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# 火星深谷列表[编辑]

以下是火星上的**深谷**列表，深谷，又称峡谷是类似于地球峡谷的一道深邃狭长，两侧陡峭的洼地或凹陷地带。

| 拉丁名 | 中文名 | 坐标 | 长度 | 位置与概述
 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Arsia Chasmata | 阿尔西亚峡谷 | ﻿ / ﻿ | 81 | 阿尔西亚山东北坡
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| Ascraeus Chasmata | 阿斯克劳峡谷 | ﻿ / ﻿ | 110 | 艾斯克雷尔斯山西南坡
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| Australe Sulci | 南极沟脊 | ﻿ / ﻿ |  | 南极高原的一部分
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| Baetis Chasma | 巴埃蒂斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 93 | 朱芬塔峡谷西面
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| Candor Chasma | 坎多耳峡谷 | ﻿ / ﻿ | 813 | 水手谷北段
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| Capri Chasma | 卡普里峡谷 | ﻿ / ﻿ | 275 | 水手谷末端
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| Ceti Chasma | 鲸鱼峡谷 | ﻿ / ﻿ | 49 | 水手谷北方
 |
| Chasma Australe | 南极峡谷 | ﻿ / ﻿ | 380 | 南极高原的峡谷
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| Chasma Boreale | 北极峡谷 | ﻿ / ﻿ | 560 | 北极高原的峡谷
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| Coprates Chasma | 科普剌塔斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 966 | 水手谷东段
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| Echus Chasma | 厄科峡谷 | ﻿ / ﻿ | 413 | 水手谷北面
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| Elysium Chasma | 埃律西昂峡谷 | ﻿ / ﻿ | 129 | 埃律西昂山西南坡
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| Eos Chasma | 厄俄斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 1413 | 水手谷末端
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| Ganges Chasma | 恒河峡谷 | ﻿ / ﻿ | 584 | 水手谷末端北段
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| Hebes Chasma | 赫柏峡谷 | ﻿ / ﻿ | 319 | 水手谷北面，平行于水手谷
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| Hellas Chasma | 希腊峡谷 | ﻿ / ﻿ | 319 | 水手谷北面，与水手谷相平行
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| Hyblaeus Chasma | 希布莱乌斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 58.5 | 埃律西昂山西南坡
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| Hydrae Chasma | 许德拉峡谷 | ﻿ / ﻿ | 59 | 朱芬塔峡谷南面
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| Ius Chasma | 伊乌斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 938 | 水手谷西端
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| Juventae Chasma | 朱文塔峡谷 | ﻿ / ﻿ | 320 | 水手谷北面，迈亚谷的源头
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| Melas Chasma | 梅拉斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 547 | 水手谷中段
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| Ophir Chasma | 俄斐峡谷 | ﻿ / ﻿ | 317 | 水手谷最北段
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| Pavonis Chasma | 帕弗尼斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 45 | 帕弗尼斯山东北坡
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| Promethei Chasma | 普罗米修斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 300 | 南极高原的峡谷
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| Tithonium Chasma | 提托诺斯峡谷 | ﻿ / ﻿ | 810 | 水手谷西北段
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| Ultimum Chasma | 乌尔蒂马峡谷 | ﻿ / ﻿ | 350 | 南极高原的一部分
 |

## 另请查看

* 火星谷地列表

*  （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 鏈坑[编辑]

木衛三上的恩基鏈坑，是粉碎的天體（通常是彗星）撞擊形成的。該影像範圍寬約 120 英哩
**鏈坑**是指天體表面排成一列的多個撞擊坑。國際天文聯會的行星體系命名法將鏈坑稱為「**Catena**」（複數為 **Catenae**）。

## 概述

鏈坑的形成一般認為是某一天體受潮汐力作用分裂為多個小天體後，仍維持原軌道不变，並逐一撞擊在較大天體上所致，或由火山斷裂帶构成。最典型的例子就是撞擊木星的苏梅克-列维9号彗星。航海家計畫在木衛四發現了13串鏈坑，木衛三發現了3串。

月球上的鏈坑經常是在大陨坑旁呈輻射狀分布，這可能是大撞擊坑形成時所抛出的噴发物再次撞擊月表形成的次生坑或是火山斷裂帶上的火山噴發活動造成。

* 火星鏈坑列表

## 參考資料

* Catena on Callisto （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Lunar Crater Chains （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* Galery
* Moon nomenclature catenae
# 混沌地形[编辑]

歐羅巴上的康納馬拉混沌（Conamara Chaos）
**混沌地形**用來描述一些行星地表上，山脊、裂縫、平坦的小平原等互相混在一起的地形，在火星和木星的衛星歐羅巴上很常見，而歐羅巴上的混沌地形，是冰層碎裂、冰塊旋轉傾斜後再度互相凝固而成，因此可看見相鄰的塊體上有連續的特徵，中間卻被切斷，如右圖般的地形。在命名法上，Chaos（混沌）是地形特徵的術語，如歐羅姆混沌。

## 火星上的混沌地形

* 珍珠湾区地圖和主要的外形標示，歐羅姆混沌（Aureum Chaos）地形在地圖的頂端。
* THEMIS在歐羅姆混沌看見的巨大峽谷，集水溝在這個緯度是很罕見的。影像取自珍珠灣區。
* THEMIS觀察到的拉尼混沌，從台地被侵蝕的砂覆蓋著較明亮的地面物質。點擊圖象可以查看拉尼混沌與其他地區的地形。影像取自珍珠灣區。
* 標示出主要地形的欧克西亚沼区地圖。這個四邊形包含許多個重疊的混沌區域和很多氾濫的河床（古老河流的峽谷）。
* THEMIS觀察到在阿倫混沌的,侵蝕。這個地區在歐克西亞沼區（Oxia Palus）內。
* 阿倫混沌地形（Aram Chaos）的石塊顯示可能的水源。由 THEMIS 攝影，位於欧克西亚沼区。
* HiRISE 拍攝的海德拉奧特斯混沌，點選影像可見河道和地層，比例尺長相當於1000公尺，位於欧克西亚沼区。
* HiRISE 拍攝的 海达斯庇斯混沌，位於欧克西亚沼区。
* HiRISE 拍攝的厄俄斯混沌內淺色地層，位於欧克西亚沼区。
* 法厄同区地圖。戈耳貢混沌位於地圖頂端附近。
* HiRISE 拍攝的戈耳貢混沌，影像寬度4公里。位於法厄同区。
* 火星偵察軌道器的HiRISE拍攝的亞特蘭提斯混沌。點選影像可見到覆蓋的地層和可能的溝壑。這兩幅影像是從原始影像不同部分選取的，兩者的比例尺不同。
* HiRISE 拍攝的伊斯特混沌，位於月沼区。
* 伊斯特混沌近距離影像，位於月沼区。

2010年4月1日，NASA 釋出了第一幅由一般民眾建議HiRISE拍攝區域的HiWish計畫的影像，八個拍攝位置的其中一個是歐羅姆混沌。以下第一幅影像是該區域大範圍影像，另外兩幅則是 HiRISE 影像。

* THEMIS 影像，是之後 HiRISE 影像的大範圍區域。黑色框區域內是 HiRISE 的大致區域，本影像是廣大的歐羅姆混沌的一部分，點選影像可見大圖。
* HiWish計畫拍攝的歐羅姆混沌。
* 歐羅姆混沌近距離影像。小的圓形點是巨礫。

