stringtranslate.com

Гейзеры на Марсе

Художественная концепция, демонстрирующая струи, наполненные песком, вырывающиеся из марсианских гейзеров. (Опубликовано NASA; художник: Рон Миллер .)
Темные пятна на дюнах

Марсианские гейзеры (или CO
2струи ) — предполагаемые места небольших выбросов газа и пыли, которые происходят в южной полярной области Марса во время весенней оттепели. «Темные пятна дюн» и «пауки» — или паукообразные образования [1] — два наиболее заметных типа особенностей, приписываемых этим извержениям .

Марсианские гейзеры отличаются от гейзеров на Земле, которые обычно связаны с гидротермальной активностью. Они не похожи ни на одно земное геологическое явление. Отражательная способность ( альбедо ), формы и необычный паукообразный вид этих особенностей стимулировали множество гипотез об их происхождении, начиная от различий в отражательной способности инея и заканчивая объяснениями, связанными с биологическими процессами. Однако все современные геофизические модели предполагают некую струйную или гейзероподобную активность на Марсе. [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8] [9] [10] Их характеристики и процесс их образования все еще являются предметом споров.

Эти особенности характерны только для южного полярного региона Марса, который неофициально называют «скрытым регионом», расположенным на широте от 60° до 80° южной широты и долготе от 150° до 310° западной долготы; [11] [12] [13] эта переходная зона льда из углекислого газа (CO2 ) глубиной 1 метр — между выступами толстого слоя полярного льда и вечной мерзлотой — является местом расположения скоплений видимых гейзерных систем.

Сезонное замерзание и размораживание льда из углекислого газа приводит к появлению ряда особенностей, таких как темные пятна дюн с паукообразными бороздками или каналами подо льдом, [3] где паукообразные радиальные каналы вырезаются между землей и льдом из углекислого газа, придавая ему вид паутины, затем давление, накапливающееся в их внутренней части, выбрасывает газ и темный базальтовый песок или пыль, которые оседают на поверхности льда и, таким образом, образуют темные пятна дюн. [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8] Этот процесс быстрый, наблюдаемый в течение нескольких дней, недель или месяцев, скорость роста довольно необычна в геологии, особенно для Марса. [14] Однако, по-видимому, для вырезания более крупных паукообразных каналов потребовалось бы несколько лет. [2] Нет никаких прямых данных об этих особенностях, кроме изображений, полученных в видимом и инфракрасном спектрах .

История

Крупным планом показаны темные пятна дюн, полученные аппаратом Mars Global Surveyor и обнаруженные в 2000 году Грегом Ормом.

Геологические особенности, неофициально называемые темными пятнами дюн и пауками, были отдельно обнаружены на снимках, полученных камерой MOC на борту Mars Global Surveyor в 1998–1999 годах. [15] [16] Сначала считалось, что это не связанные между собой особенности из-за их внешнего вида, поэтому с 1998 по 2000 год о них сообщалось отдельно в различных исследовательских публикациях ( [16] [17] и [18] -соответственно). Модели «струй» или «гейзеров» предлагались и совершенствовались с 2000 года. [4] [5]

Название «пауки» было придумано сотрудниками Malin Space Science Systems , разработчиками камеры. Одна из первых и самых интересных фотографий пауков была найдена Грегом Ормом в октябре 2000 года. [19] Необычная форма и внешний вид этих «паутин» и пятен вызвали много спекуляций об их происхождении. Наблюдения первых лет показали, что в течение последующих марсианских лет 70% пятен появляются в одном и том же месте, а предварительное статистическое исследование, проведенное в период с сентября 1999 года по март 2005 года, показало, что темные пятна на дюнах и пауки являются связанными явлениями как функции цикла конденсации углекислого газа (CO2 ) в виде « сухого льда » и сублимации. [20]

Первоначально предполагалось, что темные пятна были просто теплыми участками голой земли, но тепловизионное исследование в 2006 году показало, что эти структуры были такими же холодными, как лед, покрывающий эту область, [9] [20] указывая на то, что они представляли собой тонкий слой темного материала, лежащего поверх льда и сохраняющего охлаждение. [9] Однако вскоре после их первого обнаружения было обнаружено, что они являются отрицательными топографическими особенностями, т. е. радиальными желобами или каналами того, что сегодня считается гейзероподобными жерловыми системами. [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8]

Морфология

Темные пятна дюн. Цветное изображение высокого разрешения с камеры HiRISE
«Паукообразные» особенности рельефа показаны на фоне темных пятен дюн.
Темные пятна осадка, по-видимому, происходят от «паукообразных» образований.

