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普羅敦尼勒斯桌山群

座標：43°52′N 49°24′E / 43.86°N 49.4°E / 43.86; 49.4
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普羅敦尼勒斯桌山群
背景相機拍攝的普羅敦尼勒斯桌山照片
坐標43°52′N 49°24′E / 43.86°N 49.4°E / 43.86; 49.4

普羅敦尼勒斯桌山群（英語：Protonilus Mensae）是火星伊斯墨諾斯湖區的一處區域，其中心坐標為北緯43.86°、東經 49.4°，東西範圍為東經59.7°至東經37°，南北二端為北緯39.87°到北緯47.06°[1]。普羅敦尼勒斯桌山群位於都特羅尼勒斯桌山群與尼羅瑟提斯桌山群之間，它們都坐落在火星分界區內，1973年，國際天文聯合會正式接受了普羅敦尼勒斯桌山群的命名。

地圖顯示都特羅尼勒斯桌山群與鄰近區域的關係，顏色指示地形高度。

該地區的地表被描述為銳蝕地形，該地形包含有懸崖、桌山和寬闊平坦的谷地，這種表面地貌據認為是由覆蓋着岩屑的冰川所造成[2][3]。當這些冰川環繞着山丘和桌山群時，被稱為舌狀岩屑坡(LDA)；當它們處於峽谷中時，又被稱為線狀谷底沉積(LVF)。部分從高原岩壁上眾多凹壁處延伸出的表層，顯示出流動狀。主流頂部的小舌狀流表明，與地球上一樣，火星上有不止一個冰期[4]。人們堅信，在薄薄的屑和塵埃層之下，蘊藏着巨大的冰庫[5][6]來自火星勘測軌道飛行器淺層雷達(SHARAD)的數據顯示，在舌狀岩屑坡和線狀谷底沉積下都發現了純淨的冰[7]。 普羅敦尼勒斯桌山群中的某些地方顯示有一排排的凹坑，這些凹坑可能是地下冰轉化成氣體後形成的空洞，當空洞上方地表塌陷後，就會產生凹坑[8]。

沙丘

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  • 莫羅撞擊坑中的沙丘寬景圖
    莫羅撞擊坑中的沙丘寬景圖
  • 上圖中的底部沙丘放大圖 
    上圖中的底部沙丘放大圖 
  • 同一地點近距離觀察的大沙丘
    同一地點近距離觀察的大沙丘
  • 接近觀看暗色沙丘中的白斑，呈現出波紋和條狀紋 
    接近觀看暗色沙丘中的白斑，呈現出波紋和條狀紋 

氣候變遷引起的富冰特徵

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據信，火星上包括普羅敦尼勒斯桌山群在內的眾多地貌都含有大量的冰。對於冰的起源，最流行的理論是該行星自轉軸傾角的巨大變化所引起的氣候變遷，有時傾斜幅度甚至超過80度[9][10]，巨幅的傾斜變化解釋了火星上許多富冰特徵的成因。 

研究表明，當火星的傾角從目前的25度傾斜到45度時，兩極的積冰就不再穩定[11]，此外，當處於這種高傾角度時，儲存的固體二氧化碳(乾冰)就會升華，從而增加大氣壓力，而氣壓的上升又使更多的塵埃被保留在大氣中，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[12][13]。火星大氣環流模式預測到富冰塵埃將堆積在發現富冰地貌的同一地區[14]。   當火星自轉傾角開始回歸較低值時，水冰升華(直接變成氣體)並留下塵埃[15][15][16]，這些塵埃堆積又覆蓋了底層物質，因此，隨着每一輪高傾角循環，都會殘留下一些富冰的覆蓋層[17]。注意，光滑的表面覆蓋層可能只代表相對較新的物質。

腦紋地形

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腦紋地形是一種高達3–5米的迷宮狀楞脊，有些楞脊可能由冰核構成，因此，它們可能是未來定居者的水源[18]。

  • 正在形成中的腦紋地形
    正在形成中的腦紋地形
  • 正在形成中的腦紋地形，前一幅的放大版。
    正在形成中的腦紋地形，前一幅的放大版。
  • 正在形成中的腦紋地形
    正在形成中的腦紋地形
  • 正在形成中的腦紋地形，箭頭指示了腦紋地形開始形成處。
    正在形成中的腦紋地形，箭頭指示了腦紋地形開始形成處。
  • 正在形成中的腦紋地形，箭頭指示了腦紋地形開始形成處。這是前一幅的放大版。
    正在形成中的腦紋地形，箭頭指示了腦紋地形開始形成處。這是前一幅的放大版。
  • 正在形成中的腦紋地形
    正在形成中的腦紋地形

冰川

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  • 背景相機拍攝的伊斯墨諾斯湖區桌山，有數道冰川正在侵蝕它，在接下來的二幅圖像中可更詳細地看到其中一道冰川。
    背景相機拍攝的伊斯墨諾斯湖區桌山，有數道冰川正在侵蝕它，在接下來的二幅圖像中可更詳細地看到其中一道冰川。
  • HiWish項目指示高解像度成像科學設備顯示的冰川。下一張照片放大了矩形區域。位於頂部的積雪區、冰川沿着山谷向下移動，然後在平原蔓延開。流動的證據來自表面的許多線條。地點位於伊斯墨諾斯湖區。
    HiWish項目指示高解像度成像科學設備顯示的冰川。下一張照片放大了矩形區域。位於頂部的積雪區、冰川沿着山谷向下移動，然後在平原蔓延開。流動的證據來自表面的許多線條。地點位於伊斯墨諾斯湖區。
  • 前一幅圖像中矩形區域的放大。地球上將這種山脊稱為「阿爾卑斯型冰川」終磧。照片由HiWish項目指示高解像度成像科學設備拍攝。
    前一幅圖像中矩形區域的放大。地球上將這種山脊稱為「阿爾卑斯型冰川」終磧。照片由HiWish項目指示高解像度成像科學設備拍攝。
  • 背景相機拍攝的普羅敦尼勒斯桌山群照片，顯示了下一幅圖像中的位置。
    背景相機拍攝的普羅敦尼勒斯桌山群照片，顯示了下一幅圖像中的位置。
  • 普羅敦尼勒斯桌山群中的凹坑
    普羅敦尼勒斯桌山群中的凹坑
  • 冰川盡頭，冰磧末端的右側顯示了網紋狀的地表，這在地下水結冰的地區很常見。
    冰川盡頭，冰磧末端的右側顯示了網紋狀的地表，這在地下水結冰的地區很常見。
  • 伊斯墨諾斯湖的表面形態
    伊斯墨諾斯湖的表面形態

另請參閱

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維基共享資源上的相關多媒體資源：普羅敦尼勒斯桌山群

參考文獻

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  1. ^ http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature[永久失效連結]
  2. ^ Sharp, R.  1973.  Mars Fretted and chaotic terrains.  J. Geophys. Res.:  78.  4073-4083
  3. ^ 存档副本. [2020-11-05]. （原始內容存檔於2021-03-25）. 
  4. ^ Baker, M. et al.  2010.  Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars:  Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian.  Icarus:  207. 186-209.
  5. ^ Morgan, G. and J. Head III.  2009.  Sinton crater, Mars: Evidence for impact into a plateau ice field and melting to produce valley networks at the Hesperian-Amazonian boundary.  Icarus: 202. 39-59.
  6. ^ 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 periodicity of Amazonian glacial events.  Icarus: 202. 22-38.
  7. ^ 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.
  8. ^ Fretted Terrain Valley Traverse (PSP_009719_2230). Hirise.lpl.arizona.edu. [December 19, 2010]. （原始內容存檔於2017-10-13）. 
  9. ^ Touma J. and J. Wisdom.  1993.  The Chaotic Obliquity of Mars.  Science 259, 1294-1297.
  10. ^ 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.
  11. ^ 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.
  12. ^ 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.
  13. ^ 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
  14. ^ 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.
  15. ^ 15.0 15.1 Mellon, M., B.  Jakosky. 1995. The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs.  J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.
  16. ^ Schorghofer, N., 2007. Dynamics of ice ages on Mars. Nature 449, 192–194.
  17. ^ 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.
  18. ^ Levy, J. Head, D. Marchant.  2009.  Concentric crater fill in Utopia Planitia: History and interaction between glacial 「brain terrain」 and periglacial mantle processes. Icarus 202, 462–476.
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