## 成因

混沌地形的確切成因尚未明暸，目前已有數種不同的行星地質學外力說法被提出。在歐羅巴上，有些可能的成因如木星和其他衛星（如伽利略衛星）所造成的局部潮汐加熱，或由底下火山活動所提供的熱，融解冰層所致。另一說法則是當一物體（如隕石）高速撞入冰層時，冰層碎裂成塊、之間再由融化的冰凝固而成。因為只是碎裂，沒有變形的跡象。這是由觀察到一些呈圓形的混沌地形、周圍噴出物和與隕石坑的關連而得來的。2011年11月一組成員來自德克薩斯州大學奧斯汀分校等單位的科學家團隊在《自然》期刊上提出了歐羅巴上的混沌地形下方可能是巨大的冰下湖。這些湖泊可能被歐羅巴的冰外殼完全包覆住，並且和冰下液態海洋的不同在於更下方有一個冰殼。論文作者提出四個步驟的模型表示如何造成混沌地形和被覆蓋的淺層湖泊。要完全確定湖泊是否存在必須以太空任務探測冰外殼，無論是直接穿透冰殼或以雷達等間接方式探測。

而火星上的混沌地形，則可能是當大量水從地底下多孔細岩層流出後，上方地表變的不穩定、崩塌而形成，火星上的許多河道源頭都是混沌地形。混沌地形在外表上可由成群的桌山、孤峰和小丘，並且被峽谷切過。混沌地形有部分區域並未完全下陷，因此形成大型桌山，可能內部還保有水冰。在火星上許多地方都形成了混沌地形，並且總讓人留下某事物突然讓地表混亂的印象。根據撞擊坑計數（單位面積撞擊坑越多代表該區域越古老）和研究峽谷與其他地表特徵的關係，科學家得到了這些河道形成於20到38億年前的結論。

## 參考資料

* 火星混沌地形列表
* 蛛網膜地形（Arachnoids），蜘蛛網般的地形
* 行星地質學
* 火星蜘蛛
* 溝紋（Rilles），小河般的地形
# 堑沟[编辑]

在行星体系命名法中，**堑沟**（拉丁語：fossa /ˈfɒsə/）或**堑沟群**（拉丁語：fossae /ˈfɒsiː/），也译作**槽沟**或**槽沟群**是地外天体（如行星或卫星）表面狭长的凹陷（槽沟）。该术语在拉丁语中的意思是“沟渠”或“槽沟”，它本身并不是一条地质术语，而是美国地质调查局（USGS）和国际天文学联合会（IAU）使用的描述词，用于描述地质或由于缺乏形成过程确切数据或原理的不确定地貌的地形特征。堑沟被认为是多种地质作用的结果，例如断层或地面沉降，火星上的许多堑沟可能都是地堑。

## 火星上的堑沟

塔尔西斯区是大型槽沟（狭长洼地）的所在地，在火星地理语言中称为“fossae”，即“凹窝、窝沟”之意，该术语源自拉丁语，因此，“fossa”是单数，而“fossae”是复数。当地壳被拉伸至破裂时，就会形成槽沟状，拉伸可能是由于附近火山的巨大重量所致。研究表明，塔尔西斯的火山造就了火星上大部分主要的火山堑沟，导致堑沟和其他构造特征的应力集中于南纬4度、东经253度的诺克提斯迷宫，但随着时间的推移，该中心已有所偏移。堑沟/陷坑在塔尔西斯和埃律西昂火山区的火山附近很常见。槽沟通常有两个断面，中间部分向下沉陷，沿两侧留下陡峭的悬崖，这种低谷称为地堑或槽形断层。纽约州北部的乔治湖就是一座坐落在地堑中的湖泊。有时，当地层因拉伸而塌陷产生空腔时，会形成一排陷坑。陷坑不像撞击坑，周围没有边缘或喷射物。研究发现，火星上的断层可能深达 5 公里，也就是说，岩石的断裂深度可达 5 公里。此外，裂缝或断层有时会变宽或扩大。这种加宽会导致形成容积相对较大的空腔。当地表层滑入空腔时，就会形成陷坑或陷坑链。在火星上，单个陷坑可以连接形成链条，甚至有时会形成呈扇形分布的槽沟。对于堑沟和陷坑的形成也提出了其他的设想。有证据表明它们与岩浆岩脉有关。岩浆可能在地表下移动，熔穿岩石，更重要的是融化冰层，由此产生的作用将导致在表面形成裂缝。在冰岛发现了由拉伸（延伸）构造和岩脉引起的岩墙。陷坑在地球上并不常见，只有极少数的天坑—地面陷落成的洞（有时在出现在城镇中间）类似于火星上的陷坑。但是，地球上的此类陷洞是形成于石灰岩溶解所产生的空腔。

了解坑陷坑和堑沟的位置以及形成机制对未来的火星定居很重要，因为它们可能是水库。

### 塔尔西斯区

* 显示了主要特征的塔尔西斯区地图，塔尔西斯有许多火山，包括太阳系中已知最高的奥林帕斯山，什洛尼尔斯火山丘，虽然它看上去很小，但大约和地球的珠穆朗玛峰一样高，一些堑沟的位置如图所示。
* 火星全球探勘者号显示的特拉克图堑沟群中由断层引起的槽沟，并导致地表塌陷成一系列陷坑链断层，图像位于塔尔西斯区。
* 高分辨率成像科学设备显示的特拉克图堑沟群中的环形陷坑，图像位于塔尔西斯区，比例尺为1000米。
* 高分辨率成像科学设备显示的塔尔西斯区刻拉尼俄斯槽沟群。
* 高分辨率成像科学设备显示的塔尔西斯区奥林匹克堑沟群点击图像可看到槽壁上的岩层。

### 阿耳卡狄亚区

* 标有主要特征的阿耳卡狄亚区地图，地图上显示了几处大型堑沟群。
* 亚拔山附近的地堑，地堑和坑链都是由断层引起塌陷特征。当地壳被拉伸时，就会形成断层，地表层物质则落入拉伸产生的空腔中。最右侧为热辐射成像系统拍摄于阿耳卡狄亚区的背景照片，在亚拔山的右下方可看到乌拉纽乌斯火山丘（上）和什洛尼尔斯火山丘（最大）。
* 热辐射成像系统拍摄于阿卡迪亚区的照片 ，显示了来自不同方向的作用力所形成的复合地堑。
* 高分辨率成像科学设备显示的阿耳卡狄亚区玛莱奥提斯堑沟群。
* 高分辨率成像科学设备显示的阿耳卡狄亚区坦塔罗斯堑沟群，点击图像可看到尘卷风痕迹。

### 埃律西昂区

* 埃律西昂区地图，埃律西昂山和亚拔山是大型火山，大型堑沟群的位置被标示。
* 高分辨率成像科学设备显示的埃律西昂区科柏洛斯槽沟（比例尺为1公里）
* 高分辨率成像科学设备显示的埃律西昂区埃律西昂堑沟群（比例尺为500米）。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备拍摄的亚拔山东面的槽沟。
* HiWish计划目下高分辨率成像科学设备显示的埃律西昂平原中的槽沟（堑沟）部分区域（蓝色可能为季节性霜冻）。

### 第勒尼安海区

* 第勒尼安海区地图，第勒纳火山口是一座分布有陷坑的主要火山。
* 第勒尼安海区地图，第勒纳火山口是一座分布有陷坑的主要火山。由伊朗亚兹德埃桑·萨奈中学天文俱乐部推荐高分辨率成像科学设备拍摄。点击图片可以看到陷坑链和一座火山周围的同心特征。

### 门农尼亚区

* 高分辨率成像科学设备显示的门农尼亚区堑沟群中的地堑，该地堑被认为是岩浆岩脉而非区域构造拉伸的结果，比例尺长1000米。

### 凤凰湖区

* 高分辨率成像科学设备显示的凤凰湖区奥蒂堑沟群。
* 热辐射成像系统拍摄的奥蒂堑沟群照片，这些平行的地堑位于阿尔西亚山东北侧，它们与塔尔西斯三座火山的东北-西南走向一致。
* 辐射成像系统拍摄的奥蒂堑沟群照片，这是前一幅照片的放大版。

### 迪阿克里亚区

* 高分辨率成像科学设备显示的迪阿克里亚区库阿涅堑沟群。

### 法厄同区

* 三幅“堑沟和相邻陨坑中的冲沟”系列图像中的火星轨道器激光高度计背景图，这张图像显示了图中地区水手陨击坑与塞壬堑沟群的关系。
* 高分辨率成像科学设备显示的堑沟和相邻陨坑中的冲沟，比例尺长500米。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备拍摄的堑沟中冲沟的特写，这些只是火星上可看到的一些较小的冲沟。

### 伊斯墨纽斯湖区

* 高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨纽斯湖区科勒堑沟群的岩脉和/或断层，岩脉和断层可能形成了矿床。
* 高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨纽斯湖区科勒堑沟群中的线状谷底沉积，比例尺长500米。
* 高分辨率成像科学设备显示的伊斯墨纽斯湖区科勒堑沟群中的陷坑，据信，这些陷坑是由逸出的水流所形成。

### 刻布壬尼亚区

* 高分辨率成像科学设备显示的刻布壬尼亚区加拉西斯堑沟群槽沟。

### 卢娜沼区

* 热辐射成像系统显示的卢娜沼区拉贝亚提斯堑沟群。
* 热辐射成像系统拍摄的卢娜沼区拉贝亚提斯堑沟群特写。

### 阿蒙蒂斯区

* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的阿蒙蒂斯堑沟群坡壁。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的一些大型陷坑。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的槽沟。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的槽沟。

## 参考资料

## 另请查看

* 伊卡里亚堑沟群

## 外部资源

* 火星上的堑沟群 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* 金星上的堑沟群
* 月球上的堑沟群
* 土卫二上的堑沟群
* 木卫三上的堑沟群
# 火星山脉高度列表

这是火星的山脉的列表，高度以海平面为标准。火星的海平面的基准是根据火星的平均气压以及半径确定的。高度并不是指相对于周边地区的高度。

* 山脉（Montes）和山（Mons）是行星地质学中用来命名地外山脉的术语，它可能是，也可能并非起源于火山；
* 破火山口（Patera）是指火山顶部的碟形凹陷，与直径相比不是很高；
* 穹丘（Tholus）是行星地质学中用来描述一座圆顶状山丘或小山的术语。
* 列出的山丘或山脉高度是特征中的最高点（16像素/度）。
* 列出的破火山口高度是山顶浅碟形凹陷（实际的“破火山口”）的平均高度。

地球以及其他行星上比较极端的高度也被列出，以作比较。高度均以海平面为标准。

| 名称
 | 高度 (米)
 | 高度 (英尺)
 |
| --- | --- | --- |
| 奧林帕斯山 (火星)
 | 21,171
 | 69,459
 |
| 艾斯克雷爾斯山
 | 18,209
 | 59,741
 |
| 阿爾西亞山
 | 17,779
 | 58,330
 |
| 帕弗尼斯山
 | 14,037
 | 46,939
 |
| 埃律西昂山
 | 13,862
 | 45,479
 |
| 麦克斯韦山脉 (金星的最高山脉)
 | 11,000
 | 36,000
 |
| 冒纳凯阿火山 (从水下至山顶的高度，位于地球)
 | 10,203
 | 33,476
 |
| 珠穆朗瑪峰（位于地球）
 | 8,848
 | 29,029
 |
| 塔尔西斯丘
 | 8,000-9,000
 | 26,000-29,000
 |
| 比布利斯丘
 | 7,198
 | 23,616
 |
| 亚拔山
 | 6,815
 | 22,359
 |
| 尤利西斯丘(以前的破火山口)
 | 5,863
 | 19,236
 |
| 夏普山
 | 5,500
 | 18,000
 |
| 乌拉纽斯山(以前的破火山口)
 | 4,853
 | 15,922
 |
| 安西瑞斯山
 | 3,959
 | 12,989
 |
| 亚得里亚山(以前的亚得里亚破火山口)
 | 3,959
 | 12,989
 |
| 埃夫里普斯山
 | 3,945
 | 12,943
 |
| 第勒纳山(以前的第勒纳破火山口)
 | 3,920
 | 12,861
 |
| 普罗米修斯山
 | 3,789
 | 12,431
 |
| 克罗尼乌斯山
 | 3,240
 | 10,630
 |
| 阿波里那山(以前的破火山口)
 | 3,155
 | 10,351
 |
| 戈恩诺斯山
 | 2,937
 | 9,636
 |
| 大瑟提斯高原
 | 2,300
 | 7,546
 |
| 安菲特里忒火山口
 | 2,066
 | 6,778
 |
| 尼罗火山口
 | 2,036
 | 6,680
 |
| 皮蒂乌萨火山口
 | 1,877
 | 6,158
 |
| 马莱阿火山口
 | 1,313
 | 4,308
 |
| 佩纽斯火山口
 | 1,276
 | 4,186
 |
| 拉贝亚提斯山
 | 1,143
 | 3,750
 |
| 伊塞顿火山口
 | 826
 | 2,710
 |
| 品都斯山
 | 704
 | 2,310
 |
| 麦罗埃火山口
 | 542
 | 1,778
 |
| 死海
 | -420
 | -1,378
 |
| 俄耳枯斯火山口
 | -764
 | -2,507
 |
| 俄刻阿尼得山
 | -1,277
 | -4,190
 |
| 霍莉山
 | -2,325
 | -7,628
 |
| 比利亚山
 | -2,470
 | -8,104
 |
| 本特利冰河下溝谷（位于地球）
 | -2,555
 | -8,383
 |
| 八分仪山
 | -2,731
 | -8,960
 |
| 伽拉修斯山
 | -3,972
 | -13,031
 |
| 挑战者深渊（位于地球）
 | -10,924
 | -35,840
 |

## 参考资料

* United States Geological Survey data files megt90n000eb.img and megt90n000eb.lbl

* 太阳系最高山峰列表
* 火星山脉列表
* 火星撞擊坑
* 火星的火山活動
* 地球外的火山列表

* Olympus Mons, Arsia Mons, Alba Patera: Viking Orbiter Views of Mars （页面存档备份，存于互联网档案馆） by the Viking Orbiter Imaging Team.
* Ascraeus Mons: Malin Space Science Systems Release No. MOC2-950 via the 火星全球探勘者號.
* Pavonis Mons: Malin Space Science Systems Release No. MOC2-481 via the 火星全球探勘者號.
* Elysium Mons: Malin Space Science Systems via the 火星全球探勘者號.
# 火星平原列表

