奧林比亞沙丘地

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美國地質調查局火星全球沙丘數位資料庫 MC-1 地圖中可見火星北極圈的沙丘地。奧林比亞沙丘地是東經120°至240°區域。

奧林比亞沙丘地拉丁语Olympia Undae)是火星北極區的一個廣大的沙丘地,為一個在火星北極高原外圍、東經120°到240°,北緯78°到83°的廣大沙漠;延伸約1100公里[1],面積47萬平方公里[2]。奧林比亞沙丘地是火星表面最廣大的連續沙丘地,與阿拉伯半島上的鲁卜哈利沙漠相當[3]

概要[编辑]

奧林比亞沙丘地位於被非正式地稱為「北極盆地」的區域[4],該盆地是火星北半球低地中最大的盆地[5]。奧林比亞沙丘地的平均高程在火星大地水準面以下4250公尺(火星的「海拔」,參見大地测量系统[6]。一個直徑19公里的霍胡特拉撞擊坑位於奧林比亞沙丘地的幾何中心附近,座標81.63°N,169.65°E。該撞擊坑由墨西哥天文學家、作家安德烈斯·埃洛伊·馬丁內斯·羅哈斯(Andres Eloy Martinez Rojas)命名[7]

拉丁語的 Unda(複數形 undae)意思是水,尤其是指流水的波紋[8]國際天文學聯合會使用這個拉丁文單字來描述其他行星上沙丘般的波狀地形[9]。奧林比亞沙丘地內可見多種與風相關(風成作用)的沉積地理特徵,其中包含了沙席[10]、橫向沙丘、大型和小型新月形沙丘、複合新月形脊[11]。而以上的地表特徵在地球上均可見。

新月形沙丘是孤立的,新月狀的沙丘,並且有指向順風方向的角狀結構。這種地形出現在砂的增加量中度或少量的區域[12][13]。在奧林比亞沙丘地邊緣薄沙層區域常可見到小型和大型新月形沙丘[14]。新月形脊則是從大範圍的線形變成蜿蜒的砂堆[15],它們是形成自多個新月形沙丘橫向連接,這暗示了砂的增加量上升。當砂的量相當多的時候就會出現橫向沙丘,這樣的地形定義通常是具有相當數量和風向垂直分支的新月形脊[16]。奧林比亞沙丘地的沙丘大多是橫向沙丘,各沙丘間的丘峰相隔200到800公尺,從地球類似距離的丘峰可得知這些沙丘的高度約為10到25公尺[17]

在地球上,沙丘是因為砂的躍移而形成。躍移形成沙丘的必要條件讓科學家可以確定在奧林比亞沙丘地和其他火星沙丘地的砂最可能的粒徑。在火星上,最容易讓風搬運的顆粒直徑大約是100微米的細砂[18]。奧林比亞沙丘地的砂色澤極暗,可能是由玄武岩的碎片形成。奧林比亞沙丘地在火星全球探勘者號熱輻射光譜儀資料中顯現強烈的第二型特徵(參見熱紅外光譜學[19],這代表它的表面存在著玄武安山岩或風化的玄武岩/玄武岩玻璃[20]

2005年,火星快車號上的光學與紅外礦物光譜儀(法文縮寫:OMEGA)在奧林比亞沙丘地東半部偵測到高濃度的石膏(中心座標244.5°E,80.2°N)[21][22]火星侦察轨道器火星專用小型偵察影像頻譜儀(CRISM)觀測資料則顯示在丘峰的聚集量更高於峰間凹地[23]。石膏的來源目前不明。石膏是鹽水蒸發後留下的蒸發礦物,因此石膏的存在可能表示火星早期的環境與今日不同[24]。石膏的形成可能和酸性雪或冰帽融化後流出的含硫水有關[25]。然而,石膏的形成不一定需要乾鹽湖等大型表面水體。該地區的石膏也可能是火山活動加熱在地表下淺處的地下水後,地下水暴露在表面並且受到風蝕和風的掏選而聚集[26]

