옥시아 팔루스 쿼드랑글

Oxia Palus quadrangle
옥시아 팔루스 쿼드랑글
USGS-Mars-MC-11-OxiaPalusRegion-mola.png
화성 궤도 탐사선 레이저 고도계(MOLA) 데이터의 옥시아 팔루스 쿼드랑글 지도 가장 높은 고도는 빨간색이고 가장 낮은 고도는 파란색이다.
좌표15°00˚N 화씨 22도30도 / 15°N 22.5°W / 15; -22.5좌표: 15°00′N 22°30′W / 15°N 22.5°W / 15; -22.5
옥시아 팔루스 쿼드랭글의 이미지(MC-11). 이 지역은 남동쪽에 많은 물이 고여 있는 고지대를 포함하고 있으며, 북서쪽의 비교적 평탄한 크리세 분지의 평야에서 끝나는 몇 개의 큰 유출 통로가 교차하고 있다.

옥시아팔루스 쿼드랑글은 미국 지질조사국(USGS) 우주지질학연구프로그램(Astrogeology Research Programme)이 사용하는 화성의 30개의 쿼드랑글 지도 중 하나이다. 옥시아 팔루스 쿼드랭글은 MC-11(Mars Chart-11)이라고도 한다.[1]

쿼드랑글은 화성에서 서경 0°~45°, 북위 0°~30°의 영역을 덮고 있다. 이 쿼드랑글은 많은 지역의 일부를 포함한다. 크리세 플라니티아, 아라비아 테라, 샨테 테라, 마르가리티퍼 테라, 메리디안룸, 옥시아 플라눔.

Mars Pathfinder는 19°08에 Oxia Palus 쿼드랑글에 착륙했다.′N 33°13′W / 19.13°N 33.22°W / 19.13; -33.22, 1997년 7월 4일 Tiu Valles와 Ares Vallis 교차로에서.

옥시아 팔루스 안에 있는 많은 분화구는 유명한 과학자들의 이름을 따서 명명되었다. 갈릴레이와 다빈치 외에도 원자와 방사선을 발견한 사람들 중 몇몇은 그곳에서 존경을 받고 있다: 퀴리, 베크렐, 러더포드.[2]

Mawrth Vallis는 NASA의 큐리오시티 탐사선인 화성과학연구소의 착륙지로 강력하게 고려되었다.[3] 그것은 적어도 NASA의 EXoMars 2020 로버 미션의 상위 두 곳에 올랐다. 이 착륙을 위해 제안된 정확한 위치는 22.16 N과 342.05 E이다.[4]

Mawrth Vallis 지역은 동료 검토 출판물에 40개 이상의 논문이 발표되어 잘 연구되고 있다. Mawrth 채널 근처에는 많은 노출된 층이 있는 200미터 높이의 고원이 있다. 스펙트럼 연구는 일련의 층으로 존재하는 점토 광물을 검출했다.[5][6][7][8][9][10][11][12][13][14][15] 점토 광물은 아마도 초기부터 중간까지의 노키아 시기에 퇴적되었을 것이다. 나중에 풍화작용은 카올린, 알루나이트, 자로사이트와 같은 다양한 광물을 노출시켰다. 이후 화산재가 이 지역을 뒤덮었다. 이 화산 물질은 방사능으로부터 가능한 모든 유기 물질을 보호했을 것이다.[16]

옥시아 팔루스 쿼드랑글의 또 다른 부지는 EXoMars 2020 착륙지점 18.14N과 335.76E로 선정되었다. 이 사이트는 델타, 가능한 바이오시그너쳐, 다양한 클레이를 포함한 오랜 기간 동안 수용된 시스템 때문에 흥미롭다.[4][17][18]

이 사각형에는 강 계곡, 호수, 샘, 그리고 땅에서 물이 흘러나온 혼돈 지역 등의 과거 물에 대한 풍부한 증거가 담겨 있다. 옥시아 팔루스에서는 다양한 점토 광물이 발견되었다. 점토는 물에 형성되어 고대 생물의 미세한 증거를 보존하는 데 좋다.[19] 최근 과학자들은 샬바타나발리스에서 배수를 받은 옥시아팔루스 쿼드랑글에 위치한 호수에 대한 강력한 증거를 발견했다. HiRISE 영상과 함께 수행된 연구는 물이 계곡으로 열려있는 30마일 길이의 협곡을 형성하고 침전물을 침전시키고 삼각주를 만들어냈다는 것을 보여준다. 이 삼각주와 유역 주위의 다른 것들은 크고 장수하는 호수의 존재를 암시한다. 특별한 관심사는 따뜻하고 습한 시기 후에 형성된 호수가 끝났다고 생각되었다는 증거다. 그래서 호수는 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 길었을지도 모른다. [20][21] 2015년 10월, 18°163030nN 335°2 부근에 위치한 평원 옥시아플랑움.2′05″E / 18.275°N 335.368°E / 18.275; 335.368이 ExoMars 로버의 우선 착륙지점으로 보고되었다.[22][23][24] 점토 단위 위에 있는 내식성 층은 생명의 증거를 보존했을 수 있다.[25][26]

표면 외관

화성 패스파인더는 착륙지에 많은 암석이 있는 것을 발견했다. 분석 결과 화성의 90%보다 암석 밀도가 높은 것으로 나타났다. 그 바위들 중 일부는 지질학자들이 임브란트라고 부르는 방식으로 서로 기대어 있었다. 과거 강한 홍수로 인해 암석이 떠돌지 않고 밀려났다고 여겨진다. 개울에 떨어져서 그런지 조약돌 몇 개가 둥글게 생겼다. 어떤 바위는 표면에 바람의 작용으로 인해 벗겨진 것 같은 구멍이 있다. 작은 모래언덕이 있다. 광물을 함유한 액체에 의해 시멘트로 굳어진 탓인지, 땅의 일부분은 딱딱하다. 일반적으로 암석들은 표면에 붉은 먼지 조각이나 습기가 있는 외관을 가진 어두운 회색빛을 보인다. 먼지는 일부 암석의 낮은 5~7cm를 덮고 있어 한때는 묻혀있었을지 모르지만 지금은 다 빠져버렸다. 수평선에는 손잡이 세 개, 커다란 분화구 한 개, 작은 분화구 두 개가 보였다.[27]

암석의 종류

화성 경로파인더의 알파 프로토톤 X선 분광계 결과는 옥시아 팔루스 사분면에 있는 일부 암석들이 지구의 안데스 산맥과 같다는 것을 보여주었다. 안데스산 암석의 발견은 일부 화성 암석들이 재융해 재처리된 것을 보여준다. 지구에서 안데사이트는 마그마가 바위 주머니 속에 있을 때 형성되며 철과 마그네슘의 일부가 자리를 잡는다. 결과적으로, 마지막 바위는 철과 마그네슘을 적게 포함하고 실리카를 더 많이 함유하고 있다. 화산암은 보통 알칼리(NaO2, KO2)의 상대적인 양과 실리카(SiO2)의 양을 비교하여 분류된다. 안데사이트는 화성에서 온 운석들에서 발견된 암석과는 다르다.[27][28][29]

이 임무의 최종 결과가 저널 사이언스지에 연재된 기사(1997년 12월 5일)에 기술될 무렵, 암석 요기에는 먼지 코팅이 들어 있었지만 암석 바나클 빌과 비슷했다고 여겨졌다. 계산에 따르면 두 암석은 대부분 광물인 정형록센(마그네슘-철 규산염), 장석(칼륨, 나트륨, 칼슘의 알루미늄 규산염), 석영(이산화규소), 자석, 일메나이트, 황화철, 인산칼슘을 함유하고 있다.[27][28][29]

  • 주요 특징으로 표시된 옥시아 팔루스 지도

  • Mars Pathfinder에서 보기.

  • 소저너로버가 요기락(NASA)의 알파 프로톤 X선 분광계 측정을 하고 있다. 참고: Sojourner Rover는 Mars Pathfinder의 일부였습니다. 그것은 착륙선에서 굴러 떨어졌다. 이 사진은 착륙선이 찍은 것이다.

Pathfinder의 기타 결과

과학자들은 태양으로부터 다른 거리에 있는 하늘의 여러 이미지를 찍음으로써 분홍색 안개에 있는 입자의 크기가 반지름 약 1마이크로미터라는 것을 알아낼 수 있었다. 일부 토양의 색은 과거 더 따뜻하고 습한 기후를 지탱할 수 있는 철 옥시하이드록사이드 국면과 유사했다.[30] 패스파인더는 일련의 자석을 운반해 먼지의 자기 성분을 검사했다. 결국, 자석들 중 하나를 제외한 모든 자석들이 먼지 코팅을 발달시켰다. 가장 약한 자석은 흙을 끌어들이지 않았기 때문에 공기 중의 먼지에는 순수한 자석이나 한 종류의 마그헤미트가 들어 있지 않다는 결론이 내려졌다. 그 먼지는 아마도 철산화물(FeO23)으로 시멘딩될 수 있는 골재였을 것이다.[31]

바람은 보통 10m/s 미만이었다. 이른 오후에 더스트 데블이 검출되었다. 하늘은 분홍색이었다. 구름과 어쩌면 안개에 대한 증거가 있었다.[27]

강 계곡과 혼돈

이 지역에는 많은 크고 오래된 강 계곡이 있는데, 혼돈이라고 불리는 붕괴된 지형들과 함께 발견된다. 혼돈의 특징은 표면에서 물이 나왔을 때 무너졌을지도 모른다. 화성 강은 혼돈 지역에서 시작된다. 혼란스러운 지역은 쥐의 중간, 부츠, 언덕으로 이루어진 둥지로, 군데군데 거의 무늬가 있는 것처럼 보이는 계곡으로 잘려나가고 있다. 이 혼란스러운 지역의 일부 지역은 완전히 붕괴되지 않았다. 그것들은 여전히 큰 메아리로 형성되어 있기 때문에 여전히 물 얼음을 포함하고 있을 수도 있다.[32] 혼란스러운 지형은 화성의 수많은 장소에서 발생하며, 항상 무언가 갑자기 지면을 어지럽혔다는 강한 인상을 준다. 더 많은 정보와 혼돈의 예는 혼돈 지형에서 찾을 수 있다. 오래 전에 혼돈 지역이 형성되었다. 과학자들은 분화구(어떤 지역에서 더 많은 분화구는 더 오래된 표면을 의미한다)를 세고 다른 지질학적 특징들과 계곡의 관계를 연구함으로써 이 분화구들이 20억년에서 38억년 전에 형성된 경로를 결론지었다.[33]

대규모 유출 통로 형성에 대해 일반적으로 받아들여지는 견해 중 하나는 거대한 지하수 저수지에서 방출된 대재앙의 홍수에 의해 형성되었다는 것이다. 아마도 단층이나 화산 활동으로 인해 물이 지상에서 나오기 시작했을 것이다. 때때로 뜨거운 마그마는 표면 아래로 이동한다. 그렇게 되면 지면이 뜨거워지겠지만 표면에는 용암의 흔적이 없을 수도 있다. 물이 빠져나가면 표면이 무너진다. 표면을 가로질러 움직이면 물은 동시에 얼어붙고 증발했을 것이다. 빠르게 형성되었을 얼음 덩어리가 홍수의 에로스적인 힘을 강화시켰을지도 모른다. 게다가, 수면에서는 물이 얼었을 수도 있지만, 아래로 계속 흘러가면서, 그것이 움직이면서 지반이 침식된다. 지구의 추운 기후에 있는 강은 종종 얼음으로 덮여있지만, 계속 흐른다.

이런 재앙적인 홍수가 지구에서 일어났다. 일반적으로 인용되는 예로는 워싱턴 주의 채널드 딱지랜드가 있다; 그것은 플리스토세 호수 미술라에서 물이 떨어져 형성되었다. 이 지역은 화성 유출 경로와 닮았다.[34]

호수

2010년 1월에 발표된 연구는 화성이 옥시아 팔루스 사분면에 각각 20킬로미터 넓이의 호수를 가지고 있었다는 것을 보여준다. 이전의 연구는 화성이 건조된 지 오래 된 따뜻하고 습한 초기 역사를 가지고 있다는 것을 보여주었지만, 이 호수들은 훨씬 더 이른 시기인 헤스페리안 에폭에 존재했다. NASA의 화성 정찰궤도선으로부터 받은 상세한 영상을 이용하여, 연구원들은 이 기간 동안 화성의 궤도에 화산 활동, 운석 충돌, 또는 지상에 존재하는 풍부한 얼음을 녹일 수 있을 만큼 화성의 대기를 따뜻하게 하기 위한 이동이 증가했을 것으로 추측하고 있다. 화산은 일시적으로 대기를 두껍게 하는 가스를 방출하여 더 많은 햇빛을 가두어 액체 상태의 물이 존재할 수 있을 만큼 따뜻하게 만들었을 것이다. 이 새로운 연구에서, 아레스 발리스 근처의 호수 분지를 연결하는 채널이 발견되었다. 한 호수가 가득 찼을 때, 호수의 물이 둑으로 넘쳐서 다른 호수가 형성되는 더 낮은 지역에 수로를 새겼다.[35][36] 이 호수들은 현재 또는 전생의 증거를 찾는 또 다른 장소일 것이다.

아람 혼돈

아람 카오스는 화성 적도 부근의 고대 충격 분화구로 아레스 발리스에 가깝다. 지름이 약 280km(170mi) 정도 되는 아람은 마르가리티퍼 테라라는 지역에 위치해 있는데, 많은 수로들이 이 고지에서 홍수가 오래 전에 북쪽 저지대로 쏟아져 나왔다는 것을 보여준다. 화성 오디세이 궤도선의 열 방출 영상 시스템(THEMIS)이 아람의 바닥에서 회색 결정체 혈흔을 발견했다. 헤마이트(Hymatite)는 지반수가 정상 온도에서나 온천에서나 철분이 풍부한 암석을 통해 순환할 때 침전할 수 있는 철산화 미네랄이다. 아람의 바닥에는 물이나 얼음이 대재앙을 제거했을 때 형성된 붕괴되거나 혼란스러운 거대한 지형이 있다. 화성의 다른 곳에서는 지하수 방출로 아레스 발리스에서 보이는 큰 수로와 이와 유사한 유출 계곡이 침식되는 대규모 홍수가 발생했다. 그러나 아람 카오스에서는 방류된 물이 대부분 분화구의 성벽 안에 머물러 동쪽 벽의 작고 얕은 출구 수로만 침식되었다. 아람의 헤마이트, 황산염 광물, 수성 규산염 등 여러 광물들은 한때 분화구 내에 호수가 존재했을 가능성을 시사한다. 헤마이트를 형성하려면 액체 상태의 물이 필요하기 때문에 두꺼운 대기 없이는 오래 존재할 수 없기 때문에, 화성은 헤마이트가 형성된 과거 어느 때보다도 두꺼운 대기를 가지고 있었을 것이다.[37]

  • 하이위시 프로그램 하의 하이라이즈에서 본 것처럼 아람 혼돈의 매달려 있는 모습

레이어드 퇴적물

옥시아팔루스는 층층이 쌓인 퇴적물을 보여주는 분화구가 많은 흥미로운 지역이다.[38] 그러한 퇴적물은 물, 바람, 화산에 의해 퇴적되었을지도 모른다. 층의 두께는 분화구마다 다르다. 베크렐에서는 많은 층들이 약 4미터 두께다. 크롬멜린 분화구에서는 평균 20미터 두께의 층이 있다. 때때로, 상단 층은 침식에 내성이 있을 수 있고 테이블의 라틴어인 멘사라고 불리는 특징을 형성할 것이다.[39]

베크렐 분화구에서 측정한 층 내 층의 패턴은 각 층이 약 10만 년의 기간에 걸쳐 형성되었음을 시사한다. 더욱이 10개 층마다 더 큰 묶음으로 묶을 수 있다. 그래서 모든 10단 패턴이 형성되기까지 100만년이 걸렸다(10만년/단 × 10단). 10단 패턴은 최소한 10번 반복되는데, 즉 10개의 묶음이 있고, 각각 10개의 층으로 구성되어 있다. 이 층들은 화성의 기울기를 변화시키는 순환과 관련이 있다고 여겨진다.

지구의 축 기울기는 2도 이상만 변한다. 이와는 대조적으로 화성의 기울기는 수십 도씩 차이가 난다. 오늘날 화성의 기울기(혹은 경사)가 낮아 극지방은 지구상에서 가장 추운 곳인 반면 적도는 가장 따뜻하다. 이것은 물과 이산화탄소와 같은 대기의 기체들이 얼음으로 변하는 극지방으로 이동하게 한다. 직각도가 높을수록 극은 더 많은 햇빛을 받고, 그 물질들은 이동한다. 극지방에서 이산화탄소가 이동하면 대기압이 높아져 바람의 이동능력과 모래 퇴적능력에 차이가 생길 수 있다. 대기 중에 더 많은 물이 있으면 표면에 퇴적된 모래 알갱이가 달라붙어 시멘트로 층을 형성할 수 있다. 이 연구는 NASA의 화성 정찰궤도선에 탑재된 고해상도 카메라에서 데이터를 처리해 얻은 스테레오 지형도를 이용해 이뤄졌다.[40]

화성의 많은 예들을 가지고 레이어링에 대한 자세한 논의는 화성의 침전물 지질학에서 찾을 수 있다.[41]

  • HiRISE의 HiWish 프로그램에서 보듯이 Buttes. 부떼는 암석 위에 단단한 내성을 가진 캡 바위를 층층이 쌓아 암석의 침식을 막아준다.

  • HiRISE에서 본 베크렐 층. 결함을 보려면 이미지를 클릭하십시오.

  • 층을 보여주는 분화구의 더미는 충돌 후 퇴적된 층의 침식에 의해 형성된다.

  • HiRISE에서 본 펑스크 크레이터. 축척봉의 길이는 500m이다. 바닥에서 가능한 미세 레이어를 보려면 이미지를 클릭하십시오. 오른쪽의 이미지는 분화구의 남쪽(아래) 벽의 확대된 것이다.

  • 하이드라테스 혼돈, 하이라이즈에서 보듯이. 채널 및 레이어를 보려면 이미지를 클릭하십시오. 축척봉의 길이는 1000m이다.

  • 히리즈에서 본 그라다빅 크레이터. 축척봉의 길이는 1000m이다.

  • 기념비 계곡에 층층이 쌓였다. 이것들은 적어도 부분적으로 물의 침적에 의해 형성되는 것으로 받아들여진다. 화성은 비슷한 층을 가지고 있기 때문에, 물은 화성에 층을 쌓는 주요 원인으로 남아 있다.

  • HiRISE 프로그램 하의 HiWish에서 본 바와 같이 레이어드 메사스. 테라메르디아의 위치.

  • 이전 사진에서 레이어를 보여주는 메사 중 하나를 클로즈업. 메사는 퇴적물이 퇴적된 호수의 잔해일지도 모른다. HiRISE 프로그램을 통해 획득한 그림.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 넓은 시야

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어드 기능의 넓은 시야

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어드 피쳐의 클로즈 뷰

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어드 피쳐와 굴곡의 넓은 시야

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 마운드 내 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiRISE의 HiWish 프로그램 하단에 나타난 아람 혼돈의 작은 층 세트

  • HiWish 프로그램 Arrows의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 및 야당은 일부 야당을 가리킨다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Shalbatana Vallis 근처의 우울증에 있는 층의 넓은 시야

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Shalbatana Vallis 부근의 우울증에 있는 층을 자세히 보기

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 Shalbatana Vallis 부근의 우울증에 있는 층을 자세히 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 넓은 시야

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiRISE가 HiWish 프로그램 Box 아래에서 볼 수 있는 레이어들의 근접 뷰는 축구장의 크기를 보여준다.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램 A의 HiRISE에서 볼 수 있는 것과 같이 레이어의 가까운 뷰가 보인다.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 레이어

선형 능선 네트워크

선형 능선 네트워크는 화성의 여러 곳과 분화구 주변에서 발견된다.[42] 능선은 격자처럼 교차하는 대부분 직선 세그먼트로 나타나는 경우가 많다. 그것들은 길이가 수백 미터, 높이가 수십 미터, 폭이 몇 미터나 된다. 충격으로 인해 표면에 골절이 생겼다고 생각되며, 이러한 골절은 나중에 유체의 통로 역할을 했다. 유체가 구조물을 굳혔다. 시간이 흐르면서 주변의 물질들이 침식되어 단단한 굴곡은 남겨졌다. 능선은 점토가 있는 곳에서 발생하기 때문에, 이러한 형성은 점토가 형성되기 위해 물을 필요로 하는 점토의 표식 역할을 할 수 있다.[43][44][45] 이곳의 물은 이 장소들에서 전생을 지탱할 수 있었을 것이다. 점토는 또한 화석이나 전생의 다른 흔적들을 보존할 수도 있다.

  • HiRISE 프로그램 하의 HiWish에서 볼 수 있는 가능한 다이크와 레이어드 구조. 이것들은 충격 분화구로 생산되는 선형 능선망의 일부일 수 있다.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이, 버트를 따라 발생할 수 있는 고장. 이는 충격 크레이터로 생성된 선형 능선 네트워크의 일부일 수 있다.

  • HiRISE에서 HiWish 프로그램의 레이어 및 리지드 네트워크 확인

  • HiRISE의 HiWish 프로그램 하단에 표시된 것처럼 마운드 및 능선 네트워크의 레이어

  • HiRISE에서 HiWish 프로그램에서 볼 수 있는 다양한 크기의 리지 네트워크

  • HiRISE에서 HiWish 프로그램에서 볼 수 있는 리지 네트워크

주름 능선

주요 기사: 주름 능선
ITESIS에서 볼 수 있는 Ares Vallis의 침식 특성

화성의 많은 지역은 주름 능선이라고 불리는 표면에 주름을 보인다. 그것들은 길어지고 종종 화성의 부드러운 지역에서 발견된다. 폭이 넓고 완만한 지형지물 높은 곳이기 때문에 간혹 잘 보이지 않을 때도 있다. 처음에는 용암이 흐르다가 생긴다고 생각했지만, 지금은 일반적으로 접히고 단층을 일으키는 압축 지각력에 의해 생긴 가능성이 더 높다고 생각된다. 아레스 발리스의 오른쪽에 있는 이미지에서 주름 능선이 보인다.[46]

결함

베크렐(Martian crater) 층은 HiRISE에서 볼 수 있다. 결함을 보려면 이미지를 클릭하십시오.

베크렐 분화구에서 층층이 찍은 오른쪽 아래 사진은 단층을 나타내는 직선을 보여준다.[47] 결함은 움직임이 일어난 바위의 파손이다. 그 움직임은 단지 인치 이상일 수도 있다. 결함은 매우 중요할 수 있는데, 이는 암석의 균열이 침식의 초점이고, 더 중요한 것은 용해된 미네랄을 함유한 액체가 상승하여 퇴적될 수 있기 때문이다. 지구의 주요 광석 매장량의 일부는 이 과정에 의해 형성된다.

스프링스

화성 정찰궤도선에서 고해상도 영상과학실험(HiRISE)으로 촬영한 영상을 분석한 결과 한때 옥시아팔루스 사분면에 있는 베르날 분화구에 온천이 존재했던 것으로 나타났다. 이 샘들은 아마도 오랜 시간 동안 삶의 터전을 제공했을 것이다. 게다가 이 샘과 관련된 광물 퇴적물은 화성인의 삶의 흔적을 보존했을지도 모른다. 바닥의 어두운 부분에 있는 버날 크레이터에서, 두 개의 가벼운 톤의 타원형 구조물은 지구의 온천과 매우 흡사하다. 그들은 내측과 외측 할로를 가지고 있으며, 대략적으로 원형의 압박이 있다. 많은 언덕이 샘 가까이에 늘어서 있다. 이것들은 침대를 담그는 경계에 따라 액체가 움직이면서 형성된 것으로 생각된다. 아래 사진은 이 샘들을 보여준다. 우울증 중 하나가 보인다. 화성 탐사선에 의한 오팔린 실리카의 발견은 또한 온천이 존재함을 암시한다. 오팔린 실리카는 종종 온천에 침전된다.[48] 과학자들은 이 지역을 화성 과학 연구소가 방문해야 한다고 제안했다.[49]

모하비 분화구

샨테 테라 지역에 있는 분화구 모하브는 미국 남서부의 모하비 사막에 있는 지형과 현저하게 유사한 충적팬을 가지고 있다. 지구에서와 마찬가지로 가장 큰 바위는 팬들의 입 근처에 있다. 채널은 능선 꼭대기에서 시작되기 때문에 폭우로 형성된 것으로 추정된다. 연구원들은 비가 충격에 의해 시작되었을 수도 있다고 제안했다.[50]

모하브의 깊이는 약 2,604미터(1.618마일)이다. 직경과 비교한 깊이와 광선계는 매우 젊음을 나타낸다. 이젝타 담요의 분화구 수는 약 300만 년의 나이를 준다. 화성에서 가장 최근 크기의 분화구로 여겨지고 있으며, 지구에서 채집된 셔고타이트 운석의 유력한 출처로 확인되었다.[51]

  • HiRISE에서 본 것처럼, Mojave의 충적 팬. 분화구 테두리는 오른쪽에 있다. 갈라진 채널의 네트워크는 왼쪽으로 흐른다.

  • HiRISE에서 모하브의 또 다른 모습(북쪽은 아래쪽에 있음)

피르소프 분화구

  • 피르소프 분화구 및 기타 인근 분화구가 표시된 MOLA 지도 색은 고도를 나타낸다.

  • HiRISE에서 본 피르소프 분화구의 층

  • HiRISE Note에서 볼 수 있는, Firsoff Crater의 층 클로즈업: 이것은 이전 Firsof Crater의 이미지를 확대시킨 것이다.

  • HiRISE Note에서 보는 바와 같이 이전 이미지의 상단 부분: 어두운 부분은 현무암 모래다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는, Firsoff Crater의 메사 층에 걸친 결함.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 Firsoff Crater의 층 클로즈업.

  • HiRISE가 HiWish 프로그램을 통해 본 것처럼, Firsoff Crater의 층을 이룬 표면의 넓은 시야.

  • 히라이즈가 하이위시 프로그램으로 찍은 축구장 사진 크기의 상자가 있는 피르소프 분화구의 층들.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는, Firsoff Crater의 층과 단층. 화살은 하나의 큰 결함을 보여주지만 사진에는 다른 작은 결점이 있다.

크롬멜린 분화구

  • (화성 정찰 궤도상에서) CTX 카메라로 본 크롬멜린(마틴 분화구).

  • CTX 카메라(화성 정찰 궤도 위)에서 볼 수 있듯이, 층과 먼지 악마의 흔적을 보여주는 크롬멜린 분화구. 참고: 이것은 크롬멜린 분화구의 이전 이미지를 확대시킨 것이다.

  • 크롬멜린 분화구는 CTX 카메라(화성 정찰 궤도 위)에서 보듯이 난자 모양으로 배열된 층을 보여준다. 참고: 이것은 크롬멜린 분화구의 이전 이미지를 확대시킨 것이다.

  • 크롬멜린 분화구는 CTX 카메라(화성 정찰 궤도선)에서 볼 수 있듯이 작은 분화구 내부와 부츠 층을 보여준다. 참고: 이것은 크롬멜린 분화구의 이전 이미지를 확대시킨 것이다.

  • 크롬멜린 분화구(HiRISE)에서 보듯이 층을 보여준다.

  • 크롬멜린(마틴 분화구)에 있는 부테는 하이위시 프로그램 로케이션 하의 하이라이즈에서 볼 수 있듯이 옥시아 팔루스 쿼드랑글이다.

  • HiWish 프로그램 Location 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 크롬멜린 크레이터의 층은 Oxia Palus 쿼드랑글이다.

  • HiRISE에서 HiWish 프로그램 Arrow 아래 보이는 크롬멜린 크레이터의 층은 결함을 나타낸다. 위치는 옥시아 팔루스 쿼드랑글.

  • 크롬멜린 크레이터 레이어드 퇴적물(HiRISE에서 본 바와 같이). 사진 속의 파란색은 가짜 색이다.

  • 이 사진의 HiWish 프로그램 Parts 아래에서 HiRISE가 본 크롬멜린 분화구의 층을 넓게 볼 수 있는 광경은 다음과 같은 이미지로 확대된다.

  • 하이라이즈가 히위시 프로그램 박스 아래 보이는 크롬멜린 분화구의 층층 마운드는 축구장 규모를 나타낸다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 크롬멜린 분화구의 층을 가까이에서 볼 수 있음

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 크롬멜린 분화구의 층을 가까이에서 볼 수 있음

  • HiWish 프로그램 Arrow의 HiRISE에서 볼 수 있는 크롬멜린 분화구 내 층의 근접 뷰는 결함을 가리킨다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 크롬멜린 분화구의 층을 가까이에서 볼 수 있음

  • HiWish 프로그램 Arrow의 HiRISE에서 볼 수 있는 크롬멜린 분화구 내 층의 근접 뷰는 결함을 가리킨다.

다니엘슨 크레이터

  • (화성 정찰 궤도상에서) CTX 카메라로 본 다니엘슨 분화구의 서쪽. 다니엘슨은 정기적으로 레이어링을 한다.

  • 다니엘슨 크레이터의 일부 층은 이 CTX 이미지에서 볼 수 있다. 모래언덕도 보인다.

  • 다니엘슨 분화구의 이 HiRISE 이미지에는 많은 층이 보인다. 어두운 먼지는 그 층들 중 일부를 돋보이게 하는 역할을 한다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터의 레이어 광경. 상자는 다음 이미지의 위치를 보여준다. 이미지의 어두운 부분은 평평한 곳에 있는 어둡고 현무암 모래다.

  • 다니엘슨 분화구의 이전 이미지를 확대하여 단층과 층을 보여준다. HiWish 프로그램에서 HiRISE와 함께 찍은 이미지.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 대니얼슨 크레이터의 일부

  • 하이위시 프로그램 하의 하이라이즈에서 볼 수 있는 대니얼슨 크레이터의 이전 이미지 확대. 이 상자는 축구장의 크기를 나타낸다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터의 가까운 층들—암흑 모래뿐만 아니라 바위가 보인다.

  • 하이위시 프로그램 하의 하이라이즈에서 볼 수 있듯이 사진 맨 위에 먼지 데블 자국이 있는 다니엘슨 크레이터의 레이어

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터의 레이어 광경

  • 하이라이즈 이미지의 하이위시 프로그램 센터 컬러 밴드 아래 하이라이즈가 보는 다니엘슨 크레이터의 레이어 시야가 넓다.

  • HiRISE가 HiWish 프로그램 Scale에서 본 대니얼슨 크레이터의 층이 보여진다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 다니엘슨 크레이터의 층과 어두운 먼지

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 다니엘슨 크레이터의 층과 어두운 먼지

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터 바닥에 층, 분화구, 분화구, 분화구

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터 바닥의 크레이터 보기

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터 바닥에 레이어드 마운드

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터 바닥의 층과 어두운 먼지의 근접하고 컬러 뷰

  • HiWish 프로그램 Boulders의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 다니엘슨 크레이터의 층과 바닥의 어두운 먼지의 근접하고 컬러 뷰가 이미지에서 보인다.

  • 하이라이즈(HiWish) 프로그램 결함 아래 히리즈(HiRISE)에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터 바닥의 촘촘한 색상과 어두운 먼지는 화살표로 표시된다.

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 대니얼슨 크레이터 바닥의 층을 가까이서 보기 일부 결함은 이미지에 보인다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 다니엘슨 크레이터의 층과 바닥의 어두운 먼지의 가깝고 컬러 뷰 일부 작은 결함은 이미지에서 볼 수 있다.

받침 분화구

주요 기사: 받침 분화구

받침돌 분화구는 분출구가 주변 지형 위에 놓여져 있어 상승된 플랫폼(대좌처럼)을 형성하는 분화구다. 그것들은 충격 분화구가 침식에 강한 층을 형성하는 물질을 분출할 때 형성되며, 따라서 가까운 지역이 나머지 지역보다 더 천천히 침식되게 한다. 일부 받침대는 주변 수백 미터 상공으로 정확하게 측정되었다. 수백m의 물질이 침식됐다는 뜻이다. 그 결과 분화구와 이젝타 담요가 둘 다 주변 위에 서 있다. 대좌 크레이터는 마리너 임무 중에 처음 관측되었다.[52][53][54][55]

  • HiRISE에서 볼 수 있는 옥시아 팔루스 쿼드랑글의 대좌 분화구와 능선. 대좌 크레이터 가장자리의 세부 정보를 보려면 이미지를 클릭하십시오. 영상 꼭대기 부근의 평평한 발톱 능선은 한때 역류한 강이었다. 대좌 분화구가 능선을 중첩시켜 더 젊다.

  • 받침 크레이터는 이젝타가 충격으로부터 기초 재료의 침식을 막을 때 형성된다. 이 과정의 결과로, 분화구는 주변 환경 위에 자리잡고 있는 것처럼 보인다.

  • 그림은 받침 분화구가 어떻게 형성되는지 나중에 보여준다. 이런 식으로 생각하면, 충격을 주는 발사체는 얼음 층으로 들어가지만, 그 이상은 아니다. 충격으로 인한 열과 바람은 표면의 침식을 막아준다. 이러한 경화는 소금/미네랄 용액을 생성하여 표면을 굳히는 얼음을 녹임으로써 이루어질 수 있다.

  • 받침대 분화구의 이젝타 표면 아래 층을 찍은 넓은 CTX 영상.

  • HiRISE가 HiWish 프로그램을 통해 본 바와 같이, 받침대 크레이터의 상단 층 아래 층

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 받침 분화구 이젝타 표면 아래의 층을 가까이서 보기

  • HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있는 받침 분화구 이젝타 표면 아래의 층을 가까이서 보기

기타 분화구

충격 크레이터는 일반적으로 주위에 이젝타가 있는 테를 가지고 있다; 대조적으로, 화산 크레이터는 대개 림이나 이젝타 침전물이 없다. 크레이터가 커지면(지름이 10km 이상) 보통 중앙 봉우리를 갖게 된다.[56] 그 봉우리는 충돌에 따른 분화구 바닥의 반발에 의해 발생한다.[46] 때때로 크레이터는 층을 표시한다. 분화구를 만드는 충돌은 마치 강력한 폭발과 같기 때문에 지하 깊숙한 곳에서 나온 암석들이 수면 위로 던져진다. 따라서 크레이터는 표면 깊은 곳에 무엇이 있는지 보여줄 수 있다.

  • 트루벨롯 크레이터 바닥, 하이라이즈에서 본 모습

  • 히리즈에서 본 라다우 크레이터의 중앙봉우리

  • 히리즈에서 본 키피니 분화구 남쪽 림. 축척봉의 길이는 500m이다.

  • 하이라이즈에서 본 세이건 크레이터 중앙 봉우리 링. 축척봉의 길이는 500m이다.

  • 히리즈에서 본 퀴리 크레이터

  • 히리즈 레이어즈에서 볼 수 있는 퀴리 크레이터의 중앙 마운드에 층을 클로즈업한 것이 호수에서 형성되었을 수 있다.

  • 하이라이즈에서 본 테이레이 크레이터

  • 히와이스 프로그램 하의 하이라이즈에서 볼 수 있듯이, 분화구의 벽을 따라 어두운 물질로 둘러싸인 가벼운 톤의 바위들. 더 나은 보기를 위해 이미지를 클릭하십시오.

  • 루더포드 크레이터 서쪽은 CTX카메라(화성 정찰궤도선)에서 볼 수 있는 경량화 침전물이 보인다.

  • CTX 카메라(화성 정찰궤도선)로 보이는 러더포드 크레이터 바닥에 있는 모래언덕. 참고: 이것은 이전 이미지의 확대다.

  • 다빈치(마틴 분화구), CTX 카메라(화성 정찰 궤도상)에서 볼 수 있음

  • 히리즈에서 본 마수르스키 분화구 바닥

  • (화성 정찰 궤도상에서) CTX 카메라로 본 마스 크레이터.

  • (화성 정찰 궤도 위) CTX 카메라에서 볼 수 있듯이, 모래 언덕을 보여주는 마스 크레이터.참고: 이것은 마스 크레이터의 이전 이미지를 확대시킨 것이다.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 볼 수 있는 이름 없는 분화구의 이젝타 여백

발리스

Vallis (plural valles)는 라틴어로 계곡이라는 뜻이다. 그것은 다른 행성의 지형지물의 명칭을 지정하기 위해 행성 지질학에서 사용된다.

발리스는 탐사선이 처음 화성에 보내졌을 때 화성에서 발견된 오래된 강 계곡에 사용되었다. 바이킹 궤도선들은 화성의 물에 대한 우리의[who?] 생각에 혁명을 일으켰다; 거대한 강 계곡이 많은 지역에서 발견되었다. 우주선 카메라는 홍수가 댐을 뚫고, 깊은 계곡을 조각하고, 홈을 침식하여 암반에 넣고, 수천 킬로미터를 여행하는 것을 보여주었다.[46][57][58]

  • 하이라이즈에서 본 샬바타나 발리스. 저울 바는 길이가 500m이다.

  • 하이라이즈에서 본 샬바타나 발리스 플로어. 축척봉의 길이는 1000m이다.

  • 하이라이즈에서 본 시무드 발리스의 클로즈업.

  • 바이킹이 본 아레스 발리스. 이 해협은 폭이 25km이고 깊이가 약 1km이다.

  • HiRISE에서 볼 수 있는 Ares Vallis 지역의 채널.

  • 히리즈에서 본 아레스 발리스

  • 하이라이즈에서 본 티우 발레스 능선. 능선은 아마도 흐르는 물에 의해 형성되었을 것이다. 축척봉은 길이가 1km이다.

  • 바이킹 오비터(Viking Obitter)가 보는 바와 같이 마자발레스(Maza Valles)의 홍수로 인한 눈물방울 모양의 섬. 이미지는 옥시아 팔루스 쿼드랑글에 위치한다. 이 섬들은 로드 크레이터, 복 크레이터, 골드 크레이터의 이젝타에 형성되어 있다.

  • HiRISE에서 HiWish 프로그램으로 본 Valley

  • 하이위시 프로그램 하의 하이라이즈에서 본 것처럼 아람 혼돈의 매달려 있는 모습

옥시아 팔루스 쿼드랑글의 다른 클로즈업

  • 침식은 가파른 벽을 가진 거대한 구덩이를 만들어냈다. 화성에서 온 사진 오디세이 테미스

  • 테미스에서 보듯이 절벽 같은 가장자리가 눈에 띄는 평평한 맨 위에 멘사(Mensa)가 있는 이오스 차스마(Eos Chasma). 많은 곳에서 암석층이 보인다.

  • HiRISE에서 본 하이다피스 혼돈.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 본 Shalbatana Vallis를 따른 혼돈

  • HiRISE에서 본 아라비아 테라의 주기적 침구.

  • 히리즈가 본 아라비아의 절벽과 협곡.

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 보듯이 큰 블록으로 쪼개지는 캡 록

  • HiWish 프로그램 하의 HiRISE에서 보듯이 큰 블록으로 쪼개진 바위

문화적 의미

유명한 영화 "The Martian"의 많은 부분이 옥시아 팔루스 쿼드랑글에서 열린다.

  • 우주 비행사의 여행의 대부분은 옥시아 팔루스 쿼드랑글에서 이루어진다.

기타 화성 사분면

Mars Quad Map
Mars Quad Map
The image above contains clickable linksUSGS에서 정의한 30개의 화성의 카토그래픽 쿼드랑이의 클릭 가능한 이미지.[59][60] 쿼드랑글 번호("Mars Chart"[61]의 MC로 시작) 및 이름은 해당 기사에 링크된다. 북쪽은 맨 위에 있고, 0°N 180°W / 0°N 180°W / 0; -180은 적도의 맨 왼쪽에 있다. 지도 이미지는 화성 글로벌 조사관이 찍은 것이다.
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인터랙티브 마스

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMap of Mars
화성의 지구 지형에 대한 The image above contains clickable links대화형 이미지 맵. 이미지 위에 마우스를 올려 놓으면 60개 이상의 주요 지리적 피쳐의 이름이 표시되고 해당 피쳐에 연결하려면 클릭하십시오. 기본 지도의 색상은 NASA의 화성 탐사선 '레이저 고도계'의 데이터를 바탕으로 상대적 고도를 나타낸다. 흰색과 갈색은 가장 높은 고도(+12~+8km), 분홍색과 빨간색(+8~+3km), 노란색은 0km, 녹색과 파란색은 낮은 고도(-8km까지)를 나타낸다. 축은 위도, 경도, 극지방은 주목한다.
(다음 항목 참조): Mars Robers 지도 및 Mars Memorial 지도)(보기 • 토론)


참고 항목

참조

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외부 링크