以下列出了**火星平原列表**，这些特征是按照国际天文学联合会行星体系命名法规则，以最靠近的经典反照率特征所命名，根据高度的不同分别命名为“平原”或“高原”。

## 平原

**平原**（Planitia，复数：**planitiae**），国际天文联合会使用拉丁描述词“Planitia”来表达「低地平原」。

| 英文名 |  中文名  | 坐标  |  大小（公里）
 |
| --- | --- | --- | --- |
| Acidalia Planitia | 阿西达里亚平原 | ﻿ / ﻿ | 3400
 |
| Amazonis Planitia | 亚马逊平原 | ﻿ / ﻿ | 2800
 |
| Arcadia Planitia | 阿耳卡狄亚平原 | ﻿ / ﻿ | 1900
 |
| Argyre Planitia | 阿尔及尔平原 | ﻿ / ﻿ | 900
 |
| Chryse Planitia | 克律塞平原 | ﻿ / ﻿ | 1500
 |
| Elysium Planitia | 埃律西昂平原 | ﻿ / ﻿ | 3000
 |
| Eridania Planitia | 埃里达尼亚平原 | ﻿ / ﻿ | 1100
 |
| Hellas Planitia | 希腊平原 | ﻿ / ﻿ | 2300
 |
| Isidis Planitia | 伊希地平原 | ﻿ / ﻿ | 1200
 |
| Utopia Planitia | 乌托邦平原 | ﻿ / ﻿ | 3600
 |

## 高原

**高原**（Planum，复数：**plana**），国际天文联合会使用拉丁描述词“Planum”来表达「较高的平原」。

| 英文名 |  中文名 | 纬度  | 经度  | 直径（公里）
 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Aeolis Planum | 埃俄利斯高原 | 0.79 S | 145.0 E | 820
 |
| Amenthes Planum | 阿蒙蒂斯高原 | 3.16 N | 105.7 E | 960
 |
| Aonia Planum | 阿俄尼亚高原 | 57.71 S | 281.0 E | 650
 |
| Argentea Planum | 银色高原 | 69.79 S | 292.0 E | 1750
 |
| Ascuris Planum | 阿斯库里斯高原 | 40.38 N | 279.2 E | 500
 |
| Aurorae Planum | 奥罗拉高原 | 10.38 S | 310.8 E | 600
 |
| Bosporus Planum | 博斯普鲁斯高原 | 34.2 S | 295.1 E | 700
 |
| Daedalia Planum | 代达利亚高原 | 21.78 S | 232.0 E | 1800
 |
| Hesperia Planum | 赫斯珀利亚高原 | 22.27 S | 110.0 E | 1700
 |
| Icaria Planum | 伊卡利亚高原 | 43.18 S | 253.5 E | 650
 |
| Lucus Planum | 卢库斯高原 | 3.96 S | 182.0 E | 864
 |
| Lunae Planum | 卢娜高原 | 10.38 N | 294.0 E | 1800
 |
| Malea Planum | 马莱阿高原 | 64.75 S | 65.0 E | 900
 |
| Meridiani Planum | 子午线高原 | 0.2 N | 357.5 E | 1100
 |
| Nepenthes Planum | 内彭西斯高原 | 12.46 N | 113.4 E | 1660
 |
| Oenotria Plana | 欧伊诺特里亚高原群 | 8 S | 76 E | 925
 |
| Olympia Planum | 奥林匹亚高原 | 81.91 N | 195.0 E | 1000
 |
| Ophir Planum | 俄斐高原 | 8.7 S | 302.5 E | 650
 |
| Oxia Planum | 欧克西亚高原 | 18.275 N   | 335.368 E |  |
| Parva Planum | 帕尔瓦高原 | 75.85 S | 257.0 E | 750
 |
| Planum Angustum | 安古斯图高原 | 79.69 S | 276.5 E | 200
 |
| Planum Australe | 南极高原 | 83.93 S | 160.0 E | 1450
 |
| Planum Boreum | 北极高原 | 87.98 N | 15.0 E | 1100
 |
| Planum Chronium | 克罗尼乌斯高原 | 59.72 S | 140.0 E | 550
 |
| Promethei Planum | 普罗米修斯高原 | 78.88 S | 90.0 E | 850
 |
| Sinai Planum | 西奈高原 | 13.35 S | 272.0 E | 900
 |
| Sisyphi Planum | 西绪福斯高原 | 69.79 S | 5.0 E | 1100
 |
| Solis Planum | 索利斯高原 | 25.25 S | 273.5 E | 1700
 |
| Syria Planum | 叙利亚高原 | 13.06 S | 256.1 E | 740
 |
| Syrtis Major Planum | 大瑟提斯高原 | 8.41 N | 69.5 E | 1350
 |
| Thaumasia Planum | 陶玛西亚高原 | 24.45 S | 295.7 E | 650
 |
| Zephyria Planum | 仄费里亚高原 | 0.99 S | 153.1 E | 550
 |

This article was based on the USGS's Gazetteer of Planetary Nomenclature （页面存档备份，存于互联网档案馆）.

* Nomenclature Search Results. Mars. Planitia, planitiae. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN).  [2014-06-16]. （原始内容存档于2014-06-16）.  — current list of *planitiae* on Mars
* Nomenclature Search Results. Mars. Planum, plana. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN).  [2014-06-16]. （原始内容存档于2014-06-16）.  — current list of *plana* on Mars
# 谷地

冰島東面的溪谷。
優勝美地國家公園的新娘面纱瀑布就是懸谷。
**谷**、**谷地**，由两侧正地形夹峙的狭长负地形，常有坡面径流、河流、湖泊发育，陡峻的谷地可能有泥石流，在等高线地形图上表现为一组向高处突出的等高线。

## 类型

* 山谷：
	+ 通谷：指原本有分水嶺相隔的兩河川，經過河川襲奪後，形成一條貫通的谷地。
	+ 溪谷：指小的谷地，两侧为山丘或小山丘，中间为泉水或溪流构成的地形；此类地形分布于岗地、低山丘陵地区，多表现为小的山坡地形。常作小范围内区域对地形的描述。
	+ 河谷：两侧由山脉或大山、中间为河流构成的地形。河谷多位于丘陵、山区，河谷地形构成“河谷平原”，河谷平原的地势较平坦，中间的河道水流平缓。
* 峡谷：二侧由陡峭的山峰、山脉、高原边缘。根据形态可细分为V形谷和U形谷。
* 冰蝕谷（冰川谷）：
	+ 懸谷：指冰蝕速度在主流較於支流快速，形成支流懸在主流的河崖上，呈現支流是以瀑布流入主流。
	+ 冰斗：又稱圍谷、圈谷，指冰河在潛移過程中，將表土上碎屑、粗礫挾帶著移動，因此產生磨擦侵蝕，直到冰河完全退去後，留下近似圓狀的谷地。
* 斷層谷：指斷層作用下，形成一道與斷層線平行的谷地。

## 各种谷地的成因

### 地堑成谷

也稱「**裂谷**」，当地球板块拉开时，两块板块之间的缝隙会逐渐拉大（大约一年就几厘米），并逐渐形成一片低地，这低地会逐渐继续拉大成为谷地。

#### 例子

* 东非大裂谷
* 死海盆地
* 关中盆地
* 梅扎马火山口

### 背斜成谷

当板块挤压并褶皱时，突出的岩层会逐渐被侵蚀。软的岩层（例如页岩）会被侵蚀得比硬岩石（例如花岗岩）快一些。背斜核部软岩石脆弱，易受外力侵蚀成谷。

#### 例子

* 麋鹿盆地
* 尼塔尼谷

### 向斜成谷

由于板块挤压，有些板块边缘会出现高低不平，低的地区成为了向斜谷地。

#### 例子

* 粉河盆地
* 彩虹盆地

* 峽谷
* 橫谷
* 縱谷
* 裂谷（地塹）
* 山谷效應
# 脑纹地形

**脑纹地形**(Brain terrain)也被称为**脑珊瑚结**(Knobs-brain coral)和**脑珊瑚地形**(brain coral terrain)，是在火星舌状岩屑坡、线状谷底沉积和同心坑沉积表面发现的，由复杂的垄脊所组成的一种地貌特征。由于外观酷似人脑表面的脑纹，所以被命名为脑纹地形，其中宽脊被称为“细胞闭合型”脑纹地形，而不太常见的窄脊则被称为“细胞开放型”脑纹地形。

