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赫斯珀利亚高原

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火星全球探勘者号资料绘制的赫斯珀利亚高原彩色地形图。该高源的撞击坑教周围诺亚纪的泰瑞纳山和辛梅利亚高地少。这表示该高原比附近受到大量陨石撞击区域年轻。图中颜色指示高度，红色最高，黄色高度居中，蓝色最低。

赫斯珀利亚高原（Hesperia Planum）是位在火星南半球广大的熔岩平原。该高原以数量较周围地区少的撞击坑和大量的皱脊为醒目特征，该地区也是古老火山泰瑞纳山所在地。火星地质年代中的赫斯珀利亚纪名称即由来自此高原[1][2]。

名称由来

火星大部分地名都来自于圣经或古典时代[3]。“赫斯珀里亚”是一个希腊-拉丁诗的术语，指“西方的土地”，是古希腊对意大利、古罗马和西班牙的称呼[4][5]。Planum（复数形 plana）是拉丁语的高海拔平原或高原。在太空地质学和国际天文联会行星体系命名法中，该用语是用于其他行星或天然卫星上的相对平坦而高海拔平原或高原[6]。

1877年意大利天文学家乔凡尼·斯基亚帕雷利命名的火星反照率特征中，将中心座标 20°S, 240°W 的中等色调区域命名为赫斯珀利亚区[7][4]。当时斯基亚帕雷利相信深色区域是水体，而色调较浅的赫斯珀利亚区是两个海洋之间的冲积平原或沼泽，因此将深色区命名为提雷尼亚海和辛梅利亚海[8]。虽然在20世纪初火星表面海洋的存在已经不被相信[9]，但直到太空时代以前对当地状况仍无从了解。1972年水手9号探测器拍摄影像显示当地是有许多撞击坑和风蚀条纹的平原[10]。国际天文联会于1973年正式将当地命名为赫斯珀利亚高原[11]。该区两侧暗色区域被发现是有大量撞击坑的高地。1979年国际天文联会将两侧暗色高地的西侧命名为第勒纳高地（Tyrrhena Terra）、东侧命名为辛梅利亚高地（Terra Cimmeria）[12]（Terra 在拉丁语中是指广大的地块）。

位置和地理特征

火星侦察轨道器的HiRISE拍摄的赫斯珀利亚高原西北方特写影像

赫斯珀利亚高原位于巨大的撞击坑希腊平原的东北边缘[13]，中心座标是 22.3°S, 110°E，属于提雷尼亚海区 (MC-22)。其范围最长达到 1700 公里 [11]，面积是 200 万平方公里[14]。

在低分辨率下（>100 米），赫斯珀利亚高原是相当平坦的[15]，其高程比火星大地水准面高 1.2 公里[16]。该地区的表面比周围泰瑞纳山和辛梅利亚高地等高地低约 200 至 800 米，并且走向是偏南方，平均坡度 0.03°[13]。高分辨率影像中 (<19 m/pixel)，赫斯珀利亚高原的表面主要是沙尘和细颗粒沉积物，只有少数岩盘和巨石可见。该地区并且有大量被沉积物填充的底部平坦且很浅的撞击坑。该地区没有可辨识的熔岩管等火山活动构造，虽然有小规模（宽度小于 10 米）的渠道[17]。

地质

赫斯珀利亚高原的地质主要是洪流玄武岩[18]，虽然目前无法排除层状火山碎屑岩或湖底沉积物的存在[17]。并可发现当地熔岩填充了存在于诺亚纪的大范围的低而崎岖的区域。在岩浆出现前形成的撞击坑边缘仍在当地可见，表示当地岩浆厚度是 250–500 米。赫斯珀利亚高原的熔岩量可和地球上的大火成岩省相比，例如哥伦比亚河玄武岩群（英语：Columbia River Basalt Group）[13]。

撞击坑和年代

海盗号拍摄赫斯珀利亚高原影像中可见到皱脊。向上是北方。影像宽度约 107 公里[19]。

赫斯珀利亚高原上相对中等数量的撞击坑代表该区域在火星历史上年代居中。太空地质学中是以计算行星表面撞击坑数量进行相对定年（撞击坑计数）。大量撞击坑的区域代表年代古老，反之则是年轻地区。赫斯珀利亚高原是火星地质年代赫斯珀里亚纪的标准地点。熔岩在赫斯珀利亚高原形成了被称为赫斯珀利亚系的地质区域[20]。赫斯珀利亚高原的熔岩喷发大约是在赫斯珀利亚纪开始的 37 亿年前[21]（火星和其他行星一样形成于约 45 亿年前）。赫斯珀利亚纪的熔岩比其他受到大量撞击的诺亚纪区域年轻，但比年代接近现代的亚马逊纪古老（请参见火星地质）。

皱脊

皱脊是一种长而高度线性的独特地貌特征，是由地势较低，且被钝齿状的窄山岭覆盖在面积较广的拱形地形组成。这种地形特征在月球相当常见，且只出现在地势较低的熔岩平原（即月海）[22]。在火星上出现此种地形一般认为是当地也出现过类似的火山活动。因此，火山上有皱脊的平原一般被认为是由高流动性的玄武岩质熔岩（洪流玄武岩）形成。皱脊一般相信是熔岩流固定以后当地表面受到逆断层的应力而形成[23][24]。这种地形并非火山活动特征，但却是板块运动的次级特征，会形成于受到压应力的致密岩石（例如层状玄武岩）。类似赫斯珀利亚高原的“皱脊平原”覆盖了火星 30% 的表面[18]。

