Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 高解析度成像科學設備[编辑]

工作人員準備將HiRISE裝設到火星偵察軌道器衛星上。
**高解析度成像科學設備**（英語：High Resolution Imaging Science Experiment，缩写为**HiRISE**）是火星探測衛星火星偵察軌道器的攝影機。該攝影機重量65kg，造價4000萬美元，在亞利桑那大學的月球與行星實驗室主導下由波爾航太科技公司製造。該儀器包含一台口徑0.5m的反射望遠鏡，是深太空任務中使用過最大的望遠鏡。該望遠鏡可拍攝解析度达0.3m/px的火星表面影像。

直到2010年，HiRISE拍攝的影像已覆盖火星表面的1%。

## 歷史

HiRISE拍攝的第一張火星表面裁切影像。
1980年代晚期，波爾航太的艾倫·德拉米爾（Alan Delamere）計畫製造一個高解析度的攝影機做為未來火星樣本取回和表面探測之用。2001年初他和亞利桑那大學的阿爾弗雷德·麥克尤恩組成團隊並提出火星偵察軌道器使用的高解析度相機建議，而NASA於2001年11月9日接受了該提議。

波爾航太負責製造攝影機本體，並於2004年12月6日將製造完成的HiRISE送往NASA裝上火星偵察軌道器衛星本體。當時該衛星已經計畫於2005年8月12日發射。

在火星偵察軌道器前往火星期間，HiRISE拍攝了月球和珠寶盒星團等校準影像來協助相機做為拍攝火星表面的準備。

2006年3月10日火星偵察軌道器進入環繞火星軌道，並啟動HiRISE拍攝初步影像。該儀器在衛星進入氣阻減速之前有兩次拍攝火星表面影像的機會（首次機會在2006年3月24日），在這段期間相機將關閉六個月。同年9月27日相機成功開啟，並於29日拍攝首張高解析度影像。

2006年10月6日，HiRISE拍攝了首個維多利亞撞擊坑的影像，當時機會號火星探測漫遊者正探測該處。

2007年2月，七個感應器出現訊號退化狀況，其中一個紅外線頻道幾乎完全退化，另一個頻道也發生大幅度退化。當攝影機溫度增高時，這個問題看起來消失了。到了3月時狀況穩定下來，但當時並不知原因。之後波爾航太工程人員進行實驗後得到了確切的證據是類比數位轉換器受到汙染，導致位元翻轉而產生明顯雜訊或影像的低劣資料，再加上設計缺陷造成傳送不良類比波到類比數位轉換器。之後發現可藉著加熱類比數位轉換器逆轉退化。

2007年10月3日HiRISE方向轉向地球，並拍攝了地球和月球的高解析度彩色影像，距離1.42億公里外的地球和月球在影像中的大小分別是90和24像素。

2008年5月25日，HiRISE拍攝了凤凰号火星探测器降落傘張開後下降往火星的影像。這是太空探測器首次拍攝到其他太空探測器降落到行星表面最終過程。

2010年4月1日，NASA釋出了HiWish計畫下社會大眾建議HiRISE拍攝影像區域的第一張照片。八個位置的其中一個是歐羅姆混沌地形。以下第一個影像是該區域廣視野影像，之後兩個是HiRISE拍攝。

* 本影像由2001火星奧德賽號的THEMIS拍攝，是之後HiRISE影像的廣視野。黑色方框是HiRISE影像的大致位置。本影像是廣大的歐羅姆混沌地形（Aureum Chaos）的一部分。點選可看大圖。
* HiRISE拍攝的歐羅姆混沌地形，是HiWish計畫的一部分。位於珍珠灣區。
* 前一張影像的近距離細節，同樣是HiWish計畫的一部分。影像中小圓點是巨石。
* HiRISE拍攝的可能是冰川地形，是HiWish計畫的一部分。雷達探測顯示該區域幾乎由純水冰組成。該區域看起來是從左側的高地（桌山）向右移動。位於伊斯墨诺斯湖区。

## 目的

火星偵察軌道器的HiRISE和火星全球探勘者號上的火星軌道攝影機（Mars Orbiter Camera，MOC）解析度比較
HiRISE的攝影機設計是為了觀察到火星表面比之前更多的細節。它可以更清楚看到火星新形成的撞擊坑、並發現火星的沖積扇、黏性流體地表特徵和包含角礫岩的斑點狀物質積存地區。科學家因此可以藉此研究火星表面地表特徵年齡和尋找未來火星登陸器的登陸地點，而且一般來說是要觀測先前其他探測衛星先前拍攝影像區域更詳細的細節。這樣可以讓科學家更好地研究火星上的渠道和谷地、火山地形、可能的古代湖或海、和其他存在於火星表面的地表特徵

社會大眾現在也可以要求HiRISE拍攝指定的位置。因為這個原因和史無前例地公開讓社會大眾取得這些影像，團隊人員在短時間內已收到許多請求並立即處理。因此該攝影機也被稱為「大眾的相機」（The People's Camera）。

## 設計

火星偵察軌道器以HiRISE拍攝的地球和月球影像。
HiRISE在一開始就被設計做為高解析度照相機。該儀器有一個配備大口徑鏡頭和CCD的照相機。因此該儀器的角分辨度達到了1微弧度，或者是在300公里高度上0.3m/px（相較之下，Google Maps的衛星影像解析度為1公尺）。HiRISE可以拍攝三種顏色的影像：波長400到600 nm（藍－綠或B-G）、550到850 nm（紅或R）和800–1,000 nm（近紅外線或NIR）。

HiRISE包含一台主鏡口徑0.5公尺的反射望遠鏡，是至今送往地球軌道之外最大望遠鏡，重量64.2公斤。

紅色波段影像寬度20048像素（相當於300公里高處拍攝寬度6公里），而藍－綠和近紅外線波段影像寬度4048像素（相當於300公里高處拍攝寬度1.2公里）。HiRISE的內建電腦可以配合衛星的地面速度讀取這些線狀資料，這代表影像的長度可能是無限的。實際上，影像的長度會受到內建電腦記憶體容量28GB的限制。紅色波段影像的最大尺寸（壓縮到每個像素8位元）是大約20000 × 126000像素；或較窄的藍－綠和近紅外線波段影像可達2520百萬像素和4000 × 126000像素（504百萬像素）。一個未壓縮單張影像容量最高可達28 Gb，但這些圖像壓縮後傳送時容量最大為11.2Gb。這些影像會在公開的HiRISE網站以稱為JPEG 2000的新影像格式公開釋出。

為了對未來登陸艇可能登陸地點進行測繪，HiRISE可以繪製出解析度達到0.25m/px的地面立體影像。

## 註釋

* HiRISE official website
* HiBlog, the official HiRISE blog
* Help NASA categorize images taken by HiRISE
* Patterns of Mars - 12 High Resolution Photos by HiRISE on www.time.com
* Browse Map of Images （页面存档备份，存于互联网档案馆） from ASU
# 火星轨道器激光高度计

火星轨道器激光高度计绘制的火星两半球地形图，这张照片被刊登在1999年5月《科学》杂志封面上。
**火星轨道器激光高度计**（Mars Orbiter Laser Altimeter），简称**MOLA**，是火星全球探勘者号（MGS）探测器上的五台仪器之一，该探测器于1997年9月至2006年11月在火星轨道上运行。然而，火星轨道器激光高度计直到2001年6月才开始传输测高数据。该仪器以每秒10次的速率向火星发射红外激光脉冲，并测量飞行时间以确定火星全球勘测轨道飞行器与火星表面间的距离。距离测量得到了精确的火星地形图。精度测绘图适用于地球物理学、地质学和大气环流等方面的研究。火星轨道器激光高度计还起到了被动型辐射计的作用，测量出火星表面辐射亮度为1064纳米。

## 行星激光测高

放大了20倍火星轨道器激光高度计测高数据的火星三维立体光刻模型
激光高度计是一种测量在轨航天器到行星或小行星表面距离的仪器。通过测量激光脉冲从仪器到天体表面间的整个往返时间来测定距离。

到目标的距离可通过将往返脉冲时间乘以光速并除以2来确定。利用仪器或航天器的已知姿态和位置，可确定被激光脉冲所照射的表面位置，一系列的激光光点或印迹提供了位置表面的轮廓。

## 极地到极地视图

火星轨道器激光高度计
以上是一幅来自首个火星轨道器激光高度计全球地形模型的火星极地到极地地形测绘图[史密斯等人，《科学》，1999年]。该截面沿0°经度线从北极（左）一直运行至南极（右）。突出显示了极地间0.036°的坡度，因此，从美国宇航局戈达德飞行中心网站上可看出南极的海拔高于北极。

## 另请查阅

* 首航

* 火星轨道器激光高度计照射计数器 （页面存档备份，存于互联网档案馆）. 火星轨道器激光高度计自发射以来发出的单次激光脉冲束（近似值）。
# 阿瓦洛斯沙丘群[编辑]

显示了北极高原地区沙丘场分布密度的球面投影地图，灰色区域为低密度沙丘场。包括阿瓦洛斯沙丘群在内的四个最密集沙丘区显示为黑色。本初子午线位于地图底部。阿瓦洛斯沙丘群是中左侧较小的黑色区域，位于东经261.4度至东经283.03度之间（西经76.97度至西经98.6度）。
**阿瓦洛斯沙丘群**（Abalos Undae）拉丁语意为“阿瓦洛斯波浪”，是位于火星北极高原边缘的一片沙丘场，它与奥林匹亚沙丘群、许珀耳玻瑞亚和西顿沙丘群一起，为已正式命名的绕北极沙丘区之一，也是该地区沙丘最密集的区域之一。阿瓦洛斯沙丘群的最北端边界位于将阿瓦洛斯丘群地层和主极地冰盖隔开的西南沟壑中，从那里该沙丘场一直向西南延伸至北方大平原低地。

理论上讲，阿巴洛斯地区的沙丘是特纽依斯峭壁（拉丁语:薄崖）和极地断崖被侵蚀的结果，其范围涵盖北纬74.94度到北纬82.2度、东经261.4度至东经283.03度（西经76.97度–西经98.6度）的区域，它的名称源自位于北纬72度、西经70度，直径442.74公里的古典反照率特征上，1988年，阿瓦洛斯沙丘群名称被国际天文学联合会正式接受。

## 位置和形成特征

阿瓦洛斯沙丘群是分布在火星北极高原边缘的一块沙丘场，它与奥林匹亚、许珀耳玻瑞亚和西顿沙丘群一起，构成了以附近古典反照率特征命名的环北极圈沙丘地的一部分。阿瓦洛斯沙丘群起始于将阿瓦洛斯丘群残存地层与主冰盖隔开的西南沟壑中，并一路延伸至该沟壑的南部边界。阿巴洛斯区的沙丘可能形成于极地断崖-“特纽依斯峭壁”所受到的侵蚀。阿瓦洛斯沙丘群的最北端边界位于阿瓦洛斯桌山附近，之后在狭沟西端分隔开特纽依斯峭和阿瓦洛斯桌山后继续向西南方向延伸。

火星勘测轨道飞行器上的高分辨率成像科学设备相机获得的增强色图像突出显示了存在不同材质的沙丘区域，蓝色区域表明存在玄武质沙丘，而浅色区则可能是尘埃。这些图片的分辨率足以显示沙丘表面的涟漪，涟漪是由风产生的，沙丘也是如此。沙丘作为一个整体被认为是静止不动的，只存在很小的波纹移动。

与环北极高原周边的其他沙丘区类似，阿巴洛斯沙丘群被认为是由基底单元中发现的沉积物消融所产生的滞积层构成。阿巴洛斯沙丘群被认为是火星北极圈地区最密集的沙丘场之一，该地区其他分布密度相似的区域还包括奥林匹亚、许珀耳玻瑞亚和西顿沙丘群。

阿瓦洛斯沙丘群场由线形排列的横向沙丘组成，总体上形成厚度约10米至200米的沙台。 阿瓦洛斯沙丘群连同许珀耳玻瑞亚和西顿沙丘群构成了一道伸向奥林匹亚沙丘群以东中等密度沙丘区并延伸至火星本初子午线的分支沙流。使用光谱导数法进行的图像分析表明，阿瓦洛斯沙丘群以及奥林匹亚沙丘群和许珀耳玻瑞沙丘群等环北极高原周边最密集的沙丘场显示出表明存在石膏的最高像素密度。阿瓦洛斯沙丘群的石膏可能因平原形成过程中岩床基底的冲刷作用而受到了侵蚀。

## 高分辨率成像系统和热辐射成像系统照片

* 阿瓦洛斯沙丘群的沙丘，蓝色区域表示存在玄武质沙丘，而浅色区域可能是尘埃。
* 阿瓦洛斯沙丘群的沙丘。
* 带有石膏沉积物的阿瓦洛斯沙丘群沙丘 - 带比例尺的三原色投影图。
* 阿瓦洛斯沙丘群中的沙丘和陨石坑。
* 显示在极地断崖和顶部正下方的阿瓦洛斯沙丘群黑色沙丘的边缘。

## 另请查看

* 火星反照率特征列表
* 哈葛尔沙丘场
* 尼罗火山口沙丘场
* 许珀耳玻瑞亚沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 俄古革斯沙丘群

* 高分辨率成像科学设备条目，阿瓦洛斯沙丘群中裸露的北极陡崖底部和沙丘 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 阿斯普勒冬沙丘群[编辑]

显示了北极高原中阿斯普勒冬沙丘群所在位置的美国地质勘探局地图，阿斯普勒冬沙丘群位于最南端黑色斑块左侧，范围为东经291.38度至东经301.4度（西经43.98度–西经57.08度）之间。
**阿斯普勒冬沙丘群**（Aspledon Undae）是火星北极高原附近已命名的环北极沙丘地之一，其覆盖范围为北纬71.47度至北纬75.14度、东经305.83°到东经315.04度（西经44.96度至西经54.17度），中心位置位于北纬73.06度、东经309.65度（西经50.35度），直径215.2公里。它取名自火星古典反照率特征，2007年3月20日，被國際天文聯會正式批接受。

**阿斯普勒冬**一词为希腊文 ，源于古希腊维奥蒂亚州一座城镇，而该镇名称又来自希腊神话中海神波塞冬的儿子阿斯普勒冬(古希臘語：Ασπληδών)。

阿斯普勒冬沙丘群是北极高原最南端以反照率命名的沙丘场，它位于许珀玻瑞亚沙丘群南面和西顿沙丘群东南。从理论上讲，阿斯普勒冬沙丘群的形成可能发生在北极高原凹地单元的早期侵蚀事件中，并且特纽依斯峭壁也可能是它的一个沙源，尽管现在业已枯竭。其他具有相同形成史的沙丘区还包括奥林匹亚和西顿沙丘群。阿斯普勒冬沙丘群与许珀玻瑞亚、西顿、奥林匹亚及阿瓦洛斯沙丘群一起是五处被命名的北极绕极沙丘区，但与其他四处不同的是，它并非密度最大的沙丘场。阿斯普勒冬沙丘群以及西顿、许珀玻瑞亚和阿瓦洛斯沙丘群均覆盖在北方大平原低地上。美国宇航局2001火星奥德赛号探测器使用所搭载的热辐射成像系统相机对阿斯普勒冬沙丘群进行了拍摄。

## 形成

阿斯普勒冬沙丘群，火星北极附近的一片沙区。图片的底部显示了数百座孤立的小沙丘，而在顶部，这些小沙丘似乎已合并成更大的沙丘形态。
根据田中（Tanaka）等人的说法，北极高原位于两种主要的基础单元上：特纽依斯峭壁单元和北极高原凹地单元。特纽依斯峭壁单元的地质龄属于早亚马逊纪，而北极高原凹地单元覆盖在特纽依斯峭壁单元上，其年龄应为亚马逊纪中期至晚期。奥林匹亚沙丘群单元可能是在所紧邻的北极高原凹地单元早期剥蚀事件中形成的，距北极高原凹地单元更远的西顿、阿斯普勒冬以及奥林匹亚沙丘群的大部，可能是在北极高原凹地单元的早期侵蚀事件中所形成，这些沙丘场沙源的其他来源可能包括了特纽依斯峭壁，尽管目前认为该来源现已枯竭。

## 另请查看

* 哈葛尔沙丘场
* 尼罗火山口沙丘场
* 俄古革斯沙丘群
# 极北沙丘群[编辑]

显示了北方平原地区沙丘分布密度的球极平面投影图，灰色区域为低密度区，四处最密集的沙丘区域以黑色显示。本初子午线位于地图底部，左侧显示的是极北沙丘群，经度在东经302.92度至316.02左（西经43.98度–57.08度）之间。
**极北沙丘群**（Hyperboreae Undae）拉丁语意指“极北波浪/沙丘”，是火星北极玻瑞姆高原上最大、最密集的沙丘场之一，其范围涵盖北纬77.12度至82.8度、东经302.92度至316.02度（西经43.98度–西经57.08度）的区域，中心坐标位于北纬79.96度，西经49.49度，直径约463.65公里（288.英里）。该特征名称取自火星古典反照率特征之一，1988年，被国际天文联合会正式批准接受。

极北沙丘群位于北极峡谷东北边界上的弧形洼地-北极凹地西南，从那里开始，极北沙丘群继续向西南方延伸，穿过北极峡谷，进入北方大平原低地。它覆盖了极北舌状地的东部和埃斯科里亚尔陨击坑上方的区域。

极北沙丘群以其所形成的新月形和线形沙丘而闻名，尽管它们之间看似并不相容，对这些类型的沙丘之所以能在极北沙丘群和火星其他地方共存的原因一直在研究中。在极北沙丘群发现的另一种构造类型是雅丹地貌。

## 沙丘特征

极北沙丘群沙丘表面上有结霜，当霜冻因太阳加热而升华时，沙丘会变得更暗，黑色的沙粒也会显露出来。
虽然火星北极周围的沙丘并没有移动的迹象，但阿瓦洛斯沙丘群部分地区的沙丘和极北沙丘群的沙丘可能是两个独特的例外。在极北沙丘群中，靠近其东部边界的沙丘似乎被埋在北方平原第3单元之下。在该地区，一些沙丘呈现出可能由下坡风 造成的黑色条纹，这可能表明了是近期足以产生出波纹的刮风引起的沙粒移动，否则这些痕迹会随着时间的推移而消失，其他沙丘则没有这种痕迹。

根据紧凑型火星侦察成像光谱仪提供的数据，极北沙丘群沙丘显示出在北极峡谷地区存在表下冰的微弱特征。极北沙丘群与阿瓦洛斯沙丘群及西顿沙丘群一起，为奥林匹亚沙丘群以东的主要中密度沙丘场提供了沙子，并延伸至火星本初子午线。

使用导数光谱法的图像分析研究表明，极北沙丘群以及其他正式命名的绕极沙丘场（奥林匹亚沙丘群、阿瓦洛斯沙丘群和西顿沙丘群）显示为石膏密度最高的区域。对极北沙丘群与地球上最大的连片沙丘地鲁卜哈利沙漠进行的地貌比较，确定这两处沙漠地貌遵循了相似的演化模式。

## 共存的线性和新月形沙丘

线形沙丘主要形成于双向（双重）风场中，而横向沙丘，也称为新月形沙丘，则形成于单向风况情况下。每一种沙丘形态的存在，都表明了产生这种沙丘的风况。第三种沙丘是星形沙丘，通常形成于多向（多模态）风态中。线形沙丘和星形沙丘在火星上很少见。在同一地点同时存在线形沙丘和新月形沙丘显然并不相容，因为这似乎意味着在同一地点同时存在单向风和双向风。

现已开展了对极北沙丘群中线形沙丘和新月形沙丘共存现象的解释研究。一篇论文通过提出一种受当地地形影响而从双向风变为单向风的模型，解释了相邻位置从线性沙丘到新月形沙丘的变化。认为由于局部地貌的漏斗作用，双向风转成了单向风。虽然这一理论适用于相邻位置的沙丘，但无法解释线形沙丘和新月形沙丘如何在同一位置共存的原因。

另一项研究表明，线形沙丘已变得坚硬（硬化），因此不易随风向的变化而改变形状。该研究还提出，随时间的推移，双向风会变为将产生出新月形沙丘的单向风，而先前已存在的硬化线形沙丘，由于其硬化，将保持不变。这一理论颇为合理，尽管不易验证，因为需要重建极北沙丘群风况模式的时间剖线。

美国宇航局热辐射成像系统拍摄的极北沙丘群新月和线形沙丘
第三项研究将火星勘测轨道飞行器上高分辨率成像科学设备相机拍摄的图像与火星轨道器激光高度计测绘的数据相结合，以获取在高分辨率图像中显示局部地形的坐标，然后将高分辨率图像数据映射到计算机模拟中，计算机模拟记录了北极凹地附近，极北沙丘群局部地形的计算机空间模型。根据数值模型的波峰方向，可计算出局部的风矢量，然后将结果与区域调查的实测风数据进行比较。反过来，如果风矢量已知，则就可预测出底形形态。通过将数值模拟结果与实测数据进行比较，可细化计算机模拟参数，从而更好地使数值预测结果与现场实测结果趋于一致。计算机模型的局限性包括数值模型的分辨率限制、调查的区域较小以及当地风况的复杂性。数值研究结果表明，极北沙丘群是在现代风况条件下形成的，其形态为新月形沙丘和线性沙丘共存。进一步的研究计划包括扩大研究领域，以包括对所有的极北沙丘群进行建模。

## 另请查看

* 阿斯普勒冬沙丘群
* 哈葛尔沙丘场
* 尼罗火山口沙丘场
* 俄古革斯沙丘群
* 火星雅丹地貌
# 俄古革斯沙丘群[编辑]

**俄古革斯沙丘群**（Ogygis Undae）是火星上唯一命名的南半球沙丘场，它位于火星南部高地阿耳古瑞平原外侧，范围为南纬9.94度至南纬49.37度、东经292.64度到东经294.93度（西经65.07度到西经67.36度），并以南纬49.66度、东经293.79度（西经66.21度）为中心，向东西延伸约87公里，其覆盖面积达1904公里2，该沙丘场取名自火星古典反照率特征“俄古革斯区”，该名字是指古希腊神话中最古老的国王-俄古革斯，2015年9月17日被國際天文聯會正式批准接受。由于俄古革斯沙丘群幅员辽阔，现已成为火星沙丘形态和沙粒成分研究一个的主要课题。

