亞馬遜平原 (火星)

亞馬遜平原; Amazonis Planitia
	亞馬遜平原地形圖; ; ; 亞馬遜平原火星軌道器激光高度計彩色地形圖，顏色表示高度，紅色最高，黃色居中，綠色/藍色最低。
位置	亞馬遜區和門農尼亞區
經緯	24°44′N 196°00′E / 24.74°N 196°E座標：24°44′N 196°00′E / 24.74°N 196°E
直徑	2800公里
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亞馬遜平原（/əˈmæzənɪs pləˈnɪʃiə/，拉丁語 Amāzŏnis）是火星上最平坦的平原之一，它位於塔爾西斯和埃律西昂火山區之間的亞馬遜區和門農尼亞區中，東鄰巍峨的奧林帕斯山，其中心坐標為24°48′N 196°00′E / 24.8°N 196.0°E / 24.8; 196.0。該平原地形有數處不同尺度的區域呈現出極其平坦的特徵^[1]，其中梅杜莎槽溝層有很大部分就坐落在亞馬遜平原。

該平原名稱來源於早期天文學家所觀察到的一處以亞馬遜人所命名的古典反照率特徵，亞馬遜人是古希臘神話中傳說的女武士族。

年齡和構成[編輯]

這些平原大約只有1億年的歷史，具有最少妨礙火星地形觀察的沉積層，其組成與地球的冰島極為相似。亞馬遜是由橫貫大平原的漫溢熔岩流所形成，美國行星學家威廉·哈特曼將其描述為一片「被許多新鮮熔岩流橫穿的明亮多塵的火山沙漠」 ^[2]。

亞馬遜已成為現代研究工作的主要焦點，這既是由它的地質成分，也是因為較其他地區相對更年輕的原因所致，而其它地區往往比亞馬遜平原古老數億年^[3]。哈特曼寫道，這片平原與冰島表面極為相似，其「奇怪的蛛網狀山脊和峭壁[在兩顆行星上，將]更平坦的區域分割成一種類似碎瓷片的圖案」。這兩塊陸地的形狀都是由火山噴發的熔岩流形成，導致兩處表面都被一層厚厚的凝固熔岩所覆蓋。從亞馬遜區和冰島的航空攝影中發現的結果顯示了幾乎相同的地形模式，這表明了這兩個地區的相對地質齡。^[4]

火星上整個屬於同時期的年代都被命名為亞馬遜紀，因為研究人員最初（錯誤地）認為亞馬遜平原是火星上所有平原的代表。但，在過去二十年中，研究人員已意識到，該地區年輕且極為平坦的表面實際上已將它與周邊地區區隔開來，甚至有可能，當整個火星表面都位於水下時，該區域就具有了獨特的特徵^[5]。

雖然尚不清楚亞馬遜平原年輕地質的全部含義，但該地區的性質（即缺乏沉積岩）至少為研究人員提供了證據，證明該地區最有可能提供進一步的發現，因此，它已被提議作為美國宇航局未來大多數登陸任務的着陸地點^[6]。

梅杜莎槽溝層[編輯]

梅杜莎槽溝層是一處沿火星赤道延伸近 1000 公里的鬆軟、易侵蝕沉積層，地層表面已被風侵蝕成一系列稱為雅丹地貌的線性山脊。這些山脊通常指示了形成它們的風向，並展示了火星風的侵蝕力，梅杜莎槽溝層的易侵蝕性質表明，它由弱膠結顆粒所構成^[7]。

高分辨率成像科學設備顯示的由梅杜莎槽溝層構成的高原和無根錐。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備顯示的亞馬遜區戈爾迪山脊附近的雅丹地貌。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備顯示的亞馬遜區一座隕擊坑附近的雅丹地貌。

線性脊狀網格[編輯]

在火星隕石坑內及周邊不同地區都發現了線性脊狀網^[8]，脊線通常以格子狀相交的大段直線形式出現。它們長數百米，高數十米，寬數米。據認為撞擊會在地表形成裂縫，這些裂縫後來又充當了流體的通道，流體將結構膠結粘合在一起。隨着時間的推移，周圍鬆軟的材料被侵蝕掉，從而留下了堅硬的棱脊。由於棱脊出現在有粘土的地方，這些地層可作為粘土的標記，粘土的形成需要水^[9]^[10]^[11]。這裡的水可能支持了這些地方過去的生命，粘土還可以保存化石或其他曾經的生命痕跡。

HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備看到的狹窄棱脊，這些棱脊可能是地表撞擊破裂的結果。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備看到的線性脊狀網格。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備拍攝的脊線網特寫，這是先前圖像的放大版。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備拍攝的脊線網特寫，這是先前圖像的放大版。
HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備看到的線性脊狀網格。

HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的多邊形脊線寬視圖。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的多邊形脊線。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的多邊形脊線。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的多邊形脊線。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的多邊形脊線近景。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝的多邊形脊線彩色近景圖。

HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看看到的大型脊線網格寬景圖。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的脊線網格近景，方框顯示了足球場的大小。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝彩色脊線近景圖。

流線形[編輯]

當液體流過類似土丘的特徵時，它的形狀將慢慢趨於流線型，經常流動的水塑就了這一形狀，隨後熔岩流在該地區蔓延。在下面的圖片中，可看到發生的這種情況。

HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的流線體和熔岩筏全景。
上一張圖像的近距圖，顯示出了岩層。
先前圖像中的熔岩筏近景.
高分辨率成像科學設備顯示的馬丁谷中的流線型島，單擊圖像可獲得清晰的暗坡條紋圖。該島就位於佩蒂特隕擊坑西面，比例尺為500米。
顯示出岩層的流線體。

熔岩流[編輯]

HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的受到障礙物影響的熔岩流，箭頭顯示了改變流向的兩處障礙物。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的熔岩垂瓣，方框顯示了足球場大小的區域。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的熔岩垂瓣近視圖，方框顯示了足球場大小的區域。

暗坡條紋[編輯]

火星上許多地方的陡坡上都有深色條紋，比如隕石坑坑壁上。似乎最年輕的條紋顏色最深，但隨着年齡的增長，它們會變得更淡。它們常常開始於一個小的狹窄點，然後逐慚向下擴展並延伸數百米。已提出了幾種想法來解釋這些條紋。有些涉及到水^[12]，甚至是生物的生長^[13]^[14]。這些條紋出現在塵埃覆蓋的區域，火星表面大部分地方都被塵埃覆蓋，因為塵埃或多或少有規律地從覆蓋一切的大氣層中沉降下來。我們對這種塵埃了解較多，因為火星車的太陽能電池板被塵埃覆蓋，火星車電能已多次被風挽救，這種風以塵捲風形式清掃了太陽能面板並恢復了電力，所以我們知道，塵埃會經常從大氣層中飄落^[15]。

人們普遍認為這些條紋代表了崩塌的塵埃，條紋出現在塵埃覆蓋的區域。當一層薄薄的塵埃被清除時，下面的表面看起來很暗。火星表面大部分被塵埃覆蓋。火星上的塵捲風很頻繁，尤其在南半球春季開始的時候。那時，火星距太陽近了40%。火星的軌道比地球要橢圓得多，也就是說，離太陽最遠和最近點之間的差異對火星來說非常大，但對於地球卻很小。此外，每隔幾年，整個行星都會被一場全球性沙塵暴吞沒。當美國宇航局的水手9號飛船抵達那裡時，在沙塵暴中什麼也看不見^[16]^[17]。從那時以來，還觀察到了其他幾次全球性沙塵暴。

HiWish計劃下，高分辨率成像科學設備顯示的戈爾迪山脊區中的岩層，黑線為暗坡條紋。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的亞馬遜區桌山上的暗坡條紋。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備看到的呂科斯溝脊地土墩上的暗坡條紋。

腦紋地形[編輯]

腦紋地形在火星許多地方都很常見，它是沿裂縫升華的冰所形成，腦紋地形的凸脊中可能包含了冰核。高分辨率成像科學設備的陰影測量表明，這些凸脊有4-5米高^[18]。

HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的腦紋地形廣角圖。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的腦紋地形近景圖。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的腦紋地形彩色近景圖。

來自亞遜平原的更多圖像[編輯]

顯示亞馬遜平原和其他地區邊界的火星軌道器激光高度計地形圖，顏色表示海拔高度。
2001年4月10日，亞馬遜平原的火星塵暴(另可觀看（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）) ([1] （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）)。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的佛勒格拉山脊群區可能的反轉河道，這些山脊曾經可能是溪谷，後被沉積物填滿並膠結，變得堅硬耐侵蝕，而周圍地層已被清除。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的呂科斯溝脊地的岩層特徵。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝的顯示有岩層的懸崖寬視圖。
上一張圖像中的岩層近景
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝的顯示的凹槽中的岩層和暗坡條紋。
HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的帶有岩層的底座形撞擊坑。

