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亨利撞击坑 (火星)

坐标：10°54′N 23°18′E / 10.9°N 23.3°E / 10.9; 23.3
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亨利撞击坑
行星火星
坐标10°54′N 23°18′E / 10.9°N 23.3°E / 10.9; 23.3
火星方格列表阿拉伯区
直径171千米（106英里）
命名保罗·亨利和普罗斯佩·亨利

亨利撞击坑（英语：Henry）是一个位于火星阿拉伯区的撞击坑，中心座标10.9°N，336.7°W。它的直径171公里，以法国天文学家保罗·亨利和普罗斯佩·亨利兄弟命名。这对兄弟是法国望远镜制造者和天文学家[1]。

地层

亨利撞击坑中心有一座大型的山丘，在该山丘部分区域可见到地层露头。这些地层厚度数米到数十米。近年加州理工学院科学家研究后提出火星古气候因为自转轴倾角周期性变化而改变，并且形成了这些地层。在地球上因为天文的因素造成的气候改变结果就是冰河时期。

近年研究西阿拉伯区的地层得到了许多新的资讯。一个地层在某个撞击坑内可能厚度在4米以下，但在其他撞击坑可能厚达20米。虽然在该研究中的撞击坑刚好位于阿拉伯区边缘之外，这项发现一般认为还是和阿拉伯区相关。对于贝克勒撞击坑内地层模式的研究结果显示，每个地层是在大约10万年的时间中形成的。更进一步来说，每十个地层就组成一个更大的地层单位。而10个地层代表经过了至少10个周期，也就是由10个地层组成的一个模式形成时间要100万年以上。

在阿拉伯区的地层的固定出现模式代表这和火星自转轴定期变化有关。地球自转轴倾斜角度的变化只有2°多，相较之下火星自转轴倾斜角变化可以到达数十度。当火星转轴倾角不大时，火星最冷的地方就是极区，而太阳照射最强烈位置在赤道附近。这可能在大气层中使水蒸气和二氧化碳等气体向极区迁移并冻结。当转轴倾角变大时，极区会接受更多的日光照射，使极区的物质离开。当二氧化碳自极区离开时将会增加大气压力，可能使风的流动模式改变，并且会将沙尘搬运与堆积到其他区域。同样的，大气层中水蒸气增加也可能使砂粒互相凝结而形成地层。这个研究已经由 NASA 的火星侦察轨道器上的摄影机拍摄后制成立体地形图[2]。

另一个团队则认为有溶解矿物质的地下水向撞击坑表面流动，借由加入矿物将沉积物胶结在一起的方式促使地层的形成。这个假设受到火星地下水模型和火星表面有许多区域发现了硫酸盐证据支持[3][4]。首先，借着机会号火星探测车对火星表面物质的分析，科学家发现火星的地下水会反复上升并且将硫酸盐沉积[5][6][7][8][9]。之后由火星侦察轨道器上仪器所获得资料的研究则显示相同的物质在包含阿拉伯区的火星上广大区域存在[10]。在这个模型中，亨利撞击坑中央的小丘可能有部分物质是沉积物被搬运进坑内，并且因为矿物随着地下水上升后沉积而形成。

参见

参考资料

  1. ^ 存档副本. [2017-08-04]. （原始内容存档于2013-07-31）. 
  2. ^ 存档副本. [2017-09-10]. （原始内容存档于2012-09-12）. 
  3. ^ Andrews‐Hanna, J. C., R. J. Phillips, and M. T. Zuber (2007), Meridiani Planum and the global hydrology of Mars, Nature, 446, 163–166, doi:10.1038/nature05594.
  4. ^ Andrews‐Hanna, J. C., M. T. Zuber, R. E. Arvidson, and S. M. Wiseman (2010), Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra, J. Geophys. Res., 115, E06002, doi:10.1029/2009JE003485.
  5. ^ Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet. [July 8, 2006]. （原始内容存档于2013-03-08）. 
  6. ^ Grotzinger, J. P., et al. (2005), Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars, Earth Planet. Sci. Lett., 240, 11–72, doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039
  7. ^ McLennan, S. M., et al. (2005), Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars, Earth Planet. Sci. Lett., 240, 95–121, doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041
  8. ^ Squyres, S. W., and A. H. Knoll (2005), Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars, Earth Planet. Sci. Lett., 240, 1–10, doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038.
  9. ^ Squyres, S. W., et al. (2006), Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover, Science, 313, 1403–1407, doi:10.1126/science.
  10. ^ M. Wiseman, J. C. Andrews-Hanna, R. E. Arvidson3, J. F. Mustard, K. J. Zabrusky DISTRIBUTION OF HYDRATED SULFATES ACROSS ARABIA TERRA USING CRISM DATA: IMPLICATIONS FOR MARTIAN HYDROLOGY. 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011) 2133.pdf
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