stringtranslate.com

Атмосфера Марса

Атмосфера Марса — это слой газов, окружающих Марс . Он в основном состоит из углекислого газа (95%), молекулярного азота (2,85%) и аргона (2%). [3] Он также содержит следовые количества водяного пара , кислорода , оксида углерода , водорода и благородных газов . [3] [5] [2] Атмосфера Марса намного тоньше и холоднее земной, имея максимальную плотность 20 г/м3 ( около 2% от земного значения) с температурой, как правило, ниже нуля до -60 градусов по Цельсию. Среднее поверхностное давление составляет около 610 паскалей (0,088 фунтов на квадратный дюйм), что составляет 0,6% от земного значения. [2]

В настоящее время тонкая марсианская атмосфера не допускает существования жидкой воды на поверхности Марса, но многие исследования показывают, что в прошлом марсианская атмосфера была намного плотнее. [4] Более высокая плотность весной и осенью уменьшается на 25% зимой, когда углекислый газ частично замерзает на полюсных шапках. [6] Самая высокая плотность атмосферы на Марсе равна плотности, обнаруженной на высоте 35 км (22 мили) над поверхностью Земли, и составляет ≈0,020 кг/м 3 . [7] Атмосфера Марса теряет массу в космосе с тех пор, как ядро ​​планеты замедлилось, и утечка газов продолжается и сегодня. [4] [8] [9]

Атмосфера Марса холоднее земной из-за большего расстояния от Солнца, получает меньше солнечной энергии и имеет более низкую эффективную температуру , которая составляет около 210 К (−63 °C; −82 °F). [2] Средняя температура поверхностного излучения Марса составляет всего 215 К (−58 °C; −73 °F), что сопоставимо с внутренней Антарктидой. [2] [4] Хотя атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа, парниковый эффект в марсианской атмосфере намного слабее, чем на Земле: 5 °C (9,0 °F) на Марсе по сравнению с 33 °C (59 °F) на Земле из-за гораздо более низкой плотности углекислого газа, что приводит к меньшему парниковому потеплению. [2] [4] Суточный диапазон температуры в нижних слоях атмосферы представляет собой значительную вариацию из-за низкой тепловой инерции; она может колебаться от −75 °C (−103 °F) до почти 0 °C (32 °F) вблизи поверхности в некоторых регионах. [2] [4] [10] Температура верхней части марсианской атмосферы также значительно ниже земной из-за отсутствия стратосферного озона и эффекта охлаждения излучением углекислого газа на больших высотах. [4]

На Марсе распространены пылевые вихри и пылевые бури , которые иногда можно наблюдать в телескопы с Земли [11] , а в 2018 году даже невооруженным глазом как изменение цвета и яркости планеты. [12] Окружающие планету пылевые бури (глобальные пылевые бури) происходят в среднем каждые 5,5 земных лет (каждые 3 марсианских года) на Марсе [4] [11] и могут поставить под угрозу работу марсоходов . [13] Однако механизм, ответственный за развитие крупных пылевых бурь, до сих пор не совсем понятен. [14] [15] Было высказано предположение, что это слабо связано с гравитационным влиянием обеих лун , что несколько похоже на создание приливов на Земле.

Атмосфера Марса является окисленной . Фотохимические реакции в атмосфере, как правило, окисляют органические виды и превращают их в углекислый газ или оксид углерода. [4] Хотя самый чувствительный зонд метана на недавно запущенном ExoMars Trace Gas Orbiter не смог обнаружить метан в атмосфере на всем Марсе, [16] [17] [18] несколько предыдущих миссий и наземных телескопов обнаружили неожиданные уровни метана в марсианской атмосфере, которые могут быть даже биосигнатурой жизни на Марсе . [19] [20] [21] Однако интерпретация измерений по-прежнему весьма спорна и не имеет научного консенсуса. [21] [22]

Эволюция атмосферы

Масса и состав марсианской атмосферы, как полагают, изменились в течение жизни планеты. Более плотная, теплая и влажная атмосфера требуется для объяснения нескольких очевидных особенностей в ранней истории Марса, таких как существование жидких водоемов. Наблюдения за верхними слоями марсианской атмосферы, измерения изотопного состава и анализ марсианских метеоритов предоставляют доказательства долгосрочных изменений атмосферы и ограничений для относительной важности различных процессов.

Атмосфера в ранней истории

В целом, газы, обнаруженные на современном Марсе, обеднены более легкими стабильными изотопами, что указывает на то, что марсианская атмосфера изменилась в результате некоторых масс-селективных процессов на протяжении своей истории. Ученые часто полагаются на эти измерения изотопного состава, чтобы реконструировать условия марсианской атмосферы в прошлом. [32] [33] [34]

Хотя Марс и Земля имеют схожие соотношения 12 C / 13 C и 16 O / 18 O , 14 N в марсианской атмосфере гораздо более обеднен. Считается, что фотохимические процессы утечки ответственны за изотопное фракционирование и привели к значительной потере азота в геологических масштабах времени. [4] Оценки показывают, что первоначальное парциальное давление N 2 могло составлять до 30 гПа. [35] [36]

Гидродинамический выброс в ранней истории Марса может объяснить изотопное фракционирование аргона и ксенона. На современном Марсе атмосфера не пропускает эти два благородных газа в космическое пространство из-за их большей массы. Однако более высокое содержание водорода в марсианской атмосфере и высокие потоки экстремального УФ-излучения от молодого Солнца могли бы вместе вызвать гидродинамический выброс и утащить эти тяжелые газы. [37] [38] [4] Гидродинамический выброс также способствовал потере углерода, и модели предполагают, что возможно потерять 1000 гПа (1 бар) CO 2 за счет гидродинамического выброса за один-десять миллионов лет при гораздо более сильном солнечном экстремальном УФ-излучении на Марсе. [39] Между тем, более поздние наблюдения, проведенные орбитальным аппаратом MAVEN, показали, что распылительный выброс очень важен для выброса тяжелых газов на ночной стороне Марса и мог способствовать 65% потере аргона в истории Марса. [40] [41] [33]

Марсианская атмосфера особенно подвержена ударной эрозии из-за низкой скорости убегания Марса. Ранняя компьютерная модель предполагала, что Марс мог потерять 99% своей первоначальной атмосферы к концу позднего периода тяжелой бомбардировки на основе гипотетического потока бомбардировки, оцененного по плотности лунных кратеров. [42] С точки зрения относительного содержания углерода, соотношение C / 84 Kr на Марсе составляет всего 10% от такового на Земле и Венере. Если предположить, что три каменистые планеты имеют одинаковый начальный запас летучих веществ, то это низкое соотношение C / 84 Kr подразумевает, что масса CO 2 в ранней марсианской атмосфере должна была быть в десять раз выше нынешнего значения. [43] Огромное обогащение радиогенного 40 Ar по сравнению с первичным 36 Ar также согласуется с теорией ударной эрозии. [4]

Один из способов оценить количество воды, потерянной в результате утечки водорода в верхних слоях атмосферы, — это изучить обогащение дейтерия по сравнению с водородом. Исследования на основе изотопов показывают, что от 12 м до более чем 30 м глобального эквивалентного слоя воды было потеряно в космосе в результате утечки водорода за всю историю Марса. [44] Отмечается, что подход на основе утечки в атмосфере обеспечивает только нижний предел для предполагаемого раннего запаса воды. [4]

Чтобы объяснить сосуществование жидкой воды и слабого молодого Солнца в ранней истории Марса, в марсианской атмосфере должен был иметь место гораздо более сильный парниковый эффект, который нагрел поверхность выше точки замерзания воды. Карл Саган первым предположил, что атмосфера H 2 с давлением в 1 бар может обеспечить достаточное потепление для Марса. [45] Водород может быть получен путем интенсивного выделения газа из сильно восстановленной ранней марсианской мантии, а присутствие CO 2 и водяного пара может снизить необходимое содержание H 2 для создания такого парникового эффекта. [46] Тем не менее, фотохимическое моделирование показало, что поддержание атмосферы с таким высоким уровнем H 2 затруднительно. [47] SO 2 также был одним из предложенных эффективных парниковых газов в ранней истории Марса. [48] ​​[49] [50] Однако другие исследования показали, что высокая растворимость SO 2 , эффективное образование аэрозоля H 2 SO 4 и поверхностное осаждение препятствуют долгосрочному накоплению SO 2 в атмосфере Марса и, следовательно, снижают потенциальный согревающий эффект SO 2 . [4]

Утечка атмосферы на современном Марсе

Несмотря на более низкую гравитацию, побег Джинса неэффективен в современной марсианской атмосфере из-за относительно низкой температуры на экзобазе (≈200 К на высоте 200 км). Он может объяснить только побег водорода с Марса. Для объяснения наблюдаемого побега кислорода, углерода и азота необходимы другие нетепловые процессы.

Утечка водорода

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате диссоциации H 2 O или других водородсодержащих соединений в нижних слоях атмосферы и диффундирует в экзосферу. Экзосферный H 2 затем распадается на атомы водорода, и атомы, которые обладают достаточной тепловой энергией, могут вырваться из гравитации Марса (выброс Джинса). Выброс атомарного водорода очевиден из УФ-спектрометров на разных орбитальных аппаратах. [51] [52] В то время как большинство исследований предполагали, что выброс водорода на Марсе близок к диффузионно-ограниченному, [53] [54] более поздние исследования предполагают, что скорость выброса модулируется пылевыми бурями и имеет большую сезонность. [55] [56] [57] Оценочный поток выброса водорода составляет от 10 7 см −2 с −1 до 10 9 см −2 с −1 . [56]

Углеродный побег

Фотохимия CO 2 и CO в ионосфере может производить ионы CO 2 + и CO + соответственно:

CO2 + hν  ⟶  CO​+2+ е −
CO + hν  ⟶  CO + + e −

Ион и электрон могут рекомбинировать и производить электронно-нейтральные продукты. Продукты получают дополнительную кинетическую энергию из-за кулоновского притяжения между ионами и электронами. Этот процесс называется диссоциативной рекомбинацией . Диссоциативная рекомбинация может производить атомы углерода, которые движутся быстрее скорости убегания Марса, и те, которые движутся вверх, могут затем покинуть марсианскую атмосферу:

СО + + е −  ⟶ С + О
КО+2+ е −  ⟶ С + О 2

УФ-фотолиз оксида углерода является еще одним важным механизмом утечки углерода на Марсе: [58]

CO + hν ( λ < 116 нм) ⟶  C + O .

Другие потенциально важные механизмы включают распыление CO 2 и столкновение углерода с быстрыми атомами кислорода. [4] Оценочный общий поток утечки составляет около 0,6 × 10 7 см −2 с −1 до 2,2 × 10 7 см −2 с −1 и сильно зависит от солнечной активности. [59] [4]

Утечка азота

Как и углерод, диссоциативная рекомбинация N 2 + важна для выхода азота на Марсе. [60] [61] Кроме того, другие фотохимические механизмы выхода также играют важную роль: [60] [62]

N 2 + hν  ⟶  N + + N + e −
Н 2 + е −  ⟶ Н + + Н + 2е −

Скорость выхода азота очень чувствительна к массе атома и солнечной активности. Общая расчетная скорость выхода 14 N составляет 4,8 × 10 5 см −2 с −1 . [60]

Утечка кислорода

Диссоциативная рекомбинация CO 2 + и O 2 + ( также образующихся в результате реакции CO 2 + ) может генерировать атомы кислорода, которые движутся достаточно быстро, чтобы вырваться:

КО+2+ е −  ⟶ СО + О
КО+2+ О ⟶ О+2+ СО
О+2+ е −  ⟶ О + О

Однако наблюдения показали, что в экзосфере Марса недостаточно быстрых атомов кислорода, как предсказывает механизм диссоциативной рекомбинации. [63] [41] Модельные оценки скорости выхода кислорода показали, что она может быть более чем в 10 раз ниже скорости выхода водорода. [59] [64] В качестве альтернативных механизмов выхода кислорода были предложены ионный захват и распыление, но эта модель предполагает, что в настоящее время они менее важны, чем диссоциативная рекомбинация. [65]

Улетающая атмосфера Марса — углерод , кислород , водород — измеренная УФ-спектрографом MAVEN ). [66]

Ионосферный побег

Взаимодействие солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с марсианской проводящей ионосферой вызывает электродинамические токи, которые были нанесены на карту и подробно изучены с помощью MAVEN. [67] Эти токи могут перемещать ионосферные частицы на большие высоты, где солнечный ветер способен унести их от планеты, что приводит к глобальному оттоку ионов. Однако их недостаточно для объяснения атмосферных и ионосферных потерь Марса за время его существования. [68]

Текущий химический состав

Углекислый газ

CO 2 является основным компонентом марсианской атмосферы. Его среднее объемное ( молярное ) отношение составляет 94,9%. [3] В зимних полярных регионах температура поверхности может быть ниже точки замерзания CO 2. Газ CO 2 в атмосфере может конденсироваться на поверхности, образуя твердый сухой лед толщиной 1–2 м . [4] Летом полярная шапка сухого льда может подвергаться сублимации и выделять CO 2 обратно в атмосферу. В результате на Марсе можно наблюдать значительную годовую изменчивость атмосферного давления (≈25%) и состава атмосферы. [69] Процесс конденсации можно аппроксимировать соотношением Клаузиуса–Клапейрона для CO 2. [70] [4 ]

Также существует потенциальная возможность адсорбции CO 2 в реголит и из него, что может способствовать годовой атмосферной изменчивости. Хотя сублимация и отложение льда CO 2 в полярных шапках является движущей силой сезонных циклов, другие процессы, такие как пылевые бури, атмосферные приливы и кратковременные вихри, также играют свою роль. [71] [72] [73] [74] [75] Понимание каждого из этих более мелких процессов и того, как они вносят вклад в общий атмосферный цикл, даст более ясную картину того, как марсианская атмосфера работает в целом. Было высказано предположение, что реголит на Марсе имеет большую внутреннюю площадь поверхности, что подразумевает, что он может иметь относительно высокую емкость для хранения адсорбированного газа. [76] Поскольку адсорбция происходит посредством адгезии пленки молекул к поверхности, величина площади поверхности для любого заданного объема материала является основным фактором того, сколько адсорбции может произойти. Например, сплошной блок материала не будет иметь внутренней площади поверхности, но пористый материал, такой как губка, будет иметь большую внутреннюю площадь поверхности. Учитывая рыхлую, мелкозернистую природу марсианского реголита, существует вероятность значительных уровней адсорбции CO 2 в него из атмосферы. [77] Адсорбция из атмосферы в реголит ранее была предложена в качестве объяснения наблюдаемых циклов в соотношениях смешивания метана и воды . [76] [77] [78] [79] Необходимы дополнительные исследования, чтобы помочь определить, происходит ли адсорбция CO 2 , и если да, то какова степень ее влияния на общий атмосферный цикл.

Сравнение содержания углекислого газа, азота и аргона в атмосферах Земли, Венеры и Марса

Несмотря на высокую концентрацию CO 2 в марсианской атмосфере, парниковый эффект на Марсе относительно слаб (около 5 °C) из-за низкой концентрации водяного пара и низкого атмосферного давления. Хотя водяной пар в атмосфере Земли вносит наибольший вклад в парниковый эффект на современной Земле, в марсианской атмосфере он присутствует только в очень низкой концентрации. Более того, при низком атмосферном давлении парниковые газы не могут эффективно поглощать инфракрасное излучение, поскольку эффект расширения давления слаб. [80] [81]

В присутствии солнечного УФ-излучения ( hν , фотоны с длиной волны короче 225 нм) CO 2 в атмосфере Марса может подвергаться фотолизу посредством следующей реакции:

CO 2 + hν ( λ < 225 нм) ⟶  CO + O.

Если бы не было химического производства CO 2 , весь CO 2 в нынешней атмосфере Марса был бы удален фотолизом примерно за 3500 лет. [4] Гидроксильные радикалы (OH), полученные в результате фотолиза водяного пара, вместе с другими нечетными видами водорода (например, H, HO 2 ), могут преобразовывать оксид углерода (CO) обратно в CO 2 . Реакционный цикл можно описать следующим образом: [82] [83]

СО + ОН ⟶ СО2 + Н
Н + О2 + М ⟶ НО2 + М
НО2 + О ⟶ ОН + О2
Нетто: CO + O ⟶ CO 2

Смешивание также играет роль в регенерации CO2 , перемещая O, CO и O2 из верхних слоев атмосферы вниз. [4] Баланс между фотолизом и окислительно-восстановительным процессом поддерживает среднюю концентрацию CO2 стабильной в современной марсианской атмосфере.

Облака CO2 из льда могут образовываться в зимних полярных регионах и на очень больших высотах (>50 км) в тропических регионах, где температура воздуха ниже точки замерзания CO2 . [ 2] [84] [85]

Азот

N 2 является вторым по распространенности газом в марсианской атмосфере. Его среднее объемное отношение составляет 2,6%. [3] Различные измерения показали, что марсианская атмосфера обогащена 15 N . [86] [35] Обогащение тяжелых изотопов азота, возможно, вызвано процессами масс-селективного выхода. [87]

Соотношения изотопов аргона являются признаком потери атмосферы на Марсе. [88] [89]

аргон

Аргон — третий по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его среднее объемное отношение составляет 1,9%. [3] Что касается стабильных изотопов, Марс обогащен 38Ar относительно 36Ar , что можно объяснить гидродинамическим улетучиванием.

Один из изотопов аргона , 40 Ar, образуется в результате радиоактивного распада 40 K. Напротив, 36 Ar является первичным: он присутствовал в атмосфере после образования Марса. Наблюдения показывают, что Марс обогащен 40 Ar относительно 36 Ar, ​​что не может быть отнесено к процессам масс-селективной потери. [29] Возможным объяснением обогащения является то, что значительное количество первичной атмосферы, включая 36 Ar, ​​было потеряно в результате ударной эрозии в ранней истории Марса, в то время как 40 Ar был выброшен в атмосферу после удара. [29] [4]

Сезонные изменения кислорода в кратере Гейла

Кислород и озон

Расчетное среднее объемное отношение молекулярного кислорода (O 2 ) в марсианской атмосфере составляет 0,174%. [3] Это один из продуктов фотолиза CO 2 , водяного пара и озона (O 3 ). Он может реагировать с атомарным кислородом (O) для повторного образования озона (O 3 ). В 2010 году космическая обсерватория Гершеля обнаружила молекулярный кислород в марсианской атмосфере. [90]

Атомарный кислород образуется в результате фотолиза CO 2 в верхних слоях атмосферы и может покидать атмосферу посредством диссоциативной рекомбинации или захвата ионов. В начале 2016 года Стратосферная обсерватория инфракрасной астрономии (SOFIA) обнаружила атомарный кислород в атмосфере Марса, который не был обнаружен со времен миссии Viking и Mariner в 1970-х годах. [91]

В 2019 году ученые НАСА, работающие над миссией марсохода Curiosity, проводившие измерения газа, обнаружили, что количество кислорода в марсианской атмосфере выросло на 30% весной и летом. [92]

Подобно стратосферному озону в атмосфере Земли, озон, присутствующий в атмосфере Марса, может быть разрушен каталитическими циклами с участием нечетных видов водорода:

Н + О 3  ⟶ ОН + О 2
О + ОН ⟶ Н + О 2
Нетто: O + O 3  ⟶ 2O 2

Поскольку вода является важным источником этих нечетных видов водорода, более высокое содержание озона обычно наблюдается в регионах с более низким содержанием водяного пара. [93] Измерения показали, что общий столб озона может достигать 2–30 мкм-атм вокруг полюсов зимой и весной, где воздух холодный и имеет низкую степень насыщения водой. [94] Фактические реакции между озоном и нечетными видами водорода могут быть еще более осложнены гетерогенными реакциями, которые происходят в облаках из водяного льда. [95]

Считается, что вертикальное распределение и сезонность озона в атмосфере Марса обусловлены сложными взаимодействиями между химией и переносом богатого кислородом воздуха из освещенных солнцем широт к полюсам. [96] [97] УФ/ИК- спектрометр на Mars Express (SPICAM) показал наличие двух отдельных озоновых слоев на низких и средних широтах. Они включают в себя постоянный, приповерхностный слой ниже высоты 30 км (19 миль), отдельный слой, который присутствует только весной и летом в северном полюсе с высотой, варьирующейся от 30 до 60 км, и еще один отдельный слой, который существует на высоте 40–60 км над южным полюсом зимой, не имея аналога над северным полюсом Марса. [98] Этот третий озоновый слой показывает резкое уменьшение высоты между 75 и 50 градусами южной широты. SPICAM обнаружил постепенное увеличение концентрации озона на высоте 50 км (31 миля) до середины зимы, после чего она медленно снижалась до очень низких концентраций, при этом слой не обнаруживался выше 35 км (22 мили). [96]

Водяной пар

Облака, снятые марсоходом Curiosity НАСА

Водяной пар является следовым газом в марсианской атмосфере и имеет огромную пространственную, суточную и сезонную изменчивость. [99] [100] Измерения, проведенные орбитальным аппаратом Viking в конце 1970-х годов, показали, что вся глобальная общая масса водяного пара эквивалентна примерно 1-2 км 3 льда. [101] Более поздние измерения орбитального аппарата Mars Express показали, что глобальное ежегодное среднее содержание водяного пара в столбе составляет около 10-20 осаждаемых микрон (пр. мкм). [102] [103] Максимальное содержание водяного пара (50-70 пр. мкм) наблюдается в северных полярных регионах в начале лета из-за сублимации водяного льда в полярной шапке. [102]

В отличие от атмосферы Земли, облака из жидкой воды не могут существовать в атмосфере Марса; это происходит из-за низкого атмосферного давления. Облака из водяного льда, похожие на перистые, наблюдались камерами на марсоходе Opportunity и посадочном модуле Phoenix . [104] [105] Измерения, проведенные посадочным модулем Phoenix, показали, что облака из водяного льда могут образовываться в верхней части пограничного слоя планеты ночью и выпадать обратно на поверхность в виде ледяных кристаллов в северной полярной области. [100] [106]

Осажденный водяной лед, покрывающий марсианскую равнину Утопия , водяной лед, образовавшийся в результате прилипания к сухому льду (наблюдалось спускаемым аппаратом Viking 2 )

Метан

Как вулканический и биогенный вид, метан представляет интерес для геологов и астробиологов . [21] Однако метан химически нестабилен в окислительной атмосфере с УФ-излучением. Продолжительность жизни метана в атмосфере Марса составляет около 400 лет. [107] Обнаружение метана в планетарной атмосфере может указывать на присутствие недавней геологической активности или живых организмов. [21] [108] [109] [107] С 2004 года следовые количества метана (в диапазоне от 60 ppb до предела обнаружения (< 0,05 ppb)) были зарегистрированы в различных миссиях и наблюдательных исследованиях. [110] [111] [112] [113] [114] [115] [116] [117] [118] [16] Источник метана на Марсе и объяснение огромного расхождения в наблюдаемых концентрациях метана все еще являются предметом активных дискуссий. [22] [21] [107]

Более подробную информацию см. также в разделе «Обнаружение метана».

Диоксид серы

Диоксид серы (SO 2 ) в атмосфере может быть индикатором текущей вулканической активности. Это стало особенно интересным из-за давних споров о метане на Марсе. Если вулканы были активны в недавней истории Марса, можно было бы ожидать, что SO 2 будет обнаружен вместе с метаном в современной марсианской атмосфере. [119] [120] В атмосфере не было обнаружено SO 2 , а верхний предел чувствительности установлен на уровне 0,2 ppb. [121] [122] Однако группа под руководством ученых из Центра космических полетов имени Годдарда в НАСА сообщила об обнаружении SO 2 в образцах почвы Рокнеста , проанализированных марсоходом Curiosity в марте 2013 года. [123]

Другие следовые газы

Окись углерода (CO) образуется в результате фотолиза CO 2 и быстро реагирует с окислителями в атмосфере Марса, вновь образуя CO 2 . Расчетное среднее объемное отношение CO в атмосфере Марса составляет 0,0747%. [3]

Благородные газы , кроме гелия и аргона, присутствуют в следовых количествах (неон в концентрации 2,5 ppmv, криптон в концентрации 0,3 ppmv и ксенон в концентрации 0,08 ppmv [5] ) в марсианской атмосфере. Концентрация гелия, неона, криптона и ксенона в марсианской атмосфере была измерена различными миссиями. [124] [125] [126] [31] Изотопные отношения благородных газов раскрывают информацию о ранней геологической активности на Марсе и эволюции его атмосферы. [124] [31] [127]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате реакции между нечетными видами водорода в средней атмосфере. Он может быть доставлен в верхние слои атмосферы путем смешивания или диффузии, разложен до атомарного водорода (H) под действием солнечного излучения и покинуть марсианскую атмосферу. [128] Фотохимическое моделирование показало, что соотношение смешивания H 2 в нижних слоях атмосферы составляет около 15 ±5 ppmv. [128]

Вертикальная структура

Вертикальная структура атмосферы Марса, наложенная на температурные профили, полученные с зондов, спускаемых на Марс. Источник данных: NASA Planetary Data System

Вертикальная температурная структура марсианской атмосферы во многом отличается от земной. Информация о вертикальной структуре обычно выводится с использованием наблюдений из теплового инфракрасного зондирования , радиозатмения , аэроторможения , профилей входа посадочных модулей. [129] [130] Атмосферу Марса можно разделить на три слоя в соответствии со средним температурным профилем:

Марс не имеет постоянной стратосферы из-за отсутствия коротковолновых поглощающих видов в его средней атмосфере (например, стратосферного озона в атмосфере Земли и органической дымки в атмосфере Юпитера ) для создания температурной инверсии. [140] Однако сезонный озоновый слой и сильная температурная инверсия в средней атмосфере наблюдались над южным полюсом Марса. [97] [141] Высота турбопаузы Марса сильно варьируется от 60 до 140 км, и изменчивость обусловлена ​​плотностью CO 2 в нижней термосфере. [142] Марс также имеет сложную ионосферу, которая взаимодействует с частицами солнечного ветра, экстремальным УФ-излучением и рентгеновскими лучами Солнца, а также магнитным полем его коры. [143] [ 144] Экзосфера Марса начинается примерно на высоте 230 км и постепенно сливается с межпланетным пространством. [2]

Солнечный ветер ускоряет ионы из верхних слоев атмосферы Марса в космос
(видео (01:13); 5 ноября 2015 г.)

Атмосферная пыль и другие динамические особенности

Атмосферная пыль

При достаточно сильном ветре (> 30 мс −1 ) частицы пыли могут быть мобилизованы и подняты с поверхности в атмосферу. [2] [4] Некоторые частицы пыли могут быть взвешены в атмосфере и перемещаться по циркуляции, прежде чем упасть обратно на землю. [14] Частицы пыли могут ослаблять солнечное излучение и взаимодействовать с инфракрасным излучением, что может привести к значительному радиационному эффекту на Марсе. Измерения орбитального аппарата показывают, что глобально усредненная оптическая толщина пыли имеет фоновый уровень 0,15 и достигает пика в сезон перигелия (южная весна и лето). [145] Локальное обилие пыли сильно варьируется в зависимости от сезона и года. [145] [146] Во время глобальных пылевых событий поверхностные объекты Марса могут наблюдать оптическую толщину, превышающую 4. [147] [148] Поверхностные измерения также показали, что эффективный радиус частиц пыли составляет от 0,6 мкм до 2 мкм и имеет значительную сезонность. [148] [149] [150]

Пыль имеет неравномерное вертикальное распределение на Марсе. Помимо пограничного слоя планеты, данные зондирования показали, что существуют и другие пики соотношения смешивания пыли на большей высоте (например, 15–30 км над поверхностью). [151] [152] [14]

Сезонные изменения кислорода и метана в кратере Гейла

Пыльные бури

Различия между пылевыми и водяными облаками: оранжевое облако в центре изображения — большое пылевое облако, остальные белые полярные облака — водяные облака.
Деталь марсианской пылевой бури, вид с орбиты
Фронт пылевой бури длиной 700 км (отмечен красной стрелкой), вид с орбиты под разными углами. Красный круг марсианской местности — просто для ориентации.
Марс без пылевой бури в июне 2001 года (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 года (справа), снимок Mars Global Surveyor

Локальные и региональные пылевые бури не редкость на Марсе. [14] [2] Локальные бури имеют размер около 10 3 км 2 и происходят около 2000 раз в марсианский год, в то время как региональные бури размером 10 6 км 2 часто наблюдаются весной и летом на юге. [2] Вблизи полярной шапки пылевые бури иногда могут быть вызваны фронтальной активностью и внетропическими циклонами. [153] [14]

Глобальные пылевые бури (площадь > 10 6 км 2 ) происходят в среднем раз в 3 марсианских года. [4] Наблюдения показали, что более крупные пылевые бури обычно являются результатом слияния более мелких пылевых бурь, [11] [15] но механизм роста бури и роль атмосферных обратных связей до сих пор не совсем понятны. [15] [14] Хотя считается, что марсианская пыль может быть вовлечена в атмосферу процессами, аналогичными земным (например, сальтация ), фактические механизмы еще предстоит проверить, и электростатические или магнитные силы также могут играть роль в модуляции выбросов пыли. [14] Исследователи сообщили, что крупнейшим источником пыли на Марсе является формация Медузских ям . [154]

1 июня 2018 года ученые НАСА обнаружили признаки пылевой бури (см. изображение ) на Марсе, что привело к завершению миссии марсохода Opportunity, работающего на солнечной энергии, поскольку пыль блокировала солнечный свет (см. изображение ), необходимый для работы. К 12 июня буря стала самой обширной из зарегистрированных на поверхности планеты и охватила территорию размером примерно с Северную Америку и Россию вместе взятые (около четверти планеты). К 13 июня марсоход Opportunity начал испытывать серьезные проблемы со связью из-за пылевой бури. [155] [156] [157] [158] [159]

Пылевая буря на Марсе – оптическая глубина тау – май-сентябрь 2018 г.
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; анимация; 30 октября 2018 г.; описание файла )

Пыльные вихри

Небольшой пылевой дьявол на Марсе, запечатленный марсоходом Curiosity (9 августа 2020 г.)

Пылевые дьяволы обычны на Марсе. [160] [14] Как и их аналоги на Земле, пылевые дьяволы образуются, когда конвективные вихри, вызванные сильным нагревом поверхности, нагружаются частицами пыли. [161] [162] Пылевые дьяволы на Марсе обычно имеют диаметр в десятки метров и высоту в несколько километров, что намного выше тех, которые наблюдаются на Земле. [2] [162] Изучение следов пылевых дьяволов показало, что большинство марсианских пылевых дьяволов возникают около 60° с. ш. и 60° ю. ш. весной и летом. [160] Они поднимают около 2,3 × 10 11 кг пыли с поверхности земли в атмосферу ежегодно, что сопоставимо с вкладом местных и региональных пылевых бурь. [160]

Ветровая модификация поверхности

На Марсе приповерхностный ветер не только выбрасывает пыль, но и изменяет геоморфологию Марса в течение длительного времени. Хотя считалось, что атмосфера Марса слишком тонка для мобилизации песчаных образований, наблюдения, проведенные HiRSE, показали, что миграция дюн на Марсе не редкость. [163] [164] [165] Глобальная средняя скорость миграции дюн (высотой 2–120 м) составляет около 0,5 метра в год. [165] Модели атмосферной циркуляции предполагают, что повторяющиеся циклы ветровой эрозии и осаждения пыли могут привести, возможно, к чистому переносу почвенных материалов из низин в возвышенности в геологических масштабах времени. [4]

Движение песчаных образований в поле дюн Нили Патера на Марсе обнаружено HiRISE. Фото предоставлено: NASA/JPL Caltech/U. Arizona/JHU-APL

Термические приливы

Солнечный нагрев на дневной стороне и радиационное охлаждение на ночной стороне планеты могут вызывать разницу давления. [166] Термические приливы, которые представляют собой ветровую циркуляцию и волны, вызванные таким ежедневно меняющимся полем давления, могут объяснить большую изменчивость марсианской атмосферы. [167] По сравнению с земной атмосферой, термические приливы оказывают большее влияние на марсианскую атмосферу из-за более сильного суточного температурного контраста. [168] Поверхностное давление, измеренное марсоходами, показало четкие сигналы термических приливов, хотя изменение также зависит от формы поверхности планеты и количества взвешенной пыли в атмосфере. [169] Атмосферные волны также могут перемещаться вертикально и влиять на температуру и содержание водяного льда в средней атмосфере Марса. [167]

Орографические облака

Водно-ледяные облака образовались в районе вулкана Арсия Монс . Изображение было сделано 21 сентября 2018 года, но подобные явления образования облаков наблюдались в этом же месте и раньше. Фото предоставлено: ESA/DLR/FU Berlin

На Земле горные хребты иногда заставляют воздушную массу подниматься и охлаждаться. В результате водяной пар становится насыщенным, и в процессе подъема образуются облака. [170] На Марсе орбитальные аппараты наблюдали сезонно повторяющееся образование огромных облаков из водяного льда вокруг подветренной стороны 20-километровых вулканов Арсия Монс , что, вероятно, вызвано тем же механизмом. [171] [172]

Акустическая среда

Марсианские звуки ( Perseverance ) (видео; 1:29; 1 апреля 2022 г.)

В апреле 2022 года ученые впервые сообщили об исследованиях звуковых волн на Марсе. Эти исследования были основаны на измерениях с помощью приборов на марсоходе Perseverance . Ученые обнаружили, что скорость звука в тонкой марсианской атмосфере ниже, чем на Земле. Скорость звука на Марсе в пределах слышимого диапазона от 20 Гц до 20 кГц варьируется в зависимости от высоты тона , по-видимому, из-за низкого давления и тепловой турбулентности марсианского поверхностного воздуха; и в результате этих условий звук намного тише, а живая музыка будет более изменчивой, чем на Земле. [173] [174] [175]

Необъяснимые явления

Обнаружение метана

Метан (CH 4 ) химически нестабилен в нынешней окислительной атмосфере Марса. Он быстро распадется из-за ультрафиолетового излучения Солнца и химических реакций с другими газами. Поэтому постоянное присутствие метана в атмосфере может подразумевать существование источника для постоянного пополнения газа.

Орбитальный зонд ESA -Roscomos Trace Gas Orbiter , который провел самые чувствительные измерения метана в атмосфере Марса с более чем 100 глобальными зондированиями , не обнаружил метана при пределе обнаружения 0,05 частей на миллиард (ppb). [16] [17] [18] Однако были и другие сообщения об обнаружении метана наземными телескопами и марсоходом Curiosity. Следовые количества метана на уровне нескольких ppb были впервые обнаружены в атмосфере Марса группой из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году . [176] [177] Большие различия в распространенности были измерены между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, что позволило предположить, что метан был локально сконцентрирован и, вероятно, имел сезонный характер. [178]

В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные в течение двух месяцев в этот период, в среднем дали 7,2 ppb, что означает, что Марс эпизодически производит или выделяет метан из неизвестного источника. [116] До и после этого показания в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [179] [180] [116] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклическом сезонном изменении фонового уровня атмосферного метана. [181] [20] [182]

Curiosity обнаружил циклические сезонные изменения содержания метана в атмосфере.

Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как реакции вода -горная порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с CO и CO2 . [ 183] ​​Также было показано, что метан может быть получен в процессе с участием воды, углекислого газа и минерала оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [184] Живые микроорганизмы , такие как метаногены , являются еще одним возможным источником, но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе не обнаружено. [185] [186] [111] Существуют некоторые подозрения относительно обнаружения метана, которые предполагают, что это может быть вызвано недокументированным земным загрязнением от марсоходов или неправильной интерпретацией исходных данных измерений. [22] [187]

Молниеносные события

В 2009 году наземное наблюдательное исследование сообщило об обнаружении крупномасштабных электрических разрядов на Марсе и предположило, что они связаны с разрядами молний в марсианских пылевых бурях. [188] Однако более поздние наблюдательные исследования показали, что результат не воспроизводится с использованием радиолокационного приемника на Mars Express и наземного телескопа Allen Telescope Array . [189] [190] [191] Лабораторное исследование показало, что давление воздуха на Марсе не благоприятствует зарядке пылевых частиц, и поэтому в марсианской атмосфере трудно генерировать молнии. [192] [191]

Супервращающаяся струя над экватором

Супервращение относится к явлению, при котором масса атмосферы имеет более высокую угловую скорость, чем поверхность планеты на экваторе, что в принципе не может быть вызвано невязкими осесимметричными циркуляциями. [193] [194] Ассимилированные данные и моделирование общей модели циркуляции (GCM) предполагают, что супервращающаяся струя может быть обнаружена в атмосфере Марса во время глобальных пылевых бурь, но она намного слабее тех, которые наблюдаются на медленно вращающихся планетах, таких как Венера и Титан. [153] Эксперименты GCM показали, что термические приливы могут играть роль в возникновении супервращающейся струи. [195] Тем не менее, моделирование супервращения по-прежнему остается сложной темой для планетологов. [194]

История атмосферных наблюдений

В 1784 году британский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель опубликовал статью о своих наблюдениях за марсианской атмосферой в Philosophical Transactions и отметил случайное перемещение более яркой области на Марсе, которое он приписал облакам и парам. [168] [196] В 1809 году французский астроном Оноре Фложерг написал о своем наблюдении «желтых облаков» на Марсе, которые, вероятно, являются пылевыми бурями. [168] В 1864 году Уильям Раттер Доус заметил, что «красноватый оттенок планеты не возникает из-за какой-либо особенности ее атмосферы; это, по-видимому, полностью доказывается тем фактом, что краснота всегда сильнее всего вблизи центра, где атмосфера самая тонкая». [197] Спектроскопические наблюдения в 1860-х и 1870-х годах [198] заставили многих думать, что атмосфера Марса похожа на земную. Однако в 1894 году спектральный анализ и другие качественные наблюдения Уильяма Уоллеса Кэмпбелла показали, что Марс во многих отношениях похож на Луну , которая не имеет заметной атмосферы. [198] В 1926 году фотографические наблюдения Уильяма Хаммонда Райта в Ликской обсерватории позволили Дональду Говарду Мензелю обнаружить количественные доказательства существования атмосферы Марса. [199] [200]

С улучшением понимания оптических свойств атмосферных газов и прогрессом в технологии спектрометров ученые начали измерять состав марсианской атмосферы в середине 20-го века. Льюис Дэвид Каплан и его команда обнаружили сигналы водяного пара и углекислого газа в спектрограмме Марса в 1964 году, [201] а также оксида углерода в 1969 году. [202] В 1965 году измерения, проведенные во время пролета Маринера-4, подтвердили, что марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа, а поверхностное давление составляет около 400-700 Па. [203] После того, как состав марсианской атмосферы был известен, на Земле начались астробиологические исследования для определения жизнеспособности жизни на Марсе . Для этой цели были разработаны контейнеры, имитирующие условия окружающей среды на Марсе, называемые « марсианскими банками ». [204]

В 1976 году два посадочных модуля программы Viking обеспечили первые в истории измерения состава марсианской атмосферы in situ. Другой целью миссии было исследование доказательств прошлой или настоящей жизни на Марсе (см. Биологические эксперименты посадочного модуля Viking ). [205] С тех пор на Марс было отправлено множество орбитальных и посадочных модулей для измерения различных свойств марсианской атмосферы, таких как концентрация газовых примесей и изотопные соотношения. Кроме того, телескопические наблюдения и анализ марсианских метеоритов предоставляют независимые источники информации для проверки результатов. Снимки и измерения, сделанные этими космическими аппаратами, значительно улучшают наше понимание атмосферных процессов за пределами Земли. Марсоход Curiosity и посадочный модуль InSight все еще работают на поверхности Марса, проводя эксперименты и сообщая о местной ежедневной погоде. [206] [207] Марсоход Perseverance и вертолет Ingenuity , которые сформировали программу Mars 2020 , приземлились в феврале 2021 года. Запуск марсохода Rosalind Franklin запланирован на 2028 год.

