stringtranslate.com

Марсианские полярные ледяные шапки

Фотография Марса 1995 года, показывающая примерный размер полярных шапок.

Планета Марс имеет две постоянные полярные ледяные шапки из водяного льда и некоторого количества сухого льда (замороженного углекислого газа , CO 2 ). Выше километровых слоев вечной мерзлоты водяного льда , глыбы сухого льда откладываются во время зимы на полюсе, [1] [2] лежащие в постоянной темноте, в результате чего 25–30% атмосферы ежегодно откладывается на любом из полюсов. Когда полюса снова подвергаются воздействию солнечного света, замороженный CO 2 сублимируется . [3] Эти сезонные действия переносят большое количество пыли и водяного пара, вызывая образование инея, похожего на земной, и больших перистых облаков .

Шапки на обоих полюсах в основном состоят из водяного льда . Замороженный углекислый газ накапливается в виде сравнительно тонкого слоя толщиной около одного метра на северной шапке в северную зиму, в то время как южная шапка имеет постоянный сухой ледяной покров толщиной около 8 м. [4] Северная полярная шапка имеет диаметр около 1000 км во время северного марсианского лета, [5] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, который, если равномерно распределить по шапке, имел бы толщину 2 км. [6] (Это сопоставимо с объемом в 2,85 миллиона кубических километров (км 3 ) для ледяного щита Гренландии .) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и толщину 3 км. [7] Общий объем льда в южной полярной шапке плюс прилегающие слоистые отложения также оценивается в 1,6 миллиона кубических километров. [8] Обе полярные шапки демонстрируют спиральные ложбины, которые, как показал недавний анализ проникающего сквозь лед радара SHARAD, являются результатом приблизительно перпендикулярных катабатических ветров , которые закручиваются в спираль из-за эффекта Кориолиса . [9] [10]

Сезонное замерзание некоторых областей вблизи южной ледяной шапки приводит к образованию прозрачных плит сухого льда толщиной 1 м над землей. С приходом весны солнечный свет нагревает недра, и давление от сублимации CO2 нарастает под плитой, поднимая и в конечном итоге разрывая ее. Это приводит к гейзероподобным извержениям газа CO2, смешанного с темным базальтовым песком или пылью. Этот процесс быстрый, наблюдаемый в течение нескольких дней, недель или месяцев, скорость изменения довольно необычна в геологии, особенно для Марса. Газ, устремляющийся под плитой к месту гейзера, вырезает паукообразный рисунок радиальных каналов подо льдом. [11] [12] [13] [14]

В 2018 году итальянские ученые сообщили, что измерения радиолокационных отражений могут показать подледниковое озеро на Марсе, находящееся на 1,5 км (0,93 мили) ниже поверхности южных полярных слоистых отложений (не под видимой постоянной ледяной шапкой) и около 20 км (12 миль) в поперечнике; Если это подтвердится, это будет первый известный стабильный водоем на планете. [15] [16] Однако радиолокационные отражения могут показать твердые минералы или соленый лед вместо жидкой воды. [17] [18]

Общие функции

Замерзание атмосферы

Исследования, основанные на небольших изменениях орбит космических аппаратов вокруг Марса за 16 лет, показали, что каждую зиму примерно от 3 до 4 триллионов тонн углекислого газа вымораживается из атмосферы в зимней полярной шапке полушария. Это составляет от 12 до 16 процентов массы всей марсианской атмосферы . Эти наблюдения подтверждают прогнозы Mars Global Reference Atmospheric Model—2010. [19] [20]

Слои

Слои на самом севере северной полярной ледяной шапки, полученные с помощью HIRISE в рамках программы HiWish

Обе полярные шапки демонстрируют слоистые особенности, называемые полярно-слоистыми отложениями, которые являются результатом сезонной абляции и накопления льда вместе с пылью от марсианских пылевых бурь. Информация о прошлом климата Марса может быть в конечном итоге обнаружена в этих слоях, так же как рисунки годичных колец деревьев и данные ледяных кернов на Земле. Обе полярные шапки также демонстрируют бороздчатые особенности, вероятно, вызванные моделями ветровых потоков. Бороздки также зависят от количества пыли. [21] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем больше таяние. Темные поверхности поглощают больше световой энергии. Существуют и другие теории, которые пытаются объяснить большие бороздки. [22] : 155 

