辛梅利亞高地（Terra Cimmeria）是火星埃裡達尼亞區一處遼闊的區域，它北接埃律西昂平原、南臨南極高原、西側與赫斯珀里亞高原和普羅米修高地接壤、東面則鄰近塞壬高地，其中心位置座標為，範圍涵蓋北緯 15 度到南緯 75 度，西經 170 度到 260 度的大片地區，最大跨度達 5400 公里（3400 英里）。辛梅利亞高地也是火星南部高地上隕石撞擊嚴重的地區之一，勇氣號探測車就著陸在該地區附近。 辛梅里安（Cimmerium）一詞來自古色雷斯航海族，意思為雲霧籠罩的陸地 Blunck J 1982 Mars and its Satellites Exposition Press Smithtown NY。 2012 年 3 月下旬，美國宇航局的火星軌道飛行器如 2001 火星奧德賽號航天器上的熱輻射成像系統裝置和火星勘測軌道飛行器上的火星彩色成像儀在該地區上空觀測到了可能為凝結雲的現象。 火星沖溝 辛梅利亞高地是火星上衝溝密佈的地區，這些沖溝可能是由最近的流水所形成，它們出現在陡坡上，尤其是在隕石坑的坑壁上。人們認為沖溝相對年輕，上面幾乎未見有撞擊坑。 此外，沙丘上也分佈有沖溝，而沙丘本身則被認為相當年輕。通常，每條沖溝都有壁凹、流道和扇形沖積堆。一些研究發現，沖溝出現在面向所有方向的斜坡上 Edgett K et al 2003 Polarand middlelatitude martian gullies A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit Lunar Planet Sci 34 Abstract 1038，其他研究發現，朝向極地的斜坡上出現的沖溝數量更多，尤其在南緯 3044 度 Dickson J et al 2007 Martian gullies in the southern midlatitudes of Mars Evidence for climatecontrolled formation of young fluvial features based upon local and global topography Icarus 188 315323。 雖然已提出了很多想法來解釋它們，但最被認可的是來自含水層的液態水，即古冰川底部的融化，或氣候變暖時的地下融冰 Heldmann J and M Mellon Observations of Martian gullies and constraints on potential formation mechanisms 2004 Icarus 168 285304Forget F et al 2006 Planet Mars Story of Another World Praxis Publishing Chichester UK。 有三種存在證據支援的理論，其一是大多數沖溝的溝頭壁凹都處於同一水平面上，確如所預料的含水層一樣。各種測量和計算表明，在溝壑開始的通常深度，含水層中可能存在液態水 Heldmann J and M Mellon 2004 Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms Icarus 168285304。該模型的一種變化是，上升的熾熱岩漿可能融化了地下冰，導致水在含水層中流動。含水層可能由多孔砂岩構成，能讓水在裡面流動的地層，一般位於阻止水往下滲漏的不透水層上方。由於含水層中的水無法向下流淌，受堵的水流只能沿水平方向流動。最終，當含水層到達一條裂縫處 如坑壁時，水就會流出到地表，由此產生的水流會侵蝕巖壁，形成沖溝。含水層在地球上很常見。猶他州錫安國家公園的 哭泣石 就是一則很好的示例 Harris A and E Tuttle 1990 Geology of National Parks KendallHunt Publishing Company Dubuque Iowa。 而下一種理論認為，火星大部分地表都被一層平坦厚實的冰塵混合物覆蓋 Malin M and K Edgett 2001 Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera Interplanetary cruise through primary mission J Geophys Res 106 2342923570Mustard J et al 2001 Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful nearsurface ground ice Nature 412 411414Carr M 2001 Mars Global Surveyor observations of fretted terrain J Geophys Res 106 2357123595，這層富冰的覆蓋物厚約數碼錶面平整，但在某些地方有類似籃球表面的凹凸紋理。該覆蓋層可能像冰川一樣，在某些條件下，混合其中的水冰可能會融化並衝下斜坡，形成沖溝 Head J et al 2008 Formation of gullies on Mars Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin PNAS 105 1325813263。由於這種覆蓋層上幾乎沒有隕坑，因而，被認為相對年輕。下圖是高解析度成像科學裝置顯示的托勒密撞擊坑邊緣，極好地展示了這一覆蓋層 Christensen P 2003 Formation of recent martian gullies through melting of extensive waterrich snow deposits Nature 422 4548。富冰的覆蓋層可能是氣候變化的結果，火星軌道及自轉軸傾角的變化會導致從極地到相當於德克薩斯州緯度的水冰分佈發生重大變化。在某些氣候階段，水蒸氣離開極地冰進入大氣層，並在低緯度區形成與大量塵埃混合的霜凍或雪粒回落到地面。火星大氣層中含有大量的細小塵埃微粒，水蒸氣會凝結在這種顆粒上，隨後因水膜的額外重量落回到地面。