Потенциал использования людьми

Атмосфера Марса — это ресурс известного состава, доступный в любой точке посадки на Марсе. Было высказано предположение, что исследование Марса человеком может использовать углекислый газ (CO2 ) из ​​марсианской атмосферы для получения метана (CH4 ) и использования его в качестве ракетного топлива для миссии возвращения. Исследования миссий, которые предлагают использовать атмосферу таким образом, включают предложение Mars Direct Роберта Зубрина и исследование NASA Design Reference Mission . Два основных химических пути использования углекислого газа — это реакция Сабатье , преобразующая атмосферный углекислый газ вместе с дополнительным водородом (H2 ) для получения метана (CH4 ) и кислорода (O2 ) , и электролиз , использующий электролит из твердого оксида циркония для расщепления углекислого газа на кислород (O2 ) и оксид углерода (CO). [208]

В 2021 году марсоход NASA Perseverance смог произвести кислород на Марсе. Процесс сложный и занимает много времени, чтобы произвести небольшое количество кислорода. [209]

Галерея изображений

Марсианское небо с облаками на закате, снимок сделан InSight
Полярная ледяная шапка с глубиной атмосферы, а также большое орографическое облако, видимое на горизонте над горой Олимп
Марсианская атмосфера с облачным покровом над плато Солис
Облачный покров над Темпе-Терра
Облачный покров над горами Харитум
Марсианский закат, снятый марсоходом Spirit в кратере Гусева (май 2005 г.).
Марсианский закат, сделанный Pathfinder в долине Ареса (июль 1997 г.).

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Mars Fact Sheet". NASA . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. Получено 2 декабря 2020 г.
  2. ^ abcdefghijklmnop Хаберле, Р. М. (1 января 2015 г.), «СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА/СОЛНЦЕ, АТМОСФЕРЫ, ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕР | Планетарные атмосферы: Марс», в Норт, Джеральд Р.; Пайл, Джон; Чжан, Фуцин (ред.), Энциклопедия атмосферных наук (второе издание) , Academic Press, стр. 168–177, doi :10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 9780123822253
  3. ^ abcdefgh Франц, Хизер Б.; Трейнер, Мелисса Г.; Мэйлспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Атрея, Сушил К.; Беккер, Ричард Х.; Бенна, Мехди; Конрад, Памела Г.; Эйгенброд, Дженнифер Л. (1 апреля 2017 г.). «Первоначальные эксперименты с калибровочным газом SAM на Марсе: результаты и последствия квадрупольного масс-спектрометра». Planetary and Space Science . 138 : 44–54. Bibcode :2017P&SS..138...44F. doi :10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN  0032-0633.
  4. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ad Кэтлинг, Дэвид К. (2017). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж: Cambridge University Press. Bibcode : 2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC  956434982.
  5. ^ abc "Mars Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. . Получено 13 июня 2019 г. .
  6. ^ "Weather, Weather, Everywhere?". Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 14 апреля 2009 года . Получено 21 сентября 2021 года .
  7. ^ "Mars Fact Sheet". Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. Получено 17 января 2018 г.
  8. ^ Jakosky, BM; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (15 ноября 2018 г.). «Потеря марсианской атмосферы в космосе: современные показатели потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь с течением времени». Icarus . 315 : 146–157. Bibcode :2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  9. ^ mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space". Программа исследования Марса NASA . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Получено 11 июня 2019 года .
  10. ^ "Экстремальные температуры на Марсе". phys.org . Архивировано из оригинала 2 декабря 2020 г. . Получено 13 июня 2019 г. .
  11. ^ abc Хилле, Карл (18 сентября 2015 г.). «Факт и вымысел марсианских пылевых бурь». NASA . Архивировано из оригинала 2 марта 2016 г. Получено 11 июня 2019 г.
  12. ^ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Обычно красновато-оранжевый или даже розовый, Марс теперь светится тыквенно-оранжевым. Даже мои глаза видят разницу. Помощник координатора ALPO Ричард Шмуде также отметил увеличение яркости на ≈0,2 звездной величины одновременно с изменением цвета.]
  13. ^ Грейсиус, Тони (8 июня 2018 г.). «Opportunity Hunkers Down During Dust Storm». NASA . Архивировано из оригинала 30 ноября 2020 г. Получено 13 июня 2019 г.
  14. ^ abcdefgh Кок, Джаспер Ф.; Партели, Эрик Дж. Р.; Майклс, Тимоти И.; Карам, Диана Боу (14 сентября 2012 г.). «Физика переносимого ветром песка и пыли». Reports on Progress in Physics . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Bibcode : 2012RPPh...75j6901K. doi : 10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN  0034-4885. PMID  22982806. S2CID  206021236.
  15. ^ abc Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (1 марта 2018 г.). «Каскад от локальных до глобальных пылевых бурь на Марсе: временные и пространственные пороги тепловой и динамической обратной связи». Icarus . 302 : 514–536. Bibcode :2018Icar..302..514T. doi :10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN  0019-1035.
  16. ^ abc Ваго, Хорхе Л.; Сведхем, Хокан; Зеленый, Лев; Этиопа, Джузеппе; Уилсон, Колин Ф.; Лопес-Морено, Хосе-Хуан; Беллуччи, Джанкарло; Патель, Маниш Р.; Нифс, Эдди (апрель 2019 г.). «По данным ранних наблюдений орбитального аппарата ExoMars Trace Gas Orbiter, метана на Марсе не обнаружено» (PDF) . Природа . 568 (7753): 517–520. Бибкод : 2019Natur.568..517K. дои : 10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN  1476-4687. PMID  30971829. S2CID  106411228. Архивировано (PDF) из оригинала 27 сентября 2020 г. Получено 24 ноября 2019 г.
  17. ^ ab esa. "First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 13 октября 2019 года . Получено 12 июня 2019 года .
  18. ^ ab Weule, Genelle (11 апреля 2019 г.). «Тайна марсианского метана усугубляется, поскольку новейший зонд не смог найти газ». ABC News . Архивировано из оригинала 7 ноября 2020 г. Получено 27 июня 2019 г.
  19. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкрена, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Наука . 306 (5702): 1758–1761. Бибкод : 2004Sci...306.1758F. дои : 10.1126/science.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  20. ^ ab Webster, Christopher R.; et al. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . PMID  29880682.
  21. ^ abcde Yung, Yuk L.; Chen, Pin; Nealson, Kenneth; Atreya, Sushil; Beckett, Patrick; Blank, Jennifer G.; Ehlmann, Bethany; Eiler, John; Etiope, Giuseppe (19 сентября 2018 г.). «Метан на Марсе и обитаемость: проблемы и ответы». Astrobiology . 18 (10): 1221–1242. Bibcode :2018AsBio..18.1221Y. doi :10.1089/ast.2018.1917. ISSN  1531-1074. PMC 6205098 . PMID  30234380. 
  22. ^ abc Zahnle, Kevin; Freedman, Richard S.; Catling, David C. (1 апреля 2011 г.). «Есть ли метан на Марсе?». Icarus . 212 (2): 493–503. Bibcode :2011Icar..212..493Z. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN  0019-1035. Архивировано из оригинала 1 октября 2020 г. Получено 4 июля 2019 г.
  23. ^ abcd Махаффи, PR; Конрад, PG; Научная группа MSL (1 февраля 2015 г.). «Летучие и изотопные отпечатки древнего Марса». Элементы . 11 (1): 51–56. Bibcode : 2015Eleme..11...51M. doi : 10.2113/gselements.11.1.51. ISSN  1811-5209.
  24. ^ ab Marty, Bernard (1 января 2012 г.). «Происхождение и концентрация воды, углерода, азота и благородных газов на Земле». Earth and Planetary Science Letters . 313–314: 56–66. arXiv : 1405.6336 . Bibcode : 2012E&PSL.313...56M. doi : 10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN  0012-821X. S2CID  41366698.
  25. ^ ab Хендерсон, Пол (2009). Кембриджский справочник по данным наук о Земле . Хендерсон, Гидеон. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 9780511580925. OCLC  435778559.
  26. ^ Wong, Michael H.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul N.; Franz, Heather B.; Malespin, Charles; Trainer, Melissa G.; Stern, Jennifer C.; Conrad, Pamela G.; Manning, Heidi LK (16 декабря 2013 г.). «Изотопы азота на Марсе: атмосферные измерения масс-спектрометром Curiosity». Geophysical Research Letters . Изотопы азота в атмосфере Марса. 40 (23): 6033–6037. Bibcode : 2013GeoRL..40.6033W. doi : 10.1002/2013GL057840. PMC 4459194. PMID 26074632  . 
  27. ^ Atreya, Sushil K.; Trainer, Melissa G.; Franz, Heather B.; Wong, Michael H.; Manning, Heidi LK; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Conrad, Pamela G.; Brunner, Anna E. (2013). «Первичное фракционирование изотопов аргона в атмосфере Марса, измеренное прибором SAM на Curiosity, и его влияние на атмосферные потери». Geophysical Research Letters . 40 (21): 5605–5609. Bibcode : 2013GeoRL..40.5605A. doi : 10.1002/2013GL057763. ISSN  1944-8007. PMC 4373143. PMID  25821261 . 
  28. ^ Аб Ли, Джи-Ён; Марти, Курт; Северингхаус, Джеффри П.; Кавамура, Кендзи; Ю, Хи-Су; Ли, Джин Бок; Ким, Джин Сог (1 сентября 2006 г.). «Переопределение изотопного содержания атмосферного Ar». Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (17): 4507–4512. Бибкод : 2006GeCoA..70.4507L. дои : 10.1016/j.gca.2006.06.1563. ISSN  0016-7037.
  29. ^ abc Махаффи, PR; Вебстер, CR; Атрея, SK; Франц, H.; Вонг, M.; Конрад, PG; Харпольд, D.; Джонс, JJ; Лешин, LA (19 июля 2013 г.). «Распространенность и изотопный состав газов в атмосфере Марса по данным марсохода Curiosity». Science . 341 (6143): 263–266. Bibcode :2013Sci...341..263M. doi :10.1126/science.1237966. ISSN  0036-8075. PMID  23869014. S2CID  206548973.
  30. ^ ab Pepin, Robert O. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земного типа и летучих веществ метеоритов». Icarus . 92 (1): 2–79. Bibcode :1991Icar...92....2P. doi :10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN  0019-1035.
  31. ^ abc Conrad, PG; Malespin, CA; Franz, HB; Pepin, RO; Trainer, MG; Schwenzer, SP; Atreya, SK; Freissinet, C.; Jones, JH (15 ноября 2016 г.). "In situ measurement of atmosphere krypton and xenon on Mars with Mars Science Laboratory" (PDF) . Earth and Planetary Science Letters . 454 : 1–9. Bibcode :2016E&PSL.454....1C. doi :10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN  0012-821X. OSTI  1417813. Архивировано (PDF) из оригинала 19 июля 2018 г. . Получено 4 июля 2019 г. .
  32. ^ "Curiosity вынюхивает историю марсианской атмосферы". NASA/JPL . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Получено 11 июня 2019 года .
  33. ^ ab mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN показывает, что большая часть атмосферы Марса ушла в космос". Программа исследования Марса NASA . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Получено 11 июня 2019 года .
  34. ^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J. (май 2009 г.). "Планетарная утечка воздуха" (PDF) . Scientific American . стр. 26. Архивировано (PDF) из оригинала 26 октября 2020 г. . Получено 10 июня 2019 г. .
  35. ^ ab Avice, G.; Bekaert, DV; Chennaoui Aoudjehane, H.; Marty, B. (9 февраля 2018 г.). «Благородные газы и азот в Тиссинте раскрывают состав атмосферы Марса». Geochemical Perspectives Letters . 6 : 11–16. doi : 10.7185/geochemlet.1802 .
  36. ^ МакЭлрой, Майкл Б.; Юнг, Юк Линг; Нир, Альфред О. (1 октября 1976 г.). «Изотопный состав азота: значение для истории прошлой истории атмосферы Марса». Science . 194 (4260): 70–72. Bibcode :1976Sci...194...70M. doi :10.1126/science.194.4260.70. PMID  17793081. S2CID  34066697.
  37. ^ Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К. Г. (1 марта 1987 г.). «Фракционирование массы при гидродинамическом вытеснении». Icarus . 69 (3): 532–549. Bibcode :1987Icar...69..532H. doi :10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl : 2027.42/26796 . ISSN  0019-1035.
  38. ^ Ганс Кепплер; Щека, Святослав С. (октябрь 2012 г.). «Происхождение земной сигнатуры благородных газов». Nature . 490 (7421): 531–534. Bibcode :2012Natur.490..531S. doi :10.1038/nature11506. ISSN  1476-4687. PMID  23051754. S2CID  205230813.
  39. ^ Tian, ​​Feng; Kasting, James F.; Solomon, Stanley C. (2009). "Тепловой выход углерода из ранней марсианской атмосферы". Geophysical Research Letters . 36 (2): n/a. Bibcode : 2009GeoRL..36.2205T. doi : 10.1029/2008GL036513 . ISSN  1944-8007. S2CID  129208608.
  40. ^ Jakosky, BM; Slipski, M.; Benna, M.; Mahaffy, P.; Elrod, M.; Yelle, R.; Stone, S.; Alsaeed, N. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса, полученная на основе измерений 38Ar / 36Ar в верхней атмосфере». Science . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode :2017Sci...355.1408J. doi : 10.1126/science.aai7721 . ISSN  0036-8075. PMID  28360326.
  41. ^ ab Leblanc, F.; Martinez, A.; Chaufray, JY; Modolo, R.; Hara, T.; Luhmann, J.; Lillis, R.; Curry, S.; McFadden, J. (2018). «О распылении атмосферы Марса после первого марсианского года измерений MAVEN» (PDF) . Geophysical Research Letters . 45 (10): 4685–4691. Bibcode :2018GeoRL..45.4685L. doi :10.1002/2018GL077199. ISSN  1944-8007. S2CID  134561764.
  42. ^ Викери, AM; Мелош, HJ (апрель 1989). «Ударная эрозия первичной атмосферы Марса». Nature . 338 (6215): 487–489. Bibcode :1989Natur.338..487M. doi :10.1038/338487a0. ISSN  1476-4687. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  43. ↑ Оуэн, Тобиас; Бар-Нун, Акива (1 августа 1995 г.). «Кометы, столкновения и атмосферы». Icarus . 116 (2): 215–226. Bibcode :1995Icar..116..215O. doi :10.1006/icar.1995.1122. ISSN  0019-1035. PMID  11539473.
  44. ^ Краснопольский, Владимир А. (2002). «Верхняя атмосфера и ионосфера Марса при низкой, средней и высокой солнечной активности: последствия для эволюции воды». Журнал геофизических исследований: Планеты . 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode : 2002JGRE..107.5128K. doi : 10.1029/2001JE001809 . ISSN  2156-2202.
  45. ^ Саган, Карл (сентябрь 1977 г.). «Уменьшение парниковых газов и история изменения температуры на Земле и Марсе». Nature . 269 (5625): 224–226. Bibcode :1977Natur.269..224S. doi :10.1038/269224a0. ISSN  1476-4687. S2CID  4216277.
  46. ^ Кастинг, Джеймс Ф.; Фридман, Ричард; Робинсон, Тайлер Д.; Цуггер, Майкл Э.; Коппарапу, Рави; Рамирес, Рамзес М. (январь 2014 г.). «Потепление раннего Марса с помощью CO 2 и H 2 ». Nature Geoscience . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Bibcode :2014NatGe...7...59R. doi :10.1038/ngeo2000. ISSN  1752-0908. S2CID  118520121.
  47. ^ Баталья, Наташа; Домагал-Голдман, Шон Д.; Рамирес, Рамзес; Кастинг, Джеймс Ф. (15 сентября 2015 г.). «Проверка ранней гипотезы парникового эффекта H 2 –CO 2 на Марсе с помощью одномерной фотохимической модели». Icarus . 258 : 337–349. arXiv : 1507.02569 . Bibcode :2015Icar..258..337B. doi :10.1016/j.icarus.2015.06.016. ISSN  0019-1035. S2CID  118359789.
  48. ^ Джонсон, Сара Стюарт; Мишна, Майкл А.; Гроув, Тимоти Л.; Зубер, Мария Т. (8 августа 2008 г.). «Парниковый эффект, вызванный серой, на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 113 (E8): E08005. Bibcode : 2008JGRE..113.8005J. doi : 10.1029/2007JE002962 . ISSN  0148-0227. S2CID  7525497.
  49. ^ Шраг, Дэниел П.; Зубер, Мария Т.; Халеви, Итай (21 декабря 2007 г.). «Климатическая обратная связь диоксида серы на раннем Марсе». Science . 318 (5858): 1903–1907. Bibcode :2007Sci...318.1903H. doi :10.1126/science.1147039. ISSN  0036-8075. PMID  18096802. S2CID  7246517.
  50. ^ "Диоксид серы, возможно, помог сохранить ранний теплый Марс". phys.org . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. . Получено 8 июня 2019 г. .
  51. ^ Андерсон, Дональд Э. (1974). «Эксперимент с ультрафиолетовым спектрометром Mariner 6, 7 и 9: анализ данных по водороду Лайман-альфа». Журнал геофизических исследований . 79 (10): 1513–1518. Bibcode : 1974JGR....79.1513A. doi : 10.1029/JA079i010p01513. ISSN  2156-2202.
  52. ^ Шофрэ, JY; Берто, JL; Леблан, Ф.; Кемере, Э. (июнь 2008 г.). «Наблюдение водородной короны с помощью СПИКАМ на Марс-Экспресс». Икар . 195 (2): 598–613. Бибкод : 2008Icar..195..598C. дои : 10.1016/j.icarus.2008.01.009.
  53. ^ Хантен, Дональд М. (ноябрь 1973 г.). «Выход легких газов из планетарных атмосфер». Журнал атмосферных наук . 30 (8): 1481–1494. Bibcode : 1973JAtS...30.1481H. doi : 10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  54. ^ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M.; Catling, David C.; Kasting, James F. (2008). "Фотохимическая нестабильность древней марсианской атмосферы". Journal of Geophysical Research: Planets . 113 (E11): E11004. Bibcode : 2008JGRE..11311004Z. doi : 10.1029/2008JE003160 . ISSN  2156-2202. S2CID  2199349.
  55. ^ Bhattacharyya, D.; Clarke, JT; Chaufray, JY; Mayyasi, M.; Bertaux, JL; Chaffin, MS; Schneider, NM; Villanueva, GL (2017). «Сезонные изменения в утечке водорода с Марса посредством анализа наблюдений HST за экзосферой Марса вблизи перигелия» (PDF) . Journal of Geophysical Research: Space Physics . 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode :2017JGRA..12211756B. doi :10.1002/2017JA024572. ISSN  2169-9402. S2CID  119084288. Архивировано (PDF) из оригинала 5 ноября 2020 г. . Получено 6 января 2021 г.
  56. ^ ab Schofield, John T.; Shirley, James H.; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J.; Paul O. Hayne; Kass, David M.; Halekas, Jasper S.; Chaffin, Michael S.; Kleinböhl, Armin (февраль 2018 г.). «Выход водорода с Марса усиливается глубокой конвекцией в пылевых бурях». Nature Astronomy . 2 (2): 126–132. Bibcode :2018NatAs...2..126H. doi :10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN  2397-3366. S2CID  134961099.
  57. ^ Шехтман, Светлана (29 апреля 2019 г.). «Как глобальные пылевые бури влияют на марсианскую воду, ветры и климат». NASA . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 г. Получено 10 июня 2019 г.
  58. ^ Nagy, Andrew F.; Liemohn, Michael W.; Fox, JL ; Kim, Jhoon (2001). «Плотность горячего углерода в экзосфере Марса». Journal of Geophysical Research: Space Physics . 106 (A10): 21565–21568. Bibcode : 2001JGR...10621565N. doi : 10.1029/2001JA000007 . ISSN  2156-2202. Архивировано из оригинала 28 июля 2020 г. Получено 24 ноября 2019 г.
  59. ^ ab Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, VI (1 августа 2014 г.). «Выход горячего кислорода и углерода из марсианской атмосферы». Планетная и космическая наука . Эволюция планет и жизнь. 98 : 93–105. arXiv : 1911.01107 . Bibcode :2014P&SS...98...93G. doi :10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN  0032-0633. S2CID  122599784.
  60. ^ abc Fox, JL (1993). «Производство и выход атомов азота на Марсе». Journal of Geophysical Research: Planets . 98 (E2): 3297–3310. Bibcode : 1993JGR....98.3297F. doi : 10.1029/92JE02289. ISSN  2156-2202. Архивировано из оригинала 21 июля 2018 г. Получено 24 июня 2019 г.
  61. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (июль 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса». Icarus . 254 : 259–261. Bibcode :2015Icar..254..259M. doi :10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424 . PMID  31118538. 
  62. ^ Fox, JL (декабрь 2007 г.). «Комментарий к статьям «Производство горячих атомов азота в марсианской термосфере» Ф. Бакаляна и «Расчеты Монте-Карло побега атомарного азота с Марса» Ф. Бакаляна и Р. Э. Хартла». Icarus . 192 (1): 296–301. Bibcode :2007Icar..192..296F. doi :10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  63. ^ Фельдман, Пол Д.; Стеффл, Эндрю Дж.; Паркер, Джоэл Уильям; А'Херн, Майкл Ф.; Берто, Жан-Лу; Алан Стерн, С.; Уивер, Гарольд А.; Слейтер, Дэвид К.; Верстиг, Маартен (1 августа 2011 г.). «Наблюдения экзосферного водорода и кислорода на Марсе с помощью Rosetta-Alice». Icarus . 214 (2): 394–399. arXiv : 1106.3926 . Bibcode :2011Icar..214..394F. doi :10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN  0019-1035. S2CID  118646223.
  64. ^ Ламмер, Х.; Лихтенеггер, Х.И.М.; Колб, К.; Рибас, И.; Гинан, Э.Ф.; Абарт, Р.; Бауэр, С.Дж. (сентябрь 2003 г.). «Потеря воды с Марса». Icarus . 165 (1): 9–25. doi :10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  65. ^ Валей, Арно; Бугер, Стивен В.; Тенишев, Валерий; Комби, Майкл Р.; Надь, Эндрю Ф. (1 марта 2010 г.). «Потеря воды и эволюция верхней атмосферы и экзосферы в истории Марса». Icarus . Взаимодействие солнечного ветра с Марсом. 206 (1): 28–39. Bibcode :2010Icar..206...28V. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN  0019-1035.
  66. ↑ Джонс, Нэнси; Штайгервальд, Билл; Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай (14 октября 2014 г.). «Миссия NASA впервые рассматривает верхнюю часть атмосферы Марса». NASA . Архивировано из оригинала 19 октября 2014 г. Получено 15 октября 2014 г.
  67. ^ Рамстад, Робин; Брэйн, Дэвид А.; Донг, Ясюэ; Эспли, Джаред; Халекас, Джаспер; Якоски, Брюс (октябрь 2020 г.). «Глобальные текущие системы марсианской магнитосферы». Природная астрономия . 4 (10): 979–985. дои : 10.1038/s41550-020-1099-y. ISSN  2397-3366.
  68. ^ Рамстад, Робин; Барабаш, Стас; Футаана, Йошифуми; Нильссон, Ханс; Хольмстрём, Матс (ноябрь 2018 г.). «Выход ионов с Марса во времени: экстраполяция атмосферных потерь на основе 10 лет измерений Mars Express». Журнал геофизических исследований: Планеты . 123 (11): 3051–3060. doi :10.1029/2018JE005727. ISSN  2169-9097.
  69. ^ "Seasons on Mars". www.msss.com . Архивировано из оригинала 3 ноября 2020 . Получено 7 июня 2019 .
  70. ^ Сото, Алехандро; Мишна, Майкл; Шнайдер, Тапио; Ли, Кристофер; Ричардсон, Марк (1 апреля 2015 г.). «Марсианский атмосферный коллапс: идеализированные исследования GCM» (PDF) . Icarus . 250 : 553–569. Bibcode :2015Icar..250..553S. doi :10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN  0019-1035. Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 г. . Получено 30 августа 2020 г. .
  71. ^ Хесс, Сеймур Л.; Генри, Роберт М.; Тиллман, Джеймс Э. (1979). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Журнал геофизических исследований . 84 (B6): 2923. Bibcode : 1979JGR....84.2923H. doi : 10.1029/JB084iB06p02923. ISSN  0148-0227.
  72. ^ Hess, SL; Ryan, JA; Tillman, JE; Henry, RM; Leovy, CB (март 1980 г.). «Годовой цикл давления на Марсе, измеренный Viking Landers 1 и 2». Geophysical Research Letters . 7 (3): 197–200. Bibcode : 1980GeoRL...7..197H. doi : 10.1029/GL007i003p00197.
  73. ^ Ордонес-Эчеберрия, Иньяки; Уэсо, Рикардо; Санчес-Лавега, Агустин; Миллур, Эуарн; Забудьте, Франсуа (январь 2019 г.). «Метеорологическое давление в кратере Гейла на основе сравнения данных REMS/MSL и моделирования MCD: влияние пыльных бурь». Икар . 317 : 591–609. Бибкод : 2019Icar..317..591O. дои : 10.1016/j.icarus.2018.09.003 . S2CID  125851495.
  74. ^ Гузевич, Скотт Д.; Ньюман, CE; де ла Торре Хуарес, М.; Уилсон, Р. Дж.; Леммон, М.; Смит, М. Д.; Каханпяя, Х.; Харри, А.-М. (апрель 2016 г.). «Атмосферные приливы в кратере Гейла, Марс». Icarus . 268 : 37–49. Bibcode :2016Icar..268...37G. doi :10.1016/j.icarus.2015.12.028.
  75. ^ Хаберле, Роберт М.; Хуарес, Мануэль де ла Торре; Каре, Мелинда А.; Касс, Дэвид М.; Барнс, Джеффри Р.; Холлингсворт, Джеффри Л.; Харри, Ари-Матти; Каханпяя, Хенрик (июнь 2018 г.). «Обнаружение временных вихрей в северном полушарии в кратере Гейла на Марсе». Икар . 307 : 150–160. Бибкод : 2018Icar..307..150H. дои : 10.1016/j.icarus.2018.02.013. S2CID  92991001.
  76. ^ ab Fanale, FP; Cannon, WA (апрель 1971 г.). «Адсорбция на марсианском реголите». Nature . 230 (5295): 502–504. Bibcode :1971Natur.230..502F. doi :10.1038/230502a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4263086.
  77. ^ ab Zent, ​​Aaron P.; Quinn, Richard C. (1995). «Одновременная адсорбция CO 2 и H 2 O в условиях, подобных марсианским, и ее применение к эволюции марсианского климата». Journal of Geophysical Research . 100 (E3): 5341. Bibcode : 1995JGR...100.5341Z. doi : 10.1029/94JE01899. hdl : 2060/19940030969 . ISSN  0148-0227. S2CID  129616949.
  78. ^ Мурс, Джон Э.; Гоф, Райна В.; Мартинес, Герман М.; Меслин, Пьер-Ив; Смит, Кристина Л.; Атрея, Сушил К.; Махаффи, Пол Р.; Ньюман, Клэр Э.; Вебстер, Кристофер Р. (май 2019 г.). «Сезонный цикл метана в кратере Гейл на Марсе, соответствующий адсорбции и диффузии реголита». Nature Geoscience . 12 (5): 321–325. Bibcode :2019NatGe..12..321M. doi :10.1038/s41561-019-0313-y. ISSN  1752-0894. S2CID  135136911.
  79. ^ Meslin, P.-Y.; Gough, R.; Lefèvre, F.; Forget, F. (февраль 2011 г.). «Небольшая изменчивость метана на Марсе, вызванная адсорбцией в реголите». Planetary and Space Science . 59 (2–3): 247–258. Bibcode :2011P&SS...59..247M. doi :10.1016/j.pss.2010.09.022.
  80. ^ "Парниковые эффекты ... также на других планетах". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 29 сентября 2019 года . Получено 7 июня 2019 года .
  81. ^ Yung, Yuk L.; Kirschvink, Joseph L.; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (16 июня 2009 г.). «Атмосферное давление как естественный регулятор климата для планеты земного типа с биосферой». Труды Национальной академии наук . 106 (24): 9576–9579. Bibcode : 2009PNAS..106.9576L. doi : 10.1073/pnas.0809436106 . ISSN  0027-8424. PMC 2701016. PMID 19487662  . 
  82. ^ МакЭлрой, МБ; Донахью, ТМ (15 сентября 1972 г.). «Устойчивость марсианской атмосферы». Science . 177 (4053): 986–988. Bibcode :1972Sci...177..986M. doi :10.1126/science.177.4053.986. hdl : 2060/19730010098 . ISSN  0036-8075. PMID  17788809. S2CID  30958948.
  83. ^ Паркинсон, ТД; Хантен, ДМ (октябрь 1972 г.). «Спектроскопия и акронимия O2 на Марсе». Журнал атмосферных наук . 29 (7): 1380–1390. Bibcode : 1972JAtS...29.1380P. doi : 10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  84. ^ ab Stevens, MH; Siskind, DE; Evans, JS; Jain, SK; Schneider, NM; Deighan, J.; Stewart, AIF; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 мая 2017 г.). «Наблюдения за марсианскими мезосферными облаками с помощью IUVS на MAVEN: термические приливы, связанные с верхней атмосферой: марсианские мезосферные облака с помощью IUVS». Geophysical Research Letters . 44 (10): 4709–4715. doi : 10.1002/2017GL072717. hdl : 10150/624978 . S2CID  13748950.
  85. ^ ab Гонсалес-Галиндо, Франциско; Мяэттанен, Анни; Форже, Франсуа; Спига, Эмерик (1 ноября 2011 г.). «Марсианская мезосфера, выявленная с помощью наблюдений за облаками CO 2 и моделирования общей циркуляции». Icarus . 216 (1): 10–22. Bibcode :2011Icar..216...10G. doi :10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN  0019-1035.
  86. ^ Стивенс, М. Х.; Эванс, Дж. С.; Шнайдер, Н. М.; Стюарт, А. И. Ф.; Дейган, Дж.; Джейн, СК; Крисмани, М.; Стипен, А.; Чаффин, М. С.; МакКлинток, У. Э.; Холслоу, Г. М.; Лефевр, Ф.; Ло, Д. Ю.; Кларк, Дж. Т.; Монмессен, Ф.; Бугер, С. В.; Якоски, Б. М. (2015). «Новые наблюдения молекулярного азота в верхней атмосфере Марса с помощью IUVS на MAVEN». Geophysical Research Letters . 42 (21): 9050–9056. Bibcode : 2015GeoRL..42.9050S. doi : 10.1002/2015GL065319 .
  87. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (1 июля 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса». Icarus . 254 : 259–261. Bibcode :2015Icar..254..259M. doi :10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424 . PMID  31118538. 
  88. ^ Вебстер, Гай (8 апреля 2013 г.). «Оставшаяся марсианская атмосфера все еще динамична» (пресс-релиз). NASA . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 г. Получено 12 июня 2019 г.
  89. ^ Уолл, Майк (8 апреля 2013 г.). «Большая часть атмосферы Марса теряется в космосе». Space.com . Архивировано из оригинала 30 января 2016 г. Получено 9 апреля 2013 г.
  90. ^ Hartogh, P.; Jarchow, C.; Lellouch, E.; de Val-Borro, M.; Rengel, M.; Moreno, R.; et al. (2010). "Herschel / HIFI observations of Mars: First detection of O2 at sub-millimeter lengths and upper limits on HCL and H2O2". Astronomy and Astrophysics . 521 : L49. arXiv : 1007.1301 . Bibcode :2010A&A...521L..49H. doi :10.1051/0004-6361/201015160. S2CID  119271891. Архивировано из оригинала 7 февраля 2019 г. . Получено 6 февраля 2019 г. .
  91. ^ "Летающая обсерватория обнаруживает атомарный кислород в атмосфере Марса – NASA". 6 мая 2016 г. Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 г. Получено 18 марта 2017 г.
  92. ^ "NASA исследует тайну кислорода на Марсе". BBC News . 14 ноября 2019 г. Архивировано из оригинала 17 января 2020 г. Получено 15 ноября 2019 г.
  93. ↑ Краснопольский, Владимир А. (1 ноября 2006 г.). «Фотохимия марсианской атмосферы: сезонные, широтные и суточные вариации». Icarus . 185 (1): 153–170. Bibcode :2006Icar..185..153K. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN  0019-1035.
  94. ^ Perrier, S.; Bertaux, JL; Lefèvre, F.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F. (2006). "Глобальное распределение общего озона на Марсе по измерениям УФ-излучения SPICAM/MEX". Journal of Geophysical Research . Planets. 111 (E9): E09S06. Bibcode : 2006JGRE..111.9S06P. doi : 10.1029/2006JE002681 . ISSN  2156-2202.
  95. ^ Перье, Северин; Монмессен, Франк; Лебоннуа, Себастьен; Забудь, Франсуа; Быстро, Келли; Энкрена, Тереза ; и др. (август 2008 г.). «Гетерогенная химия в атмосфере Марса». Природа . 454 (7207): 971–975. Бибкод : 2008Natur.454..971L. дои : 10.1038/nature07116. ISSN  1476-4687. PMID  18719584. S2CID  205214046.
  96. ^ ab Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (ноябрь 2013 г.). «Формирование полярного озонового слоя на Марсе под воздействием транспорта». Nature Geoscience . 6 (11): 930–933. Bibcode :2013NatGe...6..930M. doi :10.1038/ngeo1957. ISSN  1752-0908.
  97. ^ ab "Сезонный озоновый слой над южным полюсом Марса". sci.esa.int . Mars Express . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Получено 3 июня 2019 года .
  98. ^ Лебоннуа, Себастьен; Кемере, Эрик; Монмессен, Франк; Лефевр, Франк; Перье, Северин; Берто, Жан-Лу; Забудьте, Франсуа (2006). «Вертикальное распределение озона на Марсе, измеренное SPICAM / Mars Express с использованием звездных затмений» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (Е9): E09S05. Бибкод : 2006JGRE..111.9S05L. дои : 10.1029/2005JE002643 . ISSN  2156-2202. S2CID  55162288. Архивировано (PDF) из оригинала 8 ноября 2020 г. . Получено 30 августа 2020 г.
  99. ^ Титов, Д.В. (1 января 2002 г.). «Водяной пар в атмосфере Марса». Advances in Space Research . 29 (2): 183–191. Bibcode :2002AdSpR..29..183T. doi :10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN  0273-1177.
  100. ^ ab Whiteway, JA; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, TJ; Davy, R. (3 июля 2009 г.). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Science . 325 (5936): 68–70. Bibcode :2009Sci...325...68W. doi :10.1126/science.1172344. ISSN  0036-8075. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  101. ^ Jakosky, Bruce M.; Farmer, Crofton B. (1982). «Сезонный и глобальный характер поведения водяного пара в атмосфере Марса: полные глобальные результаты эксперимента с детектором атмосферной воды Viking». Журнал геофизических исследований . Твердая Земля. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode : 1982JGR....87.2999J. doi : 10.1029/JB087iB04p02999. ISSN  2156-2202.
  102. ^ ab Трохимовский, Александр; Федорова, Анна; Кораблев, Олег; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Роден, Александр; Смит, Майкл Д. (1 мая 2015 г.). «Картографирование водяного пара на Марсе с помощью ИК-спектрометра SPICAM: пять марсианских лет наблюдений». Icarus . Dynamic Mars. 251 : 50–64. Bibcode : 2015Icar..251...50T. doi : 10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN  0019-1035.
  103. ^ "Ученые 'картируют' водяной пар в марсианской атмосфере". ScienceDaily . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 . Получено 8 июня 2019 .
  104. ^ mars.nasa.gov. "Mars Exploration Rover". Jet Propulsion Laboratory . mars.nasa.gov . NASA . Архивировано из оригинала 8 августа 2012 года . Получено 8 июня 2019 года .
  105. ^ Ледяные облака в марсианской Арктике. www.nasa.gov (ускоренный фильм). NASA . Архивировано из оригинала 3 января 2019 года . Получено 8 июня 2019 года .
  106. ^ Монмессен, Франк; Форже, Франсуа; Миллур, Эхоуарн; Наварро, Томас; Мадлен, Жан-Батист; Хинсон, Дэвид П.; Спига, Эмерик (сентябрь 2017 г.). «Снежные осадки на Марсе, вызванные ночной конвекцией, вызванной облаками». Nature Geoscience . 10 (9): 652–657. Bibcode :2017NatGe..10..652S. doi :10.1038/ngeo3008. ISSN  1752-0908. S2CID  135198120.
  107. ^ abc esa. "The methane mystery". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 2 июня 2019 года . Получено 7 июня 2019 года .
  108. ^ Поттер, Шон (7 июня 2018 г.). «NASA находит древний органический материал, таинственный метан на Марсе». NASA . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. . Получено 6 июня 2019 г. .
  109. ^ Witze, Alexandra (25 октября 2018 г.). «Марсианские ученые приближаются к разгадке тайны метана». Nature . 563 (7729): 18–19. Bibcode :2018Natur.563...18W. doi : 10.1038/d41586-018-07177-4 . PMID  30377322.
  110. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкрена, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Наука . 306 (5702): 1758–1761. Бибкод : 2004Sci...306.1758F. дои : 10.1126/science.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  111. ^ ab Краснопольский, Владимир А.; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас К. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: доказательства жизни?». Icarus . 172 (2): 537–547. Bibcode :2004Icar..172..537K. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  112. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (июль 2008 г.). «Метан в атмосфере Марса: среднее пространственное, суточное и сезонное поведение». Planetary and Space Science . 56 (9): 1194–1203. Bibcode :2008P&SS...56.1194G. doi :10.1016/j.pss.2008.03.004.
  113. ^ Mumma, MJ; Villanueva, GL; Novak, RE; Hewagama, T.; Bonev, BP; DiSanti, MA; Mandell, AM; Smith, MD (20 февраля 2009 г.). «Мощный выброс метана на Марсе северным летом 2003 г.». Science . 323 (5917): 1041–1045. Bibcode :2009Sci...323.1041M. doi : 10.1126/science.1165243 . ISSN  0036-8075. PMID  19150811. S2CID  25083438.
  114. ^ Фонти, С.; Марзо, GA (март 2010 г.). «Картографирование метана на Марсе». Астрономия и астрофизика . 512 : A51. Bibcode : 2010A&A...512A..51F. doi : 10.1051/0004-6361/200913178 . ISSN  0004-6361.
  115. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (1 февраля 2011 г.). «Картографирование метана в атмосфере Марса с помощью данных PFS-MEX». Планетная и космическая наука . Метан на Марсе: текущие наблюдения, интерпретация и планы на будущее. 59 (2): 137–148. Bibcode :2011P&SS...59..137G. doi :10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN  0032-0633.
  116. ^ abc Webster, CR; Mahaffy, PR; Atreya, SK; Flesch, GJ; Mischna, MA; Meslin, P.-Y.; Farley, KA; Conrad, PG; Christensen, LE (23 января 2015 г.). "Mars methane detection and variability at Gale crater" (PDF) . Science . 347 (6220): 415–417. Bibcode :2015Sci...347..415W. doi :10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2018 г. . Получено 24 июня 2019 г.
  117. ^ Васавада, Эшвин Р.; Зурек, Ричард У.; Сандер, Стэнли П.; Крисп, Джой; Леммон, Марк; Хасслер, Дональд М.; Гензер, Мария; Харри, Ари-Матти; Смит, Майкл Д. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . ISSN  0036-8075. PMID  29880682.
  118. ^ Аморосо, Марилена; Мерритт, Дональд; Парра, Джулия Марин-Ясели де ла; Кардесин-Мойнело, Алехандро; Аоки, Сёхей; Волкенберг, Паулина; Алессандро Ароника; Формизано, Витторио; Олер, Дороти (май 2019 г.). «Независимое подтверждение всплеска метана на Марсе и региона источника к востоку от кратера Гейла». Природа Геонауки . 12 (5): 326–332. Бибкод : 2019NatGe..12..326G. дои : 10.1038/s41561-019-0331-9. ISSN  1752-0908. S2CID  134110253.
  119. ^ Краснопольский, Владимир А. (15 ноября 2005 г.). «Чувствительный поиск SO2 в марсианской атмосфере: Последствия для просачивания и происхождения метана». Icarus . Jovian Magnetospheric Environment Science. 178 (2): 487–492. Bibcode :2005Icar..178..487K. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN  0019-1035.
  120. ^ Хехт, Джефф. «Вулканы исключены для марсианского метана». www.newscientist.com . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. . Получено 8 июня 2019 г. .
  121. ^ Краснопольский, Владимир А (2012). «Поиск метана и верхних пределов этана и SO2 на Марсе». Icarus . 217 (1): 144–152. Bibcode :2012Icar..217..144K. doi :10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  122. ^ Encrenaz, T. ; Greathouse, TK; Richter, MJ; Lacy, JH; Fouchet, T.; Bézard, B.; Lefèvre, F.; Forget, F.; Atreya, SK (2011). "Строгий верхний предел для SO2 в марсианской атмосфере". Astronomy and Astrophysics . 530 : 37. Bibcode :2011A&A...530A..37E. doi : 10.1051/0004-6361/201116820 .
  123. ^ McAdam, AC; Franz, H.; Archer, PD; Freissinet, C.; Sutter, B.; Glavin, DP; Eigenbrode, JL; Bower, H.; Stern, J.; Mahaffy, PR; Morris, RV; Ming, DW; Rampe, E.; Brunner, AE; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, DL; Blake, D.; Wray, J.; Grotzinger, J.; MSL Science Team (2013). "Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses". 44th Lunar and Planetary Science Conference, состоявшаяся 18–22 марта 2013 г. в Вудлендсе, Техас. Вклад LPI № 1719, стр. 1751
  124. ^ ab Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, DR; Biller, JE; Howarth, DW; Lafleur, AL (17 декабря 1976 г.). «Атмосфера Марса: обнаружение криптона и ксенона». Science . 194 (4271): 1293–1295. Bibcode :1976Sci...194.1293O. doi :10.1126/science.194.4271.1293. ISSN  0036-8075. PMID  17797086. S2CID  37362034.
  125. ^ Оуэн, Тобиас; Биман, К.; Рашнек, Д.Р.; Биллер, Дж.Э.; Ховарт, Д.У.; Лафлер, А.Л. (1977). «Состав атмосферы на поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 82 (28): 4635–4639. Bibcode : 1977JGR....82.4635O. doi : 10.1029/JS082i028p04635. ISSN  2156-2202.
  126. ↑ Краснопольский, Владимир А.; Гладстон, Г. Рэндалл (1 августа 2005 г.). «Гелий на Марсе и Венере: наблюдения и моделирование EUVE». Icarus . 176 (2): 395–407. Bibcode :2005Icar..176..395K. doi :10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN  0019-1035.
  127. ^ «Curiosity находит доказательства влияния коры Марса на атмосферу». JPL. NASA. Архивировано из оригинала 9 марта 2020 года . Получено 8 июня 2019 года .
  128. ^ ab Краснопольский, ВА (30 ноября 2001 г.). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Science . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode :2001Sci...294.1914K. doi :10.1126/science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  129. ^ Смит, Майкл Д. (май 2008 г.). «Наблюдения за атмосферой Марса с помощью космических аппаратов». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 36 (1): 191–219. Bibcode : 2008AREPS..36..191S. doi : 10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN  0084-6597. S2CID  102489157.
  130. ^ Withers, Paul; Catling, DC (декабрь 2010 г.). «Наблюдения за атмосферными приливами на Марсе в сезон и на широте входа Феникса в атмосферу». Geophysical Research Letters . 37 (24): n/a. Bibcode : 2010GeoRL..3724204W. doi : 10.1029/2010GL045382 . S2CID  26311417.
  131. ^ ab Leovy, Conway (июль 2001 г.). «Погода и климат на Марсе». Nature . 412 (6843): 245–249. Bibcode :2001Natur.412..245L. doi :10.1038/35084192. ISSN  1476-4687. PMID  11449286. S2CID  4383943.
  132. ^ Петросян, А.; Гальперин Б.; Ларсен, SE; Льюис, СР; Мяаттянен, А.; Рид, ПЛ; Ренно, Н.; Рогберг, LPHT; Савиярви, Х. (17 сентября 2011 г.). «Пограничный слой марсианской атмосферы». Обзоры геофизики . 49 (3): RG3005. Бибкод : 2011RvGeo..49.3005P. дои : 10.1029/2010RG000351. hdl : 2027.42/94893 . ISSN  8755-1209. S2CID  37493454.
  133. ^ Кэтлинг, Дэвид К. (13 апреля 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж. Bibcode :2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC  956434982.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  134. ^ Робинсон, ТД; Кэтлинг, ДК (январь 2014 г.). «Обычная тропопауза 0,1 бар в плотных атмосферах, установленная инфракрасной прозрачностью, зависящей от давления». Nature Geoscience . 7 (1): 12–15. arXiv : 1312.6859 . Bibcode :2014NatGe...7...12R. doi :10.1038/ngeo2020. ISSN  1752-0894. S2CID  73657868.
  135. ^ Забудьте, Франсуа; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Гонсалес-Галиндо, Франциско; Лебоннуа, Себастьен; Кемере, Эрик; Реберак, Орели; Димареллис, Эммануэль; Лопес-Вальверде, Мигель А. (28 января 2009 г.). «Плотность и температура верхних слоев марсианской атмосферы, измеренная с помощью звездных покрытий с помощью Mars Express SPICAM» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (Е1): E01004. Бибкод : 2009JGRE..114.1004F. дои : 10.1029/2008JE003086. ISSN  0148-0227. S2CID  2660831. Архивировано (PDF) из оригинала 3 мая 2019 г. Получено 24 июня 2019 г.
  136. ^ Bougher, SW; Pawlowski, D.; Bell, JM; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, JR; Chizek, M.; Ridley, A. (февраль 2015 г.). "Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model: Solar cycle, season, and diurnal variations of the Mars upper atmosphere: BOUGHER ET AL". Journal of Geophysical Research: Planets . 120 (2): 311–342. doi : 10.1002/2014JE004715. hdl : 2027.42/110830 . S2CID  91178752.
  137. ^ Bougher, Stephen W.; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R.; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). «Структура и изменчивость дневной термосферы Марса по измерениям MAVEN NGIMS и IUVS: сезонные и солнечная активность в масштабных высотах и ​​температурах». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (1): 1296–1313. Bibcode : 2017JGRA..122.1296B. doi : 10.1002/2016JA023454 . hdl : 2027.42/136242 . ISSN  2169-9402.
  138. ^ Зелл, Холли (29 мая 2015 г.). «MAVEN запечатлел полярное сияние на Марсе». NASA . Архивировано из оригинала 31 июля 2020 г. Получено 5 июня 2019 г.
  139. ^ Грейсиус, Тони (28 сентября 2017 г.). «Миссии НАСА наблюдают эффекты на Марсе от большого солнечного шторма». НАСА . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. Получено 5 июня 2019 г.
  140. ^ "Mars Education | Developing the Next Generation of Explorers". marsed.asu.edu . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 . Получено 3 июня 2019 .
  141. ^ МакКлиз, DJ; Шофилд, JT; Тейлор, FW; Абду, WA; Ааронсон, O.; Банфилд, D.; Калькут, SB; Хевенс, NG; Ирвин, PGJ (ноябрь 2008 г.). «Интенсивная полярная температурная инверсия в средней атмосфере Марса». Nature Geoscience . 1 (11): 745–749. Bibcode :2008NatGe...1..745M. doi :10.1038/ngeo332. ISSN  1752-0894. S2CID  128907168.
  142. ^ Slipski, M.; Jakosky, BM; Benna, M.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). «Изменчивость высот марсианской турбопаузы». Журнал геофизических исследований: Планеты . 123 (11): 2939–2957. Bibcode : 2018JGRE..123.2939S. doi : 10.1029/2018JE005704 . ISSN  2169-9100.
  143. ^ "Ионосфера Марса сформирована магнитными полями земной коры". sci.esa.int . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 г. . Получено 3 июня 2019 г. .
  144. ^ "Новые виды марсианской ионосферы". sci.esa.int . Архивировано из оригинала 11 ноября 2013 г. Получено 3 июня 2019 г.
  145. ^ ab Smith, Michael D. (1 января 2004 г.). «Межгодовая изменчивость атмосферных наблюдений TES Марса в 1999–2003 гг.». Icarus . Специальный выпуск о DS1 / Комете Боррелли. 167 (1): 148–165. Bibcode :2004Icar..167..148S. doi :10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN  0019-1035.
  146. ^ Montabone, L.; Forget, F.; Millour, E.; Wilson, RJ; Lewis, SR; Cantor, B.; et al. (1 мая 2015 г.). «Восьмилетняя климатология оптической глубины пыли на Марсе». Icarus . Dynamic Mars. 251 : 65–95. arXiv : 1409.4841 . Bibcode : 2015Icar..251...65M. doi : 10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN  0019-1035. S2CID  118336315.
  147. ^ NASA/JPL-Caltech/TAMU. "Atmospheric opacity from Opportunity's point of view". Программа исследования Марса NASA . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 года . Получено 9 июня 2019 года .
  148. ^ ab Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J.; Bell, James F.; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A.; Smith, Peter H. (1 мая 2015 г.). «Пылевой аэрозоль, облака и запись оптической глубины атмосферы за 5 марсианских лет миссии Mars Exploration Rover». Icarus . Dynamic Mars. 251 : 96–111. arXiv : 1403.4234 . Bibcode : 2015Icar..251...96L. doi : 10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN  0019-1035. S2CID  5194550.
  149. ^ Чен-Чен, Х.; Перес-Ойос, С.; Санчес-Лавега, А. (1 февраля 2019 г.). «Размер пылевых частиц и оптическая толщина на Марсе, полученные навигационными камерами MSL». Icarus . 319 : 43–57. arXiv : 1905.01073 . Bibcode :2019Icar..319...43C. doi :10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN  0019-1035. S2CID  125311345.
  150. ^ Висенте-Ретортильо, Альваро; Мартинес, Херман М.; Ренно, Нилтон О.; Леммон, Марк Т.; де ла Торре-Хуарес, Мануэль (2017). «Определение размера частиц пылевого аэрозоля в кратере Гейла с использованием измерений REMS UVS и Mastcam». Письма о геофизических исследованиях . 44 (8): 3502–3508. Бибкод : 2017GeoRL..44.3502V. дои : 10.1002/2017GL072589 . hdl : 2027.42/137189 . ISSN  1944-8007.
  151. ^ McCleese, DJ; Heavens, NG; Schofield, JT; Abdou, WA; Bandfield, JL; Calcutt, SB; et al. (2010). "Структура и динамика нижней и средней атмосферы Марса, наблюдаемая Mars Climate Sounder: сезонные изменения средней зональной температуры, пыли и аэрозолей водяного льда" (PDF) . Journal of Geophysical Research . Planets. 115 (E12): E12016. Bibcode :2010JGRE..11512016M. doi :10.1029/2010JE003677. ISSN  2156-2202. S2CID  215820851. Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 г. . Получено 24 июня 2019 г.
