달의 지질

섬네일|upright=1.35|달의 지질학적 지도. 일반적인 특징은 시기에 따라 색칠되어 있으며, 바다 (파란색), KREEP (빨간색) 및 기타 특수 특징은 예외이다. 가장 오래된 것부터 가장 젊은 것까지: 아이켄 시대 (분홍색), 넥타리안 기 (갈색), 임브리아 시대 (녹색/터키색), 에라토스테네스 시대 (연한 오렌지색) 및 코페르니쿠스 시대 (노란색).
달의 지질(geology of the Moon, 월리학(selenology)이라고도 불리지만, 후자의 용어는 더 일반적으로 "달 과학"을 지칭할 수 있음)은 지구의 그것과는 상당히 다른 달의 구조와 구성이다. 달은 희박한 가스층을 제외하고는 진정한 대기가 없다. 이 때문에 산소와 물의 부재는 기상으로 인한 침식을 없앤다. 대신, 달 표면은 미세운석의 충격으로 훨씬 더 느리게 침식된다. 판 구조론의 알려진 형태가 없으며, 지구에 비해 중력이 낮다. 크기가 작기 때문에 형성 초기에는 더 빨리 냉각되었다. 충격 외에도 달 표면의 지형학은 화산 작용에 의해 형성되었으며, 이제는 5천만 년 전에 끝났다고 생각된다. 달은 분화된 천체이며, 지각, 맨틀, 핵을 가지고 있다.
섬네일|300px|class=notpageimage|스미스소니언 연구소 선임 과학자 톰 워터스(Tom Watters)가 달의 최근 지질 활동에 대해 이야기한다.
none|섬네일|갈릴레오 궤도선이 촬영한 달의 위색 이미지로 지질학적 특징을 보여준다. 미국 항공 우주국 사진
none|섬네일|같은 이미지를 실제 색상으로 나타낸 것이다.

달의 지질학적 연구는 지구 기반의 망원경 관측, 궤도 우주선의 측정, 달 샘플, 그리고 지구물리학적 데이터의 조합을 기반으로 한다. 1969년부터 1972년까지 유인 아폴로 계획 착륙 동안 6곳에서 직접 샘플을 채취하여 월석과 월면토 을 지구로 가져왔다. 또한 세 대의 로봇 소련 루나 우주선이 추가로 의 샘플을 가져왔으며, 중국의 로봇 창어 5호는 2020년에 1,731g (61.1 oz)의 샘플을 가져왔다.

달은 우리가 지질학적 맥락을 알고 있는 샘플을 가진 유일한 외계 천체이다. 몇몇 월운석이 지구에서 발견되었지만, 달의 충돌구는 알려져 있지 않다. 달 표면의 상당 부분은 탐사되지 않았으며, 여러 지질학적 의문들이 여전히 풀리지 않고 있다.

원소 구성
달 표면에 존재하는 것으로 알려진 원소들 중에는 산소 (O), 규소 (Si), 철 (Fe), 마그네슘 (Mg), 칼슘 (Ca), 알루미늄 (Al), 망가니즈 (Mn), 타이타늄 (Ti) 등이 있다. 더 풍부한 원소로는 산소, 철, 규소가 있다. 산소 함량은 45% (중량 기준)로 추정된다. 탄소 (C)와 질소 (N)는 태양풍의 침전으로 인해 극미량만 존재하는 것으로 보인다.

형성

오랜 기간 동안 달의 역사에 관한 근본적인 질문은 그 기원에 대한 것이었다. 초기 가설에는 지구에서의 분열, 포획, 그리고 공동 축적이 포함되었다. 오늘날, 거대충돌 가설은 과학계에서 널리 받아들여지고 있다.

지질학적 역사
섬네일|달 지각의 절벽은 달이 지질학적으로 최근 과거에 전반적으로 수축했으며 오늘날에도 여전히 수축하고 있음을 나타낸다.

달의 지질학적 역사는 6개의 주요 시대로 분석되었으며, 이를 달의 지질학적 시간 척도라고 부른다. 약 45억 년 전부터 새로 형성된 달은 용융 상태였고, 지구에 훨씬 더 가까이 공전하여 조석력을 발생시켰다. 이러한 조석력은 용융된 천체를 장축이 지구를 향하는 타원면으로 변형시켰다.

