stringtranslate.com

Теория марсианского океана

Художественное представление древнего Марса и его океанов на основе геологических данных
Предполагается, что синяя область низкого рельефа в северном полушарии Марса является местом расположения первичного океана жидкой воды. [1]

Теория марсианского океана утверждает, что почти треть поверхности Марса была покрыта океаном жидкой воды в начале геологической истории планеты . [2] [3] [4] Этот изначальный океан, названный Палеоокеаном [1] или Oceanus Borealis ( / oʊ ˈ s iː ə n ə s ˌ b ɒ r i ˈ æ l ɪ s / oh- SEE -ə -nəs BORR -ee- AL -iss ), [5] заполнил бы бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регион, который лежит на 4–5 км (2,5–3 мили) ниже средней планетарной высоты, в период времени приблизительно 4,1–3,8 миллиарда лет назад. Доказательства существования этого океана включают географические особенности, напоминающие древние береговые линии, и химические свойства марсианской почвы и атмосферы. [6] [7] [8] Раннему Марсу требовалась более плотная атмосфера и более теплый климат, чтобы жидкая вода могла оставаться на поверхности. [9] [10] [11] [12]

История наблюдательных данных

Особенности, показанные орбитальными аппаратами Viking в 1976 году, выявили две возможные древние береговые линии вблизи полюса, Аравию и Дейтеронилус , каждая длиной в тысячи километров. [13] Несколько физических особенностей в современной географии Марса предполагают существование в прошлом первичного океана. Сети оврагов, которые сливаются в более крупные каналы, подразумевают эрозию жидким агентом и напоминают древние русла рек на Земле. Огромные каналы, шириной 25 км и глубиной в несколько сотен метров, по-видимому, направляют поток из подземных водоносных горизонтов в южных возвышенностях в северные низменности. [9] [4] Большая часть северного полушария Марса расположена на значительно более низкой высоте, чем остальная часть планеты ( марсианская дихотомия ), и является необычно плоской.

Эти наблюдения побудили ряд исследователей искать остатки более древних береговых линий и еще больше повысили вероятность того, что такой океан когда-то существовал. [14] В 1987 году Джон Э. Бранденбург опубликовал гипотезу о первичном марсианском океане, который он назвал Палеоокеаном. [1] Гипотеза об океане важна, поскольку существование больших объемов жидкой воды в прошлом оказало бы значительное влияние на древний марсианский климат, потенциальную пригодность для жизни и имело бы значение для поиска доказательств прошлой жизни на Марсе .

Начиная с 1998 года ученые Майкл Малин и Кеннет Эджетт приступили к исследованию с помощью камер с более высоким разрешением на борту Mars Global Surveyor, разрешение которых в пять-десять раз лучше, чем у космического корабля Viking, в местах, которые могли бы проверить береговые линии, предложенные другими в научной литературе. [14] Их анализы были в лучшем случае неубедительными и сообщали, что береговая линия различается по высоте на несколько километров, поднимаясь и опускаясь от одной вершины к другой на протяжении тысяч километров. [15] Эти тенденции ставят под сомнение, действительно ли эти особенности отмечают давно исчезнувшее морское побережье, и были приняты в качестве аргумента против гипотезы марсианской береговой линии (и океана).

Лазерный высотомер Mars Orbiter ( MOLA), который точно определил в 1999 году высоту всех частей Марса, обнаружил, что водораздел для океана на Марсе покроет три четверти планеты. [16] Уникальное распределение типов кратеров ниже высоты 2400 м в Vastitas Borealis было изучено в 2005 году. Исследователи предполагают, что эрозия включала значительные объемы сублимации , и древний океан в этом месте охватывал бы объем 6 x 10 7 км 3 . [17]

В 2007 году Тейлор Перрон и Майкл Манга предложили геофизическую модель, согласно которой после корректировки на истинное полярное смещение, вызванное перераспределением масс в результате вулканизма, палеобереговые линии Марса, впервые предложенные в 1987 году Джоном Э. Бранденбургом, [1] соответствуют этому критерию. [18] Модель показывает, что эти волнообразные марсианские береговые линии можно объяснить движением оси вращения Марса . Поскольку центробежная сила заставляет вращающиеся объекты и крупные вращающиеся объекты выпячиваться на их экваторе ( экваториальная выпуклость ), полярное смещение могло вызвать смещение высоты береговой линии аналогичным образом, как это наблюдается. [13] [19] [20] Их модель не пытается объяснить, что заставило ось вращения Марса сместиться относительно коры.

Исследование, опубликованное в 2009 году, показывает гораздо более высокую плотность русел рек, чем считалось ранее. Регионы на Марсе с наибольшим количеством долин сопоставимы с тем, что обнаружено на Земле. В ходе исследования группа разработала компьютерную программу для определения долин путем поиска U-образных структур в топографических данных. [21] Большое количество сетей долин в значительной степени поддерживает дожди на планете в прошлом. Глобальную картину марсианских долин можно объяснить большим северным океаном. Большой океан в северном полушарии объяснил бы, почему существует южный предел сетей долин; самые южные регионы Марса, наиболее удаленные от водохранилища, получали бы мало осадков и не образовывали бы долин. Аналогичным образом отсутствие осадков объяснило бы, почему марсианские долины становятся мельче с севера на юг. [22]

Исследование дельт на Марсе, проведенное в 2010 году, показало, что семнадцать из них находятся на высоте предполагаемой береговой линии марсианского океана. [23] Это то, чего можно было бы ожидать, если бы все дельты находились рядом с большим водоемом. [24] Исследования, представленные на Планетарной конференции в Техасе, предположили, что комплекс конусов выноса Гипанис-Валли представляет собой дельту с несколькими каналами и долями, которые образовались на краю большого стоячего водоема. Этот водоем был северным океаном. Эта дельта находится на дихотомической границе между северными низменностями и южными возвышенностями около Chryse Planitia . [25]

Исследование, опубликованное в 2012 году с использованием данных MARSIS , радара на борту орбитального аппарата Mars Express , подтверждает гипотезу о вымершем большом северном океане. Прибор выявил диэлектрическую проницаемость поверхности, которая похожа на диэлектрическую проницаемость осадочных отложений низкой плотности, массивных залежей подземного льда или их комбинации. Измерения не были похожи на измерения поверхности, богатой лавой. [26]

В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего объема воды, который мог бы составлять океан, вероятно, в северном полушарии планеты и примерно размером с Северный Ледовитый океан Земли . [27] [28] Это открытие было получено из соотношения воды и дейтерия в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, обнаруженным на Земле, и получено из телескопических наблюдений. В полярных отложениях Марса было обнаружено в восемь раз больше дейтерия , чем существует на Земле (VSMOW), что предполагает, что древний Марс имел значительно более высокий уровень воды. Репрезентативное атмосферное значение, полученное из карт (7 VSMOW), не зависит от климатологических эффектов, как те, которые измерены локализованными марсоходами, хотя телескопические измерения находятся в пределах обогащения, измеренного марсоходом Curiosity в кратере Гейла , 5–7 VSMOW. [29] Еще в 2001 году исследование соотношения молекулярного водорода к дейтерию в верхней атмосфере Марса космическим аппаратом NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer предположило обильные запасы воды на изначальном Марсе. [30] Дополнительные доказательства того, что Марс когда-то имел более плотную атмосферу, что сделало бы океан более вероятным, были получены с космического аппарата MAVEN, который проводил измерения с орбиты Марса. Брюс Якоски, ведущий автор статьи, опубликованной в Science, заявил, что «Мы определили, что большая часть газа, когда-либо присутствовавшего в атмосфере Марса, была потеряна в космосе». [31] Это исследование было основано на двух различных изотопах аргона. [32] [33]

Как долго этот водоем находился в жидкой форме, до сих пор неизвестно, учитывая высокую парниковую эффективность, необходимую для перевода воды в жидкую фазу на Марсе на гелиоцентрическом расстоянии 1,4–1,7 а.е. Сейчас считается, что каньоны заполнились водой, а в конце Нойского периода марсианский океан исчез, а поверхность замерзла примерно на 450 миллионов лет. Затем, около 3,2 миллиарда лет назад, лава под каньонами нагрела почву, растопила ледяные материалы и образовала обширные системы подземных рек, простирающихся на сотни километров. Эта вода извергалась на теперь уже сухую поверхность гигантскими наводнениями. [4]

