stringtranslate.com

Вода на Марсе

Представление художника о том, как мог выглядеть древний Марс, основанное на геологических данных.
Водяной лед на
вероятных участках Марса [1]
(10 декабря 2019 г.)
Марс – Планиция Утопия
Зубчатый рельеф привел к обнаружению большого количества подземного льда — воды достаточно, чтобы заполнить озеро Верхнее (22 ноября 2016 г.) [2] [3] [4]

Почти вся вода на Марсе сегодня существует в виде льда, хотя в небольших количествах она также существует в виде пара в атмосфере . [5] То, что считалось небольшим количеством жидких рассолов в неглубокой марсианской почве , также называемых повторяющимися склоновыми линиями , [6] [7] может быть зернами струящегося песка и пыли, скатывающимися вниз по склону, образуя темные полосы. [8] Хотя большая часть водяного льда находится под землей, в нескольких местах Марса он обнажен на поверхности. В средних широтах он обнажен ударными кратерами, крутыми уступами и оврагами. [9] [10] [11] Кроме того, на поверхности северной полярной ледяной шапки также виден водяной лед . [12] Обильное количество водяного льда также присутствует под постоянной ледяной шапкой из углекислого газа на южном полюсе Марса. На поверхности Марса или вблизи нее было обнаружено более 5 миллионов км 3 льда, чего достаточно, чтобы покрыть всю планету на глубину до 35 метров (115 футов). [13] Еще больше льда может быть заперто в глубоких недрах. [14] [15] Сегодня на поверхности Марса может временно присутствовать некоторое количество жидкой воды, но оно ограничено следами растворенной влаги из атмосферы и тонкими пленками, которые представляют собой сложную среду для известной жизни. [7] [16] [17] На поверхности планеты не обнаружено никаких свидетельств наличия современной жидкой воды, поскольку в типичных марсианских условиях (давление водяного пара <1 Па [18] и окружающее атмосферное давление ~700 Па [19] ) , нагревающийся водяной лед на поверхности Марса будет подниматься со скоростью до 4 метров в год. [20] Примерно 3,8 миллиарда лет назад Марс мог иметь более плотную атмосферу и более высокие температуры на поверхности, [21] [22] [23] [24] что потенциально допускало наличие большего количества жидкой воды на поверхности, [25] [26] ] [27] [28] возможно, включая большой океан [29] [30] [31] [32] , который, возможно, покрывал одну треть планеты. [33] [34] [35] В последнее время в истории Марса вода также, по-видимому, текла по поверхности в течение коротких периодов времени в различные промежутки времени. [36] [37] [38] Эолис Пал в кратере Гейла , исследованном кораблем «Кьюриосити» .Марсоход представляет собой геологические остатки древнего пресноводного озера , которое могло быть благоприятной средой для микробной жизни . [39] [40] [41] [42] Современный запас воды на Марсе можно оценить по изображениям космических аппаратов, методам дистанционного зондирования ( спектроскопические измерения, [43] [44] радар , [45] и т. д.), и наземные исследования с помощью спускаемых аппаратов и вездеходов. [46] [47] Геологические свидетельства существования прошлой воды включают огромные каналы оттока , вырезанные наводнениями, [48] сети древних речных долин , [49] [50] дельты , [51] и дна озер ; [52] [53] [54] [55] и обнаружение на поверхности камней и минералов, которые могли образоваться только в жидкой воде. [56] Многочисленные геоморфические особенности предполагают наличие подземного льда ( вечной мерзлоты ) [57] и движение льда в ледниках , как в недавнем прошлом [58] [59] [60] [61] и настоящем. [62] Овраги и наклонные линии вдоль скал и стен кратеров позволяют предположить, что текущая вода продолжает формировать поверхность Марса, хотя и в гораздо меньшей степени, чем в древнем прошлом.

Хотя поверхность Марса периодически была влажной и могла быть благоприятной для микробной жизни миллиарды лет назад, [63] нынешняя среда на поверхности сухая и имеет низкую температуру, что, вероятно, представляет собой непреодолимое препятствие для живых организмов. Кроме того, у Марса нет плотной атмосферы, озонового слоя и магнитного поля , что позволяет солнечному и космическому излучению беспрепятственно попадать на поверхность. Повреждающее воздействие ионизирующей радиации на клеточную структуру является еще одним из главных факторов, ограничивающих выживание жизни на поверхности. [64] [65] Таким образом, лучшие потенциальные места для обнаружения жизни на Марсе могут находиться в недрах. [66] [67] [68] На Марсе было обнаружено большое количество подземного льда; обнаруженный объем воды эквивалентен объему воды в озере Верхнее . [2] [3] [4] В 2018 году ученые сообщили об открытии подледного озера на Марсе, в 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки , с горизонтальной протяженностью около 20 км (12 миль). первый известный стабильный водоем с жидкой водой на планете, [69] [70], но последующие работы поставили под сомнение это обнаружение. [71] [72]

Понимание масштабов и положения воды на Марсе жизненно важно для оценки потенциала планеты для обитания жизни и предоставления полезных ресурсов для будущих исследований человека . По этой причине «Следуй за водой» было научной темой программы исследования Марса НАСА ( MEP) в первом десятилетии 21 века. Миссии НАСА и ЕКА , включая Mars Odyssey 2001 года , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) и спускаемый аппарат Mars Phoenix , предоставили информацию о изобилии и распределении воды на Марсе. [73] [ нужна полная цитата ] Mars Odyssey, Mars Express, MRO и марсоход Mars Science Lander Curiosity все еще работают, и открытия продолжают делаться. В сентябре 2020 года учёные подтвердили существование подо льдом нескольких крупных соленых озер в южной полярной области планеты Марс . По словам одного из исследователей: «Мы идентифицировали один и тот же водоем [как предполагалось ранее при предварительном первоначальном обнаружении], но мы также обнаружили три других водоема вокруг основного… Это сложная система». [74] [75] В марте 2021 года исследователи сообщили, что на древнем Марсе осталось значительное количество воды, но по большей части она, вероятно, за долгие годы изолировалась в камнях и коре планеты. [76] [77] [78] [79]

Историческая справка

Представление о воде на Марсе предшествовало космической эре на сотни лет. Первые телескопические наблюдатели правильно предположили, что белые полярные шапки и облака указывают на присутствие воды. Эти наблюдения в сочетании с тем фактом, что на Марсе сутки 24-часовые, побудили астронома Уильяма Гершеля заявить в 1784 году, что Марс, вероятно, предлагает своим обитателям «ситуацию, во многом похожую на нашу». [80]

К началу 20 века большинство астрономов признали, что Марс намного холоднее и суше Земли. Наличие океанов больше не признавалось, поэтому парадигма изменилась на образ Марса как «умирающей» планеты с лишь скудным количеством воды. Тогда считалось, что темные области, которые меняются в зависимости от сезона, представляют собой участки растительности. [81] Человеком, наиболее ответственным за популяризацию этого взгляда на Марс, был Персиваль Лоуэлл (1855–1916), который вообразил, что раса марсиан строит сеть каналов , чтобы доставлять воду с полюсов к жителям на экваторе. Несмотря на огромный общественный энтузиазм, идеи Лоуэлла были отвергнуты большинством астрономов. Мнение большинства научного сообщества того времени, вероятно, лучше всего выразил английский астроном Эдвард Уолтер Маундер (1851–1928), который сравнил климат Марса с условиями на вершине пика высотой двадцать тысяч футов (6100 м) на арктическом острове . 82] , где можно было ожидать, что выживет только лишайник .

Тем временем многие астрономы совершенствовали инструмент планетарной спектроскопии в надежде определить состав марсианской атмосферы . Между 1925 и 1943 годами Уолтер Адамс и Теодор Данэм из обсерватории Маунт-Вилсон пытались идентифицировать кислород и водяной пар в марсианской атмосфере, но в целом получили отрицательные результаты. Единственным достоверно известным компонентом марсианской атмосферы был углекислый газ (CO 2 ), идентифицированный спектроскопически Джерардом Койпером в 1947 году. [83] Водяной пар не был однозначно обнаружен на Марсе до 1963 года. [84]

«Маринер-4» получил это изображение бесплодной планеты (1965 год).

Состав полярных шапок , которые, как предполагалось, представляли собой водяной лед со времен Кассини (1666 г.), был подвергнут сомнению несколькими учеными в конце 1800-х годов, которые отдавали предпочтение льду CO 2 из-за общей низкой температуры планеты и очевидного отсутствия заметного количества воды. . Эта гипотеза была теоретически подтверждена Робертом Лейтоном и Брюсом Мюрреем в 1966 году. [85] Сегодня известно, что зимние шапки на обоих полюсах в основном состоят из льда CO 2 , но что постоянная (или многолетняя) шапка водяного льда сохраняется во время лето на северном полюсе. На южном полюсе летом сохраняется небольшая шапка льда из углекислого газа , но под этой шапкой также находится водяной лед.

Последняя часть загадки марсианского климата была предоставлена ​​«Маринером-4» в 1965 году. Зернистые телевизионные изображения с космического корабля показывали поверхность, на которой преобладают ударные кратеры , а это означало, что поверхность была очень старой и не испытала такого уровня эрозии и тектонической активности, который наблюдался ранее. на земле. Незначительная эрозия означала, что жидкая вода, вероятно, не играла большой роли в геоморфологии планеты на протяжении миллиардов лет. [86] Кроме того, изменения в радиосигнале космического корабля, проходящего за планетой, позволили ученым вычислить плотность атмосферы. Результаты показали, что атмосферное давление на уровне моря составляет менее 1% от земного, что фактически исключает существование жидкой воды, которая быстро закипит или замерзнет при таком низком давлении. [87] Таким образом, представление о Марсе родилось из мира, очень похожего на Луну, но имеющего лишь небольшую часть атмосферы, вокруг которой сдувается пыль. Такое представление о Марсе продлится еще почти десять лет, пока «Маринер-9» не покажет гораздо более динамичный Марс с намеками на то, что прошлая среда планеты была более мягкой, чем нынешняя.

24 января 2014 года НАСА сообщило, что текущие исследования на Марсе марсоходами Curiosity и Opportunity будут направлены на поиск доказательств древней жизни, включая биосферу , основанную на автотрофных , хемотрофных и/или хемолито-автотрофных микроорганизмах , а также древних вода, включая речные и озерные среды ( равнины , связанные с древними реками или озерами), которые могли быть пригодными для жизни . [88] [89] [90]

В течение многих лет считалось, что наблюдаемые остатки наводнений были вызваны выбросом воды из глобального уровня грунтовых вод, но исследование, опубликованное в 2015 году, показывает, что источником являются региональные отложения отложений и льда, образовавшиеся 450 миллионов лет назад. [91] «Отложение отложений рек и таяния ледников заполнило гигантские каньоны под первозданным океаном, находящимся в северных низменностях планеты. Именно вода, сохранившаяся в этих отложениях каньона, позже была выпущена в виде великих наводнений, последствия которых можно увидеть сегодня. ." [48] ​​[91]

Доказательства из камней и минералов

Широко распространено мнение, что на Марсе в самом начале его истории было много воды, [92] [93], но с тех пор все большие площади жидкой воды исчезли. Часть этой воды сохраняется на современном Марсе в виде льда и заперта в структуре богатых водой материалов, включая глинистые минералы ( филлосиликаты ) и сульфаты . [94] [95] Исследования соотношений изотопов водорода показывают, что астероиды и кометы размером более 2,5 астрономических единиц (а.е.) являются источником марсианской воды, [96] которая в настоящее время составляет от 6% до 27% нынешнего океана Земли. [96]

История воды на Марсе. Числа показывают, сколько миллиардов лет назад.

Вода в продуктах выветривания (водные минералы)

Основным типом горных пород на поверхности Марса является базальт , мелкозернистая магматическая порода, состоящая в основном из основных силикатных минералов оливина , пироксена и плагиоклазового полевого шпата . [97] Под воздействием воды и атмосферных газов эти минералы химически выветриваются в новые (вторичные) минералы, некоторые из которых могут включать воду в свои кристаллические структуры либо в виде H 2 O, либо в виде гидроксила (OH). Примеры гидратированных (или гидроксилированных) минералов включают гидроксид железа гетит (обычный компонент земных почв ); эвапоритовые минералы гипс и кизерит ;​ опаловый кремнезем; и слоистые силикаты (также называемые глинистыми минералами ), такие как каолинит и монтмориллонит . Все эти минералы были обнаружены на Марсе. [98]

Одним из прямых последствий химического выветривания является потребление воды и других химически активных веществ, забирая их из мобильных резервуаров, таких как атмосфера и гидросфера , и изолируя их в горных породах и минералах. [99] Количество воды в марсианской коре, хранящейся в виде гидратированных минералов , в настоящее время неизвестно, но может быть весьма большим. [100] Например, минералогические модели обнажений горных пород, исследованные с помощью инструментов марсохода Opportunity в Меридиани Планум, предполагают, что сульфатные отложения там могут содержать до 22% воды по весу. [101]

На Земле все химические реакции выветривания в той или иной степени связаны с водой. [102] Таким образом, многие вторичные минералы на самом деле не содержат воды, но для их образования все же требуется вода. Некоторые примеры безводных вторичных минералов включают множество карбонатов , некоторые сульфаты (например, ангидрит ) и оксиды металлов, такие как минерал оксида железа гематит . На Марсе некоторые из этих продуктов выветривания теоретически могут образовываться без воды или в скудных количествах в виде льда или в виде тонких пленок молекулярного масштаба ( монослоев ). [103] [104] Степень, в которой такие экзотические процессы выветривания действуют на Марсе, до сих пор не определена. Минералы, которые включают воду или образуются в присутствии воды, обычно называются «водными минералами».

Водные минералы являются чувствительными индикаторами типа окружающей среды, существовавшей во время образования минералов. Легкость, с которой протекают водные реакции (см. Свободная энергия Гиббса ), зависит от давления, температуры и концентрации участвующих газообразных и растворимых веществ. [105] Двумя важными свойствами являются pH и окислительно-восстановительный потенциал (E h ) . Например, сульфатный минерал ярозит образуется только в воде с низким pH (сильно кислой). Филлосиликаты обычно образуются в воде с pH от нейтрального до высокого (щелочной). E h является мерой степени окисления водной системы. Вместе E h и pH указывают на типы минералов, которые термодинамически наиболее стабильны и, следовательно, с наибольшей вероятностью образуются из данного набора водных компонентов. Таким образом, о прошлых условиях окружающей среды на Марсе, в том числе благоприятных для жизни, можно судить по типам минералов, присутствующих в горных породах.

Гидротермальные изменения

Водные минералы также могут образовываться в недрах за счет гидротермальных флюидов, мигрирующих через поры и трещины. Источником тепла, приводящим в движение гидротермальную систему, могут быть близлежащие магматические тела или остаточное тепло от сильных ударов . [106] Одним из важных типов гидротермальных изменений в океанической коре Земли является серпентинизация , которая происходит, когда морская вода мигрирует через ультраосновные и базальтовые породы. Реакции вода-порода приводят к окислению двухвалентного железа в оливине и пироксене с образованием трехвалентного железа (в виде минерала магнетита ) с образованием молекулярного водорода (H 2 ) в качестве побочного продукта. Этот процесс создает сильнощелочную и восстановительную (низкую Eh) среду, благоприятствующую образованию определенных слоистых силикатов (серпентиновых минералов) и различных карбонатных минералов, которые вместе образуют породу, называемую серпентинитом . [107] Произведенный газообразный водород может быть важным источником энергии для хемосинтезирующих организмов или он может реагировать с CO 2 с образованием газообразного метана , процесс, который считается небиологическим источником следовых количеств метана, о которых сообщалось в марсианских исследованиях. атмосфера. [108] Серпентиновые минералы также могут хранить много воды (в виде гидроксила) в своей кристаллической структуре. Недавнее исследование показало, что гипотетические серпентиниты в древней высокогорной коре Марса могут удерживать глобальный эквивалентный слой (GEL) воды толщиной до 500 метров (1600 футов). [109] Хотя на Марсе были обнаружены некоторые серпентиновые минералы, данные дистанционного зондирования не выявили широкомасштабных обнажений. [110] Этот факт не исключает наличия большого количества серпентинита, скрытого на глубине марсианской коры.

Скорость выветривания

Скорость, с которой первичные минералы превращаются во вторичные водные минералы, различается. Первичные силикатные минералы кристаллизуются из магмы при давлении и температуре, значительно превышающих условия на поверхности планеты. При воздействии поверхностной среды эти минералы выходят из равновесия и стремятся взаимодействовать с доступными химическими компонентами с образованием более стабильных минеральных фаз. В общем, силикатные минералы, которые кристаллизуются при самых высоких температурах (сначала затвердевают в остывающей магме), выветриваются быстрее всего. [111] [112] На Земле и Марсе наиболее распространенным минералом, отвечающим этому критерию, является оливин , который легко превращается в глинистые минералы в присутствии воды. Оливин широко распространен на Марсе, [113] что позволяет предположить, что поверхность Марса не подверглась значительным изменениям под воздействием воды; многочисленные геологические данные свидетельствуют об обратном. [114] [115] [116]

Марсианские метеориты

Марсианский метеорит ALH84001 .

Было обнаружено более 60 метеоритов, прилетевших с Марса. [117] Некоторые из них содержат доказательства того, что на Марсе они подвергались воздействию воды. Некоторые марсианские метеориты , называемые базальтовыми шерготитами, по-видимому (из-за присутствия гидратированных карбонатов и сульфатов ) подверглись воздействию жидкой воды перед выбросом в космос. [118] [119] Было показано, что другой класс метеоритов, нахлиты , был наполнен жидкой водой около 620 миллионов лет назад и что они были выброшены с Марса около 10,75 миллионов лет назад в результате удара астероида. Они упали на Землю в течение последних 10 000 лет. [120] Марсианский метеорит NWA 7034 содержит на порядок больше воды, чем большинство других марсианских метеоритов. Он похож на базальты, изучаемые миссиями марсоходов, и образовался в раннюю амазонскую эпоху . [121] [122]

В 1996 году группа учёных сообщила о возможном присутствии микрокаменелостей в Аллан-Хиллз 84001 , метеорите с Марса. [123] Многие исследования оспаривали обоснованность своей интерпретации, в основном основанной на форме этих предполагаемых окаменелостей. [124] [125] Было обнаружено, что большая часть органического вещества в метеорите имела земное происхождение. [126] Кроме того, научный консенсус заключается в том, что «одна только морфология не может быть однозначно использована в качестве инструмента для обнаружения примитивной жизни». [127] [128] [129] Интерпретация морфологии, как известно, субъективна, и само по себе ее использование привело к многочисленным ошибкам интерпретации. [127]

Геоморфные доказательства

Озера и речные долины

Космический корабль «Маринер-9» 1971 года произвел революцию в наших представлениях о воде на Марсе. Во многих районах были обнаружены огромные речные долины. Изображения показали, что потоки воды прорвали плотины, образовали глубокие долины, размыли бороздки в скалах и прошли тысячи километров. [48] ​​Области разветвленных ручьев в южном полушарии позволяют предположить, что когда-то шел дождь. [130] [131] Число признанных долин со временем увеличилось. Исследование, опубликованное в июне 2010 года, нанесло на карту 40 000 речных долин на Марсе, что примерно в четыре раза превышает количество речных долин, которые были идентифицированы ранее. [35] Марсианские изношенные водой элементы можно разделить на два отдельных класса: 1) дендритные (разветвленные), земного масштаба, широко распространенные сети долин нойского периода и 2) исключительно крупные, длинные, однонитевые, изолированные, гесперианские . -возрастные каналы оттока . Недавние исследования показывают, что в средних широтах также может существовать класс загадочных, меньших по размеру и более молодых каналов ( от гесперианских до амазонских ), возможно, связанных со случайным локальным таянием ледяных отложений. [132] [133]

Касей-Валлес — основной канал оттока — видно по данным высот MOLA . Поток был снизу слева направо. Изображение приблизительное. Протяженность 1600 км. Система каналов простирается еще на 1200 км к югу от этого изображения до ущелья Эхус .

Некоторые части Марса имеют перевернутый рельеф . Это происходит, когда отложения откладываются на дне ручья, а затем становятся устойчивыми к эрозии, возможно, за счет цементации. Позже территорию могут захоронить. Со временем эрозия удаляет покровный слой, и прежние ручьи становятся видимыми, поскольку они устойчивы к эрозии. [134] Mars Global Surveyor обнаружил несколько примеров этого процесса. [135] [136] Многие перевернутые потоки были обнаружены в различных регионах Марса, особенно в формации Медузы , [137] Кратер Миямото , [138] Кратер Сахеки , [139] и плато Ювента. [140] [141]

Перевернутые каналы рек в кратере Антониади . Местонахождение — четырехугольник Большого Сиртиса .

На Марсе обнаружено множество озерных бассейнов. [142] Некоторые из них сравнимы по размеру с крупнейшими озерами на Земле, такими как Каспийское море , Черное море и озеро Байкал . Озера, питавшиеся долинной сетью, находятся в южной части высокогорья. Есть места, которые представляют собой замкнутые котловины с впадающими в них речными долинами. Считается, что когда-то на этих территориях были озера; один из них находится на Терра Сиренум , выход которого через Долину Маадим переместился в кратер Гусева , исследованный марсоходом Spirit . Другой находится недалеко от Параны-Вальес и долины Луары. [143] Считается, что некоторые озера образовались в результате осадков, а другие образовались из грунтовых вод. [52] [53] По оценкам, озера существовали в бассейне Аргире, [41] [42] в бассейне Эллады, [54] и, возможно, в долине Маринерис . [55] [144] [145] Вполне вероятно, что в Ноахском периоде во многих кратерах находились озера. Эти озера соответствуют холодной, сухой (по земным меркам) гидрологической среде, чем-то напоминающей Большую котловину на западе США во время последнего ледникового максимума . [146]

Исследования 2010 года показывают, что на Марсе также есть озера вдоль экватора. Хотя более ранние исследования показали, что Марс имел теплую и влажную раннюю историю, которая уже давно высохла, эти озера существовали в гесперианскую эпоху, гораздо более поздний период. Используя подробные изображения с Марсианского разведывательного орбитального аппарата НАСА , исследователи предполагают, что в этот период могла произойти повышенная вулканическая активность, удары метеоритов или сдвиги орбиты Марса, чтобы нагреть атмосферу Марса настолько, чтобы растопить обильный лед, присутствующий в земле. Вулканы выделяли газы, которые на какое-то время уплотняли атмосферу, улавливая больше солнечного света и делая ее достаточно теплой для существования жидкой воды. В ходе этого исследования были обнаружены каналы, соединявшие озёрные котловины возле Долины Ареса . Когда одно озеро наполнилось, его воды вышли из берегов и проложили русла в нижнюю часть, где образовалось другое озеро. [147] [148] Эти высохшие озера станут объектом поиска доказательств ( биосигнатур ) прошлой жизни.

27 сентября 2012 года ученые НАСА объявили, что марсоход Curiosity нашел прямые доказательства существования древнего русла реки в кратере Гейла , что позволяет предположить древний «энергичный поток» воды на Марсе. [149] [150] [151] [152] В частности, анализ теперь высохшего русла реки показал, что вода текла со скоростью 3,3 км/ч (0,92 м/с), [149] возможно, на глубине бедра. Доказательством наличия проточной воды стали округлая галька и фрагменты гравия, которые могли быть выветрены только сильными потоками жидкости. Их форма и ориентация предполагают перенос на большие расстояния сверху края кратера, где канал под названием «Долина Мира» впадает в аллювиальный конус .

Озеро Эридания — это предположительно древнее озеро площадью около 1,1 миллиона квадратных километров. [153] [154] [155] [ нужна полная цитата ] Его максимальная глубина составляет 2400 метров, а объем — 562 000 км 3 . Оно было больше, чем самое большое море на Земле, не имеющее выхода к морю, Каспийское море , и содержало больше воды, чем все остальные марсианские озера вместе взятые. Море Эридания содержало в девять раз больше воды, чем все Великие озера Северной Америки . [156] [157] [158] Предполагалось, что верхняя поверхность озера находится на высоте сети долин, окружающих озеро; все они заканчиваются на одной высоте, что позволяет предположить, что они впадают в озеро. [159] [160] Исследования этого бассейна с помощью CRISM обнаружили мощные залежи, толщиной более 400 метров, которые содержали минералы сапонит , тальк-сапонит, богатую железом слюду (например, глауконит - нонтронит ), Fe- и Mg- серпентин, карбонат Mg-Fe-Ca и, вероятно, сульфид Fe . Сульфид железа, вероятно, образовался на глубокой воде из воды, нагретой вулканами . Такой процесс, классифицированный как гидротермальный , возможно, был местом зарождения жизни на Земле. [158]

Дельты озера

Дельта кратера Эберсвальде .

Исследователи нашли ряд примеров дельт , образовавшихся в марсианских озерах. [34] Обнаружение дельт — главный признак того, что на Марсе когда-то было много жидкой воды. Для формирования дельт обычно требуется глубокая вода в течение длительного периода времени. Кроме того, уровень воды должен быть стабильным, чтобы осадок не вымывался. Дельты были обнаружены в широком географическом диапазоне, [52] хотя есть некоторые признаки того, что дельты могут быть сконцентрированы по краям предполагаемого бывшего северного океана Марса. [161]

Подземные воды

Слои могут образовываться за счет постепенного подъема грунтовых вод .

К 1979 году считалось, что каналы оттока образовались в результате одиночных катастрофических разрывов подземных резервуаров с водой, возможно, запечатанных льдом, сбрасывающих колоссальные количества воды на засушливую поверхность Марса. [162] [163] Кроме того, доказательства в пользу сильного или даже катастрофического наводнения обнаруживаются в гигантской ряби в долине Атабаски . [164] [165] Многие каналы оттока начинаются на объектах Хаоса или Хазмы , что свидетельствует о разрыве, который мог прорвать подземную ледяную печать. [144]

Разветвленные сети долин Марса не соответствуют образованию в результате внезапного катастрофического выброса подземных вод как по своей дендритной форме, не исходящей из единой точки истока, так и по разгрузкам, по-видимому, протекавшим по ним. [166] Вместо этого некоторые авторы утверждают, что они образовались в результате медленного просачивания грунтовых вод из недр, по сути, в виде родников. [167] В поддержку этой интерпретации можно сказать, что верхние концы многих долин в таких сетях начинаются с вершин коробчатого каньона или «амфитеатра», которые на Земле обычно связаны с просачиванием грунтовых вод. Существует также мало свидетельств существования каналов или впадин более мелкого масштаба на концах каналов, которые некоторые авторы интерпретируют как показывающие, что поток внезапно появляется из-под поверхности с заметным расходом, а не постепенно накапливается по поверхности. [144] Другие оспаривали связь между амфитеатрическими головами долин и образованием грунтовых вод на наземных примерах, [168] и утверждали, что отсутствие мелкомасштабных головок в сети долин связано с их удалением в результате выветривания или воздействия садоводства . [144] Большинство авторов признают, что на большинство сетей долин, по крайней мере частично, повлияли и сформировались процессы просачивания подземных вод.