달의 지질학적 진화에서 첫 번째 중요한 사건은 거의 전역적인 마그마 바다의 결정화였다. 그 깊이는 확실히 알려져 있지 않지만, 여러 연구는 약 500 km 이상 깊이를 시사한다. 이 바다에서 처음 형성된 광물은 철과 마그네슘 규산염인 감람석과 휘석이었다. 이 광물들은 주변 용융 물질보다 밀도가 높았기 때문에 가라앉았다. 결정화가 약 75% 완료된 후, 밀도가 낮은 회장암질 사장석 장석이 결정화되어 떠올라 약 50 km 두께의 회장암질 지각을 형성했다. 마그마 바다의 대부분은 빠르게 (약 1억 년 이내에) 결정화되었지만, 양립 불가능하고 열을 발생시키는 원소가 풍부한 마지막 남은 KREEP-풍부 마그마는 수억 년 (또는 아마 10억 년) 동안 부분적으로 용융 상태로 남아있을 수 있었다. 마그마 바다의 마지막 KREEP-풍부 마그마는 결국 폭풍의 대양과 임브리움 분지 지역에 집중되어, 현재 프로셀라룸 KREEP 지형으로 알려진 독특한 지질학적 지역을 형성한 것으로 보인다.

달 지각이 형성된 직후 또는 형성되는 동안, Mg-계열 노라이트와 트로콜라이트를 생성할 다양한 유형의 마그마가 형성되기 시작했지만, 이러한 현상이 발생한 깊이는 정확히 알려져 있지 않다. 최근 이론에 따르면 Mg-계열 플루톤 활동은 주로 프로셀라룸 KREEP 지형 지역에 국한되었으며, 이러한 마그마는 어떤 방식으로든 KREEP와 유전적으로 관련이 있지만, 그 기원에 대해서는 과학계에서 여전히 논쟁이 많다. 가장 오래된 Mg-계열 암석의 결정화 연대는 약 3.85 Ga이다. 그러나 지각 깊숙이 파고들 수 있었던 마지막 대규모 충격(비의 바다) 또한 3.85 Ga 전에 발생했다. 따라서 Mg-계열 플루톤 활동이 훨씬 더 오랫동안 지속되었고, 더 젊은 플루톤 암석이 표면 깊숙이 존재할 가능성이 높다.

달 샘플 분석 결과 많은 달의 충돌 분지가 약 40억 년에서 38억 5천만 년 전 사이에 짧은 시간 내에 형성된 것으로 보인다. 이 가설을 달 대격변 또는 후기 대폭격이라고 한다. 그러나 현재 임브리움 충돌 분지(달에서 가장 젊은 대형 충돌 분지 중 하나)에서 나온 분출물은 모든 아폴로 착륙 지점에서 발견되어야 한다는 사실이 인식되고 있다. 따라서 일부 충돌 분지(특히 감로주의 바다)의 연대가 임브리움과 같은 연대로 잘못 할당되었을 가능성이 있다.

달의 바다는 고대의 홍수 현무암 분출을 나타낸다. 지구의 용암에 비해 이들은 더 높은 철 함량을 가지며, 점도가 낮고, 일부는 타이타늄이 풍부한 광물 타이타늄철석의 함량이 매우 높다. 대부분의 현무암 분출은 약 30억 년에서 35억 년 전에 발생했지만, 일부 바다 샘플은 42억 년 전의 연대를 가지고 있다. 가장 최근의 분출(충돌구 개수법에 기반)은 오랫동안 10억 년 전으로 추정되었지만, 2010년대 연구에서는 5천만 년 이전에 분출된 증거를 발견했다. 바다 화산활동과 함께 화산쇄설성 분출이 발생하여 용융된 현무암질 물질을 화산에서 수백 킬로미터 떨어진 곳으로 내던졌다. 바다의 상당 부분이 근측 충돌 분지와 관련된 저지대에 형성되거나 흘러들어갔다. 그러나 폭풍의 대양은 알려진 충돌 구조에 해당하지 않으며, 원측 남극 에이트켄 분지 내의 달의 가장 낮은 고지대는 바다에 의해 약간만 덮여 있다 (더 자세한 내용은 달의 바다 참조).

오늘날 달에 작용하는 유일한 급작스런 지질학적 힘은 운석과 혜성의 충돌이지만, 달의 근점월 규모에서 지구 조석의 변화는 응력에 작은 변화를 일으킨다. 이 최근 시대에 형성된 달의 층서학에 사용된 가장 중요한 충돌구 중 일부가 있다. 예를 들어, 깊이 3.76 km, 반지름 93 km인 코페르니쿠스 분화구는 약 9억 년 전에 형성된 것으로 추정되지만 (논란의 여지가 있음), 아폴로 17호 임무는 티코 분화구에서 나온 물질이 채취되었을 수 있는 지역에 착륙했다. 이 암석 연구는 이 분화구가 1억 년 전에 형성되었을 수 있음을 시사하지만, 이 또한 논란의 여지가 있다. 표면은 또한 고에너지 입자, 태양풍 주입, 미세운석 충격으로 인해 우주풍화를 겪었다. 이 과정은 젊은 분화구와 관련된 광선 계통이 주변 표면의 반사율과 일치할 때까지 어두워지게 한다. 그러나 광선의 조성이 아래 지각 물질과 다르다면 (예를 들어 "고지대" 광선이 바다에 놓일 때 발생할 수 있음), 광선은 훨씬 더 오랫동안 보일 수 있다.

