維基百科

火星沖溝

火星沖溝（英語：Martian gullies）是在火星上發現的由狹窄流道及其相關的下坡沉積物構成的沖刷溝壑，因與地球上的沖溝相似而得名。它們最早是在火星全球探勘者號照片中發現的，普遍出現在陡峭的斜坡上，尤其是在隕石坑坑壁上。通常，每條沖溝的溝頭都有一處樹狀的壁凹，底部有一片扇形沖積堆，還有一條連接這兩道沖溝的細支溝，整體呈現為沙漏狀[1]。據估計，這些沖溝相對年輕，因為它們上面幾乎沒有隕石坑。在沙丘表面還發現了另一種類別的沖溝[2]，這些沙丘沖溝被認為也非常年輕，線型沙丘沖溝現在被認為是一種重複出現的季節性特徵[3]。

火星南部高地的沖溝，2014年火星勘測軌道飛行器上的高解像度成像科學設備相機在阿耳古瑞平原南部拍攝的圖像。

大多數沖溝出現在南北半球朝向極地30度的地方，南半球的沖溝數量更多。一些研究發現，沖溝出現在面向所有方向的斜坡上[4]，另外的研究發現，更多的沖溝出現在面向極地的斜坡上，尤其是在南緯30°到44°之間[5]。儘管已發現了數千條沖溝，但它們似乎僅限於火星的某些區域。在北半球，它們被發現於阿耳卡狄亞平原、滕比高地、阿西達里亞平原和烏托邦平原等地[6]。而在南半球，則集中發現於阿耳古瑞盆地北側邊緣、諾亞高地北部以及希臘平原溢出河道坡上[6]。最近一項研究檢查了覆蓋火星表面85%的54040張背景圖像，發現了4861處單獨的沖溝地貌（如單獨的撞擊坑、土墩、山谷等），總計找到數萬條單獨的沖溝。據估計，背景相機照片可能涉及了95%的沖溝[7]。

本文將介紹沖溝的發現和研究過程。隨着研究的推進，火星沖溝的成因已從近期的液態水轉變為沿陡坡下滑的乾冰，但這方面的研究仍在繼續。根據沖溝的形狀、方位、地勢和位置等，以及與被認為富含水冰的特徵之間明顯的互動作用，許多研究人員認為，沖刷出沖溝的過程涉及液態水[8][9]。當將沖積扇與沖溝的其他部分進行比較時，看起來沖積扇的體量要小得多，因此，它的大部分物質可能是已消失的水和冰[10]。然而，這仍是一項有待進一步研究的課題。由於這些沖溝非常年輕，表明火星在最近的地質史中仍存在液態水，這對現代地表的潛在宜居性產生了影響。

2014年7月10日，美國宇航局報告說，火星表面的沖溝主要是由二氧化碳（CO2）的季節性霜凍所形成，而非如前所述的液態水[11]。

形成

編輯
 
標註出主要部位的沖溝圖像，火星沖溝的主要部分為溝頭凹坑、溝道和沖積扇。由於這條沖溝上面沒有隕石坑，被認為它相當年輕。該張照片為HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝於法厄同區。
 
位於牛頓隕擊坑西面一座隕坑北側坡上的一組沖溝，一條沖溝的溝頭凹坑和沖積扇均被標出。這些沖溝與坡底的冰磧狀壟脊有關，表明它們形成於現在沒有流冰的地方。請注意，它們切入進比粗糙的底層更平整的覆蓋層。該照片由火星全球探勘者號拍攝。

在發現後，人們提出了許多假說來解釋這些沖溝[12]，然而，與通常的科學進展一樣，當進行更多的觀察、使用其他工具及應用統計分析時，有一些想法變得比其他的更可信。儘管部分沖溝與地球上的泥石流相似，但人們發現，很多衝溝所處的斜坡並不夠陡峭，不適合典型的泥石流。計算表明，氣壓和溫度也不適合液態二氧化碳。此外，沖溝蜿蜒的形狀表明，流體比泥石流或液態二氧化碳噴發產生的流速要慢。液態二氧化碳會在稀薄的火星大氣中從地面噴發出來，由於液態二氧化碳會將物質拋擲到100米以上，因此通道應該是不連續的，但實際情況並非如此[13]。最終，所有的假設範圍被都縮小至或是來自含水層的液態水、或是古老冰川（或積雪）底部融化，甚或是氣候變暖導致的地面冰融化[13][14]。

高解像度成像科學設備拍攝的特寫照片，顯示了支持流體參與的細節。圖像顯示，這些流道形成過多次，在較大的山谷中發現了較小的流道，這表明在一座山谷形成之後，另一座山谷在後來才形成。許多案例表明，這些流道在不同時間有不同的流徑。在一些流道中，類似淚滴狀的流線型島嶼很常見[15]。下面一組沖溝圖片中的解說，說明了一些使研究人員認為水至少參與了部分沖溝形成的形狀。

  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的阿西達里亞海區一座隕坑坡壁上的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的阿西達里亞海區沖溝特寫。該圖片顯示了許多流線型形狀的結構和一些沿流道的階坎。這些特徵表明是由流水所形成，當水位緩慢下降並保持一段時間後，通常會形成階坎。注意：這是前一幅圖像的放大版。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的法厄同區隕石坑中的沖溝。
  •  
    沖溝中流道的特寫，顯示流道的路徑隨時間而變化，這一特徵表明它形成於攜帶着大量沉積物的流水中。該照片為HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝於阿西達里亞海區。注意這是之前法厄同區照片的放大版。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的埃里達尼亞區一座隕坑中的沖溝。
  •  
    隕石坑中的沖溝特寫顯示了阿西達里亞海區更大山谷中的河道和河曲部位。這些特徵表明它們是由流水形成的。註：這是上一幅HiWish計劃下高解像度成像科學設備所拍攝圖像的放大版。

