跳转到内容

萨瑞南高地

维基百科，自由的百科全书
在塞壬高地可能的氯化物沉积。

塞壬高地或译为塞壬台地（Terra Sirenum）是火星南半球一处辽阔的高地。

地理

塞壬高地位于火星法厄同区，其中心座标为39°42′S 150°00′W / 39.7°S 150°W / -39.7; -150，涵盖范围从南纬10度到南纬70度；西经110度到180度[1]，纵横达3900公里。塞壬高地分布有众多的撞击坑，其中包含了牛顿撞击坑。据信塞壬高地上有一处曾经是湖泊的低地，但湖内之水一般认为是从马丁谷流出[2][3]。

氯化物沉积

2001火星奥德赛号在2008年3月在塞壬高地发现了以氯化物为组成单位的矿物沉积。这些沉积物年代约35到39亿年，代表在火星早期历史近地表液态水曾广泛分布，暗示了火星早期可能存在生命[4][5]。除了找到氯化物以外，火星侦察轨道器还发现了必须在长期暴露在水中才能形成的铁镁质膨润石[6]。

倒转地形

火星部分区域发现了原本应该地势较周围低，但现在却比周围高，且类似河道的“倒转地形”。一般认为巨岩一类的物质会沉积在底部区域，之后侵蚀（风可能无法移动巨岩）将表层物质移除后留下较能抵抗风化的沉积物。其它造成倒转地形的可能方式也许是熔岩流入河床或者是被溶于水中的矿物胶结而成。在地球上由二氧化矽胶结成的物质能高度抵抗各种侵蚀。在地球上倒转河道的最佳例子是美国犹他州绿河的雪松山组地层。河道状的倒转地形是火星表面过去曾有液态水流动的进一步证据[7]。

  • 火星侦察轨道器的背景摄影机（CTX）拍摄的陨石坑内黑框是下一张影像所在位置。
    火星侦察轨道器的背景摄影机（CTX）拍摄的陨石坑内黑框是下一张影像所在位置。
  • 这张弯曲山脊的影像可能是原始河道形成的倒转地形。本影像由HiWish计画高解析度成像科学设备拍摄。
    这张弯曲山脊的影像可能是原始河道形成的倒转地形。本影像由HiWish计画高解析度成像科学设备拍摄。

火星冲沟

塞壬高地有许多可能是近年由流水形成的火星冲沟。有些沟渠可在戈耳贡混沌地形[8][9]和许多接近哥白尼和牛顿这两个巨大撞击坑的区域找到[10][11]。沟渠形成于陡峭的山坡上，尤其是撞击坑壁。一般认为如果撞击坑中有数个沟渠，那这些沟渠是相对年轻的。此外，这些沟渠一般是位于被认为相当年轻的沙丘之上。一般来说每个沟渠都有凹地（Alcove）、渠道和裙状地形。部分研究发现沟渠会在斜坡上每个方向形成[12]；另有发现指有较多沟渠是在面向极点的方向，尤其是在南纬30倒44度之间[13][14]。

虽然目前有许多观点试图解释[15]，最被接受的观点是液态水从含水层流出，而这些水是从底部的古老冰川溶化而来，或者是当火星气候较温暖时地下的冰融化[16][17]。因为这些沟渠的形成很可能是液态水造成，而且可能相当年轻，科学家相当兴奋也许这些沟渠是人类找寻火星生命应锁定目标。

有证据可以证明以上三个理论。大多数沟渠的凹地顶端都是在同一个高度，正如科学家所预期的含水层。多个量测和计算显示液态水可以存在于大多数沟渠顶端的深度[18]。另外一个模型则是上升的岩浆可以促使地下冰的溶化，并使水流入含水层。含水层是让水可以流动的地层，因为这样的地层可能有多孔的砂岩。含水层可能会在一个防止水向下流的地层上方（地质上称为不透水层）。因为含水层中的水无法往下渗透，只能水平流动。最终当含水层达到像撞击坑壁这样的破裂面时，水可能将流往表面。最终水流将会侵蚀坑壁形成沟渠[19]。含水层在地球上相当常见，最有名的例子是美国犹他州锡安国家公园的“哭泣石”（Weeping Rock）[20]。

至于第二个理论，火星表面大部分区域都被认为是冰和尘埃混合的表面平坦的厚层物质覆盖[21][22][23]。富含冰的地层则厚达数公尺，并且会使火星表面变平滑；但该地层的表面会是类似篮球表面的凹凸地形。底下富含冰的地层可能类似冰川，而且在一定深度之下含冰的混合物可能会溶化且在陡坡上往下流，形成沟渠[24][25][26]。因为在这些地层上很少撞击坑，因此这些地层相对年轻。一个观察这种地层最好的视角在以下由火星侦察轨道器的HiRISE拍摄的托勒密撞击坑环[27]。富含冰的地层可能是气候变迁的结果[28]。火星轨道和自转轴倾斜角度的改变会造成火星上水冰的分布变化，可从北极延伸至相当于美国德克萨斯州的纬度。在特定气候的期间，水蒸气会离开火星两极的冰层并且进入大气层。水会在低纬度区域回到表面，并且以霜或者是雪和尘埃混合的状态沉积。火星的大气层包含了许多细颗粒尘埃。当水蒸气在这些尘埃颗粒上凝结时，这些尘埃将会因为凝结水的外加重量掉到火星表面。当火星到达其最大的转轴倾角或黄赤交角，在火星两极夏季冰冠最多会有两公分厚的冰层消失，并且因此形成的水蒸气会在中纬度区域沉积。这种水的运动可能持续数千年，并造成可厚达10公尺的雪层[29][30]。当位在地层上的冰回到大气层后，会将尘埃留在表面，将剩下的冰与大气层隔绝[31]。沟渠高度和坡度的测量支持这个积雪或冰川与沟渠相关的看法。陡峭的坡会有较多的阴影可以储存雪[13][32]。较高的区域有少得多的沟渠，这是因为冰可能倾向于在较高处稀薄大气层中升华[33]。

第三个可能理论则是气候变化可能就足以让地下的冰溶化，形成沟渠。在较温暖气候时，地表下数公尺深以内可能解冻，并产生类似干冷气候下格陵兰东部海岸的泥石流[34]。既然在陡坡上的沟渠在土壤颗粒剪力强度只有小幅下降时就会产生流动；少量来自地表下融冰的液态水流动可能就足够[35][36]。计算显示，即使在火星现在的气候条件下，每个火星年中的50个火星日都会产生每日三分之一公厘的地表迳流[37]。

  • 火星侦察轨道器的背景摄影机（CTX）拍摄影像是下一个影像的广视野区域。因为这个山丘是孤立的，将难以形成透水层。黑色长方型框是下一个影像的大略位置。
    火星侦察轨道器的背景摄影机（CTX）拍摄影像是下一个影像的广视野区域。因为这个山丘是孤立的，将难以形成透水层。黑色长方型框是下一个影像的大略位置。
  • 火星全球探勘者号拍摄山丘上的沟渠，是火星轨道器相机公共目标计划拍摄影像。影像中的沟渠是在一个类似这样的孤立山峰；目前仍难以解释水如何从含水层流出，因为含水层需要广大的收集区。
    火星全球探勘者号拍摄山丘上的沟渠，是火星轨道器相机公共目标计划拍摄影像。影像中的沟渠是在一个类似这样的孤立山峰；目前仍难以解释水如何从含水层流出，因为含水层需要广大的收集区。
  • HiWish计划下由 HiRISE 拍摄的影像，是塞壬高地中一个撞击坑内的沟渠。
    HiWish计划下由 HiRISE 拍摄的影像，是塞壬高地中一个撞击坑内的沟渠。
  • 塞壬高地一个撞击坑内，沟渠和一个古代冰川残留物。HiWish 计画中由 HiRISE 拍摄的影像。
    塞壬高地一个撞击坑内，沟渠和一个古代冰川残留物。HiWish 计画中由 HiRISE 拍摄的影像。
  • HiWish 计画中由 HiRISE 拍摄的影像，是塞壬高地中一个撞击坑内的沟渠。
    HiWish 计画中由 HiRISE 拍摄的影像，是塞壬高地中一个撞击坑内的沟渠。

磁性带状区域和板块构造

火星全球探勘者号在火星地壳上发现了磁性带状区域，尤其是在法厄同区和艾瑞达尼亚区（含辛梅利亚高地和塞壬高地）[38][39]。火星全球探勘者号的磁强计在火星外壳发现了100公里宽的磁化区域，并以大致平行的状态延伸2000公里。这些带状区域的磁极在火星磁北极点磁极方向会上下转变[40]。

当类似的带状区域在1960年代于地球上被发现时，这些是板块构造论的证据。研究者认为这些火星上的磁性带状区域是火星早期短时间板块构造运动的证据。当岩石固化形成时，岩石内部的磁性物质会保持在岩石形成时的磁极方向。行星的磁场一般认为是由行星内部的流体产生[41][42][43]。

不过，地球和火星的磁性带状区域仍有一些差异。火星的带状区域较宽，磁性程度较强，且没有以外壳一个区域为中心向外传播的区域。这是因为磁性带状区域所在范围年龄约40亿年，一般认为火星全球性磁场只存在于火星形成后前数百万年。当行星内部的熔融铁核温度够高时就足以形成磁发电机。在希腊平原等巨大的火星撞击盆地是没有磁场的。巨大的撞击可能会将岩石中残馀的磁性消除，所以早期流体运动产生的磁性在撞击之后不再存在[44]。

当熔融岩石包含赤铁矿（Fe2O3）等磁性物质时，冷却和固化会使磁场形成，会记录下背景磁场的磁极。磁性只会在岩石如果加热到高温时才会消失（铁的居里点温度是770°C）。当岩石固化时，岩石中残于磁性会将背景磁场磁极记录下来[45]。

参考资料

  1. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2010-01-13）. 
  2. ^ Irwin,R, et al. 2002. Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars and associated paleolake basins. J. Geophys. Res. 109(E12): doi:10.1029/2004JE002287
  3. ^ Michael H. Carr. The surface of Mars. Cambridge University Press. 2006 [21 March 2011]. ISBN 9780521872010. （原始内容存档于2014-01-03）. 
  4. ^ Osterloo; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS; et al. Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars. Science. 2008, 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci...319.1651O. PMID 18356522. doi:10.1126/science.1150690. 
  5. ^ NASA Mission Finds New Clues to Guide Search for Life on Mars. 2008-03-20 [2008-03-22]. （原始内容存档于2021-03-09）. 
  6. ^ Murchie, S. et al. 2009. A synthesis of Martian aqueous mineralogy after 1 Mars year of observations from the Mars Reconnaissance Orbiter. Journal of Geophysical Research: 114.
  7. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2017-08-12）. 
  8. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2016-10-02）. 
  9. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2016-10-02）. 
  10. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2017-08-31）. 
  11. ^ U.S. department of the Interior U.S. Geological Survey, Topographic Map of the Eastern Region of Mars M 15M 0/270 2AT, 1991
  12. ^ Edgett, K. et al. 2003. Polar-and middle-latitude martian gullies: A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit. Lunar Planet. Sci. 34. Abstract 1038.
  13. ^ 13.0 13.1 存档副本 (PDF). [2011-12-18]. （原始内容存档 (PDF)于2017-07-06）. 
  14. ^ Dickson, J. et al. 2007. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography. Icarus: 188. 315-323
  15. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2021-03-09）. 
  16. ^ Heldmann, J. and M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.
  17. ^ Forget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK.
  18. ^ Heldmann, J.; Mellon, M. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 2004, 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.024. 
  19. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2010-05-28）. 
  20. ^ Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  21. ^ Malin, M. and K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruse through primary mission. J. Geophys. Res: 106> 23429-23570
  22. ^ Mustard, J. et al. 2001. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. Nature: 412. 411-414.
  23. ^ Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor observations of fretted terrain. J. Geophys. Res: 106. 23571-23595.
  24. ^ http://www.msnbc.msn.com/id/15702457 （页面存档备份，存于互联网档案馆）?
  25. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2016-08-23）. 
  26. ^ 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. 13258-13263.
  27. ^ Christensen, P. 2003. Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. Nature: 422. 45-48.
  28. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2016-08-23）. 
  29. ^ Jakosky B. and M. Carr. 1985. Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity. Nature: 315. 559-561.
  30. ^ Jakosky, B. et al. 1995. Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate. J. Geophys. Res: 100. 1579-1584.
  31. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from http://www.sciencedaily.com （页面存档备份，存于互联网档案馆） /releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
  32. ^ Dickson, J. et al. 2007. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography. Icarus: 188. 315-323.
  33. ^ Hecht, M. 2002. Metastability of liquid water on Mars. Icarus: 156. 373-386.
  34. ^ Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87-105.
  35. ^ Costard, F. et al. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf
  36. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124[失效链接],
  37. ^ Clow, G. 1987. Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack. Icarus: 72. 93-127.
  38. ^ Barlow, N. 2008. Mars: An Introduction to its Interior, Surface and Atmosphere. Cambridge University Press
  39. ^ ISBN 978-0-387-48925-4
  40. ^ ISBN 978-0-521-82956-4
  41. ^ Connerney, J. et al. 1999. Magnetic lineations in the ancient crust of Mars. Science: 284. 794-798.
  42. ^ Langlais, B. et al. 2004. Crustal magnetic field of Mars. Journal of Geophysical Research. 109: EO2008
  43. ^ Connerney, J.; Acuña, MH; Ness, NF; Kletetschka, G; Mitchell, DL; Lin, RP; Reme, H; et al. Tectonic implications of Mars crustal magnetism. Proceedings of the National Academy of Sciences of the USA. 2005, 102 (42): 14970–14975. Bibcode:2005PNAS..10214970C. PMC 1250232 可免费查阅. PMID 16217034. doi:10.1073/pnas.0507469102. 
  44. ^ Acuna, M.; Connerney, JE; Ness, NF; Lin, RP; Mitchell, D; Carlson, CW; McFadden, J; Anderson, KA; Reme, H; et al. Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars Global Surveyor MAG/ER Experiment. Science. 1999, 284 (5415): 790–793. Bibcode:1999Sci...284..790A. PMID 10221908. doi:10.1126/science.284.5415.790. 
  45. ^ 存档副本. [2011-12-18]. （原始内容存档于2012-03-24）. 
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=薩瑞南高地&oldid=67337601”