수성의 지질학
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
수성의 지질학은 태양과의 근접성으로 인해 탐사 및 관측에 어려움이 있으며, 지금까지 세 번의 탐사(매리너 10호, 메신저, 베피콜롬보)만 이루어졌다. 수성의 지질 역사는 지질 시대로 구분되며, 선톨스토이기, 톨스토이기, 칼로리아기, 만수리아기/카이퍼기로 나뉜다. 표면은 달과 유사하게 평원과 충돌구가 많으며, 칼로리스 분지와 같은 거대한 충돌 분지가 존재한다. 또한, 수성 극점에는 얼음이 존재할 가능성이 제기되었으며, 2020년에는 수성의 일부 지역이 생명체가 존재할 가능성이 있다는 연구 결과가 발표되었다.
더 읽어볼만한 페이지
| 수성의 지질학 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 행성 | 수성 |
| 표면 특징 | |
| 면적 | 1억 7970만 km² |
| 주요 지형 | 충돌구 평원 절벽 주름 능선 |
| 지질 시대 | 전-톨스토이 시대 톨스토이 시대 칼로리스 시대 만수리안 시대 쿠이페리안 시대 |
| 화산 활동 | |
| 유형 | 폭발형 용암류 |
| 지속 기간 | 장기간 지속됨 |
| 추가 정보 | |
| 관련 연구 | 마리너 10호, 메신저, 베피콜롬보 |
2. 탐사의 어려움
태양계의 지구형 행성 중 수성의 지질학은 정보가 가장 적다. 이는 태양과의 거리가 가까워 탐사선 접근이 어렵고, 지구에서의 관측도 힘들기 때문이다.
수성에 도달하는 것은 상당한 기술적 어려움이 따른다. 수성은 지구보다 훨씬 태양에 가깝게 공전하기 때문에, 지구에서 발사된 수성 탐사 우주선은 9,100만 킬로미터를 태양의 중력 퍼텐셜 우물로 이동해야 한다.[5] 지구의 공전 속도인 초당 30km/s에서 시작하여, 수성 근처를 통과하는 호만 전이 궤도에 진입하기 위해 우주선이 해야 하는 속도 변화 (델타-v)는 다른 행성 임무에 비해 크다. 태양의 퍼텐셜 우물 아래로 이동하면서 방출되는 퍼텐셜 에너지는 운동 에너지가 되며, 수성을 빠르게 지나치는 것 외에는 다른 작업을 하려면 또 다른 큰 델타-''v''가 필요하다. 안전하게 착륙하거나 안정적인 궤도에 진입하기 위해 우주선은 전적으로 로켓 엔진에 의존해야 하는데, 수성은 대기가 거의 없기 때문이다. 수성으로의 직행은 실제로 태양계를 완전히 탈출 속도로 탈출하는 데 필요한 것보다 더 많은 로켓 연료를 필요로 한다. 그 결과, 지금까지 수성을 방문한 우주 탐사선은 ''마리너 10호'', ''MESSENGER'', 그리고 ''베피콜롬보'' 세 개뿐이다.
게다가, 수성 근처의 우주 환경은 우주선에 강렬한 태양 방사선과 고온이라는 이중의 위험을 가해 매우 까다롭다.
역사적으로 두 번째 난관은 수성의 자전 주기가 58지구일로 느리다는 것이다.[6] 따라서 우주선의 근접 비행은 단일 조명 반구만 관측하도록 제한된다. 마리너 10호 우주 탐사선이 1974년과 1975년에 수성을 세 번 지나쳤지만, 각 통과 시마다 같은 지역을 관측했다. 이는 마리너 10호의 궤도 주기가 거의 정확히 3 수성 항성일이었고, 각 근접 접근 시 행성의 동일한 면이 빛났기 때문이다. 그 결과, 행성 표면의 45% 미만이 지도화되었다.
지구 기반 관측은 수성이 항상 태양에 가깝다는 점 때문에 어렵다. 이는 몇 가지 결과를 초래한다.
# 망원경으로 관측하기에 하늘이 충분히 어두울 때는 항상 수성이 이미 지평선 근처에 있으며, 대기 요인으로 인해 관측 조건이 좋지 않다.
# 허블 우주 망원경과 다른 우주 관측소는 안전상의 이유로 일반적으로 태양 근처를 향하지 못한다(이러한 민감한 장비를 태양에 잘못 향하게 하면 영구적인 손상을 입힐 수 있다).
2. 1. 기술적 어려움
태양계의 지구형 행성 중 수성의 지질학은 정보가 가장 적다. 이는 태양과의 거리가 가까워 탐사선 접근이 어렵고, 지구에서의 관측도 힘들기 때문이다.수성에 도달하는 것은 상당한 기술적 어려움이 따른다. 수성은 지구보다 훨씬 태양에 가깝게 공전하기 때문에, 지구에서 발사된 수성 탐사 우주선은 9,100만 킬로미터를 태양의 중력 퍼텐셜 우물로 이동해야 한다.[5] 지구의 공전 속도인 초당 30km/s에서 시작하여, 수성 근처를 통과하는 호만 전이 궤도에 진입하기 위해 우주선이 해야 하는 속도 변화 (델타-v)는 다른 행성 임무에 비해 크다. 태양의 퍼텐셜 우물 아래로 이동하면서 방출되는 퍼텐셜 에너지는 운동 에너지가 되며, 수성을 빠르게 지나치는 것 외에는 다른 작업을 하려면 또 다른 큰 델타-''v''가 필요하다. 안전하게 착륙하거나 안정적인 궤도에 진입하기 위해 우주선은 전적으로 로켓 엔진에 의존해야 하는데, 수성은 대기가 거의 없기 때문이다. 수성으로의 직행은 실제로 태양계를 완전히 탈출 속도로 탈출하는 데 필요한 것보다 더 많은 로켓 연료를 필요로 한다. 그 결과, 지금까지 수성을 방문한 우주 탐사선은 ''마리너 10호'', ''MESSENGER'', 그리고 ''베피콜롬보'' 세 개뿐이다.
게다가, 수성 근처의 우주 환경은 우주선에 강렬한 태양 방사선과 고온이라는 이중의 위험을 가해 매우 까다롭다.
역사적으로 두 번째 난관은 수성의 자전 주기가 58지구일로 느리다는 것이다.[6] 따라서 우주선의 근접 비행은 단일 조명 반구만 관측하도록 제한된다. 마리너 10호 우주 탐사선이 1974년과 1975년에 수성을 세 번 지나쳤지만, 각 통과 시마다 같은 지역을 관측했다. 이는 마리너 10호의 궤도 주기가 거의 정확히 3 수성 항성일이었고, 각 근접 접근 시 행성의 동일한 면이 빛났기 때문이다. 그 결과, 행성 표면의 45% 미만이 지도화되었다.
지구 기반 관측은 수성이 항상 태양에 가깝다는 점 때문에 어렵다. 이는 몇 가지 결과를 초래한다.
# 망원경으로 관측하기에 하늘이 충분히 어두울 때는 항상 수성이 이미 지평선 근처에 있으며, 대기 요인으로 인해 관측 조건이 좋지 않다.
# 허블 우주 망원경과 다른 우주 관측소는 안전상의 이유로 일반적으로 태양 근처를 향하지 못한다(이러한 민감한 장비를 태양에 잘못 향하게 하면 영구적인 손상을 입힐 수 있다).
2. 2. 관측의 어려움
태양계의 모든 지구형 행성 중에서, 수성의 지질학은 가장 정보가 적다. 이는 태양과의 거리가 가까워 탐사선이 수성에 접근하기에는 기술적으로 어려움이 있고 지상에서는 관측하기에 어렵기 때문이다.[5]수성에 도달하는 것은 기술적으로 매우 어렵다. 행성의 궤도가 지구보다 훨씬 태양에 가깝기 때문이다. 수성 궤도를 선회하는 탐사선을 발사하려면 태양의 중력장을 향해 지구에서 91000000km를 이동해야 한다. 안전하게 착륙하거나 안정적인 궤도 진입을 위해 탐사선은 에어로브레이킹은 무시하고 전적으로 로켓 모터에 의지해야 한다. 사실 수성으로 직접 이동할 때는 태양계를 완전히 탈출할 때 보다 더 많은 연료가 필요하다. 이런 이유로, 매리너 10호, 메신저, 베피콜롬보 세 기만 수성을 방문했다.
게다가, 수성 부근의 환경은 높은 온도와 강한 태양 복사로 인해 위험 부담을 두 배로 짊어져야 한다.[6]
역사적으로, 두 번째 "장애물"은 수성의 자전 주기가 58일로 느리다는 것이다. 이 때문에, 탐사선이 플라이바이 할 때는 항성 수성의 같은 한 면만 바라 볼 수 밖에 없다. 실제로, 매리너 10호가 과거에 세 번이나 접근했어도, 항상 같은 면만 관측했다. 매리너 10호의 궤도 주기는 거의 3 수성일이였고, 행성에 근접했을 때 항상 같은 면만 볼 수 있었다. 이 때문에, 표면의 45% 미만만이 지도화되었다.
지상에서 수성을 관측하는 것은 어렵다. 이는 태양과의 거리 때문이다. 이에 대한 몇 가지 이유가 있다.
# 아무리 하늘이 어둡더라도 수성은 망원경으로 관측할 수 있지만 항상 지평선 근처에 위치해 있어서, 대기의 요동으로 조건이 좋지 않다.
# 보통, 허블 우주 망원경과 다른 천문대는 안전을 이유로 태양 부근을 관측할 수 없게 되어 있다.
3. 수성의 지질 역사
지구, 달, 화성처럼, 수성의 지질학적 역사는 기로 나뉜다. 오래된 것부터 순서대로 선(先)톨스토이 시대, 톨스토이 시대, 칼로리 시대, 만수리 시대, 카이퍼 시대로 구분된다. 이 시대 구분은 상대 연대 측정에 의해서만 정해진다.[15][16]
46억 년 전 수성이 형성된 이후, 소행성이나 혜성의 격렬한 충돌이 계속되었으며, 후기 대폭격기는 약 38억 년 전에 끝났다. 칼로리스 분지와 같은 일부 지역은 수성 내부로부터의 마그마성 분화의 흔적으로 덮여 있다. 이는 달의 "바다"와 비슷한, 크레이터 사이에 형성된 평탄지를 만들었다. 수성이 냉각되고 수축함에 따라 표면이 갈라져 능선이 형성되기 시작했다. 이러한 지표면의 균열이나 능선은 크레이터나 평탄지 위에 나타나, 더 최근에 형성되었음을 보여준다. 수성의 맨틀이 수축하여 용암 분출이 멈추면서 화산 활동이 끝났는데, 이는 수성 탄생 후 7~8억 년 정도 지난 시점으로 추정된다.
그 후, 간헐적인 운석 충돌로 주로 지표면의 돌출부가 형성되었다.
3. 1. 시대별 특징
지구, 달, 화성처럼, 수성의 지질학적 역사는 기로 나뉜다. 가장 오래된 시대부터 가장 젊은 시대까지는 선(先)톨스토이 시대, 톨스토이 시대, 칼로리 시대, 만수리 시대, 카이퍼 시대가 있다. 이들의 연대는 상대 연대 측정에 의해서만 추정된다.[15][16]태양계 초기, 수성이 형성된 후, 소행성과 혜성의 격렬한 충돌이 이어졌다. 마지막으로 격렬했던 충돌기인 후기 대폭격기는 약 38억 년 전에 끝났다. 칼로리스 분지를 형성한 것과 같은 일부 지역이나 육괴들은 행성 내부로부터의 마그마 분출로 채워졌다. 이것들은 달에서 발견되는 바다와 유사한 부드러운 운석구 평원을 만들었다.
이후 행성이 냉각되고 수축되면서 표면이 갈라지고 능선이 형성되기 시작했다. 이러한 표면 균열과 능선은 다른 지형, 예를 들어 운석구와 더 매끄러운 평원 위에 나타나는데, 이는 그것들이 더 최근에 형성되었음을 분명하게 보여준다. 수성의 화산 활동은 행성의 맨틀이 충분히 수축하여 더 이상 용암이 표면으로 분출하는 것을 막았을 때 끝났다. 이것은 아마도 수성의 역사에서 처음 7억 년에서 8억 년 사이에 일어났을 것이다.
그 이후로, 주요 표면 과정은 간헐적인 충돌이었다.
3. 2. 연대
지구, 달, 화성처럼 수성의 지질학적 역사는 기로 나뉜다. 가장 오래된 시대부터 가장 젊은 시대까지는 선(先)톨스토이 시대, 톨스토이 시대, 칼로리 시대, 만수리 시대, 카이퍼 시대가 있다. 이들의 연대는 상대 연대 측정에 의해서만 추정된다.[15][16]수성은 다른 태양계 행성들과 함께 46억 년 전에 형성된 후, 소행성과 혜성의 격렬한 폭격이 이어졌다. 마지막으로 격렬했던 폭격기인 후기 대폭격은 약 38억 년 전에 끝났다. 칼로리스 분지를 형성한 것과 같은 일부 지역이나 괴(塊)암들은 행성 내부로부터의 마그마 분출로 채워졌다. 이것들은 달에서 발견되는 바다와 유사한 부드러운 운석구 평원을 만들었다.
이후 행성이 냉각되고 수축되면서 표면이 갈라지고 능선이 형성되기 시작했다. 이러한 표면 균열과 능선은 다른 지형, 예를 들어 운석구와 더 매끄러운 평원 위에 나타나는데, 이는 그것들이 더 최근에 형성되었음을 분명하게 보여준다. 수성의 화산 활동은 행성의 맨틀이 충분히 수축하여 더 이상 용암이 표면으로 분출하는 것을 막았을 때 끝났다. 이것은 아마도 수성의 역사에서 처음 7억 년에서 8억 년 사이에 일어났을 것이다.
그 이후로, 주요 표면 과정은 간헐적인 충돌이었다.
| 시대 | 기간 (년) |
|---|---|
| 선톨스토이기 | 45억 년 전 ~ 39억 년 전 |
| 톨스토이기 | 39억 년 전 ~ 38.5억 년 전 |
| 칼로리아기 | 38.5억 년 전 ~ 38억 년 전 |
| 후칼로리아기 | 38억 년 전 ~ 30억 년 전 |
| 만수리아기 / 카이퍼기 | 30억 년 전 ~ 현재 |
4. 표면 지형
수성의 표면은 평원과 거대한 충돌구가 많아 전체적으로 달과 유사하다.
지질학적 관점에서 보았을 때, 수성에는 크게 두 종류의 평원이 존재한다.[16][24]
- 간구덩이 평원: 충돌구 중간중간에 있는 완만한 경사, 구릉 형태의 평원으로 수성에서 볼 수 있는 가장 오래된 지형이다.[16] 이런 평원은 먼저 있었던 충돌구가 사라졌을 때 형성된다. 이는 직경 30km 이하의 충돌구는 소수라는 증거가 된다.[24] 평원이 화산 활동에 의한 결과물인지, 충돌에 의한 결과물인지는 명확하지 않다.[24] 이런 평원은 행성 전체에 걸쳐서 균일하게 분포한다.
- 매끄러운 평지: 다양한 크기의 함몰지가 존재하는 지역이며, 달의 바다와 많은 유사성을 띠는 곳이다. 특히, 주목할 만한 점은 칼로리스 분지를 둘러싸고 있는 넓은 고리이다. 달의 바다와 달리, 수성의 매끄러운 평지 지역은 모두 알베도가 같다. 이 점은 화산 활동의 흔적은 많지 않아도 화산 활동이 활발하게 이루어졌다는 사실을 강하게 뒷받침한다.[16] 수성의 매끄러운 평지는 칼로리스 분지가 형성된 후에 형성됐다. 이 사실은 칼로리스 분출물 덮개의 밀도보다 낮은 충돌구가 증거가 된다.[16] 평지에 덮인 칼로리스 분지의 층은 지질학적으로 보았을 때 산맥 형태와 다각형 형태로 균열이 갔다. 그러나 이 역시 충돌에 의해 용암이 분출한 것인지, 그 넓은 지역이 충돌로 녹은 것인지는 확실하지 않다.[16]
행성 표면의 독특한 지형 중 하나는 수많은 압축된 층 또는 절벽이다. 행성 내부가 냉각되고, 표면은 수축하면서, 이런 지형이 만들어진 것으로 추측된다. 이런 층은 다른 지형의 최상부에서도 볼 수 있다.[25] 수성의 표면은 강한 조석 융기로 인하여 구부러졌다.[26]
수성의 표면은 전체적으로 달과 외관이 비슷하며, 광범위한 바다와 같은 평원과 달의 고지와 유사한 심하게 충돌된 지형을 가지고 있으며, 국지적으로 화산쇄설암 퇴적물로 이루어져 있다.[4]
4. 1. 충돌 분지와 충돌구
수성의 충돌구는 작은 그릇 형태의 구멍에서부터 수백 킬로미터에 달하는 충돌 분지까지 매우 다양하다. 또한, 생성된 지 얼마 되지 않은 충돌구에서부터 이미 크게 풍화된 충돌구에 이르기까지 각각의 상태도 다양하다. 수성의 충돌구와 달의 충돌구는 미묘하게 다른데, 달의 충돌구는 수성의 충돌구보다 분출물이 적다. 이는 수성의 표면 중력이 달보다 강하다는 것을 보여준다.[16]
수성 표면에서 가장 큰 충돌구는 직경 1,550 km의 칼로리스 분지이다.[17] 칼로리스 분지에 가해진 충격은 매우 강해서 용암이 분출하고, 2km 높이의 동심원 형태의 고리가 충돌구를 둘러싼 형태로 퍼져나갔다. 또, 분지 반대편에는 "기묘한 지역(Weird Terrain)"이라 불리는 언덕 형태의 독특한 지형이 있다. 이 지형에 대한 두 가지 가설이 있는데, 하나는 분지에서 일어난 충돌로 인한 충격파가 "기묘한 지역" 부근을 쓸고 지나간 결과, 표면에 강한 힘이 가해져 생성되었다는 설이다.[18] 다른 하나는 충돌로 인한 분출물이 그곳으로만 집중되어 생성됐다는 설이다.[19]
수성의 일부 사진에서 15개의 충돌 분지가 확인되었다. 주목할 만한 분지는 폭 400km의 톨스토이 분지이다. 베토벤 분지는 분출물 덮개와 비슷한 크기이며, 폭은 625km이다.[16] 수성의 표면은 태양풍과 미세 유성우로 인한 우주 풍화가 진행될 수 있는 환경이다.[20]
수성은 달과 비교했을 때 암석이 드물게 존재한다. 수성에서는 달보다 약 30배 적은 수의 암석이 발견된다. 이러한 희귀성의 한 가지 이유는 수성의 암석의 수명이 달의 암석 수명(약 1억 년)보다 짧을 수 있기 때문이다.[7] 수성에서 발견된 암석들은 지름이 수백 미터 이상인 비교적 새로운 충돌구와 관련이 있다.[8]
4. 1. 1. 피트층(Pit-floor) 충돌구
수성의 충돌구 중에는 원형뿐만 아니라 불규칙한 모양도 존재한다. 이런 충돌구를 피트층(Pit-floor) 충돌구라고 부른다. 이 용어는 메신저 계획에 참여하던 연구원이 표면 아래의 마그마굄이 붕괴하여 생성된 것으로 가정하고 제안한 것이다. 만약 이 가정이 맞다면, 피트(pit)는 수성에서 일어났던 화산 활동의 증거가 될 것이다.[21]피트 충돌구는 테두리가 없으며, 그 중 소수는 불규칙적인 형태이며, 가장자리는 가파르다. 또한, 분출물이나 용암이 흘렀던 흔적은 보이지 않지만, 전형적으로 특유의 빛깔을 띤다. 예를 들면, 프락시텔레스는 주황색 빛깔을 띤다.[22]
얕은 마그마 활동의 증거로 여겨지는 피트 충돌구는 표면 아래의 마그마가 다른 곳으로 흡수될 때 형성된다. 베케트, 지브란, 레르몬토프를 비롯한 많은 분화구가 이런 형태이다.[23]
4. 2. 평원
수성에는 지질학적으로 뚜렷하게 다른 두 개의 평원 지형이 있다.[16][24]- '''간구덩이 평원'''은 눈으로 볼 수 있는 가장 오래된 지표면이다.[16] 많은 충돌구가 보이는 지형보다 먼저 형성되었다. 완만하게 구르거나 언덕이 있으며, 큰 분화구 사이의 지역에 나타난다. 간구덩이 평원은 많은 이전 분화구를 지운 것으로 보이며, 직경 약 30km 미만의 작은 분화구는 일반적으로 부족하다.[24] 화산 기원인지 충격 기원인지는 불분명하다.[24] 간구덩이 평원은 행성 전체 표면에 대략 균일하게 분포되어 있다.