Считается , что сохранение и цементация стратиграфии эоловых дюн в утесе Бернс в кратере Эндьюранс контролировались потоком неглубоких грунтовых вод. [169]

Грунтовые воды также сыграли жизненно важную роль в контроле широкомасштабных моделей и процессов седиментации на Марсе. [170] Согласно этой гипотезе, грунтовые воды с растворенными минералами выходили на поверхность, внутри и вокруг кратеров, и способствовали образованию слоев путем добавления минералов, особенно сульфатов, и цементирования отложений . [169] [171] [172] [173] [174] [175] Другими словами, некоторые слои могли образоваться в результате подъема грунтовых вод, откладывающих минералы и цементирующих существующие рыхлые эоловые отложения. Таким образом, закаленные слои более защищены от эрозии . Исследование, опубликованное в 2011 году с использованием данных Марсианского разведывательного орбитального аппарата , показывает, что такие же виды отложений существуют на большой территории, включая Аравию Терру . [176] Утверждалось, что районы, богатые осадочными породами, также являются теми районами, которые, скорее всего, испытали подъем грунтовых вод в региональном масштабе. [177]

В феврале 2019 года европейские ученые опубликовали геологические свидетельства существования древней общепланетной системы подземных вод, которая, возможно, была связана с предполагаемым огромным океаном. [178] [179] [180] [181] В сентябре 2019 года исследователи сообщили, что спускаемый аппарат InSight обнаружил необъяснимые магнитные импульсы и магнитные колебания, соответствующие планетарному резервуару жидкой воды глубоко под землей. [182]

Гипотеза марсианского океана

Предполагается, что синяя область низкого рельефа в северном полушарии Марса является местом расположения первичного океана жидкой воды. [183]

Гипотеза марсианского океана предполагает, что бассейн Vastitas Borealis по крайней мере один раз был местом существования океана жидкой воды [27] и представляет доказательства того, что почти треть поверхности Марса была покрыта жидким океаном в начале геологической истории планеты. . [142] [184] Этот океан, получивший название Oceanus Borealis , [27] должен был заполнить бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регион, который лежит на 4–5 километров (2,5–3,1 мили) ниже средней высоты планеты. Были предложены две основные предполагаемые береговые линии: более высокая, датируемая периодом времени примерно 3,8 миллиарда лет назад и совпадающая с формированием сети долин в Хайленде, и более низкая, возможно, коррелирующая с более молодыми каналами оттока . Более высокую, «береговую линию Аравии», можно проследить по всему Марсу, за исключением вулканического региона Тарсис. Нижний, Deuteronilus, следует за формацией Vastitas Borealis . [144]

Исследование, проведенное в июне 2010 года, пришло к выводу, что более древний океан покрывал 36% Марса. [34] [35] Данные лазерного альтиметра марсианского орбитального аппарата (MOLA), который измеряет высоту всей местности на Марсе, были использованы в 1999 году для определения того, что водораздел такого океана покрывал бы около 75% территории планеты. [185] Раннему Марсу требовался более теплый климат и более плотная атмосфера, чтобы на поверхности могла существовать жидкая вода. [186] [187] Кроме того, большое количество сетей долин убедительно подтверждает возможность гидрологического цикла на планете в прошлом. [171] [188]

Существование первичного марсианского океана остается спорным среди ученых, а интерпретация некоторых его особенностей как «древних береговых линий» подвергается сомнению. [189] [190] Одна из проблем с предполагаемой береговой линией возрастом 2 миллиарда лет (2  млрд лет ) заключается в том, что она не плоская, то есть не следует линии постоянного гравитационного потенциала. Это могло быть связано с изменением распределения массы Марса, возможно, из-за извержения вулкана или падения метеорита; [191] В качестве наиболее вероятных причин были названы вулканическая провинция Элизиум или массивный бассейн Утопии, погребенный под северными равнинами. [171]

В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего марсианского океана, вероятно, находящегося в северном полушарии планеты и размером примерно с Северный Ледовитый океан Земли , или примерно 19% поверхности Марса. Этот вывод был получен на основе соотношения воды и дейтерия в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, обнаруженным на Земле. На Марсе было обнаружено в восемь раз больше дейтерия, чем на Земле, что позволяет предположить, что на древнем Марсе был значительно более высокий уровень воды. Результаты марсохода Curiosity ранее обнаружили высокое содержание дейтерия в кратере Гейла , хотя и недостаточно высокое, чтобы предположить наличие океана. Другие ученые предупреждают, что это новое исследование не было подтверждено, и отмечают, что модели марсианского климата еще не показали, что в прошлом планета была достаточно теплой, чтобы поддерживать водоемы в жидком виде. [192]

Дополнительные доказательства существования северного океана были опубликованы в мае 2016 года и описывают, как некоторая часть поверхности четырехугольника Исмениус Лакус была изменена двумя цунами . Цунами были вызваны падением астероидов в океан. Считалось, что оба они были достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подхватило и унесло валуны размером с автомобиль или небольшой дом. Обратная волна волны образовала каналы, переставляя валуны. Второй произошел, когда океан был на 300 м ниже. Второй принес с собой большое количество льда, сброшенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн составила бы 50 м, но высота варьировалась от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что именно в этой части океана каждые 30 миллионов лет образовывались два ударных кратера диаметром 30 км. Здесь подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности могли быть смыты цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании, — это Chryse Planitia и северо-западная Arabia Terra . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Исмениус Лакус и в четырехугольнике Море Ацидалиум . [193] [194] [195]

В июле 2019 года сообщалось о поддержке древнего океана на Марсе, который мог образоваться в результате возможного источника мегацунами, возникшего в результате удара метеорита, образовавшего кратер Ломоносова . [196] [197]

В январе 2022 года исследование климата на Марсе 3 Гр назад показало, что океан стабилен с замкнутым круговоротом воды. [198] По их оценкам, возвратный поток воды в виде льда в леднике от ледяных гор к океану по величине меньше, чем на Земле в последний ледниковый максимум. Это моделирование впервые включает в себя циркуляцию океана. Они демонстрируют, что циркуляция океана предотвращает его замерзание. Это также показывает, что моделирование согласуется с наблюдаемыми геоморфологическими особенностями, идентифицированными как древние ледниковые долины.

Доказательства недавних потоков

Потоки теплого сезона на склоне кратера Ньютона . [199]
Разветвленные овраги.
Группа глубоких оврагов.

Чистая жидкая вода не может существовать в стабильной форме на поверхности Марса с его нынешним низким атмосферным давлением и низкой температурой, потому что она будет кипеть, за исключением самых низких высот в течение нескольких часов. [200] [201] Итак, геологическая загадка началась в 2006 году, когда наблюдения с Марсианского разведывательного орбитального аппарата НАСА выявили овраговые отложения, которых не было десять лет назад, возможно, вызванные текущим жидким рассолом в самые теплые месяцы на Марсе. [202] [203] На изображениях были изображены два кратера на Терра Сиренум и Центавра Монтес , которые, судя по всему, показывают наличие потоков (влажных или сухих) на Марсе в какой-то момент между 1999 и 2001 годами. [202] [204] [205]

В научном сообществе существуют разногласия относительно того, образованы ли овраги жидкой водой. В то время как некоторые ученые полагают, что большинство оврагов образованы жидкой водой, образовавшейся в результате таяния снега или льда, [206] [207] [208] другие ученые полагают, что овраги образуются сухими потоками, возможно, смазанными сублимацией углекислого газа, образующегося при замерзании рек. марсианская атмосфера. [209] [210] [211]

Некоторые исследования свидетельствуют, что овраги, образующиеся в южном высокогорье, не могли быть образованы водой из-за неподходящих условий. Негеотермальные и холодные регионы с низким давлением не уступят место жидкой воде ни в какой момент года, но идеально подходят для твердого углекислого газа. Таяние углекислого газа более теплым летом приведет к образованию жидкого углекислого газа, который затем образует овраги. [212] [213] Даже если овраги образованы текущей водой на поверхности, точный источник воды и механизмы ее движения не изучены. [214]

В августе 2011 года НАСА объявило об обнаружении текущих сезонных изменений на крутых склонах под скалистыми обнажениями вблизи краев кратеров в южном полушарии. Было замечено , что эти темные полосы, которые теперь называются повторяющимися наклонными линиями (RSL), растут вниз по склону в самую теплую часть марсианского лета, а затем постепенно исчезают в течение остальной части года, циклически повторяясь между годами. [16] Исследователи предположили, что эти следы соответствуют соленой воде ( рассолам ), стекающей вниз по склону, а затем испаряющейся, возможно, оставляющей какой-то осадок. [215] [216] Спектроскопический прибор CRISM с тех пор провел прямые наблюдения за появлением водных солей в то же время, когда формируются эти повторяющиеся наклонные линии, подтвердив в 2015 году, что эти линии образуются в результате потока жидких рассолов через неглубокие почвы. Линии содержат гидратированные хлоратные и перхлоратные соли ( ClO
4− ), которые содержат молекулы жидкой воды. [217] Линии текут вниз марсианским летом, когда температура превышает -23 ° C (-9 ° F; 250 К). [218] Однако источник воды остается неизвестным. [7] [219] [220] Однако данные нейтронного спектрометра орбитального аппарата Mars Odyssey , полученные за десять лет, были опубликованы в декабре 2017 года и не показывают никаких доказательств наличия воды (гидрогенизированного реголита) в активных точках, поэтому их авторы также поддерживают гипотезы либо о кратковременном расплывании водяного пара в атмосфере, либо о сухих зернистых потоках. [210] Они пришли к выводу, что жидкая вода на сегодняшнем Марсе может состоять из следов растворенной влаги из атмосферы и тонких пленок, которые представляют собой сложную среду для жизни, как это известно в настоящее время. [221]

Альтернативный сценарий — эффект насоса Кнудсена, возникающий из фотофореза, когда тени возникают в зернистом материале. [222] Авторы продемонстрировали, что RSL остановились под углом 28° в кратере Гарни, что соответствует сухой зернистой лавине. Кроме того, авторы указали на несколько ограничений влажной гипотезы, например, на тот факт, что обнаружение воды было только косвенным (обнаружение соли, но не воды).

Настоящая вода

Значительное количество поверхностного водорода наблюдалось во всем мире с помощью нейтронного и гамма- спектрометра Mars Odyssey [223] и стереокамеры высокого разрешения Mars Express (HRSC). [224] Считается, что этот водород включен в молекулярную структуру льда, и посредством стехиометрических расчетов наблюдаемые потоки были преобразованы в концентрации водяного льда в верхних метрах марсианской поверхности. Этот процесс показал, что лед широко распространен и обилен на современной поверхности. Ниже 60 градусов широты лед сконцентрирован в нескольких регионах, особенно вокруг вулканов Элизиум , Терра Сабаея и к северо-западу от Терра Сиренум , и существует в концентрации до 18% льда в недрах. Выше 60 градусов широты льда очень много. К полюсу, на 70 градусах широты, сплоченность льда почти повсеместно превышает 25%, а на полюсах приближается к 100%. [225] Приборы радиолокационного зондирования SHARAD и MARSIS также подтвердили, что отдельные элементы поверхности богаты льдом. Из-за известной нестабильности льда в нынешних условиях поверхности Марса считается, что почти весь этот лед покрыт тонким слоем скалистого или пыльного материала.

Наблюдения нейтронного спектрометра Mars Odyssey показывают, что если бы весь лед на верхнем метре марсианской поверхности был распределен равномерно, это дало бы глобальный слой водного эквивалента (WEG) размером не менее ≈14 сантиметров (5,5 дюйма), другими словами, В среднем по всему миру марсианская поверхность состоит примерно на 14% из воды. [226] Водяной лед, в настоящее время запертый на обоих марсианских полюсах, соответствует WEG 30 метров (98 футов), а геоморфологические данные свидетельствуют в пользу значительно большего количества поверхностных вод по сравнению с геологической историей, причем глубина WEG достигает 500 метров (1600 футов). [13] [226] Считается, что часть этой прошлой воды ушла в глубокие недра, а часть — в космос, хотя подробный баланс массы этих процессов остается плохо изученным. [144] Нынешний атмосферный резервуар воды важен как канал, обеспечивающий постепенную миграцию льда из одной части поверхности в другую как в сезонных, так и в более длительных временных масштабах, но он незначителен по объему, с WEG не более 10 микрометров. (0,00039 дюйма). [226]

Вполне возможно, что жидкая вода также могла существовать на поверхности Марса за счет образования рассолов , о чем свидетельствует обилие гидратированных солей. [227] [228] Рассолы играют важную роль на Марсе, поскольку они могут стабилизировать жидкую воду при более низких температурах, чем чистая вода сама по себе. [229] [230] Чистая жидкая вода нестабильна на поверхности планеты, так как подвергается замерзанию, испарению и кипению. [229] Подобно тому, как соль посыпают дороги на Земле, чтобы предотвратить их обледенение, соленые смеси воды и соли на Марсе могут иметь достаточно низкие температуры замерзания, чтобы привести к образованию стабильной жидкости на поверхности. Учитывая сложную природу марсианского реголита , известно, что смеси солей изменяют стабильность рассолов. [231] Моделирование распада смесей солей может быть использовано для проверки стабильности рассола и помочь нам определить, присутствуют ли жидкие рассолы на поверхности Марса. Состав марсианского реголита, определенный посадочным модулем «Феникс» , можно использовать для уточнения этих моделей и дать точное представление о том, как на самом деле могут образовываться рассолы на планете. [232] [233] Результаты этих моделей дают значения активности воды для различных солей при разных температурах, где чем ниже активность воды, тем стабильнее рассол. При температурах от 208 К до 253 К хлоратные соли демонстрируют самые низкие значения активности воды, а хлоридные соли ниже 208 К демонстрируют самые низкие значения. Результаты моделирования показывают, что вышеупомянутые сложные смеси солей существенно не повышают стабильность рассолов, а это указывает на то, что рассолы не могут быть существенным источником жидкой воды на поверхности Марса. [234]

Полярные ледяные шапки

Mars Global Surveyor получил это изображение ледяной шапки северного полюса Марса в начале северного лета.
По оценкам , кратер Королева содержит 2200 кубических километров (530 кубических миль) водяного льда.

О существовании льда в северной ( Planum Boreum ) и южной ( Planum Australe ) полярных шапках Марса было известно еще со времен орбитального аппарата «Маринер-9» . [235] Однако количество и чистота этого льда не были известны до начала 2000-х годов. В 2004 году радиолокационный зонд MARSIS на европейском спутнике Mars Express подтвердил существование относительно чистого льда в ледяной шапке южного полюса, которая простирается на глубину 3,7 километра (2,3 мили) под поверхностью. [236] [237] Аналогично, радиолокационный зонд SHARAD на борту марсианского разведывательного орбитального аппарата наблюдал основание северной полярной шапки на глубине 1,5–2 км под поверхностью. В совокупности объем льда, присутствующего в ледяных шапках северного и южного полюсов Марса, аналогичен объему ледникового щита Гренландии . [238]

Поперечное сечение части северной полярной ледяной шапки Марса, полученное по данным спутникового радиолокационного зондирования.

Предполагается, что еще больший ледяной покров на южном полярном регионе отступил в древние времена ( гесперийский период ) и мог содержать 20 миллионов км 3 водяного льда, что эквивалентно слою глубиной 137 м на всей планете. [239] [240]

В обеих полярных шапках обнаруживаются обильные внутренние слои льда и пыли, если рассматривать их с помощью изображений спиралевидных впадин, прорезающих их объем, а подземные радиолокационные измерения показали, что эти слои непрерывно простираются по ледяным щитам. Эти слои содержат записи о климате Марса в прошлом, точно так же, как ледяные щиты Земли содержат записи о климате Земли. Однако прочитать эту запись непросто, [241] поэтому многие исследователи изучали это наслоение не только для того, чтобы понять структуру, историю и свойства потока шапок, [144] , но также и для понимания эволюции климата на Марсе. [242] [243]

Полярные шапки окружает множество меньших ледяных щитов внутри кратеров, некоторые из которых лежат под толстыми отложениями песка или марсианской пыли. [244] [245] В частности, кратер Королев шириной 81,4 километра (50,6 миль) по оценкам содержит около 2200 кубических километров (530 кубических миль) водяного льда, выступающего на поверхность. [246] Дно Королева лежит примерно на 2 километра (1,2 мили) ниже края и покрыто центральной насыпью глубиной 1,8 километра (1,1 мили) из постоянного водяного льда и диаметром до 60 километров (37 миль). [246] [247]

Подледная жидкая вода

Место расположения южнополярного подледникового водоема (сообщено в июле 2018 г.).

Гипотеза о существовании подледных озер на Марсе была выдвинута, когда моделирование озера Восток в Антарктиде показало, что это озеро могло существовать до антарктического оледенения и что аналогичный сценарий потенциально мог произойти на Марсе. [248] В июле 2018 года ученые Итальянского космического агентства сообщили об обнаружении такого подледного озера на Марсе, в 1,5 километрах (1 миле) ниже южной полярной ледяной шапки и простирающемся на 20 километров (10 миль) по горизонтали. для стабильного водоема с жидкой водой на планете. [69] [249] [250] [251] Доказательства существования этого марсианского озера были получены на основе яркого пятна в данных радиолокационного эхолотирования радара MARSIS на борту европейского орбитального аппарата Mars Express , [252] собранных в период с мая 2012 по 2012 год. Декабрь 2015 г. Центр обнаруженного озера расположен на 193° в.д., 81° ю.ш., на плоской территории, не имеющей каких-либо особых топографических характеристик, но окруженной возвышенностями, за исключением восточной стороны, где имеется впадина. [69] Радар SHARAD на борту марсианского разведывательного аппарата НАСА не обнаружил никаких признаков озера. Рабочие частоты SHARAD рассчитаны на более высокое разрешение, но меньшую глубину проникновения, поэтому, если вышележащий лед содержит значительное количество силикатов, маловероятно, что SHARAD сможет обнаружить предполагаемое озеро.

28 сентября 2020 года открытие MARSIS было подтверждено с использованием новых данных и повторного анализа всех данных с использованием новой техники. Эти новые радиолокационные исследования сообщают о еще трех подледных озерах на Марсе. Все они находятся на 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки . Размер первого найденного озера, самого большого, был исправлен до 30 км (19 миль) в ширину. Он окружен тремя небольшими озерами, каждое шириной в несколько километров. [253]

Участок водяного льда на дне кратера Фруэн недалеко от Северного полюса Марса (70,5° северной широты и 103° восточной долготы)

Поскольку температура у основания полярной шапки оценивается в 205 К (-68 °C; -91 °F), ученые предполагают, что вода может оставаться жидкой из-за антифризного эффекта перхлоратов магния и кальция . [69] [254] Слой льда толщиной 1,5 километра (0,93 мили), покрывающий озеро, состоит из водяного льда с примесью от 10 до 20% пыли и сезонно покрыт слоем толщиной 1 метр (3 фута 3 дюйма). СО 2 лед. [69] Поскольку охват необработанными данными о южной полярной ледяной шапке ограничен, исследователи заявили, что «нет никаких оснований делать вывод о том, что присутствие подземных вод на Марсе ограничено одним местом». [69]

В 2019 году было опубликовано исследование, в котором изучались физические условия, необходимые для существования такого озера. [255] В ходе исследования было подсчитано количество геотермального тепла, необходимое для достижения температур, при которых жидкая смесь воды и перхлората будет стабильной подо льдом. Авторы пришли к выводу, что «даже если у подножия южнополярных льдов существуют локальные концентрации большого количества перхлоратных солей, типичные марсианские условия слишком холодны, чтобы растопить лед... необходим локальный источник тепла внутри коры, чтобы увеличить температуры и магматическая камера в пределах 10 км ото льда могли бы стать таким источником тепла. Этот результат предполагает, что, если интерпретация наблюдений в виде жидкой воды верна, магматизм на Марсе мог быть активен совсем недавно».

Китайский марсоход Zurong, изучавший регион Utopia Planitia на Марсе, обнаружил сдвиг в песчаных дюнах примерно в то же время, когда менялись слои в северном полярном регионе. Исследователи полагают, что в это время изменился наклон Марса, что вызвало изменения в ветрах в месте приземления Чжуронга и в слоях ледяной шапки. [256]

Если жидкое озеро действительно существует, его соленая вода также может смешиваться с почвой, образуя ил. [257] Высокий уровень соли в озере представляет трудности для большинства форм жизни. На Земле существуют организмы, называемые галофилами , которые процветают в чрезвычайно соленых условиях, но не в темных, холодных, концентрированных растворах перхлоратов. [257] Тем не менее, галотолерантные организмы могут справиться с повышенными концентрациями перхлората, опираясь на физиологические адаптации, аналогичные тем, которые наблюдаются у дрожжей Debaryomyces hansenii , подвергшихся в лабораторных экспериментах воздействию повышенных концентраций NaClO 4 . [258]

грунтовый лед

На протяжении многих лет различные учёные предполагали, что некоторые поверхности Марса похожи на перигляциальные регионы на Земле. [259] По аналогии с этими земными особенностями в течение многих лет утверждалось, что это могут быть регионы вечной мерзлоты . Это предполагает, что замерзшая вода находится прямо под поверхностью. [210] [260] Общая черта в более высоких широтах — узорчатый грунт , который может иметь различные формы, включая полосы и многоугольники. На Земле эти формы вызваны замерзанием и оттаиванием почвы. [261] Существуют и другие свидетельства наличия большого количества замерзшей воды под поверхностью Марса, например, смягчение рельефа , которое сглаживает резкие топографические особенности. [262] Данные гамма-спектрометра Mars Odyssey и прямые измерения с помощью спускаемого аппарата Phoenix подтвердили, что многие из этих особенностей тесно связаны с наличием подземного льда. [263]

На крутом склоне обнажено поперечное сечение подземного водяного льда, которое на этом цветном изображении, сделанном MRO, выглядит ярко-синим . [264] Ширина сцены около 500 метров. Уступ падает примерно на 128 метров от уровня земли. Ледяные щиты простираются от поверхности до глубины 100 метров и более. [265]

В 2017 году с помощью камеры HiRISE на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) исследователи обнаружили по меньшей мере восемь эродирующих склонов, на которых видны обнаженные ледяные щиты толщиной до 100 метров, покрытые слоем почвы толщиной около 1 или 2 метров . [264] [266] Эти места расположены на широте примерно от 55 до 58 градусов, что позволяет предположить, что примерно под третью поверхности Марса находится неглубокий подземный лед. [264] Это изображение подтверждает то, что было ранее обнаружено с помощью спектрометра на Марсе Одиссея 2001 года , георадаров на MRO и на Марсе Экспресс , а также при раскопках на месте спускаемого аппарата Феникс . [264] Эти слои льда содержат легко доступные подсказки об истории климата Марса и делают замороженную воду доступной для будущих исследователей-роботов или людей. [264] Некоторые исследователи предположили, что эти отложения могут быть остатками ледников, существовавших миллионы лет назад, когда ось вращения и орбита планеты были другими. (См. раздел «Ледниковые периоды Марса» ниже.) Более подробное исследование, опубликованное в 2019 году, показало, что водяной лед существует на широтах к северу от 35 ° с.ш. и к югу от 45 ° южной широты, при этом некоторые участки льда находятся всего в нескольких сантиметрах от поверхности, покрыты пылью. . Добыча водяного льда в этих условиях не потребует сложного оборудования. [267] [268]

Зубчатая топография

В некоторых регионах Марса имеются впадины зубчатой ​​формы. Предполагается, что эти впадины представляют собой остатки деградировавших богатых льдом мантийных отложений. Гребешки возникают в результате сублимации льда из мерзлой почвы. Формы рельефа с зубчатым рельефом могут быть сформированы в результате подповерхностной потери водяного льда в результате сублимации в современных условиях марсианского климата. Модель предсказывает аналогичные формы, когда на земле имеется большое количество чистого льда глубиной до многих десятков метров. [270] Этот мантийный материал, вероятно, отложился из атмосферы в виде льда, образовавшегося на пыли, когда климат был другим из-за изменений наклона полюса Марса (см. § Ледниковые периоды ниже). [271] [272] [273] Морские гребешки обычно имеют глубину десятков метров и от нескольких сотен до нескольких тысяч метров в поперечнике. Они могут быть почти круглыми или удлиненными. Некоторые из них, похоже, объединились, в результате чего образовалась большая, сильно изрытая местность. Процесс формирования местности может начаться с сублимации из трещины. В местах образования гребешков часто встречаются многоугольные трещины, а наличие зубчатого рельефа, по-видимому, является признаком мерзлого грунта. [141] [263]

22 ноября 2016 года НАСА сообщило об обнаружении большого количества подземного льда в районе Утопия Планиция на Марсе. [274] По оценкам, объём обнаруженной воды эквивалентен объёму воды в озере Верхнее . [2] [3] [4]

Объем водяного льда в этом регионе был основан на измерениях с помощью георадара на марсианском разведывательном орбитальном аппарате под названием SHARAD . По данным, полученным с помощью SHARAD, была определена « диэлектрическая проницаемость », или диэлектрическая проницаемость. Значение диэлектрической проницаемости соответствовало большой концентрации водяного льда. [275] [276] [277]

Эти зубчатые элементы внешне похожи на элементы швейцарского сыра , найденные вокруг южной полярной шапки. Считается, что свойства швейцарского сыра обусловлены полостями, образующимися в поверхностном слое твердого углекислого газа , а не водяного льда, хотя дно этих отверстий, вероятно, богато H 2 O. [278]

Ледяные пятна

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

28 июля 2005 г. Европейское космическое агентство объявило о существовании кратера, частично заполненного замерзшей водой; [279] некоторые тогда интерпретировали это открытие как «ледяное озеро». [280] На снимках кратера, сделанных стереокамерой высокого разрешения на борту орбитального аппарата «Марс-Экспресс » Европейского космического агентства , отчетливо виден широкий слой льда на дне безымянного кратера, расположенного на Vastitas Borealis , широкой равнине, охватывает большую часть крайних северных широт Марса, примерно на 70,5 ° северной широты и 103 ° восточной долготы. Кратер имеет ширину 35 километров (22 мили) и глубину около 2 километров (1,2 мили). Разница высот между дном кратера и поверхностью водяного льда составляет около 200 метров (660 футов). Ученые ЕКА объяснили большую часть этой разницы в высоте песчаными дюнами под водяным льдом, которые частично видны. Хотя ученые не называют это место «озером», пятно водяного льда примечательно своими размерами и тем, что присутствует круглый год. Отложения водяного льда и слои инея были обнаружены во многих местах планеты.

