화성 Mars에 대해 알아보겠습니다.
지구와 비슷한 면이 많은 화성
태양계의 네 번째 행성으로, 지구와 비슷한 자전 주기를 가지고 있으나 크기는 지구의 약 절반 정도입니다. 이 행성의 대기는 매우 희박하며 주로 이산화탄소로 구성되어 있습니다. 화성의 표면은 붉은 색을 띠는데, 이는 철분이 풍부한 광물이 산화되어 발생하는 현상입니다. 또한, 화성에는 거대한 화산과 깊은 계곡, 폭 넓은 평원 등 다양한 지형이 존재합니다. 올림푸스 몬스는 우주에서 가장 큰 화산으로 알려져 있습니다. 화성의 기후는 대체로 매우 추운 편이며, 평균 온도는 약 -80도 섭씨에 달합니다. 과거에는 물이 풍부했을 가능성이 있으며, 현재도 얼음 형태로 물이 존재하는 것으로 추정됩니다. 이러한 특징들로 인해 화성은 우주 과학 및 탐사의 중요한 대상이 되고 있습니다.
화성의 크기
화성의 크기는 지구와 비교해 보면 상당히 작은 편입니다. 화성의 직경은 약 6,779 킬로미터로, 이는 지구의 직경인 약 12,742 킬로미터의 약 절반 정도입니다. 또한, 화성의 표면적은 약 1억 4,460만 제곱킬로미터로, 지구의 표면적의 약 28%에 해당하며, 이는 거의 대륙 크기에 해당합니다.
화성의 부피와 질량 또한 지구에 비해 훨씬 작습니다. 화성의 부피는 약 1조 6318억 입방 킬로미터이며, 이는 지구 부피의 약 15% 수준입니다. 질량은 지구 질량의 약 10%에 해당합니다.
이러한 크기 차이는 화성의 중력이 지구 중력의 약 38% 수준이라는 것을 의미합니다. 즉, 화성에서는 지구보다 훨씬 가벼운 느낌을 받을 수 있습니다. 이는 화성에서의 이동, 작업 및 다른 활동들에 중요한 영향을 미칩니다.
화성의 대기
대기 구성
- 이산화탄소 (CO2): 대기의 약 95%를 차지합니다. 이 높은 비율의 이산화탄소는 지구의 대기에서 찾아볼 수 있는 비율보다 훨씬 높습니다.
- 질소 (N2): 약 2.6%를 차지하며, 이 또한 지구 대기에서 찾을 수 있는 질소와 유사합니다.
- 아르곤 (Ar): 약 1.9%로, 이는 비활성 가스로서 대기 안에서 큰 화학적 역할을 하지 않습니다.
- 산소 (O2): 약 0.13%를 차지하며, 이는 지구의 대기 중 산소 비율인 약 21%에 비해 매우 낮은 수치입니다.
- 이산화탄소와 소량의 다른 가스들: 물 기체(H2O), 일산화탄소(CO), 메탄(CH4) 등이 소량 포함되어 있습니다.
대기압
- 화성의 평균 대기압은 약 600 파스칼로, 지구의 평균 대기압 101,300 파스칼의 약 0.6%에 불과합니다. 이는 화성의 대기가 매우 희박하다는 것을 의미하며, 지상에서 물이 액체 상태로 존재하기 어렵게 만듭니다.
기후 영향
- 대기의 희박함은 화성의 온도가 낮고 극심한 온도 변화를 겪는 이유 중 하나입니다. 화성의 평균 온도는 대략 -60도 섭씨이며, 계절과 지역에 따라 큰 차이를 보입니다.
- 대기 중 물 기체의 양은 매우 제한적이지만, 구름 형성과 얇은 안개가 발생하기도 합니다.
기상 형상
- 화성에서는 대기 중의 미세 먼지 입자가 자주 바람에 의해 움직이며 때로는 전 행성을 뒤덮는 거대한 먼지 폭풍이 발생하기도 합니다. 이러한 먼지 폭풍은 때때로 몇 주간 지속될 수 있습니다.
지표 및 지형
1.올림푸스 몬스 (Olympus Mons)
- 화성의 대표적인 지형 중 하나로, 올림푸스 몬스는 태양계에서 가장 큰 화산이자 산입니다. 높이가 약 22km에 달하며 지름은 약 600km로 극히 넓은 기반을 가지고 있습니다. 이는 지구의 마우나로아 화산보다 훨씬 크며, 지구 상의 어떤 산보다 높습니다.
