• ISSN 2096-8957
  • CN 10-1702/P

火星的地质演化和宜居环境研究进展

刘洋 吴兴 刘正豪 邹永廖

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火星的地质演化和宜居环境研究进展

Geological evolution and habitable environment, Mars: Progress and prospects

    Corresponding author: Liu Yang, yangliu@nssc.ac.cn ;
  • CLC number: P691

  • 摘要: 作为太阳系中与地球最为相似的行星,火星因其表面丰富的古代水活动历史和可能保存的古生命迹象,从而成为太阳系深空探测的主要目标之一. 火星和地球的早期演化过程相似,但目前尚未在火星上发现生命迹象. 火星的地质特征和宜居环境演化历史等问题存在大量假说亟待检验和甄别. 本文总结了火星各个地质年代的基本特征,介绍了火星上不同的地质特征和对气候条件的响应,梳理了火星上的水活动历史所记录的火星宜居环境的变迁,也总结了火星表面水成矿物的分布、含量和形成环境,以及水成地貌特征和环境演化历史,并讨论了早期火星气候存在的争议问题. 最后,对火星未来的探测方向给出了展望.
  • 图 1  火星MOLA地形图与主要地貌单元,图中白色区域为火星火山主要分布区域

    Figure 1.  Mars MOLA topographic map and main geomorphic units. The white circles are the main volcanic areas on Mars

    图 2  (a)位于29°S、218.8°E的单层溅射毯撞击坑;(b)位于10.4°N、287.8°E的双层溅射毯撞击坑;(c)位于23.2°N、207.8°E的多层溅射毯撞击坑. 图片来自CTX(Context Camera, Mars Reconnaissance Orbiter)

    Figure 2.  (a) the SLE crater at 29°S, 218.8°E;(b) the DLE crater at 10.4°N, 287.8°E;, and (c) the MLE crater at 23.2°N, 207.8°E. These images are from CTX

    图 3  火星表面分布的水流通道(CTX,241.6E,20.6N),在最宽的通道中间分布有流线型岛屿

    Figure 3.  Fluvial channels on the surface of Mars (CTX, 241.6E,20.6N), the streamlined island distributed in the middle area of widest channel

    图 4  坦佩高地东侧的倒转河道带生成的CTX(a)图像和HiRISE(b)的DTM图像(5倍垂直放大)(修改自Liu et al., 2021

    Figure 4.  CTX (a) and DTM of HiRISE (b) (5x vertical exaggeration), which two images are generated from the inverted channel belts on the eastern Tempe Terra(modified from Liu et al., 2021)

    图 5  位于伊希斯平原的冰川地貌,图像为HiRISE的ESP_019358_2225_RED

    Figure 5.  The Glacier in the Isidis Planitia, image from HiRISE ESP_019358_2225_RED

    图 6  López撞击坑内的沙丘,图像为HiRISE的ESP_026609_1655_RED

    Figure 6.  The sand dune in the López impact crater, image from HiRISE ESP_026609_1655_RED at HiRISE

    图 7  火星表面主要含水矿物全球分布(修改自Ehlmann and Edwards, 2014

    Figure 7.  Global distribution of the major classes of aqueous minerals on Mars (modified from Ehlmann and Edwards, 2014)

    图 8  第30火星年,位于牛顿盆地中Palikir撞击坑中的RSL(黑色箭头指向区域)随时间演化假彩色图(McEwen et al., 2011). (a)取自HiRISE数据ESP_021911_1380,拍摄于第30个火星年春季(Ls=265°);图;(b)取自HiRISE数据ESP_022689_1380,拍摄于第30个火星的夏季(Ls=302°). 在春夏季之间,RSL开始大量出现

    Figure 8.  Enhanced color views demonstrating RSL development (black arrows) over time at Palikir crater (inside Newton Basin)in MY30 (McEwen et al., 2011). (a) is the full HiRISE ESP_021911_1380 acquired in the spring (Ls=265°) of MY 30. (b) is the full HiRISE ESP_022689_1380 acquired in the summer (Ls=302°)of MY 30.RSL appear in large numbers between spring (a) and summer (b).

    图 9  Mars Color Imager(MARCI)拍摄的2018年火星全球沙尘暴前(a)5月28日后(b)7月1日的彩色影像

    Figure 9.  Mars before and after global dust storm. Images captured by Mars Color Imager (MARCI). (a) May 28th; (b)July 1st

    图 10  火星地质历史主要事件时间线(修改自Ehlmann et al., 2011

    Figure 10.  Timeline of major processes in Mars history(modified from Ehlmann et al., 2011)

    图 11  诺亚纪和早期西方纪时期火星上主要气候过程示意图. 这幅漫画假设了早期气候的一种偶发温暖的情景,雪被偶发的融化事件打断,长期运输到南部高地

    Figure 11.  Schematic of the major climate processes on Mars in the Noachian and early Hesperian periods. This cartoon assumes an episodically warm scenario for the early climate with long-term transport of snow to the southern highlands interrupted by episodic melting events

    图 12  五种可能具有宜居性的火星古环境(修改自Hoehler, 2007

    Figure 12.  Five possible habitable ancient martian environments (modified from Hoehler, 2007)

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出版历程
  • 收稿日期:  2021-04-10
  • 网络出版日期:  2021-05-18

火星的地质演化和宜居环境研究进展

摘要: 作为太阳系中与地球最为相似的行星,火星因其表面丰富的古代水活动历史和可能保存的古生命迹象,从而成为太阳系深空探测的主要目标之一. 火星和地球的早期演化过程相似,但目前尚未在火星上发现生命迹象. 火星的地质特征和宜居环境演化历史等问题存在大量假说亟待检验和甄别. 本文总结了火星各个地质年代的基本特征,介绍了火星上不同的地质特征和对气候条件的响应,梳理了火星上的水活动历史所记录的火星宜居环境的变迁,也总结了火星表面水成矿物的分布、含量和形成环境,以及水成地貌特征和环境演化历史,并讨论了早期火星气候存在的争议问题. 最后,对火星未来的探测方向给出了展望.

English Abstract

    • 火星是太阳系中与地球最为相似的行星,因其表面丰富的古代水活动历史和可能保存的古生命迹象,一直是太阳系行星科学研究的热点,也是世界主要国家探测的主要对象之一. 迄今为止,人类对火星已开展了长达半个世纪的探测,在火星地形地貌、物质成分、大气与空间环境、内部结构等方面获得了大量探测数据和全新的科学认识. 火星早期可能具有浓厚的大气,地表有液态水的存在,在某些地区,地表的化学条件可能有助于微生物生存(例如(Grotzinger et al., 2014). 相比一直有着活跃化学风化和地质活动的地球,火星早期(特别是40~30亿年之间)有大量与水相关的化学风化过程,而之后由于火星大气和水分的丧失而几乎停止了化学风化,从而很好地保存了早期的演化过程(Nimmo and Tanaka, 2005). 因此,研究火星可以更好地帮助理解地球早期的演化历史和生命的起源.

      火星的地质特征和宜居演化是火星探测和火星科学研究的重要内容之一. 人类对火星的探测始于20世纪60年代,随着空间探测的开展迅速发展,火星的宜居性及其生命探测也随之迅速发展. 评价火星的宜居性需要从流水活动的规模和和持续时间、生命代谢需要的能量、合适的物理化学条件、以及生命必要的基本元素等方面综合分析. 这些要素与火星地质和气候演化特征密不可分,依然存在大量假说亟待检验和甄别,需要大量探测数据分析和实验工作对其进一步制约. 本文主要介绍火星上的基本地质特征,总结了火星表面水成矿物的分布、含量和形成环境,分析了水成地貌特征和环境演化历史,并讨论了早期火星气候存在的争议问题. 最后,总结了火星上可能的宜居区域的分布,并对火星未来的探测方向给出了展望.

    • 自20世纪60年代起,美国和前苏联开始发射探测器对火星进行近距离探测,至今已获得了大量关于火星性质的数据,大大加深了我们对火星的了解. 从一开始的近距离飞掠火星,到现在对火星进行环绕、着陆、巡视等不同视角的探测,让人们对火星的地质地貌、火星化学和火星物理信息逐步有了全面且详细的了解.

    • 目前人类已经成功进行29次深空探测任务飞越、环绕、着陆以及巡视火星. 其中飞越和环绕任务占据多数,至今已有6个航天机构的23次的深空探测任务飞越或环绕火星.

