Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 小行星471143[编辑]

471143 Dziewanna| 2012年哈伯太空望遠鏡拍攝的蕊神星 |
| 发现  |
| 發現者 | 安傑伊·烏達爾斯基 斯科特·桑德·谢泼德 馬爾欽·庫比亞克 查德·特魯希略 |
| 發現地 | 拉斯坎帕納斯天文台 |
| 發現日期 | 2010年3月13日 |
| 編號 |
| 命名依據 | 德娃娜 |
| 其它名稱 | 2010 EK139 |
| 小行星分類 | 海王星外天體 離散盤 2:7 |
| 形容詞 | Dziewannian |
| 軌道參數  |
| 曆元 2018年3月23日 (JD 2458200.5) |
| 不確定參數 3 |
| 觀測弧 | 13.16 yr（4,808 d） |
| 遠日點 | 108.54 AU |
| 近日點 | 32.551 AU |
| 半長軸 | 70.544 AU |
| 離心率 | 0.5386 |
| 軌道週期 | 592.51 yr (216,416 d) |
| 平近點角 | 347.58° |
| 軌道傾角 | 29.444° |
| 升交點黃經 | 346.15° |
| 近心點時間 | ≈ 2038年10月22日 ±1天 |
| 近日點參數 | 284.25° |
| 已知衛星 | *無* |
| 物理特徵 |
| 自轉週期 | 7000707000000000000♠7.07±0.05 |
| 幾何反照率 | 0.10 （假定） 0.25+0.02 −0.05 |
| 視星等 | 19.6 (R) 19.9 |
| 絕對星等(H) | 7000380000000000000♠3.8±0.1 7000389000000000000♠3.89±0.04 (S) 3.9 |
|  |

**小行星471143**（471143 Dziewanna），又稱**蕊神星**，臨時編號**2010 EK139**，是太陽系最外圍、繞太陽運轉的離散盤中的一個海王星外天體。

蕊神星由智利拉斯坎帕納斯天文台的天文學家安傑伊·烏達爾斯基、斯科特·桑德·谢泼德、馬爾欽·庫比亞克和查德·特魯希略於2010年3月13日發現。根據它的星等和假定反照率，估計它的直徑約為470公里。該小行星以德娃娜命名，德娃娜是斯拉夫女神，掌管荒野、森林和狩獵，以紀念它是在烏達爾斯基領導的華沙大學光學重力透鏡實驗項目中被發現的。

## 距離

蕊神星每591年又4個月（215,992 天）繞太陽運行一次，距離為32.6至108.3 AU。它的軌道離心率為0.54，與黃道面的傾角為29°。目前它距離太陽39.1 AU，並將於2038年抵達近日點。一千萬年的軌道整合顯示，這個天體與海王星的共振數為2:7。

帕洛馬山天文台的近地小行星追蹤組於2002年拍攝了一張發現前的影像。這將蕊神星的觀測弧延長到發現前的8年。自此之後，蕊神星在6個衝日上被觀測了143次，其軌道品質為1。

## 物理性質

2010年，赫雪爾太空望遠鏡觀察到蕊神星的熱輻射，讓天文學家得以估計其直徑約為470公里。2019年5月17日，蕊神星的一次恆星掩星被觀測到，得出的單弦直徑為504公里。

在發現天文台用2.5公尺伊連·杜邦望遠鏡進行的光度測定獲得了一條自轉光變曲線，並於2013年5月發表。光線曲線顯示自轉週期為7.07±0.05小時；亮度變化為0.12等級{{{1}}}

美國天文學家麥克·布朗於2012年3月使用凱克望遠鏡進行觀測，但沒有發現衛星。因此目前無法確定蕊神星的質量。

## 參考資料

* MPEC 2010 G50 : 2010 EK139 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, *Minor Planet Electronic Circular*, issued on 8 April 2010
* OCKS: OGLE Carnegie Kuiper belt Survey (OCKS is a Southern sky survey searching for Kuiper-belt objects and dwarf planets)
* List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Minor Planet Center
* NASA JPL小天體数据库瀏覽器上的小行星471143
# 小行星375[编辑]

375 Ursula| 发现  |
| --- |
| 發現者 | 奧古斯特·卡洛斯 |
| 發現地 | 尼斯 |
| 發現日期 | 1893年9月18日 |
| 編號 |
| 命名依據 |  |
| 其它名稱 | 375 Ursula |
| 小行星分類 | 主帶小行星  |
| 軌道參數 |
| 曆元 2018-03-23.0（JD 2458200.5） |
| 不確定參數 0 |
| 遠日點 | 3.455 AU（516,860,643.268 km） |
| 近日點 | 2.7939139 AU（417,963,570.359 km） |
| 半長軸 | 3.1243160 |
| 離心率 | 0.1057518 |
| 軌道週期 | 5.52yr |
| 平近點角 | 224.87231° |
| 軌道傾角 | 15.94041 |
| 升交點黃經 | 336.56993° |
| 近日點參數 | 342.02504 |
| 物理特徵 |
| 絕對星等(H) | 7.47 |
|  |

**小行星375**（375 Ursula）是一颗围绕太阳公转的小行星。1893年9月18日，奧古斯特·卡洛斯在尼斯描述了此天体。

1984年11月15日对小行星375掩星的观测显示它是一个六轴天体，直径约为 216±10 千米。

位于恒星TYC 581-36-1（视星等11.9）附近的小行星375（视星等11.4），照片左上角两个星系的视星等约为15。
这颗小行星的绝对星等为7.47等。

## 相关條目

* 小行星列表/10001-11000

## 參考資料

* Asteroid Lightcurve Database (LCDB) （页面存档备份，存于互联网档案馆）, query form (info （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
* Dictionary of Minor Planet Names, Google books
* Discovery Circumstances: Numbered Minor Planets (10001)-(15000) （页面存档备份，存于互联网档案馆） – Minor Planet Center
* 小行星375 at *AstDyS-2, Asteroids—Dynamic Site*
	+ Ephemeris · Observation prediction · Orbital info · Proper elements · Observational info
* NASA JPL小天體数据库瀏覽器上的小行星375

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| 前一小行星： **小行星374** | 小行星列表
 | 後一小行星： **小行星376** |
# 次地球

地球、火星、系外行星克卜勒20和克卜勒42的大小比較。
**次地球**是規模（質量）遠小於地球和金星的行星，目錄中包括太陽系的水星和火星。因為它們的小尺寸和低質量，只能產生微弱的信號，是最難檢測出的太陽系外行星。儘管如此的困難，發現的第一顆系外行星是繞著毫秒脈衝星 PSR B1257+12的次行星。

太空望遠鏡克卜勒打開發現次地球的契機。在2012年1月10日，克布勒發現三顆環繞著克卜勒42的次地球。迄2014年6月，克卜勒已經確認45顆比地球小的系外行星，其中17顆的半徑是0.8 Rⴲ。此外，還有310顆行星候選者的半徑估計是1 Rⴲ，以及135顆是小於0.8 Rⴲ。

由於低重力和磁場微弱，使得母恆星的輻射可以消蝕它們的大氣層，因此次地球通常缺乏大氣層。由於尺寸小，除非在其軌道接近母恆星時有強大的潮汐力，次地球才會有短時間的地質活動。

## 參考資料
# 氧化物[编辑]

| 氧化物
 |
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|  |
| 识别
 |
| CAS号
 | 16833-27-5 Y |
| PubChem
 | 190217 |
| SMILES
 | * [O-2]
 |
| 性质
 |
| 化学式
 | O2−  |
| 摩尔质量
 | 15.999 g·mol⁻¹
 |
| 若非注明，所有数据均出自标准状态（25 ℃，100 kPa）下。
 |

**氧化物**，是负价氧和另外一个化學元素組成的二元化合物，例如氧化鐵（Fe2O3）或氧化鋁（Al2O3），通常經由氧化反應產生。氧化物在地球的地殻極度普遍，而在宇宙中也是如此。

**氧离子**（O2−）是氢氧根（OH−）离子的共轭碱，存在某些氧化物离子晶体中。自由的氧离子具强碱性（p*K*b ~ -22），在水溶液中是不稳定的。

 WIKINIUM\_MATH\_PH\_0
氧化物中的氧元素应该呈负氧化态。如果含氧二元化合物中的氧为正氧化态，例如二氟化二氧（O2F2）和二氟化氧（OF2），则它们一般称为氟化物，而非氧化物。

## 性质

氧化物一般不導電。這屬性最常以二氧化硅取得優勢，況且矽能輕易氧化而成品能製造成電晶體。這是現代電腦科技的多數基本組成。

除碱金属外，金属氧化物一般难溶于水，可通过单质与氧化合，或灼烧金属氢氧化物、碳酸盐、硝酸盐等盐类得到。非金属氧化物容易发生水解。

可以与碱发生反应生成盐和水的氧化物称为酸性氧化物；可以与酸发生反应生成盐和水的氧化物称为碱性氧化物；与酸和碱都可以发生反应，生成盐和水的氧化物称为两性氧化物。非金属氧化物一般是酸性氧化物，金属氧化物一般是碱性氧化物，但也有少数例外，如高价氧化物七氧化二锰（Mn2O7）和三氧化铬（CrO3）等。

## 分类

* 成盐氧化物

* 酸性氧化物（酸酐）
* 碱性氧化物
* 两性氧化物

* 不成盐氧化物

* 氫氧化物—OH−
* 过氧化物—O22−
* 超氧化物—O2−
* 臭氧化物—O3−
* 二氧基鹽—O2+
* 超氧酸—HO2
# 火山噴發類型

部分火山活動時所形成的噴發結構：普林尼式火山噴發的喷发柱（上），夏威夷式火山噴發流溢的繩狀熔岩（左），史湯玻利式火山噴發的熔岩（右）。
**火山噴發**是指火山口或火山裂縫排出熔岩、火山噴發碎屑（火山灰、火山礫、火山彈和火山塊）以及各種氣體的過程。根據火山學家定義，火山噴發可分為數種類型，通常以該模式中著名的火山命名。部分火山在一次活躍期間只呈現單一噴發特徵，也有其他種火山在一次噴發過程表現多種噴發類型。

火山噴發依據產物可區分為三種主要類型：最普遍可見的岩漿噴發（magmatic eruption），即地底深處的氣體降壓、推動岩漿上升而噴發；准岩浆型火山喷发，是由壓縮氣體推動岩漿，過程與岩漿噴發正好相反；潜水蒸气喷发則是地下水或地表水因為與岩漿接觸，轉為過熱的蒸氣而後噴發。上述三種噴發類型通常不會伴隨岩漿釋放，而是促成原有岩石粒化。