2. 발레스 마리네리스 (Valles Marineris)
- 길이가 약 4,000km, 폭이 최대 200km, 깊이가 7km에 달하는 이 협곡은 화성의 가장 인상적인 지형 중 하나입니다. 이 협곡의 크기는 지구의 그랜드 캐년보다 훨씬 크며, 발레스 마리네리스는 화성의 표면에 길게 뻗어 있습니다.
3. 극지의 얼음 모자
- 화성의 남극과 북극에는 얼음 모자가 있으며, 주로 물 얼음과 이산화탄소 얼음(건조 얼음)으로 구성되어 있습니다. 계절에 따라 크기가 변하며, 특히 겨울 동안에는 이산화탄소 얼음이 많이 증가합니다.
4. 평원과 고원
- 화성에는 넓은 평원과 고원이 많으며, 이들은 과거의 화산 활동과 풍화 및 침식 작용의 결과로 형성된 지형입니다. 예를 들어, 타르시스 지역은 화성의 거대한 화산 지대로, 여러 개의 큰 화산으로 둘러싸여 있습니다.
5. 분화구
- 화성 표면은 수많은 충돌 분화구로 가득 차 있습니다. 일부 분화구는 극히 오래되었으며 침식의 징후를 보이기도 합니다. 화성의 나이와 역사를 추적하는 데 중요한 역할을 합니다.
6. 물의 흔적
- 과거에 물이 풍부했던 시기의 흔적으로 여겨지는 계곡, 강바닥 유사 구조, 퇴적층 등이 화성의 여러 지역에서 발견됩니다. 이러한 지형은 화성의 과거 기후가 지금보다 더 온화했을 가능성을 시사합니다.
기후
1. 온도 변화
- 화성의 평균 표면 온도는 약 -60도 섭씨입니다. 하지만 행성의 얇은 대기로 인해 열 보유 능력이 낮아, 낮과 밤의 온도 차이가 매우 큽니다. 낮에는 최대 20도 섭씨까지 올라갈 수 있지만, 밤에는 -100도 섭씨 이하로 떨어질 수 있습니다.
- 화성의 극지방은 특히 추우며, 겨울에는 극지 모자 근처에서 온도가 -125도 섭씨까지 내려갈 수 있습니다.
2. 계절 변화
- 화성 역시 지구처럼 태양 주위를 공전하면서 계절 변화를 경험합니다. 그러나 화성의 공전 궤도는 지구보다 더 타원형이기 때문에, 특정 계절에는 태양에 더 가까워지거나 멀어집니다. 이것이 온도 변화와 계절 길이에 영향을 미칩니다.
- 화성의 한 해는 지구의 약 두 배인 687 지구 일입니다. 따라서 각 계절은 지구의 계절보다 길게 지속됩니다.
3. 대기 현상
- 먼지 폭풍: 화성의 대기는 종종 강력한 먼지 폭풍을 경험합니다. 이러한 폭풍은 때때로 작은 지역에서 시작하여 몇 주 또는 몇 달 동안 전 행성을 덮을 수 있습니다. 먼지 폭풍은 태양 빛을 차단하여 로버와 다른 탐사 장비의 태양 전지판에 영향을 줄 수 있습니다.
- 구름과 서리: 화성 대기 중의 물기는 때때로 구름을 형성하거나 서리가 내리는 데 충분합니다. 이는 주로 더 높은 고도에서나 극지방에서 관찰됩니다.
4. 풍화 및 침식
- 화성의 대기는 비록 희박하지만, 바람에 의한 풍화 및 침식 활동이 활발하게 일어납니다. 이는 화성의 다양한 지형 형성에 기여하며, 특히 먼지의 이동과 분포에 큰 영향을 미칩니다.
5. 극관층 현상
- 화성의 남극과 북극에는 계절에 따라 이산화탄소가 결빙되거나 승화하는 극관층 현상이 발생합니다. 이는 대기의 일부가 겨울 동안 얼음 모자에 흡수되었다가 여름에 다시 방출되는 주기적인 과정입니다.
자전과 공전
자전
화성의 자전 주기는 지구의 하루와 매우 비슷합니다. 화성의 하루는 "솔"이라고 불리며, 지구 시간으로 약 24시간 39분 35초 동안 지속됩니다. 이는 화성이 자신의 축을 중심으로 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간입니다. 이 때문에 화성의 일과 밤의 길이는 지구와 비슷하게 느껴질 수 있습니다.
공전
화성은 태양 주위를 공전하는 데 지구보다 훨씬 더 긴 시간이 필요합니다. 화성의 공전 주기는 지구 일로 약 687일, 즉 거의 2년에 해당합니다. 이는 화성이 태양으로부터 평균 약 1.5AU (AU는 천문단위로, 지구와 태양 사이의 평균 거리) 떨어져 있기 때문입니다. 화성의 궤도는 지구의 궤도보다 더 타원형이기 때문에, 태양에 가까워지는 근일점과 멀어지는 원일점 사이의 거리 차이가 더 큽니다.
일몰과 일출
화성의 자전과 궤도 이동으로 인해, 해가 뜨고 지는 속도는 지구와 약간 다를 수 있습니다. 그러나 이러한 차이는 일상적인 관찰에서 크게 두드러지지 않습니다. 화성의 얇은 대기는 지구처럼 광대한 산란 효과를 제공하지 않기 때문에, 화성의 하늘은 지구보다 어둡고, 일몰과 일출의 색조는 지구와는 다른 독특한 모습을 보여줍니다.
물의 존재
과거의 물
화성의 지형에는 과거에 물이 존재했음을 시사하는 여러 특징이 있습니다. 강바닥, 계곡, 호수와 같은 구조들이 발견되었으며, 이는 수천만 년 동안 물이 흘러 침식과 퇴적 작용을 일으켰다는 강력한 증거입니다. 특히 화성의 북반구는 낮은 지형으로, 과거에 큰 해양이 존재했을 가능성이 제기되고 있습니다.
현재의 물
1. 극지방의 얼음 모자
- 화성의 양 극에는 큰 얼음 모자가 존재하며, 이는 주로 물 얼음과 이산화탄소(건조 얼음)로 구성되어 있습니다. 계절에 따라 이 얼음의 크기가 변하며, 여름 동안 일부가 녹아서 대기 중으로 이산화탄소가 방출됩니다.
2. 지하 얼음
- 화성의 중위도 지역에서도 상당량의 물 얼음이 표면 아래에 매장되어 있습니다. 이 지역의 지하 얼음은 화성의 기후 변화에 중요한 역할을 하며, 향후 인간의 탐사 및 거주 가능성에 핵심적인 자원이 될 수 있습니다.
3. 계절성 수류
- 일부 지역에서는 계절에 따라 어두운 줄무늬가 나타나는 현상이 관찰되었는데, 이는 물질이 계절에 따라 흐르는 것으로 추정됩니다. 이른바 '반복적인 경사선 흐름'(Recurring Slope Lineae, RSL)은 소량의 액체 물이 표면에서 잠깐동안 흐르는 것을 나타낼 수 있습니다.
4. 액체 물의 가능성
- 화성의 표면 온도와 압력 조건 대부분은 액체 물이 안정적으로 존재하기 어려운 환경입니다. 그러나 소금이 포함된 물은 빙점 이하의 온도에서도 액체 상태로 남아있을 수 있습니다. 이러한 염수는 화성 표면 또는 근처에서 액체 물이 존재할 가능성을 높여줍니다.
자기장
화성의 자기장의 소멸
화성의 초기 역사에서는 강력한 자기장이 존재했을 가능성이 높습니다. 약 41억 년 전, 화성은 강한 자기장을 가지고 있었으며, 이는 행성의 내부에 녹은 금속 코어에 의한 다이나모 효과 때문이었을 것으로 추정됩니다. 그러나 이 자기장은 어떤 이유에서인지 약 40억 년 전에 급격하게 약해졌습니다. 과학자들은 화성의 코어가 식어 다이나모 작동이 중단되었을 수 있다고 추측합니다.
현재의 자기장
오늘날 화성의 자기장은 매우 약하고, 지구의 자기장의 1% 미만의 세기를 가지고 있습니다. 화성의 자기장은 국소적인 '자기 편차'로 존재하며, 이는 고대의 강한 자기장이 퇴적암 속에 남긴 잔류 자기장으로 보입니다. 이 자기 편차는 화성의 다양한 지역에서 불규칙하게 분포되어 있으며, 행성 전체에 걸쳐 일관된 모양이나 방향을 가지고 있지 않습니다.
자기장의 영향
화성의 약한 자기장은 행성을 태양풍으로부터 보호하는 데 매우 제한적입니다. 지구의 자기장은 태양풍으로부터 대기를 보호하고, 대기의 손실을 막는 중요한 역할을 합니다. 반면, 화성의 경우 이러한 보호 장치가 없기 때문에 대기가 우주로 지속적으로 유출되고 있습니다. 이는 화성의 대기가 지속적으로 얇아지는 원인 중 하나입니다.