- '''매끄러운 평원'''은 넓고 평탄한 지역으로, 달의 바다와 비슷하며, 다양한 크기의 움푹 들어간 곳으로 가득 차 있다. 특히 칼로리스 분지를 둘러싼 넓은 고리를 채운다. 달의 바다와 상당한 차이점은 수성의 매끄러운 평원이 더 오래된 간구덩이 평원과 동일한 알베도를 갖는다는 것이다. 명백한 화산 특징이 부족함에도 불구하고, 그 위치와 엽 모양의 색상 단위는 화산 기원을 강력하게 뒷받침한다.[16] 수성의 모든 매끄러운 평원은 칼로리스 분지보다 훨씬 늦게 형성되었으며, 이는 칼로리스 분출물 담요보다 훨씬 작은 분화구 밀도로 입증된다.[16]
칼로리스 분지의 바닥 또한 지질학적으로 뚜렷한 평평한 평원으로 채워져 있으며, 대략 다각형 패턴으로 융기선과 균열에 의해 붕괴되어 있다. 이것이 충격으로 유도된 화산 용암인지, 아니면 충격 용융물의 큰 시트인지는 불분명하다.[16]
4. 3. 구조적 지형
수성의 독특한 지형 중 하나는 십자가 형태의 평원에서 나타나는 압축된 습곡이다. 이 지형은 행성 내부가 냉각되어 수축하면서 표면이 변형되어 생성된 것으로 추정된다. 습곡은 충돌구나 평원 같은 지형의 최상층부에서 관찰할 수 있다.[27] 또한, 수성 표면은 태양과의 조석 작용으로 인한 조석 융기 때문에 구부러지는데, 수성의 조석 융기는 지구와 달의 경우보다 17% 더 강하다.[28]
수성 표면에서 특이한 특징 중 하나는 평원을 가로지르는 수많은 압축 단층이다. 이는 행성 내부가 냉각되면서 수축하고, 그 결과 표면이 변형되기 시작하면서 형성된 것으로 생각된다. 단층은 크레이터와 더 매끄러운 평원과 같은 다른 지형 위에 나타나는데, 이는 단층이 비교적 최근에 형성되었음을 시사한다.[9] 수성의 표면은 또한 태양에 의해 생성된 상당한 조석 융기에 의해 굴곡이 생기는데, 수성에 대한 태양의 조석력은 지구에 대한 달의 조석력보다 약 17% 더 강하다.[10]
5. 극(polar)과 얼음의 존재 가능성
수성의 극지방은 지속적으로 영하의 온도를 유지하기 때문에 표면에 얼음이 존재할 가능성이 있다. 극지 평원에서는 온도가 -106°C 이상 올라가지 않으며, 직사광선이 닿지 않는 깊은 충돌구 내부에서는 -171°C까지 떨어진다. 영구적으로 그림자가 드리워진 지역은 온도가 매우 낮아 승화 작용이 느리게 일어나기 때문에, 수십억 년 동안 침전된 얼음이 보존될 수 있다.
5. 1. 레이다 관측
최초의 레이다 관측은 아레시보 천문대의 전파 망원경과 미국국립전파천문대의 VLT, 골드스톤 복합 단지에서 이루어졌다. 특히, 행성 표면의 레이다 지도는 아레시보 천문대에서 2.4GHz의 전파를 이용하여 관측한 결과를 바탕으로 만들었다. 연구 결과 탈분극되고 반사율이 높은 장소가 확인되었다. 또, 새로운 지역이 발견되었으며 극점을 관측할 수 있게 되었다. 이 곳은 표면이 얼음이라고 추정된다.수성에 얼음이 존재한다는 것은 태양과 가장 가깝다는 사실로 미루어봤을 때 이는 터무니 없는 사실이었다. 이 얼음은 규산염 암석과 같이 높은 반사율을 가지기 때문에 발견될 수 있었다. 얼음이 존재한다는 사실은 지구에서 레이다로 관측한 결과로도 설명할 수 있다.
