WikiDer > Вода на Марсе
Почти все вода на Марсе сегодня существует в виде льда, хотя он также существует в небольших количествах в виде пара в атмосфера.[5] То, что считалось жидкостью малого объема рассолы на мелководье Марсианский грунт, также называемый повторяющиеся наклонные линии,[6][7] могут быть песчинки и пыль, скользящие по склону, оставляя темные полосы.[8] Единственное место, где водяной лед виден на поверхности, - это северная полярная ледяная шапка.[9] Обильный водяной лед также присутствует под постоянным углекислый газ ледяная шапка на южном полюсе Марса и на мелководье в более умеренных условиях.[10][11][12] Более 21 млн км3 льда были обнаружены на поверхности Марса или вблизи нее, этого достаточно, чтобы покрыть всю планету на глубину 35 метров (115 футов).[13] Еще больше льда, вероятно, будет заперто глубоко под землей.[14]
Некоторое количество жидкой воды может временно появляться на поверхности Марса сегодня, но ограничивается следами растворенной влаги из атмосферы и тонкими пленками, которые представляют собой сложную среду для известной жизни.[7][15][16] На поверхности планеты не существует крупных стоячих водоемов с жидкой водой, потому что атмосферное давление там в среднем составляет всего 600 паскали (0.087 psi), цифра чуть ниже давление пара воды на своем температура плавления; в обычных марсианских условиях чистая вода на поверхности Марса замерзнет или, если ее нагреть до температуры выше точки плавления, замерзнет. возвышенный испаряться. Раньше примерно 3,8 миллиарда лет назад, Марс мог иметь более плотную атмосфера и более высокие температуры поверхности,[17][18][19][20] допускает попадание на поверхность большого количества жидкой воды,[21][22][23][24] возможно включая большой океан[25][26][27][28] это могло покрыть одну треть планеты.[29][30][31] Вода также очевидно текла по поверхности в течение коротких периодов времени в различные промежутки времени в последнее время в истории Марса.[32][33][34] Эолис Палус в Кратер Гейла, исследованный Любопытство марсоход, это геологические останки древнего пресноводное озеро это могло быть гостеприимной средой для микробная жизнь.[35][36][37]
Многие свидетельства указывают на то, что на Марсе много водяного льда, и он играет значительную роль в формировании состояния планеты. геологическая история.[38][39] Современное количество воды на Марсе можно оценить по снимкам космических аппаратов. дистанционное зондирование техники (спектроскопический измерения,[40][41] радар,[42] и т. д.), а также исследования поверхности с посадочных устройств и вездеходов.[43][44] Геологические свидетельства наличия воды в прошлом включают огромное количество каналы оттока высеченный наводнениями,[45] древняя река сети долин,[46][47] дельты,[48] и озера;[49][50][51][52] а также обнаружение на поверхности горных пород и минералов, которые могли образоваться только в жидкой воде.[53] Многочисленные геоморфный особенности предполагают наличие грунтового льда (вечная мерзлота)[54] и движение льда в ледники, как в недавнем прошлом[55][56][57][58] и настоящее.[59] Овраги и наклонные линии вдоль скал и стен кратеров предполагают, что текущая вода продолжает формировать поверхность Марса, хотя и в гораздо меньшей степени, чем в древнем прошлом.
Хотя поверхность Марса периодически была влажной и миллиарды лет назад могла быть гостеприимной для микробной жизни,[60] Текущая среда на поверхности сухая и подмерзшая, что, вероятно, представляет собой непреодолимое препятствие для живых организмов. Кроме того, на Марсе отсутствует плотная атмосфера, озоновый слой, и магнитное поле, позволяя солнечные и космическое излучение беспрепятственно ударить по поверхности. Повреждающее воздействие ионизирующего излучения на клеточную структуру - еще один из основных факторов, ограничивающих выживание жизни на поверхности.[61][62] Следовательно, лучшие потенциальные места для открытия жизнь на Марсе может находиться в подземных средах.[63][64][65] На Марсе обнаружено большое количество подземного льда; обнаруженный объем воды эквивалентен объему воды в Озеро Верхнее.[2][3][4] В 2018 году ученые сообщили об открытии подледное озеро на Марсе, На 1,5 км (0,93 мили) ниже южная полярная ледяная шапка, с горизонтальной протяженностью около 20 км (12 миль), первый известный стабильный водоем жидкой воды на планете.[66][67]
Понимание масштабов и положения воды на Марсе жизненно важно для оценки потенциала планеты для жизни и обеспечения пригодных для использования ресурсы для будущих исследований человека. По этой причине "Следуй за водой" была научной темой НАСАс Программа исследования Марса (MEP) в первом десятилетии 21 века. НАСА и ЕКА миссии в том числе 2001 Марс Одиссея, Марс Экспресс, Марсоходы (MER), Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (ТОиР) и Марс Феникс спускаемый аппарат предоставили информацию об изобилии и распределении воды на Марсе.[68] Марс Одиссей, Марс Экспресс, ТОиР и Марс научный спускаемый аппарат Любопытство марсоход все еще действуют, и продолжают делаться открытия.
В сентябре 2020 года ученые подтвердили существование нескольких крупных соленые озера подо льдом в южный полярный регион планеты Марс. По словам одного из исследователей, «мы определили тот же самый водоем [как предполагалось ранее при предварительном первоначальном обнаружении], но мы также обнаружили три других водоема вокруг основного ... Это сложная система».[69][70]
Историческое прошлое
Представление о воде на Марсе предшествовало космическая эра на сотни лет. Рано телескопический наблюдатели правильно предположили, что белые полярные шапки и облака были признаками присутствия воды. Эти наблюдения в сочетании с тем фактом, что на Марсе 24 часа в сутки, привели астронома Уильям Гершель заявить в 1784 году, что Марс, вероятно, предложил своим обитателям «ситуацию, во многих отношениях аналогичную нашей».[71]
К началу 20 века большинство астрономов признали, что Марс намного холоднее и суше, чем Земля. Присутствие океанов больше не принималось, поэтому парадигма изменилась на изображение Марса как «умирающей» планеты с очень скудным количеством воды. Темные участки, которые можно было увидеть сезонно меняющимися, тогда считались участками растительности.[72] Человек, наиболее ответственный за популяризацию этой точки зрения на Марс, был Персиваль Лоуэлл (1855–1916), который вообразил расу марсиан, строящую сеть каналы доставлять воду с полюсов жителям на экваторе. Хотя идеи Лоуэлла вызывали огромный общественный энтузиазм, они были отвергнуты большинством астрономов. Большинство взглядов на научный истеблишмент того времени, вероятно, лучше всего резюмировал английский астроном. Эдвард Вальтер Маундер (1851–1928), сравнивший климат Марса с условиями на вершине двадцатитысячного пика на арктическом острове.[73] где только лишайник можно ожидать, что он выживет.
Тем временем многие астрономы совершенствовали инструмент планетарного спектроскопия в надежде определить состав Марсианская атмосфера. Между 1925 и 1943 гг. Уолтер Адамс и Теодор Данэм на Обсерватория Маунт Вильсон пытался идентифицировать кислород и водяной пар в марсианской атмосфере, но в целом дало отрицательные результаты. Единственным достоверно известным компонентом марсианской атмосферы был углекислый газ (CO2) идентифицированный спектроскопически Джерард Койпер в 1947 г.[74] Водяной пар не был однозначно обнаружен на Марсе до 1963 года.[75]
Состав полярные шапки, считающийся водяным льдом со времен Кассини (1666), в конце 1800-х годов были опрошены несколькими учеными, которые отдали предпочтение CO2 льда из-за общей низкой температуры планеты и очевидного отсутствия воды. Эта гипотеза была подтверждена теоретически. Роберт Лейтон и Брюс Мюррей в 1966 г.[76] Сегодня известно, что зимние шапки на обоих полюсах в основном состоят из CO.2 лед, но постоянная (или многолетняя) шапка водяного льда остается летом на северном полюсе. На южном полюсе небольшая шапка CO2 Лед остается летом, но под этой шапкой также лежит водяной лед.
Последний кусочек головоломки марсианского климата был предоставлен Маринер 4 в 1965 году. Зернистые телевизионные изображения с космического корабля показали, что на поверхности преобладают ударные кратеры, что подразумевало, что поверхность была очень старой и не испытала такого уровня эрозии и тектонической активности, как на Земле. Небольшая эрозия означала, что жидкая вода, вероятно, не играла большой роли в жизнедеятельности планеты. геоморфология миллиарды лет.[77] Кроме того, изменение радиосигнала космического корабля, проходящего за планетой, позволило ученым вычислить плотность атмосферы. Результаты показали, что атмосферное давление составляет менее 1% от земного на уровне моря, что фактически исключает существование жидкой воды, которая быстро закипает или замерзает при таком низком давлении.[78] Таким образом, видение Марса родилось в мире, очень похожем на Луну, но с легким клочком атмосферы, который разносит пыль. Такой вид Марса продлится еще почти десять лет, пока Маринер 9 показал гораздо более динамичный Марс с намеками на то, что прошлое окружение планеты было более чистым, чем нынешнее.
24 января 2014 года НАСА сообщило, что текущие исследования на Марсе Любопытство и Возможность вездеходы будет искать свидетельства древней жизни, в том числе биосфера на основе автотрофный, хемотрофный и / или хемо-лито-автотрофный микроорганизмы, а также древняя вода, в том числе флювио-озерные среды (равнины связанных с древними реками или озерами), которые могли быть обитаемый.[79][80][81]
В течение многих лет считалось, что наблюдаемые остатки наводнений были вызваны высвобождением воды из глобального зеркала грунтовых вод, но исследование, опубликованное в 2015 году, показывает, что их источником являются региональные отложения отложений и льда, образовавшиеся 450 миллионов лет назад.[82] «Отложения осадков из рек и гигантские каньоны, заполненные талой ледяной водой, под первобытным океаном, находящимся в северных низинах планеты. Именно вода, сохранившаяся в этих отложениях каньонов, позже была выпущена в виде больших наводнений, последствия которых можно увидеть сегодня».[45][82]
Свидетельства из горных пород и минералов
Широко признано, что на раннем этапе своей истории Марс имел обилие воды.[83][84] но с тех пор все большие области жидкой воды исчезли. Часть этой воды удерживается на современном Марсе в виде льда и заключена в структуре множества богатых водой материалов, включая глинистые минералы (филлосиликаты) и сульфаты.[85][86] Исследования изотопных отношений водорода показывают, что астероиды и кометы свыше 2,5 астрономические единицы (AU) обеспечивают источник марсианской воды,[87] что в настоящее время составляет от 6% до 27% современного океана Земли.[87]
Вода в продуктах выветривания (водные минералы)
Первичный тип горных пород на поверхности Марса - это базальт, мелкозернистый огненный рок состоит в основном из мафический силикатные минералы оливин, пироксен, и плагиоклаз полевой шпат.[88] При воздействии воды и атмосферных газов эти минералы химическая погода в новые (вторичные) минералы, некоторые из которых могут включать воду в свои кристаллические структуры, либо как H2O или как гидроксил (ОЙ). Примеры гидратированный (или гидроксилированные) минералы включают гидроксид железа гетит (общий компонент наземных почвы); в эвапорит минералы гипс и кизерит; опаловый кремнезем; и филлосиликаты (также называемый глинистые минералы), Такие как каолинит и монтмориллонит. Все эти минералы были обнаружены на Марсе.[89]
Одним из прямых последствий химического выветривания является потребление воды и других химически активных веществ, забирая их из мобильных резервуаров, таких как атмосфера и гидросфера и изолировать их в горных породах и минералах.[90] Количество воды в марсианской коре хранится в виде гидратированные минералы в настоящее время неизвестно, но может быть довольно большим.[91] Например, минералогические модели выходов горных пород, изученные приборами на Возможность марсоход в Meridiani Planum предполагаю, что сульфат отложения там могут содержать до 22% воды по весу.[92]
На Земле во всех химических реакциях выветривания в той или иной степени участвует вода.[93] Таким образом, многие вторичные минералы на самом деле не включают воду, но для их образования требуется вода. Некоторые примеры безводных вторичных минералов включают множество карбонаты, немного сульфаты (например., ангидрит), и оксиды металлов, такие как минерал оксид железа гематит. На Марсе некоторые из этих продуктов выветривания теоретически могут образовываться без воды или с небольшими количествами, присутствующими в виде льда или тонких пленок молекулярного масштаба (монослои).[94][95] Степень, в которой такие экзотические процессы выветривания действуют на Марсе, все еще неизвестна. Минералы, которые включают воду или образуются в присутствии воды, обычно называют «водными минералами».
Водные минералы являются чувствительными индикаторами типа окружающей среды, которая существовала, когда эти минералы образовывались. Легкость, с которой происходят водные реакции (см. Свободная энергия Гиббса) зависит от давления, температуры и от концентраций газообразных и растворимых веществ.[96] Два важных свойства: pH и окислительно-восстановительный потенциал (Eчас). Например, сульфатный минерал ярозит образуется только в воде с низким pH (сильнокислой). Филосиликаты обычно образуются в воде от нейтрального до высокого (щелочного) pH. Eчас это мера степень окисления водной системы. Вместе Eчас и pH указывают на типы минералов, которые наиболее термодинамически стабильны и, следовательно, с наибольшей вероятностью образуются из данного набора водных компонентов. Таким образом, прошлые условия окружающей среды на Марсе, в том числе благоприятные для жизни, можно сделать вывод по типам минералов, присутствующих в породах.
Гидротермальные изменения
Водные минералы также могут образовываться в недрах в результате гидротермальный жидкости, мигрирующие через поры и трещины. Источник тепла, приводящий в действие гидротермальную систему, может быть поблизости магма тела или остаточное тепло от больших удары.[97] Одним из важных типов гидротермальных изменений в океанической коре Земли является серпентинизация, который происходит, когда морская вода мигрирует через ультраосновной и базальтовые породы. Реакции вода-порода приводят к окислению двухвалентного железа в оливине и пироксене с образованием трехвалентного железа (как минерала магнетит) давая молекулярные водород (ЧАС2) как побочный продукт. Процесс создает сильно щелочную и восстанавливающую (с низким Eh) среду, способствующую образованию определенных филлосиликатов (серпентиновых минералов) и различных карбонатных минералов, которые вместе образуют породу, называемую серпентинит.[98] Полученный водородный газ может быть важным источником энергии для хемосинтетический организмов или может реагировать с CO2 производить метан газ, процесс, который считался небиологическим источником следовых количеств метана, обнаруженных в марсианской атмосфере.[99] Змеевидные минералы также могут хранить много воды (в виде гидроксила) в своей кристаллической структуре. Недавнее исследование показало, что гипотетические серпентиниты в древней высокогорной коре Марса могли удерживать до 500 метров (1600 футов) глобального эквивалентного слоя (GEL) воды.[100] Хотя некоторые минералы змеевиков были обнаружены на Марсе, по данным дистанционного зондирования не видно широко распространенных обнажений.[101] Этот факт не исключает наличия большого количества серпентинита, скрытого на глубине в коре Марса.
Скорость выветривания
Скорость превращения первичных минералов во вторичные водные минералы различается. Первичные силикатные минералы кристаллизуются из магмы под давлением и температурами, значительно превышающими условия на поверхности планеты. При воздействии поверхностной среды эти минералы равновесие и будет иметь тенденцию взаимодействовать с доступными химическими компонентами с образованием более стабильных минеральных фаз. Как правило, силикатные минералы, которые кристаллизуются при самых высоких температурах (сначала затвердевают в остывающей магме), выветриваются быстрее всего.[102] На Земле и Марсе наиболее распространенным минералом, отвечающим этому критерию, является оливин, который легко выдерживает глинистые минералы в присутствии воды.
Оливин широко распространен на Марсе,[103] предполагая, что поверхность Марса не была повсеместно изменена водой; многочисленные геологические данные говорят об обратном.[104][105][106]
Марсианские метеориты
Было обнаружено более 60 метеоритов, пришедших с Марса.[107] Некоторые из них содержат свидетельства того, что во время пребывания на Марсе они подвергались воздействию воды. Немного Марсианские метеориты называется базальтовый шерготиты, появляются (из-за наличия гидратированных карбонаты и сульфаты) подвергаться воздействию жидкой воды перед выбросом в космос.[108][109] Было показано, что еще один класс метеоритов - нахлиты, были залиты жидкой водой около 620 миллионов лет назад и что они были выброшены с Марса около 10,75 миллиона лет назад в результате удара астероида. Они упали на Землю за последние 10 000 лет.[110] Марсианский метеорит NWA 7034 в нем на порядок больше воды, чем в большинстве других марсианских метеоритов. Он похож на базальты, изученные марсоходами, и образовался в начале Амазонская эпоха.[111][112]
В 1996 году группа ученых сообщила о возможном присутствии микрофоссилий в Аллан Хиллз 84001, метеорит с Марса.[113] Многие исследования оспаривают обоснованность их интерпретации в основном на основе формы этих предполагаемых окаменелостей.[114][115] Было обнаружено, что большая часть органическая материя в метеорите земного происхождения.[116] Кроме того, научный консенсус состоит в том, что «одна морфология не может быть однозначно использована как инструмент для обнаружения примитивной жизни».[117][118][119] Интерпретация морфологии, как известно, субъективна, и ее использование само по себе привело к многочисленным ошибкам интерпретации.[117]
Геоморфические свидетельства
Озера и речные долины
1971 год Маринер 9 космический корабль произвел революцию в наших представлениях о воде на Марсе. Во многих районах были обнаружены огромные речные долины. Изображения показали, что наводнения прорывали плотины, вырезали глубокие долины, размывали борозды в коренных породах и распространялись на тысячи километров.[45] Места с разветвленными ручьями в южном полушарии предполагают, что когда-то шел дождь.[120][121] Число признанных долин со временем увеличивалось. В исследовании, опубликованном в июне 2010 года, было нанесено на карту 40 000 речных долин на Марсе, что примерно в четыре раза превышает количество речных долин, которые были идентифицированы ранее.[31] Марсианские водные объекты можно разделить на два различных класса: 1) дендритные (разветвленные), земного масштаба, широко распространенные, Ноахиан-возраст сети долин и 2) исключительно большие, длинные, однониточные, изолированные, Гесперианский-возраст каналы оттока. Недавняя работа предполагает, что может быть также класс загадочных на данный момент, меньших, более молодых (Гесперианский к Амазонка) каналов в средних широтах, возможно, связанных с периодическим локальным таянием ледяных отложений.[122][123]
Некоторые части шоу Марса перевернутый рельеф. Это происходит, когда осадки оседают на дне ручья и затем становятся устойчивыми к эрозии, возможно, за счет цементации. Позже местность может быть закопана. В конце концов, эрозия удаляет покровный слой, и прежние ручьи становятся видимыми, поскольку они устойчивы к эрозии. Mars Global Surveyor обнаружил несколько примеров этого процесса.[124][125] Многие перевернутые потоки были обнаружены в различных регионах Марса, особенно в Формирование ямок Медузы,[126] Кратер Миямото,[127] Кратер Сахеки,[128] и плато Ювентэ.[129][130]
На Марсе были обнаружены различные озерные бассейны.[131] Некоторые из них сравнимы по размеру с самыми большими озерами на Земле, такими как Каспийское море, Черное море, и озеро Байкал. Озера, которые питались сетью долин, находятся в южной части нагорья. Есть места, которые представляют собой замкнутые понижения с впадающими в них речными долинами. Считается, что на этих территориях когда-то были озера; один в Terra Sirenum что его переполнение прошло через Маадим Валлис в Кратер Гусева, исследованный Марсоход для исследования Марса Дух. Другой рядом Parana Valles и Луара Валлис.[132] Считается, что одни озера образовались в результате атмосферных осадков, а другие - из грунтовых вод.[49][50] По оценкам, озера существовали в бассейне Аргире,[38][39] бассейн Эллады,[51] и возможно в Valles Marineris.[52][133][134] Вероятно, что временами в ноахе многие кратеры содержали озера. Эти озера соответствуют холодной, сухой (по земным стандартам) гидрологической среде, чем-то напоминающей Большой бассейн западной части США во время Последний ледниковый максимум.[135]
Исследования 2010 года показывают, что на Марсе также были озера вдоль экватора. Хотя более ранние исследования показали, что Марс имел теплую и влажную раннюю историю, которая давно высохла, эти озера существовали в Гесперианский Эпоха, гораздо более поздний период. Использование подробных изображений из НАСА Марсианский разведывательный орбитальный аппаратИсследователи предполагают, что в этот период могла произойти усиленная вулканическая активность, удары метеоритов или сдвиги на орбите Марса, чтобы нагреть атмосферу Марса настолько, чтобы растопить обильный лед, присутствующий на земле. Вулканы выделяли газы, которые на какое-то время сгущали атмосферу, улавливая больше солнечного света и делая ее достаточно теплой для существования жидкой воды. В этом исследовании были обнаружены каналы, соединяющие бассейны озер вблизи Арес Валлис. Когда одно озеро наполнялось, его воды выходили за берега и вырезали каналы в более низкую область, где могло образоваться другое озеро.[136][137] Эти высохшие озера станут целью поиска доказательств (биосигнатуры) прошлой жизни.
27 сентября 2012 года ученые НАСА объявили, что Марсоход Curiosity нашли прямые доказательства древнего русло в Кратер Гейла, предполагая древний «бурный поток» воды на Марсе.[138][139][140][141] В частности, анализ теперь уже сухого русла показал, что вода текла со скоростью 3,3 км / ч (0,92 м / с),[138] возможно, на глубине бедра. Доказательством наличия проточной воды стали округлые гальки и осколки гравия, которые могли быть выветрены только сильными жидкостными потоками. Их форма и ориентация наводят на мысль о переносе на большие расстояния с края кратера, где находится канал, названный Долина мира питает выносной веер.
Озеро Эридания теоретически древнее озеро с площадью поверхности примерно 1,1 миллиона квадратных километров.[142][143][144] Максимальная глубина - 2400 метров, объем - 562000 км.3. Это было больше, чем самое большое море на Земле, не имеющее выхода к морю. Каспийское море и содержало больше воды, чем все остальные марсианские озера вместе взятые. В море Эридании было в 9 раз больше воды, чем во всех водах Северной Америки. Великие озера.[145][146][147] Предполагалось, что верхняя поверхность озера находится на уровне сети долин, окружающих озеро; все они заканчиваются на одной и той же высоте, предполагая, что они впадают в озеро.[148][149][150]
Исследования с помощью CRISM обнаружили мощные отложения толщиной более 400 метров, содержащие минералы. сапонит, тальк-сапонит, богатые железом слюда (Например, глауконит-нонтронит), Fe- и Mg-серпентин, Mg-Fe-Ca-карбонат и вероятное Fe-сульфид. Сульфид железа, вероятно, образовался в глубокой воде из воды, нагретой вулканы. Такой процесс, классифицируемый как гидротермальный Возможно, это было место, где зародилась жизнь на Земле.[147]
Карта, показывающая приблизительную глубину воды в различных частях моря Эридания. Ширина этой карты составляет около 530 миль.
Отложения глубоководных бассейнов со дна моря Эридания. Столовые горы на полу существуют потому, что они были защищены от интенсивной эрозии глубоким водным / ледяным покровом. CRISM измерения показывают, что минералы могут быть из гидротермальных отложений на морском дне.
Диаграмма, показывающая, как вулканическая активность могла вызвать отложение минералов на дне моря Эридания. Хлориды откладывались вдоль береговой линии в результате испарения.
Дельты озер
Исследователи обнаружили ряд примеров дельты образовавшиеся в марсианских озерах.[30] Обнаружение дельт - главный признак того, что на Марсе когда-то было много жидкой воды. Для формирования дельт обычно требуется глубокая вода в течение длительного периода времени. Кроме того, уровень воды должен быть стабильным, чтобы осадок от смывания. Дельты были обнаружены в широком географическом диапазоне,[49] хотя есть некоторые признаки того, что дельты могут быть сосредоточены вокруг краев предполагаемого первого северный океан Марса.[151]
Грунтовые воды
К 1979 году считалось, что каналы оттока образуются в результате единичных катастрофических разрывов подземных водоемов, возможно, закрытых льдом, с выбросом колоссальных объемов воды через засушливую поверхность Марса.[152][153] Кроме того, свидетельства в пользу сильных или даже катастрофических наводнений обнаружены в гигантская рябь в Athabasca Vallis.[154][155] Многие каналы оттока начинаются в Хаос или же Chasma особенности, свидетельствующие о разрыве, который мог пробить подповерхностную ледяную пленку.[133]
Разветвление сети долин Марса не согласуются с образованием в результате внезапного катастрофического выброса грунтовых вод, как с точки зрения их дендритной формы, которая не происходит из одной точки оттока, так и с точки зрения выбросов, которые, по-видимому, текли вдоль них.[156] Вместо этого некоторые авторы утверждали, что они образовались в результате медленного просачивания грунтовых вод из недр, по сути, в виде источников.[157] В поддержку этой интерпретации, верхние концы многих впадин в таких сетях начинаются с Box Canyon или «амфитеатры», которые на Земле обычно ассоциируются с просачиванием грунтовых вод. Также имеется мало свидетельств более мелких каналов или впадин на концах каналов, которые некоторые авторы интерпретировали как показывающие, что поток возник внезапно из-под поверхности с заметным расходом, а не постепенно накапливается по поверхности.[133] Другие оспаривают связь между амфитеатром верхов долин и образованием грунтовых вод, например, на суше.[158] и утверждали, что отсутствие мелкомасштабных головок для сетей долин связано с их удалением выветривание или же ударное садоводство.[133] Большинство авторов согласны с тем, что большинство сетей долин, по крайней мере частично, были сформированы процессами просачивания грунтовых вод.
Грунтовые воды также сыграли жизненно важную роль в управлении крупномасштабными моделями седиментации и процессами на Марсе.[160] Согласно этой гипотезе, грунтовые воды с растворенными минералами выходили на поверхность в кратерах и вокруг них и помогали формировать слои, добавляя минералы, особенно сульфат, и цементирующие отложения.[159][161][162][163][164][165] Другими словами, некоторые слои могли быть образованы поднятием грунтовых вод, отложившими минералы и цементирующими существующие, рыхлые, эолийский отложения. Следовательно, затвердевшие слои лучше защищены от эрозия. Исследование, опубликованное в 2011 году с использованием данных Марсианский разведывательный орбитальный аппарат, показывают, что такие же отложения существуют на большой территории, включающей Аравия Терра.[166] Утверждалось, что районы, богатые осадочными породами, также являются теми районами, которые, скорее всего, испытали апвеллинг грунтовых вод в региональном масштабе.[167]
В феврале 2019 года европейские ученые опубликовали геологические свидетельства существования древней планетарной системы подземных вод, которая, возможно, была связана с предполагаемым огромным океаном.[168][169][170][171] В сентябре 2019 года исследователи сообщили, что На виду посадочный модуль обнаружен необъяснимым магнитные импульсы, и магнитные колебания в соответствии с планетарным резервуаром жидкой воды глубоко под землей.[172]
Гипотеза марсианского океана
Гипотеза океана Марса предполагает, что Ваститас Бореалис бассейн был местом океана жидкой воды по крайней мере однажды,[23] и представляет доказательства того, что почти треть поверхность Марса был покрыт жидким океаном в самом начале геологическая история.[131][174] Этот океан, прозванный Океан Бореалис,[23] заполнил бы бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регион, который находится на 4–5 километров (2,5–3,1 мили) ниже средней высоты планеты. Были предложены две основные предполагаемые береговые линии: более высокая, датируемая периодом времени примерно 3,8 миллиарда лет назад и совпадающая с формированием сети долин в Хайленде, и более низкий, возможно, коррелированный с младшим каналы оттока. Более высокий, «береговая линия Аравии», можно проследить по всему Марсу, за исключением вулканического региона Фарсида. Нижний, «Deuteronilus», следует за Ваститас Бореалис формирование.[133]
Исследование, проведенное в июне 2010 года, пришло к выводу, что более древний океан покрыл бы 36% Марса.[30][31] Данные лазерного альтиметра орбитального аппарата Марса (MOLA), который измеряет высоту любой местности на Марсе, были использованы в 1999 году для определения того, что водораздел такой океан покрыл бы около 75% планеты.[175] Ранний Марс потребовал более теплый климат и более плотную атмосферу, чтобы жидкая вода могла существовать на поверхности.[176][177] Кроме того, большое количество сетей долин решительно поддерживает возможность гидрологический цикл на планете в прошлом.[161][178]
Существование первозданного марсианского океана остается спорным среди ученых, а интерпретация некоторых особенностей как «древних береговых линий» подвергается сомнению.[179][180] Одна проблема с предполагаемым возрастом 2 миллиарда лет (2Ga) Береговая линия не является плоской, то есть не следует линии постоянного гравитационного потенциала. Это может быть связано с изменением распределения массы Марса, возможно, из-за извержения вулкана или удара метеора;[181] вулканическая провинция Элизиум или массивная котловина Утопия, погребенная под северными равнинами, были выдвинуты как наиболее вероятные причины.[161]
В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего марсианского океана, вероятно, в северном полушарии планеты и размером с Землю. Арктический океан, или примерно 19% поверхности Марса. Этот вывод был получен из соотношения воды и дейтерий в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, найденным на Земле. На Марсе было обнаружено в восемь раз больше дейтерия, чем на Земле, что позволяет предположить, что древний Марс имел значительно более высокий уровень воды. Результаты Любопытство марсоход ранее обнаружил высокое содержание дейтерия в Кратер Гейла, хотя и не достаточно высоко, чтобы предполагать наличие океана. Другие ученые предупреждают, что это новое исследование не было подтверждено, и указывают, что модели марсианского климата еще не показали, что планета была достаточно теплой в прошлом, чтобы поддерживать водоемы с жидкой водой.[182]
Дополнительные свидетельства существования северного океана были опубликованы в мае 2016 года, описывая, как часть поверхности четырехугольника Исмениуса Лака была изменена двумя цунами. Цунами были вызваны ударами астероидов в океан. Оба считались достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подняло и унесло валуны размером с машину или небольшой дом. Обратный поток от волны сформировал каналы путем перестановки валунов. Вторая пришла, когда океан был на 300 м ниже. На втором было много льда, брошенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн составляла бы 50 м, но высота колебалась бы от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что в этой конкретной части океана каждые 30 миллионов лет будут образовываться два ударных кратера размером 30 км в диаметре. Подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности, возможно, были смыты этими цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании: Chryse Planitia и северо-запад Аравия Терра. Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Исмениуса Лака и в Кобыла Acidalium quadrangle.[183][184][185][186]
В июле 2019 года сообщалось о поддержке древний океан на Марсе, который мог быть сформирован возможным мега-цунами источник в результате удар метеорита создание Кратер ломоносова.[187][188]
Доказательства недавних потоков
.gif)
Чистая жидкая вода не может существовать в стабильной форме на поверхности Марса с его нынешним низким атмосферным давлением и низкой температурой, за исключением самых низких высот в течение нескольких часов.[189][190] Итак, геологическая загадка началась в 2006 году, когда наблюдения НАСА Марсианский разведывательный орбитальный аппарат раскрытый овраг депозиты, которых не было десять лет назад, возможно, вызванные текущей жидкостью рассол в самые теплые месяцы на Марсе.[191][192] Изображения были двух кратеров, названных Terra Sirenum и Centauri Montes которые, по-видимому, показывают наличие потоков (влажных или сухих) на Марсе в какой-то момент между 1999 и 2001 годами.[191][193][194]
В научном сообществе существуют разногласия относительно того, образованы ли овраги жидкой водой. Также возможно, что потоки, высекающие овраги, представляют собой сухие зерна,[195][196] или возможно смазанный углекислым газом. Некоторые исследования подтверждают, что овраги, образующиеся в южных высокогорьях, не могли образовываться водой из-за неподходящих условий. Негеотермальные, более холодные регионы с низким давлением не уступят место жидкой воде в любое время года, но будут идеальными для твердого углекислого газа. Таяние углекислого газа более теплым летом даст жидкий углекислый газ, который затем образует овраги.[197][198] Даже если овраги высечены текущей водой на поверхности, точный источник воды и механизмы ее движения не понятны.[199]
Сухие овраги - это глубокие борозды, врезанные в склоны, которые сохраняются круглый год. На Марсе есть много других особенностей, и некоторые из них меняются в зависимости от сезона.
В августе 2011 года НАСА объявило об открытии студентом бакалавриата. Луджендра Оджа[200] текущих сезонных изменений на крутых склонах под выходами скальных пород у краев кратеров в Южном полушарии. Эти темные полосы, теперь называемые повторяющиеся наклонные линии (RSL), как было замечено, в течение самой теплой части марсианского лета росла вниз по склону, а затем постепенно угасала в остальное время года, циклически повторяясь между годами.[15] Исследователи предположили, что эти следы соответствуют соленой воде (рассолы) течет вниз по склону, а затем испаряется, возможно, оставляя какой-то осадок.[201][202] The CRISM spectroscopic instrument has since made direct observations of hydrous salts appearing at the same time that these recurrent slope lineae form, confirming in 2015 that these lineae are produced by the flow of liquid brines through shallow soils. The lineae contain hydrated chlorate and перхлорат соли (ClO
4−), which contain liquid water molecules.[203] The lineae flow downhill in Martian summer, when the temperature is above −23 °C (−9 °F; 250 K).[204] However, the source of the water remains unknown.[7][205][206] However, neutron spectrometer data by the Марс Одиссея orbiter obtained over one decade, was published in December 2017, and shows no evidence of water (hydrogenated regolith) at the active sites, so its authors also support the hypotheses of either short-lived atmospheric water vapour deliquescence, or dry granular flows.[195] They conclude that liquid water on today's Mars may be limited to traces of dissolved moisture from the atmosphere and thin films, which are challenging environments for life as we know it.[207]
Present water
A significant amount of surface водород has been observed globally by the Марс Одиссея neutron spectrometer and gamma ray spectrometer.[208] This hydrogen is thought to be incorporated into the molecular structure of ice, and through стехиометрический calculations the observed fluxes have been converted into concentrations of water ice in the upper meter of the Martian surface. This process has revealed that ice is both widespread and abundant on the present surface. Below 60 degrees of latitude, ice is concentrated in several regions, particularly around the Элизиум вулканы, Terra Sabaea, и к северо-западу от Terra Sirenum, and exists in concentrations up to 18% ice in the subsurface. Above 60 degrees latitude, ice is highly abundant. Polewards on 70 degrees of latitude, ice concentrations exceed 25% almost everywhere, and approach 100% at the poles.[209] В ШАРАД и Марсис radar sounding instruments have also confirmed that individual surface features are ice rich. Due to the known instability of ice at current Martian surface conditions, it is thought that almost all of this ice is covered by a thin layer of rocky or dusty material.
The Mars Odyssey neutron spectrometer observations indicate that if all the ice in the top meter of the Martian surface were spread evenly, it would give a Water Equivalent Global layer (WEG) of at least ≈14 centimetres (5.5 in)—in other words, the globally averaged Martian surface is approximately 14% water.[210] The water ice currently locked in both Martian poles corresponds to a WEG of 30 metres (98 ft), and geomorphic evidence favors significantly larger quantities of Поверхность воды over geologic history, with WEG as deep as 500 metres (1,600 ft).[13][210] It is thought that part of this past water has been lost to the deep subsurface, and part to space, although the detailed mass balance of these processes remains poorly understood.[133] The current atmospheric reservoir of water is important as a conduit allowing gradual migration of ice from one part of the surface to another on both seasonal and longer timescales, but it is insignificant in volume, with a WEG of no more than 10 micrometres (0.00039 in).[210]
Polar ice caps
The existence of ice in the Martian northern (Planum Boreum) и южный (Planum Australe) polar caps has been known since the time of Маринер 9 орбитальный аппарат.[211] However, the amount and purity of this ice were not known until the early 2000s. В 2004 г. Марсис radar sounder on the European Марс Экспресс satellite confirmed the existence of relatively clean ice in the south polar ice cap that extends to a depth of 3.7 kilometres (2.3 mi) below the surface.[212][213] Similarly, the SHARAD radar sounder on board the Марсианский разведывательный орбитальный аппарат observed the base of the north polar cap 1.5 – 2 km beneath the surface. Together, the volume of ice present in the Martian north and south polar ice caps is similar to that of the Greenland ice sheet.[214]
An even larger ice sheet on south polar region sheet is suspected to have retreated in ancient times (Hesperian period), that may have contained 20 million km3 of water ice, which is equivalent to a layer 137 m deep over the entire planet.[215][216]
Both polar caps reveal abundant internal layers of ice and dust when examined with images of the spiral-shaped troughs that cut through their volume, and the subsurface radar measurements showed that these layers extend continuously across the ice sheets. This layering contains a record of past climates on Mars, just how Earth's ice sheets have a record for Earth's climate. Reading this record is not straightforward however,[217] so, many researchers have studied this layering not only to understand the structure, history, and flow properties of the caps,[133] but also to understand the evolution of climate on Mars.[218][219]
Surrounding the polar caps are many smaller ice sheets inside craters, some of which lie under thick deposits of sand or martian dust.[220][221] Particularly, the 81.4 kilometres (50.6 mi) wide Korolev Crater, is estimated to contain approximately 2,200 cubic kilometres (530 cu mi) of water ice exposed to the surface.[222] Korolev's floor lies about 2 kilometres (1.2 mi) below the rim, and is covered by a 1.8 kilometres (1.1 mi) deep central mound of permanent water ice, up to 60 kilometres (37 mi) in diameter.[222][223]
Subglacial liquid water
The existence of subglacial lakes on Mars was hypothesised when modelling of Озеро Восток в Антарктида showed that this lake could have existed before the Antarctic glaciation, and that a similar scenario could potentially have occurred on Mars.[224] In July 2018, scientists from the Итальянское космическое агентство reported the detection of such a подледное озеро on Mars, 1.5 kilometres (1 mi) below the southern polar ice cap, and spanning 20 kilometres (10 mi) horizontally, the first evidence for a stable body of liquid water on the planet.[66][225][226][227] The evidence for this Martian lake was deduced from a bright spot in the radar echo sounding data of the Марсис radar on board the European Марс Экспресс орбитальный аппарат,[228] collected between May 2012 and December 2015. The detected lake is centred at 193°E, 81°S, a flat area that does not exhibit any peculiar topographic characteristics but is surrounded by higher ground, except on its eastern side where there is a depression.[66] В ШАРАД radar on board NASA's Марсианский разведывательный орбитальный аппарат has seen no sign of the lake. The operating frequencies of SHARAD are designed for higher resolution, but lower penetration depth, so if the overlying ice contains a significant amount of silicates, it is unlikely that SHARAD will be able to detect the putative lake.
On 28 September 2020, the MARSIS discovery was confirmed, using new data, and reanalysing all the data with a new technique. These new radar studies report three more subglacial lakes on Mars. All are 1.5 km (0.93 mi) below the southern polar ice cap. The size of the first lake found, and the largest, has been corrected to 30 km (19 mi) wide. It is surrounded by 3 smaller lakes, each a few kilometres wide.[229]
Because the temperature at the base of the polar cap is estimated to be 205 K (−68 °C; −91 °F), scientists assume that the water may remain liquid through the antifreeze effect of magnesium and calcium перхлораты.[66][230] The 1.5-kilometre (0.93 mi) ice layer covering the lake is composed of water ice with 10 to 20% admixed dust, and seasonally covered by a 1-metre (3 ft 3 in)-thick layer of CO
2 лед.[66] Since the raw-data coverage of the south polar ice cap is limited, the discoverers stated that "there is no reason to conclude that the presence of subsurface water on Mars is limited to a single location."[66]
In 2019, a study was published that explored the physical conditions necessary for such a lake to exist.[231] The study calculated the amount of geothermal heat necessary to reach temperatures under which a liquid water and perchlorate mix would be stable under the ice. The authors concluded that "even if there are local concentrations of large amounts of perchlorate salts at the base of the south polar ice, typical Martian conditions are too cold to melt the ice...a local heat source within the crust is needed to increase the temperatures, and a magma chamber within 10 km of the ice could provide such a heat source. This result suggests that if the liquid water interpretation of the observations is correct, magmatism on Mars may have been active extremely recently."
If a liquid lake does indeed exist, its salty water may also be mixed with soil to form a sludge.[232] The lake's high levels of salt would present difficulties for most lifeforms. On Earth, organisms called галофилы exist that thrive in extremely salty conditions, though not in dark, cold, concentrated perchlorate solutions.[232]
Ground ice
For many years, various scientists have suggested that some Martian surfaces look like перигляциальный regions on Earth.[233] By analogy with these terrestrial features, it has been argued for many years that these may be regions of вечная мерзлота. This would suggest that frozen water lies right beneath the surface.[195][234] A common feature in the higher latitudes, узорчатая земля, can occur in a number of shapes, including stripes and polygons. On the Earth, these shapes are caused by the freezing and thawing of soil.[235] There are other types of evidence for large amounts of frozen water under the surface of Mars, such as terrain softening, which rounds sharp topographical features.[236] Evidence from Mars Odyssey's gamma ray spectrometer and direct measurements with the Феникс lander have corroborated that many of these features are intimately associated with the presence of ground ice.[237]
In 2017, using the HiRISE camera on board the Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (MRO), researchers found at least eight eroding slopes showing exposed water ice sheets as thick as 100 meters, covered by a layer of about 1 or 2 meters thick of почва.[238][240] The sites are at latitudes from about 55 to 58 degrees, suggesting that there is shallow ground ice under roughly a third of the Martian surface.[238] This image confirms what was previously detected with the spectrometer on 2001 Марс Одиссея, the ground-penetrating radars on MRO and on Марс Экспресс, и Феникс спускаемый аппарат на месте земляные работы.[238] These ice layers hold easily accessible clues about Mars' climate history and make frozen water accessible to future robotic or human explorers.[238] Some researchers suggested these deposits could be the remnants of glaciers that existed millions of years ago when the planet's spin axis and orbit were different. (См. Раздел Mars' Ice ages below.) A more detailed study published in 2019 discovered that water ice exists at latitudes north of 35°N and south of 45°S, with some ice patches only a few centimeters from the surface covered by dust. Extraction of water ice at these conditions would not require complex equipment.[241][242]
Close view of wall of triangular depression, as seen by HiRISE layers are visible in the wall. These layers contain ice. The lower layers are tilted, while layers near the surface are more or less horizontal. Such an arrangement of layers is called an "angular несоответствие."[243]
Кратер от удара, который мог образоваться в богатой льдом почве, как это видно на HiRISE под Программа HiWish Расположение Исмениус Лак четырехугольник.
Close view of impact crater that may have formed in ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program. Note that the ejecta seems lower than the surroundings. Горячий выброс, возможно, заставил часть льда уйти; тем самым снижая уровень выброса.
Map of near surface ice
Зубчатая топография
Отображение некоторых регионов Марса зубчатый-shaped depressions. The depressions are suspected to be the remains of a degrading ice-rich mantle deposit. Scallops are caused by ice sublimating from frozen soil. The landforms of scalloped topography can be formed by the subsurface loss of water ice by sublimation under current Martian climate conditions. A model predicts similar shapes when the ground has large amounts of pure ice, up to many tens of meters in depth.[244] This mantle material was probably deposited from the atmosphere as ice formed on dust when the climate was different due to changes in the tilt of the Mars pole (see "Ледниковые периоды", below).[245][246] Морские гребешки обычно достигают десятков метров в глубину и от нескольких сотен до нескольких тысяч метров в диаметре. They can be almost circular or elongated. Some appear to have coalesced causing a large heavily pitted terrain to form. The process of forming the terrain may begin with sublimation from a crack. There are often polygonal cracks where scallops form, and the presence of scalloped topography seems to be an indication of frozen ground.[130][247]
On November 22, 2016, NASA reported finding a large amount of underground ice in the Utopia Planitia region of Mars.[248] The volume of water detected has been estimated to be equivalent to the volume of water in Озеро Верхнее.[2][3][4]
The volume of water ice in the region were based on measurements from the ground-penetrating radar instrument on Марсианский разведывательный орбитальный аппарат, называется ШАРАД. From the data obtained from SHARAD, “dielectric permittivity”, or the dielectric constant was determined. The dielectric constant value was consistent with a large concentration of water ice.[249][250][251]
These scalloped features are superficially similar to Особенности швейцарского сыра, found around the south polar cap. Swiss cheese features are thought to be due to cavities forming in a surface layer of solid углекислый газ, rather than water ice—although the floors of these holes are probably H2O-rich.[252]
Ice patches
28 июля 2005 г. Европейское космическое агентство announced the existence of a crater partially filled with frozen water;[253] some then interpreted the discovery as an "ice lake".[254] Images of the crater, taken by the Стереокамера высокого разрешения на борту Европейское космическое агентствос Марс Экспресс orbiter, clearly show a broad sheet of ice in the bottom of an unnamed crater located on Ваститас Бореалис, a broad plain that covers much of Mars' far northern latitudes, at approximately 70.5° North and 103° East. The crater is 35 kilometres (22 mi) wide and about 2 kilometres (1.2 mi) deep. The height difference between the crater floor and the surface of the water ice is about 200 metres (660 ft). ESA scientists have attributed most of this height difference to sand dunes beneath the water ice, which are partially visible. While scientists do not refer to the patch as a "lake", the water ice patch is remarkable for its size and for being present throughout the year. Deposits of water ice and layers of frost have been found in many different locations on the planet.