据认为，宽脊的细胞闭合型地形中包裹着冰核，一旦冰核融化消失时，宽脊中心就会塌陷，形成开放细胞型的窄脊。来自高分辨率成像科学设备的阴影测量显示，这些垄脊有4-5米高。脑纹地形被观察到由所谓的“平原上部单元”构成，这一过程起始于应力产生的裂纹，而平原上部单元则是累积的降雪和冰核尘埃覆盖层。

如今，人们普遍认可如舌状岩屑坡、线状谷底沉积和同心坑沉积等类冰川结构都是相互关联的，因为它们具有相同的表面结构。峡谷中冰川类结构和冰斗状的凹壁可能会与其他类型的因素结合，形成舌状岩屑坡。当相向的舌状岩屑坡汇聚时，就会产生出线状谷底沉积，它们可能都富含水冰物质。
在北半球火星分界线附近区域发现了很多此类特征，大部分位于东经0度至70度之间，该区域附近的地区被用一些古地名命名：都特罗尼勒斯桌山群、普罗敦尼勒斯桌山群和尼罗瑟提斯桌山群。舌状岩屑坡、线状谷底沉积和同心坑沉积中可能有大量被尘土和岩屑覆盖的积冰。

* 脑纹地形, 由HiWish计划下的高分辨率成像科学设备拍摄，图像位于伊斯墨诺斯湖区。
* 高分辨率成像科学设备在伊斯墨诺斯湖区看到的科勒槽沟中的线状谷底沉积，比例尺长度500米。
* HiWish计划下的高分辨率成像科学设备所看到的细胞闭合型脑纹地形，该种类型的表面常见于舌状岩屑坡、同心坑沉积和线状谷底沉积。
* 图中方框显示了下一幅图片的区域。该位置为一处线状谷底沉积区。HiWish计划下拍摄的高分辨率成像设备图片。
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的开放和闭合型脑纹地形。

* 脑纹地形形成于一处较厚的堆积层，箭头指示较厚的单元分裂成小的细胞。
* 脑纹地形正形成于崩溃的平原上部单元，箭头所指处正在形成坍塌，并将转变为脑纹地形。
* 脑纹地形正形成于崩溃的平原上方堆积单元，箭头所指处正在形成坍塌，并将转变为脑纹地形。
* 可能被脑纹地形环绕着的冰川

* 正在形成过程中的脑纹地形宽景图
* HiWish计划下高分辨率成像科学设备显示的形成中的脑纹地形，注：这是前一幅图像的放大版。
* 正在形成中的脑纹地形。
* 正在形成中的脑纹地形，箭头所指的斑块为脑纹地形开始形成处。
* 正在形成中的脑纹地形，箭头所指的斑块为脑纹地形开始形成处。
* 正在形成中的脑纹地形，上一幅图像的放大版。

* 正在形成中的脑纹地形宽景图。
* 正在形成中的脑纹地形
* 正在形成中的脑纹地形
* 标注出的开放和闭合型脑纹地形，位于伊斯墨诺斯湖区。
* 标注出的开放和闭合型脑纹地形，位于伊斯墨诺斯湖区。
* 伊斯墨诺斯湖区正在形成中的脑纹地形
* 正在形成中的脑纹地形，箭头指示的位置为脑纹地形开始形成处，图像拍摄于伊斯墨诺斯湖区。

## 另请参阅

* 同心坑沉积
* 冰川
* 火星冰川
* 伊斯墨诺斯湖区
* 线状谷底沉积
* 舌状岩屑坡
* 火星分界
* 尼罗瑟提斯桌山群
* 普罗敦尼勒斯桌山群
* 上部平原单元
# 火星混沌地形区列表

以下是国际天文联合会已正式命名的火星上混沌地形区列表，混沌地形为行星地质学术语，用来表示行星表面看上去彼此混杂交错在一起的山脊、裂缝和平原等地貌区。坐标采用行星中心纬度和东经。

混沌地形区域通常以附近的反照率特征来命名，这符合国际天文学联合会行星命名规则。这种反照率特征必须曾出现在乔凡尼·斯基亚帕雷利或欧仁·米歇尔·安东尼亚第绘制的火星地图上，并被列为火星古典反照率特征。

在这幅由火星全球探勘者号拍摄的拼接图中，左上方为阿伦混沌，右下方是亚尼混沌。

| 英文名 | 中文名 | 坐标  |  直径(公里) |  批准日期  | 名称来源
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| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Aeolis Chaos | 埃俄利斯混沌 |  7.13°S 150.6°W | 201 | 2018 | 古典反照率特征名
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| Aram Chaos | 阿伦混沌 | 2.52°N 337.61°E  | 283.81  | 1976 | 古典反照率特征名
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| Aromatum Chaos | 阿罗马特姆混沌 | 1.03°S 317.03°E | 72.8 | 1979 | 古典反照率特征名
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| Arsinoes Chaos | 阿耳西诺厄斯混沌 | 7.66°S 332.08°E | 200.08 | 1982 | 托勒密·拉贡和伯尼斯的女儿

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| Atlantis Chaos | 亚特兰提斯混沌 |  34.28°S 182.69°E | 181.37 | 1985 | 北纬30N°、西经173°处的反照率特征名
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| Aureum Chaos | 欧罗姆混沌 | 3.89°S 333.04°E | 351.03 | 1976 | 古典反照率特征名
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| Aurorae Chaos | 欧若拉混沌 | 8.47°S 325.19°E | 713.92 | 1991 | 古典反照率特征名
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| Baetis Chaos | 巴厄提斯混沌 | 0.17°S 299.6°E | 66.66 | 2006 | 古典反照率特征名
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| Candor Chaos | 坎多耳混沌 | 6.94°S 287.42°E | 0 | 1985 | 北纬5N°、西经75°处的反照率特征名
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| Caralis Chaos | 卡拉利斯混沌 | 37.2°S 178.6°E | 103.35 | 2014 | 古典反照率特征名
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| Chryse Chaos | 克律塞混沌 | 9.86°N 322.81°E | 658.89 | 2008 | 古典反照率特征名
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| Echus Chaos | 厄科混沌 | 10.79°N 285.28°E | 480.51 | 1985 | 古典反照率特征名
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| Eos Chaos | 厄俄斯混沌 | 16.82°S 313.48°E | 497.85 | 1982 | 古典反照率特征名
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| Erythraeum Chaos | 厄律特里亚混沌 | 21.84°S 347.62°W | 147.63 | 2007 | 古典反照率特征名
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| Galaxias Chaos | 盖勒克西亚斯混沌 | 33.83°S 347.62°E | 234.48 | 1985 | 反照率特征名
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| Ganges Chaos | 恒河混沌 | 9.76°S 313.96°W | 113.73 | 2006 | 古典反照率特征名
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| Gorgonum Chaos | 戈耳贡混沌 | 37.26°S 189.1°E | 150.71 | 1985 | 南纬24°、西经154°处的反照率特征名
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| Hellas Chaos | 赫拉斯混沌 | 47.12°S 64.41°W | 590.62 | 1994 | 取自希腊反照率特征
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| Hydaspis Chaos | 海达斯庇斯混沌 | 3.09°N 333.07°E | 336.04 | 1976 | 古典反照率特征名
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| Hydrae Chaos | 许德拉混沌 | 5.9°S 300.03°E | 66 | 2014 | 古典反照率特征名
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| Hydraotes Chaos | 许得拉俄忒斯混沌 | 1.12°N 324.71°E | 419.04 | 1976 | 古典反照率特征名
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| Iamuna Chaos | 亚穆纳混沌 | 0.28°S 319.39°E | 21.72 | 2006 | 古典反照率特征名
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| Iani Chaos | 亚尼混沌 | 2.19°S 342.96°E | 450.51 | 1976 | 古典反照率特征名
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| Ister Chaos | 伊斯特混沌 | 12.95°N 303.44°E | 109.1 | 1985 | 北纬10°、西经56°处的古典反照率特征
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| Margaritifer Chaos | 珍珠混沌 | 9.3°S 338.3°E | 383.67 | 1976 | 古典反照率特征名
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| Nia Chaos | 尼亚混沌 | 6.74°S 292.62°E | 48 | 2017 | 古典反照率特征名
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| Nilus Chaos | 尼罗混沌 | 25.39°N 283.05°E | 283 | 1985 | 北纬20°、西经65°处的反照率特征名
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| Oxia Chaos | 俄克西亚混沌 | 0.22°N 320.13°E | 24.12 | 2006 | 古典反照率特征名
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| Pyrrhae Chaos | 皮拉混沌 | 10.46°S 331.6°W | 162.35 | 1982 | 反照率特征名
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| Xanthe Chaos | 克珊忒混沌 | 11.87°N 317.78°E | 34.37 | 2006 | 古典反照率特征名
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* 火星谷地列表
* 火星反照率特征列表
# 火星碳酸盐[编辑]

