相比火星表面，人类对火星内部结构及演化知之甚少。近期的火山活动证据表明，火星深部仍保持高温和对流冷却状态。以往的研究一般通过参量化对流模型来模拟计算火星热演化历史（如Hauck and Phillips, 2002）。然而，火星的冷却速度同时受其初始热状态和流变学（粘度）控制：初始热状态代表了行星必须疏散的能量，而流变学控制着热量从行星内部传递并最终散失到太空的效率。由于地球上有冰川，可以通过对冰川后反弹研究来估计地球地幔的粘度。但火星上没有这些记录，无法进行类似的研究。虽然高温高压实验能推断出地幔的粘度，但这些实验是在非常小的样品上进行的，需要大量的外推，从而导致不确定性。而且，温度与粘度这两个控制参数并不相互独立，粘度是依赖于温度的函数，它们之间的相互依赖性导致即使采用不同的地幔流变学，仍可以得到相同的现今热状态。由于数值模拟结果缺乏有效的约束，严重制约了火星内部的动力学历史重建及其结构研究。
法国巴黎地球物理学院（IPGP）Samuel et al. (2019) 近日在Nature上发表了他们的最新成果，提出利用火卫一（福波斯） 的轨道演化来约束火星流变学和热历史（图1）。
图1 探索火星与火卫一的热-轨道演化。初始地幔温度Tm0 =1800 K, 初始地核温度Tc0 = 2200 K，活化体积V*= 0 cm3 mol？1。（a–d）.现今值；（e–h）.时间平均和定时值。每个图板代表在不同地幔参考粘度(η0)、有效（E*）或位错蠕变(Edisl=E/3.5)活化能情况下4096个热化学和轨道演化。e、f和h中的黑色曲线分别描绘的是Amazonian– Hesperian长期冷却的临界值（100–140 K）、早期火星热发动机的解以及火卫一到达同步轨道的（反向）时间。 h中的虚线代表时间平均的Q = 82. a–d中的黑色等值线代表满足热、磁和轨道约束的解
火卫一是火星最近的卫星，呈土豆形状，在万有引力作用下围绕火星运行，其飞行轨迹称为卫星轨道。潮汐力正不断地使它的轨道越变越小（最近的统计数字表明，它正以每百年1.8米的速度在减小）。另外，关于火卫一起源也是未解之谜，大多认为是捕捉到的小行星，也有一些人认为它们是起源于太阳系外的，而不是来自于小行星带。
卫星会施加变形引力，使得轨道物体表面产生一个潮汐凸起。如果行星不是纯粹的弹性介质而是粘性衰减，那么凸起部分不会与行星和卫星的方向对齐而形成一个角度，卫星轨道会发生变化。在地球上，潮汐是由月球和太阳的引力场对地球造成的畸变引起，海水在月球和太阳引潮力作用下产生的周期性涨落。由于地球的古海水深尚不清楚，利用月球的长期轨道演化来约束地球的历史是不可能的。然而，对于火星-卫星，这种潮汐相互作用反映在粘性变形，主要受火星的二次爱数（degree-two Love number）(k2)与其潮汐品质因子的比值控制。其轨道演化模型对火星的热参数和流变参数非常敏感，轨道的变化主要受火星热化学演变的控制。因此，轨道演化将成为一个强有力的工具，结合其他约束条件，可以推断火星的流变学和热历史。
火星主要圈层包括液态金属核，均匀硅酸盐成分的对流地幔和不断演化的非均匀岩石圈。岩石圈包括富含放射性元素的地壳。基于火星卫星早期起源的假设以及火星和火卫一之间的关系，Samuel et al. (2019)研究发现最初的火星比现在的温度要高100~200K，而且它的地幔以位错蠕变机制缓慢变形。这相当于1022.2±0.5Pa s的参考粘度，以及粘度对温压中等到偏弱的本证灵敏度。目前的方法预测火星现今地壳平均厚度为40±25 km，地表热流值为20±1mW/m2。如果将这些预测结果与未来的以及正在进行的太空任务（如“InSight”）获得的数据相结合，可以进一步减少火星热-流变历史的不确定性，并有助于发现火卫一的起源。
主要参考文献
Hauck S A, Phillips R J. Thermal and crustal evolution of Mars[J]. Journal of Geophysical Research: Planets, 2002, 107(E7): 6-1-6-19.（原文链接）
Samuel H, Lognonné P, Panning M, et al. The rheology and thermal history of Mars revealed by the orbital evolution of Phobos[J]. Nature, 2019, 569(7757): 523-527.（原文链接）
（撰稿：何丽娟/岩石圈室）
