維基百科

辛梅利亞高地

辛梅利亞高地（Terra Cimmeria）是火星埃里達尼亞區一處遼闊的區域，它北接埃律西昂平原、南臨南極高原、西側與赫斯珀里亞高原和普羅米修高地接壤、東面則鄰近塞壬高地，其中心位置坐標為34°42′S 145°00′E / 34.7°S 145°E / -34.7; 145，範圍涵蓋北緯15度到南緯75度，西經170度到260度的大片地區[1]，最大跨度達5400公里（3400英里）。辛梅利亞高地也是火星南部高地上隕石撞擊嚴重的地區之一，勇氣號探測車就著陸在該地區附近。

火星軌道器雷射高度計顯示的辛梅利亞高地邊界及周邊區域地圖。
顯示了南極附近辛梅利亞高地邊界及其它地區的火星軌道器雷射高度計地圖。

辛梅里安（Cimmerium）一詞來自古色雷斯航海族，意思為雲霧籠罩的陸地[2]。

2012年3月下旬，美國宇航局的火星軌道飛行器如2001火星奧德賽號太空飛行器上的熱輻射成像系統設備和火星勘測軌道飛行器上的火星彩色成像儀[3][4]在該地區上空[4]觀測到了可能為凝結雲的現象[3]。

火星沖溝

辛梅利亞高地是火星上沖溝密布的地區，這些沖溝可能是由最近的流水所形成[5][6]，它們出現在陡坡上，尤其是在隕石坑的坑壁上。人們認為沖溝相對年輕，上面幾乎未見有撞擊坑。 此外，沙丘上也分布有沖溝，而沙丘本身則被認為相當年輕。通常，每條沖溝都有壁凹、流道和扇形沖積堆。一些研究發現，沖溝出現在面向所有方向的斜坡上[7]，其他研究發現，朝向極地的斜坡上出現的沖溝數量更多，尤其在南緯30-44度[8][9]。

雖然已提出了很多想法來解釋它們[10]，但最被認可的是來自含水層的液態水，即古冰川底部的融化，或氣候變暖時的地下融冰[11][12]。

有三種存在證據支持的理論，其一是大多數沖溝的溝頭壁凹都處於同一水平面上，確如所預料的含水層一樣。各種測量和計算表明，在溝壑開始的通常深度，含水層中可能存在液態水[13]。該模型的一種變化是，上升的熾熱岩漿可能融化了地下冰，導致水在含水層中流動。含水層可能由多孔砂岩構成，能讓水在裡面流動的地層，一般位於阻止水往下滲漏的不透水層上方。由於含水層中的水無法向下流淌，受堵的水流只能沿水平方向流動。最終，當含水層到達一條裂縫處-如坑壁時，水就會流出到地表，由此產生的水流會侵蝕岩壁，形成沖溝[14]。含水層在地球上很常見。猶他州錫安國家公園的「哭泣石」就是一則很好的示例[15]。

而下一種理論認為，火星大部分地表都被一層平坦厚實的冰塵混合物覆蓋[16][17][18]，這層富冰的覆蓋物厚約數碼表面平整，但在某些地方有類似籃球表面的凹凸紋理。該覆蓋層可能像冰川一樣，在某些條件下，混合其中的水冰可能會融化並衝下斜坡，形成沖溝[19][20][21]。由於這種覆蓋層上幾乎沒有隕坑，因而，被認為相對年輕。下圖是高解析度成像科學設備顯示的托勒密撞擊坑邊緣，極好地展示了這一覆蓋層[22]。富冰的覆蓋層可能是氣候變化的結果[23]，火星軌道及自轉軸傾角的變化會導致從極地到相當於德克薩斯州緯度的水冰分布發生重大變化。在某些氣候階段，水蒸氣離開極地冰進入大氣層，並在低緯度區形成與大量塵埃混合的霜凍或雪粒回落到地面。火星大氣層中含有大量的細小塵埃微粒，水蒸氣會凝結在這種顆粒上，隨後因水膜的額外重量落回到地面。當火星處於最大傾斜或傾角時，夏季冰蓋上最多2厘米（0.79英寸）的冰可能會被蒸發，並沉積在中緯度地區。這種水循環可能會持續數千年，形成厚達10米（33英尺）的積雪層[24][25]。當覆蓋層頂部的冰又升華到大氣中時，會留下一層塵埃，從而將剩餘的冰塵封在下方[26]。對沖溝高度和坡度的測量支持了積雪或冰川與沖溝相關的觀點。越陡的斜坡越背陰，積雪也越易保存下來[8][27]。而海拔越高，沖溝則越少，因為冰在海拔更高的稀薄空氣中更容易升華[28]。

