火星の地質学

火星の一般地質図[ 1 ]
ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた火星

火星の地質学は、火星の表面、地殻、内部を科学的に研究する学問です。火星の組成、構造、歴史、そして火星を形作る物理的プロセスに重点を置いています。地球の地質学の分野と類似しています。惑星科学において、地質学という用語は、その最も広い意味で、惑星や衛星の固体部分の研究を意味します。この用語には、地球物理学、地球化学、鉱物学、測地学、地図作成学の側面が組み込まれています。[ 2 ]ギリシャ語のArēs （火星）に由来する新語「areology」は、大衆メディアやSF作品（キム・スタンリー・ロビンソンの火星三部作など）で、火星の地質の同義語として時々登場します。 [ 3 ] areologyという用語は、Areological Societyでも使用されています。[ 4 ]

火星の地質図（2014年）

火星- 地質図（USGS ; 2014年7月14日）（全体画像）[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]
  • 図2 火星の地質図
    図2 火星の地質図

火星の組成

火星は惑星分化の過程を経た地球型惑星である。

インサイト着陸船ミッションは、火星の深部を調査するために設計されています。[ 8 ]このミッションは2018年11月26日に着陸しました。 [ 9 ]そして、深部内部の3D構造マッピングを可能にするために、高感度地震計を展開しました。 [ 10 ] 2023年10月25日、科学者たちはインサイトからの情報の助けを借りて、火星の地殻の下に放射性のマグマの海があると報告しました。[ 11 ]

地球の地理学

火星には、長い年月をかけてこの惑星で作用してきた地質学的プロセスの種類を示す、特徴的で大規模な地表特徴が数多く存在します。このセクションでは、火星のより大規模な自然地理学的地域をいくつか紹介します。これらの地域は、火山活動、地殻変動、水、氷、そして衝突といった地質学的プロセスが地球規模でどのように火星を形成してきたかを示しています。

半球二分法

火星軌道レーザー高度計（MOLA）によるカラー陰影図。火星の西半球と東半球の標高を示しています。（左）：西半球はタルシス地域（赤と茶色）が占めています。背の高い火山は白く表示されています。マリネリス峡谷（青）は、右側の長い裂け目のような地形です。（右）：東半球は、クレーター状の高地（黄色から赤）と、左下のヘラス盆地（濃い青/紫）を示しています。エリシウム地域は右上端にあります。二分境界の北側の地域は、どちらの地図でも青色の濃淡で表示されています。

火星の北半球と南半球は、地形と自然地理学において著しく異なっている。この二分性は、火星の基本的な地球規模の地質学的特徴である。北部は巨大な地形的窪地である。表面の約3分の1（主に北半球）は、南側の3分の2よりも標高が3～6km低い。これは、地球の大陸と海洋盆地の標高差に匹敵する一次起伏特性である。[ 12 ]この二分性は、他の2つの方法でも表現される。2つの半球間の衝突クレーター密度と地殻の厚さの差である。[ 13 ]二分性の境界より南の半球（しばしば南部高地または高地と呼ばれる）は、クレーターが非常に多く古く、激しい爆撃の時代にまで遡る起伏のある表面が特徴である。対照的に、二分境界の北側の低地には大きなクレーターが少なく、非常に滑らかで平坦であり、南半球の高地形成以降に大規模な地表再形成が起こったことを示す他の特徴も見られる。両半球の3つ目の違いは地殻の厚さである。地形学的および地球物理学的重力データによると、南半球の高地の地殻は最大約58km（36マイル）の厚さを持つのに対し、北半球の低地の地殻は厚さが約32km（20マイル）で「ピーク」に達する。[ 14 ] [ 15 ]二分境界の位置は火星全体の緯度によって異なり、二分境界の3つの物理的表現のどれを考慮するかによって異なる。

半球二分性の起源と年代については、いまだ議論が続いている。[ 16 ]起源に関する仮説は、一般的に 2 つのカテゴリに分けられる。1 つは、この二分性が惑星の歴史の初期におけるメガインパクト イベントまたはいくつかの大きな衝突によって生じたという説（外因説）[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]、もう 1 つは、この二分性が惑星内部のマントル対流、転覆、その他の化学的および熱的プロセスによって北半球の地殻が薄くなったことで生じたという説（内因説）[ 20 ] [ 21 ] 。ある内因モデルでは、地球のプレート境界の拡大で起こっていることと同様に、プレートテクトニクスの初期エピソードで北部の地殻が薄くなったという説が提唱されている。[ 22 ]起源が何であれ、火星の二分性は非常に古いものと思われる。南極の巨大衝突[ 23 ]に基づき、12の半球状配列の発見[ 24 ]によって検証された新しい理論は、外因的理論が内因的理論よりも有力であること、そして火星にはこの二分法を修正できるプレートテクトニクス[ 25 ] [ 26 ]が存在しなかったことを示している。軌道を周回する宇宙船からのレーザー高度計とレーダー探査データにより、これまで画像では隠れていた盆地サイズの構造が多数特定されている。準円形凹地（QCD）と呼ばれるこれらの地形は、激しい衝突の時代に放置された衝突クレーターであり、現在はより若い堆積物の薄板で覆われている可能性が高い。QCDのクレーターカウント研究によると、北半球の地下表面は、少なくとも南部高地で最も古い露出地殻と同じくらい古いことが示唆されている。[ 27 ]この二分法の古い年代は、その起源に関する理論に大きな制約を課している。[ 28 ]

タルシスとエリジウムの火山地帯

タルシス地域の主な地形が注釈付きで示されています。タルシス山脈は中央下部に並ぶ3つの火山です。オリンポス山は中央左に浮かんでいます。右上の地形はアルバ山です。

火星の西半球の二分境界にまたがって、タルシス地域またはタルシスバルジとして知られる巨大な火山テクトニック地域が存在する。この巨大な隆起構造は直径数千キロメートルに及び、火星表面の最大25%を覆っている。[ 29 ]基準面（火星の「海」面）から平均7～10キロメートル上にあるタルシスには、火星で最も標高の高い場所があり、太陽系で最大の火山として知られる。3つの巨大な火山、アスクレイオス山、パヴォニス山、アルシア山（総称してタルシス山と呼ばれる）は、バルジの頂上に沿って北東から南西に並んで位置している。広大なアルバ山（旧称アルバ・パテラ）は、この地域の北部を占めている。巨大な盾状火山であるオリンポス山は、地域の西端、バルジのメインエリアから外れたところに位置している。タルシスの極めて巨大な質量は、惑星のリソスフェアに甚大な圧力をかけています。その結果、タルシスから放射状に広がる巨大な伸張断裂（地溝帯やリフトバレー）が、惑星の半周にわたって広がっています。[ 30 ]

より小規模な火山の中心地は、タルシスから数千キロメートル西に位置するエリシウムにあります。エリシウム火山群は直径約2,000キロメートルで、エリシウム山、ヘカテス・トゥルス、アルボル・トゥルスの3つの主要な火山で構成されています。エリシウム火山群は、溶岩と火砕岩の両方によって形成された点で、タルシス山群とは多少異なると考えられています。[ 31 ]

大きな衝突盆地

火星には巨大な円形の衝突盆地がいくつか存在する。容易に見ることができる最大のものは、南半球にあるヘラス盆地である。これは火星で2番目に大きい確認済みの衝突構造であり、東経約64度、南緯40度を中心としている。盆地の中央部分（ヘラス平原）は直径1,800kmで[ 32 ]、広く侵食された環状の縁構造に囲まれている。縁構造は、間隔が狭くゴツゴツした不規則な山々（山塊）を特徴としており、これらはおそらく隆起して押し合わされた古い盆地形成前の地殻の塊を表している。[ 33 ] （例としてアンセリス山を参照）。縁の北東部と南西部には、古代の低起伏の火山構造物（高地パテラ）がある。盆地底には、堆積、侵食、内部変形といった長い地質学的歴史を持つ、厚く構造的に複雑な堆積層が広がっています。地球上で最も低い標高はヘラス盆地内にあり、盆地底の一部は基準面から8km以上も下にあります。[ 34 ]

火星にある他の2つの大きな衝突構造は、アルギュレ盆地とイシディス盆地である。ヘラス同様、アルギュレ盆地（直径800 km）は南部の高地にあり、幅広い山脈に囲まれている。縁の南側にある山々、カリトゥム山脈は、火星の歴史のある時点で谷の氷河と氷床によって浸食された可能性がある。[ 35 ]イシディス盆地（直径およそ1,000 km）は、東経約87度の二分境界上にある。盆地の縁の北東部は浸食され、現在は北部平原の堆積物に埋もれており、盆地は半円形の輪郭を呈している。盆地の北西の縁は、盆地の円周上にある弓状の地溝（ニリ・フォッサ）によって特徴付けられる。もう一つの大きな盆地、ユートピアは、北部平原の堆積物に完全に埋もれている。その輪郭は高度測定データからのみ明確に識別できます。火星の大きな盆地はすべて非常に古く、後期重爆撃期に遡ります。その年代は、月の イムブリウム盆地とオリエンタル盆地とほぼ同等と考えられています。

赤道峡谷システム

バイキング・オービター1号が撮影したマリネリス峡谷の画像。

西半球の赤道近くには、マリネリス峡谷として総称される、深く相互につながった峡谷と谷の広大なシステムが存在する。この峡谷システムはタルシスから東に4,000km以上伸びており、その長さは地球の円周のほぼ4分の1に及ぶ。マリネリス峡谷を地球に置くと、北アメリカ大陸の幅に及ぶことになる。[ 36 ]峡谷は場所によって幅300km、深さ10kmにも及ぶ。しばしば地球のグランドキャニオンと比較されるマリネリス峡谷は、地球上のいわゆるより小さなものとは起源が大きく異なる。グランドキャニオンは主に水による浸食によって形成された。火星の赤道上の峡谷は地殻変動による起源、すなわち断層運動によって形成されたものである。東アフリカの地溝帯に似ているのかもしれない。[ 37 ]峡谷は火星地殻の強力な伸張歪みが表面に現れたことを表しており、おそらくタルシス隆起部からの荷重によるものと考えられる。[ 38 ]

混沌とした地形と流出路

マリネリス峡谷の東端の地形は、低い丸い丘の密集地へと変化しており、高地が崩壊して広く瓦礫で満たされた窪地を形成したと思われる。[ 39 ]混沌とした地形と呼ばれるこれらの地域は、混沌とした地形から完全な大きさで現れ、北のクリセ平原に流れ込む（デブーシュ）巨大な流出水路の源流となっている。流線型の島やその他の地形的特徴の存在から、これらの水路は帯水層からの水の壊滅的な放出か地表下の氷の融解によって形成された可能性が高いことがわかる。しかし、これらの特徴はタルシスから来る大量の火山性溶岩流によって形成された可能性もある。[ 40 ]アレス峡谷、シャルバタナ峡谷、シムド峡谷、ティウ峡谷を含むこれらの水路は、地上の基準では巨大であり、それらを形成した流れも同様に巨大である。例えば、幅28キロメートルのアレス渓谷を削るのに必要なピーク流量は毎秒1400万立方メートル（5億立方フィート）と推定されており、これはミシシッピ川の平均流量の1万倍以上である。[ 41 ]

火星軌道レーザー高度計（MOLA）によるプラナム・ボレウムの画像。高度は極端に誇張されている。残存する氷冠は、台地の頂上にある薄い層（白く表示）のみであることに注意。

氷冠

極地の氷冠は火星の望遠鏡でよく見られる特徴で、1672年にクリスティアーン・ホイヘンスによって初めて特定されました。 [ 42 ] 1960年代以降、季節冠（望遠鏡で季節的に拡大したり縮小したりするもの）は、極地の冬季に気温が二酸化炭素の霜点である148 Kまで下がると大気から凝結する二酸化炭素（CO2）の氷でできていることが分かっています。 [ 43 ]北極では、夏にはCO2の氷は完全に消散（昇華）し、水（ H2O ）の氷の残留冠が残ります。南極では、夏でも小さなCO2の氷の残留冠が残ります 。

両方の残存氷冠は、氷と塵が交互に層状に重なる厚い層状堆積物を覆っている。北部では、層状堆積物は高さ 3 km、直径 1,000 km のPlanum Boreumと呼ばれる台地を形成している。同様に数キロメートルの厚さの台地、Planum Australeが南部にある。どちらの plana (planum のラテン語複数形) も極地氷冠と同義として扱われることもあるが、永久氷 (画像ではアルベドが高く白い表面として見える) は層状堆積物の上の比較的薄いマントルのみを形成している。層状堆積物はおそらく、惑星の軌道パラメータの経時的な変動に関連する気候変動によって引き起こされる塵と氷の堆積の交互サイクルを表している (ミランコビッチ サイクルも参照)。極地の層状堆積物は、火星で最も新しい地質単位の 1 つである。

地質学の歴史

アルベドの特徴

ハッブル宇宙望遠鏡による火星のアルベド特性のモルワイデ投影。左、中央、右の明るい黄土色の領域は、それぞれタルシス、アラビア、エリシウムです。中央左上の暗い領域はアキダリア平原です。中央右に突き出ている暗い領域は、シルティス・マジョールです。オリンポス山とエリシウム山（それぞれ左と右）の上にある山岳雲に注目してください。

地球からは火星の地形は見えない。望遠鏡で見える明るい部分と暗い模様はアルベドの特徴である。明るい赤土色の部分は、微細な塵が表面を覆っている場所である。明るい部分（極冠と雲を除く）には、ヘラス、タルシス、アラビア大陸などがある。暗い灰色の模様は、風によって塵が吹き飛ばされ、暗い岩石質の下層が残った部分である。暗い模様は、南緯0度から40度の広い帯状で最も明瞭に見られる。しかし、最も目立つ暗い模様であるシルティス・マジョール平原は北半球にある。[ 44 ]古典的なアルベドの特徴であるアキダリウムの海（アキダリア平原）は、北半球にあるもう1つの目立つ暗い部分である。色とアルベドの中間的な3つ目の種類の領域も存在し、明るい部分と暗い部分の物質が混ざり合った領域を表していると考えられている。[ 45 ]

衝突クレーター

火星の衝突クレーターは、 1965年にマリナー4号宇宙船によって初めて確認されました。 [ 46 ]初期の観測では、火星のクレーターは一般的に月のクレーターよりも浅く滑らかであることが示されており、火星では月よりも侵食と堆積の歴史が活発であったことを示しています。[ 47 ]

その他の点では、火星のクレーターは月のクレーターに似ている。どちらも超高速衝突の産物であり、サイズが大きくなるにつれて形態タイプが進行している。直径約 7 km 未満の火星のクレーターは単純クレーターと呼ばれ、鋭く隆起した縁を持つボウル型で、深さ/直径比は約 1/5 である。[ 48 ]火星のクレーターは、直径が約 5 km から 8 km で、単純なタイプから複雑なタイプに変化する。複雑クレーターは、中央のピーク (またはピーク コンプレックス)、比較的平坦な底、および内壁に沿った段丘または陥没がある。複雑クレーターは、幅に比例して単純なクレーターよりも浅く、深さ/直径比は、単純なクレーターから複雑なクレーターへの移行直径 (約 7 km) での 1/5 から、直径 100 km のクレーターでの約 1/30 までの範囲である。クレーターの直径が約130kmになると、中央の山頂が同心円状の丘陵に変わり、多重リング盆地を形成するという別の変化が起こります。[ 49 ]

火星は、太陽系のどの惑星よりも衝突クレーターの種類の多様性に富んでいる。[ 50 ]これは、地下に岩石層と揮発性物質に富む層の両方が存在するため、同じサイズのクレーターであってもさまざまな形態が生じるためである。火星にはまた、噴出物の定置とそれに続く浸食に影響を与える大気が存在する。さらに、火星の火山活動と地殻変動の活動率は、古代の浸食されたクレーターが今も保存されるほど低く、一方で広大な地域が再表面化するには十分高く、年代が大きく異なる多様なクレーター群を生み出している。直径5 kmを超える衝突クレーターが火星で42,000以上カタログ化されており、[ 51 ]より小さなクレーターの数はおそらく無数である。火星のクレーター密度は、二分境界の南側の南半球で最も高い。ここには、大きなクレーターや盆地のほとんどが位置しています。

クレーターの形態は、衝突当時の地表および地下の物理的構造と組成に関する情報を提供します。例えば、火星のクレーターの中央山頂の大きさは、水星や月の同等のクレーターよりも大きいです。[ 52 ]さらに、火星の多くの大規模クレーターの中央山頂には、頂上にピットクレーターがあります。中央ピットクレーターは月ではまれですが、火星や太陽系外縁部の氷衛星では非常に一般的です。大きな中央山頂とピットクレーターの多さは、衝突時に地表付近に氷が存在していたことを示唆していると考えられます。[ 50 ]緯度30度以北では、古い衝突クレーターの形状は、地表氷による土壌クリープの加速によって丸みを帯びています（「軟化」）。 [ 53 ]

火星のクレーターと太陽系の他のクレーターとの最も顕著な違いは、流動化したローブ状の噴出物ブランケットの存在である。火星の赤道および中緯度にある多くのクレーターは、この形態の噴出物形態を呈しており、これは衝突した物体が地下の氷を溶かしたときに生じたと考えられている。噴出物中の液体の水は泥状のスラリーを形成し、それが表面に沿って流れ、特徴的なローブ形状を形成する。[ 54 ] [ 55 ]ユティ・クレーターは、噴出物ブランケットの縁が城壁状であることから、城壁クレーターと呼ばれる。 [ 56 ]

火星のクレーターは、一般的に噴出物によって分類されます。噴出物が1層しかないクレーターは単層噴出物（SLE）クレーターと呼ばれます。噴出物が2層重なっているクレーターは二層噴出物（DLE）クレーター、噴出物が3層以上重なっているクレーターは多層噴出物（MLE）クレーターと呼ばれます。これらの形態の違いは、衝突時の地下の組成の違い（例えば、層状の氷、岩石、水など）を反映していると考えられています。[ 57 ] [ 58 ]

HiRISEが捉えたアマゾニス四角形の台座クレーター。

火星のクレーターは、極めて新しいものから古く侵食されたものまで、保存状態が非常に多様なものとなっている。劣化したり埋め戻された衝突クレーターは、地質時代における火山活動、河川活動、風成活動の変化を記録している。 [ 59 ]台座クレーターは、噴出物が周囲の地形より上に位置して隆起したプラットフォームを形成しているクレーターである。これは、クレーターの噴出物が抵抗層を形成し、クレーターに最も近い領域が他の領域よりもゆっくりと侵食されるため発生する。いくつかの台座は周囲より数百メートル高くなっており、数百メートルの物質が侵食されたことを意味する。台座クレーターは、 1972年のマリナー9号ミッションで初めて観測された。 [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]

火山活動

火星の土壌の初のX線回折画像- CheMin分析により長石、輝石、カンラン石などが明らかに（ 「ロックネスト」のキュリオシティ探査車）。 [ 63 ]

火星の表面の大部分は火山構造と地形で覆われています。火星で最も目立つ火山はタルシスとエリシウムにあります。地質学者たちは、火星の火山がこれほど大きく成長できた理由の一つは、地球に比べて火星の地殻境界が少ないためだと考えています。[ 64 ] 静止したホットスポットからの溶岩は、何億年もの間、地表の一箇所に堆積することができました。

科学者たちは火星の表面で活火山の噴火を記録したことはありません。[ 65 ]過去10年間の熱の兆候と表面の変化の調査では、活火山活動の証拠は得られていません。[ 66 ]

2012年10月17日、火星探査車キュリオシティは「ロックネスト」で火星の土壌のX線回折分析を初めて実施しました。探査車のCheMin分析装置による分析結果では、長石、輝石、カンラン石などの鉱物が含まれていることが明らかになり、サンプル中の火星の土壌はハワイの火山の「風化玄武岩質土壌」に類似していることが示唆されました。[ 63 ] 2015年7月、同じ探査車はゲール・クレーターの岩石サンプルからトリディマイトを検出し、科学者たちは、珪長質火山活動が火星の火山活動の歴史において、これまで考えられていたよりもはるかに大きな役割を果たしてきた可能性があると結論付けました。[ 67 ]

堆積学

オポチュニティ探査機が捉えた直径約3mmの球体の集合体

火星の歴史の様々な時点で、特に古代火星では、水の流れは火星の表面で一般的だったようです。[ 68 ]これらの流れの多くは表面を削り、谷網を形成し、堆積物を生成しました。この堆積物は扇状地、蛇行する水路、三角州、湖、そしておそらくは海洋を含む多種多様な湿潤環境に再堆積しました。 [ 69 ] [ 70 ] [ 71 ]堆積と輸送のプロセスは重力に関連しています。重力、および粒径分布から推測される水のフラックスと流速の関連する違いにより、火星の景観は異なる環境条件によって形成されました。[ 72 ]ただし、古代火星の水の量を推定する他の方法があります（「火星の水」を参照）。地下水は、風成堆積物のセメント化や粘土、硫酸塩、ヘマタイトを含む様々な堆積鉱物の形成と輸送に関与していると考えられている。[ 73 ]

表面が乾燥していた時期には、風が地形形成の主要な要因となってきた。メガリップルや砂丘といった風成砂岩は、現代の火星表面に非常に多く見られ、オポチュニティは横断中に豊富な風成砂岩を記録した。 [ 74 ]ジェイク・マティエヴィッチ（岩石）のような風成岩も、火星表面におけるもう一つの風成地形である。[ 75 ]

火星には、氷河堆積物、温泉、乾燥土砂移動堆積物（特に地滑り）、極低温物質および周氷河物質など、多種多様な堆積相が局所的に存在しています。 [ 69 ]古代の川の証拠、[ 76 ]湖、[ 77 ] [ 78 ]砂丘地帯[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ]はすべて、メリディアニ平原とゲールクレーターの探査車によって保存された地層で観察されています。

一般的な表面の特徴

火星の地下水

ある研究者グループは、火星の地層の一部は、多くの場所、特にクレーター内部で地表に上昇してきた地下水によって形成されたと提唱した。この説によれば、鉱物を溶解した地下水がクレーター内および後にその周囲から地表に現れ、鉱物（特に硫酸塩）を加え、堆積物を固めることで地層の形成を助けたという。この仮説は、地下水モデルと広範囲で発見された硫酸塩によって裏付けられている。[ 82 ] [ 83 ]当初、科学者たちはオポチュニティ・ローバーで地表の物質を調査することで、地下水が繰り返し上昇し硫酸塩を堆積させてきたことを発見した。[ 73 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] [ 87 ]その後、マーズ・リコネッサンス・オービター搭載機器による研究では、アラビアを含む広い地域で同じ種類の物質が存在することが示された。[ 88 ]

興味深い地形学的特徴

雪崩

2008年2月19日、火星探査機「マーズ・リコネッサンス・オービター」のHiRISEカメラが撮影した画像には、700メートル（2,300フィート）の高さの崖から、細かい氷、塵、そして大きな塊と思われる破片が落下する壮大な雪崩の様子が映し出されていました。雪崩の証拠として、その後崖から立ち上る塵の雲が挙げられます。[ 89 ]このような地質学的現象は、斜面条痕として知られる地質学的パターンの原因であると考えられています。

  • 火星探査機マーズ・リコネッサンス・オービターが撮影した、2008 年 2 月 19 日の火星雪崩の画像。
    火星探査機マーズ・リコネッサンス・オービターが撮影した、2008 年 2 月 19 日の火星雪崩の画像。
  • 雪崩のクローズアップショット。
    雪崩のクローズアップショット。
  • 砂塵の雲が700メートル（2,300フィート）の深い崖の上に立ち上ります。
    砂塵の雲が700メートル（2,300フィート）の深い崖の上に立ち上ります。
  • スケール付きの写真は雪崩の大きさを示しています。
    スケール付きの写真は雪崩の大きさを示しています。

洞窟の可能性

NASAの科学者たちは、火星探査機オデッセイが撮影した画像を解析し、火星のアルシア山の斜面に7つの洞窟らしきものを発見した。これらの洞窟の入り口は幅100～252メートル（328～827フィート）、深さは少なくとも73～96メートル（240～315フィート）あると考えられている。下の画像を参照：これらの洞窟は非公式に（A）デナ、（B）クロエ、（C）ウェンディ、（D）アニー、（E）アビー（左）とニッキ、（F）ジーンと名付けられている。デナの洞窟底は観測され、深さ130メートルであることが判明した。[ 90 ]さらなる調査により、これらは必ずしも溶岩洞の「天窓」ではないことが示唆された。[ 91 ]画像の再調査により、さらに深い洞窟が発見された。[ 92 ]最近、米国地質調査所宇宙地質学科学センターによって、タルシス山脈にある1,000以上の火星洞窟候補のグローバルデータベース（MG C 3 ）が開発されました。[ 93 ] 2021年には、科学者たちは機械学習アルゴリズムを適用して、MG C 3データベースを火星の表面全体に拡張する予定です。[ 94 ]

火星の有人探査では、溶岩洞をシェルターとして利用できる可能性が示唆されている。これらの洞窟は、火星の表面に降り注ぐ微小隕石、紫外線、太陽フレア、高エネルギー粒子から身を守る唯一の自然構造物である可能性がある。 [ 95 ]これらの特徴は、長期にわたる生物の痕跡の保存性を高め、地球外生命の証拠を探す上で、洞窟を魅力的な宇宙生物学のターゲットにしている可能性がある。 [ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]

反転レリーフ

火星の一部の地域には、かつては窪地だった小川などが今では地表より上に出ている、逆転した地形が見られる。低地には大きな岩石などの物質が堆積したと考えられている。その後、風食によって表層の多くが削り取られたが、より抵抗力のある堆積物は残った。逆転した地形ができる他の方法としては、溶岩が川床を流れ下ったり、水に溶けた鉱物によって物質が固められたりすることが考えられる。地球上では、シリカによって固められた物質はあらゆる種類の浸食力に対して非常に抵抗力がある。地球上の逆転した水路の例は、ユタ州グリーンリバー近くのシーダーマウンテン層で見つかっている。小川の形をした逆転した地形は、過去に火星の表面に水が流れていたことを示すさらなる証拠である。[ 99 ]小川の形をした逆転した地形は、逆転した水路が形成された当時の気候が今と異なり、はるかに湿潤であったことを示唆している。

2010年に発表された論文では、多くの科学者グループが、過去に水が存在したことを示す逆転した水路と鉱物の存在を理由に、宮本クレーターで生命を探すという考えを支持した。[ 100 ]

以下に、火星のさまざまな場所の反転レリーフの例の画像を示します。

参照

参考文献

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参考文献

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