然而，更多的研究開啟了其他可能性，2010年10月發佈的一項研究表明，一些沙丘上的沖溝可能為寒冷冬季月份中積聚的固體二氧化碳霜所致[16][17]。

2014年7月10日，美國宇航局報告說，火星表面沖溝主要是由二氧化碳（CO2冰或「乾冰」）季節性霜凍形成的，而不是如前所述的液態水成因[11]。

這些沖溝的確切成因/起因仍在討論中，一項複查了54000多幅背景圖像（覆蓋了火星表面85%區域）的研究結果[18]，支持地面冰或積雪融化為沖溝形成的主要原因。

地下含水層

編輯

大多數沖溝的溝頭凹坑都出現在同一水平面上，確如人們所預料的一樣，如果水是從含水層中流出的話。各種測量和計算表明，通常在沖溝起點的深度，含水層中可能存在着液態水[13]。該模型的敘述是，上升的熾熱岩漿可能融化了地下冰，導致水在含水層中流動。含水層是能讓液態水流動的地層，可能由多孔的砂岩組成，一般位於阻止水往下流（地質術語稱為」不透水「）的另一層上部。由於含水層中的水下滲受阻，因此受堵的水流只能沿着水平方向流動。最終，當含水層抵達一道裂縫處-如一座隕坑的坡壁時，水就可能流出地表，由此產生的水流會沖刷坡體，形成沖溝[19]。含水層在地球上很常見，如猶他州錫安國家公園的「哭泣石」就是一則很好的示例[20]。但含水層形成沖溝的觀點並不能解釋在孤峰上發現的沖溝，如岩丘（knobs）和隕坑內的中央峰上。此外，沙丘上似乎也存在一種沖溝。含水層需要大範圍的集水區域，而這是沙丘或孤坡上並沒有的。另外，儘管所看到的大多數原始沖溝似乎都來自斜坡的同一層，但也發現了一些與這種模式不同的例外[21]，像洛澤隕擊坑和羅斯隕擊坑的沖溝圖像中就顯示了來自不同層面位置的沖溝。

  •  
    為右邊全景圖的區域背景圖。該山丘是一座孤丘，很難形成含水層，圖中的矩形代表顯示在下一幅圖像中的大致區域。
  •  
    火星全球探勘者號根據火星軌道器相機公共目標計劃顯示的土墩上沖溝。孤峰上的沖溝，如圖所示，很難用來自含水層水流的理論來解釋，因為含水層需要較大的收集區域。
  •  
    羅斯隕石坑部分區域背景相機圖像，顯示了下一張高解像度成像科學設備所拍攝圖像的背景。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的羅斯隕石坑中的沖溝，由於沖溝位於隕石坑狹窄的壁坡上，且各條的起點高度不同，因此，該案例與含水層造成的沖溝模型不相符。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的法厄同區分別起源於隕坑壁上二處不同位置高度的沖溝。兩處不同高度的沖溝表明，它們並不像最初所說的那樣，是由含水層形成的。

積雪

編輯

火星大部分表面被一層平坦厚實的冰塵混合物所覆蓋[22][23][24]，這層覆蓋物厚約數碼，表面平整，但在某些地方有類似籃球表面的凹凸紋理。該覆蓋層可能像冰川一樣，在某些條件下，混合在其中的水冰可能會融化並衝下斜坡，形成沖溝[25][26]。計算表明，即使在當前條件下，每一火星年中也有50天每天會產生三分之一毫米的徑流 [27][28]。由於這一覆蓋層上幾乎沒有隕坑，因而，被認為它相對年輕。在高解像度成像科學設備拍攝的托勒密隕擊坑邊緣的照片中，極好地展示了這一覆蓋層。

富含水冰的覆蓋層可能是氣候變化的結果[29]，火星軌道和傾角的變化導致從極地區到相當於德克薩斯州所在緯度的水冰分佈發生重大改變。在某些氣候時期，水蒸氣離開極地冰進入大氣層，水在低緯度地區返回地面，形成大量混合了塵埃的霜或雪沉積物。火星的大氣層中含有大量的塵埃微粒，水蒸氣將會在顆粒上凝結，然後因水包覆的額外重量而落到地面。當火星處於最大傾斜度或傾角時，夏季冰蓋上多達2厘米厚的冰可能會蒸發，並沉積在中緯度地區。這種水的運動可能持續了數千年，並形成了一層厚達10米左右的積雪層[30][31]。當覆蓋層頂部的冰升華返回大氣層時，會留下一層塵埃，從而將剩餘的水冰塵封在下方[32]。

當對數千條沖溝的坡度、流向和高度進行比較時，數據中出現了清晰的模式。測量的沖溝高度和坡度數據支持了積雪或冰川與沖溝相關的觀點。坡度越陡則遮陰越大，積雪會更易保存下來[5]，而較高海拔地區的沖溝則要少得多，因為冰在較高海拔的稀薄空氣中更容易升華。如，陶瑪西亞區地形崎嶇凹凸，分佈着眾多的懸崖峭壁，它也位於合適的緯度範圍內，但由於它地勢海撥太高，沒有足夠的氣壓阻止冰凍升華（直接從固體轉為氣體），因此該地區沒有出現沖溝[33][34]。一項利用火星全球探勘者號數年數據進行的大型研究表明，沖溝傾向於出現在朝向極地的斜坡上，這些位置更背陰，可防止積雪融化，並形成大量的積雪層[5]。

