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阿俄尼亞高地

座標：36°00′S 71°26′W / 36°S 71.44°W / -36; -71.44
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顯示阿俄尼亞台地邊界及相鄰區的火星軌道器激光高度計地圖
顯示了南極附近阿俄尼亞台地邊界及相鄰區的火星軌道器激光高度計地圖

阿俄尼亞高地（Aonia Terra）是火星南半球的一個區域，它取名自一處以古希臘地區阿俄尼亞命名的古典反照率特徵[1]。

阿俄尼亞高地坐落在火星法厄同、陶瑪西亞和南海區之間，其中心位於60°S 97°W / 60°S 97°W / -60; -97處，最大寬度範圍達3900公里，覆蓋了南緯30至81度，西經60至163度的大片地區[2]。阿俄尼亞台地是一處以大規模撞擊地貌著稱的高地區，包括有大型的洛厄爾撞擊坑，在平原區、陶瑪西亞塹溝群和南部區等部分區域密布着小隕坑群。阿俄尼亞高地西北與伊卡里亞塹溝群內的塞壬高地接壤，該高地包含了克拉里塔斯和科剌奇斯塹溝群；北面是沃里戈峽谷群；東側鄰近阿耳古瑞平原；而它的南面則分布着安古斯蒂凹地群、南極斷崖群和南極高原。

地理

該地區由包括阿俄尼亞、伊卡里亞、帕爾瓦和博斯普魯斯高原大部以及銀色高原西部等數塊平原組成。其他特徵包括阿俄尼亞山、阿俄尼亞丘和佛里克索斯峭壁等。

歷史

19世紀中期拍攝了它的望遠鏡圖像，並將它稱之為阿俄尼亞灣，這是斯基亞帕雷利命名的特徵名之一，曾被認為是南海的一處海灣，與法厄同、伊卡里亞和塔烏馬西亞·費力克斯相鄰。阿俄尼亞灣於1958年成為國際天文聯合會的正式名稱。該地區的首張照片是由水手4號於1967年所拍攝，圖像很模糊，拍攝的東部區照片沒有細節。後來的詳細圖像最終由水手9號在1971年和1972年拍攝。20世紀70年代後期，海盜號軌道器拍攝了更多的圖像。直到1979年阿俄尼亞灣被更名為阿俄尼亞高地前，沒有命名主要的特徵名。截至2018年，它是以阿俄尼亞命名的四個特徵之一。

隕石坑

隕石坑列表

以下是阿俄尼亞高地中的隕石坑列表，隕石坑的中心位置是一個特徵，中心位置位於另一特徵中的隕坑按東、西、北或南順序分別列出。

洛厄爾撞擊坑，阿俄尼亞高地中最大的隕石坑。
斯坦諾隕擊坑的西南部。
羅斯隕擊坑的背景相機照片。
波特隕擊坑背景相機照片。
勞隕擊坑背景相機照片。
中文名 英文名 位置 區域 直徑 批准年份
阿加西 Agassiz 69°48′S 89°54′W / 69.8°S 89.9°W / -69.8; -89.9 南海 108.77 公里 1973年
安藝 Aki 35°48′S 60°18′W / 35.8°S 60.3°W / -35.8; -60.3 陶瑪西亞 8.1 公里 1979年
巴巴金 Babakin 36°00′S 71°26′W / 36°S 71.44°W / -36; -71.44 陶瑪西亞 76.66 公里 1985年
比安基尼 Bianchini 64°12′S 95°24′W / 64.2°S 95.4°W / -64.2; -95.4 陶瑪西亞 76 公里 1973年
布拉希爾 Brashear 54°08′S 119°02′W / 54.14°S 119.03°W / -54.14; -119.03 陶瑪西亞 77.45 公里 1973年
錢伯林 Chamberlin 66°06′S 124°30′W / 66.1°S 124.5°W / -66.1; -124.5 南海、法厄同 120.4 公里 1973年
柯布倫茨 Coblentz 50°18′S 90°18′W / 50.3°S 90.3°W / -50.3; -90.3 陶瑪西亞 112 公里 1973年
多庫恰耶夫 Dokuchaev 61°00′S 127°12′W / 61.0°S 127.2°W / -61.0; -127.2 法厄同 78 公里 1982年
道格拉斯 Douglass 51°48′S 70°36′W / 51.8°S 70.6°W / -51.8; -70.6 陶瑪西亞 94.8 公里 1973年
豐塔納 Fontana 63°12′S 72°12′W / 63.2°S 72.2°W / -63.2; -72.2 陶瑪西亞 80 公里 1973年
加里 Gari 36°12′S 71°18′W / 36.2°S 71.3°W / -36.2; -71.3 陶瑪西亞 9.4 公里 1979年
亥維賽 Heaviside 70°42′S 95°18′W / 70.7°S 95.3°W / -70.7; -95.3 南海 87.4 公里 1973年
赫西 Hussey 59°24′S 173°54′W / 59.4°S 173.9°W / -59.4; -173.9 法厄同 49 公里 1973年
伊斯托克 Istok 45°24′S 85°48′W / 45.4°S 85.8°W / -45.4; -85.8 陶瑪西亞 4.8 公里 2014年
昆嵩 Kontum 32°04′S 67°08′W / 32.06°S 67.13°W / -32.06; -67.13 陶瑪西亞 22.1 公里 2006年
庫馬克 Kumak 35°48′S 68°12′W / 35.8°S 68.2°W / -35.8; -68.2 陶瑪西亞 15 公里 1979年
拉蒙特 Lamont 58°36′S 113°36′W / 58.6°S 113.6°W / -58.6; -113.6 陶瑪西亞 76 公里 1973年
勞 Lau 74°24′S 107°48′W / 74.4°S 107.8°W / -74.4; -107.8 南海 104.9 公里 1973年
洛厄爾 Lowell 52°18′S 81°24′W / 52.3°S 81.4°W / -52.3; -81.4 陶瑪西亞 203 公里 1973年
普萊費爾 Playfair 78°06′S 126°12′W / 78.1°S 126.2°W / -78.1; -126.2 南海 64.2 公里 1973年
波特 Porter 50°48′S 113°54′W / 50.8°S 113.9°W / -50.8; -113.9 陶瑪西亞 105 公里 1973年
雷諾 Reynolds 75°06′S 157°54′W / 75.1°S 157.9°W / -75.1; -157.9 南海 97.5 公里 1973年
羅斯 Ross 57°42′S 107°50′W / 57.7°S 107.84°W / -57.7; -107.84 陶瑪西亞 82.51 公里 1973年
斯萊弗 Slipher 47°48′S 84°36′W / 47.8°S 84.6°W / -47.8; -84.6 陶瑪西亞 127.14 公里 1973年
史密斯 Smith 66°06′S 102°54′W / 66.1°S 102.9°W / -66.1; -102.9 南海 74.33 公里 1973年
斯坦諾 Steno 68°00′S 115°36′W / 68°S 115.6°W / -68; -115.6 南海 106.9 公里 1973年
斯托尼 Stoney 69°48′S 138°36′W / 69.8°S 138.6°W / -69.8; -138.6 南海 161.37 公里 1973年

火星沖溝

阿俄尼亞台地是眾多火星沖溝的所在地，這些沖溝可能是由於最近的流水所造成。在洛厄爾、道格拉斯和羅斯等大撞擊坑附近的很多隕石坑中都有發現[3]。沖溝出現在陡坡上，尤其是在隕石坑坑坡壁上。沖溝被認為相對年輕，因為上面幾乎沒有隕石坑。此外，它們還出現在沙丘上，而沙丘本身被認為相當年輕的。通常，每條沖溝都有一處溝頭壁凹、溝道和扇形沖積堆[4]。一些研究發現，沖溝出現在面向所有方向的斜坡上，另一些研究發現，更多的沖溝出現在面向極地的斜坡上，尤其是在南緯30-44度之間[5]。

儘管已提出了許多觀點來解釋它們[6]，但最被接受的是來自含水層的液態水，即源於古冰川底部融化，或氣候變暖時地下冰的融化[7][8]。由於液態水很可能參與了它們的形成，而且可能還非常年輕，科學家們很興奮，也許沖溝是我們應該去尋找生命的地方。

有三種得到證據支持的理論，大多數沖溝壁凹頂部都出現在同一水平面，就像所預期的含水層一樣。各種測量和計算表明，通常在沖溝起點的深度，含水層中可能存在液態水[7]。該模型的一種變化是，上涌的熾熱岩漿可能融化了地下冰，導致水在含水層中流動。含水層是允許液態水流動的地層，可能由多孔砂岩組成，一般位於另一層阻止水下滲的地層上（地質術語被稱為「不透水層」）。由於含水層中的水下滲受阻，因此受堵的水流只能沿水平方向流動。最終，當含水層到達一道裂縫，如隕石坑的坑壁時，水就可能流出地表。由此產生的水流會沖刷坑壁，形成沖溝[9]。含水層在地球上很常見。一則很好的事例是猶他州錫安國家公園的「哭泣石」[10]。

而下一種理論認為，火星大部分地表都覆蓋着一層平坦厚實的冰塵混合物[11][12][13]。這層富冰覆蓋物厚約數碼表面平坦，但在某些地方有類似籃球表面的凹凸紋理。這一覆蓋層可能類似冰川，在某些條件下，混合其中的水冰可能會融化並流下斜坡，形成沖溝[14][15]。由於這種覆蓋層上幾乎沒有隕坑，因而被認為相對年輕。富冰覆蓋層可能是氣候變化的結果[16]。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布發生重大變化。在某些氣候時期，水蒸氣離開極地冰進入大氣層。在低緯度地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，水蒸氣將在顆粒上凝結，隨後因水膜的額外重量而落回到地面。當火星處於其最大傾斜或傾角時，夏季冰蓋上最高可達2厘米的積冰可能會蒸發，並沉積在中緯度地區。這種水循環可持續數千年，形成一層厚達10米左右的積雪層[17][18]。當覆蓋層頂部的冰升華到大氣中時，會留下塵埃，從而將剩餘的冰塵封在下方[19]。對沖溝高度和坡度的測量支持了積雪或冰川與沖溝相關的觀點。越陡的斜坡越背陰，積雪也越易保存下來[5]。

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升華[20]。

第三種理論也有可能，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並產生類似乾燥寒冷的格陵蘭東海岸的「泥石流」[21] 。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[22][23]。而地下融冰中的少量液態水就足以產生這種潤滑作用。計算表明，即使在目前的條件下，在火星每年的50天裡，每天都會產生三分之一毫米的徑流[24]。

融霜

隨着氣溫的升高和春天更多陽光的照射，霜凍開始消融。這些發生在該地區的南部，也包括南海區中（如亥維賽和斯托尼隕擊坑）。這一過程從黑點的出現開始，當溫度上升到熔冰點時，所有的積冰都消失殆盡，這一過程首先由火星全球探勘者號進行了重複拍攝[25]，通過使用分辨率更高的HiRISE，可看到許多斑點都帶有扇形。

另請查看

參考文獻

  1. ^ Gazetteer of Planetary Nomenclature | Aonia Terra. usgs.gov. International Astronomical Union. [June 12, 2018]. （原始內容存檔於2021-06-29）. 
  2. ^ 存档副本. [2022-03-29]. （原始內容存檔於2010-01-13）. 
  3. ^ U.S. department of the Interior U.S. Geological Survey, Topographic Map of the Eastern Region of Mars M 15M 0/270 2AT, 1991
  4. ^ Edgett, K. S.; Malin, M. C.; Williams, R. M. E.; Davis, S. D. Polar- and Middle-Latitude Martian Gullies: A View from MGS MOC After 2 Mars Years in the Mapping Orbit. Lunar and Planetary Science Conference. March 2003: 1038. Bibcode:2003LPI....34.1038E. 
  5. ^ 5.0 5.1 Dickson, James L.; Head, James W.; Kreslavsky, Mikhail. 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. June 2007, 188 (2): 315–323. Bibcode:2007Icar..188..315D. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020. 
  6. ^ PSRD: Gullied Slopes on Mars. [2022-03-29]. （原始內容存檔於2021-03-09）. 
  7. ^ 7.0 7.1 Heldmann, Jennifer L; Mellon, Michael T. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. April 2004, 168 (2): 285–304 [2022-03-29]. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.024. （原始內容存檔於2021-07-28）. 
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  9. ^ David, Leonard. Mars Gullies Likely Formed By Underground Aquifers. Space.com. 12 November 2004 [2022-03-29]. （原始內容存檔於2022-04-24）. 
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  13. ^ Carr, Michael H. Mars Global Surveyor observations of Martian fretted terrain. Journal of Geophysical Research: Planets. 25 October 2001, 106 (E10): 23571–23593. Bibcode:2001JGR...10623571C. doi:10.1029/2000JE001316. 
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  18. ^ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate. Journal of Geophysical Research. 1995, 100 (E1): 1579. Bibcode:1995JGR...100.1579J. doi:10.1029/94JE02801. 
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  21. ^ Peulvast, Jean-Pierre; Bétard, François; de Oliveira Magalhães, Alexsandra. Scarp morphology and identification of large-scale mass movements in tropical tablelands: the eastern Araripe basin (Ceará, Brazil). Géomorphologie. 18 May 2011, 17 (1): 33–52 [2022-03-29]. doi:10.4000/geomorphologie.8800. （原始內容存檔於2017-06-02）. 
  22. ^ Costard, F.; Forget, F.; Mangold, N.; Mercier, D.; Peulvast, J. P. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science Conference. March 2001: 1534. Bibcode:2001LPI....32.1534C. 
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  24. ^ Clow, Gary D. Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack. Icarus. October 1987, 72 (1): 95–127. Bibcode:1987Icar...72...95C. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0. 
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推薦閱讀

  • Grotzinger, John P.; Milliken, Ralph Edward. Sedimentary Geology of Mars. Society for Sedimentary Geology. 2012. ISBN 978-1-56576-313-5. 
  • Lorenz, Ralph D. The Dune Whisperers (PDF). The Planetary Report. 2014, 34 (1): 8–14 [2022-03-29]. （原始內容 (PDF)存檔於2020-07-18）. 
  • Lorenz, Ralph D.; Zimbelman, James R. Dune Worlds: How Windblown Sand Shapes Planetary Landscapes. Springer Science & Business Media. 2014. ISBN 978-3-540-89725-5. 

外部連結

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