2000년 01월 1일
수성으로의 초대
수성은 로마 신화에 나오는 발빠른 신의 전령을 상징하는데 그것은 수성이 그 어떤 행성 보다도 빠른 속도로 태양 주변을 공전하기 때문입니다. 태양과 가장 가까운 행성이며 태양계 안에서 두번째로 작은 행성이기도 합니다. 수성의 직경은 지구보다 40% 가량 작으며 달보다는 40% 큽니다. 목성의 위성인 가니메데나 토성의 위성인 타이탄보다도 오히려 작은 행성입니다.
수성의 표면에 도착하면 달에 와있는 착각을 가져올 정도로 표면 풍경이 달의 그것과 매우 흡사합니다. 그곳에는 오랜 세월동안 끈임없이 반복된 운석 충돌로 인해 생긴 무수한 운석 구덩이들로 가득 채워져 있습니다. 또한 높이가 수 킬로미터에 이르는 단층 절벽들이 수백 킬로미터에 걸쳐 이어져 있는 모습을 볼 수도 있습니다.
수성에서 올려다 본 태양은 지구에서 보는 것보다 두배반이나 더 크게 보입니다. 그러나 대기가 전혀 없기 때문에 빛이 분산되지 못하므로 하늘은 언제나 검게만 보일 뿐입니다. 수성에서 올려다 본 밤하늘엔 두 개의 커다란 밝은 별이 눈에 들어올 것입니다. 하나는 크림 색깔의 금성이고 다른 하나는 푸른빛의 우리 지구입니다.
수성은 지구에서 관측하기가 어렵기 때문에 마리너10호가 방문하기 이전엔 수수께끼로 가득찬 행성이었습니다. 지구에서 봤을 때 태양과 가장 멀리 떨어져 봤자 28도 이상 벌어져 보이지 않습니다. 이 때문에 해가 뜨기 직전이나 해가 진 직후 몇시간 밖에 관측할 시간이 없습니다. 이때도 워낙 지평선에 가깝게 떠있기 때문에 수성의 빛은 천정에 떠있는 별보다 10배나 두터운 지구의 대기를 뚫고 관측자의 눈에 오게 되므로 그 상이 또렷하지 않습니다.
1880년대에 Giovanni Schiaparelli는 수성의 어렴풋한 모습을 스케치 하고 나서, 달이 지구의 인력에 얽매여 있듯이 수성도 태양의 조석력에 꽉 잠겨져 있을 것으로 생각했습니다. 결국 수성은 항상 같은 면만 태양을 보고 있을 것이라고 생각했습니다. 이렇게 되면 항상 태양을 향해있는 지역의 표면 온도는 지나치게 높고 그 반대편은 지나치게 춥게 됩니다. 그러나 1962년에 전파 천문학자들은 수성이 방출하는 전파를 분석해서 수성의 태양 반대편 지역의 온도가 예상보다 꽤 높다는 사실을 알아냈습니다. 이는 Giovanni Schiaparelli의 주장이 틀렸음을 보여주는 것이었습니다. 수성이 태양에 완전히 붙들려 있다면 달이 그렇듯이 수성의 자전주기와 공전주기가 완전히 같아야 합니다. 마리너 10호가 근접 관측한 결과 수성의 자전 주기는 58.646 +- 0.005일로 확인되었습니다.
수성은 태양의 조석력에 얽매여있지는 않지만 태양의 강한 인력은 수성의 자전주기와 공전주기에 커다란 영향을 주는 것으로 알려졌습니다. 수성은 태양을 한번 공전할때마다 한바퀴 반을 자전합니다. 이 때문에 수성의 하루는 (해가 떠서 질때까지) 지구의 하루보다 176배나 깁니다.
수성의 자전주기는 예전에는 엄청나게 빨랐습니다. 과학자들은 한때 수성이 8시간만에 한바퀴 자전했을 것으로 생각하고 있습니다. 그러나 수백만년에 걸쳐 태양의 조석력에 방해받아 점차 느려지게 되었습니다. 이로 인한 마찰열 때문에 수성의 내부 온도는 100 K 까지 높아지게 되었습니다,.
