风沙地貌是最早被确认的火星地貌类型，20世纪70年代初“水手9号（Mariner 9）”和“海盗号（Viking）”火星探测器传回了人类最早的火星表面形貌影像，显示了沙丘和雅丹等风沙地貌的存在 ^{[ 1, 2]}。进一步的探测表明，风沙地貌在火星上广泛分布，如“水手号”和“海盗号”传回的轨道器影像展示了北极冰帽附近存在一系列的大面积沙漠 ^{[ 3, 4]}以及南半球陨击坑中的大面积沙丘地 ^{[ 2, 5]}，因此，风沙地貌成为火星探测和研究的重要内容。受分辨率的限制，早期的火星影像仅能显示大尺度的宏观风沙地貌特征，包括新月形沙丘、新月形沙丘链、线形沙丘和雅丹等被大家熟知的风沙地貌类型。最早激发、鼓舞风沙地貌学家研究兴趣和研究信心的是火星风沙地貌与地球风沙地貌的相似性，作为比较行星地质学的一部分，火星风沙地貌研究的目的主要是根据已有的风沙地貌学知识和理论推测火星环境特征，为认识火星现代环境和演化历史提供证据，拓展和丰富已有理论，形成具有普遍意义的风沙地貌学理论 ^{[ 6]}。然而，鉴于火星和地球发育条件的巨大差异，风沙地貌的相似性只是相对的，差异性才是主要表现，这一点被越来越多的火星探测所证实。20世纪90年代以来，火星探测技术的突破性发展使火星探测覆盖范围更广泛，探测资料更精细，如火星全球勘测者（Mars Global Surveyor, MGS）搭载的火星轨道相机（Mars Orbiter Camera, MOC） ^{[ 7, 8]}以及火星勘测轨道器（Mars Reconnaisance Orbiter, MRO）搭载的高分辨率成像科学试验（High Resolution Imaging Science Experiment, HiRISE）相机 ^{[ 9]}提供了丰富的高分辨率轨道器影像和表面照片，展示了前所未有的火星风沙地貌特征，特别是与地球风沙地貌的差异性，探索这些差异性成为近年来火星风沙地貌研究的热点。

横向沙脊（Transverse Aeolian Ridges, TARs）虽然在“海盗号”探测器传回的影像上已被注意到 ^{[ 5, 10]}，但直至火星轨道相机窄角影像的出现，才使风沙地貌研究者意识到这种火星特有的风沙地貌类型 ^{[ 7, 8]}。近20年来，研究者们充分利用高分辨率轨道器遥感影像和着陆器及巡视器拍摄的表面照片，结合表面物质特征探测结果，对横向沙脊的形态特征、类型、物质组成、分布规律及其形成过程进行了全面研究。结果表明，横向沙脊蕴含着关于风况、表面沉积物特征和发育环境，特别是气候变化方面的丰富信息，显示了对其进行研究在认识火星环境和演化历史方面的重要潜在价值。同时，横向沙脊是最让风沙地貌学家迷惑的火星风沙地貌类型之一，因此，对其进行深入研究成为火星风沙地貌研究的浓厚兴趣所在。本文总结了目前关于火星横向沙脊的研究现状，对未来火星风沙地貌研究具有启发意义。

横向沙脊是被作为一种风成床面形态或风沙地貌类型提出的，有别于以往已被确认的风沙地貌类型，其内涵以及在风沙地貌分类系统中的归属是风沙地貌学研究者力求界定的一个问题 ^{[ 11]}。经典地貌学通常根据形态、组成物质和形成过程界定地貌类型，关于横向沙脊也是基于这三大要素来探讨其分类归属问题。空间尺度，即大小是风沙地貌最直观的形态特征，且被证明是风沙地貌学中最具有科学研究价值的形态参数之一。风沙地貌研究先驱Bagnold ^{[ 12]}已经意识到风沙地貌过程的尺度效应，提出了对应于小尺度效应的沙波纹（ripples）和沙脊（ridges）以及对应于大尺度效应的沙丘，并试图探讨其不同的形成机制。Wilson ^{[ 13]}根据12个国家不同沙漠的270处床面形态间距（或波长）的统计结果（ 图1a）发现，其间距概率具有不连续性且集中分布在3个间距范围内，分别代表不同形成机制的床面形态，即沙波纹、沙丘和沙山（draa，阿拉伯语，用于表达很大的沙丘）。他进一步绘制了床面形态间距与其所对应的组成物质的颗粒粒径（粗粒累计百分比占20%所对应的颗粒直径）关系图（ 图1b），沙波纹、沙丘和沙山被截然区分开：沙波纹间距的上限约30 m，沙丘间距上限为500 m，沙山间距的上限则可达6 km。虽然它们之间的间距有重叠，但当兼顾颗粒粒径时，3种尺度的床面形态均显现出唯一性，构成了风成床面形态的尺度序级，这种唯一性最直接的启示是：三者之间没有过渡和形成演化关系。目前关于沙波纹、沙丘和沙山的清晰认识是：除了空间尺度的区分外，3种床面的其他形态参数具有高度的相似性，特别是拥有比较统一的高度—间距关系 ^{[ 14]}；它们具有截然不同的形成机制，风沙颗粒的运动特征决定沙波纹的形成，对沙丘形成起决定作用的是沙丘与近地层气流之间的互馈作用 ^{[ 15]}，而对沙山起决定作用的因素目前尚不清楚，但肯定不同于沙丘，如有研究提出，边界层厚度对沙山的形成具有控制作用 ^{[ 16]}；不同空间尺度的风沙地貌对应不同的时间尺度，沙波纹在数分钟内可以形成，沙丘至少需要几天，沙山则需要数千年才能形成 ^{[ 13]}。

