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火星表面

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已提出將火星表面物質帶回地球的火星採樣返還任務。

火星表面特徵（或表面性質和作用過程[1]）研究屬於一項涉獵廣泛的火星科學範疇，它主要研究構成火星表面的材料性質。該研究是隨天文學家所開發的望遠鏡和遙感技術發展而來，然而，隨著自動探測器解析度和儀器功能的不斷提高，它已日益成為地質學的一項分支學科。通過應用顏色、反照率和熱慣性等特徵以及反射光譜學和雷達等分析工具，科學家們能夠研究火星表面的化學和物理組成（如粒度、表面粗糙度和岩石豐度）。由此產生的數據將有助於科學家了解該行星的礦物成分和地表運動性質。火星表層只占該行星總體積的一小部分，但在火星地質史中起著重要的作用[2]，了解表面物理特性對於確定太空飛行器的安全著陸點也非常重要[3]。

反照率和顏色

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如同所有的行星一樣，火星反射部分所接收到的太陽光，所反射的陽光比例稱為反照率，其範圍值從不反射的0到全反射的1。行星表面（和大氣層）的不同部分具有不同的反照率值，這取決於它的表面化學和物理性質。

來自哈勃太空望遠鏡火星反照率特徵的摩爾威德投影圖。左側、中部和右側的亮赭色區域分別是塔爾西斯區、阿拉伯區和埃律西昂區。中左側上部的暗斑區是阿西達利亞平原。大瑟提斯區是中右側向上突出的區域。注意奧林帕斯和埃律西昂山上空的地形雲（分別為左和右）。

從地球望遠鏡中無法看到火星地形，在太空時代前的火星地圖上，明亮區和暗斑都是反照率特徵（參見火星古典反照率特徵），與地形關係不大。深色斑紋在南緯度0度至40度的寬闊地帶中最為明顯。但最突出的暗斑大瑟提斯高原位於該地帶之外的北半球[4]。古典反照率特徵阿西達里亞海區（阿西達利亞平原）是位於主帶以北的另一處突出的暗斑區。明亮區不包括極冠和瞬態雲層，主要有希臘平原、塔爾西斯高原和阿拉伯台地。明亮區現被認為是表面被細塵埃覆蓋的地方，而暗斑則代表被風颳去塵埃的區域，留下了一層黑色的岩石表面。深色與鎂鐵質岩石的存在一致，例如玄武岩。

地表反照率通常會隨表面照射光的波長而變化。火星在光譜藍色端反射的光很少，但在紅色和更高波長處反射的光較多，這就是為何火星具有肉眼熟悉的紅橙色，但詳細的觀察揭示了火星表面細微的顏色變化。顏色變化為識別表面材質的組成提供了線索。明亮區呈現赭紅色，暗黑區則為深灰色，而第三種類型區的顏色和反照率中等，也存在並被認為代表了包含來自明亮和暗斑區材料混合物的區域[5]。深灰色區可進一步細分為顏色更紅和偏淡的區域[6]。

反射光譜

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反射光譜學是一種測量火星表面在特定波長下吸收或反射陽光量的技術。這些光譜代表了來自地表各類礦物以及太陽光譜和火星大氣吸收光譜共同形成的混合光譜。通過分離這些作用（「去纏繞」），科學家可將所得光譜與實驗室中已知礦物的光譜進行比較，以確定表面上單種礦物的可能特性和豐度[7][8]。

利用這項技術，科學家們早已得知亮赭色區可能含有豐富的三價鐵（Fe3+）氧化物，一種典型的風化含鐵材料（如鐵鏽）；黑暗區的光譜與鎂鐵質礦物中亞鐵（Fe2+）的存在一致，並顯示出代表輝石的吸收帶，這是玄武岩中非常常見的一類礦物；而暗紅色區的光譜則與覆蓋著蝕變薄膜的鎂鐵質材料相一致[9]。

熱慣性

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根據火星全球探勘者號熱輻射光譜儀數據顯示的全球熱慣性。

熱慣性測量是一種遙感技術，能讓科學家們區分火星表面的細粒和粗粒度區域[10]。熱慣性是一種衡量物體升溫或冷卻速度快慢的方法。例如，金屬具有極低的熱慣性。從烤箱中取出的鋁製烤盤在不到一分鐘時間內就會變涼，而從同一個烤箱中取出的陶瓷板（高熱慣性）需要更長的時間才能冷卻。

科學家們可通過測量火星表面溫度隨時間的變化，並將這些數據擬合到數值溫度模型來估算火星表面的熱慣性[11]。材料的熱慣性與其熱導率、密度和比熱容直接相關。岩石材料的密度和比熱變化不大，因此，熱慣性的變化主要是導熱係數的變化所致。固體岩石表面，如露頭，具有較高的熱導率和熱慣性。風化層中的塵埃和小顆粒物質具有較低的熱慣性，因為顆粒之間的空隙限制了顆粒間接觸點的熱導率[12]。

大多數火星表面的熱慣性值與反照率成反比，因此，反照率高的區域熱慣性較低，表明表面覆蓋著塵埃和其他細顆粒物質，而深灰色、低反照率表面則具有更典型的高熱慣性固結岩石。但熱慣性值還不足以表明火星上普遍存在的露頭現象，即便是岩石較厚的區域似乎也混合了大量鬆散的物質[13]。來自海盜號軌道飛行器上的紅外熱成像（IRTM）實驗數據確定了整個水手谷內和混沌地形的高熱慣性區域，表明這些區域分布有相對較多的石塊和巨石[14][15]。

雷達調查

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雷達研究提供了大量有關火星表面海拔、坡度、紋理和材質的數據[16]。火星是一個誘人的地基雷達調查目標，因為它與地球相對較近，並且有利的軌道和旋轉特性，可較好地覆蓋行星表面廣大的區域[17] 。火星雷達的研究最早開始於20世紀60年代，這項技術對為火星著陸器尋找安全地形至關重要。

火星勘測軌道飛行器上沙拉德淺層探地雷達的北極層狀沉積物回波圖。

從火星返回的雷達離散回波表明，火星表面的粗糙度和坡度存在很大的變化。該行星上的廣大地區，特別是敘利亞和西奈高原相對平坦[18]。子午線高原是火星探測漫遊者機遇號的著陸點，也是雷達調查過的最平整（分米尺度）地點之一—著陸點的地表圖像證實了這一事實[19]。而其他地區雷達則顯示出高度的粗糙，這在軌道拍攝的圖像中無法辨別。火星上厘米到米級岩石的平均表面豐度遠高於其他類地行星，尤其是塔爾西斯火山和埃律西昂火山，局部表面呈現高度的粗糙。這片極其崎嶇的地形讓人聯想到年輕的渣塊熔岩流。一條200公里長的零雷達反射率帶（「隱形」區域）橫貫塔爾西斯西南部，該區域對應於由厚厚鬆散物質-可能是火山灰或黃土構成的梅杜莎槽溝層[17][16][20]。

火星快車號軌道器（瑪西斯雷達）和火星勘測軌道飛行器（沙拉德雷達）上的探地雷達目前正在提供地下5公里深材料及結構的驚人回波數據。結果表明，極地層狀沉積物幾乎由純冰組成，按體積計，塵埃不超過10%[21]，而且都特羅尼勒斯桌山群被侵蝕山谷中含有由厚厚岩屑層覆蓋的冰川.[22]。

參考文獻

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  1. ^ Kieffer, H.H. et al. (1992). Mars. University of Arizona Press: Tucson, Part IV.
  2. ^ Christensen, P.K.; Moore, H.J. (1992). The Martian Surface Layer, in Kieffer, H.H. et al., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, p. 686.
  3. ^ Golombek, M.P.; McSween, H.Y. (2007). Mars: Landing site Geology Mineralogy and Geochemistry, in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.333-334
  4. ^ Carr, M.H. (2007) The Surface of Mars; Cambridge University Press: New York, p. 1.
  5. ^ Arvidson, R.E. et al. (1989). Nature and Distribution of Surficial Deposits in Chryse Planitia and Vicinity, Mars. J. Geophys. Res., 94(B2), 1573–1587.
  6. ^ Barlow, N.G. (2008) Mars: An Introduction to Its Interior, Surface, and Atmosphere; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 73.
  7. ^ Golombek, M.P.; McSween, H.Y. (2007). Mars: Landing site Geology Mineralogy and Geochemistry, in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.339
  8. ^ Barlow, N.G. (2008). Mars: An Introduction to Its Interior, Surface, and Atmosphere; Cambridge University Press: Cambridge, UK, pp. 81.
  9. ^ Barlow, N.G. (2008). Mars: An Introduction to Its Interior, Surface, and Atmosphere; Cambridge University Press: Cambridge, UK, pp. 81-82.
  10. ^ Cattermole, P.J. (2001). Mars: the Mystery Unfolds; Oxford University Press: New York, p. 24.
  11. ^ Mellon, M.T.; Fugason, R.l.; Putzig, N.E. (2008). The thermal Inertia of the Surface of Mars, in The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, Bell, Bell, J. Ed.; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 406.
  12. ^ Carr, M.H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: New York, p. 9.
  13. ^ Carr, M.H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: New York, p. 9.
  14. ^ Kieffer, H.H. et al. (1977). Thermal and Albedo Mapping of Mars During the Viking Primary Mission. J. Geophys. Res., 82(28), pp. 4249–4291.
  15. ^ Cattermole, P.J. (2001). Mars: the Mystery Unfolds; Oxford University Press: New York, p. 24.
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  17. ^ 17.0 17.1 Ostro, S.J. (2007). Planetary Radar, in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.754
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  19. ^ Golombek, M.P.; McSween, H.Y. (2007). Mars: Landing site Geology Mineralogy and Geochemistry, in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., McFadden, L.-A. et al. Eds. Elsevier: San Diego, CA, p.337
  20. ^ Edgett, K.S. et al. (1997). Geologic Context of the Mars Radar "Stealth" Region in Southwestern Tharsis. J. Geophys. Res., 102(E9), 21,545–21,567.
  21. ^ Byrne, S. (2009). The Polar Deposits of Mars. Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 37, p. 541.
  22. ^ NASA Mars Reconnaissance Orbiter Website. http://mars.jpl.nasa.gov/mro/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=979 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）. Accessed September 20, 2010.

外部連結

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