火星水冰分布特征和研究进展

Distribution Characteristics and Research Progress of Water-Ice on Mars

摘要

火星作为太阳系中与地球相似的一颗行星，它曾经存在活跃的水活动历史，现今火星稀薄的大气和寒冷干旱的气候使得液态水很难存在于火星表面，火星上水大多以冰的形式在南北两极和中纬度区域分布并形成沉积地貌类型.随着国内外深空探测任务的逐年增多，火星上的水冰环境与宜居性越来越受到关注，以极区冰盖、中纬度冰川作用地貌和浅地表水冰升华地貌为重点，对它们的形貌特征、分布情况、成因机制以及与气候的耦合关系进行介绍和剖析.火星中纬度地区水冰地貌的分布与自转轴倾角有关，当火星处于高倾角时，极区水冰会向中纬度表面转移，此时火星转变为寒冷的冰期，中纬度水冰环境区域增加；反之，则极区冰盖区域增加.因此，火星自转轴倾角的周期性改变引起气候的改变，从而导致形成了水冰在火星表面不断重新分布的过程，主要表现为从极区到中高纬度区域水冰阶段性的富集.通过对火星水冰分布特征的总结，加深了对火星水冰环境的认识，同时结合火星水冰的研究现状提出了展望.火星水冰地貌与火星宜居环境以及生命赋存形式息息相关，对火星水冰的研究可以帮助我们深入了解火星的气候演化历史、宜居环境情况等以及为未来的火星探测任务提供支撑.

关键词

火星水冰 / 冰盖 / 冰川 / 地貌特征 / 气候演化 / 行星地质.

Key words

Martian water-ice / ice sheets / glaciers / geomorphology characteristic / climate evolution / planetary geology

0 引言

火星早期曾经存在适宜液态水活动的气候条件，在诺亚纪和西方纪，由于液态水的流动在火星表面塑造了丰富的地貌特征类型，比如河谷网络、古湖泊盆地、外流河道、古海岸线、三角洲和冲积扇等较大规模的水成地貌类型（Carr，2007；Jing et al.，2011；刘洋等，2021；赵健楠等，2021；肖龙，2022；Xiao，2023）.随着火星进入亚马逊纪，全球气候逐渐变得寒冷干燥，大量的液态水升华消失，除两极冰盖外，火星的水冰主要以孔隙冰或过剩冰的形式保存在中高纬度的风化层中，通过遥感影像的地形、地貌观测、光谱反演、探地雷达解译和数值模拟等技术手段，可以直接或间接地探测到这些水冰的赋存形式，其中浅层孔隙冰可以通过大气水蒸汽扩散冻结注入风化层来解释（Mellon et al.，2009），而中低纬度地区存在的过剩冰沉积则被认为是由于火星自转轴倾角的周期性变化所导致形成（Butcher，2022）.自转轴倾角周期性变化可以将水冰通过大气环流在两极、中纬度和赤道地区进行大规模的移动，因此火星中低纬度水冰沉积物是火星近代气候变化最好的地质记录载体.

早在17世纪卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）就利用地面望远镜发现并研究了火星的极地水冰冰盖（Smith，2022），随着20世纪后开始对火星进行飞越、环绕、着陆和巡视探测，人们对火星表面水冰的了解更加深入.火星的自转轴倾角在历史上一直处于变化状态，在火星同样存在的类似地球的米兰科维奇循环使倾角周期性地改变，从而影响了火星气候与水冰的分布状态，极地数千米厚的冰层在气候改变时发生扩大与缩小，在冰层内部和其包含的沉积物质中留下了火星长期以来气候变化的证据，并改变火星整体水冰的分布范围，比如在亚马逊纪时期气候的变化导致南北极的冰层沉积物质向中低纬度转移（Byrne，2009）.根据火星水冰地貌的分布位置和形态特征，火星水冰可以分为极地冰盖、冰川沉积地貌、浅地表水冰地貌、以及位于冰盖下方可能存在的深部湖泊（表1）.

极地冰盖在南北两极都有数千米厚的分布，而火星中高纬度也有水冰以及相关的沉积地貌发育.由于火星表面较低的气压，当表面温度超过冰升华点时，冰直接升华成气体，这会直接导致在中纬度区域地表发育的水冰不能持续稳定存在，通常水冰在冬季形成和聚集，在春夏气温高时直接升华.例外的情况是：当数厘米或者数米厚的沉积覆盖层存在于水冰表面时，冰的升华会被抑制，从而可以在地下保持长期稳定，以孔隙冰或过剩冰的形式存在于风化层物质之间，比如Phoenix着陆器在火星表层土壤中发现了冰的存在，以及碎屑覆盖的冰川地貌（Mellon et al.，2009）.火星中纬度水冰地貌形成于最近10亿年，其分布特征和移动情况记录了亚马逊纪气候的周期性变化情况（Butcher，2022）.

火星水冰探测以及研究水冰对火星古气候和宜居性的影响是火星科学的前沿方向之一，而水资源作为原位资源，对火箭燃料的生产，地面作业和生命维持系统等都具有重要战略意义，因此，详细描述火星水冰资源的性质和分布十分必要.研究火星中低纬度冰沉积物分布、沉积和演化的环境驱动因素对重建火星近代（主要为亚马逊纪）复杂的气候变化历史具有重要意义.此外，中低纬度冰沉积物是未来人类火星任务原位利用水资源的候选目标，这可能需要对冰沉积物进行采样，来反演火星亚马逊纪气候情况.

随着火星探测等深空探测任务越来越多，火星上和生命相关的水冰与宜居环境研究逐渐受到人们的重视，由于目前暂无发现火星表面有大规模流动的液态水，所以搜寻水冰的分布与研究它的形成机制成为了研究火星表面环境的重点.利用轨道器遥感、光谱、雷达、中子探测、热分析等技术手段对火星水冰进行详细的研究可以帮助我们了解火星冰和液态水的时空分布特征以及火星气候变迁历史，也可以帮助我们了解火星表面的宜居环境以及潜在的微生物生存环境.本文通过阐明火星水冰的探测历史，对不同类型的水冰地貌的分布、成因机制等进行剖析总结，分析火星水冰地貌类型与气候的空间耦合关系，最后总结火星水冰地貌的研究意义，并提出展望.

1 火星水冰的早期探测

火星水冰的早期探测获取的数据非常有限，主要是通过望远镜以及探测器飞越或者环绕来对火星表面进行拍照获得的低分辨率遥感影像进行研究，对发现的很多地貌特征的形成机制并不清楚，只能进行简单归类和命名并与地球上类似地貌进行类比研究.但随着火星探测任务的活跃，一些典型的水冰地貌特征逐渐被研究和重视，比如极地冰盖以及中纬度的冰川作用地貌和浅地表水冰地貌.

1.1　极地区域的早期探测

人们早在数百年前就开始关注火星上的极地物质，火星的极区与地球类似，在南北两极分别存在南北极冰盖，其内部的沉积特征同时包含了火星长期的极区气候变化历史.卡西尼于1666年在地球利用望远镜观测到了火星两极具有明暗改变区域，并解释可能为含冰物质，赫歇尔（William Herschel）和道斯（William Rutter Dawes）利用照相技术和更先进的望远镜描绘并记录了火星的极冠物质（图1）.天文学家持续地对火星观测，发现火星的自转轴倾角与地球相似，所以火星上同样存在四季，并且随着火星公转而出现的四季同样会使得冰的分布范围而变化.

Mariner 6和Mariner 7火星探测器飞越火星，对火星极地冰盖的研究进入了遥感探测阶段，Mariner 9探测到了两极结构，其中包含了极地层状沉积（polar layered deposits，PLDs），在后续的Viking 1和2任务中发现PLDs主要是由水冰组成，但南北极的PLDs又有显著区别（Smith，2022）.20世纪80年代对于PLDs的研究更进一步认为南北极的PLDs沉积非常年轻，其发育和分布主要受到火星轨道倾角变化的影响（Smith，2022）.

1.2　中纬度区域水冰相关地貌的早期观测

1.2.1　冰川地貌

Mariner 9在火星中纬度区域的山谷地形中发现有沉积物质存在，并描述为Fretted terrain （图2a），Viking轨道器的图像显示出这些沉积物质的表面具有线条状的特征且远离山谷陡坡沿着谷底流动分布（Sharp，1973；Squyres，1978， 1979），其一般数十千米长，数百米厚，该类型沉积物填充分布在山谷内被称为线状谷底沉积（lineated valley fill，LVF），从独立的山丘或台地底部延伸出来时被称为叶状岩屑坡（lobate debris aprons，LDA），填充发育在撞击坑内被称为同心圆撞击坑填充（concentric crater fill，CCF），同时期的研究表明这些黏性流动特征（viscous flow features，VFF）由含冰碎屑组成（Squyres，1978， 1979）.通过对早期遥感数据的调查，该冰川地貌类型一般只出现在火星30°~60°的中纬度区域（Butcher，2022）.

Soderblom et al.（1973）利用Mariner 9在火星全球范围的调查图像数据发现确定了与纬度相关的物质覆盖层（latitude-dependent mantle，LDM） （图2b），该物质单元一般分布在中高纬度区域，后续Viking轨道器的数据显示其内部包含含冰的物质（Carr and Schaber，1977；Squyres and Carr，1986）.Squyres and Carr （1986）认为冰的来源和形成是由于大气水蒸气扩散到沉积物中所导致，而最新的研究结果表明LDM中的冰主要是来自气候变化导致的尘埃与雪的循环（Head et al.，2003）.

1.2.2　浅地表水冰地貌

Mariner 9在火星中纬度区域发现了一些热岩溶地貌（图2c），之后Viking轨道器在Utopia和Acidalia平原发现有一些扇形凹陷分布，它们被解释为地下水冰导致形成的热岩溶地貌（Costard and Kargel，1995）.Viking 2着陆器拍摄到了具有凹槽边界的多边形地貌网络，其被解释为冻土热收缩形成的裂缝（Mutch et al.，1977），还有一些50 m到10 km宽的大尺度多边形地貌也被Viking轨道器识别出来（Lucchitta，1981）.Mars Global Surveyor （MGS）上搭载的Mars Orbiter Camera （MOC）也识别到由富冰地面热收缩而形成的小尺度多边形，通过统计总结，发现小尺度多边形地貌特征的分布受到纬度控制（Mangold et al.，2004）.

MOC在火星表面识别到一种分布在陡坡上的年轻冲沟地貌，其主要由顶部凹陷、运输通道、沉积扇组成，它的形成可能与冰融化形成的液态水有关（Christensen，2003；Milliken et al.，2003）.

2 当前火星水冰探测的主要手段

在探测火星水冰时主要依靠的数据类型是表面遥感影像，从早期探测器飞跃火星获得低分辨率数据到如今的米级高分辨率数据都被用来进行水冰的形貌和分布研究，除此之外，越来越丰富的其他数据类型如高光谱矿物分析、中子探测、热分析、雷达数据等手段也在研究水冰时提供更多的视角来对火星的早期气候环境和水冰形成机制进行研究和探讨.

望远镜观测在发射探测器对火星探测之前是重要的研究火星手段，但包括地表和近地轨道望远镜能够观测到的火星表面细节有限，对火星水冰的探测只能了解到两极冰盖覆盖范围改变等全球性变化程度（Cantor et al.，1998；Smith，2022）.火星水冰的早期研究主要利用的是美国在20世纪60至20世纪70年代对火星发射的Mariner系列探测器（Mariner 4、6、7、9）所获取到的数据，其直接拍摄到的火星表面影像成为了当时对火星水冰研究最主要的手段，虽然其分辨率较低（Mariner 9∶100~1 000 m/pixel）但相对于地面望远镜观测可获得的信息大幅度增多，从而可以获取更多关于火星表面地形地貌的细节.在此之后的Viking 1、2环绕器和Viking 2着陆器对火星的中高纬度区域进行了更高分辨率成像以及实地探测，利用更高分辨率（全球观测300 m/pixel，目标观测8 m/pixel）的遥感影像对火星的表面和次表层水冰进行了研究.

现今对火星水冰研究主要依靠高精度探测它们的形貌和物质成分，这些数据主要来自近年发射至火星的环绕和着陆等探测任务.主要有Mars Global Surveyor （MGS）、Mars Odyssey、Mars Express、Mars Reconnaissance Orbiter （MRO）、Phoenix lander等探测器.MGS上的MOC相机对火星表面部分区域进行了高分辨率成像（2~12 m/pixel）；Mars Orbiter Laser Altimeter （MOLA）对火星进行了全面激光高度测量，获得了高精度的全火星的地形图（约463 m/piexl）（Malin and Edgett，2001）.之后Mars Express的High Resolution Stereo Camera （HRSC）相机虽然分辨率相对较低（12~75 m/pixel），但提供了比MOC覆盖范围更广的图像，帮助人们更全面了解火星极地冰盖和中纬度水冰（Kieffer et al.，2006；Jaumann et al.，2007），同时该探测器上的Observatoire pour la Minéralogie，l'Eau，les Glaces et l'Activité （OMEGA）光谱探测数据被用来探测物质成分和寻找冰盖退缩的证据（Appéré et al.，2011）.Mars Reconnaissance Orbiter （MRO）上的Context Camera （CTX，5~7 m/pixel）和High Resolution Imaging Science Experiment （HiRISE，0.25 m/pixel）相机对火星表面进行了更高精度的遥感成像，使对火星中纬度水冰的研究取得了重大进展，比如可以获得更精细的水冰地貌形貌特征和更好地估算中纬度水冰沉积物年龄等（Warner et al.，2015；Butcher，2022；Smith，2022），更先进的Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars （CRISM）光谱仪可以对火星表面水冰以及含水矿物进行高光谱探测，获取水冰地貌的成分和分布特征（Smith et al.，2021；Mattei et al.，2022）.着陆在火星高纬度区域的Phoenix lander在火星表面挖掘到了水冰，对中高纬度水冰的形成类型和分布状态研究具有重要意义（Mellon et al.，2009）.

除了利用遥感影像和光谱数据进行火星水冰研究外，还有中子探测、热分析、雷达等探测手段.Mars Odyssey上的Neutron Spectrometer （NS）可以探测识别火星上的氢储量，确定全火星氢丰度，从而获取火星水和水冰等富氢物质的分布状态（Feldman et al.，2004；Pathare et al.，2018）.MGS上的Thermal Emission Spectrometer （TES）对火星表面热红外和可见近红外光谱进行了测量从而获取物质成分信息，同时也对火星表面温度随时间的变化进行了记录，比如可以更精确地界定极地冰盖边界（Malin and Edgett，2001），Mars Odyssey的Thermal Emission Imaging System （THEMIS）热辐射数据被用来进一步探测冰盖的成分和季节性变化（Titus et al.，2003；Wagstaff et al.，2008）.Mars Express上的Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding （MARSIS，穿透能力高分辨率低）和MRO上的Shallow Radar （SHARAD，穿透能力低分辨率高）可以对火星表面和地下的水冰进行雷达探测，SHARAD通过雷达回波可以探测到近地表的物质密度从而去搜寻水冰存在的证据，也可以通过物质介电特性不同导致的雷达反射差异来反演地下水冰或液态水的存在状态（Holt et al.，2008；Mouginot et al.，2010；Campbell et al.，2013；Morgan et al.，2021）.

火星地下水冰测绘（subsurface water-ice mapping，SWIM）是一种利用遥感数据对火星表面非极地浅层冰探测的全面有效手段，该项目于美国NASA最早在2018年启动，SWIM是一种利用中子探测、热分析、影像、高程、雷达等数据结合开发的数据同化方法，不同的数据特性可以来探测冰的不同属性，SWIM的主要目的是提供火星表面及浅层地下冰的分布与体积情况（Morgan et al.，2021）.

利用SWIM可以避免单一数据在水冰探测上的局限性，比如中子探测可以灵敏探测地表上方1 m处的氢原子分布，以此可以寻找埋藏的水冰；热数据分析可以寻找地下热惯量较高区域，从而获得岩石分布以及近地表物质颗粒的分布、大小和硬化程度等特征；影像和高程数据的综合分析可以用来寻找与水冰相关的地貌特征；雷达表面分析可以通过追踪火星表面低密度物质来识别含冰、类冰物质；利用雷达对地下介质特性进行分析可以获得地下冰含量相关信息（Morgan et al.，2021；Butcher，2022）.

目前通过SWIM对火星全球冰分布的探测情况总结，发现在火星Arcadia平原南侧、Utopia平原东部、Deuteronilus Mensae区域已经存在很多水冰的分布（图3），下一步即将开展对这些相关区域水冰的成因机制以及对气候的响应情况进行深度剖析（Morgan et al.，2021；Butcher，2022）.

3 火星水冰的主要地貌特征

3.1　极区冰盖

火星极地冰盖由几个冰体组成，包括反映了每个火星年气候变化的季节性CO₂冰盖，在数百年内比较稳定的南北残余冰盖，记录了0.1~1 000 Ma内气候变化历史的南北极层状沉积，以及位于极地层状沉积之下更古老的沉积物质，它们在不同的时间尺度上反映了火星的气候历史与环境状态.

3.1.1　北极冰盖

火星北极冰盖随着环境条件的变化最大直径可以达到1 100 km，永久冰盖厚约2.5 km，具有层状结构且在不同深度上具有不均匀特征（Clifford et al.，2000；Byrne，2009）（图4a）.冰盖内部延伸数百千米且厚为5~60 m的沉积单元具有交错出现的韵律层沉积，说明区域内存在周期性的物质沉积过程（Fenton and Herkenhoff，2000；Kolb and Tanaka，2001）.

通过遥感影像和光谱探测，现在一般认为火星北极冰盖主要由冰和尘埃物质组成，在永久性冰盖内分别占据70%~95%和5%~30%（Clark and Mullin，1976；Kieffer et al.，1976；Langevin et al.，2005；Brown et al.，2012；Krasilnikov et al.，2018）.火星上的季节变化导致占火星大气成分25%的CO₂在冬季形成北极季节性极冠，可向南延伸到50°N，而在夏季可能会完全消失，只留下冰尘组成的冰盖在相对小的范围分布.火星北部残余冰盖（northern residual ice cap，NRIC）主要由水冰组成，高光谱数据显示其内部的冰是由无尘冰粒组成，由于表面有灰尘或大冰粒的覆盖，导致了其表面相对较低的反照率，该沉积单元可能为现今新的层状沉积（polar layered deposits，PLD），也可能为不整合上覆在较老的北极层状沉积（north polar layered deposits，NPLD）单元之上的新地质单元（Tanaka et al.，2008；Byrne，2009）.

NPLD沉积单元在体积上远超NRIC，可以达到1.14×10⁶ km³，它所处的Planum Boreum是一个直径约1 000 km的亚马逊纪准圆形结构单元，位于北方荒原组（vastistas borealis formation，VBF）沉积单元的顶部，该类型沉积一般被认为是由水冰组成，未被NRIC覆盖区域的遥感影像特征表现为橙棕色.NPLD的表面被沟槽和峭壁切割呈现出暴露内层的螺旋状平面特征，其形成可能与物质消融以及风的作用相关（Ng and Zuber，2006）（图4a）.NPLD表面的亮度、粗糙度、斜率在横向上可以发生连续的变化，厚度平均为2 km，HiRISE数据显示其内部最薄的层可以达到分米级厚度（Herkenhoff et al.，2007），总层数约10⁴个，层与层之间存在不整合现象.

3.1.2　南极冰盖

火星南极冰盖与北极类似，也是由几个大型冰体组成，包括季节性CO₂冰盖、南部残余冰盖（sorthern residual ice cap，SRIC）、南极层状沉积物（sorth polar layered deposits，SPLD） （图4b）.SRIC由数米厚的高反照率固态CO₂组成，在它的边缘和内部的一些区域可以显示出下方的SPLD沉积.SRIC表面显示出各种形态，包括准圆形凹坑、线性脊线，凹坑分布在厚2~10 m的冰层中，在该单元内存在具有多层沉积的较厚冰层，代表了多个离散的沉积事件，该单元指示了火星较短期年际气候的变化过程.

SPLD主要位于Planum Australe内，其覆盖在古老粗糙的诺亚纪至西方纪南部高地上，其中包括了DAF（dorsa argentea formation）沉积，SPLD最厚为3~4 km，在90°~270°E的范围向北延伸出了一个宽阔平坦较光滑的高原，SPLD和NPLD都由水冰物质和尘埃组成，但SPLD的尘埃含量相对较高，其表面的螺旋槽平面特征成因与NPLD类似（Byrne，2009），SPLD内部的层比NPLD厚，达到数米级.通过撞击坑大小-频率定年法计算SPLD的年龄在数千万年，比NPLD的0.12 Ma的年龄上限更古老（Herkenhoff and Plaut 2000）.

DAF沉积主要分布在Planum Australe北侧和下方，从SPLD边缘向赤道方向延伸数百千米，分布在火星100°W~30°E范围内（图4b），MARSIS （Mars advanced radar for subsurface and ionosphere sounding）轨道雷达也显示Planum Australe周围探测到了与DAF分布范围较一致的广泛地下反射特征（Byrne，2009）.DAF地貌单元整体物质年龄处于西方纪时期，Head and Pratt （2001）认为DAF沉积单元可能是极地冰盖通过融化作用去除挥发性物质剩余的残留物，其表面分布有许多蜿蜒脊状地貌特征，该地貌被认为是冰川作用导致形成的蛇形丘地貌成因（Butcher et al.，2016），其形成过程与冰下河流运移的沉积物质有关，这说明了在区域内可能存在驱动融化（如火山作用等）机制.

3.2　冰川作用地貌

在火星非极地的中低纬度区域也存在着亚马逊纪冰川活动导致形成的冰缘相关沉积地貌，冰川活动在中纬度发育的原因可能是由于火星自转轴倾角周期性震荡，导致冰会周期性地从极地区域运移到中低纬度区域，从而对区域地形改造遗留形成冰川相关沉积地貌（Mischna et al.，2003；Levrard et al.，2004；Forget et al.，2006）.火星现今的自转轴倾角较低处在间冰期，中低纬度冰川活动不活跃，低纬度区域与冰相关的沉积物质主要分布在Tharsis火山区域和Olympus火山的西北侧以及Sinus Sabaeus区域内（Shean et al.，2005， 2007；Milkovich et al.，2006；Kadish et al.，2008；Shean，2010），而中纬度冰则分布的相对广泛，过去中纬度冰的厚度可以达到1 km （Dickson et al.，2010），现在冰主要存在薄层碎屑物质的覆盖之下（Plaut et al.，2009），中纬度冰川沉积地貌主要包括叶状岩屑坡（LDA）、线状谷底沉积（LVF）、同心圆撞击坑填充（CCF）、基座撞击坑（pedestal craters）以及其他相关地貌，其中LDA、LVF、CCF等黏性流动特征（VFF）是主要以碎屑覆盖冰川冰的累积和流动导致形成的中纬度冰川沉积地貌（Morgan et al.，2009；Baker et al.，2010；Head et al.，2010；Levy et al.，2010）（图5），小尺度的VFF地貌被称为类冰川地貌（glacier-like forms，GLF）（Arfstrom and Hartmann，2005；Hubbard et al.，2011），基座撞击坑的存在说明在过去有较厚的富冰单元（Kadish and Head，2011）.

3.2.1　LVF和LDA地貌

LVF是一种受山谷地形控制的大型冰川地貌特征，可以达到数百千米长和数十千米宽，其表面有广泛分布并与山谷平行的线条（图6），在该地貌到达山谷出口处会转变为LDA类型的VFF地貌，该地貌主要集中在南北二分性边界和Hellas盆地东部（Pierce and Crown，2003；Head et al.，2006a， 2006b；Holt et al.，2008；Baker et al.，2010；Butcher，2022）（图5）.Head et al.（2006a）对中纬度冰川沉积的研究中显示LVF多在破碎的撞击坑、凹穴、分支山谷地形中形成，其沿着山谷向下流动形成一个主干系统，在山谷收缩处挤压内部的脊分支汇聚处表面褶皱紧密分布，发育到末端处形成叶状突起的形态.

LDA冰川地貌的长和宽可以达到数十千米，约数百米厚，其类似地球上的山前冰川，该地貌一般起源于台地以及陡壁，放射状分布在平坦的平原上（图7）.LDA地貌主要分布在Deuronilus-Protonilus的二分性边界附近、Acidalia平原、Mareotis Fossae附近、Hellas与Argyre盆地周围以及南部高地整体区域（Levy et al.，2014）（图5）.Pierce and Crown （2003）通过对Hellas区域LDA研究发现了可能广泛存在冰的证据，可能说明LDA是富含地面冰的碎屑流动导致形成的，Mangold （2003）认为LDA冰的含量超过孔隙空间，Li et al.（2005）通过对LDA剖面以及冰岩混合物模型的研究，认为LDA是富含冰的岩石混合物，其中冰的体积可以达到40%，Chuang and Crown （2005）对Tempe、Mareotis Fossae区域的LDA特征进行了详细地描述，认为它们主要由碎屑和冰的混合物组成.

LVF和LDA的特征主要包括以下几点：（1）LDA可以分为沿山谷壁和退化撞击坑壁分布的线状LDA和沿孤立地块分布的环状LDA；（2）大量从山谷和地块壁面发育而来的平行独立流瓣导致形成了LDA沉积；（3）LVF冰川地貌在一些条件下会与线性LDA合并发育；（4）线性LDA会与相对的山谷壁产生的LDA合并且沿山谷流动；（5）在成群地块发育区域，围绕地块发育的环向LDA会与相邻地块的LDA接触合并，并向下流动，在附近的相邻的较低区域形成山前叶状终止形态.

LVF和LDA的形成起源主要有3种假设：（1）通过古代早期富冰高地风化层的移动形成的锐蚀地形（fretted terrain）（Lucchitta，1984）；（2）大气中的水蒸气扩散到斜坡上并沿着山谷壁和地块边缘的侧翼进行粘性流动（Mangold，2003）；（3）区域性的冰雪积累导致冰川流动，并在山谷形成了LVF，地块边缘形成了LDA，LDA和LVF代表火星早期形成的碎屑覆盖冰川导致形成的沉积地形（Head et al.，2006a， 2006b）.前两种假设在解释该类地貌形态与分布上存在着局限性，而第三种冰川作用导致形成LVF和LDA地貌获得了更多地貌形态上的支持（Morgan et al.，2009），Head et al.（2010）认为LVF与LDA地貌形成与晚亚马逊纪碎屑覆盖冰川的流动系统有关，火星中纬度的高原和山谷在亚马逊早期自转轴高倾角且大气多尘的气候条件下积累了大量的冰雪，分布在山谷壁上的冰川在升华后遗留形成残余物，之后冰川残余物分离沉积到山谷底等低洼区域形成冰川沉积地貌.

LVF与LDA地貌在中纬度区域分布广泛，一些典型分布区域有较为详细的地貌和形成机制研究，除此之外在更低纬度也有类似LDA沉积地貌的发育.Deuronilus-Protonilus区域是亚马逊纪冰川活动分布非常广泛的区域，其主要位于中纬度阿拉伯平原附近，Head et al.（2010）通过对其中LDA和LVF地貌关系的研究发现它们的形态和起源非常相关，从凹穴和山谷壁侧翼支流流出的冰雪积累形成了LDA，也导致了冰川冰的形成和向外部流动.LDA在地块之间和山谷内部增长与合并，向低处梯度流动形成LVF以及具有分水岭的大型山谷冰川、局部山前型冰川、超大型冰川陆地系统（Head et al.，2006a， 2006b），这些特征也表明了区域性的山间山谷冰川系统的位置与分布受地形配置组合控制，比如二分性悬崖陡坡、地块、山谷和撞击坑地形，这类地貌有利于冰雪的积累与保存以及岩石碎屑覆盖层的形成，也有一些山谷冰川系统可能形成于高原冰的流动.

Heurates Tholus火山的底部有一处45 km宽的凹陷，区域内分布有一系列碎屑覆盖的冰川沉积地貌（Hauber et al.，2005），Phlegra Montes周围悬崖陡坡与地块分布有冰川沉积物质，区域内撞击坑也存在着CCF沉积，代表了曾经具有超过撞击坑边缘一定厚度的冰（Dickson et al.，2010），Arcadia Planitia和Tempe Terra区域内的山地与地块存在有明显起源于冰川的LDA-LVF沉积（Chuang and Crown，2005）.

低纬度区域的Kasei谷北部台地周围和高地底部的洼地被认为区域内曾经存在由冰和碎屑物质组成的LDA沉积，其类似地球的岩石冰川，之后熔岩流和碎屑物质流（火山泥流）覆盖了LDA，在LDA物质消失后其上覆盖的熔岩物质保留了LDA地貌曾经存在的痕迹.位于24°N~29°N的Tartarus Colles区域分布有类似LDA残留遗迹的地貌，其被Elysium隆起的早亚马逊纪熔岩流和覆盖Marte山谷区域的晚亚马逊纪熔岩流所包围.位于低纬度的冰川沉积地貌可能是由于早期火星自转轴倾角较高导致冰雪向赤道移动分布导致形成（Hauber et al.，2008）.

3.2.2　CCF地貌

CCF通常分布在中纬度撞击坑内部的表面，其主要特征是具有同心的脊线与凹槽（图8），当该沉积在撞击坑内厚度较大时，可能从坑边缘流出并与其他的VFF特征合并发育，在纬度较低的区域CCF在撞击坑内部会出现类似LDA的形态发育，该地貌相对前两种中纬度地貌分布较为广泛，在各个经度区域都有出现（Levy et al.，2010， 2014；Dickson et al.，2012）.Fastook and Head （2014）利用CCF沉积的形成模型模拟，发现在晚亚马逊纪时期发育的CCF沉积形成与演化需要约50 m厚的冰层沉积背景，该冰层均匀分布在撞击坑内部、边缘与周围，之后由于撞击坑内壁斜坡地形导致携带碎屑的冰向撞击坑中央汇聚形成CCF沉积，覆盖碎屑的冰川表面结构与同心圆特征保存了区域内冰川发育程度的变化特征，从而记录了亚马逊纪晚期以来的气候变化历史，该地貌在25°~45°的中低纬度区域内部的流动特征不对称，面向极地的斜坡上冰更易保存，而在45°~60°区域基本显示为同心流动沉积.

3.2.3　LDM沉积

火星的中高纬度区域在地表有一层年轻且富含冰的沉积物质被称为纬度依赖覆盖（Latitude-Dependent Mantle，LDM），其在高于55°的纬度会广泛连续覆盖火表，在高于25°的中纬度范围会出露得更薄且不连续（Mustard et al.，2001；Head et al.，2003；Butcher，2022）（图9）.LDM的覆盖面积超过了火星的23%，其厚度变化从数十米至上百米，在朝向极地的撞击坑壁和斜坡上更容易被保存下来（Christensen，2003；Conway and Balme，2014；Dundas et al.，2018）.LDM沉积在越靠近极地区域越年轻，接近极地区域年龄小于十万年，中高纬度约数十万年，而在纬度30°~50°时为一个或两个百万年（Kostama et al.，2006；Schon et al.，2012）.

Milliken et al.（2003）认为LDM中的冰量超过了大气中水蒸气的含量，从而导致地面冰的形成，这说明了LDM中的冰形成，可能是通过外部降雪的方式而形成，其含冰量相当于火星等效水层的2.5 m深度（Head et al.，2003）.LDM的分布区域存在一些类似“凤凰号”着陆区域发现的热收缩多边形地貌，其与埋藏冰或冰胶结物质形成的热收缩裂缝有关（Levy et al.，2009a；Mellon et al.，2009）.LDM中的冰在火星中纬度陡坎地形上会被暴露出来，集中在Hellas盆地南侧和Arcadia平原内（Dundas et al.，2021），一些冲沟的上部凹陷也会暴露出含水冰的物质，遥感影像特征明亮，其形成与LDM沉积被切割导致内部含冰物质的暴露有关（Khuller and Christensen，2021）.

3.2.4　冰川地貌的气候指示

形成冰川作用地貌需要更寒冷适合冰雪在中纬度持续沉积的气候，比如在火星自转轴倾角较高时，冰川在中纬度区域广泛分布，易形成较多以上LDA、LVF、CCF等类型的黏性流动冰川地貌.它们形成所需的冰川活动时期可能发生在100~700 Ma前，这些冰川沉积物的平均厚度为450 m，以10 mm每年的净累计量计算，需要约45 ka来形成目前冰川特征中的冰量（Fassett et al.，2014；Fastook and Head，2014；Fastook et al.，2014）.由于冰的升华作用，45 ka只是冰川活动持续的最小时间，在冰不断损失与沉积过程中，冰川就位可能发生在亚马逊纪内的400~500 ka（Fastook et al.，2014；Levy et al.，2014），冰川地貌在中纬度的广泛发育说明了亚马逊纪中晚期的气候与现今有明显区别.

3.3　浅地表水冰升华地貌

火星现今南北半球的中高纬度区域分布有广泛的光滑平坦沉积覆盖物质单元，该单元表面主要由沙尘等细粒物质组成，一些撞击坑显示其可能厚达数十米，在该地貌上分布有一些与冰川蠕动地貌不同，但与中纬度浅地表水冰分布相关的典型冰缘地貌类型，比如扇形凹陷（Scallop）、多边形（Polygon）、冲沟（Gully）等地貌.中纬度浅地表水冰存在的时间可能持续了数千万年，其现今分布受到地质稳定情况影响，早期人们认为浅地表水冰主要会以填充风化层孔隙空间形成孔隙冰的形式存在，然而最新的证据认为过剩的纯净冰的存在更为广泛，如降雪、通过热循环提高孔隙率或薄膜迁移形成冰透镜等形式存在（Fisher，2005；Madeleine et al.，2009， 2014；Sizemore et al.，2015）.由于火星自转轴倾角的不断变化，浅地表水冰地貌会受水冰分布影响在10~1000 ka的时间尺度上不断重新分布（Lefort et al.，2009），对其研究有助于了解火星早期中纬度的气候演化历史.

3.3.1　扇形凹陷

扇形凹陷是一种数米至数十米深的圆形或椭圆形不对称地貌，单个扇形凹陷直径约数百米，多个扇形凹陷可以合并发育到大规模的数十千米尺度（图10a），该类型地貌通常分布在Utopia平原、Hellas平原南部的Amphitites和Peneus Paterae周围，在Utopia平原内可以分为分布在58°N~60°N内撞击坑基座与溅射席上的小型扇形凹陷（0.1~1.0 km），47°N~54°N的平原区域和撞击坑内部小型扇形凹陷，45°N~47°N区域的中型（1~5 km）和大型（20~50 km）聚合嵌套扇形凹陷，零散分布在40°N~45°N区域的中小型凹陷（0.5~5.0 km）（Dundas et al.，2017；Séjourné et al.，2019）.

扇形凹陷在Utopia平原主要分布在西侧区域，在区域内主要呈现出较浅、无边缘、椭圆卵形的特征，在扇形凹陷内部可以观察到尖细的脊线且底部不平坦（图10b）.扇形凹陷的一个主要特征是其形貌的南北不对称性，其面向极地的斜坡更陡峭，可以达到15°~30°，面向赤道的斜坡相对平缓甚至平坦，一般约为2°，THEMIS显示平缓斜坡处比陡坡区域的温度高10 K左右.在直径大于50 m的扇形凹陷底部会从陡坡往扇形凹陷内部会发育3~4个由小型悬崖脊线和陡坡台阶组成的半环状底部，脊线约3 m高，宽为30~50 m，相邻组成台阶的脊线相距数十米或上百米，末端与极地朝向的陡坡东西两侧边缘合并（Lefort et al.，2009）（图10b）.

扇形凹陷内部和周围发育有一些多边形裂缝特征，分布在周围的多边形一般宽数十米，而在扇形凹陷内部的多边形为宽数米的较小规模类型，且分布更均匀，多边形裂缝可能是由于富冰地形的季节性热收缩机制导致形成.扇形凹陷外部多边形的U形凹槽壁的存在说明凹陷外部经历了长期的侵蚀作用，根据地球上类似地貌推测火星上扇形凹陷的形成时间大约在数百到数千年尺度范围内（Lefort et al.，2009）.

扇形凹陷的形成过程主要与地面冰的升华以及火星自转轴倾角变化导致日照强度的变化相关（Séjourné et al.，2011）.在分布地面冰区域内的小山丘或洼地面向赤道的斜坡上由于日照强度高导致冰的升华增强，这种一面不对称的增强升华导致了面向赤道的平缓斜坡形成，而另一侧面向极地的斜坡变得更陡峭.随着这一过程的逐步发展，扇形凹陷逐渐加宽和变深，之后由于地表冰的下降和减少在陡崖附近形成小多边形，随着陡崖周期性地消退，在扇形凹陷内部留下脊线，且剥离下来的碎屑物质由于重力作用通常会残留在扇形凹陷底部，在凹陷地貌发育后期可能会与相邻的扇形凹陷合并（Lefort et al.，2009）.

在Peneus与Amphitites Paterae区域同样分布有冰缘扇形凹陷，主要形态与Utopia平原内的扇形凹陷相似，但两者之间也存在一些差异.比如Utopia的扇形凹陷更古老，早期冰含量相对较低以及覆盖沉积物质更薄，区域内整体较干燥，而Peneus与Amphitites Paterae区域代表了接近现今的扇形凹陷发育与侵蚀情况，区域内多边形发育规模更小，通常内部没有脊线发育，这可能是由于内部冰与尘埃比例较高，物质结合紧密，侵蚀更均匀；也有可能是由于该区域扇形凹陷发育程度相对低级，只经历了一次高低倾角变化，不像Utopia平原扇形凹陷经历过多次循环，能够发育出多条脊线（Lefort et al.，2009， 2010）.

3.3.2　多边形地貌

火星上的多边形地貌主要分为小尺度（直径小于100 m）和大尺度（直径数千米）两种类型，小尺度多边形与浅地表水冰热收缩相关，而大尺度多边形与含水沉积物的干燥与压实有关（McGill and Hills，1992；Séjourné et al.，2011；Séjourné et al.，2019）.小尺度多边形地貌在南北半球的中高纬度广泛分布（图11），该地貌形态代表着富冰地表沉积热收缩导致形成的裂缝，其根据形态特征主要分为7类，分别是high-relief （HR）、flat-top small （FTS）、isrregular （IRR）、subdued （SUB）、gullygons （Gully Polygon Systems）、Peak-Top （PT）和Mixed Center （MX）等（图12），根据纬度不同可以将HR、FTS、IRR分为高纬度多边形地貌，将PT、MX分为低纬度多边形，SUB和Gullygons的分布位于两个类别之间（Levy et al.，2009a）.

HR多边形直径约6 m，周围的槽一般浅而窄，在多个HR多边形组成的单元周围会由宽而深的槽围起来，其主要出现在北半球高纬度（图12a）；FTS多边形首次被发现是在凤凰号着陆点附近（Arvidson et al.，2008；Mellon et al.，2008a），其多边形槽结合处主要呈现正交以及六边形，槽围绕出平顶的高中心多边形，FTS多边形在北半球的分布多于南半球（图12b）；IRR多边形是由退化不完整的多边形槽组成的多边形，其多分布在北半球（图12c）；SUB多边形平均直径为16 m，其被相对于FTS更宽的凹槽所包围，且凹槽内部比中心色调浅，凹槽相交处呈六边形形态（图12d）；Gullygons是一种和冲沟发育相关的多边形，其中心平坦边界清晰，平均直径为10m，凹槽交叉处为正交，该多边形的发育一般早于区域内的冲沟，其在南半球分布多于北半球（图12e）；PT多边形的特点是其中心具有陡峭尖锐的顶部，坡度最大可达30°，直径平均为9 m，凹槽接近正交交叉（图12f）；最后一种MX多边形在火星上的分布最为普遍，南北半球分布均匀，主要分布在Utopia、环Hellas、Argyre区域，在LVF和CCF等冰川沉积中也有出现，该类型多边形一般具有高中心和低中心两种形态，且可以相互转换，凹槽结合处为正交或六边形交叉，其平均直径为10 m，低中心多边形边缘有脊线凸起，且有光滑平坦的内部，多出现在陡崖斜坡、扇形凹陷内部和靠近类似CCF内“脑状”沉积的斜坡覆盖物质上（图12g） （Levy et al.，2009a， 2009b）.

多边形地貌在火星南北半球有随纬度不同而分布不同的趋势，在最近1~2 Ma内由近地表含冰单元的热收缩开裂形成的多边形可能代表了火星亚马逊纪随纬度变化沉积单元表面的演化与改造（Mustard et al.，2001；Head et al.，2003；Kostama et al.，2006）.不同类型多边形之间形态的差异与含冰量等地下流变特征和地表环境因素有很强的相关性，比如潮湿气候条件下通常会形成冰楔多边形，而在寒冷干旱的气候中易形成沙楔多边形（Levy et al.，2009a）.

多边形总体年龄在小于0.1~1.0 Ma间分布，自低纬度到高纬度年龄逐渐减小，比如低纬度MX多边形（1.5 Ma）最古老，中纬度的SUB多边形（130 ka）相对年轻，而高纬度的FTS多边形（50~100 ka）最年轻.不同纬度的多边形形成受气候以及基底物质控制，高纬度多边形一般反映了行星尺度的区域性气候与冰层的埋藏特性，低纬度多边形类型与其演化的过渡形态和不同阶段有关，该特点说明形成高纬度多边形的基底沉积相对更年轻.多边形之间形貌的差异与富冰沉积单元在不同纬度和气候条件下有关，该地貌对于理解火星永久冻土环境宜居性变化与改造有关键性的帮助.

在Utopia平原区域冰缘多边形地貌一般伴随着扇形凹陷发育，并主要分为两种类型的小型多边形，一种是在扇形凹陷中分布的直径5~10 m多边形，也被称为凹陷内多边形，另一种是在扇形凹陷外分布直径50~100 m的多边形，被称为凹陷间多边形.

凹陷内多边形具有两种不同的形态特征，一些多边形中心凹陷的低中心多边形（low-centered polygons，LC），边缘处有高于中心约1 m宽的脊线，多分布在扇形凹陷底部和极向斜坡上，而另一些多边形没有边缘脊线从而使多边形中心高于边缘（high-centered polygons，HC），通常分布在面向赤道的斜坡上.凹陷间多边形平均直径为80 m，为矩形或六边形，多边形槽宽约3 m，且南北向更宽.

多边形的形成与富冰区域冰冻胶结地面的热收缩过程有关，当区域内温度由零上迅速降到零下时会导致冰胶结地面的热收缩形成裂缝（Plug and Werner，2001），在不同的环境条件下融水、矿物碎屑以及两者的组合会填充进裂缝从而形成冰楔、沙楔和复合楔，当区域处于变暖阶段，多边形中心由于热致变形导致在裂缝两侧形成脊线，多次循环后多边形呈现出被边缘脊包围的LC形态.随着冰的升华和多边形边缘的塌陷导致了脊线的退化以及多边形槽的填充，最终导致多边形中心变平和凸起，HC和LC的空间分布说明了扇形凹陷底部为沉积发育状态，而面向赤道斜坡上的多边形为退化状态（Séjourné et al.，2011）.

3.3.3　冲沟

冲沟是火星上一种较为年轻千米尺度的地貌类型，形成时间在数百万年，一般多形成于撞击坑壁等斜坡地形上，其主要结构包括碗状凹陷、运输通道和冲积扇（图13）.冲沟的分布范围与VFF地貌相似都处于中纬度区域，与LDM沉积关系密切，其在12%含有冰沉积撞击坑的内部出现.关于冲沟的形成原因有多种解释，Treiman （2003）认为冲沟的形成与干燥物质流动有关，但现在普遍认为通过不完全干燥的机制形成冲沟更为主流（Conway et al.，2019）；冲沟的形貌表现为类似水冲刷形成，一种可能的形成机制是富冰沉积覆盖层中的冰融化形成液态水，之后由水在斜坡上侵蚀形成冲沟（Christensen，2003；Milliken et al.，2003）；也有人认为冲沟的形成与CO₂升华过程中导致物质坡移作用有关（Hoffman，2002；Musselwhite et al.，2001）.在不同的气候条件下，包括冰、水、CO₂等不同的机制都可能导致冲沟的发育（Conway et al.，2018）.

3.4　地表暴露水冰

在火星中纬度区域除了冰川和浅地表水冰长期作用导致形成的地貌外，也存在一些直接暴露出火星表面且较为新鲜的含冰物质分布.Leighton and Murray （1966）提出了一个关于火星浅层冰的稳定性模型，该模型认为火星表面冰与大气中的水蒸气处于扩散平衡状态，当温度低且冰面年平均水蒸气密度小于或等于大气中的水蒸气时，冰可以稳定存在（Mellon et al.，2008b）.此模型预测冰在低纬度的地下很难存在，而随着纬度逐渐升高，浅层冰上的地表干燥层变得可以减小冰面的温度波动以及平均水蒸气含量，从而保存住地下冰.在纬度更高时由于温度相对更低会导致地下冰的埋藏深度变浅（Dundas et al.，2014）.随着对火星表面探测精度的提高，发现了越来越多浅层地表暴露冰的存在，比如“凤凰号”着陆器在多边形地貌分布区域挖掘发现的水冰物质（Mellon et al.，2009）（图14a）；一些小型撞击坑撞击刺穿地表覆盖层后将埋藏冰挖掘出来覆盖到溅射物覆盖层上或者产生临时暴露的冰（Byrne et al.，2009；Dundas et al.，2014）（图14b）；还有长数千米高数十米切割冰层的陡坎（Scarps），其内的冰为热压结形成，且冰层内部的岩石含量很低（Dundas et al.，2018）（图14c）.

3.4.1　“凤凰号”着陆区域

“凤凰号”着陆器为了探索火星高纬度地区地面冰的特征与分布，着陆在以冰成多边形地貌为主的高纬度区域内（234.2°E，68.2°N），其在着陆后通过挖掘的数十个沟渠复合体、推进器反推坑和周围多边形内部和槽等形态特征研究了区域内浅地表冰的地下分布情况.

“凤凰号”在着陆区松散的不含冰干燥土壤层下发现了大量的浅层地面冰分布，其平均深度为4.6 cm.目前的北部平原大气水蒸气丰度代表了过去100~1 000 a的状况（Mellon et al.，2009；Smith et al.，2009），根据区域内的冰面深度、坡度、热惯量和表面反射率，在现今大气水蒸气含量条件下表明，地下冰可以稳定存在，且含冰物质中冰胶结土占90%，被解释为在基质支撑的多孔土壤中经气相沉积形成的孔隙冰，根据周围多边形地貌的分布推测地下胶结冰可能分布在地下10~15 m深度范围内（Mellon et al.，2008a），浅色调冰沉积物占据挖掘出的另外一小部分地下冰，它们的形成方式可能与土壤冰分离出现的过剩冰有关（Mellon et al.，2009）.

3.4.2　暴露水冰的撞击坑

在火星的中高纬度区域通过火星背景相机（CTX，5~7 m/pixel）拍摄的高分辨率遥感影像解译发现几十个被挖掘出明亮似冰物质的小型撞击坑，它们多分布在火星北半球，从39°N到极区.遥感影像特征解译撞击坑内的冰可以在数月至数年的时间里保持明亮而后逐渐转为暗色调（Dundas et al.，2014）.

Byrne et al.（2009）利用CTX、HiRISE和CRISM图像与光谱数据在火星Utopia和Arcadia平原的中纬度区域识别和研究了5个暴露出地下冰的撞击坑，其直径为数米至数十米，内部挖掘出的物质具有水冰的明亮的遥感影像特征，且其光谱在1.25 μm、1.5 μm、2.0 μm具有冰的吸收特征.在通过几个月的时间对这些撞击坑区域进行成像对比后发现，区域内由于水冰升华导致颜色逐渐褪去，一处撞击坑的热模型显示分布的水冰不是土壤中的孔隙冰而是纯净冰（Byrne et al.，2009）.

Dundas et al.（2014）通过轨道器影像解译在50°N以上的暴露冰的撞击坑，一般分布在北部平原的广泛区域内；50°N以下的暴露冰的撞击坑则主要分布在与丘陵和台地相关的叶状坡裙上，并且撞击坑内的冰一般为过剩的纯净冰而不是孔隙冰.由于外部风力作用带动土壤以及尘埃迁移，导致撞击坑内部出露的冰的表面遥感反照率相对原始的更暗，且那些明亮的特征会不断地褪色和消失.

3.4.3　陡坎

火星上另一种可以暴露出地下浅层冰的地貌特征是陡坎，目前已经在南北纬55°附近发现了数十个出露冰的陡坎分布（Dundas et al.，2018， 2021）.Dundas et al.（2018）利用HiRISE数据对8个区域的陡坎进行观测，陡坎走向呈笔直分布，长度约为6 km，截面的坡度大多数为45°~50°，且截面在HiRISE增强彩色图像中呈现有蓝色物质分布，在CRISM光谱数据中显示陡坎截面具有1.25 μm、1.5 μm、2.0 μm处水冰的光谱吸收特征，说明此处有水冰或者含水矿物，并且该区域暴露的水冰厚度大于100 m （Dundas et al.，2018；Harish et al.，2020）.

陡坎内的冰最初存在于小于1~2 m深的冰胶结碎屑层下，随着陡坎的长期被侵蚀，逐渐暴露出浅层冰的横截面.陡坎内部包含的冰主要来源于火星自转轴高倾角时期被压实结晶的降雪与霜冻，且内部的冰具有大型的破裂层状结构，并呈现出粗糙分层的色带，这些富含冰沉积物的陡坎垂直结构记录了火星历史的冰沉积与气候历史情况（Dundas et al.，2018）.

3.5　火星水冰与气候变化

火星上的极地冰盖和中纬度水冰在早期随着气候改变具有不同的分布特征，其自转轴倾角、轨道倾角、轨道偏心率的变化都会导致全火星太阳辐射分布和季节气候产生改变，这些变化在火星极区和中低纬度区域的表面和地下水冰流动与分布中起到了主导作用（Byrne，2009）（图15）.在目前较低的倾角下极区冰盖可以稳定存在，而当倾角变大>30°时，两极的NPLD和SPLD沉积会接受到更多的阳光照射变得不稳定，在倾角为35°时冰会优先在中纬度区域稳定沉积，到达45°的高倾角时，冰可以在赤道区域稳定下来（Levrard et al.，2004， 2007；Forget et al.，2006；Madeleine et al.，2009）.

火星自转轴倾角的变化规律在历史上总体是难以反演的，Laskar et al.（2004）通过模型计算较为精确地约束了20 Ma内自转轴倾角的变化规律（图15a）.火星自转轴倾角在5~20 Ma前平均为35°，且以120 ka为周期在25°~45°之间变化；在400~5 Ma前自转轴倾角平均为25°，在较低倾角的状态下可能导致了极地冰盖的长期积累和中纬度水冰的减少（Levrard et al.，2007），该时期内约有30次变为中倾角的周期性偏移，这也会导致中高纬度不断出现短期的水冰物质沉积（Head et al.，2003）；最近的400 ka以来火星自转轴倾角相对变化不大，约为25°，在此期间极地冰盖稳定沉积，中纬度水冰整体处于损失状态（Levrard et al.，2007；Smith et al.，2016）.

4 火星冰下湖泊

火星的南极区域在由层状沉积（SPLD）组成的极地冰盖之下可能存在冰融化的液态湖泊（Orosei et al.，2018；Lauro et al.，2021）.在现今火星寒冷的地热条件下，会导致熔点降低的含盐水冰也无法持续稳定存在（Sori and Bramson，2019），而早期在对SPLD千米尺度的构造变形研究中发现有冰有广泛运动的痕迹，这说明了冰盖可能在温暖的条件下发生了局部的基底融化（Guallini et al.，2014），通过对利于南极冰盖融化的热流参数以及相关物理条件的研究，研究人员认为SPLD基底的融化需要较高异常的地温梯度，且该作用发生的时间在距今并不远的晚亚马逊纪（Hamilton et al.，2010；Sori and Bramson，2019）.

对火星冰下湖泊进行研究比较有效的手段是利用搭载在Mars Express探测器上的Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding （MARSIS）来进行探测，该设备可以探测到不同介质之间界面产生的明亮雷达反射，Plaut et al.（2007）最早利用MARSIS识别到了南极SPLD下方的明亮反射，Orosei et al.（2018）利用MARSIS在火星南极Ultimi Scopuli区域SPLD沉积单元下方发现的强烈雷达回波信号可能是由高介电常数物质导致的，反演计算解释该区域分布有一处约20 km宽的液态水层，并认为其由高浓度盐溶液组成.Lauro et al.（2021）利用更多MARSIS数据强化和印证了Ultimi Scopuli存在液态水的解释，同时认为在其周围也有一些其他的零散分布的潮湿区域，最终推测在SPLD底部可能广泛存在液态水分布.Arnold et al.（2019）认为冰下液态水的存在可能是由于局部地热导致温度升高基底融化，并根据冰层厚度和地形计算出了冰下潜水面.

也有一些观点认为强烈的雷达回波信号不一定是由液态水产生，产生信号的可能是由黏土、含金属矿物或含盐水冰等其他高介电常数物质（Tulaczyk and Foley，2020；Bierson et al.，2021；Smith et al.，2021）.对于明亮雷达回波的解释也有可能不是由介电常数物质的差异导致，有人认为是由于在SPLD底部可能存在水、CO₂以及低温的水合蒙皂石的薄层结构导致了同样的明亮雷达反射信号（Mouginot et al.，2009；Smith et al.，2021；Grima et al.，2022；Lalich et al.，2022）.

Li et al.（2022）利用天问一号任务中的祝融号火星车对Utopia平原南部浅地表结构进行的原位探地雷达探测数据，反演出了地下百米内的多层结构，其认为该区域雷达显示的间歇性水力驱动沉积可能是由于晚西方纪至亚马逊纪期间平原盆地内的沉积填充导致，虽然该区域地下80 m内没有发现水冰，但不排除存在含盐水冰的可能性.火星上的高盐液态水可能有利于微生物生命存在，未来更多对于该冰下湖泊的探测和研究可以对火星水环境、火星化学、天体生物学等研究提供帮助.

5 结论与展望

火星水冰的研究开始于地面望远镜对火星的观测，随着火星深空探测任务的活跃人们发现了越来越多的水冰相关地貌类型.火星上的水冰主要分布在南北极区表面和中纬度区域浅表层与地下，极区由于常年寒冷，水冰聚集在表面并不断沉积形成稳定冰盖，随着火星季节变化极区的冰盖随着温度改变也会发生分布范围的变化.当火星自转轴倾角增大时，极区冰盖由于受光照增多变得不稳定，中高纬度会进入寒冷的冰期，水冰通过降雪等外部作用沉积在中纬度并形成冰川，它的沉积、运移以及消退过程对火星表面进行改造形成冰川沉积地貌，主要包括了LVF、LDA和CCF等粘性流动地貌，也会形成覆盖中高纬度的LDM沉积.

中纬度水冰的沉积不仅可以由降雪过程形成过剩冰，也可以通过大气中水蒸气在碎屑孔隙中凝华形成孔隙冰，这两种富集冰的作用在火星表面及浅表层形成的冰会通过升华在冰期和间冰期形成水冰地貌，主要有扇形凹陷、多边形地貌和冲沟等类型，中纬度浅地表水冰也通过“凤凰号”挖掘、撞击坑和陡坎直接暴露出地表，中纬度水冰的形成与演化主要受由于自转轴倾角改变而导致气候的改变驱动，对其的研究有助于反演和约束火星气候的改变历史.

通过轨道雷达探测在火星南极区域地下深处发现了回波异常，对此存在两种主要的观点：一种是在南极区域下可能存在大型的液态水体，并推测水体的形成是由于南极冰盖基底的融化导致形成；另一种是雷达的探测结果可能是其他物质成分或特殊的地下结构导致.近年来最新结合遥感影像、光谱、中子探测和雷达数据的火星地下水冰测绘（SWIM）数据同化手段提供了更全面的水冰探测方法，在火星水冰研究上取得了显著的成果.

随着对火星上水冰研究的逐渐深入，不同类型的水冰地貌在形成机制与气候指示上都有很大的研究进展，但仍然存在一些问题，所以对于火星水冰的研究在未来需要在一些具体的方向上进一步发展和研究.

（1）火星上中纬度水冰和极地冰盖的研究都需要更全面和更高精度的数据来进行形貌和形成机制的研究.受制于高精度遥感影像覆盖范围较少，火星水冰地貌中的一些类型不能更深入地了解形貌与分布来约束形成机制与演化历史，通过更全面与更高精度的数据可以帮助一些形成机制具有争议的地貌开展进一步的研究，从而对火星水冰环境与气候演化更进一步了解.

（2）对于水冰的探测手段主要集中在遥感影像上，而对于利用光谱、雷达等影像开展研究则相对较少，这对于火星水冰的成分分析和随深度改变的梯度变化了解得较少，在未来可以结合交叉技术融合来加强水冰地貌的研究，从而实现更系统、更全面的分析研究.

（3）中纬度冰川和极地冰盖在火星全球的分布研究得较为详细，但是一些如扇形凹陷和多边形地貌除了典型区域的分布在其他区域的研究相对较少，缺乏全球性的研究，为加强对水冰地貌类型系统宏观的认识，更加全面地了解火星全球水冰环境的演化历史，可以开展对火星水冰地貌进行高精度的全球研究.

（4）在未来的火星采样返回任务中，对于水冰地貌进行实地探测研究，以及在典型区域获取样本返回地球研究，都可以帮助深入理解水冰地貌的演化历史，在火星表面放置探地雷达可以相对于轨道雷达获得更高精度的地下水冰结构数据，以期获得对火星水冰地貌的新认识.

（5）对火星全球水冰环境开展研究并建立知识图谱，以此来指导未来火星采样返回和载人登火等火星探测任务，为着陆点的选择以及科学地规划探测任务中巡视器的行驶路线等来奠定基础图谱支撑，从而实现高效的火星表面探测与研究.

参考文献

[1] Appéré,T.,Schmitt,B.,Langevin,Y.,et al.,2011.Winter and Spring Evolution of Northern Seasonal Deposits on Mars from OMEGA on Mars Express.Journal of Geophysical Research: Planets,116(E5):E05001.https://doi.org/10.1029/2010je003762

[2] Arfstrom,J.,Hartmann,W.K.,2005.Martian Flow Features,Moraine-Like Ridges,and Gullies:Terrestrial Analogs and Interrelationships.Icarus,174(2):321-335.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.05.026

[3] Arnold,N.S.,Conway,S.J.,Butcher,F.E.G.,et al.,2019.Modeled Subglacial Water Flow Routing Supports Localized Intrusive Heating as a Possible Cause of Basal Melting of Mars' South Polar Ice Cap.Journal of Geophysical Research:Planets,124(8):2101-2116.https://doi.org/10.1029/2019JE006061

[4] Arvidson,R.,Adams,D.,Bonfiglio,G.,et al.,2008.Mars Exploration Program 2007 Phoenix Landing Site Selection and Characteristics.Journal of Geophysical Research:Planets,113(E3):E00A03.https://doi.org/10.1029/2007JE003021

[5] Baker,D.M.H.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,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(1):186-209.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.11.017

[6] Bierson,C.J.,Tulaczyk,S.,Courville,S.W.,et al.,2021.Strong MARSIS Radar Reflections from the Base of Martian South Polar Cap may be Due to Conductive Ice or Minerals.Geophysical Research Letters,48(13):e2021GL093880.https://doi.org/10.1029/2021GL093880

[7] Brown,A.J.,Calvin,W.M.,Murchie,S.L.,2012.Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) North Polar Springtime Recession Mapping:First 3 Mars Years of Observations.Journal of Geophysical Research:Planets,117(E12):E00J20.https://doi.org/10.1029/2012JE004113

[8] Butcher,F.E.G.,2022.Water Ice at Mid-Latitudes on Mars.Oxford Research Encyclopedia of Planetary Science.Oxford University Press,Oxford.https://doi.org/10.1093/acrefore/9780190647926.013.239

[9] Butcher,F.E.G.,Conway,S.J.,Arnold,N.S.,2016.Are the Dorsa Argentea on Mars Eskers? Icarus,275:65-84.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2016.03.028

[10] Byrne,S.,2009.The Polar Deposits of Mars.Annual Review of Earth and Planetary Sciences,37:535-560.https://doi.org/10.1146/annurev.earth.031208.100101

[11] Byrne,S.,Dundas,C.M.,Kennedy,M.R.,et al.,2009.Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters.Science,325(5948):1674-1676.https://doi.org/10.1126/science.1175307

[12] Campbell,B.A.,Putzig,N.E.,Carter,L.M.,et al.,2013.Roughness and Near-Surface Density of Mars from SHARAD Radar Echoes.Journal of Geophysical Research:Planets,118(3):436-450.https://doi.org/10.1002/jgre.20050

[13] Cantor,B.A.,Wolff,M.J.,James,P.B.,et al.,1998.Regression of Martian North Polar Cap:1990—1997 Hubble Space Telescope Observations.Icarus,136(2):175-191.https://doi.org/10.1006/icar.1998.6020

[14] Carr,M.H.,2007.The Surface of Mars.Cambridge University Press,Cambridge.

[15] Carr,M.H.,Schaber,G.G.,1977.Martian Permafrost Features.Journal of Geophysical Research,82(28):4039-4054.https://doi.org/10.1029/JS082i028p04039

[16] Christensen,P.R.,2003.Formation of Recent Martian Gullies through Melting of Extensive Water-Rich Snow Deposits.Nature,422:45-48.https://doi.org/10.1038/nature01436

[17] Chuang,F.,Crown,D.,2005.Surface Characteristics and Degradational History of Debris Aprons in the Tempe Terra/Mareotis Fossae Region of Mars.Icarus,179(1):24-42.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2005.05.014

[18] Clark,B.R.,Mullin,R.P.,1976.Martian Glaciation and the Flow of Solid CO₂.Icarus,27(2):215-228.https://doi.org/10.1016/0019-1035(76)90005-1

[19] Clifford,S.M.,Crisp,D.,Fisher,D.A.,et al.,2000.The State and Future of Mars Polar Science and Exploration.Icarus,144(2):210-242.https://doi.org/10.1006/icar.1999.6290

[20] Conway,S.J.,Balme,M.R.,2014.Decameter Thick Remnant Glacial Ice Deposits on Mars.Geophysical Research Letters,41(15):5402-5409.https://doi.org/10.1002/2014GL060314

[21] Conway,S.J.,Butcher,F.E.G.,de Haas,T.,et al.,2018.Glacial and Gully Erosion on Mars:A Terrestrial Perspective.Geomorphology,318:26-57.https://doi.org/10.1016/j.geomorph.2018.05.019

[22] Conway,S.J.,de Haas,T.,Harrison,T.N.,2019.Martian Gullies:A Comprehensive Review of Observations,Mechanisms and Insights from Earth Analogues.Geological Society,London,Special Publications,467(1):7-66.https://doi.org/10.1144/sp467.14

[23] Costard,F.M.,Kargel,J.S.,1995.Outwash Plains and Thermokarst on Mars.Icarus,114(1):93-112.https://doi.org/10.1006/icar.1995.1046

[24] Dickson,J.L.,Head,J.W.,Fassett,C.I.,2012.Patterns of Accumulation and Flow of Ice in the Mid-Latitudes of Mars during the Amazonian.Icarus,219(2):723-732.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.03.010

[25] Dickson,J.L.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2010.Kilometer-Thick Ice Accumulation and Glaciation in the Northern Mid-Latitudes of Mars:Evidence for Crater-Filling Events in the Late Amazonian at the Phlegra Montes.Earth and Planetary Science Letters,294(3-4):332-342.https://doi.org/10.1016/j.epsl.2009.08.031

[26] Dundas,C.M.,Bramson,A.M.,Ojha,L.,et al.,2018.Exposed Subsurface Ice Sheets in the Martian Mid-Latitudes.Science,359(6372):199-201.https://doi.org/10.1126/science.aao1619

[27] Dundas,C.M.,Byrne,S.,McEwen,A.S.,et al.,2014.HiRISE Observations of New Impact Craters Exposing Martian Ground Ice.Journal of Geophysical Research:Planets,119(1):109-127.https://doi.org/10.1002/2013JE004482

[28] Dundas,C.M.,McEwen,A.S.,Chojnacki,M.,et al.,2017.Granular Flows at Recurring Slope Lineae on Mars Indicate a Limited Role for Liquid Water.Nature Geoscience,10:903-907.https://doi.org/10.1038/s41561-017-0012-5

[29] Dundas,C.M.,Mellon,M.T.,Conway,S.J.,et al.,2021.Widespread Exposures of Extensive Clean Shallow Ice in the Midlatitudes of Mars.Journal of Geophysical Research:Planets,126(3):e2020JE006617.https://doi.org/10.1029/2020je006617

[30] Fassett,C.I.,Levy,J.S.,Dickson,J.L.,et al.,2014.An Extended Period of Episodic Northern Mid-Latitude Glaciation on Mars during the Middle to Late Amazonian:Implications for Long-Term Obliquity History.Geology,42(9):763-766.https://doi.org/10.1130/g35798.1

[31] Fastook,J.L.,Head,J.W.,2014.Amazonian Mid- to High-Latitude Glaciation on Mars:Supply-Limited Ice Sources,Ice Accumulation Patterns,and Concentric Crater Fill Glacial Flow and Ice Sequestration.Planetary and Space Science,91:60-76.https://doi.org/10.1016/j.pss.2013.12.002

[32] Fastook,J.L.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2014.Formation of Lobate Debris Aprons on Mars:Assessment of Regional Ice Sheet Collapse and Debris-Cover Armoring.Icarus,228:54-63.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2013.09.025

[33] Feldman,W.C.,Prettyman,T.H.,Maurice,S.,et al.,2004.Global Distribution of Near-Surface Hydrogen on Mars.Journal of Geophysical Research:Planets,109(E9):E09006.https://doi.org/10.1029/2003JE002160

[34] Fenton,L.K.,Herkenhoff,K.E.,2000.Topography and Stratigraphy of the Northern Martian Polar Layered Deposits Using Photoclinometry,Stereogrammetry,and MOLA Altimetry.Icarus,147(2):433-443.https://doi.org/10.1006/icar.2000.6459

[35] Fisher,D.,2005.A Process to Make Massive Ice in the Martian Regolith Using Long-Term Diffusion and Thermal Cracking.Icarus,179(2):387-397.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2005.07.024

[36] Forget,F.,Haberle,R.M.,Montmessin,F.,et al.,2006.Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity.Science,311(5759):368-371.https://doi.org/10.1126/science.1120335

[37] Gatto,L.W.,Anderson,D.M.,1975. Alaskan Thermokarst Terrain and Possible Martian Analog. Science, 188(4185):255-7.https://doi.org/10.1126/science.188.4185.255

[38] Grima,C.,Mouginot,J.,Kofman,W.,et al.,2022.The Basal Detectability of an Ice-Covered Mars by MARSIS.Geophysical Research Letters,49(2):e2021GL096518.https://doi.org/10.1029/2021gl096518

[39] Guallini,L.,Rossi,A.P.,Lauro,S.E.,et al.,2014.“Unconformity-Bounded” Stratigraphic Units in the South Polar Layered Deposits (Promethei Lingula,Mars).In:Rocha,R.,Pais,J.,Kullberg,J.,et al.,eds..STRATI 2013.Springer Geology.Springer,Cham.https://doi.org/10.1007/978-3-319-04364-7_65

[40] Hamilton,C.W.,Fagents,S.A.,Wilson,L.,2010.Explosive Lava-Water Interactions in Elysium Planitia,Mars:Geologic and Thermodynamic Constraints on the Formation of the Tartarus Colles Cone Groups.Journal of Geophysical Research:Planets,115(E9):E09006.https://doi.org/10.1029/2009JE003546

[41] Harish,Vijayan,S.,Mangold,N.,et al.,2020.Water-Ice Exposing Scarps within the Northern Midlatitude Craters on Mars.Geophysical Research Letters,47(14):e2020GL089057.https://doi.org/10.1029/2020GL089057

[42] Hauber,E.,van Gasselt,S.,Chapman,M.G.,et al.,2008.Geomorphic Evidence for Former Lobate Debris Aprons at Low Latitudes on Mars:Indicators of the Martian Paleoclimate.Journal of Geophysical Research:Planets,113(E2):E02007.https://doi.org/10.1029/2007JE002897

[43] Hauber,E.,van Gasselt,S.,Ivanov,B.,et al.,2005.Discovery of a Flank Caldera and Very Young Glacial Activity at Hecates Tholus,Mars.Nature,434:356-361.https://doi.org/10.1038/nature03423

[44] Head,J.W.,Marchant,D.R.,Agnew,M.C.,et al.,2006a.Extensive Valley Glacier Deposits in the Northern Mid-Latitudes of Mars:Evidence for Late Amazonian Obliquity-Driven Climate Change.Earth and Planetary Science Letters,241(3/4):663-671.https://doi.org/10.1016/j.epsl.2005.11.016

[45] Head,J.W.,Nahm,A.L.,Marchant,D.R.,et al.,2006b.Modification of the Dichotomy Boundary on Mars by Amazonian Mid-Latitude Regional Glaciation.Geophysical Research Letters,33(8):L08S03.https://doi.org/10.1029/2005GL024360

[46] Head,J.W.,Marchant,D.R.,Dickson,J.L.,et al.,2010.Northern Mid-Latitude Glaciation in the Late Amazonian Period of Mars:Criteria for the Recognition of Debris-Covered Glacier and Valley Glacier Landsystem Deposits.Earth and Planetary Science Letters,294(3-4):306-320.https://doi.org/10.1016/j.epsl.2009.06.041

[47] Head,J.W.,Mustard,J.F.,Kreslavsky,M.A.,et al.,2003.Recent Ice Ages on Mars.Nature,426:797-802.https://doi.org/10.1038/nature02114

[48] Head,J.W.,Pratt,S.,2001.Extensive Hesperian-Aged South Polar Ice Sheet on Mars:Evidence for Massive Melting and Retreat,and Lateral Flow and Ponding of Meltwater.Journal of Geophysical Research:Planets,106(E6):12275-12299.https://doi.org/10.1029/2000je001359

[49] Herkenhoff,K.E.,Byrne,S.,Russell,P.S.,et al.,2007.Meter-Scale Morphology of the North Polar Region of Mars.Science,317(5845):1711-1715.https://doi.org/10.1126/science.1143544

[50] Herkenhoff,K..E.,Plaut,J.J.,2000.Surface Ages and Resurfacing Rates of the Polar Layered Deposits on Mars.Icarus,144(2):243-253.https://doi.org/10.1006/icar.1999.6287

[51] Hoffman,N.,2002.Active Polar Gullies on Mars and the Role of Carbon Dioxide.Astrobiology,2(3):313-323.https://doi.org/10.1089/153110702762027899

[52] Holt,J.W.,Safaeinili,A.,Plaut,J.J.,et al.,2008.Radar Sounding Evidence for Buried Glaciers in the Southern Mid-Latitudes of Mars.Science,322(5905):1235-1238.https://doi.org/10.1126/science.1164246

[53] Hubbard,B.,Milliken,R.E.,Kargel,J.S.,et al.,2011.Geomorphological Characterisation and Interpretation of a Mid-Latitude Glacier-Like Form:Hellas Planitia,Mars.Icarus,211(1):330-346.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2010.10.021

[54] Jaumann,R.,Neukum,G.,Behnke,T.,et al.,2007.The High-Resolution Stereo Camera (HRSC) Experiment on Mars Express:Instrument Aspects and Experiment Conduct from Interplanetary Cruise through the Nominal Mission.Planetary and Space Science,55(7-8):928-952.https://doi.org/10.1016/j.pss.2006.12.003.

[55] Jing,H.M.,Zhang,H.,Li,H.,et al.,2011.Parallel Numerical Analysis on the Rheology of the Martian Ice-Rock Mixture.Journal of Earth Science,22(2):176-181.https://doi.org/10.1007/s12583-011-0170-0

[56] Kadish,S.J.,Head,J.W.,2011.Preservation of Layered Paleodeposits in High-Latitude Pedestal Craters on Mars.Icarus,213(2):443-450.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2011.03.029

[57] Kadish,S.,Head,J.,Parsons,R.,et al.,2008.The Ascraeus Mons Fan-Shaped Deposit:Volcano–Ice Interactions and the Climatic Implications of Cold-Based Tropical Mountain Glaciation.Icarus,197(1):84-109.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2008.03.019

[58] Khuller,A.R.,Christensen,P.R.,2021.Evidence of Exposed Dusty Water Ice within Martian Gullies.Journal of Geophysical Research:Planets,126(2):e2020JE006539.https://doi.org/10.1029/2020je006539

[59] Kieffer,H.H.,Chase,S.C.,Martin,T.Z.,et al.,1976.Martian North Pole Summer Temperatures:Dirty Water Ice.Science,194(4271):1341-1344.https://doi.org/10.1126/science.194.4271.1341

[60] Kieffer,H.H.,Christensen,P.R.,Titus,T.N.,2006.CO₂ Jets Formed by Sublimation beneath Translucent Slab Ice in Mars’ Seasonal South Polar Ice Cap.Nature,442:793-796.https://doi.org/10.1038/nature04945

[61] Kolb,E.J.,Tanaka,K.L.,2001.Geologic History of the Polar Regions of Mars Based on Mars Global Surveyor Data II.Amazonian Period.Icarus,154(1):22-39.https://doi.org/10.1006/icar.2001.6676

[62] Kostama,V.P.,Kreslavsky,M.A.,Head,J.W.,2006.Recent High-Latitude Icy Mantle in the Northern Plains of Mars:Characteristics and Ages of Emplacement.Geophysical Research Letters,33(11):L11201.https://doi.org/10.1029/2006GL025946

[63] Krasilnikov,S.S.,Kuzmin,R.O.,Evdokimova,N.A.,2018.Remnant Massifs of Layered Deposits at High Northern Latitudes of Mars.Solar System Research,52(1):26-36.https://doi.org/10.1134/S0038094617060065

[64] Lalich,D.E.,Hayes,A.G.,Poggiali,V.,2022.Explaining Bright Radar Reflections below the South Pole of Mars without Liquid Water.Nature Astronomy,6:1142-1146.https://doi.org/10.1038/s41550-022-01775-z

[65] Langevin,Y.,Poulet,F.,Bibring,J.P.,et al.,2005.Summer Evolution of the North Polar Cap of Mars as Observed by OMEGA/Mars Express.Science,307(5715):1581-1584.https://doi.org/10.1126/science.1109438

[66] Laskar,J.,Correia,A.C.M.,Gastineau,M.,et al.,2004.Long Term Evolution and Chaotic Diffusion of the Insolation Quantities of Mars.Icarus,170(2):343-364.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.04.005

[67] Lauro,S.E.,Pettinelli,E.,Caprarelli,G.,et al.,2021.Multiple Subglacial Water Bodies below the South Pole of Mars Unveiled by New MARSIS Data.Nature Astronomy,5:63-70.https://doi.org/10.1038/s41550-020-1200-6

[68] Lefort,A.,Russell,P.S.,Thomas,N.,et al.,2009.Observations of Periglacial Landforms in Utopia Planitia with the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE).Journal of Geophysical Research:Planets,114(E4):E04005.https://doi.org/10.1029/2008je003264

[69] Lefort,A.,Russell,P.S.,Thomas,N.,2010.Scalloped Terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae Region of Mars as Observed by HiRISE.Icarus,205(1):259-268.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.06.005

[70] Leighton,R.B.,Murray,B.C.,1966.Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars.Science,153(3732):136-144.https://doi.org/10.1126/science.153.3732.136

[71] Levrard,B.,Forget,F.,Montmessin,F.,et al.,2004.Recent Ice-Rich Deposits Formed at High Latitudes on Mars by Sublimation of Unstable Equatorial Ice during Low Obliquity.Nature,431:1072-1075.https://doi.org/10.1038/nature03055

[72] Levrard,B.,Forget,F.,Montmessin,F.,et al.,2007.Recent Formation and Evolution of Northern Martian Polar Layered Deposits as Inferred from a Global Climate Model.Journal of Geophysical Research:Planets,112(E6):E06012.https://doi.org/10.1029/2006JE002772

[73] Levy,J.,Head,J.,Marchant,D.,2009a.Thermal Contraction Crack Polygons on Mars:Classification,Distribution,and Climate Implications from HiRISE Observations.Journal of Geophysical Research:Planets,114(E1):E01007.https://doi.org/10.1029/2008je003273

[74] Levy,J.S.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2009b.Concentric Crater Fill in Utopia Planitia:History and Interaction between Glacial “Brain Terrain” and Periglacial Mantle Processes.Icarus,202(2):462-476.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.02.018

[75] Levy,J.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2010.Concentric Crater Fill in the Northern Mid-Latitudes of Mars:Formation Processes and Relationships to Similar Landforms of Glacial Origin.Icarus,209(2):390-404.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2010.03.036

[76] Levy,J.S.,Fassett,C.I.,Head,J.W.,et al.,2014.Sequestered Glacial Ice Contribution to the Global Martian Water Budget:Geometric Constraints on the Volume of Remnant,Midlatitude Debris-Covered Glaciers.Journal of Geophysical Research:Planets,119(10):2188-2196.https://doi.org/10.1002/2014JE004685

[77] Li,C.,Zheng,Y.K.,Wang,X.,et al.,2022.Layered Subsurface in Utopia Basin of Mars Revealed by Zhurong Rover Radar.Nature,610:308-312.https://doi.org/10.1038/s41586-022-05147-5

[78] Li,H.,Robinson,M.S.,Jurdy,D.M.,2005.Origin of Martian Northern Hemisphere Mid-Latitude Lobate Debris Aprons.Icarus,176(2):382-394.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2005.02.011

[79] Liu,Y.,Liu,Z.H.,Wu,X.,et al.,2021.Evolution of Water Environment on Mars.Acta Geologica Sinica,95(9):2725-2741 (in Chinese with English abstract).

[80] Lucchitta,B.K.,1981.Mars and Earth:Comparison of Cold-Climate Features.Icarus,45(2):264-303.https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90035-x

[81] Lucchitta,B.K.,1984.Ice and Debris in the Fretted Terrain,Mars.Journal of Geophysical Research:Solid Earth,89(S02):B409-B418.https://doi.org/10.1029/JB089iS02p0B409

[82] Madeleine,J.B.,Forget,F.,Head,J.W.,et al.,2009.Amazonian Northern Mid-Latitude Glaciation on Mars:A Proposed Climate Scenario.Icarus,203(2):390-405.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.04.037

[83] Madeleine,J.B.,Head,J.W.,Forget,F.,et al.,2014.Recent Ice Ages on Mars:The Role of Radiatively Active Clouds and Cloud Microphysics.Geophysical Research Letters,41(14):4873-4879.https://doi.org/10.1002/2014GL059861

[84] Malin,M.C.,Edgett,K.S.,2001.Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera:Interplanetary Cruise through Primary Mission.Journal of Geophysical Research:Planets,106(E10):23429-23570.https://doi.org/10.1029/2000je001455

[85] Mangold,N.,2003.Geomorphic Analysis of Lobate Debris Aprons on Mars at Mars Orbiter Camera Scale:Evidence for Ice Sublimation Initiated by Fractures.Journal of Geophysical Research:Planets,108(E4):8021.https://doi.org/10.1029/2002JE001885

[86] Mangold,N.,Maurice,S.,Feldman,W.C.,et al.,2004.Spatial Relationships between Patterned Ground and Ground Ice Detected by the Neutron Spectrometer on Mars.Journal of Geophysical Research:Planets,109(E8):E08001.https://doi.org/10.1029/2004je002235

[87] Mattei,E.,Pettinelli,E.,Lauro,S.E.,et al.,2022.Assessing the Role of Clay and Salts on the Origin of MARSIS Basal Bright Reflections.Earth and Planetary Science Letters,579:117370.https://doi.org/10.1016/j.epsl.2022.117370

[88] McGill,G.E.,Hills,L.S.,1992.Origin of Giant Martian Polygons.Journal of Geophysical Research:Planets,97(E2):2633-2647.https://doi.org/10.1029/91JE02863

[89] Mellon,M.T.,Arvidson,R.E.,Marlow,J.J.,et al.,2008a.Periglacial Landforms at the Phoenix Landing Site and the Northern Plains of Mars.Journal of Geophysical Research:Planets,113(E3):E00A23.https://doi.org/10.1029/2007JE003039

[90] Mellon,M.T.,Boynton,W.V.,Feldman,W.C.,et al.,2008b.A Prelanding Assessment of the Ice Table Depth and Ground Ice Characteristics in Martian Permafrost at the Phoenix Landing Site.Journal of Geophysical Research:Planets,113(E3):E00A25.https://doi.org/10.1029/2007je003067

[91] Mellon,M.T.,Arvidson,R.E.,Sizemore,H.G.,et al.,2009.Ground Ice at the Phoenix Landing Site:Stability State and Origin.Journal of Geophysical Research:Planets,114(E1):E00E07.https://doi.org/10.1029/2009je003417

[92] Milkovich,S.M.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2006.Debris-Covered Piedmont Glaciers along the Northwest Flank of the Olympus Mons Scarp:Evidence for Low-Latitude Ice Accumulation during the Late Amazonian of Mars.Icarus,181(2):388-407.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2005.12.006

[93] Milliken,R.E.,Mustard,J.F.,Goldsby,D.L.,2003.Viscous Flow Features on the Surface of Mars:Observations from High-Resolution Mars Orbiter Camera (MOC) Images.Journal of Geophysical Research:Planets,108(E6):5057.https://doi.org/10.1029/2002je002005

[94] Mischna,M.A.,Richardson,M.I.,Wilson,R.J.,et al.,2003.On the Orbital Forcing of Martian Water and CO₂ Cycles:A General Circulation Model Study with Simplified Volatile Schemes.Journal of Geophysical Research:Planets,108(E6):5062.https://doi.org/10.1029/2003je002051

[95] Morgan,G.A.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,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 Episodicity of Amazonian Glacial Events.Icarus,202(1):22-38.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.02.017

[96] Morgan,G.A.,Putzig,N.E.,Perry,M.R.,et al.,2021.Availability of Subsurface Water-Ice Resources in the Northern Mid-Latitudes of Mars.Nature Astronomy,5:230-236.https://doi.org/10.1038/s41550-020-01290-z

[97] Mouginot,J.,Kofman,W.,Safaeinili,A.,et al.,2009.MARSIS Surface Reflectivity of the South Residual Cap of Mars.Icarus,201(2):454-459.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.01.009

[98] Mouginot,J.,Pommerol,A.,Kofman,W.,et al.,2010.The 3-5 MHz Global Reflectivity Map of Mars by MARSIS/Mars Express:Implications for the Current Inventory of Subsurface H₂O.Icarus,210(2):612-625.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2010.07.003

[99] Musselwhite,D.S.,Swindle,T.D.,Lunine,J.I.,2001.Liquid CO₂ Breakout and the Formation of Recent Small Gullies on Mars.Geophysical Research Letters,28(7):1283-1285.https://doi.org/10.1029/2000GL012496

[100] Mustard,J.F.,Cooper,C.D.,Rifkin,M.K.,2001.Evidence for Recent Climate Change on Mars from the Identification of Youthful Near-Surface Ground Ice.Nature,412:411-414.https://doi.org/10.1038/35086515

[101] Mutch,T.A.,Arvidson,R.E.,Binder,A.B.,et al.,1977.The Geology of the Viking Lander 2 Site.Journal of Geophysical Research,82(28):4452-4467.https://doi.org/10.1029/JS082i028p04452

[102] Ng,F.S.L.,Zuber,M.T.,2006.Patterning Instability on the Mars Polar Ice Caps.Journal of Geophysical Research:Planets,111(E2):E02005.https://doi.org/10.1029/2005je002533

[103] Orosei,R.,Lauro,S.E.,Pettinelli,E.,et al.,2018.Radar Evidence of Subglacial Liquid Water on Mars.Science,361(6401):490-493.https://doi.org/10.1126/science.aar7268

[104] Pathare,A.V.,Feldman,W.C.,Prettyman,T.H.,et al.,2018.Driven by Excess? Climatic Implications of New Global Mapping of Near-Surface Water-Equivalent Hydrogen on Mars.Icarus,301:97-116.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2017.09.031

[105] Pierce,T.L.,Crown,D.A.,2003.Morphologic and Topographic Analyses of Debris Aprons in the Eastern Hellas Region,Mars.Icarus,163(1):46-65.https://doi.org/10.1016/s0019-1035(03)00046-0

[106] Plaut,J.J.,Picardi,G.,Safaeinili,A.,et al.,2007.Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars.Science,316(5821):92-95.https://doi.org/10.1126/science.1139672

[107] Plaut,J.J.,Safaeinili,A.,Holt,J.W.,et al.,2009.Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars.Geophysical Research Letters,36(2):L02203.https://doi.org/10.1029/2008GL036379

[108] Plug,L.J.,Werner,B.T.,2001.Fracture Networks in Frozen Ground.Journal of Geophysical Research:Solid Earth,106(B5):8599-8613.https://doi.org/10.1029/2000jb900320

[109] Schon,S.C.,Head,J.W.,Fassett,C.I.,2012.Recent High-Latitude Resurfacing by a Climate-Related Latitude-Dependent Mantle:Constraining Age of Emplacement from Counts of Small Craters.Planetary and Space Science,69(1):49-61.https://doi.org/10.1016/j.pss.2012.03.015

[110] Séjourné,A.,Costard,F.,Gargani,J.,et al.,2011.Scalloped Depressions and Small-Sized Polygons in Western Utopia Planitia,Mars:A New Formation Hypothesis.Planetary and Space Science,59(5-6):412-422.https://doi.org/10.1016/j.pss.2011.01.007

[111] Séjourné,A.,Costard,F.,Swirad,Z.M.,et al.,2019.Grid Mapping the Northern Plains of Mars:Using Morphotype and Distribution of Ice-Related Landforms to Understand Multiple Ice-Rich Deposits in Utopia Planitia.Journal of Geophysical Research:Planets,124(2):483-503.https://doi.org/10.1029/2018je005665

[112] Sharp,R.P.,1973.Mars:Fretted and Chaotic Terrains.Journal of Geophysical Research,78(20):4073-4083.https://doi.org/10.1029/JB078i020p04073

[113] Shean,D.E.,2010.Candidate Ice-Rich Material within Equatorial Craters on Mars.Geophysical Research Letters,37(24):L24202.https://doi.org/10.1029/2010GL045181

[114] Shean,D.E.,Head,J.W.III,Fastook,J.L.,et al.,2007.Recent Glaciation at High Elevations on Arsia Mons,Mars:Implications for the Formation and Evolution of Large Tropical Mountain Glaciers.Journal of Geophysical Research:Planets,112(E3):E03004.https://doi.org/10.1029/2006JE002761

[115] Shean,D.E.,Head,J.W.,Marchant,D.R.,2005.Origin and Evolution of a Cold-Based Tropical Mountain Glacier on Mars:The Pavonis Mons Fan-Shaped Deposit.Journal of Geophysical Research:Planets,110(E5):E05001.https://doi.org/10.1029/2004je002360

[116] Sizemore,H.G.,Zent,A.P.,Rempel,A.W.,2015.Initiation and Growth of Martian Ice Lenses.Icarus,251:191-210.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.04.013

[117] Smith,I.B.，2022.A Retrospective on Mars Polar Ice and Climate.Oxford University Press,Oxford.

[118] Smith,I.B.,Lalich,D.E.,Rezza,C.,et al.,2021.A Solid Interpretation of Bright Radar Reflectors under the Mars South Polar Ice.Geophysical Research Letters,48(15):e2021GL093618.https://doi.org/10.1029/2021GL093618

[119] Smith,I.B.,Putzig,N.E.,Holt,J.W.,et al.,2016.An Ice Age Recorded in the Polar Deposits of Mars.Science,352(6289):1075-1078.https://doi.org/10.1126/science.aad6968

[120] Smith,P.H.,Tamppari,L.K.,Arvidson,R.E.,et al.,2009.H₂O at the Phoenix Landing Site.Science,325(5936):58-61.https://doi.org/10.1126/science.1172339

[121] Soderblom,L.A.,Kreidler,T.J.,Masursky,H.,1973.Latitudinal Distribution of a Debris Mantle on the Martian Surface.Journal of Geophysical Research,78(20):4117-4122.https://doi.org/10.1029/jb078i020p04117

[122] Sori,M.M.,Bramson,A.M.,2019.Water on Mars,with a Grain of Salt:Local Heat Anomalies are Required for Basal Melting of Ice at the South Pole Today.Geophysical Research Letters,46(3):1222-1231.https://doi.org/10.1029/2018GL080985.

[123] Squyres,S.W.,1978.Martian Fretted Terrain:Flow of Erosional Debris.Icarus,34(3):600-613.https://doi.org/10.1016/0019-1035(78)90048-9

[124] Squyres,S.W.,1979.The Distribution of Lobate Debris Aprons and Similar Flows on Mars.Journal of Geophysical Research:Solid Earth,84(B14):8087-8096.https://doi.org/10.1029/JB084iB14p08087

[125] Squyres,S.W.,Carr,M.H.,1986.Geomorphic Evidence for the Distribution of Ground Ice on Mars.Science,231(4735):249-252.https://doi.org/10.1126/science.231.4735.249

[126] Tanaka,K.,Rodriguez,J.,Skinnerjr,J.,et al.,2008.North Polar Region of Mars:Advances in Stratigraphy,Structure,and Erosional Modification.Icarus,196(2):318-358.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2008.01.021

[127] Titus,T.N.,Kieffer,H.H.,Christensen,P.R.,2003.Exposed Water Ice Discovered near the South Pole of Mars.Science,299(5609):1048-1051.https://doi.org/10.1126/science.1080497

[128] Treiman,A.H.,2003.Geologic Settings of Martian Gullies:Implications for Their Origins.Journal of Geophysical Research:Planets,108(E4):8031.https://doi.org/10.1029/2002je001900

[129] Tulaczyk,S.M.,Foley,N.T.,2020.The Role of Electrical Conductivity in Radar Wave Reflection from Glacier Beds.The Cryosphere,14(12):4495-4506.https://doi.org/10.5194/tc-14-4495-2020

[130] Wagstaff,K.L.,Titus,T.N.,Ivanov,A.B.,et al.,2008.Observations of the North Polar Water Ice Annulus on Mars Using THEMIS and TES.Planetary and Space Science,56(2):256-265.https://doi.org/10.1016/j.pss.2007.08.008

[131] Warner,N.H.,Gupta,S.,Calef,F.,et al.,2015.Minimum Effective Area for High Resolution Crater Counting of Martian Terrains.Icarus,245:198-240.https://doi.org/10.1016/j.icarus.2014.09.024

[132] Xiao,L.,2022.What Geological Habitability Evolution did Mars Undergo？ Earth Science,47(10):3792-3793 (in Chinese).

[133] Xiao,L.,2023.Evolution of the Geological Environment and Exploration for Life on Mars.Journal of Earth Science,34(5):1626-1628.https://doi.org/10.1007/s12583-023-1929-7

[134] Zhao,J.N.,Shi,Y.T.,Zhang,M.J.,et al.,2021.Advances in Martian Water-Related Landforms.Acta Geologica Sinica,95(9):2755-2768 (in Chinese with English abstract).

基金资助

国家重点研发计划(2019YFE0123300)

国家自然科学基金面上项目(42072337)

国家自然科学基金青年基金(42202263)

中国博士后科学基金(2022M720144)