一般來說，現在估計在高傾角期間，冰蓋將融化，導致更高的溫度、氣壓和濕度。在中緯度地區，水分以雪的形式積聚起來，特別是在面向極地、更背陰的懸崖峭壁上。在一年中某個特定時間，陽光會將積雪融化為能沖刷出溝壑的水流。

最近首次發現了這些積雪的直接證據，表明該覆蓋層確實是由<~1%的塵埃和冰構成[35]。在多個火星年觀察到的沖溝變化表明，今天暴露在外的塵埃冰正在消失，並有可能在覆蓋層內及下面的岩層中融化形成流道[35]。

地面（孔隙）冰的融化

編輯

第三種理論是，氣候變化可能足以使來自大氣層中水蒸氣沉積的地面冰融化，從而形成沖溝。在氣候溫暖期，最初幾米的地面可能會融化並產生類似乾燥寒冷的格陵蘭東海岸的「泥石流」[36]。由於沖溝發生在陡坡上，因此，只需土壤顆粒抗剪強度略微出現降低就會開始下滑。少量地面冰融化的液態水可足以導致侵蝕[37][38][39]。然而，沉積在地面土壤孔隙中的冰很可能會擴散回大氣中，而非融化[40]。類似的孔隙冰擴散現象在鳳凰號着陸點也被原位觀察到[41]。

沖溝的近期變化

編輯

沖溝一經發現[1]，研究人員就開始一遍又一遍地拍攝許多衝溝圖像，以尋找可能的變化。到2006年，發現了一些變化[42]，後來，通過進一步的分析，確定這些變化可能是由乾燥顆粒流引起的，而非水流驅動 [43][44][45]。隨着觀察的不斷深入，在加薩隕擊坑和其他地方發現了更多的變化[46]。如流道拓寬了0.5到1米，數米大小的巨石被挪動；數百立方米的物質被轉移。據計算，在目前條件下，沖溝可在50-500年內形成一次事件。因此，儘管今天幾乎沒有液態水，但目前的地質/氣候過程仍可能形成沖溝[47]，並不需要大量的液態水或發生巨大的氣候變化。但過去的一些沖溝可能是受天氣變化的影響，因為天氣變化可能涉及融雪產生的大量水[48]。隨着越來越多的重複觀測，發現了越來越多的變化。由於這種變化都發生在冬季和春季，專家們傾向懷疑沖溝是由二氧化碳冰（乾冰）形成的。最近的研究表明，從2006年開始，利用火星勘測軌道飛行器上的高解像度成像科學設備（HiRISE）相機對356處地點的沖溝進行了檢查，其中38處地點顯示沖溝形成活躍。之前和之後的圖像顯示，這一活動時間與季節性二氧化碳霜和液態水無法存在的溫度相吻合。當乾冰霜凍氣化時，它可能會潤滑乾燥物質使其流動，特別是在陡坡上[49][50][51]。在某些年份，可能厚達1米的霜凍會引發雪崩，這種霜凍主要含有乾冰，但也含有少量的水冰[52]。

高解像度成像科學設備沖溝觀測的結果表明，南半球的沖溝活動廣泛，尤其是那些看起來很新的沖溝，可看到明顯的河道切口和大規模山泥傾瀉[53][54]，甚至看到了在液態水不存在的情況下，短短幾年內就形成了被認為需要液態水才能形成的蜿蜒河道[55]。沖溝活動的時間為季節性的，主要發生在季節性霜凍和除霜期間[56]。

這些觀察結果支持了一種模型，即當前形成沖溝的活動主要由季節性二氧化碳霜凍所驅動[53][57]。在2015年一次會議中描述的模擬結果表明，滯留在地下的高壓二氧化碳氣體會引發泥石流，從而產生沖溝[58]。在發現沖溝的緯度地區可能會導致這種條件[58]，這項研究後來在一篇題為《二氧化碳升華引發的泥石流在火星上形成沖溝》的文章中進行了描述[59]。在這種模型中，二氧化碳冰在寒冷的冬天累積，它堆積在由冰凝土構成的永久凍土層上。當陽光更強的春天開始時，光線穿過半透明的乾冰層使地表變暖。二氧化碳冰吸收熱量並升華，由固體直接變為氣體。由於這種氣體被束縛在冰面下和凍土之間，壓力會逐慚增大，最終，積聚到足以炸裂冰面並帶走土壤顆粒。這些塵土顆粒與膨脹氣體混合，形成一種可順着斜坡向下流動，並在表面沖刷出沖溝的流體[60]。

二氧化碳霜模型的主要問題是試圖解釋岩石的侵蝕，儘管有相當多的證據表明二氧化碳霜能夠移動鬆散的材料，但升華的二氧化碳氣體似乎不太可能侵蝕和風化岩石形成沖溝[35][61]，相反，二氧化碳霜只可能修改原有的沖溝。

利用火星勘測軌道飛行器上的火星小型偵察成像光譜儀（CRISM）和高解像度成像科學設備（HiRISE）數據，研究人員對100多處火星沖溝地點進行了研究，沒發現任何可能與沖溝更有關的特定礦物證據，或者是由近期液態水形成的水合礦物，這項研究補充了液態水與沖溝形成無關的證據[62][63]。然而，如上所述，被認為接近冰點條件下積雪融化所產生的液態水量，不太可能在一開始就會引起化學風化[28]。

部分研究人員認為，沖溝的形成可能涉及乾冰和液態水[64][65][66]。

傾角變化如何影響氣候

編輯

據估計，幾百萬年前，火星自轉軸的傾斜度為45度，而不是現在的25度[67]。它的傾斜度，也被稱為傾角，變化很大，因為它的兩顆小衛星無法像我們相對較大的月球那樣能穩定住火星[30][68]。在這種高傾斜時期，夏季的太陽光直射中緯度隕石坑表面，因此火星表面保持乾燥。