Две наиболее заметные особенности гейзеров (темные пятна дюн и паучьи каналы) появляются в начале марсианской весны на дюнных полях, покрытых углекислым газом (CO2 или «сухим льдом»), в основном на хребтах и ​​склонах дюн; к началу зимы они исчезают. Форма темных пятен, как правило, круглая, на склонах она обычно вытянутая, иногда с потоками — возможно, воды — которые скапливаются в бассейнах у подножия дюн. [21] [22] Темные пятна дюн обычно имеют ширину от 15 до 46 метров (от 50 до 150 футов) и расположены на расстоянии нескольких сотен футов друг от друга. [9] Размер пятен варьируется, и некоторые из них достигают всего 20 м в поперечнике, [16] [23] — однако меньший видимый размер ограничен разрешением изображения — и могут расти и объединяться в образования шириной в несколько километров.

Паутинные особенности, если рассматривать их по отдельности, образуют круглую дольчатую структуру, напоминающую паутину, расходящуюся наружу дольками от центральной точки. [24] Ее радиальные узоры представляют собой неглубокие каналы или протоки во льду, образованные потоком сублимационного газа к жерлам. [3] [4] Вся сеть паутинных каналов обычно имеет 160–300 м в поперечнике, хотя существуют большие вариации. [2]

Характерная форма каждого гейзера, по-видимому, зависит от сочетания таких факторов, как местный состав жидкости или газа и давление, толщина льда, тип подстилающего гравия, местный климат и метеорологические условия. [14] Граница гейзеров, по-видимому, не коррелирует с какими-либо другими свойствами поверхности, такими как высота, геологическая структура, уклон, химический состав или термические свойства. [6] Гейзероподобная система производит пятна с низким альбедо, веера и пятна с небольшими радиальными паукообразными сетями каналов, которые чаще всего связаны с их местоположением. [2] [14] [20] Сначала пятна кажутся серыми, но позже их центры темнеют, потому что они постепенно покрываются темными выбросами, [18] предположительно, в основном базальтовым песком. [17] Не все темные пятна, наблюдаемые ранней весной, связаны с паучьими формами рельефа, однако преобладание темных пятен и полос на скрытой местности связано с появлением пауков в конце сезона. [2]

Покадровая съемка, выполненная NASA, подтверждает очевидный выброс темного материала после радиального роста паучьих каналов во льду. [9] Покадровая съемка одной интересующей области также показывает, что небольшие темные пятна, как правило, указывают на положение еще не видимых особенностей паука; она также показывает, что пятна значительно расширяются, включая темные веера, исходящие из некоторых пятен, которые становятся более заметными и приобретают четкую направленность, указывающую на воздействие ветра. [2]

Некоторые разветвляющиеся овраги изменяют, некоторые разрушают, а другие создают кору в динамическом приповерхностном процессе, который широко перерабатывает рельеф, создавая и разрушая поверхностные слои. Таким образом, на Марсе, по-видимому, происходит динамический процесс переработки его приповерхностной коры углекислого газа. Процесс роста быстрый, происходит в течение нескольких дней, недель или месяцев, скорость роста довольно необычна в геологии – особенно для Марса. [14] Было исследовано несколько геофизических моделей, чтобы объяснить развитие различных цветов и форм этих гейзеров на южной полярной ледяной шапке Марса.

Модели механизмов гейзеров

Сила извержений оценивается как колеблющаяся от простых подъёмов до извержений высокого давления со скоростью 160 километров в час (99 миль в час) или более, [4] [25] переносящих тёмный базальтовый песок и пылевые шлейфы высоко в воздух. [9] Далее обсуждаются предлагаемые в настоящее время модели, касающиеся возможных сил, приводящих в действие гейзероподобную систему.

Атмосферное давление

Атмосферное давление на поверхности Марса ежегодно меняется в пределах: 6,7–8,8 мбар и 7,5–9,7 мбар; ежедневно около 6,4–6,8 мбар. Из-за изменений давления подземные газы периодически расширяются и сжимаются, вызывая нисходящий поток газа при увеличении и вытеснение при уменьшении атмосферного давления. [7] Этот цикл был впервые количественно определен с помощью измерений поверхностного давления, которое ежегодно меняется с амплитудой 25%. [2]

Модель клатратного гидрата

Эта модель предполагает нисходящий поток газа при увеличении и восходящий поток при уменьшении атмосферного давления. В процессе размораживания льды (клатраты) могут частично мигрировать в почву, а частично испаряться. [7] [14] Эти местоположения могут быть связаны с образованием темных пятен дюн и конечностей пауков как путей перемещения газа. [7]

Сухая вентиляция

Крупный «паук», очевидно, выделяющий осадок, который приводит к появлению темных пятен дюн. Размер изображения: 1 км (0,62 мили) в поперечнике.
По словам Сильвена Пико, солнечный свет вызывает сублимацию снизу, что приводит к накоплению сжатого газа CO2 , который в конечном итоге вырывается наружу, увлекая за собой пыль и приводя к образованию темных веерообразных отложений с четкой направленностью, указывающей на воздействие ветра. [26]

Некоторые группы предполагают сухой выброс углекислого газа (CO 2 ) и песка, происходящий между льдом и подстилающей породой. Известно, что ледяная плита CO 2 практически прозрачна для солнечного излучения, где 72% солнечной энергии, падающей под углом 60 градусов от вертикали, достигнет дна слоя толщиной 1 м. [4] [27] Кроме того, отдельные группы из Тайваня и Франции измерили толщину льда в нескольких целевых областях и обнаружили, что наибольшая толщина слоя инея CO 2 в районе гейзеров составляет около 0,76–0,78 м, что подтверждает геофизическую модель сухого выброса, приводимого в действие солнечным светом. [8] [28] [29] Поскольку южный весенний лед CO 2 получает достаточно солнечной энергии, он начинает сублимацию льда CO 2 снизу. [2] Этот пар накапливается под плитой, быстро увеличивая давление и извергаясь. [6] [9] [14] [30] [31] Газ под высоким давлением течет со скоростью 160 километров в час (99 миль в час) или более; [4] [25] под плитой газ разрушает землю, устремляясь к жерлам, захватывая свободные частицы песка и прорезая паутину из канавок. [8] Темный материал падает обратно на поверхность и может быть поднят вверх по склону ветром, создавая темные полосы ветра на ледяной шапке. [20] [25] Эта модель согласуется с прошлыми наблюдениями. [25] [32] Местоположение, размер и направление этих конусов выноса полезны для количественной оценки сезонных ветров и сублимационной активности. [26]


Очевидно, что сублимация основания сезонной ледяной шапки более чем способна создать существенное избыточное давление, [2] которое на четыре порядка превышает давление покровного льда и на пять порядков превышает атмосферное давление, как обсуждалось выше. [2]

Наблюдение за тем, что несколько темных пятен образуются перед восходом солнца, а значительное образование пятен происходит сразу после восхода солнца, подтверждает идею о том, что система питается солнечной энергией. [33] В конце концов лед полностью удаляется, и темный гранулированный материал возвращается на поверхность; [33] цикл повторяется много раз. [20] [34] [35]

Лабораторные эксперименты, проведенные в 2016 году, смогли спровоцировать выбросы пыли из слоя пыли внутри CO
2ледяная плита в условиях марсианской атмосферы, поддерживающая CO
2модель производства струи и вентилятора. [26]

Водная эрозия

Данные, полученные спутником Mars Express , позволили в 2004 году подтвердить, что южная полярная шапка имеет в среднем 3-километровую (1,9 мили) толщину слоя CO2 - льда [36] с различным содержанием замерзшей воды в зависимости от ее широты: сама яркая полярная шапка представляет собой смесь 85% CO2 - льда и 15% водяного льда. [37] Вторая часть включает крутые склоны, известные как «уступы», состоящие почти полностью из водяного льда, которые обрываются от полярной шапки к окружающим равнинам. [37] Эта переходная область между уступами и вечной мерзлотой является «скрытой областью», где расположены скопления гейзеров.

Эта модель исследует возможность существования активных эрозионных структур, вызванных водой, где почва и вода, поступающие из неглубокого подповерхностного слоя, выталкиваются газом CO2 через трещины, разрушающие соединения, создавая паукообразные расходящиеся притоки, покрытые грязеподобным материалом и/или льдом. [14] [38] [39] [40]

Геотермальный

Европейская группа предполагает, что эти особенности могут быть признаком того, что за струи отвечает несолнечный источник энергии, например, подповерхностная тепловая волна. [14] [41] Эту модель трудно согласовать с доказательствами, собранными в виде изображений теплового излучения (инфракрасного), которые показывают, что веера, пятна и крапинки образуются в результате выброса холодных жидкостей или холодных газов. [31] [42]

Круговорот углекислого газа и воды

Темные пятна на дюнах

Майкл К. Малин , планетолог и конструктор камер, используемых Mars Global Surveyor, который получил самые ранние изображения явления гейзера CO 2 , изучает полученные изображения определенных областей и отслеживает их изменения в течение нескольких лет. В 2000 году он смоделировал динамику конусов и пятен как сложный процесс сублимации и повторного осаждения углекислого газа (CO 2 ) и воды. Типичная картина размораживания происходит из-за возникновения небольших темных пятен, обычно расположенных на краях дюн; эти пятна по отдельности увеличиваются и в конечном итоге все сливаются. [34] Картина, по которой следует увеличение, четкая и характерная: темное ядерное пятно медленно увеличивается, часто с яркой внешней зоной или «гало». Поскольку это прогрессивные, центростремительные явления, каждое местоположение светлой зоны захватывается расширяющейся темной зоной. Хотя первоначально образование пятен происходило вдоль краев дюн, образование пятен быстро распространяется на дюны и между ними. С наступлением весны из центрального пятна развиваются веерообразные хвосты («пауки»). Оттаивание происходит, когда полярный песок с низким альбедо нагревается под оптически тонким слоем инея, заставляя иней испаряться. Это темное ядро ​​пятен, которые можно увидеть на дюнах. Когда пар движется вбок, он сталкивается с холодным воздухом и выпадает в осадок, образуя яркий ореол. Этот осажденный иней снова испаряется, когда открытая зона песка расширяется; цикл повторяется много раз. [20] [34] [35]

Европейское космическое агентство

Темные пятна на дюнах.

Хотя Европейское космическое агентство (ЕКА) еще не сформулировало теорию или модель, оно заявило, что процесс сублимации инея несовместим с несколькими важными особенностями, наблюдаемыми на снимках, и что расположение и форма пятен не соответствуют физическому объяснению, в частности, потому, что каналы, по-видимому, расходятся вниз по склону так же сильно, как и вверх, бросая вызов гравитации. [43]

Гипотетическое биологическое происхождение

Группа венгерских ученых предполагает, что темные пятна и каналы дюн могут быть колониями фотосинтетических марсианских микроорганизмов, которые зимуют под ледяной шапкой, и когда солнечный свет возвращается на полюс ранней весной, свет проникает сквозь лед, микроорганизмы фотосинтезируют и нагревают свое непосредственное окружение. Карман жидкой воды, который обычно мгновенно испаряется в тонкой марсианской атмосфере, оказывается в ловушке вокруг них вышележащим льдом. По мере того, как этот слой льда истончается, микроорганизмы проступают сквозь серый цвет. Когда он полностью тает, они быстро высыхают и становятся черными, окруженными серым ореолом. [22] [44] [45] [46] Венгерские ученые считают, что даже сложный процесс сублимации недостаточен для объяснения образования и эволюции темных пятен дюн в пространстве и времени. [23] [47] С момента их открытия писатель-фантаст Артур Кларк продвигал эти образования как заслуживающие изучения с астробиологической точки зрения. [19]

Многонациональная европейская группа предполагает, что если в каналах пауков во время их ежегодного цикла оттаивания присутствует жидкая вода, структуры могут обеспечить нишу, где определенные микроскопические формы жизни могли бы отступить и адаптироваться, будучи защищенными от ультрафиолетового солнечного излучения. [3] Британские и немецкие группы также рассматривают возможность того, что органическое вещество , микробы или даже простые растения могут сосуществовать с этими неорганическими образованиями, особенно если механизм включает жидкую воду и источник геотермальной энергии. [14] [48] Однако они также отмечают, что большинство геологических структур можно объяснить, не прибегая к какой-либо гипотезе органической «жизни на Марсе». [14] (См. также: Жизнь на Марсе .)

Миссия посадочного модуля

Нет никаких прямых данных об этих особенностях, кроме изображений, полученных в видимом и инфракрасном спектрах, и рассматривается возможность разработки посадочного модуля Mars Geyser Hopper для изучения гейзероподобных систем. [49] [50] Он пока официально не предложен и не профинансирован.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Портянкина, Ганна (2014). "Аранеиформные". Энциклопедия планетарных форм рельефа . стр. 1. doi :10.1007/978-1-4614-9213-9_540-1. ISBN 978-1-4614-9213-9.
  2. ^ abcdefghijkl Пике, Сильвен; Шейн Бирн; Марк И. Ричардсон (8 августа 2003 г.). "Сублимация южной сезонной шапки CO2 Марса при формировании пауков" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 180 (E8): 5084. Bibcode :2003JGRE..108.5084P. doi :10.1029/2002JE002007.
  3. ^ abcdef Манрубия, Южная Каролина; О. Прието Баллестерос; К. Гонсалес Кесслер; Д. Фернандес Ремоляр; К. Кордова-Хабонеро; Ф. Сельсис; С. Берчи; Т. Ганти; А. Хорват; А. Сик; Э. Сатмари (2004). «Сравнительный анализ геологических особенностей и сезонных процессов в городе инков и регионах Патеры Питти, США на Марсе» (PDF) . Публикации Европейского космического агентства (ESA SP) : 545. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июля 2011 года.
  4. ^ abcdefgh Kieffer, HH (2000). "Mars Polar Science 2000 - Ежегодный прерывистый лед CO2 и струи на Марсе" (PDF) . Получено 6 сентября 2009 г. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  5. ^ abcd Киффер, Хью Х. (2003). "Третья полярная научная конференция по Марсу (2003) - Поведение твердого CO" (PDF) . Получено 6 сентября 2009 г. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  6. ^ abcde Портянкина, Г., ред. (2006). "Четвертая полярная научная конференция по Марсу - Моделирование извержений гейзерного типа в криптической области юга Марса" (PDF) . Получено 11 августа 2009 г. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  7. ^ abcdef Sz. Bérczi; et al., eds. (2004). "Lunar and Planetary Science XXXV (2004) - Stratigraphy of Special Layers – Transient Ones on Permeable Ones: Examples" (PDF) . Получено 12 августа 2009 г. . {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  8. ^ abcde Kieffer, Hugh H.; Philip R. Christensen; Timothy N. Titus (30 мая 2006 г.). " Струи CO 2 , образованные сублимацией под полупрозрачным слоем льда в сезонной южной полярной шапке Марса". Nature . 442 (7104): 793–6. Bibcode :2006Natur.442..793K. doi :10.1038/nature04945. PMID  16915284. S2CID  4418194.
  9. ^ abcdefg "NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap". Лаборатория реактивного движения . NASA. 16 августа 2006 г. Получено 11 августа 2009 г.
  10. ^ CJ Hansen; N. Thomas; G. Portyankina; A. McEwen; T. Becker; S. Byrne; K. Herkenhoff; H. Kieffer; M. Mellon (2010). "HiRISE-наблюдения за активностью, вызванной сублимацией газа в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности" (PDF) . Icarus . 205 (1): 283–295. Bibcode :2010Icar..205..283H. doi :10.1016/j.icarus.2009.07.021.
  11. ^ Титус ТН и др. (2003) Третья полярная научная конференция по Марсу, Тезисы № 8081.
  12. ^ Киффер, ХХ (2001) Вторая международная конференция по полярной науке и исследованию Марса, № 1057.
  13. ^ Киффер, ХХ (2003), Шестая международная конференция по Марсу, № 3158.
  14. ^ abcdefghij Несс, Питер К.; Грег М. Орм (2002). "Модели паучьих оврагов и растительноподобные особенности на Марсе – возможные геофизические и биогеофизические режимы происхождения" (PDF) . Журнал Британского межпланетного общества (JBIS) . 55 : 85–108. Архивировано из оригинала (PDF) 20 февраля 2012 г. . Получено 3 сентября 2009 г. .
  15. ^ Albee, AL; FD Palluconi; RE Arvidson (1998). «Миссия Mars Global Surveyor: обзор и статус». Science . 279 (5357): 1671–5. Bibcode :1998Sci...279.1671A. doi : 10.1126/science.279.5357.1671 . PMID  9497277.
  16. ^ abc Малин, Майкл К.; и др. (13 марта 1998 г.). «Ранние виды поверхности Марса с камеры Mars Orbiter аппарата Mars Global Surveyor». Science . 279 (5357): 1681–5. Bibcode :1998Sci...279.1681M. doi : 10.1126/science.279.5357.1681 . PMID  9497280.
  17. ^ ab Vasavada, A.; KE Herkenhoff (1999). "Свойства поверхности полярных слоистых отложений Марса и полярных посадочных площадок" (PDF) . NASA . Получено 21 августа 2008 г. .
  18. ^ ab Lovett, RA (15 сентября 2000 г.).«Паучий канал» Марса Полярная ледяная шапка. Наука . 289 (5486): 1853a–4a. doi :10.1126/science.289.5486.1853a. PMID  17839924. S2CID  39054349.
  19. ^ ab Orme, Greg M.; Peter K. Ness (9 июня 2003 г.). "Marsbugs" (PDF) . The Electronic Astrobiology Newsletter . 10 (23): 5. Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2009 г. . Получено 6 сентября 2009 г. .
  20. ^ abcdef JJ Jian; WH Ip, ред. (2006). "Lunar and Planetary Science XXXVII (2006) - Observation of the Martian Cryptic Region from Mars Orbiter Camera" (PDF) . Получено 4 сентября 2009 г. . {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  21. ^ Хорват, А.; Керестури, А.; Берчи, С.; и др. (2005). «Ежегодное изменение марсианских DDS-просачиваний» (PDF) . Наука о Луне и планетах XXXVI : 1128. Бибкод : 2005LPI....36.1128H . Проверено 24 ноября 2008 г.
  22. ^ аб Ганти, Тибор; Андраш Хорват; Санисло Берчи; Альберт Гештези; Эёрс Сатмари (12–16 марта 2001 г.). «Вероятные свидетельства недавней биологической активности на Марсе: появление и рост темных пятен дюн в южном полярном регионе» (PDF) . 32-я ежегодная конференция по науке о Луне и планетах, Хьюстон, Техас, реферат № 1543 : 1543. Бибкод : 2001LPI....32.1543H . Проверено 20 ноября 2008 г.
  23. ^ аб А. Хорват; Т. Ганти; Сз. Берчи; А. Гестези; Э. Сатмари, ред. (2002). «Наука о Луне и планетах XXXIII - Морфологический анализ пятен темных дюн на Марсе: новые аспекты биологической интерпретации» (PDF) . Проверено 24 ноября 2008 г. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  24. ^ "Пауки на Земле и Марсе" (PDF) . Австралийский институт геологов. Август 2006 г. стр. 21. Архивировано из оригинала (PDF) 13 октября 2009 г. Получено 11 августа 2009 г.
  25. ^ abcd Edgett, Kenneth S. (13 июня 2002 г.). "Поверхности с низким альбедо и эоловые отложения: камера Mars Orbiter". Journal of Geophysical Research . 107 (E6): 5038. Bibcode :2002JGRE..107.5038E. doi : 10.1029/2001JE001587 . hdl : 2060/20010069272 .
  26. ^ abc Aye, K.-Michael; Schwamb, Megan E.; Portyankina, Ganna; et al. (2018). «Планета четыре: исследование весенних ветров на Марсе путем картирования южных полярных струйных отложений CO2». Icarus . 319 : 558–598. arXiv : 1803.10341 . doi : 10.1016/j.icarus.2018.08.018 . ISSN  0019-1035. S2CID  119103435.
  27. ^ Мангольд, Н (2011). «Сублимация льда как геоморфологический процесс: планетарная перспектива». Геоморфология . 126 (1–2): 1–17. Bibcode : 2011Geomo.126....1M. doi : 10.1016/j.geomorph.2010.11.009.
  28. ^ Jian, Jeng-Jong; Ip, Wing-Huen (5 января 2009 г.). «Сезонные закономерности циклов конденсации и сублимации в скрытых и не скрытых регионах Южного полюса». Advances in Space Research . 43 (1): 138–142. Bibcode :2009AdSpR..43..138J. doi :10.1016/j.asr.2008.05.002.
  29. ^ Pilorget, C. (май 2011 г.). «Темные пятна и холодные струи в полярных регионах Марса: новые подсказки из тепловой модели поверхностного CO2-льда» (PDF) . Icarus . 213 (1): 131. Bibcode :2011Icar..213..131P. doi :10.1016/j.icarus.2011.01.031.
  30. ^ Хоффман, Ник (август 2002 г.). «Активные полярные овраги на Марсе и роль углекислого газа». Астробиология . 2 (3): 313–323. Bibcode : 2002AsBio...2..313H. doi : 10.1089/153110702762027899. PMID  12530241.
  31. ^ ab Titus, TN; Kieffer, HH; Langevin, Y; Murchie, S; Seelos, F; Vincendon, M; TEAM, C. (2007). «Яркие веера в криптической области Марса, вызванные адиабатическим охлаждением струй газа CO2». Eos, Transactions, American Geophysical Union . 88 (52 (Fall Meet. Suppl.)): P24A–05. Bibcode : 2007AGUFM.P24A..05T.
  32. ^ Titus, TN; HH Kieffer; JJ Plaut; PR Christensen; AB Ivanov; научная группа THEMIS. (2003). "Третья полярная научная конференция по Марсу (2003) - Повторный визит в криптическую область Южного полюса: наблюдения THEMIS" (PDF) . Получено 4 сентября 2009 г. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  33. ^ ab Kieffer, HH, Titus, TN, Christensen, PR (2005). "Infrared and Visible Observations of South Polar Spots and Fans". Eos, Transactions, American Geophysical Union . 86 (52 (Fall Meet. Suppl.)): P23C–04. Bibcode : 2005AGUFM.P23C..04C. Архивировано из "P23C-04" оригинала 15 марта 2009 года . Получено 8 сентября 2009 года .{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  34. ^ abc Малин, Майкл С.; К. С. Эджетт (2000). "Замораживание и размораживание марсианских полярных дюн". Лунная и планетарная наука XXXI (PDF) . Malin Space Science Systems . Получено 3 сентября 2009 г. .
  35. ^ ab Jeng-Jong Jian; Wing-Huen Ipa; Shin-Reu Sheu (2009). «Пространственное распределение и сезонные изменения характеристик, связанных с процессом выброса в высоких южных широтах, наблюдаемые камерой MOC». Planetary and Space Science . 57 (7): 797–803. Bibcode :2009P&SS...57..797J. doi :10.1016/j.pss.2009.02.014.
  36. ^ "Mars' South Pole Ice Deep and Wide". Jet Propulsion Laboratory . NASA. 15 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 20 апреля 2009 г. Получено 11 сентября 2009 г.
  37. ^ ab "Вода на южном полюсе Марса". Европейское космическое агентство (ESA). 17 марта 2004 г. Получено 11 сентября 2009 г.
