Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# 紅矮星[编辑]

藝術家筆下的**紅矮星**，也是太陽附近最常見的恆星類型
**紅矮星**，也就是**M型主序星**（MV），根據赫羅圖，「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於M型。其温度通常为2400K至3500K。红矮星在宇宙中的占比略多于70%，质量在0.079倍—0.6倍太阳质量。

## 特徵

紅矮星占恆星比例中的較多數。大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分之一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢，因此它們也擁有較長的壽命。质量低于0.35太阳质量的红矮星会有充分的对流（受金属丰度影响，金属丰度高会大量吸收光子、于是恒星内部温度扩散更困难反而加剧温差导致更容易触发对流，从而提高质量下限，极高金属丰度下0.37~0.4倍太阳质量也能完全对流），氦元素会在恒星内部均匀分布，而不会在核心累积，因此紅矮星不會膨脹成紅巨星，而是会转变成蓝矮星，直至氫氣耗盡时变成白矮星。它们保持稳定的光度和光谱的寿命在数百亿年至十几万亿年，由于现在宇宙的年龄有限，还没有红矮星发展到之后的阶段。

圖左的紅矮星，體積比右方的太陽小得多
此外人們又發現，不含「金屬」的紅矮星只佔很少的一部分，而根據「大爆炸」理論的預測，第一代恆星應只擁有氫、氦及鋰元素，如果這些早期恆星包括紅矮星，那么這些「純正」的紅矮星至今理应能繼續觀測得到，然而事實卻不然，含有「金屬」的恆星佔了紅矮星的大多數。因此在宇宙形成時，能發光的第一代恆星定擁有超高質量，因為它們極短的壽命在經過超新星爆發後，重元素得以產生，成為形成低質量恆星基本的構成。

宇宙眾多恆星中，大約73%左右為紅矮星，佔了大多數，是宇宙中最常見的星體。
在銀河系中紅矮星也是大多數，离太阳最近的65颗恒星中有50颗是红矮星。例如離太陽最近的恆星，半人馬座的南門二比鄰星，便是一顆紅矮星，其光譜分類為M5，視星等11.0。

## 行星系統

至2005年，人們首度在紅矮星身上，發現有太陽系外行星圍繞旋轉，第一顆行星的質量與海王星差不多，日距約為600萬公里（0.04天文單位），其表面溫度約為攝氏150°C。2006年，人們又發現一顆與土星差不多的行星繞著另一顆紅矮星旋轉，這顆行星的日距為3.9億公里（2.6天文單位），表面溫度為攝氏零下220°C。

红矮星从M3V（约0.3倍至约0.35倍太阳质量）开始，辐射层开始彻底消失，变成完全对流的结构，耀斑活动在所有恒星光谱中最为剧烈（就耀斑活动本身而言是M3V至M6V最为严重，M7V至M9V在等距离下程度稍轻但宜居带距离更近从而实际破坏性可能更大，从K型主序星末段一直到M2V、少数M3V则属于辐射层逐渐消失而耀斑逐渐增强的过渡状态），只要磁场不稳定就迅速对外界输出强烈的紫外辐射和X射线，一旦爆發超大閃焰，威力最严重时，等距离下是太阳的10多倍至300多倍，再考虑上宜居带的距离比太阳的宜居带近得多，最极端情况下是太阳的宜居带的17万倍以上（例如著名的TRAPPIST-1，光谱为M8V）；若行星無強大磁場保護，即使有大氣層也會被吹散；红矮星的宜居带的恒星风也比B、A、F、G、K型主序星都要严重，几乎和超大质量恒星相当的破坏性水平。再加上潮汐鎖定造成永晝跟永夜，縱然換作穩定的已经有一定年龄的紅矮星，大氣層仍可能從行星永晝面高溫消耗掉。此外21世纪的一些新研究强调孕育生命的恒星的可见光宜居带与紫外光宜居带必须重合，即使是K型主序星也只有少数勉强符合要求，红矮星则更不用说。所以尽管红矮星的寿命极长，但其宜居性争议很大，可以不完全排除少数相对温和的早M型主序星（部分K型主序星和少数早M型红矮星在有利情况下，可以依靠正好适中的耀斑活动额外增加紫外辐射，使得紫外宜居带外延至与可见光宜居带重合）。

## 離太陽最近的紅矮星

太陽鄰近的恆星中，約85%左右為紅矮星，以下將列舉幾個:

半人馬座南門二比鄰星：為三合星系統，主星為G型主序星半人馬座α星A，第二顆為K型主序星半人馬座α星B，第三顆恆星，也就是比鄰星，為一顆M型紅矮星，目前發現有行星圍繞著比鄰星，比鄰星b，該行星位於紅矮星比鄰星適居帶內，距離地球4.2光年，是距離太陽最近的恆星系。

巴納德星：是一顆質量非常小的紅矮星，該恆星為英國天文學家愛德華·愛默生·巴納德於1916年發現的，有一顆行星圍繞著巴納德星，巴納德星b，該行星為一顆超級地球，距離地球約6光年。

沃夫359：一顆很小且黯淡的紅矮星，距離太陽7.7光年。

拉蘭德21185：距離地球約8.2光年，周圍可能有行星。

羅斯248：是一個移動中的紅矮星，它一直往太陽方向移動，約38000年後會比比鄰星更靠近太陽。

比鄰星：位於半人馬座，是半人馬座α三合星的第三顆星，依拜耳命名法也稱為半人馬座α星C，是距離太陽最近的一顆恆星（4.22光年），恆星分類屬於紅矮星。

* 赫羅圖
* 紅巨星
* 白矮星
* 棕矮星
* 亚恒星
* 太陽伴星

## 引用

## 備註
# B型次矮星[编辑]

藝術家想像中的一顆B型次矮星（sdB），顯示有一個巨大的熱點。
B型次矮星的結構截面示意圖。

**B型次矮星**（英語：**B-type subdwarf**，以天文記譜法縮寫為**sdB**） 是一種具有光譜型B的次矮星。它們因為更熱且更明亮，因此與典型次矮星不同。它們位於赫羅圖的「極端水平分支」。這些恆星的質量約為太陽質量的0.5倍，且僅含有約1%的氫，其餘則是氦。其半徑介於0.15至0.25太陽半徑，表面溫度為20,000至40,000 K（19,700至39,700 °C；35,500至71,500 °F）。

## 形成和演化

這些恆星代表了某些恆星演化的晚期階段，當一顆紅巨星在恆星核心開始融合氦之前，失去其外層氫層所造成。這種過早損失質量的原因尚不明朗，但恆星在聯星系統中的相互作用被認為是主要機制之一。單一次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。sdB星預期不會再經歷任何巨星階段，即會演化成為白矮星。

B型次矮星比白矮星更明亮，是老年恆星系統中的熱恆星群中的重要組成部分，例如球狀星團、螺旋星系、核球]和橢圓星系。它們在紫外線影像中非常明顯。熱次矮星被認為是橢圓星系輸出的紫外線上升的原因。

單獨一顆質量為1 *M*☉的B型次矮星，估計壽命約為一億年。

## 歷史

B型次矮星是由弗里茨·茲威基和赫馬森於1947年左右發現，當時他們在北銀河極附近發現了次光度藍色恆星。在帕洛馬-格林巡天中，發現它們是最常見的亮度超過18等的暗淡藍色恆星。1960年代，光譜學發現許多sdB恆星缺乏氫，且其含量低於大爆炸理論。1970年代初，格林斯坦和安妮拉·薩金特測量了溫度與重力強度，並成功繪製出它們在赫羅圖上的正確位置。