남극에는 높은 반사율을 띠는 넓은 지역이 있는데, 이 곳은 조맹부라고 불리며, 다른 여러 작은 충돌구도 반사율이 높다는 것이 확인되었다. 북극에도 조맹부보다는 작지만 반사율이 높은 충돌구가 여럿 존재한다.
수성에서 보는 레이다 반사력은 순수한 얼음과 비교하여 볼 때 작다. 이는 충돌구의 표면을 완전히 덮지 못 하거나, 얇은 표면층에 덮이는 퇴적 가루가 원인이다. 그러나, 얼음이 존재한다는 증거는 아직까지는 확실치 않다. 또한 변칙적인 반사력은 퇴적된 금속 황산염이 존재하거나 높은 반사율을 갖는 물질이 존재하기 때문으로 추정된다.
미국 항공우주국(NASA)의 심우주 네트워크 골드스톤 기지에서 전송된 전파는 8.51GHz에서 460kW의 출력으로 전송되었고, VLA 다중 안테나 배열이 수성의 북극에서 편파된 파를 가진 레이더 반사도(레이더 휘도) 지점을 감지했다.[1]
행성 표면의 레이더 지도는 아레시보 전파 망원경을 사용하여 만들어졌다. 조사는 420kW UHF 대역 (2.4GHz)의 전파를 사용하여 15km 해상도로 수행되었다. 이 연구는 높은 반사도와 편파의 구역의 존재를 확인했을 뿐만 아니라 새로운 지역(총 20개로 증가)을 발견했고 극지방까지 조사할 수 있었다. 수성 표면의 대부분을 구성하는 규산염 암석이 휘도에 정확히 반대되는 영향을 미치기 때문에, 표면 얼음이 이러한 높은 휘도 수준의 원인일 수 있다고 추정된다.[1]
태양에 가깝다는 점에도 불구하고 수성은 표면에 얼음을 가질 수 있는데, 극지방 근처의 온도가 지속적으로 빙점 이하이기 때문이다. 극지 평원에서는 온도가 -106°C 이상으로 올라가지 않는다. 지구에서 레이더 조사를 통해 발견된 수성의 고위도 지역의 크레이터는 얼음을 직사광선으로부터 보호할 수 있을 만큼 깊을 수 있다. 태양광이 없는 크레이터 내부에서는 온도가 -171°C까지 떨어진다.[1]
승화되어 우주 진공으로 증발함에도 불구하고, 영구적으로 그림자가 드리워진 지역의 온도는 너무 낮아서 이 승화가 잠재적으로 수십억 년 동안 침전된 얼음을 보존할 수 있을 정도로 느리다.[1]
5. 2. 얼음의 기원
천문학자들은 수성이나 달에 존재하는 얼음은 외부에서 가해진 어떤 원인이 원인이라고 추측한다. 그 원인 중에서도 가장 보편적인 것은 혜성과의 충돌이다. 수성에 거의 영구적으로 그림자에 덮인 충돌구가 있다는 것은 신기한 일이 아니다. 이 곳에는 매우 많은 양의 얼음이 존재한다고 알려져 있다. 따라서, 운석과 충돌해서 충돌구 안쪽에 물이 퇴적되어 얼음으로 액화되었다고 생각할 수 있다.항상 그림자에 덮인 충돌구의 온도는 승화 작용이 이루어진다 해도 퇴적된 얼음이 유지될 만큼 매우 낮다. 수성은 영구적인 그림자에 가려진 크레이터가 있다는 점에서 특이한 천체가 아니다. 지구의 달 남극에는 얼음의 존재에 대한 징후가 보이는 큰 크레이터인 에이킨이 있다(비록 해석은 논쟁의 여지가 있지만). 천문학자들은 수성과 달의 얼음 모두 외부에서 유래한 것으로 생각하며, 대부분 혜성의 충돌로 인한 것이다. 혜성은 많은 양, 또는 대부분의 얼음을 포함하는 것으로 알려져 있다. 따라서 운석 충돌로 인해 영구적인 그림자 크레이터에 물이 퇴적되었을 가능성이 있으며, 여기서는 열을 효율적으로 전달하는 대기가 없고 수성의 자전축 기울기가 안정적으로 유지되기 때문에 수십억 년 동안 따뜻해지지 않고 남아있을 수 있다.[1]
| 수성 |
|---|
6. 용어
충돌구가 없는 곳에는 아래의 이름이 부여된다.