## 形态

俄古革斯沙丘群是被输送系统所散播沙子的最终沉降区，该系统由欧空局火星快车号上的高分辨率立体相机相机拍摄到。这一输送系统的复杂性与地球上的一些事例子一样广泛。俄古革斯沙丘群有多种形态的沙丘，包括新月形沙丘、新月形沙垄、穹顶和星形沙丘。沙丘类型的多样性表明它们是沉积在多模式风况中，不同的风汇入到沙丘所在的盆地内，携带来多个源区的沙子，形态的复杂性也反映在沙丘沉积物的多样性矿物成分上。

## 成分

俄古革斯沙丘区的矿物分布呈不均匀和双峰式分布，两种主要颗粒类型的相对并列揭示了风成作用如何影响火星表面的沙子输送。2016年，美国地质调查局的科学家们利用火星全球探勘者号上的热辐射光谱仪和2001火星奥德赛号探测器上的热辐射成像系统采集并分析了成分光谱。俄古革斯沙丘群的其他特征，如夜间热惯量值，也证实了整个沙丘区存在双峰沙型分布的发现。

热辐射光谱仪从盖尔撞击坑内大型沙丘场获得的结果被用作与俄古革斯沙丘群数据进行对比，因为盖尔撞击坑的特征由轨道探测器和美国宇航局火星探测车在现场进行了较全面的勘查，好奇号漫游车是火星科学实验室任务一部分。俄古革斯沙丘群与盖尔撞击坑内沙丘场在沙型成分和同质性方面都不同，这表明这些沙丘场的来源类型以及与各自沙源的距离存在差异。美国地质调查局调查人员还指出，俄古革斯沙丘群的沙丘看上去与亚利桑那州大瀑布的沙丘相似。

## 另请查看

* 阿瓦洛斯沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 哈葛尔沙丘场
* 许珀玻瑞亚沙丘群
* 尼罗火山口沙丘场
* 奥林匹亚沙丘群
* 西顿沙丘群
# 西顿沙丘群

显示了北极高原地区沙丘场分布密度的球面投影图，灰色区域为低密度沙丘场，四个最密集沙丘区显示为黑色，本初子午线位于地图底部。西顿沙丘群显示为最左侧靠南的小黑斑块，介于东经291.38度至东经301.4度（西经43.98度至西经57.08度）之间。
**西顿沙丘**（Siton Undae）是火星北极高原附近最大和最密集的沙丘场之一，其名称取自火星古典反照率特征，2007年3月20日，被国际天文联合会正式接受。该沙丘群覆盖范围为北纬73.79度到北纬77.5度、东经291.38度至东经301.4度（西经43.98度–西经57.08度），其中心位于北纬75.55度，东经297.28E（西经62.72度），直径为约222.97公里（138.55英里）。

西顿沙丘群是北极沙海（Undae）的一部分，它与许珀耳玻瑞亚和阿瓦洛斯沙丘群一起绵延在北方大平原低地上。西顿沙丘群位于火星北部最深盆地内，含有非晶体二氧化硅层的玻璃质沙丘。从理论上讲，西顿沙丘群可能形成于北部高原凹地单元的早期侵蚀期间，并且其沙源也可能来自特纽依斯峭壁，虽然现在业已枯竭。其他具有相同形成史的沙丘场包括奥林比亚和阿斯普勒冬沙丘群。

西顿沙丘群是北极圈最密集沙丘场中最靠南的沙丘场，它的存在表明沙源向北部和西部的有效输送和堆积。西顿沙丘群连同阿瓦洛斯和许珀耳玻瑞亚沙丘群也是通往低密度沙丘场的一条支流，这些沙丘区一直延伸到火星本初子午线。。

## 沙丘特征

西顿沙丘群
使用欧空局火星快车号轨道器上的光学与红外矿物光谱仪（OMEGA），对包括西顿沙丘群在内的环极地沙漠沙丘的光谱分析结果表明，80%至90%的沙子是由火星冰川下火山喷发所产生的火山玻璃构成。这些玻璃和晶体物质的比例与冰岛冰下火山喷发物相似。还有理论认为，大量的粒状玻璃可能已被转移至北方大平原和西顿沙丘群，起因是来自火星克律塞平原、水手谷、朱文塔峡谷和南部阿西达里亚等地区的灾难性洪水。

西顿沙丘群的沙丘含有非晶体二氧化硅层玻璃质沙子，但北极高原区缺乏存在火山的证据，也没有任何因陨坑撞击而产生的大规模熔融沉积物的证据，因此，这表明这些二氧化硅涂层的沉积物可能是在酸性作用下，通过玄武岩砂的蚀变而形成。此外，从理论讲，玻璃状沉积物的酸性蚀变可能是火星上常见的转化机制，尤其是在高纬度地区。

## 热辐射成像系统照片

* 美国宇航局热辐射成像系统拍摄的西顿沙丘群
* S美国宇航局热辐射成像系统拍摄的西顿沙丘群特写

## 另请查看

* 哈葛尔沙丘场
* 尼罗火山口沙丘场
* 俄古革斯沙丘群
# 埃俄利斯区[编辑]

埃俄利斯区
**埃俄利斯区**（英語：Aeolis 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-23。

埃俄利斯区覆盖了火星西经180°至225°、南纬0°至30°的区域。勇气号于2004年1月4日在古瑟夫撞击坑的着陆点（14.5718° S，175.4785° E）以及好奇号于2012年8月6日在盖尔撞击坑的着陆点（4.591817° S，137.440247° E）都位于该区。
# 亚马孙区 (火星)[编辑]

亚马孙区
亚马孙区
**亚马孙区**（英語：Amazonis 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-8。

亚马孙区覆盖了火星西经135°至180°、北纬0°至30°的区域。由于这一区域的撞击坑密度很低，因而被认为是火星上最年轻的地区之一。火星的亚马孙纪（Amazonia period）便是以该区的名字命名的。
# 阿蒙蒂斯区[编辑]

阿蒙蒂斯区
阿蒙蒂斯区
**阿蒙蒂斯区**（英語：Amenthes 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-14。伊希地平原位于这一区域，火星侦察轨道器在此发现了碳酸镁，表明非酸性水曾存在于此。

阿蒙蒂斯区覆盖了火星西经225°至270°、北纬0°至30°的区域。
# 阿耳卡狄亚区

阿耳卡狄亚区
**阿耳卡狄亚区**（英語：Arcadia 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-3。阿耳卡狄亚区位于火星西半球的中北部，覆盖了火星东经240°至300°（西经60°至120°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

阿耳卡狄亚区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，占火星表面积的3%以上。
# 卡西乌斯区[编辑]

卡西乌斯区
**卡西乌斯区**（英語：Casius 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-6。卡西乌斯区位于火星东半球的中北部，覆盖了火星东经60°至120°（西经240°至300°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

卡西乌斯区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，占火星表面积的3%以上。
# 刻布壬尼亚区

刻布壬尼亚区
**刻布壬尼亚区**（英語：Cebrenia 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-7。刻布壬尼亚区位于火星东半球的东北部，覆盖了火星东经120°至180°（西经180°至240°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

刻布壬尼亚区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，约占火星表面积的3%以上。
# 迪阿克里亚区[编辑]