火星交互地圖[編輯]

另請查看[編輯]

參引文獻[編輯]

^ E. R. Fuller and J. W. Head, III, "GEOLOGIC HISTORY OF THE SMOOTHEST PLAINS ON MARS (AMAZONIS PLANITIA) AND ASTROBIOLOGICAL IMPLICATIONS." （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Lunar and Planetary Science XXXIII (2002). URL accessed 19 April 2006.
^ Hartmann, William. A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. Workman Publishing: New York, 2003.
^ Hartmann, 275.
^ Hartmann, 286.
^ Fuller, E.R. and J.W. Head III (2002), Amazonis Planitia: The role of geologically recent volcanism and sedimentation in the formation of the smoothest plains on Mars.
^ Hartmann, 287.
^ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM
^ Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia dikes and crater-related faults in impact craters on Mars: Erosion and exposure on the floor of a crater 75 km in diameter at the dichotomy boundary, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
^ Mangold et al. 2007. Mineralogy of the Nili Fossae region with OMEGA/Mars Express data: 2. Aqueous alteration of the crust. J. Geophys. Res., 112, doi:10.1029/2006JE002835.
^ Mustard et al., 2007. Mineralogy of the Nili Fossae region with OMEGA/Mars Express data: 1. Ancient impact melt in the Isidis Basin and implications for the transition from the Noachian to Hesperian, J. Geophys. Res., 112.
^ Mustard et al., 2009. Composition, Morphology, and Stratigraphy of Noachian Crust around the Isidis Basin, J. Geophys. Res., 114, doi:10.1029/2009JE003349.
^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html^{[永久失效連結]}
^ Archived copy. [2010-12-19]. （原始內容存檔於2015-02-21）.
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^ 存档副本. [2021-08-20]. （原始內容存檔於2021-07-29）.
^ ISBN 0-517-00192-6
^ Hugh H. Kieffer. Mars. University of Arizona Press. 1992 [7 March 2011]. ISBN 978-0-8165-1257-7. （原始內容存檔於2017-03-12）.
^ Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Concentric crater fill in Utopia Planitia: History and interaction between glacial 「brain terrain」 and periglacial mantle processes. Icarus 202, 462–476.

外部連結[編輯]

[1] E. R. Fuller and J. W. Head, III, "GEOLOGIC HISTORY OF THE SMOOTHEST PLAINS ON MARS (AMAZONIS PLANITIA) AND ASTROBIOLOGICAL IMPLICATIONS." （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Lunar and Planetary Science XXXIII (2002). URL accessed 19 April 2006.

[2] Hartmann, William. A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet. Workman Publishing: New York, 2003.

[3] Hartmann, 275.

[4] Hartmann, 286.

[5] Fuller, E.R. and J.W. Head III (2002), Amazonis Planitia: The role of geologically recent volcanism and sedimentation in the formation of the smoothest plains on Mars.

[6] Hartmann, 287.

[7] Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM

[8] Head, J., J. Mustard. 2006. Breccia dikes and crater-related faults in impact craters on Mars: Erosion and exposure on the floor of a crater 75 km in diameter at the dichotomy boundary, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.

[9] Mangold et al. 2007. Mineralogy of the Nili Fossae region with OMEGA/Mars Express data: 2. Aqueous alteration of the crust. J. Geophys. Res., 112, doi:10.1029/2006JE002835.

[10] Mustard et al., 2007. Mineralogy of the Nili Fossae region with OMEGA/Mars Express data: 1. Ancient impact melt in the Isidis Basin and implications for the transition from the Noachian to Hesperian, J. Geophys. Res., 112.

[11] Mustard et al., 2009. Composition, Morphology, and Stratigraphy of Noachian Crust around the Isidis Basin, J. Geophys. Res., 114, doi:10.1029/2009JE003349.

[12] ttp://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html^{[永久失效連結]}

[13] Archived copy. [2010-12-19]. （原始內容存檔於2015-02-21）.

[14] ttp://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html^{[永久失效連結]}

[15] 存档副本. [2021-08-20]. （原始內容存檔於2021-07-29）.

[16] ISBN 0-517-00192-6

[Kieffer1992-17] Hugh H. Kieffer. Mars. University of Arizona Press. 1992 [7 March 2011]. ISBN 978-0-8165-1257-7. （原始內容存檔於2017-03-12）.

[18] Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009. Concentric crater fill in Utopia Planitia: History and interaction between glacial 「brain terrain」 and periglacial mantle processes. Icarus 202, 462–476.

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