  •  
    在火星傾斜度較高時，陽光的直射阻止了雪在中緯度隕石坑中堆積。

請注意，在高度傾斜時，兩極極冠消失，大氣層變厚，大氣中水分上升。這些條件導致表面出現雪和霜。然而，當白天變暖時，任何在晚上和白天較冷時落下的積雪都會消失。

隨着秋天的臨近，情況就大不相同了，因為面向極點的斜坡全天都處在背陰中，背陰的環境使雪在秋季和冬季產生累積。

  •  
    中緯度隕石坑面向極點一面的背陰坡促進了雪的堆積。注意：由於塵埃的混合，雪將由灰色變為黑色。
  •  
    在冬季，隕坑中面向極地的一側已堆積了大量的雪。隨着季節的變暖，這些積雪將融化並沖刷出沖溝。

進入春季以後，隨着地面的升溫和大氣壓的升高，在某天的某個時刻積雪會融化為液態水，可能有足夠量的水通過侵蝕形成沖溝[26]；又或水可能滲入地面，然後作為泥石流向下移動。地球上由此過程形成的溝壑類似於火星上的沖溝。

火星自轉軸傾斜度的巨幅變化既解釋了沖溝與某些緯度帶的緊密關係，也解釋了絕大多數沖溝存在於面向極點的背陰坡上這一事實。模型支持了這樣一種觀點，即高傾角年代的氣壓/溫度變化足以使液態水在沖溝常見的地方保持穩定。

2015年1月發表的研究表明，這些季節性變化可能發生在過去的200萬年內（40萬至200萬年前），為水冰融化形成沖溝創造了合適的條件[69][70]。

 
火星上同一地點，輪廓鮮明的新沖溝（藍色箭頭）和已退化的舊沖溝（金色），這些情況表明，過去200萬年內氣候發生了周期性變化。

沖溝相關的特徵

編輯

在一些陡峭的坡壁上，除了沖溝外，還顯示有其他的特徵。一些沖溝底部可能有彎曲的突脊或窪地，這些已被命名為「鏟形窪地」（spatulate depressions）。在火星氣候循環的某些階段，冰經常沿坡體，像隕坑壁堆積。在氣候變化時，這些冰可以升華成稀薄的火星大氣。升華是指物質直接從固態轉變為氣態，地球上的乾冰就是如此，因此，當陡壁底部的冰升華時，就會產生鏟形窪地。此外，更多的冰會從陡坡高處向下滑動，這種流體將推高表面的岩石碎屑，從而形成一道道的橫向瓦楞，這種構造被稱為「搓板地形」，因為它們類似於舊搓板[71]。在下面的高解像度成像科學設備圖像中，顯示了沖溝的部分區域以及一些與沖溝相關的特徵。

  •  
    高解像度成像科學設備拍攝的隕石坑全景圖，顯示了沖溝和其他特徵。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的標有「鏟形窪地」和其他特徵的隕石坑近景圖，註：這是前一幅圖像的放大版。[72]。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的標有「搓板地形」和其他特徵的隕石坑近景圖，註：這是之前圖像的放大版。搓板地形形成於沖溝的沖積扇之前，因為沖積扇穿過了搓板地形[72]。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的法厄同區隕石坑中的沖溝，可看到鏟形窪地。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的挪亞區沖溝，可看到鏟狀窪地。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的阿西達里亞海區沖溝中的河道特寫，顯示河道的流徑隨時間而變化。該特徵表明它形成於高含沙量的流水中。註：這是法厄同區中先前圖像的放大版。

火星各處的圖像

編輯
法厄同區的沖溝

法厄同區是許多衝溝的所在地，這些沖溝可能是由最近的流水沖刷而成，而有些則是發現於戈耳貢混沌[73][74]以及靠近大型的哥白尼和牛頓隕擊坑附近的隕坑中[75][76]。

  •  
    火星軌道器相機公共目標計劃下火星全球探勘者號拍攝的於牛頓隕擊坑以西一座隕坑北壁上的一組沖溝（南緯41.3047度，東經192.89度）。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的亞特蘭提斯混沌，點擊圖片可查看覆蓋層和可能的沖溝，這兩幅圖像為原始圖像中的不同部分，各有不同的尺度。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的沖溝，請注意河道如何彎曲繞過障礙物的。
  •  
    後面緊隨的三幅系列圖像的MOLA背景圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的凹槽和附近隕石坑中的沖溝，比例尺長度為500米。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕石坑中的沖溝特寫。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的凹槽中的沖溝特寫，這些為火星上可看到的一些較小沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的牛頓隕擊坑附近的沖溝，一處為古老冰川的地方被注出。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的塞壬高地一座隕坑中的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的塞壬高地隕坑中帶有前冰川殘跡的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的牛頓隕擊坑附近的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的塞壬高地一座隕坑中的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的沖溝特寫，顯示了多條溝道和圖案地面。