## 變星

此類別中有三種變星：

第一種是sdBV，週期從90秒到600秒不等。它們也被稱為EC14026或長蛇座V361型變星。一個新命名是sdBVr，r代表快速。關於這類恆星振盪的一種理論是，亮度變化是由於聲學模式球諧、頻率低（l）、低階（n）所致。它們是由鐵族原子的電離作用所驅動導致不透明。速度曲線與亮度曲線相位相差90度，而有效溫度與表面重力加速度曲線則似乎與磁通變化相位一致。 在溫度與表面重力的圖中，短週期脈衝器聚集於所謂的經驗不穩定帶中，該帶大致定義為T=28,000—35,000 K（27,700—34,700 °C；49,900—62,500 °F）和log g=5.2–6.0。落入經驗條帶中的sdB，只有10%會被觀察到脈動。

第二類是長週期變星，週期介於45分鐘到180分鐘之間。一個建議的新命名是 sdBVs，其中「s」代表慢速。此類的變化非常小，只有0.1%。它們也被稱為PG1716或武仙座V1093型變星，或簡稱為 LPsdBV。長週期脈動的sdB星通常比快速恆星更冷，T≈23,000—30,000 K（22,700—29,700 °C；40,900—53,500 °F）。

在兩個週期區域振盪的恆星被稱為「混合型」，標準命名為 sdBVrs。例如天貓座DW，也被識別為HS 0702+6043。

| 變星 | Other name | 星座 | 距離（ly）
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 長蛇座V361
 | EC 14026-2647
 | 長蛇座
 | 2,630
 |
| 武仙座V1093
 | GSC 03081-00631
 | 武仙座
 | 2,861
 |
| 室女座HW\*
 | HIP 62157
 | 室女座
 | 590
 |
| 室女座NY \*
 | GSC 04966-00491
 | 室女座
 | 1,800
 |
| 飛馬座V391
 | HS 2201+2610
 | 飛馬座
 | 4,570
 |

\*食雙星

## 行星系統

至少有四顆 sdB 恆星可能擁有行星系統。然而，在四起中有三起，在後續研究中顯示，行星存在的證據並不像先前認為的那麼強烈，行星系統是否存在也尚未被證實。

飛馬座V391是第一顆被認為有系外行星繞行的SdB星。然而，後續研究大幅削弱了該星球存在行星的證據。

克卜勒70可能擁有兩個或以上近軌道的行星系統。然而，後來的研究暗示這種情況不太可能發生。如果克卜勒70的兩顆近軌道行星確實存在，它們可能是近軌道氣態巨行星核心的殘骸。這些星體會被紅巨星的前身吞噬，而岩石/金屬核心則是行星中唯一能倖存且未被蒸發的部分。或者，它們可能是一顆較大氣態巨行星核心的片段，如描述被吞噬，核心在恆星內部破碎。

克卜勒429可能擁有一個由三顆大致與地球大小行星組成的系統，且軌道非常接近。如果這些行星存在，那麼它們會類似假設中的克卜勒70系外行星。然而，同樣對克卜勒70系外行星提出質疑的新技術也被應用於此案例，並指出這三個被偵測到的訊號其實可能只是資料中先前分析技術處理不佳的誤導性偽影。

̺克卜勒451是由B型次矮星與紅矮星組成的緊密雙星系統，該雙星由環雙行星克卜勒451b、克卜勒451c和克卜勒451d繞行。

## 參考文獻
# 偏振测量[编辑]

死亡谷的综合孔径雷达图，用偏振测量上色。
**偏振测量**是一种测量并呈现横波偏振的方法，尤其是用于电磁波。典型的偏振测量是通过分析目标材料所透过、反射、折射乃至衍射的电磁波来描述该物体的种种特性。

## 应用

椭圆偏振技术，常用于薄膜或平面的偏振测量。

遥感技术，用于行星科学和气象雷达。

* 偏振计

## 参考
# 凌日時間變分法[编辑]

動畫顯示系統內行星-1和行星-2在凌日時間上的差異。創建者：NASA/克卜勒任務。
**凌日時間變分法**是通過觀察凌日時間變化以檢測系外行星的一種方法。這提供了一種極其靈敏，可以用來檢測地球大小系外行星的方法。"時間變異"需要精確的測量凌發生的時刻，才可以可測量出週期的改變。

第一顆以凌日時間變異檢測出的非凌日行星是由NASA的克卜勒任務衛星完成的。凌日的克卜勒-19b顯示在300天的週期中有著5分鐘的振幅變異，顯示有另一顆行星克卜勒-19c存在著，它的合理週期可能接近這顆凌日行星的數倍。

在2010年，研究人員依據凌日時間變分法建議WASP-3也有第二顆的行星存在，但是在2012年這項建議被否定了。

凌日時間變分法的技術在2012年被用來發現克卜勒-9d，並被普遍的用於驗證系外行星的發現。

## 參考資料

* TTV papers
# 似地行星[编辑]

**似地行星**（英語：Earth analog）又被稱為**第二地球**（second Earth），是指環境條件與地球相似的太陽系外行星或系外衛星。要與地球環境相似，似地行星必須在特定距離繞行恆星，又被稱為古迪洛克行星。天體生物學家和天文學家對似地行星存在的可能性特別感興趣，因為假若行星與地球環境條件相似，便有可能存在複雜的外星生命。因此，似地行星長期以來一直是科學、哲學、科學幻想小說和流行文化中推測和傳達的主題。太空移民的提倡者也一直在尋找類似地球的定居點。在遙遠的未來，人類可能會藉由地球化改造工程，人工製造出類似地球的環境。

## 發展情況

在對太陽系外行星進行科學搜尋和研究之前，人們就已經藉由哲學和科幻小說爭論似地行星的可能性。哲學家認為，宇宙如此之大，某處必定存在著一顆與地球幾乎相同的行星。依照平庸原理，指出像地球這樣的行星應該在宇宙中很常見；不過地球殊異假說則認為似地行星其實極為罕見。迄今為止，人們已經發現的數千個太陽系外行星系統，均與太陽系截然不同，這樣的發現成果支持地球殊異假說。

2013年11月4日，天文學家報告稱，根據克卜勒太空望遠鏡任務的數據，可能有多達400億顆地球大小的行星剛好在銀河系內類太陽恆星和紅矮星的適居帶內。根據統計，距離地球最近的似地行星預計距離地球12光年以內。2020年9月，天文學家根據天體物理參數、及地球上已知最古老生命的生命歷史，從4,000多顆已發現的太陽系外行星中確定24顆超級適居行星（比地球更好的行星） 。

2023年1月11日，美國國家航空暨太空總署科學家報告探測到一顆似地太陽系外行星LHS 475 b，這也是詹姆斯·韋伯太空望遠鏡發現第一顆太陽系外行星。

## 參考資料
# 太陽系外行星百科

太陽系外行星百科
The Extrasolar Planets Encyclopaedia|  |
| 网站类型 | 線上百科全書 |
| 语言 | 英文、法文、德文、西班牙文、葡萄牙文、義大利文、波蘭文、波斯文 |
| 持有者 | 巴黎天文臺 |
| 创始人 | 讓·史奈德 |
| 网址 | exoplanet.eu |
| 商业性质 | 否 |
| 推出时间 | 1995年2月​（1995-02） |
| 现状 | 運作中 |
|  |

