stringtranslate.com

Атмосфера Марса

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

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

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

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

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

Эволюция атмосферы

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

Атмосфера в ранней истории

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

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

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

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

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

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

Утечка атмосферы на современном Марсе

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

Утечка водорода

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

Утечка углерода

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

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

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

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

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

CO + hν ( λ < 116 нм) ⟶  C + O .

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

Утечка азота

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

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

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

Утечка кислорода

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

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

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

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

Текущий химический состав

Углекислый газ

CO 2 является основным компонентом марсианской атмосферы. Его среднее объемное ( молярное ) отношение составляет 94,9%. [3] В зимних полярных регионах температура поверхности может быть ниже точки замерзания CO 2. Газ CO 2 в атмосфере может конденсироваться на поверхности, образуя твердый сухой лед толщиной 1–2 м . [4] Летом полярная шапка сухого льда может подвергаться сублимации и выделять CO 2 обратно в атмосферу. В результате на Марсе можно наблюдать значительную годовую изменчивость атмосферного давления (≈25%) и состава атмосферы. [ 67] Процесс конденсации можно аппроксимировать соотношением Клаузиуса–Клапейрона для CO 2. [68] [4]

Также существует потенциальная возможность адсорбции CO 2 в реголит и из него, что может способствовать годовой атмосферной изменчивости. Хотя сублимация и отложение льда CO 2 в полярных шапках является движущей силой сезонных циклов, другие процессы, такие как пылевые бури, атмосферные приливы и кратковременные вихри, также играют свою роль. [69] [70] [71] [72] [73] Понимание каждого из этих более мелких процессов и того, как они вносят вклад в общий атмосферный цикл, даст более ясную картину того, как марсианская атмосфера работает в целом. Было высказано предположение, что реголит на Марсе имеет большую внутреннюю площадь поверхности, что подразумевает, что он может иметь относительно высокую емкость для хранения адсорбированного газа. [74] Поскольку адсорбция происходит посредством адгезии пленки молекул к поверхности, величина площади поверхности для любого заданного объема материала является основным фактором того, сколько адсорбции может произойти. Например, сплошной блок материала не будет иметь внутренней площади поверхности, но пористый материал, такой как губка, будет иметь большую внутреннюю площадь поверхности. Учитывая рыхлую, мелкозернистую природу марсианского реголита, существует вероятность значительных уровней адсорбции CO 2 в него из атмосферы. [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 какова степень ее влияния на общий атмосферный цикл.

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

Несмотря на высокую концентрацию CO 2 в марсианской атмосфере, парниковый эффект на Марсе относительно слаб (около 5 °C) из-за низкой концентрации водяного пара и низкого атмосферного давления. Хотя водяной пар в атмосфере Земли вносит наибольший вклад в парниковый эффект на современной Земле, в марсианской атмосфере он присутствует только в очень низкой концентрации. Более того, при низком атмосферном давлении парниковые газы не могут эффективно поглощать инфракрасное излучение, поскольку эффект расширения давления слаб. [78] [79]

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

CO 2 + hν ( λ < 225 нм) ⟶  CO + O.

Если бы не было химического производства CO 2 , весь CO 2 в нынешней атмосфере Марса был бы удален фотолизом примерно за 3500 лет. [4] Гидроксильные радикалы (OH), полученные в результате фотолиза водяного пара, вместе с другими нечетными видами водорода (например, H, HO 2 ), могут преобразовывать оксид углерода (CO) обратно в CO 2 . Реакционный цикл можно описать следующим образом: [80] [81]

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

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

Облака из CO2 - льда могут образовываться в зимних полярных регионах и на очень больших высотах (>50 км) в тропических регионах, где температура воздуха ниже точки замерзания CO2 . [ 2] [82] [83]

Азот

N 2 является вторым по распространенности газом в марсианской атмосфере. Его среднее объемное отношение составляет 2,6%. [3] Различные измерения показали, что марсианская атмосфера обогащена 15 N . [84] [35] Обогащение тяжелых изотопов азота, возможно, вызвано процессами масс-селективного выхода. [85]

Соотношения изотопов аргона являются признаком потери атмосферы на Марсе. [86] [87]

аргон

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

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

Сезонные изменения кислорода в кратере Гейла

Кислород и озон

Расчетное среднее объемное отношение молекулярного кислорода (O 2 ) в марсианской атмосфере составляет 0,174%. [3] Это один из продуктов фотолиза CO 2 , водяного пара и озона (O 3 ). Он может реагировать с атомарным кислородом (O) для повторного образования озона (O 3 ). В 2010 году космическая обсерватория Гершеля обнаружила молекулярный кислород в марсианской атмосфере. [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 атомарный кислород в атмосфере Марса, который не был обнаружен со времен миссии Viking и Mariner 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 выросло на 30% весной и летом. [90]

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

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

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

Считается, что вертикальное распределение и сезонность озона в атмосфере Марса обусловлены сложными взаимодействиями между химией и переносом богатого кислородом воздуха из освещенных солнцем широт к полюсам. [94] [95] УФ/ИК- спектрометр на Mars Express (SPICAM) показал наличие двух отдельных озоновых слоев на низких и средних широтах. Они включают в себя постоянный, приповерхностный слой ниже высоты 30 км (19 миль), отдельный слой, который присутствует только весной и летом в северном полюсе с высотой, варьирующейся от 30 до 60 км, и еще один отдельный слой, который существует на высоте 40–60 км над южным полюсом зимой, не имея аналога над северным полюсом Марса. [96] Этот третий озоновый слой показывает резкое уменьшение высоты между 75 и 50 градусами южной широты. SPICAM зафиксировал постепенное увеличение концентрации озона на высоте 50 км (31 миля) до середины зимы, после чего она медленно снижалась до очень низких концентраций, при этом слой не обнаруживался выше 35 км (22 мили). [94]

Водяной пар

Облака, снятые марсоходом Curiosity НАСА

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

В отличие от атмосферы Земли, облака из жидкой воды не могут существовать в атмосфере Марса; это происходит из-за низкого атмосферного давления. Облака из водяного льда, похожие на перистые, наблюдались камерами на марсоходе Opportunity и посадочном модуле Phoenix . [102] [103] Измерения, проведенные посадочным модулем Phoenix, показали, что облака из водяного льда могут образовываться в верхней части пограничного слоя планеты ночью и выпадать обратно на поверхность в виде ледяных кристаллов в северной полярной области. [98] [104]

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

Метан

Как вулканический и биогенный вид, метан представляет интерес для геологов и астробиологов . [21] Однако метан химически нестабилен в окислительной атмосфере с УФ-излучением. Время жизни метана в атмосфере Марса составляет около 400 лет. [105] Обнаружение метана в планетарной атмосфере может указывать на присутствие недавней геологической активности или живых организмов. [21] [106] [107] [105] С 2004 года следовые количества метана (в диапазоне от 60 ppb до предела обнаружения (< 0,05 ppb)) были зарегистрированы в различных миссиях и наблюдательных исследованиях. [108] [109] [110] [111] [112] [113] [114] [115] [116] [16] Источник метана на Марсе и объяснение огромного расхождения в наблюдаемых концентрациях метана все еще являются предметом активных дискуссий. [22] [21] [105]

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

Диоксид серы

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

Другие следовые газы

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

Благородные газы , кроме гелия и аргона, присутствуют в следовых количествах (неон в концентрации 2,5 ppmv, криптон в концентрации 0,3 ppmv и ксенон в концентрации 0,08 ppmv [5] ) в марсианской атмосфере. Концентрация гелия, неона, криптона и ксенона в марсианской атмосфере была измерена различными миссиями. [122] [123] [124] [31] Изотопные отношения благородных газов раскрывают информацию о ранней геологической активности на Марсе и эволюции его атмосферы. [122] [31] [125]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате реакции между нечетными видами водорода в средней атмосфере. Он может быть доставлен в верхние слои атмосферы путем смешивания или диффузии, разложен до атомарного водорода (H) под действием солнечного излучения и покинуть марсианскую атмосферу. [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 температурные профили, полученные с зондов, спускаемых на Марс. Источник данных: NASA Planetary Data System

Вертикальная температурная структура марсианской атмосферы во многом отличается от земной. Информация о вертикальной структуре обычно выводится с использованием наблюдений из теплового инфракрасного зондирования , радиозатмения , аэроторможения , профилей входа посадочных модулей. [127] [128] Атмосферу Марса можно разделить на три слоя в соответствии со средним температурным профилем:

Марс не имеет постоянной стратосферы из-за отсутствия коротковолновых поглощающих видов в его средней атмосфере (например, стратосферного озона в атмосфере Земли и органической дымки в атмосфере Юпитера ) для создания температурной инверсии. [138] Однако сезонный озоновый слой и сильная температурная инверсия в средней атмосфере наблюдались над южным полюсом Марса. [95] [139] Высота турбопаузы Марса сильно варьируется от 60 до 140 км, и изменчивость обусловлена ​​плотностью CO 2 в нижней термосфере. [140] Марс также имеет сложную ионосферу, которая взаимодействует с частицами солнечного ветра, экстремальным УФ-излучением и рентгеновскими лучами 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 особенности

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 пика в сезон перигелия (южная весна и лето). [143] Локальное обилие пыли сильно варьируется в зависимости от сезона и года. [143] [144] Во время глобальных пылевых событий поверхностные объекты Марса могут наблюдать оптическую толщину, превышающую 4. [145] [146] Поверхностные измерения также показали, что эффективный радиус частиц пыли составляет от 0,6 мкм до 2 мкм и имеет значительную сезонность. [146] [147] [148]

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

Сезонные изменения кислорода и метана в кратере Гейла

Пыльные бури

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

Локальные и региональные пылевые бури не редкость на Марсе. [14] [2] Локальные бури имеют размер около 10 3 км 2 и происходят около 2000 раз в марсианский год, в то время как региональные бури размером 10 6 км 2 часто наблюдаются весной и летом на юге. [2] Вблизи полярной шапки пылевые бури иногда могут быть вызваны фронтальной активностью и внетропическими циклонами. [151] [14]

Глобальные пылевые бури (площадь > 10 6 км 2 ) происходят в среднем раз в 3 марсианских года. [4] Наблюдения показали, что более крупные пылевые бури обычно являются результатом слияния более мелких пылевых бурь, [11] [15] но механизм роста бури и роль атмосферных обратных связей до сих пор не совсем понятны. [15] [14] Хотя считается, что марсианская пыль может быть вовлечена в атмосферу процессами, аналогичными земным (например, сальтация ), фактические механизмы еще предстоит проверить, и электростатические или магнитные силы также могут играть роль в модуляции выбросов пыли. [14] Исследователи сообщили, что крупнейшим источником пыли на Марсе является формация Медузских ям . [152]

1 июня 2018 года ученые НАСА обнаружили признаки пылевой бури (см. изображение ) на Марсе, что привело к завершению миссии марсохода Opportunity, работающего на солнечной энергии, поскольку пыль блокировала солнечный свет (см. изображение ), необходимый для работы. К 12 июня буря стала самой обширной из зарегистрированных на поверхности планеты и охватила территорию размером примерно с Северную Америку и Россию вместе взятые (около четверти планеты). К 13 июня марсоход Opportunity начал испытывать серьезные проблемы со связью из-за пылевой бури. [153] [154] [155] [156] [157]

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

Пыльные вихри

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

Пылевые дьяволы обычны на Марсе. [158] [14] Как и их аналоги на Земле, пылевые дьяволы образуются, когда конвективные вихри, вызванные сильным нагревом поверхности, нагружаются частицами пыли. [159] [160] Пылевые дьяволы на Марсе обычно имеют диаметр в десятки метров и высоту в несколько километров, что намного выше тех, которые наблюдаются на Земле. [2] [160] Изучение следов пылевых дьяволов показало, что большинство марсианских пылевых дьяволов возникают около 60° с. ш. и 60° ю. ш. весной и летом. [158] Они поднимают около 2,3 × 10 11 кг пыли с поверхности земли в атмосферу ежегодно, что сопоставимо с вкладом местных и региональных пылевых бурь. [158]

Ветровая модификация поверхности

На Марсе приповерхностный ветер не только выбрасывает пыль, но и изменяет геоморфологию Марса в течение длительного времени. Хотя считалось, что атмосфера Марса слишком тонка для мобилизации песчаных образований, наблюдения, проведенные HiRSE, показали, что миграция дюн на Марсе не редкость. [161] [162] [163] Глобальная средняя 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 привести, возможно, к чистому переносу почвенных материалов из низин в возвышенности в геологических масштабах времени. [4]

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

Термические приливы

Солнечный нагрев на дневной стороне и радиационное охлаждение на ночной стороне планеты могут вызывать разницу давления. [164] Тепловые приливы, которые представляют собой ветровую циркуляцию и волны, вызванные таким ежедневно меняющимся полем давления, могут объяснить большую изменчивость марсианской атмосферы. [165] По сравнению с земной атмосферой тепловые приливы оказывают большее влияние на марсианскую атмосферу из-за более сильного суточного температурного контраста. [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 перемещаться вертикально и влиять на температуру и содержание водяного льда в средней атмосфере Марса. [165]

Орографические облака

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

На Земле горные хребты иногда заставляют воздушную массу подниматься и охлаждаться. В результате водяной пар становится насыщенным, и в процессе подъема образуются облака. [168] На Марсе орбитальные аппараты наблюдали сезонно повторяющееся образование огромных облаков из водяного льда вокруг подветренной стороны 20-километровых вулканов Arsia Mons , что, вероятно, вызвано тем же механизмом. [169] [170]

Акустическая среда

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

В апреле 2022 года ученые впервые сообщили об исследованиях звуковых волн на Марсе. Эти исследования были основаны на измерениях с помощью приборов на марсоходе Perseverance . Ученые обнаружили, что скорость звука в тонкой марсианской атмосфере ниже, чем на Земле. Скорость звука на Марсе в пределах слышимого диапазона от 20 Гц до 20 кГц варьируется в зависимости от высоты тона , по-видимому, из-за низкого давления и тепловой турбулентности марсианского поверхностного воздуха; и в результате этих условий звук намного тише, а живая музыка будет более изменчивой, чем на Земле. [171] [172] [173]

Необъяснимые явления

Обнаружение метана

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

Орбитальный зонд ESA -Roscomos Trace Gas Orbiter , который провел самые чувствительные измерения метана в атмосфере Марса с более чем 100 глобальными зондированиями , не обнаружил метана при пределе обнаружения 0,05 частей на миллиард (ppb). [16] [17] [18] Однако были и другие сообщения об обнаружении метана наземными телескопами и марсоходом Curiosity. Следовые количества метана на уровне нескольких ppb были впервые обнаружены в атмосфере Марса группой из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году . [174] [175] Большие различия в распространенности были измерены между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, что позволило предположить, что метан был локально сконцентрирован и, вероятно, имел сезонный характер. [176]

В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные в течение двух месяцев в этот период, в среднем дали 7,2 ppb, что означает, что Марс эпизодически производит или выделяет метан из неизвестного источника. [114] До и после этого показания в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [177] [178] [114] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклическом сезонном изменении фонового уровня атмосферного метана. [179] [20] [180]

Curiosity обнаружил циклические сезонные изменения содержания метана в атмосфере.

Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как реакции вода -горная порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с CO и CO2 . [ 181] Также было показано, что метан может быть получен 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 не обнаружено. [183] ​​[184] [109] Существуют некоторые подозрения относительно обнаружения метана, которые предполагают, что это может быть вызвано недокументированным земным загрязнением от марсоходов или неправильной интерпретацией исходных данных измерений. [22] [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 в марсианских пылевых бурях. [186] Однако более поздние наблюдательные исследования показали, что результат не воспроизводится с использованием радиолокационного приемника на Mars Express и наземного телескопа Allen Telescope Array . [187] [188] [189] Лабораторное исследование показало, что давление воздуха на Марсе не благоприятствует зарядке пылевых частиц, и поэтому в марсианской атмосфере трудно генерировать молнии. [190] [189]

Супервращающаяся струя над экватором

Супервращение относится к явлению, при котором масса атмосферы имеет более высокую угловую скорость, чем поверхность планеты на экваторе, что в принципе не может быть вызвано невязкими осесимметричными циркуляциями. [191] [192] Ассимилированные данные и моделирование общей модели циркуляции (GCM) предполагают, что супервращающаяся струя может быть обнаружена в атмосфере Марса во время глобальных пылевых бурь, но она намного слабее тех, которые наблюдаются на медленно вращающихся планетах, таких как Венера и Титан. [151] Эксперименты GCM показали, что термические приливы могут играть роль в возникновении супервращающейся 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 статью о своих наблюдениях за марсианской атмосферой в Philosophical Transactions и отметил случайное перемещение более яркой области на Марсе, которое он приписал облакам и парам. [166] [194] В 1809 году французский астроном Оноре Фложерг написал о своем наблюдении «желтых облаков» на Марсе, которые, вероятно, являются пылевыми бурями. [166] В 1864 году Уильям Раттер Доус заметил, что «красноватый оттенок планеты не возникает из-за какой-либо особенности ее атмосферы; это, по-видимому, полностью доказывается тем фактом, что краснота всегда сильнее всего вблизи центра, где атмосфера самая тонкая». [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 похож на Луну , которая не имеет заметной атмосферы. [196] В 1926 году фотографические наблюдения Уильяма Хаммонда Райта в Ликской обсерватории позволили Дональду Говарду Мензелю обнаружить количественные доказательства существования атмосферы Марса. [197] [198]

С улучшением понимания оптических свойств атмосферных газов и прогрессом в технологии спектрометров ученые начали измерять состав марсианской атмосферы в середине 20-го века. Льюис Дэвид Каплан и его команда обнаружили сигналы водяного пара и углекислого газа в спектрограмме Марса в 1964 году, [199] а также оксида углерода в 1969 году. [200] В 1965 году измерения, проведенные во время пролета Маринера-4, подтвердили, что марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа, а поверхностное давление составляет около 400-700 Па. [201] После того, как состав марсианской атмосферы был известен, на Земле начались астробиологические исследования для определения жизнеспособности жизни на Марсе . Для этой цели были разработаны контейнеры, имитирующие условия окружающей среды на Марсе, называемые « марсианскими банками ». [202]

В 1976 году два посадочных модуля программы Viking обеспечили первые в истории измерения состава марсианской атмосферы in situ. Другой целью миссии было исследование доказательств прошлой или настоящей жизни на Марсе (см. Биологические эксперименты посадочного модуля Viking ). [203] С тех пор на Марс было отправлено множество орбитальных и посадочных модулей для измерения различных свойств марсианской атмосферы, таких как концентрация газовых примесей и изотопные соотношения. Кроме того, телескопические наблюдения и анализ марсианских метеоритов предоставляют независимые источники информации для проверки результатов. Снимки и измерения, сделанные этими космическими аппаратами, значительно улучшают наше понимание атмосферных процессов за пределами Земли. Марсоход Curiosity и посадочный модуль InSight все еще работают на поверхности Марса, проводя эксперименты и сообщая о местной ежедневной погоде. [204] [205] Марсоход Perseverance и вертолет Ingenuity , которые сформировали программу Mars 2020 , приземлились в феврале 2021 года. Запуск марсохода Rosalind Franklin запланирован на 2028 год.

Потенциал использования людьми

Атмосфера Марса — это ресурс известного состава, доступный в любой точке посадки на Марсе. Было высказано предположение, что исследование Марса человеком может использовать углекислый газ (CO2 ) из ​​марсианской атмосферы для получения метана (CH4 ) и использования его в качестве ракетного топлива для миссии возвращения. Исследования миссий, которые предлагают использовать атмосферу таким образом, включают предложение Mars Direct Роберта Зубрина и исследование NASA Design Reference Mission . Два основных химических пути использования углекислого газа — это реакция Сабатье , преобразующая атмосферный углекислый газ вместе с дополнительным водородом (H2 ) для получения метана (CH4 ) и кислорода (O2 ) , и электролиз , использующий электролит из твердого оксида циркония для расщепления углекислого газа на кислород (O2 ) и оксид углерода (CO). [206]

В 2021 году марсоход NASA Perseverance смог произвести кислород на Марсе. Процесс сложный и занимает много времени, чтобы произвести небольшое количество кислорода. [207]

Галерея изображений

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

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Mars Fact Sheet". NASA . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. Получено 2 декабря 2020 г.
  2. ^ abcdefghijklmnop Хаберле, Р. М. (1 января 2015 г.), «СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА/СОЛНЦЕ, АТМОСФЕРЫ, ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕР | Планетарные атмосферы: Марс», в Норт, Джеральд Р.; Пайл, Джон; Чжан, Фуцин (ред.), Энциклопедия атмосферных наук (второе издание) , Academic Press, стр. 168–177, doi :10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 9780123822253
  3. ^ abcdefgh Франц, Хизер Б.; Трейнер, Мелисса Г.; Мэйлспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Атрея, Сушил К.; Беккер, Ричард Х.; Бенна, Мехди; Конрад, Памела Г.; Эйгенброд, Дженнифер Л. (1 апреля 2017 г.). «Первоначальные эксперименты с калибровочным газом SAM на Марсе: результаты и последствия квадрупольного масс-спектрометра». Planetary and Space Science . 138 : 44–54. Bibcode :2017P&SS..138...44F. doi :10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN  0032-0633.
  4. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ad Кэтлинг, Дэвид К. (2017). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж: Cambridge University Press. Bibcode :2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC  956434982.
  5. ^ abc "Mars Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. . Получено 13 июня 2019 г. .
  6. ^ "Weather, Weather, Everywhere?". Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 14 апреля 2009 года . Получено 21 сентября 2021 года .
  7. ^ "Mars Fact Sheet". Архивировано из оригинала 23 августа 2021 г. Получено 17 января 2018 г.
  8. ^ Jakosky, BM; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (15 ноября 2018 г.). «Потеря марсианской атмосферы в космосе: современные показатели потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь с течением времени». Icarus . 315 : 146–157. Bibcode :2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  9. ^ mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space". Программа исследования Марса NASA . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Получено 11 июня 2019 года .
  10. ^ "Экстремальные температуры на Марсе". phys.org . Архивировано из оригинала 2 декабря 2020 г. . Получено 13 июня 2019 г. .
  11. ^ abc Хилле, Карл (18 сентября 2015 г.). «Факт и вымысел марсианских пылевых бурь». NASA . Архивировано из оригинала 2 марта 2016 г. Получено 11 июня 2019 г.
  12. ^ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Обычно красновато-оранжевый или даже розовый, Марс теперь светится тыквенно-оранжевым. Даже мои глаза видят разницу. Помощник координатора ALPO Ричард Шмуде также отметил увеличение яркости на ≈0,2 звездной величины одновременно с изменением цвета.]
  13. ^ Грейсиус, Тони (8 июня 2018 г.). «Opportunity Hunkers Down During Dust Storm». NASA . Архивировано из оригинала 30 ноября 2020 г. Получено 13 июня 2019 г.
  14. ^ abcdefgh Кок, Джаспер Ф.; Партели, Эрик Дж. Р.; Майклс, Тимоти И.; Карам, Диана Боу (14 сентября 2012 г.). «Физика переносимого ветром песка и пыли». Reports on Progress in Physics . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Bibcode : 2012RPPh...75j6901K. doi : 10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN  0034-4885. PMID  22982806. S2CID  206021236.
  15. ^ abc Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (1 марта 2018 г.). «Каскад от локальных до глобальных пылевых бурь на Марсе: временные и пространственные пороги тепловой и динамической обратной связи». Icarus . 302 : 514–536. Bibcode :2018Icar..302..514T. doi :10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN  0019-1035.
  16. ^ abc Vago, Jorge L.; Svedhem, Håkan; Zelenyi, Lev; Etiope, Giuseppe; Wilson, Colin F.; López-Moreno, Jose-Juan; Bellucci, Giancarlo; Patel, Manish R.; Neefs, Eddy (апрель 2019 г.). «Метан на Марсе не обнаружен по результатам ранних наблюдений ExoMars Trace Gas Orbiter» (PDF) . Nature . 568 (7753): 517–520. Bibcode : 2019Natur.568..517K. doi : 10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN  1476-4687. PMID  30971829. S2CID  106411228. Архивировано (PDF) из оригинала 27 сентября 2020 г. Получено 24 ноября 2019 г.
  17. ^ ab esa. "First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 13 октября 2019 года . Получено 12 июня 2019 года .
  18. ^ ab Weule, Genelle (11 апреля 2019 г.). «Тайна марсианского метана усугубляется, поскольку новейший зонд не смог найти газ». ABC News . Архивировано из оригинала 7 ноября 2020 г. Получено 27 июня 2019 г.
  19. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкренас, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Science . 306 (5702): 1758–1761. Bibcode :2004Sci...306.1758F. doi : 10.1126/science.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  20. ^ ab Webster, Christopher R.; et al. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . PMID  29880682.
  21. ^ abcde Yung, Yuk L.; Chen, Pin; Nealson, Kenneth; Atreya, Sushil; Beckett, Patrick; Blank, Jennifer G.; Ehlmann, Bethany; Eiler, John; Etiope, Giuseppe (19 сентября 2018 г.). «Метан на Марсе и обитаемость: проблемы и ответы». Astrobiology . 18 (10): 1221–1242. Bibcode :2018AsBio..18.1221Y. doi :10.1089/ast.2018.1917. ISSN  1531-1074. PMC 6205098 . PMID  30234380. 
  22. ^ abc Zahnle, Kevin; Freedman, Richard S.; Catling, David C. (1 апреля 2011 г.). «Есть ли метан на Марсе?». Icarus . 212 (2): 493–503. Bibcode :2011Icar..212..493Z. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN  0019-1035. Архивировано из оригинала 1 октября 2020 г. Получено 4 июля 2019 г.
  23. ^ abcd Махаффи, PR; Конрад, PG; Научная группа MSL (1 февраля 2015 г.). «Летучие и изотопные отпечатки древнего Марса». Элементы . 11 (1): 51–56. Bibcode : 2015Eleme..11...51M. doi : 10.2113/gselements.11.1.51. ISSN  1811-5209.
  24. ^ ab Marty, Bernard (1 января 2012 г.). «Происхождение и концентрация воды, углерода, азота и благородных газов на Земле». Earth and Planetary Science Letters . 313–314: 56–66. arXiv : 1405.6336 . Bibcode : 2012E&PSL.313...56M. doi : 10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN  0012-821X. S2CID  41366698.
  25. ^ ab Хендерсон, Пол (2009). Кембриджский справочник по данным наук о Земле . Хендерсон, Гидеон. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 9780511580925. OCLC  435778559.
  26. ^ Wong, Michael H.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul N.; Franz, Heather B.; Malespin, Charles; Trainer, Melissa G.; Stern, Jennifer C.; Conrad, Pamela G.; Manning, Heidi LK (16 декабря 2013 г.). «Изотопы азота на Марсе: атмосферные измерения масс-спектрометром Curiosity». Geophysical Research Letters . Изотопы азота в атмосфере Марса. 40 (23): 6033–6037. Bibcode : 2013GeoRL..40.6033W. doi : 10.1002/2013GL057840. PMC 4459194. PMID 26074632  . 
  27. ^ Atreya, Sushil K.; Trainer, Melissa G.; Franz, Heather B.; Wong, Michael H.; Manning, Heidi LK; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Conrad, Pamela G.; Brunner, Anna E. (2013). «Первичное фракционирование изотопов аргона в атмосфере Марса, измеренное прибором SAM на Curiosity, и его влияние на атмосферные потери». Geophysical Research Letters . 40 (21): 5605–5609. Bibcode : 2013GeoRL..40.5605A. doi : 10.1002/2013GL057763. ISSN  1944-8007. PMC 4373143. PMID  25821261 . 
  28. ^ Аб Ли, Джи-Ён; Марти, Курт; Северингхаус, Джеффри П.; Кавамура, Кендзи; Ю, Хи-Су; Ли, Джин Бок; Ким, Джин Сог (1 сентября 2006 г.). «Переопределение содержания изотопов 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. ^ a b c Mahaffy, P.R.; Webster, C.R.; Atreya, S.K.; Franz, H.; Wong, M.; Conrad, P.G.; Harpold, D.; Jones, J.J.; Leshin, L.A. (19 July 2013). "Abundance and isotopic composition of gases in the Martian atmosphere from the Curiosity rover". Science. 341 (6143): 263–266. Bibcode:2013Sci...341..263M. doi:10.1126/science.1237966. ISSN 0036-8075. PMID 23869014. S2CID 206548973.
  30. ^ a b Pepin, Robert O. (1 July 1991). "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles". Icarus. 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar...92....2P. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN 0019-1035.
  31. ^ a b c Conrad, P. G.; Malespin, C. A.; Franz, H. B.; Pepin, R. O.; Trainer, M. G.; Schwenzer, S. P.; Atreya, S. K.; Freissinet, C.; Jones, J. H. (15 November 2016). "In situ measurement of atmospheric krypton and xenon on Mars with Mars Science Laboratory" (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 454: 1–9. Bibcode:2016E&PSL.454....1C. doi:10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN 0012-821X. OSTI 1417813. Archived (PDF) from the original on 19 July 2018. Retrieved 4 July 2019.
  32. ^ "Curiosity Sniffs Out History of Martian Atmosphere". NASA/JPL. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  33. ^ a b mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN reveals most of Mars' atmosphere was lost to space". NASA's Mars Exploration Program. Archived from the original on 17 August 2020. Retrieved 11 June 2019.
  34. ^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J. (May 2009). "The planetary air leak" (PDF). Scientific American. p. 26. Archived (PDF) from the original on 26 October 2020. Retrieved 10 June 2019.
  35. ^ a b Avice, G.; Bekaert, D.V.; Chennaoui Aoudjehane, H.; Marty, B. (9 February 2018). "Noble gases and nitrogen in Tissint reveal the composition of the Mars atmosphere". Geochemical Perspectives Letters. 6: 11–16. doi:10.7185/geochemlet.1802.
  36. ^ McElroy, Michael B.; Yung, Yuk Ling; Nier, Alfred O. (1 October 1976). "Isotopic Composition of Nitrogen: Implications for the Past History of Mars' Atmosphere". Science. 194 (4260): 70–72. Bibcode:1976Sci...194...70M. doi:10.1126/science.194.4260.70. PMID 17793081. S2CID 34066697.
  37. ^ Hunten, Donald M.; Pepin, Robert O.; Walker, James C.G. (1 March 1987). "Mass fractionation in hydrodynamic escape". Icarus. 69 (3): 532–549. Bibcode:1987Icar...69..532H. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl:2027.42/26796. ISSN 0019-1035.
  38. ^ Hans Keppler; Shcheka, Svyatoslav S. (October 2012). "The origin of the terrestrial noble-gas signature". Nature. 490 (7421): 531–534. Bibcode:2012Natur.490..531S. doi:10.1038/nature11506. ISSN 1476-4687. PMID 23051754. S2CID 205230813.
  39. ^ Tian, Feng; Kasting, James F.; Solomon, Stanley C. (2009). "Thermal escape of carbon from the early Martian atmosphere". Geophysical Research Letters. 36 (2): n/a. Bibcode:2009GeoRL..36.2205T. doi:10.1029/2008GL036513. ISSN 1944-8007. S2CID 129208608.
  40. ^ Jakosky, B.M.; Slipski, M.; Benna, M.; Mahaffy, P.; Elrod, M.; Yelle, R.; Stone, S.; Alsaeed, N. (31 March 2017). "Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar / 36Ar". Science. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci...355.1408J. doi:10.1126/science.aai7721. ISSN 0036-8075. PMID 28360326.
  41. ^ a b Leblanc, F.; Martinez, A.; Chaufray, J. Y.; Modolo, R.; Hara, T.; Luhmann, J.; Lillis, R.; Curry, S.; McFadden, J. (2018). "On Mars's Atmospheric Sputtering After MAVEN's First Martian Year of Measurements" (PDF). Geophysical Research Letters. 45 (10): 4685–4691. Bibcode:2018GeoRL..45.4685L. doi:10.1002/2018GL077199. ISSN 1944-8007. S2CID 134561764.
  42. ^ Vickery, A.M.; Melosh, H.J. (April 1989). "Impact erosion of the primordial atmosphere of Mars". Nature. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Natur.338..487M. doi:10.1038/338487a0. ISSN 1476-4687. PMID 11536608. S2CID 4285528.
  43. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva (1 August 1995). "Comets, impacts, and atmospheres". Icarus. 116 (2): 215–226. Bibcode:1995Icar..116..215O. doi:10.1006/icar.1995.1122. ISSN 0019-1035. PMID 11539473.
  44. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (2002). "Mars' upper atmosphere and ionosphere at low, medium, and high solar activities: Implications for evolution of water". Journal of Geophysical Research: Planets. 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode:2002JGRE..107.5128K. doi:10.1029/2001JE001809. ISSN 2156-2202.
  45. ^ Sagan, Carl (September 1977). "Reducing greenhouses and the temperature history of Earth and Mars". Nature. 269 (5625): 224–226. Bibcode:1977Natur.269..224S. doi:10.1038/269224a0. ISSN 1476-4687. S2CID 4216277.
  46. ^ Kasting, James F.; Freedman, Richard; Robinson, Tyler D.; Zugger, Michael E.; Kopparapu, Ravi; Ramirez, Ramses M. (January 2014). "Warming early Mars with CO2 and H2". Nature Geoscience. 7 (1): 59–63. arXiv:1405.6701. Bibcode:2014NatGe...7...59R. doi:10.1038/ngeo2000. ISSN 1752-0908. S2CID 118520121.
  47. ^ Batalha, Natasha; Domagal-Goldman, Shawn D.; Ramirez, Ramses; Kasting, James F. (15 September 2015). "Testing the early Mars H2–CO2 greenhouse hypothesis with a 1-D photochemical model". Icarus. 258: 337–349. arXiv:1507.02569. Bibcode:2015Icar..258..337B. doi:10.1016/j.icarus.2015.06.016. ISSN 0019-1035. S2CID 118359789.
  48. ^ Johnson, Sarah Stewart; Mischna, Michael A.; Grove, Timothy L.; Zuber, Maria T. (8 August 2008). "Sulfur-induced greenhouse warming on early Mars". Journal of Geophysical Research. 113 (E8): E08005. Bibcode:2008JGRE..113.8005J. doi:10.1029/2007JE002962. ISSN 0148-0227. S2CID 7525497.
  49. ^ Schrag, Daniel P.; Zuber, Maria T.; Halevy, Itay (21 December 2007). "A sulfur dioxide climate feedback on early Mars". Science. 318 (5858): 1903–1907. Bibcode:2007Sci...318.1903H. doi:10.1126/science.1147039. ISSN 0036-8075. PMID 18096802. S2CID 7246517.
  50. ^ "Sulfur dioxide may have helped maintain a warm early Mars". phys.org. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 8 June 2019.
  51. ^ Anderson, Donald E. (1974). "Mariner 6, 7, and 9 Ultraviolet Spectrometer Experiment: Analysis of hydrogen Lyman alpha data". Journal of Geophysical Research. 79 (10): 1513–1518. Bibcode:1974JGR....79.1513A. doi:10.1029/JA079i010p01513. ISSN 2156-2202.
  52. ^ Chaufray, J.Y.; Bertaux, J.L.; Leblanc, F.; Quémerais, E. (June 2008). "Observation of the hydrogen corona with SPICAM on Mars Express". Icarus. 195 (2): 598–613. Bibcode:2008Icar..195..598C. doi:10.1016/j.icarus.2008.01.009.
  53. ^ Hunten, Donald M. (November 1973). "The Escape of Light Gases from Planetary Atmospheres". Journal of the Atmospheric Sciences. 30 (8): 1481–1494. Bibcode:1973JAtS...30.1481H. doi:10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  54. ^ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M.; Catling, David C.; Kasting, James F. (2008). "Photochemical instability of the ancient Martian atmosphere". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E11): E11004. Bibcode:2008JGRE..11311004Z. doi:10.1029/2008JE003160. ISSN 2156-2202. S2CID 2199349.
  55. ^ Bhattacharyya, D.; Clarke, J. T.; Chaufray, J. Y.; Mayyasi, M.; Bertaux, J. L.; Chaffin, M. S.; Schneider, N. M.; Villanueva, G. L. (2017). "Seasonal Changes in Hydrogen Escape From Mars Through Analysis of HST Observations of the Martian Exosphere Near Perihelion" (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode:2017JGRA..12211756B. doi:10.1002/2017JA024572. ISSN 2169-9402. S2CID 119084288. Archived (PDF) from the original on 5 November 2020. Retrieved 6 January 2021.
  56. ^ a b Schofield, John T.; Shirley, James H.; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J.; Paul O. Hayne; Kass, David M.; Halekas, Jasper S.; Chaffin, Michael S.; Kleinböhl, Armin (February 2018). "Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms". Nature Astronomy. 2 (2): 126–132. Bibcode:2018NatAs...2..126H. doi:10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN 2397-3366. S2CID 134961099.
  57. ^ Shekhtman, Svetlana (29 April 2019). "How Global Dust Storms Affect Martian Water, Winds, and Climate". NASA. Archived from the original on 17 June 2019. Retrieved 10 June 2019.
  58. ^ Nagy, Andrew F.; Liemohn, Michael W.; Fox, J. L.; Kim, Jhoon (2001). "Hot carbon densities in the exosphere of Mars". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 106 (A10): 21565–21568. Bibcode:2001JGR...10621565N. doi:10.1029/2001JA000007. ISSN 2156-2202. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 24 November 2019.
  59. ^ a b Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, V. I. (1 August 2014). "Hot oxygen and carbon escape from the martian atmosphere". Planetary and Space Science. Planetary evolution and life. 98: 93–105. arXiv:1911.01107. Bibcode:2014P&SS...98...93G. doi:10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN 0032-0633. S2CID 122599784.
  60. ^ a b c Fox, J. L. (1993). "The production and escape of nitrogen atoms on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 98 (E2): 3297–3310. Bibcode:1993JGR....98.3297F. doi:10.1029/92JE02289. ISSN 2156-2202. Archived from the original on 21 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  61. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (July 2015). "Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars". Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424. PMID 31118538.
  62. ^ Fox, J.L. (December 2007). "Comment on the papers "Production of hot nitrogen atoms in the martian thermosphere" by F. Bakalian and "Monte Carlo computations of the escape of atomic nitrogen from Mars" by F. Bakalian and R.E. Hartle". Icarus. 192 (1): 296–301. Bibcode:2007Icar..192..296F. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  63. ^ Feldman, Paul D.; Steffl, Andrew J.; Parker, Joel Wm.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Alan Stern, S.; Weaver, Harold A.; Slater, David C.; Versteeg, Maarten (1 August 2011). "Rosetta-Alice observations of exospheric hydrogen and oxygen on Mars". Icarus. 214 (2): 394–399. arXiv:1106.3926. Bibcode:2011Icar..214..394F. doi:10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN 0019-1035. S2CID 118646223.
  64. ^ Lammer, H.; Lichtenegger, H.I.M.; Kolb, C.; Ribas, I.; Guinan, E.F.; Abart, R.; Bauer, S.J. (September 2003). "Loss of water from Mars". Icarus. 165 (1): 9–25. doi:10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  65. ^ Valeille, Arnaud; Bougher, Stephen W.; Tenishev, Valeriy; Combi, Michael R.; Nagy, Andrew F. (1 March 2010). "Water loss and evolution of the upper atmosphere and exosphere over martian history". Icarus. Solar Wind Interactions with Mars. 206 (1): 28–39. Bibcode:2010Icar..206...28V. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN 0019-1035.
  66. ^ Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (14 October 2014). "NASA Mission Provides Its First Look at Martian Upper Atmosphere". NASA. Archived from the original on 19 October 2014. Retrieved 15 October 2014.
  67. ^ "Seasons on Mars". www.msss.com. Archived from the original on 3 November 2020. Retrieved 7 June 2019.
  68. ^ Soto, Alejandro; Mischna, Michael; Schneider, Tapio; Lee, Christopher; Richardson, Mark (1 April 2015). "Martian atmospheric collapse: Idealized GCM studies" (PDF). Icarus. 250: 553–569. Bibcode:2015Icar..250..553S. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN 0019-1035. Archived (PDF) from the original on 15 August 2017. Retrieved 30 August 2020.
  69. ^ Hess, Seymour L.; Henry, Robert M.; Tillman, James E. (1979). "The seasonal variation of atmospheric pressure on Mars as affected by the south polar cap". Journal of Geophysical Research. 84 (B6): 2923. Bibcode:1979JGR....84.2923H. doi:10.1029/JB084iB06p02923. ISSN 0148-0227.
  70. ^ Hess, S. L.; Ryan, J. A.; Tillman, J. E.; Henry, R. M.; Leovy, C. B. (March 1980). "The annual cycle of pressure on Mars measured by Viking Landers 1 and 2". Geophysical Research Letters. 7 (3): 197–200. Bibcode:1980GeoRL...7..197H. doi:10.1029/GL007i003p00197.
  71. ^ Ordonez-Etxeberria, Iñaki; Hueso, Ricardo; Sánchez-Lavega, Agustín; Millour, Ehouarn; Forget, Francois (January 2019). "Meteorological pressure at Gale crater from a comparison of REMS/MSL data and MCD modelling: Effect of dust storms". Icarus. 317: 591–609. Bibcode:2019Icar..317..591O. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.003. S2CID 125851495.
  72. ^ Guzewich, Scott D.; Newman, C.E.; de la Torre Juárez, M.; Wilson, R.J.; Lemmon, M.; Smith, M.D.; Kahanpää, H.; Harri, A.-M. (April 2016). "Atmospheric tides in Gale Crater, Mars". Icarus. 268: 37–49. Bibcode:2016Icar..268...37G. doi:10.1016/j.icarus.2015.12.028.
  73. ^ Haberle, Robert M.; Juárez, Manuel de la Torre; Kahre, Melinda A.; Kass, David M.; Barnes, Jeffrey R.; Hollingsworth, Jeffery L.; Harri, Ari-Matti; Kahanpää, Henrik (June 2018). "Detection of Northern Hemisphere transient eddies at Gale Crater Mars". Icarus. 307: 150–160. Bibcode:2018Icar..307..150H. doi:10.1016/j.icarus.2018.02.013. S2CID 92991001.
  74. ^ a b Fanale, F. P.; Cannon, W. A. (April 1971). "Adsorption on the Martian Regolith". Nature. 230 (5295): 502–504. Bibcode:1971Natur.230..502F. doi:10.1038/230502a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4263086.
  75. ^ a b Zent, Aaron P.; Quinn, Richard C. (1995). "Simultaneous adsorption of CO 2 and H 2 O under Mars-like conditions and application to the evolution of the Martian climate". Journal of Geophysical Research. 100 (E3): 5341. Bibcode:1995JGR...100.5341Z. doi:10.1029/94JE01899. hdl:2060/19940030969. ISSN 0148-0227. S2CID 129616949.
  76. ^ Moores, John E.; Gough, Raina V.; Martinez, German M.; Meslin, Pierre-Yves; Smith, Christina L.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul R.; Newman, Claire E.; Webster, Christopher R. (May 2019). "Methane seasonal cycle at Gale Crater on Mars consistent with regolith adsorption and diffusion". Nature Geoscience. 12 (5): 321–325. Bibcode:2019NatGe..12..321M. doi:10.1038/s41561-019-0313-y. ISSN 1752-0894. S2CID 135136911.
  77. ^ Meslin, P.-Y.; Gough, R.; Lefèvre, F.; Forget, F. (February 2011). "Little variability of methane on Mars induced by adsorption in the regolith". Planetary and Space Science. 59 (2–3): 247–258. Bibcode:2011P&SS...59..247M. doi:10.1016/j.pss.2010.09.022.
  78. ^ "Greenhouse effects ... also on other planets". European Space Agency. Archived from the original on 29 September 2019. Retrieved 7 June 2019.
  79. ^ Yung, Yuk L.; Kirschvink, Joseph L.; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (16 June 2009). "Atmospheric pressure as a natural climate regulator for a terrestrial planet with a biosphere". Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (24): 9576–9579. Bibcode:2009PNAS..106.9576L. doi:10.1073/pnas.0809436106. ISSN 0027-8424. PMC 2701016. PMID 19487662.
  80. ^ McElroy, M.B.; Donahue, T.M. (15 September 1972). "Stability of the Martian atmosphere". Science. 177 (4053): 986–988. Bibcode:1972Sci...177..986M. doi:10.1126/science.177.4053.986. hdl:2060/19730010098. ISSN 0036-8075. PMID 17788809. S2CID 30958948.
  81. ^ Parkinson, T.D.; Hunten, D.M. (October 1972). "Spectroscopy and acronomy of O2 on Mars". Journal of the Atmospheric Sciences. 29 (7): 1380–1390. Bibcode:1972JAtS...29.1380P. doi:10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  82. ^ a b Stevens, M.H.; Siskind, D.E.; Evans, J.S.; Jain, S.K.; Schneider, N.M.; Deighan, J.; Stewart, A.I.F.; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 May 2017). "Martian mesospheric cloud observations by IUVS on MAVEN: Thermal tides coupled to the upper atmosphere: IUVS Martian Mesospheric Clouds". Geophysical Research Letters. 44 (10): 4709–4715. doi:10.1002/2017GL072717. hdl:10150/624978. S2CID 13748950.
  83. ^ a b González-Galindo, Francisco; Määttänen, Anni; Forget, François; Spiga, Aymeric (1 November 2011). "The martian mesosphere as revealed by CO2 cloud observations and general circulation modeling". Icarus. 216 (1): 10–22. Bibcode:2011Icar..216...10G. doi:10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN 0019-1035.
  84. ^ Stevens, M.H.; Evans, J.S.; Schneider, N.M.; Stewart, A.I.F.; Deighan, J.; Jain, S.K.; Crismani, M.; Stiepen, A.; Chaffin, M.S.; McClintock, W.E.; Holsclaw, G.M.; Lefèvre, F.; Lo, D.Y.; Clarke, J.T.; Montmessin, F.; Bougher, S.W.; Jakosky, B.M. (2015). "New observations of molecular nitrogen in the Martian upper atmosphere by IUVS on MAVEN". Geophysical Research Letters. 42 (21): 9050–9056. Bibcode:2015GeoRL..42.9050S. doi:10.1002/2015GL065319.
  85. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (1 July 2015). "Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars". Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424. PMID 31118538.
  86. ^ Webster, Guy (8 April 2013). "Remaining Martian atmosphere still dynamic" (Press release). NASA. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 12 June 2019.
  87. ^ Wall, Mike (8 April 2013). "Most of Mars' atmosphere is lost in space". Space.com. Archived from the original on 30 January 2016. Retrieved 9 April 2013.
  88. ^ Hartogh, P.; Jarchow, C.; Lellouch, E.; de Val-Borro, M.; Rengel, M.; Moreno, R.; et al. (2010). "Herschel / HIFI observations of Mars: First detection of O2 at sub-millimetre wavelengths and upper limits on HCL and H2O2". Astronomy and Astrophysics. 521: L49. arXiv:1007.1301. Bibcode:2010A&A...521L..49H. doi:10.1051/0004-6361/201015160. S2CID 119271891. Archived from the original on 7 February 2019. Retrieved 6 February 2019.
  89. ^ "Flying Observatory Detects Atomic Oxygen in Martian Atmosphere – NASA". 6 May 2016. Archived from the original on 8 November 2020. Retrieved 18 March 2017.
  90. ^ "Nasa probes oxygen mystery on Mars". BBC News. 14 November 2019. Archived from the original on 17 January 2020. Retrieved 15 November 2019.
  91. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (1 November 2006). "Photochemistry of the martian atmosphere: Seasonal, latitudinal, and diurnal variations". Icarus. 185 (1): 153–170. Bibcode:2006Icar..185..153K. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN 0019-1035.
  92. ^ Perrier, S.; Bertaux, J.L.; Lefèvre, F.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F. (2006). "Global distribution of total ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements". Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S06. Bibcode:2006JGRE..111.9S06P. doi:10.1029/2006JE002681. ISSN 2156-2202.
  93. ^ Perrier, Séverine; Montmessin, Franck; Lebonnois, Sébastien; Forget, François; Fast, Kelly; Encrenaz, Thérèse; et al. (August 2008). "Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars". Nature. 454 (7207): 971–975. Bibcode:2008Natur.454..971L. doi:10.1038/nature07116. ISSN 1476-4687. PMID 18719584. S2CID 205214046.
  94. ^ a b Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (November 2013). "Transport-driven formation of a polar ozone layer on Mars". Nature Geoscience. 6 (11): 930–933. Bibcode:2013NatGe...6..930M. doi:10.1038/ngeo1957. ISSN 1752-0908.
  95. ^ a b "A seasonal ozone layer over the Martian south pole". sci.esa.int. Mars Express. European Space Agency. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  96. ^ Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Montmessin, Franck; Lefèvre, Franck; Perrier, Séverine; Bertaux, Jean-Loup; Forget, François (2006). "Vertical distribution of ozone on Mars as measured by SPICAM/Mars Express using stellar occultations" (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S05. Bibcode:2006JGRE..111.9S05L. doi:10.1029/2005JE002643. ISSN 2156-2202. S2CID 55162288. Archived (PDF) from the original on 8 November 2020. Retrieved 30 August 2020.
  97. ^ Титов, Д.В. (1 января 2002 г.). «Водяной пар в атмосфере Марса». Advances in Space Research . 29 (2): 183–191. Bibcode :2002AdSpR..29..183T. doi :10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN  0273-1177.
  98. ^ ab Whiteway, JA; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, TJ; Davy, R. (3 июля 2009 г.). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Science . 325 (5936): 68–70. Bibcode :2009Sci...325...68W. doi :10.1126/science.1172344. ISSN  0036-8075. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  99. ^ Jakosky, Bruce M.; Farmer, Crofton B. (1982). «Сезонные и глобальные результаты поведения водяного пара в атмосфере Марса: полные глобальные результаты эксперимента с детектором атмосферной воды Viking». Журнал геофизических исследований . Твердая Земля. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode : 1982JGR....87.2999J. doi : 10.1029/JB087iB04p02999. ISSN  2156-2202.
  100. ^ ab Трохимовский, Александр; Федорова, Анна; Кораблев, Олег; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Роден, Александр; Смит, Майкл Д. (1 мая 2015 г.). «Картографирование водяного пара на Марсе с помощью ИК-спектрометра SPICAM: пять марсианских лет наблюдений». Icarus . Dynamic Mars. 251 : 50–64. Bibcode : 2015Icar..251...50T. doi : 10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN  0019-1035.
  101. ^ "Ученые 'картируют' водяной пар в марсианской атмосфере". ScienceDaily . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 . Получено 8 июня 2019 .
  102. ^ mars.nasa.gov. "Mars Exploration Rover". Jet Propulsion Laboratory . mars.nasa.gov . NASA . Архивировано из оригинала 8 августа 2012 года . Получено 8 июня 2019 года .
  103. ^ Ледяные облака в марсианской Арктике. www.nasa.gov (ускоренный фильм). NASA . Архивировано из оригинала 3 января 2019 года . Получено 8 июня 2019 года .
  104. ^ Монмессен, Франк; Форже, Франсуа; Миллур, Эхоуарн; Наварро, Томас; Мадлен, Жан-Батист; Хинсон, Дэвид П.; Спига, Эмерик (сентябрь 2017 г.). «Снежные осадки на Марсе, вызванные ночной конвекцией, вызванной облаками». Nature Geoscience . 10 (9): 652–657. Bibcode :2017NatGe..10..652S. doi :10.1038/ngeo3008. ISSN  1752-0908. S2CID  135198120.
  105. ^ abc esa. "The methane mystery". Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 2 июня 2019 года . Получено 7 июня 2019 года .
  106. ^ Поттер, Шон (7 июня 2018 г.). «NASA находит древний органический материал, таинственный метан на Марсе». NASA . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. . Получено 6 июня 2019 г. .
  107. ^ Witze, Alexandra (25 октября 2018 г.). «Марсианские ученые приближаются к разгадке тайны метана». Nature . 563 (7729): 18–19. Bibcode :2018Natur.563...18W. doi : 10.1038/d41586-018-07177-4 . PMID  30377322.
  108. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкренас, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Science . 306 (5702): 1758–1761. Bibcode :2004Sci...306.1758F. doi : 10.1126/science.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  109. ^ ab Краснопольский, Владимир А.; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас К. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: доказательства жизни?». Icarus . 172 (2): 537–547. Bibcode :2004Icar..172..537K. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  110. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (июль 2008 г.). «Метан в атмосфере Марса: среднее пространственное, суточное и сезонное поведение». Planetary and Space Science . 56 (9): 1194–1203. Bibcode :2008P&SS...56.1194G. doi :10.1016/j.pss.2008.03.004.
  111. ^ Mumma, MJ; Villanueva, GL; Novak, RE; Hewagama, T.; Bonev, BP; DiSanti, MA; Mandell, AM; Smith, MD (20 февраля 2009 г.). «Мощный выброс метана на Марсе северным летом 2003 г.». Science . 323 (5917): 1041–1045. Bibcode :2009Sci...323.1041M. doi : 10.1126/science.1165243 . ISSN  0036-8075. PMID  19150811. S2CID  25083438.
  112. ^ Фонти, С.; Марзо, GA (март 2010 г.). «Картографирование метана на Марсе». Астрономия и астрофизика . 512 : A51. Bibcode : 2010A&A...512A..51F. doi : 10.1051/0004-6361/200913178 . ISSN  0004-6361.
  113. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (1 февраля 2011 г.). «Картографирование метана в атмосфере Марса с помощью данных PFS-MEX». Планетная и космическая наука . Метан на Марсе: текущие наблюдения, интерпретация и планы на будущее. 59 (2): 137–148. Bibcode :2011P&SS...59..137G. doi :10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN  0032-0633.
  114. ^ abc Webster, CR; Mahaffy, PR; Atreya, SK; Flesch, GJ; Mischna, MA; Meslin, P.-Y.; Farley, KA; Conrad, PG; Christensen, LE (23 января 2015 г.). "Mars methane detection and variability at Gale crater" (PDF) . Science . 347 (6220): 415–417. Bibcode :2015Sci...347..415W. doi :10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2018 г. . Получено 24 июня 2019 г.
  115. ^ Васавада, Эшвин Р.; Зурек, Ричард У.; Сандер, Стэнли П.; Крисп, Джой; Леммон, Марк; Хасслер, Дональд М.; Гензер, Мария; Харри, Ари-Матти; Смит, Майкл Д. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . ISSN  0036-8075. PMID  29880682.
  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 для просачивания и происхождения метана». Icarus . Jovian Magnetospheric Environment Science. 178 (2): 487–492. Bibcode :2005Icar..178..487K. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN  0019-1035.
  118. ^ Хехт, Джефф. «Вулканы исключены для марсианского метана». www.newscientist.com . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 г. . Получено 8 июня 2019 г. .
  119. ^ Краснопольский, Владимир А (2012). «Поиск метана и верхних пределов этана и SO2 на Марсе». Icarus . 217 (1): 144–152. Bibcode :2012Icar..217..144K. doi :10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  120. ^ Encrenaz, T. ; Greathouse, TK; Richter, MJ; Lacy, JH; Fouchet, T.; Bézard, B.; Lefèvre, F.; Forget, F.; Atreya, SK (2011). "Строгий верхний предел для SO2 в марсианской атмосфере". Astronomy and Astrophysics . 530 : 37. Bibcode :2011A&A...530A..37E. doi : 10.1051/0004-6361/201116820 .
  121. ^ McAdam, AC; Franz, H.; Archer, PD; Freissinet, C.; Sutter, B.; Glavin, DP; Eigenbrode, JL; Bower, H.; Stern, J.; Mahaffy, PR; Morris, RV; Ming, DW; Rampe, E.; Brunner, AE; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, DL; Blake, D.; Wray, J.; Grotzinger, J.; Научная группа MSL (2013). "Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses". 44-я конференция по науке о Луне и планетах, состоявшаяся 18–22 марта 2013 г. в Вудлендсе, Техас. Вклад LPI № 1719, стр. 1751
  122. ^ ab Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, DR; Biller, JE; Howarth, DW; Lafleur, AL (17 декабря 1976 г.). «Атмосфера Марса: обнаружение криптона и ксенона». Science . 194 (4271): 1293–1295. Bibcode :1976Sci...194.1293O. doi :10.1126/science.194.4271.1293. ISSN  0036-8075. PMID  17797086. S2CID  37362034.
  123. ^ Оуэн, Тобиас; Биман, К.; Рашнек, Д.Р.; Биллер, Дж.Э.; Ховарт, Д.У.; Лафлер, А.Л. (1977). «Состав атмосферы на поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 82 (28): 4635–4639. Bibcode : 1977JGR....82.4635O. doi : 10.1029/JS082i028p04635. ISSN  2156-2202.
  124. ↑ Краснопольский, Владимир А.; Гладстон, Г. Рэндалл (1 августа 2005 г.). «Гелий на Марсе и Венере: наблюдения и моделирование EUVE». Icarus . 176 (2): 395–407. Bibcode :2005Icar..176..395K. doi :10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN  0019-1035.
  125. ^ «Curiosity находит доказательства влияния коры Марса на атмосферу». JPL. NASA. Архивировано из оригинала 9 марта 2020 года . Получено 8 июня 2019 года .
  126. ^ ab Краснопольский, ВА (30 ноября 2001 г.). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Science . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode :2001Sci...294.1914K. doi :10.1126/science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  127. ^ Смит, Майкл Д. (май 2008 г.). «Наблюдения за атмосферой Марса с помощью космических аппаратов». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 36 (1): 191–219. Bibcode : 2008AREPS..36..191S. doi : 10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN  0084-6597. S2CID  102489157.
  128. ^ Withers, Paul; Catling, DC (декабрь 2010 г.). «Наблюдения за атмосферными приливами на Марсе в сезон и на широте входа Феникса в атмосферу». Geophysical Research Letters . 37 (24): n/a. Bibcode : 2010GeoRL..3724204W. doi : 10.1029/2010GL045382 . S2CID  26311417.
  129. ^ a b Leovy, Conway (July 2001). "Weather and climate on Mars". Nature. 412 (6843): 245–249. Bibcode:2001Natur.412..245L. doi:10.1038/35084192. ISSN 1476-4687. PMID 11449286. S2CID 4383943.
  130. ^ Petrosyan, A.; Galperin, B.; Larsen, S. E.; Lewis, S. R.; Määttänen, A.; Read, P. L.; Renno, N.; Rogberg, L. P. H. T.; Savijärvi, H. (17 September 2011). "The Martian Atmospheric Boundary Layer". Reviews of Geophysics. 49 (3): RG3005. Bibcode:2011RvGeo..49.3005P. doi:10.1029/2010RG000351. hdl:2027.42/94893. ISSN 8755-1209. S2CID 37493454.
  131. ^ Catling, David C. (13 April 2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC 956434982.{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link)
  132. ^ Robinson, T. D.; Catling, D. C. (January 2014). "Common 0.1 bar tropopause in thick atmospheres set by pressure-dependent infrared transparency". Nature Geoscience. 7 (1): 12–15. arXiv:1312.6859. Bibcode:2014NatGe...7...12R. doi:10.1038/ngeo2020. ISSN 1752-0894. S2CID 73657868.
  133. ^ Forget, François; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; González-Galindo, Francisco; Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Reberac, Aurélie; Dimarellis, Emmanuel; López-Valverde, Miguel A. (28 January 2009). "Density and temperatures of the upper Martian atmosphere measured by stellar occultations with Mars Express SPICAM" (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E01004. Bibcode:2009JGRE..114.1004F. doi:10.1029/2008JE003086. ISSN 0148-0227. S2CID 2660831. Archived (PDF) from the original on 3 May 2019. Retrieved 24 June 2019.
  134. ^ Bougher, S. W.; Pawlowski, D.; Bell, J. M.; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, J. R.; Chizek, M.; Ridley, A. (February 2015). "Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model: Solar cycle, seasonal, and diurnal variations of the Mars upper atmosphere: BOUGHER ET AL". Journal of Geophysical Research: Planets. 120 (2): 311–342. doi:10.1002/2014JE004715. hdl:2027.42/110830. S2CID 91178752.
  135. ^ Bougher, Stephen W.; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R.; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). "The structure and variability of Mars dayside thermosphere from MAVEN NGIMS and IUVS measurements: Seasonal and solar activity trends in scale heights and temperatures". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (1): 1296–1313. Bibcode:2017JGRA..122.1296B. doi:10.1002/2016JA023454. hdl:2027.42/136242. ISSN 2169-9402.
  136. ^ Zell, Holly (29 May 2015). "MAVEN Captures Aurora on Mars". NASA. Archived from the original on 31 July 2020. Retrieved 5 June 2019.
  137. ^ Greicius, Tony (28 September 2017). "NASA Missions See Effects at Mars From Large Solar Storm". NASA. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 5 June 2019.
  138. ^ "Mars Education | Developing the Next Generation of Explorers". marsed.asu.edu. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  139. ^ McCleese, D. J.; Schofield, J. T.; Taylor, F. W.; Abdou, W. A.; Aharonson, O.; Banfield, D.; Calcutt, S. B.; Heavens, N. G.; Irwin, P. G. J. (November 2008). "Intense polar temperature inversion in the middle atmosphere on Mars". Nature Geoscience. 1 (11): 745–749. Bibcode:2008NatGe...1..745M. doi:10.1038/ngeo332. ISSN 1752-0894. S2CID 128907168.
  140. ^ Slipski, M.; Jakosky, B. M.; Benna, M.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). "Variability of Martian Turbopause Altitudes". Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (11): 2939–2957. Bibcode:2018JGRE..123.2939S. doi:10.1029/2018JE005704. ISSN 2169-9100.
  141. ^ "Mars' ionosphere shaped by crustal magnetic fields". sci.esa.int. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  142. ^ "New views of the Martian ionosphere". sci.esa.int. Archived from the original on 11 November 2013. Retrieved 3 June 2019.
  143. ^ a b Smith, Michael D. (1 January 2004). "Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999–2003". Icarus. Special Issue on DS1 / Comet Borrelly. 167 (1): 148–165. Bibcode:2004Icar..167..148S. doi:10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN 0019-1035.
  144. ^ Montabone, L.; Forget, F.; Millour, E.; Wilson, R.J.; Lewis, S.R.; Cantor, B.; et al. (1 May 2015). "Eight-year climatology of dust optical depth on Mars". Icarus. Dynamic Mars. 251: 65–95. arXiv:1409.4841. Bibcode:2015Icar..251...65M. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN 0019-1035. S2CID 118336315.
  145. ^ NASA/JPL-Caltech/TAMU. "Atmospheric opacity from Opportunity's point of view". NASA's Mars Exploration Program. Archived from the original on 9 June 2019. Retrieved 9 June 2019.
  146. ^ a b Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J.; Bell, James F.; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A.; Smith, Peter H. (1 May 2015). "Dust aerosol, clouds, and the atmospheric optical depth record over 5 Mars years of the Mars Exploration Rover mission". Icarus. Dynamic Mars. 251: 96–111. arXiv:1403.4234. Bibcode:2015Icar..251...96L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN 0019-1035. S2CID 5194550.
  147. ^ Chen-Chen, H.; Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Lavega, A. (1 February 2019). "Dust particle size and optical depth on Mars retrieved by the MSL navigation cameras". Icarus. 319: 43–57. arXiv:1905.01073. Bibcode:2019Icar..319...43C. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN 0019-1035. S2CID 125311345.
  148. ^ Vicente-Retortillo, Álvaro; Martínez, Germán M.; Renno, Nilton O.; Lemmon, Mark T.; de la Torre-Juárez, Manuel (2017). "Determination of dust aerosol particle size at Gale Crater using REMS UVS and Mastcam measurements". Geophysical Research Letters. 44 (8): 3502–3508. Bibcode:2017GeoRL..44.3502V. doi:10.1002/2017GL072589. hdl:2027.42/137189. ISSN 1944-8007.
  149. ^ McCleese, D.J.; Heavens, N.G.; Schofield, J.T.; Abdou, W.A.; Bandfield, J.L.; Calcutt, S.B.; et al. (2010). "Structure and dynamics of the Martian lower and middle atmosphere as observed by the Mars Climate Sounder: Seasonal variations in zonal mean temperature, dust, and water ice aerosols" (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 115 (E12): E12016. Bibcode:2010JGRE..11512016M. doi:10.1029/2010JE003677. ISSN 2156-2202. S2CID 215820851. Archived (PDF) from the original on 15 August 2017. Retrieved 24 June 2019.
  150. ^ Guzewich, Scott D.; Talaat, Elsayed R.; Toigo, Anthony D.; Waugh, Darryn W.; McConnochie, Timothy H. (2013). "High-altitude dust layers on Mars: Observations with the Thermal Emission Spectrometer". Journal of Geophysical Research. Planets. 118 (6): 1177–1194. Bibcode:2013JGRE..118.1177G. doi:10.1002/jgre.20076. ISSN 2169-9100.
  151. ^ a b Read, P L; Lewis, S R; Mulholland, D P (4 November 2015). "The physics of Martian weather and climate: a review" (PDF). Reports on Progress in Physics. 78 (12): 125901. Bibcode:2015RPPh...78l5901R. doi:10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN 0034-4885. PMID 26534887. S2CID 20087052. Archived (PDF) from the original on 20 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  152. ^ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20 July 2018). "The Medusae Fossae Formation as the single largest source of dust on Mars". Nature Communications. 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode:2018NatCo...9.2867O. doi:10.1038/s41467-018-05291-5. PMC 6054634. PMID 30030425.
  153. ^ Malik, Tariq (13 June 2018). "As Massive Storm Rages on Mars, Opportunity Rover Falls Silent – Dust clouds blotting out the sun could be the end of the solar-powered probe". Scientific American. Archived from the original on 13 June 2018. Retrieved 13 June 2018.
  154. ^ Wall, Mike (12 June 2018). "NASA's Curiosity Rover Is Tracking a Huge Dust Storm on Mars (Photo)". Space.com. Archived from the original on 21 December 2020. Retrieved 13 June 2018.
  155. ^ Good, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12 June 2018). "NASA to Hold Media Teleconference on Martian Dust Storm, Mars Opportunity Rover". NASA. Archived from the original on 21 June 2018. Retrieved 12 June 2018.
  156. ^ Good, Andrew (13 June 2018). "NASA Encounters the Perfect Storm for Science". NASA. Archived from the original on 25 June 2018. Retrieved 14 June 2018.
  157. ^ NASA Staff (13 June 2018). "Mars Dust Storm News – Teleconference – audio (065:22)". NASA. Archived from the original on 13 June 2018. Retrieved 13 June 2018.
  158. ^ a b c Whelley, Patrick L.; Greeley, Ronald (2008). "The distribution of dust devil activity on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E7): E07002. Bibcode:2008JGRE..113.7002W. doi:10.1029/2007JE002966. ISSN 2156-2202.
  159. ^ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). "Dust devils on Earth and Mars". Reviews of Geophysics. 44 (3): RG3003. Bibcode:2006RvGeo..44.3003B. doi:10.1029/2005RG000188. ISSN 1944-9208. S2CID 53391259.
  160. ^ a b "The Devils of Mars | Science Mission Directorate". science.nasa.gov. Archived from the original on 26 December 2018. Retrieved 11 June 2019.
  161. ^ Stolte, Daniel; Communications, University (22 May 2019). "On Mars, Sands Shift to a Different Drum". UANews. Archived from the original on 4 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  162. ^ "NASA – NASA Orbiter Catches Mars Sand Dunes in Motion". www.nasa.gov. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  163. ^ a b Urso, Anna C.; Fenton, Lori K.; Banks, Maria E.; Chojnacki, Matthew (1 May 2019). "Boundary condition controls on the high-sand-flux regions of Mars". Geology. 47 (5): 427–430. Bibcode:2019Geo....47..427C. doi:10.1130/G45793.1. ISSN 0091-7613. PMC 7241575. PMID 32440031.
  164. ^ "Thermal tide – AMS Glossary". glossary.ametsoc.org. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  165. ^ a b Lee, C.; Lawson, W. G.; Richardson, M. I.; Heavens, N. G.; Kleinböhl, A.; Banfield, D.; McCleese, D. J.; Zurek, R.; Kass, D. (2009). "Thermal tides in the Martian middle atmosphere as seen by the Mars Climate Sounder". Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E3): E03005. Bibcode:2009JGRE..114.3005L. doi:10.1029/2008JE003285. ISSN 2156-2202. PMC 5018996. PMID 27630378.
  166. ^ a b c Mars. Kieffer, Hugh H. Tucson: University of Arizona Press. 1992. ISBN 0816512574. OCLC 25713423.{{cite book}}: CS1 maint: others (link)
  167. ^ "NASA – Thermal Tides at Mars". www.nasa.gov. Archived from the original on 17 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  168. ^ "Orographic cloud – AMS Glossary". glossary.ametsoc.org. Archived from the original on 10 September 2019. Retrieved 11 June 2019.
  169. ^ esa. "Mars Express keeps an eye on curious cloud". European Space Agency. Archived from the original on 15 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  170. ^ rburnham. "Mars Express: Keeping an eye on a curious cloud | Red Planet Report". Archived from the original on 27 September 2019. Retrieved 11 June 2019.
  171. ^ Maurice, S (1 April 2022). "In situ recording of Mars soundscape". Nature. 605 (7911): 653–658. Bibcode:2022Natur.605..653M. doi:10.1038/s41586-022-04679-0. PMC 9132769. PMID 35364602. S2CID 247865804.
  172. ^ Agle, DC; Fox, Karen; Johnson, Alana; Brennan, Pat (1 April 2022). "What Sounds Captured by NASA's Perseverance Rover Reveal About Mars – A new study based on recordings made by the rover finds that the speed of sound is slower on the Red Planet than on Earth and that, mostly, a deep silence prevails". NASA. Retrieved 5 April 2022.
  173. ^ Ferreira, Becky (4 April 2022). "Sound on Mars Has a 'Unique' And Extremely Trippy Property, Recordings Reveal – Mars has two speeds of sound, which "may induce a unique listening experience on Mars with an early arrival of high-pitched sounds compared to bass". Vice. Retrieved 5 April 2022.
  174. ^ Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P. (2003). "A Sensitive Search for Methane on Mars". Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 937. Bibcode:2003DPS....35.1418M.
  175. ^ Naeye, Robert (28 September 2004). "Mars Methane Boosts Chances for Life". Sky & Telescope. Archived from the original on 20 December 2014. Retrieved 20 December 2014.
  176. ^ Hand, Eric (2018). "Mars methane rises and falls with the seasons". Science. 359 (6371): 16–17. Bibcode:2018Sci...359...16H. doi:10.1126/science.359.6371.16. PMID 29301992.
  177. ^ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16 December 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". NASA. Archived from the original on 17 December 2014. Retrieved 16 December 2014.
  178. ^ Chang, Kenneth (16 December 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". The New York Times. Archived from the original on 16 December 2014. Retrieved 16 December 2014.
  179. ^ Chang, Kenneth (7 June 2018). "Life on Mars? Rover's Latest Discovery Puts It 'On the Table' - The identification of organic molecules in rocks on the red planet does not necessarily point to life there, past or present, but does indicate that some of the building blocks were present". The New York Times. Archived from the original on 8 June 2018. Retrieved 8 June 2018.
  180. ^ Eigenbrode, Jennifer L.; et al. (8 June 2018). "Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars". Science. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci...360.1096E. doi:10.1126/science.aas9185. hdl:10044/1/60810. PMID 29880683.
  181. ^ Mumma, Michael; et al. (2010). "The Astrobiology of Mars: Methane and Other Candinate Biomarker Gases, and Related Interdisciplinary Studies on Earth and Mars" (PDF). Astrobiology Science Conference 2010. Astrophysics Data System. Greenbelt, MD: Goddard Space Flight Center. Archived (PDF) from the original on 25 October 2012. Retrieved 24 July 2010.
  182. ^ Oze, C.; Sharma, M. (2005). "Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars". Geophys. Res. Lett. 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029/2005GL022691. S2CID 28981740.
  183. ^ Oze, Christopher; Jones, Camille; Goldsmith, Jonas I.; Rosenbauer, Robert J. (7 June 2012). "Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces". PNAS. 109 (25): 9750–9754. Bibcode:2012PNAS..109.9750O. doi:10.1073/pnas.1205223109. PMC 3382529. PMID 22679287.
  184. ^ Staff (25 June 2012). "Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study". Space.com. Archived from the original on 9 October 2019. Retrieved 27 June 2012.
  185. ^ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). "The paradox of Martian Methane" (PDF). Ninth International Conference on Mars 2019. LPI Contrib. No. 2089. Archived (PDF) from the original on 1 October 2021. Retrieved 27 June 2019.
  186. ^ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O.; Kok, Jasper F.; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J.; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). "Emission of non-thermal microwave radiation by a Martian dust storm". Geophysical Research Letters. 36 (13): L13202. Bibcode:2009GeoRL..3613202R. doi:10.1029/2009GL038715. hdl:2027.42/94934. ISSN 1944-8007. S2CID 14707525.
  187. ^ Gurnett, D. A.; Morgan, D. D.; Granroth, L. J.; Cantor, B. A.; Farrell, W. M.; Espley, J. R. (2010). "Non-detection of impulsive radio signals from lightning in Martian dust storms using the radar receiver on the Mars Express spacecraft". Geophysical Research Letters. 37 (17): n/a. Bibcode:2010GeoRL..3717802G. doi:10.1029/2010GL044368. ISSN 1944-8007. S2CID 134066523.
  188. ^ Anderson, Marin M.; Siemion, Andrew P. V.; Barott, William C.; Bower, Geoffrey C.; Delory, Gregory T.; Pater, Imke de; Werthimer, Dan (December 2011). "The Allen Telescope Array Search for Electrostatic Discharges on Mars". The Astrophysical Journal. 744 (1): 15. arXiv:1111.0685. doi:10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN 0004-637X. S2CID 118861678. Archived from the original on 27 April 2019. Retrieved 30 August 2020.
  189. ^ a b Choi, Charles; Q. (6 June 2019). "Why Mars Lightning Is Weak and Rare". Space.com. Archived from the original on 9 June 2019. Retrieved 7 June 2019.
  190. ^ Wurm, Gerhard; Schmidt, Lars; Steinpilz, Tobias; Boden, Lucia; Teiser, Jens (1 October 2019). "A challenge for Martian lightning: Limits of collisional charging at low pressure". Icarus. 331: 103–109. arXiv:1905.11138. Bibcode:2019Icar..331..103W. doi:10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN 0019-1035. S2CID 166228217.
  191. ^ Laraia, Anne L.; Schneider, Tapio (30 July 2015). "Superrotation in Terrestrial Atmospheres" (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 72 (11): 4281–4296. Bibcode:2015JAtS...72.4281L. doi:10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN 0022-4928. S2CID 30893675. Archived (PDF) from the original on 23 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  192. ^ a b Read, Peter L.; Lebonnois, Sebastien (30 May 2018). "Superrotation on Venus, on Titan, and Elsewhere". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 46 (1): 175–202. Bibcode:2018AREPS..46..175R. doi:10.1146/annurev-earth-082517-010137. ISSN 0084-6597. S2CID 134203070.
  193. ^ Lewis, Stephen R.; Read, Peter L. (2003). "Equatorial jets in the dusty Martian atmosphere" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 108 (E4): 5034. Bibcode:2003JGRE..108.5034L. doi:10.1029/2002JE001933. ISSN 2156-2202. Archived (PDF) from the original on 26 July 2020. Retrieved 30 July 2019.
  194. ^ Herschel William (1 January 1784). "XIX. On the remarkable appearances at the polar regions of the planet Mars, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 74: 233–273. doi:10.1098/rstl.1784.0020. S2CID 186212257.
  195. ^ Dawes, W.R. (1865). "Physical Observations of Mars Near the Opposition in 1864". Astronomical Register. 3: 220.1. Bibcode:1865AReg....3..220D.
  196. ^ a b Campbell, W.W. (1894). "Concerning an Atmosphere on Mars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 6 (38): 273. Bibcode:1894PASP....6..273C. doi:10.1086/120876.
  197. ^ Wright, W. H. (1925). "Photographs of Mars made with light of different colors". Lick Observatory Bulletin. 12: 48–61. Bibcode:1925LicOB..12...48W. doi:10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  198. ^ Menzel, D. H. (1926). "The Atmosphere of Mars". Astrophysical Journal. 61: 48. Bibcode:1926ApJ....63...48M. doi:10.1086/142949.
  199. ^ Kaplan, Lewis D.; Münch, Guido; Spinrad, Hyron (January 1964). "An Analysis of the Spectrum of Mars". The Astrophysical Journal. 139: 1. Bibcode:1964ApJ...139....1K. doi:10.1086/147736. ISSN 0004-637X.
  200. ^ Kaplan, Lewis D.; Connes, J.; Connes, P. (September 1969). "Carbon Monoxide in the Martian Atmosphere". The Astrophysical Journal. 157: L187. Bibcode:1969ApJ...157L.187K. doi:10.1086/180416. ISSN 0004-637X.
  201. ^ "Mariner 4 Anniversary Marks 30 Years of Mars Exploration". NASA/JPL. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 9 June 2019.
  202. ^ Scoles, Sarah (24 July 2020). "The Doctor From Nazi Germany and the Roots of the Hunt for Life on Mars". The New York Times. ISSN 0362-4331. Archived from the original on 25 November 2020. Retrieved 24 July 2020.
  203. ^ Kemppinen, O; Tillman, J.E; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). "New analysis software for Viking Lander meteorological data". Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems. 2 (1): 61–69. Bibcode:2013GI......2...61K. doi:10.5194/gi-2-61-2013.
  204. ^ mars.nasa.gov. "Mars Weather at Elysium Planitia". NASA's InSight Mars Lander. Archived from the original on 1 December 2020. Retrieved 13 June 2019.
  205. ^ NASA, JPL. "Rover Environmental Monitoring Station (REMS) – NASA Mars Curiosity Rover". mars.nasa.gov. Archived from the original on 12 November 2020. Retrieved 13 June 2019.
  206. ^ "NASA Wants to Make Rocket Fuel From Martian Soil - ExtremeTech". www.extremetech.com. Archived from the original on 26 September 2020. Retrieved 23 September 2020.
  207. ^ "NASA's Perseverance rover produces oxygen on Mars in historic first — water could be next, scientists say". 22 April 2021.

Further reading

External links