As more and more of the surface of Mars has been imaged by the modern generation of orbiters, it has become gradually more apparent that there are probably many more patches of ice scattered across the Martian surface. Many of these putative patches of ice are concentrated in the Martian mid-latitudes (≈30–60° N/S of the equator). For example, many scientists think that the widespread features in those latitude bands variously described as "latitude dependent mantle" or "pasted-on terrain" consist of dust- or debris-covered ice patches, which are slowly degrading.[133] A cover of debris is required both to explain the dull surfaces seen in the images that do not reflect like ice, and also to allow the patches to exist for an extended period of time without subliming away completely. These patches have been suggested as possible water sources for some of the enigmatic channelized flow features like овраги also seen in those latitudes.
Surface features consistent with existing паковый лед have been discovered in the southern Элизиум Планиция.[131] What appear to be plates, ranging in size from 30 metres (98 ft) to 30 kilometres (19 mi), are found in channels leading to a large flooded area. The plates show signs of break up and rotation that clearly distinguish them from lava plates elsewhere on the surface of Mars. The source for the flood is thought to be the nearby geological fault Cerberus Fossae that spewed water as well as lava aged some 2 to 10 million years. It was suggested that the water exited the Cerberus Fossae then pooled and froze in the low, level plains and that such frozen lakes may still exist.[255][256][257]
Ледники
Many large areas of Mars either appear to host glaciers, or carry evidence that they used to be present. Much of the areas in high latitudes, especially the Исмениус Лак четырехугольник, are suspected to still contain enormous amounts of water ice.[258][259] Recent evidence has led many planetary scientists to conclude that water ice still exists as glaciers across much of the Martian mid- and high latitudes, protected from sublimation by thin coverings of insulating rock and/or dust.[42][59] An example of this are the glacier-like features called фартуки с лопастными обломками в районе под названием Deuteronilus Mensae, which display widespread evidence of ice lying beneath a few meters of rock debris.[59] Glaciers are associated with fretted terrain, and many volcanoes. Researchers have described glacial deposits on Гекат Толус,[260] Арсия Монс,[261] Павонис Монс,[262] и Olympus Mons.[263] Glaciers have also been reported in a number of larger Martian craters in the mid-latitudes and above.
Glacier-like features on Mars are known variously as viscous flow features,[264] Martian flow features, lobate debris aprons,[59] or lineated valley fill,[55] depending on the form of the feature, its location, the landforms it is associated with, and the author describing it. Many, but not all, small glaciers seem to be associated with gullies on the walls of craters and mantling material.[265] The lineated deposits known as lineated valley fill are probably rock-covered glaciers that are found on the floors most channels within the fretted terrain найдено вокруг Аравия Терра in the northern hemisphere. Their surfaces have ridged and grooved materials that deflect around obstacles. Линейные нижние депозиты могут быть связаны с фартуки с лопастными обломками, which have been proven to contain large amounts of ice by orbiting radar.[42][59] For many years, researchers interpreted that features called 'lobate debris aprons' were glacial flows and it was thought that ice existed under a layer of insulating rocks.[58][266][267] With new instrument readings, it has been confirmed that lobate debris aprons contain almost pure ice that is covered with a layer of rocks.[42][59]
Moving ice carries rock material, then drops it as the ice disappears. This typically happens at the snout or edges of the glacier. On Earth, such features would be called морены, but on Mars they are typically known as moraine-like ridges, concentric ridges, или же arcuate ridges.[268] Because ice tends to sublime rather than melt on Mars, and because Mars's low temperatures tend to make glaciers "cold based" (frozen down to their beds, and unable to slide), the remains of these glaciers and the ridges they leave do not appear the exactly same as normal glaciers on Earth. In particular, Martian moraines tend to be deposited without being deflected by the underlying topography, which is thought to reflect the fact that the ice in Martian glaciers is normally frozen down and cannot slide.[133] Ridges of debris on the surface of the glaciers indicate the direction of ice movement. The surface of some glaciers have rough textures due to сублимация of buried ice. The ice evaporates without melting and leaves behind an empty space. Overlying material then collapses into the void.[269] Sometimes chunks of ice fall from the glacier and get buried in the land surface. When they melt, a more or less round hole remains. Many of these "отверстия для чайника" have been identified on Mars.[270]
Despite strong evidence for glacial flow on Mars, there is little convincing evidence for формы рельефа carved by glacial эрозия, например, U-образные долины, crag and tail холмы Arêtes, драмлины. Such features are abundant in glaciated regions on Earth, so their absence on Mars has proven puzzling. The lack of these landforms is thought to be related to the cold-based nature of the ice in most recent glaciers on Mars. Поскольку солнечная инсоляция reaching the planet, the temperature and density of the atmosphere, and the geothermal heat flux are all lower on Mars than they are on Earth, modelling suggests the temperature of the interface between a glacier and its bed stays below freezing and the ice is literally frozen down to the ground. This prevents it from sliding across the bed, which is thought to inhibit the ice's ability to erode the surface.[133]
Development of Mars' water inventory
The variation in Mars's surface water content is strongly coupled to the evolution of its atmosphere and may have been marked by several key stages.
Early Noachian era (4.6 Ga to 4.1 Ga)
The early Noachian era was characterized by atmospheric loss to space from heavy meteoritic bombardment and hydrodynamic escape.[271] Ejection by meteorites may have removed ~60% of the early atmosphere.[271][272] Significant quantities of phyllosilicates may have formed during this period requiring a sufficiently dense atmosphere to sustain surface water, as the spectrally dominant phyllosilicate group, smectite, suggests moderate water-to-rock ratios.[273] However, the pH-pCO2 between smectite and carbonate show that the precipitation of smectite would constrain pCO2 to a value not more than 1×10−2 atm (1.0 kPa).[273] As a result, the dominant component of a dense atmosphere on early Mars becomes uncertain, if the clays formed in contact with the Martian atmosphere,[274] particularly given the lack of evidence for carbonate deposits. An additional complication is that the ~25% lower brightness of the young Sun would have required an ancient atmosphere with a significant парниковый эффект to raise surface temperatures to sustain liquid water.[274] Высшее СО2 content alone would have been insufficient, as CO2 precipitates at парциальные давления exceeding 1.5 atm (1,500 hPa), reducing its effectiveness as a парниковый газ.[274]
Middle to late Noachean era (4.1 Ga to 3.8 Ga)
During the middle to late Noachean era, Mars underwent potential formation of a secondary atmosphere by outgassing dominated by the Tharsis volcanoes, including significant quantities of H2O, CO2, and SO2.[271][272] Martian valley networks date to this period, indicating globally widespread and temporally sustained surface water as opposed to catastrophic floods.[271] The end of this period coincides with the termination of the internal магнитное поле and a spike in meteoritic bombardment.[271][272] The cessation of the internal magnetic field and subsequent weakening of any local магнитные поля allowed unimpeded atmospheric stripping by the solar wind. For example, when compared with their terrestrial counterparts, 38Ar /36Ar, 15N/14N и 13C /12C ratios of the Martian atmosphere are consistent with ~60% loss of Ar, N2, и CO2 by solar wind stripping of an upper atmosphere enriched in the lighter isotopes via Rayleigh fractionation.[271] Supplementing the solar wind activity, impacts would have ejected atmospheric components in bulk without isotopic fractionation. Nevertheless, cometary impacts in particular may have contributed volatiles to the planet.[271]
Hesperian to Amazonian era (present) (~3.8 Ga to present)
Atmospheric enhancement by sporadic outgassing events were countered by solar wind stripping of the atmosphere, albeit less intensely than by the young Sun.[272] Catastrophic floods date to this period, favoring sudden subterranean release of volatiles, as opposed to sustained surface flows.[271] While the earlier portion of this era may have been marked by aqueous acidic environments and Tharsis-centric groundwater discharge[275] dating to the late Noachian, much of the surface alteration processes during the latter portion is marked by oxidative processes including the formation of Fe3+ oxides that impart a reddish hue to the Martian surface.[272] Such oxidation of primary mineral phases can be achieved by low-pH (and possibly high temperature) processes related to the formation of palagonitic tephra,[276] by the action of H2О2 that forms photochemically in the Martian atmosphere,[277] and by the action of water,[273] none of which require free O2. The action of H2О2 may have dominated temporally given the drastic reduction in aqueous and igneous activity in this recent era, making the observed Fe3+ oxides volumetrically small, though pervasive and spectrally dominant.[278] Nevertheless, aquifers may have driven sustained, but highly localized surface water in recent geologic history, as evident in the geomorphology of craters such as Mojave.[279] Кроме того, Лафайет Марсианский метеорит shows evidence of aqueous alteration as recently as 650 Ma.[271]
Ледниковые периоды
Mars has experienced about 40 large scale changes in the amount and distribution of ice on its surface over the past five million years,[280][262] with the most recent happening about 2.1 to 0.4 Myr ago, during the Late Амазонка glaciation at the дихотомия граница.[281][282] These changes are known as ice ages.[283] Ice ages on Mars are very different from the ones that the Earth experiences. Ice ages are driven by changes in Mars's orbit and наклон —also known as obliquity. Orbital calculations show that Mars wobbles on its axis far more than Earth does. The Earth is stabilized by its proportionally large moon, so it only wobbles a few degrees. Mars may change its tilt by many tens of degrees.[246][284] When this obliquity is high, its poles get much more direct sunlight and heat; this causes the ice caps to warm and become smaller as ice sublimes. Adding to the variability of the climate, the эксцентриситет of the orbit of Mars changes twice as much as Earth's eccentricity. As the poles sublime, the ice is redeposited closer to the equator, which receive somewhat less солнечная инсоляция at these high obliquities.[285] Computer simulations have shown that a 45° tilt of the Martian axis would result in ice accumulation in areas that display glacial landforms.[286]
The moisture from the ice caps travels to lower latitudes in the form of deposits of frost or snow mixed with dust. The atmosphere of Mars contains a great deal of fine dust particles, the water vapor condenses on these particles that then fall down to the ground due to the additional weight of the water coating. When ice at the top of the mantling layer returns to the atmosphere, it leaves behind dust that serves to insulate the remaining ice.[285] The total volume of water removed is a few percent of the ice caps, or enough to cover the entire surface of the planet under one meter of water. Much of this moisture from the ice caps results in a thick smooth mantle with a mixture of ice and dust.[245][287][288] This ice-rich mantle, that can be 100 meters thick at mid-latitudes,[289] smoothes the land at lower latitudes, but in places it displays a bumpy texture or patterns that give away the presence of water ice underneath.
Habitability assessments
Поскольку Викинг landers that searched for current microbial life in 1976, NASA has pursued a "follow the water" strategy on Mars. However, liquid water is a necessary but not sufficient condition for life as we know it because обитаемость is a function of a multitude of environmental parameters.[290] Chemical, physical, geological, and geographic attributes shape the environments on Mars. Isolated measurements of these factors may be insufficient to deem an environment habitable, but the sum of measurements can help predict locations with greater or lesser habitability potential.[291]
Habitable environments need not be inhabited, and for purposes of планетарная защита, scientists are trying to identify potential habitats where stowaway bacteria from Earth on spacecraft could contaminate Mars.[292] If life exists —or existed— on Mars, evidence or биосигнатуры could be found in the subsurface, away from present-day harsh surface conditions such as перхлораты,[293][294] ionizing radiation, desiccation and freezing.[295] Habitable locations could occur kilometers below the surface in a hypothetical hydrosphere, or it could occur near the sub-surface in contact with permafrost.[61][62][63][64][65]
В Любопытство rover is assessing Mars' past and present habitability potential. The European-Russian ЭкзоМарс programme is an astrobiology project dedicated to the search for and identification of biosignatures on Mars. Он включает Газовый орбитальный аппарат ExoMars that started mapping the атмосферный метан in April 2018, and the 2020 ExoMars rover that will drill and analyze subsurface samples 2 meters deep. НАСА Марс 2020 rover will cache dozens of drilled core samples for their potential transport to Earth laboratories in the late 2020s or 2030s.
Findings by probes
Маринер 9
The images acquired by the Маринер 9 Mars orbiter, launched in 1971, revealed the first direct evidence of past water in the form of dry river beds, каньоны (в том числе Valles Marineris, a system of canyons over about 4,020 kilometres (2,500 mi) long), evidence of water эрозия and deposition, weather fronts, fogs, and more.[296] The findings from the Mariner 9 missions underpinned the later Программа викингов. Огромный Valles Marineris canyon system is named after Mariner 9 in honor of its achievements.
Программа викингов
By discovering many geological forms that are typically formed from large amounts of water, the two Викинг orbiters and the two landers caused a revolution in our knowledge about water on Mars. Огромный каналы оттока were found in many areas. They showed that floods of water broke through dams, carved deep valleys, eroded grooves into bedrock, and traveled thousands of kilometers.[297] Large areas in the southern hemisphere contained branched сети долин, suggesting that rain once fell.[298] Many craters look as if the impactor fell into mud. When they were formed, ice in the soil may have melted, turned the ground into mud, then the mud flowed across the surface.[120][121][233][299] Regions, called "Chaotic Terrain," seemed to have quickly lost great volumes of water that caused large channels to form downstream. Estimates for some channel flows run to ten thousand times the flow of the Река Миссисипи.[300] Underground volcanism may have melted frozen ice; the water then flowed away and the ground collapsed to leave chaotic terrain. Also, general chemical analysis by the two Viking landers suggested the surface has been either exposed to or submerged in water in the past.[301][302]
Mars Global Surveyor
В Mars Global Surveyorс Термоэмиссионный спектрометр (TES) is an instrument able to determine the mineral composition on the surface of Mars. Mineral composition gives information on the presence or absence of water in ancient times. TES identified a large (30,000 square kilometres (12,000 sq mi)) area in the Нили Фоссае formation that contains the mineral оливин.[303] It is thought that the ancient asteroid impact that created the Бассейн Исидиса resulted in faults that exposed the olivine. The discovery of olivine is strong evidence that parts of Mars have been extremely dry for a long time. Olivine was also discovered in many other small outcrops within 60 degrees north and south of the equator.[304] The probe has imaged several channels that suggest past sustained liquid flows, two of them are found in Нанеди Валлес И в Ниргал Валлис.[305]
Марс-следопыт
В Следопыт lander recorded the variation of diurnal temperature cycle. It was coldest just before sunrise, about −78 °C (−108 °F; 195 K), and warmest just after Mars noon, about −8 °C (18 °F; 265 K). At this location, the highest temperature never reached the freezing point of water (0 °C (32 °F; 273 K)), too cold for pure liquid water to exist on the surface.
The atmospheric pressure measured by the Pathfinder on Mars is very low —about 0.6% of Earth's, and it would not permit pure liquid water to exist on the surface.[306]
Other observations were consistent with water being present in the past. Some of the rocks at the Mars Pathfinder site leaned against each other in a manner geologists term imbricated. It is suspected that strong flood waters in the past pushed the rocks around until they faced away from the flow. Some pebbles were rounded, perhaps from being tumbled in a stream. Parts of the ground are crusty, maybe due to cementing by a fluid containing minerals.[307] There was evidence of clouds and maybe fog.[307]
Марс Одиссея
В 2001 Марс Одиссея found much evidence for water on Mars in the form of images, and with its нейтронный спектрометр, it proved that much of the ground is loaded with water ice. Mars has enough ice just beneath the surface to fill озеро Мичиган дважды.[308] В обоих полушариях, от 55 ° широты до полюсов, Марс имеет высокую плотность льда прямо под поверхностью; в одном килограмме почвы содержится около 500 граммов водяного льда. Но ближе к экватору в почве содержится от 2% до 10% воды.[309] Ученые считают, что большая часть этой воды также заключена в химической структуре минералов, таких как глина и сульфаты.[310][311] Хотя верхняя поверхность содержит несколько процентов химически связанной воды, лед залегает всего на несколько метров глубже, как было показано на рисунке. Аравия Терра, Амазонка четырехугольник, и Четырехугольник Элизиума содержащие большое количество водяного льда.[312] Орбитальный аппарат также обнаружил обширные залежи водяного льда у поверхности экваториальных областей.[195] Доказательства экваториальной гидратации имеют как морфологический, так и композиционный характер и видны как на Медузы Ямки формирование и Фарсис Монтес.[195] Анализ данных предполагает, что южное полушарие может иметь слоистую структуру, что указывает на стратифицированные отложения под ныне исчезнувшей большой водной массой.[313]
Инструменты на борту Марс Одиссея умеют изучать верхний метр почвы. В 2002 году имеющиеся данные использовались для расчета, что если бы все поверхности почвы были покрыты ровным слоем воды, это соответствовало бы глобальному слою воды (GLW) 0,5–1,5 км (0,31–0,93 мили).[314]
Тысячи изображений вернулись из Одиссея орбитальный аппарат также поддерживает идею о том, что когда-то по поверхности Марса текло огромное количество воды. На некоторых изображениях показаны образцы ветвящихся долин; другие показывают слои, которые могли образоваться под озерами; даже река и озеро дельты были идентифицированы.[49][315]Многие годы исследователи подозревали, что ледники существуют под слоем изолирующих пород.[42][58][59] Заполнение линейной долины является одним из примеров этих покрытых камнями ледников. Они находятся на этажах некоторых каналов. Их поверхности имеют ребристые и рифленые материалы, которые отклоняются от препятствий. Линейные нижние депозиты могут быть связаны с фартуки с лопастными обломкамиорбитальный радар показал, что они содержат большое количество льда.[42][59]
Феникс
В Феникс Посадочный модуль также подтвердил существование большого количества водяного льда в северной части Марса.[316][317] Это открытие было предсказано предыдущими орбитальными данными и теорией.[318] и измерялась с орбиты приборами Mars Odyssey.[309] 19 июня 2008 года НАСА объявило, что куски яркого материала размером с кубик в траншеи «Додо-Златовласки», вырытой роботизированной рукой, испарились в течение четырех дней, что убедительно свидетельствует о том, что яркие сгустки состояли из воды. лед, который возвышенный после воздействия. Хотя CO2 (сухой лед) также возгоняется в настоящих условиях, это будет происходить гораздо быстрее, чем наблюдается.[319] 31 июля 2008 года НАСА объявило, что Феникс далее подтвердил наличие водяного льда на месте приземления. Во время начального цикла нагрева образца масс-спектрометр обнаружил водяной пар, когда температура образца достигла 0 ° C (32 ° F; 273 K).[320] Жидкая вода не может существовать на поверхности Марса с его нынешними низкими атмосферным давлением и температурой, за исключением самых низких высот в течение коротких периодов времени.[189][190][316][321]
Наличие перхлорат (ClO4–) анион, сильный окислитель, в марсианской почве подтвердилось. Эта соль может значительно снизить уровень воды Точка замерзания.
Когда Феникс приземлился, ретророзеты брызги земли и растаявшего льда на автомобиль.[322] Фотографии показали, что после приземления к стойкам приземления прилипли капли материала.[322] Капли расширялись со скоростью, соответствующей расплывание, затемнены перед исчезновением (в соответствии с разжижение с последующим капанием) и, казалось, слились. Эти наблюдения в сочетании с термодинамический доказательства, указывающие на то, что капли, вероятно, были жидкими рассол капли.[322][323] Другие исследователи предположили, что капли могли быть «кусками инея».[324][325][326] В 2015 году было подтверждено, что перхлорат играет роль в формировании повторяющиеся наклонные линии на крутом овраги.[7][327]
Насколько камера может видеть, площадка для посадки плоская, но имеет форму многоугольников от 2 до 3 метров (6 футов 7 дюймов - 9 футов 10 дюймов) в диаметре, которые ограничены желобами размером 20-50 сантиметров ( 7,9–19,7 дюйма) глубиной. Эти формы возникают из-за того, что лед в почве расширяется и сжимается из-за значительных изменений температуры. Микроскоп показал, что почва поверх многоугольников состоит из округлых и плоских частиц, вероятно, из глины.[328] Лед присутствует на несколько дюймов ниже поверхности в середине многоугольников, а по краям лед имеет глубину не менее 8 дюймов (200 мм).[321]
Наблюдалось падение снега из перистых облаков. Облака сформировались на уровне атмосферы около -65 ° C (-85 ° F; 208 K), поэтому облака должны были состоять из водяного льда, а не из двуокиси углерода (CO2 или сухой лед), потому что температура образования льда из диоксида углерода намного ниже, чем -120 ° C (-184 ° F; 153 K). В результате наблюдений миссии теперь есть подозрения, что водяной лед (снег) мог накапливаться в этом месте позже в этом году.[329] Самая высокая температура, измеренная во время миссии, которая проходила во время марсианского лета, составляла -19,6 ° C (-3,3 ° F; 253,6 K), а самая низкая была -97,7 ° C (-143,9 ° F; 175,5 K). Таким образом, в этой области температура оставалась намного ниже точки замерзания (0 ° C (32 ° F; 273 K)) воды.[330]
Марсоходы
В Марсоходы, Дух и Возможность нашли множество доказательств наличия воды на Марсе в прошлом. В Спирит ровер приземлился на дно большого озера. Дно озера было покрыто потоками лавы, поэтому изначально трудно было обнаружить следы прошлой воды. 5 марта 2004 года НАСА объявило, что Дух нашел намеки на водную историю на Марсе в скале, названной «Хамфри».[331]
В качестве Дух ехал задним ходом в декабре 2007 года, таща за собой заклинившее колесо, колесо соскребло с верхнего слоя почвы, обнажив участок белой земли, богатой кремнезем. Ученые считают, что это могло произойти одним из двух способов.[332] Один: горячий источник отложения, образовавшиеся, когда вода растворяла кремнезем в одном месте, а затем переносила его в другое (т.е. гейзер). Второй: кислый пар, поднимающийся через трещины в породах, лишил их минеральных компонентов, оставив после себя кремнезем.[333] В Дух Марсоход также обнаружил следы воды в кратере Колумбийских холмов Гусева. В группе скал Хлодвиг Мессбауэровский спектрометр (МБ) обнаружено гетит,[334] который образуется только в присутствии воды,[335][336][337] железо в окисленной форме Fe3+,[338] карбонат-богатые скалы, что означает, что когда-то регионы планеты были источником воды.[339][340]
В Возможность марсоход был направлен на сайт, на котором отображалось большое количество гематит с орбиты. Гематит часто образуется из воды. Марсоход действительно обнаружил слоистые породы и гематит, похожий на мрамор или чернику. конкреции. В другом месте на его траверсе, Возможность исследованная эоловая дюна стратиграфия в Бернс Клифф в Кратер выносливости. Операторы пришли к выводу, что сохранение и закрепление этих обнажений контролировалось потоком неглубоких грунтовых вод.[159] За годы непрерывной работы Возможность прислали доказательства того, что эта область на Марсе в прошлом была залита жидкой водой.[341][342]
Марсоходы MER обнаружили доказательства того, что в древности влажная среда была очень кислой. На самом деле, что Возможность нашли доказательства серная кислота, агрессивное химическое вещество для жизни.[43][44][343][344] Но 17 мая 2013 года НАСА объявило, что Возможность найденный глина отложения, которые обычно образуются во влажной среде, близкой к нейтральной кислотность. Эта находка является дополнительным свидетельством влажной древней среды, возможно, благоприятной для жизнь.[43][44]
Марсианский разведывательный орбитальный аппарат
В Марсианский разведывательный орбитальный аппаратс HiRISE Инструмент сделал много изображений, которые убедительно свидетельствуют о богатой истории Марса процессов, связанных с водой. Важным открытием было обнаружение свидетельств древнего горячие источники. Если в них обитает микробная жизнь, они могут содержать биосигнатуры.[345] В исследовании, опубликованном в январе 2010 г., были представлены убедительные доказательства наличия продолжительных осадков в окрестностях Valles Marineris.[129][130] Типы минералов связаны с водой. Кроме того, высокая плотность мелких разветвляющихся каналов указывает на большое количество осадков.
Было обнаружено, что камни на Марсе часто встречаются в виде слоев, называемых слоями, во многих разных местах.[346] Слои формируются различными способами, включая вулканы, ветер или воду.[347] Светлые камни на Марсе ассоциируются с гидратированные минералы как сульфаты и глина.[348]
Орбитальный аппарат помог ученым определить, что большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как считается, представляет собой смесь льда и пыли.[245][349][350]
Считается, что ледяная мантия под неглубокой поверхностью является результатом частых серьезных изменений климата. Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли.[192] Водяной пар конденсируется на частицах, затем они падают на землю за счет дополнительного веса водяного покрытия. Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед.[285]
В 2008 году исследования с помощью мелководного радара на Марсианском орбитальном аппарате предоставили убедительные доказательства того, что фартуки с лопастными обломками (LDA) в Hellas Planitia и в средних северных широтах ледники покрытые тонким слоем горных пород. Его радар также обнаружил сильное отражение от вершины и основания LDA, что означает, что чистый водяной лед составлял основную часть формации.[42] Обнаружение водяного льда в LDA демонстрирует, что вода находится даже на более низких широтах.[233]
Исследование, опубликованное в сентябре 2009 года, показало, что некоторые новые кратеры на Марсе представляют собой обнаженный чистый водяной лед.[351] Через некоторое время лед исчезает, испаряясь в атмосферу. Лед всего в несколько футов глубиной. Лед был подтвержден компактным спектрометром изображений (CRISM) на борту Марсианского разведывательного орбитального аппарата.[352]
В дополнительных отчетах, опубликованных в 2019 году, оценивалось количество водяного льда на северном полюсе. В одном отчете использовались данные из MRO ШАРАД (SHAllow RADar sounder) зонды. SHARAD может сканировать на глубине до 2 километров (1,2 мили) под поверхностью с интервалом в 15 метров (49 футов). Анализ прошлых прогонов SHARAD показал наличие пластов водяного льда и песка ниже Planum Boreumпри этом от 60% до 88% объема составляет водяной лед. Это подтверждает теорию долгосрочной глобальной погоды Марса, состоящей из циклов глобального потепления и похолодания; во время периодов похолодания вода собиралась на полюсах, образуя слои льда, а затем, когда произошло глобальное потепление, не оттаявший водяной лед был покрыт пылью и грязью от частых пыльных бурь на Марсе. Общий объем льда, определенный в этом исследовании, показал, что его было примерно 2,2×105 кубических километров (5,3×104 куб. миль), или достаточно воды, если она тала, чтобы полностью покрыть поверхность Марса слоем воды 1,5 метра (4,9 фута).[353] Работа была подтверждена отдельным исследованием, в котором использовались записанные гравиметрические данные для оценки плотности Planum Boreum, показывающего, что в среднем он содержал до 55% по объему водяного льда.[354]
Многие функции, похожие на пинго на Земле были обнаружены в Утопии Планиция (~ 35-50 ° с.ш .; ~ 80-115 ° в.д.) путем изучения фотографий с HiRISE. Пинго содержат ледяную сердцевину.[355]
Любопытство марсоход
В самом начале своей текущей миссии, НАСАс Любопытство марсоход обнаружил однозначный речной осадки на Марсе. Свойства гальки в этих обнажениях свидетельствуют о том, что в прошлом было интенсивное течение на русле реки с течением между щиколотками и поясом. Эти камни были найдены у подножия выносной веер система, спускающаяся со стены кратера, ранее идентифицированная с орбиты.[138][139][140]
В октябре 2012 г. Рентгеноструктурный анализ из Марсианский грунт был выполнен Любопытство. Результаты выявили наличие нескольких минералов, в том числе полевой шпат, пироксены и оливин, и предположил, что марсианская почва в образце была похожа на выветрившиеся базальтовые почвы Гавайские вулканы. Используемый образец состоит из пыли, распределенной из глобальные пыльные бури и местный мелкий песок. Пока что материалы Любопытство проанализированы, соответствуют первоначальным представлениям о месторождениях в Кратер Гейла запись перехода во времени от влажной среды к сухой.[356]
В декабре 2012 года НАСА сообщило, что Любопытство выполнила свою первую обширную анализ почвы, обнаруживая присутствие молекул воды, сера и хлор в Марсианский грунт.[357][358] А в марте 2013 года НАСА сообщило о доказательствах минеральная гидратация, вероятно, гидратированный сульфат кальция, в нескольких образцы горных пород в том числе сломанные фрагменты Рок "Тинтина" и Рок "Саттон-Инлиер" а также в вены и узелки в других породах, таких как Рок "Кнорр" и Скала "Вернике".[359][360][361] Анализ с помощью марсохода Инструмент DAN предоставили доказательства наличия подземных вод, составляющих до 4% содержания воды, на глубине до 60 см (2,0 фута) в походе марсохода от Bradbury Landing сайт к Йеллоунайф Бэй область в Glenelg местность.[359]
26 сентября 2013 года ученые НАСА сообщили о Марс Любопытство марсоход обнаружил большое количество химически связанной воды (от 1,5 до 3 массовых процентов) в образцы почвы на Рокнест регион из Эолис Палус в Кратер Гейла.[362][363][364][365][366][367] Кроме того, НАСА сообщило, что марсоход обнаружил два основных типа почвы: мелкозернистую. мафический тип и крупнозернистый фельзический тип.[364][366][368] Основной тип, как и другие марсианские почвы и марсианская пыль, был связан с гидратацией аморфных фаз почвы.[368] Также, перхлораты, наличие которых может сделать обнаружение жизненно важных Органические молекулы трудные, были найдены на Любопытство место посадки марсохода (и ранее на более полярном участке Посадочный модуль Феникс), предполагая «глобальное распространение этих солей».[367] НАСА также сообщило, что Джейк М рок, камень, на который наткнулся Любопытство на пути к Glenelg, был мужерит и очень похож на земные породы мужерита.[369]
9 декабря 2013 года НАСА сообщило, что на Марсе когда-то был большой пресноводное озеро внутри Кратер Гейла,[35][36] это могло быть гостеприимной средой для микробная жизнь.
16 декабря 2014 года НАСА сообщило об обнаружении необычного увеличения, а затем уменьшения количества метан в атмосфера планеты Марс; Кроме того, органические химикаты были обнаружены в порохе, высверленном из камень посредством Любопытство марсоход. Также на основе дейтерий к водород соотношения исследований, большая часть воды на Кратер Гейла на Марсе было обнаружено, что он был потерян в древние времена, еще до образования дна озера в кратере; впоследствии большое количество воды продолжало теряться.[370][371][372]
13 апреля 2015 г. Природа опубликовали анализ данных о влажности и температуре почвы, собранные Любопытство, что свидетельствует о том, что пленки жидкой рассольной воды образуются в верхних 5 см недр Марса ночью. Активность воды и температура остаются ниже требований для воспроизводства и метаболизм известных наземных микроорганизмов.[6][373]
8 октября 2015 года НАСА подтвердило, что озера и ручьи существуют в Кратер шторма 3,3 - 3,8 миллиарда лет назад доставка отложений для создания нижних слоев Mount Sharp.[374][375]
4 ноября 2018 г. геологи представили доказательства, основанные на исследованиях в г. Кратер Гейла посредством Любопытство марсоход, что было много воды рано Марс.[376][377]
Марс Экспресс
В Марс Экспресс Орбитальный аппарат, запущенный Европейское космическое агентство, занимался картированием поверхности Марса и использовал радиолокационное оборудование для поиска доказательств наличия подповерхностных вод. В период с 2012 по 2015 гг. Орбитальный аппарат просканировал область под ледяными шапками на Planum Australe. К 2018 году ученые определили, что показания указывают на подповерхностное озеро с водой шириной около 20 километров (12 миль). Вершина озера находится на глубине 1,5 км (0,93 мили) от поверхности планеты; Насколько глубже проникает жидкая вода, остается неизвестным.[378][379]
Интерактивная карта
Интерактивная карта изображений из глобальная топография Марса. Парение ваша мышь над изображением, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает на относительную возвышения, по данным Лазерный альтиметр Mars Orbiter на НАСА Mars Global Surveyor. Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км); желтый это 0 км; зеленые и синие - более низкие высоты (до −8 км). Топоры находятся широта и долгота; Полярные регионы отмечены. Смотрите также
- Атмосферная вода на Марсе
- Климат Марса - Климатические закономерности планеты земная
- Колонизация Марса - Предлагаемые концепции человеческой колонизации Марса
- Эволюция воды на Марсе и Земле
- Внеземная жидкая вода
- Озера на Марсе
- Жизнь на Марсе - Научные оценки микробной обитаемости Марса
- Mars Express § Научные открытия и важные события
- Mars Global Surveyor § Открытие водяного льда на Марсе
- Марсианский канал - Идея конца 19-го - начала 20-го века о каналах, существующих на Марсе.
- Грязевые трещины на Марсе
Рекомендации
- ^ Торбет, Джорджина (12 декабря 2019 г.). «НАСА обнаруживает« водяной лед »прямо под поверхностью Марса. Эксперты говорят, что до льда можно добраться с помощью лопаты». Engadget. Получено 12 декабря, 2019.
- ^ а б c Персонал (22 ноября 2016 г.). «Зубчатая местность привела к обнаружению погребенного льда на Марсе». НАСА. Получено 23 ноября, 2016.
- ^ а б c «На Марсе обнаружено озеро из замороженной воды размером с Нью-Мексико - НАСА». Реестр. 22 ноября 2016 г.. Получено 23 ноября, 2016.
- ^ а б c «Марсианские ледники содержат столько же воды, сколько и Верхнее озеро». НАСА. 22 ноября 2016 г.. Получено 23 ноября, 2016.
- ^ Jakosky, B.M .; Хаберле, Р. (1992). «Сезонное поведение воды на Марсе». In Kieffer, H.H .; и другие. (ред.). Марс. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 969–1016.
- ^ а б Мартин-Торрес, Ф. Хавьер; Зорзано, Мария-Пас; Валентин-Серрано, Патрисия; Харри, Ари-Матти; Гензер, Мария (13 апреля 2015 г.). «Переходная жидкая вода и водная активность в кратере Гейла на Марсе». Природа Геонауки. 8 (5): 357–361. Bibcode:2015НатГе ... 8..357M. Дои:10.1038 / ngeo2412.
- ^ а б c d Ojha, L .; Вильгельм, М. Б .; Murchie, S.L .; McEwen, A. S .; Wray, J. J .; Hanley, J .; Massé, M .; Хойнацки М. (2015). «Спектральные доказательства наличия гидратированных солей в повторяющихся склонах Марса». Природа Геонауки. 8 (11): 829–832. Bibcode:2015НатГе ... 8..829O. Дои:10.1038 / ngeo2546. S2CID 59152931.
- ^ Повторяющиеся марсианские полосы: текучий песок, а не вода?, Nasa.org 20.11.2017
- ^ Карр, М. (1996). Вода на Марсе. Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. п. 197.
- ^ Bibring, J.-P .; Ланжевен, Ив; Пуле, Франсуа; Гендрин, Алина; Гондэ, Бриджит; Берте, Мишель; Суффло, Ален; Дроссар, Пьер; Combes, Мишель; Беллуччи, Джанкарло; Мороз, Василий; Мангольд, Николас; Шмитт, Бернард; Команда Омега; Erard, S .; Forni, O .; Manaud, N .; Poulleau, G .; Encrenaz, T .; Fouchet, T .; Melchiorri, R .; Altieri, F .; Formisano, V .; Bonello, G .; Fonti, S .; Capaccioni, F .; Cerroni, P .; Coradini, A .; Котцов, В .; и другие. (2004). «Многолетний водяной лед, обнаруженный в южной полярной шапке Марса». Природа. 428 (6983): 627–630. Bibcode:2004Натура.428..627Б. Дои:10.1038 / природа02461. PMID 15024393. S2CID 4373206.
- ^ Прадип, Талаппил; Кумар, Раджниш; Чоудхари, Нилеш; Рагупати, Гопи; Бхуин, Радха Гобинда; Methikkalam, Rabin Rajan J .; Гош, Джотирмой (29 января 2019 г.). «Клатратные гидраты в межзвездной среде». Труды Национальной академии наук. 116 (5): 1526–1531. Дои:10.1073 / pnas.1814293116. ISSN 0027-8424. ЧВК 6358667. PMID 30630945.
- ^ «Вода на южном полюсе Марса». Европейское космическое агентство (ЕКА). 17 марта 2004 г.
- ^ а б Кристенсен, П. Р. (2006). «Вода на полюсах и в районах вечной мерзлоты Марса». Элементы. 3 (2): 151–155. Дои:10.2113 / gselements.2.3.151.
- ^ Карр, 2006, стр. 173.
- ^ а б Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (10 декабря 2013 г.). «Космический аппарат НАСА на Марсе обнаруживает более динамичную красную планету». НАСА.
- ^ «Жидкая вода из льда и соли на Марсе». Письма о геофизических исследованиях. НАСА Астробиология. 3 июля 2014 г. Архивировано с оригинал 14 августа 2014 г.. Получено 13 августа, 2014.
- ^ Поллак, Дж. Б. (1979). «Изменение климата на планетах земной группы». Икар. 37 (3): 479–553. Bibcode:1979Icar ... 37..479P. Дои:10.1016/0019-1035(79)90012-5.
- ^ Pollack, J.B .; Kasting, J.F .; Richardson, S.M .; Поляков, К. (1987). «Дело в пользу влажного теплого климата на раннем Марсе». Икар. 71 (2): 203–224. Bibcode:1987Icar ... 71..203P. Дои:10.1016/0019-1035(87)90147-3. HDL:2060/19870013977. PMID 11539035.
- ^ Фэйрен, А. Г. (2010). «Холодный и влажный Марс Марс». Икар. 208 (1): 165–175. Bibcode:2010Icar..208..165F. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.01.006.
- ^ Fairén, A. G .; и другие. (2009). «Устойчивость к замерзанию водных растворов на раннем Марсе». Природа. 459 (7245): 401–404. Bibcode:2009Натура.459..401F. Дои:10.1038 / природа07978. PMID 19458717. S2CID 205216655.
- ^ "релизы / 2015/03/150305140447". sciencedaily.com. Получено 25 мая, 2015.
- ^ Вильянуэва, G .; Мумма, М .; Новак, Р .; Käufl, H .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Смит, М. (2015). «Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: исследование течений и древних резервуаров». Наука. 348 (6231): 218–221. Bibcode:2015Научный ... 348..218V. Дои:10.1126 / science.aaa3630. PMID 25745065. S2CID 206633960.
- ^ а б c Бейкер, В.Р .; Strom, R.G .; Gulick, V.C .; Kargel, J.S .; Komatsu, G .; Кале, В. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа. 352 (6348): 589–594. Bibcode:1991Натура.352..589Б. Дои:10.1038 / 352589a0. S2CID 4321529.
- ^ Салезе, Ф .; Ансан, В .; Mangold, N .; Картер, Дж .; Anouck, O .; Poulet, F .; Ори, Г. (2016). «Осадочное происхождение межкратерных равнин к северу от бассейна Эллады: последствия для климатических условий и скорости эрозии на раннем Марсе» (PDF). Журнал геофизических исследований: планеты. 121 (11): 2239–2267. Bibcode:2016JGRE..121.2239S. Дои:10.1002 / 2016JE005039.
- ^ Паркер, T.J .; Saunders, R.S .; Шнеебергер, Д. (1989). «Переходная морфология в West Deuteronilus Mensae, Марс: последствия для модификации границы низменности / возвышенности». Икар. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar ... 82..111P. Дои:10.1016/0019-1035(89)90027-4.
- ^ Dohm, J.M .; Бейкер, Виктор Р .; Бойнтон, Уильям V .; Fairén, Alberto G .; Феррис, Джастин К .; Финч, Майкл; Фурфаро, Роберто; Заяц, Трент М .; Джейнс, Дэниел М .; Kargel, Jeffrey S .; Карунатиллаке, Сунити; Келлер, Джон; Керри, Крис; Kim, Kyeong J .; Комацу, Горо; Махани, Уильям С .; Шульце-Макух, Дирк; Маринанджели, Люсия; Ори, Джиан Дж .; Руис, Хавьер; Уилок, Шон Дж. (2009). "Свидетельства GRS и возможность существования палеоокеанов на Марсе" (PDF). Планетарная и космическая наука. 57 (5–6): 664–684. Bibcode:2009П & СС ... 57..664D. Дои:10.1016 / j.pss.2008.10.008.
- ^ «ПСРД: древние паводковые воды и моря на Марсе». Psrd.hawaii.edu. 16 июля 2003 г.
- ^ "Гамма-данные свидетельствуют о том, что древний Марс имел океаны". SpaceRef. 17 ноября 2008 г.
- ^ Клиффорд, S.M .; Паркер, T.J. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и текущего состояния северных равнин». Икар. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154 ... 40C. Дои:10.1006 / icar.2001.6671. S2CID 13694518.
- ^ а б c Ди Акилле, Гаэтано; Хайнек, Брайан М. (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Природа Геонауки. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010НатГе ... 3..459Д. Дои:10.1038 / ngeo891.
- ^ а б c «Древний океан мог покрыть треть Марса». Sciencedaily.com. 14 июня 2010 г.
- ^ Карр, 2006, стр. 144–147.
- ^ Fassett, C.I .; Диксон, Джеймс Л .; Голова, Джеймс У .; Леви, Джозеф S .; Марчант, Дэвид Р. (2010). «Надледниковые и прогляциальные долины на Марсе Амазонки». Икар. 208 (1): 86–100. Bibcode:2010Icar..208 ... 86F. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.02.021.
- ^ «Воспоминания: о воде на Марсе объявлено 10 лет назад». SPACE.com. 22 июня 2000 г.
- ^ а б Чанг, Кеннет (9 декабря 2013 г.). «На Марсе древнее озеро и, возможно, жизнь». Нью-Йорк Таймс.
- ^ а б Разное (9 декабря 2013 г.). "Наука - Специальная коллекция - Марсоход Curiosity на Марсе". Наука.
- ^ Fairén, A. G .; и другие. (2014). «Холодная гидрологическая система в кратере Гейла на Марсе». Планетарная и космическая наука. 93: 101–118. Bibcode:2014P & SS ... 93..101F. Дои:10.1016 / j.pss.2014.03.002.
- ^ а б Паркер, Т .; Клиффорд, С. М .; Банердт, В. Б. (2000). «Аргир Планиция и глобальный гидрологический цикл Марса» (PDF). Луна и планетология. XXXI: 2033. Bibcode:2000LPI .... 31.2033P.
- ^ а б Heisinger, H .; Хед Дж. (2002). «Топография и морфология бассейна Аргира, Марс: значение для его геологической и гидрологической истории». Планета. Космические науки. 50 (10–11): 939–981. Bibcode:2002P & SS ... 50..939H. Дои:10.1016 / S0032-0633 (02) 00054-5.
- ^ Содерблом, Л.А. (1992). Kieffer, H.H .; и другие. (ред.). Состав и минералогия поверхности Марса по спектроскопическим наблюдениям - от 0,3 до 50 мкм.. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. стр.557–593. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ Glotch, T .; Кристенсен, П. (2005). «Геологическое и минералогическое картирование Арама Хаоса: свидетельство богатой водой истории». J. Geophys. Res. 110 (E9): E09006. Bibcode:2005JGRE..110.9006G. Дои:10.1029 / 2004JE002389. S2CID 53489327.
- ^ а б c d е ж грамм Holt, J. W .; Сафаэинили, А .; Plaut, J. J .; Янг, Д. А .; Head, J. W .; Филлипс, Р. Дж .; Кэмпбелл, Б. А .; Картер, Л. М .; Gim, Y .; Seu, R .; Команда, Шарад (2008). "Данные радиолокационного зондирования, свидетельствующие о наличии льда в пределах лопастных обломков вблизи котловины Эллада, на средних южных широтах Марса" (PDF). Луна и планетология. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI .... 39.2441H.
- ^ а б c Амос, Джонатан (10 июня 2013 г.). «Марсоход Old Opportunity делает открытие». Новости BBC.
- ^ а б c «Марсоход Opportunity исследует глиняные улики в скале». Лаборатория реактивного движения, НАСА. 17 мая 2013 года.