埃里達尼亞區的沖溝
  •  
    火星軌道器相機公共目標計劃下火星全球探勘者號拍攝的埃里達尼亞區開普勒大隕擊坑以北，一座隕坑內的沖溝。此外，在圖中右側，還有一處舌狀特徵，可能是殘存的古冰川遺蹟。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝圖像，比例尺長度為500米。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的埃里達尼亞區一處坡壁上的沖溝及層狀覆蓋物。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的前一幅照片中一些沖溝的特寫。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的前一圖中其中一條沖溝的沖積扇特寫。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中兩條不同高度的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的帶有沖溝的隕石坑。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的帶有沖溝的隕石坑。
阿耳古瑞區的沖溝
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的傑札撞擊坑，北側坡（頂部）有沖溝，暗紋為塵暴痕跡。比例尺長度500米。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的遍佈着沖溝、沖積扇和凹洞的阿耳古瑞區地貌，下面是該圖像部分區域的放大圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示數層沖積扇，這些扇區的位置已在前一圖中標出。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的涅瑞達山脈中的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的阿爾漢格爾斯基撞擊坑中沖溝全景圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的阿爾漢格爾斯基撞擊坑沖溝里的小溝道近景圖，在右側可看到多邊形形狀的圖案地面。註：這是前一幅阿爾漢格爾斯基撞擊坑照片的放大版。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的沖溝特寫顯示了一條穿過沖積扇的河道。註：這是前一幅阿爾漢格爾斯基撞擊坑照片的放大圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕石坑中的沖溝。
  •  
    上一幅圖片的沖溝近景圖，溝道非常彎曲。由於沖溝中的溝道常呈現彎曲狀，因此被認為它們形成於流水，如今則認為可能是由大塊乾冰所導致。該圖像來自HiWish計劃下高解像度成像科學設備所拍攝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的一座土墩二側坡上的沖溝。
陶瑪西亞區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的一座土墩兩側的沖溝。
  •  
    前一圖像部分區域的放大，顯示了較大沖溝中的小沖溝，水可能不止一次地流入這些溝壑。
阿西達里亞海區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的班貝格隕擊坑中的沖溝和大規模土石流。在下二幅圖片中，沖溝將被放大。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝特寫。
  •  
    同一照片中的另一條沖溝特寫。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的一座隕坑中的沖溝。
  •  
    前一圖像中的隕坑沖溝的特寫。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的阿西達里亞海區一座隕坑坡壁上的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的阿西達里亞海區沖溝特寫。該圖片顯示了許多流線型狀的結構和一些沿河道的階坎，這些特徵表明是由流水形成的。當水位緩慢下降並保持一段時間時，通常會形成階坎。注意：這是前一幅圖像的放大版。
阿耳卡狄亞區的沖溝
  •  
    在該幅HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的圖像中可看到發源於不同高度的各種沖溝。
  •  
    上圖中放大的小部分區域顯示了沿沖溝河道延伸的階坎，當一條新溝道穿過舊錶層時，便會形成階坎，這意味着沖溝不是在一次事件中形成的，水在該地方一定不止流過一次。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中的沖溝，有些看上去很年輕，其它的則已很久遠。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的滕比高地以北，分佈在桌山坡上的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖積扇近景，註：這是前一幅圖像的放大版。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的溝頭壁凹近景，註：這是前一幅圖像的放大版。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的桌山坡上的沖溝。
狄阿克里亞區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的沖溝群全景圖，註：下圖是該圖像部分區域的放大。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備的沖溝近景圖。
挪亞區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑坡壁上的沖溝。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的阿西莫夫撞擊坑內土墩上的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的隕坑內沖溝和山脊全景圖。
  •  
    高解像度成像科學設備顯示的沖溝道近景，溝道形成了一些緊縮的河曲。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝道近景，箭頭指向沖溝內的小沖溝。
卡西烏斯區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的卡西烏斯區的冰川和沖溝，部分研究人員認為沖溝出現在冰川之後。
伊斯墨諾斯湖區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的前一幅圖像的近景圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的沖溝道的近景圖，顯示了其中流線型狀的特徵。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的李奧撞擊坑的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑的沖溝近景圖。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑的沖溝近景圖。
雅庇吉亞區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中的沖溝。
希臘區的沖溝
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中的沖溝。
  •  
    HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的隕坑中沖溝的近景圖， 在近景圖中可看到多邊形地面。

沙丘上的沖溝

編輯

在一些沙丘上發現的沖溝與其他地方的—如隕坑壁上的有些不同。沙丘上的沖溝似乎在很長一段距離內都保持相同的寬度，並常常以一座凹坑而不是沖積扇結束。它們通常只有數米寬，兩側有凸起的坡堤[77][78]。許多這樣的沖溝發現於羅素隕擊坑內的沙丘上。在冬季，乾冰堆積在沙丘上，然後在春季出現黑點和往下坡生長的深色條紋。 乾冰消失後，可看到新的流道。這些沖溝可能是由於乾冰塊沿陡坡向下滑造成的，也可能是乾冰觸發的沙流[79][80]。在火星稀薄的大氣中，乾冰往往能以強勁的勢頭噴出二氧化碳[81][77]。

  •  
    高解像度成像科學設備顯示的羅素隕擊坑內沙丘全景，可以看到許多狹窄的沖溝。
  •  
    高解像度成像科學設備拍攝的挪亞區羅素隕擊坑內沖溝的末端，註：這些類沖溝通常不以沖積扇結束。
  •  
    高解像度成像科學設備拍攝的羅素隕擊坑內沖溝末端近景圖。
  •  
    高解像度成像科學設備拍攝的羅素隕擊坑內沖溝末端彩色近景圖。
  •  
    高解像度成像科學設備拍攝的沙丘上的沖溝。

