화성 표면색

Mars surface color
소저너 탐사선이 분석한 요기 바위(1997년 7월 4일)

화성의 표면은 대기 [1]중에 떠 있는 녹슨 먼지 때문에 멀리서 보면 붉은색으로 보인다.가까이서 보면, 그것은 [1]버터스카치에 가깝고,[1] 다른 일반적인 표면 색상은 미네랄에 따라 황금색, 갈색, 황갈색, 녹색을 포함한다.

화성 표면의 겉으로 보이는 색은 인류가 초기 인류 역사상 다른 행성들과 구별할 수 있게 해주었고 화성과 연관된 전쟁 이야기를 엮게끔 동기를 부여했다.초기 기록된 이름 중 하나인 Har decher는 문자 그대로 이집트어로 "[2]빨간색 하나"를 의미했다.그 색은 또한 인도의 점성술에서 악성의 연관성에 기여했을 수도 있는데, 앙가라카와 로히탕가라는 이름이 붙여졌고, 둘 다 [2]육안으로 보이는 화성의 특징적인 붉은 색을 반영했다.

빨간색의 이유와 확장도

현대의 관찰에 따르면 화성의 붉은색은 피부 깊숙이 자리잡고 있다.화성의 표면은 일반적으로 밀리미터 두께의 유비쿼터스 먼지층(일반적으로 입자의 지름이 3μm에서 45μm[3][4] 사이) 때문에 붉게 보인다.Tharsis 지역처럼 이 붉은 먼지 중 가장 두꺼운 퇴적물이 발생하는 곳에서도 먼지 층의 [5]두께는 2m(7피트)를 넘지 않을 것입니다.따라서, 불그스름한 먼지는 본질적으로 화성 표면의 극히 얇은 베니어판이며 화성 지표면의 대부분을 나타내지 않습니다.

딩고갭 사구를 넘은 큐리오시티(2014년 2월 9일, 원색).

화성 먼지는 대부분 가시 스펙트럼에서 지배적인 나노기 철산화물(npOx)의 스펙트럼 특성 때문에 붉은색을 띤다.특정 npOx 광물은 완전히 제한되지 않았지만, 적어도 Mars Express OMEGER와 같은 적외선 원격 센서의 샘플링[7] 깊이가 100μm 미만일 경우 나노크리스탈린 적혈암([6]α-FeO23)이 체적적으로 우세할 수 있습니다.먼지 속에 있는 나머지 철분(질량의 50% 정도)은 티타늄 강화 마그네타이트(FeO)[8]에34 있을 수 있습니다.마그네타이트는 보통 검은 [9]색에 검은 줄무늬가 있어 불그스름한 먼지 색조의 원인이 되지 않습니다.

먼지 속의 염소와 유황의 질량 비율은 (화성 탐사선 스피릿과 오퍼튜니티에 의해) 구세프 분화구와 메리디안 플라넘의 토양 유형에서 발견된 것보다 큽니다.먼지 속의 황도 [10]npOx와 양의 상관관계를 보인다.이는 얇은 염수막(대기2 중 HO로부터의 서리 형성에 의해 촉진됨)에 의한 매우 제한적인 화학적 변화가 [10]npOx의 일부를 생성하고 있을 수 있음을 시사한다.또한 대기 먼지(표면 먼지와 약간의 성분 및 입자 크기 차이를 보이는)를 원격 감지한 결과 먼지 입자의 부피가 작은 화석 및 감람 [11]성분과 함께 사장석과 제올라이트(Zeolite)로 구성되어 있습니다.이러한 미세한 물질은 화성 [11]남부 고지대의 암석과 같이 장석이 풍부한 현무암에서 기계적 침식을 통해 쉽게 생성될 수 있다.전체적으로 이러한 관찰은 수성 활동에 의한 먼지의 화학적 변화가 매우 미미했음을 나타낸다.

먼지 중 나노기 산화철(npOx) 발생

유리 산소(O2)의 관여 없이 산화 생성물로 npOx를 산출할 수 있는 몇 가지 프로세스가 있습니다.지질학적 시간 척도에 대한 대기 모델링에 따르면 자유2 O(주로 물의 광분해(HO2)[12]에 의해 생성됨)는 항상 0.1 마이크로파스칼(μPa)[13]을 초과하지 않는 미량 성분이었을 수 있기 때문에 이러한 과정 중 하나 이상이 화성을 지배했을 수 있다.

Mars Pathfinder가 촬영한 암석면(1997년 7월 4일)

산소(O2)의존성 공정 중 하나는 철(Fe2+) 또는 금속철(Fe)을 물(HO2)과 직접 화학 반응시켜 철(Fe3+(aq)을 생성하며, 이는 일반적으로 실험 [14]조건 하에서 고에타이트(FeO•[12]OH)와 같은 수산화물을 유도한다.물(HO2)과의 이러한 반응은 열역학적으로 바람직하지 않지만 분자 수소([13]H2) 부산물의 빠른 손실에 의해 지속될 수 있다.용해된 이산화탄소(CO2)와 이산화황(SO2)에 의해 반응이 더욱 촉진될 수 있으며, 이는 염수막의 pH를 낮추어 산화성 수소 이온(H+)[14]의 농도를 증가시킨다.

그러나 괴사이트와 같은 Fe(산소) 하이드록시드를 헤마이트로 분해하려면3+ 일반적으로 더 높은 온도(c.300°C)가 필요하다.마우나케아 화산 상부 경사면에서 팔라고나이트 테프라의 형성은 팔라고나이트 테프라와 화성 [15]먼지 사이의 흥미로운 스펙트럼 및 자기 유사성과 일치하는 그러한 과정을 반영할 수 있다.그러한 운동학적 조건의 필요성에도 불구하고, 화성의 건조하고 낮은 pH 조건(예: 주행성 브라인막)은 화성의 [14]열역학적 안정성을 고려할 때 최종적으로 괴사이트를 헤마이트로 변환시킬 수 있다.

Fe2+ 및 Fe는 과산화수소(HO22)의 활성에 의해 산화될 수도 있다.화성 대기의 HO 함량은 매우22 [13]낮지만, 일시적으로 지속되며 HO에 의한22 Fe(보통 수화 광물)로의3+ 산화보다 훨씬2 강한 산화제가 실험적으로 [14]관찰되었습니다.또한3+ 수화Fe광물이 아닌 α-FeO23 스펙트럼 시그니처의 침투에 의해 괴타이트 [6]등의 열역학적으로 바람직하지 않은 매개체가 없어도 npOx가 형성될 가능성이 강화된다.

또한 침식 과정에서 자철광에서 헤마타이트가 형성될 수 있다는 증거도 있다.덴마크 오르후스대 화성시뮬레이션연구소의 실험에 따르면 플라스크에 자철석 가루, 석영 모래, 석영 먼지 입자의 혼합물을 떨어뜨리면 자철석 일부가 헤마이트로 바뀌어 시료가 붉은색으로 변한다.이 효과에 대한 제안된 설명은 연삭에 의해 석영이 분해되면 새로 노출된 표면에서 특정 화학 결합이 깨진다는 것입니다. 이러한 표면이 자철광과 접촉하면 산소 원자가 석영 표면에서 자철광으로 전달되어 헤마타이트를 [16]형성할 수 있습니다.

화성의 붉은 하늘

Mars Pathfinder와 Mars Explorer 미션에서 나온 대략적인 실제 색상의 현장 이미지는 화성의 하늘도 사람에게 붉은 색으로 보일 수 있음을 나타냅니다.먼지 입자가 0.4~0.6μm 범위의 햇빛을 흡수하는 것이 하늘이 [17]붉어지는 주요 원인일 수 있다.가스 분자에 의한 [18]레일리 산란보다 근적외선 범위인 3μm의 [4]파장에서 먼지 입자에 의한 광자 산란이 우세하기 때문에 추가적인 기여가 있을 수 있다.

레퍼런스

  1. ^ a b c NASA - 1분 만에 화성: 화성은 정말 빨간가? (대본)
  2. ^ a b Kieffer, Hugh H., Bruce M. Jakosky 및 Conway W. Snyder(1992) "화성: 고대부터 현재까지" 화성, 애리조나 대학 출판부, 투손, AZ, 페이지 2 [1] 웨이백 머신에서 2011-06-04 아카이브. ISBN0-8165-1257-4
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