**太陽系外行星百科**是一個天文學網站，由在法國巴黎的默東天文臺任職的天文學家讓·史奈德於1995年成立，該網站建制了完整的已知的以及尚待確認的系外行星。該網站頻繁地依據會議或期刊所發佈的最新數據更新網站資料。

在該網站中，每顆行星均以一個單獨的頁面刊載其基本數據，並附上了其母星的資料，如距離、光譜類型、視星等、質量、半徑、發現年份、半長軸、公轉週期、傾角等屬性，並註明引用來源。該網站提供了多種語言版本，包含英文、法文、德文、西班牙文、葡萄牙文、義大利文、波蘭文、波斯文。

由於天文學界對行星、棕矮星的定義尚無定論，也未能確認兩者之間的明確的分野，且天文學對遠方天體的質量計算時常存在不小的誤差，該百科遂決定將收錄的候選行星質量範圍向上擴展。截至2011年6月，該網站的目標是收錄25倍木星質量以下的清單，而較早前的目標是收錄20倍木星質量以下。假若錄入的星體後來被證實不為系外行星，則會從清單中撤銷。

太陽系外行星百科是一個受信賴的行星清單，論文、大眾媒體以及SIMBAD皆以該百科網站作為參考來源。

## 參考文獻

## 相關條目

* 美國國家航空暨太空總署恆星和太陽系外行星資料庫
* 地外行星数据探索者
* 行星数据系统
# 行星列表

## 太阳系内

* 关于太阳系目前已知的八大行星的列表，请见：太阳系流体静力平衡天体列表
* 关于曾经被认为是太阳系里的行星的列表，请见： 太阳系曾被认为是行星的天体列表
* 关于太阳系内被假设存在而未证明存在或不存在的天体，请见: 太陽系的假設天體列表

## 太阳系外

太阳系外行星
* 邻近的太阳系外行星列表

太阳系外星系
* 太陽系外行星列表
* 克卜勒望遠鏡發現的行星列表
* 带有原行星盘的行星列表
* 星際行星

太阳系外或许存在的类地行星
* 最近類地太陽系外行星列表
* 适居太阳系外行星目录

## 虛構或非科学的行星

* 关于占星术里的行星列表，请见： 行星 (占星術)
* 关于假设存在且未基于科学证据的行星列表，请见：在宗教、占星术、飞碟学、伪科学中假设存在的行星
* 关于小说中的行星，请见： 科幻作品中的行星，科幻作品中的星系和在科幻作品中太阳系的行星

## 综合

* 行星類型列表 (多种分类方法)

* 行星
* 太阳系外行星
* 古典行星
* 行星定義
* 太阳系外行星寻找工程列表
# 多行星系统列表[编辑]

從3059個太陽系外行星中(自2019年9月1號始)，有667個多行星系統，也就是恆星有至少2個確認的行星。
大約280個多行星系統是有2個確認的行星，而有些多行星系統有明顯更多數量的行星.最多的是我們的太陽和克卜勒90，有8個確認行星，再者，HD 10180、 HR 8832和TRAPPIST-1有7個。在2012年中又有2顆行星也被建議為HD 10180的行星。

## 多行星系统列表

| 颜色表示在行星系行星的数目
 |
| --- |
| 2
 | 3
 | 4
 | 5
 | 6
 | 7
 | 8
 |

| 主星 | 星座 | 赤经 | 赤纬 | 视星等 | 距離 （ly） | 恒星光谱 | 恒星质量 （*M*☉） | 有效温度 （K） | 年龄 （十億年） | 已确认（未确认）行星 | 行星 | 注释
 |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 太陽 | - | - | - | −26.74 | 1.6 × 10−5 | G2V | 1 | 5778 | 4.572 | 8 | 水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星 | 太陽系
 |
| 开普勒90 | 天龙座 | 18h 57m 44.0384s | +49° 18′ 18.4958″ | 14.0 | 2545 | G0V | 1.13 | 5930 | 2 | 8 | b、c、i、d、e、f、g、h | -
 |
| HD 10180 | 水蛇座 | 01h 37m 53.57672s | −60° 30′ 41.4954″ | 7.33 | 127 | G1V | 1.055 | 5911 | 4.335 | 7(2) | b、c、i(未确认)、d、e、j(未确认)、f、g、h | -
 |
| HR 8832 | 仙后座 | 23h 13m 14.74s | 57° 10′ 03.5″ | 5.57 | 21 | K3Vvar | 0.794 | 4699 | 12.66 | 7 | b、c、f、d、g(未确认)、e、h | -
 |
| TRAPPIST-1 | 宝瓶座 | 23h 06m 29.283s | -05° 02′ 28.59″ | 18.80 | 39 | M8V | 0.089 | 2550 | 7.6 | 7 | b、c、d、e、f、g、h | -
 |
| HD 40307 | 绘架座 | 05h 54m 04.2409s | −60° 01′ 24.498″ | 7.17 | 42 | K2.5V | 0.752 | 4977 | 1.198 | 6 | b、c、d、e、f、g | -
 |
| HD 34445 | 猎户座 | 05h 17m 40.9804s | +07° 21′ 12.0548″ | 7.31 | 152 | G0V | 1.07 | 5836 | 8.5 | 6 | e、d、c、f、b、g | -
 |
| HIP 41378 | 巨蟹座 | 08h 26m 27.84902s | +10° 04′ 49.3488″ | 8.93 | 378 |  | 1.15 | 6199 | 未知 | 6 | b、c、g、d、e、f | -
 |
| 开普勒20 | 天琴座 | 19h 10m 47.524s | +42° 20′ 19.30″ | 12.51 | 950 | G8 | 0.912 | 5466 | 8.8 | 6 | b、e、c、f、g、d | -
 |
| 开普勒11 | 天鹅座 | 19h 48m 27.622s | +41° 54′ 32.87″ | 14.2 | 1999 | G4V | 0.954 | 5681 | 7.834 | 6 | b、c、d、e、f、g | -
 |
| 开普勒80 | 天琴座 | 19h 44m 27.0s | +39° 58′ 44″ | 14.8 | 1218 | M0V | 0.73 | 4250 | 未知 | 6 | f、d、e、b、c、g | -
 |
| 巨蟹座55 | 巨蟹座 | 08h 52m 47.524s | +28° 19′ 50.9″ | 5.95 | 40 | G8V | 1.026 | 5217 | 7.4 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |
| HD 158259 | 天龙座 | 17h 25m 24.0s | +52° 47′ 26″ | 6.46 | 89 | G0 | 1.08 | 未知 | 未知 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |
| 开普勒444 | 天琴座 | 19h 19m 01s | 41° 38′ 05″ | 9.0 | 117 | K0V | 0.758 | 5040 | 11.23 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |
| 开普勒186 | 天鹅座 | 19h 54m 36.651s | +43° 57′ 18.06″ | 15.29 | 492 | M1V | 0.478 | 3788 | 未知 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |
| 开普勒62 | 天琴座 | 18h 52m 51.06019s | +45° 20′ 59.507″ | 13.65 | ~1,200 | K2V | 0.69 | 4925 | 7 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |
| 开普勒32 | 天鹅座 | 19h 51m 22.1742s | +46° 34′ 27.390″ | 16 | 1301.1 | M1V | 0.58 | 3900 | 未知 | 5 | f、e、b、c、d | -
 |
| 开普勒33 | 天琴座 | 19h 16m 18.61s | +46° 00′ 18.8″ | 13.988 | 4090 | G1IV | 1.164 | 5849 | 4.27 | 5 | b、c、d、e、f | -
 |