우리가 알고 있는 수성에 대한 지식의 대부분은 1973년 11월 3일 발사된 마리너10호에 의해 밝혀진 것들입니다. 마리너10호는 1974년 3월 29일 705km 거리로 수성을 스쳐지나갔습니다. 1974년 9월 21일에는 두번째로 수성을 지나갔고 1975년 3월 16일에 세번째로 지나갔습니다. 그 이전에는 수성이 독자적인 자기장을 갖고 있을 것이라고는 누구도 생각하지 못했습니다. 수성은 매우 작기 때문에 핵도 이미 오래전에 굳어져 있었을 것으로 추측했습니다. 행성이 자기장을 갖기 위해선 부분적으로 녹은 상태의 철로 된 핵을 갖고 있어야 합니다. 자기장은 이러한 철핵의 회전으로 인해 생성되며 이를 다이나모 효과라고 합니다.
마리너10호는 수성 주변에서 지구의 1%정도 크기의 자기장을 감지해냈습니다. 이 자기장은 수성의 자전축에 7도 정도 기울어져 있으며 수성 주변으로 마그네토스피어 (magnetosphere) 를 형성하고 있습니다. 이러한 자기장이 생기게 된 배경은 아직 알려져 있지 않습니다. 아마도 수성의 내부에 부분적으로 용융된 상태의 철핵이 있을 것으로 생각되어지고 있습니다. 뿐만 아니라 수성이 젊었을 무렵 한창 강한 자기장을 갖고 있었을때 이의 영향으로 자기를 띠게 된 철 성분을 갖고 있는 수성의 바위들의 자기력이 아직까지 남아서 오늘날의 자기장에 기여하고 있을 것으로 생각됩니다.
수성의 밀도가 엄청나게 높을 것이라는 것은 마리너10호 이전에도 알려져 있었습니다. 이로 미루어 수성의 60-70%는 금속 성분이고 나머지 30%는 규산염으로 이루어져 있을 것으로 추측하고 있습니다. 또한 핵의 직경은 수성 직경의 75%에 이르고 핵의 부피는 수성 전체 부피의 42%를 차지하고 있습니다. 수성에서 핵이 차지하는 비중이 이렇게 엄청나게 큰 이유에 대한 많은 학설이 있지만 가장 주목을 받고 있는 것은 거대 충돌설입니다. 먼 옛날 혜성과 수성이 충돌하면서 표면의 지각이 거의 대부분 날라가 버렸다는 가설입니다.
수성의 표면
마리너10호가 보내온 수성의 사진은 달을 쏙 빼닮은 것이었습니다. 수많은 운석 구덩이 가운데에는 다중의 고리 모양을 한 것도 있고 주위에 용암이 흘러내린 흔적이 있는 것도 촬영되었습니다. 이들 운석 구덩이의 크기는 100m (마리너10호가 감지해낼 수 있는 해상도의 한계)에서 1300km에 이르는 커다란 것들까지 다양합니다. 수성에서 가장 큰 운석 구덩이는 칼로리스 베이신입니다.
베이신 (basin) 이란 1962년에 Hartmann과 Kuiper에 의해 정의된 것으로, 특징적인 동심원 모양을 한 커다란 원형 함몰 구조를 의미합니다. 혹자는 200km 이상의 거대한 충돌 분화구를 베이신으로 지칭하기도 합니다. 칼로리스 베이신은 직경 1300km이며 적어도 크기 100km 이상의 거대 운석 충돌로 형성되었습니다. 이 충돌로 인하여 3km 높이의 산들이 고리 모양으로 동심원을 그리며 형성되었고 충돌의 여파는 600-800km 까지 퍼져나갔습니다. 이러한 동심원 모양 베이신의 또다른 좋은 예로는 목성의 위성 칼리스토의 발할라 지역에서 볼 수 있습니다. 충돌 이후 구덩이는 용암에 의해 채워졌습니다.
수성에는 꾸불꾸불하게 나있는 거대한 절벽들이 흔한데 이것은 수성이 냉각되면서 표면이 쭈글쭈글 해져서 생겨난 것들입니다. 수성 표면의 대부분은 평원으로 뒤덮여있고 여기에는 많은 크레이터들이 나있는데 어떤 평원에는 상대적으로 적은 수의 크레이터들을 갖고 있기도 합니다. 과학자들은 적은 수의 크레이터들을 갖고 있는 평원들을 다시 intercrater plain과 smooth plain으로 구분해놓았습니다. intercrater plain은 크레이터의 수도 적고 크레이터의 크기도 15km 미만의 것들로 구성된 평원으로, 오래된 지역이 용암에 의해서 부분적으로 채워져서 만들어진 것입니다. 반면 smooth plain은 평원 자체가 생긴 지 얼마 안된 것이기 때문에 크레이터 수도 적은 것입니다. Smooth plain은 칼로리스 베이신 근처에서 볼 수 있습니다.
수성이 태어나서 자라온 역사는 지구와 비슷합니다. 지금으로부터 45억년전 태양계를 가득 매우고 있는 성운이 응축해서 수성이 태어났습니다. 이 시기에 거대 충돌로 인하여 대부분의 지각이 날아가버리고 핵이 대부분인 고밀도의 수성이 되었습니다. .이때는 우주 공간을 떠도는 운석 덩어리들과 성간 물질들이 지금보다 훨씬 많았을 때이므로 수성과 충돌해서 수많은 크레이터들을 만들어놓았습니다. 그 후 용암이 흘러나오면서 이러한 생성 초기의 충돌 흔적들을 메우고 곳곳에 평원을 만들었습니다. 이렇게 만들어진 것이 intercrater plain입니다. 이제 수성은 냉각되고 수축하면서 표면이 쭈글쭈글해져서 수많은 절벽들이 형성되었습니다. 그 후 용암이 새롭게 저지대를 메우면서 smooth plain을 형성하였습니다. 그 후로 지금까지 많은 운석들이 떨어지면서 추가로 곳곳에 크레이터 자국을 만들어놓았습니다. 이렇게 종종 벌어지는 운석 충돌을 제외하고 수성의 지질 활동은 거의 없기 때문에 수백만년전의 모습을 지금까지 그대로 유지하고 있습니다.
수성에도 물이 존재하는가
수성에는 물이 어떤 형태로도 존재하지 못할 것으로 보여집니다. 여기에는 거의 대기가 없고 낮에는 엄청나게 뜨겁기 때문입니다. 그런데 1991년 수성을 향해 쏘아진 후 반사되서 돌아온 전파를 분석하던 도중 수성의 북극 지방에서 얼음이 존재한다는 증거를 발견했습니다. 수성에 얼음이 존재하는 것이 과연 가능할까요? 수성의 자전축은 공전면에 거의 완벽하게 수직이기 때문에 북극 지방에는 거의 태양빛이 닿질 않습니다. 특히 운석 구덩이의 밑바닥에는 전혀 태양빛이 닿질 않을 것이기 때문에 영하 161도의 혹한이 유지된다고 합니다. 따라서 이러한 지역에는 혜성의 충돌 등으로 전달된 얼음이 녹지 않고 보존되어있을 가능성이 제기되고 있습니다. 이들 얼음 입자들은 먼지 층으로 덮여있으며 레이다 전파를 반사하여 밝게 나타났던 것으로 생각되어집니다.
2000년 1월 1일 21시 19분 16초, albireo에 의해 작성됨
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소행성으로의 초대
소행성은 일반 지구형 행성들과도 같이 태양의 주위를 공전하는, 금속과 암석으로 이루어진 덩어리이지만 어엿한 행성으로 대접받기에는 너무나 작은 것들을 일컫습니다. 소행성 (Asteroid) 은 ‘별과 비슷하게 생긴 것’이란 의미이며 다른 말로 Minor Planet이라고 부르기도 합니다.
이들 가운데에서 가장 큰 세레스의 경우에도 직경 1,000km 정도에 불과하며 대부분은 조약돌만한 크기의 미세한 것들입니다. 수많은 소행성들 가운데 16개는 직경 240km 이상의 비교적 거대한 몸집을 가진 것으로 드러났습니다.
소행성의 궤도와 위치는 매우 다양하여 어떤 것들은 지구 궤도의 안쪽에서 태양을 공전하기도 하고 토성의 궤도 바깥에서 발견된 것들도 많습니다. 그러나 대부분은 화성과 목성 궤도의 사이에 있는 소행성대에 모여 있습니다.
이들 가운데 일부는 매우 찌그러진 타원형의 궤도를 돌면서 지구의 궤도를 교차해 지나가기도 합니다. 지구 역사상 이들 소행성들 가운데 일부가 지구와 충돌했었다는 증거가 속속 발견되고 있습니다. 미국 애리조나주 윈스로우에 있는 소위 베링어 운석 구덩이는 바로 이러한 철질 소행성의 충돌로 생겼을 것으로 추정되고 있습니다.
소행성은 태양계의 생성 과정에서 남겨진 조각들일 것으로 생각되고 있습니다. 어떤이들은 화성과 목성 사이에 존재하던 한 행성이 파괴되어 그 잔해가 오늘날 소행성대를 이루었다고 주장하기도 합니다. 흥미로운 가설이긴 하지만, 소행성대에 존재하는 모든 소행성들을 합쳐봐야 달의 절반도 안되는 직경 1,500km 남짓한 돌덩어리가 된다는 사실은 이 이론의 신빙성에 의문을 제기하고 있습니다.
소행성 가운데에서 지구와 충돌할 코스를 밟는 작은 것들을 특별히 유성체 (Meteoroid) 라고 부릅니다. 이런 유성체가 지구의 대기에 고속으로 진입하면 산산조각이 나면서 그 파편들이 대기와의 마찰로 빛을 발하게 되는데 이들을 유성, 즉 별똥별이라고 합니다. 대부분은 완전히 불타 없어지지만 만일 일부가 살아남아 지표면에 떨어지면 운석 (Meteorite) 이 됩니다.
지금까지 발견된 운석 가운데에서 92.8%는 돌로 이루어진 석질이고, 5.7%는 철과 니켈로 되어있으며, 나머지는 이들 성분이 모두 합쳐져 있었습니다. 석질 운석은 지구상의 일반 바위와 거의 구별이 가지 않을 정도로 비슷합니다.
소행성은 초기 태양계의 환경을 그대로 유지하고 있기 때문에 그 성분을 파악하므로서 태양계와 지구, 나아가 인류 탄생의 비밀을 풀 수 있는 열쇠와도 같은 것으로 평가되고 있습니다. 이전에는 망원경 시야안의 점상으로밖에 볼 수 없었지만, 1991년 10월 당시 목성을 향하던 갈릴레오 탐사선이 가스프라 소행성 근처를 지나가면서 최초의 고해상도 소행성 사진을 얻게 되었습니다.이 탐사선은 1993년 8월 아이다 소행성의 근접 사진과 여러가지 정보를 추가로 보내왔습니다. 가스프라와 아이다는 금속을 많이 함유한 석질 소행성들로 S 형으로 분류됩니다.
지난 1997년 6월 27일에는 마틸다 소행성이 탐사선 NEAR에 의해서 근접 촬영되었습니다. 마틸다는 가스프라나 아이다와는 달리 탄소를 많이 함유한 C형의 소행성이기 때문에, NEAR는 최초로 C형 소행성의 사진을 촬영해낸 탐사선으로 평가되었습니다. 이 탐사선은 1999년 1월, 목적지인 에로스 소행성에 도착하였습니다.
2000년 1월 1일 21시 14분 38초, albireo에 의해 작성됨
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달세계로의 초대
다소 음산한 듯 하면서도 육감적인 달빛은 지난 수천년동안 모든 인류를 매혹시켜왔습니다. 그냥 맨 눈으로 올려다 봐도 달표면에서 밝은 부분과 그 사이사이로 이보다 약간 어두운 부분이 뒤섞여 있는 모양을 쉽게 발견할 수 있습니다. 그 가운데 밝은 부분은 Terra라 불리우는 달의 고원 지대이고 어두운 부분은 Mare, 혹은 <바다>라고 불리우는 넓은 평원 지대입니다.
달에 물이 있느냐고 물어보면 어린 아이조차도 말도 안되는 소리라고 하지만, 막상 달의 <바다>란 단어를 들었을때 그곳에 대양이 실제로 존재하느냐고 진지하게 되물어보는 사람은 여러 명 보았습니다.
17세기 중엽 갈릴레오는 그의 작은 망원경을 달로 향한 다음 그곳에서 수많은 곰보자국, 크레이터들을 발견하고 지구 이외의 천체에도 산과 계곡이 있다는 사실에 흥분하였습니다.
달은 지구와 가장 가까운 천체이기 때문에 우주 탐사 시대 이전에도 이미 상당히 많은 지식들이 알려져 있었지만, 아직도 여전히 적지 않은 베일에 가려져있습니다. 우리가 달을 연구하면서 얻은 지식들은 수성과 같은 다른 지구형 행성을 이해하는데 많은 도움을 주었습니다.
1969년 7월 20일, 닐 암스트롱은 달 표면을 산책한 첫번째 인류로 기록되었습니다. 그는 당시 동료인 에드윈 앨드린과 함께 아폴로 11호 달 탐사 임무를 수행 중이었습니다. 그들은 태어나서 처음으로 대기가 전혀 없는 상황을 경험했습니다. 소리를 전달해 주는 공기가 없기 때문에 바로 눈앞에 서있는 동료에게 아무리 큰 소리로 고함을 질러대도 소용이 없었습니다. 대신 그들은 전파를 이용해 대화했습니다. 대기가 전혀 없는 상태에서는 빛이 분산되지 못하므로 하늘은 온통 검정색이었습니다. 두꺼운 우주복으로 둘러싸인 그들은 마치 뚱보처럼 뒤뚱뒤뚱 걸으면서 달과 지구와의 중력 차이를 실감했습니다. 달의 중력은 지구의 6분의 1에 불과하기 때문에 예를 들어 몸무게가 82kg인 사람은 달에서는 겨우 14kg밖에 나가지 않습니다.
달은 지구와 384403km 떨어져 있고 지름은 약 3476km입니다. 특이할만한 것은 자전하는데 걸리는 시간과 지구를 한바퀴 도는데 걸리는 시간이 27일 7시간 43분으로 정확하게 똑같다는 점입니다. 이렇게 자전주기와 공전주기가 똑같은 이유는 달의 내부에 질량이 불균등하게 분포되어있어서, 지구의 중력이 달의 한쪽 반구만을 단단히 붙들고 있기 때문입니다. 결국 우리는 항상 달의 같은 면만을 보게 됩니다. 달의 칭동 현상은 이미 17세기 중엽에 알려졌습니다. 이것은 일정한 주기를 두고 달이 진동하는 현상으로, 태양 주위를 도는 지구의 공전 궤도가 타원형을 그리고 있기 때문에 지구와 동행하는 달에 미치는 태양의 중력도 바뀌면서 달을 상하 좌후로 뒤흔들기 때문에 일어납니다.
달의 칭동 현상
아폴로 탐사 계획 당시 달 내부의 지진 활동을 파악하기 위해 월면에 지진계가 설치되었습니다. 그 결과 달에는 거의 아무런 지각 활동도 일어나고 있지 않음이 밝혀졌습니다. 단지 달표면이 냉각됨에 따라 일어나는 미세한 진동이나, 지구와 태양의 조석력으로 인해 발생하는 흔들림, 혹은 가끔가다 있는 운석 충돌의 충격으로 인한 진동 현상 등이 약하게 감지될 뿐이었습니다. 과학자들은 지진계를 이용해서 월면의 지구 방향 표면의 지각 두께가 약 60 km라는 사실을 알아냈습니다.
결국 달의 지각은 전체 부피의 10%나 차지하고 있다는 결론이었으며, 이는 지구의 지각이 1%도 채 되지 않는다는 점과 큰 차이를 보였습니다. 달에는 지구의 것과 같은 철성분의 핵은 없는 것으로 밝혀졌습니다. 이와같이 아폴로의 지진계로부터 얻어진 값진 정보들은 달의 탄생과 진화의 수수께끼를 풀 수 있는 열쇠를 제공하였습니다. 달은 지금으로부터 46억년 전 막 태어난 지구가 거의 화성만한 크기의 천체와 충돌하면서 내뿜어진 물질들이 응축해서 형성된 것으로 추측되고 있습니다.
달은 태어난 직후 엄청난 양의 운석들과 충돌하면서 얼마 동안의 큰 시련의 세월을 보냈던 것 같습니다. 그 충격으로인해 월면의 지각은 서로 뒤섞이고 녹아흘렀으며 파묻히기도 하였습니다. 운석은 달에 파괴적인 충돌 에너지 뿐만 아니라 다양한 성분의 새로운 암석들을 제공해 주기도 하였습니다. 그 결과 달 탐사 과정 중 9개의 서로 다른 지역에서 수집된 암석들에서는 서로 다른 성분의 물질들이 검출되었습니다. 운석이 충돌한 자리는 달의 지각이 깊숙히 파이면서 그 내부 구조가 바깥으로 노출되었기 때문에 달의 지각 깊은 곳을 연구하는데 도움을 주었습니다.
달에는 대기와 물이 하나도 없기 때문에 풍화 작용 또한 전혀 일어나지 않으며 따라서 암석들은 태고적 모습을 그대로 유지하고 있습니다. 지구에서는 발견되지 않는 무려 40억년 이상된 암석도 쉽게 찾아볼 수 있기 때문에 태양계 초창기의 역사를 추리하는데 귀중한 자료가 되고 있습니다. 달에는 이따금씩 발생하는 운석 충돌과 이 충돌로 인한 표토의 생성 이외에는 그 어떤 지질 활동도 일어나고 있지 않기 때문에, 지질학적으로는 이미 <죽은 땅>으로 표현되고 있습니다. 달은 마치 태양계 생성 시절의 화석과도 같은 것입니다.
아폴로 계획과 루나 계획에 의해 모두 382kg의 월석과 토양이 지구로 운반되었으며, 이들을 연구함으로서 달의 표면을 이루는 세가지 주요한 구조물들, 표토, 달의 바다 Mare, 달의 고원 Terra ,의 비밀이 완전히 벗겨졌습니다. 달의 표토는 수많은 미세 운석들이 충돌하면서 표면의 바위들을 잘게 부수어 만들어진 토양입니다. 여기에는 미네랄 알갱이들과 부서진 암석 조각들이 뒤섞여있습니다. 표토는 달표면 전반에 걸쳐 넓게 존재하지만, 깊은 크레이터의 측벽이나 계곡의 벽 등지에서는 존재하지 않습니다. 달의 바다에도 2내지 8m 정도 두께로 표토가 싸여있으며 고원에는 무려 15m 이상의 두께로 싸여있습니다. 이와같이 달의 표토는 그 지역이 얼마나 오랫동안 운석의 공격을 받아왔는가에 따라서 그 양의 차이를 보이고 있습니다.
달의 <바다, Mare>는 비교적 어둡고 크레이터 수도 적은 지역으로, 전체 월면의 약 16%를 차지하고 있습니다. 크레이터의 수가 적다는 것은 그만큼 생긴지 얼마 되지 않았기 때문에 운석에 노출된 시간도 짧았다는 것을 의미합니다. 달의 바다는 대부분 지구를 향한 쪽의 표면에 몰려 있는데 이것은 달의 무게 중심이 2km 정도 지구 쪽으로 쏠리면서 지구 방향의 지각층이 눌려져 얇아졌기 때문입니다.
달 내부의 용암은 이렇게 얇아진 지구 방향의 지각을 쉽게 뚫을 수 있었고, 흘러나온 용암층은 운석 충돌로 생긴 거대한 분지를 메우면서 넓고 평평한 <바다>를 형성하였습니다. 바다를 구성하는 암석은 제주도의 바위처럼 대부분 용암이 굳어 만들어진 현무암들이며, 지금으로부터 38억년에서 31억년전 사이에 만들어졌을 것으로 생각됩니다. 한편 일부 지역에서는 용암이 비교적 최근에 형성된 크레이터를 메우고 있는 형태를 보이기도 하는데 이 경우 형성 시기가 약 1억년 전으로 추정되었습니다. 달의 <바다>의 두께는 수백미터 정도 되며 여기에 종종 강력한 운석 충돌이 일어나면서 단층과 비슷한 함몰 구조가 생기기도 합니다.
<바다>보다 밝고 크레이터 수도 많은 고원 지역을 Terra라고 부릅니다. 고원의 수많은 크레이터들과 충돌 분지들은 이 지역이 매우 오랫동안 운석에 노출되어 있었고, 따라서 생성된 나이도 바다보다 훨씬 오래된다는 사실을 암시하고 있습니다. 고원 지대를 이루는 주된 암석은 대부분 칼슘이나 알루미늄과 같은 미네랄을 다량 함유한 사장석 계통이며 여기에는 운석 충돌로 생긴 쇄설물들도 많이 섞여 있습니다. 일부 지역에서는 운석 충돌시의 강력한 압력으로 암석이 녹아서 만들어진, 입자가 고운 결정체들로 구성된 특징적인 암석들도 발견되었니다. 대부분의 고원 지대는 지금으로부터 40억년에서 38억년 전에 생성되었습니다. 이때는 태양계 안에 운석들이 지금보다 훨씬 많을 때였습니다.
2000년 1월 1일 21시 14분 00초, albireo에 의해 작성됨
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