迪阿克里亚区|  |

**迪阿克里亚区**（英語：Diacria 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-2。迪阿克里亚区位于火星西半球的西北部，覆盖了火星东经180°至240°（西经120°至180°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

迪阿克里亚区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，占火星表面积的3%以上。凤凰号火星探测器的着陆点（68.22° N, 234.25° E）位于迪阿克里亚区东北部往北大约186公里处。凤凰号火星探测器拍摄到的景像包括了狄阿克里亚区北部代表性的地形。
# 埃律西昂区

埃律西昂区
埃律西昂区
**埃律西昂区**（英語：Elysium 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-15。

埃律西昂区覆盖了火星西经180°至225°、北纬0°至30°的区域。
# 艾利达尼亚区[编辑]

艾利达尼亚区
**艾利达尼亚区**（英語：Eridania 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-29。

艾利达尼亚区覆盖了火星西经180°至240°、南纬30°至65°的区域。辛梅利亚高地（Terra Cimmeria）的大部分就位于该区。
# 希腊区[编辑]

希腊区
希腊区
**希腊区**（英語：Hellas 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-28。

希腊区覆盖了火星西经240°至300°、南纬30°至65°的区域。希腊平原与普罗米修斯平原便位于该区。
# 雅庇吉亚区[编辑]

雅庇吉亚区
**雅庇吉亚区**（英語：Iapygia 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-21。

雅庇吉亚区覆盖了火星西经270°至315°、南纬0°至30°的区域。该区最大的撞击坑是惠更斯撞击坑（Huygens）。
# 伊斯墨纽斯湖区[编辑]

伊斯墨纽斯湖区
**伊斯墨诺斯湖区**（英語：Ismenius Lacus 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-5。伊斯墨纽斯湖区位于火星东半球的西北部，覆盖了火星东经0°至60°（西经300°至360°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

伊斯墨纽斯湖区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，占火星表面积的3%以上。

伊斯墨诺斯湖区的都特罗尼勒斯桌山群、普罗敦尼勒斯桌山群都有冰川活动的证据，从而引起了科学家的特别关注。

* 特拉克图斯坑链
# 阿西达里亚海区[编辑]

阿西达里亚海区
**阿西达里亚海区**（英語：Mare Acidalium 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-3。阿西达里亚海区位于火星西半球的东北部，覆盖了火星东经300°至360°（西经0°至60°）、北纬30°至65°的区域。该区域使用1:5,000,000比例尺的朗伯等角圆锥投影。

阿西达里亚海区的南北边界分别为大约3,065公里与1,500公里宽，南北距离则为约2,050公里。覆盖范围约为490万平方公里，占火星表面积的3%以上。
# 北海区[编辑]

北海区
**北海区**（英語：Mare Boreum 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-1。其名称源于火星北极高原的旧名，这是一处被冰帽所覆盖的高原。北海区的范围包括火星表面北纬65°以上的所有区域。
# 第勒尼安海区[编辑]

第勒尼安海区
**第勒尼安海区**（英語：Mare Tyrrhenum 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-22。

第勒尼安海区覆盖了火星西经225°至270°、南纬0°至30°的区域。意大利天文学家乔凡尼·斯基亚帕雷利以地球上的第勒尼安海（地中海的一部分）来命名这一地区。大型火山泰瑞纳山就位于第勒尼安海区。该区最大的撞击坑则是赫歇尔撞击坑。
# 奥克夏沼区

奥克夏沼区
奥克夏沼区
**奥克夏沼区**（英語：Oxia Palus 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-11。

奥克夏沼区覆盖了火星西经0°至45°、北纬0°至30°的区域。火星拓荒者号1997年7月4日在火星上的着陆点（19.13°N，33.22°W）便位于该区。

欧克西亚沼
# 法厄同区

法厄同区
法厄同区地圖。
**法厄同区**（英語：Phaethontis 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-24。

法厄同区覆盖了火星西经120°至180°、南纬30°至65°的区域。苏联火星3号于1971年12月在火星上的着陆点（44.9° S，160.1° W）就位于该区，不过它在着陆后仅传回20秒的信号便停止了工作。
# 凤凰湖区[编辑]

**凤凰湖区**（英語：Phoenicis Lacus 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-17。

凤凰湖区覆盖了火星西经90°至135°、南纬0°至30°的区域。塔尔西斯高地有一部分位于该区，其中的帕弗尼斯山与阿尔西亚山都有冰川活动的迹象。
# 大瑟提斯区[编辑]

大瑟提斯区
**大瑟提斯区**（英語：Syrtis Major 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-13。

大瑟提斯区覆盖了火星西经270°至315°、北纬0°至30°的区域。

大瑟提斯是一座盾状火山，包括尼罗山口（Nili Patera）和麦罗埃山口（Meroe Patera）两处火山口。
# 哈葛尔沙丘场

哈葛尔沙丘场黑白图像，投影地图，带距离比例尺。
**哈葛尔沙丘场**（Hagal）是火星北极高原下方一处沙丘场的非正式名称 ，其名字来源于弗兰克·赫伯特小说《沙丘》中虚构的哈葛尔星球。它的中心坐标位于北纬78.0度、东经84度处，由带东南向背风面的线形和圆形沙丘组成。它是火星勘测轨道飞行器上高分辨率成像科学设备相机在季节性探索的第三年（火星31年），以每六周一次的速率进行成像的目标沙丘之一。由于该沙丘呈直线和圆形，具有点、杠的外观，因此也被称为“火星莫尔斯密码”。

## 形成

虽然通常可从沙丘的走向和形状获得有关风向的信息，但由于哈葛尔沙丘形状复杂，所以很难确定所形成的风向。在该沙丘场情况中，理论上认为可能是陨石撞击在地面形成装满沙子的局部陨坑，减少了形成沙丘的沙子数量；反过来这又会影响当地的地形，导致风向发生变化。

美国宇航局关于火星摩尔斯电码的视频剪辑。
线形沙丘（横杠）是通过垂直于沙丘线的双向风产生出漏斗效应，引导沙子沿沙丘线性轴堆积而成；而当导致线性堆积的风被阻断时，则就形成了圆形沙丘（圆点），圆形沙丘被归类为“新月形沙丘”。然而，这两种结构的确切形成机制仍不清楚，这也是高分辨率成像科学设备任务选择该区域进行成像的原因。

高分辨率成像科学设备相机定位专家维罗妮卡·布雷（Veronica Bray）评论说，火星上的其他地方也有类似形状的沙丘，但由于其地形的罕见特征，哈葛尔沙丘场提供了更好的图像。布雷还将沙丘的分布结构“莫尔斯码”解码为“NEE NED ZB 6TNN DEIBEDH SIEFI EBEEE SSIEI ESEE SEEE!!”。

## 另请查看

* 火星反照率特征列表
* 阿瓦洛斯沙丘群
* 尼罗火山口沙丘场
* 奥林匹亚沙丘群
* 许珀玻瑞亚沙丘群
* 西顿沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 俄古革斯沙丘群

* Martian Morse Code by UAHiRISE on Youtube （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 尼罗火山口沙丘场[编辑]

尼罗火山口的位置
**尼罗火山口**（Nili Patera）是火星上的一处沙丘场，位于火星赤道附近大瑟提斯尼罗破火山口，一座古火山遗址的熔岩平原顶部，其位置坐标为北纬8.7度，东经67.3度。它是火星上最活跃的沙丘场之一，火星勘测轨道飞行器上的高分辨率成像科学设备相机正以每六周一次的拍摄频率对它进行积极的研究。对沙丘运动的研究提供了随时间变化的风况信息，并可进一步研究火星地貌的表面侵蚀特征。这些信息可用于未来火星探测的开发和设计.。火山口场的沙丘属于新月形形态，高分辨率成像科学设备的研究首次确定了火星上至少存在1米（3.3英尺）的沙丘和涟漪运动。火山口沙丘场也是第一个使用COSI-Corr软件进行调查的区域，该软件最初用于分析地球上的沙丘移动。尼罗火山口场监测所提供的证据研究表明，火星上的沙通量约为每年数立方米/米，类似于在南极洲维多利亚谷沙丘观测到的通量。

## 调查

2007年至2010年的三年期间拍摄的尼罗火山口沙丘场的延时摄影，显示了沙丘涟漪的运动。
在从水手9号开始到火星奥德赛号结束的35年时间中，都没有发现火星上的沙丘运动。直到那时，科学家们还在一直推测火星沙丘的静态或动态性质。为了回答这一问题，高分辨率成像科学设备在不同时间检查了尼罗火山沙丘，并使用分析沙丘运动的软件分析了结果，该软件通过检查不同时间的照片差异来分析沙丘的运动。研究发现，随着时间的推移，火山口沙丘的形态发生了变化，因此，尼罗火山口沙丘场具有非常动态的结构特征。此外，还发现沙丘顶部和底层之间存在速度差异，顶层涟漪的移动速度快于底部波纹，这表明沙丘作为一个整体在火星上移动。

涟漪的迁移相较于整座沙丘的通量率已被测出，并根据该计算确定了形成涟漪迁移的低能沙粒（称为“雷普顿”）与高能沙粒（萨尔顿）的相对比例。萨尔顿被检测为主要造成了沙丘的整体移动，这种运动机制被称为跃移，现已确定尼罗火山口的沙丘在现有风力条件下处于活跃状态，并作为一个整体移动。由于火星大气层较薄，风速必须比地球上快约10倍，才能使沙粒移动，火星上很少出现这种强风，但由于火星大气层较稀薄，且引力较低，沙粒一旦开始移动，速度就会比地球上快得更，移动的距离也更远。

从理论上讲，在火星上，一旦强风引发沙粒运动，由于行星较低的重力和稀薄大气的低阻力，即便较弱的风也可维持沙丘的运动。尼罗火山口沙丘场沙丘下浅色的表面是已冷却的古老熔岩。熔岩表面的裂缝内填满了可能来自火山的黑沙，但，目前尚不清楚这些火山砂是来自当地火山口，还是从另一火山遗址吹刮而来。

尼罗火山口沙丘的沙流量，即通量，大约等于南极洲 维多利亚谷中沙丘的通量。尼罗火山口的沙丘运动可用来预测喷砂对岩石所造成的侵蚀率。根据收集到的证据，预计岩石侵蚀率将与南极洲相接近。在《自然》杂志上发表的一篇论文中，美国宇航局科学家们报告称，他们已经检测到尼罗火山口沙丘高达200英尺（61米）、作为“整个火星地貌连贯单元”的移动。这些发现加深了人们对风在火星地貌侵蚀现象中所起作用的理解，反过来，这可以更好地规划未来人类和机器人的火星探险任务。

## 高分辨率成像科学设备图像

* 尼罗火山口上可能起源于火山的黑色沙丘，浅色的表面是已冷却的古老熔岩，熔岩地表的裂缝中填满了黑色的火山砂。
* 尼罗火山口中的沙丘，显示了风在中央沙丘背风侧造成的涟漪和崩塌。
* 尼罗火山口中的新月形沙丘

## 另请查看

* 火星反照率特征列表
* 阿瓦洛斯沙丘群
* 哈葛尔沙丘场
* 奥林匹亚沙丘群
* 许珀玻瑞亚沙丘群
* 西顿沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 俄古革斯沙丘群
# 线状谷底沉积[编辑]

**线状谷底沉积** (Lineated valley fill)，简称“LVF”，又叫**线状底表沉积**(lineated floor deposit)，是火星上某些谷道中的一种特征，显示为象被环流冲刷出道道沟脊的障碍物。阴影测量显示，至少部分沟脊有数米高。据认为，这些线状谷底沉积富含百米厚的水冰，并可能被保护在一层薄薄的岩壳下面。这层岩壳由风载尘埃、碎落岩壁以及冰岩混合物中冰蒸发(从固态直接变成气态)后的剩余物所构成。地球上一些冰川也显示了类似的脊状。高分辨率成像科学设备拍摄的高清照片显示，部分线状谷底沉积表面显示出一层奇特的图案，叫做细胞闭合型和细胞开放型脑纹地形。研究认为这种类似脑纹的地形，为堆积的尘埃和其他碎屑表面产生的裂纹以及部分表面冰升华所致，是重力和季节性冷热变化共同作用的结果。舌状岩屑坡和同心坑沉积也显示出这种相同的表面，因此，这三种结构的表面被认为有关联性。

* 背景相机拍摄的桌山宽景图所显示的线状谷底沉积和舌状岩屑坡(LDA)，据信，二者都是被碎屑覆盖的冰川。图像位于伊斯墨诺斯湖区。
* 上一幅桌山图像中的舌状岩屑坡特写，显示了开放型脑纹地形和更常见的闭合型脑纹地形，细胞开放型脑纹地形被认为里面含有冰核。高分辨率成像科学设备拍摄。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的闭合型脑纹地形，该类表面更常见于舌状岩屑坡、同心坑沉积和线状谷底沉积。
* 开放和闭合型脑纹地形，高分辨率成像科学设备拍摄。

* 宽景背景相机视图中显示的被舌状岩屑坡和线状谷底沉积环绕的桌山和小丘群，图像位于伊斯墨诺斯湖区。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的**线状谷底沉积** (LVF)特写，是放大的前一幅背景相机图像。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的线状谷底沉积。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的线状谷底沉积近照。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的线状谷底沉积彩色近照。
* 高分辨率成像科学设备在卡西乌斯区拍摄的有线状谷底沉积的峡谷，冰移动导致的线状谷底流。

* 峡谷中的线状谷底沉积，高分辨率成像科学设备拍摄于伊斯墨诺斯湖区。线状谷底流是被碎屑覆盖的冰。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的更靠近的线状谷底沉积彩照。
* 高分辨率成像科学设备拍摄于赫拉斯区的线状谷底沉积。

线状底表沉积起始于舌状岩屑坡(LDAs)，当这些碎屑泻入峡谷后就留在了狭窄的谷底，并摊开成一层覆盖层。通过追踪舌状岩屑坡的脊线路径，研究人员逐渐相信舌状岩屑坡弯曲的脊线会慢慢伸直，多少会变成较笔直的线状谷底沉积脊线。
在发生线状谷底沉积和舌状岩屑坡的区域，许多撞击坑具有同心坑沉积：巨大的垄脊和类似人脑纹的“脑纹地形”表面。

西弥斯卫星、火星轨道相机、火星勘测轨道飞行器背景相机和高解析度成像科学设备获得的许多火星表面高品质图像以及详细的测高数据。这些大量的数据为研究线状谷底沉积及其它特征提供了极大的帮助。

火星勘测轨道器浅表层雷达接收到了分别来自舌状岩屑坡顶部和底部发出的强烈反射信号，这意味着它的里面大部分为纯净的水冰(在两个反射信号之间)，有力地证明了赫拉斯平原的舌状岩屑坡为覆盖着一层薄岩壳的冰川。由于线状谷底地形来自于舌状岩屑坡，因此，可能至少在某些地方含有被埋藏的冰。