* 太阳系外行星
* 太阳系外行星列表
* 太阳系外行星之最列表
* 不确定存在的太阳系外行星列表
* 最近类地太阳系外行星列表
# 系外行星列表[编辑]

系外行星克卜勒186f的想象图
这是**系外行星列表**。截至2022年8月1日，人类已在3,794个行星系中发现并确认了5,125颗系外行星，其中有829个行星系统中有多个行星。大部分由克卜勒太空望遠鏡发现。除此之外，还有数千颗系外行星等待确认。关于详细的清单，请见§ 具体系外行星列表。

## 系外行星命名法

系外行星HIP 65426b是第一个被发现的环绕HIP 65426的行星
國際天文聯會（IAU）规定一般系外行星命名法则。对于单恒星系统，IAU的采用在主星名称后加小写字母的方式给行星命名。小写字母由发现行星的时间顺序决定。第一颗发现的行星赋予为“b”，主星则赋予为“a”，后续在此恒星系中发现的行星，则赋予后续字母。若多颗行星同时被发现，则距离主星近的赋予的字母顺序靠前。其他命名法则也存在。

## 系外行星探测法

* 凌日法: 3,881 (76.2%)
* 径向速度法: 937 (18.4%)
* 微重力透镜法: 153 (3.0%)
* 直接影像法: 61 (1.2%)
* 凌日时间变分法: 23 (0.5%)
* 日食时间变分法: 19 (0.4%)
* 轨道亮度变分法: 9 (0.2%)
* 脉冲星计时法: 8 (0.2%)
* 脉冲时间变分法: 2 (0.0%)
* 天体测量法: 2 (0.0%)
* 恒星盘法: 1 (0.0%)

已确认的系外行星探测法分布
大约97%的系外行星是通过间接观测法观测到的，其中占比最大的是凌日法和径向速度法。

## 具体系外行星列表

已确认的系外行星离太阳系距离分布图

* 直接影像观测的系外行星列表
* 2000年之前发现的系外行星列表（33）
* 2000年－2009年发现的系外行星列表（）
* 2010年发现的系外行星列表（109）
* 2011年发现的系外行星列表（143）
* 2012年发现的系外行星列表（149）
* 2013年发现的系外行星列表（152）
* 2014年发现的系外行星列表（867）
* 2015年发现的系外行星列表（157）
* 2016年发现的系外行星列表（1508）
* 2017年发现的系外行星列表（149）
* 2018年发现的系外行星列表（315）
* 2019年发现的系外行星列表（206）
* 2020年发现的系外行星列表（261）
* 2021年发现的系外行星列表（244）
* 首个系外行星列表
* 开普勒望远镜发现的行星列表
* 开普勒K2任务发现的系外行星列表
* 可能存在液态水的系外行星列表
* 多行星系统列表
* 近地系外行星列表
* 最近類地太陽系外行星列表
* 适居太阳系外行星列表
* 系外行星的专有名词列表
* 凌日法发现的系外行星列表

* 天体列表

## 参考

* NASA系外行星存档 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 系外行星百科全书中的系外行星列表 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 系外行星数据浏览 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 开源系外行星目录.  [2017-02-27]. （原始内容存档于2017-09-02）.
* Wright, J. T.; Fakhouri, O.; Marcy, G. W.; Han, E.; Feng, Y.; Johnson, John Asher; Howard, A. W.; Fischer, D. A.; Valenti, J. A. The Exoplanet Orbit Database. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2011-04-01, **123** (902): 412–422. Bibcode:2011PASP..123..412W. ISSN 0004-6280. S2CID 51769219. arXiv:1012.5676 . doi:10.1086/659427.
# PEGASE[编辑]

**PEGASE**是法國在21世紀初開發的一個太空天文台的設計。它是將編隊飛行與雙孔徑的紅外望遠鏡相結合的干涉儀。三顆自由飛行的衛星將一起運行；一個光束組合器和兩個恆星穩定器。干涉儀的基線可以在50至500米之間調整。該任務的目標是研究熱木星（「pegasids」）、棕矮星和原行星盤的內部。該設計由法國國家太空研究中心開發，並早於2010-2012年就進行了發射的研究。然而，2005年研究的第0階段部分表明，它需要8到9年的時間才能開發出來。

## 相關條目

* 擬議的太空觀測站列表

## 參考資料
# 銀河系外行星[编辑]

藝術家筆下的太陽系外行星HIP 13044b，這是首顆被發現形成自銀河系外的行星。該行星是被歐洲南方天文台所屬拉西拉天文台的MPG/ESO望遠鏡發現。
**銀河系外行星**（英語：**extragalactic planet**）是指來自銀河系外的行星。有些文獻將該種行星稱為 **Extragalactic extrasolar planet** 或是 **Extragalactic exoplanet**。

## 雙類星體相關行星

在1996年時有一個重力微透鏡事件在雙類星體重力透鏡系統中透鏡星系的A瓣被魯道夫·席爾德觀測到。這是首次宣稱的「銀河系外行星」。他認為這是颗3倍地球质量的行星在該系統的透鏡星系YGKOW G1產生的現象。但是這現象無法被重覆觀測到，因為這是只有一次對準機會的狀況。這些預測的行星距離地球40億光年。

## 仙女座星系行星

有一個團隊的科學家使用精密的重力微透鏡量測在距離銀河系最近的大星系仙女座星系尋找銀河系外行星。曾發現一顆恆星的伴星質量只有木星的6到7倍。這個可能的行星是首次宣稱的仙女座星系行星。

## HIP 13044

HIP 13044是距離地球約2000光年的恆星，目前已發現該恆星有一顆行星。但這顆恆星是大約60億年前被銀河系撕裂後併吞的矮星系形成的珍珠星流的一部分。該恆星年齡超過60億年，所以該恆星實際上是在環繞銀河系或太過靠近銀河系的星系中形成。在恆星HIP 13044周圍環繞的行星HIP 13044b因此曾經是銀河系外行星。另一個讓人感興趣的是，該行星在母恆星曾是紅巨星時幾乎被吞噬，並曾經在母恆星內數百萬年。但后续的研究表明此前的观测有误。较差的信噪比以及错误的质心速度修正导致观测到了错误的径向速度变化，从而导致了错误的观测结果。因此该恒星实际上并不拥有行星。

## M51-ULS-1b

2021年，美國天文學家發現了一顆候選銀河系外行星。這顆名為「M51-ULS-1b」的行星位於渦狀星系（M51），圍繞X射線聯星M51-ULS-1公轉。如果得到確認，這將會是人類已知的第一顆銀河系外行星。

## 參考資料

* 太阳系流体静力平衡天体列表
* 太陽系外行星
* 行星
# 火星综述[编辑]

以下纲要是对火星的概述和主题介绍：

**火星**-距太阳第四近的行星，也是太阳系中仅次于水星的第二小行星，它以罗马战神命名，由于表面普遍存在氧化铁而呈现出红色外观，因而，通常又被称为“**红色星球**”。火星是一颗类地行星，拥有稀薄的大气层，其表面特征让人联想到月球的撞击坑和地球上的山谷、沙漠和极地冰盖。

## 行星分类

* 天体
	+ 引力圆形天体
		- 行星
			* 太阳系行星
				+ 内太阳行星
				+ 外侧行星
			* 类地行星

## 火星位置

* 银河系 – 棒旋星系
	+ 猎户臂 – 银河系的一条旋臂
		- 太阳系 – 太阳和环绕太阳运行的天体，包括8颗行星，距太阳第四近的行星是火星
			* 火星轨道

## 火星特征

* 火星大气层
	+ 大气环流
* 火星气候
* 火星表面
	+ 火星地理
		- 溢出河道
	+ 火星地质
		- 火星分界
		- 火星极冠
* 火星日食
* 火星轨道

### 火星表面

火星表面

* 同心坑沉积
* 暗坡条纹
* 尘暴痕迹
* 线状谷底沉积
* 火星表面颜色
* 火星间歇泉
* 火星土壤
* 扇形地形
* 火星暖坡上的季节性流
* 瑞士干酪特征
* 河谷系统
* 火星水文
	+ 火星冰川
	+ 火星地下水

#### 火星地貌

* 火星混沌地形
	+ 火星混沌地形区域
* 火星峡谷
* 火星撞击坑
* 火星冲沟
* 火星坡地
* 火星山脉
* 火星区域
* 火星平原
* 火星河谷
* 勇气号火星车看到的火星表面特征列表

## 火星卫星

火星的卫星

* 福波斯
	+ 火卫一独石
	+ 火卫一凌日
* 德摩斯
	+ 火卫二凌日

## 火星历史

* 火星观测历史
* 火星运河
* 火星运河列表
* 火星古典反照率特征
* 火星水探索年表
	+ 火星湖泊

## 火星探索

火星探测

* 火星飞机
* 火星模拟物
* 火星上的人造物体
* 火星大气进入
* 火星直达
* 火星联合探测任务
* 火星飞越
* 火星登陆
* 火星生命
* 火星陨石
* 火星海洋假说
* 火星岩石
* 火星车
* 火星探索计划

### 火星飞越和直接探索任务

火星探测任务

* 火星计划
	+ 火星1号
	+ 火星2号
	+ 火星3号
* 水手号计划
	+ 水手3号
	+ 水手4号
	+ 水手6号和7号
	+ 水手8号
	+ 水手9号
* 探测器计划
	+ 探测器2号
* 海盗号计划
	+ *海盗1号*
	+ *海盗2号*
* 弗伯斯计划
* *火星观察者号*
* *火星探路者号*
	+ *旅居者号*
* 火星全球探勘者号
* 火星气候探测者号
* 火星极地着陆者号
* 深空2号
* 2001火星奥德赛号
* 希望号探测器
* 火星快车号
	+ 小猎犬2号
* 火星探测漫游者
	+ 勇气号火星车
	+ 机遇号火星车
* 火星勘测轨道飞行器
* 罗塞塔号探测器
* 凤凰号探测器
* 黎明号探测器
* 火星科学实验室
	+ 好奇号火星车
* 火星大气与挥发物演化任务
* 火星轨道探测器
* 火星太空生物探测计划
	+ 火星微量气体任务卫星
	+ 斯基亚帕雷利登陆器
* 洞察号火星探测器
* 火星2020
	+ 毅力号火星车
	+ 机智号直升机
* 阿联酋火星探测任务
* 天问一号
	+ 天问一号轨道器
	+ 天问一号展开式相机
	+ 天问一号着陆器
	+ 祝融号火星车

### 提议的火星探索任务

* 火星太空生物探测计划
	+ 哥萨克着陆器平台
	+ 罗莎琳德·富兰克林号
* 火星样本取回任务
* 载人火星任务
	+ 载人火星任务计划列表
	+ 火星前哨
	+ 火星定居
	+ 火星移民
	+ 火星地球化

## 通俗文化中的火星

* 小说中的火星
	+ 火星上的约翰·卡特
	+ 火星人
		- *火星人玩转地球*
		- *世界大战*
	+ 以火星为背景的电影

## 另请查看

* 天文学纲要
	+ 太阳系纲要
* 太空探索刚要

* 火星天文学
* 火星时
* 火星历

* 开放目录项目中的“火星”
* 美国宇航局网站上的火星探测计划
* 谷歌火星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）及三维谷歌火星 （页面存档备份，存于互联网档案馆），火星交互地图
* Geody Mars （页面存档备份，存于互联网档案馆），支持地球放大镜、鸟瞰地球和其他应用程序的地图站点

**图片 来源于美国宇航局行星摄影杂志的火星图像 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 来源于美国宇航局火星探测计划的火星图像 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 来源于马林太空科学系统公司的火星图像 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 来源于亚利桑那大学的HiRISE 图像目录 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

**视频 美国国家海洋和大气管理局的彩色旋转火星球仪 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 美国地质调查局火星地质球仪 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* YouTube上的美国宇航局的“好奇号”发现了古河床—火星上有水的首个证据(2012年, 4:31)
* 亚利桑那州立大学飞入水手谷 （页面存档备份，存于互联网档案馆）

**地图资源 美国地质调查局火星命名法（页面存档备份，存于互联网档案馆）和含特征名的四方格地图 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 美国地质调查局火星地质图 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 厄特沃什·罗兰大学海盗号轨道飞行器照片地图 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 厄特沃什·罗兰大学火星全球探勘者号测绘的地形图
# 火星大气环流模式[编辑]

Mars geneal circulation model, NASA
**火星大气环流模式**（英語：Mars general circulation model，縮寫：**MGCM**）是NASA的一項研究成果，藉以了解火星大氣層循環的本質，以及它是如何被驅動的，還有它對火星氣候的長期影響。

## 歷史

火星的氣候模擬模型可以追溯到維京號任務。一開始的模型都是個別的研究員寫的，沒有公開源碼也不打算重複使用。直到1990年代因為網際網路促進氣候建模研究者的合作，開始需要共用的模型程式碼。
因此現今的火星氣候模擬模型是源自網路世代。

## 運作原理

這個火星氣候模型是一個複雜的三維（高度，緯度，經度）模型。包括地-氣熱交換的過程，以及大規模大氣環流。

## 甲烷

火星大氣可能含有 1nmol/mol 的甲烷。

2009年1月，NASA科學家宣布在火星特定區域的大氣發現甲烷，有些人猜測可能來自地底下生物活動的結果。

Methane on Mars - "potential sources and sinks" (November 2, 2012).
## 其他行星

木星，土星，海王星及金星的大氣模型也已有人完成。
[1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）

* 火星大氣層
* 火星氣候
* 全球氣候模式
* 甲烷

## 參考
# 刻耳柏洛斯平原

刻耳柏洛斯是中左侧的幽暗区
**刻耳柏洛斯**（Cerberus）是火星上一块以古希腊神话中地狱守门犬刻耳柏洛斯命名的巨大“黑斑”（反照率特征）。右上角的弧形（弯曲）标记可能是亚马逊平原上的沙流堆。刻耳柏洛斯北面的黄色区域为埃律西昂火山区，有几条从侧面辐射出的通道；左上角的三个亮点则是部分被薄云遮盖的火山。

高分辨率图像显示，刻耳柏洛斯平原的大部分都被脊板状和膨胀的熔岩覆盖，这些熔岩被认为是一层片状流体。东刻耳柏洛斯平原的熔岩来源于刻耳柏洛斯槽沟裂缝和盾状火山群，一些熔岩流漫延2000公里，穿过马尔提谷进入亚马逊平原。阿萨巴斯卡谷既被原始熔岩切开，也被原始熔岩掩埋，这表明阿萨巴斯卡河流事件与火山喷发同时发生。梅杜莎槽沟层的沉积物同时出现于熔岩的上下方，揭示该地层的沉积与火山作用同时发生。小陨石坑统计数据表明，西刻耳柏洛斯平原的熔岩可能不到100万年，但如果小陨坑的数量主要由次级陨石坑（由较大撞击坑形成时的抛射物产生）构成，该模型等年线就可能不可靠。图像显示，西刻耳柏洛斯平原的熔岩表面没有直径500米以上的大型陨石坑，
表明同一表面的年龄小于4900万年。

## 另请查看

* 火星地理

## 引用来源

* 刻耳柏洛斯. pds.jpl.nasa.gov.  [2013-04-12]. （原始内容存档于2020-10-24）.
* Lanagan P. D. 火星上刻耳柏洛斯平原的地质史（博士论文）. 2004. Bibcode:2004PhDT........16L.
* "刻耳柏洛斯". *Gazetteer of Planetary Nomenclature*. USGS Astrogeology Research Program.

* 谷歌火星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）-以刻耳柏洛斯为中心的可缩放地图
# 艾瑞達尼亞湖[编辑]

**埃里达尼亚湖**（Eridania Lake）是一座理论上曾存在过的火星古湖泊，面积约110万平方公里。它位于马丁谷溢出河道的源头，并延伸至埃里达尼亚区和法厄同区。随着厄里达尼亚湖在诺亚纪晚期的逐渐干涸，它分裂成一系列较小的湖泊。

* 显示了埃里达尼亚湖不同区域估测水深的地图，该地图大约有850公里（530英里）宽。
* 标注出的埃里达尼亚湖周围的特征。

后来的火星专用小型侦察影像频谱仪(CRISM)发现了厚度超过400米的厚厚沉积物层，所包含的矿物质有皂石（saponite）、滑石皂石（talc-saponite）、富铁云母 （如海绿石-绿脱石）、铁和镁质蛇纹石、碳酸镁-铁-钙及硫化铁。硫化铁可能形成于被火山喷发加热的深水中，这种被归类为热液的过程可能是生命开始的地方。

* 来自埃里达尼亚湖底深水盆地的沉积物。地表上存在的桌山因受到深水/冰盖的保护而免受强烈侵蚀。火星专用小型侦察影像频谱仪的测量表明，矿物可能来自湖底热液矿床，生命有可能起源于这片湖泊。
* 图中显示了火山活动如何导致埃里达尼亚湖底矿物的堆积，氯化物通过蒸发沿湖岸线沉积。

## 另请查看

* 火星专用小型侦察影像频谱仪
* 埃里达尼亚区
* 火星湖泊
* 火星水文

* Lakes on Mars - Nathalie Cabrol (SETI Talks) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 奧林比亞沙丘地

显示北极沙海的火星全球数字沙丘数据库 MC-1 地图，奥林匹亚沙丘群是东经120度至240度之间被沙丘覆盖的区域。
奥林匹亚沙丘群是火星上最大的沙丘场。
**奥林匹亚沙丘群**（Olympia Undae）是火星北极地区由广袤的“沙海”或沙漠组成的浩瀚沙丘场，它部分环绕着北极高原，覆盖范围约从东经120度至东经240度，北纬78度到北纬83度，东西横跨约1100公里（英里），所占面积达到47万公里2。奥林匹亚沙丘群是火星上最大的连片沙丘，大小与地球上最大的流动沙漠—阿拉伯半岛的鲁卜哈利沙漠相当。

奥林匹亚沙丘群位于非正式命名的北极盆地（Borealis basin）内，该盆地是火星北部低地三座地形盆地中最大的一座。奥林匹亚沙丘群的平均海拔约低于基准面（火星“海”平面）4250米，其位于北纬81.63度、东经169.65度处的地理中心附近坐落了直径19公里的霍胡特拉陨击坑（Jojutla crater），该撞击坑由墨西哥天文学家和科学作家安德烈斯·埃洛伊·马丁内斯·罗哈斯所命名。

“翁达”（Unda），复数为“翁代”（undae）是一条拉丁术语，意思是水，尤其是呈波浪流动之水。国际天文学联合会采用该术语来描述其他行星上“起伏”的沙丘状特征。奥林匹亚沙丘群包含有多种沙丘形态和与风有关的（风积）地貌，包括沙席、横向沙丘、简单新月形沙丘、巨型新月形沙丘和复合型新月形沙垄等，所有这些沙丘形态也都出现在地球上。

新月形沙丘是孤立的月牙形沙丘，两侧分布有顺风向前伸的沙角。它们发生在砂源量中等至较低的地区；在奥林匹亚沙丘群边缘和沙覆盖较薄的地区，小型简单新月沙丘和巨型新月沙丘很常见；新月形沙垄是宽厚的线性到蜿蜒的砂堆体，它们通过表明沙源量增加的单条沙埂的横向联合形成。在沙子丰裕的地方，会出现横向沙丘，它们通常被定义为线性沙垄，具有垂直于风向的相当笔直部分。奥林匹亚沙丘群的大部分沙丘是横向沙丘，它们间顶到顶的距离从200米到800米不等，通过与地球上有类似间距的沙丘比较，揭示它们的高度大致为10米到25米。

在地球上，沙丘是由沙粒跃移所产生，形成沙丘所需的跳跃使科学家能够测定构成奥林匹亚沙丘群及其他火星沙丘场沙丘的颗粒大小。在火星上，最易被风吹移的颗粒直径约100微米（细沙）。奥林匹亚沙丘群沙子的颜色非常深，可能由玄武岩碎屑构成。奥林匹亚沙丘群表面具有很强的热辐射二型光谱特征，表明表面材质是由玄武安山岩或风化的玄武岩和/或玄武玻璃组成。

2005年，欧空局火星快车号轨道器上的光学与红外矿物光谱仪（OMEGA）在奥林匹亚沙丘群东部（中心位置为东经244.5度、北纬80.2度）检测到高丰度的石膏；来自火星勘测轨道飞行器的侦察成像光谱仪数据则表明，石膏更多地集中在沙丘顶部，而非沙丘间的低洼处，石膏的来源尚不确定。石膏是一种从卤水中析出蒸发岩矿物，因此，它的存在可能表明当时的火星环境条件与今天的不同。这种矿物可能是通过酸性雪的融化，或极地冰盖底部融化和流出的富硫液态水而形成。但是，石膏的存在不一定需要大型地表水体（例如旱湖）。这种矿物可能形成于浅层地表下火山加热的地下水，后经风蚀和风扬而暴露和浓缩。

奥林匹亚沙丘群一词可能引起火星研究人员的一些困惑。该术语用于描述：1）上述地理区域和类型区域；2）一种称为奥林匹亚沙丘群单元的地层学或地质图单元（例如：组），作为一种地层单元，奥林匹亚沙丘群描述了构成奥林匹亚沙丘群区域以及围绕北极高原的其他砂席和沙丘场（如阿瓦洛斯沙丘群）的材质，其地质龄隶属于亚马逊纪。为解决这一困惑，地层学术语的奥林匹亚沙丘群单元最近已更名为简单的“沙丘地单元”，因为它包含了北极高原周围其他已命名的沙丘区（undae）。另一个容易引起混淆的概念是如何区别奥林匹亚沙丘群与奥林匹亚高原（原名奥林匹亚平原）。作为一个地理区域，奥林匹亚沙丘群是指在东经120度到240度之间覆盖了大部分奥林匹亚高原的沙漠；而奥林匹亚高原是一片毗邻北极高原的辽阔平原（山麓阶地），它的剖面（横截面）呈半圆顶状，向南倾斜接入北方大平原。奥林匹亚沙丘群和奥林匹亚高原二者是不可互换的术语，奥林匹亚沙丘群覆盖了奥林匹亚高原南部大部以及北方大平原的北部部分地区。

* 高分辨率成像科学设备显示的奥林匹亚沙丘群，可看到两种代表不同风向的横向沙丘，奥林匹亚山也被称为北极沙漠。
* 带有融化/升华碎冰盖的奥林匹亚沙丘群增强色特写图像，注意新月形沙丘和图案地面，图像宽度约为1公里/3000英尺。
* 紧凑型火星侦察光谱仪显示的奥林匹亚沙丘群中石膏（多水合硫酸盐）的光谱信号。
* 奥林匹亚沙丘群中的北极石膏沙丘。

## 另请查看

* 西顿沙丘群
* 极北沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 俄古革斯沙丘群

* 使用火星奥德赛号中子光谱仪数据对奥林匹亚沙丘结构和成分的限定 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 奥林匹亚沙丘群的沙丘和多边形表面 （页面存档备份，存于互联网档案馆） (高分辨率成像科学设备图像)
* 奥林匹亚沙丘群变化的沙丘和涟漪 （页面存档备份，存于互联网档案馆），高分辨率成像科学设备]]图像网页
* 奥林匹亚沙丘群富含石膏的沙丘 （页面存档备份，存于互联网档案馆），高分辨率成像科学设备]]图像网页
# 火星区域列表[编辑]

美国地质调查局将火星表面划分为30个四边形区域（quadrangle）。每个区域都以当地特征来命名，同时冠以“MC”（Mars Chart的简写，意为“火星图”）的前缀进行编号。

以下为火星的30个区域（此处的经度指西经）：

| 中文名 | 拉丁文名 | 编号 | 范围
 |
| --- | --- | --- | --- |
| 北海（北极） | Mare Boreum | MC-01 | 纬度65°至90°, 经度0°至360°
 |
| 迪阿克里亚 | Diacria | MC-02 | 纬度30°至65°, 经度120°至180°
 |
| 阿耳卡狄亚 | Arcadia | MC-03 | 纬度30°至65°, 经度60°至120°
 |
| 阿西达里亚海 | Mare Acidalium | MC-04 | 纬度30°至65°, 经度0°至60°
 |
| 伊斯墨诺斯湖 | Ismenius Lacus | MC-05 | 纬度30°至65°, 经度300°至360°
 |
| 卡西乌斯 | Casius | MC-06 | 纬度30°至65°, 经度240°至300°
 |
| 刻布壬尼亚 | Cebrenia | MC-07 | 纬度30°至65°, 经度180°至240°
 |
| 亚马孙 | Amazonis | MC-08 | 纬度0°至30°, 经度135°至180°
 |
| 塔尔西斯 | Tharsis | MC-09 | 纬度0°至30°, 经度90°至135°
 |
| 卢娜沼 | Lunae Palus | MC-10 | 纬度0°至30°, 经度45°至90°
 |
| 俄克西亚沼 | Oxia Palus | MC-11 | 纬度0°至30°, 经度0°至45°
 |
| 阿拉伯 | Arabia | MC-12 | 纬度0°至30°, 经度315°至360°
 |
| 大瑟提斯 | Syrtis Major | MC-13 | 纬度0°至30°, 经度270°至315°
 |
| 阿蒙蒂斯 | Amenthes | MC-14 | 纬度0°至30°, 经度225°至270°
 |
| 埃律西昂 | Elysium | MC-15 | 纬度0°至30°, 经度180°至225°
 |
| 门农尼亚 | Memnonia | MC-16 | 纬度-30°至0°, 经度135°至180°
 |
| 凤凰湖 | Phoenicis Lacus | MC-17 | 纬度-30°至0°, 经度90°至135°
 |
| 科普喇塔斯 | Coprates | MC-18 | 纬度-30°至0°, 经度45°至90°
 |
| 珍珠湾 | Margaritifer Sinus | MC-19 | 纬度-30°至0°, 经度0°至45°
 |
| 示巴湾 | Sinus Sabaeus | MC-20 | 纬度-30°至0°, 经度315°至360°
 |
| 雅庇吉亚 | Iapygia | MC-21 | 纬度-30°至0°, 经度270°至315°
 |
| 第勒尼安海 | Mare Tyrrhenum | MC-22 | 纬度-30°至0°, 经度225°至270°
 |
| 埃俄利斯 | Aeolis | MC-23 | 纬度-30°至0°, 经度180°至225°
 |
| 法厄同 | Phaethontis | MC-24 | 纬度-65°至-30°, 经度120°至180°
 |
| 陶玛西亚 | Thaumasia | MC-25 | 纬度-65°至-30°, 经度60°至120°
 |
| 阿耳古瑞 | Argyre | MC-26 | 纬度-65°至-30°, 经度0°至60°
 |
| 挪亚 | Noachis | MC-27 | 纬度-65°至-30°, 经度300°至360°
 |
| 希腊 | Hellas | MC-28 | 纬度-65°至-30°, 经度240°至300°
 |
| 埃里达尼亚 | Eridania | MC-29 | 纬度-65°至-30°, 经度180°至240°
 |
| 南海（南极） | Mare Australe | MC-30 | 纬度-90°至-65°, 经度0°至360°
 |

## 火星四方格地图

﻿ / ﻿
﻿ / ﻿
﻿ / ﻿
MC-01
北海（北极）
MC-02
狄阿克里亚
MC-03
阿耳卡狄亚
MC-04
阿西达里亚海
MC-05
伊斯墨诺斯湖
MC-06
卡西乌斯
MC-07
刻布壬尼亚
MC-08
亚马逊
MC-09
塔尔西斯
MC-10
月沼
MC-11
俄克西亚沼
MC-12
阿拉伯
MC-13
大瑟提斯
MC-14
阿蒙蒂斯
MC-15
埃律西昂
MC-16
门农尼亚
MC-17
凤凰湖
MC-18
科普剌塔斯
MC-19
珍珠湾
MC-20
示巴湾
MC-21
雅庇吉亚
MC-22
第勒尼安海
MC-23
埃俄利斯
MC-24
法厄同
MC-25
陶玛西亚
MC-26
阿耳古瑞
MC-27
挪亚
MC-28
希腊
MC-29
埃里达尼亚
MC-30
南海（南极）

 美國地質調查局定义的30个可点击火星四方格图像地图 ，四方格编号（MC开头表示“火星图”） 和名称链接到相应的文章。 北方为上；﻿ / ﻿ 位于赤道最左侧。这些地图图像是由火星全球探勘者号拍摄。(* 查看
* 讨论
)
# 地球外的沙丘地列表[编辑]

火星上的树枝状沙丘，火星勘测轨道飞行器在覆盖着融化薄霜的粉色沙丘上拍摄到成群的深棕色条纹。该照片为2010年春季拍摄于火星北极附近。在宽约1里的图像上解析了约25厘米的物体，图像某些部分的特写显示了翻腾的羽流，表明拍摄时正在发生滑沙，见左中。
以下是国际天文学联合会遵照行星命名法规则正式命名的**地外沙丘场列表**，相关描述词是**沙丘群**（Undae）。到目前为止，除地球外，太阳系行星中仅金星和火星上拥有命名的沙丘场，但在土星的卫星土卫六、冥王星和丘留莫夫－格拉西缅科彗星上也发现了沙丘场。

## 金星

金星上有三处按国际天文学联合会规则正式命名的沙丘场，它们均以沙漠女神的名字命名，列示如下

* 阿勒-乌札沙丘群，北纬67.7度、东经90.5度 – 取名自阿拉伯神话中的沙漠女神乌札；
* 默那沙丘群，南纬24.8度、东经339.4度；
* 宁格儿沙丘群，北纬9.0度、东经60.7度 – 取名自苏美尔神话沙漠之神中辛的妻子。

