Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 锐蚀地形[编辑]

**锐蚀地形**（Fretted terrain）是火星某些区域共有的一种表面特征并发现于水手9号所拍摄的照片中。它位于两种不同的地形之间，火星表面可分为两部分：覆盖了北半球大部分地区的低矮、年轻、无陨坑的平原；以及覆盖了南半球和一小部分北半球的高耸、古老、陨坑遍布的区域。介于这两种区域间的地区被称为火星分界区，其中部分包含了锐蚀地形。这种地形混杂着悬崖、桌山、地垛群以及直壁和蜿蜒的峡谷，还包含有紧挨陡崖的平坦低地和1-2公里高的陡坡或悬崖，该地区的河谷有宽阔平坦的地表和陡峭的崖壁。锐蚀地形出现在阿拉伯台地北部区北纬30°至50°、西经270°至360°之间；以及埃奥利斯桌山群中北纬10°至南纬10°、西经240°至210°之间，锐蚀地形两个典型的示例是都特罗尼勒斯桌山群和普罗敦尼勒斯桌山群。

阿拉伯高地(伊斯墨诺斯湖区)中的锐蚀地形似乎从狭窄的直谷过渡到孤耸的桌山。大部分桌山周围都环绕着被赋予不同称呼的地貌特征：环台地围裙、岩屑围裙、岩石冰川和舌状岩屑坡等。起初，它们看起来像地球上的岩石冰川，但科学家们尚不敢确定，即使在火星全球勘测者(MGS)和火星轨道器相机(MOC)拍摄了各种锐蚀地形照片后，专家们仍无法确定这些物质是否像富冰沉积物(冰川)那样移动或流动。最终，火星勘测轨道器的雷达研究表明，它们含有纯净的水冰，上面覆盖着一层隔温的薄岩层，从而证明了它们的真实属性。

除了台地周围岩石覆盖的冰川外，该地区还有许多谷底带有线纹楞脊和沟槽的陡峭峡谷，构成谷底的这些材料被称为线状谷底沉积，在海盗号拍摄的一些最好图像中，部分峡谷的沉积物看起来像地球上的阿尔卑斯型冰川。考虑到这种相似性，一些科学家认为这些谷底线纹可能是流入(或是通过)峡谷和山谷中的冰形成的，今天人们已普遍认为是冰川流造成的线纹。

埃奥利斯桌山群中的锐蚀地形与阿拉伯地形相似，但缺少舌状岩屑坡和线状谷底沉积。埃奥利斯桌山群的部分地区被覆盖着雅丹地貌易碎、层状材料的梅杜莎槽沟层所环绕。

锐蚀高原地层的起源目前仍不完全清楚，看起来它确实含有细粒物质，而且几乎完全没有巨砾。这种地层和火星大部分表面覆盖的火成岩玄武岩形成鲜明对比。玄武岩会变成巨石，最后碎成沙子。人们认为，当高原地层物分解时，这些细小的颗粒更容易被风带走，高原地层的侵蚀似乎比火星上的其他地层快得多。2018年在德克萨斯州举行的月球和行星科学会议上发表的研究报告表明，形成锐蚀地形的侵蚀是由地表下的水流推动的。

## 冰川

在火星大部分区域，冰川构成了包括锐蚀地形在内的大部分可观测表面，大部分高纬度区，尤其是伊斯墨诺斯湖区，据信仍含有大量的水冰。冰很可能是过去不同气候条件下以雪的形式沉积下来的。火星的转轴倾角变化远大于地球。有时，倾角的变化使极地冰盖升华，大气将水分带到中纬度区，在那里形成降雪和堆积。地球的倾角得益于较大的月球才稳定下来，而火星的两颗卫星都很小。

由于地表褶皱、坑洼，而且经常覆盖着显示运动方向的线状条纹，要在这片崎岖的地形上行走将是寸步难行。大部分粗糙的纹理是由于地下冰升华形成的坑洞所导致，冰直接蒸发为气体(这一过程被称为升华)后留下一个空穴，上覆的地层则会塌陷到空隙中。冰川不是纯冰，它们含有尘土和岩石。

### 悬崖

* 放显示在大版照片左侧的悬崖，火星全球探测器(MGS)高分辨率相机拍摄。
* 背景相机拍摄的桌山全景图，显示了悬崖面和舌状岩屑坡位置，地点为伊斯墨诺斯湖区。
* 放大的前一幅桌山背景相机照片，显示了悬崖面和舌状岩屑坡的细节，地点为伊斯墨诺斯湖区。

### 线状底表沉积

* 被舌状岩屑坡和线状谷底沉积环绕的桌山和丘群，地点为伊斯墨诺斯湖区。
* 线状谷底沉积 (LVF)特写, 这是放大的前一幅背景相机照片。
* 鲁尔谷中的线状底表沉积，地点为希腊区。点击图像查看其它有关系的地貌。
* 科勒槽沟群线状谷底沉积, 比例尺长度500米。

### 凹坑

* 科勒槽沟群中的凹坑，据信形成于逸出的水。
* 都特罗尼勒斯桌山群背景相机图，显示了下一幅图像中的位置。
* 都特罗尼勒斯桌山群的凹坑

### 冰川特征

在阿拉伯锐蚀地形中，环绕着众多桌山群和丘群周边的是一种被称为舌状岩屑坡(LDA)的地貌，现在我们相信它通常是上面覆盖着一层薄岩屑的纯冰。雷达研究已经确定了舌状岩屑坡中含有冰，因此，这些冰对未来的火星定居者很重要。

* 环桌山的舌状岩屑坡(LDAs) ，为看清二者间关系，桌山和舌状岩屑坡都被标注。
* 舌状岩屑坡特写，地点为伊斯墨诺斯湖区。
* 带提示框的背景相机照片，显示的位置将出现在下一幅图像中(A框)，地点为伊斯墨诺斯湖区。
* 都特罗尼勒斯桌山群山丘上残留的前冰川冰碛，图中的位置是前一幅照片中黑线框所标示的A地点。
* 都特罗尼勒斯桌山群中山丘周围的复杂地表，图中的位置是上幅背景相机照片中黑线框所标示的B地点。
* 左图中的箭头指向一道可能被冰川雕琢过的峡谷。右图显示了火星全球勘测者号拍摄的该峡谷放大版图像。
* 背景相机拍摄的桌山宽景照片，显示了舌状岩屑坡和线状谷底沉积，据信二者都为被岩屑覆盖的冰川，地点为伊斯墨诺斯湖区。
* 前一幅桌山背景相机照片中的舌状岩屑坡特写，显示了细胞开放型及更常见的细胞闭合型脑纹地形，细胞开放型脑纹地形被认为拥有冰核。
* 佛勒格拉山中的舌状岩屑坡，该岩屑坡可能主要是覆盖着一层薄岩屑的冰，因此，它可能是未来火星定居者的水源。图像来自刻布壬尼亚区。比例尺长500米。

## 其他锐蚀地形示例

* 位于阿拉伯台地北面的伊斯墨诺斯湖区地图，火星上一处大明亮区，环绕山丘的冰川中含有大量的水冰。
* 显示了楞脊和裂缝的都特罗尼勒斯桌山群表面
* 另一幅都特罗尼勒斯桌山群表面视图
* 带黑线框的都特罗尼勒斯桌山群背景相机照片，显示了下二幅图像中的位置。
* 都特罗尼勒斯桌山群受侵蚀的锐蚀地形
* 另一幅都特罗尼勒斯桌山群受侵蚀锐蚀地形照片
* 鲁尔谷周边的锐蚀地形
* 鲁尔谷附近锐蚀地形特写，要徒步穿行该地区无疑是一场挑战。