Новые доказательства существования огромного северного океана были опубликованы в мае 2016 года. Большая группа ученых описала, как часть поверхности в четырехугольнике озера Исмения была изменена двумя цунами . Цунами были вызваны астероидами, ударяющимися об океан. Считалось, что оба были достаточно сильными, чтобы создать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подхватило и перенесло валуны размером с машину или небольшой дом. Обратная волна образовала каналы, переставляя валуны. Второе пришло, когда океан был на 300 м ниже. Второе несло большое количество льда, который упал в долинах. Расчеты показывают, что средняя высота волн составляла 50 м, но высота варьировалась от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что в этой конкретной части океана каждые 30 миллионов лет образовывались два ударных кратера диаметром 30 км. Здесь подразумевается, что большой северный океан мог существовать в течение миллионов лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности могли быть смыты этими цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании, - это Chryse Planitia и северо-западная Arabia Terra . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Ismenius Lacus и в четырехугольнике Mare Acidalium . [34] [35] [36] Удар, который создал кратер Ломоносов, был идентифицирован как вероятный источник волн цунами. [37] [38] [39]

Исследования, опубликованные в 2017 году, показали, что количество воды , необходимое для развития сетей долин, отточных каналов и дельтовых отложений Марса, было больше, чем объем марсианского океана. Предполагаемый объем океана на Марсе составляет от 3 метров до примерно 2 километров GEL ( Глобальный эквивалентный слой ). Это означает, что на Марсе было доступно большое количество воды. [40]

В 2018 году группа ученых предположила, что марсианские океаны появились очень рано, до или одновременно с ростом Фарсиды . Из-за этого глубина океанов будет только вдвое меньше, чем считалось. Полный вес Фарсиды создал бы глубокие впадины, но если бы океан возник до того, как масса Фарсиды сформировала глубокие впадины, потребовалось бы гораздо меньше воды. Кроме того, береговые линии не были бы регулярными, поскольку Фарсида все еще росла бы и, следовательно, меняла бы глубину океанического бассейна. Когда вулканы Фарсиды извергались, они добавляли огромное количество газов в атмосферу, что создало глобальное потепление, тем самым позволяя существовать жидкой воде. [41] [42] [43]

В июле 2019 года появились сообщения о подтверждении существования древнего океана на Марсе, который мог быть образован возможным источником мегацунами , возникшим в результате падения метеорита, создавшего кратер Ломоносова . [44] [45]

В январе 2022 года исследование климата 3 миллиарда лет назад на Марсе показало, что океан стабилен с замкнутым водным циклом. [46] Они оценивают, что обратный поток воды в виде льда в леднике из ледяных высокогорий в океан по величине меньше, чем на Земле в последний ледниковый максимум. Это моделирование впервые включает циркуляцию океана. Они демонстрируют, что циркуляция океана предотвращает замерзание океана. Они также показывают, что моделирование согласуется с наблюдаемыми геоморфологическими особенностями, идентифицированными как древние ледниковые долины. [ необходима ссылка ]

В статье, опубликованной в журнале Journal of Geophysical Research: Planets в 2022 году, Бенджамин Т. Карденас и Майкл П. Лэмб утверждают, что свидетельства накопления осадочных пород свидетельствуют о том, что в далеком прошлом на Марсе был большой северный океан. [47]

Теоретические вопросы

Первичный марсианский климат

Существование жидкой воды на поверхности Марса требует как более теплой, так и более плотной атмосферы . Атмосферное давление на современной поверхности Марса превышает давление тройной точки воды (6,11 гПа) только на самых низких высотах; на более высоких высотах чистая вода может существовать только в твердом состоянии или в виде пара. Среднегодовые температуры на поверхности в настоящее время составляют менее 210 К (-63 °C/-82 °F), что значительно меньше необходимого для поддержания жидкой воды. Однако в начале своей истории Марс мог иметь условия, более благоприятные для удержания жидкой воды на поверхности.

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

Ранний Марс имел атмосферу из углекислого газа, схожую по толщине с современной Землей (1000 гПа). [48] Несмотря на слабое раннее Солнце , парниковый эффект от толстой атмосферы из углекислого газа, если его усилить небольшим количеством метана [49] или изолирующим эффектом облаков из углекислого газа и льда [50] , был бы достаточным для нагрева средней температуры поверхности до значения выше точки замерзания воды. С тех пор атмосфера была уменьшена за счет секвестрации в земле в виде карбонатов в результате выветривания [48] , а также потери в космос через распыление (взаимодействие с солнечным ветром из-за отсутствия сильной марсианской магнитосферы). [51] [52] Исследование пылевых бурь с помощью Mars Reconnaissance Orbiter показало, что 10 процентов потерь воды с Марса могли быть вызваны пылевыми бурями. Было замечено, что пылевые бури могут переносить водяной пар на очень большие высоты. Ультрафиолетовый свет Солнца может затем расщепить воду в процессе, называемом фотодиссоциацией . Водород из молекулы воды затем улетучивается в космос. [53] [54] [55]