- ^ а б c «Региональные, а не глобальные процессы, приведшие к огромным марсианским наводнениям». Планетарный институт. SpaceRef. 11 сентября 2015 г.. Получено 12 сентября, 2015.
- ^ Харрисон, К; Гримм, Р. (2005). «Сети долин, контролируемые подземными водами, и уменьшение поверхностного стока на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований. 110 (E12): E12S16. Bibcode:2005JGRE..11012S16H. Дои:10.1029 / 2005JE002455. S2CID 7755332.
- ^ Howard, A .; Мур, Джеффри М .; Ирвин, Россман П. (2005). «Интенсивная заключительная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ними отложения». Журнал геофизических исследований. 110 (E12): E12S14. Bibcode:2005JGRE..11012S14H. Дои:10.1029 / 2005JE002459. S2CID 14890033.
- ^ Салезе, Ф .; Di Achille, G .; Neesemann, A .; Ори, Г. Г .; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеолакустринных систем в Моа Валлес, Марс». J. Geophys. Res. Планеты. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. Дои:10.1002 / 2015JE004891.
- ^ а б c d Ирвин, Россман П .; Ховард, Алан Д.; Крэддок, Роберт А .; Мур, Джеффри М. (2005). «Интенсивная заключительная эпоха повсеместной речной активности на раннем Марсе: 2. Повышенный сток и развитие палеоозер». Журнал геофизических исследований. 110 (E12): E12S15. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. Дои:10.1029 / 2005JE002460.
- ^ а б Fassett, C .; Голова, III (2008). «Долина, питаемая сетью, озера открытого бассейна на Марсе: Распространение и значение для гидрологии поверхности и подповерхности Ноаха». Икар. 198 (1): 37–56. Bibcode:2008Icar..198 ... 37F. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.06.016.
- ^ а б Мур, Дж .; Вильгельмс, Д. (2001). «Эллада как возможное место древних озер, покрытых льдом на Марсе» (PDF). Икар. 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. Дои:10.1006 / icar.2001.6736. HDL:2060/20020050249.
- ^ а б Weitz, C .; Паркер, Т. (2000). «Новое свидетельство того, что внутренние отложения Валлес Маринер сформировались в стоячих водоемах» (PDF). Луна и планетология. XXXI: 1693. Bibcode:2000LPI .... 31,1693 Вт.
- ^ «Новые признаки того, что древний Марс был влажным». Space.com. 28 октября 2008 г.
- ^ Squyres, S.W .; и другие. (1992). «Лед в марсианском реголите». В Kieffer, H.H. (ред.). Марс. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. стр.523–554. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ а б Head, J .; Марчант, Д. (2006). "Модификации стенок кратера Ноя в Северной Аравии Терра (24 восточной долготы, 39 северной широты) во время ледниковых эпох Амазонки на севере средних широт на Марсе: природа и эволюция лопастных обломков и их связь с линейчатым заполнением долин и ледниковыми системами (аннотация ) ". Лунная планета. Наука. 37: 1128.
- ^ Head, J .; и другие. (2006). «Модификация границы дихотомии на Марсе региональным оледенением Амазонки в средних широтах». Geophys. Res. Латыш. 33 (8): 33. Bibcode:2006GeoRL..33.8S03H. Дои:10.1029 / 2005gl024360. S2CID 9653193.
- ^ Head, J .; Марчант, Д. (2006). «Свидетельства глобального оледенения северных средних широт в амазонский период Марса: покрытые обломками ледниковые и долинные ледниковые отложения в полосе 30–50 северной широты (аннотация)». Лунная планета. Наука. 37: 1127.
- ^ а б c Льюис, Ричард (23 апреля 2008 г.). "Ледники показывают, что в последнее время марсианский климат был активным". Брауновский университет.
- ^ а б c d е ж грамм час Плаут, Джеффри Дж .; Сафаэинили Али; Холт, Джон В .; Филлипс, Роджер Дж .; Голова, Джеймс У .; Сеу, Роберто; Putzig, Nathaniel E .; Фригери, Алессандро (2009). "Радиолокационные свидетельства наличия льда в лопастных обломках в средних северных широтах Марса" (PDF). Письма о геофизических исследованиях. 36 (2): н / д. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. Дои:10.1029 / 2008GL036379.
- ^ Уолл, Майк (25 марта 2011 г.). «Вопросы и ответы с искателем жизни с Марса Крисом Карром». Space.com.
- ^ а б Dartnell, L.R .; Дезоргер; Сторожить; Коутс (30 января 2007 г.). "Моделирование радиационной среды Марса на поверхности и под поверхностью: значение для астробиологии". Письма о геофизических исследованиях. 34 (2): L02207. Bibcode:2007GeoRL..34.2207D. Дои:10.1029 / 2006GL027494.
Повреждающее действие ионизирующего излучения на клеточную структуру является одним из основных факторов, ограничивающих выживание жизни в потенциальных астробиологических средах обитания.
- ^ а б Dartnell, L.R .; Desorgher, L .; Ward, J.M .; Коутс, А. Дж. (2007). «Подземное ионизирующее излучение Марса: биосигнатуры и геология» (PDF). Биогеонауки. 4 (4): 545–558. Bibcode:2007BGeo .... 4..545D. Дои:10.5194 / bg-4-545-2007.
Это поле ионизирующего излучения вредно для выживания спящих клеток или спор и для сохранения молекулярных биомаркеров в подповерхностных слоях и, следовательно, для его характеристики. [..] Даже на глубине 2 метра под поверхностью любые микробы, скорее всего, будут бездействовать, криоконсервированы текущими условиями замерзания, поэтому метаболически неактивны и не могут восстанавливать клеточную деградацию по мере ее возникновения.
- ^ а б де Мораис, А. (2012). «Возможная биохимическая модель Марса» (PDF). 43-я Конференция по изучению луны и планет (2012 г.). Получено 5 июня, 2013.
Обширный вулканизм в то время, вероятно, создал подземные трещины и пещеры в различных слоях, а жидкая вода могла храниться в этих подземных местах, образуя большие водоносные горизонты с отложениями соленой жидкой воды, органических молекул минералов и геотермального тепла - ингредиентов для жизнь, как мы знаем на Земле.
- ^ а б Дидим, Иоанн Томас (21 января 2013 г.). «Ученые обнаружили доказательства того, что под поверхностью Марса может существовать жизнь». Цифровой журнал - Наука.
На поверхности Марса не может быть жизни, потому что она залита радиацией и полностью заморожена. Подземная жизнь будет защищена от этого. - Проф. Парнелл.
- ^ а б Стейгервальд, Билл (15 января 2009 г.). "Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета". Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. НАСА.
Если микроскопическая марсианская жизнь производит метан, он, вероятно, находится далеко под поверхностью, где еще достаточно тепло для существования жидкой воды.
- ^ а б c d е ж Orosei, R .; и другие. (25 июля 2018 г.). «Радиолокационные свидетельства наличия подледниковой жидкой воды на Марсе». Наука. 361 (6401): 490–493. arXiv:2004.04587. Bibcode:2018Научный ... 361..490O. Дои:10.1126 / science.aar7268. HDL:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
- ^ Холтон, Мэри (25 июля 2018 г.). "Озеро" жидкой воды обнаружено на Марсе ". Новости BBC. Получено 26 июля, 2018.
- ^ Обзор программы НАСА по исследованию Марса. http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/overview/index.html.
- ^ Лауро, Себастьян Эмануэль; и другие. (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледниковые водоемы под южным полюсом Марса, обнаруженные по новым данным MARSIS». Природа Астрономия. arXiv:2010.00870. Bibcode:2020NatAs.tmp..194L. Дои:10.1038 / с41550-020-1200-6. S2CID 222125007. Получено 29 сентября, 2020.
- ^ О'Каллаган, Джонатан (28 сентября 2020 г.). «Вода на Марсе: открытие трех погребенных озер заинтриговало ученых - исследователи обнаружили группу озер, скрытых под ледяной поверхностью красной планеты». Природа. Дои:10.1038 / d41586-020-02751-1. PMID 32989309. Получено 29 сентября, 2020.
- ^ Шихан, 1996, стр. 35.
- ^ Kieffer, H.H .; Якоски, Б.М.; Снайдер, К. (1992). «Планета Марс: от древности до наших дней». In Kieffer, H.H .; и другие. (ред.). Марс. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 1–33.
- ^ Хартманн, 2003, стр. 20.
- ^ Шихан, 1996, стр. 150.
- ^ Spinrad, H .; Münch, G .; Каплан, Л. Д. (1963). «Письмо в редакцию: обнаружение водяного пара на Марсе». Астрофизический журнал. 137: 1319. Bibcode:1963ApJ ... 137.1319S. Дои:10.1086/147613.
- ^ Leighton, R.B .; Мюррей, Британская Колумбия (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Наука. 153 (3732): 136–144. Bibcode:1966Sci ... 153..136L. Дои:10.1126 / science.153.3732.136. PMID 17831495. S2CID 28087958.
- ^ Leighton, R.B .; Мюррей, Британская Колумбия; Sharp, R.P .; Allen, J.D .; Слоан, Р. (1965). «Маринер И.В. Фотография Марса: первые результаты». Наука. 149 (3684): 627–630. Bibcode:1965Научный ... 149..627L. Дои:10.1126 / science.149.3684.627. PMID 17747569. S2CID 43407530.
- ^ Клиоре, А .; и другие. (1965). «Затмение Эксперимент: Результаты первого прямого измерения атмосферы и ионосферы Марса». Наука. 149 (3689): 1243–1248. Bibcode:1965Sci ... 149.1243K. Дои:10.1126 / science.149.3689.1243. PMID 17747455. S2CID 34369864.
- ^ Гротцингер, Джон П. (24 января 2014 г.). «Введение в специальный выпуск - обитаемость, тафономия и поиск органического углерода на Марсе». Наука. 343 (6169): 386–387. Bibcode:2014Научный ... 343..386G. Дои:10.1126 / science.1249944. PMID 24458635.
- ^ Разное (24 января 2014 г.). «Специальный выпуск - Оглавление - Изучение марсианской пригодности». Наука. 343 (6169): 345–452.
- ^ Grotzinger, J.P .; и другие. (24 января 2014 г.). «Обитаемая флювио-озерная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Наука. 343 (6169): 1242777. Bibcode:2014Научный ... 343A.386G. CiteSeerX 10.1.1.455.3973. Дои:10.1126 / science.1242777. PMID 24324272. S2CID 52836398.
- ^ а б Rodriguez, J. Alexis P .; Kargel, Jeffrey S .; Бейкер, Виктор Р .; Gulick, Virginia C .; и другие. (8 сентября 2015 г.). «Марсианские каналы оттока: как образовались их водоносные горизонты и почему они так быстро истощились?». Научные отчеты. 5: 13404. Bibcode:2015НатСР ... 513404Р. Дои:10.1038 / srep13404. ЧВК 4562069. PMID 26346067.
- ^ Персонал (2 июля 2012 г.). "Древняя вода Марса существовала глубоко под землей". Space.com.
- ^ Craddock, R .; Ховард, А. (2002). «Случай для дождя на теплом, влажном раннем Марсе». J. Geophys. Res. 107 (E11): E11. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. Дои:10.1029 / 2001je001505.
- ^ Head, J .; и другие. (2006). «Обширные отложения долинных ледников в северных средних широтах Марса: свидетельство изменения климата, вызванного изменением климата в конце Амазонки». Планета Земля. Sci. Латыш. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E и PSL.241..663H. Дои:10.1016 / j.epsl.2005.11.016.
- ^ Персонал (28 октября 2008 г.). «Марсианский орбитальный аппарат НАСА раскрывает детали более влажного Марса». SpaceRef. НАСА.
- ^ а б Лунин, Джонатан I .; Чемберс, Джон; и другие. (Сентябрь 2003 г.). «Происхождение воды на Марсе». Икар. 165 (1): 1–8. Bibcode:2003Icar..165 .... 1л. Дои:10.1016 / S0019-1035 (03) 00172-6.
- ^ Soderblom, L.A .; Белл, Дж. Ф. (2008). «Исследование поверхности Марса: 1992–2007 гг.». В Белле, Дж. Ф. (ред.). Марсианская поверхность: состав, минералогия и физические свойства. Издательство Кембриджского университета. стр.3–19. Bibcode:2008mscm.book ..... B.
- ^ Ming, D.W .; Morris, R.V .; Кларк, Р. (2008). «Водные изменения на Марсе». В Белле, Дж. Ф. (ред.). Марсианская поверхность: состав, минералогия и физические свойства. Издательство Кембриджского университета. стр.519–540. Bibcode:2008mscm.book ..... B.
- ^ Льюис, Дж. (1997). Физика и химия Солнечной системы (переработанная ред.). Сан-Диего, Калифорния: Academic Press. ISBN 978-0-12-446742-2.
- ^ Lasue, J .; и другие. (2013). «Количественные оценки гидросферы Марса». Космические науки. Rev. 174 (1–4): 155–212. Bibcode:2013ССРв..174..155Л. Дои:10.1007 / s11214-012-9946-5. S2CID 122747118.
- ^ Clark, B.C .; и другие. (2005). «Химия и минералогия обнажений на Меридиани Планум». Планета Земля. Sci. Латыш. 240 (1): 73–94. Bibcode:2005E и PSL.240 ... 73C. Дои:10.1016 / j.epsl.2005.09.040.
- ^ Блум, A.L. (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа. Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Прентис-Холл. п.114.
- ^ Boynton, W.V .; и другие. (2009). "Свидетельства наличия карбоната кальция в месте посадки на Марс Феникс". Наука. 325 (5936): 61–4. Bibcode:2009 Наука ... 325 ... 61B. Дои:10.1126 / science.1172768. PMID 19574384. S2CID 26740165.
- ^ Gooding, J.L .; Arvidson, R.E .; Золотов, М.Ю. (1992). «Физико-химическое выветривание». In Kieffer, H.H .; и другие. (ред.). Марс. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. стр.626–651. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ Мелош, Х.Дж. (2011). Планетарные поверхностные процессы. Издательство Кембриджского университета. п.296. ISBN 978-0-521-51418-7.
- ^ Абрамов, О .; Кринг, Д.А. (2005). «Гидротермальная активность, вызванная ударами на раннем этапе Марса». J. Geophys. Res. 110 (E12): E12S09. Bibcode:2005JGRE..11012S09A. Дои:10.1029 / 2005JE002453. S2CID 20787765.
- ^ Schrenk, M.O .; Brazelton, W.J .; Ланг, С.К. (2013). «Серпентинизация, углерод и глубокая жизнь». Обзоры в Минералогии и геохимии. 75 (1): 575–606. Bibcode:2013РвМГ ... 75..575С. Дои:10.2138 / RMG.2013.75.18. S2CID 8600635.
- ^ Бауком, Мартин (март – апрель 2006 г.). "Жизнь на Марсе?". Американский ученый. 94 (2): 119. Дои:10.1511/2006.58.119.
- ^ Chassefière, E; Langlais, B; Quesnel, Y; Леблан, Ф. (2013), "Судьба утраченной воды раннего Марса: роль серпентинизации" (PDF), Тезисы EPSC, 8, п. EPSC2013-188
- ^ Ehlmann, B.L .; Горчица, J.F .; Мурчи, С. (2010). «Геологическое положение серпентиновых отложений на Марсе» (PDF). Geophys. Res. Латыш. 37 (6): L06201. Bibcode:2010GeoRL..37.6201E. Дои:10.1029 / 2010GL042596.
- ^ Блум, A.L. (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа. Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Прентис-Холл.., п. 120
- ^ Ody, A .; и другие. (2013). «Глобальное исследование оливина на Марсе: понимание состава коры и мантии». J. Geophys. Res. 118 (2): 234–262. Bibcode:2013JGRE..118..234O. Дои:10.1029 / 2012JE004149.
- ^ Swindle, T. D .; Treiman, A.H .; Lindstrom, D. J .; Burkland, M. K .; Cohen, B.A .; Grier, J. A .; Li, B .; Олсон, Э. К. (2000). «Благородные газы в Иддингсите от метеорита Лафайет: свидетельства наличия жидкой воды на Марсе за последние несколько сотен миллионов лет». Метеоритика и планетология. 35 (1): 107–115. Bibcode:2000M & PS ... 35..107S. Дои:10.1111 / j.1945-5100.2000.tb01978.x.
- ^ Head, J .; Креславский, М. А .; Иванов, М. А .; Hiesinger, H .; Фуллер, Э. Р .; Пратт, С. (2001). «Вода в истории Среднего Марса: новые выводы из данных MOLA». Тезисы весеннего собрания AGU. 2001: P31A – 02 ПРИГЛАШЕНО. Bibcode:2001AGUSM ... P31A02H.
- ^ Head, J .; и другие. (2001). «Исследование стоячих водоемов на Марсе: когда они были там, куда они делись и каковы последствия для астробиологии?». Тезисы осеннего собрания AGU. 21: P21C – 03. Bibcode:2001AGUFM.P21C..03H.
- ^ Мейер, К. (2012) The Martian Meteorite Compendium; Национальное управление по аронавтике и исследованию космического пространства. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
- ^ «Метеорит Шерготти - Лаборатория реактивного движения, НАСА». НАСА. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Hamiliton, W .; Christensen, Philip R .; Максуин, Гарри Ю. (1997). «Определение литологии и минералогии марсианских метеоритов с помощью колебательной спектроскопии». Журнал геофизических исследований. 102 (E11): 25593–25603. Bibcode:1997JGR ... 10225593H. Дои:10.1029 / 97JE01874.
- ^ Трейман, А. (2005). «Нахлитовые метеориты: магматические породы Марса, богатые авгитом» (PDF). Chemie der Erde - геохимия. 65 (3): 203–270. Bibcode:2005ЧЭГ ... 65..203Т. Дои:10.1016 / j.chemer.2005.01.004. Получено 8 сентября, 2006.
- ^ Эйджи, Карл Б .; Уилсон, Николь В .; McCubbin, Francis M .; Зиглер, Карен; Поляк, Виктор Дж .; Sharp, Zachary D .; Асмером, Йеман; Nunn, Morgan H .; Шахин, Робина; Thiemens, Mark H .; Стил, Эндрю; Фогель, Мэрилин Л .; Боуден, Роксана; Гламоклия, Михаэла; Чжан, Чжишэн; Элардо, Стивен М. (15 февраля 2013 г.). "Уникальный метеорит с раннего Амазонского Марса: богатая водой базальтовая Брекчия Северо-Западная Африка 7034". Наука. 339 (6121): 780–785. Bibcode:2013Наука ... 339..780А. Дои:10.1126 / science.1228858. PMID 23287721. S2CID 206544554.
- ^ Согласитесь, C., et al. 2013. Уникальный метеорит с раннего Амазонского Марса: богатая водой базальтовая Брекчия Северо-Западная Африка 7034. Наука: 339, 780–785.
- ^ McKay, D .; Гибсон младший, ЭК; Thomas-Keprta, KL; Вали, H; Романек, CS; Clemett, SJ; Chillier, XD; Maechling, CR; Заре, RN (1996). "Поиск прошлой жизни на Марсе: возможная реликтовая биогенная активность в марсианском метеорите AL84001". Наука. 273 (5277): 924–930. Bibcode:1996Научный ... 273..924М. Дои:10.1126 / science.273.5277.924. PMID 8688069. S2CID 40690489.
- ^ Гиббс, В .; Пауэлл, К. (19 августа 1996 г.). "Ошибки в данных?". Scientific American.
- ^ «Споры продолжаются: марсианский метеорит цепляется за жизнь - или это так?». SPACE.com. 20 марта 2002 г.
- ^ Bada, J .; Главин Д.П .; McDonald, GD; Беккер, Л. (1998). "Поиск эндогенных аминокислот в марсианском метеорите AL84001". Наука. 279 (5349): 362–365. Bibcode:1998Sci ... 279..362B. Дои:10.1126 / science.279.5349.362. PMID 9430583. S2CID 32301715.
- ^ а б Гарсиа-Руис, Хуан-Мануэль Гарсиа-Руис (30 декабря 1999 г.). «Морфологическое поведение неорганических систем осаждения - инструменты, методы и задачи для астробиологии II». Труды SPIE. Инструменты, методы и задачи астробиологии II. Proc. SPIE 3755: 74–82. Дои:10.1117/12.375088. S2CID 84764520.
It is concluded that "morphology cannot be used unambiguously as a tool for primitive life detection."
- ^ Агрести; Жилой дом; Йоги; Кудрявцев; Маккиган; Раннегар; Шопф; Wdowiak (December 3, 2008). «Обнаружение и геохимическая характеристика древнейшей жизни Земли». Институт астробиологии НАСА. НАСА. Архивировано из оригинал 23 января 2013 г.. Получено 15 января, 2013.
- ^ Шопф, Дж. Уильям; Кудрявцев Анатолий Б .; Czaja, Andrew D .; Tripathi, Abhishek B. (April 28, 2007). «Свидетельства архейской жизни: строматолиты и микрофоссилий» (PDF). Докембрийские исследования. 158 (3–4): 141–155. Bibcode:2007Пред..158..141С. Дои:10.1016 / j.precamres.2007.04.009. Архивировано из оригинал (PDF) 24 декабря 2012 г.. Получено 15 января, 2013.
- ^ а б Raeburn, P. (1998). "Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars". Национальная география. Вашингтон, округ Колумбия.
- ^ а б Moore, P.; и другие. (1990). The Atlas of the Solar System. New York: Mitchell Beazley Publishers.
- ^ Berman, Daniel C.; Crown, David A.; Bleamaster, Leslie F. (2009). "Degradation of mid-latitude craters on Mars". Икар. 200 (1): 77–95. Bibcode:2009Icar..200...77B. Дои:10.1016/j.icarus.2008.10.026.
- ^ Fassett, Caleb I.; Head, James W. (2008). "The timing of martian valley network activity: Constraints from buffered crater counting". Икар. 195 (1): 61–89. Bibcode:2008Icar..195...61F. Дои:10.1016/j.icarus.2007.12.009.
- ^ Malin, Michael C. (2010). "An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation". Журнал Марс. 5: 1–60. Bibcode:2010IJMSE...5....1M. Дои:10.1555/mars.2010.0001. S2CID 128873687.
- ^ "Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae". Hiroc.lpl.arizona.edu. 31 января 2007 г. Архивировано с оригинал 5 марта 2016 г.. Получено 8 октября, 2009.
- ^ Zimbelman, J.; Griffin, L. (2010). "HiRISE images of yardangs and sinuous ridges in the lower member of the Medusae Fossae Formation, Mars". Икар. 205 (1): 198–210. Bibcode:2010Icar..205..198Z. Дои:10.1016/j.icarus.2009.04.003.
- ^ Newsom, H.; Lanza, Nina L.; Ollila, Ann M.; Wiseman, Sandra M.; Roush, Ted L.; Marzo, Giuseppe A.; Торнабене, Ливио Л .; Okubo, Chris H.; Osterloo, Mikki M.; Hamilton, Victoria E.; Crumpler, Larry S. (2010). "Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars". Икар. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205...64N. Дои:10.1016/j.icarus.2009.03.030.
- ^ Morgan, A.M.; Howard, A.D.; Hobley, D.E.J.; Moore, J.M .; Dietrich, W.E.; Williams, R.M.E.; Burr, D.M.; Grant, J.A.; Wilson, S.A.; Matsubara, Y. (2014). "Sedimentology and climatic environment of alluvial fans in the martian Saheki crater and a comparison with terrestrial fans in the Atacama Desert" (PDF). Икар. 229: 131–156. Bibcode:2014Icar..229..131M. Дои:10.1016/j.icarus.2013.11.007.
- ^ а б Weitz, C.; Milliken, R.E.; Grant, J.A.; McEwen, A.S.; Williams, R.M.E.; Bishop, J.L.; Thomson, B.J. (2010). "Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris". Икар. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205...73W. Дои:10.1016/j.icarus.2009.04.017.
- ^ а б c Zendejas, J.; Сегура, А .; Raga, A.C. (December 2010). "Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars". Икар. 210 (2): 539–1000. arXiv:1006.0021. Bibcode:2010Icar..210..539Z. Дои:10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID 119243879.
- ^ а б c Cabrol, N.; Grin, E., eds. (2010). Озера на Марсе. Нью-Йорк: Эльзевир.
- ^ Goldspiel, J.; Squires, S. (2000). "Groundwater sapping and valley formation on Mars". Икар. 148 (1): 176–192. Bibcode:2000Icar..148..176G. Дои:10.1006/icar.2000.6465.
- ^ а б c d е ж грамм час я j Carr, Michael H. Поверхность Марса. Cambridge Planetary Science Series (No. 6). ISBN 978-0-511-26688-1.
- ^ Nedell, S.; Squyres, Steven W.; Andersen, David W. (1987). "Origin and evolution of the layered deposits in the Valles Marineris, Mars". Икар. 70 (3): 409–441. Bibcode:1987Icar...70..409N. Дои:10.1016/0019-1035(87)90086-8.
- ^ Matsubara, Yo, Alan D. Howard, and Sarah A. Drummond. "Hydrology of early Mars: Lake basins." Journal of Geophysical Research: Planets 116.E4 (2011).
- ^ "Spectacular Mars images reveal evidence of ancient lakes". Sciencedaily.com. January 4, 2010. Archived from оригинал 23 августа 2016 г.. Получено 28 февраля, 2018.
- ^ Гупта, Санджив; Warner, Nicholas; Kim, Rack; Lin, Yuan; Muller, Jan; -1#Jung-, Shih- (2010). "Hesperian equatorial thermokarst lakes in Ares Vallis as evidence for transient warm conditions on Mars". Геология. 38 (1): 71–74. Bibcode:2010Geo....38...71W. Дои:10.1130/G30579.1.
- ^ а б c d Браун, Дуэйн; Коул, Стив; Вебстер, Гай; Agle, D.C. (September 27, 2012). "NASA Rover Finds Old Streambed On Martian Surface". НАСА.
- ^ а б c НАСА (September 27, 2012). "NASA's Curiosity Rover Finds Old Streambed on Mars – video (51:40)". NASAtelevision.
- ^ а б c Chang, Alicia (September 27, 2012). "Mars rover Curiosity finds signs of ancient stream". Ассошиэйтед Пресс.
- ^ "NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars". НАСА. 12 марта 2013 г.
- ^ Parker, T., D. Curie. 2001 г. Геоморфология 37. 303–328.
- ^ de Pablo, M., M. Druet. 2002. XXXIII LPSC. Abstract #1032.
- ^ de Pablo, M. 2003. VI Mars Conference, Abstract #3037.
- ^ "Mars Study Yields Clues to Possible Cradle of Life – Astrobiology Magazine". astrobio.net. 8 октября 2017 года.
- ^ "Mars' Eridania Basin Once Held Vast Sea - Planetary Science, Space Exploration - Sci-News.com". sci-news.com.
- ^ а б Michalski, J.; и другие. (2017). "Ancient hydrothermal seafloor deposits in Eridania basin on Mars". Nature Communications. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo...815978M. Дои:10.1038/ncomms15978. ЧВК 5508135. PMID 28691699.
- ^ Baker, D., J. Head. 2014. 44th LPSC, abstract #1252
- ^ Irwin, R .; и другие. (2004). "Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins". J. Geophys. Res. Планеты. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. Дои:10.1029/2004je002287. S2CID 12637702.
- ^ Hynek, B.; и другие. (2010). "Updated global map of Martian valley networks and implications for climate and hydrologic processes". J. Geophys. Res. 115 (E9): E09008. Bibcode:2010JGRE..115.9008H. Дои:10.1029/2009je003548.
- ^ Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). "Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys". Природа Геонауки. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. Дои:10.1038/ngeo891.
- ^ Карр, М. (1979). "Formation of Martian flood features by release of water from confined aquifers" (PDF). J. Geophys. Res. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR....84.2995C. Дои:10.1029/JB084iB06p02995.
- ^ Бейкер, В .; Milton, D. (1974). "Erosion by Catastrophic Floods on Mars and Earth". Икар. 23 (1): 27–41. Bibcode:1974Icar...23...27B. Дои:10.1016/0019-1035(74)90101-8.
- ^ "Mars Global Surveyor MOC2-862 Release". Msss.com. Архивировано из оригинал 12 апреля 2009 г.. Получено 16 января, 2012.
- ^ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T. (2007). "Meridiani Planum and the global hydrology of Mars". Природа. 446 (7132): 163–6. Bibcode:2007Natur.446..163A. Дои:10.1038/nature05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
- ^ Irwin; Rossman, P.; Craddock, Robert A.; Howard, Alan D. (2005). "Interior channels in Martian valley networks: Discharge and runoff production". Геология. 33 (6): 489–492. Bibcode:2005Geo....33..489I. Дои:10.1130/g21333.1. S2CID 5663347.
- ^ Jakosky, Bruce M. (1999). "Water, Climate, and Life". Наука. 283 (5402): 648–649. Дои:10.1126/science.283.5402.648. PMID 9988657. S2CID 128560172.
- ^ Lamb, Michael P., et al. "Can springs cut canyons into rock?." Журнал геофизических исследований: планеты (1991–2012) 111.E7 (2006).
- ^ а б c Grotzinger, J.P.; Arvidson, R.E.; Bell III, J.F.; Calvin, W .; Clark, B.C .; Fike, D.A.; Голомбек, М .; Greeley, R.; Haldemann, A.; Herkenhoff, K.E.; Jolliff, B.L.; Knoll, A.H .; Малин, М .; McLennan, S.M.; Паркер, Т .; Soderblom, L.; Sohl-Dickstein, J.N.; Squyres, S.W.; Tosca, N.J.; Watters, W.A. (November 25, 2005). "Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum". Письма по науке о Земле и планетах. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN 0012-821X.
- ^ Michalski, Joseph R.; Niles, Paul B.; Cuadros, Javier; Parnell, John; Rogers, A. Deanne; Wright, Shawn P. (January 20, 2013). "Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere". Природа Геонауки. 6 (2): 133–138. Bibcode:2013NatGe...6..133M. Дои:10.1038/ngeo1706.
Here we present a conceptual model of subsurface habitability of Mars and evaluate evidence for groundwater upwelling in deep basins.
- ^ а б c Zuber, Maria T. (2007). "Planetary Science: Mars at the tipping point". Природа. 447 (7146): 785–786. Bibcode:2007Natur.447..785Z. Дои:10.1038/447785a. PMID 17568733. S2CID 4427572.
- ^ Andrews‐Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R.E .; Wiseman, S. M. (2010). "Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra". J. Geophys. Res. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. Дои:10.1029/2009JE003485.
- ^ McLennan, S. M.; и другие. (2005). "Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars". Earth Planet. Sci. Латыш. 240 (1): 95–121. Bibcode:2005E&PSL.240...95M. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.041.
- ^ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). "Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars". Earth Planet. Sci. Латыш. 240 (1): 1–10. Bibcode:2005E&PSL.240....1S. Дои:10.1016/j.epsl.2005.09.038..
- ^ Squyres, S. W.; и другие. (2006). "Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover" (PDF). Наука. 313 (5792): 1403–1407. Bibcode:2006Sci...313.1403S. Дои:10.1126/science.1130890. PMID 16959999. S2CID 17643218..
- ^ Wiseman, M.; Andrews-Hanna, J. C.; Arvidson, R.E .; Mustard, J. F.; Zabrusky, K. J. (2011). Distribution of Hydrated Sulfates Across Arabia Terra Using CRISM Data: Implications for Martian Hydrology (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference.
- ^ Andrews‐Hanna, Jeffrey C.; Lewis, Kevin W. (2011). "Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs". Журнал геофизических исследований: планеты. 116 (E2): E2. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. Дои:10.1029/2010je003709. S2CID 17293290.
- ^ ESA Staff (February 28, 2019). "First Evidence of "Planet-Wide Groundwater System" on Mars Found". Европейское космическое агентство. Получено 28 февраля, 2019.
- ^ Houser, Kristin (February 28, 2019). "First Evidence of "Planet-Wide Groundwater System" on Mars Found". Futurism.com. Получено 28 февраля, 2019.
- ^ Salese, Francesco; Pondrelli, Monica; Neeseman, Alicia; Schmidt, Gene; Ori, Gian Gabriele (2019). "Geological Evidence of Planet-Wide Groundwater System on Mars". Журнал геофизических исследований: планеты. 124 (2): 374–395. Bibcode:2019JGRE..124..374S. Дои:10.1029/2018JE005802. ЧВК 6472477. PMID 31007995.
- ^ "Mars: Planet‐Wide Groundwater System – New Geological Evidence". 19 февраля 2019.
- ^ Andrews, Robin George (September 20, 2019). "Mysterious magnetic pulses discovered on Mars - The nighttime events are among initial results from the InSight lander, which also found hints that the red planet may host a global reservoir of liquid water deep below the surface". Национальное географическое общество. Получено 20 сентября, 2019.
- ^ Brandenburg, John E. (1987), "The Paleo-Ocean of Mars", MECA Symposium on Mars: Evolution of its Climate and Atmosphere, Lunar and Planetary Institute, pp. 20–22, Bibcode:1987meca.symp...20B
- ^ Clifford, S. M.; Parker, T. J. (2001). "The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains". Икар. 154: 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. Дои:10.1006/icar.2001.6671. S2CID 13694518.
- ^ Smith, D .; и другие. (1999). "The Gravity Field of Mars: Results from Mars Global Surveyor" (PDF). Наука. 286 (5437): 94–97. Bibcode:1999Sci...286...94S. Дои:10.1126/science.286.5437.94. PMID 10506567.
- ^ Read, Peter L.; Lewis, S. R. (2004). Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты (Мягкая обложка). Chichester, UK: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ "Martian North Once Covered by Ocean". Astrobio.net. 26 ноября 2009 г.. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ "New Map Bolsters Case for Ancient Ocean on Mars". SPACE.com. 23 ноября 2009 г.
- ^ Carr, M .; Head, J. (2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate". Журнал геофизических исследований. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. Дои:10.1029 / 2002JE001963. S2CID 16367611.
- ^ "Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore". NASA Astrobiology. НАСА. January 26, 2001. Archived from оригинал 20 февраля 2012 г.
- ^ Perron; Taylor, J .; и другие. (2007). "Evidence for an ancient Martian ocean in the topography of deformed shorelines". Природа. 447 (7146): 840–843. Bibcode:2007Natur.447..840P. Дои:10.1038/nature05873. PMID 17568743. S2CID 4332594.
- ^ Kaufman, Marc (March 5, 2015). "Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data". Нью-Йорк Таймс. Получено 5 марта, 2015.
- ^ "Ancient Tsunami Evidence on Mars Reveals Life Potential – Astrobiology". astrobiology.com.
- ^ Rodriguez, J., et al. 2016. Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean. Scientific Reports: 6, 25106.
- ^ Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L .; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S.; Yan, Jianguo; Гулик, Вирджиния; Higuchi, Kana; Бейкер, Виктор Р .; Glines, Natalie (May 19, 2016). "Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean". Научные отчеты. 6 (1): 25106. Bibcode:2016NatSR...625106R. Дои:10.1038/srep25106. ЧВК 4872529. PMID 27196957.
- ^ Корнелл Университет. "Ancient tsunami evidence on Mars reveals life potential." ScienceDaily. ScienceDaily, May 19, 2016. <https://www.sciencedaily.com/releases/2016/05/160519101756.htm>.
- ^ Andrews, Robin George (July 30, 2019). "When a Mega-Tsunami Drowned Mars, This Spot May Have Been Ground Zero - The 75-mile-wide crater could be something like a Chicxulub crater for the red planet". Нью-Йорк Таймс. Получено 31 июля, 2019.
- ^ Costard, F .; и другие. (26 июня 2019 г.). "The Lomonosov Crater Impact Event: A Possible Mega‐Tsunami Source on Mars". Журнал геофизических исследований: планеты. 124 (7): 1840–1851. Bibcode:2019JGRE..124.1840C. Дои:10.1029/2019JE006008. HDL:20.500.11937/76439.
- ^ а б Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (June 3, 2006). "Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement". Письма о геофизических исследованиях. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX 10.1.1.553.1127. Дои:10.1029/2006GL025946.
- ^ а б Heldmann, Jennifer L.; и другие. (May 7, 2005). "Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions" (PDF). Журнал геофизических исследований. 110: Eo5004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. Дои:10.1029/2004JE002261. HDL:2060/20050169988. 'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' … 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet, because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 220 K (−53 °C; −64 °F) for parts of the day.
- ^ а б Малин, Майкл С .; Edgett, Kenneth S .; Posiolova, Liliya V.; McColley, Shawn M.; Dobrea, Eldar Z. Noe (December 8, 2006). "Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars". Наука. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Научный ... 314,1573M. Дои:10.1126 / science.1135156. PMID 17158321. S2CID 39225477.
- ^ а б Руководитель, JW; Маршан, Д.Р .; Креславский, М.А. (2008). «Образование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и инсоляционной микросредой указывает на происхождение поверхностных водотоков». PNAS. 105 (36): 13258–63. Bibcode:2008PNAS..10513258H. Дои:10.1073 / pnas.0803760105. ЧВК 2734344. PMID 18725636.
- ^ Henderson, Mark (December 7, 2006). "Water has been flowing on Mars within past five years, Nasa says". Времена. ВЕЛИКОБРИТАНИЯ.
- ^ Малин, Майкл С .; Edgett, Kenneth S. (2000). "Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars". Наука. 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci ... 288.2330M. Дои:10.1126 / science.288.5475.2330. PMID 10875910. S2CID 14232446.
- ^ а б c d е Wilson, Jack T.; и другие. (Январь 2018). "Equatorial locations of water on Mars: Improved resolution maps based on Mars Odyssey Neutron Spectrometer data". Икар. 299: 148–160. arXiv:1708.00518. Bibcode:2018Icar..299..148W. Дои:10.1016/j.icarus.2017.07.028. S2CID 59520156.
- ^ Kolb, K.; Pelletier, Jon D.; McEwen, Alfred S. (2010). "Modeling the formation of bright slope deposits associated with gullies in Hale Crater, Mars: Implications for recent liquid water". Икар. 205 (1): 113–137. Bibcode:2010Icar..205..113K. Дои:10.1016/j.icarus.2009.09.009.
- ^ Hoffman, Nick (2002). "Active polar gullies on Mars and the role of carbon dioxide". Астробиология. 2 (3): 313–323. Bibcode:2002AsBio...2..313H. Дои:10.1089/153110702762027899. PMID 12530241.
- ^ Musselwhite, Donald S.; Swindle, Timothy D.; Lunine, Jonathan I. (2001). "Liquid CO2 breakout and the formation of recent small gullies on Mars". Письма о геофизических исследованиях. 28 (7): 1283–1285. Bibcode:2001GeoRL..28.1283M. Дои:10.1029/2000gl012496.
- ^ McEwen, Alfred. S .; Оджа, Луджендра; Dundas, Colin M. (June 17, 2011). "Seasonal Flows on Warm Martian Slopes". Наука. Американская ассоциация развития науки. 333 (6043): 740–743. Bibcode:2011Sci...333..740M. Дои:10.1126/science.1204816. ISSN 0036-8075. PMID 21817049. S2CID 10460581.
- ^ "Nepali Scientist Lujendra Ojha spots possible water on Mars". Nepali Blogger. 6 августа 2011 г. Архивировано с оригинал on June 4, 2013.
- ^ "NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars". НАСА. 4 августа 2011 г.
- ^ McEwen, Alfred; Lujendra, Ojha; Dundas, Colin; Mattson, Sarah; Bryne, S; Wray, J; Cull, Selby; Murchie, Scott; Томас, Николай; Gulick, Virginia (August 5, 2011). "Seasonal Flows On Warm Martian Slopes". Наука. 333 (6043): 743. Bibcode:2011Sci...333..740M. Дои:10.1126/science.1204816. PMID 21817049. S2CID 10460581. Архивировано из оригинал 29 сентября 2015 г.
- ^ Дрейк, Надя; 28, National Geographic September (September 28, 2015). "NASA Finds 'Definitive' Liquid Water on Mars". National Geographic News. Получено 30 сентября, 2015.CS1 maint: числовые имена: список авторов (связь)
- ^ Московиц, Клара. "Water Flows on Mars Today, NASA Announces". Получено 30 сентября, 2015.
- ^ "NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today's Mars". НАСА. 28 сентября 2015 года.
- ^ "NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today's Mars". 28 сентября 2015 г.. Получено 30 сентября, 2015.
- ^ Recurring Martian Streaks: Flowing Sand, Not Water?. JPL NASA News. 20 ноября 2017 года.
- ^ Boynton, W. V.; и другие. (2007). "Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars". Журнал геофизических исследований: планеты. 112 (E12): E12S99. Bibcode:2007JGRE..11212S99B. Дои:10.1029/2007JE002887.
- ^ Feldman, W. C.; Prettyman, T. H.; Maurice, S.; Plaut, J. J .; Биш, Д. Л .; Vaniman, D. T.; Tokar, R. L. (2004). "Global distribution of near-surface hydrogen on Mars". Журнал геофизических исследований. 109 (E9): E9. Bibcode:2004JGRE..109.9006F. Дои:10.1029/2003JE002160. E09006.
- ^ а б c Feldman, W. C.; и другие. (2004). "Global distribution of near-surface hydrogen on Mars". Журнал геофизических исследований. 109 (E9). Bibcode:2004JGRE..109.9006F. Дои:10.1029/2003JE002160.
- ^ Cutts, James A. (July 10, 1973). "Nature and origin of layered deposits of the Martian polar regions". Журнал геофизических исследований. 78 (20): 4231–4249. Bibcode:1973JGR....78.4231C. Дои:10.1029/JB078i020p04231.
- ^ "Mars' South Pole Ice Deep and Wide". NASA News & Media Resources. НАСА. 15 марта 2007 г.
- ^ Plaut, J. J .; и другие. (March 15, 2007). "Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars". Наука. 316 (5821): 92–95. Bibcode:2007Sci...316...92P. Дои:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. S2CID 23336149.
- ^ Byrne, Shane (2009). "The Polar Deposits of Mars". Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 37 (1): 535–560. Bibcode:2009AREPS..37..535B. Дои:10.1146/annurev.earth.031208.100101. S2CID 54874200.
- ^ Scanlon, K., et al. 2018. Формация Dorsa Argentea и переход климата между Ноахом и Геспером. Icarus: 299, 339–363.
- ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Обширный южнополярный ледяной щит на Марсе гесперианского возраста: свидетельства массового таяния и отступления, а также бокового потока и ожидания талой воды. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
- ^ Fishbaugh, KE; Бирн, Шейн; Herkenhoff, Kenneth E.; Kirk, Randolph L.; Fortezzo, Corey; Russell, Patrick S.; McEwen, Alfred (2010). "Evaluating the meaning of "layer" in the Martian north polar layered depsoits and the impact on the climate connection" (PDF). Икар. 205 (1): 269–282. Bibcode:2010Icar..205..269F. Дои:10.1016/j.icarus.2009.04.011.
- ^ "How Mars Got Its Layered North Polar Cap". Эос. Получено 26 сентября, 2019.
- ^ "Peeling Back the Layers of the Climate of Mars". Эос. Получено 26 сентября, 2019.
- ^ Conway, Susan J.; Ховиус, Нильс; Barnie, Talfan; Besserer, Jonathan; Ле Муэлик, Стефан; Orosei, Roberto; Read, Natalie Anne (July 1, 2012). "Climate-driven deposition of water ice and the formation of mounds in craters in Mars' north polar region" (PDF). Икар. 220 (1): 174–193. Bibcode:2012Icar..220..174C. Дои:10.1016/j.icarus.2012.04.021. ISSN 0019-1035.
- ^ "Ice islands on Mars and Pluto could reveal past climate change". Phys.org. Получено 26 сентября, 2019.
- ^ а б "A winter wonderland in red and white – Korolev Crater on Mars". Немецкий аэрокосмический центр (DLR). Получено 20 декабря, 2018.
- ^ Editor, Ian Sample Science (December 21, 2018). "Mars Express beams back images of ice-filled Korolev crater". Хранитель. Получено 21 декабря, 2018.CS1 maint: дополнительный текст: список авторов (связь)
- ^ Duxbury, N. S.; Zotikov, I. A.; Nealson, K. H.; Romanovsky, V. E.; Carsey, F. D. (2001). "A numerical model for an alternative origin of Lake Vostok and its exobiological implications for Mars" (PDF). Журнал геофизических исследований. 106 (E1): 1453. Bibcode:2001JGR...106.1453D. Дои:10.1029/2000JE001254.
- ^ Чанг, Кеннет; Прощай, Деннис (25 июля 2018 г.). "A Watery Lake Is Detected on Mars, Raising the Potential for Alien Life – The discovery suggests that watery conditions beneath the icy southern polar cap may have provided one of the critical building blocks for life on the red planet". Нью-Йорк Таймс. Получено 25 июля, 2018.