另請查看

編輯

參考文獻

編輯
  1. ^ 1.0 1.1 Malin, M.; Edgett, K. Evidence for recent groundwater seepage and surface runoff on Mars. Science. 2000, 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. PMID 10875910. doi:10.1126/science.288.5475.2330. 
  2. ^ G. Jouannic; J. Gargani; F. Costard; G. Ori; C. Marmo; F. Schmidt; A. Lucas. Morphological and mechanical characterization of gullies in a periglacial environment : The case of the Russell crater dune (Mars). Planetary and Space Science. 2012, 71 (1): 38–54 [2021-08-09]. Bibcode:2012P&SS...71...38J. doi:10.1016/j.pss.2012.07.005. （原始內容存檔於2020-08-01）. 
  3. ^ K. Pasquon; J. Gargani; M. Massé; S. Conway. Present-day formation and seasonal evolution of linear dune gullies on Mars (PDF). Icarus. 2016, 274: 195–210 [2021-08-09]. Bibcode:2016Icar..274..195P. doi:10.1016/j.icarus.2016.03.024. （原始內容存檔 (PDF)於2021-08-31）. 
  4. ^ Edgett, K.; et al. Polar-and middle-latitude martian gullies: A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit (PDF). Lunar Planet. Sci. 2003, 34. Abstract 1038 [2021-08-09]. Bibcode:2003LPI....34.1038E. （原始內容存檔 (PDF)於2016-06-11）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars: Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography (PDF). Icarus. 2007, 188 (2): 315–323 [2021-08-09]. Bibcode:2007Icar..188..315D. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.020. （原始內容 (PDF)存檔於2017-07-06）. 
  6. ^ 6.0 6.1 Heldmann, J; Carlsson, E; Johansson, H; Mellon, M; Toon, O. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanismsII. The northern hemisphere. Icarus. 2007, 188 (2): 324–344 [2021-08-09]. Bibcode:2007Icar..188..324H. doi:10.1016/j.icarus.2006.12.010. （原始內容存檔於2021-07-28）. 
  7. ^ Harrison, T., G. Osinski1, and L. Tornabene. 2014. GLOBAL DOCUMENTATION OF GULLIES WITH THE MARS RECONNAISSANCE ORBITER CONTEXT CAMERA (CTX) AND IMPLICATIONS FOR THEIR FORMATION. 45th Lunar and Planetary Science Conference. pdf
  8. ^ Luu, K., et al. 2018. GULLY FORMATION ON THE NORTHWESTERN SLOPE OF PALIKIR CRATER, MARS 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2650.pdf
  9. ^ Hamid, S., V. Gulick. 2018. GEOMORPHOLOGICAL ANALYSIS OF GULLIES ALONG WESTERN SLOPES OF PALIKIR CRATER. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2644.pdf
  10. ^ Tyler Paladin, T., et al. 2018. INSIGHTS INTO THE FORMATION OF GULLIES IN ASIMOV CRATER, MARS. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2889.pdf
  11. ^ 11.0 11.1 Harrington, J.D.; Webster, Guy. RELEASE 14-191 – NASA Spacecraft Observes Further Evidence of Dry Ice Gullies on Mars. NASA. July 10, 2014 [July 10, 2014]. （原始內容存檔於2018-09-09）. 
  12. ^ 存档副本. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-03-09）. 
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 Heldmann, J. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 2004, 168 (2): 285–304 [2021-08-09]. Bibcode:2004Icar..168..285H. doi:10.1016/j.icarus.2003.11.024. （原始內容存檔於2021-07-28）. 
  14. ^ Forget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK.
  15. ^ Head, J., D. Marchant, M. Kreslavsky. 2008. Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin. PNAS: 105 (36), 13258–13263.
  16. ^ NASA/Jet Propulsion Laboratory. "Study links fresh Mars gullies to carbon dioxide." ScienceDaily 30 October 2010. 10 March 2011. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-08-09）. 
  17. ^ Diniega, S.; Byrne, S.; Bridges, N. T.; Dundas, C. M.; McEwen, A. S. Seasonality of present-day Martian dune-gully activity. Geology. 2010, 38 (11): 1047–1050. Bibcode:2010Geo....38.1047D. doi:10.1130/G31287.1. 
  18. ^ Harrison, T., G. Osinski, L. Tornabene, E. Jones. 2015. Global documentation of gullies with the Mars Reconnaissance Orbiter Context Camera and implications for their formation. Icarus: 252, 236–254.
  19. ^ Mars Gullies Likely Formed By Underground Aquifers. Leonard David, 12 November 2004 (Space.com). [2021-08-09]. （原始內容存檔於2010-05-28）. 
  20. ^ Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
  21. ^ Foget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK
  22. ^ Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission. Journal of Geophysical Research. 2001, 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR...10623429M. S2CID 129376333. doi:10.1029/2000JE001455  . 
  23. ^ Mustard, JF; Cooper, CD; Rifkin, MK. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. (PDF). Nature. 2001, 412 (6845): 411–4 [2021-08-09]. Bibcode:2001Natur.412..411M. PMID 11473309. S2CID 4409161. doi:10.1038/35086515. （原始內容 (PDF)存檔於2016-06-10）. 
  24. ^ Carr, Michael H. Mars Global Surveyor observations of Martian fretted terrain. Journal of Geophysical Research. 2001, 106 (E10): 23571–23595. Bibcode:2001JGR...10623571C. doi:10.1029/2000JE001316. 
  25. ^ Martian gullies could be scientific gold mines. Leonard David, 11/13/2006.. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2020-09-23）. 
  26. ^ 26.0 26.1 Head, JW; Marchant, DR; Kreslavsky, MA. Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin. PNAS. 2008, 105 (36): 13258–63. Bibcode:2008PNAS..10513258H. PMC 2734344  . PMID 18725636. doi:10.1073/pnas.0803760105. 
  27. ^ Clow, G. Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack. Icarus. 1987, 72 (1): 93–127. Bibcode:1987Icar...72...95C. doi:10.1016/0019-1035(87)90123-0. 
  28. ^ 28.0 28.1 Christensen, Philip R. Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits. Nature. March 2003, 422 (6927): 45–48 [2021-08-09]. Bibcode:2003Natur.422...45C. ISSN 1476-4687. PMID 12594459. S2CID 4385806. doi:10.1038/nature01436. （原始內容存檔於2021-08-09） （英語）. 
  29. ^ Melting Snow Created Mars Gullies, Expert Says. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2016-08-23）. 
  30. ^ 30.0 30.1 Jakosky, Bruce M.; Carr, Michael H. Possible precipitation of ice at low latitudes of Mars during periods of high obliquity. Nature. 1985, 315 (6020): 559–561 [2021-08-09]. Bibcode:1985Natur.315..559J. S2CID 4312172. doi:10.1038/315559a0. （原始內容存檔於2021-06-29）. 
  31. ^ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate. Journal of Geophysical Research. 1995, 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR...100.1579J. doi:10.1029/94JE02801. 
  32. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory. Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. December 18, 2003 [February 19, 2009]. （原始內容存檔於2021-10-09）. 
  33. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Head, James W. Kilometer-scale roughness of Mars: Results from MOLA data analysis (PDF). Journal of Geophysical Research. 2000, 105 (E11): 26695–26712 [2021-08-09]. Bibcode:2000JGR...10526695K. doi:10.1029/2000JE001259. （原始內容存檔 (PDF)於2021-08-31）. 
  34. ^ Hecht, M. Metastability of liquid water on Mars (PDF). Icarus. 2002, 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. doi:10.1006/icar.2001.6794. [永久失效連結]
  35. ^ 35.0 35.1 35.2 Khuller, A. R.; Christensen, P. R. Evidence of Exposed Dusty Water Ice within Martian Gullies. Journal of Geophysical Research: Planets. 2021, 126 (2): e2020JE006539 [2021-08-09]. ISSN 2169-9100. doi:10.1029/2020JE006539  . （原始內容存檔於2021-08-09） （英語）. 
  36. ^ Peulvast, J.P. Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. dans la région de Scoresby Sund. Physio Géo. 1988, 18: 87–105 （法語）. 
  37. ^ Jouannic G.; J. Gargani; S. Conway; F. Costard; M. Balme; M. Patel; M. Massé; C. Marmo; V. Jomelli; G. Ori. Laboratory simulation of debris flows over a sand dune : Insights into gully-formation (Mars) (PDF). Geomorphology. 2015, 231: 101–115 [2021-08-09]. Bibcode:2015Geomo.231..101J. doi:10.1016/j.geomorph.2014.12.007. （原始內容存檔 (PDF)於2021-08-31）. 
  38. ^ Costard, F.; et al. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications (PDF). Lunar and Planetary Science. 2001, XXXII: 1534 [2021-08-09]. Bibcode:2001LPI....32.1534C. （原始內容存檔 (PDF)於2016-06-11）. 
  39. ^ Archived copy. [2011-03-10]. （原始內容存檔於2012-09-10）. 
  40. ^ Christensen, P. R. Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars. Elements. 2006-06-01, 2 (3): 151–155. ISSN 1811-5209. doi:10.2113/gselements.2.3.151. 
  41. ^ Smith, P. H.; Tamppari, L. K.; Arvidson, R. E.; Bass, D.; Blaney, D.; Boynton, W. V.; Carswell, A.; Catling, D. C.; Clark, B. C.; Duck, T.; DeJong, E. H 2 O at the Phoenix Landing Site. Science. 2009-07-03, 325 (5936): 58–61. Bibcode:2009Sci...325...58S. ISSN 0036-8075. PMID 19574383. S2CID 206519214. doi:10.1126/science.1172339 （英語）. 
  42. ^ Malin, M.; Edgett, K.; Posiolova, L.; McColley, S.; Dobrea, E. Present-day impact cratering rate and contemporary gully activity on Mars. Science. 2006, 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci...314.1573M. PMID 17158321. S2CID 39225477. doi:10.1126/science.1135156. 
  43. ^ Kolb; et al. Investigating gully flow emplacement mechanisms using apex slopes. Icarus. 2010, 208 (1): 132–142. Bibcode:2010Icar..208..132K. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.007. 
  44. ^ McEwen, A.; et al. A closer look at water-related geological activity on Mars. Science. 2007, 317 (5845): 1706–1708. Bibcode:2007Sci...317.1706M. PMID 17885125. S2CID 44822691. doi:10.1126/science.1143987. 
  45. ^ Pelletier, J.; et al. Recent bright gully deposits on Mars wet or dry flow?. Geology. 2008, 36 (3): 211–214. Bibcode:2008Geo....36..211P. doi:10.1130/g24346a.1. 
  46. ^ NASA orbiter finds new gully channel on Mars. ScienceDaily. 22 March 2014 [1 August 2021]. （原始內容存檔於2021-01-09）. 
  47. ^ Dundas, C., S. Diniega, and A. McEwen. 2014. LONG-TERM MONITORING OF MARTIAN GULLY ACTIVITY WITH HIRISE. 45th Lunar and Planetary Science Conference. 2204.pdf
  48. ^ Dundas, C., S. Diniega, C. Hansen, S. Byrne, A. McEwen. 2012. Seasonal activity and morphological changes in martian gullies. Icarus, 220. 124–143.
  49. ^ NASA Spacecraft Observes Further Evidence of Dry Ice Gullies on Mars. Jet Propulsion Laboratory NASA. 10 July 2014. （原始內容存檔於8 November 2014）. 
  50. ^ Dundas, Colin. Activity in Martian Gullies (ESP_032078_1420). HiRISE. 10 July 2014 [1 August 2021]. （原始內容存檔於2021-08-07）. 
  51. ^ Taylor Redd, Nola. Gullies on Mars carved by dry ice, not water. Space.com. 16 July 2014 [1 August 2021]. （原始內容存檔於2021-11-08）. 
  52. ^ Cowing, Keith. Frosty gullies on Mars. SpaceRef. 14 August 2014 [1 August 2021]. （原始內容存檔於2014-08-15）. 
  53. ^ 53.0 53.1 Dundas, C., S. Diniega, A. McEwen. 2015. Long-term monitoring of martian gully formation and evolution with MRO/HiRISE. Icarus: 251, 244–263
  54. ^ Fergason, R., C. Dundas, R. Anderson. 2015. IN-DEPTH REGIONAL ASSESSMENT OF THERMOPHYSICAL PROPERTIES OF ACTIVE GULLIES ON MARS. 46th Lunar and Planetary Science Conference. 2009.pdf
  55. ^ Dundas, C. et al. 2016. HOW WET IS RECENT MARS? INSIGHTS FROM GULLIES AND RSL. 47th Lunar and Planetary Science Conference (2016) 2327.pdf.
  56. ^ M.Vincendon, M. 2015. Identification of Mars gully activity types associated with ice composition. JGR:120, 1859–1879.
  57. ^ Raack, J.; et al. Present-day seasonal gully activity in a south polar pit (Sisyphi Cavi) on Mars. Icarus. 2015, 251: 226–243. Bibcode:2015Icar..251..226R. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.040. 
  58. ^ 存档副本. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-08-09）. 
  59. ^ Pilorget, C.; Forget, F. Formation of gullies on Mars by debris flows triggered by CO2 sublimation (PDF). Nature Geoscience. 2016, 9 (1): 65–69 [2021-08-09]. Bibcode:2016NatGe...9...65P. doi:10.1038/ngeo2619. （原始內容存檔 (PDF)於2021-08-31）. 
  60. ^ Gullies on Mars sculpted by dry ice rather than liquid water. ScienceDaily. 22 December 2015 [1 August 2021]. （原始內容存檔於2021-10-14）. 
  61. ^ Khuller, A. R.; Christensen, P. R.; Harrison, T. N.; Diniega, S. The Distribution of Frosts on Mars: Links to Present-Day Gully Activity. Journal of Geophysical Research: Planets. 2021, 126 (3): e2020JE006577 [2021-08-09]. Bibcode:2021JGRE..12606577K. ISSN 2169-9100. doi:10.1029/2020JE006577. （原始內容存檔於2021-08-09） （英語）. 
  62. ^ Núñez, J. I. New insights into gully formation on Mars: Constraints from composition as seen by MRO/CRISM. Geophysical Research Letters. 2016, 43 (17): 8893–8902. Bibcode:2016GeoRL..43.8893N. doi:10.1002/2016GL068956. 
  63. ^ Today's Gullies On Mars Are Probably Not Formed by Liquid Water. SpaceRef. 29 July 2016 [1 August 2021]. [失效連結]
  64. ^ M. Vincendon (2015) JGR, 120, 1859–1879.
  65. ^ Dundas, C. 2016. Nat. Geosci, 9, 10–11
  66. ^ S. J. Conway, J., et al. 2016. MARTIAN GULLY ORIENTATION AND SLOPE USED TO TEST MELTWATER AND CARBON DIOXIDE HYPOTHESES. 47th Lunar and Planetary Science Conference (2016). 1973.pdf
  67. ^ 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）. 
  68. ^ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. Chaotic obliquity and the nature of the Martian climate. Journal of Geophysical Research. 1995, 100 (E1): 1579–1584. Bibcode:1995JGR...100.1579J. doi:10.1029/94JE02801. 
  69. ^ Source: Brown University. Gully patterns document Martian climate cycles. Astrobiology Magazine (NASA). Jan 29, 2015 [2021-08-09]. （原始內容存檔於2016-08-01）. 
  70. ^ Dickson, James L.; Head, James W.; Goudge, Timothy A.; Barbieri, Lindsay. Recent climate cycles on Mars: Stratigraphic relationships between multiple generations of gullies and the latitude dependent mantle. Icarus. 2015, 252: 83–94. Bibcode:2015Icar..252...83D. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.035. 
  71. ^ Jawin, E, J. Head, D. Marchant. 2018. Transient post-glacial processes on Mars: Geomorphologic evidence for a paraglacial period. Icarus: 309, 187-206
  72. ^ 72.0 72.1 jawin, E, J. Head, D. Marchant. 2018. Transient post-glacial processes on Mars: Geomorphologic evidence for a paraglacial period. Icarus: 309, 187-206
  73. ^ Gorgonum Chaos Mesas (HiRISE Image ID: PSP_004071_1425. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2016-10-02）. 
  74. ^ Gullies on Gorgonum Chaos Mesas (HiRISE Image ID: PSP_001948_1425). [2021-08-09]. （原始內容存檔於2016-10-02）. 
  75. ^ Gullies in Newton Crater (HiRISE Image ID: PSP_004163_1375). [2021-08-09]. （原始內容存檔於2017-08-31）. 
  76. ^ U.S. department of the Interior U.S. Geological Survey, Topographic Map of the Eastern Region of Mars M 15M 0/270 2AT, 1991
  77. ^ 77.0 77.1 存档副本. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-08-09）. 
  78. ^ Dundas, C., et al. 2012. Seasonal activity and morphological changes in martian gullies. Icarus: 220, 124-143.
  79. ^ 存档副本. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-08-09）. 
  80. ^ McEwen, A., et al. 2017. Mars The Pristine Beauty of the Red Planet. University of Arizona Press. Tucson.
  81. ^ 存档副本. [2021-08-09]. （原始內容存檔於2021-08-09）. 

外部連結

編輯
 
維基共享資源上的相關多媒體資源：火星沖溝
取自 "https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=火星冲沟&oldid=84410290"