2015年9月2日，轨道探测器对火星平原区尼利槽沟中碳的评估。
2008年首次在火星上发现了碳酸盐盖层的证据，此前，对碳酸盐红外光谱特征敏感的大部分遥感仪，如火星快车号上的光学与红外矿物光谱仪以及火星奥德赛号的热辐射成像系统等都没检测到碳酸盐露头，至少从发回的100米或更大空间范围数据中没有发现。

尽管火星上的碳酸盐无处不在，但 2003 年的研究表明，它们主要以尘埃中的菱镁矿为主，质量占比不足5%，并且可能是在当前大气条件下所形成。此外，除地表尘埃成分外，截至2007年，所有原位探测任务均未检测到碳酸盐，虽然矿物建模并未排除古瑟夫撞击坑中赫斯本德山“独立类”岩石中可能有少量的碳酸钙（注：古瑟夫撞击坑内特征的国际天文联合会规范命名尚未正式确立）。

## 遥感数据

火星勘测轨道飞行器- 紧凑型火星侦察成像光谱仪团队首次成功识别出局部范围（<10公里²）地表碳酸盐矿物的强烈红外光谱特征。2007年的光谱建模确定了尼利槽沟中一处关键矿床，该矿床主要由一种空间上与橄榄石露头有关的单一矿物相构成，主要矿物似乎是菱镁矿，通过热特性和高分辨率成像科学设备的形态推断，表明该矿床为岩屑。从地层学上看，该岩层位于下方页硅酸盐和上方铁镁质冠岩之间，时间上介于诺亚纪和赫斯珀里亚纪年代之间。尽管红外光谱代表的矿物含量厚度低于≈0.1毫米（这与对数十厘米深度敏感的伽马光谱相反），但地层、形态和热学性能等特征反映，碳酸盐是以岩石露头的形式存在而非仅仅是一层蚀变外壳。不过，它的形态与典型的陆相沉积碳酸盐岩层不同，表明其形成于橄榄石和其他火成矿物的局部水蚀。然而，关键的影响是这种改变是在中等pH值下发生，且由此产生的碳酸盐并未暴露在持续的低pH值含水条件下，即使是最近的赫斯珀里亚纪。这增加了火星上局部和区域范围的地质环境，在某些重大的地质年代会有利于类陆生物活动的可能性。

截止2012年，一些科学家认为，碳酸盐沉积物在火星分布不广的原因是低pH水环境在全球占据了主导地位，即使是最难溶解的碳酸盐-菱铁矿（FeCO3）沉淀也仅发生于pH大于5的条件下。
2008年，当凤凰号火星着陆器上的热释气分析仪和湿化学实验室测试发现方解石(CaCO3)和碱性土壤含量在3-5%（重量百分比）后，表面有大量碳酸盐沉积物的证据开始增加。2010年，通过勇气号火星探测车的分析，在古瑟夫撞击坑的哥伦比亚丘陵上发现了富含碳酸镁/铁（16–34%）的露头，这些露头很可能是在诺亚纪火山活动所产生的接近中性pH值热液条件下，从含碳酸盐溶液中沉淀而成。

在勇气号探测车停止活动后，科学家们研究了小型热辐射光谱仪的旧数据，确认了大量富含碳酸盐岩石的存在，这意味着火星上的某些地区可能曾有过水。碳酸盐是在一块叫“科曼奇”的岩石露头上发现的。

火星勘测轨道飞行器在雅庇吉亚区惠更斯陨击坑边缘的陨坑中发现了碳酸盐（碳酸钙或碳酸铁），发生在边缘的撞击暴露了从形成惠更斯陨坑大撞击中翻搅出的材料。这些矿物表明火星曾经有一层较厚的二氧化碳大气层和丰富的水分，这些种类的碳酸盐只有在存在大量水时才会形成。它们是轨道飞行器上的紧凑型火星侦察成像光谱仪所发现，早些时候，该仪器曾探测到粘土矿物，而现在又在粘土矿物附近发现了碳酸盐，这两种矿物都需在潮湿环境中才能形成。 据推测，数十亿年前的火星更加温暖湿润。碳酸盐可能就是由当时的水和富含二氧化碳的大气所形成。后来，碳酸盐沉积物可能被掩埋，而现在二次撞击暴露出了这些矿物。地球上的碳酸盐沉积物则以大量石灰岩的形式存在。

火星上发现的碳酸盐
| 化学式
 | 化学名
 | 矿物名
 | 探测任务
 | 发现时间
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| --- | --- | --- | --- | --- |
| MgCO3
 | 碳酸镁
 | 菱镁矿
 | 火星专用小型侦察影像频谱仪遥感
 | 2003年、2020年
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| CaCO3
 | 碳酸钙
 | 方解石
 | 凤凰号
 | 2008年
 |
| FeCO3
 | 碳酸亚铁
 | 菱铁矿
 | 好奇号
 | 2020年
 |

## 图集

* 惠更斯陨击坑-圆圈处显示了碳酸盐沉积物位置-代表火星表面有大量液态水的时期（比例尺=259公里）。
* 火星上的尼利槽沟是已知最大的碳酸盐矿床。

## 另请查看

* 火星地质
* 火星成分
* 雅庇吉亚区
* 火星矿物
* 埃俄利斯区
* 来自火星探测车任务的科学信息

## 参考资料
# 火星表面颜色[编辑]

被旅居者号漫游车分析过的瑜伽石（1997年7月4日）
由于大气层中悬浮着铁锈尘埃，从远处看，火星表面呈现微红色。但近距观察，它看起来更像奶糖色，根据具体矿物质的不同，其他常见的表面颜色还包括金、棕、棕褐和绿色等。