- ^ «Огромный резервуар жидкой воды обнаружен под поверхностью Марса». EurekAlert. 25 июля 2018 г.. Получено 25 июля, 2018.
- ^ "Озеро" жидкой воды обнаружено на Марсе ". Новости BBC. 25 июля 2018 г.. Получено 25 июля, 2018.
- ^ Supplementary Materials for: Orosei, R; Lauro, SE; Петтинелли, Э; Cicchetti, A; Корадини, М; Cosciotti, B; Ди Паоло, ф .; Flamini, E; Mattei, E; Пайола, М; Soldovieri, F; Cartacci, M; Cassenti, F; Frigeri, A; Джуппи, S; Мартуфи, Р; Masdea, A; Mitri, G; Ненна, C; Noschese, R; Рестано, М; Сеу, Р. (2018). [//doi.org/10.1126%2Fscience.aar7268 "Радиолокационные данные о подледниковой жидкой воде на Марсе". Наука. 361: 490–493. Bibcode:2018Научный ... 361..490O. Дои:10.1126 / science.aar7268. PMID 30045881.
- ^ Лауро, Себастьян Эмануэль; Петтинелли, Елена; Капрарелли, Грациелла; Гуаллини, Лука; Росси, Анджело Пио; Маттеи, Элизабетта; Cosciotti, Barbara; Чиккетти, Андреа; Солдовьери, Франческо; Картаччи, Марко; Ди Паоло, Федерико; Ношезе, Рафаэлла; Орозеи, Роберто (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледниковые водоемы ниже южного полюса Марса, обнаруженные по новым данным MARSIS». Природа Астрономия. Springer Nature Limited. arXiv:2010.00870. Bibcode:2020NatAs.tmp..194L. Дои:10.1038 / с41550-020-1200-6. ISSN 2397-3366. S2CID 222125007.
- ^ Холтон, Мэри (25 июля 2018 г.). "Озеро" жидкой воды обнаружено на Марсе ". Новости BBC.
- ^ Сори, Майкл М .; Брамсон, Али М. (2019). «Вода на Марсе с крупинкой соли: для базального таяния льда на Южном полюсе сегодня необходимы локальные тепловые аномалии». Письма о геофизических исследованиях. 46 (3): 1222–1231. Bibcode:2019GeoRL..46.1222S. Дои:10.1029 / 2018GL080985. HDL:10150/633584. ISSN 1944-8007.
- ^ а б «Гигантское озеро с жидкой водой найдено под марсианским льдом». RTÉ. 25 июля 2018 г.. Получено 26 июля, 2018.
- ^ а б c Киффер, Хью Х. (1992). Марс. Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Получено 7 марта, 2011.
- ^ Хауэлл, Элизабет (2 октября 2017 г.). "Тайна водяного льда обнаружена на марсианском экваторе". Space.com. Получено Второе октября, 2017.
- ^ "Земля с полигональным узором: сходство поверхностей между Марсом и Землей". SpaceRef. 28 сентября 2002 г.
- ^ Squyres, S. (1989). «Лекция премии Юри: Вода на Марсе». Икар. 79 (2): 229–288. Bibcode:1989Icar ... 79..229S. Дои:10.1016 / 0019-1035 (89) 90078-Х.
- ^ Лефорт, А .; Russell, P.S .; Томас, Н. (2010). «Чешуйчатая местность в районе Пенея и Амфитриты Патера на Марсе, наблюдаемая с помощью HiRISE». Икар. 205 (1): 259–268. Bibcode:2010Icar..205..259L. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.06.005.
- ^ а б c d е Крутые склоны на Марсе показывают структуру погребенного льда. Пресс-релиз НАСА. 11 января 2018.
- ^ Дандас, Колин М .; Брамсон, Али М .; Оджа, Луджендра; Рэй, Джеймс Дж .; Меллон, Майкл Т .; Бирн, Шейн; McEwen, Alfred S .; Putzig, Nathaniel E .; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон В. (2018). «Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса». Наука. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Научный ... 359..199D. Дои:10.1126 / science.aao1619. PMID 29326269.
- ^ На Марсе замечены ледяные скалы. Новости науки. Пол Воозен. 11 января 2018.
- ^ Пике, Сильвен; Баз, Дженнифер; Эдвардс, Кристофер С .; Bandfield, Joshua L .; Кляйнбель, Армин; Касс, Дэвид М .; Хейн, Пол О. (10 декабря 2019 г.). «Широко распространенный мелководный лед на Марсе в высоких и средних широтах» (PDF). Письма о геофизических исследованиях. Дои:10.1029 / 2019GL083947.
- ^ «Карта сокровищ НАСА для водяного льда на Марсе». Лаборатория реактивного движения. 10 декабря 2019.
- ^ Дополнительные материалы Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса Колин М. Дандас, Али М. Брамсон, Луджендра Оджа, Джеймс Дж. Рэй, Майкл Т. Меллон, Шейн Бирн, Альфред С. Макьюен, Натаниэль Э. Пуциг, Донна Виола , Сара Саттон, Эрин Кларк, Джон В. Холт
- ^ Дандас, К., С. Брюрн, А. МакИвен. 2015. Моделирование развития марсианских сублимационных термокарстовых форм рельефа. Икар: 262, 154–169.
- ^ а б c Голова, Джеймс У .; Горчица, Джон Ф .; Креславский, Михаил А .; Милликен, Ральф Э .; Марчант, Дэвид Р. (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Натура 426..797H. Дои:10.1038 / природа02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
- ^ а б "HiRISE Dissected Mantled Terrain (PSP_002917_2175)". Университет Аризоны. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Лефорт, А .; Russell, P.S .; Томас, Н. (2010). «Зубчатые ландшафты в районе Пенея и Амфитриты Патеры на Марсе, наблюдаемые с помощью HiRISE». Икар. 205: 259–268. Bibcode:2010Icar..205..259L. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.06.005.
- ^ «Огромные подземные залежи льда на Марсе больше, чем Нью-Мексико». space.com.
- ^ Брамсон, А. и др. 2015. Обширный избыток льда в Аркадии Планиция, Марс. Письма о геофизических исследованиях: 42, 6566–6574
- ^ «Архивная копия». Архивировано из оригинал 30 ноября 2016 г.. Получено 29 ноября, 2016.CS1 maint: заархивированная копия как заголовок (связь)
- ^ Stuurman, C., et al. 2016. Обнаружение и характеристика подземных отложений водяного льда с помощью SHARAD в Утопии Планиция, Марс. Письма о геофизических исследованиях: 43, 9484_9491.
- ^ Byrne, S .; Ингерсолл, А. П. (2002). «Сублимационная модель образования марсианских полярных особенностей швейцарского сыра». Американское астрономическое общество. 34: 837. Bibcode:2002ДПС .... 34.0301Б.
- ^ «Водяной лед в кратере на северном полюсе Марса» (Пресс-релиз). ЕКА. 27 июля 2005 г.
- ^ «На Красной планете обнаружено ледяное озеро». BBC. 29 июля 2005 г.
- ^ Мюррей, Джон Б.; и другие. (2005). "Свидетельства стереокамеры высокого разрешения Mars Express о замерзшем море недалеко от экватора Марса". Природа. 434 (7031): 352–356. Bibcode:2005Натура.434..352М. Дои:10.1038 / природа03379. PMID 15772653. S2CID 4373323.
Здесь мы представляем изображения стереокамеры высокого разрешения с космического корабля Mars Express Европейского космического агентства, которые показывают, что такие озера все еще могут существовать.
- ^ Orosei, R .; Cartacci, M .; Cicchetti, A .; Federico, C .; Flamini, E .; Frigeri, A .; Holt, J. W .; Marinangeli, L .; Noschese, R .; Pettinelli, E .; Филлипс, Р. Дж .; Picardi, G .; Plaut, J. J .; Сафаэинили, А .; Сеу Р. (2008). «Радиолокационное зондирование над предполагаемым замерзшим морем в Cerberus Palus, Марс» (PDF). Луна и планетология. XXXIX: P14B – 05. Bibcode:2007АГУФМ.П14Б..05О. Дои:10.1109 / ICGPR.2010.5550143. ISBN 978-1-4244-4604-9. S2CID 23296246.
- ^ Барлоу, Надин Г. (10 января 2008 г.). Марс: знакомство с его внутренним пространством, поверхностью и атмосферой. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85226-5.
- ^ Strom, R.G .; Крофт, Стивен К .; Барлоу, Надин Г. (1992). Марсианский рекордный кратер от удара, Марс. Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ «ЕКА - Марс Экспресс - Захватывающие виды на Deuteronilus Mensae на Марсе». Esa.int. 14 марта 2005 г.
- ^ Hauber, E .; и другие. (2005). «Открытие боковой кальдеры и очень молодой ледниковой активности в Гекате Толус, Марс». Природа. 434 (7031): 356–61. Bibcode:2005Натура.434..356H. Дои:10.1038 / природа03423. PMID 15772654. S2CID 4427179.
- ^ Shean, Дэвид Э .; Голова, Джеймс У .; Fastook, Джеймс Л .; Марчант, Дэвид Р. (2007). «Недавнее оледенение на больших высотах на Арсиа Монс, Марс: последствия для образования и эволюции крупных тропических горных ледников» (PDF). Журнал геофизических исследований. 112 (E3): E03004. Bibcode:2007JGRE..112.3004S. Дои:10.1029 / 2006JE002761.
- ^ а б Shean, D .; и другие. (2005). «Происхождение и эволюция холодного горного ледника на Марсе: веерообразное месторождение Павонис Монс». Журнал геофизических исследований. 110 (E5): E05001. Bibcode:2005JGRE..110.5001S. Дои:10.1029 / 2004JE002360. S2CID 14749707.
- ^ Басилевский, А .; и другие. (2006). «Геологическая современная тектоническая, вулканическая и речная активность на восточном склоне вулкана Олимп Монс на Марсе». Письма о геофизических исследованиях. 33 (13). L13201. Bibcode:2006GeoRL..3313201B. CiteSeerX 10.1.1.485.770. Дои:10.1029 / 2006GL026396.
- ^ Milliken, R .; и другие. (2003). «Особенности вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям с высокого разрешения Mars Orbiter Camera (MOC)». Журнал геофизических исследований. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108.5057M. Дои:10.1029 / 2002je002005. S2CID 12628857.
- ^ Arfstrom, J .; Хартманн, В. (2005). «Особенности марсианского потока, мореноподобные гребни и овраги: земные аналоги и взаимосвязи». Икар. 174 (2): 321–35. Bibcode:2005Icar..174..321A. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
- ^ Head, J. W .; Neukum, G .; Jaumann, R .; Hiesinger, H .; Hauber, E .; Carr, M .; Masson, P .; Foing, B .; Hoffmann, H .; Креславский, М .; Werner, S .; Милькович, С .; van Gasselt, S .; Группа соисследователей HRSC (2005 г.). «Тропическое и среднеширотное скопление снега и льда, течение и оледенение на Марсе». Природа. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005Натура.434..346H. Дои:10.1038 / природа03359. PMID 15772652. S2CID 4363630.
- ^ Персонал (17 октября 2005 г.). «Климат Марса в движении: ледники средних широт». Марстодей. Брауновский университет.
- ^ Берман, Д .; и другие. (2005). «Роль дугообразных хребтов и оврагов в деградации кратеров в районе бассейна Ньютона на Марсе». Икар. 178 (2): 465–86. Bibcode:2005Icar..178..465B. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.05.011.
- ^ "Траверс долины с трещинами". Hirise.lpl.arizona.edu. Получено 16 января, 2012.
- ^ "Беспорядочные шаблоны потоков". Университет Аризоны. Получено 16 января, 2012.
- ^ а б c d е ж грамм час я Якоски, Б. М .; Филлипс, Р. Дж. (2001). «Летучая и климатическая история Марса». Природа. 412 (6843): 237–244. Bibcode:2001Натура.412..237J. Дои:10.1038/35084184. PMID 11449285.
- ^ а б c d е Chaufray, J. Y .; и другие. (2007). «Взаимодействие Марса с солнечным ветром: формирование марсианской короны и потеря атмосферы в космос» (PDF). Журнал геофизических исследований. 112 (E9): E09009. Bibcode:2007JGRE..112.9009C. Дои:10.1029 / 2007JE002915.
- ^ а б c Chevrier, V .; и другие. (2007). «Ранняя геохимическая среда Марса, как определено из термодинамики филлосиликатов». Природа. 448 (7149): 60–63. Bibcode:2007Натура 448 ... 60С. Дои:10.1038 / природа05961. PMID 17611538. S2CID 1595292.
- ^ а б c Кэтлинг, Д. К. (2007). «Марс: Древние отпечатки пальцев на глине». Природа. 448 (7149): 31–32. Bibcode:2007Натура 448 ... 31С. Дои:10.1038 / 448031a. PMID 17611529. S2CID 4387261.
- ^ Andrews-Hanna, J.C .; и другие. (2007). «План Меридиани и глобальная гидрология Марса». Природа. 446 (7132): 163–6. Bibcode:2007Натура.446..163А. Дои:10.1038 / природа05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
- ^ Моррис, Р. В .; и другие. (2001). «Палагонитовая пыль с низким содержанием филлосиликатов из вулкана Мауна-Кеа (Гавайи): минералогический аналог магнитной марсианской пыли?». Журнал геофизических исследований. 106 (E3): 5057–5083. Bibcode:2001JGR ... 106.5057M. Дои:10.1029 / 2000JE001328.
- ^ Chevrier, V .; и другие. (2006). «Железные продукты выветривания в атмосфере CO2 + (H2O или H2O2): последствия для процессов выветривания на поверхности Марса». Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (16): 4295–4317. Bibcode:2006GeCoA..70.4295C. Дои:10.1016 / j.gca.2006.06.1368.
- ^ Bibring, J-P .; и другие. (2006). «Глобальная история минералогии и водных марсов по данным OMEGA / Mars Express». Наука. 312 (5772): 400–4. Bibcode:2006Научный ... 312..400B. Дои:10.1126 / science.1122659. PMID 16627738.
- ^ McEwen, A. S .; и другие. (2007). «Более пристальный взгляд на геологическую активность на Марсе, связанную с водой». Наука. 317 (5845): 1706–1709. Bibcode:2007Научный ... 317.1706M. Дои:10.1126 / science.1143987. PMID 17885125. S2CID 44822691.
- ^ Шоргхофер, Норберт (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе» (PDF). Природа. 449 (7159): 192–194. Bibcode:2007Натура.449..192S. Дои:10.1038 / природа06082. PMID 17851518. S2CID 4415456. Архивировано из оригинал (PDF) 13 января 2018 г.. Получено 12 января, 2018.
- ^ Диксон, Джеймс Л .; Голова, Джеймс У .; Марчант, Дэвид Р. (2008). «Позднее амазонское оледенение на границе дихотомии на Марсе: свидетельство максимумов толщины ледника и множественных ледниковых фаз». Геология. 36 (5): 411–4. Bibcode:2008Гео .... 36..411D. Дои:10.1130 / G24382A.1. S2CID 14291132.
- ^ Head, J. W .; III; Mustard, J. F .; Креславский, М. А .; Milliken, R.E .; Марчант, Д. Р. (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Натура 426..797H. Дои:10.1038 / природа02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
- ^ Смит, Исаак Б .; Putzig, Nathaniel E .; Холт, Джон В .; Филлипс, Роджер Дж. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период зафиксирован в полярных отложениях Марса». Наука. 352 (6289): 1075–1078. Bibcode:2016Научный ... 352.1075S. Дои:10.1126 / science.aad6968. PMID 27230372.
- ^ Levrard, B .; Забудьте, F .; Montmessian, F .; Ласкар, Дж. (2004). «Недавние богатые льдом отложения образовались в высоких широтах на Марсе в результате сублимации нестабильного экваториального льда во время низкого наклона». Природа. 431 (7012): 1072–1075. Bibcode:2004 Натур.431.1072L. Дои:10.1038 / природа03055. PMID 15510141. S2CID 4420650.
- ^ а б c «Марс может выйти из ледникового периода». ScienceDaily. MLA НАСА / Лаборатория реактивного движения. 18 декабря 2003 г.
- ^ Забудьте, F .; и другие. (2006). «Образование ледников на Марсе в результате атмосферных осадков под большим углом наклона». Наука. 311 (5759): 368–71. Bibcode:2006Научный ... 311..368F. Дои:10.1126 / наука.1120335. PMID 16424337. S2CID 5798774.
- ^ Горчица, J .; и другие. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов». Природа. 412 (6845): 411–4. Bibcode:2001Натура.412..411М. Дои:10.1038/35086515. PMID 11473309. S2CID 4409161.
- ^ Креславский, М .; Хед Дж. (2002). "Марс: природа и эволюция молодой зависящей от широты водно-ледяной мантии" (PDF). Письма о геофизических исследованиях. 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode:2002GeoRL..29,1719K. Дои:10.1029 / 2002GL015392.
- ^ Битти, Келли (23 января 2018 г.). "Водяной лед, обнаруженный в марсианских скалах - Небо и телескоп". Небо и телескоп. Получено 3 октября, 2018.
- ^ Стратегия астробиологии 2015 В архиве 22 декабря 2016 г. Wayback Machine (PDF) НАСА.
- ^ Конрад, П.Г .; Арчер, Д .; Coll, P .; Де Ла Торре, М .; Edgett, K .; Eigenbrode, J. L .; Фиск, М .; Freissenet, C .; Franz, H .; и другие. (2013). «Оценка пригодности для жизни в кратере Гейла: выводы из первых результатов». 44-я Конференция по изучению луны и планет. 1719 (1719): 2185. Bibcode:2013LPI .... 44.2185C.
- ^ Комитет по астробиологической стратегии исследования Марса; Национальный исследовательский совет (2007). «Планетарная защита для миссий на Марс». Стратегия астробиологии для исследования Марса. Издательство национальных академий. С. 95–98. ISBN 978-0-309-10851-5.
- ^ Дейли, Джейсон (6 июля 2017 г.). «Поверхность Марса может быть слишком токсичной для микробной жизни - сочетание УФ-излучения и перхлоратов, распространенных на Марсе, может быть смертельно опасным для бактерий». Смитсоновский институт. Получено 8 июля, 2017.
- ^ Уодсворт, Дженнифер; Кокелл, Чарльз С. (6 июля 2017 г.). «Перхлораты на Марсе усиливают бактерицидное действие ультрафиолета». Научные отчеты. 7 (4662): 4662. Bibcode:2017НатСР ... 7,4662 Вт. Дои:10.1038 / s41598-017-04910-3. ЧВК 5500590. PMID 28684729.
- ^ "Стратегия астробиологии НАСА" (PDF). НАСА. 2015. Архивировано с оригинал (PDF) 22 декабря 2016 г.. Получено 5 сентября, 2018.
- ^ «Исследование Марса: миссии». Marsprogram.jpl.nasa.gov. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ "Виды Марса с орбитального аппарата" Викинг ". History.nasa.gov. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ "ch5". История НАСА. НАСА. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ «Кратеры». НАСА. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Мортон, О. (2002). Картографирование Марса. Пикадор, штат Нью-Йорк.
- ^ Arvidson, R; Гудинг, Джеймс Л .; Мур, Генри Дж. (1989). «Марсианская поверхность, отображенная, взятая и проанализированная кораблями викингов». Обзоры геофизики. 27 (1): 39–60. Bibcode:1989RvGeo..27 ... 39А. Дои:10.1029 / RG027i001p00039.
- ^ Clark, B .; Бэрд, AK; Роуз младший, HJ; Тулмин П., 3-й; Кейл, К; Кастро, AJ; Келлихер, WC; Роу, CD; Эванс, PH (1976). «Неорганический анализ марсианских образцов в местах высадки викингов». Наука. 194 (4271): 1283–1288. Bibcode:1976Научный ... 194.1283C. Дои:10.1126 / science.194.4271.1283. PMID 17797084. S2CID 21349024.
- ^ Hoefen, T.M .; и другие. (2003). «Открытие оливина в районе Нилийских ям на Марсе». Наука. 302 (5645): 627–630. Bibcode:2003Наука ... 302..627H. Дои:10.1126 / science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
- ^ Hoefen, T .; Кларк, RN; Bandfield, JL; Смит, доктор медицины; Перл, JC; Кристенсен, PR (2003). «Открытие оливина в районе Нилийских ям на Марсе». Наука. 302 (5645): 627–630. Bibcode:2003Наука ... 302..627H. Дои:10.1126 / science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
- ^ Малин, Майкл С .; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: межпланетный рейс через основную миссию». Журнал геофизических исследований. 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. Дои:10.1029 / 2000JE001455. S2CID 129376333.
- ^ «Атмосферные и метеорологические свойства». НАСА.
- ^ а б Голомбек, М. П .; Cook, R.A .; Эконому, Т .; Folkner, W. M .; Haldemann, A. F. C .; Kallemeyn, P.H .; Knudsen, J.M .; Manning, R.M .; Мур, Х. Дж .; Паркер, Т. Дж .; Rieder, R .; Schofield, J. T .; Smith, P.H .; Воан, Р. М. (1997). «Обзор миссии Mars Pathfinder и оценка прогнозов места посадки». Наука. 278 (5344): 1743–1748. Bibcode:1997Sci ... 278.1743G. Дои:10.1126 / science.278.5344.1743. PMID 9388167.
- ^ "Марс Одиссея: Новости". Mars.jpl.nasa.gov. 28 мая 2002 г.
- ^ а б Feldman, W.C .; и другие. (2004). «Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе». Журнал геофизических исследований. 109. Bibcode:2004JGRE..10909006F. Дои:10.1029 / 2003JE002160.
- ^ Murche, S .; Горчица, Джон; Епископ, Дженис; Голова, Джеймс; Питерс, Карл; Эрард, Стефан (1993). «Пространственные вариации спектральных свойств ярких областей Марса». Икар. 105 (2): 454–468. Bibcode:1993Icar..105..454M. Дои:10.1006 / icar.1993.1141.
- ^ "Домашняя страница доклада Геохимического общества Белла (1996 г.)". Marswatch.tn.cornell.edu. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Feldman, W. C .; Boynton, W. V .; Tokar, R.L .; Prettyman, T. H .; Gasnault, O .; Squyres, S.W .; Elphic, R.C .; Лоуренс, Д. Дж .; Lawson, S.L .; Maurice, S .; McKinney, G.W .; Мур, К. Р .; Риди, Р. К. (2002). «Глобальное распределение нейтронов с Марса: результаты марсианской одиссеи». Наука. 297 (5578): 75–78. Bibcode:2002Наука ... 297 ... 75F. Дои:10.1126 / science.1073541. PMID 12040088. S2CID 11829477.
- ^ Митрофанов, И .; Анфимов Д .; Козырев, А .; Литвак, М .; Санин, А .; Третьяков, В .; Крылов, А .; Швецов, В .; Boynton, W .; Шинохара, К .; Hamara, D .; Сондерс, Р. С. (2002). "Карты подповерхностного водорода с помощью детектора нейтронов высоких энергий, Mars Odyssey". Наука. 297 (5578): 78–81. Bibcode:2002Наука ... 297 ... 78М. Дои:10.1126 / science.1073616. PMID 12040089. S2CID 589477.
- ^ Boynton, W. V .; Feldman, W. C .; Squyres, S.W .; Prettyman, T. H .; Brückner, J .; Evans, L.G .; Reedy, R.C .; Starr, R .; Arnold, J. R .; Дрейк, Д. М .; Энглерт, П. А. Дж .; Metzger, A.E .; Митрофанов, Игорь; Тромбка, J. I .; d'Uston, C .; Wänke, H .; Gasnault, O .; Hamara, D. K .; Джейнс, Д. М .; Marcialis, R. L .; Maurice, S .; Михеева, И .; Taylor, G.J .; Tokar, R .; Шинохара, К. (2002). «Распределение водорода у поверхности Марса: данные о залежах льда под поверхностью». Наука. 297 (5578): 81–85. Bibcode:2002Наука ... 297 ... 81B. Дои:10.1126 / science.1073722. PMID 12040090. S2CID 16788398.
- ^ "Дао Валлис". Миссия Mars Odyssey. ФЕМИДА. 7 августа 2002 г.. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ а б Smith, P.H .; Tamppari, L .; Arvidson, R.E .; Бас, D .; Blaney, D .; Boynton, W .; Carswell, A .; Catling, D .; Clark, B .; Утка, Т .; DeJong, E .; Фишер, Д .; Goetz, W .; Gunnlaugsson, P .; Hecht, M .; Хипкин, В .; Hoffman, J .; Hviid, S .; Keller, H .; Kounaves, S .; Lange, C.F .; Lemmon, M .; Madsen, M .; Малин, М .; Markiewicz, W .; Marshall, J .; McKay, C .; Mellon, M .; Michelangeli, D .; и другие. (2008). «Введение в специальный раздел миссии« Феникс »: эксперименты по определению характеристик места посадки, обзоры миссий и ожидаемые научные данные». Журнал геофизических исследований. 113 (E12): E00A18. Bibcode:2008JGRE..113.0A18S. Дои:10.1029 / 2008JE003083. HDL:2027.42/94752. S2CID 38911896.
- ^ «Данные НАСА проливают новый свет на воду и вулканы на Марсе». НАСА. 9 сентября 2010 г.. Получено Двадцать первое марта, 2014.
- ^ Mellon, M .; Якоски, Б. (1993). «Географические вариации термической и диффузионной устойчивости грунтовых льдов на Марсе». Журнал геофизических исследований. 98 (E2): 3345–3364. Bibcode:1993JGR .... 98.3345M. Дои:10.1029 / 92JE02355.
- ^ «Подтверждение наличия воды на Марсе». Nasa.gov. 20 июня 2008 г.
- ^ Джонсон, Джон (1 августа 2008 г.). «На Марсе есть вода, подтверждает НАСА». Лос-Анджелес Таймс.
- ^ а б "Грязь на находках почвы марсианского посадочного модуля". SPACE.com. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ а б c Мартинес, Г. М. и Ренно, Н. О. (2013). «Вода и рассолы на Марсе: текущие данные и последствия для MSL». Обзоры космической науки. 175 (1–4): 29–51. Bibcode:2013ССРв..175 ... 29М. Дои:10.1007 / s11214-012-9956-3.
- ^ Rennó, Nilton O .; Bos, Brent J .; Кэтлинг, Дэвид; Clark, Benton C .; Друбе, Линия; Фишер, Дэвид; Гетц, Вальтер; Hviid, Stubbe F .; Келлер, Хорст Уве; Кок, Джаспер Ф .; Kounaves, Samuel P .; Леер, Кристоффер; Леммон, Марк; Мэдсен, Мортен Бо; Markiewicz, Wojciech J .; Маршалл, Джон; Маккей, Кристофер; Мехта, Маниш; Смит, Майлз; Zorzano, M. P .; Смит, Питер Х .; Стокер, Кэрол; Янг, Сюзанна М. М. (2009). «Возможные физические и термодинамические доказательства наличия жидкой воды на месте посадки Феникса». Журнал геофизических исследований. 114 (E1): E00E03. Bibcode:2009JGRE..114.0E03R. Дои:10.1029 / 2009JE003362. HDL:2027.42/95444. S2CID 55050084.
- ^ Чанг, Кеннет (16 марта 2009 г.). "Капли на фотографиях марсианского посадочного модуля вызывают споры: вода?". New York Times (онлайн).
- ^ «Жидкая соленая вода, вероятно, присутствует на Марсе, показывает новый анализ». ScienceDaily. 20 марта 2009 г.
- ^ «Топ-10 астробиологии: слишком солёно, чтобы замерзнуть». Astrobio.net. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Hecht, M. H .; Kounaves, S.P .; Quinn, R.C .; West, S.J .; Янг, С. М. М .; Ming, D. W .; Catling, D. C .; Clark, B.C .; Boynton, W. V .; Hoffman, J .; ДеФлорес, Л. П .; Господинова, К .; Kapit, J .; Смит, П. Х. (2009). «Обнаружение перхлората и растворимого химического состава марсианской почвы на посадочной площадке Phoenix Lander». Наука. 325 (5936): 64–67. Bibcode:2009Наука ... 325 ... 64H. Дои:10.1126 / science.1172466. PMID 19574385. S2CID 24299495.
- ^ Smith, P.H .; Tamppari, L.K .; Arvidson, R.E .; Бас, D .; Blaney, D .; Boynton, W. V .; Carswell, A .; Catling, D. C .; Clark, B.C .; Утка, Т .; DeJong, E .; Фишер, Д .; Goetz, W .; Gunnlaugsson, H.P .; Hecht, M. H .; Хипкин, В .; Hoffman, J .; Hviid, S. F .; Keller, H.U .; Kounaves, S.P .; Lange, C.F .; Lemmon, M. T .; Madsen, M. B .; Markiewicz, W. J .; Marshall, J .; McKay, C.P .; Mellon, M. T .; Ming, D. W .; Моррис, Р. В .; и другие. (2009). "ЧАС2О на посадочной площадке Феникса ". Наука. 325 (5936): 58–61. Bibcode:2009Научный ... 325 ... 58S. Дои:10.1126 / science.1172339. PMID 19574383. S2CID 206519214.
- ^ Whiteway, J. A .; Komguem, L .; Дикинсон, С .; Повар, C .; Illnicki, M .; Сибрук, Дж .; Поповичи, В .; Дак, Т. Дж .; Davy, R .; Тейлор, П. А .; Pathak, J .; Фишер, Д .; Carswell, A.I .; Дэйли, М .; Хипкин, В .; Zent, A. P .; Hecht, M. H .; Wood, S.E .; Tamppari, L.K .; Renno, N .; Moores, J. E .; Lemmon, M. T .; Daerden, F .; Смит, П. Х. (2009). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009 Наука ... 325 ... 68 Вт. Дои:10.1126 / science.1172344. PMID 19574386. S2CID 206519222.
- ^ "CSA - Пресс-релиз". Asc-csa.gc.ca. 2 июля 2009 г. Архивировано с оригинал 5 июля 2011 г.
- ^ «Миссия марсохода по исследованию Марса: пресс-релизы». Marsrovers.jpl.nasa.gov. 5 марта 2004 г.
- ^ "НАСА - Марсоход Spirit обнаруживает неожиданные доказательства более влажного прошлого". НАСА. 21 мая 2007 г.
- ^ Бертстер, Гай (10 декабря 2007 г.). «Марсоход исследует признаки марсианского прошлого». Пресс-релиз. Лаборатория реактивного движения, Пасадена, Калифорния.
- ^ Klingelhofer, G .; и другие. (2005). "Том XXXVI". Лунная планета. Sci. (резюме): 2349.
- ^ Schroder, C .; и другие. (2005). «Журнал геофизических исследований» (тезисы). 7. Европейский союз наук о Земле, Генеральная Ассамблея: 10254. Цитировать журнал требует
| журнал =(помощь) - ^ Morris, S .; и другие. (2006). «Мессбауэровская минералогия горных пород, почвы и пыли в кратере Гусева, Марс: журнал Духа через слабо измененный оливиновый базальт на равнинах и широко измененный базальт на холмах Колумбия». J. Geophys. Res. 111 (E2): н / д. Bibcode:2006JGRE..111.2S13M. Дои:10.1029 / 2005je002584. HDL:1893/17159.
- ^ Ming, D .; Mittlefehldt, D. W .; Моррис, Р. В .; Golden, D. C .; Gellert, R .; Йен, А .; Clark, B.C .; Squyres, S.W .; Farrand, W.H .; Ruff, S.W .; Arvidson, R.E .; Klingelhöfer, G .; McSween, H.Y .; Родионов, Д. С .; Schröder, C .; Де Соуза, П. А .; Ван, А. (2006). «Геохимические и минералогические индикаторы водных процессов в Колумбийских холмах кратера Гусева на Марсе». J. Geophys. Res. 111 (E2): E02S12. Bibcode:2006JGRE..111.2S12M. Дои:10.1029 / 2005JE002560. HDL:1893/17114.
- ^ Белл, Дж., Изд. (2008). Марсианская поверхность. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-86698-9.
- ^ Моррис, Р. В .; Ruff, S.W .; Gellert, R .; Ming, D. W .; Arvidson, R.E .; Clark, B.C .; Golden, D. C .; Зибах, К .; Klingelhofer, G .; Schroder, C .; Fleischer, I .; Йен, А. С .; Squyres, S. W. (4 июня 2010 г.). «На Марсе обнаружено обнажение долгожданной редкой породы». Наука. Sciencedaily.com. 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci ... 329..421M. Дои:10.1126 / science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
- ^ Моррис, Ричард V .; Ruff, Стивен У .; Геллерт, Ральф; Мин, Дуглас В.; Arvidson, Raymond E .; Clark, Benton C .; Golden, D. C .; Зибах, Кирстен; и другие. (3 июня 2010 г.). «Идентификация богатых карбонатами обнажений на Марсе с помощью вездехода Spirit». Наука. 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci ... 329..421M. Дои:10.1126 / science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
- ^ «Ровер Opportunity обнаружил веские доказательства того, что планум Меридиани был мокрым». Получено 8 июля, 2006.
- ^ Харвуд, Уильям (25 января 2013 г.). «Марсоход Opportunity переходит на 10-й год работы на Марсе». Космический полет сейчас.
- ^ Benison, KC; Лаклер, Д.А. (2003). «Современные и древние чрезвычайно кислые солончаки: земные аналоги марсианской среды?». Астробиология. 3 (3): 609–618. Bibcode:2003AsBio ... 3..609B. Дои:10.1089/153110703322610690. PMID 14678669. S2CID 36757620.
- ^ Бенисон, К; Боуэн, Б. (2006). «Системы кислых соленых озер дают подсказки об окружающей среде прошлого и поисках жизни на Марсе». Икар. 183 (1): 225–229. Bibcode:2006Icar..183..225B. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.02.018.
- ^ Остерлоо, ММ; Гамильтон, В. Е.; Bandfield, JL; Глотч, Т. Д.; Болдридж, AM; Кристенсен, PR; Торнабене, LL; Андерсон, Ф.С. (2008). «Хлоридсодержащие материалы в Южном нагорье Марса». Наука. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Научный ... 319.1651O. CiteSeerX 10.1.1.474.3802. Дои:10.1126 / наука.1150690. PMID 18356522. S2CID 27235249.
- ^ Grotzinger, J .; Милликен, Р., ред. (2012). «Осадочная геология Марса». SEPM.
- ^ «HiRISE - Научный эксперимент по визуализации изображений с высоким разрешением». Хири, Университет Аризоны. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ "Целевая зона: Нилосыртис? | Миссия" Марс-одиссея "THEMIS". Themis.asu.edu. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ Mellon, M. T .; Якоски, Б. М .; Поставко, С. Э. (1997). «Сохранение экваториального грунтового льда на Марсе». J. Geophys. Res. onlinelibrary.wiley.com. 102 (E8): 19357–19369. Bibcode:1997JGR ... 10219357M. Дои:10.1029 / 97JE01346.
- ^ Арфстром, Джон Д. (2012). «Концептуальная модель экваториального ледяного покрова Марса. J» (PDF). Сравнительная климатология планет земной группы. Лунно-планетный институт.
- ^ Бирн, Шейн; Дандас, Колин М .; Кеннеди, Меган Р .; Меллон, Майкл Т .; McEwen, Alfred S .; Калл, Селби С.; Daubar, Ingrid J .; Shean, Дэвид Э .; Seelos, Kimberly D .; Murchie, Scott L .; Кантор, Брюс А .; Arvidson, Raymond E .; Edgett, Kenneth S .; Реуфер, Андреас; Томас, Николас; Харрисон, Таня Н .; Посиолова, Лилия В .; Зилос, Фрэнк П. (2009). «Распространение грунтовых льдов на средних широтах на Марсе из новых ударных кратеров». Наука. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci ... 325.1674B. Дои:10.1126 / science.1175307. PMID 19779195. S2CID 10657508.
- ^ «Водяной лед обнажился в кратерах Марса». SPACE.com. Получено 19 декабря, 2010.
- ^ С. Нероцци, Дж. У. Холт (22 мая 2019 г.). «Погребенные ледяные и песчаные шапки на северном полюсе Марса: обнаружение записи изменения климата в блоке кави с помощью SHARAD». Письма о геофизических исследованиях. 46 (13): 7278–7286. Bibcode:2019GeoRL..46.7278N. Дои:10.1029 / 2019GL082114. HDL:10150/634098.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
- ^ Луджендра Оджа, Стефано Нероцци, Кевин Льюис (22 мая 2019 г.). «Композиционные ограничения на северной полярной шапке Марса от силы тяжести и топографии». Письма о геофизических исследованиях. 46 (15): 8671–8679. Bibcode:2019GeoRL..46.8671O. Дои:10.1029 / 2019GL082294.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
- ^ Soare, E., et al. 2019. Возможные (закрытая система) пинго и ледяные / термокарстовые комплексы на средних широтах Утопия Планиция, Марс. Икар. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
- ^ Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсохода NASA помогают отпечаткам пальцев марсианских минералов». НАСА.
- ^ Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси (3 декабря 2012 г.). «Марсоход НАСА полностью проанализировал первые образцы марсианской почвы». НАСА.
- ^ Чанг, Кен (3 декабря 2012 г.). "Открытие марсохода". Нью-Йорк Таймс.
- ^ а б Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (18 марта 2013 г.). «Марсоход Curiosity видит тенденцию в присутствии воды». НАСА.
- ^ Ринкон, Пол (19 марта 2013 г.). «Любопытство ломает рок, открывая ослепительно белый интерьер». BBC.
- ^ Персонал (20 марта 2013 г.). "Красная планета кашляет белым камнем, и ученые сходят с ума". MSN. Архивировано из оригинал 23 марта 2013 г.
- ^ Либерман, Джош (26 сентября 2013 г.). «Марсианская вода обнаружена: марсоход Curiosity обнаруживает« обильную, легко доступную »воду в марсианской почве». iSciencetimes.
- ^ Лешин, Л. А .; и другие. (27 сентября 2013 г.). "Анализ летучих, изотопных и органических веществ марсианской мелочи с помощью марсохода Curiosity". Наука. 341 (6153): 1238937. Bibcode:2013Научный ... 341E ... 3L. Дои:10.1126 / science.1238937. PMID 24072926. S2CID 206549244.
- ^ а б Гротцингер, Джон (26 сентября 2013 г.). «Введение в специальный выпуск: анализ поверхностных материалов марсоходом Curiosity». Наука. 341 (6153): 1475. Bibcode:2013Наука ... 341.1475G. Дои:10.1126 / science.1244258. PMID 24072916.
- ^ Нил-Джонс, Нэнси; Зубрицкий, Елизавета; Вебстер, Гай; Мартиалай, Мэри (26 сентября 2013 г.). «Прибор SAM от Curiosity обнаруживает воду и многое другое в образце поверхности». НАСА.
- ^ а б Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (26 сентября 2013 г.). "Научные достижения из разнообразных районов посадки любопытства". НАСА.
- ^ а б Чанг, Кеннет (1 октября 2013 г.). "Попадание грязи на Марсе". Нью-Йорк Таймс.
- ^ а б Meslin, P.-Y .; и другие. (26 сентября 2013 г.). «Разнообразие почвы и гидратация по данным ChemCam в кратере Гейла, Марс». Наука. 341 (6153): 1238670. Bibcode:2013Sci ... 341E ... 1M. Дои:10.1126 / science.1238670. PMID 24072924. S2CID 7418294.
- ^ Stolper, E.M .; Baker, M.B .; Newcombe, M.E .; Schmidt, M.E .; Treiman, A.H .; Кузен, А .; Дьяр, доктор медицины; Фиск, М.Р .; Gellert, R .; King, P.L .; Лешин, Л .; Maurice, S .; McLennan, S.M .; Minitti, M.E .; Perrett, G .; Rowland, S .; Sautter, V .; Wiens, R.C .; MSL ScienceTeam (2013). "Нефтехимия Jake_M: марсианский мужерит" (PDF). Наука. AAAS. 341 (6153): 1239463. Bibcode:2013Наука ... 341E ... 4S. Дои:10.1126 / science.1239463. PMID 24072927. S2CID 16515295.
- ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Марсоход НАСА обнаруживает на Марсе активную и древнюю органическую химию». НАСА. Получено 16 декабря, 2014.
- ^ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). "'Великий момент »: марсоход обнаруживает, что на Марсе может быть жизнь». Нью-Йорк Таймс. Получено 16 декабря, 2014.
- ^ Mahaffy, P.R .; и другие. (16 декабря 2014 г.). "Атмосфера Марса - отпечаток атмосферной эволюции в D / H гесперианских глинистых минералов на Марсе" (PDF). Наука. 347 (6220): 412–414. Bibcode:2015Научный ... 347..412M. Дои:10.1126 / science.1260291. PMID 25515119. S2CID 37075396.
- ^ Ринкон, Пол (13 апреля 2015 г.). «Доказательства наличия жидкой воды на Марсе». Новости BBC. Получено 15 апреля, 2015.
- ^ Клавин, Уитни (8 октября 2015 г.). «Команда марсохода Curiosity NASA подтверждает наличие древних озер на Марсе». НАСА. Получено 9 октября, 2015.
- ^ Гротцингер, Дж. П. (9 октября 2015 г.). «Отложение, эксгумация и палеоклимат месторождения древнего озера, кратер Гейла, Марс». Наука. 350 (6257): aac7575. Bibcode:2015Научный ... 350.7575G. Дои:10.1126 / science.aac7575. PMID 26450214. S2CID 586848.
- ^ Геологическое общество Америки (3 ноября 2018 г.). «Свидетельства внезапного наводнения указывают на изобилие воды на раннем Марсе». EurekAlert!. Получено 5 ноября, 2018.
- ^ Гейдари, Эзат; и другие. (4 ноября 2018 г.). «Значение отложения паводков в кратере Гейла, Марс». Геологическое общество Америки. Получено 5 ноября, 2018.
- ^ Orosei R, Lauro SE, Pettinelli E, Cicchetti A, Coradini M, Cosciotti B, Di Paolo F, Flamini E, Mattei E, Pajola M, Soldovieri F, Cartacci M, Cassenti F, Frigeri A, Giuppi S, Martufi R, Masdea A, Mitri G, Nenna C, Noschese R, Restano M, Seu R (25 июля 2018 г.). «Радиолокационные свидетельства наличия подледниковой жидкой воды на Марсе». Наука. 361 (3699): 490–493. Bibcode:2018Научный ... 361..490O. Дои:10.1126 / science.aar7268. HDL:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
- ^ Холтон, Мэри (25 июля 2018 г.). "Озеро" жидкой воды обнаружено на Марсе ". Новости BBC. Получено 25 июля, 2018.
Библиография
- Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN 978-1-58834-074-0
- Карр, Майкл, Х. (1996). Вода на Марсе; Издательство Оксфордского университета: Нью-Йорк, ISBN 0-19-509938-9.
- Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN 978-0-521-87201-0.
- Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN 0-7611-2606-6.
- Хэнлон, Майкл (2004). Настоящий Марс: Дух, Возможность, Марс Экспресс и поиски по исследованию Красной планеты; Констебль: Лондон, ISBN 1-84119-637-1.
- Каргель, Джеффри, С. (2004). Марс: более теплая и влажная планета; Springer-Praxis: Лондон, ISBN 1-85233-568-8.
- Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN 0-312-42261-X.
- Шихан, Уильям (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; University of Arizona Press: Тусон, Аризона, ISBN 0-8165-1640-5.
- Группа визуализации орбитального аппарата "Викинг" (1980). Орбитальный аппарат "Викинг" Виды Марса C.R. Spitzer, Ed .; НАСА SP-441: Вашингтон, округ Колумбия.
внешняя ссылка
 | Викискладе есть медиафайлы по теме Вода на Марсе. |
- НАСА - Любопытство Ровер находит доказательства древнего русла - сентябрь 2012 г.
- Изображения - признаки воды на Марсе (HiRISE)
- Видео (02:01) - На Марсе обнаружена проточная вода - август 2011 г.
- Видео (04:32) - Свидетельства: вода "бурно" текла по Марсу - сентябрь 2012 г.
- Видео (03:56) - Измерение древнего океана на Марсе - март 2015 г.
- - Джеффри Плаут - Подземный лед - 21-я ежегодная международная конвенция Марсианского общества-2018
- Крис Маккей: Результаты полета Феникса на Марс и аналоговые сайты на Земле
- Терраформирование Марса невозможно с использованием современных технологий[1]
- ^ Штайгервальд, Билл (25 июля 2018 г.). «Терраформирование Марса невозможно с использованием современных технологий». НАСА. Получено 26 ноября, 2018.