泰瑞纳山

2001火星奥德赛号的THEMIS拍摄火星泰瑞纳山的白昼红外线影像。这个古老且受大量侵蚀的火山在水手9号首次拍摄时被称为“蒲公英”[25]。

泰瑞纳山（Tyrrhena Mons 或 Tyrrhena Patera）是在赫斯珀里亚高原西部的一个受到侵蚀的低高度火山，是火星表面最古老的中心式喷发火山之一 [26]，而且被列为形式属于 Patera 的火山（参见火星的火山活动。Patera 是指不规则或复杂、多弧形边的火山口），喷发时间在诺亚纪早期到赫斯珀里亚纪早期[27]。泰瑞纳山只比周围平原高 1.5 公里，中心是一个直径 40 公里的陷落区，即为破火山口。当地大量放射状的平底谷地和山脊表示该火山受到高度侵蚀。泰瑞纳山的低高度和被剥蚀状态代表该火山的组成大部分都是易碎物质组成，例如火山灰。火山灰可能是来自于岩浆和地下水或地下冰层交互作用造成[28]。

参考资料

  1. ^ Scott, D.H.; Carr, M.H. (1978). Geologic Map of Mars. U.S. Geological Survey Miscellaneous Investigations Series Map I-1083.
  2. ^ Morton, 2002, p. 117.
  3. ^ Hartmann, 2003, p. 12.
  4. ^ 4.0 4.1 USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2486 （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  5. ^ Simpson, D.P. (1968). Cassell's New Latin Dictionary; Funk & Wagnalls: New York, p. 275.
  6. ^ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/DescriptorTerms （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  7. ^ Hartmann, 2003, p. 199.
  8. ^ Sheehan, 1996, p. 223.
  9. ^ Moore, P. (1954). The Planet Mars in Realities of Space Travel: Selected Papers of the British Interplanetary Society, L.J. Carter, Ed.; McGraw-Hill: New York, p. 320.
  10. ^ Sagan, C. et al. (1972). Variable Features on Mars: Preliminary Mariner 9 Television Results. Icarus, 17, 346–372.
  11. ^ 11.0 11.1 USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2488 Archive.is的存档，存档日期2014-01-02.
  12. ^ USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MARS&featureType=Terra （页面存档备份，存于互联网档案馆）, terrae.
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 Ivanov, M. A.; Korteniemi, J.; Kostama, V.-P.; Aittola, M.; Raitala, J.; Glamoclija, M.; Marinangeli, L.; Neukum, G. (2005), Major Episodes of the Hydrologic History in the Region of Hesperia Planum, Mars. J. Geophys. Res., 110, E12S21, doi:10.1029/2005JE002420.
  14. ^ Gregg, T. K. P.; Crown, D. A. (2005). What is Hesperia Planum, Mars? An Examination of Multiple Working Hypotheses. 36th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1962. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1962.pdf （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  15. ^ Greeley, R. (1994). Planetary Landscapes, 2nd ed.; Chapman & Hall: New York, p. 162. ISBN 0-412-05181-8.
  16. ^ Kostama, V.-P.; Ivanov, M. A.; Korteniemi, J.; Aittola, M.; Raitala, J.; Glamoclija, M.; Marinangeli, L.; Neukum, G.; and the HRSC Co-Investigator Team. (2005). Major Episodes of the Hydrologic History of Hesperia Planum, Mars. 36th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1659. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1659.pdf （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  17. ^ 17.0 17.1 Gregg, T. K. P.; de Silva, S. (2009). Tyrrhena Patera and Hesperia Planum, Mars: New Insights (and Old Interpretations) from High-Resolution Imagery. 40th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1700. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1700.pdf （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  18. ^ 18.0 18.1 Greeley, R.; Spudis, P. (1981). Volcanism on Mars. Rev. Geophys. Space Phys., 19(1), 13–41.
  19. ^ Boyce, 2008, p. 89.
  20. ^ Tanaka, K.L. (1986). The Stratigraphy of Mars. J. Geophys. Res., Seventeenth Lunar and Planetary Science Conference Part 1, 91(B13), E139–E158.
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  22. ^ Carr, 2006, p. 89.
  23. ^ Golombek, M.P.; Anderson, F.S.; Zuber, M.T. (2001). Martian Wrinkle Ridge Topography: Evidence for Subsurface Faults from MOLA. J. Geophys. Res., 106(El0), 23,811–23,821.
  24. ^ Montési, L. G. J.; Zuber, M.T. (2003). Clues to the Lithospheric Structure of Mars from Wrinkle Ridge Sets and Localization Instability. J. Geophys. Res., 108(E6), 5048, doi:10.1029/2002JE001974.
  25. ^ Morton, 2002, p. 103.
  26. ^ Greeley, R.; Crown, D.A. (1990). Volcanic Geology of Tyrrhena Patera, Mars. J. Geophys. Res., 95(B5), 7133–7149.
  27. ^ Crown, D. A.; Berman, D. C.; Gregg, T. K. P. (2007). Geologic Diversity and Chronology of Hesperia Planum, Mars. 38th Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1169. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1169.pdf （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  28. ^ Carr, 2006, pp. 69, 74, Fig. 3.33.

延伸阅读

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