第三種理論也是有可能的，因為氣候變化可能足以讓地下冰融化，從而形成沖溝。在氣候變暖期間，最初數米厚的地面可能會融化並產生類似於乾燥寒冷的格陵蘭東海岸的「泥石流」[29]。由於沖溝出現在陡坡上，因此，只需土壤顆粒的抗剪強度略微降低就會開始下滑，而地下融冰中的少量液態水就足以產生這種潤滑作用[30][31]。計算表明，即使在當前條件下，火星每年的50天裡，每天都會產生三分之一毫米的徑流[32]。

磁性帶與板塊構造

 
火星全球探勘者號在辛梅利亞高地和塞壬高地區測量到的火星古地磁。

火星全球探勘者號在火星地殼中發現了磁性地帶，尤其是在法厄同區和埃里達尼亞區（辛梅利亞和塞壬高地）[33][34]。火星全球探勘者號上的磁強計發現了100公里（62英里）寬，大致平行的磁化地殼帶，最長可達2000公里（1200英里）。這些條紋極性交錯，其中一條磁性帶的北磁極從表面向上，而另一條的北極則向下[35][36]。當20世紀60年代在地球上發現類似磁性帶時，它們被視為是板塊構造的證據。研究人員認為，火星上的這些磁性帶是早期短暫板塊構造活動的證據[37][38][39]。當岩石凝固時，它們保留了當時的磁性。行星磁場被認為是由地表下的流體運動引起的。初始數據是火星全球探勘者號在接近該行星時的氣阻減速過程中獲得的。然而，其後二年在海拔400公里（250英里）處收集的測量結果表明，這些磁性特徵甚至與地表已知特徵相匹配[40]。但是，地球上的磁性帶和火星上的有些不同。火星上的磁性帶更寬，磁性也更強，似乎沒有從中地殼伸展帶向外延展。由於包含磁性帶的區域約有40億年的歷史，人們認為，全球磁場在火星地質史中可能只持續了最初的數億年，當時行星內核的鐵水溫度可能高到足以將其混合成一台磁力發動機。像希臘平原這樣的大型撞擊盆地附近則沒有磁場。撞擊的衝擊可能已經消除了岩石中的殘餘磁性。因此，撞擊後，地核中早期流體運動產生的磁性就已消失了[41]。

當含有磁性物質如赤鐵礦（Fe2O3）的熔融岩石在磁場環境中冷卻凝固時，它就會被磁化並呈現背景磁場的極性。只有當岩石隨後被加熱到特定溫度（鐵的居里點為攝氏770度）以上時，這種磁性才會消失。岩石中保留的磁性是岩石凝固時記錄的磁場磁性[42]。

冰川

火星上的許多地貌被認為是覆蓋著一層薄岩屑的冰川，這一覆蓋層阻止了冰的融化。下面的圖片顯示了其中的一些特徵有關它們的詳細介紹，可在《火星冰川》一文中找到。

  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的隕石坑地表，粗糙的表面是由離開地面的冰形成的，坑內聚積了大量覆蓋著岩石和泥土的冰。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的覆蓋層。覆蓋層富含水冰，為某些氣候條件下從空中飄落。多層覆蓋層的存在表明它們來自不同的時期。
  •  
    火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的阿雷紐斯撞擊坑。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的阿雷紐斯撞擊坑內的冰川特徵，箭頭指示了古冰川。
  •  
    火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的克魯爾斯撞擊坑，箭頭指示了古冰川。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的克魯爾斯撞擊坑內的冰川特徵。

沙丘

當風向穩定且有充足的沙粒時，則就構成了形成新月沙丘的完美條件。 通常，新月沙丘的迎風側斜坡較為平緩，背風側坡則更為陡峭，並在兩側形成近似對稱的兩個尖角或凹口[43]，整座沙丘似乎隨風移動。觀察火星上的沙丘可告訴我們風力及風向。如果定期拍攝照片，就可會看到沙丘的變化或沙丘表面的漣漪。在火星上，沙丘通常呈深色，因為它們是由常見的火山玄武岩構成。在乾燥環境中，玄武岩中的深色礦物質，如橄欖石和輝石，不會像在地球上那樣分解。雖然很少見，但在夏威夷也發現了一些黑色的沙粒，那裡還有許多噴出玄武岩的火山。新月沙丘是一條俄語術語，因為這種沙丘首先出現在突厥斯坦的沙漠地區[44]。火星上的一些風是在春季加熱兩極乾冰時所產生，此時，固態二氧化碳（乾冰）直接升華或變成氣體，被高速颳走。每一火星年，大氣中30%的二氧化碳會結冰並覆蓋正在經歷冬季的極地，因此存在巨大強風的可能[45]。

  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的黑色沙丘。黑色沙丘由玄武質火成岩構成，照片中央的黑框顯示了在下一幅圖像中放大的區域。比例尺長500米。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的黑色沙丘特寫。該圖像最長尺寸略大於1公里，圖中的區域如上圖所示。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的埃里達尼亞區沙丘。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的隕石坑底的沙丘。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的隕坑附近的沙丘廣角圖
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的沙丘近景
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的沙丘近景
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的沙丘彩色近景

圖集

  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示隕石坑內地表。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示流道
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的坑底流道。
  •  
    可能是由碎裂小天體造成的一組隕石坑。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的從幽暗地層下露出的山脊。
  •  
    HiWish計劃下高解析度成像科學設備顯示的被流道侵蝕的皺脊，箭頭指示了流道切開山脊的侵蝕點。

火星交互地圖

 阿刻戎塹溝群阿西達利亞平原阿爾巴山亞馬遜平原阿俄尼亞高地阿拉伯高地阿耳卡狄亞平原阿耳古瑞高原阿耳古瑞平原克律塞平原克拉里塔斯槽溝塞東尼亞區桌山代達利亞高原埃律西昂山埃律西昂平原蓋爾撞擊坑哈德里亞卡火山口希臘山脈希臘平原赫斯珀利亞高原霍頓撞擊坑伊卡利亞高原伊希斯平原耶澤羅撞擊坑羅蒙諾索夫撞擊坑盧庫斯高原呂科斯溝脊地李奧撞擊坑盧娜高原馬萊阿高原馬拉爾迪隕擊坑瑪萊奧提斯塹溝群Mareotis Tempe珍珠高地米氏隕擊坑米蘭科維奇撞擊坑內彭西斯桌山群涅瑞達山脈尼羅瑟提斯桌山群諾亞高地奧林波斯槽溝群奧林帕斯山南極高原普羅米修高地普羅敦尼勒斯桌山群塞壬高地西緒福斯高原太陽高原敘利亞高原坦塔羅斯槽溝群滕比高地辛梅利亞高地示巴高地塞壬高地塔爾西斯山群特拉克圖斯坑鏈第勒納高地尤利西斯山烏拉紐斯火山口烏托邦平原水手谷北方大平原克珊忒高地
  火星全球地形的交互式圖像地圖。將懸停在圖像上可查看 60 多個著名地理特徵的名稱，單擊可連結到它們。圖底顏色表示相對高度，根據來自美國宇航局火星全球探勘者號上火星軌道器雷射高度計的數據。白色和棕色表示海拔最高（+12 至 +8 公里）；其次是粉紅和紅色（+8 至 +3 公里）；黃色為 0 公里；綠色和藍色是較低的高度（低至 -8 公里）。軸線是經緯度，極地已備註。

另請查看

參考文獻

  1. ^ [1][永久失效連結]
  2. ^ Blunck, J. 1982. Mars and its Satellites. Exposition Press. Smithtown, N.Y.
  3. ^ 3.0 3.1 Mars' mystery cloud explained. nbcnews.com. April 10, 2012. 
  4. ^ 4.0 4.1 Mysterious cloud spotted on Mars. nbcnews.com. March 24, 2012 [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  5. ^ HiRISE | Gorgonum Chaos Mesas (PSP_004071_1425). hirise.lpl.arizona.edu. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  6. ^ HiRISE | Gullies on Gorgonum Chaos Mesas (PSP_001948_1425). hirise.lpl.arizona.edu. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  7. ^ Edgett, K. et al. 2003. Polar-and middle-latitude martian gullies: A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit. Lunar Planet. Sci. 34. Abstract 1038.
  8. ^ 8.0 8.1 doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020 (PDF). [2021-03-12]. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020. （原始內容 (PDF)存檔於2017-07-06）. 
  9. ^ Dickson, J. et al. 2007. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography. Icarus: 188. 315–323
  10. ^ PSRD: Gullied Slopes on Mars. www.psrd.hawaii.edu. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2021-03-09）. 
  11. ^ Heldmann, J. and M. Mellon. Observations of Martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285–304.
  12. ^ Forget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK.
  13. ^ Heldmann, J. and M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304
  14. ^ November 2004, Leonard David 12. Mars Gullies Likely Formed By Underground Aquifers. Space.com. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  15. ^ Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  16. ^ Malin, M. and K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission. J. Geophys. Res.: 106> 23429–23570
  17. ^ Mustard, J. et al. 2001. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. Nature: 412. 411–414.
  18. ^ Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor observations of fretted terrain. J. Geophys. Res.: 106. 23571-23595.
  19. ^ Martian gullies could be scientific gold mines. NBC News. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  20. ^ Head, James W.; Marchant, David R.; Kreslavsky, Mikhail A. Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin. Proceedings of the National Academy of Sciences. September 9, 2008, 105 (36): 13258–13263. PMC 2734344  . PMID 18725636. doi:10.1073/pnas.0803760105  . 
  21. ^ Head, J. et al. 2008. Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin. PNAS: 105. 13258–13263.
  22. ^ Christensen, P. 2003. Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. Nature: 422. 45–48.
  23. ^ 存档副本. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2008-05-04）. 
  24. ^ Jakosky B. and M. Carr. 1985. Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity. Nature: 315. 559–561.
  25. ^ Jakosky, B. et al. 1995. Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate. J. Geophys. Res.: 100. 1579–1584.
  26. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds[永久失效連結] by GoogleAdvertise
  27. ^ Dickson, J. et al. 2007. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography. Icarus: 188. 315–323.
  28. ^ Hecht, M. 2002. Metastability of liquid water on Mars. Icarus: 156. 373–386.
  29. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87–105.
  30. ^ Costard, F. et al. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf
  31. ^ [2][永久失效連結]
  32. ^ Clow, G. 1987. Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack. Icarus: 72. 93–127.
  33. ^ Barlow, N. 2008. Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. Cambridge University Press
  34. ^ Forget, François; Costard, François; Lognonné, Philippe. Planet Mars: Story of Another World. 2007-12-12. ISBN 978-0-387-48925-4. 
  35. ^ Taylor, Fredric W. The Scientific Exploration of Mars. 2009-12-10. ISBN 978-0-521-82956-4. 
  36. ^ Barlow, Nadine. Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. 10 January 2008. ISBN 978-0-521-85226-5. 
  37. ^ Connerney, J. et al. 1999. Magnetic lineations in the ancient crust of Mars. Science: 284. 794–798.
  38. ^ Langlais, B. et al. 2004. Crustal magnetic field of Mars. Journal of Geophysical Research. 109: EO2008
  39. ^ Sprenke, K. and L. Baker. 2000. Magnetization, palemagnetic poles, and polar wander on Mars. Icarus. 147: 26–34.
  40. ^ Connerney, J. et al. 2005. Tectonic implications of Mars crustal magnetism. Proceedings of the National Academy of Sciences of the USA. 102: 14970–14975
  41. ^ Acuna, M. et al. 1999. Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment. Science. 284: 790–793.
  42. ^ ESA Science & Technology - Martian Interior. sci.esa.int. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
  43. ^ Pye, Kenneth; Haim Tsoar. Aeolian Sand and Sand Dunes. Springer. 2008: 138. ISBN 9783540859109. 
  44. ^ Barchan | sand dune. Encyclopedia Britannica. [2022-03-16]. （原始內容存檔於2021-12-04）. 
  45. ^ Mellon, J. T.; Feldman, W. C.; Prettyman, T. H. The presence and stability of ground ice in the southern hemisphere of Mars. Icarus. 2003, 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016/j.icarus.2003.10.022. 

外部連結

 
維基共享資源上的相關多媒體資源：辛梅利亞高地
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=辛梅利亞高地&oldid=81820296」