Наклон ( осевой наклон ) Марса значительно варьируется в геологических масштабах времени и оказывает сильное влияние на климатические условия планеты. [56] Исследование Шмидта и др., проведенное в 2022 году, показывает, что циркуляция океана имеет тенденцию минимизировать эффект наклона. [57] Другими словами, циркулирующий океан будет переносить тепло из самых горячих регионов в самые холодные (обычно в средних широтах к полюсу), чтобы нейтрализовать эффект наклона.

Химия

Рассмотрение химии может дать дополнительное представление о свойствах Oceanus Borealis. С марсианской атмосферой, состоящей преимущественно из углекислого газа, можно было бы ожидать найти обширные доказательства наличия карбонатных минералов на поверхности как остатков океанического осадконакопления. Обилие карбонатов еще не было обнаружено космическими миссиями на Марс. Однако, если бы ранние океаны были кислыми, карбонаты не смогли бы образоваться. [58] Положительная корреляция фосфора, серы и хлора в почве в двух местах посадки предполагает смешивание в большом кислом резервуаре. [59] Отложения гематита, обнаруженные TES, также утверждались как свидетельство существования жидкой воды в прошлом. [60]

Судьба океана

Учитывая предположение о существовании на Марсе огромного изначального океана, судьба воды требует объяснения. По мере охлаждения марсианского климата поверхность океана должна была замерзнуть. Одна из гипотез гласит, что часть океана остается в замороженном состоянии, погребенная под тонким слоем камней, мусора и пыли на плоской северной равнине Vastitas Borealis . [61] Вода также могла быть поглощена подповерхностной криосферой [3] или потеряна в атмосфере (путем сублимации) и в конечном итоге в космосе через атмосферное распыление. [51]

Альтернативные объяснения

Существование изначального марсианского океана остается спорным вопросом среди ученых. Эксперимент по визуализации высокого разрешения (HiRISE) аппарата Mars Reconnaissance Orbiter обнаружил большие валуны на месте древнего морского дна, которое должно содержать только мелкие отложения. [62] Однако валуны могли быть сброшены айсбергами , что является обычным явлением на Земле. [63] [64] Интерпретация некоторых особенностей как древних береговых линий была поставлена ​​под сомнение. [65] [66] [67]

Исследование, опубликованное в сентябре 2021 года, в котором сравнивались изотопы калия, обнаруженные в породах различных тел, предполагает, что поверхностная гравитация на Марсе была слишком низкой, чтобы удерживать достаточно воды для образования большого океана. [68]

Альтернативные теории образования поверхностных оврагов и каналов включают ветровую эрозию, [69] жидкий углекислый газ , [9] и жидкий метанол . [60]

Подтверждение или опровержение гипотезы о существовании марсианского океана зависит от дополнительных наблюдательных данных, полученных в ходе будущих миссий на Марс .

