stringtranslate.com

Климат Марса

Облачное небо Марса, вид марсохода Perseverance в 2023 году, 738 сол .

Климат Марса на протяжении веков был предметом научного любопытства, отчасти потому, что это единственная планета земной группы , поверхность которой можно легко детально наблюдать непосредственно с Земли с помощью телескопа .

Хотя Марс меньше Земли , имеет лишь одну десятую массы Земли [1] и на 50% дальше от Солнца , чем Земля, его климат имеет важные сходства, такие как наличие полярных ледяных шапок , сезонные изменения и наблюдаемые погодные условия. . Оно привлекло к себе пристальное внимание планетологов и климатологов . Хотя климат Марса имеет сходство с земным, включая периодические ледниковые периоды , существуют и важные различия, такие как гораздо более низкая тепловая инерция . Атмосфера Марса имеет высоту примерно 11 км (36 000 футов), что на 60% больше, чем на Земле. Климат имеет большое значение для вопроса о том, присутствует ли когда-либо жизнь на планете.

Марс изучается с помощью наземных инструментов с 17 века, но только с тех пор, как исследование Марса началось в середине 1960-х годов, наблюдения с близкого расстояния стали возможны. Облетающие и орбитальные космические корабли предоставляли данные сверху, а посадочные аппараты и марсоходы непосредственно измеряли атмосферные условия. Усовершенствованные околоземно-орбитальные инструменты сегодня продолжают предоставлять некоторые полезные наблюдения «общей картины» относительно крупных погодных явлений.

Первым облетом Марса стал «Маринер-4» , прибывший в 1965 году. Этот быстрый двухдневный пролет (14–15 июля 1965 года) с использованием грубых инструментов мало что изменил в уровне знаний о марсианском климате. Более поздние миссии «Маринера» ( Маринер 6 и 7 ) заполнили некоторые пробелы в базовой климатической информации. Исследования климата на основе данных всерьез начались с спускаемых аппаратов программы «Викинг» в 1975 году и продолжаются с таких зондов, как Mars Reconnaissance Orbiter .

Эта наблюдательная работа была дополнена своего рода научным компьютерным моделированием, называемым моделью общей циркуляции Марса . [2] Несколько различных итераций MGCM привели к лучшему пониманию Марса, а также ограничений таких моделей.

Исторические наблюдения за климатом

Джакомо Маральди определил в 1704 году, что южная шапка не находится в центре полюса вращения Марса. [3] Во время противостояния 1719 года Маральди наблюдал как полярные шапки, так и временную изменчивость их протяженности.

Уильям Гершель был первым, кто пришел к выводу о низкой плотности марсианской атмосферы в своей статье 1784 года, озаглавленной « О замечательных явлениях в полярных областях планеты Марс, наклоне ее оси, положении ее полюсов и ее сфероидальной форме»; с несколькими намеками относительно его реального диаметра и атмосферы . Когда Марс, казалось, проходил рядом с двумя слабыми звездами, не влияя на их яркость, Гершель правильно пришел к выводу, что это означает, что вокруг Марса мало атмосферы, которая могла бы мешать их свету. [3]

Открытие Оноре Флогергом в 1809 году «желтых облаков» на поверхности Марса является первым известным наблюдением марсианских пылевых бурь. [4] Флогерг также наблюдал в 1813 году значительное уменьшение полярного льда во время марсианской весны. Его предположение о том, что это означает, что Марс теплее Земли, оказалось неточным.

Марсианская палеоклиматология

В настоящее время используются две системы датирования марсианского геологического времени. Один основан на плотности кратеров и имеет три возраста: нойский , гесперианский и амазонский . Другая представляет собой минералогическую хронологию, также имеющую три возраста: филлокийский, тейкийский и сидерикийский.

HesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Недавние наблюдения и моделирование дают информацию не только о нынешнем климате и атмосферных условиях Марса, но и о его прошлом. Давно предполагалось, что марсианская атмосфера Ноевой эпохи была богата углекислым газом . Недавние спектральные наблюдения за отложениями глинистых минералов на Марсе и моделирование условий образования глинистых минералов [5] показали, что в глине той эпохи практически нет карбоната . Образование глины в среде, богатой углекислым газом, всегда сопровождается образованием карбонатов, хотя позже карбонат может раствориться под действием вулканической кислотности. [6]

Открытие на Марсе минералов, образованных водой, включая гематит и ярозит , марсоходом Opportunity и гетит , марсоходом Spirit , привело к выводу, что климатические условия в далеком прошлом допускали свободное течение воды на Марсе . Морфология некоторых кратеров на Марсе указывает на то, что в момент удара земля была влажной. [7] Геоморфические наблюдения как за темпами эрозии ландшафта [8], так и за сетью марсианских долин [9] также убедительно указывают на более теплые и влажные условия на Марсе Ноевой эпохи (более ранние, чем примерно четыре миллиарда лет назад). Однако химический анализ образцов марсианских метеоритов показывает, что температура окружающей среды у поверхности Марса, скорее всего, была ниже 0 ° C (32 ° F) в течение последних четырех миллиардов лет. [10]

Некоторые ученые утверждают, что огромная масса вулканов Тарсис оказала большое влияние на климат Марса. Извергающиеся вулканы выделяют большое количество газа, главным образом водяного пара и CO 2 . Вулканы могли выпустить достаточно газа, чтобы сделать раннюю марсианскую атмосферу толще земной. Вулканы также могли выбросить достаточно H 2 O, чтобы покрыть всю поверхность Марса на глубину до 120 м (390 футов). Углекислый газ — это парниковый газ , который повышает температуру планеты: он удерживает тепло, поглощая инфракрасное излучение . Таким образом, вулканы Тарсиса, выделяя CO 2 , могли в прошлом сделать Марс более похожим на Землю. Возможно, когда-то на Марсе была гораздо более плотная и теплая атмосфера, а также на нем могли присутствовать океаны и озера. [11] Однако оказалось чрезвычайно сложно построить убедительные глобальные климатические модели Марса, которые обеспечивают температуру выше 0 °C (32 °F) в любой момент его истории, [12] хотя это может просто отражать проблемы с точной калибровкой такие модели.

Доказательства недавнего геологически экстремального ледникового периода на Марсе были опубликованы в 2016 году. Всего 370 000 лет назад планета казалась скорее белой, чем красной. [13]

Погода

Марсианские утренние облака ( Орбитальный аппарат Викинг-1 , 1976 г.)

Температура и циркуляция Марса меняются каждый марсианский год (как и ожидалось для любой планеты с атмосферой и наклоном оси ). На Марсе нет океанов, которые являются источником значительных межгодовых изменений на Земле. [ необходимы разъяснения ] Данные камеры Mars Orbiter, начиная с марта 1999 года и охватывающие 2,5 марсианских года [14], показывают, что марсианская погода имеет тенденцию быть более повторяемой и, следовательно, более предсказуемой, чем погода на Земле. Если событие происходит в определенное время года в течение года, имеющиеся данные (какими бы скудными они ни были) указывают на то, что оно вполне вероятно повторится в следующем году почти в том же месте, плюс-минус неделя.

29 сентября 2008 года посадочный модуль «Феникс» обнаружил снег, падающий из облаков на высоте 4,5 км (2,8 мили) над местом приземления возле кратера Хеймдал . Осадки испарялись, не достигая земли, — явление, называемое вирга . [15]

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

Облака

Ледяные облака движутся над местом приземления Феникса в течение 10 минут (29 августа 2008 г.)

Марсианские пылевые бури могут поднимать в атмосферу мелкие частицы, вокруг которых могут образовываться облака. Эти облака могут образовываться очень высоко, на высоте до 100 км (62 миль) над планетой. [16] Как и марсианские пыльные бури, облака могут естественным образом образовываться в результате образования сухого льда или воды и льда [17] . Более того, более редкие «перламутровые» облака образуются, когда все частицы облака формируются одновременно, создавая потрясающие радужные облака. [17] Первые изображения Марса, отправленные «Маринером-4», показали видимые облака в верхних слоях атмосферы Марса. Облака очень слабые, и их можно увидеть только в отражении солнечного света на фоне темноты ночного неба. В этом отношении они похожи на мезосферные облака, также известные как серебристые облака на Земле, которые встречаются на высоте около 80 км (50 миль) над нашей планетой.

Температура

Измерения марсианской температуры предшествовали космической эпохе . Однако ранние приборы и методы радиоастрономии давали грубые и разные результаты. [18] [19] Ранние пролетные зонды ( «Маринер-4 ») и более поздние орбитальные аппараты использовали радиозатмение для выполнения аэрономических задач . Зная химический состав, уже определенный с помощью спектроскопии , можно было бы определить температуру и давление. Тем не менее, пролетные затмения могут измерять свойства только вдоль двух разрезов , на входе и выходе их траекторий из диска Марса, как видно с Земли. В результате получаются «снимки» погоды в определенном районе и в определенное время. Затем орбитальные аппараты увеличивают количество радиотрансектов. Более поздние миссии, начиная с двойных пролетов «Маринер-6» и «Маринер-7» , а также советских « Марс-2» и «Марс-3 », использовали инфракрасные детекторы для измерения энергии излучения . «Маринер-9» первым вывел на орбиту Марса инфракрасный радиометр и спектрометр в 1971 году вместе с другими приборами и радиопередатчиком. За ними последовали «Викинг-1» и «Викинг -2» , не только с инфракрасными тепловизионными картографами (IRTM). [20] Миссии могли бы также подтвердить эти наборы данных дистанционного зондирования не только своими метрологическими штангами для спускаемых аппаратов на месте , [21] но и высотными датчиками температуры и давления для их спуска. [22]

Сообщалось о различных значениях средней температуры на Марсе на месте , [23] с общим значением -63 ° C (210 K; -81 ° F). [24] [25] Температура поверхности может достигать максимума около 20 ° C (293 K; 68 ° F) в полдень на экваторе и минимума около -153 ° C (120 K; -243 ° F). на полюсах. [26] Фактические измерения температуры на месте спускаемых аппаратов «Викинг» варьируются от –17,2 °C (256,0 К; 1,0 °F) до –107 °C (166 К; –161 °F). Самая теплая температура почвы, оцененная орбитальным аппаратом «Викинг», составила 27 ° C (300 K; 81 ° F). [27] Марсоход Spirit зафиксировал максимальную дневную температуру воздуха в тени 35 °C (308 K; 95 °F) и регулярно регистрировал температуры значительно выше 0 °C (273 K; 32 °F), за исключением зимы. [28]