비(非) 크레이터 지표 특징에는 다음과 같은 명칭이 부여된다.
7. 수성의 생물학적 역사
2020년 3월, 수성의 일부 지역이 거주 가능했을 수 있으며, 원시 미생물 형태의 생명체가 존재했을 가능성이 있다는 과학적 연구 결과가 발표되었다.[12][13]
7. 1. 거주 가능성
2020년 3월에 발표된 연구 결과에 따르면, 수성의 일부 지역이 거주 가능했을 수 있으며, 아마도 원시적인 미생물 형태의 생명체가 존재했을 가능성이 있어 과학적인 근거가 있을 수 있다.[12][13]참조
[1]
서적
Planetary landscapes
https://archive.org/[...]
Chapman & Hall
1993
[2]
간행물
Geology of the Terrestrial Planets
https://www.lpi.usra[...]
NASA Scientific and Technical Information Branch:Washington D.C.
1984
[3]
웹사이트
MESSENGER website
https://messenger.jh[...]
Johns Hopkins Applied Physics Laboratory
[4]
논문
Long-lived explosive volcanism on Mercury
2014-09-16
[5]
웹사이트
Topic: 1.2.c Mercury missions
https://cosmolearnin[...]
2023-07-24
[6]
웹사이트
Mercury Fact Sheet
https://nssdc.gsfc.n[...]
2023-07-24
[7]
논문
Rarity of Boulders on Mercury: Possible Causes
2020-09-01
[8]
논문
Boulders on Mercury
2021-11
[9]
논문
The tectonic and volcanic history of mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments
1978
[10]
논문
Mercury's tides and interior structure
2003
[11]
간행물
Pyroclastic Deposits on Mercury Detected With MASCS/Messenger Data: Identification Through Spectral Characterization and Principal Component Analysis(PCA)
https://www.hou.usra[...]
53rd Lunar and Planetary Science Conference
2022
[12]
뉴스
Life on the Planet Mercury? 'It's Not Completely Nuts' - A new explanation for the rocky world's jumbled landscape opens a possibility that it could have had ingredients for habitability.
https://www.nytimes.[...]
The New York Times
2020-03-24
[13]
논문
The Chaotic Terrains of Mercury Reveal a History of Planetary Volatile Retention and Loss in the Innermost Solar System
2020-03-16
[14]
논문
Long-lived explosive volcanism on Mercury
2014-09-16
[15]
기타
Kuiperian' Map of Mercury (PDF, large image; bilingual)
http://planetologia.[...]
[16]
저널
The Geological History of Mercury
http://adsabs.harvar[...]
2008-06-03
[17]
뉴스
Bizarre spider scar found on Mercury's surface
http://space.newscie[...]
NewScientist.com news service
2010-12-06
[18]
저널
Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury
http://adsabs.harvar[...]
2008-04-16
[19]
저널
A Serenitatis origin for the Imbrian grooves and South Pole-Aitken thorium anomaly
http://www.agu.org/p[...]
2008-05-12
[20]
저널
Albedo of Immature Mercurian Crustal Materials: Evidence for the Presence of Ferrous Iron
http://adsabs.harvar[...]
2008-06-03
[21]
웹인용
보관된 사본
http://messenger.jhu[...]
2012-02-16
[22]
웹인용
보관된 사본
http://messenger.jhu[...]
2012-02-16
[23]
웹인용
보관된 사본
http://messenger.jhu[...]
2012-02-16
[24]
서적
Application of an Updated Impact Cratering Chronology Model to Mercury
Lunar and Planetary Science Institute
2001-10-04
[25]
저널
The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments
http://adsabs.harvar[...]
2008-06-03
[26]
저널
Mercury’s tides and interior structure
2008-04-16
[27]
간행물
The tectonic and volcanic history of Mercury as inferred from studies of scarps, ridges, troughs, and other lineaments
1978
[28]
간행물
Mercury’s tides and interior structure
2003
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com