尽管目前对火星横向沙脊在风沙地貌分类系统中的归属尚没有定论，但大多数研究者倾向于将其归于沙波纹的范畴。风沙地貌研究主要关注沙丘，沙波纹通常被认为是最简单的风沙地貌类型，所以实验和野外研究相对较少，但沙波纹所呈现出的精美形态使其成为数值模拟研究者的热衷选择，且模拟结果可以达到近乎完美的再现 ^{[ 17]}。越来越多的研究发现，沙波纹的复杂性及其地貌学意义被忽视 ^{[ 18]}，实际上沙波纹研究是一个争论相当激烈的研究领域。Bagnold ^{[ 12]}早已意识到沙波纹的复杂性，所以他在阐述小尺度风沙地貌时，区分了沙波纹、沙脊以及流体拖曳沙波纹（Fluid drag ripples）。Wilson ^{[ 13]}则区分了空气动力学沙波纹（aerodynamic ripples）、冲击沙波纹（impact ripples）和二次流沙波纹（secondary ripples）。沙波纹的内涵不断地被越来越多的研究所充实和发展，并涌现出形形色色的术语，为了避免混淆，下文对文献中所出现的各种与沙波纹有关的术语进行系统梳理。

（1）沙波纹。广义的沙波纹，是风成床面形态尺度序级中尺度最小的床面形态的总称。凡有风沙作用的区域都能够形成沙波纹，所以沙波纹是最普遍的风成床面形态，在沙漠、河岸甚至游乐沙场均可出现。沙波纹顶部呈直线型或微弯曲，其延伸长度为数米之内，走向总体上与风向垂直。因风力条件、沉积物组成、形成过程和演化历史的不同，沙波纹呈现各种复杂的形态或空间尺度，通常将广义沙波纹再分为常态沙波纹（normal ripples）、流体拖曳沙波纹（fluid drag ripples）和巨型沙波纹（mega-ripples）三大类。

（2）常态沙波纹。狭义的沙波纹（sand ripples），是沙波纹的主要类型，其高度为0.5 mm~0.1 m，间距为10 mm~0.25 m，沉积物颗粒组成主要是细沙、中沙和更粗的颗粒。跃移颗粒的冲击作用在其形成过程中具有主导作用，即在以中细沙为主的跃移颗粒的冲击作用下，更粗的颗粒发生蠕移运动，形成沙波纹，所以也被称作“冲击沙波纹（impact ripples）”。冲击沙波纹的间距或波长被认为是取决于跃移颗粒的运动轨迹，因而又被称作“弹道沙波纹（ballistic ripples）”。

（3）流体拖曳沙波纹。极细沙沙波纹，因不常见而通常被忽视。此类沙波纹形成于分选良好的细沙和极细沙沉积环境，延伸长度较小，呈现为不连续的舌状形态特征。在强风作用下，极细沙以悬移运动为主导，冲击作用微弱，不足以形成常态沙波纹，是颗粒运动产生于气流的作用而形成的一类沙波纹，类似于水下沙波纹。Bagnold ^{[ 12]}最早在风洞实验中发现此类沙波纹，将其称之为流体拖曳沙波纹，以别于冲击沙波纹，Wilson ^{[ 13]}则将其称之为空气动力学沙波纹。

（4）巨型沙波纹。形成于双峰型粒度组成的沉积物上，虽然不如常态沙波纹常见，但在干旱风沙区广泛分布。其突出特征是尺度大，高度可达1 m，间距超过20 m，普遍采用的专业术语是“巨型沙波纹” ^{[ 6, 19]}，与常态沙波纹相比，巨型沙波纹的形态呈对称性。巨型沙波纹区别于常态沙波纹的另一个突出特征是沉积物颗粒组成:一是粗，二是双峰型。风力作用通常不足以使粗颗粒发生运动，但足以使细颗粒发生跃移运动，导致粗颗粒在沙波纹表面聚集形成滞留沉积，而最粗的颗粒则聚集在顶部，Bagnold ^{[ 12]}最早将其称之为沙脊（ridges, aeolian ridges, sand ridges），以区别于常态沙波纹。组成巨型沙波纹的颗粒直径可达几毫米，甚至更粗，所以也被称作砾波纹，包括细砾波纹（granule ripples）和中砾波纹（pebble ripples） ^{[ 20, 21]}。巨型沙波纹表面滞留沉积物的聚集显示了风蚀在其形成过程中的重要作用，虽然跃移作用也重要，但其作用仅限于使粗颗粒在近地表发生滚动，所以巨型沙波纹有时也被称作侵蚀沙波纹（erosion ripples），寓意风蚀的作用。

（5）砾浪与沙波。这里顺带再介绍另外两种容易与巨型沙波纹混肴的风成床面形态：砾浪（gravel ridges）和沙波（zibar）。砾浪是大风地区特有的风成地貌，呈垄岗状或新月状，高度一般小于1 m，走向与风向垂直，迎风坡缓，背风坡陡，类似巨型沙波纹。其突出特征是组成物质是砾石，而不是沙粒，砾石直径集中在30~50 mm，个别可达70~80 mm ^{[ 22]}，它们在大风作用下沿地表滚动，其滚动起动风速在40 m/s以上。在中国新疆吐鄯托盆地西北部的三个泉、克尔碱和布尔碱一带砾浪广泛分布，这里是典型的“飞沙走石”区。沙波是宽间距或长波长、低起伏的流动波状床面形态，间距50~400 m，高度可达10 m ^{[ 23]}，组成物质以粗沙为主，主要聚集于表层，一般将其归入沙丘地貌类型的沙片（sand sheets） ^{[ 19, 23]}。

