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尼羅瑟提斯桌山群

座標：36°52′N 67°54′E / 36.87°N 67.9°E / 36.87; 67.9
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尼羅瑟提斯桌山群
阿斯塔普斯小丘群中的山岡和凸岩
坐標36°52′N 67°54′E / 36.87°N 67.9°E / 36.87; 67.9
反轉坑桌山，尼羅瑟提斯桌山群，它被認為是一座被侵蝕、填充的古老撞擊坑，後來再次被侵蝕，所以現在成為一座四面絕壁的低矮平頂山。圖像寬約900米。
尼羅瑟提斯桌山群中的基岩，該照片寬約1.5公里。在這幅色彩增強圖像中，藍色和綠色通常為鐵鎂質（富含鎂和鐵）礦物，它們不會被水改變，而暖色部分則是因像粘土類的蝕變礦物造成的。這個地區的構造很複雜，受到過撞擊，可能還有河流和火山活動、構造作用以及侵蝕，這是一處有著複雜地質史的古老地形[1]。

尼羅瑟提斯桌山群(Nilosyrtis Mensae)位於火星卡西烏斯區，其中心坐標為北緯36.87°、東經67.9°，它的東西經度分別為74.4°E和 51.1°E；南北緯度分別是 29.61°N和 36.87°N[2][2]。尼羅瑟提斯桌山群正對著西面的普羅敦尼勒斯桌山群，二者都坐落在火星分界線上。該桌山群縱橫約705公里（438英里），取名自火星古典反照率特徵，1973年被國際天文聯合會正式接受。

尼羅瑟提斯桌山群的表面被歸屬為銳蝕地形(Fretted Terrain)。這裡有懸崖、台地和寬闊平坦的山谷，其表面地貌被認為是由岩屑覆蓋的冰川所造成[3][4]。這些圍繞著丘群和桌山的冰川，被稱為舌狀岩屑坡[5][6][7][8]；當冰川位於山谷中時，又被稱為線狀谷底沉積[9][10][11][12]。  

氣候變化導致的富冰特徵

幾十年來，火星上的許多地貌特徵，包括尼羅瑟提斯桌山群，都被認為含有大量的冰。這一想法被火星勘測軌道飛行器上的淺層雷達(SHARAD)所證實，勘測結果表明，舌狀岩屑坡（LDA）和線狀山谷沉積（LVF）都含有純淨水冰，上面覆蓋著一層隔溫的薄岩層 [13][14]。在北半球包括尼羅瑟提斯桌山群在內的許多地方都發現了冰[15]。

關於冰的起源，最流行的模型是火星自轉軸傾角的巨幅變化所引起的氣候改變，有時傾斜角甚至超過80度[16][17]，巨大的傾斜變化解釋了為何火星上有許多富含冰的特徵。

研究表明，當火星的傾角從目前的25度傾斜到45度時，兩極的冰就不再穩定[18]，此外，在這一高傾角時，固體的二氧化碳(乾冰)就會升華，從而增加了大氣壓力，這種增加的壓力會使更多的塵埃保留在大氣中，大氣中的水分將以雪或冰的形式落在塵埃顆粒上，計算表明這種物質將集中在中緯度地區[19][20]，火星大氣環流模式預測，富冰塵埃將會堆積在已發現有富冰特徵的同一區域[21]。   當火星傾斜角逐慚回歸到較低值時，水冰將會升華(直接變成氣體)[22][22][23]並留下一層塵埃，留下的沉積覆蓋了底層物質。所以每次自轉軸的大幅度搖擺循環，都會使一些富冰層留在下面[24]。注意，光滑的表面覆蓋層可能只代表相對較新的物質。

另請參閱

參考資料

  1. ^ The Color Palette of Nilosyrtis Mensae （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） at University of Arizona/HiRISE
  2. ^ "尼羅瑟提斯桌山群". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Research Program.  
  3. ^ Greeley, R. and J. Guest.  1987.  Geological map of the eastern equatorial region of Mars, scale 1:15,000,000. U. S. Geol. Ser. Misc. Invest. Map I-802-B, Reston, Virginia
  4. ^ Sharp, R.  1973.  Mars Fretted and chaotic terrains.  J. Geophys. Res.:  78.  4073-4083
  5. ^ Plaut, J. et al.  2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  6. ^ Carr, M. 2006. The Surface of Mars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0
  7. ^ Squyres, S. 1978. Martian fretted terrain: Flow of erosional debrid. Icarus: 34. 600-613.
  8. ^ ISBN 0-8165-1257-4
  9. ^ Morgan, G. and J. Head III.  2009.  Sinton crater, Mars: Evidence for impact into a plateau icefield and melting to produce valley networks at the Hesperian-Amazonian boundary.  Icarus: 202. 39–59.
  10. ^ Morgan, G. et al.  2009.  Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the extent, age, and episodicity of Amazonian glacial events.  Icarus: 202. 22–38.
  11. ^ Head, J., et al.  2006.  Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars:  Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change.  Earth Planet. Sci. Lett. 241.  663-671
  12. ^ Head, J., et al.  2006. Modification if the dichotomy boundary on Mars by Amazonian mid-latitude regional glaciation.  Geophys. Res Lett.  33
  13. ^ Plaut, J. et al.  2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX.  2290.pdf
  14. ^ 存档副本. [2020-11-02]. （原始內容存檔於2021-03-09）. 
  15. ^ Plaut, J., A. Safaeinili,, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri.   2009.  Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the midnorthern latitudes of Mars.  Geophys. Res. Lett. 36. doi:10.1029/2008GL036379.
  16. ^ Touma J. and J. Wisdom.  1993.  The Chaotic Obliquity of Mars.  Science 259, 1294-1297.
  17. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard, and P. Robutel.   2004.   Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars.  Icarus 170, 343-364.
  18. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski.  2008.  Identification of sublimation-type thermal contraction crack polygons at the proposed NASA Phoenix landing site: Implications for substrate properties and climate-driven morphological evolution. Geophys. Res. Lett. 35. doi:10.1029/2007GL032813.
  19. ^ Levy, J., J. Head, D. Marchant.   2009a. Thermal contraction crack polygons on Mars: Classification, distribution, and climate implications from HiRISE observations.  J. Geophys. Res. 114. doi:10.1029/2008JE003273.
  20. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo.  2011.  Landscape evolution in Martian mid-latitude regions:  insights from analogous periglacial landforms in Svalbard.  In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds).   Martian Geomorphology.  Geological Society, London.  Special Publications: 356.  111-131
  21. ^ Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard, and P. Robutel.   2004.   Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars.  Icarus 170,  343-364.
  22. ^ 22.0 22.1 Mellon, M., B.  Jakosky. 1995. The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs.  J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  23. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamics of ice ages on Mars. Nature 449, 192–194.
  24. ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin.   2007.  Exploring the northern mid-latitude glaciation with a general circulation model.  In:  Seventh International Conference on Mars.  Abstract 3096.
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