## 火星

火星阿瓦洛斯沙丘群的沙丘因玄武岩而呈现为蓝色，而红白色区域可能是尘埃。
火星上有六处按国际天文学联合会规则正式命名的沙丘场，它们均以附近的古典反照率特征所命名，其中五处分布于北纬75度到北纬85度，介于北极高原和北方大平原之间，这些沙丘场所跨经度超过200度，而第六处俄古革斯沙丘群则位于火星南半球，它们分别被列出如下。

* 阿瓦洛斯沙丘群
* 阿斯普勒冬沙丘群
* 许珀玻瑞亚沙丘群
* 俄古革斯沙丘群
* 奥林匹亚沙丘群
* 西顿沙丘群

### 非正式名称沙丘场

火星上的纳米布沙丘（背风侧）
2015年12月17日，好奇号漫游车拍摄。
* 巴格诺德沙丘区，盖尔撞击坑内。“好奇号”在任务开始阶段的第1174–1248个火星日期间探索了这片沙丘，漫游车调查了那里的高沙丘和纳米布沙丘。识别出三级床型：风波纹、大波纹（或风阻波纹）和沙丘，该部分沙丘场沙粒的晶粒尺寸为120微米。
* 纳米布沙丘，盖尔撞击坑内。这是一处突出的特征，看起来像非洲纳米布沙漠的巨大沙丘。
* 作为火星探测漫游者任务的一部分，机遇号漫游车在第706至710个火星日，对古瑟夫撞击坑中赫斯本德山南边一座非正式名称为埃尔多拉多（El Dorado）的小沙丘进行了调查。对埃尔多拉多沙丘的分析表明，它是由随风吹至的“分选良好、圆润且富含橄榄石的黑色沙粒组成。

哈葛尔沙丘场沙丘详图
* 哈葛尔沙丘场是以弗兰克·赫伯特小说《沙丘》中虚构的哈葛尔星球所命名。由于沙丘形状与莫尔斯电码点和杠符号相似，该沙丘地也被称为“火星莫尔斯电码”。
* 尼罗火山口沙丘场

## 土卫六

土卫六上有五处以希腊诸神、女神或风的化身正式命名的沙丘，具体如下：

* 奥拉沙丘群
* 玻瑞阿斯沙丘群
* 欧罗斯沙丘群
* 诺托斯沙丘群
* 仄费罗斯沙丘群

在提到土卫六的沙丘场时，文献中也使用了暗反照率特征的名称：

* 阿兹特兰（Aztlan）
* 贝莱特（Belet）
* 芬撒里尔（Fensal）
* 仙境（Senkyo）
* 香格里拉（Shangri-La）

## 冥王星

靠近斯普特尼克高原的沙丘场
2018年，在对2015年7月14日新视野号拍摄的冥王星斯普特尼克高原区高分辨率照片的分析，证实在细胞状氮霜平原中存在着间距约为0.4到1公里的横向沙丘（垂直于风向）群。它们被认为是由直径200-300微米的甲烷冰颗粒组成，据信这些颗粒可能来自附近的阿尔‧伊德里西山脉 ，这些特征目前尚未正式命名。

本篇大部分内容来源于国际天文联合会的行星名称官方数据库《行星命名词典》 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。

* 拉尔夫·洛伦茨; James Zimbelman. 《沙丘世界：风沙如何塑造了行星地貌》. 斯普林格. 2014年. ISBN 978-3-540-89724-8.

尼罗角断崖
# 深谷

在行星体系命名法中，**深谷**（**chasma**，复数：**chasmata**）也称峡谷是一道深邃狭长，两侧陡峭的洼地或凹陷地带。截至2020年，国际天文学联合会已在太阳系的金星（63个）、火星（25个）、土星的卫星土卫一（6个）、土卫三（2个）、土卫四（8个）和土卫五（5个）、天王星的卫星天卫一（7个）、天卫三（2个）和天卫四（1个）以及冥王星的卫星卡戎（3个）。

## 火星

下面是火星上一些主要峡谷的照片，地图显示了它们的相对位置。

### 内部层状沉积物和硫酸盐

坎多耳峡谷的部分地面含有层状沉积物，被称为内部层状沉积物（ILD）。这些沉积层可能是在整个地区是一座巨大湖泊时形成的。火星上的一些地方含有水合硫酸盐沉积物，而硫酸盐的形成涉及到水的存在。欧洲空间局的火星快车号发现了可能存在 七水镁矾和水镁矾的证据。科学家们希望使用机器人探测车来探访这些地区。

### 分层

峡谷崖壁中的岩石图像几乎总显示出分层，有些岩层看上去比其他层更坚固。在下面高分辨率成像科学设备所显示的恒河峡谷崖层图像中，可看到上部浅色沉积物的侵蚀速度比下部较暗层快得多。火星上的一些峭壁常有较暗的岩层，它们很显眼，并常会碎裂成大块。这些被认为是坚硬的火山岩，而非疏松的灰状沉积物。火星全球探勘者号拍摄的科普剌塔斯峡谷崖壁层的照片，显示了一则坚硬岩层的示例。 由于靠近塔尔西斯火山区，岩层可能由一层层的熔岩流迭加而成，并与大喷发后从空气中飘落的火山灰沉积物混合在一起，崖壁中的岩层很可能保存了火星悠久的地质史。深色层可能是由于黑色熔岩流所造成，黑色玄武质火山岩在火星上很常见。然而，浅色沉积物则可能来自河流、湖泊、火山灰或风吹刮的沙尘或尘埃沉积物。火星漫游车发现了浅色岩石中含有硫酸盐，硫酸盐沉积物可能是在水中形成的，这引起了科学家们的极大关注，因为它们可能含有古代生命的痕迹。

### 赫柏峡谷和水合沉积物

赫柏峡谷是一道封闭的大山谷，可能曾经拥有过水源，在那里发现了水合矿物。据认为，大型地下泉水会在不同时期涌出地表，形成浅色堆积层（LTD's）。一些观点认为，由于沉积物相对年轻，因此，在那里可能会找到现存或化石生命形式。

* 科普剌塔斯四方格地图显示了太阳系中最大峡谷系统水手号谷的详细信息，一些峡谷可能曾经注满了水。该图显示了一些主要峡谷的位置。
* 热辐射成像系统拍摄的坎多耳峡谷伪色图显示了水合硫酸盐矿床的位置，红色显示岩石区，绿色和蓝色则显示沙质、布满尘土的区域。
* 高分辨率成像科学设备显示的米拉斯峡谷，点击图像以查看米拉斯峡谷与其他特征的关系。
* 热辐射成像系统显示的坎多耳峡谷台地峭壁，单击图像可查看与科普剌塔斯区中其他特征的关系。
* 热辐射成像系统显示的恒河峡谷北侧峭壁，单击图像可查看与科普剌塔斯区中其他特征的关系。
* 提托诺斯峽谷三维图。
* 高分辨率成像科学设备显示的伊乌斯峡谷，点击图片可查看岩层。
* 高分辨率成像科学设备显示的提托诺斯峽谷崖壁。
* 高分辨率成像科学设备显示的恒河峡谷岩层。

## 另请查看

* 火星地质

* 已命名峡谷列表： 金星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、火星 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、 土卫一 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、土卫三 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、土卫四 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、土卫五 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、 天卫一 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、天卫三 （页面存档备份，存于互联网档案馆）、 天卫四、 卡戎 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。