图2展示了典型的火星横向沙脊形态，显示了6个方面的突出特征：颜色浅亮，间距尺度在10 m以上，脊线锐、直、短，截面对称，排列规整，走向与风向垂直。在这些特征中，有些具有沙丘的特征，而其他一些则具有沙波纹的特征，因而研究者们将其称作“横向沙脊”，以模糊其归属 ^{[ 24]}。横向沙脊是随着火星高分辨率影像的出现才逐渐被发现的一种火星独特的风沙地貌类型，因其反照率较高，一般为周围暗色沙丘的2倍，所以早期的研究者基于低分辨率影像，将其归为浅色沙丘（bright dunes） ^{[ 7]}，缺乏深入理解。Bourke等 ^{[ 25]}分析了火星全球勘测者获取的影像后，首次辨认出横向沙脊，并发现其广泛分布，他们进一步围绕横向沙脊形态、起源、沉积物组成与来源、形成机制、分布、活动性、形成年代以及与其他风沙地貌类型的叠置关系开展了一系列研究。 图3显示了横向沙脊与其他几种风成床面形态的关系：大沙波纹叠置在小沙丘之上，巨型沙波纹环绕在小沙丘周围，而横向沙脊则具有相对独立的分布区，既没有叠置在其他沙丘之上，也没有更小的床面形态叠置其上，是相对独立的一种床面类型。这些特征预示着横向沙脊既有别于沙丘，也有别于沙波纹 ^{[ 11]}，似乎是沙丘与沙波纹之间的过渡类型。

横向沙脊形态几何参数具有两方面的重要意义，即定量比较其形态学特征和挖掘形态特征所蕴含的地貌学意义，如组成物质、形成机制和形成时间等。近20年来火星轨道相机和高分辨率成像科学试验相机传回的覆盖范围广、分辨率高的影像使横向沙脊形态几何参数的确定成为可能。通常用4个基本形态几何参数来表征横向沙脊的形态特征（ 图2） ^{[ 24]}：沙脊高度（ H）、长度（ L）、顺风向延伸宽度（ W）和沙脊间距（ λ），其中高度是横向沙脊最重要的形态表征参数之一，但难以获取其准确值，只能粗略估算，不同地区不同方法的估算结果差异较大 ^{[ 26]}。根据4个基本形态几何参数再得出另外几个辅助表征参数：平面长/宽（ a= L/ W）、间距/宽度（ s= λ/ W）和高度/间距（ h/ λ）。

根据不同研究者关于若干地区横向沙脊的研究，其形态几何参数值的变化范围较大，但足以建立清晰的形态概念，即横向沙脊的高度在米级，宽度和间距在十米级，长度在十米至百米级。Zimbelman ^{[ 27]}基于火星轨道相机影像估算的阿克戎槽沟（Acheron Fossae）地区横向沙脊的高度为1.5 m。Wilson等 ^{[ 28]}对大瑟提斯（Syrtis Major）、诺亚奇兹（Noachis）、梅洛尼亚（Memnonia）和法厄同区（Phaethontis）4个地区的340多个横向沙脊形态几何参数的测量结果为：宽度为10~60 m，平均40 m，平均间距为215 m。Williams等 ^{[ 29]}根据火星轨道相机窄角影像立体像对测量的38 m宽横向沙脊高度为5.7 m。Wilson等 ^{[ 30]}根据地球上类横向沙脊推测火星40 m宽横向沙脊高度为2.5~3.5 m。Bourke等 ^{[ 31]}报道了普罗克特陨击坑（Proctor Crater）和戈尔贡混杂地形（Gorgonum Chaos）附近的横向沙脊的估测高度为1~7.8 m。Shockey等 ^{[ 32]}基于60个断面的测量得出：横向沙脊高度0.3~9.7 m，平均2.3 m，宽度4.5~107 m，平均22.6 m。Clark等 ^{[ 33]}利用包含6个地区1 509个横向沙脊的数据库进行了统计分析，得到其平均高度为1.32 m，间距为10~50 m。Geissler等 ^{[ 34]}报道了基于154个数字高程模型的分析结果：平均高度2.6 m，最大14 m，平均间距为47.1 m，最大120 m。Hugenholtz等 ^{[ 35]}根据13个地区高分辨率成像科学试验数字高程模型建立的包括2 295个横向沙脊的数据库，得到如下统计结果：高度0.2~6.4 m，平均1.3 m；长度12.8~561.0 m，平均88.5 m；宽度1.5~77.5 m，平均17.3 m；间距5.9~140.5 m，平均25.8 m。Berman等 ^{[ 36]}分析了火星6个地区约500个横向沙脊，得出其平均高度为1.3 m，宽度22.8 m，间距35.6 m。Bhardwaj等 ^{[ 37]}测得奥克夏平原（Oxia Planum）地区横向沙脊的平均高度为1.2 m，长度131 m，宽度18 m，间距37 m，长/宽为7.1，间距/宽度为2.1。

横向沙脊一般有比较大的平面长/宽值，通常大于6，甚至可达15。间距/宽度值和高度/间距值表征横向沙脊的疏密程度，在一定程度上也表征其空间格局。根据间距/宽度值（ s）可以将横向沙脊分为饱和型（ s=1）、紧密型（ s<2）和不连续型或宽间距型（ s≥2） ^{[ 7, 24]}。横向沙脊的高度/间距值比较大，如Hugenholtz等 ^{[ 35]}根据横向沙脊数据库得到其平均高度/间距值为0.05。

图4为典型的横向沙脊截面图，具有锐脊和对称两个突出特征，平均坡度约15°，上段较陡，坡度约24°，但仍小于休止角，下段坡度则较缓。Zimbelman ^{[ 38]}研究发现尤斯峡谷（Ius Chasma）谷底的横向沙脊平均坡度为11°~22°，萨瑞南高地（Terra Sirenum）地区的平均坡度则为16°~28°。Shockey等 ^{[ 32]}分析了分布在火星5个区域的60个横向沙脊，发现其坡度为0.9°~38.1°，平均14.5°，并认为大于休止角的坡度是沉积物胶结的结果，而很小的坡度则代表极其有限的沉积物组成。