「Olympia Undae」也被火星相關研究人員當作是「混亂的根源」。該用語可以被用來描述擁有前述地理特徵的區域,以及相關地層或地質圖單元(例如地層組)的模式區域,即「Olympia Undae Unit」。在地層單元上,該用語是指奧林比亞沙丘地和環繞北極高原的其他沙席和沙丘地,例如阿巴洛斯沙丘地(Abalos Undae)。奧林比亞沙丘地形成於亞馬遜紀[27]。為了解決術語使用造成的一些混亂,近年該地質單元名稱已修改為「Undae Unit」,這是因為有其他的沙丘地包圍著北極高原[28]。另一個可能的混淆是來自於區分奧林比亞沙丘地和「奧林比亞高原」(Olympia Planum,舊稱奧林比亞平原,Olympia Planitia)。在地理區域上,奧林比亞沙丘地代表在東經120°到240°之間,覆蓋奧林比亞高原大部分區域的沙丘地,奧林比亞沙丘地和奧林比亞高原這兩個用語是不能互換的。奧林比亞高原是一個鄰接北極高原的廣大平坦高原(以及階地)。奧林比亞高原外觀是半穹頂型(穹頂型截面),並且在邊緣有延伸入北方大平原的陡坡。奧林比亞沙丘地則覆蓋了奧林比亞高原南半部大部分區域,以及北方大平原北半部部分區域。

圖集[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ JPL Photojournal.
  2. ^ Lancaster, N.; Greeley, R. (1990). Sediment Volume in the North Polar Sand Seas of Mars. J. Geophys. Res., 95(B7), p. 10,924.
  3. ^ Tsoar, H.; Greeley, R.; Peterfreund, A.R. (1979). Mars: The Northern Polar Sand Sea and Related Wind Patterns. J. Geophys. Res., 84(B14), p. 8167.
  4. ^ Head, J. et al. (1999) Possible Ancient Oceans on Mars: Evidence from Mars Orbiter Laser Altimeter Data. Science, 286, pp. 2134–2137.
  5. ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). North Polar Region of Mars: Advances in Stratigraphy, Structure, and Erosional Modification. Icarus, 196, p. 321.
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  16. ^ Breed, C.S.; Grolier, M.; McCauley, J.F. (1979). Morphology and Distribution of Common "Sand" Dunes on Mars: Comparison with the Earth. J. Geophys. Res., 84(B14), p. 8187.
  17. ^ Greeley, R. et al. (1992). Martian Aeolian Processes, Sediments, and Features in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds. University of Arizona Press: Tucson, AZ, p. 750-751.
  18. ^ Greeley, R. et al. (1992). Martian Aeolian Processes, Sediments, and Features in Mars, H.H. Kieffer et al., Eds. University of Arizona Press: Tucson, AZ, p. 733.
  19. ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). North Polar Region of Mars: Advances in Stratigraphy, Structure, and Erosional Modification. Icarus, 196, 347.
  20. ^ Wyatt, M., McSween, H., Tanaka, K., Head, J., 2004. Global Geologic Context for Rock Types and Surface Alteration on Mars. Geology, 32, pp. 645–648.
  21. ^ Langevin, Y. et al. (2005). Sulfates in the North Polar Region of Mars Detected by OMEGA/Mars Express. Science, 307(1584), doi:10.1126/science.1109091.
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  23. ^ Roach L.H.; Mustard J.F.; Murchie S.; Langevin Y., Bibring J-P., et al. (2007). CRISM Spectral Signatures of the North Polar Gypsum Dunes. Lunar Planet. Sci. Conf., 38th, Abstr. 1970.
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  27. ^ Tanaka, K.L. et al. (2008). North Polar Region of Mars: Advances in Stratigraphy, Structure, and Erosional Modification. Icarus, 196, 318–358.
  28. ^ Tanaka, K., USGS, personal communication, September 8, 2010.

外部連結[编辑]