화성의 지형, 지질, 지구화학적 특징 개관

1. 서 론

화성은 달과 함께 현재 행성과학(planetary science) 분야 및 우주탐사(space exploration)에서 대표적으로 주목받고 있는 천체이다. 다양한 화성 탐사와 화성 운석(Martian meteorites) 덕분에 지구 다음으로 가장 많은 지질학적 연구가 진행된 천체이기도 하다. 반경이 지구의 약 53%, 질량은 약 11%인 화성은 태양계에서 수성 다음으로 작은 행성이지만, 여러 특징이 지구와 가장 유사한 행성이기도 하다. 크기가 지구와 달의 대략 중간이면서, 지형과 지질학적으로도 지구와 달의 특징을 조금씩 나눠 갖고 있는 화성을 연구하고 이해하는 것은 지구 그리고 지구-달 시스템 연구를 위해서도 매우 중요하다.

지구형 행성 및 달과 같은 암석형 천체의 고체 표면은 서로 다른 시기의 진화 기록을 보존하고 있다. 태양계에서 대표적으로 지질 활동이 활발한 지구의 표면은 대기, 물, 생명체, 판 구조 운동 등에 의해 끊임없이 변화하고 있지만, 화성에는 이런 요인들이 없거나 빈약하므로 고대의 지질학적 기록이 비교적 잘 보존되어 있다. 이는 지구형 행성의 초기 진화를 연구하는 데 화성이 지구보다 더 좋은 조건을 가지고 있음을 의미한다(예, Lapôtre et al., 2022). 현재 매우 건조한 화성의 표면은 한때 액체 상태의 물이 풍부했던 것으로 추정된다(예, Jaumann et al., 2024; Li et al., 2025). 화성의 고기후 등 표면 조건의 변화를 이해하는 것은 지구형 행성 표면의 변화 양상과 요인을 살펴볼 수 있는 특별한 연구 기회를 제공한다. 화성은 태양계에서 지구 외에 생명체가 존재하거나 했을 가능성이 있는 천체 중 하나로 거론되며, 화성 생명체의 흔적을 찾으려는 다양한 노력이 있었다(예, McKay et al., 1996; Westall et al., 2015; Hurowitz et al., 2025). 만약 화성에서 생명체의 흔적이 발견된다면, 생명체의 기원과 초기 진화에 대한 혁명적인 정보가 될 것이다. 규모와 시기를 예측하기 힘들지만, 미래 인류의 활동 영역은 화성으로 이어질 가능성이 매우 높다. 이를 위해서도 화성 표면의 과거와 현재를 이해하는 것은 필수적이다.

화성 탐사의 가장 대표적인 과학 목표로는 (1) 화성의 지질학적 특징과 진화 과정에 대한 이해, (2) 화성 고기후의 변화 과정과 원인에 대한 이해, (3) 화성의 과거와 현재 생명체의 존재 여부 등이 (4) 미래 유인 탐사를 위한 준비와 함께 흔히 거론되고 있다(MEPAG, 2025). 세 가지 주요 과학 목표가 모두 지질학적 내용이거나 이와 깊게 관련되어 있으며, 네 번째 목표 역시 화성 현지 자원 활용(Martian in-situ resource utilization; Starr and Muscatello, 2020; Kim et al., 2025) 등을 포함하므로 지질학적 연구를 기반으로 한다. 따라서, 화성의 지질학적 특징을 이해하는 것이 현재와 미래 화성 탐사의 핵심 과학 목표라고 할 수 있다.

본 논평은 현재까지 탐사를 통해 알려진 화성의 지형 및 지질학적 특징과 주로 화성 운석을 통해 알려진 화성의 지구화학적 특징, 그리고 이러한 화성의 특징을 설명하는 모델을 소개하고, 앞으로 화성 탐사와 연구에서 주목해야 할 주제들을 살펴보는 데 그 목적이 있다. 유사한 내용을 다루고 있는 논평 또는 서적이 영문으로는 다수 존재한다(예, Carr, 2007; Carr and Head, 2010; Carr and Bell, 2014; McSween and McLennan, 2014; Lapôtre et al., 2022; Siljeström et al., 2024; Kruijer et al., 2025). 여기서는 화성의 지질을 주로 행성 규모에서 살펴보며, 특정 지역이나 세부 주제에 대한 좀 더 자세한 논의는 본 특집호의 다른 논평에서 다룬다. 화성의 지형이나 지질에 관련된 우리말 용어는 아직 뚜렷한 기준이 마련되지 않았다. 본 논평에서 사용하는 화성 또는 초기 태양계와 관련된 용어의 우리말 표기 제안은 부록 1에 정리했다.