Сообщалось, что «на основании данных о температуре воздуха в ночное время каждая наблюдавшаяся северная весна и начало северного лета были идентичны в пределах уровня экспериментальной ошибки (с точностью до ±1 °C)», но что «дневные данные, однако это предполагает несколько иную историю: в этом сезоне температура варьируется от года к году до 6 ° C. [29] Это несоответствие дня и ночи является неожиданным и непонятным». Весной и летом на юге в изменчивости преобладают пыльные бури, которые увеличивают значение ночной низкой температуры и уменьшают дневную пиковую температуру. [30] Это приводит к небольшому (20 °C) снижению средней температуры поверхности и умеренному (30 °C) повышению температуры верхних слоев атмосферы. [31]

До и после миссий «Викинг» новые, более продвинутые марсианские температуры определялись с Земли с помощью микроволновой спектроскопии. Поскольку микроволновый луч размером менее 1 угловой минуты больше диска планеты, результаты являются средними по всему миру. [32] Позже термоэмиссионный спектрометр Mars Global Surveyor и , в меньшей степени, THEMIS Mars Odyssey 2001 года, смогли не просто воспроизводить инфракрасные измерения, но и сравнивать данные посадочного модуля, вездехода и микроволновых данных Земли. Марсианский климатический зонд Mars Reconnaissance Orbiter может аналогичным образом определять профили атмосферы . Наборы данных «предполагают в целом более холодные атмосферные температуры и меньшую запыленность на Марсе в последние десятилетия, чем во время миссии «Викинг»» [33] , хотя данные «Викинг» ранее были пересмотрены в сторону понижения. [34] Данные TES показывают, что «гораздо более холодные (10–20 К) глобальные температуры атмосферы наблюдались в периоды перигелия 1997 года по сравнению с 1977 годом» и «что глобальная атмосфера афелия Марса холоднее, менее пыльная и более облачная, чем указано в создали климатологию викингов», опять же, принимая во внимание поправки Вильсона и Ричардсона к данным викингов. [35]

Более позднее сравнение, хотя и признало, что «именно микроволновые записи температуры воздуха являются наиболее репрезентативными», попыталось объединить прерывистые записи космического корабля. Никакой измеримой тенденции в глобальной средней температуре между Viking IRTM и MGS TES не было видно. «Температуры воздуха викингов и MGS по существу неразличимы для этого периода, что позволяет предположить, что эпохи викингов и MGS характеризуются по существу одним и тем же климатическим состоянием». Он обнаружил « сильную дихотомию » между северным и южным полушариями, «очень асимметричную парадигму марсианского годового цикла: северная весна и лето, которые относительно прохладны, не очень пыльны и относительно богаты водяным паром и ледяными облаками; и южное лето, очень похожее на то, которое наблюдал Викинг, с более высокими температурами воздуха, меньшим количеством водяного пара и водяного льда и более высоким уровнем атмосферной пыли». [29]

Прибор Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) по прибытии смог работать совместно с MGS в течение короткого периода времени; менее мощные наборы данных Mars Odyssey THEMIS и Mars Express SPICAM также могут использоваться для охвата одной, хорошо откалиброванной записи. Хотя температуры MCS и TES в целом совпадают, исследователи [36] сообщают о возможном охлаждении ниже аналитической точности. «После учета этого смоделированного охлаждения температуры MCS MY 28 в среднем на 0,9 (дневное время) и 1,7 К (ночное время) ниже, чем измерения TES MY 24». [37]

Было высказано предположение, что в начале своей истории Марс имел гораздо более плотную и теплую атмосферу. [38] Большая часть этой ранней атмосферы состояла бы из углекислого газа. Такая атмосфера могла бы поднять температуру, по крайней мере в некоторых местах, выше точки замерзания воды. [39] При более высокой температуре проточная вода могла образовать множество каналов и долин оттока, которые распространены на планете. Возможно, они также собрались вместе, образовав озера и, возможно, океан. [40] Некоторые исследователи предположили, что атмосфера Марса могла быть во много раз толще земной; однако исследование, опубликованное в сентябре 2015 года, выдвинуло идею о том, что, возможно, ранняя марсианская атмосфера была не такой плотной, как считалось ранее. [41]

В настоящее время атмосфера очень разрежена. В течение многих лет предполагалось, что, как и на Земле, большая часть раннего углекислого газа была заключена в минералах, называемых карбонатами. Однако, несмотря на использование множества орбитальных инструментов для поиска карбонатов, месторождений карбонатов было обнаружено очень мало. [41] [42] Сегодня считается, что большая часть углекислого газа в марсианском воздухе была удалена солнечным ветром . Исследователи обнаружили двухэтапный процесс, который отправляет газ в космос. [43] Ультрафиолетовый свет Солнца может поразить молекулу углекислого газа, расщепив ее на окись углерода и кислород. Второй фотон ультрафиолетового света мог бы впоследствии расщепить окись углерода на кислород и углерод, которые получили бы достаточно энергии, чтобы покинуть планету. В этом процессе, скорее всего, легкий изотоп углерода ( 12 C ) покинет атмосферу. Следовательно, углекислый газ, оставшийся в атмосфере, будет обогащен тяжелым изотопом ( 13 C ). [44] Этот более высокий уровень тяжелого изотопа был обнаружен марсоходом Curiosity на Марсе. [45] [46] Климатические данные для кратера Гейла представлены ниже, времена года приведены к земным.

Свойства и процессы атмосферы

Марс – самые распространенные газы – ( Марсоход Curiosity , Анализ проб на марсианском устройстве, октябрь 2012 г.)

Низкое атмосферное давление

Марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа и имеет среднее поверхностное давление около 600  паскалей (Па), что намного ниже, чем земное (101 000 Па). Одним из последствий этого является то, что атмосфера Марса может гораздо быстрее реагировать на заданное количество энергии. чем атмосфера Земли. [51] Как следствие, Марс подвержен сильным тепловым приливам , вызванным солнечным нагревом, а не гравитационным воздействием. Эти приливы могут быть значительными и составлять до 10% от общего атмосферного давления (обычно около 50 Па). Атмосфера Земли испытывает аналогичные суточные и полусуточные приливы, но их влияние менее заметно из-за гораздо большей атмосферной массы Земли.

Хотя температура на Марсе может достигать температуры выше точки замерзания, жидкая вода на большей части планеты нестабильна, поскольку атмосферное давление ниже тройной точки воды , а водяной лед превращается в водяной пар. Исключением являются низменные районы планеты, в первую очередь ударный бассейн Hellas Planitia , крупнейший такой кратер на Марсе. Оно настолько глубокое, что атмосферное давление на дне достигает 1155 Па , что выше тройной точки , поэтому, если бы температура превысила местную точку замерзания, там могла бы существовать жидкая вода.

Ветер

Парашют марсохода Curiosity развевается на марсианском ветру ( HiRISE / MRO ) (12 августа 2012 г. - 13 января 2013 г.)
Следы пыльного дьявола на Amazonis Planitia (10 апреля 2001 г.)

Поверхность Марса имеет очень низкую тепловую инерцию , а это значит, что она быстро нагревается, когда на нее светит солнце. Типичные суточные колебания температуры вдали от полярных регионов составляют около 100 К. На Земле ветры часто развиваются в районах, где тепловая инерция внезапно меняется, например, с моря на сушу. На Марсе нет морей, но есть области, где меняется тепловая инерция грунта, что приводит к утренним и вечерним ветрам, сродни морским бризам на Земле. [52] Проект Antares «Маломасштабная погода на Марсе» (MSW) недавно выявил некоторые незначительные недостатки в текущих моделях глобального климата (GCM) из-за более примитивного моделирования почвы с помощью GCM. «Приток тепла к земле и обратно на Марсе весьма важен, поэтому схемы грунта должны быть достаточно точными». [53] Эти недостатки исправляются и должны привести к более точным будущим оценкам, но делают дальнейшее использование старых прогнозов смоделированного марсианского климата несколько проблематичным.

В низких широтах доминирует циркуляция Хэдли , и по существу она аналогична процессу, который на Земле порождает пассаты . В более высоких широтах в погоде преобладает ряд областей высокого и низкого давления, называемых волнами бароклинного давления. Марс суше и холоднее Земли, и, как следствие, пыль, поднятая этими ветрами, имеет тенденцию оставаться в атмосфере дольше, чем на Земле, поскольку нет осадков, которые могли бы ее вымыть (за исключением снегопада CO 2 ). [54] Один из таких циклонических штормов был недавно заснят космическим телескопом «Хаббл» (на фото ниже).

Одним из основных различий между циркуляциями Хэдли на Марсе и Земле является их скорость [55] , которая измеряется в опрокидывающейся временной шкале. Время опрокидывания на Марсе составляет около 100 марсианских дней , а на Земле — более года.

Катабатические ветры и прыжки

Катабатические ветры, или дренажные атмосферные потоки, — это ветры, которые возникают в результате опускания и ускорения охлажденного плотного воздуха по наклонной местности под действием гравитационной силы. [56] Чаще всего стоковые ветры встречаются на Земле, воздействуя на приподнятые ледниковые щиты Гренландии и Антарктиды. Также стоковые ветры могут воздействовать на части Марса с интенсивными выраженными нисходящими циркуляциями, такие как Долины Маринериса, Горы Олимп, а также северные и южные районы Марса. полярная шапка. [56] Их можно идентифицировать по множеству различных морфологических особенностей поверхности в полярных регионах, таких как дюнные поля и полосы инея. [57] Из-за низкой тепловой инерции тонкой CO 2 атмосферы Марса и коротких радиационных временных масштабов стоковые ветры на Марсе в два-три раза сильнее, чем на Земле, и возникают на больших территориях суши со слабыми окружающими ветрами, наклонными рельеф местности, а также приземные температурные инверсии или радиационное охлаждение поверхности и атмосферы. [56] Катабатические ветры сыграли важную роль в формировании северной полярной шапки и полярных слоистых отложений, как в эоловой, так и в термической методологии. [57] Также было показано, что ускорение стоковых ветров увеличивается с увеличением крутизны склона и вызывает потепление атмосферы, чем интенсивнее склон. [58] Это потепление атмосферы может возникнуть на любом крутом склоне, но оно не всегда равно потеплению поверхности. [58] Также показано, что они ограничивают скорость конденсации CO 2 на полярных шапках зимой и увеличивают сублимацию CO 2 летом. [58] Хотя количественные измерения стоковых ветров редко доступны, они остаются весьма востребованным элементом для предстоящих миссий. [56]

Катабатические скачки также распространены во впадинах на Марсе и могут быть описаны как узкие зоны с большими горизонтальными изменениями давления, температуры и скорости ветра, которые требуют перенасыщенного водяного пара для формирования облаков и обеспечения миграции льда из верхней части впадины в нижнюю часть. ниже по течению. [59] По этой причине зимой в полярных шапках наблюдается меньше стоковых скачков, поскольку сезонная ледяная шапка, покрывающая полярные регионы, означает, что меньше водяного льда доступно для создания пара. [59] Однако, даже когда сезонная шапка сублимировалась в течение марсианского лета, быстрые ветры, необходимые для стоковых прыжков, больше не присутствуют, а это означает, что облачный покров снова становится незначительным. [59] Таким образом, стоковые прыжки чаще всего наблюдаются во впадинах во время марсианской весны и марсианской осени. [59]

Песчаная буря

Пылевые бури на Марсе
Отмечено расположение посадочных модулей и марсоходов.
Марсианская пылевая буря – оптическая глубина тау – с мая по сентябрь 2018 г.
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; анимация; 30 октября 2018 г.; описание файла )

Когда зонд «Маринер-9» прибыл на Марс в 1971 году, ученые ожидали увидеть новые четкие изображения деталей поверхности. Вместо этого они увидели пыльную бурю, охватившую всю планету [61] , и над дымкой виднелся только гигантский вулкан Олимп . Шторм длился месяц, и, как выяснили ученые, это явление довольно распространено на Марсе. Используя данные Mariner 9, Джеймс Б. Поллак и др. предложил механизм пылевых бурь на Марсе в 1973 году. [62]

Покадровая съемка марсианского горизонта, снятая марсоходом Opportunity за 30 марсианских дней; он показывает, сколько солнечного света заблокировали пыльные бури в июле 2007 года; Тау 4,7 указывает на то, что 99% солнечного света было заблокировано.

По наблюдениям космического корабля «Викинг» с поверхности [30] «во время глобальной пылевой бури суточный диапазон температур резко сузился, от 50°С до примерно 10°С, а скорость ветра значительно возросла — причем всего за час». С момента прихода шторма они увеличились до 17 м/с (61 км/ч), с порывами до 26 м/с (94 км/ч). осветление и потеря контрастности поверхностного материала из-за осаждения на него пыли». 26 июня 2001 года космический телескоп «Хаббл» заметил пыльную бурю, назревающую в бассейне Эллада на Марсе (на фото справа). Днем позже шторм «взорвался» и стал событием глобального масштаба. Орбитальные измерения показали, что эта пылевая буря снизила среднюю температуру поверхности и повысила температуру атмосферы Марса на 30 К. [31] Низкая плотность марсианской атмосферы означает, что ветры от 18 до 22 м/с (от 65 до 79 км/ч) необходимы для поднятия пыли с поверхности, но поскольку Марс очень сухой, пыль может оставаться в атмосфере гораздо дольше, чем на Земле, где ее вскоре смывает дождь. В сезоне, последовавшем за пыльной бурей, дневная температура была на 4 К ниже средней. Это было связано с глобальным покрытием светлой пыли, которая осела из пылевой бури, временно увеличив альбедо Марса . [63]

В середине 2007 года охватившая всю планету пыльная буря представляла серьезную угрозу для марсоходов Spirit и Opportunity , работающих на солнечной энергии, поскольку уменьшила количество энергии, вырабатываемой солнечными панелями, и вызвала необходимость остановки большинства научных экспериментов в ожидании завершения миссии. бури, чтобы очиститься. [64] После пыльных бурь марсоходы значительно снизили мощность из-за оседания пыли на массивах. [65]

Марс без пылевой бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 г. (справа), вид Mars Global Surveyor.

Пылевые бури наиболее распространены во время перигелия , когда планета получает на 40 процентов больше солнечного света, чем во время афелия . Во время афелия в атмосфере образуются облака водяного льда, взаимодействующие с частицами пыли и влияющие на температуру планеты. [66]

Сильная пыльная буря началась в конце мая 2018 года и продолжалась по состоянию на середину июня. К 10 июня 2018 года, как наблюдалось в месте нахождения марсохода Opportunity , шторм был более интенсивным, чем пыльная буря 2007 года, которую пережил Opportunity . [67] 20 июня 2018 года НАСА сообщило, что пылевая буря разрослась и полностью охватила всю планету. [68] [69]

Наблюдения, начиная с 1950-х годов, показали, что вероятность возникновения пылевой бури по всей планете в конкретный марсианский год составляет примерно один к трем. [70]

Пылевые бури способствуют потере воды на Марсе. Исследование пылевых бурь с помощью Mars Reconnaissance Orbiter показало, что 10 процентов потерь воды с Марса могли быть вызваны пылевыми бурями. Приборы на борту Mars Reconnaissance Orbiter обнаружили наблюдаемый водяной пар на очень больших высотах во время глобальных пылевых бурь. Ультрафиолетовый свет солнца может затем расщепить воду на водород и кислород. Водород из молекулы воды затем уходит в космос. [71] [72] [73] Было обнаружено, что последняя потеря атомарного водорода из воды в значительной степени вызвана сезонными процессами и пылевыми бурями, которые переносят воду непосредственно в верхние слои атмосферы. [74] [75]

Атмосферное электричество

Считается, что марсианские пылевые бури могут привести к атмосферным электрическим явлениям. [76] [77] [78] Известно, что пылинки приобретают электрический заряд при столкновении с землей или другими частицами. [79] Теоретический, вычислительный и экспериментальный анализ лабораторных пылевых потоков и полномасштабных пылевых вихрей на Земле показывает, что самоиндуцированное электричество, включая молнию, является распространенным явлением в турбулентных потоках, насыщенных пылью. [80] [81] [82] На Марсе эта тенденция будет усугубляться низким давлением атмосферы, что приведет к гораздо более низким электрическим полям, необходимым для пробоя. В результате аэродинамическая сегрегация пыли как на мезо-, так и на макроуровне может легко привести к достаточно большому разделению зарядов, вызывающему локальный электрический пробой в пылевых облаках над землей. [83]

Прямое численное моделирование турбулентности, наполненной 168 миллионами электрически заряженных инерционных частиц пыли (Центр исследований турбулентности, Стэнфордский университет)

Тем не менее, в отличие от других планет Солнечной системы, на поверхности Марса не существует никаких измерений, подтверждающих эти гипотезы. [84] Первая попытка прояснить эти неизвестные была предпринята посадочным модулем Schiaparelli EDM миссии ExoMars в 2016 году, который включал соответствующее бортовое оборудование для измерения электрических зарядов пыли и электрических полей атмосферы на Марсе. Однако посадочный модуль потерпел неудачу при автоматической посадке 19 октября 2016 года и разбился на поверхности Марса.

Сальтация

Процесс геологической сальтации весьма важен на Марсе как механизм добавления твердых частиц в атмосферу. На марсоходе MER Spirit наблюдались соленые частицы песка . [85] Теория и наблюдения реального мира не согласуются друг с другом, классическая теория упускает до половины реальных сальтирующих частиц. [86] Модель, более точно соответствующая реальным наблюдениям, предполагает, что сальтирующие частицы создают электрическое поле, которое усиливает эффект сальтации. Марсианские зерна сальтируют по траекториям в 100 раз выше и длиннее и достигают в 5–10 раз более высоких скоростей, чем земные зерна. [87]

Повторяющееся северное кольцевое облако

Снимок Хаббла: колоссальное полярное облако на Марсе

Большое облако в форме пончика появляется в северной полярной области Марса примерно в одно и то же время каждый марсианский год и имеет примерно одинаковый размер. [88] Он образуется утром и рассеивается к марсианскому полудню. [88] Внешний диаметр облака составляет примерно 1600 км (1000 миль), а внутренняя дыра или глаз составляет 320 км (200 миль) в поперечнике. [89] Считается, что облако состоит из водяного льда, [89] поэтому оно белого цвета, в отличие от более распространенных пыльных бурь.

Он выглядит как циклонический шторм, похожий на ураган, но не вращается. [88] Облако появляется в северное лето и на высоких широтах. Предполагается, что это связано с уникальными климатическими условиями вблизи северного полюса. [89] Циклоноподобные штормы были впервые обнаружены во время программы орбитального картирования «Викинг», но северное кольцевое облако почти в три раза больше. [89] Облако также было обнаружено различными зондами и телескопами, включая «Хаббл» и Mars Global Surveyor . [88] [89]

Другими повторяющимися событиями являются пыльные бури и пыльные дьяволы . [89]

Наличие метана

Источник марсианского метана неизвестен; его обнаружение показано здесь.

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

Следовые количества метана на уровне нескольких частей на миллиард (ppb) впервые были обнаружены в атмосфере Марса командой Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году. [90] [91] Были измерены большие различия в содержании метана. между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, что позволило предположить, что метан имел локальную концентрацию и, вероятно, был сезонным. [92] В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») содержания метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные за два месяца в этот период, в среднем составили 7,2 частей на миллиард, подразумевая, что Марс эпизодически производит или выделяет метан из неизвестного источника. [93] До и после этого средние показатели составляли около одной десятой этого уровня. [94] [95] [93] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных изменениях фонового уровня метана в атмосфере. [96] [97] [98]

Марсоход Curiosity обнаружил циклические сезонные колебания содержания метана в атмосфере.

Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как реакции вода -порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H 2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с СО и СО 2 . [99] Также было показано, что метан может быть произведен в процессе с участием воды, углекислого газа и минерала оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [100]

Еще одним возможным источником являются живые микроорганизмы , такие как метаногены , но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе обнаружено не было. [101] [102] [103] (См.: Жизнь на Марсе#Метан )

Резьба по углекислому газу

Снимки Mars Reconnaissance Orbiter позволяют предположить, что необычный эффект эрозии возникает из-за уникального климата Марса. Весеннее потепление в некоторых районах приводит к тому, что лед CO 2 сублимируется и поднимается вверх, создавая весьма необычные формы эрозии, называемые «паутинными оврагами». [104] Прозрачный лед CO 2 образуется зимой, и когда весенний солнечный свет нагревает поверхность, он испаряет CO 2 в газ, который течет вверх под полупрозрачным льдом CO 2 . Слабые места в этом льду ведут к гейзерам CO 2 . [104]

Горы

Летучие газы планеты Марс ( марсоход Curiosity , октябрь 2012 г. )

На марсианские штормы существенно влияют большие горные хребты Марса. [105] Отдельные горы, такие как рекордсмен Олимп (26 км (85 000 футов)) могут влиять на местную погоду, но более серьезные погодные эффекты обусловлены большим количеством вулканов в регионе Тарсис .

Одним из уникальных повторяющихся погодных явлений, связанных с горами, является спиральное облако пыли, которое формируется над горой Арсия . Спиральное облако пыли над горой Арсия может возвышаться над вулканом на высоту от 15 до 30 км (от 49 000 до 98 000 футов). [106] Облака присутствуют вокруг горы Арсия в течение всего марсианского года, достигая пика в конце лета. [107]

Облака, окружающие горы, демонстрируют сезонную изменчивость. Облака на горах Олимп и Акреас появляются в северном полушарии весной и летом, достигая общей максимальной площади примерно 900 000 км 2 и 1 000 000 км 2 соответственно поздней весной. Облака вокруг Альба-Патера и горы Павонис демонстрируют дополнительный, меньший пик в конце лета. Зимой облаков наблюдалось очень мало. Прогнозы Модели общей циркуляции Марса согласуются с этими наблюдениями. [107]

Полярные шапки

Полярная ледяная шапка с глубиной атмосферы, а также большое орографическое облако, видимое на горизонте.
Как мог выглядеть Марс во время ледникового периода между 2,1 миллиона и 400 000 лет назад, когда наклон оси Марса, как полагают, был больше, чем сегодня.
Вид HiRISE на Олимпию Рупес в Planum Boreum , одном из многих обнаженных слоев водяного льда, обнаруженных в полярных регионах Марса. Изображенная ширина: 1,3 км (0,8 мили).
Изображение HiRISE «темных пятен дюн» и вееров, образовавшихся в результате извержений газовых гейзеров CO 2 на южнополярном ледниковом покрове Марса.

На северном и южном полюсах Марса есть ледяные шапки, состоящие в основном из водяного льда; однако на их поверхности присутствует замороженный углекислый газ ( сухой лед ). Сухой лед накапливается в северном полярном регионе ( Planum Boreum ) только зимой, полностью сублимируя летом, в то время как южный полярный регион дополнительно имеет постоянный сухой ледяной покров толщиной до восьми метров (25 футов). [108] Эта разница обусловлена ​​более высокой высотой южного полюса.

Большая часть атмосферы может конденсироваться на зимнем полюсе, так что атмосферное давление может варьироваться до трети от своего среднего значения. Эта конденсация и испарение приведут к обратному изменению доли неконденсирующихся газов в атмосфере. [54] Эксцентриситет орбиты Марса влияет на этот цикл, а также на другие факторы. Весной и осенью ветер из-за процесса сублимации углекислого газа настолько силен, что может стать причиной упомянутых выше глобальных пылевых бурь. [109]

Северная полярная шапка имеет диаметр около 1000 км во время северного марсианского лета [110] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, толщина которого, если равномерно распределиться по шапке, составила бы 2 км. [111] (Для сравнения: объём ледникового щита Гренландии составляет 2,85 миллиона кубических километров .) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и максимальную толщину 3 км. [112] В обеих полярных шапках имеются спиральные впадины, которые первоначально считались образовавшимися в результате дифференциального солнечного нагрева в сочетании с сублимацией льда и конденсацией водяного пара. [113] [114] Недавний анализ данных проникающего сквозь лед радара SHARAD продемонстрировал, что спиральные впадины образуются в результате уникальной ситуации, когда стоковые ветры высокой плотности спускаются с полярного максимума, перенося лед и создавая пласты с большой длиной волны. [115] [116] Спиральная форма возникает в результате эффекта Кориолиса, заставляющего ветры, очень похоже на то, как ветры на Земле спирализуются, образуя ураган. Впадины не образовались ни с одной ледяной шапкой; вместо этого они начали формироваться между 2,4 миллиона и 500 000 лет назад, после того, как сформировалось три четверти ледяной шапки. Это говорит о том, что климатический сдвиг способствовал их появлению. Обе полярные шапки сжимаются и отрастают заново в результате колебаний температуры в марсианские сезоны; существуют также долгосрочные тенденции, которые лучше понимаются в современную эпоху.

Весной в южном полушарии солнечный нагрев отложений сухого льда на южном полюсе местами приводит к накоплению сжатого газа CO 2 под поверхностью полупрозрачного льда, нагреваемого за счет поглощения радиации более темным субстратом. Достигнув необходимого давления, газ прорывается сквозь лед гейзерными шлейфами. Хотя извержения непосредственно не наблюдались, они оставляют следы в виде «темных пятен дюн» и более светлых вееров на поверхности льда, представляющих собой песок и пыль, поднятые в результате извержений, а также паукообразный узор из борозд, образовавшихся подо льдом. от выходящего газа. [117] [118] (см. Гейзеры на Марсе .) Считается, что извержения газообразного азота , наблюдаемые «Вояджером-2» на Тритоне , происходят по аналогичному механизму.

Обе полярные шапки в настоящее время накапливаются, подтверждая предсказание цикла Миланковича на временных интервалах ~ 400 000 и ~ 4 000 000 лет. Зондирование марсианского разведывательного орбитального аппарата SHARAD указывает на общий рост шапки примерно на 0,24 км 3 /год. Из этого количества 92%, или ~0,86 мм/год, направляется на север, [119] поскольку смещенная от Марса циркуляция Хэдли действует как нелинейный насос летучих веществ на север.

Солнечный ветер

Марс потерял большую часть своего магнитного поля около четырех миллиардов лет назад. В результате солнечный ветер и космическое излучение напрямую взаимодействуют с марсианской ионосферой. Это делает атмосферу тоньше, чем она была бы в противном случае, из-за действия солнечного ветра, постоянно удаляющего атомы из внешнего атмосферного слоя. [120] Большая часть исторических потерь атмосферы на Марсе может быть связана с эффектом солнечного ветра. Текущая теория постулирует ослабление солнечного ветра, и поэтому сегодняшние эффекты разрушения атмосферы намного меньше, чем в прошлом, когда солнечный ветер был сильнее. [ нужна цитата ]

Времена года

Весной в результате сублимации льда песок из-под слоя льда образует веерообразные отложения поверх сезонного льда. [ нужны разъяснения ]

Марс имеет наклон оси 25,2°. Это означает, что на Марсе, как и на Земле, существуют времена года. Эксцентриситет орбиты Марса составляет 0,1, что намного больше, чем нынешний эксцентриситет орбиты Земли, составляющий около 0,02 . Большой эксцентриситет приводит к тому, что инсоляция на Марсе меняется по мере обращения планеты вокруг Солнца. (Марсианский год длится 687 дней, примерно 2 земных года.) Как и на Земле, наклон Марса доминирует над временами года, но из-за большого эксцентриситета зимы в южном полушарии длинные и холодные, а в северном — короткие и относительно холодные. теплый.

Сейчас считается, что лед накопился тогда, когда наклон орбиты Марса сильно отличался от нынешнего. (Ось, по которой вращается планета, имеет значительное «колебание», то есть ее угол меняется со временем.) [121] [122] [123] Несколько миллионов лет назад наклон оси Марса составлял 45 градусов вместо нынешнего. 25 градусов. Его наклон, также называемый наклоном, сильно варьируется, потому что две крошечные луны не могут стабилизировать его, как луну Земли.

Считается, что многие объекты на Марсе, особенно в четырехугольнике Исмениус Лакус, содержат большое количество льда. Самая популярная модель происхождения льда — изменение климата в результате больших изменений наклона оси вращения планеты. Иногда наклон даже превышал 80 градусов. [124] [125] Большие изменения в наклоне объясняют многие богатые льдом особенности Марса.

Исследования показали, что когда наклон Марса достигает 45 градусов с нынешних 25 градусов, лед на полюсах перестает быть стабильным. [126] Кроме того, при таком большом наклоне запасы твердого углекислого газа (сухого льда) сублимируются, тем самым увеличивая атмосферное давление. Повышенное давление позволяет удерживать больше пыли в атмосфере. Влага в атмосфере будет выпадать в виде снега или льда, замерзшего на пылинках. Расчеты показывают, что этот материал будет концентрироваться в средних широтах. [127] [128] Модели общей циркуляции марсианской атмосферы предсказывают скопления богатой льдом пыли в тех же областях, где обнаружены богатые льдом элементы. [125] Когда наклон начинает возвращаться к более низким значениям, лед сублимируется (превращается непосредственно в газ) и оставляет после себя отставание из пыли. [129] [130] Запаздывающие отложения покрывают нижележащий материал, поэтому с каждым циклом высоких уровней наклона позади остается некоторая богатая льдом мантия. [131] Обратите внимание, что гладкий поверхностный слой мантии, вероятно, представляет собой лишь относительно недавний материал. Ниже представлены изображения слоев этой гладкой мантии, которая время от времени падает с неба.

Прецессия в выравнивании наклона и эксцентриситета приводит к глобальному потеплению и похолоданию («великие» лето и зима) с периодом 170 000 лет. [132]

Как и Земля, наклон Марса претерпевает периодические изменения, которые могут привести к долгосрочным изменениям климата. Опять же, эффект более выражен на Марсе, потому что ему не хватает стабилизирующего влияния большой луны. В результате наклон может измениться на целых 45°. Жак Ласкар из Национального центра научных исследований Франции утверждает, что последствия этих периодических изменений климата можно увидеть в слоистой природе ледяной шапки на северном полюсе Марса. [133] Текущие исследования показывают, что Марс находится в теплом межледниковом периоде, который длился более 100 000 лет. [134]

Поскольку Mars Global Surveyor мог наблюдать Марс в течение 4 марсианских лет, было обнаружено, что марсианская погода из года в год была одинаковой. Любые различия были напрямую связаны с изменениями в солнечной энергии, достигшей Марса. Ученые даже смогли точно предсказать пыльные бури, которые возникнут во время приземления «Бигля-2» . Было обнаружено, что региональные пыльные бури тесно связаны с наличием пыли. [135]

Доказательства недавних климатических изменений

Ямы в южной полярной ледяной шапке (MGS 1999, НАСА)

За последние несколько марсианских лет произошли региональные изменения вокруг южного полюса ( Planum Australe ). В 1999 году Mars Global Surveyor сфотографировал ямы в слое замороженного углекислого газа на южном полюсе Марса. Из-за своей поразительной формы и ориентации эти косточки стали известны как особенности швейцарского сыра . В 2001 году аппарат снова сфотографировал те же ямы и обнаружил, что они стали больше, отступив примерно на 3 метра за один марсианский год. [136] Эти особенности вызваны сублимацией слоя сухого льда, в результате чего обнажается слой инертного водяного льда. Более поздние наблюдения показывают, что лед на южном полюсе Марса продолжает сублимировать. [137] Ямки во льду продолжают расти примерно на 3 метра в марсианский год. Малин утверждает, что условия на Марсе в настоящее время не способствуют образованию нового льда. В пресс-релизе НАСА указывается, что «изменение климата [происходит]» [138] на Марсе . В сводке наблюдений с помощью камеры Mars Orbiter исследователи предположили, что некоторое количество сухого льда могло отложиться между Mariner 9 и миссией Mars Global Surveyor . Учитывая нынешние темпы потерь, сегодняшние депозиты могут исчезнуть через сто лет. [135]

В других частях планеты в низких широтах больше водяного льда, чем должно было бы быть при нынешних климатических условиях. [139] [140] [141] Mars Odyssey «дает нам признаки недавнего глобального изменения климата на Марсе», — сказал Джеффри Плаут, научный сотрудник миссии в Лаборатории реактивного движения НАСА, в нерецензируемой опубликованной работе в 2003 году.

Теории атрибуции

Полярные изменения

Колапрет и др. провели моделирование с использованием модели общей циркуляции Марса, которое показывает, что местный климат вокруг южного полюса Марса в настоящее время может находиться в нестабильном периоде. Смоделированная нестабильность коренится в географии региона, что заставляет авторов предполагать, что сублимация полярных льдов является локальным явлением, а не глобальным. [142] Исследователи показали, что даже при постоянной солнечной светимости полюса способны переключаться между состояниями отложения или потери льда. Поводом для смены состояний могло стать либо увеличение пылевой нагрузки в атмосфере, либо изменение альбедо из-за отложения водяного льда на полярной шапке. [143] Эта теория несколько проблематична из-за отсутствия отложения льда после глобальной пыльной бури 2001 года. [63] Другая проблема заключается в том, что точность модели общей циркуляции Марса снижается по мере того, как масштаб явления становится более локальным.

Утверждалось, что «наблюдаемые региональные изменения в южнополярном ледяном покрове почти наверняка вызваны региональным изменением климата, а не глобальным явлением, и явно не связаны с внешними воздействиями». [132] В статье для журнала Nature главный редактор новостей и статей Оливер Мортон сказал: «Потепление других солнечных тел было ухвачено климатическими скептиками. На Марсе потепление, похоже, сводится к тому, что пыль летает вокруг и обнажает большие пятна». из черной базальтовой породы, которая нагревается днем». [63] [144]

Обитаемость

Хотя в нынешнем состоянии Марс непригоден для жизни людей, многие люди предлагают терраформировать Марс , чтобы изменить климат и сделать его более пригодным для жизни людей. Примечательно, что Илон Маск предложил взорвать ядерное оружие на ледяных шапках Марса, чтобы высвободить водяной пар и углекислый газ , что нагрело бы планету достаточно значительно, чтобы сделать ее пригодной для жизни людей. [145]

Климатические зоны

Зоны наземного климата впервые были определены Владимиром Кеппеном на основе распределения групп растительности. Классификация климата, кроме того, основана на температуре, количестве осадков и подразделяется на основе различий в сезонном распределении температуры и осадков; и отдельная группа существует для внезонального климата, например, на больших высотах. На Марсе нет ни растительности, ни осадков, поэтому любая классификация климата может быть основана только на температуре; дальнейшая доработка системы может осуществляться с учетом распределения пыли, содержания водяного пара, наличия снега. Для Марса также можно легко определить солнечные климатические зоны. [146]

Текущие миссии

Марсианская Одиссея 2001 года в настоящее время находится на орбите Марса и проводит измерения глобальной температуры атмосферы с помощью прибора TES. Марсианский разведывательный орбитальный аппарат в настоящее время ведет с орбиты ежедневные наблюдения за погодой и климатом. Один из ее инструментов, климатический зонд Марса , специализируется на наблюдениях за климатом. MSL был запущен в ноябре 2011 года и приземлился на Марсе 6 августа 2012 года. [147] Орбитальные аппараты MAVEN , Mangalyaan и TGO в настоящее время вращаются вокруг Марса и изучают его атмосферу.

Марсоход Curiosity – температура , давление и влажность в кратере Гейла на Марсе (август 2012 г. – февраль 2013 г.)

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Краткие факты о Марсе» (PDF) . mars.nasa.gov . НАСА. 1 декабря 2023 г. . Проверено 1 декабря 2023 г.
  2. ^ НАСА. «Моделирование общей циркуляции Марса». НАСА. Архивировано из оригинала 20 февраля 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  3. ^ ab «Исследование Марса в 1700-х годах». Архивировано из оригинала 19 апреля 2021 года . Проверено 20 апреля 2021 г.
  4. ^ «Исследование Марса в 1800-х годах». Архивировано из оригинала 10 января 2019 года . Проверено 20 апреля 2021 г.
  5. ^ «Исследования глины могут изменить теории Марса». Юнайтед Пресс Интернешнл. 19 июля 2007 г. Архивировано из оригинала 19 апреля 2021 г. Проверено 20 апреля 2021 г.
  6. ^ Файрен, AG; и другие. (2004). «Ингибирование синтеза карбонатов в кислых океанах раннего Марса». Природа . 431 (7007): 423–426. Бибкод : 2004Natur.431..423F. дои : 10.1038/nature02911. PMID  15386004. S2CID  4416256.
  7. ^ Карр, МХ; и другие. (1977). «Марсианские ударные кратеры и выбросы выбросов поверхностным потоком». Дж. Геофиз. Рез . 82 (28): 4055–65. Бибкод : 1977JGR....82.4055C. doi : 10.1029/js082i028p04055.
  8. ^ Голомбек, депутат; Бриджес, Северная Каролина (2000). «Степень эрозии Марса и последствия для изменения климата: ограничения, связанные с местом посадки Pathfinder». Дж. Геофиз. Рез . 105 (Е1): 1841–1853. Бибкод : 2000JGR...105.1841G. дои : 10.1029/1999je001043 .
  9. ^ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Доказательства выпадения осадков на теплом и влажном раннем Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 107 (Е11): Е11. Бибкод : 2002JGRE..107.5111C. дои : 10.1029/2001JE001505 .
  10. ^ Шустер, Дэвид Л.; Вайс, Бенджамин П. (22 июля 2005 г.). «Палеотемпературы поверхности Марса по термохронологии метеоритов» (PDF) . Наука . 309 (5734): 594–600. Бибкод : 2005Sci...309..594S. дои : 10.1126/science.1113077. PMID  16040703. S2CID  26314661. Архивировано (PDF) из оригинала 19 июля 2018 г. . Проверено 5 июля 2019 г.
  11. ^ Хартманн, В. 2003. Путеводитель по Марсу. Издательство Уоркман. Нью-Йорк Нью-Йорк.
  12. ^ Аберле, РМ (1998). «Ранние климатические модели». Дж. Геофиз. Рез . 103 (Е12): 28467–79. Бибкод : 1998JGR...10328467H. дои : 10.1029/98je01396 . S2CID  6353484.
  13. ^ «Раньше Марс выглядел более белым, чем красным». Популярная механика . 26 мая 2016. Архивировано из оригинала 4 октября 2018 года . Проверено 28 мая 2016 г.
  14. ^ «Погода в местах посадки марсохода и Бигля-2» . Малинские космические научные системы . Архивировано из оригинала 14 августа 2007 года . Проверено 20 апреля 2021 г.
  15. ^ «Марсианский посадочный модуль НАСА видит падающий снег, данные о почве указывают на жидкое прошлое» . 29 сентября 2008 года. Архивировано из оригинала 27 июля 2012 года . Проверено 3 октября 2008 г.
  16. ^ «Облака на Марсе выше, чем на Земле» . Space.com . 28 августа 2006. Архивировано из оригинала 24 октября 2010 года . Проверено 26 октября 2007 г.
  17. ^ АБ https://www.jpl.nasa.gov. «Марсоход НАСА Curiosity запечатлел сияющие облака на Марсе». Лаборатория реактивного движения НАСА (JPL) . Проверено 2 февраля 2024 г. {{cite web}}: Внешняя ссылка |last=( помощь )
  18. ^ Петтит, Э.; и другие. (сентябрь 1924 г.). «Радиационные меры на планете Марс». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 36 (9): 269–272. Бибкод : 1924PASP...36..269P. JSTOR  40693334.
  19. ^ Кобленц, В. (июнь 1925 г.). «Оценки температуры планеты Марс». Астрономические Нахрихтен . 224 (22): 361–378. Бибкод : 1925AN....224..361C. дои : 10.1002/asna.19252242202. hdl : 2027/mdp.39015086551267 . S2CID  62806972.
  20. ^ «Национальный центр космических научных данных: инфракрасный тепловизионный картограф (IRTM)» . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 14 сентября 2014 г.
  21. ^ «Национальный центр данных космических наук: Метеорология» . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 14 сентября 2014 г.
  22. ^ «Национальный центр данных космических исследований: структура атмосферы» . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 14 сентября 2014 г.
  23. ^ Эйдельман, Альберт (2001). «Температура на поверхности Марса». Справочник по физике . Архивировано из оригинала 24 ноября 2013 года . Проверено 9 сентября 2007 г.
  24. ^ «Основные разделы :: Планета Марс». MarsNews.com. Архивировано из оригинала 7 апреля 2015 года . Проверено 8 сентября 2007 г.
  25. ^ "Информационный бюллетень НАСА о Марсе" . НАСА.gov. 2018. Архивировано из оригинала 17 марта 2020 года . Проверено 1 ноября 2018 г.
  26. ^ «Факты о Марсе». НАСА. Архивировано из оригинала 7 июня 2013 года . Проверено 20 июня 2013 г.
  27. ^ Джеймс Э. Тиллман Марс - Обзор температуры. Архивировано 22 июля 2013 г. в Wayback Machine.
  28. ^ Экстремальная планета берет свое. Архивировано 2 ноября 2013 г., в Лаборатории реактивного движения Wayback Machine . Избранная история, 12 июня 2007 г. .
  29. ^ аб Лю, Цзюньцзюнь; Марк И. Ричардсон; Р. Дж. Уилсон (15 августа 2003 г.). «Оценка глобальных, сезонных и межгодовых записей марсианского климата с космических аппаратов в тепловом инфракрасном диапазоне». Журнал геофизических исследований . 108 (5089): 5089. Бибкод : 2003JGRE..108.5089L. дои : 10.1029/2002JE001921 .
  30. ^ ab Уильям Шиэн, Планета Марс: история наблюдений и открытий, глава 13 (доступно в Интернете, архивировано 21 сентября 2022 г., в Wayback Machine )
  31. ^ аб Гурвелл, Марк А.; Бергин, Эдвин А.; Мельник, Гэри Дж.; Толлс, Волкер (2005). «Поверхность Марса и температура атмосферы во время глобальной пылевой бури 2001 года». Икар . 175 (1): 23–3. Бибкод : 2005Icar..175...23G. дои : 10.1016/j.icarus.2004.10.009.
  32. ↑ Клэнси, Р. (30 августа 1990 г.). «Глобальные изменения тепловой структуры атмосферы Марса на глубине 0–70 км, полученные с 1975 по 1989 год по микроволновым спектрам CO». Журнал геофизических исследований . 95 (9): 14, 543–14, 554. Бибкод : 1990JGR....9514543C. дои : 10.1029/jb095ib09p14543.
  33. ^ Белл, Дж; и другие. (28 августа 2009 г.). «Марсианский разведывательный орбитальный аппарат Mars Color Imager (MARCI): описание прибора, калибровка и характеристики». Журнал геофизических исследований . 114 (8): E08S92. Бибкод : 2009JGRE..114.8S92B. дои : 10.1029/2008je003315 . S2CID  140643009.
  34. ^ Уилсон, Р.; Ричардсон, М. (2000). «Марсианская атмосфера во время миссии «Викинг I», I: новый взгляд на инфракрасные измерения температуры атмосферы». Икар . 145 (2): 555–579. Бибкод : 2000Icar..145..555W. CiteSeerX 10.1.1.352.9114 . дои : 10.1006/icar.2000.6378. 
  35. ↑ Клэнси, Р. (25 апреля 2000 г.). «Взаимное сравнение наземных измерений температуры атмосферы в миллиметрах, MGS TES и Viking: сезонная и межгодовая изменчивость температур и пылевой нагрузки в глобальной атмосфере Марса». Журнал геофизических исследований . 105 (4): 9553–9571. Бибкод : 2000JGR...105.9553C. дои : 10.1029/1999JE001089 .
  36. ^ Кляйнбёль, А.; и другие. (октябрь 2009 г.). «Измерение профиля конечности марсианского климатического эхолота по температуре, давлению и непрозрачности пыли и водяного льда» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (E10): н/д. Бибкод : 2009JGRE..11410006K. дои : 10.1029/2009je003358 . Архивировано (PDF) из оригинала 24 июля 2018 г. Проверено 29 ноября 2019 г.
  37. ^ Бандфилд, JL; и другие. (2013). «Радиометрическое сравнение измерений марсианского климатического зонда и термоэмиссионного спектрометра». Икар . 225 (1): 28–39. Бибкод : 2013Icar..225...28B. дои : 10.1016/j.icarus.2013.03.007.
  38. ^ Фассетт, CJ Head (2011). «Последовательность и время развития условий на раннем Марсе». Икар . 211 (2): 1204–1214. Бибкод : 2011Icar..211.1204F. дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.014.
  39. ^ Забудьте, Ф.; и другие. (2013). «3D-моделирование раннего марсианского климата в более плотной атмосфере CO 2 : температуры и ледяные облака CO 2 ». Икар . 222 (1): 81–99. arXiv : 1210.4216 . Бибкод : 2013Icar..222...81F. дои :10.1016/j.icarus.2012.10.019. S2CID  118516923.
  40. ^ «Мокрый Марс: Красная планета потеряла запасы воды в океане, показывают новые карты» . Space.com . 5 марта 2015 года. Архивировано из оригинала 7 декабря 2015 года . Проверено 1 декабря 2015 г.
  41. ^ ab «Что случилось с атмосферой раннего Марса? Новое исследование опровергает одну теорию». Архивировано из оригинала 27 марта 2018 года . Проверено 9 марта 2018 г.
  42. ^ Найлз, П.; и другие. (2013). «Геохимия карбонатов на Марсе: значение для истории климата и природы водной среды» (PDF) . Космическая наука. Преподобный . 174 (1–4): 301–328. Бибкод :2013ССРв..174..301Н. doi : 10.1007/s11214-012-9940-y. S2CID  7695620. Архивировано (PDF) из оригинала 24 июля 2018 г. . Проверено 5 июля 2019 г.
  43. ^ «Поиски «пропавшего» углерода на Марсе отменены» . Space.com . 26 ноября 2015 года. Архивировано из оригинала 29 ноября 2015 года . Проверено 1 декабря 2015 г.
  44. ^ «Когда-то на Марсе была умеренно плотная атмосфера: ученые предполагают, что следы ранней фотохимии дают решение давней загадки» . Архивировано из оригинала 27 марта 2018 года . Проверено 9 марта 2018 г.
  45. ^ Вебстер, Чехия; и другие. (2013). «Соотношения изотопов H, C и O в CO2 и H2O марсианской атмосферы» (PDF) . Наука . 341 (6143): 260–263. Бибкод : 2013Sci...341..260Вт. дои : 10.1126/science.1237961. PMID  23869013. S2CID  206548962. Архивировано (PDF) из оригинала 29 октября 2021 г. . Проверено 30 августа 2020 г.
  46. ^ Ху, Р.; Касс, Д.; Эльманн, Б.; Юнг, Ю. (2015). «Отслеживание судьбы углерода и эволюции атмосферы Марса». Природные коммуникации . 6 : 10003. arXiv : 1512.00758 . Бибкод : 2015NatCo...610003H. doi : 10.1038/ncomms10003. ПМЦ 4673500 . ПМИД  26600077. 
  47. ^ «Погода на Марсе». Центр астробиологии. 2015. Архивировано из оригинала 25 октября 2015 года . Проверено 31 мая 2015 г.
  48. ^ «Погода на Марсе». Twitter.com . Центр астробиологии. Архивировано из оригинала 10 апреля 2019 года . Проверено 10 сентября 2015 г.
  49. ^ «Факты о Марсе». НАСА Квест. НАСА . Архивировано из оригинала 16 марта 2015 года . Проверено 31 мая 2015 г.
  50. ↑ Хоффман, Ник (19 октября 2000 г.). «Белый Марс: история Красной планеты без воды». ScienceDaily . Архивировано из оригинала 23 апреля 2018 года . Проверено 31 мая 2015 г.
  51. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Низкое поверхностное давление Марса». НАСА. Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  52. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Поверхность пустыни Марса». НАСА. Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 25 февраля 2007 г.
  53. ^ «Проект Антарес «Маломасштабная погода на Марсе» (MSW)» . 23 сентября 2003 года. Архивировано из оригинала 3 марта 2006 года . Проверено 6 июля 2019 г.
  54. ^ аб Франсуа Форже. «Инопланетная погода на полюсах Марса» (PDF) . Наука . Архивировано (PDF) из оригинала 29 сентября 2018 г. Проверено 25 февраля 2007 г.
  55. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Марсианские тропики…» НАСА . Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 г.
  56. ^ abcd Спига, А. (1 августа 2011 г.). «Элементы сравнения марсианских и земных мезомасштабных метеорологических явлений: стоковые ветры и конвекция пограничного слоя». Планетарная и космическая наука . Сравнительная планетология: Венера-Земля-Марс. 59 (10): 915–922. Бибкод : 2011P&SS...59..915S. дои :10.1016/j.pss.2010.04.025. ISSN  0032-0633.
  57. ^ аб Спига, Эймерик; Смит, Исаак (1 июля 2018 г.). «Стабатические прыжки в северных полярных регионах Марса». Икар . 308 : 197–208. Бибкод : 2018Icar..308..197S. дои :10.1016/j.icarus.2017.10.021. ISSN  0019-1035. S2CID  125434957. Архивировано из оригинала 11 мая 2022 года . Проверено 12 мая 2022 г.
  58. ^ abc Спига, Эймерик; Забудь, Франсуа; Мадлен, Жан-Батист; Монтабоне, Лука; Льюис, Стивен Р.; Миллур, Эуарн (1 апреля 2011 г.). «Влияние марсианских мезомасштабных ветров на температуру поверхности и определение тепловой инерции». Икар . 212 (2): 504–519. Бибкод : 2011Icar..212..504S. doi :10.1016/j.icarus.2011.02.001. ISSN  0019-1035.
  59. ^ abcd Смит, Исаак Б.; Спига, Эмерик (1 июля 2018 г.). «Сезонная изменчивость ветров в северной полярной области Марса». Икар . Полярная наука Марса VI. 308 : 188–196. Бибкод : 2018Icar..308..188S. дои :10.1016/j.icarus.2017.10.005. ISSN  0019-1035. S2CID  125324074.
  60. ↑ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход НАСА Curiosity отслеживает огромную пыльную бурю на Марсе (фото)» . Space.com . Архивировано из оригинала 1 октября 2019 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  61. ^ НАСА. «Планета, поглощающая пыльные бури». НАСА. Архивировано из оригинала 13 июня 2006 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  62. ^ Леови, CE; Журек, RW; Поллак, Дж. Б. (6 июля 1973 г.). «Механизмы пыльных бурь на Марсе». Журнал атмосферных наук . 30 (5): 749–762. Бибкод : 1973JAtS...30..749L. doi : 10.1175/1520-0469(1973)030<0749:MFMDS>2.0.CO;2 .
  63. ^ abc Фентон, Лори К.; Гейсслер, Пол Э.; Хаберле, Роберт М. (2007). «Глобальное потепление и воздействие на климат недавними изменениями альбедо на Марсе» (PDF) . Природа . 446 (7136): 646–649. Бибкод : 2007Natur.446..646F. дои : 10.1038/nature05718. PMID  17410170. S2CID  4411643. Архивировано из оригинала (PDF) 8 июля 2007 г.
  64. ^ «Марсоходы НАСА, выдерживающие сильные пыльные бури» (пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. 20 июля 2007 г.
  65. ^ «Марсоходы переживают сильные пыльные бури, готовы к следующим целям [так в оригинале]» (пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. 7 сентября 2007 г.
  66. ^ «Пыльные бури на Марсе». whfreeman.com. Архивировано из оригинала 19 июля 2008 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  67. ↑ Быстро усиливающаяся, возможно, охватывающая всю планету пылевая буря, поразившая Марс. Архивировано 14 июня 2018 г., в Wayback Machine , 13 июня 2018 г.
  68. ^ Шехтман, Лонни; Хорошо, Андрей (20 июня 2018 г.). «Марсианская пыльная буря разрастается по всему миру; Curiosity делает фотографии сгущающейся дымки». НАСА . Архивировано из оригинала 25 апреля 2022 года . Проверено 21 июня 2018 г.
  69. ↑ Малик, Тарик (21 июня 2018 г.). «Эпическая пыльная буря на Марсе теперь полностью покрывает Красную планету». Space.com . Архивировано из оригинала 5 февраля 2022 года . Проверено 21 июня 2018 г.
  70. ^ Зурек, Ричард В.; Мартин, Леонард Дж. (1993). «Межгодовая изменчивость пылевых бурь, окружающих планету на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (Е2): 3247–3259. Бибкод : 1993JGR....98.3247Z. дои : 10.1029/92JE02936. Архивировано из оригинала 3 октября 2012 года . Проверено 16 марта 2007 г.
  71. ↑ Гаристо, Дэн (7 февраля 2018 г.). «Массивные пылевые бури лишают Марс воды». Новости науки . Архивировано из оригинала 24 января 2018 года . Проверено 24 января 2018 г.
  72. ^ Небеса, Николас Г.; Кляйнбёль, Армин; Чаффин, Майкл С.; Халекас, Джаспер С.; Касс, Дэвид М.; Хейн, Пол О.; МакКлиз, Дэниел Дж.; Пике, Сильвен; Ширли, Джеймс Х.; Шофилд, Джон Т. (2018). «Выброс водорода с Марса усиливается глубокой конвекцией во время пылевых бурь». Природная астрономия . 2 (2): 126–132. Бибкод : 2018NatAs...2..126H. дои : 10.1038/s41550-017-0353-4. S2CID  134961099..
  73. ^ «Пылевые бури, связанные с утечкой газа из атмосферы Марса» . НАСА/Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 25 января 2018 года . Проверено 24 января 2018 г.
  74. ^ «Побег с Марса: Как вода покинула Красную планету». физ.орг . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 года . Проверено 8 декабря 2020 г.
  75. ^ 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. Архивировано из оригинала 16 сентября 2022 года . Проверено 8 декабря 2020 г.
  76. ^ Иден, ХФ; Воннегут, Б. (1973). «Электрический пробой, вызванный движением пыли в атмосфере низкого давления: соображения по поводу Марса». Наука . 180 (4089): 39–87. Бибкод : 1973Sci...180..962E. дои : 10.1126/science.180.4089.962. PMID  17735929. S2CID  38902776.
  77. ^ Харрисон, Р.Г.; Барт, Э.; Эспозито, Ф.; Меррисон, Дж.; Монмессен, Ф.; Аплин, КЛ; Борлина, К.; Бертелье, Дж.; Депре Г.; Фаррел, ВМ; Хоутон, член парламента; Ренно, НЕТ; Николл, СН; Трипати, Н.; Циммерман, М. (2016). «Применение электродинамики электрифицированной пыли и пылевого дьявола к марсианскому атмосферному электричеству». Космическая наука. Откр. 203 (1–4): 299–345. Бибкод : 2016ССРv..203..299H. дои : 10.1007/s11214-016-0241-8 . hdl : 1983/d7c25648-c68e-4427-bf4d-e5379b2d264b . Архивировано из оригинала 2 сентября 2019 года . Проверено 2 сентября 2019 г.
  78. ^ Калле, Карлос (2017). Электростатические явления в планетных атмосферах . Бристоль: Издательство Morgan & Claypool.
  79. ^ Вперед, КМ; Лакс, диджей; Шанкаран, РМ (2009). «Биполярная зарядка имитатора марсианского реголита в зависимости от размера частиц». Письма о геофизических исследованиях . 36 (13): L13201. Бибкод : 2009GeoRL..3613201F. дои : 10.1029/2009GL038589 . S2CID  129729418.
  80. ^ Мельник, О.; Попугай, М. (1998). «Электростатический разряд в марсианских пылевых бурях» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез. Космическая физика. 103 (А12): 29107–29117. Бибкод : 1998JGR...10329107M. дои : 10.1029/98JA01954. Архивировано (PDF) из оригинала 17 мая 2022 г. Проверено 8 февраля 2022 г.
  81. ^ Ренно, НЕТ; Ван, А.С.; Атрея, СК; де Патер, И.; Роос-Сероте, М. (2003). «Электрические разряды и широкополосное радиоизлучение марсианских пыльных вихрей и пыльных бурь». Письма о геофизических исследованиях . 30 (22): 2140. Бибкод : 2003GeoRL..30.2140R. дои : 10.1029/2003GL017879. hdl : 2027.42/95558 . S2CID  1172371.
  82. ^ Краусс, CE; Хораньи, М.; Робертсон, С. (2006). «Моделирование образования электростатических разрядов на Марсе». Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 111 (Е2): Е2. Бибкод : 2006JGRE..111.2001K. дои : 10.1029/2004JE002313 .
  83. ^ Ди Ренцо, М.; Урзай, Дж. (2018). «Аэродинамическая генерация электрических полей в турбулентности, наполненной заряженными инерционными частицами». Природные коммуникации . 9 (1): 1676. Бибкод : 2018NatCo...9.1676D. дои : 10.1038/s41467-018-03958-7. ПМК 5920100 . ПМИД  29700300. 
  84. ^ Аплин, КЛ; Фишер, Г. (2017). «Обнаружение молний в планетных атмосферах». Погода . 72 (2): 46–50. arXiv : 1606.03285 . Бибкод : 2017Wthr...72...46A. дои : 10.1002/wea.2817. S2CID  54209658.
  85. ^ Г. Лэндис и др., «Отложение пыли и песка на солнечных батареях MER, как видно с помощью микроскопа», 37-я конференция по лунным и планетарным наукам, Хьюстон, Техас, 13–17 марта 2006 г. Файл в формате pdf. Архивировано 1 декабря, 2008 г., в Wayback Machine (также кратко изложено в NASA Glenn Research and Technology, 2006. Архивировано 10 мая 2009 г., в отчете Wayback Machine )
  86. ^ Кок, Джаспер Ф.; Ренно, Нилтон О. (2008). «Электростатика в переносимом ветром песке». Письма о физических отзывах . 100 (1): 014501. arXiv : 0711.1341 . Бибкод : 2008PhRvL.100a4501K. doi : 10.1103/PhysRevLett.100.014501. PMID  18232774. S2CID  9072006.
  87. ^ Алмейда, Мурило П.; и другие. (2008). «Гигантский скачок на Марсе». ПНАС . 105 (17): 6222–6226. Бибкод : 2008PNAS..105.6222A. дои : 10.1073/pnas.0800202105 . ПМК 2359785 . ПМИД  18443302. 
  88. ^ abcd «Марсианский следопыт». mars.nasa.gov . Архивировано из оригинала 4 сентября 2017 года . Проверено 6 июля 2019 г.
  89. ^ abcdef Дэвид Брэнд; Рэй Виллард (19 мая 1999 г.). «Колоссальный циклон, кружащийся возле северного полюса Марса, наблюдался командой под руководством Корнелла на телескопе Хаббл». Корнеллские новости. Архивировано из оригинала 13 июня 2007 года . Проверено 6 сентября 2007 г.
  90. ^ Мама, MJ; Новак, Р.Э.; ДиСанти, Массачусетс; Бонев, Б.П. (2003). «Чувствительный поиск метана на Марсе». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 937. Бибкод : 2003DPS....35.1418M.
  91. ↑ Найе, Роберт (28 сентября 2004 г.). «Марсианский метан повышает шансы на жизнь». Небо и телескоп . Архивировано из оригинала 20 декабря 2014 года . Проверено 20 декабря 2014 г.
  92. ^ Хэнд, Эрик (2018). «Марсианский метан повышается и падает в зависимости от сезона». Наука . 359 (6371): 16–17. Бибкод : 2018Sci...359...16H. дои : 10.1126/science.359.6371.16. ПМИД  29301992.
  93. ^ аб Вебстер, Чехия; Махаффи, PR; Атрея, СК; Флеш, Дж.Дж.; Мишна, Массачусетс; Меслин, П.-Ю.; Фарли, Калифорния; Конрад, PG; Кристенсен, Л.Е. (23 января 2015 г.). «Обнаружение и изменчивость марсианского метана в кратере Гейла» (PDF) . Наука . 347 (6220): 415–417. Бибкод : 2015Sci...347..415W. дои : 10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810. Архивировано (PDF) из оригинала 17 июля 2021 г. Проверено 5 июля 2019 г.
  94. ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Ровер НАСА обнаружил на Марсе активную и древнюю органическую химию». НАСА . Архивировано из оригинала 17 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  95. ↑ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). «Великий момент»: марсоход нашел подсказку о том, что на Марсе может быть жизнь». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 16 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  96. ↑ Чанг, Кеннет (7 июня 2018 г.). «Жизнь на Марсе? Последнее открытие марсохода ставит ее «на стол» – идентификация органических молекул в горных породах на Красной планете не обязательно указывает на жизнь там, в прошлом или настоящем, но указывает на то, что некоторые строительные блоки присутствовали ". Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 8 июня 2018 года . Проверено 8 июня 2018 г.
  97. ^ Вебстер, Кристофер Р.; и другие. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания». Наука . 360 (6393): 1093–1096. Бибкод : 2018Sci...360.1093W. дои : 10.1126/science.aaq0131 . ПМИД  29880682.
  98. ^ Эйгенброде, Дженнифер Л.; и другие. (8 июня 2018 г.). «Органическое вещество, сохранившееся в аргиллитах возрастом 3 миллиарда лет в кратере Гейла на Марсе». Наука . 360 (6393): 1096–1101. Бибкод : 2018Sci...360.1096E. дои : 10.1126/science.aas9185 . hdl : 10044/1/60810 . ПМИД  29880683.
  99. ^ Мама, Майкл; и другие. (2010). «Астробиология Марса: метан и другие газы-кандидаты-биомаркеры и соответствующие междисциплинарные исследования на Земле и Марсе» (PDF) . Научная конференция по астробиологии 2010 . Система астрофизических данных . Гринбелт, Мэриленд: Центр космических полетов Годдарда . Проверено 24 июля 2010 г.
  100. ^ Озе, К.; Шарма, М. (2005). «Есть оливин, будет газ: серпентинизация и абиогенное производство метана на Марсе». Геофиз. Рез. Летт . 32 (10): L10203. Бибкод : 2005GeoRL..3210203O. дои : 10.1029/2005GL022691 . S2CID  28981740.
  101. ^ Озе, Кристофер; Джонс, Камилла; Голдсмит, Джонас И.; Розенбауэр, Роберт Дж. (7 июня 2012 г.). «Дифференциация биотического и абиотического генезиса метана на гидротермально активных поверхностях планет». ПНАС . 109 (25): 9750–9754. Бибкод : 2012PNAS..109.9750O. дои : 10.1073/pnas.1205223109 . ПМЦ 3382529 . ПМИД  22679287. 
  102. ↑ Персонал (25 июня 2012 г.). «Марсианская жизнь может оставить следы в воздухе Красной планеты: исследование». Space.com . Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года . Проверено 27 июня 2012 г.
  103. ^ Краснопольский, Владимир А.; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас К. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: свидетельства жизни?». Икар . 172 (2): 537–547. Бибкод : 2004Icar..172..537K. дои : 10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  104. ↑ Аб Чанг, Кеннет (12 декабря 2007 г.). «Находка марсохода предполагает, что среда когда-то была обитаемой». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 5 августа 2017 года . Проверено 30 апреля 2010 г.
  105. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Марсианские горные хребты…» НАСА . Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 г.
  106. ^ «PIA04294: Повторяющиеся облака над горой Арсия» . НАСА . Архивировано из оригинала 12 февраля 2017 года . Проверено 8 сентября 2007 г.
  107. ^ Аб Бенсон; и другие. (2006). «Межгодовая изменчивость облаков водяного льда над крупными марсианскими вулканами, наблюдаемая MOC». Икар . 184 (2): 365–371. Бибкод : 2006Icar..184..365B. дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.014.
  108. ^ Дорогой, Дэвид. «Марс, полярные шапки, ЭНЦИКЛОПЕДИЯ АСТРОБИОЛОГИИ, АСТРОНОМИИ И КОСМИЧЕСКИХ ПОЛЕТОВ». Архивировано из оригинала 13 августа 2011 года . Проверено 26 февраля 2007 г.
  109. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Полярные шапки Марса из сухого льда…» НАСА. Архивировано из оригинала 2 декабря 2006 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  110. ^ «Программа интернет-образования MIRA «Поездки к звездам»» . Мира.орг. Архивировано из оригинала 19 января 2010 года . Проверено 26 февраля 2007 г.
  111. ^ Карр, Майкл Х. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (5042): 24. Бибкод : 2003JGRE..108.5042C. дои : 10.1029/2002JE001963 . S2CID  16367611.
  112. ^ Филлипс, Тони. «Марс тает, наука НАСА». Архивировано из оригинала 24 февраля 2007 года . Проверено 26 февраля 2007 г.
  113. ^ Пеллетье, Джон Д. (апрель 2004 г.). «Как на Марсе образуются спиральные впадины?» (PDF) . Геология . 32 (4): 365–367. Бибкод : 2004Geo....32..365P. дои : 10.1130/G20228.2. Архивировано (PDF) из оригинала 31 июля 2020 г. Проверено 4 ноября 2019 г.
    • Фрейзер Кейн (25 марта 2004 г.). «Решение загадки спиральных ледяных шапок Марса». Вселенная сегодня . Архивировано из оригинала 4 ноября 2019 года . Проверено 4 ноября 2019 г.
  114. ^ "Тайна полярной шапки Марса раскрыта" . Марс сегодня. 25 марта 2004 года . Проверено 23 января 2007 г.[ постоянная мертвая ссылка ]
  115. ^ Смит, Исаак Б.; Холт, JW (2010). «Начало и миграция спиральных впадин на Марсе, обнаруженных орбитальным радаром». Природа . 465 (4): 450–453. Бибкод : 2010Natur.465..450S. дои : 10.1038/nature09049. PMID  20505722. S2CID  4416144.
  116. ^ «Наконец-то объяснены тайные спирали на Марсе» . Space.com. 26 мая 2010 года. Архивировано из оригинала 3 апреля 2012 года . Проверено 26 мая 2010 г.
  117. ↑ Бернэм, Роберт (16 августа 2006 г.). «Шлейфы газовых струй раскрывают тайну «пауков» на Марсе». Веб-сайт Университета штата Аризона . Архивировано из оригинала 14 октября 2013 года . Проверено 29 августа 2009 г.
  118. ^ Киффер, Хью Х.; Кристенсен, Филип Р.; Титус, Тимоти Н. (17 августа 2006 г.). «Струи CO 2 образуются в результате сублимации под полупрозрачным плитовым льдом в сезонной южной полярной ледяной шапке Марса». Природа . Издательская группа «Природа» . 442 (7104): 793–796. Бибкод : 2006Natur.442..793K. дои : 10.1038/nature04945. PMID  16915284. S2CID  4418194.
  119. ↑ Смит, И. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период зафиксирован в полярных отложениях Марса». Наука . 352 (6289): 1075–8. Бибкод : 2016Sci...352.1075S. doi : 10.1126/science.aad6968 . ПМИД  27230372.
  120. ^ «Солнечный ветер на Марсе». Архивировано из оригинала 10 октября 2006 года.
  121. ^ Мадлен, Дж. и др. 2007. Марс: предлагаемый климатический сценарий оледенения северных средних широт. Лунная планета. наук. 38. Аннотация 1778 г.
  122. ^ Мадлен, Дж. и др. 2009. Оледенение амазонских северных средних широт на Марсе: предлагаемый климатический сценарий. Икар: 203. 300–405.
  123. ^ Мишна, М. и др. 2003. Об орбитальном воздействии марсианской воды и циклах CO 2 : исследование модели общей циркуляции с упрощенными схемами летучих веществ. Дж. Геофиз. Рез. 108. (Е6). 5062.
  124. ^ Тома, Дж.; Мудрость, Дж. (1993). «Хаотическое наклонение Марса». Наука . 259 (5099): 1294–1297. Бибкод : 1993Sci...259.1294T. дои : 10.1126/science.259.5099.1294. PMID  17732249. S2CID  42933021.
  125. ^ Аб Ласкар, Дж.; Коррейя, А.; Гастино, М.; Жутель, Ф.; Леврард, Б.; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическое распространение количества инсоляции Марса» (PDF) . Икар . 170 (2): 343–364. Бибкод : 2004Icar..170..343L. CiteSeerX 10.1.1.635.2720 . дои : 10.1016/j.icarus.2004.04.005. S2CID  33657806. Архивировано (PDF) из оригинала 12 августа 2021 г. . Проверено 5 июля 2019 г. 
  126. ^ Леви, Дж.; Хед, Дж.; Маршан, Д.; Ковалевски, Д. (2008). «Идентификация полигонов трещин термического сжатия сублимационного типа на предлагаемой площадке посадки НАСА в Фениксе: влияние на свойства субстрата и морфологическую эволюцию, обусловленную климатом». Геофиз. Рез. Летт . 35 (4): 555. Бибкод : 2008GeoRL..35.4202L. дои : 10.1029/2007GL032813. S2CID  1321019.
  127. ^ Леви, Дж.; Хед, Дж.; Маршан, Д. (2009a). «Многоугольники трещин термического сжатия на Марсе: классификация, распространение и климатические последствия на основе наблюдений HiRISE». Дж. Геофиз. Рез . 114 (Е1): E01007. Бибкод : 2009JGRE..114.1007L. дои : 10.1029/2008JE003273 . S2CID  15309100.
  128. ^ Хаубер, Э., Д. Рейсс, М. Ульрих, Ф. Пройскер, Ф. Траутан, М. Занетти, Х. Хизингер, Р. Яуманн, Л. Йоханссон, А. Джонссон, С. Ван Газельт, М. Ольвмо . 2011. Эволюция ландшафта в регионах средних широт Марса: данные по аналогичным перигляциальным формам рельефа на Шпицбергене. В: Бальме М., А. Барджери, К. Галлахер, С. Гута (ред.). Марсианская геоморфология. Геологическое общество, Лондон. Специальные публикации: 356. 111–131.
  129. ^ Меллон, М.; Якоски, Б. (1995). «Распределение и поведение марсианского грунтового льда в прошлые и настоящие эпохи». Дж. Геофиз. Рез . 100 (Е6): 11781–11799. Бибкод : 1995JGR...10011781M. дои : 10.1029/95je01027. S2CID  129106439.
  130. ^ Шоргофер, Н. (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе». Природа . 449 (7159): 192–194. Бибкод : 2007Natur.449..192S. дои : 10.1038/nature06082. PMID  17851518. S2CID  4415456.
  131. ^ Мадлен, Дж., Ф. Форже, Дж. Хед, Б. Леврар, Ф. Монмессен. 2007. Исследование оледенения северных средних широт с помощью модели общей циркуляции. В: Седьмая международная конференция по Марсу. Аннотация 3096.
  132. ^ аб Стейнн Сигурдссон (5 октября 2005 г.). «Глобальное потепление на Марсе?». RealClimate. Архивировано из оригинала 6 марта 2007 года . Проверено 21 февраля 2007 г.
  133. ↑ Жак Ласкар (25 сентября 2002 г.). «Марсианские колебания меняют климат». Би-би-си . Архивировано из оригинала 8 июля 2007 года . Проверено 24 февраля 2007 г.
  134. ^ Фрэнсис Редди. «Титан, метан Марса может быть во льду». Астрономический журнал . Архивировано из оригинала 27 сентября 2007 года . Проверено 16 марта 2007 г.
  135. ^ Аб Малин, М. и др. 2010. Обзор научного исследования камеры Mars Orbiter Camera 1985–2006 годов. МАРСИНФОРМАТИКА. http://marsjournal.org. Архивировано 12 сентября 2017 г. в Wayback Machine.
  136. ^ «MOC наблюдает за изменениями в южной полярной шапке». Малинские космические научные системы. Архивировано из оригинала 16 февраля 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 г.
  137. ^ «MGS видит меняющееся лицо Марса» . Астрономия.com. Архивировано из оригинала 19 апреля 2021 года . Проверено 20 апреля 2021 г.
  138. ^ «Долгая жизнь орбитального аппарата помогает ученым отслеживать изменения на Марсе» . Архивировано из оригинала 6 марта 2021 года . Проверено 20 апреля 2021 г.
  139. ^ «Красная планета нагревается: на Марсе заканчивается ледниковый период» . Space.com . 26 мая 2016. Архивировано из оригинала 6 июля 2019 года . Проверено 6 июля 2019 г.
  140. ^ Хед, Дж.; Горчица, Дж.; и другие. (декабрь 2003 г.). «Недавние ледниковые периоды на Марсе» . Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H. дои : 10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534. Архивировано из оригинала 28 июля 2021 г. Проверено 31 мая 2015 г.
  141. ^ Хед, Дж.; Нойкум, Г.; и другие. (17 марта 2005 г.). «Накопление, течение и оледенение снега и льда в тропических и средних широтах Марса». Природа . 434 (7031): 346–351. Бибкод : 2005Natur.434..346H. дои : 10.1038/nature03359. PMID  15772652. S2CID  4363630.
  142. ^ Колапрет, А; Барнс-младший; Хаберле, РМ; Холлингсворт, Дж. Л.; Киффер, Х.Х.; Титус, Теннесси (12 мая 2005 г.). «Альбедо Южного полюса Марса». Природа . 435 (7039): 184–188. Бибкод : 2005Natur.435..184C. дои : 10.1038/nature03561. PMID  15889086. S2CID  4413175. Архивировано из оригинала 28 июля 2020 г. Проверено 5 июля 2019 г.
  143. ^ Якоски, Брюс М.; Хаберле, Роберт М. (1990). «Годовая нестабильность полярной шапки Марса». Дж. Геофиз. Рез . 95 : 1359–1365. Бибкод : 1990JGR....95.1359J. дои : 10.1029/JB095iB02p01359.
  144. ↑ Мортон, Оливер (4 апреля 2007 г.). «Жаркие времена в Солнечной системе». Природа . дои : 10.1038/news070402-7. S2CID  135651303 – через перекрестную ссылку.
  145. ↑ Майк Уолл (17 августа 2019 г.). «Илон Маск снова выдвигает идею «ядерного удара по Марсу» (у него есть футболки)» . Space.com . Архивировано из оригинала 22 января 2023 года . Проверено 22 января 2023 г.
  146. ^ Харгитай Хенрик (2009). «Климатические зоны Марса» (PDF) . Лунно-планетарный институт. Архивировано (PDF) из оригинала 25 октября 2012 г. Проверено 18 мая 2010 г.
  147. ^ «Марсоход Curiosity приземляется на Марсе» . Новости CBS . Архивировано из оригинала 7 августа 2013 года . Проверено 6 августа 2012 г.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с климатом Марса .