主要gydF4y2Ba

火星的地下分层保存了破译火星地质演化、水文循环、古气候和古环境变化的关键记录gydF4y2Ba1gydF4y2Ba，gydF4y2Ba2gydF4y2Ba，gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba，gydF4y2Ba4gydF4y2Ba，gydF4y2Ba5gydF4y2Ba，gydF4y2Ba6gydF4y2Ba，gydF4y2Ba7gydF4y2Ba，gydF4y2Ba8gydF4y2Ba。探测探测器上装备的探地雷达(GPR)是研究行星浅层结构的一种有效工具。最近对月球的研究就是例证gydF4y2Ba14gydF4y2Ba，gydF4y2Ba15gydF4y2Ba，gydF4y2Ba16gydF4y2Ba，gydF4y2Ba17gydF4y2Ba，探地雷达能够以米尺度的分辨率成像地下深处数百米。在火星上，探测车GPR可以从两个持续的任务“毅力”中获得gydF4y2Ba9gydF4y2Ba和天文一号(参考文献)。gydF4y2Ba10gydF4y2Ba）.这种具有漫游探地雷达能力的任务旨在探测着陆区域的详细地下结构，建立地质框架，以及找到可能构成火星上可居住环境的关键组成部分，无论是现在还是过去。gydF4y2Ba

在2021年5月15日，中国的第一个火星任务，“天文一号”，成功地在乌托邦平原南部部署了朱戎探测器，这是火星地壳二元对立的南部高地和北部低地之间的地形过渡区域gydF4y2Ba11gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba）.登陆区域被映射为晚西班牙低地单元gydF4y2Ba18gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba1 bgydF4y2Ba)，主要构成北方瓦斯塔斯组(VBF)gydF4y2Ba19gydF4y2Ba这是由于与洪水有关的外流通道沉积物经过近地表挥发性驱动过程的再加工而形成的gydF4y2Ba13gydF4y2Ba或者是消失的海洋的升华残留物gydF4y2Ba12gydF4y2Ba。目前，无论是VBF的起源，还是它的分层，以及它形成后的历史，都缺乏观测限制。这些模糊性阻碍了对火星北部低地沉积历史和相关地质过程的深入了解。gydF4y2Ba

图1:着陆点周围区域。gydF4y2Ba
图1gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba，“朱荣”号(红星)着陆点的地形图，以及“凤凰”号、“洞察”号、“好奇”号、“毅力”号和“维京-2”号着陆器/漫游者的着陆点(橙色方块)。紫色的实线和虚线显示了火星古海岸线的位置。gydF4y2Ba11gydF4y2Ba，大致勾勒出北部平原VBF的沉积接触面。gydF4y2BabgydF4y2Ba，朱荣着陆点附近简化地质图，数据来自参考文献。gydF4y2Ba18gydF4y2Ba。比例尺，200公里。gydF4y2BacgydF4y2Ba，朱荣着陆区地形图，资料来自参考文献。gydF4y2Ba22gydF4y2Ba。比例尺，15公里。gydF4y2BadgydF4y2Ba2021年5月25日(Sol 11)至9月6日(Sol 113)在“天文一号”高分辨率成像相机图像(Sol 19, 2021年6月2日)的底图上的轨迹。红星标记着陆点(25.066°N, 109.925°E)，红线表示探测器的轨迹。标尺，100米。到着陆点的相对距离都标示在轨道旁边。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

乌托邦平原还具有独特的地貌特征，包括巨大的多边形、凹形锥体和分层喷出的陨石坑，这些特征表明过去可能存在大量的水/冰gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba，gydF4y2Ba21gydF4y2Ba，gydF4y2Ba22gydF4y2Ba，gydF4y2Ba23gydF4y2Ba，gydF4y2Ba24gydF4y2Ba，gydF4y2Ba25gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba1 cgydF4y2Ba）.然而，水力沉积物在地下发现的程度以及该地区深处是否仍然存在水仍然是不确定的。乌托邦平原以东，极乐山火山喷发。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)导致了火山流和相关的碎屑流沉积覆盖在乌托邦盆地的中部和东南部gydF4y2Ba26gydF4y2Ba，gydF4y2Ba27gydF4y2Ba，gydF4y2Ba28gydF4y2Ba，因此代表了乌托邦平原广泛重新铺设的一个插曲。然而，由于可能的后续改造，目前尚不清楚极乐山喷发的火山流或未被识别的火星晚期火山活动是否影响了远离极乐山的广阔平原，包括朱荣登陆区，其中最近的火山露头位于数百公里以北(图2)。gydF4y2Ba1 bgydF4y2Ba）.最近对朱荣登陆点的地貌和年代学研究表明，该地区可能发生在亚马逊河中晚期gydF4y2Ba23gydF4y2Ba，gydF4y2Ba25gydF4y2Ba但这类重铺事件的性质一直没有得到很好的约束。gydF4y2Ba

多层地下结构gydF4y2Ba

朱荣探测车上的探地雷达，即探测车穿透雷达(RoPeR)，配备了一个高频通道(450 - 2150 MHz)和一个低频通道(15-95 MHz)，能够分别穿透火星表面以下3-10米和大约100米，具体取决于地下材料的介电特性gydF4y2Ba10gydF4y2Ba。在2021年5月25日(第11日)至9月6日(第113日)期间，RoPeR获得了距离大约1171米的雷达探测数据，距离着陆点向南的高度增加了大约8米。gydF4y2Ba1 dgydF4y2Ba和gydF4y2Ba2gydF4y2Ba）.在本研究中，我们利用RoPeR低频通道的数据，以前所未有的高分辨率成像了沿朱蓉漫游车穿越深度约80 m的地下结构，从而为了解乌托邦平原的沉积历史和水文演化提供了观测约束。gydF4y2Ba

图2:低频雷达数据成像结果及解释。gydF4y2Ba
图2gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba，低频雷达成像剖面图，最上方粗黑线表示相对于着陆点的地形。10米以上的虚线表示估计的顶层底部，可能主要含有风化层。30米和80米深度的两条实线分别代表了第二层和第三层与第三层底部之间的接触。在大约10米和40米深的两条虚线大致分开了第二层和第三层的细粒和粗粒岩石块。gydF4y2BabgydF4y2Ba基于雷达成像的岩性地层解释。gydF4y2BacgydF4y2Ba介电常数随深度的变化。红线是平均一维介电常数剖面，灰色边界带表示在每一深度平均介电常数周围的变化。大约80米以下的介电常数没有很好地约束(详见文本)。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

我们分析了来自RoPeR低频通道的数据(扩展数据图)。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)，通过预处理、降噪、偏移、地形校正等一系列处理程序构建雷达反射廓线，并以最优参数(gydF4y2Ba方法gydF4y2Ba和扩展数据图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba5gydF4y2Ba）.得到的雷达廓线在10-80 m深度范围内显示出变深反射特性(图1)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba及扩展数据图gydF4y2Ba5gydF4y2Ba)，这是我们分析和解释的重点。在衍射分析的基础上，我们还估算了0-80 m深度范围内的介电常数(不考虑介电损耗)(gydF4y2Ba方法gydF4y2Ba及扩展数据图gydF4y2Ba6gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

根据反射特征的模式和介电常数的估计，我们将地下结构分为四层(图1)。gydF4y2Ba2 a, bgydF4y2Ba）.第一层厚度不超过10m，平均介电常数在3 ~ 4之间(图2)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba）.然而，低频雷达廓线的顶部受到强伪影的严重污染(图1)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba及扩展数据图gydF4y2Ba5gydF4y2Ba)，可能与探测器和地面之间的多次反射有关。因此，很难确定这一顶层的底部深度，并将其与底层材料分开。第二层，从10到30 m，其中雷达反射是不连续的，分布不均匀(即矩阵支持)，然而，随着深度的增加，平均介电常数增加到4-6，呈现出一般的从弱到强的变化。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba）.在该层内未观察到尖锐的界面(图2)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba）.这些特征表明，第二层包含岩石块，其颗粒大小随深度增加而增加。gydF4y2Ba

第三层在30 ~ 80 m深度范围内，与第二层具有相似的强弱反射变化规律，但反射更强，平均介电常数值更高(图6 ~ 7)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba)，这表明较大的岩块分布更均匀(即碎屑支撑)在更深的地方，而不是在上覆层。第三层内部也没有明显的界面，说明该层上下两层的碎屑大小随深度的变化相对平缓。第三层底部的成像并非没有模糊性，要么是因为没有明显的地层接触，要么是因为雷达反射的能量在大约70-80米的深度逐渐衰减。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba）.在约80 m以下的基底层，即第四层，雷达反射太弱且过于扩散，无法识别任何相干结构，这表明该层要么在低频通道的探测范围之外，要么具有较弱的内部反射特征。这种模糊性排除了对基底层的进一步解释。我们对不同尺寸岩块的预期雷达响应的数值模拟结果与观测到的低频数据基本一致(扩展数据图)。gydF4y2Ba7gydF4y2Ba和gydF4y2Ba8gydF4y2Ba)，从颗粒/碎屑大小的变化和岩块的空间分布两方面支持雷达反射的地层解释。gydF4y2Ba

盆地填充和重铺gydF4y2Ba

来自RoPeR低频频道的数据显示，在乌托邦平原南部的朱荣着陆区下方有一个多层地下结构，这是火星上首次发现这种结构。厚度小于10米的最上层被解释为火星风化层。第二层和第三层代表两个向上细化的序列。上部层序厚约20米，下部可能由小卵石和鹅卵石组成。下部层序较厚，厚度可达50 m左右，观测到的雷达反射增强，结合合成模拟结果，表明其下部存在米尺度的巨石(图2)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba和扩展数据图。gydF4y2Ba7gydF4y2Ba和gydF4y2Ba8gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

除了这种分层之外，一个重要的结构特征是层之间的平滑过渡(图1)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba及扩展数据图gydF4y2Ba8 a、bgydF4y2Ba)，这与“洞察号”着陆点位于极乐平原西部的地下结构形成鲜明对比，在那里，玄武岩和沉积岩层之间有清晰的界面gydF4y2Ba29gydF4y2Ba。这种差异，结合地质和地貌观测(图2)。gydF4y2Ba1 bgydF4y2Ba)的结果表明，在朱荣着陆区下方80米处，极乐火山喷发形成的固结熔岩流或未被识别的晚期火山活动可能没有形成完整的固结熔岩流层，或者太薄，无法在随后的重新工作中幸存下来。否则，由于玄武岩和沉积岩之间的介电对比很大，在该层的底部会有一个强反射界面。这一解释也得到了3-7的平均介电常数的支持。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba)，这与亚马逊极乐空间火山单元的VBF值(约9)有很大差异，但与火星先进雷达在相似深度范围内对地下和电离层探测估计的VBF值(约5)一致gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

上层薄层序深度为10 ~ 30 m(图1)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)可以反映出朱荣着陆区亚马逊地区的地表重塑gydF4y2Ba23gydF4y2Ba，gydF4y2Ba25gydF4y2Ba。在新陨石坑直径-边缘高度关系的基础上gydF4y2Ba31gydF4y2Ba由于大约16亿年前(Ga)亚马逊中部地区的一次重新地表活动，直径小于1.1公里的陨石坑数量减少。gydF4y2Ba23gydF4y2Ba陨石坑的填充物厚度约为40米，这表明中亚马逊地区的重新表面可能导致地下材料深度超过30米。因此，可以合理地认为上层序是1.6 Ga左右以来重铺的结果。长期的风化作用和反复的冲击作用可能是亚马逊河流域地表重铺的两个过程，并可能导致上部磨砂-向上序列gydF4y2Ba32gydF4y2Ba，gydF4y2Ba33gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba3 bgydF4y2Ba）.这两种过程中的任何一种，或者两者的结合，都被认为是在火星上形成类似的近地表向上细化序列的原因gydF4y2Ba34gydF4y2Ba与月亮gydF4y2Ba17gydF4y2Ba。另一种方法是，涉及沉积的水处理过程可以解释亚马逊河的重铺(图2)。gydF4y2Ba3 bgydF4y2Ba)也需要考虑。在朱荣着陆区，广泛存在亚马逊时代的层状喷射器陨石坑gydF4y2Ba35gydF4y2Ba还有可能起源于泥火山的凹状锥gydF4y2Ba24gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba1 cgydF4y2Ba)表明可能发生冰冻圈破裂引起的瞬态洪水，特别是在亚马逊地区的高倾角时期gydF4y2Ba36gydF4y2Ba，gydF4y2Ba37gydF4y2Ba这可能导致了上层序的沉积。gydF4y2Ba

图3:火星乌托邦平原南部古代重铺概念模型。gydF4y2Ba
图3gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba在晚希世至早亚马逊世期间，发生了一次灾难性的洪水事件，随着洪水的消退，形成了砾岩沉积物的向上细化序列，对应于上部VBF。比例尺，20米gydF4y2BabgydF4y2Ba在亚马逊河流域，发生了一次可能与短暂的洪水或风化或反复撞击引起的长期改造有关的重新铺装事件，导致了一个向上细化的序列，在固结的旧沉积物上形成了相对较小的巨石和鹅卵石。gydF4y2BacgydF4y2Ba现代火星的高倾角导致了高纬度地区的水分流失，导致了干燥的近地表风化层和目前主要的风成沉积/侵蚀过程的形成。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

30 ~ 80 m深度范围下层序较厚(图2)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)可能代表着朱荣着陆点更古老、可能更实质性的重铺事件。考虑到在乌托邦平原南部不同空间范围内陨石坑大小-频率分布一致的3.5-3.2 Ga年龄，这种重新表面可能是晚赫西世-早亚马逊时代gydF4y2Ba21gydF4y2Ba，gydF4y2Ba23gydF4y2Ba，gydF4y2Ba24gydF4y2Ba。这两方面的优势都是后期西方的VBF在着陆区域周围gydF4y2Ba13gydF4y2Ba，gydF4y2Ba19gydF4y2Ba，gydF4y2Ba21gydF4y2Ba相对较低的介电常数(图1)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba)，类似于VBFgydF4y2Ba30.gydF4y2Ba表明，下部层序可能代表了VBF矿床的上部，在登陆区厚度可能高达约270 mgydF4y2Ba23gydF4y2Ba。在这种情况下，该序列的向上细化性质表明，VBF的沉积可能与乌托邦平原南部的快速灾难性洪水有关gydF4y2Ba21gydF4y2Ba(无花果。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

地下冰可能存在gydF4y2Ba

RoPeR的主要目标之一是探测乌托邦平原南部是否存在地下水/冰，特别是该地区独特的地貌特征表明，在过去的地质时期可能存在大量的水/冰。我们的低频雷达成像剖面图显示了0-80米深度范围内的雷达信号(图1)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)，排除了该深度范围内富水层的存在，因为水的存在会强烈减弱雷达信号并降低较深反射的可见性。估计的低介电常数(小于9)(图1)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba)进一步支持富水层的存在，因为含水材料通常具有高介电常数(大于15)gydF4y2Ba7gydF4y2Ba。我们进一步测试了这一评估，并考虑了热因素，根据以前研究估计的可用热参数进行了热传导模拟(gydF4y2Ba方法gydF4y2Ba）.我们的热模拟结果(扩展数据图)。gydF4y2Ba9 dgydF4y2Ba)表明，朱融着陆区RoPeR探测深度范围内的年平均温度约为220 K，远低于纯水的冰点(273 K)，也低于典型硫酸盐和碳酸盐卤水的共晶温度，但略高于高氯酸盐卤水体系的共晶温度gydF4y2Ba38gydF4y2Ba。这一观测结果表明，朱荣着陆区浅层地下不可能稳定含有液态水，也不可能含有硫酸盐或碳酸盐盐水，这与雷达成像结果一致。gydF4y2Ba

结合我们的温度估计(扩展数据图)。gydF4y2Ba9gydF4y2Ba)和雷达图像(图2)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)表明可能存在高氯酸盐盐水，但可能只存在于大约80米深的地方。在这个阶段，我们不能排除在硫酸盐或碳酸盐存在的情况下存在盐冰，因为这些材料的介电常数(2.5-8)与岩石材料难以区分(图2)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba）.据推测，火星极地冰盖下存在液态水gydF4y2Ba7gydF4y2Ba，gydF4y2Ba39gydF4y2Ba据报道，在中低纬度地区的浅层也存在水冰gydF4y2Ba40gydF4y2Ba，gydF4y2Ba41gydF4y2Ba，gydF4y2Ba42gydF4y2Ba。我们在乌托邦平原南部的研究结果并没有提供证据证明在大约80米高的地方有水存在。液态水和/或盐水，如果存在的话，可能埋藏在更深的地方。gydF4y2Ba3 cgydF4y2Ba)，大多超出了RoPeR的穿透深度。gydF4y2Ba

方法gydF4y2Ba

RoPeR数据处理gydF4y2Ba

RoPeR配备了两个通道，包括工作频率范围为450 - 2150 MHz的高频通道和带宽范围为15至95 MHz的低频通道。请注意，所谓的高频通道和低频通道是专门为朱荣月球车上的RoPeR定义的gydF4y2Ba10gydF4y2Ba，因此这里使用相同的术语。高频通道的穿透深度约为3-10 m，垂直分辨率为几厘米;低频通道的穿透深度约为80 m，垂直分辨率为米，具体取决于地下材料的介电性质gydF4y2Ba10gydF4y2Ba。在本研究中，我们对RoPeR(扩展数据图)低频通道的数据进行处理。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)对地下结构进行成像。RoPeR低频信道的数据处理包括以下步骤。gydF4y2Ba

  1. (1)gydF4y2Ba

    自检痕迹去除。来自RoPeR低频通道的自检迹线专门用于检查RoPeR模块的状态。因此，这些痕迹不包含有效的地下信息，在处理前应排除。所有自测痕迹都由相应数据标签文件中的字符串“Self_Test”标识，然后从原始数据中删除。去掉自检走线后，RoPeR低频通道共有2,863条走线(扩展数据图)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  2. （2）gydF4y2Ba

    线距正规化。根据作业参数，RoPeR的低频通道每25-50厘米测量一次。2021年8月17日之后，低频通道的走线间距从50厘米变为25厘米。我们通过对2021年8月17日之后的数据进行降采样来正则化轨迹间距。正则化数据有2,289条道，平均道间距为50 cm(扩展数据图)。gydF4y2Ba2 bgydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  3. （3）gydF4y2Ba

    直流移位去除。直流电移估计为时间为零之前样本的平均值，并从每个迹线中减去(扩展数据图1)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  4. (4)gydF4y2Ba

    时间零点校正。根据中国月球和行星探测计划地面研究与应用系统(GRAS)，低频信道的时间零点为212.5 ns。因此，删除时间0之前的数据gydF4y2Ba10gydF4y2Ba(扩展数据图gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  5. （5)gydF4y2Ba

    背景去除。这一步本质上是减去与背景相关的平均值，通过减去每段轨迹的平均值来实现(扩展数据图。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  6. (6）gydF4y2Ba

    带通滤波。在低频信道工作频率的基础上gydF4y2Ba10gydF4y2Ba，我们在15和95 MHz之间应用带通滤波来提高信噪比。然而，与前一步相比，这一步导致的数据变化不那么明显。gydF4y2Ba

  7. (7)gydF4y2Ba

    自动增益控制。随着传播深度的增加，雷达回波的能量逐渐降低。因此，我们系统地应用自动增益控制来提高来自深反射器的雷达回波能量(扩展数据图)。gydF4y2Ba3 bgydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  8. （8）gydF4y2Ba

    随机噪声衰减。随机噪声被抑制，以提高整个轮廓的可见性gydF4y2Ba43gydF4y2Ba(扩展数据图gydF4y2Ba3 cgydF4y2Ba）.我们采用流正交预测滤波方法进行去噪，在保持真实信号的同时能够有效地去除随机噪声gydF4y2Ba43gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

  9. (9)gydF4y2Ba

    迁移。利用衍射分离和聚焦分析估计的速度模型(见gydF4y2Ba用衍射分析估计介电常数gydF4y2Ba)，将雷达廓线进行偏移，并进一步从时域转换到深度域，以恢复反射器的形状和深度gydF4y2Ba16gydF4y2Ba，gydF4y2Ba17gydF4y2Ba(扩展数据图gydF4y2Ba4gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

  10. （10）gydF4y2Ba

    地形校正。我们利用GRAS(扩展数据图)提供的相对高程信息对偏移后的雷达廓线地形进行了校正。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

用衍射分析估计介电常数gydF4y2Ba

衍射是小型地下异常(如小块体和裂缝)的回波，它们携带着丰富的地下速度信息，这些信息对于GPR估计介电常数至关重要gydF4y2Ba44gydF4y2Ba，gydF4y2Ba45gydF4y2Ba，gydF4y2Ba46gydF4y2Ba，gydF4y2Ba47gydF4y2Ba。首先，我们使用平面波破坏法gydF4y2Ba48gydF4y2Ba，gydF4y2Ba49gydF4y2Ba分离衍射与反射然后，通过聚焦分析，利用分离出的衍射信号建立地下宏观速度模型gydF4y2Ba44gydF4y2Ba，gydF4y2Ba45gydF4y2Ba。最后，我们用下式将速度模型转换为介电常数模型:gydF4y2Ba

$ $ {\ varepsilon} _ {r} ={\离开(\压裂{c} {v} \右)}^ {2},$ $gydF4y2Ba

在哪里gydF4y2Bar \ ({\ varepsilon} _ {} \)gydF4y2Ba是介电常数，gydF4y2BacgydF4y2Ba光在真空中的速度是多少gydF4y2BavgydF4y2Ba是地下速度。gydF4y2Ba

如图所示。gydF4y2Ba6gydF4y2Ba，在0 ~ 80 m深度，根据介电常数值，主要有三层，与图所示的反射模式一致。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba在正文中。在约80 m深度下，由于有效雷达回波数量不足，介质介电常数没有得到很好的约束。为了更好地说明介电常数的深度依赖性，我们推导了平均一维(1D)介电常数曲线(图2)。gydF4y2Ba2摄氏度gydF4y2Ba)从二维(2D)介电常数图像。gydF4y2Ba

探地雷达的数值模拟gydF4y2Ba

为了验证地层解释的有效性，我们在朱荣月球车上对探地雷达进行了数值模拟。根据雷达成像结果(图1)gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)，我们设计了介电常数的数值模型，假设在砂质基质中含有不同大小和丰度的岩石碎屑的不同层(扩展数据图1)。gydF4y2Ba7gydF4y2Ba）.这种方法以前曾用于验证探月雷达数据的成像结果gydF4y2Ba16gydF4y2Ba，gydF4y2Ba17gydF4y2Ba，gydF4y2Ba50gydF4y2Ba，gydF4y2Ba51gydF4y2Ba。在我们对雷达剖面的解释中，我们关注雷达信号可见的深度范围内的反射模式。以往与RoPeR低频数据频率含量相当的雷达模拟结果表明，弱介电损耗的存在不会显著影响雷达信号优于噪声的反射方向图gydF4y2Ba52gydF4y2Ba。由于在朱荣着陆点RoPeR低频数据的穿透深度范围(0-80 m)内探测到的液态水很少，因此预计相应的介电损耗较弱，不会影响模拟的反射方向图。因此，在数值模型中我们忽略了介质损耗。在数值模拟中，我们采用有限差分法求解亥姆霍兹方程gydF4y2Ba16gydF4y2Ba，gydF4y2Ba17gydF4y2Ba，gydF4y2Ba50gydF4y2Ba，gydF4y2Ba51gydF4y2Ba。将模拟结果与观测结果进行对比，调整岩石的尺寸和空间分布(扩展数据图1)。gydF4y2Ba7gydF4y2Ba)，直到合成材料和数据在反射模式和平均强度包络以及介电介电常数方面显示出相似的深度相关变化(扩展数据图。gydF4y2Ba8gydF4y2Ba）.gydF4y2Ba

朱戎号和凤凰号着陆点的热模拟gydF4y2Ba

为了研究朱荣着陆点地下存在液态水或卤水的可能性，我们计算了朱荣着陆点在热力和静岩条件下咸水的三相图(气-液-固)。为了进行比较，我们还对NASA的凤凰号着陆点进行了热传导模拟，该着陆点位于更北的地方(大约68°N，图5)。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)，在那里发现了地面冰gydF4y2Ba39gydF4y2Ba。仿真过程如下图所示，结果显示在扩展数据图中。gydF4y2Ba9gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

  1. (1)gydF4y2Ba

    温度估算。在以传导为主的地下，我们可以得到热传导方程为gydF4y2Ba

    $ $ \压裂{\部分T}{\部分T} = \ kappa \离开(\压裂{{\部分}^ T}{2}{{\部分}^ {2}z} \右),$ $gydF4y2Ba

    在哪里gydF4y2Ba\ (T (z, T) \)gydF4y2Ba温度是深度的函数吗gydF4y2Ba\ (z \)gydF4y2Ba和时间gydF4y2BatgydF4y2Ba，gydF4y2Ba\ (\ kappa \)gydF4y2Ba是否将热扩散系数近似设为1 × 10gydF4y2Ba−6gydF4y2Ba米gydF4y2Ba2gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba−1gydF4y2Ba根据冰的热扩散系数gydF4y2Ba53gydF4y2Ba或砂岩gydF4y2Ba54gydF4y2Ba。在地面上(gydF4y2BazgydF4y2Ba= 0),gydF4y2BaTgydF4y2Ba(0,gydF4y2BatgydF4y2Ba)可以用正弦级数展开的形式表示:gydF4y2Ba

    左(0,T $ $ T \ \右)= {T} _ {0} + \ mathop{总和\}\ limits_ {i = 1} ^ {n}{一}_{0}我罪\ \离开(\压裂{2我{\ rm{\π}}}{P} T +{\φ}_{0}我\右),$ $gydF4y2Ba

    在哪里gydF4y2BaPgydF4y2Ba为期限(在我们的计算中为1年)，gydF4y2BaTgydF4y2Ba0gydF4y2Ba是年平均地面温度，gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba0gydF4y2Ba是振幅，gydF4y2BaφgydF4y2Ba0gydF4y2Ba初始阶段是和gydF4y2Ba我gydF4y2Ba是展开的阶数。因此，热传导方程可以写成gydF4y2Ba53gydF4y2Ba

    左(z, T $ $ T \ \右)= {T} _{0} + \伽马z + \ mathop{总和\}\ limits_ {i = 1} ^ {n}{一}_我{0}{{\ rm {e}}} ^{- \√6{\压裂{我{\ rm{\π}}}{\ kappa P}} z} \,罪\ \离开(\压裂{2我{\ rm{\π}}}{P} T +{\φ}_{0}我——\√6{\压裂{我{\ rm{\π}}}{\ kappa P}} z \右),$ $gydF4y2Ba

    在哪里gydF4y2BaγgydF4y2Ba是一个常数来描述热梯度吗gydF4y2Ba\(\偏T/\，\偏z\)gydF4y2Ba，可由傅里叶定律确定:gydF4y2Ba

    $ $ \γ= \压裂{\部分T}{\部分z} = \压裂{{Q} _ {0}} {{k} _ {0}}, $ $gydF4y2Ba

    平均导热系数在哪里gydF4y2BakgydF4y2Ba0gydF4y2Ba火星地表以下140米的厚度设为0.8米gydF4y2Ba−1gydF4y2BaKgydF4y2Ba−1gydF4y2Ba(ref。gydF4y2Ba55gydF4y2Ba）;平均热流密度(gydF4y2Ba问gydF4y2Ba0gydF4y2Ba)，功率为18mwgydF4y2Ba−2gydF4y2Ba是从现在的火星热流模型中选出的gydF4y2Ba56gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

    年地表温度(gydF4y2BazgydF4y2Ba= 0)，在朱荣和凤凰着陆点(扩展数据图。gydF4y2Ba9 a、bgydF4y2Ba)是利用火星气候数据库计算出来的gydF4y2Ba57gydF4y2Ba。鉴于本研究中使用的RoPeR数据是在2021年5月25日至9月6日(UTC)期间获得的，当时太阳经度gydF4y2BalgydF4y2Ba年代gydF4y2Ba变化范围从50到95，太阳日从第11日到第113日，我们具体分析了温度-压力交叉图(扩展数据图)。gydF4y2Ba9 dgydF4y2Ba)gydF4y2BalgydF4y2Ba年代gydF4y2Ba= 50-95 (Sol 11-Sol 113)。由于我们在这里考虑温度的季节变化，在扩展数据图中没有显示日温度变化占主导地位的最浅1m的温度。gydF4y2Ba9 dgydF4y2Ba。gydF4y2Ba

  2. （2）gydF4y2Ba

    静岩压力计算。静岩压力gydF4y2BaPgydF4y2BalgydF4y2Ba是由gydF4y2Ba\ ({P} _ {L} =ρ{广州}\ \)gydF4y2Ba,在那里gydF4y2BaggydF4y2Ba是火星上的重力加速度，也就是3.693 m sgydF4y2Ba−2gydF4y2Ba。密度,gydF4y2Baρ\ (\ \)gydF4y2Ba从1211公斤/平方米线性增加到1500公斤/平方米gydF4y2Ba−3gydF4y2Ba根据参考文献中给出的参数进行深度计算。gydF4y2Ba58gydF4y2Ba，gydF4y2Ba59gydF4y2Ba。gydF4y2Ba

  3. （3）gydF4y2Ba

    水的三相和盐水的共晶点。水的三相点位于273 K, 612 Pa。可能卤水的共晶点gydF4y2Ba38gydF4y2Ba，gydF4y2Ba60gydF4y2Ba，gydF4y2Ba61gydF4y2Ba(扩展数据图)。gydF4y2Ba9 dgydF4y2Ba）.gydF4y2Ba