  38. ^ Prieto-Ballesteros, Olga; Fernández-Remolar, DC; Rodríguez-Manfredi, JA; Selsis, F; Manrubia, SC (август 2006 г.). «Пауки: водные эрозионные структуры в южном полушарии Марса». Astrobiology . 6 (4): 651–667. Bibcode : 2006AsBio...6..651P. doi : 10.1089/ast.2006.6.651. PMID  16916289.
  39. ^ Prieto-Ballesteros, Olga (2005). "Martian Spiders as feasible water-driven erosive structures" (PDF) . Centro de Astrobiología-INTA-CSIC . Архивировано из оригинала (PDF) 6 июля 2009 года . Получено 11 августа 2009 года .
  40. ^ Хорват, Андраш; Акош Керестури; Санисло Берчи; Андраш Сик; Тамаш Поч ; Тибор Ганти; Эёрс Сатмари (февраль 2009 г.). «Анализ особенностей темного альбедо на южном полярном дюнном поле Марса». Астробиология . 9 (1): 90–103. Бибкод : 2009AsBio...9...90H. дои : 10.1089/ast.2007.0212. ПМИД  19203240.
  41. ^ F. Schmidt; S. Dout´e; B. Schmitt; Y. Langevin; JP Bibring; the OMEGA Team (2009). "Slab ice in the seasoning south polar cap of Mars" (PDF) . European Planetary Science Congress (EPSC) – Abstracts . 4 (EPSC2009): 521–522 . Получено 2 сентября 2009 г. .
  42. ^ Möhlmann, Diedrich; Akos Kereszturi (5 января 2010 г.). "Поток вязкой жидкой пленки на склонах дюн Марса". Icarus . 207 (2): 654. Bibcode :2010Icar..207..654M. doi :10.1016/j.icarus.2010.01.002.
  43. ^ "Марсианские пятна требуют пристального внимания". Европейское космическое агентство. 13 марта 2002 г. Получено 8 сентября 2009 г.
  44. ^ Поч, Т.; А. Хорват; Т. Ганти; Сз. Берчи; Э. Сатмари (2003). ESA SP-545 — Возможна ли криптобиотическая кора на Марсе? (PDF) . Европейское космическое агентство. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июля 2011 года . Проверено 24 ноября 2008 г.
  45. ^ Ганти, Тибор; Андраш Хорват; Санисло Берчи; Альберт Гештези; Эёрс Сатмари (31 октября 2003 г.). «Пятна темных дюн: возможные биомаркеры на Марсе?». Происхождение жизни и эволюция биосфер . 33 (с 4–5): 515–557. Бибкод : 2003OLEB...33..515G. дои : 10.1023/А: 1025705828948. PMID  14604189. S2CID  23727267.
  46. ^ Pócs, T.; A. Horváth; T. Gánti; S. Bérczi; E. Szathmáry (27–29 октября 2003 г.). "38-й микросимпозиум Вернадского-Брауна по сравнительной планетологии — являются ли темные пятна дюн остатками криптобиотической коры Марса?" (PDF) . Москва, Россия. Архивировано из оригинала (PDF) 21 июля 2011 г. . Получено 7 сентября 2009 г. . {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  47. ^ Андраш Сик; Акош Керестури. «Пятна темных дюн - Может быть, они живые?». Монохром . Проверено 4 сентября 2009 г.(Аудиоинтервью, MP3 6 мин.)
  48. ^ Möhlmann, Diedrich TF (13 ноября 2009 г.). «Временная жидкая вода в верхних слоях снега/льда на Марсе?». Icarus . 207 (1): 140–148. Bibcode :2010Icar..207..140M. doi :10.1016/j.icarus.2009.11.013.
  49. ^ Лэндис, Джеффри А.; Олесон, Стивен Дж.; МакГвайр, Мелисса (9 января 2012 г.). «Исследование конструкции марсианского гейзерного бункера». Исследовательский центр Гленна . NASA. hdl : 2060/20120004036 . Получено 1 июля 2012 г.
  50. ^ Лэндис, Джеффри А.; Олесон, Стивен Дж.; МакГвайр, Мелисса (9 января 2012 г.), «Исследование конструкции марсианского гейзерного бункера», 50-я конференция AIAA по аэрокосмическим наукам (PDF) , Исследовательский центр Гленна, НАСА, AIAA-2012-0631 , получено 1 июля 2012 г.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Темные пятна на дюнах» .