火山噴發依據不同條件又可細分為數種類型。其中，噴發強度最弱的是夏威夷式和海底火山，其次為斯特龍伯利式火山噴發，接著是伏爾坎寧式（火山島式）和淺海式火山噴發。噴發強度較強的則有培雷式，緊接著是普林尼式；最強的稱為「超普林尼式火山噴發」。此外，冰下噴發和蒸氣噴發依據噴發機制不同而分立，兩者在噴發強度上也有所差異。火山爆發指數（Volcanic Explosivity Index，簡稱**VEI**）是現今量度噴發強度的主要方法；它分為0級到8級，各級別並普遍能對應到火山的噴發類型。

## 噴發機制

图中显示喷發物总容量与火山爆發指數（VEI）规模的关系。
火山噴發可由三種主要機制：

* 氣體降壓後釋出，造成岩漿噴發。
* 岩漿與水接觸後冷卻而產生熱收縮，引發准岩浆型火山喷发。
* 蒸氣夾帶顆粒而噴發，稱為潜水蒸气喷发。

## 參考文獻

## 延伸閱讀

* Volcanic Ash. University of California Press. 1985: 258  [2010-08-05]. ISBN 978-0-520-05241-3. （原始内容存档于2011-07-19）.  引文使用过时参数`coauthors` (帮助); 使用`|coauthors=`需要含有`|author=` (帮助)
* A transient model for explosive and phreatomagmatic eruptions. Journal of Volcanology and Geothermal Research. Volcanic Eruption Mechanisms - Insights from intercomparison of models of conduit processes. 2005-05, **143** (1-3): 133–151  [2010-08-05]. Bibcode:2005JVGR..143..133S. doi:10.1016/j.jvolgeores.2004.09.014.  引文使用过时参数`coauthors` (帮助); 使用`|coauthors=`需要含有`|author=` (帮助)
* Pyle, D. M. The thickness, volume and grainsize of tephra fall deposits. Bulletin of Volcanology. 1989-01, **51** (1): 1–15. Bibcode:1989BVol...51....1P. doi:10.1007/BF01086757.
* Quantitative shape measurements of distal volcanic ash (PDF). Journal of Geophysical Research. 2003-10-28, **108** (B10)  [2012-08-28]. Bibcode:2003JGRB..108.2504R. doi:10.1029/2001JB000818. （原始内容存档 (PDF)于2015-09-24）.  引文使用过时参数`coauthors` (帮助); 使用`|coauthors=`需要含有`|author=` (帮助)
* William Henry Mathews. "Tuyas," flat-topped volcanoes in northern British Columbia. American Journal of Science. 1947-09, **245** (9): 560–570  [2012-08-28]. doi:10.2475/ajs.245.9.560. （原始内容存档于2011-09-29）. . 此為比爾·馬修斯的原版指標性論文，首度描述平頂火山和冰下噴發

* 火山噴發對大氣的影響 （页面存档备份，存于互联网档案馆），洪逸文、陳正達責任編輯，國科會高瞻計畫
# 伊比德羅拉

| Iberdrola, S.A. |
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|  |
| 总部大楼 |
| 公司類型 | Sociedad Anónima |
| 股票代號 | BMAD: IBE IBEX 35成分股 |
| ISIN | ES0144580Y14  |
| 成立 | 1992年11月1日 |
| 總部 | 西班牙畢爾巴鄂 |
| 产业 | 電氣設施 |
| 產品 | 發電和配電、可再生能源、天然氣、電訊 |
| 營業額 | €342.0 億（2012） |
| 息税前利润 | €77.26 億（2012） |
| 净利润 | €28.04 億（2012） |
| 總資產 | €969.89 億（2012） |
| 員工人數 | 40,721 (2022年)  |
| 市值 | 69,538,000,000 歐元 (2022年)  |
| 子公司 | Elektro, Iberdrola USA, Scottish Power |
| 网站 | www.iberdrola.com |

**伊比德羅拉**（Iberdrola，西班牙語發音：[iβerˈðɾola]）是一家西班牙私營跨國電氣公司，總部位於畢爾巴鄂。子公司包括蘇格蘭電力、伊比德羅拉美國和巴西的Elektro等。

自2001年開始國際擴張之後，伊比德羅拉迅速成為西班牙市場總值最大的能源集團。 特別是在風能領域有著國際領導地位。

## 歷史

伊比德羅拉創立於1992年11月1日，是由西班牙水力發電（Hidroeléctrica Española，1907年開始活動）和伊比杜罗（Iberduero，1944年開始活動）合併而成的。

## 參考文獻

* 官方网站
# 阿涅西撞击坑

**阿涅西**(Agnesi)是金星上的一个撞击坑，被命名为玛丽亚·盖特纳·阿涅西，意大利女数学家兼哲学家；金星上的撞击坑一般以世界各国著名的女性来命名，该撞击坑是在1991年由国际天文学联合会的工作组遵照行星系统命名法命名。它位于金星南纬39.4度、东经37.7度，撞击坑直径 42.4公里。

## 参阅
# 金星实地成分研究

图像右侧可看到麦克斯韦山脉中白色的镶嵌地形，图像左侧则是灰色的拉克什米高原东部边缘。
通过地幔下涌形成高原地壳和镶嵌地形的吉尔摩模型(1998年)
**金星实地成分研究**(**VICI**)是一艘金星着陆器任务设想，旨在以回答有关金星起源及演化的长期问题，并提供理解类地行星形成、演化和宜居性所需的新见解

“金星实地成分研究”项目是新疆界4号任务中参与竞选的12项提案之一，但并非2017年末入围的两项提案之一。

## 概述

该任务设想于2017年参与美国宇航局新疆界计划竞标，以争取获得的资金和开发，但未被选中。 然而，2017年12月20日，该项目获得了技术开发资金，以便为以后的任务竞选作准备。这些拨款的目的是进一步研制开发能在极端温度和压力环境下运行的金星元素和矿物探测相机，该设备主要利用着陆器上的激光测量金星表面岩石的矿物和元素组成。

如果未来某个时间被选择和开发，金星实地成分研究任务将把两架相同的着陆器送到未经勘探的镶嵌地形区，这些地区被认为是尚未经历过火山重塑的古老裸露地表。这两架着陆器将在下降过程中测量大气层的成分和结构，其详细程度是早先任务所不可能获取的。着陆器还将分析着陆点的地表的化学、矿物及形态。

## 探测仪器

“金星实地成分研究提出的探测设备包括一台中性质谱仪和一台曾用于“好奇号”火星车上的可调谐激光光谱仪，以研究金星表面矿物和元素组成，一台伽玛射线光分计将检测地表下0~10厘米深的天然放射性元素。

## 另请参阅

* 金星实地大气层和地球化学勘探者 (VISAGE)，一项参选的金星任务概念。
* 金星实地探测器 (VISE)，探索金星的概念任务。
* 金星起源探测器 (VOX)，一项参选的金星任务概念。

* 戈达德金星着陆器原型 （页面存档备份，存于互联网档案馆） YouTube (42 秒视频)
# 火星地质史[编辑]

通过观察、间接和直接测量以及各种推断技术证实，**火星地质史**遵循了火星的物理演化。由17世纪尼古拉斯·斯坦诺开发的用于估算地球和月球地质史的叠覆律和地层学等技术，正被积极应用于从若干火星观测和测量资源获得的数据，这些资源包括着陆器、轨道平台、地面观测和火星陨石等。

对许多太阳系天体表面的观测揭示了有关它们演化的重要线索，例如，一道漫溢并填满一座巨大撞击坑的熔岩流，很可能就比该陨石坑年轻。另一方面，同一熔岩流表面的小陨坑可能比熔岩流和大陨石坑都更年轻，因为可以推测它们是后期未观察到的地质事件产物。这一原理被称为叠覆律，与地层学其他原理一起，由尼古拉斯·斯坦诺在17世纪首次提出，使得19世纪的地质学家能够将地球历史划分为所熟悉的古生代、中生代和新生代。同样的方法后来也适用于月球，然后再应用于火星。

显示了斯坦诺叠覆律的高分辨率成像科学设备图像。深色的熔岩流覆盖了右侧的浅色地形。中间陨石坑的喷射物覆盖了两个单元，表明该陨石坑比这两个单元都年轻。
在撞击坑保存完好的行星上使用的另一地层学原理为陨坑数密度，陨坑数量高于给定单位表面积(一般为百万公里2)标准提供了该表面区的相对年龄。严重坑洼的表面更古老，陨坑稀疏的表面相对更年轻。古老的表面分布有许多大型陨石坑，而年轻的表面大多只有小陨坑或根本没有，这些地层学概念构成了火星地质年代的基础。

## 地层学中的相对年龄

地层学通过指示性成分（固体、液体和滞留气体）的差异来确定岩石和沉积物层的相对年龄，
通常会结合假定的沉积速率（在任何一组观察到的沉积层中所生成的一系列潜在年龄估值范围）。

## 绝对年龄

根据普通纪年历校准地质龄的主要技术是辐射定年，不同放射性物质的组合可改善基于任何一种单一同位素年龄估测的不确定性。

应用地层学原理通常只能确定岩石单元彼此间的相对年龄。例如，知道构成白垩纪系的中生代岩层位于侏罗纪系岩层之上（因此比它年轻），并不能说明白垩纪或侏罗纪年代距今有多远。而其他方法，如辐射定年则是测定地质年代绝对年龄所必需。一般来说，这只用于测定地球上的岩石，根据对取回地球样本所做的分析，月球上采集的岩石单元绝对年龄也被了解。

测定火星上岩层单元的绝对年龄则要困难得多，多年来，已进行过无数次尝试，通过比较火星和月球上撞击坑的估计形成率，来确定一个绝对的火星年表（时间线）。如果精确掌握地质年代期间按陨坑大小每单位面积上火星撞击坑的形成速率（产生率或通量），那么撞击坑密度也能提供一种测定绝对年龄的方法。但遗憾的是，陨石坑计数的实际困难和通量估算的不准确性使这些方法得出的年龄具有极大的不确定性。 火星陨石提供了与迄今为止所计算年龄一致的数据样本，但陨石在火星上的位置（来源）并不清楚，这限制了它们作为年代地层学工具的价值。因此，对由陨石坑密度确定的绝对年龄应摒持谨慎态度。

## 陨坑密度年表

对火星表面撞击陨石坑密度的研究勾勒出了火星地质史上的四大地质时期，这些时期都是以火星上具有大规模表面特征的区域所命名，如可追溯到这些时期形成的大型陨石坑或分布广泛的熔岩流。在此给出的绝对年龄仅为近似值。从最古老到最年轻的时间段为：

* **前诺亚纪**代表大约从45亿年前行星盘吸积和分化到41到38亿年间希腊撞击盆地形成的这一段时期。由于随后的侵蚀和高撞击率，该时段的大部分地质记录都已被抹去。地壳分界线以及阿耳古瑞和伊希斯盆地被认为形成于这段时间。
* **诺亚纪**（以诺亚高地命名）：形成于41亿至37亿年前的火星现存最古老的表面，许多大型撞击坑在诺亚纪时代表面留下了疤痕。塔尔西斯隆起被认为形成于诺亚纪时期，伴随有液态水河谷网道产生出的大范围侵蚀，可能存在大型湖泊或海洋。
* **赫斯珀里亚纪** (以赫斯珀利亚高原命名)：大约37到30亿年前，以广袤的熔岩平原地貌为标志。奥林帕斯火山的形成可能开始于这一时期；灾难性的洪水泛滥在克律塞平原和其他地方造成了巨大的溢出河道，短暂的湖泊或海洋可能遍布于整个北部低地。
* **亚马逊纪**（以亚马逊平原命名）：30亿年前至今，亚马逊地区几乎没有陨石撞击坑，但在其他方面差异很大。在此期间，熔岩流、冰川/冰缘活动以及少量液态水的释放仍在继续。

火星地质时期(百万年前)
赫斯珀里亚纪/亚马逊纪的分界日期尤其不确定，可能在30到15亿年前之间，基本上，赫斯珀里亚纪被认为是后期重轰炸期结束到今天所看到的寒冷干燥火星之间的过渡期。

## 矿物蚀变年表

2006年，研究人员利用火星快车轨道飞行器上的“欧米茄”(OMEGA)可见光和红外矿物学测绘光谱仪数据，按火星上因过去不同化学风化类型而发生的主要矿物变化种类，提出了另一种火星年表。他们建议将火星的历史分为三个时代：菲洛奇安时代（硅期）、泰伊基安时代（硫期）和塞德里坎时代（铁期） 。

* **菲洛奇安时代**（以该时代特征的“页硅酸盐”或“粘土矿物”命名）从行星形成一直持续到约40亿年前的诺亚纪早期。欧米茄光谱仪在火星上的许多位置发现了页硅酸盐露头，所有岩石都是诺亚纪或前诺亚纪岩石（最突出的是尼利槽沟和马沃斯谷裸露的岩石），页硅酸盐需要富水的碱性环境才能形成。页硅酸盐时代与火星上形成河谷网道的年代相关，表明早期气候有利于大规模地表水的存在。人们认为，这一时代的沉积物是寻找过去火星生命证据的最佳候选者。

* **泰伊基安时代**，因其形成的硫酸盐矿物，而以希腊语的“硫矿物”命名，持续到大约35亿年前。这是一个大范围火山活动的时代，它释放了大量的二氧化硫（SO2）与水结合，形成了富含硫酸的环境，产生出水合硫酸盐（尤其是硅藻土和石膏）矿物。

* **塞德里坎时代**（以希腊语中的“铁”命名，表示形成的氧化铁）从35亿年前持续到现在。随着火山活动和可用水的减少，最明显的表面风化过程是富铁岩石被大气过氧化物缓慢氧化，产生出红色氧化铁，使火星呈现出所熟悉的颜色。

## 参引文献

* Mars - Geologic Map （页面存档备份，存于互联网档案馆） (USGS, 2014) (original （页面存档备份，存于互联网档案馆） / crop / full / video (00:56) （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
# 尤里卡星

5261 尤里卡| 发现 |
| --- |
| 發現者 | 大衛·李維與亨利·霍特 |
| 發現日期 | 1990年6月20日 |
| 編號 |
| 命名依據 | 尤里卡 |
| 其它名稱 | 1990 MB |
| 小行星分類 | Martian L5  |
| 軌道參數 |
| 曆元 July 14, 2004 （JD 2453200.5） |
| 遠日點 | 1.622 AU（242.684 Gm） |
| 近日點 | 1.425 AU (213.132 Gm) |
| 半長軸 | 1.523 AU (227.908 Gm) |
| 離心率 | 0.065 |
| 軌道週期 | 1.88 a （686.829 d） |
| 平均軌道速度 | 24.11 km/s |
| 平近點角 | 104.086° |
| 軌道傾角 | 20.280° |
| 升交點黃經 | 245.108° |
| 近日點參數 | 95.361° |
| 物理特徵 |
| 大小 | ~2-4 kmH |
| 溫度 | ~225 K |
| 絕對星等(H) | 16.1 |
|  |

**(5261) 尤里卡**是人類發現的第一顆火星特洛伊小行星，它是帕洛馬山天文台的天文學家大衛·李維與亨利·霍特於1990年6月20日發現的。它尾隨在火星後方的L5點，在每個週期中與火星的距離變化只有0.3天文單位（添加上長期變化，在1850年代的距離變化在1.5-1.8天文單位，在2400年是1.3-1.6天文單位）。與地球、金星和木星的最近距離分別為0.5、0.8和3.5天文單位。

自從(5261) 尤里卡被發現之後，小行星中心已經確認三顆小行星是火星特洛伊：(121514) 1999 UJ7在L4，1998 VF31在L5點，和2007 NS2也在L5點。至少還有其它五顆小行星有著接近1:1的共振，但是它們並未顯示出特洛伊的行為。這些小行星是2001 FR127、 2001 FG24、(36017) 1999 ND43、 1998 QH56和(152704) 1998 SD4。

(5261) 尤里卡的紅外線光譜是典型的A-型小行星，但是可見光的光譜包含一些離析的，被稱為鈦輝無粒隕石的無粒隕石。A-型小行星在色調上是紅的色彩，有著中等的反照率。這顆穩定的小行星深陷在火星的拉格朗日帶內，被認為是表示這顆小行星是原始起源的 －意思是在太陽系的歷史中這顆小行星絕大部分都在這樣的軌道中。

## 火星特洛伊

**L4 ： (121514) 1999 UJ7

**L5 ： (5261) 尤里卡
* (101429) 1998 VF31
* 2001 DH47
* (311999) 2007 NS2
* 2011 SC191
* 2011 UN63

**候選者**：

* 2011 SL25

## 參考資料

Further reading
* IAUC 5045 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* IAUC 5047 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* IAUC 5067 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* IAUC 5075 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* A. S. Rivkin, R. P. Binzel, S. J. Bus, and J. A. Grier, "Spectroscopy and Classification of Mars Trojan Asteroids", *Bulletin of the American Astronomical Society* 34, 2002, p. 840.
* S. Tabachnik and N. W. Evans, "Cartography for Martian Trojans", *The Astrophysical Journal* 517, 1999, pp. L63-L66.

* The co-orbital asteroids of Mars （页面存档备份，存于互联网档案馆） A simulation and animation showing Mars's co-orbital and near co-orbital asteroids
# 珍珠湾区[编辑]

珍珠湾区
**珍珠湾区**（英語：Margaritifer Sinus quadrangle）是美国地质调查局太空地质学研究计划（Astrogeology Research Program）对火星表面划分的30个区域之一，编号为MC-19。

珍珠湾区覆盖了火星西经0°至45°、南纬0°至30°的区域。机遇号2004年1月25日在火星上的着陆点（1.94°S，354.47°E）便位于该区。
# 倒轉地形[编辑]

火星上的倒轉地形。這些在埃俄利斯区區的交錯和彎曲山脊曾經是冰川沉積扇內的河道。這些河道比周圍的物質更能抵抗風蝕，因此現在看起來更像山脊，而非峽谷。光源來自影像左方。影像版權：NASA/JPL/Malin Space Science Systems。
**倒轉地形**（**Inverted relief**、**Inverted topography** 或 **topographic inversion**）是指相對於其他地形之間高程倒轉的地形構造。這種地形常見於低地的地貌被熔岩或沉積物填入，使當地物質強度增加，比周圍的物質更能抵抗侵蝕作用的區域。差異侵蝕會使周圍強度較弱物質被移除，留下強度較高的物質，使原本是峽谷的區域反而在外觀上像是山脊。因此這種地形在過去也被稱為「**Inverted valley**」或「**Inverted channel**」。倒轉地形在地球或其他行星表面都可被觀測到，例如在火星已有許多典型的例子。

## 形成

以下數個過程會使較周圍低平區域變得較周圍斜坡和高地更能抵抗侵蝕：

* 首先，砾石等粗顆粒沉積物會在河床或湖底這類地勢較低區域沉積。接下來風蝕會將附近細顆粒沉積物搬運到其他地方，但是會留下較粗顆粒物質，使未被搬走的區域看起來像山丘或山脊。
* 河流作用的峽谷可能會被熔岩或凝灰岩填充沉積物之間的空隙。這將使較低地區沉積物的抗侵蝕強度高於周圍區域，使它之後較像山脊。
* 較下方的沉積物可能會因為溶於水中的礦物而發生膠結作用。在地球上這經常在溪流中發生，結果形成硬殼層，即成土作用中的矽結礫岩或鐵結礫岩。造成膠結作用的礦物可以來自地下水。一般認為像河谷這樣的較低區域會使地表流水集中，讓更多的水和膠結礦物流入，造成規模更大的膠結作用。再一次地，被膠結的沉積物將會有比周圍區域更能抵抗侵蝕，因而最終形成山脊或山丘。

## 範例

地球上一個倒轉地形的典型例子就是美國加利福尼亞州图奥勒米县的桌山。多條熔岩流在1050萬年前自內華達山脈中央向西方切穿中央山谷，並填滿了一個古代的河谷。這些中新世的熔岩流以富含矽的粗面安山岩質熔岩填滿了古河道，使該區域的抗侵蝕能力高於其他中新世的粉砂岩和其他被峽谷切穿的岩石。接著差異侵蝕會留下火山岩質的類似彎曲山脊地形，而這些區域都位於更深處的受侵蝕中新世岩石上方。

## 火星上的倒轉地形

在火星上的倒轉地形外觀是蜿蜒的山脊狀，而這些倒轉的河道被認為是火星過去曾經有河流的證據。一個例子就是宮本撞擊坑，該撞擊坑於2010年時被認為是尋找生命在火星存在證據的潛在位置。

其他倒轉地形的例子請見以下影像：

### 埃俄利斯区

* 火星偵察軌道器的背景攝影機（CTX）拍攝，隕石坑內黑框是下一張影像所在位置。
* 這張彎曲山脊的影像可能是原始河道形成的倒轉地形。本影像由高解析度成像科學設備（HiRISE）的 HiWish 計畫拍攝。
* 在梅杜莎槽溝層位置較低的部分上蜿蜒山脊，並且有扇形分支，由 HiRISE拍攝。光源來自西北方。

### 大三角区

* 火星全球探勘者號拍攝的朱芬塔峽谷（Juventae Chasma）附近的倒轉地形。這些溪流在山脊的頂部發源，然後一起流動。
* 朱芬塔峽谷（Juventae Chasma）附近的倒轉河道，這些河道曾經是一般的河道。比例尺500公尺，由 HiRISE拍攝。位於科普剌塔斯区。
* 有許多支流的倒轉河道。
* 安東尼亞第撞擊坑內的倒轉河道。火星偵察軌道器的 HiRISE 拍攝。

### 珍珠湾区

* 宮本撞擊坑內的倒轉河道，位於珍珠灣區。比例尺500公尺。光源來自西北方。

### 亚马孙区

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备拍攝的可能的倒转河道。該山脊可能曾是河道，但已被沉积物填满並胶结，因此足以抵抗侵蚀，而周边的物质则都被侵蚀剥离。

## 參考資料

* 火星的地下水

* Science Encyclopedia: Mountains - Inverted Topography （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Everything2.com: Topographic Inversion （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Space Images: Huo Hsing Vallis （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Spaceref: NASA Mars Picture of the Day: Inverted channels
* NASA: Inverted Topography, Patagonia, Argentina （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Utah Geological Survey: Inverted Topography in the St. George Area of Washington County （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* THE STANISLAUS TABLE MOUNTAIN: OBSERVATIONS OF A LAVA-CAPPED INVERTED PALEOCHANNEL FOR INTERPRETATION OF INVERTED PALEOCHANNELS ON MARS. （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Wired. Inverted Martian Topography （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 火星巨石[编辑]

从轨道上看火星的巨石
**火星巨石**（Mars monolith）是在火星表面发现的一块矩形物体（可能是一块巨石） ，它位于一处悬崖底部附近，很可能是从悬崖上掉下来的。火星侦察轨道器在大约180英里（300公里）高的轨道上拍摄了它的照片，拍摄该巨石的高分辨率成像科学设备相机分辨率约为每像素1英尺或30厘米。

大约在同一时间，火卫一独石成为了一时的国际新闻。

## 另请查看

* 火星岩石列表
* 火星矿物
* 火卫一独石，火星卫星上的巨石。

* 峡谷中的巨石和岩层—美国宇航局 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* HRSC - 欧空局 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (火星快车号拍摄的高分辨率成像科学设备图像区域概览)
* 高分辨率成像科学设备区域图像 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 塔尔塔罗斯丘群

热辐射成像系统拍摄的塔耳塔罗斯丘群白昼图像
**塔耳塔罗斯丘群**(Tartarus Colles)是火星北部平原上的一群岩垛丘。

## 背景

塔耳塔罗斯丘群位于火星迪阿克里亚区内，包含有40000多座岩垛，其分布范围为北纬8度至33度、西经170度至200度之间，它的名称取自古典反照率特征，1985年，被国际天文联合会正式批准接受。术语“丘群”主要应用于小丘陵或岩垛群。

## 地质

一些研究人员提出，西塔耳塔罗斯丘群中的岩垛与刻耳柏洛斯沼（阿萨巴斯卡谷下游）中的岩垛解释一致，表明它们是岩浆和水相互作用的结果，形成了一些研究者所称的“火山无根构造”（VRC）。这类熔岩与水的交互作用包括无根火山锥，但其定义不太具有起源性，因为不一定是蒸气岩浆喷发（由于水流与熔岩接触后瞬间蒸发产生的蒸汽爆炸）的作用。水源并不需要以漫淹的形式大量添加，而是可能以极浅薄的地下冰层形式来提供，其存在和范围由作为轨道力的倾角控制。

## 观测史

2008年，行星科学研究所和南澳大学的马克·毕晓普（Mark A.Bishop）报告了他使用高阶邻域分析来尝试识别塔耳塔罗斯丘群中岩垛分布模式的结果。这项研究的目的是想解决有关这些岩垛地貌起源的相互矛盾的假设，它们曾被其他研究者类推为阿萨巴斯卡谷和埃律西昂平原中假定的冰核丘群和无根火山锥群。毕晓普发现塔耳塔罗斯丘群的圆锥体表现出完全的空间随机性，除非泥流或岩浆效应非常明显。

2011年，夏威夷檀香山夏威夷大学马诺阿分校的克里斯托弗·汉密尔顿（Christopher W.Hamilton）和萨拉·法根茨（Sarah A.Fagents）以及苏格兰爱丁堡大学的索瓦尔杜尔·索达森（Thorvaldur Thordarson）报告了他们调查塔耳塔罗斯丘群中圆锥体的地貌测绘、熔岩厚度估算和统计分析（近邻模拟）结果。塔耳塔罗斯丘群的圆锥体是某些研究者所假设的“火山无根构造”，该术语是一条较无根火山锥更广义的变体词，不明确要求蒸气岩浆起源，或任何明确的爆炸性表达，如假火山口。作者批评了将火星假火山口的类比概括为冰岛米湖的倾向，该湖常被用作火星上水与熔岩相互作用所产生结构的典型示例，这种方式忽略了此类结构的可变性，甚至在整个冰岛都是如此。

## 图集

* 高分辨率成像科学设备显示的塔耳塔罗斯丘群通道，比例尺长500米，点击图片可查看横跨通道的连接道。
# 乌拉纽斯火山群[编辑]

2001火星奥德赛号 热辐射成像系统拍摄的乌拉纽斯火山群: 什洛尼尔斯火山丘（左下）、乌拉纽斯火山丘（左中）及乌拉纽斯火山（右上），该图像的水平比例为50公里。
**乌拉纽斯火山群**（Uranius group of volcanoes）位于火星塔尔西斯东北部，包括了什洛尼尔斯火山丘、乌拉纽斯火山丘及乌拉纽斯火山。它们与西南的塔尔西斯山群一起构成塔尔西斯地区线性火山链的一部分。

它们形成的年代可追溯到晚赫斯珀利亚纪时期，是塔尔西斯区火山活动最早阶段的一部分。这三座火山都被解释为是玄武岩盾，乌拉纽斯火山群的火山活动时间很短（仅有1-10万年）且要明显比主要的塔尔西斯火山更古老。

## 參考文獻
# 卢罗斯谷[编辑]

**卢罗斯谷**（Louros Valles）是火星科普剌塔斯区的一组绵延的谷系，它位于伊乌斯峡谷南边及诺克提斯迷宫以东。卢罗斯山谷的侧壁上显示许多岩层，火星上的许多其他地方也有分层排列的岩石，岩层可以由火山、风或水形成，在《火星沉积地质学》中，可以找到带有许多火星层状结构实例的详细讨论。

卢罗斯谷的中心坐标位于南纬8.41度、东经278.23度，以希腊一条现代河流命名，该名称于1982年被正式接受。

* 以水手谷为中心的火星全景图，由海盗号拍摄。注意，这张照片点击数次可以放大。
* 伊乌斯峡谷部分区域以及位于南侧边缘的卢罗斯谷全景图。
* 带有标注的水手谷部分区域图，卢罗斯谷位于图像中左方，颜色表示海拔高度。
* 背景相机拍摄的卢罗斯谷部分区域全景图。
* 背景相机拍摄的卢罗斯谷部分区域更近距照片。

下面的一组图像开始于以卢罗斯谷附近为中心的广角图，它们通过放大高分辨率成像科学设备拍摄的图像转换到近景。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备看到的卢罗斯谷各层全景图，卢罗斯山谷为伊乌斯峡谷的一部分。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备看到的卢罗斯谷岩层近景，这是前一幅图像的放大版。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备看到的卢罗斯谷岩层近景，前一幅图像的放大版。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备看到的卢罗斯谷岩层近景，前一幅图像的放大版。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备看到的卢罗斯谷岩层近景，这是前一幅图像的放大版。

## 参考资料
# 乌斯钵-拉冬-摩拉瓦谷[编辑]

**乌斯钵-拉冬-摩拉瓦** (Uzboi-Landon-Morava) 溢道系统是一长串的河床和洼地，可能曾携带着水流穿过了火星大部分的地区。它启源于流入阿耳古瑞区中阿耳古瑞盆地的河道。积蓄在阿耳古瑞盆地中的大水，据说随后漫溢而出向北奔流，一路穿过乌斯钵谷，进入拉冬盆地，再穿越摩拉瓦谷，最后抵达珍珠湾盆底。其中部分水流可能冲刷蚀刻了阿瑞斯谷 。总之，该流域的总溢流面积可能约为 11 X 106公里2或约火星9% 的表面。

下面的图片显示了曾经被水注满的阿耳古瑞盆地。此外，更广阔的视图显示了水流穿越的距离，从阿耳古瑞盆地以南一直到珍珠高地。

## 图集

* 显示了阿耳古瑞区地理环境的激光测高图。
* 阿耳古瑞平原及其他地区边界激光测高图
* 乌斯钵谷、拉冬谷以及附近其它特征位置图

## 另请参阅

* 阿耳古瑞区
* 火星地理
* 霍顿撞击坑
* 火星水文
* 珍珠湾区

## 参考资料
# 火星链坑列表

本列表列出了火星上的所有链坑。根据国际天文联合会的行星命名规则，这些链坑是按附近的反照率特征的名称来命名的。

## 火星链坑

| 中文名
 | 英文名
 | 坐标
 |
| --- | --- | --- |
| 阿刻戎链坑
 | Acheron Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 亚拔链坑
 | Alba Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 阿提尼亚链坑
 | Artynia Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 巴费剌斯链坑
 | Baphyras Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 刻拉尼俄斯链坑
 | Ceraunius Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 科普剌塔斯链坑
 | Coprates Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 库阿涅链坑
 | Cyane Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 埃律西昂链坑
 | Elysium Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 恒河链坑
 | Ganges Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 伊布拉乌斯链坑
 | Hyblaeus Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 拉贝阿提斯链坑
 | Labeatis Catenae
 | ﻿ / ﻿ |
| 俄斐链坑
 | Ophir Catenae
 | ﻿ / ﻿ |
| 佛勒革同链坑
 | Phlegethon Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 斯提吉斯链坑
 | Stygis Catena
 | ﻿ / ﻿ |
| 提同尼埃链坑
 | Tithoniae Catenae
 | ﻿ / ﻿ |
| 特拉克图斯链坑
 | Tractus Catena
 | ﻿ / ﻿ |

* 火星撞击坑

* Gazetteer of Planetary Nomenclature （页面存档备份，存于互联网档案馆）