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화성의 대기

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목차

1. 개요

화성의 대기는 주로 이산화 탄소로 구성되어 있으며, 과거에는 현재보다 더 짙고 따뜻하여 액체 상태의 물이 존재했을 것으로 추정된다. 현재 화성 대기는 얇고 차가우며, 낮은 중력으로 인해 대기 탈출이 일어나고 있다. 화성 대기에는 메탄, 수증기, 아르곤, 질소 등 다양한 기체들이 미량 존재하며, 먼지 폭풍이 빈번하게 발생한다. 퍼서비어런스 로버를 통해 화성의 음향 환경에 대한 연구가 진행되었으며, 대기 중 이산화 탄소는 로켓 연료 생산 등에 활용될 수 있다.

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화성의 대기
화성 대기
화성과 얇은 대기의 이미지, 에미리트 마스 미션 촬영
일반 정보
평균 표면 압력610 Pa (0.088 psi, 4.6 mmHg, 0.0060 atm)
질량2.5x1016 kg
구성 성분
이산화 탄소95%
질소2.8%
아르곤2%
산소0.174%
일산화 탄소0.0747%
수증기0.03% (변동)
기타 정보
대기 높이약
표면 온도 범위() ~ ()
온도 변화최대 , 최저
극지방 겨울 온도약
여름 낮 온도약

2. 역사적 배경

화성은 수십억 년 전에 광대한 바다가 있었을 가능성이 있다는 증거가 발견되면서, 화성의 대기가 시간이 지남에 따라 변화해 왔다는 추측이 가능하다.[217] 현재 화성의 대기압은 낮은 지대에서는 물의 삼중점(611 Pa)을 넘지만, 고지대에서는 물이 고체 또는 기체로만 존재할 수 있다. 또한, 현재 화성 표면의 연평균 기온은 210K 이하로, 물이 액체로 존재하기 위해 필요한 온도보다 훨씬 낮다. 그러나 화성의 역사 초기에는 표면에 액체 상태의 물을 유지할 수 있는 조건이 있었다고 여겨진다.

한때 짙었던 화성의 대기가 희박해진 주요 원인으로는 다음이 거론된다.


  • 화성의 자기장이 불안정하여 태양풍에 의해 서서히 침식되었다.[218]
  • 대기의 대부분을 날려버릴 정도의 큰 천체의 충돌이 있었다.[219]
  • 화성의 작은 질량 때문에 우주 공간으로 도망쳤다.[220]


특히 화성의 자기장 약화는 태양풍에 의한 대기 침식을 가속화하여 대기 손실에 큰 영향을 미쳤을 것으로 보인다.

2. 1. 초기 역사

현대 화성 대기에서 가벼운 안정 동위원소가 고갈된 현상은 화성 대기가 질량 선택적 과정을 거쳐 변화했음을 보여준다. 과학자들은 과거 화성 대기의 상태를 재구성하기 위해 이러한 동위원소 조성을 측정한다.[29][30][31]

화성 대기 중 서로 다른 물질의 동위원소 비율
동위원소 비율화성지구화성 / 지구
D / H영어 (in H2O)9.3 ± 1.7 10−4영어[22][5]1.56 10−4영어[23]~6
12C / 13C영어85.1 ± 0.3영어[22][5]89.9[24]0.95
14N / 15N영어173 ± 9영어[22][25][5]272[23]0.64
16O / 18O영어476 ± 4.0영어[22][5]499[24]0.95
36Ar / 38Ar영어4.2 ± 0.1영어[26]5.305 ± 0.008영어[27]0.79
40Ar / 36Ar영어1900 ± 300영어[87]298.56 ± 0.31영어[27]~6
C / 84Kr영어(4.4–6) × 106영어[28][5]4 × 107영어[28][5]~0.1
129Xe / 132Xe영어2.5221 ± 0.0063영어[125]0.97영어~2.5



화성과 지구는 탄소 동위원소(12C / 13C) 및 산소 동위원소(16O / 18O) 비율이 유사하지만, 화성 대기에는 질소 동위원소(14N)가 매우 부족하다. 이는 광화학적 탈출 과정으로 인한 질소 손실을 시사하며, 초기 질소 분압이 최대 30 hPa였을 수 있다는 추정도 있다.[83][32]

초기 화성의 유체역학적 탈출은 아르곤과 제논의 동위원소 분별 현상을 설명할 수 있다. 현대 화성 대기는 이 두 희가스를 우주로 누출시키지 않지만, 과거 높은 수소 농도와 극자외선 플럭스가 유체역학적 유출을 유발하여 무거운 기체를 끌어낼 수 있었다.[33][34][5] 유체역학적 탈출은 탄소 손실에도 기여했으며, 모델에 따르면 100만~1,000만 년 동안 1bar의 CO2를 잃을 수 있었다.[35] MAVEN 궤도선의 관측 결과, 스퍼터링 탈출이 화성 야간 측에서 무거운 기체의 탈출에 중요하며, 아르곤의 65% 손실에 기여했을 수 있다.[36][59][30]

화성은 낮은 탈출 속도로 인해 충돌 침식에 취약하다. 초기 모델은 후기 대폭격 시대 말까지 초기 대기의 99%를 잃었을 수 있음을 시사한다.[37] 탄소 풍부성 측면에서 화성의 C / 84Kr 비율은 지구와 금성의 10%에 불과하며, 이는 초기 화성 대기 중 CO2 질량이 현재보다 10배 더 높았어야 함을 의미한다.[38] 방사성 40Ar이 초기 36Ar보다 크게 농축된 것 또한 충돌 침식 이론과 일치한다.[5]

수소 탈출로 손실된 물의 양을 추정하기 위해 중수소 농축을 조사한 결과, 화성 역사에서 12m에서 30m 이상의 전구역 상당 층의 물이 손실되었다.[39]

초기 화성에 액체 상태의 물이 존재하려면 훨씬 강력한 온실 효과가 필요했을 것으로 보인다. 칼 세이건은 1bar H2 대기가 충분한 온난화를 생성할 수 있다고 제안했다.[40] 수소는 환원된 초기 화성 맨틀에서 격렬한 가스 방출로 생성될 수 있으며, CO2와 수증기의 존재는 필요한 H2 양을 낮출 수 있다.[41] 그러나 높은 수준의 H2를 유지하는 것은 어렵다는 연구 결과도 있다.[42] 이산화 황(SO2) 또한 온실 기체로 제안되었으나,[43][44][45] 높은 용해도, 황산 에어로졸 형성, 표면 침착 등으로 인해 장기적인 축적이 어려워 잠재적 온난화 효과가 감소한다는 주장도 있다.[5]

화성의 대기는 수십억 년 전 광대한 바다가 있었을 가능성을 시사하는 증거로 볼 때, 시간이 지남에 따라 변화해 왔다.[217] 현재 화성의 대기압은 낮은 지대의 물에서 삼중점(611 Pa)을 넘지만, 고지대에서는 물이 고체 또는 기체로만 존재할 수 있다. 또한, 현재 화성 표면의 연평균 기온은 210K 이하로, 물이 액체로 존재하기 위해 필요한 온도보다 훨씬 낮다. 그러나 화성의 역사 초기에는 표면에 액체 상태의 물을 유지할 수 있는 조건이 있었다고 여겨진다.

한때 짙었던 화성의 대기가 고갈된 이유로는 다음과 같은 것들이 고려되고 있다.


  • 화성의 자기장이 불안정하여 태양풍에 의해 서서히 침식되었다.[218]
  • 대기의 대부분을 날려버릴 정도의 큰 천체의 충돌이 있었다.[219]
  • 화성의 작은 질량 때문에 우주 공간으로 도망쳤다.[220]

2. 2. 현대 화성의 대기 탈출

낮은 중력에도 불구하고, 진 탈출은 외기권계면에서의 비교적 낮은 온도로 인해 현대 화성 대기에서는 효율적이지 않아, 화성에서 수소 탈출만 설명할 수 있다. 산소, 탄소, 질소의 관찰된 탈출을 설명하기 위해서는 다른 비열적 과정이 필요하다.[46][47]

분자 수소(H2)는 대기 하층에서 H2O나 다른 수소 함유 화합물이 해리되어 생성된 후 외기권으로 확산된다. 외기권에서 H2는 수소 원자로 분해되고, 충분한 열 에너지를 가진 원자는 화성의 중력을 벗어날 수 있다(진 탈출). 원자 수소의 탈출은 다양한 궤도선에 탑재된 자외선 분광계로 확인된다. 대부분의 연구는 화성에서 수소 탈출이 확산 제한에 가깝다고 제시했지만, 최근 연구는 탈출 속도가 먼지 폭풍에 의해 조절되며 계절성이 크다는 것을 보여준다. 추정되는 수소 탈출 플럭스는 107 cm−2 s−1에서 109 cm−2 s−1 사이이다.[51]

이온층에서 CO2와 CO의 광화학 반응은 각각 CO2+와 CO+ 이온을 생성한다. 이온과 전자는 재결합하여 전자적으로 중성인 생성물을 만든다. 생성물은 이온과 전자 사이의 쿨롱 인력으로 인해 추가적인 운동 에너지를 얻는다. 이 과정을 해리 재결합이라고 한다. 해리 재결합은 화성의 탈출 속도보다 빠르게 이동하는 탄소 원자를 생성할 수 있으며, 위로 이동하는 탄소 원자는 화성 대기를 탈출할 수 있다. 일산화탄소의 자외선 광분해도 화성에서 탄소 탈출의 또 다른 중요한 메커니즘이다.[53] 기타 잠재적으로 중요한 메커니즘으로는 CO2의 스퍼터링 탈출과 빠른 산소 원자와의 탄소 충돌이 있다.[5] 추정된 전체 탄소 탈출 플럭스는 약 0.6 × 107 cm−2 s−1 ~ 2.2 × 107 cm−2 s−1이며 태양 활동에 크게 의존한다.[54][5]

탄소와 마찬가지로, N2+의 해리 재결합은 화성의 질소 이탈에 중요하다.[55][56] 다른 광화학적 이탈 메커니즘도 중요한 역할을 한다.[55][57] 질소 이탈 속도는 원자 질량과 태양 활동에 매우 민감하다. 전체 추정 14N의 이탈 속도는 4.8 × 105 cm−2 s−1이다.[55]

이산 재결합 반응은 CO2+와 O2+를 생성하며, 여기서 생성된 CO2+ 반응은 산소 원자가 충분히 빠르게 탈출할 수 있도록 한다. 그러나 관측 결과는 화성 외기권에 이산 재결합 메커니즘이 예측하는 만큼의 빠른 산소 원자가 충분하지 않다는 것을 보여준다.[58][59] 산소 탈출 속도에 대한 모델 추정치는 수소 탈출 속도보다 10배 이상 낮을 수 있음을 시사했다.[54][60] 이온 포획 및 스퍼터링이 산소 탈출의 대체 메커니즘으로 제안되었지만, 이 모델은 현재 이들이 이산 재결합보다 덜 중요하다고 시사한다.[61]



태양풍과 성간 자기장이 화성의 전도성 전리층과 상호 작용하여 전자기력을 유도하는데, 이는 MAVEN을 사용하여 상세하게 조사 및 연구되었다.[63] 이러한 힘은 전리층 물질을 높은 고도로 밀어 올릴 수 있으며, 여기서 태양풍은 이들을 행성 밖으로 쓸어내어 전 지구적 규모의 이온 유출을 초래한다. 하지만, 이는 화성의 생애 동안의 대기 및 전리층 손실을 설명하기에는 충분하지 않다.[64]

3. 구조

화성의 대기는 다음과 같은 구조로 나눌 수 있다.[4]


  • 외기권: 고도 약 200 km부터 시작되며, 우주 공간의 진공과 뚜렷한 경계 없이 점차 섞여 들어간다.
  • 대기 상층부 (열권): 태양광에 직접 가열되어 매우 온도가 높은 대기층이다.
  • 대기 중층부: 화성에 존재하는 제트 기류가 부는 층이다.
  • 대기 하층부: 떠다니는 먼지와 지열의 영향을 받는 비교적 따뜻한 구역이다.


화성 대기의 수직 구조[128][129]
층고도 (km)특징
대류권≈ 0–40대부분의 기상 현상 (대류, 먼지 폭풍 등) 발생. 지표면 가열 및 부유 먼지량에 큰 영향.
중간권≈ 40–100온도가 가장 낮은 층. CO2는 열을 우주로 복사하여 냉각제 역할.
열권≈ 100–230극자외선 가열에 의해 제어. 고도에 따라 온도 증가, 계절에 따라 변화.
외기권≈ 230–점차 행성간 공간과 합쳐짐.



화성 착륙선의 진입 프로브에서 얻은 온도 프로파일과 겹쳐 표시된 화성 대기의 수직 구조. 데이터 출처: NASA Planetary Data System


태양풍은 화성 상층 대기에서 우주로 이온을 가속화한다 (동영상 (01:13); 2015년 11월 5일)

4. 구성

화성 대기는 지구 대기와 비교했을 때 매우 희박하며, 주성분은 이산화 탄소이다. 이산화 탄소는 전체 대기의 약 94.9%를 차지한다.[2] 그 외에도 아르곤(Ar), 질소(N2), 산소(O2), 일산화 탄소(CO), 수증기(H2O), 메탄(CH4) 등 다양한 기체들이 미량 포함되어 있다.

화성 대기의 구성을 나타낸 그래프.


화성 대기의 조성은 오랜 시간에 걸쳐 변화해왔다. 과거에는 더 두껍고 따뜻하며 습한 대기가 존재했을 것으로 추정되며, 이는 액체 상태의 물이 존재했다는 증거를 통해 뒷받침된다.[46][47] 낮은 중력에도 불구하고, 현재 화성 대기에서 진 탈출은 효율적이지 않다. 이는 화성에서 수소의 탈출만을 설명할 수 있으며, 산소, 탄소, 질소의 탈출은 다른 비열적 과정을 통해 설명해야 한다.

지구, 금성, 화성 대기 중 이산화탄소, 질소, 아르곤의 함량 비교


화성 대기 중 이산화 탄소의 농도는 높지만, 온실 효과는 약하다(약 5 °C). 이는 수증기 농도가 낮고 대기압이 낮기 때문이다. 낮은 대기압에서는 온실 가스가 적외선을 효과적으로 흡수하기 어렵다.[76][77]

화성 대기에는 다음과 같은 주요 기체들이 포함되어 있다.

  • 이산화 탄소 (CO2): 대기의 주성분으로, 약 94.9%를 차지한다.[2]
  • 질소 (N2): 두 번째로 풍부한 기체로, 약 2.6%를 차지한다.[2]
  • 아르곤 (Ar): 세 번째로 풍부한 기체로, 약 1.9%를 차지한다.[2]
  • 산소 (O2): 약 0.174%를 차지한다.[2]
  • 일산화 탄소 (CO): 약 0.0747%를 차지한다.[2]


그 외에도 물(수증기), 메탄, 이산화 황(SO2), 비활성 기체(헬륨, 네온, 크립톤, 제논), 분자 수소 등 다양한 미량 기체들이 존재한다.

4. 1. 이산화 탄소

화성의 대기 중 약 95%를 차지하는 주요 구성 성분은 이산화 탄소(CO2)이다.[2] 겨울철에는 화성의 극지방에서 전체 이산화 탄소의 약 25%가 얼어붙어 드라이아이스로 이루어진 극관을 형성한다. 여름이 되면 햇빛에 의해 드라이아이스가 다시 승화하여 대기 중으로 방출된다. 이러한 현상은 화성이 공전하며 계절이 순환하는 동안 지속적으로 일어나며, 이 때문에 겨울에는 기압이 하락하고 여름에는 기압이 상승한다.

과거에는 화성의 대기가 현재보다 더 짙고 따뜻하며 습도도 높았을 것으로 추정된다.[280] 과거 대기에 존재하던 이산화 탄소가 온실 효과를 일으켜 화성 표면 온도를 높여,[281] 얼음이 녹아 물이 흐르면서 강이나 호수 등을 형성했을 것으로 보인다.[282]

초기 화성에는 많은 양의 이산화 탄소가 탄산염 광물 형태로 굳어졌을 것으로 추정되었으나, 화성 궤도를 선회하는 위성들의 관측 결과에 따르면, 화성에는 극소량의 탄산염만이 매장된 상태이다.[284][283] 따라서 오늘날에는 과거의 이산화 탄소가 태양풍에 의해 쓸려나가 화성을 벗어났을 것으로 추정하고 있다.

연구자들은 화성의 이산화 탄소가 화성을 탈출하는 과정을 다음과 같이 두 단계로 나누어 설명한다.[285]

이 과정에서 화성에 도달하는 에너지만으로도 충분히 화성을 탈출할 수 있을 정도로 가벼워진 탄소 동위원소(12C)들이 지속적으로 대기를 탈출하였고, 비교적 무거운 탄소 동위원소(13C)만이 현재의 화성 대기에 남았을 것으로 추정된다.[286] 이는 탐사차 큐리오시티가 화성 표면에서 무거운 탄소 동위원소를 발견함으로써 더욱 설득력을 얻게 되었다.[287][288]

화성 대기 중 탄소 동위원소 비율
동위원소 비율화성지구화성 / 지구
12C / 13C85.1 ± 0.3[22][5]89.9[24]0.95


4. 2. 아르곤

화성의 대기에는 태양계 내에서 대기가 존재하는 천체들에 비해 상당히 많은 양의 비활성 기체인 아르곤이 존재한다.[2] 이산화 탄소는 계절에 따라 고체로 응축되기도 하면서 시시각각 그 수치가 변하지만, 아르곤은 이산화 탄소처럼 응축되지 않기 때문에 그 총량이 항상 일정하다. 하지만 이산화 탄소의 양이 증가하고 감소함에 따라 위치에 따른 상대 농도는 차이가 나며, 현재 활동중인 탐사선이 조사한 정보에 따르면 대기 내 아르곤의 농도는 가을이 되면 증가하기 시작하다가 봄이 되면 다시 하락한다.[226] 아르곤은 화성 대기에서 세 번째로 풍부한 기체이며, 평균 부피 비율은 1.9%이다.[2]

아르곤 동위 원소 중 하나인 40Ar은 40K의 방사성 붕괴로 생성된다. 반대로 36Ar은 원시적이다. 즉, 화성 형성 후 대기에 존재했다. 관측 결과 화성은 질량 선택적 손실 과정으로 설명할 수 없는 36Ar에 비해 40Ar이 풍부하다.[87] 이러한 농축에 대한 가능한 설명은 36Ar을 포함한 상당량의 원시 대기가 화성 초기의 충돌 침식으로 손실되었고, 40Ar은 충돌 후 대기로 방출되었다는 것이다.[87][5]

4. 3. 물

화성의 대기에는 극미량의 수증기가 존재하며, 이는 공간, 일주기, 계절에 따라 큰 변화를 보인다.[97][98] 1970년대 바이킹 궤도선의 측정에 따르면 지구 전체 수증기량은 약 1~2km3의 얼음과 맞먹는다.[99] 최근 '마스 익스프레스' 궤도선의 측정 결과, 전 지구 연평균 수증기 기둥 풍부량은 약 10μm~20μm이다.[100][101] 최대 수증기량(50μm~70μm)은 초여름 북극 지역에서 극지방 얼음 덮개의 물 얼음이 승화하며 나타난다.[100]

여름철 극지방에서 드라이아이스가 승화하여 대기 중으로 유입될 때 물의 흔적이 남으며, 시속 400km에 달하는 계절풍이 불어 다량의 먼지와 수증기를 운반한다. 이 과정에서 지구와 유사한 성에나 큰 권운형 구름이 형성되는데, 2004년 오퍼튜니티가 이러한 구름을 촬영한 바 있다.[289]

NASA의 큐리오시티 로버가 촬영한 구름


지구와 달리 낮은 대기압 때문에 화성 대기에는 액체 상태의 물 구름은 존재할 수 없다. 그러나 권운과 유사한 물 얼음 구름은 오퍼튜니티와 피닉스 착륙선의 카메라로 관측되었다.[102][103] 피닉스 착륙선의 측정에 따르면, 물 얼음 구름은 밤에 행성 경계층 상단에서 형성되며, 북극 지역에서는 얼음 결정 형태로 표면에 강수될 수 있다.[98][104]

2008년 피닉스 미션에 참여한 NASA 과학자들은 화성 북극 지역 지하에서 물의 얼음을 발견했음을 확인했다.

4. 4. 메탄

메탄(CH4)은 현재의 산화적인 화성 대기에서 화학적으로 불안정하여, 태양 자외선 복사 및 다른 기체와의 화학 반응으로 빠르게 분해된다. 따라서 대기 중에 메탄이 지속적으로 존재하려면 이를 보충할 수 있는 근원이 있어야 한다.[232]

100회 이상의 전 지구적 사운딩을 통해 화성 대기 중 메탄을 가장 민감하게 측정한 추적 가스 궤도선(ESA-Roscomos Trace Gas Orbiter)은 0.05 ppb(십억 분의 1)의 탐지 한계에서 메탄을 발견하지 못했다.[16][17][18] 그러나 지상 기반 망원경과 큐리오시티 로버에 의한 메탄 탐지에 대한 다른 보고도 있었다. 2003년 NASA 고다드 우주 비행 센터(Goddard Space Flight Center) 연구팀은 화성 대기에서 수 ppb 수준의 미량의 메탄을 처음 보고했다.[174][175] 2003년과 2006년 관측 사이에 농도 차이가 컸으며, 이는 메탄이 국부적으로 농축되어 계절적일 가능성을 시사했다.[176]

2014년 NASA는 ''큐리오시티'' 로버가 2013년 말과 2014년 초에 주변 대기에서 메탄이 10배 증가('급증')한 것을 탐지했다고 보고했다. 2개월 동안 이루어진 4번의 측정치는 평균 7.2ppb였으며, 이는 화성이 알려지지 않은 출처에서 간헐적으로 메탄을 생성하거나 방출하고 있음을 시사한다.[177] 그 전후의 측정치는 평균 10분의 1 수준이었다.[178][179][177] 2018년 6월 7일, NASA는 대기 중 메탄의 배경 수준에서 순환적인 계절적 변화를 발표했다.[180][20][181]

''큐리오시티''는 대기 중 메탄의 순환적인 계절적 변화를 탐지했다.


화성 메탄의 기원에 대한 주요 후보는 물-암석 반응, 물의 방사선 분해, 황철석 형성 등과 같은 비생물학적 과정이며, 이들은 모두 수소(H2)를 생성할 수 있다. 이 수소는 피셔-트롭쉬 공정(Fischer–Tropsch synthesis)을 통해 일산화 탄소(CO) 및 CO2와 함께 메탄 및 기타 탄화수소를 생성할 수 있다.[182] 또한 물, 이산화탄소 및 화성에서 흔한 광물인 감람석을 포함하는 과정을 통해서도 메탄이 생성될 수 있다.[183] 메탄 생성균과 같은 살아있는 미생물도 또 다른 가능한 근원이지만, 화성에서 그러한 유기체의 존재에 대한 증거는 발견되지 않았다.[184][185][109] 메탄 탐지에 대한 몇 가지 의혹이 있으며, 이는 로버의 기록되지 않은 행성 간 오염이나 측정 원시 데이터의 오해석에 의해 발생했을 수 있음을 시사한다.[116][186]

4. 5. 이산화 황

이산화 황(SO2)은 현재 화성에서 진행 중인 화산 활동의 지표로 여겨진다. 이는 화성 대기 중 메탄 존재에 대한 오랜 논쟁과 관련하여 특히 중요하다. 만약 화성의 메탄이 화산 활동으로 인해 생성된 것이라면(지구에서처럼), 이산화 황이 다량으로 발견될 것으로 예상되기 때문이다.[117][118] 그러나 여러 연구팀이 NASA 적외선 망원경 시설 등을 통해 이산화 황을 탐색했으나, 대기 중 농도는 0.2 ppb 이하로 매우 낮은 수준이었다.[119][120]

하지만 2013년 3월, 미국 항공우주국(NASA) 고다드 우주 비행 센터의 과학자들은 큐리오시티 로버가 록크네스트에서 채취한 토양 표본을 분석한 결과, 이산화 황(SO2)을 검출했다고 보고했다.[121]

4. 6. 기타 미량 기체

화성 대기에는 일산화 탄소(CO), 분자 산소(O), 오존(O) 외에도 헬륨(He), 네온(Ne), 크립톤(Kr), 제논(Xe), 분자 수소(H) 등 다양한 미량 기체가 존재한다.[3]

  • 일산화 탄소 (CO): 이산화 탄소(CO)의 광분해로 생성되지만, 화성 대기 중의 산화제와 빠르게 반응하여 다시 이산화 탄소(CO)를 형성한다. 추정 평균 부피비는 0.0747%이다.[2]
  • 분자 산소 (O): 이산화 탄소, 수증기, 오존의 광분해 생성물 중 하나이며, 추정 평균 부피비는 0.174%이다.[2] 원자 산소(O)와 반응하여 오존을 재형성할 수 있다. 2010년 허셜 우주 관측소가 화성 대기에서 분자 산소를 감지했다.[88]
  • 오존 (O): 홀수 수소 종과 관련된 촉매 순환에 의해 파괴될 수 있다. 물은 이러한 홀수 수소 종의 주요 공급원이므로, 오존은 일반적으로 수증기 함량이 낮은 지역에서 더 많이 발견된다.[91]
  • 비활성 기체: 헬륨과 아르곤 외에 네온은 2.5 ppmv, 크립톤은 0.3 ppmv, 제논은 0.08 ppmv 수준으로 존재한다.[3] 이들 비활성 기체의 동위원소 비는 화성의 초기 지질 활동과 대기 진화에 대한 정보를 제공한다.[122][125][126]
  • 분자 수소 (H): 중간 대기에서 홀수 수소 종 간의 반응으로 생성된다. 상층 대기로 이동 후 태양 복사에 의해 수소 원자(H)로 분해되어 화성 대기를 탈출한다.[127] 광화학 모델링에 따르면 하층 대기 중 H의 혼합비는 약 15 ±5 ppmv이다.[127]

5. 먼지 폭풍

오퍼튜니티가 먼지 폭풍 속에서 촬영한 이미지. 마지막 이미지인 1235 화성일에는 태양광이 99%까지 차단되었다.


화성에서는 국지적, 지역적, 그리고 전 지구적 규모의 먼지 폭풍이 자주 발생한다.[4][5][14] 1971년 매리너 9호는 먼지와 폭풍으로 덮여 올림푸스 산만 보이는 화성 표면을 전송했는데,[330] 이후 과학자들은 이것이 화성에서 매우 빈번한 현상임을 알아냈다.

바이킹 착륙선의 관측에 따르면 먼지 폭풍 발생 시 기온은 10°C에서 50°C까지 급락하고, 풍속은 최대 26m/s까지 상승하며, 태양광은 거의 완벽히 차단된다.[331]

먼지 폭풍은 특히 태양 전지판을 사용하는 탐사선에 큰 영향을 미친다. 먼지가 태양광을 차단하여 전력 공급을 중단시키기 때문이다. 오퍼튜니티는 먼지 폭풍으로 1235 화성일에 태양광이 99% 차단되는 상황을 겪었다.

먼지 입자는 태양 복사를 약화시키고 적외선 복사와 상호작용하여 화성에 상당한 복사 효과를 낸다. 궤도선 측정 결과, 전 지구 평균 먼지 광학 깊이는 0.15이며 남반구 봄과 여름에 최고조에 달한다.[144] 전 지구 먼지 현상 동안에는 광학 깊이가 4 이상 관측되기도 한다.[146][147]

화성 탐사선이 촬영한 2001년 6월 먼지 폭풍이 없는 화성(왼쪽)과 2001년 7월 전 지구적 먼지 폭풍이 있는 화성(오른쪽)


국지적 및 지역적 먼지 폭풍은 화성에서 흔하며,[14][4] 국지적 폭풍은 약 103 km2 규모로 매년 약 2000건, 지역적 폭풍은 106 km2 규모로 남반구 봄과 여름에 자주 발생한다.[4]

전 지구적 먼지 폭풍(> 106 km2)은 평균 3 화성년에 한 번 발생한다.[5] 큰 먼지 폭풍은 작은 먼지 폭풍들이 합쳐져 발생하지만,[11][15] 성장 메커니즘과 대기 피드백의 역할은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.[15][14]

2018년 6월, NASA는 화성 먼지 폭풍 징후를 감지, 태양광 발전으로 작동하는 오퍼튜니티 로버의 임무가 종료되었다. 이 폭풍은 북아메리카와 러시아를 합친 면적(행성의 약 1/4)을 덮을 정도로 광범위했으며, '오퍼튜니티' 로버는 심각한 통신 문제를 겪었다.[154][155][156][157][158]

마스 익스프레스가 포착한 2018년 화성 표면의 거대한 규모의 사폭(砂暴)


화성에서는 빈번하게 대규모 사폭(砂暴, 더스트 스톰)이 발생한다.[270]

6. 음향 환경

화성 소리 (''퍼서비어런스'') (비디오; 1:29; 2022년 4월 1일)


2022년 4월, 과학자들은 처음으로 화성에서 음파에 대한 연구를 보고했다. 이 연구는 ''퍼서비어런스'' 로버에 탑재된 기기의 측정값을 기반으로 이루어졌다. 과학자들은 얇은 화성 대기에서 소리의 속도가 지구보다 느리다는 것을 발견했다. 화성에서의 소리의 속도는 가청 주파수 대역인 20Hz ~ 20kHz 사이에서 음고에 따라 다르며, 이는 화성 표면 대기의 낮은 압력과 열적 난류 때문인 것으로 보인다. 이러한 조건으로 인해 소리는 훨씬 더 조용하며, 라이브 음악은 지구보다 변화가 많을 것이다.[171][172][173]

7. 미스터리

2009년, 지구 기반 관측 연구에서 화성에서 대규모 방전 현상을 감지했으며, 이러한 현상이 화성 먼지 폭풍 속의 번개 방전과 관련이 있다고 제안했다.[187] 그러나 이후 관측 연구에서 ''화성 익스프레스''의 레이더 수신기와 지구 기반의 앨런 망원경 배열을 사용하여 이 결과를 재현할 수 없다는 것을 보여주었다.[188][189][190] 한 연구실 연구에서는 화성의 대기압이 먼지 입자를 대전하는 데 적합하지 않아, 화성 대기에서 번개를 생성하기 어렵다는 것을 보여주었다.[191][190]

초회전은 대기 질량이 적도에서 행성 표면보다 더 높은 각속도를 갖는 현상을 말하며, 이는 원칙적으로 비점성 축대칭 순환에 의해 발생할 수 없다.[192][193] 동화된 데이터와 일반 순환 모델(GCM) 시뮬레이션에 따르면, 전 지구적 먼지 폭풍 동안 화성 대기에서 초회전 제트가 발견될 수 있지만, 금성 및 타이탄과 같은 느리게 회전하는 행성에서 관측되는 것보다 훨씬 약하다.[152] GCM 실험은 열 조석이 초회전 제트를 유도하는 데 역할을 할 수 있음을 보여주었다.[194] 그럼에도 불구하고, 초회전 모델링은 여전히 행성 과학자들에게 어려운 주제로 남아 있다.[193]

8. 인간에 의한 이용 가능성

화성의 대기는 화성의 모든 착륙 지점에서 이용 가능한, 알려진 구성의 자원이다. 화성 유인 탐사에서는 화성 대기 중의 이산화 탄소(CO2)를 이용하여 메탄(CH4)을 만들고, 이를 귀환 임무를 위한 로켓 연료로 사용할 수 있다는 제안이 있었다. 이러한 방식으로 대기를 사용하는 것을 제안하는 임무 연구에는 로버트 주브린의 화성 다이렉트 제안과 NASA의 설계 참조 임무 연구가 포함된다.[208]

이산화 탄소 사용을 위한 두 가지 주요 화학 경로는 다음과 같다.


  • 추가적인 수소(H2)와 함께 대기 중의 이산화 탄소를 변환하여 메탄(CH4)과 산소(O2)를 생성하는 사바티에 반응
  • 전해를 이용하여 지르코니아 고체 산화물 전해질로 이산화 탄소를 산소(O2)와 일산화 탄소(CO)로 분해[208]


2021년, NASA의 로버 퍼서비어런스는 화성에서 산소를 생성할 수 있었다. 이 과정은 복잡하며 소량의 산소를 생산하는 데 많은 시간이 소요된다.[209]

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