克羅姆林隕擊坑
火星撞击坑
克羅姆林隕擊坑（Crommelin）是位於火星奧克夏沼區北緯5.1度、西經10.2度處的一座撞擊隕石坑，直徑113.9公里，其名稱取自英國天文學家安德魯·克羅姆林（1865年-1939年），1973年被國際天文聯合會行星系命名工作組（WGPSN）正式批准接受[2][3]。
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| 行星 | 火星 |
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| 坐標[錨點失效] | 5°06′N 10°12′W / 5.1°N 10.2°W |
| 火星方格列表 | 奧克夏沼區 |
| 命名 | 英國天文學家安德魯·克·克羅姆林 (1865年–1939年) |
描述
編輯該隕坑顯示出許多分層，火星上的許多地方都有分層排列的岩石，岩石可通過多種方式形成岩層，火山、風或水都能形成岩層[4]，地下水也可能參與某些地方地層的形成[5][6]。
克羅姆林隕石坑部分區域顯示的許多薄岩層，這些可能反映了過去不同的氣候，其中一些時期的氣候要濕潤得多。
火星上許多地方都有分層疊壓的岩石，岩石可通過火山、風或水等多種方式形成岩層[4]。
許多隕石坑都曾擁有過湖泊[7][8][9]，因為一些隕坑的底部顯示有三角洲，所以，水一定存在過一段時間，火星上已發現了數十處三角洲[10]。當沉積物從河流中沖入平靜水體時，就會形成三角洲，三角洲的形成需要一段時間，所以三角洲的存在令人關注，這意味着水在那裏存續了一段時間，也許很多年，原始生物可能在這些湖泊中得到演化發育。因此，一些隕石坑可能是在這顆紅色星球上尋找生命證據的主要目標地[11]。
撞擊坑的密度用於測定火星和其他太陽系天體的表面年齡[12] ，表面越古老，出現的隕石坑就越多，而隕石坑的形狀則可以顯示地面冰的存在。
隕石坑周圍的區域可能富含礦物質。在火星上，撞擊產生的熱量融化了地表中的冰，冰融化的水又溶解礦物質，然後將它們沉積在撞擊產生的裂縫或斷層中。這一過程稱為熱液蝕變，是礦床形成的主要途徑。火星隕石坑周圍地區可能蘊藏着豐富的有用礦石，有助於未來的火星定居者[13]。
圖集
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顯示了克羅姆林隕擊坑和附近其他隕坑的火星軌道器激光高度計地圖,顏色表示海拔高度。 -
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克羅姆林隕擊坑內呈橢圓形排列的地層，火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝，註：這是之前這是前一幅隕坑圖像的放大版。 -
顯示了克羅姆林隕擊坑內的層狀岩垛和一座小隕石坑，火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝，註：這是之前這是前一幅隕坑圖像的放大版。 -
高解像度成像科學設備拍攝的克羅梅林隕石坑，顯示了分層結構。 -
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HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的奧克夏沼區克羅姆林隕石坑內的岩層。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的奧克夏沼區克羅姆林隕石坑內的岩層，箭頭指示了斷層位置。 -
火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的克羅姆林隕擊坑，標註出了重要部位。 -
火星勘測軌道飛行器背景相機拍攝的克羅姆林隕石坑土丘上的分層，注意：這是先前圖像的放大版。 -
高解像度成像科學設備顯示的克羅姆林隕擊坑內的層狀堆積，照片中的藍色是偽色。 -
克羅姆林隕擊坑坐落了一座高出坑沿的層狀土丘，該圖顯示它形成於周邊材料地層被侵蝕的過程。
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HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的克羅姆林隕擊坑岩層廣角圖，該圖中的部分區域將被在下一幅圖中放大。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備顯示的克羅姆林隕擊坑內層狀土丘近景，方框顯示了足球場大小的區域。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的克羅姆林隕擊坑內岩層近景。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的克羅姆林隕擊坑內岩層近景。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的克羅姆林隕擊坑內岩層近景，箭頭指示了斷層處。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的克羅姆林隕擊坑內岩層近景。 -
HiWish計劃下高解像度成像科學設備拍攝的克羅姆林隕擊坑內岩層近景，箭頭指示了斷層處。
另請查看
編輯參考資料
編輯- ^ Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM
- ^ 存档副本. [2021-10-30]. （原始內容存檔於2017-05-23）.
- ^ Gazetteer of Planetary Nomenclature | Crommelin. usgs.gov. International Astronomical Union. [4 March 2015]. （原始內容存檔於2021-11-04）.
- ^ 4.0 4.1 HiRISE | High Resolution Imaging Science Experiment. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. [2012-08-04]. （原始內容存檔於2017-08-08）.
- ^ 存档副本 (PDF). [2021-10-30]. （原始內容 (PDF)存檔於2015-09-24）.
- ^ Franchi, F., A. Rossi, M. Pondrelli, B. Cavalazzi. 2014. Geometry, stratigraphy and evidences for fluid expulsion within Crommelin crater deposits, Arabia Terra, Mars. Planetary and Space Science: 92, 34–48
- ^ Cabrol, N. and E. Grin. 2001. The Evolution of Lacustrine Environments on Mars: Is Mars Only Hydrologically Dormant? Icarus: 149, 291-328.
- ^ Fassett, C. and J. Head. 2008. Open-basin lakes on Mars: Distribution and implications for Noachian surface and subsurface hydrology. Icarus: 198, 37-56.
- ^ Fassett, C. and J. Head. 2008. Open-basin lakes on Mars: Implications of valley network lakes for the nature of Noachian hydrology.
- ^ Wilson, J. A. Grant and A. Howard. 2013. INVENTORY OF EQUATORIAL ALLUVIAL FANS AND DELTAS ON MARS. 44th Lunar and Planetary Science Conference.
- ^ Newsom H., Hagerty J., Thorsos I. 2001. Location and sampling of aqueous and hydrothermal deposits in martian impact craters. Astrobiology: 1, 71-88.
- ^ 存档副本. [2021-10-30]. （原始內容存檔於2016-01-14）.
- ^ http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）.
延伸閱讀
編輯- Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.). 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM.