stringtranslate.com

Атмосфера Марса

Атмосфера Марса — это слой газов, окружающий Марс . Он состоит в основном из углекислого газа (95%), молекулярного азота (2,85%) и аргона (2%). [3] Он также содержит следы водяного пара , кислорода , угарного газа , водорода и благородных газов . [3] [5] [2] Атмосфера Марса намного тоньше земной . Среднее приземное давление составляет всего около 610 паскалей (0,088 фунтов на квадратный дюйм), что составляет менее 1% от земного значения. [2]

Нынешняя тонкая марсианская атмосфера препятствует существованию жидкой воды на поверхности Марса, но многие исследования показывают, что в прошлом марсианская атмосфера была намного толще. [4] Более высокая плотность весной и осенью снижается 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 до сих пор. [4] [8] [9]

Атмосфера Марса холоднее земной. Из-за большего расстояния от Солнца Марс получает меньше солнечной энергии и имеет более низкую эффективную температуру , которая составляет около 210 К (-63 ° C; -82 ° F). [2] Средняя температура выбросов на поверхности Марса составляет всего 215 К (-58 ° C; -73 ° F), что сопоставимо с температурой внутренней Антарктиды. [2] [4] Хотя атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа, парниковый эффект в марсианской атмосфере намного слабее, чем в земной: 5 °C (9,0 °F) на Марсе по сравнению с 33 °C (59 °F) на Марсе. Земля. Это связано с тем, что общая атмосфера настолько тонка, что парциальное давление углекислого газа очень слабое, что приводит к меньшему потеплению. [2] [4] Дневной диапазон температуры в нижних слоях атмосферы сильно варьируется из-за низкой тепловой инерции; в некоторых регионах она может варьироваться от -75 ° C (-103 ° F) до почти 0 ° C (32 ° F) у поверхности. [2] [4] [10] Температура верхней части марсианской атмосферы также значительно ниже земной из-за отсутствия стратосферного озона и радиационного охлаждающего эффекта углекислого газа на больших высотах. [4]

На Марсе распространены пыльные вихри и пыльные бури , которые иногда можно наблюдать в телескопы с Земли, [11] а в 2018 году даже невооруженным глазом как изменение цвета и яркости планеты. [12] Пылевые бури, окружающие планеты (глобальные пыльные бури), происходят на Марсе в среднем каждые 5,5 земных лет (каждые 3 марсианских года) [4] [11] и могут угрожать работе марсоходов . [13] Однако механизм, ответственный за развитие крупных пыльных бурь, до сих пор не совсем понятен. [14] [15] Было высказано предположение, что это во многом связано с гравитационным влиянием обеих лун, что в чем-то похоже на возникновение приливов на Земле.

Марсианская атмосфера является окислительной . Фотохимические реакции в атмосфере имеют тенденцию окислять органические вещества и превращать их в углекислый газ или окись углерода. [4] Хотя самый чувствительный зонд метана на недавно запущенном орбитальном аппарате ExoMars Trace Gas Orbiter не смог обнаружить метан в атмосфере всего Марса, [16] [17] [18] несколько предыдущих миссий и наземных телескопов обнаружили неожиданные уровни метана. метана в марсианской атмосфере, что может даже быть биосигнатурой жизни на Марсе . [19] [20] [21] Однако интерпретация измерений по-прежнему весьма противоречива и не имеет научного консенсуса. [21] [22]

Эволюция атмосферы

Считается, что масса и состав марсианской атмосферы менялись в течение жизни планеты. Более плотная, теплая и влажная атмосфера необходима для объяснения некоторых очевидных особенностей ранней истории Марса, таких как существование жидких водоемов. Наблюдения за верхней атмосферой Марса, измерения изотопного состава и анализ марсианских метеоритов предоставляют доказательства долгосрочных изменений атмосферы и ограничения 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 массовых процессов за свою историю. Ученые часто полагаются на эти измерения изотопного состава, чтобы реконструировать состояние марсианской атмосферы в прошлом. [32] [33] [34]

В то время как Марс и Земля имеют схожие соотношения 12 C/ 13 C и 16 O/ 18 O , в марсианской атмосфере 14 N гораздо более обеднен. Считается, что фотохимические процессы утечки ответственны за фракционирование изотопов и вызвали значительную потерю азота в геологических временных масштабах. [4] По оценкам, начальное парциальное давление N 2 могло достигать 30 гПа. [35] [36]

Гидродинамический побег 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 более тяжелой массы. Однако более высокое содержание водорода в марсианской атмосфере и высокие потоки экстремального ультрафиолета от молодого Солнца вместе могли вызвать гидродинамический отток и унести эти тяжелые газы. [37] [38] [4] Гидродинамический выброс также способствовал потере углерода, и модели предполагают, что можно потерять 1000 гПа (1 бар) CO 2 в результате гидродинамического выброса за один-десять миллионов лет при гораздо более сильной солнечной энергии. экстремальное ультрафиолетовое излучение на Марсе. [39] Между тем, более поздние наблюдения, сделанные орбитальным аппаратом MAVEN , показали, что распыление очень важно для выхода тяжелых газов на ночной стороне Марса и могло способствовать 65%-ной потере аргона за всю историю Марса. [40] [41] [33]

Марсианская атмосфера особенно склонна к ударной эрозии из-за низкой скорости отрыва Марса. Ранняя компьютерная модель предполагала, что Марс мог потерять 99% своей первоначальной атмосферы к концу периода поздней сильной бомбардировки, основываясь на гипотетическом потоке бомбардировки, оцененном 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 такое низкое соотношение C/ 84 Kr означает, 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, теряемой при утечке водорода в верхние слои атмосферы, — это изучить обогащение дейтерия над водородом. По оценкам изотопных исследований, за всю историю Марса в результате утечки водорода в космос было потеряно от 12 до более 30 м глобального эквивалентного слоя воды. [44] Отмечается, что подход, основанный на выбросах из атмосферы, обеспечивает только нижний предел оценки ранних запасов воды. [4]

Чтобы объяснить сосуществование жидкой воды и слабого молодого Солнца в ранней истории Марса, в марсианской атмосфере должен был возникнуть гораздо более сильный парниковый эффект, который нагрел поверхность выше точки замерзания воды. Карл Саган первым предположил, что атмосфера H 2 с давлением 1 бар может вызвать достаточное потепление для Марса. [45] Водород может быть получен путем энергичного 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 поддерживать атмосферу с таким высоким уровнем H 2 сложно. [47] SO 2 также был одним из предполагаемых 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 отложение на поверхности препятствуют долгосрочному накоплению SO 2 в марсианской атмосфере и, следовательно, уменьшить потенциальное согревающее воздействие SO 2 . [4]

Атмосферный побег на современном Марсе

Несмотря на более низкую гравитацию, побег Джинса неэффективен в современной марсианской атмосфере из-за относительно низкой температуры экзобазы (≈200 К на высоте 200 км). Это может объяснить только утечку водорода с Марса. Для объяснения наблюдаемого выхода 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 разлагается на атомы водорода, и атомы, обладающие достаточной тепловой энергией, могут уйти от гравитации Марса (побег Джинса). Утечка атомарного водорода очевидна с помощью УФ-спектрометров различных орбитальных аппаратов. [51] [52] В то время как большинство исследований показали, что выброс водорода на Марсе близок к диффузионному ограничению, [53] [54] более поздние исследования показывают, что скорость выброса модулируется пылевыми бурями и имеет большую сезонность. [55] [56] [57] Расчетный поток выхода водорода находится в диапазоне от 10 7 см -2 с -1 до 10 9 см -2 с -1 . [56]

Выход углерода

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

СО 2 + hν  ⟶  СО+2+ е -
CO + hν  ⟶  CO + + e −

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

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

УФ-фотолиз окиси 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] Предполагаемый общий поток убегания составляет от 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]

Выход азота

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

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

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

Выход кислорода

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

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

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

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

Текущий химический состав

Углекислый газ

CO 2 является основным компонентом марсианской атмосферы. Его среднее объемное ( молярное ) соотношение 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 с образованием твердого сухого льда 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. [67] Процесс конденсации можно аппроксимировать соотношением Клаузиуса-Клапейрона для CO 2 . [68] [4]

Также существует возможность адсорбции CO 2 в реголите и из него, что будет способствовать годовой атмосферной изменчивости. Хотя сублимация и отложение льда CO 2 в полярных шапках является движущей силой сезонных циклов, свою роль играют и другие процессы, такие как пыльные бури, атмосферные приливы и временные вихри. [69] [70] [71] [72] [73] Понимание каждого из этих более мелких процессов и того, как они способствуют общему атмосферному циклу, даст более ясную картину того, как работает марсианская атмосфера в целом. Было высказано предположение, что реголит на Марсе имеет большую внутреннюю площадь поверхности, а это означает, что он может иметь относительно большую емкость для хранения адсорбированного газа. [74] Поскольку адсорбция происходит за счет прилипания пленки молекул к поверхности, величина площади поверхности для любого данного объема материала является основным фактором, влияющим на то, насколько велика адсорбция. Например, твердый блок материала не будет иметь площади внутренней поверхности, а пористый материал, такой как губка, будет иметь большую площадь внутренней поверхности. Учитывая рыхлую, мелкозернистую природу марсианского реголита, существует вероятность значительной адсорбции в него CO 2 из атмосферы. [75] Адсорбция из атмосферы в реголит ранее была предложена в качестве объяснения наблюдаемых циклов в соотношениях смешивания метана и воды . [74] [75] [76] [77] Необходимы дополнительные исследования, чтобы помочь определить, происходит ли адсорбция CO 2 , и если да, то степень ее воздействия 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 сравнительно слаб (около 5 °С) 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 атмосфере Марса он присутствует лишь в очень низкой концентрации. Более того, при низком атмосферном давлении парниковые газы не могут эффективно поглощать инфракрасное излучение, поскольку эффект расширения давления слаб. [78] [79]

В присутствии солнечного УФ-излучения ( hν , фотонов с длиной волны менее 225 нм) CO 2 в марсианской атмосфере может фотолизоваться посредством следующей реакции:

CO 2 + hν ( λ < 225 нм) ⟶  CO + O.

Если бы не было химического производства CO 2 , весь CO 2 в нынешней марсианской атмосфере был бы удален путем фотолиза примерно за 3500 лет. [4] Гидроксильные радикалы (OH), образующиеся в результате фотолиза водяного пара, вместе с другими нечетными видами водорода (например, H, HO 2 ), могут превращать окись углерода (CO) обратно в CO 2 . Реакционный цикл можно описать как: [80] [81]

СО + ОН ⟶ СО 2 + Н
Н + О 2 + М ⟶ НО 2 + М
НО 2 + О ⟶ ОН + О 2
Чистое: CO + O ⟶ CO 2

Смешивание также играет роль в регенерации CO 2 , перенося O, CO и O 2 из верхних слоев атмосферы вниз. [4] Баланс между фотолизом и окислительно-восстановительным производством поддерживает стабильную среднюю концентрацию CO 2 в современной марсианской атмосфере.

Ледяные облака CO 2 могут образовываться в зимних полярных регионах и на очень больших высотах (>50 км) в тропических регионах, где температура воздуха ниже точки замерзания CO 2 . [2] [82] [83]

Азот

N 2 — второй по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его средний объемный коэффициент составляет 2,6%. [3] Различные измерения показали , что марсианская атмосфера обогащена 15 N. [84] [35] Обогащение тяжелыми изотопами азота, возможно, вызвано процессами масс-селективного ухода. [85]

Соотношение изотопов аргона является признаком потери атмосферы на Марсе. [86] [87]

Аргон

Аргон — третий по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его средний объемный коэффициент составляет 1,9%. [3] Что касается стабильных изотопов, Марс обогащен 38 Ar по сравнению с 36 Ar, ​​что можно объяснить гидродинамическим выбросом.

Один из изотопов аргона , 40 Ar, образуется в результате радиоактивного распада при 40 К. Напротив, 36 Ar является первичным: он присутствовал в атмосфере после образования Марса. Наблюдения показывают, что Марс обогащен 40 Ar по сравнению с 36 Ar, ​​что нельзя объяснить процессами масс-селективной потери. [29] Возможное объяснение обогащения состоит в том, что значительное количество первичной атмосферы, включая 36 Ar, ​​было потеряно в результате ударной эрозии в ранней истории Марса, а 40 Ar было выброшено в атмосферу после удара. [29] [4]

Сезонные колебания кислорода в кратере Гейла

Кислород и озон

Расчетное среднее объемное соотношение 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) с образованием озона (O 3 ). В 2010 году космическая обсерватория Гершель обнаружила молекулярный кислород в марсианской атмосфере. [88]

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 в атмосфере Марса атомарный кислород , который не обнаруживался со времен миссии «Викинг» и «Маринер» в 1970-х годах. [89]

В 2019 году ученые НАСА, работающие над миссией марсохода Curiosity и проводившие измерения газа, обнаружили, что количество кислорода в марсианской атмосфере весной и летом увеличивается на 30%. [90]

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

Н + О 3  ⟶ ОН + О 2
О + ОН ⟶ Н + О 2
Чистая: О + О 3  ⟶ 2О 2

Поскольку вода является важным источником этих странных видов водорода, более высокое содержание озона обычно наблюдается в регионах с более низким содержанием водяного пара. [91] Измерения показали, что общий столб озона может достигать 2–30 мкм-атм вокруг полюсов зимой и весной, где воздух холодный и имеет низкий коэффициент водонасыщения. [92] Фактические реакции между озоном и нечетными видами водорода могут быть еще более осложнены гетерогенными реакциями, которые происходят в водяно-ледяных облаках. [93]

Считается, что вертикальное распределение и сезонность озона в марсианской атмосфере обусловлены сложными взаимодействиями между химией и переносом богатого кислородом воздуха из освещенных солнцем широт к полюсам. [94] [95] УФ/ИК- спектрометр на Марсе-Экспрессе (SPICAM) показал наличие двух различных озоновых слоев в низких и средних широтах. Они включают стойкий приповерхностный слой ниже высоты 30 км (19 миль), отдельный слой, который присутствует только северной весной и летом на высоте от 30 до 60 км, и еще один отдельный слой, существующий на высоте 40–60 км. Зимой на высоте 60 км над южным полюсом, а над северным полюсом Марса аналогов нет. [96] Третий озоновый слой демонстрирует резкое снижение высоты между 75 и 50 градусами южной широты. SPICAM обнаружил постепенное увеличение концентрации озона на высоте 50 км (31 миль) до середины зимы, после чего она медленно снизилась до очень низких концентраций, при этом слой на высоте выше 35 км (22 мили) не был обнаружен. [94]

Водяной пар

Облака, снятые марсоходом НАСА Curiosity

Водяной пар является примесью газа в марсианской атмосфере и имеет огромную пространственную, суточную и сезонную изменчивость. [97] [98] Измерения, проведенные орбитальным аппаратом «Викинг» в конце 1970-х годов, показали, что вся глобальная общая масса водяного пара эквивалентна примерно 1–2 км 3 льда. [99] Более поздние измерения орбитального аппарата «Марс-Экспресс» показали, что глобальное среднегодовое содержание водяного пара в столбе составляет около 10-20 микрон (пр. мкм). [100] [101] Максимальное содержание водяного пара (50-70 пр. мкм) наблюдается в северных полярных районах в начале лета из-за сублимации водяного льда в полярной шапке. [100]

В отличие от земной атмосферы, в марсианской атмосфере не могут существовать жидководные облака; это из-за низкого атмосферного давления. Перистоподобные водянисто-ледовые облака наблюдались камерами марсохода Opportunity и спускаемого аппарата Phoenix . [102] [103] Измерения, проведенные посадочным модулем «Феникс» , показали, что водно-ледяные облака могут образовываться в верхней части планетарного пограничного слоя ночью и выпадать обратно на поверхность в виде кристаллов льда в северной полярной области. [98] [104]

Выпавший водяной лед, покрывающий марсианскую равнину Utopia Planitia , водяной лед, образовавшийся в результате прилипания к сухому льду (наблюдение с помощью спускаемого аппарата «Викинг-2 »)

Метан

Как вулканическое и биогенное вещество метан представляет интерес для геологов и астробиологов . [21] Однако метан химически нестабилен в окислительной атмосфере с УФ-излучением. Время жизни метана в марсианской атмосфере составляет около 400 лет. [105] Обнаружение метана в атмосфере планеты может указывать на присутствие недавней геологической деятельности или живых организмов. [21] [106] [107] [105] С 2004 года следовые количества метана (диапазон от 60 частей на миллиард до предела обнаружения (< 0,05 частей на миллиард)) были зарегистрированы в ходе различных миссий и наблюдательных исследований. [108] [109] [110] [111] [112] [113] [114] [115] [116] [16] Источник метана на Марсе и объяснение огромного несоответствия в наблюдаемых концентрациях метана до сих пор остаются открытыми. в стадии активного обсуждения. [22] [21] [105]

Подробнее смотрите также в разделе «Обнаружение метана в атмосфере».

Диоксид серы

Диоксид серы (SO 2 ) в атмосфере может быть индикатором текущей вулканической активности. Это стало особенно интересно в связи с давними спорами о метане на Марсе. Если бы вулканы были активны в недавней истории Марса, можно было бы ожидать, что SO 2 будет обнаружен вместе с метаном в нынешней марсианской атмосфере. [117] [118] SO 2 в атмосфере не обнаружен, верхний предел чувствительности установлен на уровне 0,2 частей на миллиард. [119] [120] Однако группа ученых из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА сообщила об обнаружении SO 2 в образцах почвы Рокнеста , проанализированных марсоходом Curiosity в марте 2013 года. [121]

Другие следовые газы

Оксид углерода (CO) образуется в результате фотолиза CO 2 и быстро реагирует с окислителями марсианской атмосферы, образуя CO 2 . Расчетное среднее объемное соотношение CO в марсианской атмосфере 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 измерялась различными миссиями. [122] [123] [124] [31] Изотопные отношения благородных газов дают информацию о ранней геологической деятельности на Марсе и эволюции его атмосферы. [122] [31] [125]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате реакции между нечетными видами водорода в средней атмосфере. Его можно доставить в верхние слои атмосферы путем смешивания или диффузии, разложить до атомарного водорода (H) под действием солнечной радиации и покинуть марсианскую атмосферу. [126] Фотохимическое моделирование показало, что соотношение смешивания H 2 в нижних слоях атмосферы составляет около 15 ±5 ppmv. [126]

Вертикальная структура

Вертикальная структура атмосферы Марса, наложенная на профили температуры, полученные со входных зондов марсианских аппаратов. Источник данных: Система планетарных данных НАСА.

Вертикальная температурная структура марсианской атмосферы во многом отличается от земной. Информация о вертикальной структуре обычно получается с использованием наблюдений теплового инфракрасного зондирования , радиозатмения , аэроторможения , профилей входа спускаемых аппаратов. [127] [128] В зависимости от профиля средней температуры атмосферу Марса можно разделить на три слоя:

Марс не имеет постоянной стратосферы из-за отсутствия в его средней атмосфере веществ, поглощающих короткие волны (например, стратосферного озона в атмосфере Земли и органической дымки в атмосфере Юпитера ) для создания температурной инверсии. [138] Однако над южным полюсом Марса наблюдались сезонный озоновый слой и сильная температурная инверсия в средней атмосфере. [95] [139] Высота турбопаузы Марса сильно варьируется от 60 до 140 км, и эта изменчивость обусловлена ​​плотностью CO 2 в нижней термосфере. [140] Марс также имеет сложную ионосферу, которая взаимодействует с частицами солнечного ветра, сильным ультрафиолетовым и рентгеновским излучением Солнца, а также магнитным полем его коры. [141] [142] 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 характеристики

Атмосферная пыль

При достаточно сильном ветре (>30 мс -1 ) частицы пыли могут мобилизоваться и подниматься 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 максимума в сезон перигелия (южная весна и лето). [143] Местное содержание пыли сильно варьируется в зависимости от сезона и года. [143] [144] Во время глобальных пылевых явлений на поверхности Марса можно наблюдать оптическую толщину более 4. [145] [146] Наземные измерения также показали, что эффективный радиус пылевых частиц колеблется от 0,6 мкм до 2 мкм и имеет значительную сезонность. . [146] [147] [148]

Пыль на Марсе имеет неравномерное вертикальное распределение. Помимо планетарного пограничного слоя, данные зондирования показали, что на большей высоте (например, 15–30 км над поверхностью) имеются и другие пики соотношения смеси пыли. [149] [150] [14]

Сезонные изменения содержания кислорода и метана в кратере Гейла

Песчаная буря

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

На Марсе не редкость локальные и региональные пылевые бури. [14] [2] Локальные штормы имеют размер около 10 3 км 2 и возникновение около 2000 событий за марсианский год, в то время как региональные штормы площадью 10 6 км 2 часто наблюдаются южной весной и летом. [2] Вблизи полярной шапки пыльные бури иногда могут возникать в результате фронтальной активности и внетропических циклонов. [151] [14]

Глобальные пылевые бури (площадью > 10 6 км 2 ) случаются в среднем раз в 3 марсианских года. [4] Наблюдения показали, что более крупные пыльные бури обычно являются результатом слияния более мелких пыльных бурь, [11] [15], но механизм роста бури и роль атмосферных обратных связей до сих пор недостаточно изучены. [15] [14] Хотя считается, что марсианская пыль может быть унесена 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 самый большой источник пыли на Марсе происходит из формации Ямки Медузы . [152]

1 июня 2018 года ученые НАСА обнаружили на Марсе признаки пылевой бури (см. изображение ), которая привела к завершению миссии марсохода Opportunity на солнечной энергии, поскольку пыль заблокировала солнечный свет (см. изображение ), необходимый для работы. К 12 июня шторм стал самым обширным из зарегистрированных на поверхности планеты и охватил территорию размером с Северную Америку и Россию вместе взятые (около четверти планеты). К 13 июня у марсохода Opportunity начались серьезные проблемы со связью из-за пылевой бури. [153] [154] [155] [156] [157]

Марсианская пылевая буря – оптическая глубина тау – с мая по сентябрь 2018 г.
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; анимация; 30 октября 2018 г.; описание файла )

Пылевые дьяволы

Небольшой пылевой дьявол на Марсе, вид с марсохода Curiosity (9 августа 2020 г.)

На Марсе часто встречаются пылевые дьяволы. [158] [14] Как и их аналоги на Земле, пылевые вихри образуются, когда конвективные вихри, движимые сильным нагревом поверхности, загружаются частицами пыли. [159] [160] Пылевые вихри на Марсе обычно имеют диаметр в десятки метров и высоту в несколько километров, что значительно превышает наблюдаемые на Земле. [2] [160] Исследование следов пылевых вихрей показало, что большинство марсианских пылевых вихрей встречаются весной и летом примерно на 60° с.ш. и 60° ю.ш. [158] Ежегодно они поднимают с поверхности суши в атмосферу около 2,3 × 10 11 кг пыли, что сопоставимо с вкладом от местных и региональных пыльных бурь. [158]

Ветровая модификация поверхности

На Марсе приземный 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. [161] [162] [163] Средняя глобальная скорость миграции дюн (высотой 2–120 м) составляет около 0,5 метра в год. [163] Модели атмосферной циркуляции предполагают, что повторяющиеся циклы ветровой эрозии и осаждения пыли могут, возможно, привести к чистому переносу почвенных материалов с низменностей на возвышенности в геологических временных масштабах. [4]

Движение песчаных образований в дюнном поле Нили Патера на Марсе, обнаруженное HiRISE. Фото предоставлено: НАСА/Лаборатория реактивного движения Калифорнийского технологического института/Университет. Аризона/JHU-APL

Термальные приливы

Солнечное отопление на дневной стороне и радиационное охлаждение на ночной стороне планеты могут вызвать разницу давления. [164] Термальные приливы, которые представляют собой циркуляцию ветра и волны, вызванные таким ежедневно меняющимся полем давления, могут объяснить большую изменчивость марсианской атмосферы. [165] По сравнению с атмосферой Земли, тепловые приливы оказывают большее влияние на марсианскую атмосферу из-за более сильного контраста суточных температур. [166] Поверхностное давление, измеренное марсоходами, показало четкие сигналы тепловых приливов, хотя изменение также зависит от формы поверхности планеты и количества взвешенной пыли в атмосфере. [167] Атмосферные волны также могут распространяться вертикально и влиять на температуру и содержание водяного льда в средней атмосфере Марса. [165]

Орографические облака

Водно-ледяные облака образовались в окрестностях вулкана Арсия Монс . Изображение было сделано 21 сентября 2018 года, но подобные явления образования облаков наблюдались на том 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 насыщается и в процессе подъема образуются облака. [168] На Марсе орбитальные аппараты наблюдали сезонно повторяющееся образование огромных водно-ледяных облаков вокруг подветренной стороны 20-километрового вулкана Арсия Монс , что, вероятно, вызвано тем же механизмом. [169] [170]

Акустическая среда

Звуки Марса ( Perseverance ) (видео; 1:29; 1 апреля 2022 г.)

В апреле 2022 года ученые впервые сообщили об исследованиях звуковых волн на Марсе. Эти исследования основывались на измерениях приборами марсохода Perseverance . Ученые обнаружили, что скорость звука в тонкой марсианской атмосфере медленнее, чем на Земле. Скорость звука на Марсе в пределах слышимой полосы частот от 20 Гц до 20 кГц варьируется в зависимости от высоты звука , по-видимому, из-за низкого давления и тепловой турбулентности марсианского приземного воздуха; и в результате этих условий звук будет гораздо тише, а живая музыка будет более разнообразной, чем на Земле. [171] [172] [173]

Необъяснимые явления

Обнаружение метана

Метан (CH 4 ) химически нестабилен в современной окислительной атмосфере Марса. Он быстро разрушится из-за ультрафиолетового излучения Солнца и химических реакций с другими газами. Следовательно, постоянное присутствие метана в атмосфере может означать существование источника постоянного пополнения газа.

Орбитальный аппарат ESA-Roscomos Trace Gas Orbiter , который провел наиболее чувствительные измерения метана в атмосфере Марса с помощью более чем 100 глобальных зондирований , не обнаружил метана с пределом 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 частей на миллиард впервые были обнаружены в атмосфере Марса командой Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году . 2006 г., которые предположили, что метан имел локальную концентрацию и, вероятно, был сезонным. [176]

В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») содержания метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные за два месяца в этот период, в среднем составили 7,2 частей на миллиард, что означает, что Марс эпизодически производство или выброс метана из неизвестного источника. [114] До и после этого средние показатели составляли около одной десятой этого уровня. [177] [178] [114] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных изменениях фонового уровня метана в атмосфере. [179] [20] [180]

Curiosity обнаружил циклические сезонные колебания содержания метана в атмосфере.

Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как реакции вода -порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H 2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с СО и СО 2 . [181] Также было показано, что метан может производиться в процессе с участием воды, углекислого газа и минерала оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [182] Живые микроорганизмы , такие как метаногены , являются еще одним возможным источником, но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе обнаружено не было. [183] ​​[184] [109] Есть некоторые подозрения по поводу обнаружения метана, которые предполагают, что вместо этого оно может быть вызвано недокументированным земным загрязнением от марсоходов или неправильной интерпретацией исходных данных измерений. [22] [185]

Молниеносные события

В 2009 году наземное наблюдательное исследование сообщило об обнаружении крупномасштабных электрических разрядов на Марсе и предположило, что они связаны с разрядами молний во время марсианских пылевых бурь. [186] Однако более поздние наблюдательные исследования показали, что результат не воспроизводится с использованием радиолокационного приемника на Марс-Экспресс и наземной телескопической решетки Аллена . [187] [188] [189] Лабораторное исследование показало, что давление воздуха на Марсе не способствует зарядке пылинок, и поэтому в марсианской атмосфере трудно генерировать молнии. [190] [189]

Супервращающийся реактивный самолет 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 приводиться в движение невязкой осесимметричной циркуляцией. [191] [192] Обобщенные данные и моделирование модели общей циркуляции (GCM) позволяют предположить, что сверхвращающаяся струя может быть обнаружена в марсианской атмосфере во время глобальных пылевых бурь, но она намного слабее, чем те, которые наблюдаются на медленно вращающихся планетах, таких как Венера и Венера. Титан. [151] Эксперименты GCM показали, что тепловые приливы могут играть роль в создании сверхвращающейся струи. [193] Тем не менее, моделирование супервращения по-прежнему остается сложной темой для планетологов. [192]

История атмосферных наблюдений

В 1784 году британский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель опубликовал в «Philosophical Transactions» статью о своих наблюдениях за марсианской атмосферой и отметил периодическое движение более яркой области на Марсе, которое он приписывал облакам и парам. [166] [194] В 1809 году французский астроном Оноре Флогерг писал о своих наблюдениях «желтых облаков» на Марсе, которые, вероятно, были пылевыми бурями. [166] В 1864 году Уильям Раттер Доус заметил, что «красный оттенок планеты не возникает из-за какой-либо особенности ее атмосферы; это, кажется, полностью доказано тем фактом, что краснота всегда наиболее глубока вблизи центра, где атмосфера самый тонкий». [195] Спектроскопические наблюдения в 1860-х и 1870-х годах [196] 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 напоминает Луну , у которой нет заметной атмосферы. [196] В 1926 году фотографические наблюдения Уильяма Хаммонда Райта в Ликской обсерватории позволили Дональду Говарду Мензелю обнаружить количественные доказательства наличия атмосферы Марса. [197] [198]

Благодаря более глубокому пониманию оптических свойств атмосферных газов и развитию спектрометрических технологий ученые начали измерять состав марсианской атмосферы в середине 20-го века. Льюис Дэвид Каплан и его команда обнаружили сигналы водяного пара и углекислого газа на спектрограмме Марса в 1964 году, [199] , а также угарного газа в 1969 году . [200] В 1965 году измерения, сделанные во время пролета «Маринера-4» , подтвердили, что Марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа, а давление на поверхности составляет от 400 до 700 Па. [201] После того, как стал известен состав марсианской атмосферы, на Земле начались астробиологические исследования с целью определить жизнеспособность жизни на Марсе . Для этой цели были разработаны контейнеры, имитирующие условия окружающей среды на Марсе, называемые « марсианскими банками ». [202]

В 1976 году два спускаемых аппарата программы «Викинг» провели первые в истории измерения состава марсианской атмосферы на месте. Другая цель миссии включала исследование доказательств прошлой или настоящей жизни на Марсе (см. биологические эксперименты на посадочном модуле «Викинг »). [203] С тех пор на Марс было отправлено множество орбитальных аппаратов и посадочных аппаратов для измерения различных свойств марсианской атмосферы, таких как концентрация газовых примесей и соотношение изотопов. Кроме того, телескопические наблюдения и анализ марсианских метеоритов предоставляют независимые источники информации для проверки выводов. Снимки и измерения, сделанные этими космическими аппаратами, значительно улучшают наше понимание атмосферных процессов за пределами Земли. Марсоход Curiosity и спускаемый аппарат InSight все еще работают на поверхности Марса, проводя эксперименты и сообщая о местной ежедневной погоде. [204] [205] Марсоход Perseverance и вертолет Ingenuity , входившие в программу «Марс 2020» , приземлились в феврале 2021 года. Запуск марсохода « Розалинда Франклин» запланирован на 2022 год.

Потенциал для использования человеком

Атмосфера Марса — ресурс известного состава, доступный в любой точке посадки на Марс. Было высказано предположение, что исследование Марса человеком могло бы использовать углекислый газ (CO 2 ) из марсианской атмосферы для производства метана (CH 4 ) и использования его в качестве ракетного топлива для обратной миссии. Исследования миссий, в которых предлагается использовать атмосферу таким образом, включают предложение Mars Direct Роберта Зубрина и исследование NASA Design Reference Mission . Двумя основными химическими путями использования диоксида углерода являются реакция Сабатье , превращающая атмосферный углекислый газ вместе с дополнительным водородом (H 2 ) в производство метана (CH 4 ) и кислорода (O 2 ), и электролиз с использованием электролита из твердого оксида циркония . расщепить углекислый газ на кислород (O 2 ) и окись углерода (CO). [206]

Однако в 2021 году марсоход НАСА «Персеверанс» смог производить кислород на Марсе. Процесс сложен и требует много времени для производства небольшого количества кислорода. [207]

Галерея

Марсианское небо с облаками на закате, вид InSight .
Полярная ледяная шапка с глубиной атмосферы, а также большое орографическое облако , видимое на горизонте над горой Олимпос.
Марсианская атмосфера с облачностью над Solis Planum
Облачный покров над Темпе Терра
Облачность над Харитум Монтес
Марсианский закат марсохода Spirit в кратере Гусева (май 2005 г.).
Марсианский закат, сделанный Pathfinder в Долине Ареса (июль 1997 г.).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "Информационный бюллетень о Марсе". НАСА . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 2 декабря 2020 г.
  2. ^ abcdefghijklmnop Хаберле, Р.М. (1 января 2015 г.), «СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА/СОЛНЦЕ, АТМОСФЕРЫ, ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕР | Планетарные атмосферы: Марс», на Норте, 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.; Тренер Мелисса Г.; Малеспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Атрея, Сушил К.; Беккер, Ричард Х.; Бенна, Мехди; Конрад, Памела Г.; Эйгенброде, Дженнифер Л. (1 апреля 2017 г.). «Первоначальные эксперименты с калибровочным газом SAM на Марсе: результаты и последствия квадрупольного масс-спектрометра». Планетарная и космическая наука . 138 : 44–54. Бибкод : 2017P&SS..138...44F. дои :10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN  0032-0633.
  4. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ad Catling, Дэвид К. (2017). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. Бибкод : 2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. ОКЛК  956434982.
  5. ^ abc «Информационный бюллетень о Марсе». nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  6. ^ «Погода, погода, везде?». Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 14 апреля 2009 года . Проверено 21 сентября 2021 г.
  7. ^ "Информационный бюллетень о Марсе". Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 17 января 2018 г.
  8. ^ Якоски, Б.М.; Брэйн, Д.; Чаффин, М.; Карри, С.; Дейган, Дж.; Гребовски Дж.; Халекас, Дж.; Леблан, Ф.; Лиллис, Р. (15 ноября 2018 г.). «Потеря марсианской атмосферы в космос: современные темпы потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь во времени». Икар . 315 : 146–157. Бибкод : 2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  9. ^ mars.nasa.gov. «MAVEN НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса была потеряна в космосе». Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  10. ^ «Крайние температуры на Марсе». физ.орг . Архивировано из оригинала 2 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  11. ↑ abc Hille, Карл (18 сентября 2015 г.). «Факт и вымысел о марсианских пылевых бурях». НАСА . Архивировано из оригинала 2 марта 2016 года . Проверено 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 величины одновременно с изменением цвета.]
  13. ↑ Грейсиус, Тони (8 июня 2018 г.). «Возможности скрываются во время пыльной бури». НАСА . Архивировано из оригинала 30 ноября 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  14. ^ abcdefgh Кок, Джаспер Ф; Партели, Эрик младший; Майклс, Тимоти I; Карам, Диана Боу (14 сентября 2012 г.). «Физика переносимого ветром песка и пыли». Отчеты о прогрессе в физике . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Бибкод : 2012RPPH...75j6901K. дои : 10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN  0034-4885. PMID  22982806. S2CID  206021236.
  15. ^ abc Тойго, Энтони Д.; Ричардсон, Марк И.; Ван, Хуэйцюнь; Гузевич, Скотт Д.; Ньюман, Клэр Э. (1 марта 2018 г.). «Каскад от локальных к глобальным пылевым бурям на Марсе: временные и пространственные пороги тепловой и динамической обратной связи». Икар . 302 : 514–536. Бибкод : 2018Icar..302..514T. дои : 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. . Проверено 24 ноября 2019 г.
  17. ^ аб это. «Первые результаты орбитального корабля ExoMars Trace Gas». Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 13 октября 2019 года . Проверено 12 июня 2019 г.
  18. ^ ab Weule, Женель (11 апреля 2019 г.). «Тайна марсианского метана усугубляется, поскольку новейший зонд не может его обнаружить». Новости АВС . Архивировано из оригинала 7 ноября 2020 года . Проверено 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. ^ аб Вебстер, Кристофер Р.; и другие. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Наука . 360 (6393): 1093–1096. Бибкод : 2018Sci...360.1093W. дои : 10.1126/science.aaq0131 . ПМИД  29880682.
  21. ^ abcde Юнг, Юк Л.; Чен, Пин; Нилсон, Кеннет; Атрея, Сушил; Беккет, Патрик; Бланк, Дженнифер Г.; Эльманн, Бетани; Эйлер, Джон; Этиопа, Джузеппе (19 сентября 2018 г.). «Метан на Марсе и обитаемость: вызовы и ответы». Астробиология . 18 (10): 1221–1242. Бибкод : 2018AsBio..18.1221Y. дои : 10.1089/ast.2018.1917. ISSN  1531-1074. ПМК 6205098 . ПМИД  30234380. 
  22. ^ abc Занле, Кевин; Фридман, Ричард С.; Кэтлинг, Дэвид К. (1 апреля 2011 г.). «Есть ли на Марсе метан?». Икар . 212 (2): 493–503. Бибкод : 2011Icar..212..493Z. дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN  0019-1035. Архивировано из оригинала 1 октября 2020 года . Проверено 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. doi :10.2113/gselements.11.1.51. ISSN  1811-5209.
  24. ^ аб Марти, Бернард (1 января 2012 г.). «Происхождение и концентрация воды, углерода, азота и благородных газов на Земле». Письма о Земле и планетологии . 313–314: 56–66. arXiv : 1405.6336 . Бибкод : 2012E&PSL.313...56M. дои : 10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN  0012-821X. S2CID  41366698.
  25. ^ Аб Хендерсон, Пол (2009). Кембриджский справочник по данным наук о Земле . Хендерсон, Гидеон. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 9780511580925. ОКЛК  435778559.
  26. ^ Вонг, Майкл Х.; Атрея, Сушил К.; Махаффи, Пол Н.; Франц, Хизер Б.; Малеспин, Чарльз; Тренер Мелисса Г.; Стерн, Дженнифер С.; Конрад, Памела Г.; Мэннинг, Хайди Л.К. (16 декабря 2013 г.). «Изотопы азота на Марсе: измерения атмосферы с помощью масс-спектрометра Curiosity». Письма о геофизических исследованиях . Изотопы атмосферного азота Марса. 40 (23): 6033–6037. Бибкод : 2013GeoRL..40.6033W. дои : 10.1002/2013GL057840. ПМЦ 4459194 . ПМИД  26074632. 
  27. ^ Атрея, Сушил К.; Тренер Мелисса Г.; Франц, Хизер Б.; Вонг, Майкл Х.; Мэннинг, Хайди Л.К.; Малеспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Конрад, Памела Г.; Бруннер, Анна Э. (2013). «Фракционирование первичных изотопов аргона в атмосфере Марса, измеренное прибором SAM на корабле Curiosity, и последствия потерь в атмосфере». Письма о геофизических исследованиях . 40 (21): 5605–5609. Бибкод : 2013GeoRL..40.5605A. дои : 10.1002/2013GL057763. ISSN  1944-8007. ПМЦ 4373143 . ПМИД  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, Чехия; Атрея, СК; Франц, Х.; Вонг, М.; Конрад, PG; Гарпольд, Д.; Джонс, Джей-Джей; Лешин, Л.А. (19 июля 2013 г.). «Распространение и изотопный состав газов в марсианской атмосфере по данным марсохода Curiosity». Наука . 341 (6143): 263–266. Бибкод : 2013Sci...341..263M. дои : 10.1126/science.1237966. ISSN  0036-8075. PMID  23869014. S2CID  206548973.
  30. ^ аб Пепин, Роберт О. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар . 92 (1): 2–79. Бибкод : 1991Icar...92....2P. дои : 10.1016/0019-1035(91)90036-С. ISSN  0019-1035.
  31. ^ abc Конрад, PG; Малеспин, Калифорния; Франц, HB; Пепин, Р.О.; Тренер, МГ; Швенцер, СП; Атрея, СК; Фрессине, К.; Джонс, Дж. Х. (15 ноября 2016 г.). «Измерение содержания криптона и ксенона в атмосфере Марса на месте с помощью Марсианской научной лаборатории» (PDF) . Письма о Земле и планетологии . 454 : 1–9. Бибкод : 2016E&PSL.454....1C. дои : 10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN  0012-821X. Архивировано (PDF) из оригинала 19 июля 2018 года . Проверено 4 июля 2019 г.
  32. ^ «Любопытство унюхивает историю марсианской атмосферы». НАСА/Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  33. ^ ab mars.nasa.gov. «MAVEN НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса ушла в космос». Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  34. ^ Кэтлинг, Дэвид К.; Занле, Кевин Дж. (май 2009 г.). «Планетарная утечка воздуха» (PDF) . Научный американец . п. 26. Архивировано (PDF) из оригинала 26 октября 2020 года . Проверено 10 июня 2019 г.
  35. ^ аб Авице, Г.; Бекарт, Д.В.; Ченнауи Ауджехан, Х.; Марти, Б. (9 февраля 2018 г.). «Благородные газы и азот в Тиссинте раскрывают состав атмосферы Марса». Письма о геохимических перспективах . 6 : 11–16. doi : 10.7185/geochemlet.1802 .
  36. ^ МакЭлрой, Майкл Б.; Юнг, Юк Линг; Ниер, Альфред О. (1 октября 1976 г.). «Изотопный состав азота: последствия для прошлой истории атмосферы Марса». Наука . 194 (4260): 70–72. Бибкод : 1976Наука...194...70М. дои : 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.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H. дои : 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 благородного газа». Природа . 490 (7421): 531–534. Бибкод : 2012Natur.490..531S. дои : 10.1038/nature11506. ISSN  1476-4687. PMID  23051754. S2CID  205230813.
  39. ^ Тянь, Фэн; Кастинг, Джеймс Ф.; Соломон, Стэнли К. (2009). «Термический выход углерода из ранней марсианской атмосферы». Письма о геофизических исследованиях . 36 (2): н/д. Бибкод : 2009GeoRL..36.2205T. дои : 10.1029/2008GL036513 . ISSN  1944-8007. S2CID  129208608.
  40. ^ Якоски, Б.М.; Слипски, М.; Бенна, М.; Махаффи, П.; Элрод, М.; Йелле, Р.; Стоун, С.; Альсаид, Н. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса основана на измерениях 38Ar / 36Ar в верхних слоях атмосферы». Наука . 355 (6332): 1408–1410. Бибкод : 2017Sci...355.1408J. дои : 10.1126/science.aai7721 . ISSN  0036-8075. ПМИД  28360326.
  41. ^ аб Леблан, Ф.; Мартинес, А.; Шофрэ, JY; Модоло, Р.; Хара, Т.; Луманн Дж.; Лиллис, Р.; Карри, С.; Макфадден, Дж. (2018). «О распылении атмосферы Марса после первого марсианского года измерений MAVEN» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 45 (10): 4685–4691. Бибкод : 2018GeoRL..45.4685L. дои : 10.1002/2018GL077199. ISSN  1944-8007. S2CID  134561764.
  42. ^ Викери, AM; Мелош, HJ (апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа . 338 (6215): 487–489. Бибкод : 1989Natur.338..487M. дои : 10.1038/338487a0. ISSN  1476-4687. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  43. ^ Оуэн, Тобиас; Бар-Нун, Акива (1 августа 1995 г.). «Кометы, удары и атмосферы». Икар . 116 (2): 215–226. Бибкод : 1995Icar..116..215O. дои : 10.1006/icar.1995.1122. ISSN  0019-1035. ПМИД  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 (Е12): 11-1–11-11. Бибкод : 2002JGRE..107.5128K. дои : 10.1029/2001JE001809 . ISSN  2156-2202.
  45. ^ Саган, Карл (сентябрь 1977 г.). «Уменьшение теплиц и температурная история Земли и Марса». Природа . 269 ​​(5625): 224–226. Бибкод : 1977Natur.269..224S. дои : 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.). «Нагревание раннего Марса CO 2 и H 2 ». Природа Геонауки . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Бибкод : 2014NatGe...7...59R. дои : 10.1038/ngeo2000. ISSN  1752-0908. S2CID  118520121.
  47. ^ Баталья, Наташа; Домагал-Голдман, Шон Д.; Рамирес, Рамзес; Кастинг, Джеймс Ф. (15 сентября 2015 г.). «Тестирование ранней гипотезы парникового эффекта H 2 –CO 2 на Марсе с помощью одномерной фотохимической модели». Икар . 258 : 337–349. arXiv : 1507.02569 . Бибкод : 2015Icar..258..337B. дои :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.). «Парниковое потепление, вызванное серой, на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 113 (Е8): E08005. Бибкод : 2008JGRE..113.8005J. дои : 10.1029/2007JE002962 . ISSN  0148-0227. S2CID  7525497.
  49. ^ Шраг, Дэниел П.; Зубер, Мария Т.; Халеви, Италия (21 декабря 2007 г.). «Климатическая обратная связь по диоксиду серы на раннем Марсе». Наука . 318 (5858): 1903–1907. Бибкод : 2007Sci...318.1903H. дои : 10.1126/science.1147039. ISSN  0036-8075. PMID  18096802. S2CID  7246517.
  50. ^ «Диоксид серы, возможно, помог сохранить теплый ранний Марс». физ.орг . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  51. ^ Андерсон, Дональд Э. (1974). «Эксперимент с ультрафиолетовым спектрометром Mariner 6, 7 и 9: анализ альфа-данных водорода Лаймана». Журнал геофизических исследований . 79 (10): 1513–1518. Бибкод : 1974JGR....79.1513A. дои : 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 планетных атмосфер». Журнал атмосферных наук . 30 (8): 1481–1494. Бибкод : 1973JAtS...30.1481H. doi : 10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  54. ^ Занле, Кевин; Хаберле, Роберт М.; Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (2008). «Фотохимическая нестабильность древней марсианской атмосферы». Журнал геофизических исследований: Планеты . 113 (Е11): Е11004. Бибкод : 2008JGRE..11311004Z. дои : 10.1029/2008JE003160 . ISSN  2156-2202. S2CID  2199349.
  55. ^ Бхаттачарья, Д.; Кларк, Джей Ти; Шофрэ, JY; Майяси, М.; Берто, JL; Чаффин, Миссисипи; Шнайдер, Нью-Мексико; Вильянуэва, GL (2017). «Сезонные изменения в утечке водорода с Марса посредством анализа наблюдений HST за марсианской экзосферой вблизи перигелия» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (11): 11, 756–11, 764. Бибкод : 2017JGRA..12211756B. дои : 10.1002/2017JA024572. ISSN  2169-9402. S2CID  119084288. Архивировано (PDF) из оригинала 5 ноября 2020 года . Проверено 6 января 2021 г.
  56. ^ аб Шофилд, Джон Т.; Ширли, Джеймс Х.; Пике, Сильвен; МакКлиз, Дэниел Дж.; Пол О. Хейн; Касс, Дэвид М.; Халекас, Джаспер С.; Чаффин, Майкл С.; Кляйнбёль, Армин (февраль 2018 г.). «Выброс водорода с Марса усиливается глубокой конвекцией во время пылевых бурь». Природная астрономия . 2 (2): 126–132. Бибкод : 2018NatAs...2..126H. дои : 10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN  2397-3366. S2CID  134961099.
  57. ↑ Шехтман, Светлана (29 апреля 2019 г.). «Как глобальные пыльные бури влияют на марсианскую воду, ветры и климат». НАСА . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 года . Проверено 10 июня 2019 г.
  58. ^ Надь, Эндрю Ф.; Лимон, Майкл В.; Фокс, Джей Лей ; Ким, Джун (2001). «Плотность горячего углерода в экзосфере Марса». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 106 (А10): 21565–21568. Бибкод : 2001JGR...10621565N. дои : 10.1029/2001JA000007 . ISSN  2156-2202. Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 24 ноября 2019 г.
  59. ^ аб Греллер, Х.; Лихтенеггер, Х.; Ламмер, Х.; Шематович В.И. (1 августа 2014 г.). «Горячий кислород и углерод выходят из марсианской атмосферы». Планетарная и космическая наука . Планетарная эволюция и жизнь. 98 : 93–105. arXiv : 1911.01107 . Бибкод : 2014P&SS...98...93G. дои :10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN  0032-0633. S2CID  122599784.
  60. ^ abc Fox, JL (1993). «Производство и выброс атомов азота на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 98 (Е2): 3297–3310. Бибкод : 1993JGR....98.3297F. дои : 10.1029/92JE02289. ISSN  2156-2202. Архивировано из оригинала 21 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  61. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (июль 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса». Икар . 254 : 259–261. Бибкод : 2015Icar..254..259M. дои :10.1016/j.icarus.2015.03.025. ПМК 6527424 . ПМИД  31118538. 
  62. ^ Фокс, JL (декабрь 2007 г.). «Комментарий к статьям Ф. Бакаляна «Производство горячих атомов азота в марсианской термосфере» и «Расчеты Монте-Карло выхода атомарного азота с Марса» Ф. Бакалана и Р.Э. Хартла». Икар . 192 (1): 296–301. Бибкод : 2007Icar..192..296F. дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  63. ^ Фельдман, Пол Д.; Стеффл, Эндрю Дж.; Паркер, Джоэл Вм .; А'Хирн, Майкл Ф.; Берто, Жан-Лу; Алан Стерн, С.; Уивер, Гарольд А.; Слейтер, Дэвид С.; Верстег, Мартен (1 августа 2011 г.). «Наблюдения Розетты-Алисы за экзосферным водородом и кислородом на Марсе». Икар . 214 (2): 394–399. arXiv : 1106.3926 . Бибкод : 2011Icar..214..394F. дои : 10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN  0019-1035. S2CID  118646223.
  64. ^ Ламмер, Х.; Лихтенеггер, HIM; Колб, К.; Рибас, И.; Гинан, EF; Абарт, Р.; Бауэр, SJ (сентябрь 2003 г.). «Потеря воды с Марса». Икар . 165 (1): 9–25. дои : 10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  65. ^ Валей, Арно; Баугер, Стивен В.; Тенишев Валерий; Комби, Майкл Р.; Надь, Эндрю Ф. (1 марта 2010 г.). «Потеря воды и эволюция верхних слоев атмосферы и экзосферы на протяжении марсианской истории». Икар . Взаимодействие солнечного ветра с Марсом. 206 (1): 28–39. Бибкод : 2010Icar..206...28В. дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN  0019-1035.
  66. ^ Джонс, Нэнси; Штайгервальд, Билл; Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай (14 октября 2014 г.). «Миссия НАСА впервые взглянула на верхнюю атмосферу Марса». НАСА . Архивировано из оригинала 19 октября 2014 года . Проверено 15 октября 2014 г.
  67. ^ «Времена года на Марсе». www.msss.com . Архивировано из оригинала 3 ноября 2020 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  68. ^ Сото, Алехандро; Мишна, Майкл; Шнайдер, Тапио; Ли, Кристофер; Ричардсон, Марк (1 апреля 2015 г.). «Коллапс марсианской атмосферы: идеализированные исследования GCM» (PDF) . Икар . 250 : 553–569. Бибкод : 2015Icar..250..553S. дои : 10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN  0019-1035. Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 года . Проверено 30 августа 2020 г.
  69. ^ 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. Бибкод : 1979JGR....84.2923H. дои : 10.1029/JB084iB06p02923. ISSN  0148-0227.
  70. ^ Хесс, СЛ; Райан, Дж.А.; Тиллман, Дж. Э.; Генри, РМ; Леови, CB (март 1980 г.). «Годовой цикл давления на Марс, измеренный посадочными модулями Viking Landers 1 и 2». Письма о геофизических исследованиях . 7 (3): 197–200. Бибкод : 1980GeoRL...7..197H. дои : 10.1029/GL007i003p00197.
  71. ^ 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.
  72. ^ Гузевич, Скотт Д.; Ньюман, CE; де ла Торре Хуарес, М.; Уилсон, Р.Дж.; Леммон, М.; Смит, доктор медицины; Каханпяя, Х.; Харри, А.-М. (апрель 2016 г.). «Атмосферные приливы в кратере Гейла, Марс». Икар . 268 : 37–49. Бибкод : 2016Icar..268...37G. дои :10.1016/j.icarus.2015.12.028.
  73. ^ 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 переходных 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.
  74. ^ аб Фанале, ФП; Кэннон, Вашингтон (апрель 1971 г.). «Адсорбция на марсианском реголите». Природа . 230 (5295): 502–504. Бибкод : 1971Natur.230..502F. дои : 10.1038/230502a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4263086.
  75. ^ аб Зент, Аарон П.; Куинн, Ричард К. (1995). «Одновременная адсорбция CO 2 и H 2 O в условиях Марса и применение к эволюции марсианского климата». Журнал геофизических исследований . 100 (E3): 5341. Бибкод : 1995JGR...100.5341Z. дои : 10.1029/94JE01899. hdl : 2060/19940030969 . ISSN  0148-0227. S2CID  129616949.
  76. ^ 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 Гейла на Марсе, соответствующий адсорбции и диффузии реголита». Природа Геонауки . 12 (5): 321–325. Бибкод : 2019NatGe..12..321M. дои : 10.1038/s41561-019-0313-y. ISSN  1752-0894. S2CID  135136911.
  77. ^ Меслин, П.-Ю.; Гоф, Р.; Лефевр, Ф.; Забудьте, Ф. (февраль 2011 г.). «Небольшая изменчивость метана на Марсе, вызванная адсорбцией в реголите». Планетарная и космическая наука . 59 (2–3): 247–258. Бибкод : 2011P&SS...59..247M. дои :10.1016/j.pss.2010.09.022.
  78. ^ «Парниковый эффект ... также и на других планетах». Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 29 сентября 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  79. ^ Юнг, Юк Л.; Киршвинк, Джозеф Л.; Пахлеван, Каве; Ли, Кинг-Фай (16 июня 2009 г.). «Атмосферное давление как естественный регулятор климата для планеты земной группы с биосферой». Труды Национальной академии наук . 106 (24): 9576–9579. Бибкод : 2009PNAS..106.9576L. дои : 10.1073/pnas.0809436106 . ISSN  0027-8424. ПМК 2701016 . ПМИД  19487662. 
  80. ^ МакЭлрой, МБ; Донахью, ТМ (15 сентября 1972 г.). «Стабильность марсианской атмосферы». Наука . 177 (4053): 986–988. Бибкод : 1972Sci...177..986M. дои : 10.1126/science.177.4053.986. hdl : 2060/19730010098 . ISSN  0036-8075. PMID  17788809. S2CID  30958948.
  81. ^ Паркинсон, Т.Д.; Хантен, DM (октябрь 1972 г.). «Спектроскопия и акрономия O2 на Марсе». Журнал атмосферных наук . 29 (7): 1380–1390. Бибкод : 1972JAtS...29.1380P. doi : 10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  82. ^ аб Стивенс, Миннесота; Сискинд, Делавэр; Эванс, Дж.С.; Джайн, СК; Шнайдер, Нью-Мексико; Дейган, Дж.; Стюарт, АИФ; Крисмани, М.; Штипен, А. (28 мая 2017 г.). «Наблюдения марсианских мезосферных облаков с помощью IUVS на MAVEN: тепловые приливы, связанные с верхними слоями атмосферы: марсианские мезосферные облака IUVS». Письма о геофизических исследованиях . 44 (10): 4709–4715. дои : 10.1002/2017GL072717. hdl : 10150/624978 . S2CID  13748950.
  83. ^ аб Гонсалес-Галиндо, Франциско; Мяэттянен, Анни; Забудь, Франсуа; Спига, Эмерик (1 ноября 2011 г.). «Марсианская мезосфера, выявленная наблюдениями за облаками CO 2 и моделированием общей циркуляции». Икар . 216 (1): 10–22. Бибкод : 2011Icar..216...10G. дои : 10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN  0019-1035.
