Albireo's Hack the Dot

2010년 01월 5일

ALPO의 정기 간행물인 The Strolling Astronomer 2010년 1월호에는 William M. Dembowski 氏가 기고한 “월면, 화산 활동의 흔적”이란 글이 게재되었는데, 온통 충돌로 가득한 월면 지형 가운데 엿보이는 일부 화산 활동이 남긴 흔적들을 일목요연하게 설명하고 있습니다. 제가 예전에 촬영했던 사진들도 함께 첨부하여 정리해 보겠습니다.

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1950년대까지만 하더라도 월면의 크레이터가 충돌에 의한 것인지 아니면 화산 활동에 의한 것인지 논란이 많았습니다. 당시까지도 지구 상에서 충돌 크레이터로 확인된 것이 거의 없었기 때문에 많은 학자들은 달 표면의 크레이터들 또한 화산 활동에 의한 것이리라 미루어 짐작할 따름이었습니다. 1970년대 아폴로 탐사 계획으로 월면의 샘플을 손에 넣을 수 있게 되자 비로소 충돌설이 공인되기에 이르렀습니다.

용암의 흐름(Lava Flows)

이제 대부분의 월면 크레이터가 충돌의 결과 생겼다는 사실을 알게 되었지만, 일부 구조들은 화산 활동과 직접 관계가 있음이 드러나고 있습니다 - 그 가운데 가장 거대한 것은 역시 달의 바다(Maria) 입니다. 거대 충돌로 움푹 패인 지형(basin)에 용암이 채워져서 만들어진 것으로 지구에서 바라다 보이는 달 표면의 30% 가량이 바다입니다. 흥미롭게도 달의 반대편에는 바다가 2% 밖에 되지 않습니다. 충돌 사건과 용암으로 채워진 사건의 시간이 반드시 일치하는 것은 아닙니다. 예컨대 비의 바다(Mare Imbrium)는 39억년 전 소행성 충돌하고 나서 6억년이 지난 후 흘러나온 용암이 채우고 있다는 사실이 아폴로 15호 탐사 결과 밝혀졌습니다. 월면 지질학자들은 달 표면에서 발견되는 용암 지대를 21가지로 세분하고 있지만 크게 세가지로 대분할 수 있습니다 - 1. High titanium(월면 전역에서 산발적으로 발견됩니다), 2. Low titanium(주로 북쪽의 바다), 3. Very low titanium(주로 동쪽의 바다). 월면 용암의 공통된 특징이라면 낮은 점성으로, 말하자면 지구상 화산에서 흘러나오는 용암보다는 훨씬 묽어서 자동차 오일 정도였을 것으로 추정됩니다. 이 때문에 단기간에 넓은 지역으로 퍼져나갈 수 있었을 것입니다.

Mare Imbrium 남서부에서 관측되는 용암 흐름의 첨단. NASA, Lunar Orbiter V-161M이 촬영한 이미지.

이와 같은 용암 흐름의 흔적은 특히 비의 바다 남서부에서 쉽게 확인할 수 있는데 수백 km에 걸친 용암의 첨단을 관측할 수 있습니다(위 사진). 이는 얼핏 용암 지대의 부분적 함몰이나 수축에 의해 생기는 wrinkle ridge와 혼동하지 않도록 주의해야 합니다.

곡천(曲川, Sinuous Rilles)

궁상(弓狀, arcuate), 혹은 직선 형태의 수로구조(rill)는 대개 용암이 굳은 지역이 함몰되거나 단층이 생기면서 만들어진 것으로 sinuous rill과는 구분되어져야 합니다. Sinuous rill은 화산 활동의 결과 용암이 흐르면서 생성된 지형으로 대부분의 바다 가장자리 부근에서 어렵지 않게 찾을 수 있습니다. 대개 크레이터, 혹은 크레이터와 흡사한 지형의 정상으로부터 비롯되어 비탈을 타고 아래로 꾸불꾸불 흐르듯 이어집니다. 하와이의 화산 지대에서도 비슷한 지형을 볼 수 있습니다만 월면에서의 sinuous rill은 규모가 30~50배나 더 큰데 그 이유는 아마도 달의 중력이 상대적으로 작고 용암의 점성 또한 낮기 때문으로 보여집니다.

대표적인 sinuous rill의 하나인 Rima Hadley. 아폴로 15호의 작륙 지점으로도 잘 알려져 있습니다. 2007년 12월 18일 APO 촬영 - 촬영 로그.

월면에서 sinuous rill들이 모여있는 것으로 특히 유명한 지역으로 Aristarchus 평원과 Marius Hills 인근을 들 수 있는데 너비가 수미터에서 3km까지 다양하며 길이는 최대 300km에 달하고 100m까지 깊게 파인 곳도 있습니다.

돔(Domes)

돔은 직경 5~15km, 높이 수백m 정도로 살짝 융기한 지형으로 그다지 크고 확연하지 않기 때문에 세심하게 관측해야 합니다. Copernicus 남서쪽, 특히 크레이터 Milichius와 Hortensius 근처에 모여있는 모습을 볼 수 있습니다.

Milichius와 Horensius 인근에서 관측되는 돔. NASA/LPI - Consolidated Lunar Atlas 이미지.

돔이 충돌의 여파로 생긴 구조가 아님은 확실해 보이는데, 일부 과학자들은 돔의 정상 부위에 함몰이 있음을 들어 소형 방패형 화산이라고 주장하고 있긴 하지만 그보다는 laccolith라는 설이 타당성을 인정받고 있습니다.

Laccolith는 지표면 깊숙한 곳에서 고압의 용암이 상승하면서 윗쪽의 지표를 완전히 뚫지는 못하는 대신 부분적으로 들어올린 구조입니다. 실제로 dome과 그 주변을 둘러쌓고 있는 바다의 텍스쳐와 알베도가 동일하다는 사실은 dome이 laccolith일 가능성을 시사하고 있습니다.

분석구(噴石丘, Cinder Cones)

방패형 화산과 달리 분석구는 고열에 녹은 화산 쇄설물들이 폭발적으로 분출하면서 화더 주변 부위에 쌓인 결과입니다. 지구상에서 분석구는 주변과 급경사를 이루지만 월면에서는 중력이 작기 때문에 대체로 완만하며 보다 넓게 퍼지는 경향을 보입니다 - 높이 100m 미만인 반면 직경은 2~3km에 달합니다. 달의 분석구는 단독으로 존재하기도 하고 여러 개가 한데 모여있기도 한데 주변 rill 구조 근처에 나열된 cone들을 fissure vents라고 부르기도 합니다.

Copernicus의 크레이터 바닥. 2009년 12월 29일 APO II 촬영 - 촬영 로그.

분석구의 알베도는 대개 주변보다 낮은데 Copernicus 등 크레이터의 내부 바닥에서 보이는 일부 cone들은 알베도가 높아 보이기도 합니다.

흑색 헤일로(Dark-haloed Craters)

크레이터 주변으로 밝은 ray system이 아닌, 흑색의 침전물들이 둘러싸고 있는 경우입니다. 두가지 경우로 나눌 수 있는데 1. 충돌체가 지표를 뚫고 들어가면서 그 아래의 낮은 알베도의 토양들을 주변부로 퍼뜨린 경우, 2. 실제로 화산에 의해 분출한 경우입니다.

Alphonsus 바닥에서 찾을 수 있는 네 군대의 흑색 헤일로. 2007년 12월 18일 APO 촬영 - 촬영 로그.

Alphonsus와 Atlas 크레이터 바닥에서 보이는 흑색 헤일로들은 화산 분출에 의한 것으로 추정되어지고 있습니다. 이들은 주변 rill 구조들과도 연관성을 보이고 있습니다.

결론

달에서 한때 활발한 화산 활동이 있었음을 알 수 있습니다. 의문은 현재 완전히 소멸되었는가, 그렇다면 가장 마지막 분화는 언제였는가 하는 것입니다. 아폴로 탐사 결과 월면 현무암 대부분은 43~32억년 전에 생성된 것이라 하였습니다. 최근 Kaguya 탐사에 따르면 Oceanus Procellarum이나 달의 반대쪽 면에 있는 일부 화산의 경우 20~25억년 전 분출된 것입니다. 아폴로 15호가 발견하고 Clementine 우주선이 확인한 바에 따르면 Lacus Felicitatis의 Ina는 불과 1천만년 전 분출에 의해 만들어졌을 것이라고 합니다. 이는 아마도 수십억년 전 화산 활동에 의해 달의 지표층 아래 모여 보관되어 있던 가스 덩어리가 1천만년 전 분출했을 뿐이지, 최근의 화산 활동을 시사하는 건 아니라는 이론이 대세입니다. 1958년 Nikolai Kozyrev가 기록했던 Alphonsus 중앙봉 인근에서의 분출 현상도 마찬가지로 설명되어지고 있습니다. 비록 현재의 달에서 화산 활동은 멈추었지만 선명히 새겨져 보존되어 있는 과거 분출의 흔적을 연구하는 것은 달과 지구를 이해하는데 많은 도움을 줄 것입니다.