      美国在1964年发射的Mariner 4是人类第一个成功抵达并飞越火星的探测器,它传回了火星的第一张照片,代表人类对于火星的观测手段开始从望远镜转变为近距离遥感探测. 在此之后的1967年和1969年美国继续发射探测器对火星实施飞越观察,对火星表面进行初步的遥感探测,同时开展对火星大气的探测和研究. 1971年前苏联和美国相继发射了Mars 2、Mars 3、Mariner 9,其中美国的Mariner 9成为第一个环绕火星的轨道器并获得了覆盖火星表面85%的影像,苏联的Mars 3成功环绕并着陆火星,成为首个着陆火星的探测器,但在100多秒后失联. 之后苏联在1973年又继续发射了Mars 5、Mars 6、Mars 7,它们和Mars3任务类似. 美国1975年发射的Viking 1和Viking 2是在美苏太空竞赛时期最后两个成功抵达并着陆火星的环绕着陆器,分别着陆在克律塞(Chryse)平原西部和乌托邦(Utopia)平原,其中Viking 1任务也是美国探测器首次着陆火星,Viking 1和Viking 2获取的火星表面图像让人们了解到火星表面其实是一个荒凉的世界.

      20世纪80年代,全球火星探测进入低潮,基本没有很成功的火星探测任务. 然而到了90年代,美国在1996年成功发射了Mars Global Surveyor(MGS)轨道器,MGS上搭载的MOC、MOLA、TES等仪器对火星进行了高精度的轨道遥感探测,获取了影像分辨率更高的火星表面图像以及研究意义重大的火星全球高程图,让人们对火星表面的地形起伏有了更全面的认识. 2001年美国发射的2001 Mars Odyssey和欧空局发射的Mars Express以及2005年美国发射的Mars Reconnaissance Orbiter(MRO)是三个对火星表面地貌和矿物研究有重要影响的探测器. 通过2001 Mars Odyssey搭载的THEMIS、GRS和MARIE仪器,Mars Express搭载的OMEGA、HRSC仪器,MRO搭载的HiRISE、CTX、CRISM仪器可以对火星表面地质地貌、矿物成分、火星化学性质进行详细的探测,获取了至今还持续不断在进行研究的大量数据. MAVEN是美国在2013年发射的专门研究火星大气的轨道器,至今仍在正常工作. ExoMars Trace Gas Orbiter是欧空局和俄罗斯在2016年发射的轨道器,主要任务是了解火星甲烷和其他气体. 印度、阿联酋也在近年成功发射了轨道器前往火星进行探测. 中国在2020年成功自主发射“天问一号”火星探测器,它将通过环绕、着陆、巡视等探测方式对火星的表面地质地貌、土壤特性、物质成分、水冰、大气、电离层、磁场等进行探测,实现中国在深空探测领域的技术跨越.

    • 软着陆一直是探索火星过程中技术难度最高也最难实现的探测技术,前苏联早在1971年发射的Mars2和Mars3任务中就尝试着陆火星,其中Mars3成为人类第一次成功着陆在火星的探测器,但是它只工作了104.5 s就失去了联系,并没有获得很多关于火星表面的数据. 1975年,美国发射的Viking 1和Viking 2探测器成功着陆在火星,它们的主要探测目标是火星表面环境及生命,这标志着人类在火星表面正式开展科学探测.

      此后的20多年没有探测器着陆在火星上,直到美国1996年发射的Mars Pathfinder才再次着陆火星,Mars Pathfinder的主要任务是寻找火星上的水,其携带的Sojourner巡视器也是人类首个成功在火星运行的巡视器. Spirit和Opportunity是美国在2003年分别发射的一对火星巡视器,分别着陆在火星的古谢夫撞击坑和子午平原,它们搭载的高分辨率相机、热红外相机和光谱仪对火星的地质地貌、矿物成分进行了详细调查. 美国的Phoenix着陆器在2007年前往火星,其主要任务是评估火星的宜居性,研究火星水活动历史. 2011年美国发射的Curiosity是火星探测历史上最先进的巡视器之一,也是在火星表面在役探测器中工作时间最长的巡视器,Curiosity搭载了更先进的相机、光谱仪和分析仪对火星表面进行探测,也可以采集火星土壤样本和岩芯进行分析. 美国在2018年发射了首个对火星内部进行探测的探测器InSight,它将利用地震、测地学与热传导等数据对火星内部进行探测. 2020年最新发射的火星探测任务中,中国和美国发射的探测器将降落在火星,其中美国的Perseverance已成功着陆,将在火星开展宜居性调查,生命痕迹搜寻,土壤及岩芯收集等任务,中国天问一号首次火星探测任务将一次性实现“绕、落、巡”三大任务,开启科学探测.

    • 火星地貌主要是在火星内部和外部因素影响下改造形成,其地貌在太阳系类地天体中相对复杂,与地球的地貌相比也有其独特性. 火星地貌的基本特征是其表面具有二分性(图1),北部为平原低地,平均海拔较低,地形平缓,主要分布有熔岩流、火山碎屑、水流沉积物以及冰川搬运物质. 南半球为高原地带,以火山高原地貌和撞击高原地貌为主,其物质的分布也具有多样性,包含有通过火山作用、撞击作用和沉积作用等形成的物质. 火星北半球在太阳系晚期大轰炸事件中可能遭受了巨大撞击,从而形成了火星表面显著的南北二分性特征. 对火星地貌的研究可以帮助我们加深对火星表面演化过程的理解,对于了解火星的地质状态、古气候及古环境也有很重大的意义. 火星表面的地貌按照形成机制的不同可以分为撞击成因、火山成因、构造峡谷成因、水流成因、冰川成因以及与风相关成因的地貌(Carr, 2007).

      图  1  火星MOLA地形图与主要地貌单元,图中白色区域为火星火山主要分布区域

      Figure 1.  Mars MOLA topographic map and main geomorphic units. The white circles are the main volcanic areas on Mars

    • 外来天体通过撞击在火星表面会形成撞击坑、撞击盆地等地貌,在其周围也会形成溅射毯、二次撞击坑等次生的地貌(Barlow, 2005),根据不同的撞击规模可以将撞击成因地形分为简单撞击坑、复杂撞击坑、多环撞击盆地以及被掩埋撞击坑. 小于5 km直径的撞击坑被称为简单撞击坑,其形貌接近碗状,直径与深度的比值接近0.2(Watters et al., 2015),在撞击坑的边缘上部斜坡区域会出现成层状的地层构造. 当撞击坑的直径大于5 km左右时,称为复杂撞击坑,撞击坑的内部开始变得具有更多特征. 复杂撞击坑有一个相对简单撞击坑更平坦开阔的底部区域,坑中心具有中央峰,在撞击坑壁出现类似梯田的阶地构造. 随着撞击坑直径的增大,中央峰和坑壁的环状梯田会变得更为复杂,撞击坑的深度直径比会从直径5 km左右的0.2降低到直径100 km的0.03. 当撞击坑直径大于130 km时被称为多环撞击盆地,其中心区域呈现环状的山峰起伏. 火星上的两个非常显著的撞击盆地分别是海拉斯(Hellas)和阿耳古瑞(Argyre)盆地,包括这两个盆地在内所有的大型撞击盆地区域地壳都较薄. 火星北部平原上分布的半圆形洼地可能为被掩埋的撞击坑(Frey et al., 2002; Edgar and Frey, 2008),其直径一般大于200 km,其也说明了火星北部平原的物质年龄相对于南部高地更年轻. 火星撞击坑的溅射物有非常独特的特征,整个撞击坑被大约一个撞击坑半径宽的放射状溅射毯包围,溅射毯边缘物质呈叶状分布. 它主要有三种形态(图2)(1)单层溅射毯(SLE),主要分布在±60°区域;(2)双层溅射毯(DLE),主要集中在火星北部平原;(3)多层溅射毯(MLE),集中在南北二分性边界. 其中SLE与DLE直径相当,MLE直径更大,SLE的形态是由于撞击过程中地表下存在冰导致,河流湖泊等低洼区域易形成DLE,它的形态与撞击区域表层不同浓度的挥发分相关,MLE的形成与液态水相关,它可以用来识别地下液态水储层(Barlow and Perez, 2003). 通过对撞击地貌的研究可以了解火星上具体区域的历史形成背景和后期改造过程,同时利用撞击坑的尺寸—频率分布状态可以对研究区域的物质年龄有一个初步估计(Hartmann and Neukum, 2001; Carr, 2007).

      图  2  (a)位于29°S、218.8°E的单层溅射毯撞击坑;(b)位于10.4°N、287.8°E的双层溅射毯撞击坑;(c)位于23.2°N、207.8°E的多层溅射毯撞击坑. 图片来自CTX(Context Camera, Mars Reconnaissance Orbiter)

      Figure 2.  (a) the SLE crater at 29°S, 218.8°E;(b) the DLE crater at 10.4°N, 287.8°E;, and (c) the MLE crater at 23.2°N, 207.8°E. These images are from CTX

      火星上的撞击作用会使地面下的矿物暴露出来,到目前为止火星上超过一半的含水矿物发现都是由撞击作用导致的挖掘和热液作用形成并暴露在撞击坑内. 主要在其被观察发现到矿物包括含铁/镁层状硅酸盐(如蒙脱石、云母、绿泥石、葡萄石和蛇纹石)、含铝层状硅酸盐(如高岭石)和水合硅酸盐,这些矿物是由镁铁质/超镁铁质岩在一定的温度、Eh-pH和水岩比条件下热液蚀变形成(Byrne et al., 2009). 有研究发现火星中纬度区域较新的撞击坑内发现有纯冰的出现,说明了撞击作用与火星表面冰的形成具有一定联系(Byrne et al., 2009).

    • 火星火山活动是火星内部的岩浆穿过地壳喷发至火星表面的过程,由于火星基本没有板块构造运动,所以其与并不像地球上火山一样发生在板块的边缘. 火星火山的历史开始于行星演化早期,并且至今火星表面还可能有火山活动. 火星火山活动演化分为四个阶段,(1)广泛的平原火山活动,介于洪泛玄武岩和夏威夷盾的类型之间,火山活动发生在40亿年前,约前诺亚纪到早诺亚纪;(2)围绕海拉斯盆地、塔尔西斯和尼罗山口的中央火山活动,发生在37~40亿年前,中诺亚纪到晚诺亚纪之间;(3)发生在塔尔西斯和埃律西昂火山省的主要火山活动,活动于35~37亿年前,晚诺亚纪—晚西方纪之间;(4)塔尔西斯和埃律西昂火山省逐渐减弱的火山活动,从35亿年至现今的亚马逊纪,其可能是源于地壳下方热异常地幔的部分熔融引发的局部平原火山活动(Xiao et al., 2012).

      火星火山活动过程中存在的热液活动会形成一些相关的矿物. 火山岩浆结晶会释放富硫挥发分,其与岩浆蒸气、冰、地下水反应会生成酸性液体,它的排放环境类似地球上的火山喷气孔、硫质气孔、温泉等(Rodríguez and van Bergen, 2015). 火星上现在的大气以二氧化碳为主,但在火星表面覆盖着广泛的硫酸盐沉积,说明了火星火山的喷发可能造成了其表面硫化物的产生. 在火星大气气压较低时,火山的硫较容易被循环到火星表面,从而影响了火星表面的气候以及化学和沉积过程(Gaillard et al., 2012). 在火星上除了一般的盾状火山也存在超级火山,在地球上超级火山是一种一次能喷发产生超过1 000 km3火山物质的火山,其在火星表现为一种平原式火山口复合体,例如分布在阿拉伯台地的伊甸园山口(Michalski and Bleacher, 2013).

      火星表面的火山主要分布在塔尔西斯、埃律西昂、海拉斯以及大瑟提斯区域(图1). 塔尔西斯区域是火星表面最显著的一个地貌特征,其大概覆盖了火星表面25%区域,一共有12个大型火山地貌在该区域分布,在该区域发生的塔尔西斯上升事件(塔尔西斯隆起)导致火星表面质量分布发生变化,使得自转轴向赤道移动. 大多数该区域的火山是喷发性火山. 埃律西昂区域是火星火山分布的第二大区域,其位于乌托邦盆地东部,包含三个分布相对密集的火山. 海拉斯盆地形成于一次撞击,这可能导致了火星壳层出现裂隙从而引发了该区域的火山活动,最终形成了环海拉斯火山区域. 大瑟提斯也是火星上一个分布火山的区域,其主要由南部的麦罗埃山口和北部的尼罗山口组成(Robbins et al., 2011).

    • 峡谷地貌对火星表面的改造也产生了很大的影响. 火星上最大的峡谷是水手峡谷,它分布在火星赤道以南250°E~320°E附近(图1),其中包括了几条巨大且相互联通的峡谷,水手峡谷从东部的塔尔西斯隆起顶部的诺克提斯沟网向西延伸到克律塞平原的珍珠台地,长约4 000 km,其内大多数峡谷的宽度可达150 km,海拔从东部7 000 m下降到西部的低于1 000 m. 水手峡谷可能是由于断层等构造运动的作用形成,也有人认为该峡谷是火星上潜在的板块构造运动导致形成(Yin, 2012). 水手峡谷与塔尔西斯隆起的形成联系紧密,塔尔西斯区域形成于诺亚纪到晚西方纪,该区域在火山作用下地形持续隆起,地壳逐渐承受不住其上增加的重量导致了大量地堑的形成,之后塔尔西斯区域下方的火山源头不再活跃,其上的物质对下方造成非常大的压力,地壳最终无法支撑塔尔西斯区域上的物质形成了包括水手峡谷在内的放射状断裂构造. 水手峡谷中也存在一定厚度且分层的富含硫酸盐沉积物,在西方纪晚期峡谷中可能出现了湖泊等大规模水体,且持续地流向东侧区域,所以水手峡谷在东侧出现与外流通道相融合的地貌. 水的出现可能是西方纪气候变暖导致的降雨结果,或者是行星倾角改变时期气候的改变导致冰融化的结果. 水手峡谷在经历了后期水流和风等外界环境的不断侵蚀和改造作用下,逐渐形成了现有的复杂地貌(Carr, 2007; Broz et al., 2017).

    • 火星轨道探测器在火星表面探测到了多种黏土矿物,如层状硅酸盐、绿泥石和高铝黏土等(Ehlmann et al., 2013). 这些黏土矿物在全火星范围的分布结合火星上的水流地貌反映了在历史上火星的表面受气候影响存在过一定规模的水流改造事件. 当火星表面处于温暖潮湿的时期时,火星的古河流在液态水充足的条件下形成,由古河流形成的地貌一般有外流河道、网状河谷和冲沟,一些倒转地形的形成也与河流联系紧密. 约束水流地貌的形成时间对于了解火星气候变化的历史意义深远. 外流河道一般长达数百千米,宽度大于1 km,其内包含泪滴状的岛屿(图3). 火星最大的外流河道是卡塞谷,长度超过3 500 km,外流河道一般被认为是在巨大洪水作用下形成的(Cutts and Blasius, 1981). 网状河谷与外流河道的特征具有显著的差别,其一般是树枝状的分支沟谷. 在火星南部高地广泛分布有数千个网状河谷,其大多形成于诺亚纪,也有一些形成于西方纪时期. 网状河谷单个宽度一般小于5 km,长度可达数百至数千千米. 随着火星表面遥感影像的分辨率提高,人们对网状河谷的成因和与火星气候关系的研究更加深入. 网状河谷一般被认为是火星表面液态水对地表进行侵蚀与改造而形成,也有人认为是冰川作用等其他作用形成,液态水的来源包括降雨、降雪融雪、地下水等,但是对于液态水在火星表面是长期还是短期稳定存在的问题也具有争议(Fassett and Head, 2008a, 2008b; Seybold et al., 2018; Galofre et al., 2020). 冲沟是指尺度较小、线性且较为年轻的侵蚀地貌,这类沟壑状地貌大多数有几米至几十米宽,约几百米长,比河谷网络的规模要小得多,由于其内部基本没有撞击坑且切割了大多数包括沙丘等途经的地貌,所以推测它的形成时间较为短. 冲沟被认为是与水相关的侵蚀地貌,且其形成受火星季节变化的影响(Pasquon et al., 2016). 此外,火星表面分布有与构造、撞击、火山等改造作用相关的数百个古湖泊(Zhao and Xiao, 2016). 例如,好奇号在盖尔撞击坑的就位探测已经确认盖尔撞击坑曾经存在一个古湖泊(Rapin et al., 2019). 除了古湖泊,有证据显示火星北部低地曾经存在过一片古海洋(Carr and Head, 2019).

      图  3  火星表面分布的水流通道(CTX,241.6E,20.6N),在最宽的通道中间分布有流线型岛屿

      Figure 3.  Fluvial channels on the surface of Mars (CTX, 241.6E,20.6N), the streamlined island distributed in the middle area of widest channel

      火星表面某些区域的水流地貌在后期环境的影响下会形成倒转地形,倒转地形是指在某些水流沉积表面(如河床、撞击坑湖泊)覆盖了一层抗侵蚀物质,在环境变得干旱且剥蚀作用强烈时,位于抗侵蚀表面下的物质被保护而不被侵蚀,从而相对周围地形升高形成倒转地形. 在有水流作用的参与下抗侵蚀层的形成更为普遍,主要是松散沉积物在与水的相互作用中容易发生胶结、压实等成岩作用形成抗侵蚀表面,一般脊状地貌呈狭窄带状在地表蜿蜒分布,长度可达数千米至数十千米. 在火星上分布的与水流相关的倒转地形主要有倒转河道、倒转河道带(图4)等(Dickson et al., 2021; Liu et al., 2021). 对火星脊状地貌的研究有助于更深入地认识火星的古水流活动和古气候演化.

      图  4  坦佩高地东侧的倒转河道带生成的CTX(a)图像和HiRISE(b)的DTM图像(5倍垂直放大)(修改自Liu et al., 2021

      Figure 4.  CTX (a) and DTM of HiRISE (b) (5x vertical exaggeration), which two images are generated from the inverted channel belts on the eastern Tempe Terra(modified from Liu et al., 2021)

      冰川一般是指火星表面流动的冰,它分布在当今的火星表面的部分区域中,且在古代冰川的活动更为活跃(图5). 在火星表面分布的冰川改造地形一般处于极向30°区域,火星气候模型表明冰在火星表面并不稳定,其需要有表面物质的覆盖才能维持稳定存在. 这也说明火星过去冰川的活跃时期需要有如行星倾角变化等导致气候改变的作用才能产生. 火星表面的冰川相关地貌主要有Concentric Crater Fill(CCF)、Lineated Valley Fill(LVF)、Lobate Debris Aprons(LDA)、Viscous Flow Features(VFF). CCF在撞击坑底部分布有环状的平行脊,一般出现在火星中纬度地区,其形成是由于冰川运移撞击坑内的碎屑物质在坑底重新分布形成. LVF是分布在火星表面通道底部的沉积单元,具有脊和沟槽状的线性构造. 碎屑物质聚集在由于重力和季节性加热冷却而形成的表面裂缝内,从而形成LVF,其表面碎屑物质下方可能富含冰. LDA常出现在陡峭的悬崖底部,分布在南北半球的30−50°,LDA一般从悬崖延伸出10−30 km,形成裙状凸起沉积地形(Levy et al., 2010; Pedersen and Head, 2010).

      图  5  位于伊希斯平原的冰川地貌,图像为HiRISE的ESP_019358_2225_RED

      Figure 5.  The Glacier in the Isidis Planitia, image from HiRISE ESP_019358_2225_RED

    • 风成作用是对火星表面进行改造的作用之一,但是风对于火星表面地形的改造能力相对较弱. 火星上风成作用与地球上的有所不同,火星表面的松散碎屑物质可能来自非常古老诺亚纪的玄武质碎屑颗粒,不具有地球上的石英质碎屑,并且碎屑物质参与了火星地壳中的物质循环. 火星上的风成地貌包括了yardangs, ventifacts, dark erosional streaks和scours(Liu et al., 2020). 其中yardangs是指由固结或半固结的物质经风蚀而形成的细长或流线型山丘. 由风成作用形成的火星地貌还有风成波纹和沙丘(图6),火星上沙丘分布广泛且一般出现在撞击坑、峡谷、盆地等低洼处(Carr, 2007; Day and Rebolledo, 2019).

      图  6  López撞击坑内的沙丘,图像为HiRISE的ESP_026609_1655_RED

      Figure 6.  The sand dune in the López impact crater, image from HiRISE ESP_026609_1655_RED at HiRISE

    • 火星表面矿物探测的手段主要分为遥感探测和就位探测,而遥感探测的重要方式就是借助轨道器光谱仪,通过光谱特征对矿物进行探测和识别. 轨道器光谱仪主要有热辐射光谱仪TES(Thermal Emission Spectrometer)、热辐射成像系统THEMIS(Thermal Emission Imaging System)、可见光及红外矿物填图光谱仪OMEGA(Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité)和紧凑型火星侦察成像光谱仪CRISM(Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars)等.

      目前火星上探测到的含水矿物主要有层状硅酸盐(黏土矿物为主)、含水硅酸盐、蒸发盐、硫酸盐、碳酸盐等(Ehlmann and Edwards, 2014). 火星地形分为南部高地和北部低地,而含水矿物主要分布在南部高地(图7).

      图  7  火星表面主要含水矿物全球分布(修改自Ehlmann and Edwards, 2014

      Figure 7.  Global distribution of the major classes of aqueous minerals on Mars (modified from Ehlmann and Edwards, 2014)

      地表的含水矿物以黏土矿物为主. 轨道探测已在火星上探测到了各种黏土矿物,且这些黏土矿物在全球范围的分布,表明火星上有广泛的水合蚀变作用. 目前已观测到黏土矿物中最为常见的是层状铁镁硅酸盐,其次为绿泥石、高铝黏土(Ehlmann et al., 2013). 黏土矿物的主要形成机制是近地表的风化作用和海底系统中的热液活动,此外,在盆地水体中的沉淀作用、成岩作用、变质作用和岩浆沉淀作用也可形成和改性黏土矿物.

      在南部古老地层上,低纬度地区尼罗堑沟群Nili Fossae有大量镁铁质矿物和层状铁镁硅酸盐类矿物出露(Ehlmann et al., 2009). 第勒纳台地Tyrrhena Terra高地的撞击坑内也识别出大量含水矿物,且蚀变矿物的分布并不均匀,大部分矿物都分布于撞击坑溅射席、坑壁、边缘和中央峰(Loizeau et al., 2012). 其北边相邻的利比亚山脉Libya Montes区域的玄武岩地壳发生部分蚀变,多数变成铁镁硅酸盐质,少数成为其他含铁、镁的层状硅酸盐或碳酸盐(Bishop et al., 2013). 水手峡谷群Valles Marineris区域有数十米厚的硅酸盐岩层,该地的基岩在诺亚纪时期蚀变广泛,直到水资源有限的西方纪也仍然活跃(Le Deit et al., 2012). 茅尔斯峡谷Mawrth Vallis基岩中曾发生还原性的化学风化,大量铁元素流失,说明火星早期存在还原性的大气(J. Liu et al., 2021).

      与南半球相比,北半球存在更多无法判断类别的含水矿物(Pan et al., 2017). 且它们多数在较大的撞击坑(> 29 km)中出露,这些含水矿物(尤其是铁镁硅酸盐)可能主要与古诺亚纪基岩相关.

      总体而言,火星表面的含水矿物分布广泛且具有多样性. 从年代来看,火星含水矿物主要分布在南部古老的诺亚纪地层,之后的西方纪仅发生了有限的蚀变;从地形来看,含水矿物主要分布在撞击坑的中央峰或溅射毯中,表明大规模的撞击作用挖掘出掩埋的含水矿物,反映含水矿物可能形成于火星浅地表或地下一定深度范围内.

    • 火星上的甲烷是行星科学研究的重点,一直以来人们通过望远镜、火星环绕器及火星着陆巡视器不断在探索火星大气中甲烷的信息. 基于Mars Science Laboratory(MSL)的探测显示了火星甲烷的背景含量为0.2~0.8 ppbv,其浓度也随着火星季节变化而变化,甲烷峰值浓度可以达到6~10 ppbv(Webster et al., 2015),这种剧烈变化与标准的火星大气物理化学模型并不相符,其可能受某种未知的火星物理化学变化机制控制(Yung et al., 2018). 火星大气中甲烷的寿命相对较长,大约可达300年,但在地表附近会短至200天甚至几个小时(Lefevre and Forget, 2009). 火星上甲烷的起源可能与生命有关,也可能与一些火星地质、火星物理与化学等非生物成因作用机制相关.

      非生物成因的火星物理化学起源包括:

      (1)通过费托型(FTT)反应(如Sabatier反应和CO2氢化反应)H2还原C生成甲烷,其中H2可由铁氧化、蛇纹石化以及水的辐射分解过程中产生(Etiope and Lollar, 2013).

      (2)由陨石带来的有机物在紫外线辐射的作用下生成(Keppler et al., 2012).

      (3)由火山脱气作用生成或通过存储在甲烷笼形水合物中古代火山甲烷的释放生成(Chastain and Chevrier, 2007).

      (4)陨石来源的有机物经历冲击变质作用产生甲烷(Oehler and Etiope, 2017).

      (5)高温地热反应生成(Fiebig et al., 2007).

      由生物成因形成甲烷的机制包括:

      (1)通过已灭绝或现存的产甲烷微生物生成.

      (2)火星表面下可能存在有机物残留区域,在其经历冲击变质作用的加热后可以生成甲烷,这些甲烷将会被保存在地下密闭的储层中(Oehler and Etiope, 2017).

    • 季节性斜坡纹线(Recurring Slope Lineae, RSL)是出现在火星陡坡上的一种相对较暗、具有低反射率的纹线,一般起源于基岩的露头部分,向斜坡底部延伸(McEwen et al., 2011; McEwen et al., 2014). 一个斜坡上可能有上百条单独的纹线,单个纹线的宽度在0.5~5 m左右,长度可达数千米. RSL在火星高温的季节里出现并逐渐变长,又在寒冷的季节里逐渐消失(图8). 它们在多个火星年里重复出现,但并非每一年都有出现,也不一定每次出现在完全相同的地点(McEwen et al., 2011; McEwen et al., 2014; Ojha et al., 2014; Ojha et al., 2015; Stillman, 2018). 根据McEwen(2018)的统计分析预测,RSL可能在未来至少100个火星年内重复出现. 截至第34个火星年(MY34),在火星表面至少发现了98个RSL确认位点和650个RSL候选位点(Stillman, 2018).

      图  8  第30火星年,位于牛顿盆地中Palikir撞击坑中的RSL(黑色箭头指向区域)随时间演化假彩色图(McEwen et al., 2011). (a)取自HiRISE数据ESP_021911_1380,拍摄于第30个火星年春季(Ls=265°);图;(b)取自HiRISE数据ESP_022689_1380,拍摄于第30个火星的夏季(Ls=302°). 在春夏季之间,RSL开始大量出现

      Figure 8.  Enhanced color views demonstrating RSL development (black arrows) over time at Palikir crater (inside Newton Basin)in MY30 (McEwen et al., 2011). (a) is the full HiRISE ESP_021911_1380 acquired in the spring (Ls=265°) of MY 30. (b) is the full HiRISE ESP_022689_1380 acquired in the summer (Ls=302°)of MY 30.RSL appear in large numbers between spring (a) and summer (b).

      RSL通常出现在:(1)火星南半球中纬度(30°S~60°S)面向赤道的斜坡上,在南半球夏季时期活动;(2)赤道地区,当斜坡接收日照处于高峰期时活动;(3)阿西达利亚和克律塞平原等其他北半球中纬度区域,在北半球春季和夏季活动(McEwen et al., 2011; McEwen et al., 2014; Stillman, 2018; Stillman and Grimm, 2018).

      学界对于RSL的成因解释主要分为湿润和干燥两种模型. 湿润模型认为RSL这种逐渐变暗的纹线现象是由盐水渗透形成,而脱水干燥使得RSL褪色(McEwen et al., 2011; Chevrier and Rivera-Valentin, 2012; Levy, 2012; Grimm et al., 2014; McEwen et al., 2014; Ojha et al., 2014; Ojha et al., 2015; Huber et al., 2020). RSL出现的斜坡表面一般温度在250 K以上,高于与其活动可能相关的盐溶液的冰点,使得盐流能够在斜坡表面流动、渗透. 对RSL的光谱检测曾发现纹线区域可能存在水合盐(Ojha et al., 2015),但是后续研究并没有重现水合盐光谱特征,当初的水合盐特征很可能是CRISM数据的固有噪声(Leask et al., 2018; Vincendon et al., 2019). 湿润模型目前最大的问题是形成渗透流需要充足的水,但是在当前的火星环境下要解释充足的水的来源是极其困难的(Dundas et al., 2017). 水分可能来源于地下水渗透、大气潮解和风化层中的冰融化. 火星可能存在会到达地表的深层地下水(Stillman et al., 2016; Abotalib and Heggy, 2019),但是,许多RSL都集中分布在当地的地形高点附近,比如孤立的山峰和山脊的顶部,这些区域难以出现深层地下水排放(Chojnacki et al., 2016). 火星上存在高度潮解盐,可能会暂时将大气中数量极少的水固定住,使得表面变暗(Heinz et al., 2016),但这些水量不足以渗透到斜坡下(Gough et al., 2019a, 2019b). 一些研究推测少量的水可能会触发颗粒流(Dundas et al., 2017; McEwen, 2018; Wang et al., 2019),但是这些数量的水分仍然远远超过火星大气中所能提供的水气量,火星大气中典型的水柱丰度仅为10μm(Smith, 2008). 而表面的冰霜(水和二氧化碳)仅在一些RSL位点中发现,并且可能在RSL变得活跃之前升华(Schorghofer et al., 2019).

      干燥模型认为RSL是常规触发的干燥颗粒流(比如尘埃、沙粒)在斜坡上滑落形成的. Dundas等(2017)发现,绝大多数RSL发生在坡度大于28°的斜坡上,与干砂的动态休止角一致(动态休止角指的是颗粒流刚好停止滑落的坡度),支持了干燥颗粒流模型. Tebolt等(2020)发现RSL终止在较低的坡度,但Dundas(2020)指出Tebolt等人报道的一些位置与RSL并不对应. Stillman等(2020)对Garni撞击坑的研究指出在置信区间内小于28°的坡角的RSL可能是统计异常值. 一些研究也表明RSL的形成和褪色与尘埃活动相关. Schmidt等(2017)提出名为克努森泵(Knudsen-pump)的机制驱动的颗粒流滑落可以暗化斜坡表面,而颗粒的重新沉降可以使得暗化表面发生褪色(Stillman et al., 2020). 在2018年MY34环绕行星尘埃事件(PEDE)之后,RSL活动显著增加(是其他年份活动的5倍以上),表明其与近期大气尘埃沉积密切相关(McEwen et al., 2019; McEwen et al., 2021). 关于干燥RSL模型最大的未知是是否存在一种反复搬运沙尘来触发干燥颗粒流的机制. 如果颗粒流主要是尘埃,这可以通过大气沉降来实现(Dundas et al., 2017; Dundas, 2020);如果颗粒流主要是沙粒,那么就需要周期性的风成过程将沙子吹回这些陡峭的山坡上形成干燥颗粒流. 此外,为什么RSL不是简单地发生在表面具有尘埃且坡度大于动态休止角的斜坡上,这也是干燥RSL模型难以解释的(Ojha et al., 2014).

      目前关于RSL的形成机制还没有定论,而确定RSL的形成机制对于当代火星是否仍然存在水活动以及火星探测有着重要的意义. RSL位点也被归类为可能存在陆生类微生物潜在位点(Rummel et al., 2014; Kminek et al., 2017),在未能达到足够的灭菌标准前,火星着陆探测应该避开RSL位点,例如2020年的毅力号火星车着陆任务就将RSL位点排除在外(Grant et al., 2018). 如果RSL是干燥的或只是在非常寒冷的温度下短暂潮湿的,那么未来对火星探索的限制就可以解除(McEwen, 2018).

    • 火星沙尘暴是一种由热驱动的大气涡旋现象(Balme and Greeley, 2006),最早被海盗号轨道环绕器相机捕捉到. 火星沙尘暴的出现具有一定的周期性,通常在火星接近近日点的南半球春季和夏季被观察到(Strausberg et al., 2005). 沙尘的主要来源是南北纬45°~75°的沙尘卷带,火星北半球约55%的沙尘来源于45~75°N的沙尘卷带,北半球约65%的沙尘来源于45~75°S区域,南半球沙尘带多于北半球(Whelley and Greeley, 2008).

      观察火星表面的反照率,可以发现许多深色、线状的旋风条纹;反照率也会发生变化,并且大多具有周期性,即特定季节或时间段,一个区域会由暗变亮或者相反. 因此,深色、线状的旋风条纹被认为是火星沙尘活动的痕迹.

      火星曾多次发生全球性沙尘暴,我们较为了解的是2001年、2007年和2018年发生的全球性沙尘暴. 全球性沙尘暴的出现,会改变大气透明度、产生剧烈的地表沙尘覆盖变化、温度变化、垂直尘埃分布变化等.

      2001年的全球沙尘暴在火星全球勘探者号(MGS)任务期间产生了最大的地表沙尘覆盖变化,同时,Strausberg等(2005)认为沙尘暴和小规模的区域性扬尘似乎不会显著改变全球覆盖的格局. 2018年全球沙尘暴(GDS)消退到2019年大沙尘暴(LDS)开始期间,NASA“洞察”号的摄像机观察到风暴期间大气浑浊度从0.7上升到1.9(Viudez-Moreiras et al., 2020). 2018年(火星第34年)全球沙尘暴事件期间,火星温度和垂直尘埃分布都呈现出强烈的日变化(图9). 在赤道地区,沙尘的日变化很小,并向高纬度地区增加. 沙尘在下午晚些时候达到最高海拔,在深夜达到最低海拔. 模型结果表明,紧凑的气团在南极地区潜在的涡度高,支持了沙尘暴是残余的南极漩涡这一解释(Kleinbohl et al., 2020).

      图  9  Mars Color Imager(MARCI)拍摄的2018年火星全球沙尘暴前(a)5月28日后(b)7月1日的彩色影像

      Figure 9.  Mars before and after global dust storm. Images captured by Mars Color Imager (MARCI). (a) May 28th; (b)July 1st

      某种程度上,全球性沙尘暴有平衡火星全球气候的作用. 根据“洞察”号的观测数据,沙尘暴出现的日间,由于沙尘阻隔了阳光达到地表,因此日最高温有所下降;而夜间,沙尘暴降低了地表的红外辐射冷却,因此最低温有所上升(Viudez-Moreiras et al., 2020).

      总的来说,沙尘暴是目前动态火星活动的重要证据,对其进行长时间的观察和数值模拟,有助于我们理解火星的大气运动.

    • 根据撞击坑定年法和地层叠置交错关系将火星地质年代分为四个阶段:前诺亚纪(Pre-Noachian)、诺亚纪(Noachian)、西方纪(Hesperian)和亚马逊纪(Amazonian)(图10). 前诺亚纪距今约46~41亿年,撞击与火山事件使早期地表不复存在,因而将最早的数亿年归为前诺亚纪. 该时期形成了包括北部低地、乌托邦平原等地质单元,具有全球性磁层,但当时的大气性质、地表挥发分组成仍然是未解之谜.

      图  10  火星地质历史主要事件时间线(修改自Ehlmann et al., 2011

      Figure 10.  Timeline of major processes in Mars history(modified from Ehlmann et al., 2011)

      诺亚纪距今3.7~4.1 Ga,该时期以海拉斯盆地的形成为底界,分为早、中、晚诺亚世. 诺亚纪的显著特征为高频率的撞击、侵蚀和广泛沟谷地貌的形成,也包括塔尔西斯火山省主体部分的聚集以及大量风化产物(如层状硅酸盐)的形成. 诺亚纪大多数火山活动都集中在塔尔西斯区域. 大型撞击盆地和北部盆地也可能分布有大量埋藏在较年轻沉积物中的诺亚纪火山岩. 撞击高地中暴露的大多数物质可能是原生火山岩或受撞击改造的火山岩,它们主要是富含低钙辉石的玄武岩,以及不同含量的橄榄石. 在诺亚纪大部分区域(Bibring et al., 2006)探测到的原生火成岩矿物(特别是橄榄石)表明当时的风化作用十分有限.

      西方纪距今3.0~3.7 Ga,大致与地球的太古代早期处于同一时期. 西方纪的主要特征是持续(可能短暂)的火山作用,形成了广泛的熔岩平原. 与诺亚纪相比,山谷形成率较低,但有大量的外流河道、湖泊或海洋形成. 此外,西方纪侵蚀率极低,形成层状硅酸盐的蚀变作用急剧减弱或停止,并在局部区域富集硫酸盐矿物. 火星表面的侵蚀率、风化率和山谷形成率的急剧下降强烈表明西方纪期间气候可能由暖湿向干冷转变,地表和气候条件不利于侵蚀和风化作用的发生. 西方纪的火山作用主要表现在脊状平原和一些低矮盾状火山的形成,与脊状平原形成相关的火山喷发的SO2排放可能导致了显著的温室效应,造成早期西方纪火星气候间歇性变暖,随后随着火山作用的减退,SO2迅速从大气中消失,地表温度下降. 在西半球,熔岩平原主要分布在塔尔西斯火山东部外围区域. 在东半球,熔岩平原形成了西方平原、大瑟提斯平原和海拉斯盆地大部分的底部区域. 西方纪广泛存在的火山活动使火星约30%的区域发生了地表重塑,同时这也可能是该时期硫酸盐大量沉积的原因(Head and Kreslavsky, 2002).

      亚马逊纪距今约3 Ga,并一直持续到现在,其覆盖了火星地质历史的三分之二. 尽管亚马逊纪持续的时间相当长,但由撞击作用、构造作用和火山活动造成的地貌变化较小. 此外,还持续了晚西方纪极低的侵蚀率和风化率特点. 与火星早期相比,亚马逊纪冰川和风的作用对地表的改造更为明显. 亚马逊纪最显著的特征是冰川的活动,且在中高纬度地区冰川活动更为明显. 火星轨道倾角的变化对冰川的活动与分布会产生强烈的影响,当倾角较大时冰川将会从极区转移到较低纬度并聚集积累. 亚马逊纪的火山作用主要集中于塔尔西斯和埃律西昂地区,火星表面的大型盾形火山最终形成,它们附近会形成较大面积的熔岩平原. 亚马逊纪也存在地表水的活动,如在塔尔西斯和埃律西昂区域盾状火山的附近形成了外流河道. 这一时期最为普遍出现的水流地貌为撞击坑内壁上广泛发育的冲沟,它们可能是由地下冰层融化释放的液态水形成.

    • 火星早期气候如何一直是个开放性问题. 古老的地形保存了与河流、湖泊盆地甚至海洋,因此推断40亿年前火星表面存在着流动的液态水. 尽管有充足的地质证据,但确定支持液态水存在多久的气候条件仍十分困难(Ramirez and Craddock, 2018). 火星在其最初的数亿年中接收到的太阳辐射通量很低,结合二氧化碳等温室气体的低增温效率,这可能意味着火星早期的大部分时间里气候是寒冷的. 但是,层状硅酸盐矿物在诺亚纪高原的广泛分布意味着在诺亚纪至少曾经存在着温暖湿润的气候. 针对火星早期气候主要有以下两种假说:

      第一种,火星早期气候温暖潮湿,有充足的温室大气. 火星表面存在河谷网络、湖泊、退化的撞击坑、冲积扇和三角洲(Howard et al., 2005; Fassett and Head, 2008c; Irwin et al., 2011),甚至可能存在古代海岸线(Parker et al., 1993),这些地貌的形成通常需要持续的温暖潮湿气候. 与地球上许多区域一样,火星河谷网络也是呈树枝状的,其支流开始于地形分水岭的最高点处,其形态和排水密度与地表径流一致,暗示河谷网络是由降水(如雨或雪)驱动的水循环所致(Matsubara et al., 2013),而非地下水的涌出(Squyres and Kasting, 1994)或厚冰盖基底融化(Carr and Head, 2003)造成. 火星表面广泛存在的黏土矿物的形成与水的蚀变密切相关. 这些证据有力的支持了火星上存在持久水的观点(Villanueva et al., 2015). 诺亚纪时期撞击坑的退化特征也被认为是早期气候温暖潮湿的重要证据,该时期撞击坑边缘已经退化且没有可见的喷射物沉积(例如,Jones, 1974),这些特征可能是与雨滴溅击相关的侵蚀作用相关(Craddock and Howard, 2002). 此外,古海洋的海岸线表明早期海洋可能覆盖了北半球的大部分区域,大约三分之一的火星表面被水淹没,水量大约相当于一个550 m深的覆盖火星全球的水层(Di Achille and Hynek, 2010),古海洋的存在也被认为是推动早期火星水文循环的重要因素(Luo et al., 2017).

      温度升高可能是由于频繁的陨石撞击或长期存在的温室效应造成的(Ramirez and Craddock, 2018). 温室气体可以使温度升高,但仅依靠二氧化碳要产生温暖气候很困难,研究表明除了CO2外,火山释放出来的H2也可以导致温度升高(Ramirez et al., 2014). 此外,蛇纹石化会周期性地产生CH4或H2,使火星早期的气候变暖(Chassefiere et al., 2013). 然而,没有证据表明这个过程曾经大规模地发生过,以产生足够的CH4或H2使得地表变得足够温暖,而且这个过程是如何反复发生的也不清楚. 但火星地形地貌和火星化学证据表明,北部海洋的暖湿状态是不合理的. 由于冰的反射,它也很容易过渡到寒冷潮湿的状态(Wordsworth, 2016). 因此,学者们又提出了以下假说.

      第二种,火星早期气候寒冷干燥,存在间断性的水文循环. 在寒冷干燥的气候状态下火星表面基本上是冰原地貌,结合冰的间歇融化可以解释火星大部分地质记录(Wordsworth, 2016). 根据冰原假说火星一直干燥寒冷,水被稳定储存在高海拔的冰川冰层中,火山活动的爆发或陨石的撞击均可造成短暂的变暖现象,融化部分冰雪沉积物,出现液态水流形成短暂活跃的水循环(Taylor Redd, 2020). 融化的水流向地势较低区域,可以切断山谷,形成湖泊、海洋等,出现河流侵蚀地貌. 在诺亚纪南部高地发现封闭盆地火山口湖泊的数量远远超过开放盆地火山口湖泊,开放盆地火山口湖泊是在潮湿的环境中或由周期性的灾难性洪水所造成的(Barnhart et al., 2009),轨道观测到开放盆地火山口湖泊内的大多数矿物缺乏强烈的原地化学蚀变现象(Tosca and Knoll, 2009),表明该时代火星表面的水流是相对暂时的. 火星表面存在大量原生的火成岩矿物,缺乏碳酸盐,表明可能不存在大量的液态水(Malin and Edgett, 2003).

      Wordsworth等(2021)最新研究发现,火星在其早期历史中可能在还原(富氢)和氧化(富氧)大气条件之间反复转变. 他们的模型预测火星初期是寒冷的,其年平均气温低于240 K. 在峰值还原气体释放速率和背景水平CO2足够高的条件下,模型表现出间歇性暖湿气候足以使陨石坑壁退化,形成河谷网络和其他河流/湖相特征. 间歇性变暖和氧化还原的波动意味着河流/湖相特征(如山谷网络)是遭受多次侵蚀形成的,而不是在单一、长时间的变暖间隔期间形成的. 除此之外,他们的模型还预测了大气中氧气的瞬时积累,可以帮助解释盖尔火山口中氧化性矿物质(如氧化锰)的形成,锰的氧化需要液态水和强氧化剂的同时存在(Howard et al., 2005)才可以发生.

      近年来,Ramirez等(2020)回顾了地质和气候学证据,认为最符合现有限制条件的火星早期气候是温暖和半干旱的,其研究表明,要形成横跨火星北半球低洼的平原地貌,需要一个巨大的古海洋存在. 但在诺亚纪晚期和早期的西方纪早期,北部低地海洋的存在并不一定会导致非常潮湿和温暖的“类地球”气候,而是可能代表早期火星气候是半干旱或干旱的. 并且这样一个北部低地海洋必须足够大,以维持温暖早期气候下的水文循环. Kamada等(2020)等人使用三维气候模拟研究表明,早期火星表面环境可能是“凉爽的”(介于“暖”和“冷”之间),表面温度可能在夏季足够高(>273 K),允许雪和冰的季节性融化,而在冬季足够低(<273 K),以产生大量的降雪和积雪. 研究结果还表明,“潮湿”地表环境的特征应该是降水和冰雪季节性融化,在相对较短的时间(不到数千万年)内,中低纬度地区可能发生足够的河流活动和泥沙输送,形成火星河谷网络.

      目前,火星早期的气候模式仍然没有定论,但可以确定的是在早期火星至少是存在着温暖时期的,短暂变暖导致冰雪的融化和暂时活跃的水文循环,引起山谷网络和其他河流侵蚀地貌的出现(图11). 但偶发性变暖事件背后的驱动机制仍不清楚,如撞击、火山活动和轨道驱使都可能起到了重要作用. 但以往关于二氧化碳云、火山作用释放的硫化气体和撞击引起的蒸汽环境的增温理论都存在严重的问题.

      图  11  诺亚纪和早期西方纪时期火星上主要气候过程示意图. 这幅漫画假设了早期气候的一种偶发温暖的情景,雪被偶发的融化事件打断,长期运输到南部高地

      Figure 11.  Schematic of the major climate processes on Mars in the Noachian and early Hesperian periods. This cartoon assumes an episodically warm scenario for the early climate with long-term transport of snow to the southern highlands interrupted by episodic melting events

    • 宜居环境一般需要四个条件:原始元素(如C、H、N、O、P、S)、合适的溶剂(液态水)、持续的能量来源和适宜的气候(Hoehler, 2007). 2016年,“火星模拟环境生物标记保存和探测大会”系统总结了火星潜在的宜居环境,认为热液泉系统、水下环境、陆地环境、地下环境和富铁环境等五种环境具有良好的宜居性和生物标志保存潜力(图12).

      图  12  五种可能具有宜居性的火星古环境(修改自Hoehler, 2007

      Figure 12.  Five possible habitable ancient martian environments (modified from Hoehler, 2007)

    • 热液活动指星体内部的水被热源(如火山、大碰撞产生的局部热源等)加热,产生对流传输的现象. 水是一种稳定广泛分布的液体,对流传热比传导更加高效,因此,热液活动也可能广泛存在于固体行星体中.

      热液泉系统为宜居性提供了丰富的有利条件:(1)提高了水的可用性,如融化局部的碎冰、出露泉水使干旱环境成为绿洲等;(2)提供生命所必需的基本元素和营养物质,如碳、氢、氧、氮、硫、磷、镁、铁、钾等元素;(3)增加微生物从阳光或产能的氧化还原化学反应中获取能量的机会,为深部壳层的还原物和表面的氧化物提供了接触、反应的界面. 但是,热液泉系统在地质尺度上维持的时间较短,可能无法提供生命演化所需的漫长稳定环境;其次,局部高温和/或酸性环境对生物的生存有很强的约束性,如最嗜热的蓝细菌最高生长温度也仅为73 ℃(Peary and Castenholz, 1964),这几乎是光合作用的上限.

      火星古谢夫陨石坑内存在热液成因的矿床,亚得里亚山口(Hadriaca Patera)两侧的巨大的泉水凹坑和沟渠以及阿波利纳里斯山口(Apollinaris Patera)顶部火山口边缘的缺口所产生的河流通道也被认为是热液系统. 但总体上已知的火星热液泉系统非常少,通过轨道观测数据来识别热液系统仍是一项重大挑战.

    • 水体及其沉积环境是承载生命所需的水和代谢物的绝佳环境,这里讨论的水下环境主要包括三角洲、湖泊系统及浅海环境. 三角洲形成于河流入湖口或入海口,其沉积速度快于侵蚀速度. 三角洲有许多形态特征,如通道、堤坝、斜坡和土丘,研究形态特征可以重建盆地历史(Posamentier and Kolla, 2003). 边缘海洋环境(如泻湖)可能存在于火星北部平原的边缘甚至更大的撞击坑中.

      火星湖泊通常分为开放系统湖泊和封闭系统湖泊. 在地球上,开放湖泊系统通常是营养贫乏的,但水底的氧含量高,往往不能保存高丰度的有机物(0.2~8 g/cm/year). 封闭湖泊系统通常永久成层,属中营养或富营养湖泊,通常比开放湖泊系统有更丰富的有机物(14~1 000 g/cm/year). 目前,已在火星南部识别出数百个古湖泊.

      三角洲水体深度较浅,光照充足,为微生物群落的繁殖提供了丰富的营养条件. 海洋三角洲位于淡水和咸水交汇处,具有更加丰富的生物多样性. 大部分地球湖泊系统都有丰富的微生物,湖泊还可以形成微生物岩——微生物席包裹矿物碎屑而形成的特殊沉积结构(Noffke et al., 2001),如叠层石. 深海开放湖泊可以靠热液喷口等来维持微生物生态系统. 水下环境的关键营养物质和沉积物来源于河流输入,但是河流的流入受到温度波动、化学波动和气候变化的影响,其生产力是不稳定的. 在类似于火星表面这样近乎无菌的环境中,较小的湖泊系统是否能够提供足够的营养来支持一个孤立的生态群落,也是未知的.

    • 此处陆地环境指所有地表、近地表没有被水体长期覆盖的环境,包括土壤、湿地、温泉、冷泉、冰川等. 这些环境中的水分直接来自于降水、冰川融水或地下水.

      陆地环境宜居性的有利条件包括:(1)支持多样的微生物群落,充足的阳光支持光养微生物群落,丰富的界面反应和物理化学过程支持了化学营养微生物群落;(2)陆地环境广泛分布,且在某一区域内环境类型丰富,尤其土壤代表了地球上最广泛的非海洋宜居环境,即使是严寒条件也会形成土壤;(3)冰下环境也可持续存在微生物群落(如雪藻),冰川甚至可以保护微生物免受极端气候变化的影响.

      然而,陆地环境的宜居性高度依赖于气候,具有难以预估的不稳定性. 在火星上,近陆地环境的宜居性会受到气候变化的强烈影响. 在诺亚纪火星湿润的气候下,持续或季节性湿润的地面环境可能普遍存在(Carter et al., 2015);从西方纪到亚马逊纪,火星大气变得稀薄,地表水变得稀少,这会极大地降低陆地环境的多样性和生产力. 在现代火星气候条件下,大部分火星表面的液态水和冰都不稳定(Fassett et al., 2010);极端的辐射通量、低压大气和剧烈的温差都会限制陆地环境的宜居性. 轨道光谱法可以识别出火星表面古土壤的矿物成分,从而推断区域的古环境. 但是,大多数发育完好的土壤剖面面积很小,现有的轨道光谱仪无法精确识别.

    • 地下环境指风化层之下,除直接受热液循环影响之外的所有环境. 火星当前的表面条件不适合生命生存,但是地下环境可能存在液态水、营养元素、可用能源、孔隙及适宜的温度等宜居环境特征.

      与表面环境相比,地下环境可以提供独有的宜居条件:(1)地下环境可在很长一段时间内(数百万年或更久)提供生物演化的稳定环境;(2)可提供多种支持生物活动的能源,如放射性元素形成的分子、蛇纹石化过程产生的氢分子(H2)和甲烷(CH4)、可能存在深处气体等;(3)相对独立的环境,可以免受地表恶劣环境的影响. 然而,地下环境需要和地表进行能量交换,其分布范围受到关键因素的限制(如孔隙分布、温度),还需要更多的研究来论证其宜居性.

    • 含铁(+2价)量高、缺氧的地下水在渗透性岩石中循环时,会形成地下富铁环境. 铁的存在可以保护微生物,促进酸性、环中性环境及有氧、厌氧条件下的微生物代谢. 紫外线辐射可能会延迟或阻止有机物分解,铁被证明对紫外线辐射有一定的屏蔽作用(Cockell, 1998),可以保护微生物细胞免受紫外线诱导的DNA突变和致命的细胞损伤(Olson and Pierson, 1986; Pierson et al., 1993). 在火星表面发现了大量的铁镁质矿物,其分布环境可能有利于早期火星潜在微生物的生存. 但是,铁的氧化会破坏富铁环境的稳定性,因此,富铁环境可能无法为生物提供稳定的生存和演化环境.

    • 未来的研究要深入探测火星次表层,重点聚焦创造宜居环境的关键过程和重大事件,并探究火星物理化学演变过程与地球的差异性. 对于火星次表层的探测有助于解决以下备受关注的问题(Stamenkovic et al., 2019):(1)寻找生命存在的证据. 由于早期大气消失,地表温度下降,低温层和液态水的界限向更深处移动. 若曾有生命存在,它们也很可能随地下水的减少而下移,且次表层的环境更适合生命维持,因此该地有可能发现生命活动痕迹. (2)重建火星的气候和演化历史. 湖泊或火山沉积物的地下岩芯将提供长时期的地球化学条件和大气成分记录,可以追溯到数亿甚至数十亿年前. (3)获取原位资源. 火星提供了更多冰、含水矿物、二氧化碳形式的原位资源,使人类能够持续生存,而不必依赖地球的频繁运输.

      除了火星次表层之外,对于未来的地貌和地表活动探测,通常需要获取更多关于具体环境驱动因素的信息,以便了解其形成和演化. 通过收集观测数据,可解决以下问题(Diniega et al., 2021):(1)对已存在或活跃的地貌与不活跃地貌的制图;(2)地形活动性的测量;(3)地质活动的时序特征(如季节、时期、活动持续时间、年际变化等);(4)确定活动发生时,地表和大气环境的特征. 此外,通过实验室和地面模拟以及物理建模研究,能够识别可能的环境驱动因素,并调查时间尺度关系、时间演化速率和物质之间的相互作用.

      要获取与制图、时序有关的观测数据,关键在于获得持续的高分辨率遥感影像. 用类似HiRISE的亚米级分辨率和光照度对地表进行重复成像,可以识别更多的表面变化. 此外,原位观测还可以对传感器所在地进行持续的高分辨率、高频率观测. 将不同航天器获得的观测数据相关联,能够有效地汇集区域或全球范围内的高时间、空间分辨率图像(Diniega et al., 2021).

      轨道探测器时空分辨率的提升,将会提高我们对含水矿物分布和地层序列的认识,帮助我们在较长的地质时间尺度上评估火星环境的宜居性. 未来,轨道飞行器和着陆器都需要精准识别具有高生物标记保存潜力的水相沉积物、检测和表征微量有机化合物.

    • 火星的地质和宜居环境演化是行星科学的重要问题. 自20世纪60年代人类开启了对火星的探测以来,我们对火星的地质地貌、火星化学和火星物理信息逐步有了全面且详细的了解. 火星表面存在多样的地貌,包括撞击成因、火山成因、构造峡谷成因、水流成因、冰川成因以及与风相关成因的地貌. 同时,火星表面具有多样的含水矿物,包括火层状硅酸盐(黏土矿物为主)、含水硅酸盐、蒸发盐、硫酸盐、碳酸盐. 对其形貌和矿物的研究加深大大加深了我们对火星表面演化过程的理解,而这对了解火星的地质状态、古气候及古环境也有很重大的意义.

      虽然我们对火星的形貌和物质成分已经有了深入理解,但是对引起火星早期水流地貌和含水矿物的气候条件仍存在争议. 目前认为火星早期气候是寒冷干燥的,间歇性的变暖事件引起了山谷网络和其他河流侵蚀地貌以及含水矿物的出现,但偶发性变暖事件背后的驱动机制仍不清楚. 随着气候模型研究的不断推进,学者们意识到合理的地表变暖理论必须符合火星河谷网络的侵蚀速率,但要避免形成大量的碳酸盐和沉积物的含水蚀变. 未来的研究应将表面地质过程、水文循环和三维气候模型研究紧密结合起来.

      火星较低的重力、稀薄的大气以及微弱的磁场造成了其表面相比于地球非常不适宜生命存在的环境,但是火星上也存在液泉系统、水下环境、陆地环境、地下环境和富铁环境等五种潜在存在生命的地方,水的可利用性、适宜的温度、有机营养物质、能量来源、以及太阳辐射宇宙射线的保护等因素是影响宜居环境的重点. 随着火星探测活动的持续进行,寻找生命存在的证据、重建火星的气候和演化历史、原位资源的获取等是对火星未来进行探测的重要方向. 2020年中国、美国、阿联酋相继发射了火星探测器且都已成功抵达火星,这也掀起了火星探测的热潮,“天问一号”是中国的首个自主发射的火星探测器,将在火星实现绕、落、巡三个目标,它将对火星的表面形貌、土壤特性、物质成分、水冰、大气、电离层、磁场等进行科学探测,美国的“毅力号”将在火星进行宜居性调查,生命痕迹搜寻以及土壤、岩芯收集,“希望号”是阿联酋的首个火星探测器,将环绕火星对火星表面和大气进行探测. 欧空局即将在2022年实施ExoMars任务,它将在火星表面实施着陆并寻找火星表面可能存在过生命的证据.

参考文献 (122)

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