Shockey等 ^{[ 32]}提出表征横向沙脊截面的3个参数：高/宽（ H/ W）、对称系数和顶部尖锐度。如 图4所示，A和E代表横向沙脊宽度的基部两点，C是顶点，B和D是顶点附近的两点。对称系数表征顶点偏离宽度中点的程度，定量地表示为顶点与中点的距离与宽度之比，此值越小则越对称。顶部尖锐度则是B、C、D三点的内切圆直径与宽度之比，值越小越尖锐，表明横向沙脊活动性越强。Shockey等 ^{[ 32]}研究得出横向沙脊高/宽为0.008~0.290，平均0.12；对称系数0~0.30，平均0.09，其中10%属于绝对对称，大多数为很对称；1/3横向沙脊的尖锐度小于1，绝大多数小于4，从总体上来讲，许多横向沙脊尖锐度并不是很突出，表明横向沙脊活动性差。

基于不同指标，可将横向沙脊分为不同的类型。Bourke ^{[ 25]}最早基于沙脊顶部脊线的平面形状对横向沙脊进行分类，Wilson等 ^{[ 26]}进一步考虑了地形的影响程度，Balme等 ^{[ 24]}在总结前人分类的基础上，提出了基于脊线形状、地形影响程度以及分布区大小的三级分类系统。他们首先根据脊线平面形状将横向沙脊分为5个一级类型（ 图5）：简单型、蜿蜒曲折型、分叉型、网格型和新月型。火星许多地区的风沙地貌特别是横向沙脊受地貌环境影响明显，其中有许多横向沙脊明显受地形影响。根据地形影响程度，Balme等 ^{[ 24]}进一步将横向沙脊分为4个二级类型（ 图6）： ①围限型。指分布于封闭盆地和低地中的横向沙脊，其顶部脊线形状和走向受控于盆地边界，陨击坑是最常见的围限型横向沙脊发育的地貌环境。 ②控制型。发育于高地附近的开阔低地或谷地中，横向沙脊的走向与间距受高地的影响，最常见的控制型地貌环境是悬崖附近的槽谷地带。 ③影响型。其整体分布不受地形影响，但个别横向沙脊的走向出现小尺度的变化，例如受小岗丘和小陨击坑影响的横向沙脊。 ④独立型。受控于区域风况，横向沙脊走向在较大范围内保持不变，地形对其影响微弱，该类地貌环境包括平坦和缓坡地形。根据分布区的大小，横向沙脊可以分为3个三级类型： ①横向沙脊斑块，有数十个横向沙脊发育； ②横向沙脊地，有数百个横向沙脊发育； ③横向沙脊海，有成千上万的横向沙脊发育，面积大于50 km ²。实际上，第三级分类并非形态分类。

根据传统的风蚀地貌学理论，横向沙脊与其他风成床面表现出的差别在很大程度上反映了沉积物组成的差别，如施亚帕雷利盆地（Schiaparelli Basin）附近河床上的横向沙脊沉积物可能由石英和长石组成，不同于玄武岩颗粒组成的暗色沙丘，这些石英和长石在诺亚期河道中有水存在时，对化学与物理风化作用有较强的抵抗力 ^{[ 39]}。Thomas等 ^{[ 7]}指出，横向沙脊由较软的沉积物组成，如石膏和其他硫酸盐。所以，研究者们试图探究横向沙脊沉积物的矿物和粒度组成，以期更全面地理解横向沙脊。横向沙脊最突出的特征是较高的反照率，尽管也有个别横向沙脊的反照率较周围基岩小 ^{[ 24]}。虽然反照率被认为与沉积物组成、年龄和活动性有关，但反照率对比是鉴别沉积物组成差异的重要因素。关于横向沙脊沉积物组成的探讨目前集中于矿物和颗粒组成方面，但均是基于遥感探测数据的间接推测。光谱测定法是获取火星表面沉积物矿物组成的主要方法，但目前的光谱测定仪器难以测定横向沙脊沉积物的矿物组成，因为空间分辨率不足以对单个横向沙脊成像，且横向沙脊发育区的面积较周围沙丘发育区小。Fenton等 ^{[ 40]}曾利用热辐射光谱仪（Thermal Emission Spectrometer，TES）大概区分了横向沙脊及其附近暗色大沙丘沉积物的矿物组成，发现二者均显示玄武岩特征，没有显著差异。

利用热惯性遥感数据可以区分沉积物颗粒组成和粒度，其一般原理是颗粒较大或基岩成分较多的地段较细沙或沙尘组成的地段夜间降温慢 ^{[ 41]}。火星全球勘测者（Mars Global Surveyor,MGS）搭载的热辐射光谱仪和火星奥德赛（Odyssey）探测器上搭载的热辐射成像系统（Thermal Emission Imaging System,THEMIS）提供了大量的热惯性数据，根据这些数据发现横向沙脊整体上呈现较低的夜间温度或较小的热惯性。Fenton等 ^{[ 40]}基于THEMIS热惯性数据发现，普罗克特陨击坑（Proctor Crater）横向沙脊沉积物为玄武岩中沙和粗沙，较附近暗色大沙丘细。THEMIS热惯性数据表明，尼尔格峡谷（Nirgal Vallis）横向沙脊沉积物为中沙和粗沙 ^{[ 42]}。Balme等 ^{[ 43]}根据THEMIS夜间图像指出，横向沙脊的热惯性较附近暗色沙丘小，其他研究者 ^{[ 24, 44]}也不断发现类似的现象。基于热惯性数据，横向沙脊沉积物组成与其附近沙丘相比具有3种可能： ①横向沙脊沉积物的粒径较小； ②粒径相似，但附近沙丘已经岩化； ③粒径相似，但横向沙脊沉积物颗粒为团聚体，空隙度大 ^{[ 24]}。多数研究者倾向于认为横向沙脊的高反照率和低热惯性反映的是其较细的沉积物颗粒组成。但也有相反的结论，Berman等 ^{[ 36]}根据火星勘测轨道器上搭载的小型火星勘测成像光谱仪（Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars,CRISM）数据分析表明，发育在子午线高原（Meridiani Planum）和凯撒陨击坑（Kaiser Crater）的横向沙脊和附件的暗色沙丘具有相似的矿物组成和相同的物源，但风力的分选作用使横向沙脊表面聚集了较粗的沉积物颗粒，并且已被胶结，活动性差。Edgett等 ^{[ 39]}认为，在一些地区，反照率反映了沙丘的活动性，浅色沙丘代表表面被粉尘覆盖的活动性差的沙丘。

