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火星地质

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火星地质学，或火星学，包含火星的组成、结构、物理性质、地质史等等。

地表

火星地表岩性

火星全球勘测者上的热辐射光谱仪（TES）所测，以玄武岩和安山岩来说，北方低原和南方高地安山岩较多，而南方高地近赤道的部分区域则玄武岩较多，但是有部分地表由于被沙尘覆盖而未知下方岩性。[1][2]

各探测器分析着陆地点的土壤成分：

元素 重量百分比
海盗1号[3]
氧 40-45
硅 18-25
铁 12-15
钾 8
钙 3-5
镁 3-6
硫 2-5
铝 2-5
铯 0.1-0.5

内部结构

火星地形图，中央为东经180度
火星重力图，中央为东经180度
火星莫荷面地形图，中央为东经180度

对于火星结构，目前无法像地球是以地震波测量，而是分析探测船的轨道资料，以开普勒第三定律推得星球质量，再由转动惯量推得内部可能的分层结构（如不同的地核大小会造成不同的自转周期）。[4]再加上既有经验，分为地核、地幔和地壳。

地核

地核半径约为火星半径的一半，除了主要的铁还包含15~17%的硫，较轻元素含量亦为地球的两倍，故熔点较低，使地核部分为液态，如地球的内外核。[5]

地幔

核外包覆硅酸盐的地幔，曾形成火星地表的构造与火山，但现今似乎不活动了。

地壳

最外层是地壳。火星全球勘测者是首个进行详细的全球地形、重力、磁场等勘测的人造卫星，右方第一张图是以激光测距得知地形高度，详见火星地理。第二张重力图则是借由卫星与地球间通讯的时间差变化，推得卫星的速度变化进而得出重力变化。卫星在低轨道飞行，假如经过某处上空时加速，表示此处重力较强（卫星以重力做向心力），亦表示下方地壳质量较大，通常受到地壳的厚度的影响，因此可推得第三张图：莫荷面地形图，而莫荷面就是地壳地幔交界面。

这三张图皆以蓝、绿、黄、红、白表示低到高。由第一张图可清楚看见南北地形高度的差异；第二张图，一些撞击盆地如伊希地平原、乌托邦平原和阿尔及尔平原为重力较高处，即质量瘤，而火山地区如塔尔西斯、埃律西昂、阿波里那山、泰瑞纳山、哈德里亚卡山和安翡翠特斯山亦为高重力区（但不包括大瑟提斯高原），右边横向的低区是水手号峡谷；第三张图亦可看出南北差异，只是分界和地表地形的有些许不同。另外，希腊平原等撞击盆地为高区亦是质量瘤的现象。

得出的地壳厚度，北方低原厚40公里，南方高原厚70公里，平均50公里，塔尔西斯高原和南极高原至少80公里，而在撞击盆地较薄，如希腊平原只有近10公里。[1][6]而最厚可达125公里。[7] 反观地球，平均厚约40公里，以两个星球大小比例来看只有火星的三分之一。


地质年代

依撞击坑密度划分

对于火星地表年龄，在能直接取样定年以前，只能靠探测照片推定，因而发展出撞击坑计数法：依照一地的撞击坑密度来估算地表年龄，越密则越古老，越疏则越年轻，因为自太阳系诞生以来，太空中的小行星会随着时间推进渐渐被清空，撞击频率因而越来越少，且越老的地表本就可能累积较多撞击坑。

若一地撞击坑密布、甚至相邻相叠，此地可能老于35亿年，包括约41亿至38亿年前的后期重轰炸期。[8]如月球撞击坑普遍密布的高地，约有44亿至38亿年；而撞击坑小而稀的月海则较年轻（38亿至32亿年）。[8]火星南方高地撞击坑密布，较古老；平坦的北方低原则较年轻，所以地表的不同地方有不同年龄。依照这个方法，火星地质年代分为四个阶段：[9][10]

  • 前诺亚纪（Pre-Noachian Period），46至41亿年前。火星的撞击与火山事件会使早期地表不复存在，因而将没有留下实质地表的最早的数亿年归为前诺亚纪。此时期包括了北方低地形成、乌托邦平原的形成。此时期并没有被广泛接受，有些将之纳入诺亚纪。
  • 诺亚纪（Noachian Period），41至37亿年前，再分为早、中、晚诺亚纪。这时期火山活动旺盛，陨石撞击频繁，大气层较厚（至少早期是如此），也可能更温暖，而水分多，可能存在湖泊甚至海洋，侵蚀旺盛，形成河谷，水流也带来沉积物沉积。塔尔西斯形成。此时期是以南半球的诺亚高地命名。
  • 赫斯珀里亚纪（Hesperian Period），37至30亿年前，再分为早、晚赫斯珀利亚纪。此时期是一个转换到现在的过渡期，大量的水开始渗入地底冻结，由于水的减少，侵蚀搬运减少，虽然有时会有地下水层爆发造成地方性的崩塌、洪水。地质作用减少，主要是大片熔岩平原形成。此时期是以南半球的赫斯珀利亚高原命名。
  • 亚马逊纪（Amazonian Period），30亿年前至现在，再分为早、中、晚亚马逊纪。此时期与现在类似，干、冷，地质作用和陨石撞击更少、但更多样，而不时有些许水分自岩石溢出至大气或地表，形成溪壑。奥林帕斯山和熔岩平原在此时形成。此时期是以北半球的一个被熔岩填平的亚马逊平原来命名。
诺亚诺亚纪赫斯珀里亚纪亚马逊纪
亿年

顺带一提，地球、金星等由于强烈的地表侵蚀、重塑与再造，早期的地表无法保留原貌，因此不能以陨石坑疏密度来建立地质年代表。

与地球的地质年代比较，左到右分别为冥古宙、太古宙、元古宙和显生宙：

亿年

依矿物划分

根据近年火星快车号的OMEGA光学与红外线光谱资料分析后提出了与地质学和矿物学相关的火星地质年代分类。这个地质年代分类方式将火星地质历史分成三个时期：硅期、硫期与铁期[11][12]：

  • 硅期（Phyllocian，命名自富含黏土的页硅酸盐矿物，为此时期的特征）：从火星形成直到40亿年前。为了使页硅酸盐形成，碱性水的环境应该已经存在。一般认为这个时期的沉积物是寻找火星古代生命存在证据的最佳选择。
  • 硫期（Theiikian，源于希腊文的“θειικός”，意为“硫的”，指此时形成的硫酸盐矿物）：40至35亿年前，是火山活动的时期。除了岩浆以外，气体（尤其二氧化硫）被释放出来与水产生化学反应造成硫酸盐形成酸性环境。火星勘察卫星的高分辨率成像科学设备（HiRISE）在这时期的地表发现水和岩浆作用的证据[13]。
  • 铁期（Siderikan，源于希腊文中代表铁的“σίδερο”）：从35亿年前至今，火山活动停止和液态水消失。主要的地质作用就是含铁岩石和火星大气层中的过氧化物产生化学反应造成红色的铁氧化物，造成火星现在的颜色。
亿年

火山

主条目：火星的火山活动

火星自古以来即有火山活动，像泰瑞纳山、哈德里亚卡山和阿波里那山皆可追溯到诺亚纪晚期，山坡坡度低且饱受风或水流的侵蚀；大瑟提斯高原亦是古老的火山，在中央下陷处有两个破火山口；洪流玄武岩造成的熔岩平原无论在北方低原、火山周围或南方高地的撞击坑之间都有分布；塔尔西斯和埃律西昂则一直到亚马逊纪早期都有火山形成，如14.1公里高的埃律西昂山和塔尔西斯的四座盾状火山，包括21.3公里高、亦为太阳系最高的奥林帕斯山。这些火山直径达数百公里，坡度又缓，加上火星小、表面较地球更弯曲，使很多火山从太空才看得到山顶，从火星地表上只能看到边缘悬崖或半山腰。目前尚未观测到任何火星的火山活动。

磁场

火星全球勘测者所制的火星地壳磁场图

1997年，火星全球勘测者进行气阻减速以进入环火星轨道时，就测量到了磁场，但并非地球那样的全球磁场，而是在接近地表时才量到，是地壳磁化的残留磁场，且磁场方向、大小随地点而异。[14]右图为累积数年的观测结果，显示分布全球、一条条磁场方向相反的带状区域。图中希腊平原、乌托邦平原并没有被磁化，这是因为撞击后岩石受热熔化而消除原来的磁场纪录，虽然冷却后应再度被磁化，但实际上没有，表示磁场在那时已经消失，也就是全球性磁场只存在于前诺亚纪。

此图的带状特征（尤其是中下方的辛梅利亚高地）成因仍然未解。MGS的团队认为，条纹类似地球中洋脊两侧的磁场纪录，且还有类似转形断层等的特征，说明火星早期可能有板块构造。[15][16][17]爱达荷大学的Ken Sprenke认为是热点相对于地壳移动造成，如地球的夏威夷-帝王岛链，而同时存在多个热点即造成相互平行的条纹，并由撞击盆地的分布推测是捕获卫星的重力潮驱使地壳移动。[18]科罗拉多大学的Shijie Zhong则认为是地幔对流驱使地壳移动。[19][20]

预计2013年发射的MAVEN将搭载2个磁力仪再度测量磁场，轨道比当时MGS更低以取得更高的分辨率。[20]

现在地壳磁场较强的区域就像小型磁层，测量到电离层较高的区域也符合这些位置。[21]不过这些散布南半球的小磁层可能并非保护大气免受太阳风剥蚀，反而借由与太阳风作用使高层大气剥离。[22]

水文

主条目：火星水文

火星的峡谷主要有两类：溢出河道和树状河谷。[23]前者非常巨大，可宽达100公里、长过2000公里，呈流线型，主要分布于较年轻的北半球，如克律塞平原周围的提尔谷和卡塞峡谷等。源头常有的混沌地形指出可能是大量水释出时的洪水所侵蚀而成，但实际上源头似乎无法含有足够水量以造成如此侵蚀，且水道末端没有明显的沉积。树状河谷则广布于古老南方高地，虽形貌类似地球上的河流水系，但火星上此类谷地底部没有类似干河床的地形，因此可能不是地表水流而是由地下水流造成此类谷地：地下水流出后地表崩落成。

此外，火山活动所喷发的熔岩有时会形成熔岩渠道（lava channel）；地壳受应力而产生裂隙、断层，形成众多平行延伸的堑沟（fossa），如巨大火山高原塔尔西斯周围放射状分布的众多堑沟群，而这亦可能再引发火山活动。另外还有巨大的水手号峡谷。

相关条目

参考文献

  1. ^ 1.0 1.1 科学人第17期，2003年7月号，【火星越看越惊奇！】
  2. ^ MER 2003 Data Maps. [2009-07-03]. （原始内容存档于2009-06-28）. 
  3. ^ Mission to Mars: Martian soil[永久失效链接], CSA
  4. ^ How do we know what the inside of a Planet or Moon is like?. [2019-12-08]. （原始内容存档于2009-02-12）. 
  5. ^ Scientists Say Mars Has a Liquid Iron Core. [2009-07-13]. （原始内容存档于2009-08-26）. 
  6. ^ Mars Global Surveyor Reveals the Internal Structure of Mars. [2009-07-03]. （原始内容存档于2009-04-18）. 
  7. ^ Dave Jacqué. APS X-rays reveal secrets of Mars' core. Argonne National Laboratory. 2003-09-26 [2006-07-01]. （原始内容存档于2006-01-09） （英语）. 
  8. ^ 8.0 8.1 关于后期重轰炸期：38亿年前在月球上凿孔的天体之真面目 （页面存档备份，存于互联网档案馆），台北星空 互联网档案馆的存档，存档日期2009-11-21.第三十五期，台北市立天文馆 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。
  9. ^ William K. Hartmann, William K. Hartmann; Gerhard Neukum, Gerhard Neukum, Cratering Chronology and the Evolution of Mars (PDF), Space Science Reviews, 2001, 96 (1-4): 165–194 [2010-06-27], doi:10.1023/A:1011945222010, （原始内容 (PDF)存档于2009-01-05） 
  10. ^ Maps of Mars Published by the U.S. Geological Survey 互联网档案馆的存档，存档日期2009-08-30.
  11. ^ Williams, Chris. Probe reveals three ages of Mars. [2007-03-02]. （原始内容存档于2007-02-23）. 
  12. ^ Bibring, Jean-Pierre. Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data. Science. 2006, 312 (5772): 400–404. PMID 16627738. doi:10.1126/science.1122659. 
  13. ^ L.P. Keszthelyi; W.L. Jaegera; C.M. Dundasb; S. Martínez-Alonsoc; A.S. McEwenb; M.P. Milazzo. Hydrovolcanic features on Mars: Preliminary observations from the first Mars year of HiRISE imaging. Icarus. January 2010, 205 (1): 211–229 [2010-03-22]. doi:10.1016/j.icarus.2009.08.020 . 
  14. ^ Planetary Photojournal: Target_Mars, Instrument_Magnetometer. [2009-07-03]. （原始内容存档于2005-05-02）. 
  15. ^ Connerney, J. E. P.; Acuña, M. H.; Wasilewski, P. J.; Ness, N. F.; Rème, H.; Mazelle, C.; Vignes, D.; Lin, R. P.; Mitchell, D. L.; Cloutier, P. A., Magnetic Lineations in the Ancient Crust of Mars (PDF), Science, 1999, 284: 794–798 [2010-06-29], doi:10.1126/science.284.5415.794, （原始内容 (PDF)存档于2006-09-08） 
  16. ^ Goddard Space Flight Center. New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth. [2006-03-17]. （原始内容存档于2012-09-14）. 
  17. ^ Astronomy.com - Mars had strong early magnetism. [2009-07-03]. （原始内容存档于2006-03-02）. 
  18. ^ Kobayashi, Daisuke; Sprenke, Kenneth F., Lithospheric Drift on Early Mars: Evidence in the Magnetic Field, Icarus, 2010, doi:10.1016/j.icarus.2010.06.015 
  19. ^ Zhong, Shijie, Migration of Tharsis volcanism on Mars caused by differential rotation of the lithosphere, Nature Geoscience, 2009, 2: 19–23, doi:10.1038/ngeo392 
  20. ^ 20.0 20.1 Hand, Eric, Hotspots leave magnetic scars on Mars, Nature, 25 June 2010 [2010-06-29], doi:10.1038/news.2010.312, （原始内容存档于2010-06-28） 
  21. ^ The Solar Wind at Mars. [2009-07-03]. （原始内容存档于2006-10-10）. 
  22. ^ NASA - Solar Wind Rips Up Martian Atmosphere. [2009-07-03]. （原始内容存档于2009-10-04）. 
  23. ^ Mars Channels and Valleys （页面存档备份，存于互联网档案馆） MSSS Marslink Essays

外部链接

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