當火星處於最大傾斜或傾角時，夏季冰蓋上最多 2 釐米（079 英寸）的冰可能會被蒸發，並沉積在中緯度地區。這種水迴圈可能會持續數千年，形成厚達 10 米（33 英尺）的積雪層 Jakosky B and M Carr 1985 Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity Nature 315 559561Jakosky B et al 1995 Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate J Geophys Res 100 15791584。當覆蓋層頂部的冰又昇華到大氣中時，會留下一層塵埃，從而將剩餘的冰塵封在下方 MLA NASAJet Propulsion Laboratory 2003 December 18 Mars May Be Emerging From An Ice Age ScienceDaily Retrieved February 19 2009 from httpswwwsciencedailycomreleases200312031218075443htmAds by GoogleAdvertise。對沖溝高度和坡度的測量支援了積雪或冰川與沖溝相關的觀點。越陡的斜坡越背陰，積雪也越易儲存下來 Dickson J et al 2007 Martian gullies in the southern midlatitudes of Mars Evidence for climatecontrolled formation of young fluvial features based upon local and global topography Icarus 188 315323。而海拔越高，沖溝則越少，因為冰在海拔更高的稀薄空氣中更容易昇華 Hecht M 2002 Metastability of liquid water on Mars Icarus 156 373386。 第三種理論也是有可能的，因為氣候變化可能足以讓地下冰融化，從而形成沖溝。在氣候變暖期間，最初數米厚的地面可能會融化併產生類似於乾燥寒冷的格陵蘭東海岸的 泥石流 Peulvast J PhysioGeo 18 87105。由於沖溝出現在陡坡上，因此，只需土壤顆粒的抗剪強度略微降低就會開始下滑，而地下融冰中的少量液態水就足以產生這種潤滑作用 Costard F et al 2001 Debris Flows on Mars Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications Lunar and Planetary Science XXXII 2001 1534pdf。計算表明，即使在當前條件下，火星每年的 50 天裡，每天都會產生三分之一毫米的徑流 Clow G 1987 Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack Icarus 72 93127。 ImageGully in Phaethontisjpg 牛頓撞擊坑附近的沖溝群 火星全球探勘者號。 Image25090gulliesjpg 沖溝 高解析度成像科學裝置。 Image2509gulliesclosenewjpg 沖溝 特寫 高解析度成像科學裝置。 Image2509gullyfanjpg 沖溝沖積堆 特寫 高解析度成像科學裝置。 ESP 040993 1450gulliesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的隕坑中兩道不同高度的沖溝。 磁性帶與板塊構造 火星全球探勘者號在火星地殼中發現了磁性地帶，尤其是在法厄同區和埃裡達尼亞區（辛梅利亞和塞壬高地）Barlow N 2008 Mars An Introduction to its Interior Surface and Atmosphere Cambridge University Press。火星全球探勘者號上的磁強計發現了 100 公里（62 英里）寬，大致平行的磁化地殼帶，最長可達 2000 公里（1200 英里）。這些條紋極性交錯，其中一條磁性帶的北磁極從表面向上，而另一條的北極則向下。當 20 世紀 60 年代在地球上發現類似磁性帶時，它們被視為是板塊構造的證據。研究人員認為，火星上的這些磁性帶是早期短暫板塊構造活動的證據 Connerney J et al 1999 Magnetic lineations in the ancient crust of Mars Science 284 794798Langlais B et al 2004 Crustal magnetic field of Mars Journal of Geophysical Research 109 EO2008Sprenke K and L Baker 2000 Magnetization palemagnetic poles and polar wander on Mars Icarus 147 2634。當岩石凝固時，它們保留了當時的磁性。行星磁場被認為是由地表下的流體運動引起的。初始資料是火星全球探勘者號在接近該行星時的氣阻減速過程中獲得的。然而，其後二年在海拔 400 公里（250 英里）處收集的測量結果表明，這些磁性特徵甚至與地表已知特徵相匹配 Connerney J et al 2005 Tectonic implications of Mars crustal magnetism Proceedings of the National Academy of Sciences of the USA 102 1497014975。但是，地球上的磁性帶和火星上的有些不同。火星上的磁性帶更寬，磁性也更強，似乎沒有從中地殼伸展帶向外延展。由於包含磁性帶的區域約有 40 億年的歷史，人們認為，全球磁場在火星地質史中可能只持續了最初的數億年，當時行星核心的鐵水溫度可能高到足以將其混合成一臺磁力發動機。像希臘平原這樣的大型撞擊盆地附近則沒有磁場。撞擊的衝擊可能已經消除了岩石中的殘餘磁性。因此，撞擊後，地核中早期流體運動產生的磁性就已消失了 Acuna M et al 1999 Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars Global Surveyor MAGER Experiment Science 284 790793。 當含有磁性物質如赤鐵礦（Fe2O3）的熔融岩石在磁場環境中冷卻凝固時，它就會被磁化並呈現背景磁場的極性。只有當岩石隨後被加熱到特定溫度（鐵的居里點為攝氏 770 度）以上時，這種磁性才會消失。岩石中保留的磁性是岩石凝固時記錄的磁場磁性。 冰川 火星上的許多地貌被認為是覆蓋著一層薄岩屑的冰川，這一覆蓋層阻止了冰的融化。下面的圖片顯示了其中的一些特徵有關它們的詳細介紹，可在《火星冰川》一文中找到。 ImageCrater floor in Eridania MarsjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的隕石坑地表，粗糙的表面是由離開地面的冰形成的，坑內聚積了大量覆蓋著岩石和泥土的冰。 Image2509mantlelayersjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的覆蓋層。覆蓋層富含水冰，為某些氣候條件下從空中飄落。多層覆蓋層的存在表明它們來自不同的時期。 Wikiarrheniusjpg 火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的阿雷紐斯撞擊坑。 WikiESP 034164 1405arrheniusjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的阿雷紐斯撞擊坑內的冰川特徵，箭頭指示了古冰川。 Wikicrulsjpg 火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的克魯爾斯撞擊坑，箭頭指示了古冰川。 WikicrulsESP 034057 1375flowsjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的克魯爾斯撞擊坑內的冰川特徵。 沙丘 當風向穩定且有充足的沙粒時，則就構成了形成新月沙丘的完美條件。 通常，新月沙丘的迎風側斜坡較為平緩，背風側坡則更為陡峭，並在兩側形成近似對稱的兩個尖角或凹口，整座沙丘似乎隨風移動。觀察火星上的沙丘可告訴我們風力及風向。如果定期拍攝照片，就可會看到沙丘的變化或沙丘表面的漣漪。在火星上，沙丘通常呈深色，因為它們是由常見的火山玄武岩構成。在乾燥環境中，玄武岩中的深色礦物質，如橄欖石和輝石，不會像在地球上那樣分解。雖然很少見，但在夏威夷也發現了一些黑色的沙粒，那裡還有許多噴出玄武岩的火山。新月沙丘是一條俄語術語，因為這種沙丘首先出現在突厥斯坦的沙漠地區。火星上的一些風是在春季加熱兩極乾冰時所產生，此時，固態二氧化碳（乾冰）直接昇華或變成氣體，被高速颳走。每一火星年，大氣中 30 的二氧化碳會結冰並覆蓋正在經歷冬季的極地，因此存在巨大強風的可能。 ImageESP_023561dunesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的黑色沙丘。黑色沙丘由玄武質火成岩構成，照片中央的黑框顯示了在下一幅影像中放大的區域。比例尺長 500 米。 ImageESP_023561dunesclosejpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的黑色沙丘特寫。該影像最長尺寸略大於 1 公里，圖中的區域如上圖所示。 Esp 037367 1340bdunesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的埃裡達尼亞區沙丘。 040822 1465dunesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的隕石坑底的沙丘。 ESP 047482 1440dunesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的隕坑附近的沙丘廣角圖 47482 1440dunesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的沙丘近景 47482 1440dunescraterjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的沙丘近景 ESP 047482 1440dunescolorjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的沙丘彩色近景 圖集 File29020brainterrainjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示隕石坑內地表。 FileESP 054919 1465channelsjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示流道 40822 1465channeljpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的坑底流道。 ImageESP_026594_1470closecratersjpg 可能是由碎裂小天體造成的一組隕石坑。 40993 1450ridgesjpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的從幽暗地層下露出的山脊。 ESP 047467 1685channalridgejpgHiWish 計劃下高解析度成像科學裝置顯示的被流道侵蝕的皺脊，箭頭指示了流道切開山脊的侵蝕點。 火星互動地圖 另請檢視 新月形沙丘 火星地理 火星冰川 火星沖溝 火星水文 參考文獻 外部連結 火星冰 吉姆塞科斯基 第 16 屆國際火星學會年會 Category 火星高地 Category 艾利達尼亞區 Category 第勒尼安海區