  84. ^ Стивенс, Миннесота; Эванс, Дж.С.; Шнайдер, Нью-Мексико; Стюарт, АИФ; Дейган, Дж.; Джайн, СК; Крисмани, М.; Штипен, А.; Чаффин, Миссисипи; МакКлинток, МЫ; Холскло, генеральный менеджер; Лефевр, Ф.; Ло, ДЯ; Кларк, Джей Ти; Монмессен, Ф.; Бугер, SW; Якоски, Б.М. (2015). «Новые наблюдения молекулярного азота в верхних слоях атмосферы Марса с помощью IUVS на MAVEN». Письма о геофизических исследованиях . 42 (21): 9050–9056. Бибкод : 2015GeoRL..42.9050S. дои : 10.1002/2015GL065319 .
  85. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (1 июля 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса». Икар . 254 : 259–261. Бибкод : 2015Icar..254..259M. дои :10.1016/j.icarus.2015.03.025. ПМК 6527424 . ПМИД  31118538. 
  86. ↑ Вебстер, Гай (8 апреля 2013 г.). «Оставшаяся марсианская атмосфера все еще динамична» (Пресс-релиз). НАСА . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 12 июня 2019 г.
  87. ↑ Уолл, Майк (8 апреля 2013 г.). «Большая часть атмосферы Марса потеряна в космосе». Space.com . Архивировано из оригинала 30 января 2016 года . Проверено 9 апреля 2013 г.
  88. ^ Хартог, П.; Ярчоу, К.; Лелуш, Э.; де Валь-Борро, М.; Ренгель, М.; Морено, Р.; и другие. (2010). «Наблюдения Марса Гершелем / HIFI: первое обнаружение O2 на субмиллиметровых волнах и верхние пределы HCL и H2O2». Астрономия и астрофизика . 521 : Л49. arXiv : 1007.1301 . Бибкод : 2010A&A...521L..49H. дои : 10.1051/0004-6361/201015160. S2CID  119271891. Архивировано из оригинала 7 февраля 2019 года . Проверено 6 февраля 2019 г.
  89. ^ «Летающая обсерватория обнаруживает атомарный кислород в марсианской атмосфере - НАСА» . 6 мая 2016 г. Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 г. . Проверено 18 марта 2017 г.
  90. ^ «НАСА исследует тайну кислорода на Марсе» . Новости BBC . 14 ноября 2019 года. Архивировано из оригинала 17 января 2020 года . Проверено 15 ноября 2019 г. .
  91. ↑ Краснопольский, Владимир А. (1 ноября 2006 г.). «Фотохимия марсианской атмосферы: сезонные, широтные и суточные вариации». Икар . 185 (1): 153–170. Бибкод : 2006Icar..185..153K. дои : 10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN  0019-1035.
  92. ^ Перье, С.; Берто, JL; Лефевр, Ф.; Лебоннуа, С.; Кораблев О.; Федорова А.; Монмессен, Ф. (2006). «Глобальное распределение общего содержания озона на Марсе по данным УФ-измерений SPICAM / MEX». Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (Е9): E09S06. Бибкод : 2006JGRE..111.9S06P. дои : 10.1029/2006JE002681 . ISSN  2156-2202.
  93. ^ Перье, Северин; Монмессен, Франк; Лебоннуа, Себастьен; Забудь, Франсуа; Быстро, Келли; Энкрена, Тереза ; и другие. (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.
  94. ^ аб Франк Лефевр; Монмессен, Франк (ноябрь 2013 г.). «Транспортное образование полярного озонового слоя на Марсе». Природа Геонауки . 6 (11): 930–933. Бибкод : 2013NatGe...6..930M. дои : 10.1038/ngeo1957. ISSN  1752-0908.
  95. ^ ab «Сезонный озоновый слой над южным полюсом Марса». sci.esa.int . Марс Экспресс . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  96. ^ 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. . Проверено 30 августа 2020 г.
  97. ^ Титов, Д.В. (1 января 2002 г.). «Водяной пар в атмосфере Марса». Достижения в космических исследованиях . 29 (2): 183–191. Бибкод : 2002AdSpR..29..183T. дои : 10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN  0273-1177.
  98. ^ аб Уайтвей, JA; Комгуем, Л.; Дикинсон, К.; Кук, К.; Ильницкий, М.; Сибрук, Дж.; Попович, В.; Дак, Ти Джей; Дэви, Р. (3 июля 2009 г.). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука . 325 (5936): 68–70. Бибкод : 2009Sci...325...68W. дои : 10.1126/science.1172344. ISSN  0036-8075. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  99. ^ Якоски, Брюс М.; Фармер, Крофтон Б. (1982). «Сезонное и глобальное поведение водяного пара в атмосфере Марса: полные глобальные результаты эксперимента с детектором атмосферной воды Viking». Журнал геофизических исследований . Твердая Земля. 87 (Б4): 2999–3019. Бибкод : 1982JGR....87.2999J. дои : 10.1029/JB087iB04p02999. ISSN  2156-2202.
  100. ^ аб Трохимовский, Александр; Федорова, Анна; Кораблев Олег; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Роден, Александр; Смит, Майкл Д. (1 мая 2015 г.). «Картирование водяного пара Марса с помощью ИК-спектрометра SPICAM: пять марсианских лет наблюдений». Икар . Динамичный Марс. 251 : 50–64. Бибкод : 2015Icar..251...50T. дои : 10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN  0019-1035.
  101. ^ «Ученые нанесли на карту водяной пар в марсианской атмосфере» . ScienceDaily . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  102. ^ mars.nasa.gov. «Марсоход для исследования Марса». Лаборатория реактивного движения . mars.nasa.gov . НАСА . Архивировано из оригинала 8 августа 2012 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  103. ^ Ледяные облака в марсианской Арктике. www.nasa.gov (ускоренный фильм). НАСА . Проверено 8 июня 2019 г.
  104. ^ Монмессен, Франк; Забудь, Франсуа; Миллур, Эуарн; Наварро, Томас; Мадлен, Жан-Батист; Хинсон, Дэвид П.; Спига, Эмерик (сентябрь 2017 г.). «Снежные осадки на Марсе, вызванные ночной конвекцией, вызванной облаками». Природа Геонауки . 10 (9): 652–657. Бибкод : 2017NatGe..10..652S. дои : 10.1038/ngeo3008. ISSN  1752-0908. S2CID  135198120.
  105. ^ abc ЭСА. «Тайна метана». Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 2 июня 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  106. ↑ Поттер, Шон (7 июня 2018 г.). «НАСА находит на Марсе древний органический материал и загадочный метан». НАСА . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 6 июня 2019 г.
  107. ↑ Витце, Александра (25 октября 2018 г.). «Марсианские учёные приблизились к разгадке тайны метана». Природа . 563 (7729): 18–19. Бибкод : 2018Natur.563...18W. дои : 10.1038/d41586-018-07177-4 . ПМИД  30377322.
  108. ^ 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.
  109. ^ аб Краснопольский, Владимир А.; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас К. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: свидетельства жизни?». Икар . 172 (2): 537–547. Бибкод : 2004Icar..172..537K. дои : 10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  110. ^ Геминале, А.; Формизано, В.; Джуранна, М. (июль 2008 г.). «Метан в марсианской атмосфере: среднее пространственное, суточное и сезонное поведение». Планетарная и космическая наука . 56 (9): 1194–1203. Бибкод : 2008P&SS...56.1194G. дои :10.1016/j.pss.2008.03.004.
  111. ^ Мама, MJ; Вильянуэва, ГЛ; Новак, Р.Э.; Хевагама, Т.; Бонев, Б.П.; ДиСанти, Массачусетс; Манделл, AM; Смит, доктор медицины (20 февраля 2009 г.). «Сильный выброс метана на Марсе северным летом 2003 г.». Наука . 323 (5917): 1041–1045. Бибкод : 2009Sci...323.1041M. дои : 10.1126/science.1165243 . ISSN  0036-8075. PMID  19150811. S2CID  25083438.
  112. ^ Фонти, С.; Марзо, Джорджия (март 2010 г.). «Картирование метана на Марсе». Астрономия и астрофизика . 512 : А51. Бибкод : 2010A&A...512A..51F. дои : 10.1051/0004-6361/200913178 . ISSN  0004-6361.
  113. ^ Геминале, А.; Формизано, В.; Синдони, Г. (1 февраля 2011 г.). «Картирование метана в марсианской атмосфере с помощью данных PFS-MEX». Планетарная и космическая наука . Метан на Марсе: текущие наблюдения, интерпретация и планы на будущее. 59 (2): 137–148. Бибкод : 2011P&SS...59..137G. дои :10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN  0032-0633.
  114. ^ abc Вебстер, Чехия; Махаффи, PR; Атрея, СК; Флеш, Дж.Дж.; Мишна, Массачусетс; Меслин, П.-Ю.; Фарли, Калифорния; Конрад, PG; Кристенсен, Ле (23 января 2015 г.). «Обнаружение и изменчивость марсианского метана в кратере Гейла» (PDF) . Наука . 347 (6220): 415–417. Бибкод : 2015Sci...347..415W. дои : 10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2018 г. . Проверено 24 июня 2019 г.
  115. ^ Васавада, Ашвин Р.; Зурек, Ричард В.; 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». Наука . 360 (6393): 1093–1096. Бибкод : 2018Sci...360.1093W. дои : 10.1126/science.aaq0131 . ISSN  0036-8075. ПМИД  29880682.
  116. ^ 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.
  117. ↑ Краснопольский, Владимир А. (15 ноября 2005 г.). «Чувствительный поиск SO2 в марсианской атмосфере: последствия утечки и происхождения метана». Икар . Наука об окружающей среде магнитосферы Юпитера. 178 (2): 487–492. Бибкод : 2005Icar..178..487K. дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN  0019-1035.
  118. ^ Хехт, Джефф. «Вулканы исключены из-за марсианского метана». www.newscientist.com . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  119. ^ Краснопольский, Владимир А (2012). «Поиск метана и верхних пределов содержания этана и SO2 на Марсе». Икар . 217 (1): 144–152. Бибкод : 2012Icar..217..144K. дои : 10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  120. ^ Энкреназ, Т .; Грейтхаус, ТК; Рихтер, MJ; Лейси, Дж. Х.; Фуше, Т.; Безар, Б.; Лефевр, Ф.; Забудь, Ф.; Атрея, СК (2011). «Строгий верхний предел содержания SO2 в марсианской атмосфере». Астрономия и астрофизика . 530 : 37. Бибкод : 2011A&A...530A..37E. дои : 10.1051/0004-6361/201116820 .
  121. ^ Макадам, AC; Франц, Х.; Арчер, доктор медицинских наук; Фрессине, К.; Саттер, Б.; Главин, Д.П.; Эйгенброде, JL; Бауэр, Х.; Стерн, Дж.; Махаффи, PR; Моррис, Р.В.; Мин, Д.В.; Рампе, Э.; Бруннер, А.Е.; Стил, А.; Наварро-Гонсалес Р.; Биш, Д.Л.; Блейк, Д.; Рэй, Дж.; Гротцингер, Дж.; Научная группа MSL (2013). «Изучение минералогии серы марсианской почвы в Рокнесте, кратер Гейла, полученное с помощью анализа эволюционного газа». 44-я конференция по наукам о Луне и планетах, состоявшаяся 18–22 марта 2013 г. в Вудлендсе, штат Техас. Вклад ЛПИ № 1719, с. 1751 г.
  122. ^ аб Оуэн, Т.; Биманн, К.; Рашнек, ДР; Биллер, Дж. Э.; Ховарт, Д.В.; Лафлер, Алабама (17 декабря 1976 г.). «Атмосфера Марса: обнаружение криптона и ксенона». Наука . 194 (4271): 1293–1295. Бибкод : 1976Sci...194.1293O. дои : 10.1126/science.194.4271.1293. ISSN  0036-8075. PMID  17797086. S2CID  37362034.
  123. ^ Оуэн, Тобиас; Биманн, К.; Рашнек, ДР; Биллер, Дж. Э.; Ховарт, Д.В.; Лафлер, Алабама (1977). «Состав атмосферы на поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 82 (28): 4635–4639. Бибкод : 1977JGR....82.4635O. doi : 10.1029/JS082i028p04635. ISSN  2156-2202.
  124. ^ Краснопольский, Владимир А.; Гладстон, Дж. Рэндалл (1 августа 2005 г.). «Гелий на Марсе и Венере: наблюдения и моделирование EUVE». Икар . 176 (2): 395–407. Бибкод : 2005Icar..176..395K. дои : 10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN  0019-1035.
  125. ^ «Curiosity обнаруживает доказательства того, что кора Марса способствует образованию атмосферы» . Лаборатория реактивного движения. НАСА. Архивировано из оригинала 9 марта 2020 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  126. ^ аб Краснопольский, В.А. (30 ноября 2001 г.). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Наука . 294 (5548): 1914–1917. Бибкод : 2001Sci...294.1914K. дои : 10.1126/science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  127. ^ Смит, Майкл Д. (май 2008 г.). «Наблюдения марсианской атмосферы с помощью космических аппаратов». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 36 (1): 191–219. Бибкод : 2008AREPS..36..191S. doi :10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN  0084-6597. S2CID  102489157.
  128. ^ Уизерс, Пол; Кэтлинг, округ Колумбия (декабрь 2010 г.). «Наблюдения атмосферных приливов на Марсе в сезон и на широте входа в атмосферу Феникса». Письма о геофизических исследованиях . 37 (24): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..3724204W. дои : 10.1029/2010GL045382 . S2CID  26311417.
  129. ^ аб Леови, Конвей (июль 2001 г.). «Погода и климат на Марсе». Природа . 412 (6843): 245–249. Бибкод : 2001Natur.412..245L. дои : 10.1038/35084192. ISSN  1476-4687. PMID  11449286. S2CID  4383943.
  130. ^ 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.
  131. ↑ Кэтлинг, Дэвид К. (13 апреля 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж. Бибкод : 2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. ОКЛК  956434982.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  132. ^ Робинсон, ТД; Кэтлинг, округ Колумбия (январь 2014 г.). «Обычная тропопауза при давлении 0,1 бар в плотной атмосфере, обусловленная зависящей от давления инфракрасной прозрачностью». Природа Геонауки . 7 (1): 12–15. arXiv : 1312.6859 . Бибкод : 2014NatGe...7...12R. дои : 10.1038/ngeo2020. ISSN  1752-0894. S2CID  73657868.
  133. ^ 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 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  134. ^ Бугер, SW; Павловский, Д.; Белл, Дж. М.; Нелли, С.; Макданн, Т.; Мерфи-младший; Чижек, М.; Ридли, А. (февраль 2015 г.). «Глобальная модель ионосферы-термосферы Марса: солнечный цикл, сезонные и суточные изменения верхней атмосферы Марса: БАУГЕР И ДР.». Журнал геофизических исследований: Планеты . 120 (2): 311–342. дои : 10.1002/2014JE004715. hdl : 2027.42/110830 . S2CID  91178752.
  135. ^ Бугер, Стивен В.; Роетен, Кали Дж.; Олсен, Кирк; Махаффи, Пол Р.; Бенна, Мехди; Элрод, Мередит; Джайн, Сонал К.; Шнайдер, Николас М.; Дейган, Джастин (2017). «Структура и изменчивость дневной термосферы Марса по данным измерений MAVEN NGIMS и IUVS: тенденции сезонной и солнечной активности в масштабах высот и температур». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (1): 1296–1313. Бибкод : 2017JGRA..122.1296B. дои : 10.1002/2016JA023454 . hdl : 2027.42/136242 . ISSN  2169-9402.
  136. ↑ Зелл, Холли (29 мая 2015 г.). «MAVEN захватывает Аврору на Марсе». НАСА . Архивировано из оригинала 31 июля 2020 года . Проверено 5 июня 2019 г.
  137. ↑ Грейсиус, Тони (28 сентября 2017 г.). «Миссии НАСА видят на Марсе последствия большой солнечной бури». НАСА . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 5 июня 2019 г.
  138. ^ «Марсианское образование | Развитие следующего поколения исследователей» . marsed.asu.edu . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  139. ^ МакКлиз, диджей; Шофилд, Дж.Т.; Тейлор, ФРВ; Абду, Вашингтон; Ааронсон, О.; Банфилд, Д.; Калькутт, Южная Каролина; Небеса, Нью-Йорк; Ирвин, PGJ (ноябрь 2008 г.). «Инверсия полярной температуры в средней атмосфере Марса». Природа Геонауки . 1 (11): 745–749. Бибкод : 2008NatGe...1..745M. дои : 10.1038/ngeo332. ISSN  1752-0894. S2CID  128907168.
  140. ^ Слипски, М.; Якоски, Б.М.; Бенна, М.; Элрод, М.; Махаффи, П.; Касс, Д.; Стоун, С.; Йелле, Р. (2018). «Изменчивость высот марсианской турбопаузы». Журнал геофизических исследований: Планеты . 123 (11): 2939–2957. Бибкод : 2018JGRE..123.2939S. дои : 10.1029/2018JE005704 . ISSN  2169-9100.
  141. ^ «Ионосфера Марса, сформированная магнитными полями коры» . sci.esa.int . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  142. ^ «Новые взгляды на марсианскую ионосферу». sci.esa.int . Архивировано из оригинала 11 ноября 2013 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  143. ^ Аб Смит, Майкл Д. (1 января 2004 г.). «Межгодовая изменчивость атмосферных наблюдений Марса TES в 1999–2003 гг.». Икар . Спецвыпуск на DS1/Комета Боррелли. 167 (1): 148–165. Бибкод : 2004Icar..167..148S. дои : 10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN  0019-1035.
  144. ^ Монтабоне, Л.; Забудь, Ф.; Миллор, Э.; Уилсон, Р.Дж.; Льюис, СР; Кантор, Б.; и другие. (1 мая 2015 г.). «Восьмилетняя климатология оптической глубины пыли на Марсе». Икар . Динамичный Марс. 251 : 65–95. arXiv : 1409.4841 . Бибкод : 2015Icar..251...65M. дои :10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN  0019-1035. S2CID  118336315.
  145. ^ НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калтех/ТАМУ. «Непрозрачность атмосферы с точки зрения Opportunity». Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 года . Проверено 9 июня 2019 г.
  146. ^ Аб Леммон, Марк Т.; Вольф, Майкл Дж.; Белл, Джеймс Ф.; Смит, Майкл Д.; Кантор, Брюс А.; Смит, Питер Х. (1 мая 2015 г.). «Пылевой аэрозоль, облака и запись оптической глубины атмосферы за 5 марсианских лет миссии Mars Exploration Rover». Икар . Динамичный Марс. 251 : 96–111. arXiv : 1403.4234 . Бибкод : 2015Icar..251...96L. дои :10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN  0019-1035. S2CID  5194550.
  147. ^ Чен-Чен, Х.; Перес-Ойос, С.; Санчес-Лавега, А. (1 февраля 2019 г.). «Размер частиц пыли и оптическая глубина на Марсе, полученные навигационными камерами MSL». Икар . 319 : 43–57. arXiv : 1905.01073 . Бибкод : 2019Icar..319...43C. дои :10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN  0019-1035. S2CID  125311345.
  148. ^ 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.
  149. ^ МакКлиз, диджей; Небеса, Нью-Йорк; Шофилд, Дж.Т.; Абду, Вашингтон; Бэндфилд, JL; Калькутт, Южная Каролина; и другие. (2010). «Структура и динамика нижней и средней атмосферы Марса по наблюдениям марсианского климатического зонда: сезонные изменения средней зональной температуры, пыли и аэрозолей водяного льда» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 115 (Е12): Е12016. Бибкод : 2010JGRE..11512016M. дои : 10.1029/2010JE003677. ISSN  2156-2202. S2CID  215820851. Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  150. ^ Гузевич, Скотт Д.; Талаат, Эльсаед Р.; Тойго, Энтони Д.; Во, Дэррин В.; МакКонночи, Тимоти Х. (2013). «Высотные слои пыли на Марсе: наблюдения с помощью термоэмиссионного спектрометра». Журнал геофизических исследований . Планеты. 118 (6): 1177–1194. Бибкод : 2013JGRE..118.1177G. дои : 10.1002/jgre.20076 . ISSN  2169-9100.
  151. ^ аб Рид, PL; Льюис, СР; Малхолланд, ДП (4 ноября 2015 г.). «Физика марсианской погоды и климата: обзор» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 78 (12): 125901. Бибкод : 2015РПФ...78л5901Р. дои : 10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN  0034-4885. PMID  26534887. S2CID  20087052. Архивировано (PDF) из оригинала 20 июля 2018 г. . Проверено 24 июня 2019 г.
  152. ^ 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. 
  153. ↑ Малик, Тарик (13 июня 2018 г.). «Пока на Марсе бушует мощный шторм, марсоход «Оппортьюнити» замолкает — пылевые облака, закрывающие солнце, могут стать концом зонда, работающего на солнечной энергии». Научный американец . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  154. ↑ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход НАСА Curiosity отслеживает огромную пыльную бурю на Марсе (фото)» . Space.com . Архивировано из оригинала 21 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  155. ^ Хорошо, Эндрю; Браун, Дуэйн; Венделл, ДжоАнна (12 июня 2018 г.). «НАСА проведет телеконференцию для СМИ о марсианской пылевой буре на марсоходе Opportunity». НАСА . Архивировано из оригинала 21 июня 2018 года . Проверено 12 июня 2018 г.
  156. ↑ Хорошо, Эндрю (13 июня 2018 г.). «НАСА встречает идеальный шторм для науки». НАСА . Архивировано из оригинала 25 июня 2018 года . Проверено 14 июня 2018 г.
  157. ^ Сотрудники НАСА (13 июня 2018 г.). «Новости о пыльной буре на Марсе - телеконференция - аудио (065:22)» . НАСА . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  158. ^ abc Уэлли, Патрик Л.; Грили, Рональд (2008). «Распространение активности пылевых дьяволов на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 113 (Е7): E07002. Бибкод : 2008JGRE..113.7002W. дои : 10.1029/2007JE002966 . ISSN  2156-2202.
  159. ^ Бальм, Мэтт; Грили, Рональд (2006). «Пылевые дьяволы на Земле и Марсе». Обзоры геофизики . 44 (3): RG3003. Бибкод : 2006RvGeo..44.3003B. дои : 10.1029/2005RG000188 . ISSN  1944-9208. S2CID  53391259.
  160. ^ ab «Дьяволы Марса | Управление научной миссии». science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 декабря 2018 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  161. ^ Столте, Дэниел; Связь, Университет (22 мая 2019 г.). «На Марсе пески переходят на другой барабан». УАНовости . Архивировано из оригинала 4 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  162. ^ «НАСА - Орбитальный аппарат НАСА ловит песчаные дюны Марса в движении» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  163. ^ аб Урсо, Анна С.; Фентон, Лори К.; Бэнкс, Мария Э.; Хойнацкий, Мэтью (1 мая 2019 г.). «Контроль граничных условий в регионах Марса с высоким содержанием песка». Геология . 47 (5): 427–430. Бибкод : 2019Geo....47..427C. дои : 10.1130/G45793.1 . ISSN  0091-7613. ПМЦ 7241575 . ПМИД  32440031. 
  164. ^ "Термический прилив - Глоссарий AMS" . глоссарий.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  165. ^ Аб Ли, К.; Лоусон, РГ; Ричардсон, Мичиган; Небеса, Нью-Йорк; Кляйнбёль, А.; Банфилд, Д.; МакКлиз, диджей; Журек, Р.; Касс, Д. (2009). «Термические приливы в средней атмосфере Марса, как видно с помощью марсианского климатического зонда». Журнал геофизических исследований: Планеты . 114 (Е3): E03005. Бибкод : 2009JGRE..114.3005L. дои : 10.1029/2008JE003285. ISSN  2156-2202. ПМК 5018996 . ПМИД  27630378. 
  166. ^ abc Марс . Киффер, Хью Х. Тусон: Издательство Университета Аризоны. 1992. ISBN 0816512574. ОСЛК  25713423.{{cite book}}: CS1 maint: другие ( ссылка )
  167. ^ «НАСА - Термические приливы на Марсе». www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  168. ^ "Орографическое облако - Глоссарий AMS" . глоссарий.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 10 сентября 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  169. ^ ЭСА. «Марс Экспресс наблюдает за любопытным облаком». Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 15 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  170. ^ Рбернхем. «Марс-Экспресс: следим за любопытным облаком | Отчет о Красной планете». Архивировано из оригинала 27 сентября 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  171. ^ Морис, С (1 апреля 2022 г.). «Запись звукового ландшафта Марса на месте». Природа . 605 (7911): 653–658. Бибкод : 2022Natur.605..653M. дои : 10.1038/s41586-022-04679-0. ПМЦ 9132769 . PMID  35364602. S2CID  247865804. 
  172. ^ Эгл, округ Колумбия; Фокс, Карен; Джонсон, Алана; Бреннан, Пэт (1 апреля 2022 г.). «Какие звуки, снятые марсоходом НАСА «Настойчивость», рассказывают о Марсе — новое исследование, основанное на записях, сделанных марсоходом, показывает, что скорость звука на Красной планете медленнее, чем на Земле, и что в основном преобладает глубокая тишина». НАСА . Проверено 5 апреля 2022 г.
  173. ↑ Феррейра, Бекки (4 апреля 2022 г.). «Звук на Марсе обладает «уникальным» и чрезвычайно странным свойством, как показывают записи — на Марсе есть две скорости звука, которые «могут вызвать уникальные впечатления от прослушивания на Марсе с ранним появлением высоких звуков по сравнению с басами». Vice . Проверено 5 апреля 2022 г.
  174. ^ Мама, MJ; Новак, Р.Э.; ДиСанти, Массачусетс; Бонев, Б.П. (2003). «Чувствительный поиск метана на Марсе». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 937. Бибкод : 2003DPS....35.1418M.
  175. ↑ Найе, Роберт (28 сентября 2004 г.). «Марсианский метан повышает шансы на жизнь». Небо и телескоп . Архивировано из оригинала 20 декабря 2014 года . Проверено 20 декабря 2014 г.
  176. ^ Хэнд, Эрик (2018). «Марсианский метан повышается и падает в зависимости от сезона». Наука . 359 (6371): 16–17. Бибкод : 2018Sci...359...16H. дои : 10.1126/science.359.6371.16. ПМИД  29301992.
  177. ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Ровер НАСА обнаружил на Марсе активную и древнюю органическую химию». НАСА . Архивировано из оригинала 17 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  178. ↑ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). «Великий момент»: марсоход нашел подсказку о том, что на Марсе может быть жизнь». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 16 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  179. ↑ Чанг, Кеннет (7 июня 2018 г.). «Жизнь на Марсе? Последнее открытие марсохода ставит ее «на стол» – идентификация органических молекул в горных породах на Красной планете не обязательно указывает на жизнь там, в прошлом или настоящем, но указывает на то, что некоторые строительные блоки присутствовали ". Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 8 июня 2018 года . Проверено 8 июня 2018 г.
  180. ^ Эйгенброде, Дженнифер Л.; и другие. (8 июня 2018 г.). «Органическое вещество, сохранившееся в аргиллитах возрастом 3 миллиарда лет в кратере Гейла на Марсе». Наука . 360 (6393): 1096–1101. Бибкод : 2018Sci...360.1096E. дои : 10.1126/science.aas9185 . hdl : 10044/1/60810 . ПМИД  29880683.
  181. ^ Мама, Майкл; и другие. (2010). «Астробиология Марса: метан и другие газы-кандидаты-биомаркеры и соответствующие междисциплинарные исследования на Земле и Марсе» (PDF) . Научная конференция по астробиологии 2010 . Система астрофизических данных . Гринбелт, Мэриленд: Центр космических полетов Годдарда. Архивировано (PDF) из оригинала 25 октября 2012 года . Проверено 24 июля 2010 г.
  182. ^ Озе, К.; Шарма, М. (2005). «Есть оливин, будет газ: серпентинизация и абиогенное производство метана на Марсе». Геофиз. Рез. Летт . 32 (10): L10203. Бибкод : 2005GeoRL..3210203O. дои : 10.1029/2005GL022691 . S2CID  28981740.
  183. ^ Озе, Кристофер; Джонс, Камилла; Голдсмит, Джонас И.; Розенбауэр, Роберт Дж. (7 июня 2012 г.). «Дифференциация биотического и абиотического генезиса метана на гидротермально активных поверхностях планет». ПНАС . 109 (25): 9750–9754. Бибкод : 2012PNAS..109.9750O. дои : 10.1073/pnas.1205223109 . ПМЦ 3382529 . ПМИД  22679287. 
  184. ↑ Персонал (25 июня 2012 г.). «Марсианская жизнь может оставить следы в воздухе Красной планеты: исследование». Space.com . Архивировано из оригинала 9 октября 2019 года . Проверено 27 июня 2012 г.
  185. ^ Занле, Кевин; Кэтлинг, Дэвид (2019). «Парадокс марсианского метана» (PDF) . Девятая международная конференция по Марсу 2019 . LPI Вклад. № 2089. Архивировано (PDF) оригинала 1 октября 2021 года . Проверено 27 июня 2019 г.
  186. ^ Руф, Кристофер; Ренно, Нилтон О.; Кок, Джаспер Ф.; Банделье, Этьен; Сандер, Майкл Дж.; Гросс, Стивен; Скьерве, Лайл; Кантор, Брюс (2009). «Излучение нетеплового микроволнового излучения марсианской пылевой бури». Письма о геофизических исследованиях . 36 (13): L13202. Бибкод : 2009GeoRL..3613202R. дои : 10.1029/2009GL038715. hdl : 2027.42/94934 . ISSN  1944-8007. S2CID  14707525.
  187. ^ Гернетт, Д.А.; Морган, Д.Д.; Гранрот, LJ; Кантор, бакалавр; Фаррелл, В.М.; Эспли, младший (2010). «Необнаружение импульсных радиосигналов молний в марсианских пылевых бурях с помощью радиолокационного приемника космического корабля Марс-Экспресс». Письма о геофизических исследованиях . 37 (17): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..3717802G. дои : 10.1029/2010GL044368 . ISSN  1944-8007. S2CID  134066523.
  188. ^ Андерсон, Марин М.; Семен, Эндрю П.В.; Баротт, Уильям К.; Бауэр, Джеффри К.; Делори, Грегори Т.; Патер, Имке де; Вертимер, Дэн (декабрь 2011 г.). «Телескоп Аллена ищет электростатические разряды на Марсе». Астрофизический журнал . 744 (1): 15. arXiv : 1111.0685 . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN  0004-637X. S2CID  118861678. Архивировано из оригинала 27 апреля 2019 года . Проверено 30 августа 2020 г.
  189. ^ Аб Чой, Чарльз; Вопрос (6 июня 2019 г.). «Почему марсианская молния слабая и редкая». Space.com . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  190. ^ Вурм, Герхард; Шмидт, Ларс; Стейнпильц, Тобиас; Боден, Люсия; Тайзер, Йенс (1 октября 2019 г.). «Проблема марсианской молнии: пределы столкновительного заряда при низком давлении». Икар . 331 : 103–109. arXiv : 1905.11138 . Бибкод : 2019Icar..331..103W. doi :10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN  0019-1035. S2CID  166228217.
  191. ^ Ларайя, Энн Л.; Шнайдер, Тапио (30 июля 2015 г.). «Суперротация в земной атмосфере» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 72 (11): 4281–4296. Бибкод : 2015JAtS...72.4281L. doi : 10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN  0022-4928. S2CID  30893675. Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  192. ^ ab Рид, Питер Л.; Лебоннуа, Себастьян (30 мая 2018 г.). «Супервращение на Венере, Титане и других местах». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 46 (1): 175–202. Бибкод : 2018AREPS..46..175R. doi : 10.1146/annurev-earth-082517-010137 . ISSN  0084-6597. S2CID  134203070.
  193. ^ Льюис, Стивен Р.; Прочтите, Питер Л. (2003). «Экваториальные струи в пыльной марсианской атмосфере» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 108 (E4): 5034. Бибкод : 2003JGRE..108.5034L. дои : 10.1029/2002JE001933. ISSN  2156-2202. Архивировано (PDF) из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 30 июля 2019 г.
  194. ^ Гершель Уильям (1 января 1784 г.). «XIX. О замечательных явлениях в полярных регионах планеты Марс и ее сфероидальной форме; с несколькими намеками, касающимися ее реального диаметра и атмосферы». Философские труды Лондонского королевского общества . 74 : 233–273. дои : 10.1098/rstl.1784.0020. S2CID  186212257.
  195. ^ Дауэс, WR (1865). «Физические наблюдения Марса вблизи противостояния в 1864 году». Астрономический регистр . 3 : 220,1. Бибкод : 1865AReg....3..220D.
  196. ^ аб Кэмпбелл, WW (1894). «Об атмосфере Марса». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 6 (38): 273. Бибкод : 1894PASP....6..273C. дои : 10.1086/120876 .
  197. ^ Райт, WH (1925). «Фотографии Марса, сделанные при свете разных цветов». Бюллетень Ликской обсерватории . 12 : 48–61. Бибкод : 1925LicOB..12...48W. doi :10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  198. ^ Мензель, Д.Х. (1926). «Атмосфера Марса». Астрофизический журнал . 61 : 48. Бибкод :1926ApJ....63...48M. дои : 10.1086/142949 .
  199. ^ Каплан, Льюис Д.; Мунк, Гвидо; Спинрад, Хайрон (январь 1964 г.). «Анализ спектра Марса». Астрофизический журнал . 139 : 1. Бибкод : 1964ApJ...139....1K. дои : 10.1086/147736. ISSN  0004-637X.
  200. ^ Каплан, Льюис Д.; Конн, Дж.; Конн, П. (сентябрь 1969 г.). «Угарный газ в марсианской атмосфере». Астрофизический журнал . 157 : Л187. Бибкод : 1969ApJ...157L.187K. дои : 10.1086/180416 . ISSN  0004-637X.
  201. ^ «Годовщина «Маринера-4» отмечает 30-летие исследования Марса» . НАСА/Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 9 июня 2019 г.
  202. ↑ Скоулз, Сара (24 июля 2020 г.). «Доктор из нацистской Германии и корни охоты за жизнью на Марсе». Нью-Йорк Таймс . ISSN  0362-4331. Архивировано из оригинала 25 ноября 2020 года . Проверено 24 июля 2020 г.
  203. ^ Кемпинен, О; Тиллман, Дж. Э.; Шмидт, В; Харри, А.-М (2013). «Новое программное обеспечение для анализа метеорологических данных аппарата Viking Lander». Геонаучные приборы, методы и системы данных . 2 (1): 61–69. Бибкод : 2013GI......2...61K. дои : 10.5194/gi-2-61-2013 .
  204. ^ mars.nasa.gov. «Марсианская погода на Elysium Planitia». Марсианский посадочный модуль InSight НАСА . Архивировано из оригинала 1 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  205. ^ НАСА, Лаборатория реактивного движения. «Роверская станция мониторинга окружающей среды (REMS) - марсоход NASA Curiosity». mars.nasa.gov . Архивировано из оригинала 12 ноября 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  206. ^ «НАСА хочет производить ракетное топливо из марсианской почвы - ExtremeTech» . www.extremetech.com . Архивировано из оригинала 26 сентября 2020 года . Проверено 23 сентября 2020 г.
  207. ^ «Марсоход НАСА Perseverance впервые в истории начал производить кислород на Марсе - следующей может стать вода, говорят ученые» . 22 апреля 2021 г.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки