은 밀도를 처음으로 추론했다. 허셜은 화성이 두 개의 희미한 별 옆을 지나갈 때 별의 밝기에 아무런 영향이 없다는 것을 관찰하고, 화성 주변에 별빛을 방해할 만큼 대기가 거의 없다는 것을 정확하게 결론 내렸다.

오노레 플로게르그가 1809년 화성 표면에서 "노란 구름"을 발견한 것은 화성 먼지 폭풍의 최초 관측으로 알려져 있다. 플로게르그는 또한 1813년 화성 봄철에 극지 얼음이 상당히 감소하는 것을 관찰했다. 화성이 지구보다 더 따뜻하다는 그의 추측은 부정확한 것으로 밝혀졌다.

4. 기온

화성의 평균 기온은 -63°C로 매우 낮으며, 극심한 일교차를 보인다. 적도 지역은 정오에 20°C까지 올라가지만, 극지방은 -153°C까지 내려간다. 게일 분화구에서 2012년부터 2015년까지 관측된 기온 자료는 아래 표와 같다.

4.1. 온도 변화

화성의 온도 측정은 우주 시대 이전부터 시작되었지만, 초기 장비와 전파 천문학 기술은 정밀하지 못해 서로 다른 결과가 나타났다. 초기 탐사선(마리너 4호)과 이후 궤도선은 전파 엄폐를 통해 대기 온도와 압력을 측정했다. 이후 마리너 9호는 적외선 방사계와 분광계를 화성 궤도에 배치하여 복사 에너지를 측정했다. 바이킹 1호와 바이킹 2호는 현장 측정 착륙선 기상 관측 장비와 고고도 온도 및 압력 센서를 통해 원격 감지 데이터를 상호 입증했다.

화성의 평균 온도는 -63°C로 보고되었지만, 지표면 온도는 적도 정오에 20°C까지 올라가고 극지방에서는 -153°C까지 내려간다. 바이킹 착륙선이 측정한 실제 온도는 -17.2°C에서 -107°C 사이였다. 스피릿 로버는 그늘에서 낮 최고 기온 35°C를 기록하기도 했다.

북반구 봄과 초여름에는 야간 기온이 거의 일정하지만(±1 °C 이내), 주간 기온은 최대 6 °C까지 변동한다. 남반구 봄과 여름에는 먼지 폭풍의 영향으로 야간 최저 온도가 상승하고 주간 최고 온도가 낮아진다. 이로 인해 평균 표면 온도는 약간(20 °C) 감소하고, 상층 대기 온도는 보통(30 °C) 증가한다.

화성 탐사선의 열 방출 분광계와 2001 마스 오디세이의 THEMIS는 적외선 측정을 통해 착륙선, 로버 및 지구 마이크로파 데이터를 상호 비교할 수 있었다. 화성 정찰 궤도선의 화성 기후 사운더는 대기 프로파일을 유도할 수 있다. 데이터 분석 결과, 최근 수십 년 동안 화성의 대기 온도는 더 낮아지고 먼지 부하가 감소했다.

연구에 따르면, 화성은 과거에 더 두껍고 따뜻한 대기를 가졌을 것으로 추정된다. 이 초기 대기는 대부분 이산화탄소로 구성되어 온도를 물의 어는점 이상으로 높였을 것이다. 이로 인해 흐르는 물이 행성에 많은 채널과 유출 계곡을 만들고, 호수와 바다를 형성했을 수 있다. 그러나 현재 대기는 매우 얇으며, 태양풍에 의해 이산화탄소가 제거되는 과정이 진행되고 있다.

게일 크레이터에서 측정한 기후 데이터는 다음과 같다.

5. 대기 특성 및 과정

화성의 대기는 주로 이산화탄소로 구성되어 있으며, 밀도는 매우 희박하다.

화성은 낮은 대기압으로 인해 액체 상태의 물이 존재하기 어렵다.

화성 표면은 열관성이 매우 낮아 햇빛에 빠르게 가열된다. 지구의 해풍과 유사하게, 토양의 열관성이 변하는 지역에서 아침과 저녁 바람이 발생한다. 저위도 지역에서는 해들리 순환이 일어나는데, 이는 지구의 무역풍과 비슷하지만, 그 속도는 화성에서 훨씬 느리다. 낙하풍은 차가운 공기가 경사면을 따라 내려오면서 발생하며, 화성에서는 지구보다 강하게 나타난다.

먼지 폭풍은 화성에서 흔하며, 국지적인 규모부터 행성 전체를 뒤덮는 규모까지 다양하다. 근일점 시기에 더 자주 발생하며, 화성의 온도와 물 순환에 큰 영향을 미친다. 먼지 악마 또한 자주 관찰되는 현상이다.

화성의 온도와 대기 순환은 매년 반복되는 경향을 보인다. 구름은 먼지 폭풍이나 드라이아이스, 물 얼음 등에 의해 형성되며, 특히 북극 지역에서는 매년 비슷한 시기에 고리형 구름이 나타난다.

메탄은 화성 대기에서 미량으로 발견되는데, 그 기원은 아직 명확하게 밝혀지지 않았다. 비생물학적 과정이나 메탄 생성 세균과 같은 미생물이 메탄 생성의 원인으로 추정된다.

5.1. 낮은 대기압

화성은 낮은 대기압으로 인해 액체 상태의 물이 존재하기 어렵다.

5.2. 바람

화성 표면은 열관성이 매우 낮아 햇빛이 비치면 빠르게 가열된다. 지구에서는 바다와 육지처럼 열관성이 급격히 변하는 지역에서 바람이 자주 발생한다. 화성에는 바다가 없지만, 토양의 열관성이 변하는 지역이 있어 지구의 해풍과 유사한 아침과 저녁 바람이 발생한다.

저위도 지역에서는 해들리 순환이 지배적인데, 이는 지구에서 무역풍을 생성하는 과정과 본질적으로 같다. 화성과 지구의 해들리 순환의 주요 차이점 중 하나는 전복 시간 척도로 측정되는 속도이다. 화성의 전복 시간 척도는 약 100 화성일인 반면 지구는 1년 이상이다.

낙하풍은 차가워진 밀도가 높은 공기가 중력에 의해 경사진 지형을 따라 가라앉고 가속되면서 생성되는 바람이다. 화성의 낙하풍은 지구보다 2~3배 더 강하며, 약한 주변풍, 경사진 지형, 표면 근처 온도 역전 또는 표면 및 대기의 방사 냉각이 있는 넓은 지역에서 발생한다. 낙하풍은 풍성 방법론과 열적 방법론 모두에서 북극관과 극지방 층상 퇴적물을 형성하는 데 중요한 역할을 했다. 또한 낙하풍의 가속도는 경사의 가파름에 따라 증가하며, 경사가 더 강할수록 대기 온난화가 발생한다.

낙하풍 도약 현상은 화성의 골짜기에서 흔히 발생하며, 구름 형성에 필요한 과포화 수증기를 형성하고 골짜기의 상류에서 하류로 얼음 이동을 가능하게 한다. 이러한 현상은 화성의 봄과 가을에 골짜기에서 가장 흔하게 관찰된다.

5.3. 먼지 폭풍

화성의 먼지 폭풍은 국지적인 규모에서부터 행성 전체를 뒤덮는 전 지구적인 규모까지 다양하게 발생한다. 1971년 마리너 9호가 화성에 도착했을 때 과학자들은 표면의 선명한 사진을 기대했지만, 한 달 동안 지속된 전 지구적인 먼지 폭풍을 관측하게 되었다. 이후 과학자들은 화성에서 먼지 폭풍이 꽤 흔하게 발생한다는 것을 알게 되었다. 제임스 B. 폴락 등은 마리너 9호의 데이터를 사용하여 1973년에 화성 먼지 폭풍의 메커니즘을 제안했다.

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화성의 먼지 폭풍 (착륙선과 로버의 위치)

먼지 폭풍은 근일점에서 가장 흔하게 발생하며, 이때 행성은 원일점보다 40% 더 많은 햇빛을 받는다. 1950년대부터의 관측 결과에 따르면 특정 화성 해에 전 지구적인 먼지 폭풍이 발생할 확률은 약 3분의 1이다.

화성 먼지 폭풍은 대기 중의 전기 현상을 유발할 수 있다고 생각된다. 먼지 입자는 지면이나 다른 입자와 충돌할 때 전기를 띠는 것으로 알려져 있다. 지구에서 실험 규모의 먼지 흐름과 실제 규모의 먼지 회오리에 대한 이론적, 계산적 및 실험적 분석 결과, 번개 현상을 포함한 자체 유도 전기는 먼지로 가득 찬 난류에서 흔히 발생하는 현상임을 보여준다. 화성에서는 대기압이 낮기 때문에 이러한 경향이 더욱 심화되어, 파괴에 필요한 전기장이 훨씬 낮아질 것이다. 그 결과, 중간 규모 및 거시 규모에서 먼지의 공기역학적 분리는 지면 위의 먼지 구름에서 국부적인 전기적 파괴를 일으킬 수 있을 정도로 쉽게 전하 분리를 발생시킬 수 있다. 그럼에도 불구하고, 태양계의 다른 행성과는 달리, 이러한 가설을 증명할 수 있는 화성 표면에서의 직접적인 측정은 존재하지 않는다.

5.3.1. 먼지 폭풍의 영향

화성의 먼지 폭풍은 헬라스 평원과 같은 곳에서 시작되어, 하루 만에 행성 전체를 뒤덮는 거대한 규모로 커질 수 있다. 2001년 6월, 허블 우주 망원경은 이러한 먼지 폭풍을 관측했는데, 이는 표면 온도를 낮추고 대기 온도를 30K나 높이는 결과를 가져왔다.

화성의 낮은 대기 밀도 때문에 먼지를 날리려면 18m/s에서 22m/s의 강한 바람이 필요하지만, 화성의 건조한 환경은 먼지가 지구보다 훨씬 오랫동안 대기 중에 머무르게 한다. 먼지 폭풍 이후 계절에는 밝은 먼지가 화성의 알베도를 높여 낮 기온이 평균보다 4K 낮아지기도 했다.

1971년 마리너 9호가 화성에 도착했을 때, 과학자들은 선명한 표면 사진을 기대했지만, 한 달 동안 지속된 거대한 먼지 폭풍을 마주하게 되었다. 이는 화성에서 흔히 발생하는 현상으로, 제임스 B. 폴락 등은 1973년에 마리너 9호의 데이터를 바탕으로 화성 먼지 폭풍의 메커니즘을 제안했다.

바이킹 우주선은 전 지구적 먼지 폭풍 동안 일주 온도 범위가 50°C에서 10°C로 급격히 줄고, 풍속은 17m/s에서 순간 최대 26m/s까지 증가하는 것을 관측했다.

2007년에는 행성 전체를 뒤덮은 먼지 폭풍이 태양광 발전으로 움직이는 스피릿과 오퍼튜니티 로버에 큰 위협을 가했다. 이로 인해 로버의 전력 생산량이 줄고, 대부분의 과학 실험이 중단되었다. 먼지 폭풍 이후 로버는 먼지 축적으로 인해 전력이 크게 감소했다.

2018년 5월 말부터 6월 중순까지 발생한 대규모 먼지 폭풍은 오퍼튜니티 로버가 겪었던 2007년 먼지 폭풍보다 더 강력했다. 2018년 6월 20일, NASA는 이 먼지 폭풍이 행성 전체를 완전히 뒤덮었다고 발표했다. 1950년대 이후 관측에 따르면, 특정 화성 해에 전 지구적인 먼지 폭풍이 발생할 확률은 약 3분의 1이다.

먼지 폭풍은 근일점에서 가장 자주 발생하는데, 이때 화성은 원일점보다 40% 더 많은 햇빛을 받는다. 원일점에서는 물 얼음 구름이 형성되어 먼지 입자와 상호 작용하며 온도에 영향을 준다.

최근 연구에 따르면, 먼지 폭풍은 화성의 물 손실에 큰 영향을 미친다. 화성 정찰 위성의 관측 결과, 화성 물 손실의 10%가 먼지 폭풍 때문일 수 있다는 사실이 밝혀졌다. 먼지 폭풍 동안 높은 고도에서 물 증기가 발견되었으며, 태양의 자외선이 물을 수소와 산소로 분해하여 수소가 우주로 탈출하게 된다. 물로부터의 원자 수소의 가장 최근 손실은 계절적 과정과 물을 직접 상층 대기로 수송하는 먼지 폭풍에 의해 주로 발생한 것으로 밝혀졌다.

화성의 먼지 폭풍은 대기 중 전기 현상을 유발할 수 있다. 먼지 입자는 지면이나 다른 입자와 충돌할 때 전기를 띠는 것으로 알려져 있다. 지구에서의 실험과 이론적 분석에 따르면, 먼지가 많은 난류에서는 번개를 포함한 자체 유도 전기가 흔하게 발생한다. 화성의 낮은 대기압은 이러한 경향을 더욱 심화시켜, 국부적인 전기적 파괴를 일으킬 수 있다. 그러나, 이러한 가설을 증명할 수 있는 화성 표면에서의 직접적인 측정은 아직 존재하지 않는다.

5.3.2. 먼지 악마

화성 표면은 열관성이 매우 낮아 햇빛이 비치면 빠르게 가열된다. 극지방을 제외한 일반적인 일일 온도 변화는 약 100K 정도이다. 지구에서는 열관성이 갑자기 변하는 지역(예: 바다에서 육지로 변하는 지역)에서 바람이 자주 발생한다. 화성에는 바다가 없지만, 토양의 열관성이 변하는 지역이 있어 지구의 해풍과 유사한 아침과 저녁의 바람이 발생한다.

5.4. 구름

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화성의 온도와 대기 순환은 매 화성년마다 변화한다. 1999년 3월부터 2.5 화성년에 걸쳐 화성 궤도 카메라 데이터를 통해 화성 날씨는 지구보다 더 반복적이고 예측 가능하다는 것이 밝혀졌다. 어떤 사건이 특정 연중 시기에 한 해에 발생하면, 다음 해 거의 같은 위치에서 일주일 정도의 오차로 반복될 가능성이 꽤 높다.

2008년 9월 29일, 피닉스 착륙선은 하임달 크레이터 근처 착륙 지점 상공 4.5km에서 구름으로부터 눈이 내리는 것을 감지했다. 강수는 땅에 닿기 전에 증발했는데, 이는 버가 현상으로 알려져 있다.

화성 먼지 폭풍은 구름이 형성될 수 있는 대기 중의 미세 입자를 휘저을 수 있다. 이러한 구름은 최대 100km까지 행성 상공에서 매우 높이 형성될 수 있다. 화성 먼지 폭풍 외에도, 구름은 드라이아이스 형성이나 물과 얼음의 결과로 자연적으로 형성될 수 있다. 또한, 구름의 모든 입자가 동시에 형성되어 놀라운 무지개빛 구름을 생성할 때 드물게 "진주 모" 구름이 형성된다. 마리너 4호가 보낸 화성의 첫 번째 이미지는 화성 상층 대기에서 보이는 구름을 보여주었다. 구름은 매우 희미하며 밤하늘의 어둠에 반사되는 햇빛을 통해서만 볼 수 있다. 그런 점에서 지구상의 야광운이라고도 알려진 중간권 구름과 유사하며, 지구 상공 약 80km에서 발생한다.

다른 반복적인 현상으로는 먼지 폭풍과 먼지 악마가 있다.

5.4.1. 북극 고리형 구름

매 화성년마다 화성 북극 지역에는 동일한 크기의 도넛 모양 구름이 나타난다. 이 구름은 아침에 형성되어 오후 무렵에 소멸된다. 바깥 지름은 약 1600km이며, 안쪽 구멍의 지름은 320km이다. 물 얼음으로 구성된 것으로 추정되는 이 구름은, 일반적인 먼지 폭풍과는 달리 흰색을 띤다.

이 구름은 허리케인과 유사한 사이클론성 폭풍처럼 보이지만 회전하지 않는다. 북반구 여름철 고위도에서 나타나는데, 이는 북극 부근의 독특한 기후 조건 때문으로 추정된다. 사이클론과 같은 폭풍은 바이킹 궤도 맵핑 프로그램에서 처음 감지되었지만, 북극 고리형 구름은 이보다 거의 3배나 더 크다. 이 구름은 허블 망원경과 화성 궤도 탐사선을 포함한 다양한 탐사선과 망원경에 의해 감지되었다.

5.5. 메탄의 존재

메탄(CH₄)은 현재 화성의 산화 대기에서는 화학적으로 불안정하여, 태양으로부터의 자외선 복사 및 다른 기체와의 화학 반응으로 인해 빠르게 분해된다. 따라서 대기 중에 메탄이 지속적으로 존재한다는 것은 기체를 계속 보충하는 공급원이 있다는 것을 뜻한다.

2003년 NASA 고다드 우주 비행 센터의 한 팀은 화성 대기에서 10억 분의 1(ppb) 수준의 미량의 메탄을 처음 보고했다. 2003년과 2006년에 측정된 값들 사이에는 큰 차이가 있었는데, 이는 메탄이 국지적으로 농축되었고 계절에 따라 변동함을 시사한다. 2014년, NASA는 큐리오시티 로버가 2013년 말과 2014년 초에 주변 대기에서 메탄이 10배 '급증'한 것을 감지했다고 보고했다. 두 달에 걸쳐 수행된 네 번의 측정값은 평균 7.2 ppb였으며, 이는 화성이 알 수 없는 출처에서 간헐적으로 메탄을 생성하거나 방출하고 있음을 의미한다. 그 전과 후에는 수치가 그 수준의 약 10분의 1로 평균을 보였다. 2018년 6월 7일, NASA는 대기 중 메탄의 배경 수준에 주기적인 계절적 변화가 있음을 발표했다.

화성 메탄의 기원에 대한 주요 후보는 물-암석 반응, 물의 방사선 분해, 황철석 형성과 같은 비생물학적 과정이며, 이들은 모두 H₂를 생성하여 피셔-트롭슈 공정을 통해 CO 및 CO₂와 함께 메탄 및 기타 탄화수소를 생성할 수 있다. 또한 메탄은 화성에서 흔한 것으로 알려진 광물인 감람석과 물, 이산화탄소를 포함하는 과정을 통해서도 생성될 수 있다.

미생물(microorganism)인 메탄 생성 세균(methanogen)과 같은 살아있는 유기체도 또 다른 가능한 출처이지만, 화성에서 이러한 유기체의 존재에 대한 증거는 발견되지 않았다.

6. 산

화성의 폭풍은 화성의 거대한 산맥에 의해 상당한 영향을 받는다. 올림푸스 몬스와 같은 개별 산(26km)은 국지적인 기상에 영향을 줄 수 있지만, 더 큰 기상 효과는 타르시스 지역에 있는 더 큰 화산군에 기인한다.

산과 관련된 독특하고 반복적인 기상 현상 중 하나는 아르시아 몬스 상공에 형성되는 나선형 먼지 구름이다. 아르시아 몬스 상공의 나선형 먼지 구름은 화산 위로 15km에서 30km까지 솟아오를 수 있다. 구름은 화성 연중 아르시아 몬스 주변에 존재하며, 늦여름에 최고조에 달한다.

산을 둘러싼 구름은 계절별 변동성을 보인다. 올림푸스 몬스와 아스크라에우스 몬스의 구름은 북반구의 봄과 여름에 나타나 늦봄에 각각 약 900000km²와 1000000km²의 최대 면적에 도달한다. 알바 파테라와 파보니스 몬스 주변의 구름은 늦여름에 추가로 작은 최고치를 보인다. 겨울에는 구름이 거의 관찰되지 않았다. 화성 일반 순환 모델의 예측은 이러한 관측 결과와 일치한다.

7. 극관

화성은 북극과 남극에 주로 물 얼음으로 구성된 극지방 빙하를 가지고 있으며, 표면에는 고체 이산화탄소(드라이아이스)도 존재한다. 드라이아이스는 북극 지역(플라눔 보레움)에 겨울에만 축적되어 여름에 완전히 승화하는 반면, 남극 지역은 최대 8m 두께의 영구적인 드라이아이스 덮개를 추가로 가지고 있다. 이러한 차이는 남극의 더 높은 고도 때문이다.

대기의 상당 부분이 겨울 극지방에서 응축될 수 있으며, 대기압은 평균값의 1/3까지 변동할 수 있다. 이러한 응축과 증발은 대기 중 비응축성 기체의 비율을 반비례적으로 변화시킨다. 화성 궤도의 이심률은 이러한 주기뿐만 아니라 다른 요인에도 영향을 미친다. 봄과 가을에는 이산화탄소 승화 과정으로 인한 바람이 매우 강해서 전 지구적 먼지 폭풍의 원인이 될 수 있다.

북극 빙하의 지름은 북반구의 화성 여름 동안 약 1000km이며, 얼음 부피는 약 160만 ㎦로, 빙상에 균등하게 펼쳐지면 두께가 2km가 된다. (이는 그린란드 빙상의 285만 ㎦와 비교된다.) 남극 빙하의 지름은 350km이고 최대 두께는 3km이다. 두 극지방 빙하는 나선형 홈을 보이는데, 이는 차등적인 태양열 가열, 얼음의 승화 및 수증기 응축이 결합되어 형성된 것으로 생각되었다. SHARAD에서 얻은 얼음 관통 레이더 데이터의 최근 분석 결과, 나선형 홈은 고밀도 카타바틱 풍이 극지방 고지대에서 내려와 얼음을 운반하고 큰 파장의 지형을 만드는 독특한 상황에서 형성된다는 것을 보여주었다. 나선형 모양은 코리올리 효과에 의한 바람의 작용에서 비롯된다. 홈은 두 빙하 모두에서 형성된 것이 아니라, 빙하의 3/4이 자리를 잡은 후인 240만 년에서 50만 년 사이에 형성되기 시작했다. 이는 기후 변화가 그들의 시작을 허용했음을 시사한다.

남반구 봄 동안, 남극의 드라이아이스 퇴적물에 대한 태양열 가열은 반투명 얼음 표면 아래 어두운 기질에 의한 방사선 흡수에 의해 따뜻해지면서, 압력을 받은 CO₂ 가스가 축적되도록 한다. 필요한 압력에 도달한 후, 가스는 간헐천과 같은 기둥 형태로 얼음을 뚫고 분출한다. 분출은 직접 관찰되지 않았지만, "어두운 모래 언덕 반점"과 더 밝은 부채 모양의 모습, 그리고 가스가 밖으로 쏟아져 나오면서 얼음 아래에 만들어진 거미 모양의 홈 패턴의 형태로 증거를 남긴다. (화성의 간헐천 참조.) 트리톤에서 Voyager 2에 의해 관찰된 질소 가스의 분출은 유사한 메커니즘에 의해 발생한다고 생각된다.

두 극지방 빙하는 현재 축적되고 있으며, ~40만 년 및 ~400만 년의 시간 척도에서 예측된 밀란코비치 순환을 확인하고 있다. 화성 정찰 궤도선 SHARAD의 탐사에 따르면 총 빙하 성장률은 ~0.24 km³/년이다. 이 중 92%, 즉 ~0.86mm/년이 북쪽으로 이동하는데, 이는 화성의 오프셋된 Hadley circulation이 북쪽으로 휘발성 물질을 펌프질하는 비선형 펌프로 작용하기 때문이다.

7.1. 극관의 변화

화성 남극( 플라눔 오스트랄레 )의 얼어붙은 이산화탄소 층에서는 구덩이들이 발견되었는데, 이 구덩이들은 독특한 모양과 방향 때문에 스위스 치즈 지형으로 알려지게 되었다. 1999년 화성 탐사선이 이 구덩이들을 처음 촬영했고, 2001년에 다시 촬영했을 때 1 화성년 동안 약 3m 정도 더 커진 것을 확인했다.

이러한 현상은 드라이아이스 층이 승화하면서 아래에 있던 물 얼음 층이 노출되어 발생한다. 최근 관측에 따르면 화성 남극의 얼음은 계속해서 승화하고 있으며, 얼음의 구덩이는 매 화성년마다 약 3m씩 커지고 있다. 미국 항공우주국(NASA)은 이를 화성에서 "기후 변화가 진행 중"이라는 증거로 제시했다.

8. 태양풍

화성은 약 40억 년 전에 대부분의 자기장을 잃었다. 그 결과, 태양풍과 우주 방사선이 화성의 전리층과 직접적으로 상호 작용한다. 이는 태양풍의 작용으로 대기 외층의 원자를 끊임없이 대기 박리함으로써 대기를 그렇지 않을 때보다 더 얇게 유지한다. 화성의 역사적인 대기 손실의 대부분은 이 태양풍 효과로 거슬러 올라갈 수 있다. 현재 이론은 태양풍이 약해졌으며, 따라서 오늘날의 대기 박리 효과는 과거 태양풍이 더 강했을 때보다 훨씬 적다고 가정한다.

9. 계절

화성은 지구처럼 자전축 기울기 때문에 계절이 나타나지만, 궤도 이심률이 커 계절별 기온차가 크다.

9.1. 계절 변화

화성은 25.2°의 자전축 기울기를 가지고 있어 지구처럼 계절이 나타난다. 화성의 궤도 이심률은 0.1로, 지구(약 0.02)보다 훨씬 크다. 이 큰 이심률은 화성이 태양을 공전할 때 일사량 변화를 일으킨다. 화성의 1년은 687일(지구의 약 2년)이다. 지구처럼 화성의 황경이 계절을 결정하지만, 큰 이심률 때문에 남반구의 겨울은 길고 추우며, 북반구의 겨울은 짧고 상대적으로 따뜻하다.

과거 화성의 궤도 기울기가 현재와 매우 달랐을 때 얼음이 축적된 것으로 보인다. 화성 자전축은 시간에 따라 각도가 변하는 "흔들림"이 심하다. 수백만 년 전, 화성 축의 기울기는 현재의 25°가 아닌 45°였다. 이 기울기는 두 개의 작은 위성이 안정화시키지 못해 크게 변동한다.

화성의 많은 특징, 특히 이스메니우스 라쿠스 사변형에는 다량의 얼음이 있는 것으로 추정된다. 얼음의 기원에 대한 유력한 모델은 행성 회전축의 큰 변화로 인한 기후 변화이다. 어떤 시기에는 기울기가 80°를 넘기도 했다. 이러한 기울기의 큰 변화는 화성의 많은 얼음이 풍부한 특징을 설명해준다.

연구에 따르면 화성의 기울기가 45°가 되면 극지방에서 얼음이 더 이상 안정적이지 않다. 이 높은 기울기에서 고체 이산화탄소(드라이아이스)가 승화하여 대기압이 증가하고, 더 많은 먼지가 대기 중에 유지된다. 대기 중의 수분은 눈이나 먼지 입자에 얼어붙은 얼음으로 내린다. 계산에 따르면 이 물질은 중간 위도에 집중된다. 화성 대기의 일반 순환 모델은 얼음이 풍부한 특징이 발견되는 곳에 얼음이 풍부한 먼지가 축적될 것으로 예측한다.

기울기가 낮아지면 얼음이 승화하여 먼지 잔류물을 남긴다. 잔류물 퇴적물은 기반 물질을 덮어 각 높은 기울기 주기마다 얼음이 풍부한 맨틀이 남는다. 매끄러운 표면 맨틀층은 비교적 최근의 물질만을 나타낸다.

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사경과 이심률의 정렬에서 세차 운동은 170,000년 주기로 지구 온난화 및 냉각('대' 여름 및 겨울)을 일으킨다.

지구처럼 화성의 황경은 주기적인 변화를 겪으며 기후에 장기적인 변화를 가져온다. 화성은 큰 달의 안정화 효과가 없어 이러한 영향이 더 뚜렷하다. 황경은 최대 45°까지 변할 수 있다. 자크 라스카르(Jacques Laskar)는 이러한 주기적인 기후 변화의 영향이 화성 북극의 얼음 층상 구조에서 나타날 수 있다고 주장한다. 현재 연구에 따르면 화성은 100,000년 이상 지속된 따뜻한 간빙기에 있다.

화성 궤도 탐사선이 4 화성년을 관찰한 결과, 화성의 날씨는 해마다 비슷하며, 모든 차이점은 화성에 도달하는 태양 에너지의 변화와 직접 관련이 있다. 과학자들은 비글 2의 착륙 동안 발생할 먼지 폭풍을 정확하게 예측했다. 지역 먼지 폭풍은 먼지가 존재하는 곳과 밀접한 관련이 있다.

10. 최근 기후 변화의 증거

지난 몇 년간 화성의 남극(플라눔 오스트랄레) 주변에서 지역적인 변화가 있었다. 1999년 화성 탐사선은 화성 남극의 얼어붙은 이산화탄소 층에서 구덩이를 촬영했다. 이 구덩이는 독특한 모양과 방향 때문에 스위스 치즈 지형으로 알려졌다. 2001년, 탐사선은 같은 구덩이를 다시 촬영했고, 1 화성년 동안 약 3m 정도 커졌음을 발견했다. 이는 드라이아이스 층이 승화하면서 불활성 물 얼음 층이 노출되었기 때문이다. 최근 관측에 따르면 화성 남극의 얼음은 계속 승화하고 있다.

얼음 구덩이는 매 화성년마다 약 3m씩 커지고 있다. 말린은 현재 화성 환경이 새로운 얼음 형성에 적합하지 않다고 언급했다. 미국 항공우주국(NASA) 보도 자료는 화성에서 "기후 변화가 진행 중"이라고 밝혔다. 연구자들은 마리너 9호와 화성 탐사선 임무 사이에 약간의 드라이아이스가 퇴적되었을 가능성이 있다고 추측했다. 현재 손실 속도라면, 오늘날의 퇴적물은 100년 안에 사라질 수 있다.

행성의 다른 지역, 즉 저위도 지역에서는 현재 기후 조건에서 예상되는 것보다 더 많은 물 얼음이 발견된다. 2003년, NASA 제트 추진 연구소(Jet Propulsion Laboratory)의 임무 책임자인 제프리 플라우트는 화성 오디세이(Mars Odyssey)가 "화성에서 최근의 지구 기후 변화를 보여주는 징후를 제공하고 있다"고 동료 검토를 거치지 않은 논문에서 말했다.

11. 기후 변화 원인 이론

최근 화성의 극지방에서 관측되는 변화를 바탕으로 몇 가지 기후 변화 원인 이론이 제시되고 있다. 남극 주변에서는 지역적인 변화가 나타나고 있는데, 1999년 화성 탐사선이 촬영한 얼어붙은 이산화탄소 층의 구덩이들은 독특한 모양과 방향 때문에 스위스 치즈 지형으로 알려져 있다. 2001년 재촬영 결과, 이 구덩이들은 1 화성년 동안 약 3m 정도 커진 것으로 확인되었다. 이는 드라이아이스 층의 승화로 인해 불활성 물 얼음 층이 노출되면서 발생하는 현상이다. 최근 관측에 따르면 화성 남극의 얼음은 계속해서 승화하고 있으며, 얼음 구덩이는 매 화성년마다 약 3m씩 커지고 있다.

미국 항공우주국(NASA)은 화성에서 "기후 변화가 진행 중"이라고 발표했다. 마리너 9호와 화성 탐사선 임무 사이에 약간의 드라이아이스가 퇴적되었을 가능성이 제기되었으나, 현재의 손실 속도라면 100년 안에 사라질 수 있다. Colaprete 등은 화성 일반 순환 모델을 통해 화성 남극 주변의 지역 기후가 불안정한 시기에 있을 수 있음을 시뮬레이션으로 확인했다. 이러한 불안정성은 지역 지형에 기인하며, 극지 얼음의 승화는 전 지구적 현상이 아닌 지역적 현상일 수 있다는 추측이 제기되었다.

11.1. 극지방 변화

지난 몇 년간 화성의 남극(플라눔 오스트랄레) 주변에서 지역적인 변화가 있었다. 1999년 화성 탐사선은 화성 남극의 얼어붙은 이산화탄소 층에서 구덩이를 촬영했는데, 독특한 모양과 방향 때문에 스위스 치즈 지형으로 알려지게 되었다. 2001년 탐사선은 동일한 구덩이를 다시 촬영했고, 1 화성년 동안 약 3m 정도 더 커졌음을 발견했다. 이러한 특징은 드라이아이스 층의 승화로 인해 불활성 물 얼음 층이 노출되면서 발생한다. 최근 관측 결과에 따르면 화성 남극의 얼음은 계속해서 승화하고 있다. 얼음의 구덩이는 매 화성년마다 약 3m씩 계속해서 커지고 있다.

미국 항공우주국(NASA) 보도 자료에 따르면, 화성에서 "기후 변화가 진행 중"이다. 연구자들은 마리너 9호와 화성 탐사선 임무 사이에 약간의 드라이아이스가 퇴적되었을 가능성이 있다고 추측했다. 현재 손실 속도로 볼 때, 오늘날의 퇴적물은 100년 안에 사라질 수 있다.

Colaprete 등은 화성 일반 순환 모델을 사용하여 화성 남극 주변의 지역 기후가 현재 불안정한 시기에 있을 수 있다는 시뮬레이션을 수행했다. 시뮬레이션된 불안정성은 지역의 지형에 기인하며, 연구자들은 극지 얼음의 승화가 전 지구적 현상이 아닌 지역적 현상일 것이라고 추측했다.

12. 거주 가능성

현재 화성은 인간이 거주하기 어렵지만, 많은 사람들은 화성 테라포밍을 통해 기후를 변화시켜 인간에게 더 거주 가능하게 만들 수 있다고 제안해 왔다. 특히, 일론 머스크는 화성에 핵무기를 얼음 덮개에 폭발시켜 수증기와 이산화 탄소를 방출하여 행성을 상당히 따뜻하게 만들어 인간이 거주할 수 있게 할 수 있다고 제안했다.

13. 기후대

육상 기후대는 처음에는 블라디미르 쾨펜에 의해 식물 그룹의 분포를 기반으로 정의되었다. 기후 분류는 온도와 강수량을 기반으로 하며, 온도와 강수량의 계절적 분포 차이에 따라 세분화된다. 고산지대와 같은 지역 외 기후를 위한 별도의 그룹도 존재한다. 화성에는 식물도 강수량도 없으므로, 모든 기후 분류는 온도만을 기반으로 할 수 있다. 시스템의 추가적인 개선은 먼지 분포, 수증기 함량, 눈의 발생을 기반으로 할 수 있다. 태양 기후대 또한 화성에서 쉽게 정의할 수 있다.

14. 현재 임무

2001 화성 오디세이는 현재 화성 궤도를 돌며 TES 장비를 이용하여 전 지구적인 대기 온도 측정을 수행하고 있다. 화성 정찰 궤도선은 현재 궤도에서 일상적인 날씨 및 기후 관련 관측을 수행하고 있으며, 이 궤도선의 장비 중 하나인 화성 기후 사운더는 기후 관측 작업을 위해 특화되었다.

MSL은 2011년 11월에 발사되어 2012년 8월 6일에 화성에 착륙했다. MAVEN, 망갈리안, TGO 등의 궤도선은 현재 화성 궤도를 돌며 대기를 연구하고 있다.

큐리오시티 로버 – 온도, 기압, 습도 (게일 크레이터 위치) (2012년 8월 – 2013년 2월)

* [https://web.archive.org/web/20130621012418/http://cab.inta-csic.es/rems/marsweather.html 화성의 현재 날씨 보고서] - 큐리오시티 로버
* [https://mars.nasa.gov/insight/weather/ 화성의 현재 날씨 보고서] - 인사이트 착륙선