По мере того, как современное поколение орбитальных аппаратов фотографирует все больше и больше поверхности Марса, постепенно становится все более очевидным, что по поверхности Марса, вероятно, разбросано гораздо больше участков льда. Многие из этих предполагаемых участков льда сосредоточены в средних широтах Марса (≈30–60 ° к северу от экватора). Например, многие учёные полагают, что широко распространённые объекты в этих широтных диапазонах, которые по-разному описываются как «зависимая от широты мантия» или «наклеенная местность», состоят из покрытых пылью или обломками ледяных пятен, которые медленно деградируют. [144] Покрытие из мусора необходимо как для объяснения тусклых поверхностей, видимых на изображениях, которые не отражаются, как лед, так и для того, чтобы позволить пятнам существовать в течение длительного периода времени без полного сублимирования. Эти участки были предложены в качестве возможных источников воды для некоторых загадочных особенностей направленного потока, таких как овраги, также наблюдаемые в этих широтах.

В южной части Elysium Planitia были обнаружены особенности поверхности, соответствующие существующему паковому льду . [142] То, что выглядит как плиты размером от 30 метров (98 футов) до 30 километров (19 миль), обнаружено в каналах, ведущих к большой затопленной территории. Плиты имеют признаки разрушения и вращения, которые четко отличают их от лавовых плит в других местах на поверхности Марса. Предполагается, что источником наводнения является близлежащий геологический разлом Цербер Фосса , из которого извергалась вода, а также лава возрастом от 2 до 10 миллионов лет. Было высказано предположение, что вода вышла из ямки Цербера, затем собралась и замерзла на низких, ровных равнинах и что такие замерзшие озера могут существовать до сих пор. [281] [282] [283]

Ледники

Вид на ледниковые отложения шириной 5 км, спускающиеся в коробчатый каньон. На поверхности есть морены , отложения горных пород, которые показывают, как продвигался ледник.

Многие большие территории Марса либо содержат ледники, либо имеют свидетельства их существования. Предполагается, что большая часть территорий в высоких широтах, особенно четырехугольник Исмениус Лакус , все еще содержит огромное количество водяного льда. [284] [285] Недавние данные привели многих ученых-планетологов к выводу, что водяной лед все еще существует в виде ледников на большей части средних и высоких широт Марса, защищенный от сублимации тонкими покровами из изолирующих камней и/или пыли. [45] [62] Примером этого являются ледниковые образования, называемые лопастными фартуками обломков в районе под названием Deuteronilus Mensae , которые демонстрируют широко распространенные свидетельства наличия льда, лежащего под несколькими метрами каменных обломков. [62] Ледники связаны с изрезанной местностью и множеством вулканов. Исследователи описали ледниковые отложения на горах Гекатес Толус , [286] Гора Арсия , [287] Гора Павонис , [288] и Гора Олимп . [289] Ледники также были зарегистрированы в ряде более крупных марсианских кратеров в средних широтах и ​​выше.

Reull Vallis с выровненными напольными отложениями. Местоположение: четырехугольник Эллады.

Ледниковоподобные элементы на Марсе известны по-разному: элементы вязкого потока, [290] элементы марсианского потока, лопастные насыпи обломков, [62] или очерченные долины, [58] в зависимости от формы объекта, его местоположения, формы рельефа, в котором он находится. с чем связано и автор, описывающий его. Многие, но не все, небольшие ледники, по-видимому, связаны с оврагами на стенках кратеров и покровным материалом. [291] Линейные отложения, известные как линейчатые долины, вероятно, представляют собой покрытые камнями ледники, которые встречаются на дне большинства каналов в испещренной местности вокруг Аравийской Терры в северном полушарии. Их поверхности имеют ребристый и рифленый материал, который отклоняется от препятствий. Линейчатые отложения на полу могут быть связаны с лопастными обломками , которые, как было доказано орбитальным радаром, содержат большое количество льда. [45] [62] В течение многих лет исследователи интерпретировали, что особенности, называемые «лопастными фартуками обломков», были ледниковыми потоками, и считалось, что лед существует под слоем изолирующих пород. [61] [292] [293] Новые показания приборов подтвердили, что лопастные обломки содержат почти чистый лед, покрытый слоем камней. [45] [62]

Хребет, интерпретируемый как конечная морена альпийского ледника. Местоположение — четырехугольник Исмениуса Лака .

Движущийся лед переносит каменный материал, а затем сбрасывает его по мере исчезновения льда. Обычно это происходит у рыла или по краям ледника. На Земле такие образования назвали бы моренами , но на Марсе их обычно называют мореноподобными хребтами , концентрическими хребтами или дугообразными хребтами . [294] Поскольку лед на Марсе имеет тенденцию возвышаться, а не таять, и поскольку низкие температуры Марса имеют тенденцию делать ледники «холодными» (замерзшими до самого ложа и неспособными скользить), остатки этих ледников и хребтов, которые они оставляют не выглядят точно так же, как обычные ледники на Земле. В частности, марсианские морены имеют тенденцию откладываться без отклонения от подстилающей топографии, что, как полагают, отражает тот факт, что лед в марсианских ледниках обычно заморожен и не может скользить. [144] Гребни обломков на поверхности ледников указывают направление движения льда. Поверхность некоторых ледников имеет грубую текстуру из-за сублимации погребенного льда. Лед испаряется, не тает и оставляет после себя пустое пространство. Поверхностный материал затем разрушается в пустоту. [295] Иногда куски льда падают с ледника и закапываются в поверхность суши. Когда они плавятся, остаётся более-менее круглое отверстие. Многие из этих « дыр » были обнаружены на Марсе. [296]

Несмотря на убедительные доказательства существования ледникового потока на Марсе, существует мало убедительных доказательств существования форм рельефа , образовавшихся в результате ледниковой эрозии , например, U-образных долин , скальных и хвостовых холмов, аретов , друмлинов . Такие особенности изобилуют ледниковыми регионами на Земле, поэтому их отсутствие на Марсе вызывает недоумение. Считается, что отсутствие этих форм рельефа связано с холодной природой льда в последних ледниках Марса. Поскольку солнечная инсоляция , достигающая планеты, температура и плотность атмосферы, а также геотермальный тепловой поток на Марсе ниже, чем на Земле, моделирование предполагает, что температура границы между ледником и его ложем остается ниже точки замерзания, а Лед буквально примерз к земле. Это предотвращает его скольжение по пласту, что, как полагают, препятствует способности льда разрушать поверхность. [144]

Разработка запасов воды на Марсе

Изменение содержания поверхностных вод на Марсе тесно связано с эволюцией его атмосферы и, возможно, характеризуется несколькими ключевыми этапами. Хед и другие собрали подробную историю воды на Марсе и представили ее в марте 2023 года. [297]

Сухие каналы возле Варрего Валлес .

Ранненойская эпоха (от 4,6 до 4,1 млрд лет назад)

Ранняя Ноахианская эра характеризовалась потерей атмосферы в космосе из-за сильной метеоритной бомбардировки и гидродинамического побега. [298] Выбросы метеоритов могли удалить около 60% ранней атмосферы . [298] [299] В этот период могли образоваться значительные количества слоистых силикатов, требующих достаточно плотной атмосферы для поддержания поверхностных вод, поскольку спектрально доминирующая группа слоистых силикатов, смектит, предполагает умеренное соотношение воды и породы. [300] Однако pH-pCO 2 между смектитом и карбонатом показывает, что осаждение смектита будет ограничивать pCO 2 до значения не более 1 × 10 -2  атм (1,0 кПа). [300] В результате доминирующий компонент плотной атмосферы на раннем Марсе становится неопределенным, если глины образовались в контакте с марсианской атмосферой, [301] особенно учитывая отсутствие доказательств наличия карбонатных отложений . Дополнительная сложность заключается в том, что из-за пониженной на ~25% яркости молодого Солнца потребовалась бы древняя атмосфера со значительным парниковым эффектом , чтобы повысить температуру поверхности для поддержания жидкой воды. [301] Одного более высокого содержания CO 2 было бы недостаточно, поскольку CO 2 выпадает в осадок при парциальном давлении , превышающем 1,5 атм (1500 гПа), снижая его эффективность в качестве парникового газа . [301]

От среднего до позднего Ноаха (от 4,1 до 3,8 млрд лет назад)

В период от середины до позднего Ноаха на Марсе потенциально происходило формирование вторичной атмосферы в результате газовыделения, в котором преобладали вулканы Фарсис, включая значительные количества H 2 O, CO 2 и SO 2 . [298] [299] Сети марсианских долин относятся к этому периоду, что указывает на глобально широко распространенные и устойчивые во времени поверхностные воды, а не на катастрофические наводнения. [298] Конец этого периода совпадает с прекращением действия внутреннего магнитного поля и всплеском метеоритной бомбардировки. [298] [299] Прекращение внутреннего магнитного поля и последующее ослабление любых локальных магнитных полей позволило беспрепятственно очистить атмосферу солнечным ветром. Например, по сравнению с земными аналогами, соотношения 38 Ar/ 36 Ar, ​​15 N/ 14 N и 13 C/ 12 C в марсианской атмосфере соответствуют примерно 60% потере Ar, N 2 и CO 2 удаление солнечным ветром верхних слоев атмосферы, обогащенных более легкими изотопами, посредством фракционирования Рэлея . [298] В дополнение к активности солнечного ветра, удары привели бы к выбросу больших объемов атмосферных компонентов без изотопного фракционирования. Тем не менее, удары комет, в частности, могли внести свой вклад в нестабильность планеты. [298]

Гесперианская эпоха до амазонской эры (настоящее время) (от ~ 3,8 млрд лет до настоящего времени)

Усилению атмосферы из-за спорадических явлений газовыделения противодействовало разрушение атмосферы солнечным ветром, хотя и менее интенсивно, чем молодым Солнцем. [299] К этому периоду относятся катастрофические наводнения, благоприятствующие внезапному подземному выбросу летучих веществ, а не устойчивым поверхностным потокам. [298] Хотя более ранняя часть этой эры, возможно, была отмечена водной кислой средой и разгрузкой грунтовых вод, ориентированной на Фарсис [302] , датируемой поздним Ноахским периодом, большая часть процессов изменения поверхности во время последней части отмечена окислительными процессами, включая образование оксидов Fe 3+ , придающих марсианской поверхности красноватый оттенок. [299] Такое окисление первичных минеральных фаз может быть достигнуто за счет низкорН (а возможно, и высокотемпературных) процессов, связанных с образованием палагонитовой тефры, [303] под действием H 2 O 2 , образующегося фотохимически в марсианской атмосфере, [304] и действием воды, [300] ни один из которых не требует свободного O 2 . Действие H 2 O 2 могло доминировать во времени, учитывая резкое снижение водной и вулканической активности в последнее время, что сделало наблюдаемые оксиды Fe 3+ небольшими по объему, хотя они широко распространены и спектрально доминируют. [305] Тем не менее, в недавней геологической истории водоносные горизонты, возможно, приводили в движение устойчивые, но сильно локализованные поверхностные воды, о чем свидетельствует геоморфология кратеров, таких как Мохаве. [306] Кроме того, марсианский метеорит Лафайет демонстрирует признаки водных изменений совсем недавно, около 650 млн лет назад. [298]

Марс до и после/во время глобальной пылевой бури 2018 года

В 2020 году ученые сообщили, что нынешняя потеря атомарного водорода на Марсе из воды во многом обусловлена ​​сезонными процессами и пылевыми бурями , которые переносят воду непосредственно в верхние слои атмосферы, и что это, вероятно, повлияло на климат планеты в течение последнего 1 миллиарда лет. [307] [ 308] Более поздние исследования показали, что распространяющиеся вверх атмосферные гравитационные волны могут играть важную роль во время глобальных пылевых бурь в модуляции утечки воды. [309] [310]

Ледниковые периоды

Северополярные слоистые отложения льда и пыли.

За последние пять миллионов лет Марс претерпел около 40 крупномасштабных изменений в количестве и распределении льда на своей поверхности, [311] [288] причем самое последнее произошло примерно от 2,1 до 0,4 млн лет назад, во время позднеамазонского оледенения на граница дихотомии . [312] [313] Эти изменения известны как ледниковые периоды. [314] Ледниковые периоды на Марсе сильно отличаются от тех, что переживают на Земле. Ледниковые периоды вызваны изменениями орбиты и наклона Марса , также известными как наклон. Орбитальные расчеты показывают, что Марс колеблется вокруг своей оси гораздо сильнее, чем Земля. Земля стабилизируется благодаря своей пропорционально большой луне, поэтому она раскачивается всего на несколько градусов. Марс может изменить свой наклон на многие десятки градусов. [273] [315] Когда этот наклон велик, его полюса получают гораздо больше прямого солнечного света и тепла; это приводит к тому, что ледяные шапки нагреваются и становятся меньше по мере сублимации льда. Помимо изменчивости климата, эксцентриситет орбиты Марса меняется в два раза больше, чем эксцентриситет Земли. По мере того, как полюса поднимаются, лед откладывается ближе к экватору, который получает несколько меньше солнечной инсоляции при таких высоких наклонах. [316] Компьютерное моделирование показало, что наклон марсианской оси на 45° приведет к накоплению льда в районах с ледниковыми формами рельефа. [317]

Влага с ледяных шапок перемещается в более низкие широты в виде отложений инея или снега, смешанного с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли, на этих частицах конденсируется водяной пар, который затем падает на землю за счет дополнительного веса водного покрытия. Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [316] Общий объем удаленной воды составляет несколько процентов от ледяных шапок, или достаточно, чтобы покрыть всю поверхность планеты под слоем воды в один метр. Большая часть этой влаги из ледяных шапок образует толстую гладкую мантию со смесью льда и пыли. [271] [272] [318] [319] Эта богатая льдом мантия, толщина которой в средних широтах может достигать 100 метров, [320] сглаживает землю в более низких широтах, но местами имеет неровную текстуру или узоры, которые выдать присутствие бывшего водяного льда под ним.

Оценка обитаемости

Прототип марсохода ExoMars проходит испытания в пустыне Атакама , 2013 год.

Начиная с 1976 года, когда спускаемые аппараты «Викинг» искали нынешнюю микробную жизнь, НАСА придерживалось на Марсе стратегии «следования за водой». Однако жидкая вода является необходимым, но недостаточным условием для жизни в том виде, в котором мы ее знаем, поскольку обитаемость является функцией множества параметров окружающей среды. [321] Химические, физические, геологические и географические атрибуты формируют окружающую среду на Марсе. Изолированные измерения этих факторов могут оказаться недостаточными, чтобы признать окружающую среду пригодной для жизни, но сумма измерений может помочь предсказать места с большим или меньшим потенциалом обитаемости. [322]

Обитаемая среда не обязательно должна быть заселена, и в целях защиты планеты ученые пытаются определить потенциальные места обитания, где безбилетные бактерии с Земли на космических кораблях могут загрязнить Марс. [323] Если жизнь существует – или существовала – на Марсе, доказательства или биосигнатуры могут быть найдены в недрах, вдали от современных суровых поверхностных условий, таких как перхлораты , [324] [325] ионизирующая радиация, высыхание и замерзание. [326] Обитаемые места могут располагаться на несколько километров ниже поверхности гипотетической гидросферы или вблизи недр, контактирующих с вечной мерзлотой. [64] [65] [66] [67] [68]

Марсоход Curiosity оценивает прошлый и нынешний потенциал обитаемости Марса. Европейско-российская программа «ЭкзоМарс» — астробиологический проект, посвященный поиску и выявлению биосигнатур на Марсе. В его состав входит орбитальный аппарат ExoMars Trace Gas Orbiter , который начал картировать атмосферный метан в апреле 2018 года, и марсоход ExoMars 2022 года , который будет бурить и анализировать образцы недр на глубине 2 метра. Марсоход НАСА « Марс 2020» сохранит десятки пробуренных образцов керна для их потенциальной транспортировки в земные лаборатории в конце 2020-х или 2030-х годов.

Результаты зондов

Маринер 9

Меандр в долине Скамандер , вид Mars Global Surveyor . Подобные изображения подразумевали, что когда-то на поверхности Марса текли большие объемы воды.

Изображения, полученные марсианским орбитальным аппаратом Mariner 9 , запущенным в 1971 году, выявили первые прямые свидетельства наличия в прошлом воды в виде высохших русел рек и каньонов (включая Valles Marineris , систему каньонов длиной около 4020 километров (2500 миль) ), свидетельства водной эрозии и отложений, погодных фронтов, туманов и т. д. [327] Результаты миссий «Маринера-9» легли в основу более поздней программы «Викинг» . Огромная система каньонов Валлес Маринерис названа в честь Маринера-9 в честь его достижений.

Программа Викинг

Обтекаемые острова в Майя-Валлес позволяют предположить, что на Марсе произошли крупные наводнения.

Открыв множество геологических форм, которые обычно образуются из большого количества воды, два орбитальных аппарата «Викинг» и два спускаемых аппарата произвели революцию в наших знаниях о воде на Марсе. Во многих районах были обнаружены огромные каналы оттока . Они показали, что потоки воды прорывали плотины, прорезали глубокие долины, размывали бороздки в скалах и преодолевали тысячи километров. [328] Большие территории в южном полушарии содержали разветвленную сеть долин , что позволяет предположить, что когда-то выпадал дождь. [329] Многие кратеры выглядят так, будто ударник упал в грязь. Когда они образовались, лед в почве, возможно, растаял, превратил землю в ил, после чего грязь растеклась по поверхности. [130] [131] [259] [330] Регионы, получившие название «Хаотическая местность», похоже, быстро потеряли большие объемы воды, что привело к образованию больших каналов ниже по течению. По оценкам, потоки в некоторых руслах в десять тысяч раз превышают поток реки Миссисипи . [331] Подземный вулканизм мог растопить замерзший лед; Затем вода утекла, и земля рухнула, оставив хаотичную местность. Кроме того, общий химический анализ, проведенный двумя посадочными модулями «Викинг», показал, что в прошлом поверхность либо подвергалась воздействию воды, либо была погружена в нее. [332] [333]

Глобальный исследователь Марса

Карта, показывающая распространение гематита в Sinus Meridiani. Эти данные были использованы для определения приземления марсохода « Оппортьюнити» , который обнаружил явные доказательства наличия воды в прошлом.

Термоэмиссионный спектрометр (TES) компании Mars Global Surveyor — это прибор, способный определять минеральный состав на поверхности Марса. Минеральный состав дает информацию о наличии или отсутствии воды в древности. TES выявила большую (30 000 квадратных километров (12 000 квадратных миль)) область в формации Нили Фоссэ , содержащую минерал оливин . [334] Считается, что воздействие древнего астероида, создавшего бассейн Исидис , привело к образованию разломов, обнаживших оливин. Открытие оливина является убедительным доказательством того, что некоторые районы Марса в течение долгого времени были чрезвычайно засушливыми. Оливин также был обнаружен во многих других небольших обнажениях в пределах 60 градусов к северу и югу от экватора. [335] Зонд получил изображения нескольких каналов, которые предполагают наличие в прошлом устойчивых потоков жидкости. Два из них обнаружены в долине Нанеди и в долине Ниргал . [336]

Внутренний канал (вверху изображения) на дне долины Нанеди, что позволяет предположить, что вода текла в течение довольно длительного периода. Изображение из четырехугольника Lunae Palus .

Марсианский следопыт

Посадочный модуль Pathfinder зафиксировал изменение суточного температурного цикла. Холоднее всего было незадолго до восхода солнца, около -78 ° C (-108 ° F; 195 К), а самое теплое - сразу после марсианского полудня, около -8 ° C (18 ° F; 265 К). В этом месте самая высокая температура никогда не достигала точки замерзания воды (0 ° C (32 ° F; 273 К)), что было слишком холодно для существования чистой жидкой воды на поверхности.

Атмосферное давление, измеренное «Патфайндером» на Марсе, очень низкое — около 0,6% от земного, и оно не позволяет чистой жидкой воде существовать на поверхности. [337]

Другие наблюдения подтвердили наличие воды в прошлом. Некоторые камни на площадке Mars Pathfinder прислонялись друг к другу так, что геологи называют их черепичными. Предполагается, что сильные паводковые воды в прошлом толкали камни, пока они не оказались в стороне от потока. Некоторые камешки были круглыми, возможно, из-за падения в ручей. Части грунта покрыты коркой, возможно, из-за цементирования жидкостью, содержащей минералы. [338] Были признаки облаков и, возможно, тумана. [338]

Марс Одиссея

Сложная дренажная система кратера Семейкин . Местоположение: четырехугольник Исмениуса Лака.

Марсианская Одиссея 2001 года обнаружила множество доказательств наличия воды на Марсе в виде изображений, а с помощью нейтронного спектрометра доказала, что большая часть земли покрыта водяным льдом. Под поверхностью Марса достаточно льда, чтобы дважды заполнить озеро Мичиган . [339] В обоих полушариях, от 55° широты до полюсов, Марс имеет высокую плотность льда прямо под поверхностью; один килограмм почвы содержит около 500 граммов (18 унций) водяного льда. Но вблизи экватора в почве содержится всего от 2% до 10% воды. [340] Ученые полагают, что большая часть этой воды также заключена в химической структуре минералов, таких как глина и сульфаты . [341] [342] Хотя верхняя поверхность содержит несколько процентов химически связанной воды, лед лежит всего на несколько метров глубже, как было показано на Земле Аравия , четырехугольнике Амазонис и четырехугольнике Элизиум , которые содержат большое количество водяного льда. . [343] Орбитальный аппарат также обнаружил обширные залежи объемного водяного льда вблизи поверхности экваториальных областей. [210] Доказательства экваториальной гидратации являются как морфологическими, так и композиционными и наблюдаются как в формации Медузы Ямки , так и в горах Тарсис . [210] Анализ данных показывает, что южное полушарие может иметь слоистую структуру, наводящую на мысль о слоистых отложениях под ныне вымершей большой массой воды. [344]

Блоки в Араме, показывающие возможный древний источник воды. Местоположение — четырёхугольник Oxia Palus .

Приборы на борту Mars Odyssey способны изучать верхний метр почвы. В 2002 году доступные данные были использованы для расчета: если бы все поверхности почвы были покрыты равномерным слоем воды, это соответствовало бы глобальному слою воды (GLW) 0,5–1,5 километра (0,31–0,93 мили). [345]

Тысячи изображений, полученных с орбитального аппарата «Одиссея» , также подтверждают идею о том, что на Марсе когда-то было большое количество воды, текущей по его поверхности. На некоторых изображениях показаны ветвящиеся долины; на других показаны слои, которые могли образоваться под озерами; были идентифицированы даже дельты рек и озер . [52] [346] На протяжении многих лет исследователи подозревали, что ледники существуют под слоем изолирующих пород. [45] [61] [62] Очерченная долина является одним из примеров этих покрытых камнями ледников. Они встречаются на этажах некоторых каналов. Их поверхности имеют ребристый и рифленый материал, который отклоняется от препятствий. Линейчатые отложения на полу могут быть связаны с лопастными обломками , которые, как показал орбитальный радар, содержат большое количество льда. [45] [62]

Феникс

Полигоны вечной мерзлоты на снимке спускаемого аппарата «Феникс» .

Посадочный модуль «Феникс» также подтвердил наличие большого количества водяного льда в северной части Марса. [347] [348] Это открытие было предсказано предыдущими орбитальными данными и теорией, [349] и было измерено с орбиты приборами Mars Odyssey. [340] 19 июня 2008 г. НАСА объявило, что комки яркого материала размером с игральную кость в траншеи «Додо-Златовласка», вырытой роботизированной рукой, испарились в течение четырех дней, что убедительно указывает на то, что яркие комки были состоит из водяного льда, который сублимируется после воздействия. Недавнее моделирование переноса радиации показало, что этот водяной лед представлял собой снег с размером зерен ~350 мкм и содержанием пыли 0,015%. [350] Несмотря на то, что CO 2 ( сухой лед ) также сублимируется в существующих условиях, он будет делать это со скоростью, намного большей, чем наблюдается. [351] 31 июля 2008 года НАСА объявило, что «Феникс» подтвердил наличие водяного льда на месте посадки. Во время начального цикла нагрева образца масс-спектрометр обнаруживал водяной пар, когда температура образца достигала 0 ° C (32 ° F; 273 К). [352] Стабильная жидкая вода не может существовать на поверхности Марса с его нынешними низкими атмосферным давлением и температурой (она будет кипеть), за исключением самых низких высот в течение коротких периодов времени. [200] [201] [347] [353]

Подтверждено наличие в марсианском грунте перхлоратного (ClO 4 – ) аниона – сильного окислителя . Эта соль может значительно снизить температуру замерзания воды .

Вид под посадочным модулем «Феникс» , показывающий водяной лед, обнаженный приземляющимися ретро-ракетами.

Когда «Феникс» приземлился, тормозные ракеты забрызгали машину землей и растопили лед. [354] На фотографиях видно, что в результате приземления к посадочным стойкам прилипли комки материала. [354] Капли расширялись со скоростью, соответствующей расплыванию , затемнялись перед исчезновением (что соответствует разжижению с последующим стеканием) и, казалось, сливались. Эти наблюдения в сочетании с термодинамическими данными показали, что капли, вероятно, были каплями жидкого рассола . [354] [355] Другие исследователи предположили, что капли могут быть «комками инея». [356] [357] [358] В 2015 году было подтверждено, что перхлорат играет роль в формировании повторяющихся склоновых линий на крутых оврагах . [7] [359]

Насколько может видеть камера, площадка приземления плоская, но имеет форму многоугольников диаметром 2–3 метра (6 футов 7 дюймов – 9 футов 10 дюймов), ограниченных впадинами диаметром 20–50 сантиметров ( 7,9–19,7 дюйма) в глубину. Эти формы возникают из-за того, что лед в почве расширяется и сжимается из-за серьезных изменений температуры. Микроскоп показал, что почва на вершине многоугольников состоит из округлых и плоских частиц, возможно, это разновидность глины. [360] Лед присутствует на несколько дюймов ниже поверхности в середине многоугольников, а по краям лед имеет глубину не менее 8 дюймов (200 мм). [353]

Наблюдался снег, выпавший из перистых облаков. Облака образовались на уровне атмосферы около -65 °C (-85 °F; 208 К), поэтому облака должны были состоять из водяного льда, а не из углекислого льда (CO 2 или сухого льда). лед), поскольку температура образования льда из углекислого газа намного ниже -120 ° C (-184 ° F; 153 К). В результате наблюдений миссии теперь предполагается, что в этом месте позднее в этом году мог накопиться водяной лед (снег). [361] Самая высокая температура, измеренная во время миссии, которая проходила марсианским летом, составила -19,6 °C (-3,3 °F; 253,6 К), а самая холодная - -97,7 °C (-143,9 °F; 175,5 К). ). Таким образом, в этом регионе температура оставалась намного ниже точки замерзания (0 ° C (32 ° F; 273 К)) воды. [362]

Марсоходы для исследования Марса

Обнажение скалы крупным планом.
Тонкие слои породы, не все параллельные друг другу.
Гематитовые шарики .
Частично встроенные сферулы .

Марсоходы « Спирит» и « Оппортьюнити» нашли множество доказательств существования воды на Марсе. Марсоход Spirit приземлился на дне большого озера. Дно озера было покрыто потоками лавы, поэтому следы прошлой воды поначалу было трудно обнаружить. 5 марта 2004 года НАСА объявило, что Спирит нашел намеки на историю воды на Марсе в скале, получившей название «Хамфри». [363]

Когда в декабре 2007 года Spirit ехал задним ходом, тянув за собой застрявшее колесо, колесо соскребло верхний слой почвы, обнажив участок белой земли, богатой кремнеземом . Ученые полагают, что он должен был быть получен одним из двух способов. [364] Первый: отложения горячих источников , образующиеся, когда вода растворяла кремнезем в одном месте, а затем переносила его в другое (например, гейзер ). Второе: кислотный пар, поднимающийся через трещины в горных породах, лишил их минеральных компонентов, оставив после себя кремнезем. [365] Марсоход Spirit также обнаружил следы воды в кратере Гусева на холмах Колумбия. В группе пород Кловис мессбауэровским спектрометром (МБ) обнаружен гетит , [366] образующийся только в присутствии воды, [367] [368] [369] железо в окисленной форме Fe 3+ , [370] карбонат - богатые породы, а это означает, что регионы планеты когда-то содержали воду. [371] [372]

Марсоход «Оппортьюнити» был направлен к месту, где с орбиты было обнаружено большое количество гематита . Гематит часто образуется из воды. Ровер действительно обнаружил слоистые камни и гематитовые конкреции, похожие на мрамор или чернику . В другом месте своего маршрута «Оппортьюнити» исследовал стратиграфию эоловых дюн в утесе Бернс в кратере Эндьюранс . Его операторы пришли к выводу, что сохранение и цементация этих обнажений контролировались потоком неглубоких грунтовых вод. [169] За годы непрерывной работы «Оппортьюнити» прислал доказательства того, что эта область на Марсе в прошлом была пропитана жидкой водой. [373] [374]

Марсоходы MER обнаружили доказательства существования древней влажной среды, которая была очень кислой. Фактически, « Оппортьюнити» обнаружил доказательства наличия серной кислоты , агрессивного химического вещества для жизни. [46] [47] [375] [376] Но 17 мая 2013 года НАСА объявило, что «Оппортьюнити» обнаружил отложения глины , которые обычно образуются во влажной среде с нейтральной кислотностью . Эта находка дает дополнительные доказательства того, что влажная древняя среда, возможно, была благоприятна для жизни . [46] [47]

Марсианский разведывательный орбитальный аппарат

Источники в кратере Вернал , вид HIRISE . Эти источники могут быть хорошим местом для поиска свидетельств прошлой жизни, поскольку горячие источники могут сохранять свидетельства форм жизни в течение длительного времени. Местоположение — четырёхугольник Oxia Palus .

Прибор HiRISE марсианского разведывательного орбитального аппарата сделал множество изображений, которые убедительно свидетельствуют о том, что на Марсе существует богатая история процессов, связанных с водой. Главным открытием стало обнаружение свидетельств существования древних горячих источников . Если в них есть микробная жизнь, они могут содержать биосигнатуры . [377] Исследование, опубликованное в январе 2010 года, представило убедительные доказательства продолжительных осадков в районе долины Маринерис . [140] [141] Типы минералов там связаны с водой. Также высокая плотность мелких разветвленных каналов указывает на большое количество осадков.

Было обнаружено, что камни на Марсе часто встречаются в виде слоев, называемых пластами, в самых разных местах. [378] Слои формируются различными способами, включая вулканы, ветер или воду. [379] Светлые породы Марса связаны с гидратированными минералами, такими как сульфаты и глина. [380]

Слои на западном склоне кратера Азимова. Местоположение — четырехугольник Ноахиса .

Орбитальный аппарат помог ученым определить, что большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [272] [381] [382]

Считается, что ледяная мантия под неглубокой поверхностью образовалась в результате частых и серьезных изменений климата. Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярные льды и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро перемешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. [203] Водяной пар конденсируется на частицах, затем они падают на землю за счет дополнительного веса водного покрытия. Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [316]

В 2008 году исследования с помощью мелкого радара на марсианском разведывательном орбитальном аппарате предоставили убедительные доказательства того, что лопастные фартуки обломков (LDA) в Hellas Planitia и в средних северных широтах представляют собой ледники , покрытые тонким слоем камней. Его радар также обнаружил сильное отражение от верха и основания LDA, а это означает, что большую часть образования составлял чистый водяной лед. [45] Открытие водяного льда в LDA показывает, что вода встречается даже в более низких широтах. [259]

Исследование, опубликованное в сентябре 2009 года, показало, что в некоторых новых кратерах на Марсе виден обнаженный чистый водяной лед. [383] Через некоторое время лед исчезает, испаряясь в атмосферу. Глубина льда всего несколько футов. Наличие льда было подтверждено с помощью компактного спектрометра визуализации (CRISM) на борту марсианского разведывательного орбитального аппарата. [384] Подобные обнажения льда были обнаружены в мантии средних широт (первоначально предполагалось, что она содержит погребенный пыльный снег, покрытый пылью и реголитом; [271] ), которая покрывает большинство обращенных к полюсам склонов в средних широтах с помощью спектрального анализа Изображения HiRISE. [385]

В дополнительных совместных отчетах, опубликованных в 2019 году, оценивалось количество водяного льда, расположенного на северном полюсе. В одном отчете использовались данные зондов SHARAD (зонд SHAllow RADar) MRO . SHARAD имеет возможность сканирования на глубину до 2 километров (1,2 мили) под поверхностью с интервалом 15 метров (49 футов). Анализ прошлых запусков SHARAD показал наличие слоев водяного льда и песка под Planum Boreum , причем от 60% до 88% объема составляет водяной лед. Это подтверждает теорию долгосрочной глобальной погоды на Марсе, состоящей из циклов глобального потепления и похолодания; в периоды похолодания вода собиралась на полюсах, образуя слои льда, а затем, когда произошло глобальное потепление, неталый водяной лед был покрыт пылью и грязью от частых пыльных бурь на Марсе. Общий объем льда, определенный в ходе этого исследования, показал, что там было примерно 2,2 × 10 5 кубических километров (5,3 × 10 4  кубических миль), или достаточно воды, если она растает, чтобы полностью покрыть поверхность Марса слоем толщиной 1,5 метра (4,9 фута). воды. [386] Эта работа была подтверждена отдельным исследованием, в котором использовались зарегистрированные гравитационные данные для оценки плотности Planum Boreum, что показало, что в среднем оно содержало до 55% по объему водяного льда. [387]

Многие особенности, похожие на пинго на Земле, были обнаружены в Utopia Planitia (~35–50° с.ш.; ~80–115° в.д.) при изучении фотографий HiRISE. Пинго содержат ледяное ядро. [388]

Марсоход Любопытство

Обнажение горной породы « Хотта » - древнее русло реки , обнаруженное командой марсохода Curiosity (14 сентября 2012 г.) (крупный план) (3-D версия).
Обнажение горных пород на Марсе – по сравнению с земным речным конгломератом – предполагает, что вода «энергично» течет в потоке. [149] [150] [151]

В самом начале своей миссии марсоход Curiosity обнаружил на Марсе недвусмысленные речные отложения . Свойства гальки в этих обнажениях позволяют предположить, что в русле реки раньше было сильное течение, глубина которого составляла от щиколотки до пояса. Эти породы были обнаружены у подножья аллювиальной конусной системы, спускающейся со стены кратера, ранее обнаруженной с орбиты. [149] [150] [151]

В октябре 2012 года аппарат Curiosity выполнил первый рентгеноструктурный анализ марсианского грунта . Результаты выявили присутствие нескольких минералов, в том числе полевого шпата , пироксенов и оливина , и предположили, что марсианская почва в образце была похожа на выветрелые базальтовые почвы гавайских вулканов . Используемый образец состоит из пыли, принесенной в результате глобальных пыльных бурь, и местного мелкого песка. На данный момент материалы, проанализированные Curiosity , соответствуют первоначальным представлениям об отложениях в кратере Гейла , фиксирующих переход во времени от влажной среды к сухой. [389]

В декабре 2012 года НАСА сообщило, что Curiosity провел свой первый обширный анализ почвы , выявивший присутствие молекул воды, серы и хлора в марсианском грунте . [390] [391] А в марте 2013 года НАСА сообщило о доказательствах минеральной гидратации , вероятно, гидратированного сульфата кальция , в нескольких образцах горных пород , включая разбитые фрагменты породы «Тинтина» и породы «Саттон-Инлиер», а также в жилах и конкрециях в другие камни, такие как камень «Кнорр» и камень «Вернике» . [392] [393] [394] Анализ с помощью прибора DAN ровера выявил наличие подземных вод с содержанием воды до 4% на глубине до 60 см (2,0 фута) в ходе движения марсохода от Брэдбери . Место посадки в районе залива Йеллоунайф на территории Гленелг . [392]

26 сентября 2013 года ученые НАСА сообщили, что марсоход Curiosity обнаружил обильное количество химически связанной воды (от 1,5 до 3 весовых процентов) в образцах почвы в районе Рокнест на острове Эолис Палус в кратере Гейла . [395] [396] [397] [398] [399] [400] Кроме того, НАСА сообщило, что марсоход обнаружил два основных типа почвы: мелкозернистый основной тип и местный крупнозернистый кислый тип . [397] [399] [401] Основной тип, как и другие марсианские почвы и марсианская пыль , был связан с гидратацией аморфных фаз почвы. [401] Кроме того, на месте посадки марсохода «Кьюриосити» (а ранее и на более полярном участке спускаемого аппарата «Феникс» ) были обнаружены перхлораты , присутствие которых может затруднить обнаружение связанных с жизнью органических молекул , что позволяет предположить «глобальное распространение этих органических молекул». соли». [400] НАСА также сообщило, что камень Джейка М , камень, встреченный «Кьюриосити» на пути к Гленелгу , представлял собой мугеарит и очень похож на земные мугеаритовые породы. [402]

9 декабря 2013 года НАСА сообщило, что на Марсе когда-то внутри кратера Гейла было большое пресноводное озеро , [39] [40] , которое могло быть благоприятной средой для микробной жизни .

16 декабря 2014 года НАСА сообщило об обнаружении необычного увеличения, а затем уменьшения количества метана в атмосфере планеты Марс ; кроме того, органические химические вещества были обнаружены в порошке, высверленном из скалы марсоходом Curiosity . Кроме того, на основании исследований соотношения дейтерия и водорода было обнаружено , что большая часть воды в кратере Гейла на Марсе была потеряна в древние времена, до того, как в кратере образовалось дно озера; после этого большие объемы воды продолжали теряться. [403] [404] [405]

13 апреля 2015 года журнал Nature опубликовал анализ данных о влажности и температуре грунта, собранных Curiosity , который показал доказательства того, что в верхних 5 см подповерхности Марса ночью образуются пленки жидкой морской воды. Активность и температура воды остаются ниже требований для размножения и метаболизма известных наземных микроорганизмов. [6] [406]

8 октября 2015 года НАСА подтвердило, что 3,3–3,8 миллиарда лет назад в кратере Гейла существовали озера и ручьи, доставляющие осадки для создания нижних слоев горы Шарп . [407] [408]

4 ноября 2018 года геологи представили доказательства, основанные на исследованиях кратера Гейла марсоходом Curiosity , о том, что на раннем Марсе было много воды . [409] [410]

Марс Экспресс

Орбитальный аппарат Mars Express , запущенный Европейским космическим агентством , картографировал поверхность Марса и использовал радиолокационное оборудование для поиска следов подземной воды. В период с 2012 по 2015 год Орбитальный аппарат сканировал территорию под ледяными шапками Planum Australe . К 2018 году ученые определили, что показания указывают на наличие подземного озера с водой шириной около 20 километров (12 миль). Верхняя часть озера расположена на глубине 1,5 км (0,93 мили) под поверхностью планеты; насколько глубже простирается жидкая вода, остается неизвестным. [411] [412]

Журонг Ровер

Китайский «Журонг» приземлился на Марсе в районе под названием Utopia Planitia 14 мая 2021 года. Его шесть научных инструментов, включая две панорамные камеры, георадар и детектор магнитного поля. Чжуронг использовал лазер для разрушения камней, чтобы изучить их состав. [413]

Чжуронг обнаружил следы воды, когда исследовал корку на поверхности, называемую «твердой коркой». Корка содержала гидратированные сульфаты/кремнезем на территории амазонского периода на месте приземления. Твердая корка образовалась либо в результате таяния подземного льда, либо в результате подъема грунтовых вод. [414] [415]

Глядя на дюны на месте приземления Чжуронга, исследователи обнаружили значительный сдвиг направления ветра (о чем свидетельствуют направления дюн), который произошел примерно в то же время, когда изменились слои северных ледяных шапок Марса. Было высказано предположение, что эти события произошли, когда изменился наклон вращения планеты. [416]

Интерактивная карта

Карта МарсаAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
Изображение выше содержит кликабельные ссылки.Интерактивная карта изображений глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши твоя мышьна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает на относительные высоты , основанные на данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, установленного на Mars Global Surveyor НАСА . Белый и коричневый цвета обозначают самые высокие высоты (от +12 до +8 км ); за ним следуют розовые и красные (от +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зеленый и синий — это более низкие высоты (вплоть до−8 км ). Оси — широта и долгота ; Отмечаются полярные регионы .
(См. также: Карта марсоходов и карта Марсианского мемориала ) ( посмотреть • обсудить )


Смотрите также

Рекомендации

  1. ↑ Торбет, Джорджина (12 декабря 2019 г.). «НАСА обнаружило «водяной лед» прямо под поверхностью Марса. Эксперты говорят, что до льда можно добраться с помощью лопаты и кирки». Engadget . Проверено 12 декабря 2019 г.
  2. ↑ Abc Staff (22 ноября 2016 г.). «Зубчатая местность привела к обнаружению погребенного льда на Марсе». НАСА . Проверено 23 ноября 2016 г.
  3. ^ abc «Озеро замерзшей воды размером с Нью-Мексико найдено на Марсе - НАСА». Регистр . 22 ноября 2016 года . Проверено 23 ноября 2016 г.
  4. ^ abc «Марсианские ледяные отложения содержат столько же воды, сколько озеро Верхнее». НАСА. 22 ноября 2016 года . Проверено 23 ноября 2016 г.
  5. ^ Якоски, Б.М.; Хаберле, РМ (1992). «Сезонное поведение воды на Марсе». В Киффере, Х.Х.; и другие. (ред.). Марс . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 969–1016.
  6. ^ аб Мартин-Торрес, Ф. Хавьер; Сорсано, Мария-Пас; Валентин-Серрано, Патрисия; Харри, Ари-Матти; Гензер, Мария (13 апреля 2015 г.). «Переходная жидкая вода и активность воды в кратере Гейла на Марсе». Природа Геонауки . 8 (5): 357–361. Бибкод : 2015NatGe...8..357M. дои : 10.1038/ngeo2412.
  7. ^ abcd Оджа, Л.; Вильгельм, МБ; Мурчи, СЛ; МакИвен, А.С.; Рэй, Джей-Джей; Хэнли, Дж.; Массе, М.; Хойнацкий, М. (2015). «Спектральные доказательства наличия гидратированных солей в повторяющихся наклонных линиях на Марсе». Природа Геонауки . 8 (11): 829–832. Бибкод : 2015NatGe...8..829O. дои : 10.1038/ngeo2546. S2CID  59152931.
  8. ^ «Повторяющиеся марсианские полосы: струящийся песок, а не вода?» Архивировано 8 декабря 2021 г. в Wayback Machine НАСА, 20 ноября 2017 г.
  9. ^ Бирн, Шейн; Дандас, Колин М.; Кеннеди, Меган Р.; Меллон, Майкл Т.; МакИвен, Альфред С.; Калл, Селби К.; Даубар, Ингрид Дж.; Шин, Дэвид Э.; Силос, Кимберли Д.; Мурчи, Скотт Л.; Кантор, Брюс А.; Арвидсон, Раймонд Э.; Эджетт, Кеннет С.; Ройфер, Андреас; Томас, Николас (25 сентября 2009 г.). «Распространение подземного льда средних широт на Марсе из новых ударных кратеров». Наука . 325 (5948): 1674–1676. Бибкод : 2009Sci...325.1674B. дои : 10.1126/science.1175307. ISSN  0036-8075. PMID  19779195. S2CID  10657508.
  10. ^ Дандас, Колин М.; Брэмсон, Али М.; Оджа, Лухендра; Рэй, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; МакИвен, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон В. (12 января 2018 г.). «Обнаженные подземные ледниковые щиты в средних широтах Марса». Наука . 359 (6372): 199–201. Бибкод : 2018Sci...359..199D. дои : 10.1126/science.aao1619 . ISSN  0036-8075. PMID  29326269. S2CID  206662378.
  11. ^ Хуллер, Адитья; Кристенсен, Филип (18 января 2021 г.). «Свидетельства наличия обнаженного пыльного водяного льда в марсианских оврагах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). Бибкод : 2021JGRE..12606539R. дои : 10.1029/2020JE006539. ISSN  2169-9097. S2CID  234174382.
  12. ^ Карр, MH (1996). Вода на Марсе . Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. п. 197.
  13. ^ Аб Кристенсен, PR (2006). «Вода на полюсах и в районах вечной мерзлоты Марса». Элементы . 3 (2): 151–155. Бибкод : 2006Элеме...2..151C. doi :10.2113/gselements.2.3.151.
  14. ^ Карр, 2006, с. 173.
  15. ^ Хрис Планиция
  16. ^ Аб Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (10 декабря 2013 г.). «Космический корабль НАСА на Марсе обнаруживает более динамичную Красную планету». НАСА .
  17. ^ «Жидкая вода изо льда и соли на Марсе». Письма о геофизических исследованиях . НАСА Астробиология. 3 июля 2014. Архивировано из оригинала 14 августа 2014 года . Проверено 13 августа 2014 г.
  18. ^ Фишер, Э.; Мартинес, генеральный менеджер; Ренно, НЕТ; Тамппари, ЛК; Зент, AP (ноябрь 2019 г.). «Относительная влажность на Марсе: новые результаты датчика Phoenix TECP». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (11): 2780–2792. дои : 10.1029/2019je006080. ISSN  2169-9097. ПМК 6988475 . 
  19. ^ Хесс, Сеймур Л.; Генри, Роберт М.; Тиллман, Джеймс Э. (10 июня 1979 г.). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Журнал геофизических исследований: Solid Earth . 84 (Б6): 2923–2927. дои : 10.1029/jb084ib06p02923. ISSN  0148-0227.
  20. ^ Хуллер, Адитья Р.; Клоу, Гэри Д. (апрель 2024 г.). «Турбулентные потоки и скорость испарения/сублимации на Земле, Марсе, Титане и экзопланетах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 129 (4). дои : 10.1029/2023JE008114 . ISSN  2169-9097.
  21. ^ Поллак, Дж. Б. (1979). «Изменение климата на планетах земной группы». Икар . 37 (3): 479–553. Бибкод : 1979Icar...37..479P. дои : 10.1016/0019-1035(79)90012-5.
  22. ^ Поллак, Дж.Б.; Кастинг, Дж. Ф.; Ричардсон, С.М.; Полякофф, К. (1987). «Доводы в пользу влажного и теплого климата на раннем Марсе». Икар . 71 (2): 203–224. Бибкод : 1987Icar...71..203P. дои : 10.1016/0019-1035(87)90147-3. hdl : 2060/19870013977 . ПМИД  11539035.
  23. ^ Файрен, AG (2010). «Холодный и влажный Марс Марс». Икар . 208 (1): 165–175. Бибкод : 2010Icar..208..165F. дои : 10.1016/j.icarus.2010.01.006.
  24. ^ Файрен, AG; и другие. (2009). «Устойчивость к замерзанию водных растворов на раннем Марсе». Природа . 459 (7245): 401–404. Бибкод : 2009Natur.459..401F. дои : 10.1038/nature07978. PMID  19458717. S2CID  205216655.
  25. ^ "релизы/2015/03/150305140447" . sciencedaily.com . Проверено 25 мая 2015 г.
  26. ^ Вильянуэва, Г.; Мама, М.; Новак Р.; Койфль, Х.; Хартог, П.; Энкреназ, Т .; Токунага, А.; Хаят, А.; Смит, М. (2015). «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.
  27. ^ abc Бейкер, VR; Стром, Р.Г.; Гулик, ВК; Каргель, Дж.С.; Комацу, Г.; Кале, В.С. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа . 352 (6348): 589–594. Бибкод : 1991Natur.352..589B. дои : 10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  28. ^ Салезе, Ф.; Ансан, В.; Мангольд, Н.; Картер, Дж.; Анук, О.; Пуле, Ф.; Ори, Г.Г. (2016). «Осадочное происхождение межкратерных равнин к северу от бассейна Эллады: последствия для климатических условий и скорости эрозии на раннем Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (11): 2239–2267. Бибкод : 2016JGRE..121.2239S. дои : 10.1002/2016JE005039. S2CID  132873898.
  29. ^ Паркер, Ти Джей; Сондерс, Р.С.; Шнебергер, DM (1989). «Переходная морфология West Deuteronilus Mensae, Марс: последствия изменения границы низменности и возвышенности». Икар . 82 (1): 111–145. Бибкод : 1989Icar...82..111P. дои : 10.1016/0019-1035(89)90027-4. S2CID  120460110.
  30. ^ Дом, Дж. М.; Бейкер, Виктор Р.; Бойнтон, Уильям В.; Файрен, Альберто Г.; Феррис, Джастин С.; Финч, Майкл; Фурфаро, Роберто; Заяц, Трент М.; Джейнс, Дэниел М.; Каргель, Джеффри С.; Карунатиллаке, Сунити; Келлер, Джон; Керри, Крис; Ким, Кён Дж.; Комацу, Горо; Махани, Уильям К.; Шульце-Макух, Дирк; Маринангели, Люсия; Ори, Джан Г.; Руис, Хавьер; Уилок, Шон Дж. (2009). «Свидетельства GRS и возможность существования палеоокеанов на Марсе» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 57 (5–6): 664–684. Бибкод : 2009P&SS...57..664D. дои :10.1016/j.pss.2008.10.008. Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017 года . Проверено 23 июля 2019 г.
  31. ^ «PSRD: Древние паводки и моря на Марсе». Открытия планетарных исследований . Гавайский университет. 16 июля 2003 г.
  32. ^ «Данные гамма-излучения свидетельствуют о том, что на древнем Марсе были океаны» . КосмическаяСсылка . 17 ноября 2008 г.
  33. ^ Клиффорд, С.М.; Паркер, Ти Джей (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар . 154 (1): 40–79. Бибкод : 2001Icar..154...40C. дои : 10.1006/icar.2001.6671. S2CID  13694518.
  34. ^ abc Ди Ахилле, Гаэтано; Хайнек, Брайан М. (2010). «Древний океан на Марсе поддерживается глобальным распределением дельт и долин». Природа Геонауки . 3 (7): 459–463. Бибкод : 2010NatGe...3..459D. дои : 10.1038/ngeo891.
  35. ^ abc «Древний океан, возможно, покрывал треть Марса». Наука Дейли. 14 июня 2010 г.
  36. ^ Карр, 2006, стр. 144–147.
  37. ^ Фассетт, CI; Диксон, Джеймс Л.; Руководитель Джеймс В.; Леви, Джозеф С.; Марчант, Дэвид Р. (2010). «Надледниковые и прогляциальные долины на Амазонском Марсе». Икар . 208 (1): 86–100. Бибкод : 2010Icar..208...86F. дои : 10.1016/j.icarus.2010.02.021.
  38. ^ «Воспоминания: 10 лет назад было объявлено о наличии воды на Марсе» . Space.com. 22 июня 2000 г.
  39. ↑ Аб Чанг, Кеннет (9 декабря 2013 г.). «На Марсе древнее озеро и, возможно, жизнь». Нью-Йорк Таймс .
  40. ^ ab Разное (9 декабря 2013 г.). «Наука – Специальная коллекция – Марсоход Curiosity на Марсе». Наука .
  41. ^ Аб Паркер, Т.; Клиффорд, С.М.; Банердт, ВБ (2000). «Планития Аргире и глобальный гидрологический цикл Марса» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXI : 2033. Бибкод : 2000LPI....31.2033P.
  42. ^ аб Хейзингер, Х.; Хед, Дж. (2002). «Топография и морфология бассейна Аргир, Марс: значение для его геологической и гидрологической истории». Планетарная и космическая наука . 50 (10–11): 939–981. Бибкод : 2002P&SS...50..939H. дои : 10.1016/S0032-0633(02)00054-5.
  43. ^ Содерблом, Луизиана (1992). Киффер, Х.Х.; и другие. (ред.). Состав и минералогия марсианской поверхности по спектроскопическим наблюдениям – от 0,3 микрона до 50 микрон. Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 557–593. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  44. ^ Глотч, Т.; Кристенсен, П. (2005). «Геологическое и минералогическое картирование Арама Хаоса: свидетельства богатой водой истории». Журнал геофизических исследований . 110 (Е9): E09006. Бибкод : 2005JGRE..110.9006G. дои : 10.1029/2004JE002389 . S2CID  53489327.
  45. ^ abcdefg Холт, JW; Сафаейнили, А.; Плаут, Джей Джей; Янг, Д.А.; Руководитель, JW; Филлипс, Р.Дж.; Кэмпбелл, бакалавр; Картер, LM; Гим, Ю.; Сеу, Р.; Команда, Шарад (2008). «Свидетельства радиолокационного зондирования льда в лопастных фартуках обломков возле бассейна Эллады, средние южные широты Марса» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXIX (1391): 2441. Бибкод : 2008LPI....39.2441H.
  46. ^ abc Амос, Джонатан (10 июня 2013 г.). «Старый марсоход Opportunity совершает открытие камня» . Новости BBC .
  47. ^ abc «Марсоход «Оппортьюнити» исследует глиняные подсказки в камне». Лаборатория реактивного движения НАСА. 17 мая 2013 г.
  48. ^ abc «Региональные, а не глобальные процессы привели к огромным марсианским наводнениям». Институт планетарных наук . 11 сентября 2015 года. Архивировано из оригинала 29 сентября 2015 года . Проверено 12 сентября 2015 г. - через SpaceRef.
  49. ^ Харрисон, К; Гримм, Р. (2005). «Сеть долин, контролируемая подземными водами, и сокращение поверхностного стока на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 110 (Е12): Е12С16. Бибкод : 2005JGRE..11012S16H. дои : 10.1029/2005JE002455 . S2CID  7755332.
  50. ^ Ховард, А.; Мур, Джеффри М.; Ирвин, Россман П. (2005). «Интенсивная конечная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ней отложения». Журнал геофизических исследований . 110 (Е12): Е12С14. Бибкод : 2005JGRE..11012S14H. дои : 10.1029/2005JE002459 . S2CID  14890033.
  51. ^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Г.; Неземанн, А.; Ори, Г.Г.; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс». Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (2): 194–232. Бибкод : 2016JGRE..121..194S. дои : 10.1002/2015JE004891. S2CID  130651090.
  52. ^ abcd Ирвин, Россман П.; Ховард, Алан Д.; Крэддок, Роберт А.; Мур, Джеффри М. (2005). «Интенсивная конечная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 2. Увеличение стока и развитие палеоозёр». Журнал геофизических исследований . 110 (Е12): Е12С15. Бибкод : 2005JGRE..11012S15I. дои : 10.1029/2005JE002460 .
  53. ^ аб Фассетт, К.; Руководитель, III (2008). «Озера открытого бассейна, питаемые долинами, на Марсе: распространение и значение для ноахийской поверхностной и подземной гидрологии». Икар . 198 (1): 37–56. Бибкод : 2008Icar..198...37F. дои : 10.1016/j.icarus.2008.06.016.
  54. ^ Аб Мур, Дж.; Вильгельмс, Д. (2001). «Эллада как возможное место расположения древних покрытых льдом озер на Марсе» (PDF) . Икар . 154 (2): 258–276. Бибкод : 2001Icar..154..258M. дои : 10.1006/icar.2001.6736. hdl : 2060/20020050249. S2CID  122991710.
  55. ^ аб Вайц, К.; Паркер, Т. (2000). «Новые доказательства того, что внутренние отложения Valles Marineris образовались в стоячих водоемах» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXI : 1693. Бибкод : 2000LPI....31.1693W.
  56. ^ «Новые признаки того, что древний Марс был влажным». Space.com . 28 октября 2008 г.
  57. ^ Сквайрс, Юго-Запад; и другие. (1992). «Лед в марсианском реголите». В Kieffer, HH (ред.). Марс . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 523–554. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  58. ^ Аб Хед, Дж.; Марчант, Д. (2006). «Модификации стен Ноахийского кратера на Терре Северной Аравии (24 восточной долготы, 39 северной широты) во время ледниковых эпох Амазонки в северных средних широтах на Марсе: природа и эволюция лопастных обломочных фартуков и их связь с очерченным заполнением долины и ледниковыми системами (аннотация) )". Лунная и планетарная наука . 37 :1128.
  59. ^ Хед, Дж.; и другие. (2006). «Модификация границы дихотомии на Марсе региональным оледенением средних широт Амазонки». Письма о геофизических исследованиях . 33 (8): 33. Бибкод : 2006GeoRL..33.8S03H. дои : 10.1029/2005gl024360 . S2CID  9653193.
  60. ^ Хед, Дж.; Марчант, Д. (2006). «Свидетельства глобального оледенения в северных средних широтах в амазонский период Марса: покрытые обломками ледниковые и долинные ледниковые отложения в полосе 30–50 северной широты». Лунная и планетарная наука . 37 :1127.
  61. ^ abc Льюис, Ричард (23 апреля 2008 г.). «Ледники свидетельствуют о том, что марсианский климат в последнее время был активным». Брауновский университет.
  62. ^ abcdefgh Плаут, Джеффри Дж.; Сафаейнили, Али; Холт, Джон В.; Филлипс, Роджер Дж.; Руководитель Джеймс В.; Сеу, Роберто; Путциг, Натаниэль Э.; Фригери, Алессандро (2009). «Радиолокационные данные о наличии льда в лопастных фартуках обломков в среднесеверных широтах Марса» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 36 (2): н/д. Бибкод : 2009GeoRL..36.2203P. дои : 10.1029/2008GL036379. S2CID  17530607. Архивировано из оригинала (PDF) 23 января 2021 года . Проверено 4 апреля 2010 г.
  63. ↑ Уолл, Майк (25 марта 2011 г.). «Вопросы и ответы с марсианским искателем жизни Крисом Карром». Space.com .
  64. ^ аб Дартнелл, ЛР; Десоргер; Сторожить; Коутс (30 января 2007 г.). «Моделирование поверхностной и подземной радиационной среды Марса: значение для астробиологии». Письма о геофизических исследованиях . 34 (2): L02207. Бибкод : 2007GeoRL..34.2207D. дои : 10.1029/2006GL027494 . S2CID  59046908. Повреждающее воздействие ионизирующей радиации на клеточную структуру является одним из главных ограничивающих факторов выживания жизни в потенциальных астробиологических средах обитания.
  65. ^ аб Дартнелл, ЛР; Дезоргер, Л.; Уорд, Дж. М.; Коутс, Эй Джей (2007). «Марсианское подземное ионизирующее излучение: биосигнатуры и геология» (PDF) . Биогеонауки . 4 (4): 545–558. Бибкод : 2007BGeo....4..545D. дои : 10.5194/bg-4-545-2007 . Это поле ионизирующего излучения вредно для выживания спящих клеток или спор, а также для сохранения молекулярных биомаркеров в недрах и, следовательно, для их характеристики. ... Даже на глубине 2 метров под поверхностью любые микробы, скорее всего, будут находиться в состоянии покоя, криоконсервированы нынешними условиями замерзания и, следовательно, метаболически неактивны и неспособны восстанавливать клеточную деградацию по мере ее возникновения.
  66. ^ Аб де Мораис, А. (2012). «Возможная биохимическая модель Марса» (PDF) . 43-я конференция по науке о Луне и планетах . Проверено 5 июня 2013 г. Обширный вулканизм того времени, скорее всего, создал подземные трещины и пещеры в различных слоях, и жидкая вода могла храниться в этих подземных местах, образуя большие водоносные горизонты с отложениями соленой жидкой воды, минералов, органических молекул и геотермального тепла – ингредиентов для Жизнь, которую мы знаем на Земле.
  67. ↑ ab Didymus, Джон Томас (21 января 2013 г.). «Ученые обнаружили доказательства того, что под поверхностью Марса может существовать жизнь». Цифровой журнал – Наука . На поверхности Марса не может быть жизни, поскольку она залита радиацией и полностью замерзла. Жизнь в недрах будет защищена от этого. – Профессор Парнелл.
  68. ^ аб Штайгервальд, Билл (15 января 2009 г.). «Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . НАСА. Архивировано из оригинала 17 января 2009 года . Проверено 16 июня 2013 г. Если микроскопическая марсианская жизнь производит метан, он, скорее всего, находится далеко под поверхностью, где еще достаточно тепло для существования жидкой воды.
  69. ^ abcdef Оросей, Р.; и другие. (25 июля 2018 г.). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе». Наука . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O. doi : 10.1126/science.aar7268. hdl : 11573/1148029 . PMID  30045881. S2CID  206666385.
  70. ↑ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро». Новости BBC . Проверено 26 июля 2018 г.
  71. ^ Грима, Кирилл; Мужино, Жереми; Кофман, Влодек; Эрике, А.; Бек, П. (январь 2022 г.). «Базальная обнаруживаемость покрытого льдом Марса с помощью MARSIS» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 49 (2). Бибкод : 2022GeoRL..4996518G. дои : 10.1029/2021GL096518. S2CID  246327935.
  72. ↑ Хауэлл, Элизабет (25 января 2022 г.). «Новое исследование показало, что предполагаемое подземное озеро Марса может быть просто вулканической породой». Space.com . Проверено 4 апреля 2022 г.
  73. ^ Обзор программы исследования Марса НАСА. Архивировано 9 декабря 2021 года в Wayback Machine .
  74. ^ Лауро, Себастьян Эмануэль; и другие. (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледные водоемы под южным полюсом Марса, обнаруженные новыми данными MARSIS». Природная астрономия . 5 : 63–70. arXiv : 2010.00870 . Бибкод : 2021NatAs...5...63L. дои : 10.1038/s41550-020-1200-6. S2CID  222125007 . Проверено 29 сентября 2020 г.
  75. ^ О'Каллаган, Джонатан (28 сентября 2020 г.). «Вода на Марсе: открытие трех погребенных озер интригует ученых». Природа . дои : 10.1038/d41586-020-02751-1. PMID  32989309. S2CID  222155190 . Проверено 29 сентября 2020 г.
  76. ^ Хауталуома, Грей; Джонсон, Алана; Хорошо, Андрей (16 марта 2021 г.). «Новое исследование бросает вызов давней теории судьбы воды Марса». НАСА . Проверено 16 марта 2021 г.
  77. ↑ Мак, Эрик (16 марта 2021 г.). «Марс скрывает под своей поверхностью древний океан». CNET . Проверено 16 марта 2021 г.
  78. ^ Шеллер, Эль; и другие. (16 марта 2021 г.). «Долгосрочное высыхание Марса из-за секвестрации объемов воды океанского масштаба в земной коре». Наука . 372 (6537): 56–62. Бибкод : 2021Sci...372...56S. дои : 10.1126/science.abc7717 . ПМЦ 8370096 . ПМИД  33727251. 
  79. ↑ Чанг, Кеннет (19 марта 2021 г.). «Вода на Марсе исчезла. Возможно, она исчезла именно здесь». Нью-Йорк Таймс . Проверено 19 марта 2021 г.
  80. ^ Шихан, 1996, с. 35.
  81. ^ Киффер, Х.Х.; Якоски, Б.М.; Снайдер, К. (1992). «Планета Марс: от древности до наших дней». В Киффере, Х.Х.; и другие. (ред.). Марс . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 1–33.
  82. ^ Хартманн, 2003, с. 20.
  83. ^ Шихан, 1996, с. 150.
  84. ^ Спинрад, Х.; Мунк, Г.; Каплан, Л.Д. (1963). «Письмо в редакцию: обнаружение водяного пара на Марсе». Астрофизический журнал . 137 : 1319. Бибкод : 1963ApJ...137.1319S. дои : 10.1086/147613.
  85. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Наука . 153 (3732): 136–144. Бибкод : 1966Sci...153..136L. дои : 10.1126/science.153.3732.136. PMID  17831495. S2CID  28087958.
  86. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия; Шарп, Р.П.; Аллен, доктор медицинских наук; Слоан, РК (1965). «Маринер IV Фотография Марса: первые результаты». Наука . 149 (3684): 627–630. Бибкод : 1965Sci...149..627L. дои : 10.1126/science.149.3684.627. PMID  17747569. S2CID  43407530.
  87. ^ Клиоре, А.; и другие. (1965). «Эксперимент по затмению: результаты первого прямого измерения атмосферы и ионосферы Марса». Наука . 149 (3689): 1243–1248. Бибкод : 1965Sci...149.1243K. дои : 10.1126/science.149.3689.1243. PMID  17747455. S2CID  34369864.
  88. ↑ Гротцингер, Джон П. (24 января 2014 г.). «Введение в специальный выпуск: обитаемость, тафономия и поиск органического углерода на Марсе». Наука . 343 (6169): 386–387. Бибкод : 2014Sci...343..386G. дои : 10.1126/science.1249944 . ПМИД  24458635.
  89. ↑ Разное (24 января 2014 г.). «Специальный выпуск – Содержание – Исследование обитаемости Марса». Наука . 343 (6169): 345–452.
  90. ^ Гротцингер, JP; и другие. (24 января 2014 г.). «Пригодная для жизни речная и озерная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Наука . 343 (6169): 1242777. Бибкод : 2014Sci...343A.386G. CiteSeerX 10.1.1.455.3973 . дои : 10.1126/science.1242777. PMID  24324272. S2CID  52836398. 
  91. ^ Аб Родригес, Дж. Алексис П.; Каргель, Джеффри С.; Бейкер, Виктор Р.; Гулик, Вирджиния К.; и другие. (8 сентября 2015 г.). «Марсианские каналы оттока: как образовались их исходные водоносные горизонты и почему они так быстро истощились?». Научные отчеты . 5 : 13404. Бибкод : 2015NatSR...513404R. дои : 10.1038/srep13404. ПМК 4562069 . ПМИД  26346067. 
  92. ^ «Вода на Древнем Марсе существовала глубоко под землей» . Space.com . 2 июля 2012 г.
  93. ^ Крэддок, Р.; Ховард, А. (2002). «Доказательства выпадения осадков на теплом и влажном раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 107 (Е11): Е11. Бибкод : 2002JGRE..107.5111C. дои : 10.1029/2001je001505 .
  94. ^ Хед, Дж.; и другие. (2006). «Обширные долинные ледниковые отложения в северных средних широтах Марса: свидетельства изменения климата в конце Амазонки, вызванного наклоном». Письма о Земле и планетологии . 241 (3–4): 663–671. Бибкод : 2006E&PSL.241..663H. дои : 10.1016/j.epsl.2005.11.016.
  95. ↑ Персонал (28 октября 2008 г.). «Марсианский разведывательный орбитальный аппарат НАСА раскрывает подробности более влажного Марса» . КосмическаяСсылка . НАСА. Архивировано из оригинала 2 февраля 2013 года.
  96. ^ аб Лунин, Джонатан И.; Чемберс, Джон; и другие. (сентябрь 2003 г.). «Происхождение воды на Марсе». Икар . 165 (1): 1–8. Бибкод : 2003Icar..165....1L. дои : 10.1016/S0019-1035(03)00172-6.
  97. ^ Содерблом, Луизиана; Белл, Дж. Ф. (2008). «Исследование поверхности Марса: 1992–2007». В Белле, Дж. Ф. (ред.). Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства . Издательство Кембриджского университета. стр. 3–19. Бибкод : 2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
  98. ^ Мин, Д.В.; Моррис, Р.В.; Кларк, Р.К. (2008). «Водное изменение на Марсе». В Белле, Дж. Ф. (ред.). Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства . Издательство Кембриджского университета. стр. 519–540. Бибкод : 2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
  99. ^ Льюис, Дж.С. (1997). Физика и химия Солнечной системы (переработанная ред.). Сан-Диего, Калифорния: Academic Press. ISBN 978-0-12-446742-2.
  100. ^ Ласуэ, Дж.; и другие. (2013). «Количественные оценки марсианской гидросферы». Обзоры космической науки . 174 (1–4): 155–212. Бибкод :2013ССРв..174..155Л. doi : 10.1007/s11214-012-9946-5. S2CID  122747118.
  101. ^ Кларк, Британская Колумбия; и другие. (2005). «Химия и минералогия обнажений Меридиани Планум». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 73–94. Бибкод : 2005E&PSL.240...73C. дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.040.
  102. ^ Блум, Ал. (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа . Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Прентис-Холл. п. 114. ИСБН 9780133530865.
  103. ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; и другие. (2009). «Доказательства наличия карбоната кальция на месте посадки Марса Феникса». Наука . 325 (5936): 61–4. Бибкод : 2009Sci...325...61B. дои : 10.1126/science.1172768. PMID  19574384. S2CID  26740165.
  104. ^ Гудинг, Дж.Л.; Арвидсон, Р.Э.; Золотов, М.Ю. (1992). «Физическое и химическое выветривание». В Киффере, Х.Х.; и другие. (ред.). Марс . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 626–651. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  105. ^ Мелош, HJ (2011). Планетарные поверхностные процессы . Издательство Кембриджского университета. п. 296. ИСБН 978-0-521-51418-7.
  106. ^ Абрамов, О.; Кринг, Д.А. (2005). «Вызванная ударом гидротермальная активность на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 110 (Е12): Е12С09. Бибкод : 2005JGRE..11012S09A. дои : 10.1029/2005JE002453 . S2CID  20787765.
  107. ^ Шренк, Миссури; Бразелтон, штат Вашингтон; Ланг, SQ (2013). «Серпентинизация, углерод и глубинная жизнь». Обзоры по минералогии и геохимии . 75 (1): 575–606. Бибкод : 2013RvMG...75..575S. дои : 10.2138/rmg.2013.75.18. S2CID  8600635.
  108. ^ Бауком, Мартин (март – апрель 2006 г.). "Жизнь на Марсе?". Американский учёный . 94 (2): 119. дои : 10.1511/2006.58.119. Архивировано из оригинала 15 июня 2017 года . Проверено 23 октября 2013 г.
  109. ^ Шасфьер, Э; Лангле, Б.; Кенель, Ю.; Леблан, Ф. (2013), «Судьба потерянной воды раннего Марса: роль серпентинизации» (PDF) , EPSC Abstracts , vol. 8, с. ЭПСК2013-188
  110. ^ Эльманн, Б.Л.; Мастард, JF ; Мурчи, СЛ (2010). «Геологическая обстановка серпентиновых отложений на Марсе» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 37 (6): L06201. Бибкод : 2010GeoRL..37.6201E. дои : 10.1029/2010GL042596. S2CID  10738206.
  111. ^ Блум, Ал. (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа . Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Прентис-Холл. ISBN 9780133530865.., п. 120
  112. ^ Мелош, HJ, 2011. Планетарные поверхностные процессы. Кембриджский университет. Пресс., стр. 500.
  113. ^ Оди, А.; и другие. (2013). «Глобальное исследование оливина на Марсе: понимание состава коры и мантии». Журнал геофизических исследований . 118 (2): 234–262. Бибкод : 2013JGRE..118..234O. дои : 10.1029/2012JE004149 .
  114. ^ Мошенничество, Т.Д.; Трейман, А.Х.; Линдстрем, диджей; Буркланд, МК; Коэн, бакалавр; Гриер, JA ; Ли, Б.; Олсон, ЭК (2000). «Благородные газы в Иддингсите из метеорита Лафайет: свидетельства наличия жидкой воды на Марсе за последние несколько сотен миллионов лет». Метеоритика и планетология . 35 (1): 107–115. Бибкод : 2000M&PS...35..107S. дои : 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x .
  115. ^ Хед, Дж.; Креславский, М.А.; Иванов, М.А.; Хизингер, Х.; Фуллер, скорая помощь; Пратт, С. (2001). «Вода в истории Среднего Марса: новые идеи на основе данных MOLA». Тезисы весеннего собрания АГУ . 2001 : ПРИГЛАШЕН P31A–02. Бибкод : 2001AGUSM...P31A02H.
  116. ^ Хед, Дж.; и другие. (2001). «Исследование стоячих водоемов на Марсе: когда они были там, куда они пошли и каковы последствия для астробиологии?». Тезисы осеннего собрания АГУ . 21 : P21C–03. Бибкод : 2001AGUFM.P21C..03H.
  117. ^ Мейер, К. (2012) Справочник марсианских метеоритов; Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
  118. ^ "Метеорит Шерготти - Лаборатория реактивного движения, НАСА" . НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
  119. ^ Гамилитон, В.; Кристенсен, Филип Р.; Максуин, Гарри Ю. (1997). «Определение литологии и минералогии марсианских метеоритов с помощью вибрационной спектроскопии». Журнал геофизических исследований . 102 (Е11): 25593–25603. Бибкод : 1997JGR...10225593H. дои : 10.1029/97JE01874.
  120. ^ Трейман, А. (2005). «Нахлитовые метеориты: магматические породы Марса, богатые авгитом» (PDF) . Chemie der Erde – Геохимия . 65 (3): 203–270. Бибкод :2005ЧЭГ...65..203Т. doi :10.1016/j.chemer.2005.01.004 . Проверено 8 сентября 2006 г.
  121. ^ Эйджи, Карл Б.; Уилсон, Николь В.; МакКаббин, Фрэнсис М.; Зиглер, Карен; Поляк, Виктор Дж.; Шарп, Закари Д.; Асмером, Йеман; Нанн, Морган Х.; Шахин, Робина; Тименс, Марк Х.; Стил, Эндрю; Фогель, Мэрилин Л.; Боуден, Роксана; Гламоклия, Михаэла; Чжан, Чжишэн; Элардо, Стивен М. (15 февраля 2013 г.). «Уникальный метеорит с раннего амазонского Марса: богатая водой базальтовая брекчия Северо-Западной Африки 7034». Наука . 339 (6121): 780–785. Бибкод : 2013Sci...339..780A. дои : 10.1126/science.1228858 . PMID  23287721. S2CID  206544554.
  122. ^ Согласен, К.; и другие. (2013). «Уникальный метеорит с раннего амазонского Марса: богатая водой базальтовая брекчия Северо-Западной Африки 7034». Наука . 339 (6121): 780–785. Бибкод : 2013Sci...339..780A. дои : 10.1126/science.1228858 . PMID  23287721. S2CID  206544554.
  123. ^ Маккей, Д. младший; Гибсон, ЕК; Томас-Кепрта, КЛ; Вали, Х.; Романек, CS; Клеметт, С.Дж.; Чиллер, XD; Мехлинг, Чехия; Заре, Р.Н. (1996). «Поиски прошлой жизни на Марсе: возможная реликтовая биогенная активность марсианского метеорита AL84001». Наука . 273 (5277): 924–930. Бибкод : 1996Sci...273..924M. дои : 10.1126/science.273.5277.924. PMID  8688069. S2CID  40690489.
  124. ^ Гиббс, В.; Пауэлл, К. (19 августа 1996 г.). «Ошибки в данных?». Научный американец .
  125. ^ «Споры продолжаются: марсианский метеорит цепляется за жизнь – или нет?». Space.com. 20 марта 2002 года. Архивировано из оригинала 4 апреля 2002 года . Проверено 27 ноября 2009 г.
  126. ^ Бада, Дж.; Главин, Д.П.; Макдональд, Джорджия; Беккер, Л. (1998). «Поиск эндогенных аминокислот в марсианском метеорите AL84001». Наука . 279 (5349): 362–365. Бибкод : 1998Sci...279..362B. дои : 10.1126/science.279.5349.362. PMID  9430583. S2CID  32301715.
  127. ^ аб Гарсиа-Руис, Хуан-Мануэль Гарсиа-Руис (30 декабря 1999 г.). «Морфологическое поведение неорганических систем осадков - инструменты, методы и задачи астробиологии II». Материалы SPIE . 3755 : 74–82. дои : 10.1117/12.375088. S2CID  84764520. Делается вывод, что «морфология не может быть однозначно использована как инструмент обнаружения примитивной жизни».
  128. ^ Агрести; Дом; Джоги; Кудрявцев; Маккиган; Раннегар; Шопф; Вдовяк (3 декабря 2008 г.). «Обнаружение и геохимическая характеристика древнейшей жизни на Земле». Институт астробиологии НАСА . НАСА. Архивировано из оригинала 23 января 2013 года . Проверено 15 января 2013 г.
  129. ^ Шопф, Дж. Уильям; Кудрявцев Анатолий Б.; Чая, Эндрю Д.; Трипати, Абхишек Б. (28 апреля 2007 г.). «Свидетельства архейской жизни: строматолиты и микроокаменелости» (PDF) . Докембрийские исследования . 158 (3–4): 141–155. Бибкод : 2007PreR..158..141S. doi :10.1016/j.precamres.2007.04.009. Архивировано из оригинала (PDF) 24 декабря 2012 года . Проверено 15 января 2013 г.
  130. ^ Аб Реберн, П. (1998). «Раскрытие тайн Красной планеты Марс». Национальная география . Вашингтон
  131. ^ Аб Мур, П.; и другие. (1990). Атлас Солнечной системы . Нью-Йорк: Издательство Митчелл Бизли.
  132. ^ Берман, Дэниел С.; Краун, Дэвид А.; Блемастер, Лесли Ф. (2009). «Деградация кратеров средних широт на Марсе». Икар . 200 (1): 77–95. Бибкод : 2009Icar..200...77B. дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.026.
  133. ^ Фассетт, Калеб И.; Хед, Джеймс В. (2008). «Время активности сети марсианской долины: ограничения из-за буферизованного подсчета кратеров». Икар . 195 (1): 61–89. Бибкод : 2008Icar..195...61F. дои : 10.1016/j.icarus.2007.12.009.
  134. ^ "HiRISE | HiPOD: 29 июля 2023 г." .
  135. ^ Малин, Майкл С. (2010). «Обзор научного исследования камеры Mars Orbiter Camera 1985–2006 годов». Марсианский журнал . 5 : 1–60. Бибкод : 2010IJMSE...5....1M. дои : 10.1555/mars.2010.0001. S2CID  128873687.
  136. ^ «Извилистые хребты возле Эолиды Менсае». Университет Аризоны. 31 января 2007 года. Архивировано из оригинала 5 марта 2016 года . Проверено 8 октября 2009 г.
  137. ^ Зимбельман, Дж.; Гриффин, Л. (2010). «Изображения ярдангов и извилистых хребтов HiRISE в нижней части формации ямок Медузы на Марсе». Икар . 205 (1): 198–210. Бибкод : 2010Icar..205..198Z. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.003.
  138. ^ Ньюсом, Х.; Ланца, Нина Л.; Оллила, Энн М.; Уайзман, Сандра М.; Руш, Тед Л.; Марцо, Джузеппе А.; Торнабене, Ливио Л.; Окубо, Крис Х.; Остерлоо, Микки М.; Гамильтон, Виктория Э.; Крамплер, Ларри С. (2010). «Отложения перевернутого канала на дне кратера Миямото, Марс». Икар . 205 (1): 64–72. Бибкод : 2010Icar..205...64N. дои : 10.1016/j.icarus.2009.03.030.
  139. ^ Морган, AM; Ховард, AD; Хобли, ДЭЖ; Мур, Дж. М.; Дитрих, МЫ; Уильямс, RME; Берр, DM; Грант, Дж.А.; Уилсон, ЮАР; Мацубара, Ю. (2014). «Седиментология и климатическая среда аллювиальных вееров марсианского кратера Сахеки и сравнение с земными веерами в пустыне Атакама» (PDF) . Икар . 229 : 131–156. Бибкод : 2014Icar..229..131M. дои : 10.1016/j.icarus.2013.11.007.
  140. ^ аб Вайц, К.; Милликен, Р.Э.; Грант, Дж.А.; МакИвен, А.С.; Уильямс, RME; Бишоп, JL ; Томсон, Би Джей (2010). «Наблюдения с помощью Марсианского разведывательного орбитального аппарата за светлыми слоистыми отложениями и связанными с ними речными формами рельефа на плато, прилегающих к Долине Маринерис». Икар . 205 (1): 73–102. Бибкод : 2010Icar..205...73W. дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.017.
  141. ^ abc Зендеджас, Дж.; Сегура, А.; Рага, AC (декабрь 2010 г.). «Потеря массы атмосферы из-за звездного ветра планет вокруг звезд M главной последовательности». Икар . 210 (2): 539–1000. arXiv : 1006.0021 . Бибкод : 2010Icar..210..539Z. дои : 10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID  119243879.
  142. ^ abc Кэброл, Н.; Грин, Э., ред. (2010). Озера на Марсе . Нью-Йорк: Эльзевир.
  143. ^ Голдшпиль, Дж.; Сквайрс, С. (2000). «Подвод грунтовых вод и образование долин на Марсе». Икар . 148 (1): 176–192. Бибкод : 2000Icar..148..176G. дои : 10.1006/icar.2000.6465.
  144. ^ abcdefghij Карр, Майкл Х. Поверхность Марса . Кембриджская планетология. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-511-26688-1.
  145. ^ Неделл, С.; Сквайрс, Стивен В.; Андерсен, Дэвид В. (1987). «Происхождение и эволюция слоистых отложений в Долине Маринерис на Марсе». Икар . 70 (3): 409–441. Бибкод : 1987Icar...70..409N. дои : 10.1016/0019-1035(87)90086-8.
  146. ^ Мацубара, Йо; Ховард, Алан Д.; Драммонд, Сара А. (2011). «Гидрология раннего Марса: бассейны озер». Журнал геофизических исследований: Планеты . 116 (116.Е4). Бибкод : 2011JGRE..116.4001M. дои : 10.1029/2010JE003739.
  147. ^ «Впечатляющие изображения Марса свидетельствуют о существовании древних озер» . Sciencedaily.com. 4 января 2010 года. Архивировано из оригинала 23 августа 2016 года . Проверено 28 февраля 2018 г.
  148. ^ Гупта, Санджив; Уорнер, Николас; Ким, Рэк; Линь, Юань; Мюллер, Ян; -1#Юнг-, Ши- (2010). «Гесперийские экваториальные термокарстовые озера в Долине Ареса как свидетельство временных теплых условий на Марсе». Геология . 38 (1): 71–74. Бибкод : 2010Geo....38...71W. дои : 10.1130/G30579.1.{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  149. ^ abcd Браун, Дуэйн; Коул, Стив; Вебстер, Гай; Эгл, округ Колумбия (27 сентября 2012 г.). «Ровер НАСА обнаружил на поверхности Марса старое русло рек». НАСА .
  150. ^ abc НАСА (27 сентября 2012 г.). «Ровер НАСА Curiosity нашел на Марсе старое русло потоков - видео (51:40)» . Телевидение НАСА . Архивировано из оригинала 13 ноября 2021 года.
  151. ↑ abc Чанг, Алисия (27 сентября 2012 г.). «Марсоход Curiosity обнаружил следы древнего ручья». Ассошиэйтед Пресс.
  152. ^ «Ровер НАСА находит на Марсе условия, когда-то подходящие для древней жизни» . НАСА. 12 марта 2013. Архивировано из оригинала 3 июля 2013 года . Проверено 16 июня 2013 г.
  153. ^ Паркер, Т., Д. Кюри. 2001. Геоморфология 37. 303–328.
  154. ^ де Пабло, М., М. Дрюэ. 2002. XXXIII LPSC. Аннотация №1032.
  155. ^ де Пабло, М. 2003. VI Марсианская конференция, Аннотация № 3037.
  156. ^ «Исследование Марса дает ключ к возможной колыбели жизни» . Журнал астробиологии . 8 октября 2017 г. Архивировано из оригинала 11 октября 2017 г.{{cite magazine}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  157. ^ «Бассейн Эридании Марса когда-то содержал огромное море». Sci-News.com . 9 октября 2017 г. Проверено 6 июня 2022 г.
  158. ^ Аб Михальски, Дж.; и другие. (2017). «Древние гидротермальные отложения морского дна в бассейне Эридания на Марсе». Природные коммуникации . 8 : 15978. Бибкод : 2017NatCo...815978M. doi : 10.1038/ncomms15978. ПМК 5508135 . ПМИД  28691699. 
  159. ^ Ирвин, Р.; и другие. (2004). «Геоморфология долины Маадим, Марса и связанных с ней бассейнов палеоозёр». Журнал геофизических исследований: Планеты . 109 (Е12): Е12009. Бибкод : 2004JGRE..10912009I. дои : 10.1029/2004je002287 . S2CID  12637702.
  160. ^ Хайнек, Б.; и другие. (2010). «Обновленная глобальная карта сетей марсианских долин и их влияние на климат и гидрологические процессы». Журнал геофизических исследований . 115 (Е9): E09008. Бибкод : 2010JGRE..115.9008H. дои : 10.1029/2009je003548 .
  161. ^ Ди Ахилле, Гаэтано; Хайнек, Брайан М. (2010). «Древний океан на Марсе поддерживается глобальным распределением дельт и долин». Природа Геонауки . 3 (7): 459–463. Бибкод : 2010NatGe...3..459D. дои : 10.1038/ngeo891.
  162. ^ Карр, MH (1979). «Формирование особенностей марсианского наводнения за счет выброса воды из напорных водоносных горизонтов» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 84 : 2995–3007. Бибкод : 1979JGR....84.2995C. дои : 10.1029/JB084iB06p02995. Архивировано из оригинала (PDF) 24 сентября 2015 года . Проверено 16 июня 2013 г.
  163. ^ Бейкер, В.; Милтон, Д. (1974). «Эрозия в результате катастрофических наводнений на Марсе и Земле». Икар . 23 (1): 27–41. Бибкод : 1974Icar...23...27B. дои : 10.1016/0019-1035(74)90101-8.
  164. ^ "Выпуск Mars Global Surveyor MOC2-862" . Малинские космические научные системы. Архивировано из оригинала 12 апреля 2009 года . Проверено 16 января 2012 г.
  165. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри С.; Филлипс, Роджер Дж.; Зубер, Мария Т. (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–136. Бибкод : 2007Natur.446..163A. дои : 10.1038/nature05594. PMID  17344848. S2CID  4428510.
  166. ^ Ирвин; Россман, П.; Крэддок, Роберт А.; Ховард, Алан Д. (2005). «Внутренние каналы в сетях марсианских долин: выбросы и стоки». Геология . 33 (6): 489–492. Бибкод : 2005Geo....33..489I. дои : 10.1130/g21333.1. S2CID  5663347.
  167. ^ Якоски, Брюс М. (1999). «Вода, климат и жизнь». Наука . 283 (5402): 648–649. дои : 10.1126/science.283.5402.648. PMID  9988657. S2CID  128560172.
  168. ^ Лэмб, Майкл П.; и другие. (2006). «Могут ли источники прорезать каньоны в скалах?». Журнал геофизических исследований: Планеты . 111 (111.Е7). Бибкод : 2006JGRE..111.7002L. дои : 10.1029/2005JE002663. Архивировано из оригинала 22 апреля 2023 года . Проверено 23 июня 2022 г.
  169. ^ abc Гротцингер, JP; Арвидсон, Р.Э.; Белл III, Дж. Ф.; Кальвин, В.; Кларк, Британская Колумбия; Фике, Д.А.; Голомбек, М.; Грили, Р.; Хальдеманн, А.; Херкенхофф, Кентукки; Джоллифф, БЛ; Нолл, АХ; Малин, М.; МакЛеннан, С.М.; Паркер, Т.; Содерблом, Л.; Золь-Дикштейн, Й.Н.; Сквайрс, Юго-Запад; Тоска, Нью-Джерси; Уоттерс, Вашингтон (25 ноября 2005 г.). «Стратиграфия и седиментология от сухой до влажной эоловой системы осадконакопления, формация Бернс, Meridiani Planum». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 11–72. Бибкод : 2005E&PSL.240...11G. дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN  0012-821X.
  170. ^ Михальски, Джозеф Р.; Найлз, Пол Б.; Куадрос, Хавьер; Парнелл, Джон; Роджерс, А. Динн; Райт, Шон П. (20 января 2013 г.). «Активность подземных вод на Марсе и последствия для глубокой биосферы». Природа Геонауки . 6 (2): 133–138. Бибкод : 2013NatGe...6..133M. дои : 10.1038/ngeo1706. Здесь мы представляем концептуальную модель подземной обитаемости Марса и оцениваем доказательства подъема грунтовых вод в глубоких бассейнах.
  171. ^ abc Zuber, Мария Т. (2007). «Планетология: Марс в переломный момент». Природа . 447 (7146): 785–786. Бибкод : 2007Natur.447..785Z. дои : 10.1038/447785a. PMID  17568733. S2CID  4427572.
  172. ^ Эндрюс-Ханна, JC; Зубер, Монтана; Арвидсон, Р.Э.; Уайзман, С.М. (2010). «Ранняя гидрология Марса: отложения Плайя Меридиани и осадочная летопись Аравийской Терры». Журнал геофизических исследований . 115 (Е6): E06002. Бибкод : 2010JGRE..115.6002A. дои : 10.1029/2009JE003485 .
  173. ^ МакЛеннан, С.М.; и другие. (2005). «Происхождение и диагенез эвапоритсодержащей формации Бернс, Меридиани Планум, Марс». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 95–121. Бибкод : 2005E&PSL.240...95M. дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.041.
  174. ^ Сквайрс, Юго-Запад; Нолл, АХ (2005). «Осадочные породы на Плануме Меридиани: происхождение, диагенез и значение жизни на Марсе». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 1–10. Бибкод : 2005E&PSL.240....1S. дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.038..
  175. ^ Сквайрс, Юго-Запад; и другие. (2006). «Два года на Плануме Меридиани: результаты марсохода Opportunity» (PDF) . Наука . 313 (5792): 1403–1407. Бибкод : 2006Sci...313.1403S. дои : 10.1126/science.1130890. PMID  16959999. S2CID  17643218..
  176. ^ Уайзман, М.; Эндрюс-Ханна, JC; Арвидсон, Р.Э.; Горчица, Дж. Ф.; Забруски, К.Дж. (2011). Распределение гидратированных сульфатов по территории Земли Аравии с использованием данных CRISM: значение для марсианской гидрологии (PDF) . 42-я конференция по науке о Луне и планетах.
  177. ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри С.; Льюис, Кевин В. (2011). «Ранняя гидрология Марса: 2. Гидрологическая эволюция в нойскую и гесперианскую эпохи». Журнал геофизических исследований: Планеты . 116 (Е2): Е2. Бибкод : 2011JGRE..116.2007A. дои : 10.1029/2010je003709 . S2CID  17293290.
  178. ^ Сотрудники ЕКА (28 февраля 2019 г.). «Обнаружено первое свидетельство существования« общепланетной системы подземных вод »на Марсе». Европейское космическое агентство . Проверено 28 февраля 2019 г.
  179. ↑ Хаузер, Кристин (28 февраля 2019 г.). «Обнаружено первое свидетельство существования« общепланетной системы подземных вод »на Марсе». Футуризм.com . Проверено 28 февраля 2019 г.
  180. ^ Салезе, Франческо; Пондрелли, Моника; Низеман, Алисия; Шмидт, Джин; Ори, Джан Габриэле (2019). «Геологические свидетельства существования общепланетной системы подземных вод на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (2): 374–395. Бибкод : 2019JGRE..124..374S. дои : 10.1029/2018JE005802. ПМК 6472477 . ПМИД  31007995. 
  181. ^ «Марс: общепланетная система подземных вод - новые геологические свидетельства» . 19 февраля 2019 г.
  182. ↑ Эндрюс, Робин Джордж (20 сентября 2019 г.). «Таинственные магнитные импульсы обнаружены на Марсе». Национальное географическое общество . Архивировано из оригинала 20 сентября 2019 года . Проверено 20 сентября 2019 г.
  183. ^ Бранденбург, Джон Э. (1987), «Палеоокеан Марса», Симпозиум MECA на Марсе: эволюция его климата и атмосферы , Институт Луны и планет, стр. 20–22, Бибкод : 1987meca.symp... 20Б
  184. ^ Клиффорд, С.М.; Паркер, Ти Джей (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар . 154 (1): 40–79. Бибкод : 2001Icar..154...40C. дои : 10.1006/icar.2001.6671. S2CID  13694518.
  185. ^ Смит, Д.; и другие. (1999). «Гравитационное поле Марса: результаты Mars Global Surveyor» (PDF) . Наука . 286 (5437): 94–97. Бибкод : 1999Sci...286...94S. дои : 10.1126/science.286.5437.94. PMID  10506567. Архивировано из оригинала (PDF) 5 марта 2016 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  186. ^ Прочтите, Питер Л.; Льюис, СР (2004). Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты. Чичестер, Великобритания: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0. Архивировано из оригинала (Мягкая обложка) 24 июля 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  187. ^ «Марсианский север, когда-то покрытый океаном». Журнал астробиологии . 26 ноября 2009 года. Архивировано из оригинала 4 июня 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  188. ^ «Новая карта подтверждает существование древнего океана на Марсе» . SPACE.com. 23 ноября 2009 г.
  189. ^ Карр, М.; Хед, Дж. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Бибкод : 2003JGRE..108.5042C. дои : 10.1029/2002JE001963 . S2CID  16367611.
  190. ^ «Гипотеза Марсианского океана достигает берега» . НАСА Астробиология . НАСА. 26 января 2001 г. Архивировано из оригинала 20 февраля 2012 г.
  191. ^ Перрон; Тейлор, Дж.; и другие. (2007). «Доказательства существования древнего марсианского океана в топографии деформированных береговых линий». Природа . 447 (7146): 840–843. Бибкод : 2007Natur.447..840P. дои : 10.1038/nature05873. PMID  17568743. S2CID  4332594.
  192. ↑ Кауфман, Марк (5 марта 2015 г.). «На Марсе был океан, говорят ученые, указывая на новые данные» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 5 марта 2015 г.
  193. ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни» . Астробиология (Пресс-релиз). Cornell University. 20 мая 2016 г.
  194. ^ Родригес, Дж. Алексис П.; Файрен, Альберто Г.; Танака, Кеннет Л.; Саррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Каргель, Джеффри С.; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р.; Глайнс, Натали (19 мая 2016 г.). «Волны цунами вновь вышли на береговую линию раннего марсианского океана». Научные отчеты . 6 (1): 25106. Бибкод : 2016NatSR...625106R. дои : 10.1038/srep25106. ПМЦ 4872529 . ПМИД  27196957. 
  195. ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал» . ScienceDaily (пресс-релиз). Cornell University. 19 мая 2016 г.
  196. ↑ Эндрюс, Робин Джордж (30 июля 2019 г.). «Когда мега-цунами затопило Марс, это место могло быть эпицентром». Нью-Йорк Таймс . Проверено 31 июля 2019 г.
  197. ^ Костард, Ф.; и другие. (26 июня 2019 г.). «Удар кратера Ломоносова: возможный источник мегацунами на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (7): 1840–1851. Бибкод : 2019JGRE..124.1840C. дои : 10.1029/2019JE006008. hdl : 20.500.11937/76439 . S2CID  198401957.
  198. ^ Шмидт, Фредерик; Путь, Майкл; и другие. (2022). «Циркумполярная стабильность океана на Марсе 3 Гр назад». Труды Национальной академии наук . 119 (4). arXiv : 2310.00461 . Бибкод : 2022PNAS..11912930S. дои : 10.1073/pnas.2112930118 . ПМЦ 8795497 . ПМИД  35042794. 
  199. ^ Стиллман, Д. и др. 2017. Характеристики многочисленных и широко распространенных повторяющихся склоновых линий (RSL) в Долине Маринерис, Марс. Икар. Том 285. Страницы 195-210.
  200. ^ аб Костама, В.-П.; Креславский, М.А.; Руководитель, JW (3 июня 2006 г.). «Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения». Письма о геофизических исследованиях . 33 (11): L11201. Бибкод : 2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX 10.1.1.553.1127 . дои : 10.1029/2006GL025946. S2CID  17229252. Архивировано из оригинала 18 марта 2009 года . Проверено 8 октября 2009 г. 
  201. ^ аб Хелдманн, Дженнифер Л.; и другие. (7 мая 2005 г.). «Образование марсианских оврагов под действием жидкой воды, текущей в современных условиях марсианской окружающей среды» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 110 (Е5): Эо5004. Бибкод : 2005JGRE..110.5004H. дои : 10.1029/2004JE002261. hdl : 2060/20050169988 . S2CID  1578727. Архивировано из оригинала (PDF) 1 октября 2008 года . Проверено 8 октября 2009 г.«условия, подобные тем, которые сейчас возникают на Марсе, за пределами режима стабильности температуры и давления жидкой воды»… «Жидкая вода обычно стабильна на самых низких высотах и ​​в низких широтах планеты, потому что атмосферное давление превышает давление пара». Температура воды и поверхности в экваториальных регионах может достигать 220 К (-53 ° C; -64 ° F) в некоторые части дня.
  202. ^ Аб Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С.; Поселова Лилия В.; МакКолли, Шон М.; Добря, Эльдар З. Ноэ (8 декабря 2006 г.). «Современная скорость образования ударных кратеров и современная активность оврагов на Марсе». Наука . 314 (5805): 1573–1577. Бибкод : 2006Sci...314.1573M. дои : 10.1126/science.1135156. PMID  17158321. S2CID  39225477.
  203. ^ аб- Хед, JW; Маршан, ДР; Креславский, М.А. (2008). «Формирование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и микросредой инсоляции, предполагающей происхождение поверхностного потока воды». ПНАС . 105 (36): 13258–13263. Бибкод : 2008PNAS..10513258H. дои : 10.1073/pnas.0803760105 . ПМЦ 2734344 . ПМИД  18725636. 
  204. ↑ Хендерсон, Марк (7 декабря 2006 г.). «Вода течет по Марсу в течение последних пяти лет, — говорит НАСА». Времена . Лондон.
  205. ^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2000). «Доказательства недавнего просачивания подземных вод и поверхностного стока на Марсе». Наука . 288 (5475): 2330–2335. Бибкод : 2000Sci...288.2330M. дои : 10.1126/science.288.5475.2330. PMID  10875910. S2CID  14232446.
  206. ↑ Кристенсен, Филип Р. (19 февраля 2003 г.). «Образование современных марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений». Природа . 422 (6927): 45–48. дои : 10.1038/nature01436. ISSN  0028-0836.
  207. ^ Рай Хуллер, Адитья; Рассел Кристенсен, Филип (февраль 2021 г.). «Свидетельства наличия обнаженного пыльного водяного льда в марсианских оврагах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). дои : 10.1029/2020je006539. ISSN  2169-9097.
  208. ^ Диксон, Дж.Л.; Палумбо, AM; Руководитель, JW; Кербер, Л.; Фассетт, CI; Креславский, М.А. (2023). «Овраги на Марсе могли образоваться в результате таяния водяного льда в периоды сильного наклона». Наука . 380 (6652): 1363–1367. Бибкод : 2023Sci...380.1363D. дои : 10.1126/science.abk2464 . PMID  37384686. S2CID  259287608.
  209. ^ Дандас, Колин М.; МакИвен, Альфред С.; Диньега, Серина; Хансен, Кэндис Дж.; Бирн, Шейн; МакЭлвейн, Джим Н. (27 ноября 2017 г.). «Формирование оврагов на Марсе сегодня». Геологическое общество, Лондон, специальные публикации . 467 (1): 67–94. дои : 10.1144/sp467.5. HDL : 10150/633371 . ISSN  0305-8719.
  210. ^ Абде Уилсон, Джек Т.; и другие. (январь 2018 г.). «Экваториальное расположение воды на Марсе: карты улучшенного разрешения на основе данных нейтронного спектрометра Mars Odyssey». Икар . 299 : 148–160. arXiv : 1708.00518 . Бибкод : 2018Icar..299..148W. doi :10.1016/j.icarus.2017.07.028. S2CID  59520156.
  211. ^ Колб, К.; Пеллетье, Джон Д.; МакИвен, Альфред С. (2010). «Моделирование образования ярких отложений на склонах, связанных с оврагами в кратере Хейл, Марс: последствия для современной жидкой воды». Икар . 205 (1): 113–137. Бибкод : 2010Icar..205..113K. дои : 10.1016/j.icarus.2009.09.009.
  212. ^ Хоффман, Ник (2002). «Активные полярные овраги на Марсе и роль углекислого газа». Астробиология . 2 (3): 313–323. Бибкод : 2002AsBio...2..313H. дои : 10.1089/153110702762027899. ПМИД  12530241.
  213. ^ Масселуайт, Дональд С.; Мошенничество, Тимоти Д.; Лунин, Джонатан И. (2001). «Выброс жидкого CO2 и образование недавних небольших оврагов на Марсе». Письма о геофизических исследованиях . 28 (7): 1283–1285. Бибкод : 2001GeoRL..28.1283M. дои : 10.1029/2000gl012496 .
  214. ^ МакИвен, Альфред. С.; Оджа, Лухендра; Дандас, Колин М. (17 июня 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Наука . 333 (6043). Американская ассоциация содействия развитию науки: 740–743. Бибкод : 2011Sci...333..740M. дои : 10.1126/science.1204816. ISSN  0036-8075. PMID  21817049. S2CID  10460581.
  215. ^ «Данные космического корабля НАСА предполагают, что на Марсе течет вода» . НАСА . 4 августа 2011 года. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года . Проверено 4 августа 2011 г.
  216. ^ МакИвен, Альфред; Лухендра, Оджа; Дандас, Колин; Мэттсон, Сара; Брин, С; Рэй, Дж.; Калл, Селби; Мерчи, Скотт; Томас, Николас; Гулик, Вирджиния (5 августа 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Наука . 333 (6043): 743. Бибкод : 2011Sci...333..740M. дои : 10.1126/science.1204816. PMID  21817049. S2CID  10460581.
  217. ↑ Дрейк, Надя (28 сентября 2015 г.). «НАСА обнаружило на Марсе« окончательную »жидкую воду». Национальные географические новости . Архивировано из оригинала 30 сентября 2015 года . Проверено 30 сентября 2015 г.
  218. ^ Московиц, Клара. «Водные потоки на Марсе сегодня, сообщает НАСА». Научный американец . Проверено 30 сентября 2015 г.
  219. ^ «Пресс-конференция НАСА: Доказательства наличия жидкой воды на современном Марсе». НАСА. 28 сентября 2015 г.
  220. ^ «НАСА подтверждает доказательства того, что жидкая вода течет на сегодняшнем Марсе» . 28 сентября 2015 года . Проверено 30 сентября 2015 г.
  221. ^ «Повторяющиеся марсианские полосы: струящийся песок, а не вода?». Новости НАСА Лаборатории реактивного движения . Лаборатория реактивного движения НАСА. 20 ноября 2017 г.
  222. ^ Шмидт, Фредерик; Андрие, Франсуа; Костард, Франсуа; Кочифай, Мирослав; Мересеску, Алина Г. (2017). «Образование повторяющихся наклонных линий на Марсе гранулированными потоками разреженного газа». Природа Геонауки . 10 (4): 270–273. arXiv : 1802.05018 . Бибкод : 2017NatGe..10..270S. дои : 10.1038/ngeo2917. S2CID  55016186.
  223. ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; и другие. (2007). «Концентрация H, Si, Cl, K, Fe и Th в регионах низких и средних широт Марса». Журнал геофизических исследований: Планеты . 112 (Е12): Е12С99. Бибкод : 2007JGRE..11212S99B. дои : 10.1029/2007JE002887 .
  224. ^ "Марс Экспресс". www.esa.int . Проверено 21 января 2022 г.
  225. ^ Фельдман, WC; Преттиман, TH; Морис, С.; Плаут, Джей Джей; Биш, Д.Л.; Ваниман, Д.Т.; Токар, Р.Л. (2004). «Глобальное распространение приповерхностного водорода на Марсе». Журнал геофизических исследований . 109 (Е9): Е9. Бибкод : 2004JGRE..109.9006F. дои : 10.1029/2003JE002160 . Е09006.
  226. ^ abc Фельдман, WC; и другие. (2004). «Глобальное распространение приповерхностного водорода на Марсе». Журнал геофизических исследований . 109 (Е9): E09006. Бибкод : 2004JGRE..109.9006F. дои : 10.1029/2003JE002160 .
  227. ^ Шеврие, Винсент Ф.; Ривера-Валентен, Эдгард Г. (ноябрь 2012 г.). «Образование повторяющихся наклонных линий жидкими рассолами на современном Марсе: ЖИДКИЕ РАССОЛЫ НА МАРСЕ». Письма о геофизических исследованиях . 39 (21): н/д. дои : 10.1029/2012GL054119 . S2CID  1077206.
  228. ^ Гоф, Р.В.; Примм, К.М.; Ривера-Валентин, Е.Г.; Мартинес, генеральный менеджер; Толберт, Массачусетс (март 2019 г.). «Гидратация твердого тела и обезвоживание солей хлора, имеющих отношение к Марсу: последствия для местоположений кратера Гейла и RSL». Икар . 321 : 1–13. Бибкод : 2019Icar..321....1G. дои :10.1016/j.icarus.2018.10.034. S2CID  106323485.
  229. ^ аб Шеврие, Винсент Ф.; Альтейд, Трэвис С. (18 ноября 2008 г.). «Низкотемпературные водные растворы сульфата железа на поверхности Марса». Письма о геофизических исследованиях . 35 (22): L22101. Бибкод : 2008GeoRL..3522101C. дои : 10.1029/2008GL035489 . ISSN  0094-8276. S2CID  97468338.
  230. ^ Шеврие, Винсент Ф.; Хэнли, Дженнифер; Альтейд, Трэвис С. (20 мая 2009 г.). «Стабильность перхлоратных гидратов и их жидких растворов на посадочной площадке Феникс, Марс». Письма о геофизических исследованиях . 36 (10): L10202. Бибкод : 2009GeoRL..3610202C. дои : 10.1029/2009GL037497 . ISSN  0094-8276. S2CID  42150205.
  231. ^ Гоф, Р.В.; Шевье, В.Ф.; Толберт, Массачусетс (май 2014 г.). «Образование водных растворов на Марсе путем растворения бинарных смесей хлоридов и перхлоратов». Письма о Земле и планетологии . 393 : 73–82. Бибкод : 2014E&PSL.393...73G. дои : 10.1016/j.epsl.2014.02.002.
  232. ^ Хехт, Миннесота; Кунавес, СП; Куинн, Колорадо; Уэст, С.Дж.; Молодой, SMM; Мин, Д.В.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Бойнтон, Западная Вирджиния; Хоффман, Дж.; ДеФлорес, LP (3 июля 2009 г.). «Обнаружение перхлората и растворимый химический состав марсианской почвы на посадочной площадке Феникс». Наука . 325 (5936): 64–67. Бибкод : 2009Sci...325...64H. дои : 10.1126/science.1172466. ISSN  0036-8075. PMID  19574385. S2CID  24299495.
  233. ^ Кунавес, Сэмюэл П.; Хехт, Майкл Х.; Капит, Джейсон; Куинн, Ричард С.; Кэтлинг, Дэвид К.; Кларк, Бентон С.; Мин, Дуглас В.; Господинова, Калина; Хредзак, Патрисия; МакЭлхони, Кайл; Шустерман, Дженнифер (май 2010 г.). «Растворимый сульфат в марсианском грунте на месте посадки Феникса: СУЛЬФАТ НА ПЛОЩАДКЕ ПОСАДКИ ФЕНИКСА». Письма о геофизических исследованиях . 37 (9): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..37.9201K. дои : 10.1029/2010GL042613. S2CID  12914422.
  234. ^ Шеврие, Винсент (2022). «Ограниченная стабильность многокомпонентных рассолов на поверхности Марса». Планетарный научный журнал . 3 (5): 125. Бибкод : 2022PSJ.....3..125C. дои : 10.3847/PSJ/ac6603 . S2CID  249227810.
  235. ↑ Каттс, Джеймс А. (10 июля 1973 г.). «Природа и происхождение слоистых отложений марсианских полярных областей». Журнал геофизических исследований . 78 (20): 4231–4249. Бибкод : 1973JGR....78.4231C. дои : 10.1029/JB078i020p04231.
  236. ^ "Лед Южного полюса Марса глубокий и широкий" . Новости НАСА и медиа-ресурсы . НАСА. 15 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 8 декабря 2021 г. Проверено 18 марта 2013 г.
  237. ^ Плаут, Дж. Дж.; и другие. (15 марта 2007 г.). «Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса». Наука . 316 (5821): 92–95. Бибкод : 2007Sci...316...92P. дои : 10.1126/science.1139672 . PMID  17363628. S2CID  23336149.
  238. ^ Бирн, Шейн (2009). «Полярные отложения Марса». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 37 (1): 535–560. Бибкод : 2009AREPS..37..535B. doi :10.1146/annurev.earth.031208.100101. S2CID  54874200.
  239. ^ Скэнлон, К. и др. 2018. Формация Дорса Арджентеа и климатический переход Ноаха и Геспера. Икар: 299, 339–363.
  240. ^ Хэд, Дж. С. Пратт. 2001. Обширный южнополярный ледниковый покров гесперианского периода на Марсе: свидетельства массового таяния и отступления, а также бокового потока и ожидания талой воды. Дж. Геофиз. Рес.-Планета, 106 (Е6), 12275-12299.
  241. ^ Фишбо, Кентукки; Бирн, Шейн; Херкенхофф, Кеннет Э.; Кирк, Рэндольф Л.; Фортеццо, Кори; Рассел, Патрик С.; МакИвен, Альфред (2010). «Оценка значения слова «слой» в слоистых отложениях северного полюса Марса и его влияние на климатическую связь» (PDF) . Икар . 205 (1): 269–282. Бибкод : 2010Icar..205..269F. дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.011.
  242. ^ «Как Марс получил многослойную северную полярную шапку» . Эос . 8 февраля 2017 г. Проверено 26 сентября 2019 г.
  243. ^ «Отслаивание слоев климата Марса». Эос . 18 июля 2019 года . Проверено 26 сентября 2019 г.
  244. ^ Конвей, Сьюзен Дж.; Ховиус, Нильс; Барни, Талфан; Бессерер, Джонатан; Ле Муэлик, Стефан; Оросей, Роберто; Прочтите, Натали Энн (1 июля 2012 г.). «Вызванное климатом отложение водяного льда и образование насыпей в кратерах в северном полярном регионе Марса» (PDF) . Икар . 220 (1): 174–193. Бибкод : 2012Icar..220..174C. doi :10.1016/j.icarus.2012.04.021. ISSN  0019-1035. S2CID  121435046.
  245. ^ «Ледяные острова на Марсе и Плутоне могут раскрыть изменение климата в прошлом». физ.орг . Проверено 26 сентября 2019 г.
  246. ^ ab «Зимняя страна чудес в красном и белом - Кратер Королев на Марсе». Немецкий аэрокосмический центр (DLR) . Проверено 20 декабря 2018 г.
  247. ^ Образец, Ян (21 декабря 2018 г.). «Марс-Экспресс» передает изображения заполненного льдом кратера Королева. Хранитель . Проверено 21 декабря 2018 г.
  248. ^ Даксбери, Северная Каролина; Зотиков И.А.; Нилсон, К.Х.; Романовский, В.Е.; Карси, Флорида (2001). «Численная модель альтернативного происхождения озера Восток и ее экзобиологические последствия для Марса» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 106 (E1): 1453. Бибкод : 2001JGR...106.1453D. дои : 10.1029/2000JE001254 .
  249. ^ Чанг, Кеннет; Прощай, Деннис (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено водное озеро, повышающее потенциал инопланетной жизни. Это открытие предполагает, что водные условия под ледяной южной полярной шапкой, возможно, стали одним из важнейших строительных блоков для жизни на Красной планете». Нью-Йорк Таймс . Проверено 25 июля 2018 г.
  250. ^ «Под поверхностью Марса обнаружен огромный резервуар жидкой воды» . ЭврекАлерт . 25 июля 2018 г. Проверено 25 июля 2018 г.
  251. ^ «На Марсе обнаружено« озеро »жидкой воды» . Новости BBC . 25 июля 2018 г. Проверено 25 июля 2018 г.
  252. ^ Дополнительные материалы для: Оросей, Р.; Лауро, ЮВ; Петтинелли, Э; Чикетти, А; Корадини, М; Кошотти, Б; Ди Паоло, Ф; Фламини, Э; Маттеи, Э; Пайола, М; Солдовьери, Ф; Картаччи, М; Кассенти, Ф; Фригери, А; Джуппи, С; Мартуфи, Р; Масдеа, А; Митри, Г; Ненна, К; Ношезе, Р; Рестано, М; Сеу, Р. (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 . ПМИД  30045881.
  253. ^ Лауро, Себастьян Эмануэль; Петтинелли, Елена; Капрарелли, Грациелла; Гуаллини, Лука; Росси, Анджело Пио; Маттеи, Элизабетта; Кошотти, Барбара; Чикетти, Андреа; Солдовьери, Франческо; Картаччи, Марко; Ди Паоло, Федерико; Ношезе, Рафаэлла; Оросей, Роберто (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледные водоемы под южным полюсом Марса, обнаруженные новыми данными MARSIS». Природная астрономия . 5 : 63–70. arXiv : 2010.00870 . Бибкод : 2021NatAs...5...63L. дои : 10.1038/s41550-020-1200-6. ISSN  2397-3366. S2CID  222125007.
  254. ↑ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро». Новости BBC .
  255. ^ Сори, Майкл М.; Брэмсон, Али М. (2019). «Вода на Марсе с долей соли: сегодня для базального таяния льда на Южном полюсе необходимы локальные тепловые аномалии». Письма о геофизических исследованиях . 46 (3): 1222–1231. Бибкод : 2019GeoRL..46.1222S. дои : 10.1029/2018GL080985. hdl : 10150/633584 . ISSN  1944-8007. S2CID  134166238.
  256. ^ Лю, Дж. и др. 2023. «Марсианские дюны свидетельствуют об изменении ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода». Природа . дои : 10.1038/s41586-023-06206-1
  257. ^ ab «Гигантское озеро с жидкой водой обнаружено подо льдом Марса». РТЭ . 25 июля 2018 г. Проверено 26 июля 2018 г.
  258. ^ Хайнц, Джейкоб; Дёллингер, Йорг; Маус, Дебора; Шнайдер, Энди; Лэш, Питер; Гроссарт, Ганс-Петер; Шульце-Макух, Дирк (10 августа 2022 г.). «Специфические для перхлората протеомные стрессовые реакции Debaryomyces hansenii могут обеспечить выживание микробов в марсианских рассолах». Экологическая микробиология . 24 (11): 1462–2920.16152. Бибкод : 2022EnvMi..24.5051H. дои : 10.1111/1462-2920.16152 . ISSN  1462-2912. ПМИД  35920032.
  259. ^ abc Киффер, Хью Х. (1992). Марс. Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7. Проверено 7 марта 2011 г.
  260. ↑ Хауэлл, Элизабет (2 октября 2017 г.). «Тайна водяного льда обнаружена на марсианском экваторе». Space.com . Проверено 2 октября 2017 г.
  261. ^ «Земля с многоугольным узором: сходство поверхности между Марсом и Землей» . КосмическаяСсылка. 28 сентября 2002 г.
  262. ^ Сквайрс, С. (1989). «Лекция премии Юри: Вода на Марсе». Икар . 79 (2): 229–288. Бибкод : 1989Icar...79..229S. дои : 10.1016/0019-1035(89)90078-X.
  263. ^ аб Лефорт, А.; Рассел, PS; Томас, Н. (2010). «Земчатые рельефы в районе Пенея и Амфитриты Патеры на Марсе, наблюдения HiRISE». Икар . 205 (1): 259–268. Бибкод : 2010Icar..205..259L. дои : 10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  264. ^ abcde Крутые склоны Марса раскрывают структуру погребенного льда. Пресс-релиз НАСА. 11 января 2018 г.
  265. ^ Дандас, Колин М.; Брэмсон, Али М.; Оджа, Лухендра; Рэй, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; МакИвен, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон В. (2018). «Обнаженные подземные ледниковые щиты в средних широтах Марса». Наука . 359 (6372): 199–201. Бибкод : 2018Sci...359..199D. дои : 10.1126/science.aao1619 . ПМИД  29326269.
  266. ↑ На Марсе замечены ледяные скалы. Новости науки . Пол Воосен. 11 января 2018 г.
  267. ^ Пике, Сильвен; Буз, Дженнифер; Эдвардс, Кристофер С.; Бэндфилд, Джошуа Л.; Кляйнбёль, Армин; Касс, Дэвид М.; Хейн, Пол О. (10 декабря 2019 г.). «Распространенный мелководный лед на Марсе в высоких и средних широтах» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . дои : 10.1029/2019GL083947. S2CID  212982895.
  268. ^ "Карта сокровищ НАСА для водяного льда на Марсе" . Лаборатория реактивного движения. 10 декабря 2019 г.
  269. ^ Колин М. Дандас, Али М. Брэмсон, Лухендра Оджа, Джеймс Дж. Рэй, Майкл Т. Меллон, Шейн Бирн, Альфред С. МакИвен, Натаниэль Э. Путциг, Донна Виола, Сара Саттон, Эрин Кларк, Джон В. Холт . «Дополнительные материалы, обнаженные подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса».
  270. ^ Дандас, К.; Брирн, С.; МакИвен, А. (2015). «Моделирование развития марсианских сублимационных термокарстовых форм рельефа». Икар 262, 154–169.
  271. ^ abc Кристенсен, Филип Р. (март 2003 г.). «Образование современных марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений». Природа . 422 (6927): 45–48. Бибкод : 2003Natur.422...45C. дои : 10.1038/nature01436. ISSN  1476-4687. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  272. ^ abc Head, Джеймс В.; Горчица, Джон Ф.; Креславский Михаил Александрович; Милликен, Ральф Э.; Марчант, Дэвид Р. (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H. дои : 10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  273. ^ ab «Расчлененный покровный ландшафт HiRISE (PSP_002917_2175)» . Университет Аризоны . Проверено 19 декабря 2010 г.
  274. ^ «Огромные подземные залежи льда на Марсе больше, чем Нью-Мексико» . Space.com . 22 ноября 2016 г.
  275. ^ Брэмсон, А. и др. (2015). «Распространенный избыток льда на равнине Аркадии, Марс». Письма о геофизических исследованиях 42, 6566–6574.
  276. ^ Стурман, Кэсси. «Широко распространенный толстый водяной лед обнаружен на Утопической равнине на Марсе». Архивировано из оригинала 30 ноября 2016 года . Проверено 29 ноября 2016 г.
  277. ^ Стурман, К. и др. 2016. «Обнаружение и характеристика подземных отложений водяного льда SHARAD в Utopia Planitia, Марс». Письма о геофизических исследованиях 43, 9484–9491.
  278. ^ Бирн, С.; Ингерсолл, AP (2002). «Сублимационная модель формирования марсианских полярных свойств швейцарского сыра». Американское астрономическое общество . 34 : 837. Бибкод : 2002DPS....34.0301B.
  279. ^ «Водный лед в кратере на северном полюсе Марса» (пресс-релиз). ЕКА . 27 июля 2005 г.
  280. ^ «Ледяное озеро найдено на Красной планете». Би-би-си . 29 июля 2005 г.
  281. ^ Мюррей, Джон Б.; и другие. (2005). «Данные стереокамеры высокого разрешения Mars Express о замерзшем море недалеко от экватора Марса». Природа . 434 (7031): 352–356. Бибкод : 2005Natur.434..352M. дои : 10.1038/nature03379. PMID  15772653. S2CID  4373323. Здесь мы представляем изображения стереокамеры высокого разрешения с космического корабля Mars Express Европейского космического агентства, которые указывают на то, что такие озера все еще могут существовать.
  282. ^ Оросей, Р.; Картаччи, М.; Чикетти, А.; Федерико, К.; Фламини, Э.; Фригери, А.; Холт, Дж.В.; Маринангели, Л.; Ношезе, Р.; Петтинелли, Э.; Филлипс, Р.Дж.; Пикарди, Дж.; Плаут, Джей Джей; Сафаейнили, А.; Сеу, Р. (2008). «Радарное зондирование подповерхностного слоя предполагаемого замерзшего моря в Цербере Палусе, Марс» (PDF) . Материалы XIII Международной конференции по георадиолокации . Том. XXXIX. стр. P14B–05. Бибкод : 2007AGUFM.P14B..05O. doi :10.1109/ICGPR.2010.5550143. ISBN 978-1-4244-4604-9. S2CID  23296246. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  283. ↑ Барлоу, Надин Г. (10 января 2008 г.). Марс: знакомство с его интерьером, поверхностью и атмосферой . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85226-5.
  284. ^ Стром, Р.Г.; Крофт, Стивен К.; Барлоу, Надин Г. (1992). Запись о марсианских кратерах, Марс . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  285. ^ "ЕКА - Марс-Экспресс - Захватывающие виды Deuteronilus Mensae на Марсе" . Esa.int. 14 марта 2005 г.
  286. ^ Хаубер, Э.; и другие. (2005). «Открытие фланговой кальдеры и очень молодой ледниковой активности в Гекате Толусе, Марс». Природа . 434 (7031): 356–61. Бибкод : 2005Natur.434..356H. дои : 10.1038/nature03423. PMID  15772654. S2CID  4427179.
  287. ^ Шин, Дэвид Э.; Руководитель Джеймс В.; Фастук, Джеймс Л.; Марчант, Дэвид Р. (2007). «Недавнее оледенение на больших высотах горы Арсия, Марс: последствия для формирования и эволюции крупных тропических горных ледников». Журнал геофизических исследований . 112 (Е3): E03004. Бибкод : 2007JGRE..112.3004S. дои : 10.1029/2006JE002761 .
  288. ^ Аб Шин, Д.; и другие. (2005). «Происхождение и эволюция холодного горного ледника на Марсе: веерообразное отложение горы Павонис». Журнал геофизических исследований . 110 (Е5): E05001. Бибкод : 2005JGRE..110.5001S. дои : 10.1029/2004JE002360 . S2CID  14749707.
  289. ^ Базилевский, А.; и другие. (2006). «Геологическая недавняя тектоническая, вулканическая и речная активность на восточном склоне вулкана Олимп Монс, Марс». Письма о геофизических исследованиях . 33 (13). Л13201. Бибкод : 2006GeoRL..3313201B. CiteSeerX 10.1.1.485.770 . дои : 10.1029/2006GL026396. S2CID  16847310. 
  290. ^ Милликен, Р.; и другие. (2003). «Характеристики вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям Mars Orbiter Camera (MOC) высокого разрешения». Журнал геофизических исследований . 108 (E6): 5057. Бибкод : 2003JGRE..108.5057M. дои : 10.1029/2002je002005. S2CID  12628857.
  291. ^ Арфстрем, Дж.; Хартманн, В. (2005). «Особенности марсианского потока, моренные хребты и овраги: земные аналоги и взаимосвязи». Икар . 174 (2): 321–35. Бибкод : 2005Icar..174..321A. дои : 10.1016/j.icarus.2004.05.026.
  292. ^ Руководитель, JW; Нойкум, Г.; Яуманн, Р.; Хизингер, Х.; Хаубер, Э.; Карр, М.; Массон, П.; Фоинг, Б.; Хоффманн, Х.; Креславский, М.; Вернер, С.; Милькович С.; ван Гасселт, С.; Группа со-исследователей HRSC (2005 г.). «Накопление, течение и оледенение снега и льда в тропических и средних широтах Марса». Природа . 434 (7031): 346–350. Бибкод : 2005Natur.434..346H. дои : 10.1038/nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  293. ↑ Персонал (17 октября 2005 г.). «Климат Марса в изменении: ледники средних широт». Марс сегодня . Брауновский университет. Архивировано из оригинала 18 июня 2013 года.
  294. ^ Берман, Д.; и другие. (2005). «Роль дугообразных хребтов и оврагов в разрушении кратеров в районе бассейна Ньютона на Марсе». Икар . 178 (2): 465–86. Бибкод : 2005Icar..178..465B. дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.011.
  295. ^ "Редный траверс долины местности" . Hirise.lpl.arizona.edu . Проверено 16 января 2012 г.
  296. ^ «Смешные схемы потока». Университет Аризоны . Проверено 16 января 2012 г.
  297. ^ *Хед, Дж. и др. 2023. ГЕОЛОГИЧЕСКАЯ И КЛИМАТИЧЕСКАЯ ИСТОРИЯ МАРСА: ИДЕНТИФИКАЦИЯ ПОТЕНЦИАЛЬНЫХ «ЛОЖНЫХ ПОЗИТИВОВ» ТЕПЛОГО И ВЛАЖНОГО КЛИМАТА. 54-я конференция по наукам о Луне и планетах, 2023 г. (вклад LPI № 2806). 1731.pdf
  298. ^ abcdefghi Якоски, Б.М.; Филлипс, Р.Дж. (2001). «История нестабильности и климата Марса». Природа . 412 (6843): 237–244. Бибкод : 2001Natur.412..237J. дои : 10.1038/35084184 . ПМИД  11449285.
  299. ^ Абде Шофрэ, JY; и другие. (2007). «Взаимодействие Марса с солнечным ветром: формирование марсианской короны и потеря атмосферы в космосе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 112 (Е9): E09009. Бибкод : 2007JGRE..112.9009C. дои : 10.1029/2007JE002915 .
  300. ^ abc Шеврие, В.; и другие. (2007). «Ранняя геохимическая среда Марса, определенная на основе термодинамики слоистых силикатов». Природа . 448 (7149): 60–63. Бибкод : 2007Natur.448...60C. дои : 10.1038/nature05961. PMID  17611538. S2CID  1595292.
  301. ^ abc Catling, округ Колумбия (2007). «Марс: древние отпечатки пальцев на глине». Природа . 448 (7149): 31–32. Бибкод : 2007Natur.448...31C. дои : 10.1038/448031a. PMID  17611529. S2CID  4387261.
  302. ^ Эндрюс-Ханна, JC; и другие. (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–6. Бибкод : 2007Natur.446..163A. дои : 10.1038/nature05594. PMID  17344848. S2CID  4428510.
  303. ^ Моррис, Р.В.; и другие. (2001). «Палагонитовая пыль с низким содержанием силикатов из вулкана Мауна-Кеа (Гавайи): минералогический аналог магнитной марсианской пыли?». Журнал геофизических исследований . 106 (Е3): 5057–5083. Бибкод : 2001JGR...106.5057M. дои : 10.1029/2000JE001328 .
  304. ^ Шеврие, В.; и другие. (2006). «Продукты выветривания железа в атмосфере CO2+(H2O или H2O2): последствия для процессов выветривания на поверхности Марса» (PDF) . Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (16): 4295–4317. Бибкод : 2006GeCoA..70.4295C. дои : 10.1016/j.gca.2006.06.1368.
  305. ^ Бибринг, Япония; и другие. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express». Наука . 312 (5772): 400–4. Бибкод : 2006Sci...312..400B. дои : 10.1126/science.1122659 . ПМИД  16627738.
  306. ^ МакИвен, AS; и другие. (2007). «Более пристальный взгляд на геологическую активность, связанную с водой на Марсе». Наука . 317 (5845): 1706–1709. Бибкод : 2007Sci...317.1706M. дои : 10.1126/science.1143987. PMID  17885125. S2CID  44822691.
  307. ^ «Побег с Марса: Как вода покинула Красную планету». физ.орг . Проверено 8 декабря 2020 г.
  308. ^ Стоун, Шейн В.; Йелле, Роджер В.; Бенна, Мехди; Ло, Дэниел Ю.; Элрод, Мередит К.; Махаффи, Пол Р. (13 ноября 2020 г.). «Выбросы водорода с Марса вызваны сезонным и пылевым переносом воды». Наука . 370 (6518): 824–831. Бибкод : 2020Sci...370..824S. дои : 10.1126/science.aba5229. ISSN  0036-8075. PMID  33184209. S2CID  226308137 . Проверено 8 декабря 2020 г.
  309. ↑ Йигит, Эрдал (10 декабря 2021 г.). «Марсианский побег воды и внутренние волны». Наука . 374 (6573): 1323–1324. Бибкод : 2021Sci...374.1323Y. doi : 10.1126/science.abg5893. ISSN  0036-8075. PMID  34882460. S2CID  245012567.
  310. ^ Йигит, Эрдал; Медведев Александр С.; Бенна, Мехди; Якоски, Брюс М. (16 марта 2021 г.). «Активность гравитационных волн, усиленная пыльной бурей, в марсианской термосфере, наблюдаемая MAVEN, и ее последствия для выхода из атмосферы». Письма о геофизических исследованиях . 48 (5). arXiv : 2101.07698 . Бибкод : 2021GeoRL..4892095Y. дои : 10.1029/2020GL092095. ISSN  0094-8276. S2CID  234356651.
  311. ^ Шоргофер, Норберт (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе» (PDF) . Природа . 449 (7159): 192–194. Бибкод : 2007Natur.449..192S. дои : 10.1038/nature06082. PMID  17851518. S2CID  4415456. Архивировано из оригинала (PDF) 13 января 2018 года . Проверено 12 января 2018 г.
  312. ^ Диксон, Джеймс Л.; Руководитель Джеймс В.; Марчант, Дэвид Р. (2008). «Позднее амазонское оледенение на границе дихотомии на Марсе: свидетельства максимальной толщины ледников и множественных ледниковых фаз». Геология . 36 (5): 411–4. Бибкод : 2008Geo....36..411D. дои : 10.1130/G24382A.1. S2CID  14291132.
  313. ^ Руководитель, JW; III; Горчица, Дж. Ф.; Креславский, М.А.; Милликен, Р.Э.; Марчант, ДР (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H. дои : 10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  314. ^ Смит, Исаак Б.; Путциг, Натаниэль Э.; Холт, Джон В.; Филлипс, Роджер Дж. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период зафиксирован в полярных отложениях Марса». Наука . 352 (6289): 1075–1078. Бибкод : 2016Sci...352.1075S. doi : 10.1126/science.aad6968 . ПМИД  27230372.
  315. ^ Леврард, Б.; Забудь, Ф.; Монтмессиан, Ф.; Ласкар, Дж. (2004). «Недавние богатые льдом отложения образовались в высоких широтах Марса в результате сублимации нестабильного экваториального льда во время низкого наклона». Природа . 431 (7012): 1072–1075. Бибкод : 2004Natur.431.1072L. дои : 10.1038/nature03055. PMID  15510141. S2CID  4420650.
  316. ^ abc «Марс, возможно, выходит из ледникового периода». ScienceDaily . MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения. 18 декабря 2003 г.
  317. ^ Забудьте, Ф.; и другие. (2006). «Формирование ледников на Марсе в результате атмосферных осадков под большим наклоном». Наука . 311 (5759): 368–71. Бибкод : 2006Sci...311..368F. дои : 10.1126/science.1120335. PMID  16424337. S2CID  5798774.
  318. ^ Горчица, Дж.; и другие. (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе, полученные на основе обнаружения молодого приповерхностного подземного льда». Природа . 412 (6845): 411–4. Бибкод : 2001Natur.412..411M. дои : 10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  319. ^ Креславский, М.; Хед, Дж. (2002). «Марс: природа и эволюция молодой, зависящей от широты мантии, богатой водой и льдом». Письма о геофизических исследованиях . 29 (15): 14–1–14–4. Бибкод : 2002GeoRL..29.1719K. дои : 10.1029/2002GL015392 .
  320. ↑ Битти, Келли (23 января 2018 г.). «Водный лед обнаружен в марсианских скалах - небо и телескоп». Небо и телескоп . Проверено 3 октября 2018 г.
  321. ↑ Астробиологическая стратегия 2015. Архивировано 22 декабря 2016 г. в Wayback Machine (PDF) НАСА.
  322. ^ Конрад, PG; Арчер, Д.; Колл, П.; Де Ла Торре, М.; Эджетт, К.; Эйгенброде, JL; Фиск, М.; Фрейсене, К.; Франц, Х.; и другие. (2013). «Оценка обитаемости кратера Гейла: последствия первоначальных результатов». 44-я конференция по наукам о Луне и планетах . 1719 (1719): 2185. Бибкод : 2013LPI....44.2185C.
  323. ^ Комитет по астробиологической стратегии исследования Марса; Национальный исследовательский совет (2007). «Планетарная защита миссий на Марс». Астробиологическая стратегия исследования Марса . Пресса национальных академий. стр. 95–98. ISBN 978-0-309-10851-5.
  324. ^ Дейли, Джейсон (6 июля 2017 г.). «Поверхность Марса может быть слишком токсичной для микробной жизни. Сочетание ультрафиолетового излучения и перхлоратов, распространенное на Марсе, может быть смертельным для бактерий». Смитсоновский институт . Проверено 8 июля 2017 г.
  325. ^ Уодсворт, Дженнифер; Кокелл, Чарльз С. (6 июля 2017 г.). «Перхлораты на Марсе усиливают бактерицидное действие ультрафиолета». Научные отчеты . 7 (4662): 4662. Бибкод : 2017NatSR...7.4662W. дои : 10.1038/s41598-017-04910-3. ПМК 5500590 . ПМИД  28684729. 
  326. ^ «Астробиологическая стратегия НАСА» (PDF) . НАСА . 2015. Архивировано из оригинала (PDF) 22 декабря 2016 года . Проверено 5 сентября 2018 г.
  327. ^ «Исследование Марса: Миссии». Marsprogram.jpl.nasa.gov. Архивировано из оригинала 11 апреля 2004 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  328. ^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Вид на Марс с орбитального корабля «Викинг». History.nasa.gov . Проверено 19 декабря 2010 г.
  329. ^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «ч5». История НАСА . НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
  330. ^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Кратеры». НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
  331. ^ Мортон, О. (2002). Картографирование Марса . Пикадор, Нью-Йорк. ISBN 9780312245511.
  332. ^ Арвидсон, Р; Гудинг, Джеймс Л.; Мур, Генри Дж. (1989). «Поверхность Марса, снятая, отобранная и проанализированная посадочными модулями Viking». Обзоры геофизики . 27 (1): 39–60. Бибкод : 1989RvGeo..27...39A. дои : 10.1029/RG027i001p00039.
  333. ^ Кларк, Б.; Бэрд, АК; Роуз, Х.Дж.-младший; Тулмин П., 3-е место; Кейл, К; Кастро, Эй Джей; Келлихер, WC; Роу, CD; Эванс, PH (1976). «Неорганический анализ марсианских образцов на местах посадки викингов». Наука . 194 (4271): 1283–1288. Бибкод : 1976Sci...194.1283C. дои : 10.1126/science.194.4271.1283. PMID  17797084. S2CID  21349024.{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  334. ^ Хофен, ТМ; и другие. (2003). «Открытие оливина в районе ямок Нили на Марсе». Наука . 302 (5645): 627–630. Бибкод : 2003Sci...302..627H. дои : 10.1126/science.1089647. PMID  14576430. S2CID  20122017.
  335. ^ Хофен, Т.; Кларк, Р.Н.; Бэндфилд, JL; Смит, доктор медицины; Перл, Джей Си; Кристенсен, PR (2003). «Открытие оливина в районе ямок Нили на Марсе». Наука . 302 (5645): 627–630. Бибкод : 2003Sci...302..627H. дои : 10.1126/science.1089647. PMID  14576430. S2CID  20122017.
  336. ^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Камера орбитального аппарата Mars Global Surveyor: межпланетный круиз в рамках основной миссии». Журнал геофизических исследований . 106 (Е10): 23429–23570. Бибкод : 2001JGR...10623429M. дои : 10.1029/2000JE001455 . S2CID  129376333.
  337. ^ «Атмосферные и метеорологические свойства». НАСА.
  338. ^ Аб Голомбек, депутат; Кук, РА; Эконому, Т.; Фолкнер, ВМ; Халдеманн, АФК; Каллемейн, PH; Кнудсен, Дж. М.; Мэннинг, Р.М.; Мур, HJ; Паркер, Ти Джей; Ридер, Р.; Шофилд, Дж.Т.; Смит, PH; Воган, РМ (1997). «Обзор миссии Mars Pathfinder и оценка прогнозов мест посадки». Наука . 278 (5344): 1743–1748. Бибкод : 1997Sci...278.1743G. дои : 10.1126/science.278.5344.1743 . ПМИД  9388167.
  339. ^ "Марсианская Одиссея: Отдел новостей" . Mars.jpl.nasa.gov. 28 мая 2002 г.
  340. ^ аб Фельдман, WC; и другие. (2004). «Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе». Журнал геофизических исследований . 109 (Е9). Бибкод : 2004JGRE..109.9006F. дои : 10.1029/2003JE002160 .
  341. ^ Мурче, С.; Горчица, Джон; Бишоп, Дженис ; Руководитель, Джеймс; Питерс, Карл; Эрард, Стефан (1993). «Пространственные изменения спектральных свойств ярких областей Марса». Икар . 105 (2): 454–468. Бибкод : 1993Icar..105..454M. дои : 10.1006/icar.1993.1141.
  342. ^ "Домашняя страница статьи Белла (1996) Геохимического общества" . Marswatch.tn.cornell.edu . Проверено 19 декабря 2010 г.
  343. ^ Фельдман, WC; Бойнтон, Западная Вирджиния; Токар, РЛ; Преттиман, TH; Гасно, О.; Сквайрс, Юго-Запад; Эльфик, РЦ; Лоуренс, диджей; Лоусон, СЛ; Морис, С.; МакКинни, GW; Мур, КР; Риди, RC (2002). «Глобальное распределение нейтронов с Марса: результаты Марсианской одиссеи». Наука . 297 (5578): 75–78. Бибкод : 2002Sci...297...75F. дои : 10.1126/science.1073541 . PMID  12040088. S2CID  11829477.
  344. ^ Митрофанов И.; Анфимов Д.; Козырев А.; Литвак, М.; Санин А.; Третьяков В.; Крылов А.; Швецов В.; Бойнтон, В.; Синохара, К.; Хамара, Д.; Сондерс, Р.С. (2002). «Карты подповерхностного водорода, полученные детектором нейтронов высоких энергий, Марс Одиссея». Наука . 297 (5578): 78–81. Бибкод : 2002Sci...297...78M. дои : 10.1126/science.1073616 . PMID  12040089. S2CID  589477.
  345. ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; Фельдман, WC; Сквайрс, Юго-Запад; Преттиман, TH; Брюкнер Дж.; Эванс, LG; Риди, Р.С.; Старр, Р.; Арнольд-младший; Дрейк, DM; Энглерт, PAJ; Мецгер, А.Е.; Митрофанов Игорь; Тромбка, Дж.И.; д'Устон, К.; Ванке, Х.; Гасно, О.; Хамара, Дания; Джейнс, DM; Марсиалис, РЛ; Морис, С.; Михеева И.; Тейлор, Дж.Дж.; Токар, Р.; Шинохара, К. (2002). «Распределение водорода у поверхности Марса: данные о подземных отложениях льда». Наука . 297 (5578): 81–85. Бибкод : 2002Sci...297...81B. дои : 10.1126/science.1073722 . PMID  12040090. S2CID  16788398.
  346. ^ "Долина Дао". Миссия Марс Одиссея . ФЕМИДА. 7 августа 2002 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  347. ^ Аб Смит, PH; Тамппари, Л.; Арвидсон, Р.Э.; Басс, Д.; Блейни, Д.; Бойнтон, В.; Карсвелл, А.; Кэтлинг, Д.; Кларк, Б.; Дак, Т.; ДеДжонг, Э.; Фишер, Д.; Гетц, В.; Гуннлаугссон, П.; Хехт, М.; Хипкин, В.; Хоффман, Дж.; Хвиид, С.; Келлер, Х.; Кунавес, С.; Ланге, CF; Леммон, М.; Мэдсен, М.; Малин, М.; Маркевич, В.; Маршалл, Дж.; Маккей, К.; Меллон, М.; Микеланджели, Д.; и другие. (2008). «Введение в специальный раздел о миссии Феникс: эксперименты по определению характеристик места посадки, обзоры миссий и ожидаемые научные данные». Журнал геофизических исследований . 113 (Е12): Е00А18. Бибкод : 2008JGRE..113.0A18S. дои : 10.1029/2008JE003083. hdl : 2027.42/94752 . S2CID  38911896.
  348. ^ «Данные НАСА проливают новый свет на воду и вулканы на Марсе». НАСА. 9 сентября 2010 г. Архивировано из оригинала 26 января 2021 г. Проверено 21 марта 2014 г.
  349. ^ Меллон, М.; Якоски, Б. (1993). «Географические изменения термической и диффузионной устойчивости подземного льда на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (Е2): 3345–3364. Бибкод : 1993JGR....98.3345M. дои : 10.1029/92JE02355.
  350. ^ Хуллер, Адитья Р.; Кристенсен, Филип Р.; Уоррен, Стивен Г. (сентябрь 2021 г.). «Спектральное альбедо пыльного марсианского H 2 O, снега и льда». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (9). Бибкод : 2021JGRE..12606910K. дои : 10.1029/2021JE006910 . ISSN  2169-9097. S2CID  238721489.
  351. ^ «Подтверждение наличия воды на Марсе». НАСА.gov. 20 июня 2008 года. Архивировано из оригинала 1 июля 2008 года . Проверено 8 октября 2009 г.
  352. ↑ Джонсон, Джон (1 августа 2008 г.). «На Марсе есть вода, подтверждает НАСА». Лос-Анджелес Таймс .
  353. ^ ab «Грязь на выводах о почве марсианского модуля». SPACE.com. 2 июля 2009 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  354. ^ abc Мартинес, GM и Ренно, НЕТ (2013). «Вода и рассолы на Марсе: текущие данные и последствия для MSL». Обзоры космической науки . 175 (1–4): 29–51. Бибкод :2013ССРв..175...29М. дои : 10.1007/s11214-012-9956-3 .
  355. ^ Ренно, Нилтон О.; Бос, Брент Дж.; Кэтлинг, Дэвид; Кларк, Бентон С.; Друбе, Линия; Фишер, Дэвид; Гетц, Уолтер; Хвиид, Стуббе Ф.; Келлер, Хорст Уве; Кок, Джаспер Ф.; Кунавес, Сэмюэл П.; Леер, Кристоффер; Леммон, Марк; Мэдсен, Мортен Бо; Маркевич, Войцех Й.; Маршалл, Джон; Маккей, Кристофер; Мехта, Маниш; Смит, Майлз; Зорзано, член парламента; Смит, Питер Х.; Стокер, Кэрол; Янг, Сюзанна ММ (2009). «Возможные физические и термодинамические доказательства наличия жидкой воды на месте приземления в Фениксе». Журнал геофизических исследований . 114 (Е1): Е00Е03. Бибкод : 2009JGRE..114.0E03R. дои : 10.1029/2009JE003362. hdl : 2027.42/95444 . S2CID  55050084.
  356. ↑ Чанг, Кеннет (16 марта 2009 г.). «Кляксы на фотографиях марсианского корабля вызывают споры: это вода?». Нью-Йорк Таймс (онлайн).
  357. ^ «Жидкая соленая вода, вероятно, присутствует на Марсе, показывает новый анализ» . ScienceDaily . 20 марта 2009 г.
  358. ^ «10 лучших астробиологии: слишком соленое, чтобы замерзнуть» . Журнал «Астробиология» . Архивировано из оригинала 4 июня 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  359. ^ Хехт, Миннесота; Кунавес, СП; Куинн, Колорадо; Уэст, С.Дж.; Молодой, SMM; Мин, Д.В.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Бойнтон, Западная Вирджиния; Хоффман, Дж.; ДеФлорес, LP; Господинова К.; Капит, Дж.; Смит, PH (2009). «Обнаружение перхлората и растворимый химический состав марсианской почвы на посадочной площадке Феникс». Наука . 325 (5936): 64–67. Бибкод : 2009Sci...325...64H. дои : 10.1126/science.1172466. PMID  19574385. S2CID  24299495.
  360. ^ Смит, PH; Тамппари, ЛК; Арвидсон, Р.Э.; Басс, Д.; Блейни, Д.; Бойнтон, Западная Вирджиния; Карсвелл, А.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Дак, Т.; ДеДжонг, Э.; Фишер, Д.; Гетц, В.; Гуннлаугссон, HP; Хехт, Миннесота; Хипкин, В.; Хоффман, Дж.; Хвиид, Сан-Франциско; Келлер, Хьюстон; Кунавес, СП; Ланге, CF; Леммон, Монтана; Мэдсен, МБ; Маркевич, WJ; Маршалл, Дж.; Маккей, CP; Меллон, Монтана; Мин, Д.В.; Моррис, Р.В.; и другие. (2009). «H 2 O на посадочной площадке Феникса». Наука . 325 (5936): 58–61. Бибкод : 2009Sci...325...58S. дои : 10.1126/science.1172339. PMID  19574383. S2CID  206519214.
  361. ^ Уайтвей, JA; Комгуем, Л.; Дикинсон, К.; Кук, К.; Ильницкий, М.; Сибрук, Дж.; Попович, В.; Дак, Ти Джей; Дэви, Р.; Тейлор, Пенсильвания; Патак, Дж.; Фишер, Д.; Карсвелл, AI; Дейли, М.; Хипкин, В.; Зент, АП; Хехт, Миннесота; Вуд, ЮВ; Тамппари, ЛК; Ренно, Н.; Мурс, Дж. Э.; Леммон, Монтана; Даерден, Ф.; Смит, PH (2009). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука . 325 (5936): 68–70. Бибкод : 2009Sci...325...68W. дои : 10.1126/science.1172344. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  362. ^ "CSA - Пресс-релиз" . Asc-csa.gc.ca. 2 июля 2009 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2011 г.
  363. ^ "Миссия марсохода по исследованию Марса: Пресс-релизы" . Marsrovers.jpl.nasa.gov. 5 марта 2004 г.
  364. ^ «НАСА - Марсоход Spirit обнаруживает неожиданные доказательства более влажного прошлого» . НАСА. 21 мая 2007. Архивировано из оригинала 8 марта 2013 года . Проверено 17 января 2012 г.
  365. ↑ Бертстер, Гай (10 декабря 2007 г.). «Марсоход исследует признаки горячего марсианского прошлого». Пресс-релиз . Лаборатория реактивного движения, Пасадена, Калифорния.
  366. ^ Клингельхофер, Г.; и другие. (2005). «Том XXXVI». Лунная планета. наук. (аннотация): 2349.
  367. ^ Шредер, К.; и другие. (2005). «Журнал геофизических исследований» (аннотация). 7 . Европейский союз геонаук, Генеральная ассамблея: 10254. {{cite journal}}: Требуется цитировать журнал |journal=( помощь )
  368. ^ Моррис, С.; и другие. (2006). «Мессбауэровская минералогия горных пород, почвы и пыли в кратере Гусева, Марс: журнал Духа через слабо измененный оливиновый базальт на равнинах и повсеместно измененный базальт на холмах Колумбия». Дж. Геофиз. Рез . 111 (Е2): н/д. Бибкод : 2006JGRE..111.2S13M. дои : 10.1029/2005je002584. hdl : 1893/17159 .
  369. ^ Мин, Д.; Миттлфельдт, Д.В.; Моррис, Р.В.; Голден, округ Колумбия; Геллерт, Р.; Йен, А.; Кларк, Британская Колумбия; Сквайрс, Юго-Запад; Фарранд, Вашингтон; Рафф, Юго-Запад; Арвидсон, Р.Э.; Клингельхёфер, Г.; Максуин, штат Хайю; Родионов, Д.С.; Шредер, К.; Де Соуза, Пенсильвания; Ван, А. (2006). «Геохимические и минералогические индикаторы водных процессов в холмах Колумбия кратера Гусева, Марс». Дж. Геофиз. Рез . 111 (Е2): E02S12. Бибкод : 2006JGRE..111.2S12M. дои : 10.1029/2005JE002560. hdl : 1893/17114 .
  370. ^ Белл, Дж., изд. (2008). Марсианская поверхность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-86698-9.
  371. ^ Моррис, Р.В.; Рафф, Юго-Запад; Геллерт, Р.; Мин, Д.В.; Арвидсон, Р.Э.; Кларк, Британская Колумбия; Голден, округ Колумбия; Зибах, К.; Клингельхофер, Г.; Шредер, К.; Флейшер, И.; Йен, А.С.; Сквайрс, Юго-Запад (4 июня 2010 г.). «Обнаружено обнажение давно разыскиваемой редкой породы на Марсе». Наука . 329 (5990). Sciencedaily.com: 421–424. Бибкод : 2010Sci...329..421M. дои : 10.1126/science.1189667 . PMID  20522738. S2CID  7461676.
  372. ^ Моррис, Ричард В.; Рафф, Стивен В.; Геллерт, Ральф; Мин, Дуглас В.; Арвидсон, Раймонд Э.; Кларк, Бентон С.; Голден, округ Колумбия; Зибах, Кирстен; и другие. (3 июня 2010 г.). «Идентификация богатых карбонатами обнажений на Марсе марсоходом Spirit». Наука . 329 (5990): 421–424. Бибкод : 2010Sci...329..421M. дои : 10.1126/science.1189667 . PMID  20522738. S2CID  7461676.
  373. ^ «Ровер Opportunity обнаружил убедительные доказательства того, что Meridiani Planum был мокрым» . Проверено 8 июля 2006 г.
  374. ↑ Харвуд, Уильям (25 января 2013 г.). «Марсоход Opportunity отмечает 10-й год работы на Марсе». Космический полет сейчас.
  375. ^ Бенисон, КК; Лаклер, Д.А. (2003). «Современные и древние чрезвычайно кислые соляные отложения: земные аналоги марсианской среды?». Астробиология . 3 (3): 609–618. Бибкод : 2003AsBio...3..609B. дои : 10.1089/153110703322610690. PMID  14678669. S2CID  36757620.
  376. ^ Бенисон, К; Боуэн, Б. (2006). «Системы кислых соленых озер дают представление о прошлой среде обитания и поисках жизни на Марсе». Икар . 183 (1): 225–229. Бибкод : 2006Icar..183..225B. дои : 10.1016/j.icarus.2006.02.018.
  377. ^ Остерлоо, ММ; Гамильтон, Вирджиния; Бэндфилд, JL; Глотч, Т.Д.; Болдридж, AM; Кристенсен, PR; Торнабене, LL; Андерсон, Ф.С. (2008). «Хлоридсодержащие материалы в южном высокогорье Марса». Наука . 319 (5870): 1651–1654. Бибкод : 2008Sci...319.1651O. CiteSeerX 10.1.1.474.3802 . дои : 10.1126/science.1150690. PMID  18356522. S2CID  27235249. 
  378. ^ Гротцингер, Дж.; Милликен Р., ред. (2012). Осадочная геология Марса . СЕМП.
  379. ^ «HiRISE - научный эксперимент по визуализации изображений с высоким разрешением» . Хири, Университет Аризоны . Проверено 19 декабря 2010 г.
  380. ^ «Целевая зона: Нилосиртис? | Миссия Марс Одиссея ТЕМИС» . Themis.asu.edu . Проверено 19 декабря 2010 г.
  381. ^ Меллон, Монтана; Якоски, Б.М.; Поставко, С.Е. (1997). «Стойкость экваториального подземного льда на Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 102 (Е8). onlinelibrary.wiley.com: 19357–19369. Бибкод : 1997JGR...10219357M. дои : 10.1029/97JE01346 .
  382. ^ Арфстрем, Джон Д. (2012). «Концептуальная модель экваториальных ледяных щитов Марса. J» (PDF) . Сравнительная климатология планет земной группы . Лунно-планетарный институт.
  383. ^ Бирн, Шейн; Дандас, Колин М.; Кеннеди, Меган Р.; Меллон, Майкл Т.; МакИвен, Альфред С.; Калл, Селби К.; Даубар, Ингрид Дж.; Шин, Дэвид Э.; Силос, Кимберли Д.; Мурчи, Скотт Л.; Кантор, Брюс А.; Арвидсон, Раймонд Э.; Эджетт, Кеннет С.; Ройфер, Андреас; Томас, Николас; Харрисон, Таня Н.; Поселова Лилия В.; Силос, Фрэнк П. (2009). «Распространение подземного льда средних широт на Марсе из новых ударных кратеров». Наука . 325 (5948): 1674–1676. Бибкод : 2009Sci...325.1674B. дои : 10.1126/science.1175307. PMID  19779195. S2CID  10657508.
  384. ^ «Водный лед в кратерах Марса». SPACE.com. 24 сентября 2009 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
  385. ^ Хуллер, Адитья; Кристенсен, Филип (февраль 2021 г.). «Свидетельства наличия обнаженного пыльного водяного льда в марсианских оврагах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). Бибкод : 2021JGRE..12606539R. дои : 10.1029/2020JE006539. ISSN  2169-9097. S2CID  234174382.
  386. ^ С. Нероцци; Дж. У. Холт (22 мая 2019 г.). «Погребенные ледяные и песчаные шапки на северном полюсе Марса: обнаружение рекордов изменения климата в отделении икры с ШАРАДом». Письма о геофизических исследованиях . 46 (13): 7278–7286. Бибкод : 2019GeoRL..46.7278N. дои : 10.1029/2019GL082114. HDL : 10150/634098 . S2CID  182153656.
  387. ^ Лухендра Оджа; Стефано Нероцци; Кевин Льюис (22 мая 2019 г.). «Композиционные ограничения северной полярной шапки Марса с точки зрения гравитации и топографии». Письма о геофизических исследованиях . 46 (15): 8671–8679. Бибкод : 2019GeoRL..46.8671O. дои : 10.1029/2019GL082294. S2CID  181334027.
  388. ^ Соаре, Э. и др. 2019. Возможные (замкнутая система) пинго и ледяные жилы/термокарстовые комплексы в средних широтах Utopia Planitia, Марс. Икар. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
  389. ↑ Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсоходом НАСА помогли отследить марсианские минералы». НАСА . Архивировано из оригинала 3 июня 2016 года . Проверено 16 июня 2013 г.
  390. ^ Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси (3 декабря 2012 г.). «Марсоход НАСА полностью анализирует первые образцы марсианского грунта». НАСА . Архивировано из оригинала 5 декабря 2012 года.
  391. ↑ Чанг, Кен (3 декабря 2012 г.). «Раскрыто открытие марсохода». Газета "Нью-Йорк Таймс .
  392. ^ Аб Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (18 марта 2013 г.). «Марсоход Curiosity видит тенденцию в наличии воды». НАСА . Архивировано из оригинала 22 марта 2013 года.
  393. ↑ Ринкон, Пол (19 марта 2013 г.). «Любопытство разбивает камень, открывая ослепительно-белый интерьер». Би-би-си.
  394. ↑ Персонал (20 марта 2013 г.). «Красная планета выкашливает белый камень, и учёные приходят в ужас». МСН . Архивировано из оригинала 23 марта 2013 года.
  395. ↑ Либерман, Джош (26 сентября 2013 г.). «На Марсе найдена вода: марсоход Curiosity обнаруживает« обильную и легкодоступную »воду в марсианской почве» . iSciencetimes .
  396. ^ Лешин, Л.А.; и другие. (27 сентября 2013 г.). «Летучие, изотопный и органический анализ марсианских частиц с помощью марсохода Curiosity». Наука . 341 (6153): 1238937. Бибкод : 2013Sci...341E...3L. дои : 10.1126/science.1238937. PMID  24072926. S2CID  206549244.
  397. ↑ Аб Гротцингер, Джон (26 сентября 2013 г.). «Введение в специальный выпуск: анализ материалов поверхности марсоходом Curiosity». Наука . 341 (6153): 1475. Бибкод : 2013Sci...341.1475G. дои : 10.1126/science.1244258 . ПМИД  24072916.
  398. ^ Нил-Джонс, Нэнси; Зубрицкий, Елизавета; Вебстер, Гай; Мартиале, Мэри (26 сентября 2013 г.). «Прибор SAM Curiosity обнаруживает воду и многое другое в пробах с поверхности». НАСА .
  399. ^ Аб Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (26 сентября 2013 г.). «Выгоды науки от разнообразия площадок любопытства». НАСА . Архивировано из оригинала 2 мая 2019 года . Проверено 27 сентября 2013 г.
  400. ^ Аб Чанг, Кеннет (1 октября 2013 г.). «Удар по грязи на Марсе». Газета "Нью-Йорк Таймс .
  401. ^ аб Меслин, П.-Ю.; и другие. (26 сентября 2013 г.). «Разнообразие почвы и гидратация по наблюдениям ChemCam в кратере Гейла, Марс». Наука . 341 (6153): 1238670. Бибкод : 2013Sci...341E...1M. дои : 10.1126/science.1238670. PMID  24072924. S2CID  7418294.
  402. ^ Столпер, Э.М.; Бейкер, МБ; Ньюкомб, Мэн; Шмидт, Мэн; Трейман, А.Х.; Кузен, А.; Дьяр, доктор медицины; Фиск, MR; Геллерт, Р.; Кинг, Польша; Лешин Л.; Морис, С.; МакЛеннан, С.М.; Минитти, Мэн; Перретт, Г.; Роуленд, С.; Саттер, В .; Вена, RC; MSL ScienceTeam (2013). «Нефтехимия Джейка_М: марсианский мугеарит» (PDF) . Наука . 341 (6153). AAAS : 1239463. Бибкод : 2013Sci...341E...4S. дои : 10.1126/science.1239463. PMID  24072927. S2CID  16515295. Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2021 г. . Проверено 23 июля 2019 г.
  403. ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Ровер НАСА обнаружил на Марсе активную и древнюю органическую химию». НАСА . Проверено 16 декабря 2014 г.
  404. ↑ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). «Великий момент»: марсоход нашел подсказку о том, что на Марсе может быть жизнь». Газета "Нью-Йорк Таймс . Проверено 16 декабря 2014 г.
  405. ^ Махаффи, PR; и другие. (16 декабря 2014 г.). «Атмосфера Марса - отпечаток эволюции атмосферы в D/H гесперианских глинистых минералов на Марсе» (PDF) . Наука . 347 (6220): 412–414. Бибкод : 2015Sci...347..412M. дои : 10.1126/science.1260291. PMID  25515119. S2CID  37075396.
  406. ↑ Ринкон, Пол (13 апреля 2015 г.). «Доказательства наличия жидкой воды на Марсе». Новости BBC . Проверено 15 апреля 2015 г.
  407. ↑ Клавин, Уитни (8 октября 2015 г.). «Команда марсохода Curiosity НАСА подтверждает существование древних озер на Марсе» . НАСА . Проверено 9 октября 2015 г.
  408. ↑ Гротцингер, JP (9 октября 2015 г.). «Отложения, эксгумация и палеоклимат отложений древнего озера, кратер Гейла, Марс». Наука . 350 (6257): аас7575. Бибкод : 2015Sci...350.7575G. doi : 10.1126/science.aac7575. PMID  26450214. S2CID  586848.
  409. ^ Геологическое общество Америки (3 ноября 2018 г.). «Свидетельства прорывного наводнения указывают на обилие воды на раннем Марсе». ЭврекАлерт! . Проверено 5 ноября 2018 г.
  410. ^ Хейдари, Эзат; и другие. (4 ноября 2018 г.). «Значение наводнений в кратере Гейла на Марсе». Геологическое общество Америки . Проверено 5 ноября 2018 г.
  411. ^ Оросей Р., Лауро С.Э., Петтинелли Э., Чикетти А., Корадини М., Кошотти Б., Ди Паоло Ф., Фламини Е., Маттеи Е., Паджола М., Солдовьери Ф., Картаччи М., Кассенти Ф., Фригери А., Джуппи С., Мартуфи Р., Масдеа А., Митри Г., Ненна С., Ношезе Р., Рестано М., Сеу Р. (25 июля 2018 г.). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе». Наука . 361 (3699): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O. doi : 10.1126/science.aar7268. hdl : 11573/1148029 . PMID  30045881. S2CID  206666385.
  412. ↑ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро». Новости BBC . Проверено 25 июля 2018 г.
  413. ^ «Первый китайский марсоход «Чжужун» приземляется на Красной планете» . Space.com . 15 мая 2021 г.
  414. ^ Лю, Ян; У, Син; Чжао, Ю-Янь Сара; Пан, Лу; Ван, Чи; Лю, Цзя; Чжао, Чжэньсин; Чжоу, Сян; Чжан, Чаолинь; Ву, Юйчун; Ван, Вэньхуэй; Цзоу, Юнляо (2022). «Чжуронг сообщает о недавней водной активности на Утопической равнине, Марс». Достижения науки . 8 (19): eabn8555. Бибкод : 2022SciA....8N8555L. doi : 10.1126/sciadv.abn8555. ПМЦ 9094648 . ПМИД  35544566. 
  415. ^ Лю, Ю. и др. 2022. Чжуронг сообщает о недавней водной активности на Утопической равнине на Марсе. Достижения науки. ОБЪЕМ. 8, НЕТ. 19
  416. ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны указывают на изменение ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода. Природа

Библиография

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме «Вода на Марсе» .