横向沙脊的分布是多种因子相互之间复杂作用的结果，其分布特征能够提供横向沙脊形成条件与发育过程的重要信息，特别是提供火星气候变化及火星过去和现在的风况信息 ^{[ 45]}。横向沙脊的分布特征研究主要是基于轨道器遥感影像，分析其分布与纬度、高度、热惯性、地貌单元、坡度和表面粗糙度的关系 ^{[ 26]}。研究者们目前虽然已经获得了重要的初步认识，但受遥感影像覆盖范围和分辨率的限制，其精确度有待进一步提高。基于已有的研究 ^{[ 24, 26, 46]}，可得出以下一般性认识： ①非随机性。横向沙脊的分布受许多复杂因素的影响，其中一些因素是关键主导因素，导致横向沙脊的总体分布呈现一定的规律性。另外，横向沙脊的类型分布也呈现一定的规律性，反映了横向沙脊类型与影响因子之间的关系。 ②不平衡性。虽然横向沙脊是火星上广泛分布的风成床面类型，但其在全球的分布并不像最初推测的那样无处不在 ^{[ 8]}，而是表现为南北两半球的整体不平衡性，不同纬度的不平衡性和发育地貌单元的不平衡性，甚至具有丛状分布特征。 ③研究的不全面性。火星横向沙脊分布范围广，但已有的遥感影像尚未全部覆盖整个火星，而且有相当一部分横向沙脊分布的空间尺度较小，致使遥感影像分辨率不足以对其进行充分地展示。目前关于横向沙脊分布规律的认识来自于几个条带遥感影像研究，如Wilson等 ^{[ 26]}研究了90°N~90°S和180°~240°E条带范围内的5 112幅MOC窄角影像，其中有10%的影像是关于横向沙脊的研究，Balme等 ^{[ 24]}和Berman等 ^{[ 46]}研究了90°N~90°S和0°~45°E条带的10 000幅MOC窄角影像，其中2 230幅影像研究与横向沙脊相关。横向沙脊的分布范围大小用含有横向沙脊影像数量的百分比或横向沙脊覆盖影像的百分比来表示。

Wilson等 ^{[ 26]}基于5 112幅MOC 窄角影像研究了横向沙脊数量随纬度的变化规律， 图7为具有横向沙脊的影像数占总影像数的百分比随纬度带变化的直方图：每10 °纬度带的平均影像数为284，各纬度带拥有横向沙脊影像数的百分比为0~45%。基于该图，我们可以获得如下信息： ①与沙丘分布趋势相反，南半球横向沙脊较北半球多，73%的拥有横向沙脊的影像分布于南半球高地上； ②低纬度地区多，中高纬度地区少，92%拥有横向沙脊的影像位于50°N~50°S，南北半球中高纬度和极地地区横向沙脊很少。在南半球，92%拥有横向沙脊的影像分布于0°~50°S，69%分布于0°~40°S，在30°~40°S，高达45%的影像拥有横向沙脊，50°S以南降低至1%~3%。在北半球，92%拥有横向沙脊的影像分布于0°~40°N，70%分布于10°~30°N，且大部分（约60%）与环奥林匹斯山地带（Olympus Mons Aureole）（10°~40°N，210°~230°E）有关，其余分布于亚马孙平原（Amazonis Planitia）以西0°~40°N的起伏破碎地貌单元内，如极度破碎区（Highly Fractured Materials）的HNu 地貌单元，起伏平原区的Hr地貌单元和阿卡迪亚构造（Arcadia Formation）。北方低地横向沙脊很少，40°N以北地区拥有横向沙脊影像的比例仅为0~3%。

总体上，两极地区横向沙脊分布较中低纬度地区急剧减少，可能是该区的低温及季节性冰冻层抑制了风沙活动。但在80°~90°N和70°~80°S，拥有横向沙脊影像的比例稍有增加，可能与该区丰富的沙源和强劲的风力作用有关。Berman等 ^{[ 46]}基于10 000幅MOC窄角影像的研究得出类似的结论，发现横向沙脊集中分布于中低纬度地区，在35°N以北和55°S以南的区域很少出现。在其所研究的条带范围内，北半球平均约3%的面积为横向沙脊所覆盖，而南半球可达11%，即南半球横向沙脊分布区域明显多于北半球。在赤道地区，特别是子午平原附近发育了独特的新月型横向沙脊，区别于其他地区的简单型、分叉型和网格型横向沙脊。发育在该地区的横向沙脊尺度较其他地区的大，连续分布且反照率低 ^{[ 24]}，反映了横向沙脊类型与其发育环境的关系。

探究横向沙脊分布随高度变化的规律的意义在于理解气候在其形成中的作用，因为在火星稀薄的大气条件下，气压的变化对横向沙脊形成的影响可能更明显，使得海拔高度低处比高处更有利于横向沙脊的形成。然而，实际情况是，横向沙脊多发育在较高海拔高度的区域，特别是在海拔高度大于北方低地的较高地区（-3~2 km）最普遍，表明在所研究的区域内，高度并不是横向沙脊形成与发育的限制因素。研究发现有1%的横向沙脊发育在高度大于3 km的地区（ 图8） ^{[ 26]}，证明火星风沙地貌过程确实能够发生在高海拔、大气压低于平均大气压的地区 ^{[ 8, 47]}。也有另外一种可能，认为3 km海拔高度是风沙地貌过程发生的上限，在该高度之上的风沙地貌，如横向沙脊，形成于大气压高于当前气压的历史时期 ^{[ 48]}，意味着横向沙脊蕴含了火星气候变化的信息。

地貌单元的鉴别是理解横向沙脊发育条件乃至形成机理的重要方面，其作用主要表现在以下两点：确定沙源丰富度及影响其形成和发育的局地风况。在火星风沙地貌整体沙源有限的条件下，探讨地貌单元对横向沙脊发育影响的意义则更加重要。横向沙脊普遍发育在海拔高度大于北方低地且起伏较大的区域，其中许多洼地聚集了横向沙脊发育所需的沉积物，加之地形对区域风况的改变，导致风蚀和风沙运移增强 ^{[ 45]}，所以拥有横向沙脊的大多数影像位于相对较低的洼地中，如牛顿陨击坑（Newton crater）、戈尔贡混杂地形（Gorgonum chaos）、亚特兰蒂斯混杂地形（Atlantis chaos）以及拉伸地堑和槽谷，包括萨瑞南高地（Terra sirenum）和环奥林匹斯山地带（Olympus Mons aureole）的萨瑞南槽沟（Sirenum fossae）和梅洛尼亚槽沟（Memnonia fossae）系统，特别是河道网沉积区（channel system materials）和奥林匹斯山构造区（the Olympus Mons formation）等以槽、谷、地堑、断层和陡坡为特征的地貌单元，横向沙脊发育最多（ 图9），因为槽谷地形有利于聚集局地沉积物源 ^{[ 31, 40]}。横向沙脊发育的地貌单元证实了沉积物丰富度对其形成和发育的控制作用，甚至还证实了火星和其他地外星球沙丘地貌发育的沙源控制型机制。

横向沙脊的形成是最富有理论探索价值的研究领域，对认识横向沙脊具有纲举目张的意义，但也是颇具挑战性的研究领域，需要集成所有方面的研究和调动多个学科的理论。火星的整体研究水平极大地限制了关于横向沙脊形成研究的突破性进展，特别是相关理论的演绎几乎没有实地验证，仅有一些着陆点上的现场观测结果。所以，目前关于横向沙脊形成机制的探究最主要的是依据其形态特征和地球上相类似的床面形态，提出若干假说，即便是关于地球上类似的风成床面形成的认识也是多处于假说阶段。

（1）巨型沙波纹假说。该假说的要点是横向沙脊属于沙波纹，即巨型沙波纹，不属于沙丘，基于与组成物质、流动性和格局特征相关的3个方面的证据： ①现场观察：“勇气号”（Spirit）和“机遇号”（Opportunity）火星车分别在古谢夫陨击坑（Gusev crater）和子午线高原（Meridiani planum）着陆，曾现场观察了着陆点附近的表面被粗沙和细砾覆盖的巨型沙波纹，发现巨型沙波纹与附近的横向沙脊相似 ^{[ 49, 50]}，一些研究者由此认为，横向沙脊也是表面被粗沙覆盖的巨型沙波纹 ^{[ 24]}。观察到的巨型沙波纹由分选性差的沙粒和粉尘混合物组成，并夹杂少量的碎屑物，表层被更粗的沙粒所覆盖，所以不能流动 ^{[ 36]}。“机遇号”火星车在子午线高原观察到横向沙脊与沙波纹之间的联系，即小尺度的风成床面形态—沙波纹逐渐演变成附近更大的床面形态，即遥感影像上显示的横向沙脊，所以，横向沙脊与沙波纹有联系，而与沙丘无关。 ②地球巨型沙波纹的启示：在地球若干沙漠中发现被粗沙覆盖的巨型沙波纹被认为与火星横向沙脊相类似，如阿根廷的普纳（Puna） ^{[ 51]}、伊朗的卢特沙漠（Lut Desert） ^{[ 52]}和利比亚的瓦乌纳穆斯（Wau-an-Namus） ^{[ 53]}区域的巨型沙波纹。普纳的巨型沙波纹表层为砾石覆盖，结构和形态上与横向沙脊类似，但表层砾石含有的浮石和结石与横向沙脊的相似程度尚不清楚。卢特沙漠的巨型沙波纹发育于巨型雅丹和流沙之间的第四纪沙片和洪积扇沉积物之上，在水平尺度上与火星横向沙脊接近，由于巨型沙波纹表层为粗沙覆盖，所以不具有流动性。卢特沙漠的巨型沙波纹形成时间较附近的沙丘和河流地貌早，长期保持固定，对应于不具现代活动性的火星横向沙脊。Hugenholtz等 ^{[ 35]}根据形态学、沉积学和流动性等多个方面的特征，指出卢特沙漠巨型沙波纹与火星横向沙脊具有更完美的相似性。瓦乌纳穆斯巨型沙波纹呈暗色，发育于一个孤立的死火山附近，水平尺度和平面格局与火星横向沙脊类似，也具有条纹状和丛状格局（ 图10）。 ③风洞实验研究表明，由细沙和粗沙组成的双峰型沉积物在风力作用下，易于运动的细沙从不易于运动的粗沙中分选出来，并对粗沙产生冲击作用，使粗沙发生蠕动并产生聚集，最终形成表层被粗沙覆盖的沙波纹 ^{[ 54]}。所以，巨型沙波纹假说是目前得到支持最多的假说。

