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赤道層狀沉積物

赤道層狀沉積物（Equatorial layered deposits）英文簡稱ELD，在水手谷中被稱為內部層狀沉積物 (ILD)[1]。它們通常被發現是火星上水合硫酸鹽露頭最豐富的地方，因此，很可能保存有火星液態水的歷史記錄，因為水合硫酸鹽一般是在存在有水的情況下才能形成。在米級尺度上可看到層狀地層，當沉積物被部分侵蝕時，複雜的圖案變得清晰可見[2]。蓋爾撞擊坑內土丘中的地層已由火星勘測軌道飛行器上的儀器在軌道上進行了大量的研究，降落在該隕坑中的好奇號漫遊車又補充了一些地面真實情況。赤道層狀沉積物的許多地層，如蓋爾撞擊坑中的，與許多其他層狀沉積物一樣，都由細粒徑、易侵蝕的材料組成。根據反照率、侵蝕模式、物理特徵和組成成分的不同，研究人員對蓋爾坑中似乎與其他隕坑中相似的不同層組進行了分類，它們包括：小型雅丹單元、粗雅丹單元和階坡單元[3]。赤道層狀沉積物通常出現於赤道南北30度範圍內[4]的各類地質環境中，如坑窪地形（阿拉伯台地、子午線高原）、混沌地形（阿倫混沌、歐羅姆混沌）、水手谷（及其周邊高原）[1]和大型撞擊坑（蓋爾、貝克勒爾、克羅姆林）[3]。

  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面的分層地形。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面的分層地形。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面，梅杜莎槽溝層中的分層和土丘。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面，梅杜莎槽溝層中的分層和土丘。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面，梅杜莎槽溝層中的分層和丘堆區。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的埃俄利斯區蓋爾撞擊坑東面，梅杜莎槽溝層中的分層和丘堆區。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備在埃俄利斯區蓋爾隕石坑以東看到的底部顯示有分層的丘堆。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備在埃俄利斯區蓋爾隕石坑以東看到的底部顯示有分層的丘堆。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的隕坑內淺色的地垛，箭頭指示出淺色材料的露頭。淺色材料可能富含硫酸鹽和類似勇氣號探測車檢測過的材料，它們可能曾布滿整個坑底。下面的其他圖片顯示珍珠灣區歐羅姆混沌中放大的地垛。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的隕坑內淺色的地垛，箭頭指示出淺色材料的露頭。淺色材料可能富含硫酸鹽和類似勇氣號探測車檢測過的材料，它們可能曾布滿整個坑底。下面的其他圖片顯示珍珠灣區歐羅姆混沌中放大的地垛。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝的淺色地垛頂部的特寫。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備拍攝的淺色地垛頂部的特寫。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的歐羅姆混沌中的層狀地垛。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的歐羅姆混沌中的層狀地垛。

一些赤道層狀沉積物已在菲爾索夫隕擊坑中被仔細研究過，地下水水位的變化似乎是決定菲爾索夫隕擊坑及周圍層狀沉積物沉積的主要因素。菲爾索夫及附近其他隕坑內的地層很可能是由從裂縫和丘堆中向上湧出的流體開始的，後來導致蒸發岩沉澱。噴泉和干湖沉積物表明存在一種水文循環，當火星地表溫度高於冰點時會促使地下水上升[5][6]。

下面的圖片顯示了菲爾索夫隕擊坑中的一些分層，該隕坑曾是2020年火星車的着陸候選地。

  • 顯示了菲爾索夫隕擊坑、克羅姆林隕擊坑和丹尼爾森隕石坑的火星軌道器激光高度計地圖，這些隕坑中都有赤道層狀沉積物，顏色表示海拔高度。
    顯示了菲爾索夫隕擊坑、克羅姆林隕擊坑和丹尼爾森隕石坑的火星軌道器激光高度計地圖，這些隕坑中都有赤道層狀沉積物，顏色表示海拔高度。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的歐克西亞沼區阿拉伯台地中菲爾索夫隕擊坑內的岩層，方框顯示了足球場大小區域。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的歐克西亞沼區阿拉伯台地中菲爾索夫隕擊坑內的岩層，方框顯示了足球場大小區域。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑的岩層和斷層，箭頭指示了一道較大的斷層，但圖中還有其他更小的斷層。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑的岩層和斷層，箭頭指示了一道較大的斷層，但圖中還有其他更小的斷層。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑的斷層和岩層。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑的斷層和岩層。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑地層全景圖。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑地層全景圖。
  • HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑地層全景圖。
    HiWish計劃下高分辨率成像科學設備顯示的菲爾索夫隕擊坑地層全景圖。

已提出了許多沉積作用來解釋赤道層狀沉積物的形成，例如冰下火山[7]、空氣中的塵埃[4]、湖泊淤積物[8]和泉水中的礦物沉積[9]。

地層可能是由地下水上升沉積的礦物和沉積物膠結所形成，因此，硬化層更耐侵蝕。這一作用可能會發生，但並不是在湖底形成地層。

地下水可能在許多地方的地層形成過程中發揮了重要作用。計算和模擬表明，帶有溶解礦物的地下水將在岩層豐富的相同位置出現[10][11][12]。根據這種觀點，深谷和大隕坑將會接收到來自地下的液態水。火星阿拉伯區的許多隕石坑中都含有一層組。其中一些可能是氣候變化造成的，火星自轉軸的傾斜度在過去曾多次改變，有些變化很大。由於氣候的這種變化，火星大氣層有時會更厚，並且含有更多的水分。大氣中塵埃的數量也有所增減。據信，這些頻繁的變化有助於在隕坑中和其他低洼處沉積物質。富含礦物質地下水的上升使這些物質變得更加堅硬。該模型還預測，當一座隕石坑被層狀岩石填滿後，則會在該隕坑周邊區域形成額外的地層。因此，該模型預測，分層可能也已在隕坑之間的區域形成，並且已在這些區域觀察到分層。

地層可通過地下水的作用而變硬，火星地下水可能流動了數百公里，在此過程中它溶解了所經過岩石中的許多礦物質。當地下水浮出在含沉積物的低洼地區時，水在稀薄大氣中蒸發，留下礦物質作為沉積物和/或膠結物。由於塵埃層被膠結在一起，因此，以後不會被輕易侵蝕掉。在地球上，富含礦物質的水經常會蒸發形成各種鹽和其他礦物的大型沉積物。有時水會流過地球的含水層，然後在地表蒸發，就像對火星假設的那樣。地球上發生這種情況的一個地方是澳大利亞的大自流盆地[13]。在地球上，許多沉積岩的硬度，如砂岩，很大程度上是由於水通過後所形成的水泥。

很多表明地下水膠結材料的有力證據來自機遇號的結果，機遇號探測的一些地方，比如堅忍、鷹和厄瑞玻斯撞擊坑，已發現是地下水位突破地表的地方[10][14][15]。此外，在這些地方還發現了風驅動的水流所運來的沉積物。表面小裂縫被認為是在多次濕潤和乾燥事件中形成的，因此它們是地下水上升和下降的證據。子午線高原岩石中的硫酸鐵（例如黃鉀鐵礬）表明存在酸性流體。當含有溶解鐵（II）的水到達表面被氧化時，可能會產生出這些酸性液體[16]。水文模型預測，子午線灣地區確實會出現地下水[17]。

另請查看

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參考文獻

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  1. ^ 1.0 1.1 Lucchitta B., et al. 1992 Mars, 453-492.
  2. ^ ISSI Team - Interior Layered Deposits. [2022-04-18]. （原始內容存檔於2016-04-26）. 
  3. ^ 3.0 3.1 Le Deit, L., et al. 2011. Geological Comparison of the Gale Crate mount to other equatorial layered deposits (ELDs) on Mars. 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011) 1857.pdf.
  4. ^ 4.0 4.1 Malin, M., Edgett, K. 2000. Science: 290,1927.
  5. ^ Pondrelli, Monica; Rossi, Angelo Pio; Le Deit, Laetitia; Fueten, Frank; Van Gasselt, Stephan; Glamoclija, Mihaela; Cavalazzi, Barbara; Hauber, Ernst; Franchi, Fulvio; Pozzobon, Riccardo. Equatorial layered deposits in Arabia Terra, Mars: Facies and process variability. Geological Society of America Bulletin. 2015, 127 (7–8): 1064–1089 [2022-04-18]. doi:10.1130/B31225.1. hdl:11585/409790. （原始內容存檔於2015-03-25）. 
  6. ^ Pondrelli1, M., et al. 2015. Equatorial layered deposits in Arabia Terra, Mars: Facies and process variability. First published online March 10, 2015, doi: 10.1130/B31225.1.
  7. ^ Chapman, M., Tanaka, K. 2001. JGR106,10087-10100.
  8. ^ Newsom, H. et al. 2003 JGR 108, 8075.
  9. ^ Rossi A. et al. 2008. JGR: 113, E08016.
  10. ^ 10.0 10.1 Grotzinger, J., et al. 2005. Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars. Earth and Planetary Science Letters 240:11–72.
  11. ^ Andrews-Hanna J., et al. 2010. Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra. Journal of Geophysical Research 115:E06002.
  12. ^ Grotzinger, J., R. Milliken. THE SEDIMENTARY ROCK RECORD OF MARS: DISTRIBUTION, ORIGINS, AND GLOBAL STRATIGRAPHY. 2012. Sedimentary Geology of MarsSEPM Special Publication No. 102, SEPM (Society for Sedimentary Geology), Print ISBN 978-1-56576-312-8, CD/DVD ISBN 978-1-56576-313-5, p. 1–48.
  13. ^ Habermehl, M. A. The Great Artesian Basin, Australia. J. Austr. Geol. Geophys. 1980, 5: 9–38. 
  14. ^ Grotzinger J., et al. 2006. Sedimentary textures formed by aqueous processes, Erebus crater, Meridiani Planum, Mars. Geology 34:1085–1088.
  15. ^ McLennan S., Grotzinger J. 2008. The sedimentary rock cycle of Mars. In Bell J (Editor). The Martian Surface: Cambridge University Press, UK. 541–577.
  16. ^ Hurowitz J. et al., 2010. Origin of acidic surface waters and the evolution of atmospheric chemistry on early Mars. Nature Geoscience 3:323–326.
  17. ^ Andrews-Hanna J., et al. 2007. Meridiani Planum and the global hydrology of Mars. Nature 446:163–166.

延伸閱讀

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