1990년대 달 탐사가 재개된 후, 달의 냉각으로 인한 수축으로 인해 전 지구적으로 벼랑이 있다는 사실이 밝혀졌다.

지층과 시대

달의 층서학에서 가장 위에는 광선계가 있는 충돌구로 구성된 코페르니쿠스 유닛이 있다. 그 아래에는 확립된 충돌구 형태를 가지지만 코페르니쿠스 유닛의 광선계가 없는 충돌구로 정의되는 에라토스테네스 유닛이 있다. 이 두 유닛은 달 표면의 작은 지점에서 발견된다. 층서학을 더 내려가면 바다 유닛(이전에는 프로셀라륨 유닛으로 알려짐)과 임브리움 분지에서 비롯된 분출물 및 지구조와 관련된 임브리움 유닛이 있다. 달 층서학의 바닥은 오래된 충돌 평야로 구성된 선넥타리안 유닛이다.

달 풍경

달의 풍경은 충돌구, 그 분출물, 몇몇 화산, 언덕, 용암류 및 용암으로 채워진 우묵한 지형으로 특징지어진다.

고지대
달의 가장 특징적인 측면은 밝은 부분과 어두운 부분 사이의 대비이다. 밝은 표면은 달의 고지대로, terrae (단수 terra, 라틴어로 땅을 의미)라는 이름을 얻었고, 어두운 평원은 maria (단수 mare, 라틴어로 바다를 의미)라고 불린다. 이는 17세기에 이 이름을 도입한 요하네스 케플러의 이름을 딴 것이다. 고지대는 회장암질 구성인 반면, 마리아는 현무암질이다. 마리아는 종종 "저지대"와 일치하지만, 저지대 (예: 남극 에이트켄 분지 내)가 항상 마리아로 덮여 있는 것은 아니다. 고지대는 가시적인 마리아보다 오래되었으므로, 더 많은 충돌구를 가지고 있다.

바다

달의 화산 활동의 주요 산물은 지구에서 관측되는 달의 바다 형태로 분명하게 나타난다. 이들은 낮은 반사율 표면을 덮는 대규모 현무암 용암류로, 근측면의 거의 3분의 1을 차지한다. 원측면은 단지 몇 퍼센트만이 바다 화산 활동의 영향을 받았다. 아폴로 임무가 이를 확인하기 전에도 대부분의 과학자들은 바다가 용암으로 채워진 평원이라고 생각했는데, 이는 용암류 패턴과 용암 동굴로 인한 붕괴 현상이 있기 때문이다.

바다 현무암의 연대는 직접적인 방사능 연대 측정과 충돌구 개수법을 통해 결정되었다. 가장 오래된 방사능 연대는 약 42억 년이며, 가장 젊은 바다 용암의 대부분은 충돌구 개수법으로 약 10억 년으로 결정되었다. 최근 이미지의 해상도가 향상됨에 따라, 불규칙한 바다 패치(각각 수백 미터 또는 수 킬로미터 크기)라고 불리는 약 70개의 작은 영역이 바다에서 발견되었는데, 충돌구 개수법에 따르면 이들은 지질학적으로 훨씬 더 최근(5천만 년 미만)에 화산 활동이 있었던 장소이다. 부피적으로는 대부분의 바다가 약 30억 년에서 35억 년 전에 형성되었다. 가장 젊은 용암은 폭풍의 대양 내에서 분출되었고, 가장 오래된 용암 중 일부는 원측면에 위치한 것으로 보인다. 바다는 충돌구 밀도가 낮으므로 주변 고지대보다 분명히 젊다.

마리아의 상당 부분은 달 근측의 저지대 충돌 분지 내부에서 분출되거나 그 안으로 흘러 들어갔다. 그러나 충돌 사건과 마리아 화산 작용 사이에 인과 관계가 있을 가능성은 낮다. 왜냐하면 충돌 분지는 마리아가 채워진 시점보다 훨씬 오래되었기(약 5억 년) 때문이다. 또한, 달에서 가장 넓은 바다 화산 활동 지역인 폭풍의 대양은 알려진 어떤 충돌 분지와도 일치하지 않는다. 바다가 근측에서만 분출된 이유는 근측 지각이 원측보다 얇기 때문이라고 흔히 제안된다. 비록 지각 두께의 변화가 궁극적으로 표면에 도달하는 마그마의 양을 조절하는 역할을 할 수 있지만, 이 가설은 폭풍의 대양보다 지각이 얇은 원측 남극 에이트켄 분지가 화산 물질로 단지 소량만 채워진 이유를 설명하지 못한다.

마리아와 관련된 또 다른 종류의 퇴적물은 "어두운 맨틀" 퇴적물인데, 이는 고지대 지역도 덮고 있다. 이 퇴적물은 육안으로는 볼 수 없지만, 망원경이나 궤도 우주선으로 촬영한 이미지에서는 볼 수 있다. 아폴로 임무 이전에 과학자들은 이것이 화산쇄설성 분출로 생성된 퇴적물이라고 예측했다. 일부 퇴적물은 어둡고 길쭉한 화산재 언덕과 관련이 있는 것으로 보이며, 이는 화산쇄설성 물질의 아이디어를 강화한다. 화산쇄설성 분출의 존재는 나중에 지구에서 발견되는 화산쇄설성 분출과 유사한 유리 구형체의 발견으로 확인되었다.

많은 달 현무암에는 기포라고 불리는 작은 구멍들이 있는데, 이는 표면에서 마그마로부터 가스 기포가 분리되어 형성된 것이다. 어떤 가스들이 이 암석에서 빠져나갔는지는 확실히 알려져 있지 않지만, 일산화 탄소가 한 가지 후보이다.

화산쇄설암 유리 샘플은 녹색, 노란색, 빨간색을 띤다. 색깔의 차이는 암석이 가진 타이타늄 농도를 나타내며, 녹색 입자는 가장 낮은 농도(약 1%)를 가지고, 빨간색 입자는 가장 높은 농도(최고 14%, 가장 높은 농도의 현무암보다 훨씬 많음)를 가진다.

열구
달의 열구(Rille)는 때때로 국지적인 용암 동굴의 형성으로 인해 발생했다. 이들은 일반적으로 구불구불한 형태, 아치형 형태, 또는 선형 형태의 세 가지 범주로 나뉜다. 이 구불구불한 열구를 따라 그 근원지로 돌아가면 종종 오래된 화산 분화구로 이어진다. 가장 주목할 만한 구불구불한 열구 중 하나는 폭풍의 대양 동쪽 가장자리를 따라 아리스타르쿠스 고원에 위치한 슈뢰터 계곡이다. 구불구불한 열구의 한 예는 아폴로 15호 착륙 지점인 임브리움 분지 가장자리에 위치한 하들리 열구에 존재한다. 이 임무의 관측을 바탕으로, 이 열구는 화산 활동에 의해 형성된 것으로 일반적으로 생각되며, 이는 임무가 수행되기 전부터 오랫동안 논쟁이 되어왔던 주제였다.

돔
다양한 순상 화산이 륌케르산과 같이 달 표면의 특정 위치에서 발견된다. 이들은 비교적 점성이 강하고 아마도 실리카가 풍부한 용암이 국지적인 분출구에서 분출하여 형성된 것으로 생각된다. 그 결과로 형성된 달 돔은 넓고 둥근 원형의 특징을 가지며, 중심부까지 수백 미터의 완만한 경사로 솟아오른다. 이들은 일반적으로 지름 8~12km이지만, 최대 20km에 달할 수도 있다. 일부 돔은 정상에 작은 구덩이를 포함하고 있다.

주름 능선
주름 능선은 마리아 내부의 압축적인 지구조 힘에 의해 생성된 지형이다. 이 특징들은 표면의 굽힘을 나타내며 마리아 일부 지역을 가로지르는 긴 능선을 형성한다. 이 능선 중 일부는 마리아 아래에 묻힌 분화구나 다른 지형을 나타낼 수 있다. 이러한 윤곽이 드러난 지형의 대표적인 예는 르트론 분화구이다.

지구
지구는 인장 응력 하에서 형성되는 지구조적 특징이다. 구조적으로 이들은 두 개의 정단층으로 구성되며, 그 사이에 아래로 떨어진 블록이 있다. 대부분의 지구는 큰 충돌 분지의 가장자리 근처의 달 마리아 내부에서 발견된다.

충돌구
섬네일|right|비의 바다와 코페르니쿠스 충돌구
달의 충돌구가 충격 지형이라는 기원은 1960년대에야 널리 받아들여졌다. 이 깨달음 덕분에 중첩의 원리를 통해 달의 충격 역사를 점진적으로 밝혀낼 수 있었다. 즉, 한 충돌구(또는 그 분출물)가 다른 충돌구를 덮고 있다면, 그 충돌구가 더 나중에 형성된 것이 틀림없다. 충돌구가 겪은 침식량도 그 연대를 알아내는 또 다른 단서였지만, 이는 더 주관적이다. 1950년대 후반에 이 접근법을 채택하여 진 슈메이커는 달에 대한 체계적인 연구를 천문학자들의 손에서 벗어나 달 지질학자들의 손에 확고히 맡겼다.

충돌구는 달에서 가장 눈에 띄는 지질학적 과정이다. 충돌구는 소행성이나 혜성과 같은 단단한 물체가 표면과 고속으로 충돌할 때 형성된다(달의 평균 충돌 속도는 초당 약 17km). 충돌의 운동 에너지는 진입 지점에서 방사되는 압축 충격파를 생성한다. 그 다음에는 희박화 파동이 뒤따르는데, 이는 대부분의 분출물을 충돌구 밖으로 밀어내는 역할을 한다. 마지막으로 중앙 봉우리를 만들 수 있는 바닥의 유체역학적 반동이 있다.

이 충돌구들은 달 표면 전역에 걸쳐 다양한 직경으로 나타나며, 아주 작은 구덩이부터 지름이 거의 2,500km이고 깊이가 13km에 달하는 거대한 남극 에이트켄 분지까지 크기가 다양하다. 매우 일반적인 의미에서 달의 충돌 분화구 역사는 시간이 지남에 따라 충돌구 크기가 감소하는 경향을 따른다. 특히 가장 큰 충돌 분지는 초기 기간에 형성되었으며, 이들은 점차 더 작은 충돌구에 의해 덮였다. 주어진 표면의 충돌구 직경 크기 빈도 분포 (즉, 직경의 함수로서 충돌구 수)는 충돌구 크기가 감소함에 따라 충돌구 수가 증가하는 멱법칙을 대략적으로 따른다. 이 곡선의 수직 위치는 표면의 연대를 추정하는 데 사용될 수 있다.

right|섬네일|달의 킹 충돌구는 융기된 가장자리, 무너진 가장자리, 계단식 내부 벽, 약간의 언덕이 있는 비교적 평평한 바닥, 그리고 중앙 능선과 같은 대규모 충돌 지형의 특징적인 모습을 보여준다. Y자형 중앙 능선은 형태가 이례적으로 복잡하다.
가장 최근의 충돌은 날카로운 가장자리 테두리를 포함하여 잘 정의된 특징들로 구별된다. 작은 충돌구는 그릇 모양을 형성하는 경향이 있는 반면, 큰 충격은 평평한 바닥에 중앙 봉우리를 가질 수 있다. 큰 충돌구는 일반적으로 내부 벽을 따라 무너지는 특징을 보이며, 이는 계단식 지형과 돌출부를 형성할 수 있다. 가장 큰 충돌 분지인 다중 고리 분지는 심지어 융기된 물질의 2차 동심원 고리를 가질 수도 있다.

충돌 과정은 높은 반사율 물질을 파내어 처음에는 충돌구, 분출물, 그리고 광선 계통에 밝은 모습을 부여한다. 우주풍화 과정은 시간이 지남에 따라 이 물질의 반사율을 점차 감소시켜 광선이 희미해지게 한다. 점차적으로 충돌구와 그 분출물은 미세운석과 더 작은 충격으로 인한 충돌 침식을 겪는다. 이 침식 과정은 충돌구의 특징을 부드럽게 하고 둥글게 만든다. 충돌구는 또한 다른 충돌의 분출물로 덮여 특징을 잠기게 하고 심지어 중앙 봉우리도 묻을 수 있다.

대규모 충돌로 인한 분출물에는 표면에 재충돌하여 2차 충돌구를 형성하는 거대한 물질 블록이 포함될 수 있다. 이러한 충돌구는 때때로 분명히 식별 가능한 방사형 패턴으로 형성되며, 일반적으로 같은 크기의 1차 충돌구보다 얕은 깊이를 가진다. 어떤 경우에는 이러한 블록 전체 줄이 충돌하여 계곡을 형성할 수도 있다. 이들은 충돌체가 충돌 전에 파괴되어 형성되는 선형 충돌구열인 카테나와 구별된다.

일반적으로 달 충돌구는 대략 원형이다. NASA의 에임스 연구 센터에서 수행된 실험에 따르면 매우 낮은 각도에서 충돌하더라도 원형 충돌구를 생성하는 경향이 있으며, 타원형 충돌구는 충돌 각도가 5도 미만일 때 형성되기 시작한다. 그러나 낮은 각도 충돌은 충돌구의 중간 지점에서 벗어난 중앙 봉우리를 생성할 수 있다. 또한, 사선 충돌로 인한 분출물은 다른 충돌 각도에서 뚜렷한 패턴을 보여준다. 즉, 60° 부근에서 시작되는 비대칭성 및 발사체가 날아온 방향에 분출물이 없는 쐐기 모양의 "회피 구역"이 45° 부근에서 시작된다.