## 与过去气候的关系

对舌状岩屑坡和线状谷底沉积的研究表明，火星上曾发生过多次冰川活动，其中一次的冰川厚度接近一公里。这些大冰期与火星转轴倾角大幅度变化所引起的气候大变迁有关。质量较大的月球阻止了地球倾角出现巨幅摇摆，而火星的两颗卫星都很小，所以，火星会经历一个让极地冰盖照射到更多直射阳光的大周期。
在这段时期中，火星冰盖中的冰会升华，厚厚的积雪降落在中纬度地区，而在这些地区，同心坑沉积、线状山谷沉积和舌状岩屑坡都很常见。线状谷底沉积上的撞击坑分布表明，至少在某些地区曾出现过亚马逊纪
。

## 位置

在中纬度地区，尤其是是北部火星分界区附近，线状谷底沉积很常见。尼罗瑟提斯桌山群、普罗敦尼勒斯桌山群和都特罗尼勒斯桌山群都有许多线状谷底沉积的示例，伊斯墨诺斯湖区和赫拉斯区的许多峡谷，也都显示有线状谷底沉积。
线状山谷沉积及其他与冰有关的形式统称为锐蚀地形，分布在那些伴随有孤耸高原和桌山群的蜿蜒或笔直峡谷中。

## 线状谷底沉积的重要性

对线状谷底沉积的研究补充了证明火星气候在过去曾经历许多巨大变化的证明。

有时下雪，有时雪会融化，由此产生的小面积液态水导致了岩石风化，可能为生命提供了有利的环境。理解线状谷底沉积和其他冰贮藏的形式将可让未来定居者能够在火星上找到水源。

鲁尔谷, 如下图所示，显示了这些沉积物。有时，线状底表沉积显示出V形图案，这是运动的进一步证据。下面这张由高解析度成像科学设备在鲁尔谷拍摄的照片展示了这些图案。

* 由高分辨成像科学设备拍摄的科勒槽沟中的线状谷底沉积。比例尺长500米，图像位于伊斯墨诺斯湖区。
* 高分辨率成像科学设备拍摄的鲁尔谷谷底线状底表沉积，点击图像查看其它的特征。图像位于伊斯墨诺斯湖区。

* 线状谷底沉积全景图，由HiWish计划下高分辨率成像科学设备所拍摄，图像位于伊斯墨诺斯湖区。
* 线状谷底沉积近距图，由HiWish计划下高分辨成像科学设备拍摄，图像位于伊斯墨诺斯湖区，显示了张开和闭合式的脑纹地形。
* 线状谷底沉积表面脑纹地形放大图，由HiWish计划下高分辨成像科学设备拍摄于伊斯墨诺斯湖区。
* 靠近、彩色的线状谷底沉积图。HiWish计划下高分辨成像科学设备拍摄于伊斯墨诺斯湖区。

* 火星地质
* 舌状岩屑坡
* 同心坑沉积
* 冰川
* 火星冰川
* 普罗敦尼勒斯桌山群
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 尼罗瑟提斯桌山群

* 火星冰-吉姆塞科斯基-第16届国际火星学会年会 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 扇形地形[编辑]

**扇形地形**（Scalloped topography），又称**贝状地形**，在火星南北纬45°到60°之间的中纬度地区很常见，尤其在北半球的乌托邦平原地区和南半球的佩纽斯山和安菲特里忒火山口区最为突出。该地形由带扇贝或荷叶边状口沿、无凸起壁垒环的浅洼地构成，通常称为“扇形洼地”或简称“贝状”。扇形洼地可以是孤立或成簇出现，有时似乎结合在一起。典型的扇形洼地显示为一处面向赤道的缓坡和一处面向极地的陡坡 ，这种不对称的地形可能是由于日照的差异所造成。扇形洼地被认为是因升华（材料从固相直接过渡到气相而无中间液相过程）消耗了地下物质（可能是间隙冰）所形成的。这一过程目前可能仍在发生。这种地形对火星未来定居者可能非常重要，因为它可能指示了纯冰沉积物。

发表在《伊卡洛斯》杂志上的一项研究发现，在火星数万年来的气候条件下，升华造成的地下水冰消失下，形成了扇形地貌。扇形洼地被认为开始于一个小触发事件，如小型撞击、局部暗化、侵蚀或热收缩引起的裂缝。裂缝在地球上富冰地面很常见。模型预测，当地面上大量纯冰达到数十米深时，这些扇形洼地就将演化形成。因此，扇形地貌可作为表明存在大量纯冰沉积的标志。扇形地形内及其周围的冰不仅存在于地面的孔隙空间中，而且还有更多，其纯度可能高达99%，正如凤凰号任务所发现的那样火星勘测轨道飞行器上的浅层地下雷达”沙拉德“（SHARAD）在大范围区域只能检测到厚度超过10-20米的富冰层，但它在扇形地形地区发现了水冰 。

有关扇形地形形成的详情仍在研究中。2016年发表在《伊卡洛斯》上的一项研究提出了一种五步过程。

1. 火星倾角的重大变化改变了气候，这种气候变化又导致了冰盖的形成；
2. 各种条件促使覆盖层融解或蒸发；
3. 融化的水在地下流动，至少流淌到扇形洼地的深度；
4. 冰的冻结和融化产生出大量的冰（冰晶体）；
5. 随着下一次倾角的变化，气候改变、大量水冰升华，形成扇形洼地。

在乌托邦平原中，大型扇形洼地地表上蚀刻出一系列与陡坡平行的弯曲突脊，可能代表了陡坡侵蚀的不同阶段。最近，其他研究人员提出了一种观点，即突脊代表了顶部的岩层。有时，扇形地形或扇形地形周边地表显示出一种以规则的多边形裂缝图案为特征的“图案地面”。这些图案表明，地表承受过可能由沉降、干燥或热收缩引发的应力，此种图案在地球冰缘地区很常见。乌托邦平原的扇形地形显示出大小不同的多边形特征：陡坡上的较小（长宽约5-10米宽），周边地形上的较大（长宽30-50米），这些尺度差异可能表明地面冰丰度的局部差异。

## 地下冰探测

2016年11月22日，美国宇航局报告称，在火星乌托邦平原地区发现了大量地下冰。据估计，检测到的水量相当于苏必利尔湖的水量。

火星 – 乌托邦平原的扇形地形（2016年11月22日）火星地形地形图
对该地区水冰体积的计算是基于火星勘测轨道飞行器上探地雷达仪的测量结果，该设备被称为”沙拉德“（SHARAD）。

沙拉德通过测量从表面和更深下表面反射的雷达回波来寻找水冰，下表面的深度是高分辨率成像科学设备拍摄的表面裂口图像中发现的。
根据从“沙拉德”浅层探地雷达获得的数据，测定了它的电容率或介电常数，这是从对位于富冰层底部反射体的雷达穿透量中发现的；通过检查该位置高分辨率照片，发现了反射体的深度，在富冰层中的某些地方有缝隙或开口；火星轨道器激光高度计地形图随后揭示了它的深度。富冰层顶部显示了多边形地面、扇形洼地和被掘出的陨石坑，所有这些都被认为是冰的迹象。裂口底部是一层颜色不同，布满陨坑的完全不同的表面，这就是雷达回波中所看到的反射体。整个区域的平均介电常数为2.8，而固体水冰的介电常数为3.0–3.2。火星上广泛分布的玄武岩岩石的为8。因此，利用阿里·布拉姆森 （Ali Bramson）等人论文中的三元图，研究人员确定富冰层是由50-80%的水冰、0-30%孔隙度为15-50%的岩石组成的混合物。

## 图集

* S高分辨率成像科学设备显示的挪亚区佩纽斯火山口中的扇形地形，扇形地形在火星上某些地区很常见。
* 高分辨率成像科学设备显示的卡西乌斯区乌托邦平原中的冰缘地貌，显示有图案地面和扇形地形。
* 高分辨率成像科学设备显示的希腊区马丁谷中呈现的扇形地形，图中右侧区域在另一幅图像中被放大。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的扇形地形。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的扇形地形特写，表面被划分为多边形，这些类型常出现于冻融地表区，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扇形地表。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备拍摄的扇形地面特写，表面被划分为多边形，这些类型在地面冻融地区很常见。注：这是前一幅图像的放大版。
* 高分辨率成像科学设备显示的希腊区处于形成阶段的扇形地形。
* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备显示的冰缘扇形地形和多边形地面。
* 上一幅图像的进一步放大。

* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备显示的中心下凹型多边形（箭头显示），该图像用HiView放大。
* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备显示的中心拱起型多边形（箭头显示），该图像用HiView放大。
* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备显示的分布有中心下凹型多边形和中心拱起型多边形（被标注）的扇形地形，该图像用HiView放大。
* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备显示的卡西乌斯区扇形地形。
# 上部平原单元[编辑]

**平原上部单元**（upper plains unit）是在火星中纬度地区发现的50-100米厚的覆盖层残余物，首次是在都特罗尼勒斯桌山群探测到，但其他地方也有出现。该残余层由撞击坑和洼地中以及沿台地分布的一系列倾斜结构层组成。倾斜层的大小和形状可能各不相同，有些看起来像来自中美洲的阿兹特克金字塔。

* 撞击坑中的层状结构，可能曾是覆盖面积更大的层状单元残剩部分，其构成物为从天空落下的冰核尘埃。该照片是高分辨率成像科学设备按照 HiWish 计划拍摄于希腊区。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的位于希腊区的倾斜结构层。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的希腊区倾斜层。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的希腊区倾斜层。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的倾斜层。
* 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桌山山体上的倾斜层近景图。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的一座撞击坑中的倾斜结构层。
* HiWish项目指示下高分辨率成像科学设备显示的撞击坑中的层状特征。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的撞击坑中的层状特征。
* 科罗拉多州红岩公园的层状特征，它的起源与火星上的不同，但形状相似，红岩区的特征是由山脉抬升引起的。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的倾斜结构层。
* iWish计划下高分辨率成像科学设备显示的层状结构。
* iWish计划下高分辨率成像科学设备显示的倾斜结构层。

这种单元也会退化为脑纹地形，脑纹地形是一种3-5米高的迷宫状垄脊区。有些山脊可能由冰核芯构成，因此它们可能是未来定居者的水源。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的希腊区一处小型层状结构，图片也显示了脑纹地形的形成。脑纹地形似乎起始于凹坑，而后变得越来越长，越来越复杂。
* 层状特征和脑纹地形，高分辨率成像科学设备显示，平原上部单元经常会转变为脑纹地形。
* 高分辨率成像科学设备显示脑纹地形形成于较厚的单元结构层。箭头显示较厚的单元分裂成小细胞。
* 正如HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的那样，脑纹地形是从上部平原单元的裂解中形成的。箭头指向的断裂处，正在转变为脑纹地形。
* 脑纹地形形成于平原上部单元的裂解，箭头所指的断裂处，正在转变为脑纹地形。

平原上部单元的一些区域显示出大裂缝和带有凸起边缘的凹槽，这些地区被称为棱状上部平原（Ribbed Upper Plains）。据信断裂起始于应力引起的小裂缝，因为当碎屑堆聚集到一起或靠近碎屑堆边缘时（这在棱状上部平原很常见），应力就会引发断裂作用。此类位置会产生挤压应力，使裂缝暴露出更多的表面，因此，材料中更多的冰会升华到行星稀薄的大气层中。最终，小裂缝逐惭演变成大峡谷或大槽沟。

* 发育良好的棱状上部平原地层，它们起始于小裂缝，随着冰从表面裂缝中升华而扩展。该照片为HiWish项目控制下的高分辨率成像科学设备所拍摄。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的众多大小不一裂缝，由于地面冰的升华，左边的小裂缝会扩展得更大。裂缝暴露出更多的表面积，因此大大增加了火星稀薄空气中的升华现象。
* HiWish项目指示下的高分辨率成像科学设备也显示了倾斜层，图片右上角可看到棱状上部平原地层。它形成于平原上部单元，反过来又会被侵蚀为脑纹地形。
* 应力缝和因升华（冰直接气化）而被扩大的更大裂缝图，这可能是棱状地形的开始。
* 棱状地形演变自应力缝—左侧的裂缝终将会被扩大，并成为图右的棱状地形。

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的棱状地形和脑纹地形宽视图。
* 高分辨率成像科学设备显示，棱状地形形成于平原上部单元，起始于被升华促进的裂缝。方框显示足球场大小的区域。

* 背景相机拍摄的宽视图，显示了平原上部单元的下部与下方单元之间的联系。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备所显示，左侧的平原上部单元正在破裂，图片右侧存在一个较低的单元。
* 图中显示了平原上部物质如何破裂的细节，大量裂缝的形成似乎促进了裂解过程。

* 平原上部单元被侵蚀成凹洞的广角图，下一幅照片为局部放大图。
* 平原上部单元侵蚀成凹陷的特写，随着越来越多的冰从地面上消失，地表裂缝逐惭扩展。
* 凹陷或凹坑特定图

小裂缝通常包含小洞坑和洞坑链，被认为形成于地表冰的升华。
火星表面大片区域都蕴含了水冰，冰被一层1米厚的灰尘和其他物质所保护。然而，一旦出现地表缝，将会使水冰暴露在稀薄的大气层中.，在很短时间内，冰将消失在寒冷稀薄的大气中，这一过程称为升华，干冰在地球上也有类似的行为。当凤凰号火星探测器发现裸露的冰块在几天内就消失了时，则在火星上观察到了升华的现象。此外，高分辨率成像科学设备还发现了坑底有冰的新陨坑，但隔了一段时间后，它看到的冰沉积物就已消失无踪了。

* 在四天的时间里，被挖开的“渡渡鸟-金凤花”沟中模具大小的白色块消失了，这意味着它们是由冰组成的，冰在暴露后就会升华 。
* 彩色照片显示了冰的升华，图片右上角插图为放大了的挖沟左下角。

据认为，平原上部单元来自于天空中飘落的物质，它覆盖在各种表面上，仿佛均匀落下。与其他沉积覆盖层一样，上部平原单元具有层状、细粒度和富含冰的特点，它分布普遍，似乎没有来源点。火星某些区域的表面外观是缘于该单元的退化，它也是造成舌状岩屑坡表面外观的主要原因之一据信，平原上部覆盖单元和其他覆盖单元的分层，是由该行星气候发生重大变化所致。模型预测，随着地质时间推移，火星自转轴倾角或倾斜度可能会从目前的25度改变到超过80度。高倾斜期间将导致火星极地冰盖中的冰重新分布，并改变大气中的尘埃含量。

## 另请参阅

* 脑纹地形
* 火星气候
* 火星地质
* 伊斯墨诺斯湖区
* 希腊区
* 舌状岩屑坡
* 底座形撞击坑
* 凤凰号火星探测器