火星の中緯度の衝突クレーターの多くは、氷、塵、岩石の破片の組み合わせでさまざまな程度で満たされています。これらのクレーターの衛星画像で見えるリング状の表面の特徴は、同心クレーター フィル (CCF) という命名法につながりました。同心円状のクレーター フィルは、火星に見られる多くの氷河の特徴の 1 つであり、氷河期および周氷期のプロセス中の氷の流れと破片の輸送に由来します。今日観測された CCF は、過去数千万年から数億年の間に氷の蓄積と昇華が繰り返された期間の名残であると解釈されています。
幅広い観測と測定は、火星の中緯度がアマゾン紀後期 (過去数億年から現在まで) にかなりの氷の蓄積を経験したことを示唆しており、この氷の残骸は今日でも一部のクレーター内部に存在しています。これらの堆積物は、火星の後期アマゾン期からの化学組成と気候史の氷床コア記録の探査に適した場所であると同時に、将来のミッションのための非極性水資源であると期待されています。
火星の自転軸の傾きは、数十万年の時間スケールで周期的に変化し、おそらく 60 度を超えて 10 度未満の値に達し、氷の蓄積を極域から中緯度に移動させ、逆に移動させます。 CCF は、このような多くの傾斜サイクルを経て発達するようです。氷は高傾斜角の段階で中緯度に蓄積し、低傾斜角のエピソードで昇華します。最近の氷流モデリング作業は、衝突クレーターを氷で満たすために複数の繰り返し発生する氷層の周期的なパターンが必要であることを示していますが、氷の蓄積の単一のエピソードからの流れは十分な時間内にクレーターを満たすことはできません。さらに、CCF は、地域の氷床からの流入ではなく、クレーター内部の氷の蓄積に由来します。
ここでは、有限要素の氷流モデルを使用して、同心円状のクレーターの充填とその後の火星の氷流のプロセスをよりよく理解します。このモデルは完全に時間依存であり、気候変動に応じて氷面の標高の変化を追跡します。氷流モデルと組み合わせることで、地表デブリ輸送のモデルが可能になります。この場合、壁またはピークに隣接するノードの氷面が壁面より下にある場合、破片はクレーター壁近くの氷面またはクレーター内の地形ピーク近くに堆積します。流れている氷の上に破片が堆積することで覆いが形成され、それが十分に密になると、昇華期や季節的な温暖化の間の氷の損失を遅らせたり止めたりして、下の氷を維持します。
気候データに加えて、モデルには、理想化された衝突クレーターの形状と、火星の実際のクレーターの地形が提供されます。理想的なクレーター ベッドのプロファイルは、測定されたクレーターの形態計測特性に基づいて計算されます。また、MOLA (マーズ オービター レーザー高度計) の地形データから、充填されていない手付かずのクレーターの現実的なベッド プロファイルが取得されます。
クレーターの充填プロセスに加えて、ユートピア平原地域の 22 のクレーターの研究で、クレーターの位置、直径、および充填レベルの関係を調査しました。ユートピア平原は北半球の大きな平野で、氷床に関連する多くの地表の特徴を含んでいます。
クレーターが氷と破片で満たされるまでにかかる時間は、表面の物質収支とクレーターのサイズによって異なります。私たちの研究では、直径 5 ～ 80 km の範囲のクレーターを 1.6 ～ 7.6 My 以内で埋めることができました。充填時間は、堆積した材料の年齢と混同しないでください。クレーター内壁で観測された流れは、非常に保護的な気候条件を仮定すると、4.3 ～ 4.5 Ma ほど若い可能性がありますが、それよりも古い可能性があります。現時点では、CCF の正確な最大経過時間を特定することはできません。適度な気候条件を考えると、20 Ma または 40 Ma ほど若い年齢が可能であることがわかります。ただし、これは、数億年前にさかのぼる追加の古い堆積物の可能性を制限するものではありません.
氷流モデルは、観測された非対称の塗りつぶしと葉状の流れの特徴をうまく再現しました。ロベート フローの特徴は、非常に若く、ロベート フロー ステージを超えたことのないクレーター フィルとして解釈できます。クレーター内の非対称な氷の流れは、例えば、赤道に面した側の昇華率が高いなど、クレーター全体の表面の物質収支プロファイルが不均一であることで説明できます。
一般に、充填プロセスは特にクレーターのサイズには依存しません。ユートピア平原のクレーターの地域研究では、直径が 15 km を超える大きなクレーターは充填量が少なくなる傾向があり、小さなクレーターはすべての充填レベルを表すことが示されています。これは、表面を保護するデブリ層の違い、標高による正味の蓄積率の変化、または現在説明されていないその他の気候変動による可能性があります。
要約すると、モデリング作業は、CCF の初期段階が急峻なクレーター壁に葉状の流れとして現れ、現在まで CCF を維持するために破片層が氷の上に形成されなければならないことを示しています。クレーター全体で空間的に不均一な昇華率により、非対称のクレーターが埋められます。いくつかのクレーターでは CCF が 40 Ma よりも若い可能性があり、これは火星の時間スケールではかなり最近のものと見なすことができます。
これらの調査結果は、ジャーナル Icarus に最近掲載された、火星ユートピア平原の同心クレーター フィルの氷の流れ線モデルによるモデル化というタイトルの記事で説明されています。 この作業は N. Weitz、 M. Zanetti、および G.R.西オンタリオ大学の Osinski とメイン大学の J.L. Fastook です。