  152. ^ Гузевич, Скотт Д.; Талаат, Эльсаид Р.; Тойго, Энтони Д.; Во, Даррин В.; Макконночи, Тимоти Х. (2013). «Высотные слои пыли на Марсе: наблюдения с помощью термического эмиссионного спектрометра». Журнал геофизических исследований . Планеты. 118 (6): 1177–1194. Bibcode : 2013JGRE..118.1177G. doi : 10.1002/jgre.20076 . ISSN  2169-9100.
  153. ^ ab Read, PL; Lewis, SR; Mulholland, DP (4 ноября 2015 г.). "Физика марсианской погоды и климата: обзор" (PDF) . Reports on Progress in Physics . 78 (12): 125901. Bibcode :2015RPPh...78l5901R. doi :10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN  0034-4885. PMID  26534887. S2CID  20087052. Архивировано (PDF) из оригинала 20 июля 2018 г. . Получено 24 июня 2019 г. .
  154. ^ Оджа, Лухендра; Льюис, Кевин; Карунатиллаке, Сунити; Шмидт, Мариек (20 июля 2018 г.). «Формация ямок Медузы как крупнейший источник пыли на Марсе». Природные коммуникации . 9 (2867 (2018)): 2867. Бибкод : 2018NatCo...9.2867O. дои : 10.1038/s41467-018-05291-5. ПМК 6054634 . ПМИД  30030425. 
  155. ^ Малик, Тарик (13 июня 2018 г.). «Поскольку на Марсе бушует мощный шторм, марсоход Opportunity замолкает – Пылевые облака, закрывающие солнце, могут стать концом зонда на солнечных батареях». Scientific American . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 г. Получено 13 июня 2018 г.
  156. ^ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход Curiosity отслеживает огромную пылевую бурю на Марсе (фото)». Space.com . Архивировано из оригинала 21 декабря 2020 г. . Получено 13 июня 2018 г. .
  157. ↑ Good, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12 июня 2018 г.). "NASA to Hold Media Teleconference on Martian Dust Storm, Mars Opportunity Rover". NASA . Архивировано из оригинала 21 июня 2018 г. . Получено 12 июня 2018 г. .
  158. ↑ Хорошо, Эндрю (13 июня 2018 г.). «NASA встречает идеальный шторм для науки». NASA . Архивировано из оригинала 25 июня 2018 г. Получено 14 июня 2018 г.
  159. ↑ Сотрудники NASA (13 июня 2018 г.). «Новости о пылевой буре на Марсе – Телеконференция – аудио (065:22)». NASA . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 г. . Получено 13 июня 2018 г. .
  160. ^ abc Whelley, Patrick L.; Greeley, Ronald (2008). "Распределение активности пылевых дьяволов на Марсе". Journal of Geophysical Research: Planets . 113 (E7): E07002. Bibcode : 2008JGRE..113.7002W. doi : 10.1029/2007JE002966 . ISSN  2156-2202.
  161. ^ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). «Пыльные дьяволы на Земле и Марсе». Reviews of Geophysics . 44 (3): RG3003. Bibcode : 2006RvGeo..44.3003B. doi : 10.1029/2005RG000188 . ISSN  1944-9208. S2CID  53391259.
  162. ^ ab "The Devils of Mars | Science Mission Directorate". science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 декабря 2018 года . Получено 11 июня 2019 года .
  163. ^ Столте, Дэниел; Коммуникации, Университет (22 мая 2019 г.). «На Марсе пески сдвигаются в другой барабан». UANews . Архивировано из оригинала 4 июня 2019 г. Получено 11 июня 2019 г.
  164. ^ "NASA – NASA Orbiter Catches Mars Sand Dunes in Motion". www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Получено 11 июня 2019 года .
  165. ^ ab Urso, Anna C.; Fenton, Lori K.; Banks, Maria E.; Chojnacki, Matthew (1 мая 2019 г.). «Управление граничными условиями в регионах Марса с высоким содержанием песка». Geology . 47 (5): 427–430. Bibcode :2019Geo....47..427C. doi : 10.1130/G45793.1 . ISSN  0091-7613. PMC 7241575 . PMID  32440031. 
  166. ^ "Thermal tide – AMS Glossary". glossary.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 . Получено 11 июня 2019 .
  167. ^ ab Lee, C.; Lawson, WG; Richardson, MI; Heavens, NG; Kleinböhl, A.; Banfield, D.; McCleese, DJ; Zurek, R.; Kass, D. (2009). "Термические приливы в средней атмосфере Марса, наблюдаемые Mars Climate Sounder". Journal of Geophysical Research: Planets . 114 (E3): E03005. Bibcode :2009JGRE..114.3005L. doi :10.1029/2008JE003285. ISSN  2156-2202. PMC 5018996 . PMID  27630378. 
  168. ^ abc Mars . Киффер, Хью Х. Тусон: Издательство Университета Аризоны. 1992. ISBN 0816512574. OCLC  25713423.{{cite book}}: CS1 maint: другие ( ссылка )
  169. ^ "NASA – Thermal Tides at Mars". www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 . Получено 11 июня 2019 .
  170. ^ "Орографическое облако – Глоссарий AMS". glossary.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 10 сентября 2019 . Получено 11 июня 2019 .
  171. ^ esa. "Mars Express следит за любопытным облаком". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 15 июня 2019 года . Получено 11 июня 2019 года .
  172. ^ rburnham. "Mars Express: Keeping an eye on a interesting cloud | Red Planet Report". Архивировано из оригинала 27 сентября 2019 года . Получено 11 июня 2019 года .
  173. ^ Морис, С (1 апреля 2022 г.). «Запись марсианского звукового ландшафта на месте». Nature . 605 (7911): 653–658. Bibcode :2022Natur.605..653M. doi :10.1038/s41586-022-04679-0. PMC 9132769 . PMID  35364602. S2CID  247865804. 
  174. ^ Агл, округ Колумбия; Фокс, Карен; Джонсон, Алана; Бреннан, Пэт (1 апреля 2022 г.). «Что звуки, запечатленные марсоходом Perseverance, говорят о Марсе — новое исследование, основанное на записях, сделанных марсоходом, показывает, что скорость звука на Красной планете ниже, чем на Земле, и что в основном там царит глубокая тишина». NASA . Получено 5 апреля 2022 г.
  175. ^ Феррейра, Бекки (4 апреля 2022 г.). «Звук на Марсе обладает «уникальным» и чрезвычайно психоделическим свойством, как показывают записи – Марс имеет две скорости звука, что «может вызывать уникальный опыт прослушивания на Марсе с ранним появлением высоких звуков по сравнению с басами». Vice . Получено 5 апреля 2022 г.
  176. ^ Mumma, MJ; Novak, RE; DiSanti, MA; Bonev, BP (2003). «Чувствительный поиск метана на Марсе». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 937. Bibcode : 2003DPS....35.1418M.
  177. ^ Naeye, Robert (28 сентября 2004 г.). "Mars Methane Boosts Chances for Life" (Марсианский метан повышает шансы на жизнь). Sky & Telescope . Архивировано из оригинала 20 декабря 2014 г. Получено 20 декабря 2014 г.
  178. ^ Hand, Eric (2018). «Марсианский метан поднимается и опускается в зависимости от сезона». Science . 359 (6371): 16–17. Bibcode :2018Sci...359...16H. doi :10.1126/science.359.6371.16. PMID  29301992.
  179. ↑ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «NASA Rover находит активную и древнюю органическую химию на Марсе». NASA . Архивировано из оригинала 17 декабря 2014 г. . Получено 16 декабря 2014 г. .
  180. ^ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). «„Великий момент“: марсоход находит ключ к тому, что на Марсе может быть жизнь». The New York Times . Архивировано из оригинала 16 декабря 2014 г. Получено 16 декабря 2014 г.
  181. ^ Чанг, Кеннет (7 июня 2018 г.). «Жизнь на Марсе? Последнее открытие марсохода ставит его «на карту» — идентификация органических молекул в породах на красной планете не обязательно указывает на жизнь там, в прошлом или настоящем, но указывает на то, что некоторые из строительных блоков присутствовали». The New York Times . Архивировано из оригинала 8 июня 2018 г. . Получено 8 июня 2018 г.
  182. ^ Эйгенброд, Дженнифер Л.; и др. (8 июня 2018 г.). «Органическое вещество, сохранившееся в 3-миллиарднолетних аргиллитах в кратере Гейла, Марс». Science . 360 (6393): 1096–1101. Bibcode :2018Sci...360.1096E. doi : 10.1126/science.aas9185 . hdl : 10044/1/60810 . PMID  29880683.
  183. ^ Mumma, Michael; et al. (2010). "Астробиология Марса: метан и другие потенциальные биомаркерные газы и связанные с ними междисциплинарные исследования Земли и Марса" (PDF) . Astrobiology Science Conference 2010 . Astrophysics Data System . Greenbelt, MD: Goddard Space Flight Center. Архивировано (PDF) из оригинала 25 октября 2012 г. . Получено 24 июля 2010 г. .
  184. ^ Озе, К.; Шарма, М. (2005). «Имеем оливин, будем выделять газ: серпентинизация и абиогенное производство метана на Марсе». Geophys. Res. Lett . 32 (10): L10203. Bibcode : 2005GeoRL..3210203O. doi : 10.1029/2005GL022691 . S2CID  28981740.
  185. ^ Озе, Кристофер; Джонс, Камилла; Голдсмит, Джонас И.; Розенбауэр, Роберт Дж. (7 июня 2012 г.). «Различение биотического и абиотического генезиса метана на гидротермально активных планетарных поверхностях». PNAS . 109 (25): 9750–9754. Bibcode :2012PNAS..109.9750O. doi : 10.1073/pnas.1205223109 . PMC 3382529 . PMID  22679287. 
  186. ↑ Staff (25 июня 2012 г.). «Жизнь на Марсе может оставить следы в воздухе Красной планеты: исследование». Space.com . Архивировано из оригинала 9 октября 2019 г. Получено 27 июня 2012 г.
  187. ^ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). "Парадокс марсианского метана" (PDF) . Девятая международная конференция по Марсу 2019 . LPI Contrib. № 2089. Архивировано (PDF) из оригинала 1 октября 2021 г. . Получено 27 июня 2019 г. .
  188. ^ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O.; Kok, Jasper F.; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J.; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). «Излучение нетеплового микроволнового излучения марсианской пылевой бурей». Geophysical Research Letters . 36 (13): L13202. Bibcode : 2009GeoRL..3613202R. doi : 10.1029/2009GL038715. hdl : 2027.42/94934 . ISSN  1944-8007. S2CID  14707525.
  189. ^ Гурнетт, ДА; Морган, ДД; Гранрот, ЛДж; Кантор, БА; Фаррелл, ВМ; Эсплей, ДжР (2010). «Необнаружение импульсных радиосигналов от молний во время марсианских пылевых бурь с использованием радиолокационного приемника на космическом аппарате Mars Express». Geophysical Research Letters . 37 (17): н/д. Bibcode : 2010GeoRL..3717802G. doi : 10.1029/2010GL044368 . ISSN  1944-8007. S2CID  134066523.
  190. ^ Андерсон, Марин М.; Симион, Эндрю П.В.; Баротт, Уильям К.; Бауэр, Джеффри К.; Делори, Грегори Т.; Патер, Имке де; Вертимер, Дэн (декабрь 2011 г.). «The Allen Telescope Array Search for Electrostatic Discharges on Mars». The Astrophysical Journal . 744 (1): 15. arXiv : 1111.0685 . doi :10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN  0004-637X. S2CID  118861678. Архивировано из оригинала 27 апреля 2019 г. . Получено 30 августа 2020 г. .
  191. ^ ab Choi, Charles; Q. (6 июня 2019 г.). «Почему марсианские молнии слабы и редки». Space.com . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 г. . Получено 7 июня 2019 г. .
  192. ^ Вурм, Герхард; Шмидт, Ларс; Штайнпильц, Тобиас; Боден, Люсия; Тейзер, Йенс (1 октября 2019 г.). «Вызов для марсианской молнии: пределы столкновительной зарядки при низком давлении». Icarus . 331 : 103–109. arXiv : 1905.11138 . Bibcode :2019Icar..331..103W. doi :10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN  0019-1035. S2CID  166228217.
  193. ^ Laraia, Anne L.; Schneider, Tapio (30 июля 2015 г.). "Superrotation in Terrestrial Atmospheres" (PDF) . Journal of the Atmospheric Sciences . 72 (11): 4281–4296. Bibcode :2015JAtS...72.4281L. doi :10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN  0022-4928. S2CID  30893675. Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 г. . Получено 24 июня 2019 г. .
  194. ^ ab Read, Peter L.; Lebonnois, Sebastien (30 мая 2018 г.). «Суперротация на Венере, на Титане и в других местах». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 46 (1): 175–202. Bibcode : 2018AREPS..46..175R. doi : 10.1146/annurev-earth-082517-010137 . ISSN  0084-6597. S2CID  134203070.
  195. ^ Льюис, Стивен Р.; Рид, Питер Л. (2003). "Экваториальные струи в пыльной марсианской атмосфере" (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 108 (E4): 5034. Bibcode :2003JGRE..108.5034L. doi :10.1029/2002JE001933. ISSN  2156-2202. Архивировано (PDF) из оригинала 26 июля 2020 г. . Получено 30 июля 2019 г. .
  196. ↑ Гершель Уильям (1 января 1784 г.). «XIX. О замечательных явлениях в полярных областях планеты Марс и ее сфероидальной фигуре; с несколькими намеками относительно ее реального диаметра и атмосферы». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 74 : 233–273. doi :10.1098/rstl.1784.0020. S2CID  186212257.
  197. ^ Доус, У. Р. (1865). «Физические наблюдения Марса вблизи противостояния в 1864 году». Астрономический регистр . 3 : 220.1. Бибкод : 1865AReg....3..220D.
  198. ^ ab Campbell, WW (1894). "Об атмосфере Марса". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 6 (38): 273. Bibcode :1894PASP....6..273C. doi : 10.1086/120876 .
  199. ^ Райт, WH (1925). «Фотографии Марса, сделанные с использованием света разных цветов». Бюллетень Ликской обсерватории . 12 : 48–61. Bibcode :1925LicOB..12...48W. doi :10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  200. ^ Менцель, Д. Х. (1926). «Атмосфера Марса». Astrophysical Journal . 61 : 48. Bibcode : 1926ApJ....63...48M. doi : 10.1086/142949 .
  201. ^ Каплан, Льюис Д.; Мюнх, Гвидо; Спинрад, Хайрон (январь 1964 г.). «Анализ спектра Марса». The Astrophysical Journal . 139 : 1. Bibcode : 1964ApJ...139....1K. doi : 10.1086/147736. ISSN  0004-637X.
  202. ^ Каплан, Льюис Д.; Коннес, Дж.; Коннес, П. (сентябрь 1969 г.). «Окись углерода в марсианской атмосфере». The Astrophysical Journal . 157 : L187. Bibcode : 1969ApJ...157L.187K. doi : 10.1086/180416 . ISSN  0004-637X.
  203. ^ "Mariner 4 Anniversary Marks 30 Years of Mars Exploration". NASA/JPL . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Получено 9 июня 2019 года .
  204. ^ Скоулз, Сара (24 июля 2020 г.). «Доктор из нацистской Германии и корни охоты за жизнью на Марсе». The New York Times . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 25 ноября 2020 г. Получено 24 июля 2020 г.
  205. ^ Kemppinen, O; Tillman, JE; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). "Новое программное обеспечение для анализа метеорологических данных Viking Lander". Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems . 2 (1): 61–69. Bibcode :2013GI......2...61K. doi : 10.5194/gi-2-61-2013 .
  206. ^ mars.nasa.gov. "Mars Weather at Elysium Planitia". InSight Mars Lander от NASA . Архивировано из оригинала 1 декабря 2020 года . Получено 13 июня 2019 года .
  207. ^ NASA, JPL. "Rover Environmental Monitoring Station (REMS) – NASA Mars Curiosity Rover". mars.nasa.gov . Архивировано из оригинала 12 ноября 2020 года . Получено 13 июня 2019 года .
  208. ^ "NASA хочет производить ракетное топливо из марсианского грунта - ExtremeTech". www.extremetech.com . Архивировано из оригинала 26 сентября 2020 г. . Получено 23 сентября 2020 г. .
  209. ^ «Марсоход NASA Perseverance впервые в истории добыл кислород на Марсе — следующим может стать вода, говорят ученые». 22 апреля 2021 г.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки