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보렐리스 쿼드랭글

보렐리스 쿼드랭글(Borealis quadrangle)는 위도 65 - 90°에서 수성을 둘러싸는 쿼드랭글이다.

이 쿼드랭글에는 괴테 분지와 스키나카스 분지가 있는데, 매리너 10호가 찍은 사진 총돌구 중에서 각각 6번째, 7번째 로 큰 충돌구이며 그중 괴테 분지의 지름은 대략 400 km이다.[1][2][3] 서경 100 - 190°의 지역은 오래된 충돌구와 충돌구 사이의 평원이 집중적으로 분포하는 지역이다. 특히 젊은 충돌구는 다른 평원들 위에 겹쳐져 있다. 베르디는 지름이 122 km 인 젊은 충돌구이다. 광대한 분출물 덮개와 이차 충돌구 지역은 평원과 오래된 충돌구 위에 겹쳐져 있다. 서경 0 - 100°의 지역은 매끄러운 평원들이 있는 특징이 있다.[4] 광활한 보렐리스 평원의 푹 패인 곳은 지름이 1,000km로 불규칙한 아치형의 형태를 띠고 있다. 이 구덩이는 몇몇 오래된 충돌 지형 너머에 위치하고 있다. [3][4]

매리너 10호의 사진 편집

 
매리너 10호의 모자이크 사진

매리너 10호의 보렐리스 지역 사진은 서경 0 - 190° 지역에서만 보이는데, 이는 그 이상의 부분에서는 어두운 지역이기 때문이다. 1974년 3월 29일, 매리너 10호가 처음 플레이바이를 하면서 그 지역의 가장 선명한 사진을 찍었다. 지도에 쓰인 대부분의 사진들은 소우주선 (Mercury I)이 처음 이동할 때 찍혔지만, 다른 소우주선 (Mercury II) 그런 사진을 찍지 못 했다.[5] 추가로, 보렐리스 지역의 입체사진은 존재하지 않는다. 왜냐하면 명암 경계선이 자오선과 처음 닿았을 때 수 도만큼 떨어졌기 때문에, 일반 지역의 사진들은 밝은 조명 아래에서 찍혔다. 그러나 조명과 표면의 큰 경사도는 지질학적으로 해석하는데는 방해가 됐다.

기후 편집

수성의 적도면은 궤도면에 대해 2° 정도 기울어져있다.[5] 그로 인한 경사도와 궤도 이심률 때문에 평균 온도가 변화한다. 그러나, 상대적으로 느린 수성의 자전 속도 때문에, 하루 평균 온도는 위도와 경도에 따라 크게 변한다. 수성에서의 태양 광도는 2 수성년 내내 다르다. 이는 수성의 이심률 때문이다.[6] 이는 평형 온도의 20%선에서 변한다는 사실과 일치한다. 게다가, 궤도의 각운동량 보존과 스핀-궤도 결합은 낮의 길이에 막대한 영향을 끼친다. 동틀녘과 해질녘에는 수성 지평선이 태양을 가로지르는 시간이 늦기 때문에 그 길이가 늘어난다. 따라서 광량은 늘어나고 밤에는 수 지구일이 줄어든다. 이런 점과 수 켈빈의 표면 온도에도 불구하고, 극 지역의 지표 아래의 온도는 항상 영하의 상태를 유지한다.

층서학 편집

보렐리스 지역에는, 3종류의 광활한 평원이 알려져 있다. 각각의 종류는 상대적인 나이와 크게 연관이 있는 충돌구의 밀도가 각각 다르다. 가장 큰 충돌구(가장 오래된 충돌구)부터 가장 작은 충돌구(가장 젊은 충돌구)까지, 충돌구와 충돌구 사이의 평원, 중간 평원 그리고 부드러운 평원. 거의 대부분의 충돌구는 이 3종류에 속한다.

출처 편집

  • Grolier, Maurice J.; Joseph M. Boyce (1984). “Geologic Map of the Borealis Region (H-1) of Mercury” (PDF).  Prepared for the National Aeronautics and Space Administration by the U.S. Department of the Interior, U.S. Geological Survey (Published in hardcopy as USGS Miscellaneous Investigations Series Map I–1660, as part of the Atlas of Mercury, 1:5,000,000 Geologic Series. Hardcopy is available for sale from U.S. Geological Survey, Information Services, Box 25286, Federal Center, Denver, CO 80225)

참고 자료 편집

  1. ↑ Strom, R. G.; Trask, N. J., and Guest, J. E. (1975). “Tectonism and volcanism on Mercury”. 《Journal of Geophysical Research》 80 (17): 2478–2507. 
  2. ↑ Trask, N. J.; Guest, J. E. (1975). “Preliminary geologic terrain map of Mercury”. 《Journal of Geophysical Research》 80 (17): 2461–2477. 
  3. ↑ 가 나 Strom, R. G. (1979). “Mercury: A post-Mariner 10 assessment”. 《Space Science Reviews》 24 (1): 3–70. 
  4. ↑ 가 나 Trask, N.J.; Strom, R.G. (1976). “Additional evidence of mercurian volcanism”. 《Icarus》 28 (4): 559–563. 
  5. ↑ 가 나 Davies, M. E.; Dwornik, S. E., Gault, D. E., and Strom, R. G. (1978). 《Atlas of Mercury》. National Aeronautics and Space Administration. 31쪽. ISBN 0-188652-734-x |isbn= 값 확인 필요: invalid character (도움말). Special Publication SP-423. 
  6. ↑ Davies, M. E.; Dwornik, S. E., Gault, D. E., and Strom, R. G. (1978). 《Atlas of Mercury》. National Aeronautics and Space Administration. 2쪽. ISBN 0-188652-734-x |isbn= 값 확인 필요: invalid character (도움말). Special Publication SP-423. 


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