## 另请参阅

* 埃俄利斯区
* 火星气候
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 火星地质
* 火星冰川
* 火星水文
* 伊斯墨诺斯湖区
* 火星分界
* 同心坑沉积
* 梅杜莎槽沟层
* 雅丹地貌
* 尼罗瑟提斯桌山群
# 火星熔岩管

带天窗火星熔岩管的纵剖面图
火星熔岩管的横截面图
高分辨率成像科学设备拍摄的火星帕弗尼斯火山上熔岩管天窗口。
夏威夷大岛上与基拉韦厄火山库希奥·卡拉尼亚纳奥莱王子熔岩流有关的熔岩管顶部的牵牛花天窗。
**火星熔岩管**（Martian lava tubes）是火星上的火山洞穴，据信是由与盾状火山活动有关的玄武岩熔岩流快速流动而形成。当熔岩通道的外表面冷却得更快并在地下熔岩流上形成一层硬化外壳时，通常就会形成熔岩管。熔岩流淌最终停止并从管道中排出，在地表下数米深处留下一段管状的空隙空间，熔岩管通常与流动性极强的绳状熔岩有关。火星上的重力约为地球的38%，相比之下火星的熔岩管要大得多。

## 检测和探访

熔岩管和相关流动结构最初是通过检查海盗号轨道器图像时所识别出的，后来通过来自2001火星奥德赛号、火星全球探勘者号、火星快车和火星勘测轨道飞行器等所拍摄的图像进行了确认。熔岩管可通过两种方式进行视觉检测，第一种是被称为月溪的蜿蜒长槽，据信是坍塌熔岩管的残迹。第二种可能的识别方法是通过观察洞穴“天窗”或陷坑来判别，它们在火星表面呈为黑色、近乎圆形的特征。2010年6月，加利福尼亚科顿伍德常青中学的一群七年级理科生参加了火星学生影像项目，通过识别一座估计为190×160米宽、至少115米深的天窗，帮助研究人员在帕弗尼斯山附近发现了一系列新的熔岩管，这是已知第二座与该火山有关的天窗。除轨道图像外，还可以通过以下方式检测熔岩管：

* 透地雷达
* 重力分析
* 磁场测量
* 地震仪
* 大气效应
* 光学雷达
* 红外线
* 人类或机器人探索

人们对熔岩管的识别和调查越来越感兴趣，因为它们可以向科学家提供有关行星地质、古水文和假定生物的历史信息。在谈到月球熔岩管时，太空机器人技术公司首席执行官威廉·“莱德”·惠特克（William "Red" Whittaker）博士表示，“熔岩管的独特之处在于，它们是一处集科学、探索和资源于一体的目的地”。可通过进入月溪尽头、穿过天窗，或在熔岩管顶部钻孔或爆破进入未坍塌的熔岩管中。初次探索熔岩管可能需要探测车，但会面临艰巨的挑战。传统天窗的正下方会有大块碎石堆（如首幅图所示），这对探测车来说是一个障碍。还得考虑探测车必须执行的垂直下降，以及探测车与停留在表面或轨道上的设备保持通信的能力。

### 熔岩管环境

火星上的重力约为地球的38%，相比之下，火星熔岩管要大得多。熔岩管是直接观察原始基岩的最佳地点，在那里可找到火星地质、古水文以及可能的生物史等关键信息。由于缺乏磁场以及比地球稀薄100倍的大气层，火星表面经历了极端的温度波动，并受到大量的电离辐射。稀薄的大气层也使火星更容易散失热能，因此，赤道附近的温度在夏季白天可在达到摄氏21度（华氏70度），但在夜间又会骤降至摄氏-73度（华氏-99度）。而火星地下的条件则比地表上要温和得多，这使得研究人员相信，如果火星上确实存在（或存在过）生命，那么很可能会在这些更宜居的环境中被发现。生命形式不仅可免受表面高温和紫外线辐射的影响，还可免遭风暴和表岩屑尘埃的干扰。火星熔岩管可能会留住挥发成分，例如被认为对生命至关重要的水，还可能含有古老的冰层，因为冷空气可以聚集在熔岩管中并保持稳定的温度。发掘这些储层可能会为火星古气候学和天体生物学历史有深刻的了解。

## 火星生命的可能性

火星熔岩管的发现对过去或现在可能的火星生命有影响。

火星和地球的磁场和气候史截然不同，这将极大地决定这两种生物圈的演化。大约40亿年前，火星发电机在所提议的时期后关闭，当时存在着一座持久的诺亚纪海洋，并且火星表面可能存在生命。太阳粒子突然而强烈的增加消除了大气和水文保护，导致火星大气层变薄，液态水从表面退去。此时，生命可能已经在地下环境中找到了庇护，比如熔岩管。

许多生物体可能存活在地下，例如化能无机营养生物和岩石自养生物，以及某些如嗜盐菌或嗜冷菌等嗜极生物。地球上发现了在接近冰点温度和极低氧环境中繁衍生息的微生物，这让研究人员相信，有机体可以生活在类似的极端环境中，比如火星上温度较低、氧气较少的环境。熔岩管中发现的火山矿物可为化能合成有机体提供丰富的营养来源。科学家们也对获取火星熔岩管感兴趣，因为它们可以深入了解地球上生命产生的过程，因为火星上的地质岩石记录保存得更好。

## 未来人类居住

通过为栖息地提供庇护，熔岩管内以及其他的地下洞穴，可能被证明是未来载人火星任务的最佳地点。这些天然洞穴的屋顶估计有数十米厚，可提供免受地表极端条件影响的保护。栖息地将免受太阳辐射、微流星体、极端温度变化（据信熔岩管中的环境温度稳定）、风和表岩屑沙尘暴的影响，这些都可能会对人类健康和技术构成威胁。这些天然掩体还将减少载人任务着陆的有效载荷量，这在经济上也非常有益。

## 另请查看

* 熔岩管
* 月球熔岩管
* 火星洞穴项目
# 舌状岩屑坡

**舌状岩屑坡**(Lobate debris aprons)是火星上的地质特征，由悬崖下的岩屑堆所组成，被海盗号轨道飞行器首次发现。这些特征具有凸起地形并依附于悬崖或陡崖的缓坡，表明岩屑流所塌落的源头峭崖。此外，就像地球上的石冰川一样，舌状岩屑坡可以显示地表线理。

* 背景摄影机(CTX)拍摄的桌山全景，显示了悬崖面和舌状岩屑坡(LDA)位置，位置为伊斯墨诺斯湖区。
* 前一张背景摄影机照片的区域扩大图，显示了悬崖面和舌状岩屑坡细节，位置为伊斯墨诺斯湖区。
* 背景摄影机所看到的环绕桌山的舌状岩屑坡(LDA)，为更直观地显示二者的关系，桌山和舌状岩屑坡均被标注。雷达研究已确定了舌状岩屑坡中含有冰，这些冰对未来火星定居者很重要。位置为伊斯墨诺斯湖区。
* HiWish计划下由高分辨率成像科学设备拍摄的舌状岩屑坡(LDA)的特写
* 高解析度成像科学设备拍摄的佛勒格拉山舌状岩屑坡。岩屑坡可能大部分是冰，上面覆盖着薄薄的岩屑，所以它可能是一处有用的水源。比例尺长度为500米。
* 赫拉斯区舌状岩屑坡表面特写，注意那些在地球上石冰川中常见到的线条纹。
* 阿卡迪亚区沿斜坡的舌状岩屑坡视图。
* 舌状岩屑坡起始地，注意表示运动的线条，位置为伊斯墨诺斯湖区。

* 背景摄影机(CTX)拍摄的环绕着舌状岩屑坡的桌山全景，在下一幅高解析度成像科学设备中该图像的局部被放大图，位置为伊斯墨诺斯湖区。
* 舌状岩屑坡局部图，它环绕着一座桌山，位置为伊斯墨诺斯湖区。
* 环桌山的舌状岩屑坡。
* 近距离观察桌山周围的舌状岩屑坡，可看到脑纹地形。

火星勘测轨道飞行器的浅表探测雷达接收到来自舌状岩屑坡顶部和底部的强烈反射波，这意味着该物体大部分是由纯净的水冰构成(位于两束反射波之间)这也是希腊平原中的舌状岩屑坡为覆盖着一层薄岩层冰川的证据。此外，雷达在都特罗尼勒斯桌山群(Deuteronilus Mensae)的研究显示，该地区所有勘查过的舌状岩屑坡都含有冰。

凤凰号着陆器的勘测和火星奥德赛号从轨道的研究表明，在遥远的南北高纬度区，冰冻水就保存在火星地表下面。当气候变化时，大部分的冰都以雪的形式沉积下来。而在舌状岩屑坡中发现的水冰的表明，在低纬度地区也能找到水。未来火星定居者将能够利用这些冰层，而不必前往更高纬度地区。与其他火星水源相比，舌状岩屑坡的另一项主要优势是，它们可以很容易地从轨道上发现并确定位置。

下图所示为位于北纬38.2度的佛勒格拉山舌状岩屑坡，凤凰号着陆器降落在北纬68度，因此在舌状岩屑坡中水冰的发现极大地扩大了在火星上轻松获取水冰的范围。在火星赤道附近着陆要容易得多，因此离赤道越近的水资源对移民定居者越有利。

## 线状底表沉积物

一些水道的底表显示出沟脊状的纹理，似乎是被水流冲刷的障碍物；这些特征被称为线状底表沉积或线状谷底沉积(LVF)。与舌状岩屑坡一样，它们被认为也富含冰，地球上的一些冰川也显示出这样的特征。

有人认为，线状底表沉积始于舌状岩屑坡，通过追踪舌状岩屑坡特有的弯脊路径。研究人员已开始相信，它们伸直后就形成了线状谷底沉积脊。线状底表沉积和舌状岩屑坡通常都显示出一种奇特的表面结构，叫做脑纹地形(brain terrain)，因为它看起来像人脑的表面。

* 背景摄影机宽景图，显示被舌状岩屑坡和线状谷底沉积环绕的桌山和地垛(buttes)。位置为伊斯墨诺斯湖区。
* 线状谷底沉积(LVF)特写，注：这是上一幅背景摄影机照片的放大。
* 背景摄影机拍摄的桌山宽景图，显示山了线状谷底沉积和舌状岩屑坡。据信二者都是被岩屑覆盖的冰川。位置是伊斯墨诺斯湖区。
* 背景摄影机拍摄的前一幅宽景桌山照片中舌状岩屑坡部分写。图片显示了细胞开放型脑纹地形和更常见的细胞闭合型脑纹地形，开放型脑状地形被认为包裹着一个冰核。图片来自HiWish计划下高解析度成像科学设备拍摄的照片。
* 闭合式脑状地形，该类型常出现在舌状岩屑坡、同心坑沉积和线状谷底沉积的表面。图片来自HiWish计划下高解析度成像科学设备的拍摄。
* HiWish计划下高解析度成像科学设备拍摄的细胞开放和细胞闭合型脑纹地形。

鲁尔谷,下图显示了这些沉积物，有时，带线状的底表沉积物显示出V形图案，进一步提供了运动的证据。以下由高分辨率成像科学设备拍摄的鲁尔谷照片展示了这些图案。

## 图集

* 希腊平原东部地图(一座巨大的撞击坑)，左侧坡二条伸向撞击坑坑底的大河谷—道谷和哈马契斯谷。
* 西弥斯卫星拍摄的鲁尔谷表面线状沉积物，点击图像查看与之有关的其它特征。
* 高解析度成像科学设备拍摄的具有该纬度特征典型的尼日谷。V形图案是富冰物质运动的结果。点击图片查看V形图案和覆盖层。
* 高解析度成像科学设备拍摄的佛勒格拉山中沿斜坡向下移动的物质，水/冰可能有助于移动。

## 另请参阅

* 火星气候
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 火星地质
* 火星上的冰川
* 线状谷底沉积
* 火星分界
* 尼罗瑟提斯桌山群
* 普罗敦尼勒斯桌山群
* 火星水文
* HiWish计划

* Martian Ice - Jim Secosky - 16th Annual International Mars Society Convention （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Jeffrey Plaut - Subsurface Ice - 21st Annual International Mars Society Convention （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 火星泥裂缝

2017年1月，科学家们宣布有可能在火星盖尔撞击坑中发现了**泥裂缝**（Mud cracks）。好奇号漫游车拍摄到了火星上可能是第一个发现的泥裂缝（干燥裂缝），它们可能形成于干涸的泥浆。这处被称为“老水坑”的地点位于夏普山下部默里组泥岩暴露的范围内。

据推测，这些裂缝形成于30多亿年前，之后被更多的沉积物掩埋，所有这些材料最终都变成了岩石，再后来，风蚀剥去了覆盖在裂缝层的地层。裂缝中填满了耐后期侵蚀的物质，由于周边覆盖层被移除，这些抗侵蚀材料形成了凸起的棱脊。

这是首次看到的泥裂缝，此前，好奇号曾勘测过由地下水携带矿物质（如硫酸钙等）形成的不同形状的裂缝和突脊。产生的裂缝主要是上覆沉积物的压力所造成的岩石破裂。盖尔撞击坑保存有古老的湖泊遗迹，这些湖泊的深度和面积随时间而变化，有时甚至消失。泥裂缝表明，湖泊消失时曾出现过干旱期。除了这些淤泥证据外，好奇号在更古老地层和较年轻泥岩中发现了古湖泊的证据。加州理工学院的研究生内森·斯坦（Nathan Stein）主持了该项调查。

* 好奇号漫游车所看到呈脊状的可能泥裂缝。
* 近距离观察的脊状泥裂缝。

## 另请查看

* 埃俄利斯区
* 火星地质
* 撞击坑
* 火星水文

## 参考资料
# 火星極冠[编辑]

1999年的北極冠。2000年的南極冠。
火星有兩個永久性的極冠。在極區的冬天，極冠沉浸在持續的黑暗中，使得表面冷卻，並導致大氣中25－30%的二氧化碳凝華在表面成為板狀的固態二氧化碳（乾冰）。當極區再次曝露在陽光下，冰凍的CO2會昇華 。這種季節性的行動運輸大量的塵埃和水蒸氣，產生類似地球的霜凍和巨大的卷雲。機會號在2004年曾經拍攝到水冰的雲。

兩極的冠主要由水冰組成。北半球的冬季，冰凍的二氧化碳積累為一米厚的薄層（相對於南極）；南極冠有厚約八米的永久乾冰蓋。在火星北半球的夏季，北極冠的直徑約為1,000公里，並且包含大約160萬里立方公里的冰，如果均勻的分佈在極冠將有2公里厚（相較之下，地球的格陵蘭冰原體積是285萬立方公里）。南極冠的直徑為350公里，厚度約為3公里。 估計南極冠和相鄰層狀沉積的冰總體積也在160萬立方公里。兩極的冠都顯現螺旋結構，最近火星勘測軌道飛行器使用SHARAD的雷達穿透冠的分析顯示，螺旋是由於科氏效應的沉降氣流造成的。

南極冠附近一些地區的季節性結霜導致地面形成1米厚的乾冰板。隨著春天的來臨，陽光溫暖了地下和來自下方的CO2昇華的壓力，抬高乾冰板並最終導致破裂。這導致火星間歇泉的噴發，並造成CO2氣體與暗色的玄武岩沙子或塵埃的混合。這個過程是快速的，在幾天、幾周或數月的觀察，就會發現這不尋常變化率的地質學 －特別是在火星。氣體在衝向間歇泉的地方，會在冰層下雕刻出一種類似蜘蛛狀的徑向通道。