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcd Бранденбург, Джон Э. (1987). «Палеоокеан Марса». Симпозиум MECA по Марсу: эволюция его климата и атмосферы . Лунный и планетарный институт . стр. 20–22. Bibcode : 1987meca.symp...20B.
  2. ^ Cabrol, N. и E. Grin (ред.). 2010. Озера на Марсе. Elsevier. Нью-Йорк
  3. ^ ab Клиффорд, SM; Паркер, TJ (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы изначального океана и современного состояния северных равнин». Icarus . 154 (1): 40–79. Bibcode :2001Icar..154...40C. doi :10.1006/icar.2001.6671. S2CID  13694518.
  4. ^ abc Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C.; et al. (8 сентября 2015 г.). «Марсианские каналы оттока: как образовались их исходные водоносные горизонты и почему они так быстро истощились?». Scientific Reports . 5 (1): 13404. Bibcode :2015NatSR...513404R. doi :10.1038/srep13404. PMC 4562069 . PMID  26346067. 
  5. ^ Бейкер, В. Р.; Штром, Р. Г.; Гулик, В. К.; Каргель, Дж. С.; Комацу, Г.; Кейл, В. С. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Nature . 352 (6336): 589–594. Bibcode :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  6. ^ «Марс: Планета, потерявшая целый океан воды».
  7. ^ «NASA находит доказательства существования огромного древнего океана на Марсе». MSN .
  8. ^ 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): 218–21. Бибкод : 2015Sci...348..218В. дои : 10.1126/science.aaa3630. PMID  25745065. S2CID  206633960.
  9. ^ abc Рид, Питер Л. и С.Р. Льюис, «Возвращаясь к марсианскому климату: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты», Praxis, Чичестер, Великобритания, 2004.
  10. ^ Fairén, AG (2010). «Холодный и влажный Марс Марс». Icarus . 208 (1): 165–175. Bibcode : 2010Icar..208..165F. doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.006.
  11. ^ Фейрен, АГ; и др. (2009). «Устойчивость к замерзанию водных растворов на раннем Марсе». Nature . 459 (7245): 401–404. Bibcode :2009Natur.459..401F. doi :10.1038/nature07978. PMID  19458717. S2CID  205216655.
  12. ^ Фейрен, АГ; и др. (2011). «Холодные ледниковые океаны могли бы подавить филлосиликатное осадконакопление на раннем Марсе». Nature Geoscience . 4 (10): 667–670. Bibcode : 2011NatGe...4..667F. doi : 10.1038/ngeo1243.
  13. ^ ab Staff (13 июня 2007 г.). «На Марсе, вероятно, когда-то был огромный океан». Science Daily . Калифорнийский университет в Беркли . Получено 19 февраля 2014 г.
  14. ^ ab "Гипотеза о Марсианском океане достигла берега". Журнал Astrobiology . 26 января 2001 г. Архивировано из оригинала 2012-02-11 . Получено 19 февраля 2004 г.{{cite news}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  15. ^ Малин, MC; Эджетт, KS (1999). «Океаны или моря в марсианских северных низменностях: тесты изображений с высоким разрешением предлагаемых береговых линий» (PDF) . Geophys. Res. Lett. 26 (19): 3049–3052. Bibcode :1999GeoRL..26.3049M. doi : 10.1029/1999GL002342 .
  16. ^ Смит, Д. Э. (1999). «Глобальная топография Марса и ее значение для эволюции поверхности». Science . 284 (5419): 1495–1503. Bibcode :1999Sci...284.1495S. doi :10.1126/science.284.5419.1495. PMID  10348732. S2CID  2978783.
  17. ^ Boyce, JM; Mouginis, P.; Garbeil, H. (2005). "Древние океаны в северных низинах Марса: доказательства из глубины/диаметра ударных кратеров". Journal of Geophysical Research . 110 (E03008): 15 стр. Bibcode : 2005JGRE..110.3008B. doi : 10.1029/2004JE002328 . Получено 2 октября 2010 г.
  18. ^ Зубер, Мария Т (2007). «Планетарная наука: Марс в точке перелома». Nature . 447 (7146): 785–786. Bibcode :2007Natur.447..785Z. doi :10.1038/447785a. PMID  17568733. S2CID  4427572.
  19. ^ Перрон, Дж. Тейлор; Джерри X. Митровица; Майкл Манга ; Исаму Мацуяма и Марк А. Ричардс (14 июня 2007 г.). «Доказательства древнего марсианского океана в топографии деформированных береговых линий». Nature . 447 (7146): 840–843. Bibcode :2007Natur.447..840P. doi :10.1038/nature05873. PMID  17568743. S2CID  4332594.
  20. ^ Данэм, Уилл (13 июня 2007 г.). «Доказательства, подтверждающие существование древней береговой линии марсианского океана». Reuters . Получено 19 февраля 2014 г.
  21. ^ "Марсианский север когда-то был покрыт океаном". Журнал Astrobiology . 26 ноября 2009 г. Архивировано из оригинала 2011-06-04 . Получено 19 февраля 2014 г.{{cite news}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  22. ↑ Сотрудники (23 ноября 2009 г.). «Новая карта подтверждает существование древнего океана на Марсе». Space.com . Получено 19 февраля 2014 г.
  23. ^ DiAchille, G; Hynek, B. (2010). «Древний океан на Марсе, подтвержденный глобальным распределением дельт и долин. nat». Nature Geoscience . 3 (7): 459–463. Bibcode : 2010NatGe...3..459D. doi : 10.1038/ngeo891.
  24. ^ DiBiasse; Limaye, A.; Scheingross, J.; Fischer, W.; Lamb, M. (2013). "Дельтовые отложения в Aeolis Dorsa: осадочные свидетельства наличия стоячей массы воды на северных равнинах Марса" (PDF) . Journal of Geophysical Research: Planets . 118 (6): 1285–1302. Bibcode :2013JGRE..118.1285D. doi : 10.1002/jgre.20100 .
  25. ^ Фоудон, П. и др. 2018. ДЕЛЬТА ГИПАНИС-ВАЛЛЕС: ПОСЛЕДНИЙ ВЫСОКИЙ УРОВЕНЬ МОРЯ НА РАННЕМ МАРСЕ. 49-я конференция по лунной и планетарной науке 2018 г. (LPI Contrib. № 2083). 2839.pdf
  26. ^ Mouginot, J.; Pommerol, A.; Beck, P.; Kofman, W.; Clifford, S. (2012). "Диэлектрическая карта северного полушария Марса и природа простых заполняющих материалов" (PDF) . Geophysical Research Letters . 39 (2): L02202. Bibcode :2012GeoRL..39.2202M. doi : 10.1029/2011GL050286 .
  27. ^ Вильянуэва Г.Л., Мумма М.Дж., Новак Р.Э., Кауфл Х.У., Хартог П., Энкреназ Т. , Токунага А., Хаят А. и Смит, доктор медицинских наук, Science, опубликовано в Интернете 5 марта 2015 г. [DOI:10.1126/science.aaa3630]
  28. ^ Виллануева, Г. и др. 2015. Сильные аномалии изотопов воды в марсианской атмосфере: исследование текущих и древних резервуаров. Science 10 апреля 2015 г.: том 348, выпуск 6231, стр. 218-221.
  29. ^ Вебстер, CR; и др. (2013). «Изотопные отношения H, C и O в CO2 и H2O марсианской атмосфере». Science . 341 (6): 260–263. Bibcode :2013Sci...341..260W. doi :10.1126/science.1237961. PMID  23869013. S2CID  206548962.
  30. ^ Краснопольский, Владимир А.; Фельдман, Пол Д. (2001). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Science . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode :2001Sci...294.1914K. doi :10.1126/science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  31. ^ «MAVEN НАСА раскрывает, что большая часть атмосферы Марса ушла в космос». 2017-03-30.
  32. ^ Jakosky, BM; et al. (2017). «История атмосферы Марса, полученная из измерений 38Ar/36Ar в верхней атмосфере». Science . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode :2017Sci...355.1408J. doi : 10.1126/science.aai7721 . PMID  28360326.
  33. ^ "MAVEN находит новые доказательства того, что большая часть марсианской атмосферы ушла в космос | Планетарная наука, Исследование космоса | Sci-News.com". 31 марта 2017 г.
  34. ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни — астробиология». 20 мая 2016 г.
  35. ^ Родригес, Дж.; и др. (2016). «Волны цунами в значительной степени обновили береговые линии раннего марсианского океана» (PDF) . Scientific Reports . 6 (1): 25106. Bibcode :2016NatSR...625106R. doi :10.1038/srep25106. PMC 4872529 . PMID  27196957. версия на Nature
  36. ^ Корнелльский университет . «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни». ScienceDaily . 19 мая 2016 г.
  37. ^ Ринкон, П. (2017-03-26). "Ударный кратер связан с марсианскими цунами". BBC News . Получено 2017-03-26 .
  38. ^ Костард, Ф.; Сежурне, А.; Келфоун, К.; Клиффорд, С.; Лавин, Ф.; Ди Пьетро, ​​И.; Булей, С. (2017). «Моделирование исследования цунами на Марсе» (PDF) . Лунная и планетарная наука XLVIII . Вудлендс, Техас: Институт лунной и планетарной науки . стр. 1171 . Получено 26.03.2017 .
  39. ^ Костард, Ф. и др. 2018. ОБРАЗОВАНИЕ КРАТЕРА ЛОМОНОСОВА НА СЕВЕРНЫХ РАВНИНАХ ВО ВРЕМЯ СОБЫТИЯ, ВЫЗВАВШЕГО ЦУНАМИ, В МОРЕ. 49-я конференция по науке о Луне и планетах 2018 г. (LPI Contrib. No. 2083). 1928.pdf
  40. ^ Luo, W.; et al. (2017). "Новая оценка объема сети марсианских долин, согласующаяся с древним океаном и теплым и влажным климатом" (PDF) . Lunar and Planetary Science . XLVIII (1): 15766. Bibcode :2017NatCo...815766L. doi :10.1038/ncomms15766. PMC 5465386 . PMID  28580943. 
  41. ^ Океаны Марса образовались рано, возможно, благодаря мощным вулканическим извержениям. Калифорнийский университет в Беркли. 19 марта 2018 г.
  42. ^ Citron, R.; Manga, M.; Hemingway, D. (2018). «Определение времени появления океанов на Марсе по деформации береговой линии». Nature . 555 (7698): 643–646. Bibcode :2018Natur.555..643C. doi :10.1038/nature26144. PMID  29555993. S2CID  4065379.
  43. ^ Citro, R., et al. 2018. СВИДЕТЕЛЬСТВА РАННИХ МАРСИАНСКИХ ОКЕАНОВ, СВЯЗАННЫЕ С ДЕФОРМАЦИЕЙ БЕРЕГОВОЙ ЛИНИИ, ВЫЗВАННОЙ ТАРСИСОЙ. 49-я конференция по лунной и планетарной науке 2018 г. (LPI Contrib. No. 2083). 1244.pdf
  44. ^ Эндрюс, Робин Джордж (30 июля 2019 г.). «Когда мегацунами затопило Марс, это место могло быть эпицентром — кратер шириной 75 миль может быть чем-то вроде кратера Чиксулуб для красной планеты». The New York Times . Получено 31 июля 2019 г.
  45. ^ Костард, Ф.; и др. (26 июня 2019 г.). «Ударное событие в кратере Ломоносова: возможный источник мегацунами на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (7): 1840–1851. Bibcode : 2019JGRE..124.1840C. doi : 10.1029/2019JE006008. hdl : 20.500.11937/76439 . S2CID  198401957.
  46. ^ Шмидт, Фредерик; Уэй, Майкл; и др. (2022). «Циркумполярная стабильность океана на Марсе 3 млрд лет назад». Труды Национальной академии наук . 119 (4). arXiv : 2310.00461 . Bibcode : 2022PNAS..11912930S. doi : 10.1073 /pnas.2112930118 . PMC 8795497. PMID  35042794. 
  47. ^ Карденас, Бенджамин Т.; Лэмб, Майкл П. (12 октября 2022 г.). «Палеогеографические реконструкции окраины океана на Марсе на основе дельтовой седиментологии в Эолис Дорса». Журнал геофизических исследований: Планеты . 127 (10). Bibcode : 2022JGRE..12707390C. doi : 10.1029/2022JE007390. S2CID  252934644. Получено 31 октября 2022 г.
  48. ^ ab Carr, Michael H (1999). «Сохранение атмосферы на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 104 (E9): 21897–21909. Bibcode : 1999JGR...10421897C. doi : 10.1029/1999je001048 .
  49. ^ Сквайрес, Стивен В.; Кастинг, Джеймс Ф. (1994). «Ранний Марс: насколько теплый и насколько влажный?». Science . 265 (5173): 744–749. Bibcode :1994Sci...265..744S. doi :10.1126/science.265.5173.744. PMID  11539185. S2CID  129373066.
  50. ^ Forget, F.; Pierrehumbert, RT (1997). «Потепление раннего Марса с помощью облаков углекислого газа, рассеивающих инфракрасное излучение». Science . 278 (5341): 1273–1276. Bibcode :1997Sci...278.1273F. CiteSeerX 10.1.1.41.621 . doi :10.1126/science.278.5341.1273. PMID  9360920. 
  51. ^ ab Kass, DM; Yung, YL (1995). «Потеря атмосферы Марса из-за распыления, вызванного солнечным ветром». Science . 268 (5211): 697–699. Bibcode :1995Sci...268..697K. doi :10.1126/science.7732377. PMID  7732377. S2CID  23604401.
  52. ^ Карр, М. и Дж. Хед III. 2003. Океаны на Марсе: оценка наблюдательных данных и возможная судьба. Журнал геофизических исследований: 108. 5042.
  53. ^ «Мощные пылевые бури лишают Марс воды». 2018-02-07.
  54. ^ Heavens, N.; et al. (2018). «Выход водорода с Марса усиливается глубокой конвекцией в пылевых бурях». Nature Astronomy . 2 (2): 126–132. Bibcode : 2018NatAs...2..126H. doi : 10.1038/s41550-017-0353-4. S2CID  134961099.
  55. ^ «Пыльные бури, связанные с утечкой газа из атмосферы Марса». Лаборатория реактивного движения .
  56. ^ Абэ, Ютака; Нумагути, Ацуши; Комацу, Горо; Кобаяши, Ёсихидэ (2005). «Четыре климатических режима на планете с сушей и влажной поверхностью: эффекты изменения наклона и последствия для древнего Марса». Icarus . 178 (1): 27–39. Bibcode :2005Icar..178...27A. doi :10.1016/j.icarus.2005.03.009.
  57. ^ Шмидт, Фредерик; Уэй, Майкл; и др. (2022). «Циркумполярная стабильность океана на Марсе 3 млрд лет назад». Труды Национальной академии наук . 119 (4). arXiv : 2310.00461 . Bibcode : 2022PNAS..11912930S. doi : 10.1073 /pnas.2112930118 . PMC 8795497. PMID  35042794. 
  58. ^ Фейрен, АГ; Фернадес-Ремоляр, Д.; Дом, Дж. М.; Бейкер, В. Р.; Амилс, Р. (2004). «Ингибирование синтеза карбонатов в кислых океанах на раннем Марсе». Nature . 431 (7007): 423–426. Bibcode :2004Natur.431..423F. doi :10.1038/nature02911. PMID  15386004. S2CID  4416256.
  59. ^ Гринвуд, Джеймс П.; Блейк, Рут Э. (2006). «Доказательства наличия кислого океана на Марсе по геохимии фосфора марсианских почв и пород». Геология . 34 (11): 953–956. Bibcode : 2006Geo....34..953G. doi : 10.1130/g22415a.1.
  60. ^ ab Tang, Y.; Chen, Q.; Huang, Y. (2006). «Ранний Марс мог иметь метаноловый океан». Icarus . 180 (1): 88–92. Bibcode :2006Icar..180...88T. doi :10.1016/j.icarus.2005.09.013.
  61. ^ Janhunen, P. (2002). «Являются ли северные равнины Марса замороженным океаном?». Journal of Geophysical Research . 107 (E11): 5103. Bibcode : 2002JGRE..107.5103J. doi : 10.1029/2000je001478 . S2CID  53529761.
  62. ^ Керр, Ричард А. (2007). «Выглядит ли Марс все суше и суше все дольше и дольше?». Science . 317 (5845): 1673. doi :10.1126/science.317.5845.1673. PMID  17885108. S2CID  41739356.
  63. ^ Фейрен, АГ; Давила, АФ; Лим, Д.; Маккей, К. (2010). "Айсберги на раннем Марсе" (PDF) . Научная конференция по астробиологии . Получено 2010-10-02 .
  64. ^ Чол, Чарльз К. (01.10.2010). «Новые доказательства предполагают наличие айсбергов в холодных океанах на древнем Марсе». www.space.com, веб-сайт Space.Com . Получено 02.10.2010 .
  65. ^ Карр, М. Х.; Хед, Дж. В. (2002). «Океаны на Марсе: оценка наблюдательных данных и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Bibcode : 2003JGRE..108.5042C. doi : 10.1029/2002je001963 . S2CID  16367611.
  66. ^ Sholes, SF; Montgomery, DR ; Catling, DC (2019). «Количественное повторное исследование с высоким разрешением предполагаемой береговой линии океана в Cydonia Mensae на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (2): 316–336. Bibcode : 2019JGRE..124..316S. doi : 10.1029/2018JE005837. S2CID  134889910.
  67. ^ Малин, MC; Эджетт, KS (1999). «Океаны или моря в северных низинах Марса: тесты изображений с высоким разрешением предлагаемых береговых линий». Geophysical Research Letters . 26 (19): 3049–3052. Bibcode : 1999GeoRL..26.3049M. doi : 10.1029/1999GL002342 .
  68. ^ На поверхности Марса была жидкая вода. Вот почему ученые думают, что она исчезла
  69. ^ Leovy, CB (1999). «Ветер и климат на Марсе». Science . 284 (5422): 1891a. doi :10.1126/science.284.5422.1891a. S2CID  129657297.