검은 테두리 충돌구는 충돌이 표면 아래에서 낮은 반사율 물질을 파내어 이 어두운 분출물을 주 충돌구 주변에 퇴적시킬 때 형성된다. 이는 마리아에서 발견되는 것과 같은 어두운 현무암 물질 영역이 고지대의 더 먼 충돌에서 유래한 더 밝은 분출물로 덮일 때 발생할 수 있다. 이 덮개는 아래의 어두운 물질을 가리고, 이는 나중에 후속 충돌구에 의해 파헤쳐진다.

가장 큰 충돌은 두께가 1km에 달할 수 있는 용융암 시트를 생성하여 표면의 일부를 덮었다. 이러한 충돌 용융의 예는 동쪽의 바다 충돌 분지의 북동쪽 부분에서 볼 수 있다.

레골리스

달의 표면은 수십억 년 동안 미세운석과 크고 작은 소행성 및 혜성 물질과의 충돌에 노출되어 왔다. 시간이 지남에 따라 이러한 충돌 과정은 표면 물질을 분쇄하고 "경작"하여 고운 입자층인 레골리스를 형성했다. 달 레골리스의 두께는 젊은 바다 아래에서는 에서 가장 오래된 달 고지대 표면 아래에서는 최대 까지 다양하다. 레골리스는 주로 그 지역에서 발견되는 물질로 구성되지만, 먼 충돌구에서 분출된 물질의 흔적도 포함하고 있다. 메가-레골리스(mega-regolith)라는 용어는 표면 근처 레골리스 층 바로 아래의 심하게 파쇄된 기반암을 설명하는 데 자주 사용된다.

레골리스는 암석, 원래 기반암에서 나온 광물 조각, 그리고 충격 중에 형성된 유리질 입자를 포함한다. 대부분의 달 레골리스에서 입자의 절반은 유리질 입자에 의해 융합된 광물 조각으로 만들어져 있으며, 이들을 응집체라고 부른다. 레골리스의 화학 성분은 위치에 따라 다르다. 고지대의 레골리스는 그 지역의 암석과 마찬가지로 알루미늄과 실리카가 풍부하다. 바다의 레골리스는 철과 마그네슘이 풍부하고 실리카가 부족하며, 이는 형성된 현무암질 암석과 같다.

달 레골리스는 태양의 역사에 대한 정보도 저장하고 있기 때문에 매우 중요하다. 태양풍을 구성하는 원자들(주로 수소, 헬륨, 네온, 탄소, 질소)은 달 표면에 부딪혀 광물 입자 속으로 들어간다. 레골리스의 조성을, 특히 동위 원소 조성을 분석함으로써 태양의 활동이 시간이 지남에 따라 변했는지 여부를 판단할 수 있다. 태양풍의 가스는 미래의 달 기지에 유용할 수 있는데, 왜냐하면 산소, 수소 (물), 탄소, 질소는 생명을 유지하는 데 필수적일 뿐만 아니라 연료 생산에도 잠재적으로 매우 유용하기 때문이다. 달 레골리스의 조성은 그 출처를 추론하는 데에도 사용될 수 있다.

달의 용암 동굴

right|섬네일|고요의 바다의 달 구덩이
달의 용암 동굴은 미래 달 기지를 건설할 수 있는 잠재적으로 중요한 장소로, 지역 탐사 및 개발에 사용되거나 달 너머의 탐사를 위한 인간 전초 기지로 사용될 수 있다. 달의 용암 동굴 잠재력은 문헌과 논문에서 오랫동안 제안되고 논의되어 왔다. 달에 온전한 용암 동굴이 있다면 빈번한 운석 충돌, 고에너지 자외선 복사 및 고에너지 입자, 극심한 일일 온도 변화 등 달 표면의 가혹한 환경으로부터 피난처 역할을 할 수 있다. 달 정찰 인공위성 발사 이후 많은 달 용암 동굴이 촬영되었다. 이 달 구덩이들은 마리우스 힐즈, 지혜의 바다, 고요의 바다를 포함하여 달 전역의 여러 곳에서 발견된다.

달의 마그마 바다

섬네일|지각 두께와 지역 유형으로 색칠된 달 지도: KREEP가 풍부한 마그마 지형은 왼쪽 지도 반구, 달의 근측면에서 가장 두드러진 부분으로 폭풍의 대양 KREEP 지형(PKT)으로 표시되어 있으며, 오른쪽(원측면)에는 회색 원이 남극 에이트켄 지형(SPAT)을 표시하고 있다. 각 반구에는 두께가 보다 큰 12개의 분화구 분지가 검은색 원으로 표시되어 있으며, 나머지는 장석암 고지대 지형(FHT)으로, 두께가 두꺼운 지역(빨간색과 흰색)은 내부 FHT이다.

아폴로 11호가 가져온 최초의 월석은 현무암이었다. 이 임무는 고요의 바다에 착륙했지만, 고지대에서 온 몇 밀리미터 크기의 암석 조각들이 채취되었다. 이 조각들은 주로 사장석 장석으로 구성되어 있었고, 일부 조각은 전적으로 회장석으로 이루어져 있었다. 이러한 광물 조각들의 식별은 달의 상당 부분이 한때 용융 상태였고, 이 마그마 바다의 분별 결정화에 의해 지각이 형성되었다는 대담한 가설로 이어졌다.

가설적인 거대충돌 가설의 자연스러운 결과는 달을 형성하기 위해 재응집된 물질이 뜨거웠을 것이라는 점이다. 현재 모델은 달이 형성된 직후 달의 상당 부분이 용융 상태였을 것으로 예측하며, 이 마그마 바다의 깊이는 약 500km에서 완전 용융까지 추정된다. 이 마그마 바다의 결정화는 화학적으로 구별되는 지각과 맨틀을 가진 분화된 천체를 생성하고 달 암석의 주요 계열을 설명한다.

달 마그마 바다의 결정화가 진행됨에 따라 감람석과 휘석과 같은 광물은 침전되어 가라앉아 달 맨틀을 형성했을 것이다. 결정화가 약 4분의 3 정도 완료된 후, 회장암질 사장석이 결정화되기 시작했고, 낮은 밀도로 인해 부유하여 회장암질 지각을 형성했다. 중요한 것은, 양립 불가능한 원소들(즉, 액상으로 우선적으로 분할되는 원소들)이 결정화가 진행됨에 따라 마그마에 점차 농축되어 처음에는 지각과 맨틀 사이에 끼어 있었어야 하는 KREEP가 풍부한 마그마를 형성했을 것이라는 점이다. 이 시나리오에 대한 증거는 달 고지대 지각의 고도로 회장암질 조성뿐만 아니라 KREEP가 풍부한 물질의 존재에서 비롯된다. 또한, 아폴로 14호 샘플의 지르콘 분석은 달 지각이 45.1 ± 0.1억 년 전에 분화되었음을 시사한다.

center|회장암 지각의 형성

월석

표면 물질
섬네일|아폴로 15호가 채취한 감람석 현무암
아폴로 계획은 의 달 표면 물질을 가져왔고, 대부분은 텍사스주 휴스턴의 달 시료 수용 연구소에 보관되어 있으며, 무인 소련 루나 계획은 의 달 물질을 회수했다. 이 암석들은 달의 지질학적 진화를 해독하는 데 매우 귀중한 것으로 입증되었다. 달 암석은 지구에서 발견되는 감람석, 휘석, 사장석 장석 (회장석)과 같은 일반적인 암석 형성 광물로 대부분 구성되어 있다. 사장석 장석은 주로 달 지각에서 발견되는 반면, 휘석과 감람석은 일반적으로 달 맨틀에서 볼 수 있다. 타이타늄철석 광물은 일부 바다 현무암에 풍부하며, 새로운 광물인 아말콜라이트 (아폴로 11호 승무원 3명인 암스트롱, 올드린, 콜린스의 이름을 따서 명명됨)는 달 샘플에서 처음 발견되었다.

마리아는 주로 현무암으로 구성되어 있는 반면, 고지대 지역은 철분이 적고 주로 칼슘이 풍부한 사장석 장석으로 구성된 암석인 회장암으로 이루어져 있다. 지각의 또 다른 중요한 구성 요소는 트로콜라이트, 노라이트, KREEP-현무암과 같은 화성 Mg-계열 암석이다. 이 암석들은 KREEP의 암석 생성과 관련이 있다고 생각된다.

달 표면의 복합암은 종종 각력암 형태로 나타난다. 이 중 하위 분류는 형성 방식에 따라 파쇄각력암, 백립질각력암, 충돌 용융 각력암으로 불린다. 저-K 프라 마우로(Fra Mauro) 조성으로 대표되는 고철질 충돌 용융 각력암은 일반적인 상부 지각 회장암질 암석보다 철과 마그네슘 함량이 높고 KREEP 함량도 높다.

마리아의 구성
현무암질 암석의 주요 특징은 달 고지대 암석에 비해 현무암이 감람석과 휘석 함량이 높고 사장석 함량이 낮다는 점이다. 지구 현무암보다 철분이 풍부하며 점도가 낮다. 일부는 철질-타이타늄질 산화물인 타이타늄철석 함량이 높다. 처음 채취된 암석 샘플에 타이타늄철석과 기타 관련 광물이 많이 포함되어 있었기 때문에 "고타이타늄" 현무암이라는 이름을 얻었다. 아폴로 12호 임무는 타이타늄 농도가 낮은 현무암을 지구로 가져왔고, 이들은 "저타이타늄" 현무암으로 명명되었다. 소련 로봇 탐사선을 포함한 후속 임무에서는 농도가 훨씬 낮은 현무암을 가져왔고, 이들은 현재 "초저타이타늄" 현무암으로 불린다. 클레멘타인 우주 탐사선은 바다 현무암이 타이타늄 농도에서 연속성을 가지며, 가장 높은 농도의 암석이 가장 적게 존재한다는 데이터를 반환했다.

내부 구조

달 내부의 현재 모델은 유인 아폴로 계획 임무 동안 남겨진 지진계와 달의 중력장 및 자전 연구를 사용하여 도출되었다.

달의 질량은 내부의 모든 공극을 제거하기에 충분하므로, 전체적으로 단단한 암석으로 구성된 것으로 추정된다. 낮은 밀도(~3346 kg m-3)는 낮은 금속 함량을 나타낸다. 질량과 관성 모멘트 제약은 달이 반지름이 약 450 km 미만인 철 핵을 가질 가능성이 있음을 나타낸다. 달의 물리적 칭동 (자전의 작은 교란) 연구는 핵이 여전히 용융 상태임을 추가로 나타낸다. 대부분의 행성체와 위성은 그 크기의 약 절반 정도 되는 철 핵을 가지고 있다. 따라서 달은 그 반지름의 약 4분의 1 정도 되는 핵을 가지고 있다는 점에서 특이하다.

달의 지각은 평균적으로 약 50 km 두께이다(하지만 ±15 km 정도의 불확실성이 있음). 원측 지각은 근측보다 평균 약 15 km 더 두꺼운 것으로 추정된다. 지진학은 아폴로 12호 및 아폴로 14호 착륙 지점 근처에서만 지각 두께를 제한했다. 초기 아폴로 시대의 분석은 이 지점에서 약 60 km의 지각 두께를 제안했지만, 이 데이터에 대한 최근 재분석은 더 얇아 약 30~45 km 사이임을 시사한다.

자기장

지구와 비교하여 달은 약한 외부 자기장을 가지고 있다. 다른 중요한 차이점은 달이 현재 (핵의 지구 다이너모에 의해 생성되는 것과 같은) 쌍극자 자기장을 가지고 있지 않으며, 존재하는 자기화는 거의 전적으로 지각에서 유래한다는 것이다. 한 가설은 지각 자기화가 달 역사 초기에 지구 다이너모가 여전히 작동할 때 획득되었다는 것이다. 그러나 달 핵의 작은 크기는 이 가설에 잠재적인 장애물이다. 또는 달과 같은 대기 없는 천체에서 충격 과정 동안 일시적인 자기장이 생성될 수 있다. 이를 뒷받침하기 위해 가장 큰 지각 자기화는 가장 큰 충돌 분지의 대척점 근처에 위치하는 것으로 나타났다.
달은 지구처럼 쌍극자 자기장을 가지고 있지 않지만, 일부 회수된 암석은 강한 자기화를 띠고 있다. 또한, 궤도 측정에 따르면 달 표면의 일부 지역은 강한 자기장과 관련이 있다.

 같이 보기 

 달의 지질학적 시간 척도
 달의 자원
 월리학
 일시적인 달 현상

 각주 
 인용 참고 자료

 과학적 참고 자료

 Don Wilhelms, Geologic History of the Moon, U.S. Geological Survey.
 To a Rocky Moon: A Geologist's History of Lunar Exploration, by D.E. Wilhelms. University of Arizona Press, Tucson (1993).
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 The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon, by G.H. Heiken, D.T. Vaniman, B.M. French, et al. Cambridge University Press, New York (1991). .
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 일반 참고 자료

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 찰스 프랭클(Charles Frankel), Volcanoes of the Solar System, 캠브리지 대학교 출판부, 1996년, .
 
 
 
 
 
 

 외부 링크 
 Apollo over the Moon: A View from Orbit , Harold Masursky, G. W. Colton, Farouk El-baz 편집, NASA SP-362.
 에릭 더글러스(Eric Douglass), Geologic Processes on the Moon
 Lunar Sample Information (JSC)
 The Apollo Lunar Surface Journal (NASA) 
 Lunar and Planetary Institute: Exploring the Moon
 Clementine Lunar Image Browser
 Ralph Aeschliman Planetary Cartography and Graphics: Lunar Maps 
 Lunar Gravity, Topography and Crustal Thickness Archive 
 Lunar and Planetary Institute: Lunar Atlas and Photography Collection
 Moon Rocks through the Microscope 2007년 8월 22일 검색됨
 Moon articles in Planetary Science Research Discoveries
 Another Hit to Hoax:Traces of Man on Lunar Surface
 Visible and Terrain Map of the Moon
 

 
분류:달과학