## 結冰的大氣層

基於16年來對圍繞火星周圍太空船軌道微小變化的研究，當一個半球經歷冬天時，大約有3兆到4兆噸的二氧化碳凍結到北極和南極冠。這代表火星大氣層的整體質量有12%到16%被凍結。這些觀測支援2010年的火星全球參考大氣層模型（Mars Global Reference Atmospheric Model—2010）。

## 層

兩極的冠都顯示了層狀特徵，稱為極層沉積，這是由於季節性融化和沉積的冰，以及來自火星沙塵暴的塵埃造成的。關於火星過去氣候的資訊可能最終會在這些層中顯露出來，就像在地球上所做的樹木年輪模式和冰核資料一樣。兩極的冠也顯示溝槽特徵，可能是由風流模式造成。溝槽也會受到灰塵量的影響。塵埃越多，表面的顏色越暗。越暗的表面，融解的也越快。黑暗的表面會吸收越多的能量。還有一些其它的理論試圖解釋巨大的溝槽。

在HiWish計畫下，由HiRISE觀察到的冠層

* 顯露的層。
* 近看的顯露層。
* 沿著北極冠邊緣可見的層。
* 在HiWish計畫下，由高解析度成像科學設備（HiRISE）觀察到的北極冠層
* 在HiWish計畫下，近看由高解析度成像科學設備觀察到的北極冠層

## 北極冠

北極冰冠的大部分是水冰，還有一個季節性的乾冰板，固態的二氧化碳。每個冬天，冰蓋會增加1.5至2米厚度的乾冰。在夏天，乾冰昇華（直接從固體成為氣體）進入大氣層。火星因為自轉軸的傾斜角度接近我們的地球（火星為25.19°，地球為23.44°），所以與地球有相似的季節。

在火星的每一年，稀薄大氣層的二氧化碳（CO2）有三分之一會在"凍結"北半球和南半球冬季的冰冠上。科學家甚至由二氧化碳的流動，測量到火星引力場微小的變化。

北極的冰冠海拔（底部在約500米，頂端約在2,000米）較南極冰冠（底部在約1,000米，頂端約在3,500米）低。北極冠也比較溫暖，所以冰凍的二氧化碳在每個夏天都會。在夏天保留下來的這一部份冰冠是由北冰組成的，被稱為北殘冠。水冰的厚度被認為高達3公里。較薄的季節性冰冠在夏末到初秋會形成各種的雲。雲層下沉降落，使冰冠增厚，被稱為極帽（polar hood）。北極冠的極帽在極軸附近是對稱的，並且在表面分布至大約北緯60度處。NASA的火星全球探勘者號的高解析影像顯示，北極冠頂主要是由坑（凹地，pits）、裂縫、小隆起和球型突出物，使它的外觀像是山寨的乳酪。坑在南極冠非常的不同，在空間上與完全不同的沉積物緊密結合在一起。

兩個極冠都顯示季節性融化和沉積的冰和火星塵暴的沙塵造成的分層特徵。這些極區的層狀沉積位於永久極冠之下。關於火星過去氣候的資訊可能最終會在這些層中顯露出來，就像地球上樹木的年輪和冰核資料一樣。兩個極冠也都顯示溝槽的特徵，可能是由風流模式和太陽角度引起的，已經有好幾種理論提出企圖來解釋。溝槽也會受到灰塵量的影響。塵埃越多，表面的顏色越暗。越暗的表面，融解的也越快。黑暗的表面會吸收更多的光能。一個巨大的峽谷，北極峽谷，切進北極冠的一半。它的寬度大約100公里，深約2公里，比地球的大峽谷更深。

## 大氣環境

火星平均氣壓為6.1百帕（約等於二氧化碳分壓），此時二氧化碳的昇華點是148K。夏季，北極冠表面溫度可達205K，足夠使冬季形成的乾冰全部昇華，再加上測得夏季時極冠上方大氣所含的水氣已達飽和，推論出北極永久極冠是由水冰組成；相比之下，南極冠夏季表面溫度低於二氧化碳昇華點，故南極永久極冠除了主要的水冰，其上還有一層乾冰。

## 季節變化

南極的季節性極冠約在南半球秋分開始擴張，冬至附近時擴張最大，約到南緯40度，尤其在阿爾及爾平原與希臘平原地勢低氣壓高的緣故，可穩定存在於更低的緯度。過冬至極冠漸漸回退，春分時已退到南緯60度。

## 兩極高原

在表層冰之下，整個北極高原（Planum Boreum）與南極高原（Planum Australe）幾乎是水冰與沙互層的構造，稱為**極地層狀沉積**（polar layered deposits），再下面則是原本的地殼，可稱為**基底層**（basal unit）。

## 探測與研究

伊卡洛斯196期特刊中，從2006年第四屆火星極地科學暨探索會議（Mars Polar Science and Exploration Conference）歸納出下列五項重要的疑問：

1. 極地層狀沉積（PLD）的物理特性是如何？與周圍各個地質單位的關係是如何？
2. PLD何時形成？相關的冰河、河流、沉積與侵蝕歷史是如何？
3. PLD的質量與能量收支是如何？由哪些機制控制，從季節或更長時間尺度來看？
4. PLD的層理記錄著的成份變動、氣候變化歷史是如何？
5. 揮發物與沙塵是如何來往於極地與非極地儲存庫？這過程如何影響過去與現在地表與地下冰的分布？

## 參考文獻

* 極冠
* 北極高原
* 南極高原
* 火星氣候
* 火星水文
# 环形模具陨石坑

**环形模具陨石坑**（Ring mold crater）是火星上一种看上去像烘焙用环形模具的撞击陨石坑。这种陨坑发现于火星上部分埋藏有冰的区域，据信，它们是因陨石撞击到被碎屑覆盖的冰层而形成。实验室模拟证实，撞击冰层上的结果会形成“环形模具形状”。它们也比小行星撞击固体岩石形成的陨石坑更大，撞击到冰中会使冰变热，并融化成环形模具形状。这些陨石坑常见于舌状岩屑坡和线状谷底沉积中。在都特罗尼勒斯桌山群一道沿火星分界线分布的峡谷—马墨耳斯谷中发现了很多。它们可能是未来火星定居者寻找水冰的一条捷径。

2018年，在德克萨斯州举行的一次行星科学会议上，提出了一项关于环模陨石坑形成于撞击冰层的修正，这一新的假设涉及覆盖层。

* 应用于高分辨率成像科学设备拍摄的下一张图像的背景照片，方框指示了下一幅图像的区域。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的可能的环形模具陨坑，陨坑的形状是由于撞击到冰层所导致。
* 当撞击穿过冰层时，就形成了环模陨石坑，反弹形成环形模具形状，然后沉积在坑底的尘埃和碎屑又将冰层隔离开来。
* HiWish计]下高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨诺斯湖区位于一座陨石坑坑底上的环模陨坑。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨诺斯湖区一座陨石坑内各种大小不一的环模陨坑。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的环模陨坑区全景图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的环模陨石坑近景，注：这是前一幅环模陨坑区图像的放大版。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨诺斯湖区环模陨石坑全景图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的环模陨石坑近景图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的一群环模陨石坑。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的位于一座更大陨石坑坑底上的环模陨坑全景图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的环模陨坑。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的环模陨坑和脑纹地形近景。

尽管目前火星上寒冷干燥，但它经历过重大的气候改变，在此过程中冰和雪沉积在了一些地区。一段时间以来，人们就已知道，火星的倾斜度或倾角发生过多次重大变化，因为它的两颗小卫星缺乏足够的质量和引力，无法像月球稳定地球般地来稳定住火星，有时火星的倾斜度甚至超过了80度。由于这些气候变化，形成了一层层的冰，当被小行星撞击时，就会形成环模型陨石坑。