火星表面明显的颜色使人类能够在早期就将它与其他行星区别开来，并启发人们编织出了许多与火星有关的战争寓言。它最早被记录的名字之一，哈尔·德谢尔（Har decher），在埃及语中的字面意思为“红色的”。它的颜色在印度占星术中也与不祥有关，因为它被命名为安迦罗迦（Angaraka）和洛希坦加（Lohitanga），这两个名字都反映了肉眼所看到火星特有的红色。现代太空探测器已表明，火星在阳光照射下，不仅其表面，而且可能连上方的天空都呈现红色。

## 红色的原因及其普遍性

现代观测表明火星的红色实际较为稀薄，看上去偏红的原因主要是弥漫全球的尘埃层（颗粒直径通常在3微米到45微米），厚度通常为毫米级左右。这种红色尘埃即使是在最厚的地方，如塔尔西斯地区，其厚度可能也不超过2米（7英尺）。因此，淡红色尘埃本质上只是火星表面一层极薄的覆盖层，并不代表火星地表主体部分。

好奇号漫游车穿越“野狗峡”沙丘后看到的火星土壤和巨石（2014年2月9日； 原色 （页面存档备份，存于互联网档案馆））。
火星尘埃所呈现的红色，主要是由于纳米铁氧化物（npOx）的光谱特性所致，这种特性往往在可见光谱中占主导地位。具体的纳米铁氧化矿物尚未完全限定，但纳米结晶的赤色赤铁矿（α-Fe2O3）可能是体积上占主导地位的矿物，至少在火星快车号光学与红外矿物光谱仪（OMEGA）等采样深度小于100微米的红外遥感器下。尘埃中其余的铁所占质量近达50%，可能为富钛磁铁矿（Fe3O4）。磁铁矿通常是黑色的，带有黑色条纹，并不会使尘埃呈现淡红色。

尘埃中氯和硫的质量分数高于（勇气号和机遇号火星漫游车）在古瑟夫撞击坑和子午线高原土壤中的发现，尘埃中的硫也与纳米铁氧化物呈正相关，这表明卤水薄膜（由大气水分子形成的霜冻促成）产生的极有限化学蚀变可能会产生一些纳米铁氧化物。此外，对大气尘埃的遥感观测（显示出与地表的尘埃成分和粒度略有差异）表明，尘埃颗粒主要由斜长石和沸石以及少量辉石和橄榄石组成。这种细粒物质很容易通过富长石玄武岩的机械侵蚀产生，比如火星南部高地的岩石。总的来说，这些观察结果表明水活动对尘埃的任何化学变化的影响都非常微小。

## 尘埃中存在的纳米相铁氧化物

有数种作用过程可在不涉及游离氧（O2）的情况下产生纳米相铁氧化产物，其中一种或多种作用过程可能在火星上占主导地位，因为地质史跨度上的大气模拟表明，游离氧（主要通过水的光解生成），可能一直是一种分压不超过0.1微帕（μPa）的微量组分。

1997年7月4日，火星探路者号拍摄的布满岩石的表面。
一种不依赖氧的作用通过亚铁（Fe2+）（通常存在于典型的火成岩矿物中）或金属铁（Fe）与水（H2O）的直接化学反应生成三价铁（Fe3+(aq)），在实验条件下通常会产生针铁矿（FeO•OH）等氢氧化物，虽然热力学并不支持这种与水的反应，但由于分子氢（H2）副产物的快速损失而能得以持续下去。溶解的二氧化碳（CO2）和二氧化硫（SO2）可进一步促进反应，这会降低卤水膜的pH值，从而提升更具氧化性的氢离子（H+）浓度。

然而，通常需要更高的温度才能将含氧的Fe3+氢氧化物如针铁矿（约摄氏300度）分解成赤铁矿。在茂纳凯亚火山上段坡体上形成的橙玄玻质火山碎屑可能反映了这种过程，这与橙玄玻质火山碎屑和火星尘埃之间有趣的光谱和相似的磁性相一致。尽管需要这种动力学条件，但考虑到针铁矿的热力学稳定性，火星上长期干旱和低pH的条件（如白天的卤水膜）可能会导致针铁矿最终转化为赤铁矿。

铁和亚铁离子（Fe2+）也可能被过氧化氢（H2O2）的活性氧化，尽管火星大气中的过氧化氢含量非常低，但它在时间上是持久的，是一种比水分子强得多的氧化剂。实验观察到过氧化氢驱动氧化生成了三价铁离子（通常为水合矿物）。此外，α-Fe2O3，而非水合三价铁离子（Fe3+）矿物光谱特征的普遍性，增强了即使没有热力学上不支持的中间体，如针铁矿，也可能形成纳米铁氧化物的可能性。

还有证据表明，在侵蚀过程中，磁铁矿可能会形成赤铁矿。丹麦奥胡斯大学火星模拟实验室 （页面存档备份，存于互联网档案馆）的实验表明，当磁铁矿粉末、石英砂和石英粉尘颗粒的混合物在烧瓶中翻滚时，一些磁铁矿会转化为赤铁矿，将样本染成红色。对这种效应的解释是，当石英因研磨而断裂时，某些化学键会在新暴露的表面处断裂；当这些表面与磁铁矿接触时，氧原子可能从石英表面转移到磁铁矿，形成赤铁矿。

## 火星红色的天空

来自火星探路者和火星探测车任务的近似真彩原位图像表明，火星天空在人类看来可能也呈红色。尘埃颗粒对0.4-0.6微米范围内阳光的吸收可能是天空发红的主要原因。另一种作用可能来自尘埃颗粒在波长约3微米近红外范围内的光子散射，超过了气体分子的瑞利散射。

* 美国宇航局-“一分钟后的火星：火星真的是红色的吗？” （页面存档备份，存于互联网档案馆）
* ContactInContext - “火星，“金棕色”（而非红色）的行星？” （页面存档备份，存于互联网档案馆）
# 同心坑沉积[编辑]

**同心坑沉积**(concentric crater fill)是指撞击坑坑底大部分地区绵延着许多道平行山脊的地形地貌，这种类型的撞击坑在火星中纬度地区很常见，并普遍认为是冰川运动所造成的。火星上被称为都特罗尼勒斯桌山群和普罗敦尼勒斯桌山群的地区都分布着许多同心坑沉积。

## 说明

同心坑沉积，与舌状岩屑坡和线状谷底沉积一样，被认为都富含水冰，有时在同心坑沉积上发现的巨砾，据认为它们是从撞击坑坑壁上剥落的，然后随着冰川的运动而被移离，地球上的漂砾也以类似的方法被移动。

高分辨率成像科学设备(HiRISE)拍摄的高清照片显示，同心坑沉积的部分表面覆盖了一层被称为细胞闭合型和细胞开放型脑纹地形的奇特图案。这种地形类似人脑，据信这是由于堆积的灰尘及其他碎屑的表面裂缝以及部分表面冰升华所致，而产生裂缝的原因则是重力和季节性冷热二种因素共同作用的结果。

* HiWish计划下高分辨成像科学设备观察到的细胞闭合型脑纹地形，该类型的表面常见于舌状岩屑坡、同心坑沉积和线状谷底沉积表面。
* HiWish计划下高分辨成像科学设备观察到的细胞开放型和细胞闭合型脑纹地形。

* 火星勘测轨道器背景相机(CTX)在法厄同区所看到的同心坑沉积。
* HiWish计划下高分辨成像科学设备在法厄同区拍摄的同心坑沉积特写，注意，这是上一幅同心坑沉积图像的放大版。
* 高分辨成像科学设备在卡西乌斯区拍摄的同心坑沉积的宽景视图。
* 前一幅同心坑沉积图片顶部附近特写，表面岩屑覆盖着水冰。
* 火星勘测轨道器背景相机在卡西乌斯区拍摄的带有同心坑沉积的撞击坑。
* HiWish计划下高分辨成像科学设备在卡西乌斯区看到的发育良好的坑洼处。注意：这是前一幅背景相机拍摄图像的放大版。
* 一座含有同心坑沉积的撞击坑坑底特写，显示带有一些凹小坑的裂缝，位置卡西乌斯区。
* 特写显示坑底部分裂缝包含有一些小凹坑，裂缝可能起始于一列凹坑，然后延伸扩大，逐惭连成一体。
* 这一系列的图片说明了为什么研究人员认为许多陨石坑填满了富含水冰的物质。陨石坑的深度可根据观测到的直径来预测，很多的撞击坑几乎都已被填平，而非原本的碗状；据此推测，这些陨坑自撞击形成以来，已获得了很多物质。据信大部分外来物都是从天而降的雪或被尘埃包裹着的冰。

* 背景相机在法厄同区拍摄的同心坑沉积宽景图
* HiWish计划下高分辨成像科学设备在法厄同区看到的同心坑沉积。
* HiWish计划下高分辨成像科学设备在法厄同区所看到的更近的彩色视图。

## 另请参阅

* 卡西乌斯区
* 火星气候
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 锐蚀地形
* 撞击坑
* 冰川
* 火星冰川
* 普罗敦尼勒斯桌山群
* 火星水文
# 火星分界[编辑]

火星地形圖，可明顯看出火星南北半球之間的差異。
**火星南北半球之間的分界**（**Martian dichotomy**）是火星最明顯的地理特徵，該分界線是崎嶇的南半球隕擊高原和平坦的北半球盆地分界線。兩個半球間的高程差約 1 至 3 公里。而火星地殼平均厚度是 45 公里；而南半球地殼厚度約 58 公里，北半球則是 32 公里。

## 分界線上的地形特徵

分界線上的地形相當複雜。一個明顯的地形特徵被稱為銳蝕地形（Fretted terrain）。這區域的地形包含桌山、丘陵和兩側峭壁高度超過 1 英里的底部平坦谷地。周圍的許多桌山和丘陵是已經被認為是被岩石覆蓋的冰川，又稱為舌狀岩屑坡（Lobate debris apron）。

在這個區域有許多被認為是河谷的大型谷地切穿。

該分界線包含以下三個區域：都特罗尼勒斯桌山群（Deuteronilus Mensae）、普羅敦尼勒斯桌山群（Protonilus Mensae）、尼羅瑟提斯桌山群（Nilosyrtis Mensae）。這三個區域被廣泛研究，因為一般認為這些區域的地形是因為冰的移動造成。

火星北半球的低地約佔有火星三分之一表面，並相對平坦偶有撞擊坑；其他三分之二表面則是地勢較高的火星南半球。兩個半球之間高度差異相當顯著。由單位面積撞擊坑密度研判，火星南半球表面形成年代遠比北半球古老。受到大量撞擊的南半球高地其年代可追溯到後期重轟炸期。

目前有三個主要的假說來解釋火星地殼形成南北差異的原因：內生起源假說（地函作用）、單次撞擊假說、多次撞擊假說。兩種與撞擊事件相關的假說都是發生在原始太陽系撞擊時期結束以前，暗示將火星地殼地形一分為二的過程可追溯至火星早期歷史。

## 形成原因

### 單次撞擊假說

一次巨大的撞擊事件可能在火星外表形成一個巨大的圓型凹陷地形。而該凹陷地形已經被命名為北極盆地（North Polar Basin 或 Borealis Basin）。但大多數模型預測的低地形狀卻是明顯偏離圓形。其他外在過程可能使該撞擊區域型狀因此偏離圓形。如果北極盆地確實是因為單次撞擊形成，這將是太陽系中最巨大的撞擊坑。而如此巨大，足以形成該撞擊坑的物體一般認為是在吸積中的太陽星雲時期存在。

一般預期在如此規模的撞擊下會有噴發物圍繞在低地附近的區域。但如果該撞擊在約 45 億年前發生，侵蝕作用就可解釋無法找到噴發物的原因。同時巨大撞擊可能也會使許多物質噴入太空或降落在火星南半球。噴發殘餘物的地質證據將是支持該假說的強力證據。

2008年的一篇論文提出其他支持單次撞擊的研究成果。先前對因為塔爾西斯火山隆起而使地貌變得複雜的撞擊邊緣進行研究，發現塔爾西斯區域的隆起可能使原本的分界線被覆蓋在約 30 公里厚的玄武岩之下。麻省理工學院和喷气推进实验室的科學家以火星重力場和地形限制了塔爾西斯隆起之下的火星南北分界線，因此產生了火星分界線的橢圓模式。橢圓形的北極盆地也進一步證實單次撞擊假說。該假說因為相對簡單，且此種規模的撞擊會在太陽系形成早期歷史中發生而廣為人所接受。

### 內生起源假說

一般認為早期的火星擁有板塊運動。在地球上，板塊運動能使大範圍的岩石圈物質移動而重新分布。地函對流的形式包括對流胞或地函熱柱，目前仍未完全了解地函作用如何影響板塊運動。因為地球的內部運動仍待完全理解，在火星上研究類似作用是相當困難的。

該分界線可以在火星形成核心時一起形成。大致圓形的低地形成可以歸因於核心快速形成造成的羽毛狀一階翻轉。有證據顯示在火星低地所發生的由內部引起的板塊運動是發生在早期撞擊時期（Early bombardment phase）結束的時候。

2005年的一篇論文提出，Degree-1 地函對流可能造成火星的南北分界。Degree-1 地函對流是其中一個半球主要是上升流，另一半球則主要是下降流的對流過程。一些證據則是許多張性破裂面和諾亞紀晚期至赫斯珀利亞紀早期的火成岩活動。一個內生起源假說的相反論點則是發生在北極盆地的板塊運動是因為撞擊後地殼強度變弱造成。為了進一步支持內生起源假說，必須要有地殼上的斷層和伸縮地形發生在早期撞擊結束之前的證據。

### 多次撞擊假說

支持多次撞擊假說的證據有包含數個與大撞擊盆地外環有關聯的數段南北分界線；但北極盆地有一大部分是位於這些撞擊盆地邊緣之外。如果火星北部的低地是由多個撞擊盆地形成，那內部的撞擊坑外環和噴發物高度應該比南半球高地高，但實際上仍遠低於高地。還有低地的部份區域是在任一撞擊盆地之外，而這些區域必須被多個撞擊坑的噴發物覆蓋，且高度應該接近當地原始高程；但顯然事實並非如此。

一種解釋就是消失的噴發物曾代表這些噴發物並非永遠存在。由巨大撞擊產生的噴發物會因為被噴進太空而無法找到。另一種解釋則是該地形南北分界是因為深度造成的冷卻和晚期火山活動造成的地殼加載而形成。

多重撞擊假說在統計上也難以成立；因為多個撞擊盆地的形成和覆蓋不可能主要都集中在火星北半球。

* 火星地質
* 火星地理
* 火星水文
* 锐蚀地形（Fretted terrain）
* 舌状岩屑坡
* 都特罗尼勒斯桌山群
* 普罗敦尼勒斯桌山群
* 尼羅瑟提斯桌山群
* 冰川

## 參考資料

* Google Mars （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Google Maps