Китайский марсоход Zhurong , изучавший регион Utopia Planitia на Марсе, обнаружил дюны, которые лежат в разных направлениях. Яркие барханы и темные продольные дюны свидетельствуют о том, что преобладающее поле ветра претерпело изменение примерно на 70°. Исследователи полагают, что дюны образовались, когда изменился наклон и произошло смещение ветров. Примерно в то же время происходят изменения в слоях северных ледяных шапок Марса. [23]

Обогащение дейтерием

Дейтерий — более тяжёлый изотоп водорода по сравнению с наиболее распространённым изотопом элемента, протием . Это делает дейтерий любого небесного тела статистически гораздо менее склонным к переносу в космос звёздным ветром по сравнению с его протием. Доказательства того, что на Марсе когда-то было достаточно воды, чтобы создать мировой океан глубиной не менее 137 м, были получены из измерения отношения HDO к H 2 O над северной полярной шапкой. В марте 2015 года группа учёных опубликовала результаты, показывающие, что лёд полярной шапки примерно в восемь раз более обогащен дейтерием, чем вода в океанах Земли. Это означает, что Марс потерял объём воды в 6,5 раз больше, чем тот, который хранится в сегодняшних полярных шапках. Вода на какое-то время могла образовать океан в низменных Ваститас Бореалис и прилегающих низменностях ( Ацидалия , Аркадия и Утопия ). Если бы вода когда-либо была жидкой и находилась на поверхности, она покрывала бы 20% планеты и местами достигала бы почти мили в глубину.

Эта международная группа использовала Очень Большой Телескоп Европейской Южной Обсерватории , а также инструменты Обсерватории Кека и Инфракрасного Телескопа НАСА , чтобы составить карту различных изотопных форм воды в атмосфере Марса за шестилетний период. [24] [25]

Северная полярная шапка

Составное изображение северной полярной шапки в 2006 году. Темное кольцо, окружающее полярную шапку, — песчаные дюны.
Мозаика из снимков, сделанных в период с 16 декабря 2015 года по 26 января 2016 года миссией Mars Orbiter

Основная часть северной ледяной шапки состоит из водяного льда ; она также имеет тонкий сезонный слой сухого льда , твердого углекислого газа . Каждую зиму ледяная шапка растет, добавляя от 1,5 до 2 м сухого льда. Летом сухой лед сублимируется (переходит непосредственно из твердого состояния в газообразное) в атмосферу. На Марсе есть времена года, которые похожи на земные, потому что его ось вращения имеет наклон, близкий к наклону нашей собственной Земли (25,19° для Марса, 23,44° для Земли).

В течение каждого года на Марсе около трети тонкой атмосферы марсианского углекислого газа (CO 2 ) «замерзает» зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в гравитационном поле Марса из-за движения углекислого газа. [26]

Ледяная шапка на севере имеет меньшую высоту (основание на высоте −5000 м, вершина на высоте −2000 м), чем на юге (основание на высоте 1000 м, вершина на высоте 3500 м). [27] [28] Там также теплее, поэтому весь замороженный углекислый газ исчезает каждое лето. [29] Часть шапки, которая переживает лето, называется северной остаточной шапкой и состоит из водяного льда. Считается, что этот водяной лед имеет толщину до трех километров. Гораздо более тонкая сезонная шапка начинает формироваться в конце лета и начале осени, когда образуются разнообразные облака. Называемые полярным капюшоном, облака выпадают осадки, которые утолщают шапку. Северная полярная шапка симметрична относительно полюса и покрывает поверхность примерно до 60 градусов широты. Снимки с высоким разрешением, сделанные с помощью аппарата NASA Mars Global Surveyor, показывают, что северная полярная шапка в основном покрыта ямками, трещинами, небольшими выпуклостями и выступами, которые придают ей вид творога. Ямы расположены близко друг к другу относительно сильно отличающихся друг от друга впадин в южной полярной шапке.

Обе полярные шапки демонстрируют слоистые особенности, которые являются результатом сезонного таяния и отложения льда вместе с пылью от марсианских пылевых бурь. Эти полярные слоистые отложения лежат под постоянными полярными шапками. Информация о прошлом климата Марса может быть в конечном итоге обнаружена в этих слоях, так же как образцы годичных колец деревьев и данные ледяных кернов на Земле. Обе полярные шапки также демонстрируют бороздчатые особенности, вероятно, вызванные моделями потоков ветра и углами солнца, хотя есть несколько теорий, которые были выдвинуты. Борозды также зависят от количества пыли. [21] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем больше таяние. Темные поверхности поглощают больше световой энергии. Одна большая долина, Chasma Boreale, проходит на полпути через шапку. Она имеет ширину около 100 км и глубину до 2 км — это глубже, чем Большой каньон на Земле . [30]

Когда наклон или наклон меняются, размер полярных шапок меняется. Когда наклон достигает своего пика, полюса получают гораздо больше солнечного света и в течение большего количества часов каждый день. Избыточный солнечный свет заставляет лед таять, так что он может покрыть части поверхности слоем льда толщиной 10 м. Было найдено много доказательств того, что ледники, вероятно, образовались, когда произошло это изменение климата, вызванное наклоном. [31]

Исследования, опубликованные в 2009 году, показывают, что богатые льдом слои ледяной шапки соответствуют моделям колебаний марсианского климата. Радарный прибор Mars Reconnaissance Orbiter NASA может измерять контраст в электрических свойствах между слоями. Картина отражательной способности выявляет картину материальных изменений внутри слоев. Радар создал поперечное сечение слоистых отложений северного полюса Марса. Зоны высокой отражательной способности с несколькими контрастными слоями чередуются с зонами с более низкой отражательной способностью. Модели чередования этих двух типов зон можно соотнести с моделями изменений наклона Марса. Поскольку верхняя зона слоистых отложений северного полюса — самая последняя отложенная часть — сильно отражает радары, исследователи предполагают, что такие участки высококонтрастной слоистости соответствуют периодам относительно небольших колебаний наклона планеты, поскольку марсианская ось в последнее время не сильно менялась. Более пыльные слои, по-видимому, отлагаются в периоды, когда атмосфера более пыльная. [32] [33] [34]

Исследование, опубликованное в январе 2010 года с использованием изображений HiRISE , говорит, что понимание слоев сложнее, чем считалось ранее. Яркость слоев зависит не только от количества пыли. Угол солнца вместе с углом космического корабля сильно влияют на яркость, видимую камерой. Этот угол зависит от таких факторов, как форма стенки желоба и ее ориентация. Кроме того, шероховатость поверхности может сильно изменить альбедо (количество отраженного света). Кроме того, во многих случаях то, что мы видим, является не настоящим слоем, а свежим слоем инея. На все эти факторы влияет ветер, который может размывать поверхности. Камера HiRISE не обнаружила слоев, которые были бы тоньше тех, которые были видны Mars Global Surveyor. Однако она увидела больше деталей внутри слоев. [35]

Радарные измерения северной полярной ледяной шапки показали, что объем водяного льда в слоистых отложениях шапки составляет 821 000 кубических километров (197 000 кубических миль), что равно 30% ледяного покрова Гренландии Земли. (Слоистые отложения залегают над дополнительными базальными отложениями льда.) Радар находится на борту Mars Reconnaissance Orbiter . [32]

Данные радара SHARAD, объединенные для формирования 3D-модели, показывают скрытые кратеры. Они могут быть использованы для датирования определенных слоев. [34]

В феврале 2017 года ЕКА опубликовало новый вид Северного полюса Марса. Это была мозаика, составленная из 32 отдельных орбит Mars Express . [36] [37]

В статье, опубликованной в Nature в 2023 году, исследователи обнаружили резкое увеличение яркости северных ледяных шапок, которое произошло примерно 0,4 миллиона лет назад. Это изменение могло вызвать изменения в направлении ветра, которые наблюдаются в регионах, исследованных марсоходом Zhuroug. [38]

Южная полярная шапка

Южная полярная постоянная шапка намного меньше северной. Ее диаметр составляет 400 км, по сравнению с диаметром северной шапки в 1100 км. [22] : 154  Каждую южную зиму ледяная шапка покрывает поверхность до широты 50°. [39] Часть ледяной шапки состоит из сухого льда , твердого углекислого газа . Каждую зиму ледяная шапка растет, добавляя от 1,5 до 2 метров сухого льда из осадков из полярного капюшона облаков. Летом сухой лед сублимируется (переходит непосредственно из твердого состояния в газообразное) в атмосферу. В течение каждого года на Марсе около трети тонкой атмосферы Марса из углекислого газа (CO 2 ) «вымерзает» зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в гравитационном поле Марса из-за движения углекислого газа. Другими словами, зимнее накопление льда изменяет гравитацию планеты. [26] Марс имеет сезоны, похожие на земные, потому что его ось вращения имеет наклон, близкий к наклону нашей Земли (25,19° для Марса, 23,45° для Земли). Южная полярная шапка выше по высоте и холоднее, чем северная. [29]

Остаточная южная ледяная шапка смещена; то есть она не центрирована на южном полюсе. Однако южная сезонная шапка центрирована около географического полюса. [22] : 154  Исследования показали, что смещение центральной шапки вызвано тем, что на одной стороне выпадает гораздо больше снега, чем на другой. На западной стороне полушария южного полюса образуется система низкого давления, поскольку ветры изменяются впадиной Эллада . Эта система производит больше снега. На другой стороне меньше снега и больше мороза. Снег имеет тенденцию отражать больше солнечного света летом, поэтому не так много тает или сублимируется (климат Марса заставляет снег переходить из твердого состояния в газообразное). Мороз, с другой стороны, имеет более грубую поверхность и имеет тенденцию удерживать больше солнечного света, что приводит к большей сублимации. Другими словами, области с большим количеством более грубого мороза теплее. [40]

Исследование, опубликованное в апреле 2011 года, описывает большое месторождение замороженного углекислого газа вблизи южного полюса. Большая часть этого месторождения, вероятно, попадает в атмосферу Марса, когда наклон планеты увеличивается. Когда это происходит, атмосфера уплотняется, ветры усиливаются, и большие площади на поверхности могут поддерживать жидкую воду. [41] Анализ данных показал, что если бы все эти месторождения были превращены в газ, атмосферное давление на Марсе удвоилось бы. [42] Существует три слоя этих месторождений; каждый покрыт 30-метровым слоем водяного льда, который не позволяет CO 2 сублимироваться в атмосферу. При сублимации твердый материал переходит непосредственно в газовую фазу. Эти три слоя связаны с периодами, когда атмосфера разрушалась при изменении климата. [43]

Вокруг южного полюса существует большое поле эскеров , называемое формацией Дорса Аргентеа , которое, как полагают, является остатками гигантского ледяного щита. [44] Считается, что этот большой полярный ледяной щит покрывал около 1,5 миллионов квадратных километров. Эта площадь в два раза больше площади штата Техас . [45] [ круговая ссылка ] [46]

В июле 2018 года ЕКА обнаружило признаки наличия жидкой соленой воды, погребенной под слоями льда и пыли, проанализировав отражение радиолокационных импульсов, генерируемых Mars Express . [16]

Внешний вид швейцарского сыра

Ландшафт «Швейцарский сыр» на южной полярной шапке Марса, полученный с помощью Mars Global Surveyor. Самые большие столовые горы высотой ~4 метра (13 футов); площадь 3 x 3 километра (1,9 x 1,9 мили).
Изменения поверхности южного полюса с 1999 по 2001 год, зафиксированные Mars Global Surveyor.

В то время как северная полярная шапка Марса имеет плоскую, покрытую ямками поверхность, напоминающую творог, южная полярная шапка имеет более крупные ямы, впадины и плоские столовые горы , которые придают ей вид швейцарского сыра. [47] [48] [49] [50] Верхний слой марсианской южной полярной остаточной шапки был размыт до плосковершинных столовых гор с круглыми углублениями. [51] Наблюдения, сделанные камерой Mars Orbiter в 2001 году, показали, что уступы и стенки ям южной полярной шапки отступали со средней скоростью около 3 метров (9,8 фута) с 1999 года. Другими словами, они отступали на 3 метра за марсианский год. В некоторых местах на шапке уступы отступают менее чем на 3 метра за марсианский год, а в других местах они могут отступать до 8 метров (26 футов) за марсианский год. Со временем южные полярные ямы сливаются, превращаясь в равнины, столовые горы превращаются в холмы , а холмы исчезают навсегда. Круглая форма, вероятно, формируется под воздействием угла наклона солнца. Летом солнце движется по небу, иногда в течение 24 часов каждый день, прямо над горизонтом. В результате стены круглой впадины будут получать более интенсивный солнечный свет, чем пол; стена будет плавиться гораздо сильнее, чем пол. Стены плавятся и отступают, в то время как пол остается прежним. [52] [53]

Более поздние исследования с помощью мощного HiRISE показали, что ямы находятся в слое сухого льда толщиной 1–10 метров, который находится на гораздо более крупной шапке из водяного льда. Было замечено, что ямы начинаются с небольших участков вдоль слабых разломов. Круглые ямы имеют крутые стенки, которые фокусируют солнечный свет, тем самым увеличивая эрозию. Для того, чтобы яма образовала крутую стенку около 10 см и длиной более 5 метров, необходимо. [54]

На фотографиях ниже показано, почему говорят, что поверхность напоминает швейцарский сыр; также можно увидеть различия за двухлетний период.

Звездообразные каналы или пауки

Каналы звездных взрывов, вызванные утечкой газа CO2, как видно с HiRISE. Такие каналы, также называемые пауками, могут быть около 500 м в диаметре и 1 м в глубину.
Перья и пауки, как их увидел HiRISE в рамках программы HiWish

Каналы звездообразования представляют собой узоры каналов, которые расходятся в перистые расширения. Они вызваны газом, который выходит вместе с пылью. Газ накапливается под полупрозрачным льдом по мере повышения температуры весной. [55] Обычно имеющие ширину 500 метров и глубину 1 метр, пауки могут претерпеть заметные изменения всего за несколько дней. [56] Одна из моделей для понимания образования пауков гласит, что солнечный свет нагревает частицы пыли во льду. Теплые частицы пыли оседают, плавясь сквозь лед, в то время как отверстия за ними отжигаются. В результате лед становится довольно прозрачным. Затем солнечный свет достигает темного дна ледяной плиты и превращает твердый лед из углекислого газа в газ, который течет к более высоким областям, которые открываются на поверхность. Газ устремляется наружу, унося с собой темную пыль. Ветры на поверхности будут раздувать выходящий газ и пыль в темные веера, которые мы наблюдаем с помощью орбитальных космических аппаратов. [31] [57] Физика этой модели похожа на идеи, выдвинутые для объяснения темных шлейфов, вырывающихся с поверхности Тритона . [58]

Исследование, опубликованное в январе 2010 года с использованием изображений HiRISE, показало, что некоторые каналы у пауков увеличиваются по мере подъема, поскольку газ вызывает эрозию. Исследователи также обнаружили, что газ течет к трещине, которая возникла в слабой точке льда. Как только солнце поднимается над горизонтом, газ из пауков выдувает пыль, которая разносится ветром, образуя темную веерообразную форму. Часть пыли застревает в каналах. В конце концов, все веера и каналы покрываются инеем до следующей весны, когда цикл повторяется. [39] [59]


Слои

Chasma Australe, крупная долина, пересекает слоистые отложения в южной полярной шапке. На стороне 90 E отложения лежат в крупном бассейне, называемом Прометей. [60]

Некоторые слои на южном полюсе также показывают полигональные трещины в форме прямоугольников. Считается, что трещины были вызваны расширением и сжатием водяного льда под поверхностью. [61]

Галерея

Площадь полярного льда CO2 на севере (слева) и на юге (справа) в течение марсианского года

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Вода на южном полюсе Марса". ESA . ​​Получено 2024-08-05 .
  2. ^ Уильямс, Мэтт (29.09.2021). «Сколько снега из углекислого газа выпадает каждую зиму на Марсе?». Universe Today . Получено 05.08.2024 .
  3. ^ Hess, S.; Henry, R.; Tillman, J. (1979). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Journal of Geophysical Research . 84 : 2923–2927. Bibcode : 1979JGR....84.2923H. doi : 10.1029/JB084iB06p02923.
  4. ^ Дарлинг, Дэвид. "Марс, полярные шапки". Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов . Получено 26.02.2007 .
  5. ^ "Программа интернет-образования "Поездки к звездам" MIRA". Mira.or. Получено 26.02.2007 .
  6. ^ Карр, Майкл Х.; Хэд, Джеймс У. (2003). «Океаны на Марсе: оценка наблюдательных данных и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (5042): 24. Bibcode : 2003JGRE..108.5042C. doi : 10.1029/2002JE001963 . S2CID  16367611.
  7. ^ Филлипс, Тони. "Марс тает, наука в НАСА". Архивировано из оригинала 24-02-2007 . Получено 26-02-2007 .
  8. ^ Plaut, JJ; et al. (2007). "Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса". Science . 316 (5821): 92–5. Bibcode :2007Sci...316...92P. doi : 10.1126/science.1139672 . PMID  17363628. S2CID  23336149.
  9. ^ Смит, Айзек Б.; Холт, Дж. В. (2010). «Начало и миграция спиральных впадин на Марсе, обнаруженные орбитальным радаром». Nature . 465 (4): 450–453. Bibcode :2010Natur.465..450S. doi :10.1038/nature09049. PMID  20505722. S2CID  4416144.
  10. ^ "Загадочные спирали на Марсе наконец объяснены". Space.com. 26 мая 2010 г. Получено 26 мая 2010 г.
  11. ^ "NASA Findings Suggest Jets Bursting From Martian Ice Cap". Лаборатория реактивного движения . NASA. 16 августа 2006 г. Получено 11 августа 2009 г.
  12. ^ Kieffer, HH (2000). "Ежегодный прерывистый лед CO2 и струи на Марсе". Mars Polar Science 2000 (PDF) . Получено 06.09.2009 .
  13. ^ Г. Портянкина, ред. (2006). "Моделирование извержений гейзерного типа в криптической области юга Марса". Четвертая конференция по полярной науке о Марсе (PDF) . Получено 11 августа 2009 г.
  14. ^ Киффер, Хью Х.; Кристенсен, Филип Р.; Титус, Тимоти Н. (30 мая 2006 г.). «Струи CO2, образованные сублимацией под полупрозрачным слоем льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Nature . 442 (7104): 793–796. Bibcode :2006Natur.442..793K. doi :10.1038/nature04945. PMID  16915284. S2CID  4418194.
  15. ^ Halton, Mary (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено „озеро“ жидкой воды». BBC News . Получено 26 июля 2018 г.
  16. ^ аб Оросей, Р.; Лауро, ЮВ; Петтинелли, Э.; Чикетти, А.; Корадини, М.; и др. (2018). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе». Наука . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O. дои : 10.1126/science.aar7268 . hdl : 11573/1148029. ПМИД  30045881.
  17. ^ Bierson, CJ; Tulaczyk, S.; Courville, SW; Putzig, NE (2021-07-16). "Сильные отражения радара MARSIS от основания южной полярной шапки Марса могут быть вызваны проводящим льдом или минералами". Geophysical Research Letters . 48 (13). Bibcode : 2021GeoRL..4893880B. doi : 10.1029/2021GL093880. ISSN  0094-8276. S2CID  237755186.
  18. ^ Смит, И. Б.; Лалич, Д. Э.; Резза, К.; Хорган, Б. Х. Н.; Уиттен, Дж. Л.; Нероцци, С.; Холт, Дж. В. (август 2021 г.). «Надежная интерпретация ярких радарных отражателей под льдом южного полюса Марса». Geophysical Research Letters . 48 (15). Bibcode : 2021GeoRL..4893618S. doi : 10.1029/2021GL093618. ISSN  0094-8276. S2CID  237654444.
  19. ^ Штайгервальд, Билл (март 2016 г.). «Новая гравитационная карта дает лучший вид на внутреннюю часть Марса». NASA/Goddard Space Flight Center . Sciencedaily.com . Получено 2016-10-03 .
  20. ^ Дженова, Антонио; Гуссенс, Сандер; и др. (июль 2016 г.), «Сезонные и статические данные о гравитационном поле Марса от MGS, Mars Odyssey и радионауки MRO», Icarus , 272 : 228–245, Bibcode : 2016Icar..272..228G, doi : 10.1016/j.icarus.2016.02.050
  21. ^ ab "Mars Polar Regions". Окна во Вселенную . Национальная ассоциация преподавателей наук о Земле . Получено 28 декабря 2019 г.
  22. ^ abc Барлоу, Надин Г. (2008). Марс: введение в его внутреннее пространство, поверхность и атмосферу . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5.
  23. ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны, указывающие на изменение ветрового режима в соответствии с окончанием ледникового периода. Природа
  24. ^ Европейская южная обсерватория (2015-03-05). "Марс: Планета, которая потеряла океан воды". ScienceDaily. Архивировано из оригинала 2015-03-10 . Получено 2015-03-10 .
  25. ^ Вильянуэва, GL; Мама, MJ; Новак, Р.Э.; Койфль, Ху; Хартог, П.; Энкреназ, Т .; Токунага, А.; Хаят, А.; Смит, доктор медицины (05 марта 2015 г.). «Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: исследование течений и древних резервуаров». Наука . 348 (6231): 218–221. Бибкод : 2015Sci...348..218В. дои : 10.1126/science.aaa3630. PMID  25745065. S2CID  206633960.
  26. ^ ab "Laser Altimeter Provides First Measurements of Seasonal Snow Depth On Mars". Goddard Space Flight Center . NASA. 6 декабря 2001 г. Архивировано из оригинала 2009-07-12 . Получено 2018-01-19 .
  27. ^ Фор, Гюнтер; Менсинг, Тереза ​​М. (2007-05-04). Введение в планетарную науку: Геологическая перспектива. Springer Science & Business Media. ISBN 9781402055447.
  28. ^ Фишбо, К. (2001). «Сравнение северной и южной полярных шапок Марса: новые наблюдения по данным MOLA и обсуждение некоторых нерешенных вопросов». Icarus . 154 (1): 145–161. Bibcode :2001Icar..154..145F. doi :10.1006/icar.2001.6666. S2CID  17330757.
  29. ^ ab Taylor, Fredric W. (2009-12-10). Научное исследование Марса . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82956-4.
  30. ^ Барлоу, Надин (10 января 2008 г.). Марс: Введение в его внутреннее строение, поверхность и атмосферу . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5.
  31. ^ ab Bell, Jim (2008-06-05). Марсианская поверхность: состав, минералогия и физические свойства . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-86698-9.
  32. ^ ab "Радиолокационная карта захороненных слоев Марса соответствует климатическим циклам". Jet Propulsion Lab . 2009-09-22 . Получено 2018-07-10 .
  33. ^ Путциг, штат Невада; Филлипс, Р.Дж.; Кэмпбелл, бакалавр; Холт, Дж.В.; Плаут, Джей Джей; Картер, LM; Иган, AF; Бернардини, Ф.; Сафаейнили, А.; Сеу, Р. (2009). «Подповерхностная структура Planum Boreum по данным мелкого радиолокационного зондирования марсианского орбитального аппарата». Икар . 204 (2): 443–457. Бибкод : 2009Icar..204..443P. doi :10.1016/j.icarus.2009.07.034.
  34. ^ ab Foss, FJ; Putzig, NE; Campbell, BA; Phillips, RJ (2017). «Трехмерное изображение полярных ледяных шапок Марса с использованием данных орбитального радара». The Leading Edge . 36 (1): 43–57. Bibcode :2017LeaEd..36...43F. doi :10.1190/tle36010043.1. PMC 5791158 . PMID  29400351. 
  35. ^ Фишбо, К. Э.; Бирн, С.; Херкенхофф, К. Э.; Кирк, Р. Л.; Фортеццо, К.; Рассел, П. С.; Макьюэн, А. (январь 2010 г.). «Оценка значения слова «слой» в слоистых отложениях северного полюса Марса и его влияние на связь с климатом». Icarus . 205 (1): 269–282. Bibcode :2010Icar..205..269F. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.011.
  36. ^ "Новый вид на северный полюс Марса". SpaceRef. 2017-02-02 . Получено 2019-12-28 .
  37. ^ "ESA – Закрученные спирали на северном полюсе Марса". M.esa.int . Получено 28.12.2019 .
  38. ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны, указывающие на изменение ветрового режима в соответствии с окончанием ледникового периода. Природа
  39. ^ ab Hansen, CJ; Thomas, N.; Portyankina, G.; McEwen, A.; Becker, T.; Byrne, S.; Herkenhoff, K.; Kieffer, H.; Mellon, M. (2010). "HiRISE-наблюдения за активностью, вызванной сублимацией газа в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности". Icarus . 205 (1): 283–295. Bibcode :2010Icar..205..283H. doi :10.1016/j.icarus.2009.07.021.
  40. ^ "Тайна полярной шапки Марса решена". Spaceref.com. 22 сентября 2008 г. Получено 28 декабря 2019 г.
  41. ^ "Космический корабль НАСА обнаружил драматические изменения в атмосфере Марса". Spaceref.com. 21 апреля 2011 г. Получено 28 декабря 2019 г.
  42. ^ Филлипс, Р. и др. 2011. Огромные залежи CO2 льда , залегающие в слоистых отложениях южного полюса Марса. Наука: 332, 638–841
  43. ^ Bierson, C., et al. 2016. Стратиграфия и эволюция захороненного CO 2 в южной полярной шапке Марса. Geophysical Research Letters: 43, 4172–4179
  44. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Обширный гесперийский южный полярный ледяной щит на Марсе: доказательства массового таяния и отступления, а также бокового течения и ожидание талой воды. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275–12299.
  45. ^ Список штатов и территорий США по площади
  46. ^ Скэнлон, К. и др. 2018. Икар: 299, 339–363.
  47. ^ Томас, П., М. Малин, П. Джеймс, Б. Кантор, Р. Уильямс, П. Гираш Остаточная шапка южного полюса Марса: особенности, стратиграфия и изменения Icarus, 174 (2 SPEC. ISS.). 2005. С. 535–559. http://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.028
  48. ^ Томас, П., П. Джеймс, В. Кэлвин, Р. Хаберле, М. Малин. 2009. Остаточная южная полярная шапка Марса: стратиграфия, история и последствия недавних изменений Icarus: 203, 352–375 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.05.014
  49. ^ Томас, П., В.Калвин, П. Гираш, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Шоулз. 2013. Временные масштабы эрозии и отложения, зафиксированные в остаточной южной полярной шапке Марса Icarus: 225: 923–932 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.08.038
  50. ^ Томас, П., В. Кальвин, Б. Кантор, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Ли. 2016. Баланс массы остаточной южной полярной шапки Марса по изображениям CTX и другим данным Icarus: 268, 118–130 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2015.12.038
  51. ↑ Брэнд, Дэвид (09.03.2000). «Разница между марсианскими полюсами — это „сыр“», — обнаружили исследователь из Корнелла Питер Томас и его коллеги | Cornell Chronicle». News.cornell.edu . Получено 28.12.2019 .
  52. ^ Хартманн, В. 2003. Путеводитель по Марсу. Workman Publishing. Нью-Йорк, Нью-Йорк.
  53. ^ "HiRISE | Мониторинг рельефа местности Swiss-Cheese на Южном полюсе (PSP_005095_0935)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-09-26 . Получено 2019-12-28 .
  54. ^ Бюлер, Питер, Эндрю Ингерсолл, Бетани Элманн, Калеб Фассетт, Джеймс Хед. 2017. Как марсианская остаточная южная полярная шапка образует квазикруглые и сердцевидные ямы, впадины и рвы. Икар: 286, 69–9.
  55. ^ "HiRISE | Starburst Channels (PSP_003443_0980)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-12-12 . Получено 2019-12-28 .
  56. ^ Хансен, К., А. Макьюэн и команда HiRISE. Декабрь 2007 г. Пресс-конференция AGU «Весна на Южном полюсе Марса».
  57. ^ Kieffer, HH; Christensen, PR; Titus, TN (2006). «Струи CO2, образованные сублимацией под полупрозрачным слоем льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Nature . 442 (7104): 793–796. Bibcode :2006Natur.442..793K. doi :10.1038/nature04945. PMID  16915284. S2CID  4418194.
  58. ^ Soderblom, LA; Kieffer, SW; Becker, TL; Brown, RH; Cook, AF; Hansen, CJ; Johnson, TV; Kirk, RL; Shoemaker, EM (1990). «Гейзероподобные струи Тритона: открытие и основные характеристики». Science . 250 (4979): 410–415. Bibcode :1990Sci...250..410S. doi :10.1126/science.250.4979.410. PMID  17793016. S2CID  1948948.
  59. ^ Томас, Н.; Хансен, К.Дж.; Портянкина, Г.; Рассел, П.С. (2010). «Наблюдения HiRISE за деятельностью, вызванной сублимацией газа в южных полярных регионах Марса: II. Поверхностные отложения и их происхождение». Icarus . 205 (1): 296–310. Bibcode :2010Icar..205..296T. doi :10.1016/j.icarus.2009.05.030.
  60. ^ Карр, Майкл Х. (2006). Поверхность Марса . Cambridge University Press. стр.  [ нужная страница ] . ISBN 978-0-521-87201-0.
  61. ^ "HiRISE | Полигональная трещиноватость южнополярных слоистых отложений (PSP_004959_0865)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-09-19 . Получено 2019-12-28 .

Внешние ссылки