## 另请查看

* 火星气候
* 同心坑沉积
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 火星地质——研究火星的组成、结构、物理性质、地质史的科学
* 冰川——地形景觀
* 火星冰川
* 伊斯墨纽斯湖区
* 舌状岩屑坡
* 火星水文——行星火星上的水文

## 参考资料

* Martian Ice - Jim Secosky - 16th Annual International Mars Society Convention （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 无根火山锥[编辑]

冰岛米湖上的一座无根火山锥。
**无根火山锥**（英語：rootless cone），以前也被称为“假火山口”，是一种类似真实火山口的火山地貌，但不同之处在于它们不是能真正喷发出熔岩的实际喷口，其特点是没有任何连接到行星地表下方的岩浆管道。

当流动的热熔岩穿过潮湿的表面，如沼泽、湖泊或池塘时，蒸汽爆炸则会形成无根火山锥。爆炸性气体以类似于潜水蒸气喷发的方式穿透熔岩表面，而且火山喷发碎屑形成了类似火山口的形状，看上去与真正的火山口非常相似。

在冰岛可以找到一些著名的示例，如米湖中的“霰弹枪”火山口（Skútustaðagígar）、
首都雷克雅未克地区的“红丘陵”（Rauðhólar）或冰岛南部位于教堂农场镇（Kirkjubæjarklaustur）附近的卡特拉联合国教科文组织全球地质公园中的“突破孔”（Landbrotshólar）。在火星的阿萨巴斯卡谷地区也发现了无根锥，在那里熔岩流过底层岩石中的过热地下水。

火山学家在2010年3月的埃亚菲亚德拉火山首次喷发产生的蒸汽爆炸中，历史上首次目睹了无根锥的形成。

## 图集

* 2013年1月4日，火星勘测轨道飞行器拍摄的火星“无根火山锥”—由熔岩流与水相互作用所形成，坐标：(﻿ / ﻿。
* 2008年1月4日，火星侦察轨道器拍摄的火星“无根火山锥”，坐标：﻿ / ﻿。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备观察到的无根火山锥。这群圆环或圆锥体被认为是由熔岩流过水冰或含水冰的地面所引起，冰瞬间汽化，吹出一座圆环或圆锥体，此处熔岩链中的弯折能是熔岩改变方向造成。有些形态没有环形或锥形，可能是因为熔岩移动太快，无法形成完整的锥形。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备观察到的无根火山锥广角视图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备观察到带尾迹的无根火山锥近景表明，熔岩正在富冰地面上向西南移动。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的带足球场大小方框的无根火山锥近景。

## 另请查看

* 溶岩滴丘
* 火星岩石列表
* 近岸火山锥
* 低平火山口
* 冰岛火山活动

* 假火山口和火星 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (PDF 文件)
* 火星上的圆锥体和膨胀熔岩流 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 2010年埃亚菲亚德拉假火山口的形成视频和图片 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 藍莓石

在地層中的藍莓石
**藍莓石**是一種在火星發現的球狀小石，在某種赤鐵礦地形附近四散。藍莓石的形成是火星含有水分的一個證明。

## 命名

藍莓石
藍莓石只是一個非正式的命名。它的名稱來自發現之時，就好像藍莓鬆餅(Blueberry Muffin)上面四散的藍莓一樣。

## 參看

* 火星
* 《火星啟示錄》
# 火星表面

已提出将火星表面物质带回地球的火星采样返还任务。
**火星表面**特征（或表面性质和作用过程）研究属于一项涉猎广泛的火星科学范畴，它主要研究构成火星表面的材料性质。该研究是随天文学家所开发的望远镜和遥感技术发展而来，然而，随着自动探测器分辨率和仪器功能的不断提高，它已日益成为地质学的一项分支学科。通过应用颜色、反照率和热惯性等特征以及反射光谱学和雷达等分析工具，科学家们能够研究火星表面的化学和物理组成（如粒度、表面粗糙度和岩石丰度）。由此产生的数据将有助于科学家了解该行星的矿物成分和地表运动性质。火星表层只占该行星总体积的一小部分，但在火星地质史中起着重要的作用，了解表面物理特性对于确定航天器的安全着陆点也非常重要。

## 反照率和颜色

如同所有的行星一样，火星反射部分所接收到的太阳光，所反射的阳光比例称为反照率，其范围值从不反射的0到全反射的1。行星表面（和大气层）的不同部分具有不同的反照率值，这取决于它的表面化学和物理性质。

来自哈勃太空望远镜火星反照率特征的摩尔威德投影图。左侧、中部和右侧的亮赭色区域分别是塔尔西斯区、阿拉伯区和埃律西昂区。中左侧上部的暗斑区是阿西达利亚平原。大瑟提斯区是中右侧向上突出的区域。注意奥林帕斯和埃律西昂山上空的地形云（分别为左和右）。
从地球望远镜中无法看到火星地形，在太空时代前的火星地图上，明亮区和暗斑都是反照率特征（参见火星古典反照率特征），与地形关系不大。深色斑纹在南纬度0度至40度的宽阔地带中最为明显。但最突出的暗斑大瑟提斯高原位于该地带之外的北半球。古典反照率特征阿西达里亚海区（阿西达利亚平原）是位于主带以北的另一处突出的暗斑区。明亮区不包括极冠和瞬态云层，主要有希腊平原、塔尔西斯高原和阿拉伯台地。明亮区现被认为是表面被细尘埃覆盖的地方，而暗斑则代表被风刮去尘埃的区域，留下了一层黑色的岩石表面。深色与镁铁质岩石的存在一致，例如玄武岩。

地表反照率通常会随表面照射光的波长而变化。火星在光谱蓝色端反射的光很少，但在红色和更高波长处反射的光较多，这就是为何火星具有肉眼熟悉的红橙色，但详细的观察揭示了火星表面细微的颜色变化。颜色变化为识别表面材质的组成提供了线索。明亮区呈现赭红色，暗黑区则为深灰色，而第三种类型区的颜色和反照率中等，也存在并被认为代表了包含来自明亮和暗斑区材料混合物的区域。深灰色区可进一步细分为颜色更红和偏淡的区域。

## 反射光谱

反射光谱学是一种测量火星表面在特定波长下吸收或反射阳光量的技术。这些光谱代表了来自地表各类矿物以及太阳光谱和火星大气吸收光谱共同形成的混合光谱。通过分离这些作用（“去缠绕”），科学家可将所得光谱与实验室中已知矿物的光谱进行比较，以确定表面上单种矿物的可能特性和丰度。

利用这项技术，科学家们早已得知亮赭色区可能含有丰富的三价铁（Fe3+）氧化物，一种典型的风化含铁材料（如铁锈）；黑暗区的光谱与镁铁质矿物中亚铁（Fe2+）的存在一致，并显示出代表辉石的吸收带，这是玄武岩中非常常见的一类矿物；而暗红色区的光谱则与覆盖着蚀变薄膜的镁铁质材料相一致。

## 热惯性

根据火星全球探勘者号热辐射光谱仪数据显示的全球热惯性。
热惯性测量是一种遥感技术，能让科学家们区分火星表面的细粒和粗粒度区域。热惯性是一种衡量物体升温或冷却速度快慢的方法。例如，金属具有极低的热惯性。从烤箱中取出的铝制烤盘在不到一分钟时间内就会变凉，而从同一个烤箱中取出的陶瓷板（高热惯性）需要更长的时间才能冷却。

科学家们可通过测量火星表面温度随时间的变化，并将这些数据拟合到数值温度模型来估算火星表面的热惯性。材料的热惯性与其热导率、密度和比热容直接相关。岩石材料的密度和比热变化不大，因此，热惯性的变化主要是导热系数的变化所致。固体岩石表面，如露头，具有较高的热导率和热惯性。风化层中的尘埃和小颗粒物质具有较低的热惯性，因为颗粒之间的空隙限制了颗粒间接触点的热导率。

大多数火星表面的热惯性值与反照率成反比，因此，反照率高的区域热惯性较低，表明表面覆盖着尘埃和其他细颗粒物质，而深灰色、低反照率表面则具有更典型的高热惯性固结岩石。但热惯性值还不足以表明火星上普遍存在的露头现象，即便是岩石较厚的区域似乎也混合了大量松散的物质。来自海盗号轨道飞行器上的红外热成像（IRTM）实验数据确定了整个水手谷内和混沌地形的高热惯性区域，表明这些区域分布有相对较多的石块和巨石。

## 雷达调查

雷达研究提供了大量有关火星表面海拔、坡度、纹理和材质的数据。火星是一个诱人的地基雷达调查目标，因为它与地球相对较近，并且有利的轨道和旋转特性，可较好地覆盖行星表面广大的区域 。火星雷达的研究最早开始于20世纪60年代，这项技术对为火星着陆器寻找安全地形至关重要。

火星勘测轨道飞行器上沙拉德浅层探地雷达的北极层状沉积物回波图。
从火星返回的雷达离散回波表明，火星表面的粗糙度和坡度存在很大的变化。该行星上的广大地区，特别是叙利亚和西奈高原相对平坦。子午线高原是火星探测漫游者机遇号的着陆点，也是雷达调查过的最平整（分米尺度）地点之一—着陆点的地表图像证实了这一事实。而其他地区雷达则显示出高度的粗糙，这在轨道拍摄的图像中无法辨别。火星上厘米到米级岩石的平均表面丰度远高于其他类地行星，尤其是塔尔西斯火山和埃律西昂火山，局部表面呈现高度的粗糙。这片极其崎岖的地形让人联想到年轻的渣块熔岩流。一条200公里长的零雷达反射率带（“隐形”区域）横贯塔尔西斯西南部，该区域对应于由厚厚松散物质-可能是火山灰或黄土构成的梅杜莎槽沟层。

火星快车号轨道器（玛西斯雷达）和火星勘测轨道飞行器（沙拉德雷达）上的探地雷达目前正在提供地下5公里深材料及结构的惊人回波数据。结果表明，极地层状沉积物几乎由纯冰组成，按体积计，尘埃不超过10%，而且都特罗尼勒斯桌山群被侵蚀山谷中含有由厚厚岩屑层覆盖的冰川.。

* 火星 - 地质图 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (美国地质调查局, 2014年) (原件 （页面存档备份，存于互联网档案馆） / 剪辑 / 全部 / 视频(00:56) （页面存档备份，存于互联网档案馆）).
# 地形软化[编辑]

南纬39度阿耳古瑞平原中的软化地形，图像宽度约25公里。请注意，图像中任何地方都没有锐峭的脊线。
**地形软化**（英語：terrain softening）是指火星南北纬30度以上地区特殊地形。这些地区的地貌外观与赤道附近的截然不同。软化的地形缺少赤道附近所看到的尖峭峰脊，而是较为平滑圆钝。这种钝化被认为是由土壤中高浓度的水冰所引起。“地形软化”一词是1986年由史蒂夫·斯奎尔斯（Steve Squyres）和迈克尔·卡尔（Michael Carr）在研究海盗号火星任务的图像时提出。

## 外观

在纬度30度以下地区，撞击坑坑壁陡峭、边缘清晰，碗状的坑底平坦流畅。陨石坑平原上的山脊也呈现出轮廓分明的尖峰。然而，在这一纬度以上，这些类似的特征看起来却非常不同。在山脊和陨石坑边缘上看到的峰顶非常圆钝，而且更加模糊。特征的地势起伏（高度）有所降低，小陨石坑明显不太常见。换言之，在别处看上去很尖峭的地形在此地变得“软化”了。 这种质地也被描述为“平坦”或“起伏”，软化的陨坑坑底通常布满同心图案。

## 形成过程解释

在地球上，土壤的扩散蠕变与圆形山坡有关。斯奎尔斯和卡尔将软化的质地归因于地表附近浅层土壤的加速粘性蠕变，并继续将这种加速蠕变与这些纬度存在的地面冰联系起来。这一结论在很大程度上得到了后续研究的证实。20世纪80年代末，人们试图将地形软化与尘埃和风成过程联系起来，虽然这一假设在很大程度上已被最近的观察结果所取代。

地形软化是火星中纬度地区的一系列特征之一，包括舌状岩屑坡、线状谷底沉积、同心坑沉积、纬度相关覆盖层、图案地面、粘滞流特征、弓形脊、复发性斜坡线及冲沟等，其形态和分布强烈表明火星表面存在丰富的水冰。

## 软化和未软化地形的对比

非软化地形
* 南纬29度孙巴陨击坑
* 南纬22度嵌入在佐伯陨击坑中的一座小陨坑。
* 北纬13度阿拉伯高地中的陨石坑。
* 北纬17度拉道陨击坑中的锐峭地形。

软化地形
* 厄里达尼亚区南纬39度一座陨石坑的部分坑壁及同心坑沉积。
* 南纬36度的无名坑。
* 南纬41度一座带有同心坑沉积的无名坑。
* 南纬38度一座带有同心坑沉积的无名坑。

## 另请查看

* 火星气候
* 火星地质——研究火星的组成、结构、物理性质、地质史的科学
* 冰缘作用
* 永久冻土
* 泥流
* 火星水文——行星火星上的水文

## 参考资料
# 火星雅丹地貌[编辑]

好奇号漫游车远程显微成像仪放大的夏普山雅丹地貌-第1994个火星日
**雅丹地貌**（Yardangs）在火星上某些地区很常见，尤其在亚马逊区和赤道附近的梅杜莎槽沟层中，它们是由风扬起的沙粒侵蚀而形成，因此，通常指向盛行风刮起时的方向 。由于雅丹地貌上很少出现撞击坑，所以它们被认为相对年轻。梅杜莎槽沟层易受侵蚀的性质表明，它们是由弱胶结的颗粒所组成，很可能是由风吹尘埃或沉积的火山灰构成。雅丹地貌是岩石的一部分，通过被风刮起的沙粒冲刷成嶙峋细长的山脊，在部分构造中可看到分层。在海盗号、火星全球探勘者号 和高分辨率成像科学设备拍摄的照片中观察到雅丹地貌顶部有一层耐蚀冠岩。来自探测器的图像显示，可能由于其物理性质、成分、粒度和/或胶结的明显变化，它们具有不同的硬度。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的各种大小不同的雅丹地貌。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示，雅丹地貌由浅色材料形成，周围环绕着深色的火山玄武岩砂。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备拍摄的雅丹地貌特写照片，箭头指向横向风成脊，一种沙丘类型。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的亚马逊区一座陨坑附近的雅丹地貌。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的亚马逊区戈尔迪山脊附近的雅丹地貌，这些雅丹群位于梅杜莎槽沟层的上段。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的亚马逊区戈尔迪山脊附近的雅丹地貌，注：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显示的埃俄利斯区雅丹地层。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的门农尼亚区雅丹地貌全景。
* 前一幅图像中的雅丹地貌近景。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的门农尼亚区雅丹地貌全景图。该幅图像很奇怪，因为图中上下二部份的雅丹地貌呈不同的排列方向，风向变换可能是造成这种情况的原因。

## 另请查看

* 火星气候
* 火星地质
* 雅丹地貌
* 极北沙丘群
# 亚马逊纪[编辑]

| 亚马逊纪 |
| --- |
| 2000 – 0 百万年前 (下边界不确定- 大约介于32和20亿年前)
前
诺
赫
亚马逊纪

 |
| 火星轨道器激光高度计亚马逊平原彩色地形图，亚马逊系的典型地貌区，亚马逊平原的特点是陨石和小行星撞击率低。颜色表示海拔高度，红色最高，黄色居中，绿色/蓝色最低。 |
| 具体信息 |
| 天体 | 火星 |
| 适用时标 | 火星地质年代 |
| 定义 |
| 地质年代单位 | 纪 |
| 年代地层单位 | 系 |
| 典型部位 | 亚马逊平原 |

**亚马逊纪**（Amazonian）是火星上一个地质系统和地质年代，其特征是陨石和小行星撞击率非常低，极度干燥、寒冷的环境与今天火星上的情况大致相似。它与前一期的赫斯珀里亚纪过渡有些模糊，被认为约开始于30亿年前，尽管这一日期的误差非常大（约5亿年）。有时，亚马逊纪又被细分为早、中和晚亚马逊世，亚马逊纪一直延续到今天。

亚马逊纪时期主要是撞击坑的形成和风成作用，在塔尔西斯和科柏洛斯槽沟持续发生孤立的火山活动，包括后者在数万年前和奥林帕斯山过去几百万年内的活动迹象，这意味着它们仍然可能活跃，只是目前处于休眠状态。

## 名称来源及描述

亚马逊星球
“亚马逊”系和“亚马逊”纪是以陨坑分布稀疏的亚马逊平原所命名，这种稀疏的陨坑密度代表了许多亚马逊纪时期的地表。亚马逊系的典型地貌区约位于亚马逊区（MC-8）北纬15度、西经158度附近。

火星地质年代期 (百万年前)
## 亚马逊年代和地层

显示了叠加关系的高分辨率成像科学设备图像，让地质学家得以确定地表单元的相对年龄的。深色的熔岩流（更年轻）叠压在右侧浅色、更坑洼的地形（更古老的熔岩流？）之上，中间陨石坑的喷出物覆盖了两侧单元，表明陨石坑是该图像中最年轻的特征
由于它是火星地质时期中最年轻的一段，亚马逊纪的年表通过传统地质叠覆律结合撞击坑计数的相对测年技术得到了比较好的理解。亚马逊纪陨石坑稀疏的特点也意味着，与古老年代不同，它的表面精细特征（尺寸<100米）都得以保留。由于火星表面必要的形态细节仍然清晰可见，这将可能对许多亚马逊纪时代火星表面的特征进行详细的、面向过程的研究。

此外，这一相对年轻的时期意味着仍有可能重建太阳、火星和木星在过去1亿年中的轨道力学统计数据，而不会被混沌效应所混淆，并由此再现太阳辐射量的变化-随时间推移抵达火星的太阳热量 。火星上周期性发生的气候变化已证明在规模量级和持续时间上与地球米兰科维奇循环基本没有差异。

总之，这些保存良好的特征以及对所接收到的太阳光通量的理解—意味着对火星亚马逊纪的许多研究都集中在了解其气候和地表运动过程对气候的响应，这包括：

* 冰川动态和地貌；
* 火星上冰的消涨；
* 地面冰的性状及其产生的冰缘形式；
* 融化过程和小型河流地貌；
* 大气层特性的变化；
* 地下水动态；
* 冰盖动态；
* 二氧化碳霜冻动态以及与之相关的奇异表面特征，如“蜘蛛”；
* 风对沙和尘沉积物的作用以及常规风成沉积；
* 过去气候环境（风场、温度、云层特性、大气化学）本身的建模。

良好的保存状况，也使人们能够对亚马逊纪火星上的其他地质过程进行详细研究，特别是火山活动、脆性构造和陨坑的形成等。

### 系统与年代

|  |
| --- |
| 编  史**地质年代学和地层学单位** |
| 年代地层学中的岩（岩层）段
 | 地质年代学中的时间跨度
 | 备注（火星）
 |
| 宇 | 宙 | 不用于火星。
 |
| 界 | 代 | 不用于火星。
 |
| 系 | 纪 | 总计3种，长约108至109年。
 |
| 统 | 世 | 总计8种，长约107至108年。
 |
| 阶 | 期 | 不用于火星。
 |
| 带 | 时 | 小于期/阶；非国际地层委员会所用时标。
 |

“系”和“纪”在正式地层命名法中是不可互换的，尽管它们在流行读物中经常被混淆。系是一种理想化的地层柱，它基于某一典型区域（典型剖面）的物理岩石记录，这一记录与全球许多不同位置的岩石剖面相关联。一种系与上下相邻的边界地层有明显不同的特征（在地球上，通常是标准化石），表明主要动物群或环境条件发生了显著（通常为突发性的）改变（参见白垩纪-古近纪边界示例）。

在任何地方，给定地层系中的岩石剖面都容易包含空隙（不一致），就像书中的缺页。在某些地方，由于未产生沉积或后来的侵蚀，该系中的岩石完全缺失。例如，美国中东部内陆大部分地区都不存在白垩纪系的岩石，但是，那里肯定仍经历过白垩纪时期。因此，地质时期代表形成该地层系的沉积时段，且包含所有空隙中存在的未知时长。时期以年为单位，由放射性定年确定。在火星上，除了来源于地层背景未知的火星陨石外，无法获得放射性年龄。相反，火星上的绝对年龄是由撞击坑密度决定的，这在很大程度上取决于随时间变化的陨石坑形成模型。因此，火星各时期准确的开始和结束时间都无法确定，尤其是赫斯珀里亚/亚马逊边界，其误差可能达到2或3倍。

## 图集

* 高分辨率成像科学设备观察到的亚马逊时期的底座形撞击坑，带有深色斜坡条纹。
* 高分辨率成像科学设备观察到的佩蒂特陨击坑坑壁。
* 高分辨率成像科学设备观察到的带有黑色条纹的尼克尔森丘。
* 高分辨率成像科学设备所看到的马尔提谷中的流线型岛。
* 高分辨率成像科学设备观察到的裂缝通道。
* 高分辨率成像科学设备观察到的狭窄山脊。
* 高分辨率成像科学设备所看到的由梅杜莎槽沟层材料和无根火山锥组成的高原。
* 高分辨率成像科学设备所看到的亚马逊区地表。

## 另请查看

* 火星地质史
* 火星地質

## 备注和参引

## 参考书目和推荐阅读

* Boyce, Joseph, M. (2008). *The Smithsonian Book of Mars;* Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
* Carr, Michael, H. (2006). *The Surface of Mars;* Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0.
* Hartmann, William, K. (2003). *A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet;* Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6.
* Morton, Oliver (2003). *Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World;* Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X.
# 火卫一独石

火星全球探勘者號在1998年拍攝到的**火卫一独石** (圖中央偏右) (MOC影像55103) 。
**火卫一独石**是環繞火星的衛星火卫一表面的一個特徵，它是一塊巨大的獨立岩石。在地球上也有天然的獨立石柱，但有人認為火卫一上的這塊巨石是撞擊的噴發物。這塊巨石是靠近斯蒂克尼隕石坑的一個明亮物體，被描述為一個建築物大小的卵石，並有著明顯的陰影。它是被曾經做過大規模火星儀探測圖像的埃弗拉因巴勒莫發現的，稍後並經過美國國家航空暨太空總署詹森太空中心的影像分包商藍弗萊明的證實。

鄰近巨石的地區是加拿大太空總署由科技股份和火星研究所擬議的PRIME (火卫一偵察和國際火星探索)無人火星任務的登陸地點。PRIME任務將由軌道器和登陸車組成，各自都攜帶4種儀器以各種不同的面向研究火卫一的地質。目前，PRIME還沒有獲得資金，也沒有發射日期的規劃。

這個物體出現在火星全球探勘者號於1998年拍攝的SPS252603和SPS255103圖像中。這個物體與出現在火星上的另一顆巨石無關，NASA以此為例指出這是在這一地區表面常見的特徵。

## 相關條目

* 火星全球探勘者號
* 塞東尼亞區
* 巨石 (太空漫遊)

## 參考資料

* USGS Mars Global Surveyor MOC Image 55103 - Browse Page （页面存档备份，存于互联网档案馆） Monolith Zoom （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Analysis in year 2000 by of Lan Fleming of SPS252603 and SPS255103
* Phobos in general
	+ Phobos Profile by NASA's Solar System Exploration
	+ HiRISE images of Phobos （页面存档备份，存于互联网档案馆）
	+ Spacecraft images of Phobos（页面存档备份，存于互联网档案馆） from nineplanets
	+ USGS Phobos nomenclature （页面存档备份，存于互联网档案馆）
	+ Asaph Hall and the Moons of Mars
	+ Flight around Phobos （页面存档备份，存于互联网档案馆） (movie)
	+ Animation of Phobos （页面存档备份，存于互联网档案馆）
	+ Mars Pareidolia
# 凌 (天體)

太空船STEREO B在調整期間，以紫外線拍攝到的月球凌日影像。由於太空船至月球的距離比地球遠了許多倍，因此月球遠比在地球上看見的小許多。
**凌**，或明確的說是**天體的凌**，在天文學上有三種意義：

* **凌**是觀測者在特殊的有利位置上，觀測到一個天體從另一個天體前方經過，遮蔽掉後方天體一小部分的一種天文事件。如果前面的天體遮蔽掉後方天體的主要部分或全部，則稱為掩蔽。
* **凌**是因為地球自轉使其它天體經過子午線的現象，這時該天體位於出沒路徑的中間點。例如，太陽在正午經過子午線。觀測天體經過子午線的時間對時間的維持曾經是很重要的工作（參見中星儀）。
* **恆星穿越**是一顆恆星通過望遠鏡目鏡視野的現象。精確的測量時間或海拔高度可以得到恆星位置或觀測地的地理位置（地理緯度/經度）。

這篇文章介紹的是第一種的凌。

## 定義

從地球看見的木衛一凌木星的模擬。在木星的表面可以看見木衛一的影子，由於不是和太陽與地球在同一條線上，影子略為在木衛一的前方前進。
“凌”這個詞的意義是鄰近天體看起來明顯的比遠方的天體小很多。較近的天體看起來較大且將更遠處的天體完全隱蔽的情況稱為掩星。

一個凌的例子是涉及介於地球和太陽之間運動的行星，這只發生在內行星，也就是水星和金星（參考水星凌日和金星凌日）。但是，如果從外面的行星，像是火星，也會發生地球凌日。

從卡西尼-惠更斯號太空船觀察到的埃歐凌木星。
從卡西尼-惠更斯號太空船觀察到的迪奧凌泰坦。背景是被土星環掩蔽的小衛星普羅米修斯。
這個詞也可以用來描述從地球看見其他行星的衛星橫越過母行星的運動，例如伽利略衛星之一的埃歐、歐羅巴、加利美德、或卡里斯多。

凌需要三顆天體排列在一條直線上，更罕見的是四顆天體排列的情況。離現在最近的一次發生在1586年4月27日，當在金星看見水星凌日的同時，從土星也看見水星凌日和金星凌日。

近幾年來，主要都是經由檢測行星橫越自身恆星的可能性，令人興奮的發現系外行星。HD 209458b是第一顆利用凌發現的行星。

## 行星相互的凌與掩

哈伯太空望遠鏡拍攝到的4顆衛星同時凌土星。
模擬的1818年1月3日金星凌木星。
一顆行星從另一顆行星前方經過的凌是很罕見的。下一次的凌行星（從地球上觀察）將發生在2065年11月22日，大約在12:43（UTC，金星 (視直徑10.6"）在接近上合的位置凌木星（視直徑30.9"）；但是屆時的離日度只有8°，因此以肉眼或沒有保護裝置的裸眼是看不到的。當近的天體比遠的天體大時，遠方的天體會被完全遮蔽，這種事件就不是凌而是掩。在金星凌木星之前，金星會掩蔽木星的衛星加利美德，時間大約在11:24 UTC，在地球的南半球有一些地區可以看見。取決於觀測者的位置，視差會使各地觀測者看見的時間有數分鐘的差別。

在1700年至2200年，從地球上能觀察到行星互的凌和掩只有18次。請注意在1818年至2065年不會發生的空檔。

* 1702年9月19日–木星掩海王星
* 1705年7月20日–水星凌木星
* 1708年7月14日–水星掩天王星
* 1708年10月4日–水星凌木星
* 1737年5月28日–金星掩水星
* 1771年8月29日–金星凌土星
* 1793年7月21日–水星掩天王星
* 1808年12月9日–水星凌土星
* 1818年1月3日–金星凌木星
* 2065年11月22日–金星凌木星
* 2067年7月15日–水星掩海王星
* 2079年8月11日–水星掩火星
* 2088年10月27日–水星凌木星
* 2094年4月7日–水星凌木星
* 2104年8月21日–金星掩海王星
* 2123年9月14日–金星凌木星
* 2126年7月29日–水星掩火星
* 2133年12月3日–金星掩水星

在2200年以後的掩星包括：

* 40396年12月1日TT –天王星凌海王星

1737年的事件被格林尼治天文台的約翰·貝維斯觀測到——它是唯一有詳盡記錄的行星互掩事件。1170年9月12日的火星凌木星被中國的天文學家和坎特伯雷的僧侶傑維絲觀測到。此外，海德堡的Michael Maestlin在1590年10月3日觀測到金星掩火星的事件。

未來從地球以外的行星可以看見的凌包括：

* 2021年6月23日–從金星看見地球掩冥王星[1] Archive.today的存檔，存档日期2012-07-16
* 2022年11月29日–從火星看見地球掩水星[2]
* 2032年1月12日–從金星（南極）看見地球凌土星
* 2032年9月11日–從火星看見水星凌木星
* 2064年9月2日–從水星看見金星掩天王星
* 2065年11月22日–從木星看見金星掩地球
* 2079年8月11日–從火星看見水星凌地球
* 2079年11月4日–從火星看見木星掩天王星
* 2088年10月27日–從木星看見水星凌地球
* 2094年4月7日–從木星看見水星凌地球
* 2100年4月20日–從水星看見金星凌土星

## 接觸

在凌的過程中有四個特殊狀態的“接觸”，即當小圓（小天體）盤面的周圍在視覺與大圓（大天體）外緣的接觸只有一個點的狀態。從歷史上看，在凌的過程中精確的測量每一個接觸的時間，是用來確定天體位置最準確的一種方法。這些接觸依照下列的順序發生：

* **第一接觸（初外切）**：小天體完全在大天體的外側，開始要進入的瞬間（"exterior ingress"），凌的過程開始。
* **第二接觸（初內切）**：小天體完全進入大天體內側的瞬間，仍將繼續進入（"interior ingress"）。
* **第三接觸（終內切）**：小天體完全在大天體的內側，開始要移出大天體的瞬間（"interior egress"）。
* **第四接觸（終外切）**：小天體完全離開大天體的瞬間（"exterior egress"），凌的過程結束。

## 相關條目

* 凌日
* 小行星凌
* 祝融星凌
* 克卜勒任務
* 火卫一凌日（Transit of Phobos from Mars）
* 火卫二凌日（Transit of Deimos from Mars）

行星從另一顆天體前方經過，可以參考掩星。

## 參考資料

* *Chasing Venus, Observing the Transits of Venus（页面存档备份，存于互联网档案馆）* Smithsonian Institution Libraries
* Jean Meeus: *Transits.* Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc., 1989, ISBN 0-943396-25-5
* Jean Meeus: *Astronomical Tables of the Sun, Moon and Planets.* Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc., 1995, ISBN 0-943396-45-X
* Karl Ramsayer: *Geodätische Astronomie*, Vol.2a of *Handbuch der Vermessungskunde*, 900 p., J.B.Metzler, Stuttgart 1969.