（2）反向沙丘假说。该假说认为，火星横向沙脊的形成类似地球上的反向沙丘，主要是基于横向沙脊对称的截面形态和固定不流动两个方面的特征。反向沙丘是地球上分布比较广泛的沙丘类型，是在两个方向近乎相反的季节性风作用下，形成的沿垂直于风方向增长较快但运动有限的一类沙丘 ^{[ 55]}。美国爱达荷州（Idaho）中部的布鲁诺沙地（Bruneau Dunes）发育了典型的反向沙丘，研究者们基于高精度的形态学，特别是截面分析发现，布鲁诺沙地的反向沙丘横截面的对称性和自下而上的坡度变化均与火星横向沙脊相似 ^{[ 56]}。两个坡面的坡度自下而上呈现出由不成熟型、过渡型到成熟型的变化特征，尽管它们之间的水平尺度差别可达数量级，但基于沙丘底部特征宽度归一化（即沙丘水平长度和高度分别除以其底部特征宽度，对其实行无量纲化）的横截面特征显示，过渡型和成熟型反向沙丘与火星横向沙脊相似（ 图11）。

（3）粉尘胶结假说。或称逆行沙丘假说，该假说仅针对部分火星横向沙脊，认为粉尘沉积物在风力作用下形成横向沙脊，在其演化历史中由于胶结作用使其固定，固定床面进一步在风沙流侵蚀作用下，形成热惯性较低、反照率较邻近沙丘高且呈现多种形态特征的横向沙脊 ^{[ 57]}。其中有一个核心问题：以悬移状态运动的粉尘如何产生堆积而形成床面形态，由此研究者们提出了逆行沙丘假说，即悬移质粉尘类似含沙河流中的浊流，在其湍流作用下，背风坡被淘蚀，迎风坡逐渐向上风向堆积。该假说进一步的引申含义为：由于气候变化，广泛分布的火星横向沙脊形成时的大气条件与当前大气条件有很大的差别，当时具有更强的风动力条件，因此，横向沙脊蕴含5 Ma前火星的气候信息。Greeley等 ^{[ 58]}曾指出，带电的粉尘颗粒聚集形成的颗粒团聚体在风力作用下发生跃移运动，形成由细颗粒组成的沙丘，但火星上尚未发现粉尘沙丘，所以火星上风尘运动的地貌学意义很可能是另外的结果，即通过逆行沙丘机制形成横向沙脊。

Kerber等 ^{[ 59]}报道了美杜莎槽沟（Medusae Fossae Formation）胶结横向沙脊，其具有较长的形成历史，而且经历了后期侵蚀形成特殊的风蚀面，以至于横向沙脊的堆积、胶结和风蚀在整个美杜莎槽沟表面形貌的形成与演化中都具有重要作用。

（4）横向沙脊的归属。以上3种假说试图从不同的角度来提供对火星横向沙脊的认识，有些“盲人摸象”的意义，粉尘胶结假说在地球上尚没有找到对应的类型，巨型沙波纹假说和反向沙丘假说具有不同的说服力。以特征宽度进行归一化后（同 图11归一化处理方法）的几种典型沙丘类型和巨型沙波纹的截面特征表明（ 图12），巨型沙波纹与反向沙丘横截面明显区别于其他沙丘类型，但与火星横向沙脊类似 ^{[ 60]}。Hugenholtz等 ^{[ 35]}利用火星13个地区2 295个横向沙脊数据库对其形态特征进行了统计分析，得到目前关于横向沙脊最全面的形态学认识。首先，各形态几何参数的概率分布表明，火星横向沙脊是一个相对连续而非离散的群体（ 图13），特别是累计概率曲线为一段式，根据沙丘地貌格局分析法 ^{[ 61]}，所研究的横向沙脊应该属于同一种床面形态类型，与基于密度的聚类算法（Density-Based Clustering Algorithm, DBSCAN） ^{[ 62]}得出类似的结论。其次，横向沙脊的高度/间距的平均值为1∶24，与地球巨型沙波纹高度/间距的平均值1∶22接近 ^{[ 63]}，也与卢特沙漠的类横向沙脊相似 ^{[ 35]}。

同时，火星横向沙脊的空间尺度与地球上的巨型沙波纹和反向沙丘均有重叠（ 图14） ^{[ 64]}，以至于关于横向沙脊形成的巨型沙波纹假说和反向沙丘假说并存。但其他更多的证据支持巨型沙波纹假说，有几个方面的证据不支持反向沙丘假说： ①火星普遍存在横向沙脊与暗色横向沙丘并存的现象与反向沙丘发育条件—相向的双风向相悖，或许横向沙脊形成于大气条件与现在截然不同的历史时期。 ②火星横向沙脊长直的脊线与反向沙丘多为新月形不一致。 ③火星横向沙脊仅在形态上与反向沙丘相似，但二者之间的尺度差别大，Zimbelman等 ^{[ 56]}所报道的反向沙丘高度是Hugenholtz等 ^{[ 64]}数据库中最高横向沙脊高度的20多倍。相反，火星横向沙脊沉积物的双峰型组成，更为相似的形态特征和不具流动性则有力地支持了巨型沙波纹假说。

然而，随着研究的深化，目前浮现出更多的困惑，如火星大沙波纹或巨型沙波纹的发现 ^{[ 65]}和流动横向沙脊的发现 ^{[ 66]}。Zimbelman ^{[ 11]}将火星沙波纹分为小沙波纹（高度小于20 mm，间距小于300 mm）、大沙波纹（高度150~250 mm，间距1~2 m）和巨型沙波纹（高度0.3~0.9 m，间距5~15 m），巨型沙波纹与横向沙脊类似，但具有较低的反照率（ 图3）。在火星甘博阿陨击坑（Gamboa crater）和马塔拉陨击坑（Matara crater）发现了叠置在沙丘上的大沙波纹和环绕在沙丘周围的巨型沙波纹，巨型沙波纹具有类似沙丘的低反照率，显示了其与覆盖于沙丘上的大沙波纹之间的联系，但其脊线走向呈放射状，其形成与沙丘的关系是一个困惑的问题。随着沙尘堆积，巨型沙波纹反照率逐渐增大，呈现横向沙脊的特征，所以，巨型沙波纹可能是其邻近横向沙脊的原型。大沙波纹、巨型沙波纹和横向沙脊到底有何种联系是一个值得探讨的问题。

火星横向沙脊被认为是火星新近的地貌类型，但到底新近到何种程度？据报道，包括横向沙脊在内的火星风沙地貌的形成年龄达数百万年甚至更老，而地球上风沙地貌年龄在万年或更短时间尺度上的居多，被普遍认为是类火星横向沙脊的巨型沙波纹形成的时间也超不出万年或千年时间尺度。火星风沙地貌的突出特征是受沙源控制较气候更多，但在研究火星风沙地貌的形成时，风况是首先要考虑的因素。目前已有研究表明，横向沙脊与当前风况的关系很复杂，呈现多种情形，致使研究者们认为，横向沙脊并不代表现代风况，而是代表历史时期的风况。澄清这些问题需要了解横向沙脊的形成时间，所以研究者们试图根据横向沙脊与其他地貌类型的格局关系来确定其相对形成时间，或统计分布于横向沙脊上的陨击坑来确定其大概的绝对年龄。

横向沙脊形成时间有较大的跨度，但总体上是一种年轻的风沙地貌类型，形成于火星演化历史的最后几百万年，一般较沙丘形成时代早。Reiss等 ^{[ 67]}根据尼尔格峡谷（Nirgal Vallis）横向沙脊上陨击坑的统计结果发现，这里的横向沙脊在1.4~0.3 Ma前已停止活动，Zimbelman ^{[ 42]}也曾注意到该区横向沙脊上发育的陨击坑。Malin等 ^{[ 8]}观察到，当横向沙脊与较大的暗色沙丘同时出现时，前者较后者形成时间早。Wilson等 ^{[ 26]}发现当沙丘前移侵袭附近的横向沙脊时，并不能对横向沙脊产生任何改变，因为横向沙脊已被胶结或岩化。在Balme等 ^{[ 24]}所研究的67幅拥有横向沙脊的遥感影像中，有66%的影像清晰显示暗色沙丘叠置在横向沙脊之上，仅1幅显示横向沙脊叠置于暗色沙丘之上。虽然也有横向沙脊叠置于暗色沙丘上的其他报道 ^{[ 26, 40]}，但总体上很少。Berman等 ^{[ 46]}的研究表明，在赤道地区和北半球，当横向沙脊和暗色沙丘同时出现时，后者通常叠于前者之上，说明横向沙脊形成时间较早且已胶结。而在南半球的陨击坑内，经常出现横向沙脊叠于暗色沙丘之上的情形，而且显示较强的活动性。赤道地区的横向沙脊上常有陨击坑发育，而在南半球陨击坑内的横向沙脊上未见直径大于5~10 mm的陨击坑，说明赤道地区的横向沙脊形成时间更早，陨击坑保持年龄1~3 Ma，南半球陨击坑内横向沙脊上的陨击坑保持年龄小于100 ka。

横向沙脊与现代风向的良好对应关系是其形成于最近气候环境的证据。Thomas等 ^{[ 7]}发现，在70%的情况下，根据横向沙脊得出的风向与当地风条痕有良好的匹配关系。Fenton等 ^{[ 40]}发现，在普罗克特陨击坑（Proctor crater），根据横向沙脊得出的风向与尘暴痕迹和沙丘落沙坡一致。在Balme等 ^{[ 24]}所研究的67幅影像中，57%的横向沙脊与附近暗色沙丘的走向一致，15%的相差约45°，13%的相差90°。

火星横向沙脊是高度米级，间距十米级的风成床面形态类型，是得到较多研究的火星风沙地貌，近20年来已有一系列研究，包括分布规律、形态特征、沉积物组成、形成过程和形成时代等方面，研究工作在地貌学的理论框架下开展，即形态、过程与物质的耦合研究。然而，除了对其形态有比较准确的认识外，目前关于形成过程和组成物质尚属猜测，主要是缺乏直接的观测资料，导致研究过分依赖于遥感探测信息。虽然野外观测，物理模拟实验和数值模拟是风沙地貌研究的3种手段，但由于野外观测的缺乏，限制了其他两种研究方法作用的发挥。在野外观测方面，目前所能依赖的仅是遥感探测，现场观测在近期尚无法进行，所以借助未来火星探测计划的机遇，针对横向沙脊研究急需，规划优先探测内容是最现实的选择。目前关于横向沙脊研究的困惑主要是对其组成物质和形成过程的认识不清，所以，获取横向沙脊形成过程和沉积学特征的高分辨率遥感信息是近期探测需要谋划的重点内容。覆盖火星全球的高分辨率探测是最理想的但是不现实的，地球风沙地貌的研究经验表明，风沙地貌的区域综合研究和对比研究是全面认识风沙地貌的有效途径，所以，选择火星若干典型区域，重点集成探测，开展横向沙脊区域综合研究是志在取得突破的重要研究方向。当然，将横向沙脊作为风沙地貌区域综合探测的内容将使火星探测效益更高。