2. 화성의 일반적인 특징

태양계의 네 번째 행성인 화성은 태양으로부터 평균 약 1.524 AU (227,939,366 km) 떨어진 공전 궤도를 가지며, 행성의 평균 반경은 약 3,390 km, 질량은 6.417 × 10²³ kg, 밀도 3.9335 g/cm³인 암석형, 또는 지구형 행성이다(표 1). 화성의 자전 주기는 24시간 37분 22초이며, 화성의 하루를 솔(sol)이라고 한다. 화성은 25.19°로 기울어진 자전축 때문에 지구와 마찬가지로 계절에 따른 기후 변화가 일어난다. 이처럼 화성은 자전의 특징이 태양계 행성 중에서 지구와 가장 유사한 행성이다. 하지만, 비교적 안정적으로 일정하게 유지되는 지구 자전축 기울기와 달리 화성 자전축은 매우 크게 변화해 왔으며, 예를 들어 지난 천만년 동안에도 기울기가 15°~45° 사이 큰 폭으로 변한 것으로 알려져 있다(예, Laskar et al., 2004; Holo et al., 2018). 화성의 일 년의 길이는 약 686.98일(668.5991솔)로 지구의 약 두 배이다. 화성은 2개의 매우 작은 위성 포보스(Phobos)와 데이모스(Deimos)를 갖고 있다. 화성의 물리량 등 행성으로서의 대표적인 특징은 표 1에 정리했다.

Table 1.

Some planetary characteristics of Mars and Earth.

서로 다른 공전 궤도를 갖는 화성과 지구 사이 거리는 약 57.6 × 10⁶ km에서 401 × 10⁶ km까지 크게 변한다. 화성과 지구가 가장 가깝게 놓이는 충(opposition)에서 다음 충까지 걸리는 시간, 즉 회합주기(synodic period)는 779.94일이므로, 화성에 탐사선을 보내기 적합한 시기도 약 780일을 주기로 반복된다(그림 1).

Fig. 1.

The distance between Earth and Mars varies periodically with a 780-day cycle. When Mars is at conjunction with the Sun, the distance is the greatest (up to 401 million kilometers). At opposition, the distance is shortest (as short as 57.6 million kilometers). The small dots shown below represent the launch dates of 29 Mars missions that successfully reached Mars, matching the synodic period of Mars-Earth position. The vertical positions of these dots have no meaning. The distances between two planets were calculated using the Horizons System (https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons/).

화성의 표면 대기압은 평균 6 mbar로 지구의 0.6 % 수준이며, 대부분이 이산화탄소로 구성되어 있다. 화성의 표면 대기압은 H₂O의 삼중점 압력과 거의 일치하기 때문에 현재 화성 표면에서는 물이 액체 상태로 존재할 가능성이 거의 없으며, 온도에 따라 고체 또는 기체로 존재하게 된다. 고도에 따라 달라지는 표면 대기압은 가장 고도가 낮은 헬라스 분지(Hellas basin)에서 14 mbar까지 올라가며, 높은 화산의 정상부에서는 3 mbar까지 떨어진다. 화성 표면 온도는 평균 –63℃이며, 최대 20℃부터 최저 –150℃ 이하까지 변화폭이 매우 크다. 행성 표면의 온도는 항성으로부터의 거리와 행성의 크기 등이 열원과 관련된 일차적인 조건이지만, 열을 보존하고 분배할 수 있는 이차 조건으로서 대기의 양과 종류가 가장 중요하다. 과거의 화성은 이와 지금과 달리 높은 대기압을 가졌으며, 예를 들어 생성 초기에는 거의 지구와 유사한 정도의 대기압을 가졌던 것으로 보인다. 하지만 과거 화성 대기를 구성하고 있던 휘발성 성분의 대부분 대기 상층부를 통해 우주로 빠져나간 것으로 추정된다(Jakosky et al., 2017; Jakosky, 2021). 현재의 화성은 매우 건조한 표면을 갖고 있지만, 화성 표면에서 발견되는 수많은 증거는 과거 한 때 화성 표면에 액체 상태의 물이 풍부했음을 보여준다(예, Wray, 2021; Michalski et al., 2022; Gopalchetty, 2025). 화성의 물과 관련된 퇴적구조에 대해서는 이 특집호의 Woo (2025)에서 논의한다.

화성 표면에서 또는 화성 운석으로 발견되는 분화된 화성암(differentiated igneous rocks)의 존재 등 지구화학적 증거, 그리고 화성의 밀도와 관성 모멘트(moment of inertia) 등 물리적 특성(표 1), 지진파 자료와 같은 지구물리학적 증거는 화성이 핵과 맨틀 그리고 지각으로 분화된 천체임을 지시한다(Fei and Bertka, 2005; Lognonné et al., 2023; Samuel et al., 2023). 화성의 내부 구조에 대해서는 이 특집호의 Go and Lee (2025)에서 설명하고 있다.

3. 화성의 지질 연구 방법과 화성 탐사 과정

밤하늘에 관찰되는 화성의 독특한 붉은 색과 역행 현상으로 인해 화성은 고대로부터 인류의 관심을 끈 천체였지만, 지구 표면에서 바라보는 화성의 시직경(겉보기 지름, apparent diameter)은 지구-화성 거리에 따라 최소 3.5"에서 최대 25.1"까지 변하며, 가장 가까운 경우에도 맨눈으로는 하나의 점에 불과하다. 인류가 화성 표면을 관찰하기 시작한 것은 17세기 초 망원경의 발명과 함께지만, 화성 탐사가 시작되기 전 지구에서 망원경으로 화성 표면을 관찰한 해상도는 최고 100 km 정도에 불과하므로 자세한 지질구조의 관찰은 거의 불가능하다. 따라서, 화성의 지질에 관한 연구는 1965년 7월 화성으로부터 12,600 km까지 접근한 미국의 화성 탐사선 마리너(Mariner) 4호가 22장의 사진을 촬영해 보내온 것이 시작이다(Leighton et al., 1965).

마리너 4호 이후 화성을 관찰하고 분석하는 현대적 연구 방법에는 크게 (1) 궤도선(orbiter) 등을 이용한 원격탐사(remote sensing), (2) 착륙선(lander)과 로버(rover)를 이용한 원위치(in-situ) 관찰과 분석, (3) 화성 운석을 이용한 암석학적, 지구화학적 연구 등이 포함된다. 미래에는 (4) 시료 회수 임무(sample return mission)를 통해 화성 시료를 지구로 가져와 실험실에서 정밀 분석하는 것도 가능할 것으로 기대한다. 마지막으로 이들 분석 결과와 지구에서 축적된 암석형 행성에 대한 이해를 활용한 (5) 지구물리학적, 지구화학적 모델링을 통해 직접 관찰 또는 분석이 불가능한 화성의 내부를 이해하고, 탄생과 진화 과정 등을 재구성한다.

첫 화성 탐사선 마리너 4호는 궤도선이 아니라 근접 통과(flyby) 방식이었으므로 제한된 장소를 촬영한 픽셀당 수 km 정도 해상도의 표면 사진을 전송해 왔으며, 이를 통해 중첩된 크고 작은 충돌구(impact crater)가 분포하는 화성 표면을 확인할 수 있었다(Leighton et al., 1965). 이후 마리너 9호가 1971년 11월부터 약 1년간 화성을 공전하면서 촬영한 영상 덕분에 화성 표면 전체 위성지도가 처음으로 만들어졌으며, 올림푸스 산(Olympus Mons), 마리네리스 계곡(Valles Marineris)과 같은 거대 지질구조의 존재가 알려지기 시작했다(McCauley et al., 1972; Masursky, 1973). 표면에 대한 자세한 정보는 바이킹(Viking) 1호와 2호의 착륙선이 성공적으로 화성 표면에 착륙해 자료를 보내오면서 알려지기 시작했다(Klein, 1979). 마리너 4호 이후 2025년 8월까지 총 47회의 화성 탐사가 시도되었고, 그중에서 29번의 탐사가 성공적으로 화성에 도달하여 지구에 다양한 자료를 보내왔다. 표 2는 이 중에서 대표적인 화성 탐사 임무를 간단히 정리한 것이다.

Table 2.

Representative Mars exploration missions.

화성 궤도 탐사선을 이용한 원격탐사 결과 정밀한 표면 사진 및 고도 정보 그리고 이를 이용한 표면 지도가 얻어졌다. 마스 글로벌 서베이어(Mars Global Surveyor, MGS)는 화성 궤도선 레이저 고도계(Mars Orbiter Laser Altimeter, MOLA)를 이용하여 1997년부터 2001년 사이 화성 표면에 대한 매우 정밀한 고도 측정 자료를 보내왔다(그림 2). MGS는 자력계 및 전자 반사계(magnetic field experiment/electron reflectometer, MAG/ER)를 이용하여 현재 화성에는 자기장이 없지만 화성 남반구의 일부 지역에 강한 잔류 자기를 확인했다(Acuña et al., 1999). 화성 탐사선에서 얻어진 화성 표면 영상의 해상도는 마리너 4호의 픽셀당 1.25 km에서 화성 정찰 궤도선이라는 뜻을 가진 MRO (Mars Reconnaissance Orbiter)의 최고 50 cm까지 개선되었다. 대표적인 화성 궤도 탐사선인 MGS와 MRO 성과는 각각 Albee et al. (2001), Zurek et al. (2024) 등에 요약되어 있다. 궤도 탐사선에 장착된 가시광선 또는 적외선 영역 등 다양한 분광계(spectroscopy)를 이용하여 표면의 성분 지도가 얻어졌다. 예를 들어, MRO의 CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars), 마스 익스프레스(Mars Express)의 OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) 등을 통해 화성 표면의 점토광물, 황산염 광물, 탄산염 광물 및 얼음 또는 물과 관련된 퇴적물의 분포 지도가 구해졌다(Poulet et al., 2007; Seelos et al., 2024).

Fig. 2.

False color topographic map of Mars using Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) data reveals a distinct hemispheric dichotomy. The northern lowlands are relatively low-lying and flat with a low density of impact craters, while the southern highlands are elevated, rugged, and densely cratered. Mars exploration landing sites are shown in the upper map (a) and representative geological features are labeled in the bottom map (b). MOLA image from https://astrogeology.usgs.gov/search/map/mars_mgs_mola_global_color_shaded_relief_463m.

1976년 바이킹 1호와 2호를 시작으로 총 10차례의 화성 착륙 임무가 성공했다(그림 2a). 착륙선 또는 로버를 이용하여 화성 표면 암석 및 토양의 성분 분석, 물과 생명체의 흔적 탐사, 지형 및 지질학적 구조에 대한 관찰, 지진파 등을 통한 내부 구조 탐사 등의 활동이 이루어졌거나 현재도 수행되고 있다. 바이킹 1, 2호는 주요 임무 중 하나인 생명체 흔적을 찾는 데는 성공하지 못했지만, 최초로 화성 표면에서 대기와 토양의 조성, 기온, 풍속, 기압 등 환경 조건을 측정하는 성과를 이루었다(Klein, 1979). 패스파인더(Mars Pathfinder)는 화성에서 로버(소저너, Sojourner)를 처음 운용한 임무이며, 착륙지 주변의 암석 및 토양 분석에 성공했다(Smith et al., 1997). 화성 표면에서 이루어진 본격적인 로버에 의한 탐사의 시작이라고 할 수 있는 쌍둥이 로버 스피릿(Spirit)과 오퍼튜니티(Opportunity)는 고대에 액체 상태의 물이 존재했음을 보여주는 광물학적 증거를 발견하는 등 예상보다 수년 이상 길게 작동하면서 다양한 지질 환경을 탐사했다(Arvidson et al., 2010, 2011), 피닉스(Phoenix)는 첫 극지역 탐사선으로 북반구의 보레알리스 분지(Borealis Basin)에 착륙해, 지표 아래 얼음의 존재를 확인하고 극지 환경 기후 자료를 수집했다(Cull, 2010). 큐리오시티(Curiosity) 로버는 MSL (Mars Science Laboratory) 임무의 일부로서 2012년부터 게일(Gale) 충돌구에서 고대 거주 가능 환경에 대한 증거 수집 등 다양한 과학 임무를 수행했다(Grotzinger et al., 2012). 게일 충돌구에서 얻어진 연구 성과에 대해서는 이 특집호의 Joo (2025)에서 소개하고 있다. 퍼시비어런스(Perseverance) 로버는 2021년 이후 제제로(Jezero) 충돌구에서 유기 화합물을 탐지하고 광물 조성을 정밀 분석하여, 화성의 초기 생명체 거주 가능 환경에 대한 정보를 제공하고 있으며, 특히 미래의 시료 회수 임무를 위해 미리 시료를 수집하여 보관 또는 저장하고 있다(Farley et al., 2020; Herd et al., 2025). 퍼시비어런스 등 화성 탐사 로버에 의해 수집된 퇴적분지의 층서와 퇴적환경 등에 대해서는 이 특집호의 Woo (2025)에서 설명한다.

화성에서 직접 시료를 가져온 적이 없음에도 화성 운석 덕분에 화성 표면 암석의 암석학적, 광물학적, 지구화학적 연구가 가능하다(예, Udry et al., 2020). 운석 중에서 셔고티(Shergotty), 나클라(Nakhla), 샤시그니(Chassigny)와 암석학적, 지구화학적 특징이 같은 운석을 각각 셔고타이트(Shergottite),나클라이트(Nakhlite),샤시그나이트(Chassignite)로, 합쳐서 SNC 그룹으로 부른다. 이 운석 그룹은 서로 암석학적, 지구화학적 특징을 공유하는 반면, 다른 운석 그룹과 뚜렷하게 구별되는 특징을 가지고 있으므로 별도의 모천체(parent body)에서 유래했음을 의미한다(McSween, 2015; Udry et al., 2020; Jones, 2024; Park, 2025). SNC 운석 그룹의 특징 중 운석 연구자들이 가장 먼저 주목한 것이 비교적 젊은 생성 연대이다. 대부분 소행성 기원인 운석은 45억년 전후의 생성 연대를 보인다. 이와 달리 13억 7천만 년의 젊은 연대가 나클라에서 구해졌고, 이는 태양계 탄생 후 30억 년 이상 충분한 열원을 유지할 수 있는 행성 기원을 의미하는 것으로 해석되었다(Papanastassiou and Wasserburg, 1974). 1980년을 전후해서 SNC 그룹의 모천체로 화성을 직접 지목하는 논문들이 발표되기 시작했다(Wood and Ashwal, 1981). 이후 남극에서 발견된 셔고타이트 운석인 Elephant Moraine (EETA) 79001에 포획된 불활성 기체 조성이 바이킹 화성 탐사선이 측정한 화성의 대기와 비율이 일치함이 밝혀졌다(Bogard and Johnson, 1983; Pepin, 1985). 지금까지 발견된 화성 운석은 화산암 또는 심성암이거나 또는 이들 암석이 충돌 등에 의해 부서진 후 합쳐진 각력암(breccia)이다(Papike et al., 2009; McSween, 2015). 화성 운석의 암석학적, 지구화학적 특징 등에 대해서는 이 특집호의 Park (2025)에서 다룬다.

4. 화성 표면의 거대 지형·지질 구조

5. 화성의 지질시대

방사성 동위원소 연대 측정 자료와 화석 기록 등 지구 암석과 지층의 생성 시기와 선후 관계를 결정하는 지질학적 단서의 대부분은 화성의 표면에는 아직 적용할 수 없다. 화성 운석으로부터 절대연령 측정이 이루어졌지만(예, Váci and Agee, 2020; Kruijer et al., 2025), 화성 운석이 떨어져 나온 위치는 일부 그룹에 대해서 추정만이 가능하며(예, Herd et al., 2024), 정확하게 파악하는 것은 매우 어렵다. 큐리오시티 로버의 사중극자 질량분석기(quadrupole mass spectrometry)를 이용해 게일 충돌구 내 표면 암석에 대한 K-Ar 연대 원위치 분석이 이루어져, 4.21±0.35 Ga (Farley et al., 2014)와 4.07±0.64 Ga (Martin et al., 2017) 등의 결정화 연대가 구해졌지만, 아직은 정밀도와 분석 시료에 대한 암석학적 해석 등에서 한계가 있다.

화석 기록에 대해서는 알려진 바 없으며, 일부 긍정적인 신호에도 불구하고 생명체의 흔적이 과연 존재하는지 현재로는 확실하지 않다(예, Hurowitz et al., 2025). 화성 생명체의 존재와 증거에 대한 논의는 이 특집호의 Sim (2025)에서 소개한다. 화성 표면의 층서 관계를 파악할 수 있는 지질구조 관찰은 착륙선과 로버 등에 의해 일부 제한된 지역에 대해서만 이루어졌다(예, Lewis et al., 2008; Rice et al., 2017). 따라서 우리가 알고 있는 화성 표면의 생성 시기와 분포, 그리고 이를 종합한 지질도(Tanaka et al., 2014)의 작성은 거의 전적으로 궤도선이 촬영한 영상을 분석한 결과에 의존한다. 화성 표면의 지질학적 단위와 구조의 선후 관계 추정에도 일반적인 지사학의 법칙이 적용되지만, 지구와 달리 충돌구의 분포와 밀도가 가장 핵심 정보이다.

5.1. 충돌구 밀도에 의한 지질시대 구분

달의 지질시대와 마찬가지로 화성의 지질시대 구분은 충돌구의 밀도가 기준이다. 달은 현재까지 유일하게 표면의 충돌구 밀도와 절대연령을 서로 대비시킬 수 있는 천체이다. 아폴로 임무 등으로 가져온 암석의 절대연령과 그 지역의 충돌구 밀도로부터 달 충돌구 형성 연대 모델(lunar cratering chronology model; Yue et al., 2022; Hiesinger et al., 2023; Werner et al., 2023)이 구해진다. 달 표면의 충돌 밀도, 예를 들어 단위 제곱 킬로미터(km²) 내 직경 1 km 이상인 충돌구의 수와 그 지역 표면 암석의 절대연령을 경험적 수식으로 표현할 수 있으며, 이를 이용하여 특정 지역의 충돌구 밀도로부터 모델 연대를 구할 수 있다. 달과 화성 표면에서 관찰되는 충돌구 크기-빈도 분포(crater size-frequency distribution, CSFD) 형태는 대체로 유사하며, 이는 현재 존재하는 소행성의 크기 분포와도 같은 양상을 보인다는 사실은 달에서 구한 충돌구 생성률과 절대연령 관계식을 화성으로 확대해 적용할 수 있음을 의미한다(Hartmann and Neukum, 2001; Neukum et al., 2001).

화성의 가장 큰 지질시대 단위는 기(Peroid)가 사용되며, 노아키스기(Noachian Period), 헤스페리아기(Hesperian Period), 아마조니스기(Amazonian Period) 크게 세 지질시대로 구분하거나, 노아키스기 이전인 선노아키스기(pre-Noachian period)를 포함하여 네 지질시대로 구분한다(Scott and Carr, 1978; Carr and Head, 2010; 그림 3). 기의 명칭은 각 시기를 대표하는 표식지(type locality)인 노아키스 대지(Noachis Terra), 헤스페리아 평원(Hesperia Planum), 아마조니스 저지 평원(Amazonis Planitia)에서 유래했다. 노아키스기와 아마조니스기는 각각 전기(Early), 중기(Middle), 후기(Late) 세 개의 세(Epoch)로, 헤스페리아기는 전기와 후기로 다시 구분한다. 즉, 예를 들어 헤스페리아기는 전기 헤스페리아세(Early Hesperian Epoch)와 후기 헤스페리아세로 양분한다(Tanaka et al., 2014; Hiesinger and Tanaka, 2020; 그림 3).

Fig. 3.

Geologic time scale of Mars based on crater-size distribution. Curved solid line (left axis) shows the crater density (numbers of craters ≥ 1 km per km2) versus model age of martian surface (Hartmann and Neukum, 2001). Noachian, Hesperian and Amazonian periods show different slopes in the crater density curve. Solid thick (right axis) arrows show the ranges of numbers of craters larger than 16 km (red), 5-16 km (blue), 1-5 km (green) per 106 km2. (data from Hiesinger and Tanaka (2020)). For instance, Early Noachian epoch has more than 200 craters having diameter ≥ 16 km, and Earth Hesperian epoch has less than 25 craters having diameter ≥ 16 km and 67 to 120 craters of 5-16 km in diameter. E, M and L represent for Early, Middle and Later (epoch), respectively.

충돌구 밀도를 이용해 구한 상대연령, 즉 지질시대 경계와 절대연령을 대비하는 것은 모델에 의존하므로 오차가 크고, 연구자 사이에 이견도 존재한다. 가장 일반적으로 인용되는 지질시대의 절대연령은 노아키스기는 약 41억 년 전에서 37억 년 전 사이이며, 헤스페리아기와 아마조니스기는 약 30억 년 전을 경계로 한다(예, Hartmann and Neukum, 2001). 아마조니스기의 시작을 이보다 좀 빠른 약 33억 년 전으로 추정하기도 한다(Hiesinger and Tanaka, 2020). 그림 3의 충돌구 밀도 연대 모델 그래프는 Hartmann and Neukum (2001)을 따른 것이며, 세(Epoch)의 구분과 10⁶ km² 내 크기에 따른 충돌구의 수는 Hiesinger and Tanaka (2020)에서 채택한 값을 이용해 그린 것이다. 아래 요약한 화성 지질시대의 특징과 각 시기의 대표적 지질학적 사건 등은 Carr and Head (2010), Hiesinger and Tanaka (2020), Haberle (2022), Siljeström et al. (2024) 등 여러 논문에서 자세히 설명하고 있다.

6. 화성의 지구화학적 특징과 초기 진화

6.1. 화성 암석의 화학조성

화성 표면의 화학조성과 부분적인 광물학적 정보는 원격탐사를 통해서도 얻어지지만, 높은 공간 분해능을 요구하는 암석학적 정보와 자세한 광물학적 정보는 사실상 화성 운석에 대한 직접 관찰과 탐사선 및 로버를 이용한 표면 시료 원위치 관찰 및 분석에 의존한다. 화성 탐사선으로부터 획득한 광물학적 정보에 대해서는 이 특집호의 Lee and Hwang (2025)에서, 화성 운석의 암석학적 및 지구화학적 특징은 Park (2025)에서, 착륙선과 로버가 관찰한 화성 표면의 암석학적 특징은 Joo (2025)와 Woo (2025) 등에서 자세히 설명하고 있다.

SNC 운석 그룹으로 대표되는 대부분의 화성 운석은 현무암질 또는 고철질 화성암이다. 따라서 화성 운석과 초기 원격탐사 결과로부터 화성의 지각은 주로 현무암질로 추정되었다. 하지만, 2010년대 이후 화성 탐사선의 분석 결과와 2011년 이후 발견된 화성 운석 중 각력암인 NWA 7034 및 짝운석에 대한 연구 결과는 이전 예상과는 달리 화성 표면에 매우 다양한 조성의 화성암이 존재한다는 사실을 보여주었다(예, Payré et al., 2024; Jensen et al., 2025; Park, 2025; 그림 4). 대부분의 화성 운석은 비교적 젊은(<24억 년), 고철질(SiO₂ <52 wt%)의 화성암이다(예, McSween, 2015; Kruijer et al., 2025; Park, 2025). 반면, 고대의 각력암인 NWA 7034와 짝운석에 포함된 쇄설암편(clasts)은 현무암에서 조면암질, 몬조나이트질에 이르는 다양한 조성을 가지고 있으며 화성 탐사 로버 스피릿, 큐리오시티 등은 현무암질 암석 외에도, 알칼리 현무암과 중성질 및 규장질 암석까지 다양한 조성의 화성암을 확인했다(Payré et al., 2024; Jensen et al., 2025). 그림 4에서 볼 수 있는 것처럼 고전적 SNC 운석의 조성 범위는 SiO₂와 Na₂O + K₂O 함량이 모두 낮고 좁지만, 나머지 분석 자료는 대체로 더 분화되고 넓은 조성 범위를 보여준다. 제제로 충돌구의 암석이 갖는 조성 범위는 SNC 운석과 NWA 7533 (NWA 7034의 짝운석 중 하나)의 쇄설암편을 합친 조성 범위와 대체로 일치하는 반면 게일 충돌구의 암석은 이보다 더 분화된 넓은 조성 범위를 보인다. 행성 규모의 원격탐사에서도 현무암질 조성의 표면이 관찰되지만, 충돌이나 지각 변동 또는 침식 등으로 기반암이 노출된 일부 지역에서는 장석 함량이 높은 분화된 암석의 신호가 검출된다(Payré et al., 2022; Rogers and Farrand, 2022).

Fig. 4.

Total alkai vesus silica diagram for Martian rocks and meteorites. Majority of martian meteorites (SNCs and ALH84001) fall in relatively narrow composition range, while clasts of NWA 7533 (breccia) and in-situ measurements by rovers show much wider ranges both in SiO2 and total alkali contents. All data except bulk silicate mars (Yoshizaki and McDonough, 2020) are from Payré et al. (2024) and Jensen et al. (2025) and references there in.

6.2. 화성의 평균 조성

화성의 화학조성에 대한 사실상 첫 번째 추정인 Dreibus and Wänke (1985) 이후 화성의 평균 조성과 규산염 화성의 조성을 추정하는 다양한 연구가 수행되었다. 화성 운석과 화성 표면 암석의 화학조성, 화성의 지구물리학적 특성, 그리고 콘드라이트(chondrites) 등을 이용한 화성의 행성 생성 재료(building block)에 대한 모델을 종합하여 화성의 평균 화학조성(bulk chemical composition of Mars)과 규산염 화성(bulk silicate Mars)의 조성이 구해진다(Taylor, 2013; Yoshizaki and McDonough, 2020; Liebske et al., 2025). 이를 지구와 비교하는 것은 두 행성의 생성 재료, 형성 과정 및 진화 과정 이해를 위한 매우 중요한 정보를 제공해 준다(예, Yoshizaki and McDonough, 2021; Hamano et al., 2025).

운석을 포함한 행성 물질(planetary material)에 대한 산소, 크롬, 타이타늄 동위원소의 정밀 분석에 의한 비교적 최근의 연구 결과는 태양계 천체를 구성한 생성 재료가 크게 CC (carbonaceous chondrites) 그룹과 NC (non-carbonaceous) 그룹으로 구분된다는 것을 보여준다(Warren, 2011). 동위원소 조성과 암석학적, 지구화학적 특징을 바탕으로 CC 그룹은 목성 바깥쪽 외태양계 물질을, NC 그룹은 내태양계 물질을 대표하는 것으로 해석되며, 지구형 행성, 달, 소행성 등은 이 두 그룹의 생성 재료가 조금씩 다른 혼합 비율로 섞여 만들어진 것으로 생각된다. 또한 지구, 달 그리고 화성은 산소-크롬-타이타늄 동위원소 조성이 서로 매우 유사해, 생성 재료의 혼합 비율이 크게 다르지 않음을 보여준다. 하지만 지구와 달은 산소-크롬-타이타늄 동위원소 조성이 현재 분석 오차 내에서 구별 불가능할 정도로 일치하지만, 화성은 이 둘과 구별이 가능할 정도의 차이를 보인다. 지구와 달은 E-콘드라이트(enstatite chondrites), 화성은 O-콘드라이트(ordinary chondrites) 물질이 좀 더 많이 혼합된 것으로 보인다(예, Warren, 2011; Dauphas, 2017).

표 3은 규산염 화성의 주성분 원소 조성에 대한 대표적인 추정값을 보여준다. 함량 추정값과 맨틀의 Mg#를 함께 표시하였으며, 비교를 위해 규산염 지구값에 대한 비교적 최근 자료를 함께 나타내었다. 화성과 지구는 대표적으로 FeO와 MgO와 Mg#에서 비교적 큰 차이를 보인다. 즉, 화성은 지구에 비해 더 산화된 특징을 보이며, Fe/Si 몰비는 지구가 1.07, 화성이 0.69로서, 콘드라이트와 비교하면 지구는 E-콘드라이트와 O-콘드라이트의 중간, 화성은 O-콘드라이트 중 L 콘드라이트 그룹에 가깝다(Yoshizaki and McDonough, 2021). 하지만, 아직 지구, 달, 화성의 생성 재료와 혼합비에 대해서는 일치하는 답이 존재하지 않으며, 앞으로 해결해야 할 연구 과제 중 하나이다.

Table 3.

Chemical compositions of Mars and Earth.

규산염 화성과 규산염 지구는 난휘발성(refractory) 친석원소(lithophile elements) 조성이 매우 유사하고, 휘발성(volatile) 친석원소는 지구와 화성에서 모두 CI 콘드라이트(또는 태양계 평균 조성) 대비 결핍되어 있지만, 화성이 조금 덜 결핍되어 있다(그림 5). 규산염 지구와 마찬가지로 규산염 화성의 친철원소(siderophile elements) 함량은 철질 마그마와 규산염 마그마 사이 분배계수에 따라 결핍되어 있다. 이는 화성에도 철질 핵이 형성되었다는 지구화학적 증거가 된다. 다만, 두 행성 모두 결핍된 정도가 핵과 맨틀의 분배계수에서 예측하는 것보다는 덜한데, 이는 핵이 형성된 후 나중에 행성으로 합류한 후기 집적(late accretion)의 흔적으로 해석된다(Yoshizaki and McDounough, 2021).

Fig. 5.

Bulk chemical compositions of bulk silicate Mars (BSM) and Earth (BSE) in CI and Mg normalized abundance vesus 50% condensation temperature (K). Lithophiles, siderophiles and chalcophiles are in circle, diamond and square symbols, respectively. Light red and light blue envelopes for martian and Earth’s lithophile elements, respectively. Abundance patterns of refractory lithophile elements in BSM and BSE are flat, chondritic and very similar to each other, while abundances of volatile lithophiles decrease with decreasing condensation temperatures. This trend is stronger on Earth, i.e., Mars is richer in volatile lithophiles than Earth. Both BSE and BSM are depleted in siderophiles and chalcophiles, because these elements migrated into the core. However, the degree of depletion is smaller than that predicted from distribution coefficients, reflecting the effects of late accretion. Data for BSE and BSM from McDonough (2025) and Yoshizaki and McDonough (2020), respectively. The 50% condensation temperatures from Lodders (2021).

7. 요약 및 결론

화성은 태양계의 행성 중 여러 측면에서 지구와 가장 유사한 행성이다. 크기는 물론 지형과 지질학적 특징 등에서 지구와 달의 대략 중간에 위치하는 화성의 생성과 진화 과정에 대한 이해는 지구-달 시스템을 이해하기 위한 중요한 단서가 될 수 있다. 지구의 과거 지질 기록을 지우거나 덮어버린 여러 과정과 요인들이 화성에는 없거나 빈약하므로 지구형 행성의 초기 진화를 연구하는 데 화성은 지구보다 더 좋은 연구 대상이다. 화성의 고기후와 기후 변화 과정 연구는 지구의 과거뿐 아니라 미래를 예견하는 자료가 될 수도 있다. 화성 생명체 연구는 생명체의 탄생과 진화 조건을 이해하는 혁명적 단서를 제공해 줄 것이다.

마리너 4호 이후 총 47차례 시도 중 29번의 화성 탐사가 화성에 도달하여 다양한 관측 자료를 지구로 보내왔으며, 자연은 400점 이상의 화성 운석을 지구로 보내왔다. 본 논평은 이를 통해 연구된 화성의 지형 및 지질, 지구화학적 특징을 대표적 탐사 및 연구 성과와 함께 살펴보았다. 현재까지 화성 연구는 원격탐사, 원위치 분석, 화성 운석 관찰 및 분석 등을 통해 이루어졌지만, 미래에는 화성에서 직접 시료를 회수해 지구에서 정밀 분석하는 단계로 발전할 것이다.

화성의 대표적 지형적·지질학적 특징은 남과 북이, 고도, 지형, 지질 등에서 서로 뚜렷하게 구분되는 화성 이분 구조를 갖는 것이다. 이분 구조는 화성의 지질사와 내부 구조 등을 이해하는 핵심적인 단서이며, 화성 표면의 거의 모든 현상과 연관되어 있다. 화성에는 수평적인 판 구조 운동이 작동하지 않으므로 타르시스 융기대, 올림푸스 산, 마리네리스 계곡 등 더 큰 행성인 지구와 비교하여도 매우 거대한 규모의 지형, 화산, 계곡 등 발달해 있다. 달과 마찬가지로 화성의 지질시대 구분에는 충돌구 형태, 분포, 밀도가 핵심 정보이다. 화성의 지질시대는 충돌구 생성률을 기준으로 선노아키스기, 노아키스기, 헤스페리아기, 아마조니스기 등으로 구분한다.

대부분 화성 운석은 현무암질 또는 고철질 화성암으로 매우 좁은 조성 범위를 보인다. 하지만 표토 각력암인 NWA 7034 및 짝운석에 포함된 쇄설암편의 조성과 원격탐사 및 로버에 의한 분석 결과는 과거 예상과 달리 매우 다양한 조성의 화성암이 존재한다는 사실을 보여준다. 화성은 화학조성 및 동위원소 조성에서 지구와 비교적 유사하지만, 충분히 구분이 가능한 차이가 존재한다. 행성 생성 재료의 혼합비에 있어 지구는 E-콘드라이트, 화성은 O-콘드라이트 물질이 좀 더 많이 혼합된 것으로 보인다. 규산염 화성과 규산염 지구는 난휘발성 친석원소 조성에서는 매우 유사하지만, 화성이 지구에 비해 휘발성 친석원소의 함량이 더 높다. 지구와 마찬가지로 규산염 화성의 친철원소 결핍 정도가 핵과 맨틀의 분리에서 예상하는 것보다 크지 않아 후기 집적이 관여했음을 보여준다.

지금까지 탐사 및 연구 결과로 화성의 지형, 지질, 지구화학에 대한 많은 사실을 알게 되고 화성의 생성 및 진화 과정을 이해하게 되었지만, 앞으로 해결해야 할 수많은 과제가 남아있다. 현재 거론되고 있는 대표적인 전 행성 규모의 과학적 과제에는 (1) 화성의 지각 이분 구조의 생성 시기와 과정, (2) 화성 운석의 기원지, (3) 지각의 두께, 핵의 크기를 포함한 내부 구조, (4) 대기의 진화 과정과 고기후, (5) 과거와 현재의 물의 양과 존재 양상, (6) 생명체의 존재 여부, (7) 행성 생성 물질의 특성 등이 포함된다.

인류가 직접 방문한 적도 없고, 원하는 위치에서 시료를 가져온 적도 없으며, 여러 면에서 화성에서 얻어진 지질학적 자료는 아직 충분하지 않다. 이런 제한된 자료와 정보에도 불구하고 우리가 화성의 과거와 현재를 개괄적으로, 일부는 비교적 자세히 이해하고 있는 이유는 다양한 화성 탐사로 획득한 정보 외에도, 지구 연구를 통해, 그리고 운석 연구로부터 축적된 지구형 행성과 태양계에 대한 이해 때문이다. 앞으로의 화성 탐사와 연구에도 기존 지식은 매우 중요한 역할을 하겠지만, 화성에 대한 정보와 이에 대한 해석이 반대로 지구와 태양계의 성인과 진화 과정을 이해하는 데 필요한 핵심적인 역할을 할 가능성도 매우 높다. 지구를 연구하는 고전적 지질학과 지구 밖 고체 천체를 대상으로 하는 행성과학 또는 행성지질학(planetary geology)은 상호 보완적으로 함께 발전해 나갈 것이며, 이런 측면에서도 태양계 천체 중에서는 지구와 가장 유사하면서도 초기 기록을 잘 보존하고 있는 화성의 지질을 연구하고 이해하는 것은 매우 중요하다.

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