火星及其環境

歐陽自遠，肖福根

（1.中國科學院 地球化學研究所，貴陽 550002；2.北京衛星環境工程研究所，北京 100094）

0 引言

從距離太陽由近至遠的角度而言，火星是太陽系中第4個行星。火星軌道的外側鄰近的是小行星帶和木星，內側最靠近它的行星是地球。由于火星與地球的某些物理特性類似以及其獨特的地形地貌，引起了人類對火星探測的濃厚興趣。迄今為止，人類執行了40多次火星飛行探測任務，取得了大量的探測成果[1]。

火星究竟是一顆什么樣的星球？有許多出版物結合火星探測的成果系統地介紹了火星。美國NASA于1969年出版的《火星之書》（The Book of Mars）綜合地介紹了火星，書中列出了大量的火星數據，是火星探測實施初期的指南。美國普林斯頓大學于1976年出版了《火星地質學》（The Geology of Mars），書中收集了“水手九號”探測任務的成果。美國海軍天文觀測臺于1980年發布的《美國天文年歷和航海年歷》（American Ephemeris and Nautical Almanac）列出了火星特性數據。美國地球物理學研究期刊《Journal of Geophysical Research》不定期地刊載火星飛行探測及地面研究成果。

作者通過資料調研，將收集到的火星及其環境數據整理出來，以供從事火星探測的科研人員作參考。

1 火星周邊的小游星及火星的衛星

1）小游星

在火星和木星之間的星際空間中，即在距太陽2.8 AU處約有500000塊巖石繞太陽旋轉，其中尺寸最大的是直徑1000 km的Ceres小行星，最小的只有沙粒般大小。

2）火星的衛星

火星有2顆衛星——Phobos和Deimos，它們的特性參數如表1所示[2]。Phobos距離火星約9300 km，Deimos距離火星約23500 km。當火星自轉時，這2個衛星也以相同的方向繞火星旋轉。

Phobos衛星的軌道正好位于火星洛希極限（Roche limit：指衛星運行軌道與主星之間的理論臨界距離，此處衛星是火星，主星是太陽）的外側、靜止軌道（類似于地球靜止軌道）的內側。站在火星表面可以看到Phobos從西邊升起、又從東邊降落，在軌道上其幾何形狀對火星的陰影角為12′（而月球-地球的陰影角為30′）。探測發現Phobos的表面坑化嚴重，有兩個最大的坑：Stickney和Hall坑，它們的直徑分別為10 km和5km。

Deimos衛星的軌道正好在靜止軌道的外側，其表面也坑化嚴重。有證據表明這兩顆衛星上存在約5km厚的風化層。

表1 Phobos和Deimos的特性參數Table 1 Characteristic parameters of Phobos and Deimos

2 火星的組成及特性參數

2.1 火星的結構

火星的內部構造主要由火星殼、火星幔和火星核組成。火星殼位于火星結構的最外層，其厚度約為10～50 km。火星核位于火星結構最內層，其半徑約為1500 km，是一個由鐵、鎳成分構成的核。火星幔位于火星殼和火星核之間，其厚度或深度達2000 km，靠近火星殼一端主要由橄欖石、輝石、石榴石等組成；靠近火星核一端主要由尖晶石、鎂鐵榴石等組成。基于火星表面的火山噴發特征，認為火星核曾經為熔化狀態。根據火山噴發特征這個證據，有人對火星內核的尺寸進行了估算：在半徑小于0.4RM（RM為火星半徑）的區域為純Fe內核；在半徑大于0.4RM且小于0.6RM的區域為純FeS層。火星的形狀中心或輪廓中心位于（272°W, 62°S）點，偏離其質心位置2.5km。

2.2 火星重力場

火星的質量為6.578×1023kg，約為地球質量的11%。火星表面的平均重力加速度為372.52 cm·s-2，相當于地球表面平均重力加速度的38%。和其他行星一樣，火星的質量分布也存在不均勻現象，由此導致火星重力場的異常，這種異常對火星軌道上飛行航天器的控制來說是一個擾動。為此，需要開展火星重力場的研究。

行星重力場的描述模型常用球諧函數表示，而階數為12×12的火星重力場模型曾發表于《Journal of Geophysics Research》雜志[3]。

表2列出了階數為6×6的火星重力場歸一化球諧函數的系數。除了非常特殊的場合需要用到其他系數之外，一般情況只需用到C20和C22兩個系數。

表2 火星重力場歸一化球諧函數的系數Table 2 Coefficients of normalized spherical functions for the Mars’ gravity field

2.3 火星的物理參數

地球至太陽的距離為1.5×108km，稱之為一個天文單位（AU）；而火星至太陽的距離為2.49×108km。火星自轉1周的時間是24 h37 min，其軌道面和赤道面的夾角是25°11′，有一個類似于地球的內部構造[1]。

火星及其軌道的特性參數分別見表3[4]和表4[4]。

表3 火星的特性參數Table 3 Characteristic parameters of the Mars

續表3

表4 火星軌道特性參數Table 4 Orbit parameters of the Mars

太陽、地球與火星在空間的相對位置關系是變化的，從一個太陽沖（opposition）到另一個太陽沖，將影響探測器的發射窗口。所謂太陽沖是指地球位于太陽與火星連線之間；所謂太陽合是指太陽位于地球與火星連線之間。

另外還需要強調的是：由于火星存在以105年為周期的振蕩，旋轉軸的傾斜角和軌道偏心率在整個地質時期發生了很大變化，傾斜角的變化范圍為10.8°～38°；軌道偏心率的變化范圍為0.004～0.141。表4中旋轉軸傾斜角和軌道偏心率的數據給出的參照時間為1980年左右。

3 火星表面形貌特征

火星表面嚴重坑化，形貌特征的多樣性很豐富，有高山、峽谷、大坑、小坑、盾形火山、河床、平地等，起伏跌宕，變化很大；表面嚴重風化，有各種沙丘；另外還有獨特的極地形貌。

火星的南北半球形貌特征有很大差異，北半球地勢比較平坦，南半球地勢變化巨大，絕大多數形貌特征分布在南半球。在火星的赤道南北附近，地勢更加陡峭，巨大凸起的形貌特征多聚集在該區域。

3.1 火星坑及坑地形

火星表面有大量的火星坑，在南北半球的分布很不均勻：南半球的2/3區域坑化嚴重，絕大多數大坑集中分布在南半球；而北半球的火星坑較少，其1/3區域上的火星坑相對較淺，意味著這些火星坑比較年輕。火星的多坑形貌特征，主要歸因于撞擊、火山和與水冰活動相關等各個過程相互作用的結果。火星坑不如月球坑那樣陡峭，但相當豐滿，意味著在火星上存在嚴重的風侵蝕。

1）南半球火星坑的特征

火星上最大的撞擊坑是位于南半球的Hellas Planitia盆地，其中心位于（290°W, 40°S）。該盆地的直徑為1600 km，平均深度為6 km，最低點深度達10 km之多。Hellas Planitia的形狀近似為一個圓形，無疑是一個撞擊原始坑，可能由于風蝕原因，有些特征已嚴重退化。位于南半球（40°W, 50°S）點處有一個大型撞擊坑即Argyre Planitia盆地，其特征類似于Hellas Planitia盆地。

另外，還有許多中型（直徑小于100 km）的火星坑，這些坑具有比較獨特的特征。可以看到這些坑上有噴射物覆蓋層，而這些噴射物明顯不同于月球或水星上的。噴射物覆蓋層為層狀結構，每層的外邊緣都有凸起的壁壘或山脊，稱其為壁壘坑。這些壁壘坑的形成原因是坑形成之后噴射物呈徑向噴射流出所致，或可能是由火星表面冰或永久凍結帶溶化后水沖刷所致。表5列出了已編號的坑徑小于1 km的部分火星坑[5]。

嚴重坑化的南半球形貌已演變成混亂無序的、銳蝕的、多丘陵的地形。表面分布著大量無規則形狀的、擁擠不堪的凸起石堆，如圖1所示。據當前理論推斷，混亂無序的地形可能是次表面冰層融化之后地面發生塌陷所致。

在坑致密的高地和坑稀疏的洼地的交界處有銳蝕地形，在銳蝕地形和坑稀少的平地之間的過渡區可以看到丘陵地形。有人認為這種形貌特征的成因是火星塵的風蝕作用所導致的復雜凸起。

表5 坑徑小于1km的部分火星坑及其估計年齡Table 5 A list of Martian craters with a diameter less than 1 km and their estimated ages

圖1 火星混亂無序的表面形貌Fig.1 Irregular terrain of the Martian surface

2）北半球火星坑的特征

除了北半球赤道附近有顯著的形貌特征之外，其他北緯地區地勢平坦，火星坑相對較少。在北緯30°～70 °地區發現了一種奇特的形貌特征，即圓臺式的火星坑。該類火星坑一般由一個不高的近似圓形平臺所包圍，據認為是坑的平臺因受到噴射物覆蓋層的保護而不被風蝕的結果。在北半球地區到處可看到這種形貌特征，它們相當古老，約有30億～40億年的歷史。

3）火星坑的分布統計

坑的分布與其尺寸相關。圖2所示的是一個雙統計模式的坑分布，圖中的直線代表的是直徑大于5km的坑分布，折線代表的是直徑較小的坑分布。圖3所示的是“海盜一號”和“海盜二號”著陸場的凸起石堆統計分布[6]。

圖2 火星坑的雙統計模式分布Fig.2 Bimodal crater distributions on the Mars

圖3 “海盜一號、二號”著陸場采樣區的巖石尺寸分布Fig.3 Distributions of rocks in sampling field of Viking-1 and Viking-2 landing sites

3.2 高地/山和峽谷[5]

1）高地/山

與地球相比，目前的火星處于地震不活動期，但仍看到大量的地質證據證明火星過去的地質活動情況，最明顯的證據是高地。其中最著名的是中心位于（101°W, 14°S）點處的Tharsis Bulge高地，其面積約占據著整個火星表面的1/4，近似圓形特征，高地的最高點達11 km（高于火星地平面）。在高地的頂端可以看到大量的大型盾形火山，其周圍是呈放射狀的斷層。這些斷層也保留著火星最古老的地質信息，由此可以推斷Tharsis Bulge高地是形成于火星地質年代的早期。另一個著名的高地是Elysium Bulge高地。

2）峽谷

峽谷是火星表面的另一個顯著特征。在赤道區域有一巨大的峽谷即Valles Marineris大峽谷，非常陡峭，從Tharsis Bulge高地的腳下向南延伸，長度達4500 km，寬度達600 km，深度為7 km之多。峽谷中有斷層懸崖，但沒有侵蝕堆積物，似乎可以證明峽谷的形成與地質斷層作用相關，或與Tharsis Bulge高地的形成相關。

3.3 火山[5]

火星上有許多火山特征。大型盾形火山主要聚集在Tharsis Bulge高地和Elysium Bulge高地。其中最大的火山為位于（133°W, 18°N）的Olympus Mons火山，其寬度達500～600 km，高度比周圍的平原高出22 km，比火星地平面高出27 km。在Tharsis Bulge高地還有Arisia Mons、Pavonis Mons和Ascraeus Mons 3個大型盾形火山，它們的平均高度約為6 km，平均直徑約為700 km。

而在Elysium Bulge高地上也有Elysium Mons、Hecates Thalus和Albor Thalus 3座火山，其中最大的火山為Elysium Mons，高度為14 km，寬度為170 km，其側面非常陡峭（斜坡角度達到78°～80°）。

3.4 河道

火星表面可看見許多河道形貌，似有河流沖刷的痕跡，如圖4所示。河道特征主要有銳蝕、溢流和沖刷3種。這些河道的形成原因可能是地質斷層，或火山熔巖流、風蝕，或者火星過去某個時期出現了異常的氣候條件等引起。

銳蝕河道是一些彎曲的平底型河谷或流域，絕大多數分布在兩個緯度帶：40°N和45°S，這些河道在每個緯度帶的占寬約為25°。溢流河道的橫截面呈V字形特征，河道的起始段較窄又淺，下游區的寬度和深度都明顯加大，幾乎都分布在多坑地形區域，并交織在一起形成一個河道網絡。沖刷河道分布在混亂無序地形的區域，似乎是特大洪澇災害沖刷的結果，河道非常深，其寬度通常達數十km，長度達數百km。

圖4 火星表面的河道特征Fig.4 The riverways on the Martian surface

3.5 沙丘特征

眾所周知火星每年都發生大型塵暴，在火星風的沖刷作用下，形成了大量的沙丘，如圖5所示。有一條近乎連續的沙丘帶圍繞北極；而在南極也有沙丘，只是這些沙丘被局限在大坑內。關于火星上沙子及沙丘的形成機制至今未搞清楚，有人推斷火星沙子的成因是細細的巖屑，因為火星表面分布了一層薄薄的細巖屑（厚度僅有數mm至數cm），這些巖屑不斷地被吹起又沉降，形成了沙丘。但在“海盜號”的著陸場看到了另一種奇特的現象：被風吹起的沙塵沉降后沒有形成沙丘。這說明火星沙丘形成機制非常復雜。

圖5 火星表面沙丘分布Fig.5 Distribution of sand hills on the Martian surface

3.6 火星極地形貌[7]

1）兩極極冠

在地球上借助天文望遠鏡可以看到火星兩極的極冠，兩個極冠是不對稱的而且也是動態變化的。北極冠最大時，向南延伸至50°～64°N，最小時底界為87°N；南極冠最大時向北延伸至40°S，春季又快速向南撤退，夏季幾乎消失。兩個極冠不一樣的原因可能是它們的物質構成：南極冠可能是干冰（CO2），北極冠可能是水冰和干冰的混合物。引起兩個極冠不同的動態變化的原因可能有多重因素，包括：由于火星軌道的偏心，致使南半球夏至與近日點的靠近交匯，引起南半球的太陽照度增加；在南半球夏季期間，因大規模的塵暴活動而產生了大氣等溫剖面，致使南半球表面溫度均勻化；兩個極地的周圍地形和海拔高度不同。

2）層積地形[8]

兩極冠隨季節的動態變化，說明存在大量的活動性積聚物，這些積聚物可能是水冰或氣載塵埃。在這些活動性積聚物的沖刷作用（揚起與沉降）下，形成了火星極地獨特的層積地形。

極地的層積地形已經被刻蝕成像階梯式的峽谷和緩坡度的山崖（高為100～1000 m，寬為3～10 km，長為數百km），如圖6所示。

圖6 火星北極的層積地形Fig.6 Layered deposit terrain of the Martian north pole

3）凍結帶

由于火星表面溫度長年較低，年平均溫度不到273 K，有人由此推測在火星上覆蓋了一層厚厚的永久凍結帶，尤其是極地區域可能有厚度達數km的凍結帶。但是，到目前為止的所有火星探測任務對火星表面的探測均未發現有水存在的證據：對表面向下延伸至1 m的土壤探測證明無水，而1 m以下的土壤是否真有水還有待于人類對火星的繼續深度探測。

4 火星表面成分及特性

4.1 火星表面化學成分

火星著陸器和火星車對火星表面進行了較深度的探測，尤其開展了著陸場表面樣品的實驗分析，取得了許多分析數據。實際上，在地面實驗室也開展了火星隕石的礦物實驗分析。“海盜一號”著陸器曾用X射線熒光分析實驗對著陸場表面樣品的元素成分進行了分析，得到的數據結果如表6和表7所示[9-10]。基于當時的技術能力所限，本次分析實驗不能用于原子序數小于12的元素探測分析；由于X射線熒光信號被S和Si的信號所覆蓋，P也沒有分析結果，所以在表6中沒有列出P元素和其他輕元素。

表6 “海盜一號”著陸場的樣品元素質量分數Table 6 Element contents of the samples collected in the landing site of Viking-1

表7 “海盜一號”著陸場樣品的化合物構成Table 7 Compound contents of the samples collected in the landing site of Viking-1

“海盜號”還進行了其他采樣分析實驗，結果為：巖屑可能由富含Fe的黏土所構成，在黏土中探測到含有少量的硫酸鎂石（MgSO4·H2O）、方解石（CaCO3）和金紅石（TiO2）；對火星表面材料探測到含有吸附揮發物，當被加熱時，這些樣品釋放出質量分數約1%的水，約5.0 ×10-6～1.00 ×10-5的CO2，另外還含有微量的氧氣（＜7×10-7mol/g）和其他氣體；對風化層的最外層樣品分析，探測到材料中吸附了400 g/cm2的CO2，意味著要維持這個CO2吸附量則需要有10 kPa的表面氣壓進行平衡。

“海盜號”的風化層生物學實驗，結果發現風化層的最外層含有大量氧化物，其中包括過氧化物和超氧化物。由于火星大氣中沒有臭氧層保護，這些過氧化物和超氧化物可能是由于紫外線輻照作用的結果。

4.2 土壤的特性

“海盜號”軌道器的紅外熱成像儀對火星表面進行了全面探測，獲得了火星表面的熱學特性數據，包括火星的熱慣性數據等，探測結果發現火星表面的熱學特性變化很大。

“海盜一號”對著陸場風化層頂部土壤進行了實驗分析，得到了土壤的光學、熱學和力學的特性，如表8所示[11]。為了與月球風化層土壤的特性進行對比，表9還列出了月球風化層土壤的特性[12]。

表8 火星風化層頂部的特性Table 8 Regolith characteristics of the Martian upper surface

表9 “海盜一號”著陸場風化層土壤與月球土壤的特性比對Table 9 Comparison of characteristics between the regolith soil in the landing site of Viking-1 and the lunar soil

4.3 火星表面溫度

由于火星大氣層很薄，難以通過大氣運動傳遞表面的熱量，所以其表面溫度變化較大。“海盜號”的兩個著陸點夏季的平均溫度為-60 ℃，晝夜的溫度變化約50 ℃；冬季平均溫度達-120 ℃，日溫度變化達100 ℃。整個冬季溫度低于-123℃，使得CO2凍結成白色沉積物，形成極冠。由于極冠的季節性循環，表面總氣壓波動達30%。

“海盜號”著陸器對著陸場的大氣溫度（指距離火星地表面1.6 m高處的大氣，因為大氣溫度低于表面土壤溫度）進行了測量，圖7為“海盜號”著陸場的大氣溫度日變化，其中圖7(a)所示的是著陸場夏季1個太陽日的大氣溫度；圖7(b)所示的是著陸場在赤道春分條件時日溫度變化[13]。

圖7 “海盜號”著陸場的日溫度變化Fig.7 Diurnal temperature variations at Viking landing sites

5 火星大氣的特性

5.1 低層大氣

5.1.1 大氣成分

“海盜號”著陸器利用所攜帶的質譜儀對火星低層大氣的成分進行了探測鑒別，探測結果如表10所示[14]，可以看出火星大氣的主要成分是CO2。在一個火星周年里CO2的體積分數會發生變化，最高變化幅度達26%。為了與地球大氣進行比對，表11給出了火星大氣元素同位素的占比。由表11可以看到N和Ar的同位素占比與地球的相比有很大差異，我們可以利用這個差異去理解火星大氣的變化。

表10 火星低層大氣成分Table 10 Composition of the Martian lower atmosphere

表11 火星和地球大氣元素同位素的占比Table 11 Elemental isotope ratio for the Martian and earth atmosphere

“水手九號”探測器已探測到火星大氣中有微量臭氧。據有關文獻報道，在標準溫度和壓力條件下，火星極區上空在冬季臭氧層厚度最大達到57 μm的水平（一般認為火星極區上空臭氧層正常水平在夏季為3 μm，冬季可達16 μm）。

5.1.2 低層大氣溫度與氣壓[15]

圖8 火星大氣的溫度剖面Fig.8 General temperature profile of the Martian atmosphere

圖9 火星低層大氣在夏季中緯度地帶上的名義平均溫度剖面Fig.9 Nominal mean temperature profile of the Martian lower atmosphere at middle latitude in summer

圖8為火星大氣的溫度剖面圖。圖9為火星低層大氣在夏季中緯度地帶上的名義平均溫度剖面。由火星冷低壓大氣模型和暖高壓大氣模型給出的火星夏季中緯度日平均大氣條件如表12所示，表中的溫度允差為±10 K。

表12 由火星大氣模型給出的火星夏季中緯度日平均大氣條件Table 12 Diurnal mean atmosphere conditions at middle latitude in summer given by Martian Atmosphere Model

由表12可以看到冷低壓大氣模型給出的氣壓隨高度下降很快。為了定義冷低壓大氣模型，需要從火星表面氣壓中選定一個最低值（如表12中的590 Pa），該值對應的表面點位于太陽經度160°、北緯45°的附近；同樣，暖高壓大氣模型也需要選定一個最高表面氣壓，如780 Pa，該值對應的表面點位于太陽經度280°、南緯25°的附近，發生在初夏太陽垂直照射的中午。

在模型中，火星表面溫度和氣壓的組合選定原則是不致引起表面大氣密度的過大變化，大氣密度的變化范圍一般為0.0151～0.0182 kg/m3，即平均大氣密度為0.0166 kg/m3×(1±9.3%)。通過最低溫度值與最大表面氣壓或最高溫度值與最低表面氣壓的組合，可以獲得表面大氣密度的最大變化范圍為0.0137～0.0200 kg/m3，其中最小值可能發生在太陽經度160°、太陽赤道緯度處；而最大值可能發生在太陽經度280°、南緯45°處。

5.1.3 氣壓變化

圖10給出了“海盜號”兩個著陸場在整個火星年的氣壓變化[16]，清楚地顯示出兩個極區的氣壓不對稱，即北極冠的質量交換與南極冠的質量交換不一樣多，主要原因是火星軌道偏心率（0.093）的影響，即由于近日點（位于太陽經度253°）和北半球冬至（太陽經度270°）的靠近交匯，導致南半球的極端季節。圖10中變化曲線出現部分中斷，其原因是數據丟失。

5.2 高層大氣

5.2.1 大氣成分及其溫度

高層大氣的成分隨著高度的增加而發生變化：在低于120 km的空間，火星大氣是一種混合物；在高于120 km（湍流層）的高空，大氣成分將根據構成氣體的分子質量而變化，分子質量大者在上。

在考慮外大氣層中大氣演變時，氣體逃逸是重要因素。氫氣的逃逸速率在108cm-2·s-1量級上，是氧氣的2倍。如果按氫氣逃逸速率來對大氣逃逸時間進行預估，則大氣云層中10 μm的水蒸氣持續逃逸時間僅為1萬年。在火星外大氣層發生了氧和氮的同位素分離，也可以從表11的同位素占比的數據得到印證。氧的同位素占比反映了火星存在一個大型的可交換氧庫。

利用氬氣和氮氣的高度剖面來測定120 km處大氣的渦流擴散系數，則得5×107cm/s。

高層大氣的溫度剖面很復雜，也是變化的。兩個“海盜號”探測器探測到的火星高層大氣平均溫度約為200 K，而“水手六號”、“水手七號”和“水手九號”探測器探測的溫度為300～350 K，產生如此之大的差異原因尚不明確。

5.2.2 電離層

高于120 km的上空是火星大氣電離層。在該高度以上的大氣主要成分是CO2，通過光致電離作用產生自由電子。火星上空沒有E型或F2型電離層，但在20～90 nm的波段內，在太陽紫外輻照單位光學深度附近形成了一個F1型離子峰。就在130 km高度的下方，F1型的離子濃度達到一個近似105cm-3的峰值（其中90%的是O2+，10%的是CO2+）；在更高的上空，在225km處有一個103cm-3的O+濃度峰值。“海盜一號”探測到：F1型峰值附近（130 km）的離子溫度約為150 K；175km高度附近表觀外大氣層溫度達到210 K；在175km上方，出現了中性氣體；在250 km的高度，離子溫度快速上升到1000 K。“海盜一號”探測器對不同大氣層高度的離子密度進行了探測，在地面也用大氣模型進行了計算分析，圖11所示的是兩種情形下不同大氣層高度所對應的離子密度剖面對比[17]。

圖11 “海盜一號”探測結果和大氣理論模型所獲得的火星大氣離子密度對比Fig.11 A comparison of the ion concentration between the Viking-1 detector result and that obtained by a theoretical model of the Mars’ ionosphere

5.3 火星氣象

5.3.1 火星云

從軌道器拍攝到的照片里可以看到火星云。火星云一般可分為兩類：塵云和冷凝霧。塵暴興起時彌漫整個火星表面上空，形成一層不透明的黃色塵云。軌道器在火星的高空（甚至在80 km）觀測到由水和CO2組成的白色冷凝霧。在火星的北緯65°～81°區域6～7 km上空，“海盜號”軌道器還觀測到螺旋式云層。在坑、山脈及山脊上空還看到了由氣流所致的地形云，它與Tharsis峰密切相關。

從軌道器拍攝到的峽谷照片中可看到早晨的霜和霧；著陸器在兩個著陸場的夏季早晨也探測到霧；在兩個極地晚冬時期，也會看到霜和霧。

5.3.2 火星風及塵暴[18]

1）火星風

火星風是火星上的一種常見天氣。火星的風速是地球風速的10倍，而其空氣的密度比地球的小120倍。火星各個區域的風速存在較大差異，著陸場的風速為2～7 m/s，而在地形交界處的風速高達50 m/s。火星風的強度和方向隨季節而劇烈變化著，甚至在一天里也會發生巨大改變。關于火星風產生的原因有不同說法，有說是CO2在兩個極地之間轉移所致，也有說是宇宙氣象擾動所致。

2）塵暴

劇烈的火星風伴隨著巨大的塵暴，這也是一種常見天氣。大的塵暴將持續數月，彌漫整個大氣，嚴重影響光學觀測的可見度，對光學可見度的阻擋將達5個光學深度。即使在晴朗的天氣里，空氣的不透明度將超過0.18（即能見度小于0.82）。為了有效地對火星進行探測，需要了解掌握塵暴空氣中粒子的分布特性。

5.3.3 氣象參數

表13列出了火星氣象參數[13,16]。

表13 火星氣象參數Table 13 The Martian weather parameters

續表13

5.3.4 季節的時間長短變化

表14列出了火星南北半球季節長度。

表14 火星季節的天數Table 14 The number of days of Martian seasons

6 結束語

進入到21世紀，又迎來了火星探測的高潮，許多航天大國或機構相繼制定了或正在醞釀制定火星探測計劃。

火星探測計劃的成功實施需要火星及其環境知識的支撐，因為這些知識是火星探測任務設計的輸入條件，所以了解并深入研究火星及其環境是十分必要的。本文經過資料調研，系統地收集了火星及其環境的數據，以期為我國火星探測計劃的制定提供服務。

（References）

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