Марс содержит воду, хотя в основном в виде вечной мерзлоты . В качестве верхнего поверхностного слоя вода легко видна в некоторых местах, таких как полярный кратер Королева .
Почти вся вода на Марсе сегодня существует в виде полярного вечной мерзлоты , хотя в небольших количествах она также присутствует в виде пара в атмосфере . [1]
То, что считалось жидкими рассолами малого объема в неглубокой марсианской почве , также называемыми повторяющимися линиями склона , [2] [3] может быть зернами текущего песка и пыли, скользящими вниз по склону, оставляя темные полосы. [4] Хотя большая часть водяного льда захоронена, он обнажается на поверхности в нескольких местах на Марсе. В средних широтах он обнажается ударными кратерами, крутыми уступами и оврагами. [5] [6] [7] Кроме того, водяной лед также виден на поверхности в северной полярной ледяной шапке . [8] Обильный водяной лед также присутствует под постоянной ледяной шапкой из углекислого газа на южном полюсе Марса. На поверхности Марса или вблизи нее было обнаружено более 5 миллионов км 3 льда, достаточного, чтобы покрыть всю планету на глубину 35 метров (115 футов). [9] Еще больше льда может быть заперто в глубоких недрах. [10] [11]
Некоторое количество жидкой воды может временно присутствовать на поверхности Марса сегодня, но ограничено следами растворенной влаги из атмосферы и тонкими пленками, которые являются сложной средой для известной жизни. [3] [12] [13] Никаких доказательств наличия современной жидкой воды на поверхности планеты не обнаружено, поскольку в типичных марсианских условиях (давление водяного пара <1 Па [14] и окружающее атмосферное давление ~700 Па [15] ) нагревающийся водяной лед на поверхности Марса сублимировал бы со скоростью до 4 метров в год. [16] Примерно до 3,8 миллиарда лет назад у Марса могла быть более плотная атмосфера и более высокие температуры поверхности, [17] [18] [19] [20] потенциально допуская большее количество жидкой воды на поверхности, [21] [22] [23] [24] возможно, включая большой океан [25] [26] [27] [28] , который мог покрывать одну треть планеты. [29] [30] [31] Вода также, по-видимому, текла по поверхности в течение коротких периодов времени с различными интервалами в более позднее время в истории Марса. [32] [33] [34] Aeolis Palus в кратере Гейла , исследованный марсоходом Curiosity , является геологическими остатками древнего пресноводного озера , которое могло быть благоприятной средой для микробной жизни . [35][36] [37] [38] Современный запас воды на Марсе можно оценить с помощью снимков с космических аппаратов, методов дистанционного зондирования ( спектроскопические измерения, [39] [40] радар , [41] и т. д.) и исследований поверхности с помощью посадочных модулей и марсоходов. [42] [43] Геологические свидетельства наличия воды в прошлом включают огромные каналы оттока , прорезанные наводнениями, [44] древние сети речных долин , [45] [46] дельты , [47] и озерные ложа ; [48] [49] [50] [51] а также обнаружение на поверхности горных пород и минералов, которые могли образоваться только в жидкой воде. [52] Многочисленные геоморфологические особенности предполагают наличие подземного льда ( вечной мерзлоты ) [53] и движение льда в ледниках как в недавнем прошлом [54] [55] [56] [57] , так и в настоящее время. [58] Овраги и линии склонов вдоль скал и стен кратеров свидетельствуют о том, что текущая вода продолжает формировать поверхность Марса, хотя и в гораздо меньшей степени, чем в далеком прошлом.
Хотя поверхность Марса периодически была влажной и могла быть гостеприимной для микробной жизни миллиарды лет назад, [59] нынешняя среда на поверхности сухая и морозная, что, вероятно, представляет собой непреодолимое препятствие для живых организмов. Кроме того, на Марсе нет толстой атмосферы, озонового слоя и магнитного поля , что позволяет солнечному и космическому излучению беспрепятственно попадать на поверхность. Разрушительное воздействие ионизирующего излучения на клеточную структуру является еще одним из главных ограничивающих факторов выживания жизни на поверхности. [60] [61] Поэтому лучшими потенциальными местами для обнаружения жизни на Марсе могут быть подповерхностные среды. [62] [63] [64] На Марсе было обнаружено большое количество подземного льда; объем обнаруженной воды эквивалентен объему воды в озере Верхнее . [65] [66] [67] В 2018 году ученые сообщили об открытии подледникового озера на Марсе, на 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки , с горизонтальной протяженностью около 20 км (12 миль), первого известного стабильного водоема с жидкой водой на планете, [68] [69] но последующие исследования поставили под сомнение это открытие. [70] [71]
Понимание масштабов и ситуации с водой на Марсе жизненно важно для оценки потенциала планеты для размещения жизни и предоставления пригодных для использования ресурсов для будущих исследований человеком . По этой причине «Следуйте за водой» было научной темой Программы исследования Марса (MEP) NASA в первом десятилетии 21-го века. Миссии NASA и ESA , включая 2001 Mars Odyssey , Mars Express , Mars Exploration Rovers ( MERs), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) и Mars Phoenix , предоставили информацию о распространении и распределении воды на Марсе. [72] Mars Odyssey, Mars Express, MRO и Mars Science Lander Curiosity все еще работают, и открытия продолжаются. В сентябре 2020 года ученые подтвердили существование нескольких крупных соленых озер подо льдом в южной полярной области планеты Марс . По словам одного из исследователей, «мы идентифицировали тот же водоем [как предполагалось ранее в предварительном первоначальном обнаружении], но мы также обнаружили три других водоема вокруг основного... Это сложная система». [73] [74] В марте 2021 года исследователи сообщили, что значительное количество воды на древнем Марсе сохранилось, но, по большей части, она, вероятно, была изолирована в породах и коре планеты за эти годы. [75] [76] [77] [78] В августе 2024 года дальнейший анализ данных с марсианского посадочного модуля InSight NASA позволил исследователям обнаружить резервуар жидкой воды на глубине 10–20 километров (6,2–12,4 мили) под марсианской корой. [79]
Историческая справка
Представление о воде на Марсе предшествовало космической эре на сотни лет. Ранние телескопические наблюдатели правильно предположили, что белые полярные шапки и облака были признаками присутствия воды. Эти наблюдения, в сочетании с тем фактом, что на Марсе 24-часовые сутки, привели астронома Уильяма Гершеля к заявлению в 1784 году, что Марс, вероятно, предлагал своим обитателям «ситуацию, во многих отношениях похожую на нашу». [80]
К началу 20-го века большинство астрономов признали, что Марс намного холоднее и суше Земли. Наличие океанов больше не принималось, поэтому парадигма изменилась на образ Марса как «умирающей» планеты с лишь скудным количеством воды. Темные области, которые можно было увидеть меняющимися в зависимости от сезона, тогда считались участками растительности. [81] Человеком, наиболее ответственным за популяризацию этого взгляда на Марс, был Персиваль Лоуэлл (1855–1916), который представлял себе расу марсиан, строящих сеть каналов , чтобы доставлять воду с полюсов к жителям на экваторе. Хотя идеи Лоуэлла вызвали огромный общественный энтузиазм, большинство астрономов отвергли их. Точку зрения большинства представителей научного сообщества того времени, вероятно, лучше всего обобщил английский астроном Эдвард Уолтер Маундер (1851–1928), который сравнил климат Марса с условиями на вершине двадцатитысячефутовой (6100 м) вершины арктического острова [82] , где, как можно было ожидать, выживет только лишайник .
В то же время многие астрономы совершенствовали инструмент планетарной спектроскопии в надежде определить состав марсианской атмосферы . Между 1925 и 1943 годами Уолтер Адамс и Теодор Данхэм в обсерватории Маунт-Вилсон пытались идентифицировать кислород и водяной пар в марсианской атмосфере, в основном с отрицательными результатами. Единственным компонентом марсианской атмосферы, известным наверняка, был углекислый газ (CO 2 ), идентифицированный спектроскопически Джерардом Койпером в 1947 году. [83] Водяной пар не был однозначно обнаружен на Марсе до 1963 года. [84]
Состав полярных шапок , предположительно состоящий из водяного льда со времен Кассини (1666), был подвергнут сомнению несколькими учеными в конце 1800-х годов, которые отдавали предпочтение льду CO 2 из-за общей низкой температуры планеты и очевидного отсутствия заметной воды. Эта гипотеза была теоретически подтверждена Робертом Лейтоном и Брюсом Мюрреем в 1966 году. [85] Сегодня известно, что зимние шапки на обоих полюсах в основном состоят из льда CO 2 , но что постоянная (или многолетняя) шапка водяного льда остается летом на северном полюсе. На южном полюсе небольшая шапка льда CO 2 остается летом, но эта шапка также подстилается водяным льдом.
Последняя часть головоломки марсианского климата была предоставлена Mariner 4 в 1965 году. Зернистые телевизионные снимки с космического корабля показали поверхность, на которой преобладают ударные кратеры , что означало, что поверхность была очень старой и не испытывала такого уровня эрозии и тектонической активности, как на Земле. Небольшая эрозия означала, что жидкая вода, вероятно, не играла большой роли в геоморфологии планеты в течение миллиардов лет. [86] Более того, изменения радиосигнала от космического корабля, когда он проходил позади планеты, позволили ученым рассчитать плотность атмосферы. Результаты показали, что атмосферное давление составляет менее 1% от земного на уровне моря, что фактически исключает существование жидкой воды, которая быстро закипит или замерзнет при таком низком давлении. [87] Таким образом, родилось видение Марса как мира, очень похожего на Луну, но с лишь клочком атмосферы, чтобы раздувать пыль. Такой вид Марса сохранялся еще почти десятилетие, пока аппарат Mariner 9 не показал гораздо более динамичный Марс, намекая на то, что в прошлом окружающая среда планеты была более благоприятной, чем сейчас.
В течение многих лет считалось, что наблюдаемые остатки наводнений были вызваны выбросом воды из мирового уровня грунтовых вод, но исследование, опубликованное в 2015 году, показывает, что источником были региональные отложения осадка и льда, образовавшиеся 450 миллионов лет назад. [91] «Отложение осадка из рек и ледникового таяния заполнило гигантские каньоны под первобытным океаном, содержащимся в северных низинах планеты. Именно вода, сохранившаяся в этих каньонных отложениях, позже была выпущена в виде больших наводнений, последствия которых можно наблюдать сегодня». [44] [91]
Доказательства из горных пород и минералов
Широко признано, что на Марсе было много воды в самом начале его истории, [92] [93], но все большие области жидкой воды с тех пор исчезли. Часть этой воды сохраняется на современном Марсе как в виде льда, так и в виде запертой в структуре обильных богатых водой материалов, включая глинистые минералы ( филлосиликаты ) и сульфаты . [94] [95] Исследования изотопных соотношений водорода показывают, что астероиды и кометы, находящиеся за пределами 2,5 астрономических единиц (а.е.), являются источником воды на Марсе, [96] которая в настоящее время составляет от 6% до 27% от нынешнего океана Земли. [96]
История воды на Марсе. Числа показывают, сколько миллиардов лет назад.
Одним из прямых эффектов химического выветривания является потребление воды и других реактивных химических веществ, извлечение их из подвижных резервуаров, таких как атмосфера и гидросфера , и помещение их в горные породы и минералы. [99] Количество воды в марсианской коре, хранящейся в виде гидратированных минералов, в настоящее время неизвестно, но может быть довольно большим. [100] Например, минералогические модели выходов горных пород, исследованные приборами марсохода Opportunity на плато Меридиана, предполагают, что сульфатные отложения там могут содержать до 22% воды по весу. [101]
На Земле все химические реакции выветривания в той или иной степени включают воду. [102] Таким образом, многие вторичные минералы фактически не включают воду, но все равно требуют воды для образования. Некоторые примеры безводных вторичных минералов включают многие карбонаты , некоторые сульфаты (например, ангидрит ) и оксиды металлов, такие как минерал оксида железа гематит . На Марсе некоторые из этих продуктов выветривания теоретически могут образовываться без воды или с небольшими количествами, присутствующими в виде льда или в тонких пленках молекулярного масштаба ( монослоях ). [103] [104] Степень, в которой такие экзотические процессы выветривания действуют на Марсе, все еще не определена. Минералы, которые включают воду или образуются в присутствии воды, обычно называются «водными минералами».
Водные минералы являются чувствительными индикаторами типа среды, существовавшей во время формирования минералов. Легкость, с которой происходят водные реакции (см. свободная энергия Гиббса ), зависит от давления, температуры и концентраций газообразных и растворимых видов, участвующих в них. [105] Двумя важными свойствами являются pH и окислительно-восстановительный потенциал (Eh ) . Например, сульфатный минерал ярозит образуется только в воде с низким pH (сильнокислая). Филлосиликаты обычно образуются в воде с нейтральным или высоким pH (щелочная). Eh является мерой окислительного состояния водной системы. Вместе Eh и pH указывают типы минералов, которые являются термодинамически наиболее стабильными и, следовательно, с наибольшей вероятностью образуются из данного набора водных компонентов. Таким образом, прошлые условия окружающей среды на Марсе, включая благоприятные для жизни, можно вывести из типов минералов, присутствующих в породах.
Гидротермальные изменения
Водные минералы также могут образовываться в недрах за счет миграции гидротермальных жидкостей через поры и трещины. Источником тепла, движущим гидротермальную систему, могут быть близлежащие магматические тела или остаточное тепло от крупных ударов . [106] Одним из важных типов гидротермальных изменений в океанической коре Земли является серпентинизация , которая происходит, когда морская вода мигрирует через ультраосновные и базальтовые породы. Реакции вода-порода приводят к окислению двухвалентного железа в оливине и пироксене с образованием трехвалентного железа (в виде минерала магнетита ), что дает молекулярный водород (H 2 ) в качестве побочного продукта. Процесс создает высокощелочную и восстановительную (низкий Eh) среду, благоприятствующую образованию определенных филлосиликатов (серпентиновых минералов) и различных карбонатных минералов, которые вместе образуют породу, называемую серпентинитом . [107] Вырабатываемый водородный газ может быть важным источником энергии для хемосинтетических организмов или может реагировать с CO2, образуя метановый газ , процесс, который считался небиологическим источником следовых количеств метана, обнаруженных в марсианской атмосфере. [108] Минералы серпентина также могут хранить много воды (в виде гидроксила) в своей кристаллической структуре. Недавнее исследование утверждает, что гипотетические серпентиниты в древней горной коре Марса могут содержать до 500 метров (1600 футов) толщины глобального эквивалентного слоя (GEL) воды. [109] Хотя на Марсе были обнаружены некоторые минералы серпентина, по данным дистанционного зондирования не обнаружено широко распространенных выходов на поверхность. [110] Этот факт не исключает наличия больших количеств серпентинита, скрытых на глубине в марсианской коре.
Скорость выветривания
Скорости, с которыми первичные минералы преобразуются во вторичные водные минералы, различаются. Первичные силикатные минералы кристаллизуются из магмы под давлением и при температурах, значительно превышающих условия на поверхности планеты. При воздействии на поверхность эти минералы выходят из равновесия и будут иметь тенденцию взаимодействовать с доступными химическими компонентами, образуя более стабильные минеральные фазы. В целом, силикатные минералы, которые кристаллизуются при самых высоких температурах (затвердевают первыми в остывающей магме), выветриваются быстрее всего. [111] [112] На Земле и Марсе наиболее распространенным минералом, соответствующим этому критерию, является оливин , который легко выветривается до глинистых минералов в присутствии воды. Оливин широко распространен на Марсе, [113] что позволяет предположить, что поверхность Марса не была повсеместно изменена водой; многочисленные геологические свидетельства говорят об обратном. [114] [115] [116]
Было найдено более 60 метеоритов, прилетевших с Марса. [117] Некоторые из них содержат доказательства того, что они подвергались воздействию воды, находясь на Марсе. Некоторые марсианские метеориты , называемые базальтовыми шерготтитами, по-видимому (из-за наличия гидратированных карбонатов и сульфатов ), подвергались воздействию жидкой воды до выброса в космос. [118] [119] Было показано, что другой класс метеоритов, нахлиты , были заполнены жидкой водой около 620 миллионов лет назад и что они были выброшены с Марса около 10,75 миллионов лет назад в результате удара астероида. Они упали на Землю в течение последних 10 000 лет. [120] Марсианский метеорит NWA 7034 содержит на порядок больше воды, чем большинство других марсианских метеоритов. Он похож на базальты, изученные роверными миссиями, и он был образован в раннюю амазонскую эпоху . [121] [122]
В 1996 году группа ученых сообщила о возможном наличии микроокаменелостей в Allan Hills 84001 , метеорите с Марса. [123] Многие исследования оспаривали обоснованность их интерпретации, в основном основанной на форме этих предполагаемых окаменелостей. [124] [125] Было обнаружено, что большая часть органического вещества в метеорите имела земное происхождение. [126] Кроме того, научный консенсус заключается в том, что «одна только морфология не может быть однозначно использована в качестве инструмента для обнаружения примитивной жизни». [127] [128] [129] Интерпретация морфологии, как известно, субъективна, и ее использование само по себе привело к многочисленным ошибкам интерпретации. [127]
Геоморфологические доказательства
Озера и речные долины
Космический аппарат Mariner 9 1971 года произвел революцию в наших представлениях о воде на Марсе. Во многих районах были обнаружены огромные речные долины. Снимки показали, что потоки воды прорвали плотины, прорезали глубокие долины, размыли канавки в коренной породе и прошли тысячи километров. [44] Области разветвленных потоков в южном полушарии предполагали, что когда-то выпадали дожди. [130] [131] Количество признанных долин со временем увеличивалось. Исследование, опубликованное в июне 2010 года, нанесло на карту 40 000 речных долин на Марсе, что примерно в четыре раза больше количества речных долин, которые были идентифицированы ранее. [31] Марсианские водные объекты можно разделить на два отдельных класса: 1) дендритные (разветвленные), земного масштаба, широко распространенные, сети долин Нойской эпохи и 2) исключительно большие, длинные, однопоточные, изолированные, гесперийские каналы оттока . Недавние исследования показывают, что в средних широтах может существовать класс пока еще загадочных, меньших и более молодых ( от Гесперианского до Амазонского ) каналов, возможно, связанных с периодическим локальным таянием ледяных отложений. [132] [133]
Kasei Valles — крупный канал оттока — виден на данных MOLA по высоте. Поток шел снизу слева направо. Изображение имеет ок. 1600 км в поперечнике. Система каналов простирается еще на 1200 км к югу от этого изображения до Echus Chasma .
Некоторые части Марса показывают перевернутый рельеф . Это происходит, когда осадки откладываются на дне потока, а затем становятся устойчивыми к эрозии, возможно, из-за цементации. Позже эта область может быть погребена. В конце концов, эрозия удаляет покрывающий слой, и бывшие потоки становятся видимыми, поскольку они устойчивы к эрозии. [134] Mars Global Surveyor обнаружил несколько примеров этого процесса. [135] [136] Множество перевернутых потоков было обнаружено в различных регионах Марса, особенно в формации Медузские ямки , [137] кратере Миямото , [138] кратере Сахеки , [139] и плато Ювенте. [140] [141]
На Марсе было обнаружено множество озерных бассейнов. [142] Некоторые из них сопоставимы по размеру с крупнейшими озерами на Земле, такими как Каспийское море , Черное море и озеро Байкал . Озера, которые питались долинными сетями, находятся в южных высокогорьях. Есть места, которые представляют собой закрытые впадины с речными долинами, ведущими в них. Считается, что в этих районах когда-то были озера; одно из них находится в Terra Sirenum , которое имело свой перелив через Ma'adim Vallis в кратер Гусева , исследованный Mars Exploration Rover Spirit . Другое находится около Parana Valles и Loire Vallis. [143] Считается, что некоторые озера образовались в результате осадков, в то время как другие были образованы из грунтовых вод. [48] [49] Предполагается, что озера существовали в бассейне Аргир, [37] [38] бассейне Эллада, [50] и, возможно, в Valles Marineris . [51] [144] [145] Вероятно, что в Нойское время во многих кратерах были озера. Эти озера соответствуют холодной, сухой (по земным меркам) гидрологической среде, похожей на среду Большого Бассейна на западе США во время последнего ледникового максимума . [146]
Исследования 2010 года показывают, что на Марсе также были озера вдоль частей экватора. Хотя более ранние исследования показали, что Марс имел теплую и влажную раннюю историю, которая давно высохла, эти озера существовали в Гесперианскую эпоху, гораздо более поздний период. Используя подробные изображения с Mars Reconnaissance Orbiter НАСА , исследователи предполагают, что в этот период могла быть повышенная вулканическая активность, падения метеоритов или сдвиги орбиты Марса, чтобы нагреть атмосферу Марса достаточно, чтобы растопить обильный лед, присутствующий в земле. Вулканы могли бы выпустить газы, которые на некоторое время сгустили атмосферу, удерживая больше солнечного света и делая ее достаточно теплой для существования жидкой воды. В этом исследовании были обнаружены каналы, которые соединяли озерные бассейны около Ares Vallis . Когда одно озеро заполнялось, его воды выходили из берегов и прорезали каналы в более низкую область, где образовывалось другое озеро. [147] [148] Эти сухие озера могли бы стать объектами поиска свидетельств ( биосигнатур ) прошлой жизни.
27 сентября 2012 года ученые НАСА объявили, что марсоход Curiosity нашел прямые доказательства древнего русла реки в кратере Гейла , что свидетельствует о древнем «энергичном потоке» воды на Марсе. [149] [150] [151] [152] В частности, анализ ныне высохшего русла реки показал, что вода текла со скоростью 3,3 км/ч (0,92 м/с), [149] возможно, на глубине бедра. Доказательством наличия текущей воды стали округлые камешки и фрагменты гравия, которые могли быть выветрены только сильными жидкими потоками. Их форма и ориентация предполагают дальний перенос из-за края кратера, где канал под названием Peace Vallis впадает в аллювиальный конус выноса .
Озеро Эридания — предполагаемое древнее озеро с площадью поверхности примерно 1,1 миллиона квадратных километров. [153] [154] [155] Его максимальная глубина составляет 2400 метров, а объем — 562 000 км 3 . Оно было больше, чем самое большое замкнутое море на Земле, Каспийское море , и содержало больше воды, чем все остальные марсианские озера вместе взятые. Море Эридания содержало в девять раз больше воды, чем все Великие озера Северной Америки . [156] [157] [158] Предполагалось, что верхняя поверхность озера находится на высоте сетей долин, окружающих озеро; все они заканчиваются на одной высоте, что предполагает, что они впадают в озеро. [159] [160] Исследования этого бассейна с CRISM обнаружили толстые отложения, толщиной более 400 метров, которые содержали минералы сапонит , тальк-сапонит, богатую железом слюду (например, глауконит - нонтронит ), Fe- и Mg-серпентин, карбонат Mg-Fe-Ca и вероятный Fe- сульфид . Fe-сульфид, вероятно, образовался в глубоких водах из воды, нагретой вулканами . Такой процесс, классифицируемый как гидротермальный, мог быть местом, где зародилась жизнь на Земле. [158]
Карта, показывающая предполагаемую глубину воды в разных частях моря Эридания. Эта карта имеет ширину около 530 миль.
Глубокие отложения со дна моря Эридания. Столовые горы на дне находятся там, потому что они были защищены от интенсивной эрозии глубоким водным/ледовым покровом. Измерения CRISM показывают, что минералы могут быть из гидротермальных отложений морского дна.
Диаграмма, показывающая, как вулканическая активность могла вызвать отложение минералов на дне моря Эридания. Хлориды откладывались вдоль береговой линии путем испарения.
Исследователи обнаружили ряд примеров дельт , которые образовались в марсианских озерах. [30] Обнаружение дельт является важным признаком того, что на Марсе когда-то было много жидкой воды. Для образования дельт обычно требуется глубокая вода в течение длительного периода времени. Кроме того, уровень воды должен быть стабильным, чтобы не допустить вымывания осадка . Дельты были обнаружены в широком географическом диапазоне, [48] хотя есть некоторые указания на то, что дельты могут быть сосредоточены по краям предполагаемого бывшего северного океана Марса. [161]
Грунтовые воды
Слои могут образовываться в результате постепенного подъема грунтовых вод .
К 1979 году считалось, что каналы оттока образовались в результате единичных катастрофических разрывов подземных водных резервуаров, возможно, запечатанных льдом, выбрасывая колоссальные количества воды через в остальном засушливую поверхность Марса. [162] [163] Кроме того, доказательства в пользу сильного или даже катастрофического наводнения обнаружены в гигантских волнах в долине Атабаска . [164] [165] Многие каналы оттока начинаются в структурах Хаоса или Часмы , что свидетельствует о разрыве, который мог нарушить подземное ледяное уплотнение. [144]
Разветвленные сети долин Марса не соответствуют формированию в результате внезапного катастрофического выброса грунтовых вод, как с точки зрения их дендритных форм, которые не исходят из одной точки оттока, так и с точки зрения сбросов, которые, по-видимому, текли вдоль них. [166] Вместо этого некоторые авторы утверждали, что они были образованы медленным просачиванием грунтовых вод из-под поверхности, по сути, как источники. [167] В поддержку этой интерпретации верхние концы многих долин в таких сетях начинаются с коробчатых каньонов или головок «амфитеатров», которые на Земле обычно связаны с просачиванием грунтовых вод. Также мало свидетельств о более мелких каналах или долинах на концах каналов, которые некоторые авторы интерпретировали как показывающие, что поток внезапно появился из-под поверхности с заметным сбросом, а не накапливался постепенно по всей поверхности. [144] Другие оспаривали связь между амфитеатральными вершинами долин и формированием грунтовыми водами наземных примеров, [168] и утверждали, что отсутствие мелкомасштабных вершин в сетях долин связано с их удалением в результате выветривания или импактного садоводства . [144] Большинство авторов признают, что большинство сетей долин, по крайней мере, частично были сформированы и находились под влиянием процессов просачивания грунтовых вод.
Считается, что сохранение и цементация стратиграфии эоловых дюн в Бернс-Клифф в кратере Эндьюранс контролировались потоком неглубоких грунтовых вод. [169]
Подземные воды также играли важную роль в контроле широкомасштабных моделей и процессов седиментации на Марсе. [170] Согласно этой гипотезе, подземные воды с растворенными минералами выходили на поверхность, в кратеры и вокруг них, и помогали формировать слои, добавляя минералы, особенно сульфаты, и цементируя осадки . [169] [171] [172] [173] [174] [175] Другими словами, некоторые слои могли быть образованы подземными водами, поднимающимися вверх, откладывая минералы и цементируя существующие, рыхлые, эоловые отложения. Затвердевшие слои, следовательно, более защищены от эрозии . Исследование, опубликованное в 2011 году с использованием данных с Mars Reconnaissance Orbiter , показывает, что те же виды осадков существуют на большой территории, которая включает Arabia Terra . [176] Утверждалось, что районы, которые богаты осадочными породами, также являются теми районами, которые, скорее всего, испытали подъем подземных вод в региональном масштабе. [177]
В феврале 2019 года европейские ученые опубликовали геологические доказательства существования древней общепланетной системы грунтовых вод, которая, предположительно, была связана с предполагаемым огромным океаном. [178] [179] [180] [181] В сентябре 2019 года исследователи сообщили, что посадочный модуль InSight обнаружил необъяснимые магнитные импульсы и магнитные колебания, соответствующие общепланетному резервуару жидкой воды глубоко под землей. [182]
Гипотеза марсианского океана
Предполагается, что синяя область низкого рельефа в северном полушарии Марса является местом изначального океана жидкой воды. [183]
Гипотеза марсианского океана предполагает, что бассейн Vastitas Borealis был местом океана жидкой воды по крайней мере однажды [23] и представляет доказательства того, что почти треть поверхности Марса была покрыта жидким океаном в начале геологической истории планеты . [142] [184] Этот океан, названный Oceanus Borealis , [23] заполнил бы бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регион, который лежит на 4–5 километров (2,5–3,1 мили) ниже средней планетарной высоты. Были предложены две основные предполагаемые береговые линии: более высокая, датируемая периодом времени приблизительно 3,8 миллиарда лет назад и совпадающая с образованием сетей долин в Хайлендсе, и более низкая, возможно, связанная с более молодыми каналами оттока . Более высокая, «береговая линия Аравии», прослеживается по всему Марсу, за исключением вулканического региона Фарсида. Нижний, «Дейтеронилус», следует за формированием Vastitas Borealis . [144]
Исследование, проведенное в июне 2010 года, пришло к выводу, что более древний океан покрывал 36% Марса. [30] [31] Данные с лазерного альтиметра Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), который измеряет высоту всей поверхности Марса, были использованы в 1999 году для определения того, что водораздел такого океана покрывал бы около 75% планеты. [185] Раннему Марсу требовался более теплый климат и более плотная атмосфера, чтобы на поверхности могла существовать жидкая вода. [186] [187] Кроме того, большое количество сетей долин убедительно подтверждает возможность гидрологического цикла на планете в прошлом. [171] [188]
Существование изначального марсианского океана остается спорным среди ученых, и интерпретации некоторых особенностей как «древних береговых линий» были оспорены. [189] [190] Одна из проблем с предполагаемой береговой линией возрастом 2 миллиарда лет (2 млрд лет ) заключается в том, что она не плоская, т. е. не следует линии постоянного гравитационного потенциала. Это может быть связано с изменением распределения массы Марса, возможно, из-за извержения вулкана или падения метеорита; [191] вулканическая провинция Элизиум или массивный бассейн Утопия, который похоронен под северными равнинами, были выдвинуты в качестве наиболее вероятных причин. [171]
В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего марсианского океана, вероятно, в северном полушарии планеты и примерно размером с Северный Ледовитый океан Земли , или примерно 19% поверхности Марса. Это открытие было получено из соотношения воды и дейтерия в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, обнаруженным на Земле. На Марсе было обнаружено в восемь раз больше дейтерия, чем на Земле, что говорит о том, что древний Марс имел значительно более высокий уровень воды. Результаты, полученные с марсохода Curiosity , ранее обнаружили высокое соотношение дейтерия в кратере Гейла , хотя и недостаточно высокое, чтобы предполагать наличие океана. Другие ученые предупреждают, что это новое исследование не было подтверждено, и указывают, что модели марсианского климата еще не показали, что планета была достаточно теплой в прошлом, чтобы поддерживать водоемы с жидкой водой. [192]
Дополнительные доказательства существования северного океана были опубликованы в мае 2016 года, в них описывалось, 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, переставив 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 . [193] [194] [195]
В январе 2022 года исследование климата 3 Гр назад на Марсе показало, что океан стабилен с замкнутым водным циклом. [198] 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.
Доказательства недавних потоков
Потоки теплого сезона на склоне кратера Ньютона . [199]Разветвленные овраги.Группа глубоких оврагов.
Чистая жидкая вода не может существовать в стабильной форме на поверхности Марса с его нынешним низким атмосферным давлением и низкой температурой, потому что она будет кипеть, за исключением самых низких высот в течение нескольких часов. [200] [201] Итак, геологическая загадка началась в 2006 году, когда наблюдения с Mars Reconnaissance Orbiter НАСА выявили овражистые отложения, которых не было десять лет назад, возможно, вызванные текущим жидким рассолом в самые теплые месяцы на Марсе. [202] [203] На снимках были изображены два кратера в Terra Sirenum и Centauri Montes , которые, по-видимому, показывают наличие потоков (влажных или сухих) на Марсе в какой-то момент между 1999 и 2001 годами. [202] [204] [205]
В научном сообществе существуют разногласия относительно того, образованы ли овраги жидкой водой. В то время как некоторые ученые полагают, что большинство оврагов образованы жидкой водой, образующейся при таянии снега или льда, [206] [207] [208] другие ученые полагают, что овраги образованы сухими потоками, возможно, смазанными сублимирующим углекислым газом, который образуется при замерзании марсианской атмосферы. [209] [210] [211]
Некоторые исследования подтверждают, что овраги, формирующиеся в южных высокогорьях, не могли быть образованы водой из-за неподходящих условий. Низкое давление, негеотермальные, более холодные регионы не уступят жидкой воде в любое время года, но будут идеальными для твердого углекислого газа. Таяние углекислого газа более теплым летом приведет к образованию жидкого углекислого газа, который затем сформирует овраги. [212] [213] Даже если овраги вырезаны текущей водой на поверхности, точный источник воды и механизмы ее движения не изучены. [214]
В августе 2011 года НАСА объявило об открытии текущих сезонных изменений на крутых склонах под скалистыми выступами вблизи краев кратеров в Южном полушарии. Эти темные полосы, которые теперь называются повторяющимися линиями склона (RSL), как было замечено, растут вниз по склону в течение самой теплой части марсианского лета, а затем постепенно исчезают в течение остальной части года, циклически повторяясь между годами. [12] Исследователи предположили, что эти отметки соответствуют соленой воде ( рассолам ), текущей вниз по склону, а затем испаряющейся, возможно, оставляя какой-то остаток. [215] [216] С тех пор спектроскопический прибор CRISM провел прямые наблюдения за водными солями, появляющимися в то же время, когда формируются эти повторяющиеся линии склона, подтвердив в 2015 году, что эти линии образуются потоком жидких рассолов через неглубокие почвы. Линии содержат гидратированные хлоратные и перхлоратные соли ( ClO 4− ), которые содержат жидкие молекулы воды. [217] Линии текут вниз марсианским летом, когда температура выше −23 °C (−9 °F; 250 K). [218] Однако источник воды остается неизвестным. [3] [219] [220] Однако данные нейтронного спектрометра орбитального аппарата Mars Odyssey , полученные за десятилетие, были опубликованы в декабре 2017 года и не показывают никаких доказательств наличия воды (гидрогенизированного реголита) в активных участках, поэтому их авторы также поддерживают гипотезы либо о кратковременном расслаивании атмосферного водяного пара, либо о сухих гранулярных потоках. [210] Они приходят к выводу, что жидкая вода на сегодняшнем Марсе может быть ограничена следами растворенной влаги из атмосферы и тонкими пленками, которые являются сложной средой для жизни, как она в настоящее время известна. [221]
Альтернативный сценарий — эффект насоса Кнудсена, фотофоретический, когда тени возникают в гранулированном материале. [222] Авторы продемонстрировали, что RSL остановились под углом 28° в кратере Гарни, что согласуется с сухой гранулированной лавиной. Кроме того, авторы указали на несколько ограничений влажной гипотезы, например, на тот факт, что обнаружение воды было только косвенным (обнаружение соли, но не воды).
Текущая вода
Значительное количество поверхностного водорода было обнаружено во всем мире нейтронным спектрометром и гамма-спектрометром Mars Odyssey [223] и стереокамерой высокого разрешения Mars Express (HRSC). [224] Предполагается, что этот водород включен в молекулярную структуру льда, и посредством стехиометрических расчетов наблюдаемые потоки были преобразованы в концентрации водяного льда в верхнем метре поверхности Марса. Этот процесс показал, что лед широко распространен и обилен на современной поверхности. Ниже 60 градусов широты лед сосредоточен в нескольких регионах, особенно вокруг вулканов Элизиум , Terra Sabaea и к северо-западу от Terra Sirenum , и существует в концентрациях до 18% льда в недрах. Выше 60 градусов широты лед очень обилен. По направлению к полюсу на 70 градусах широты концентрации льда превышают 25% почти везде и приближаются к 100% на полюсах. [225] Радиолокационные зондирующие приборы SHARAD и MARSIS также подтвердили, что отдельные поверхностные элементы богаты льдом. Из-за известной нестабильности льда в современных условиях марсианской поверхности считается, что почти весь этот лед покрыт тонким слоем каменистого или пылевого материала .
Наблюдения нейтронного спектрометра Mars Odyssey показывают, что если бы весь лед в верхнем метре марсианской поверхности был распределен равномерно, это дало бы эквивалентный глобальный слой воды (WEG) по крайней мере ≈14 сантиметров (5,5 дюйма) — другими словами, глобально усредненная марсианская поверхность состоит примерно на 14% из воды. [226] Водяной лед, в настоящее время запертый на обоих марсианских полюсах, соответствует эквивалентному глобальному слою воды (WEG) в 30 метров (98 футов), и геоморфологические данные свидетельствуют в пользу значительно большего количества поверхностной воды в течение геологической истории, при этом WEG достигает глубины 500 метров (1600 футов). [9] [226] Считается, что часть этой прошлой воды была потеряна в глубоких недрах, а часть — в космосе, хотя подробный баланс массы этих процессов остается плохо изученным. [144] Текущий атмосферный резервуар воды важен как канал, позволяющий постепенно перемещать лед из одной части поверхности в другую как в сезонные, так и в более длительные сроки, но его объем незначителен, а WEG составляет не более 10 микрометров (0,00039 дюйма). [226]
Возможно, что жидкая вода также может существовать на поверхности Марса посредством образования рассолов , что предполагается избытком гидратированных солей. [227] [228] Рассолы имеют важное значение на Марсе, поскольку они могут стабилизировать жидкую воду при более низких температурах, чем чистая вода сама по себе. [229] [230] Чистая жидкая вода нестабильна на поверхности планеты, поскольку она подвергается замерзанию, испарению и кипению. [229] Подобно тому, как соль применяется к дорогам на Земле, чтобы предотвратить их обледенение, соляные смеси воды и соли на Марсе могут иметь достаточно низкие точки замерзания, чтобы привести к стабильной жидкости на поверхности. Учитывая сложную природу марсианского реголита , известно, что смеси солей изменяют стабильность рассолов. [231] Моделирование расслаивания соляных смесей может быть использовано для проверки стабильности рассола и может помочь нам определить, присутствуют ли жидкие рассолы на поверхности Марса. Состав марсианского реголита, определенный посадочным модулем Phoenix , может быть использован для ограничения этих моделей и получения точного представления о том, как рассолы могут фактически образовываться на планете. [232] [233] Результаты этих моделей дают значения активности воды для различных солей при разных температурах, где чем ниже активность воды, тем стабильнее рассол. При температурах между 208 К и 253 К хлоратные соли демонстрируют самые низкие значения активности воды, а ниже 208 К хлоридные соли демонстрируют самые низкие значения. Результаты моделирования показывают, что вышеупомянутые сложные смеси солей не значительно увеличивают стабильность рассолов, что указывает на то, что рассолы могут не быть значительным источником жидкой воды на поверхности Марса. [234]
Полярные ледяные шапки
Аппарат Mars Global Surveyor получил это изображение северной полярной шапки Марса в начале северного лета.
Существование льда в марсианских северных ( Planum Boreum ) и южных ( Planum Australe ) полярных шапках было известно со времен орбитального аппарата Mariner 9. [235] Однако количество и чистота этого льда не были известны до начала 2000-х годов. В 2004 году радиолокационный зонд MARSIS на европейском спутнике Mars Express подтвердил существование относительно чистого льда в южной полярной ледяной шапке, которая простирается на глубину 3,7 километра (2,3 мили) под поверхностью. [236] [237] Аналогичным образом радиолокационный зонд SHARAD на борту Mars Reconnaissance Orbiter наблюдал основание северной полярной шапки на глубине 1,5–2 км под поверхностью. В совокупности объем льда, присутствующего в марсианских северных и южных полярных шапках, аналогичен объему льда в Гренландском ледяном щите . [238]
Поперечное сечение части северной полярной ледяной шапки Марса, полученное с помощью спутникового радиолокационного зондирования.
Предполагается, что еще более крупный ледяной щит в южном полярном регионе отступил в древние времена ( гесперийский период ), и мог содержать 20 миллионов км 3 водяного льда, что эквивалентно слою глубиной 137 м по всей планете. [239] [240]
Обе полярные шапки показывают обильные внутренние слои льда и пыли при исследовании с помощью изображений спиралевидных желобов, которые прорезают их объем, а измерения подповерхностного радара показали, что эти слои непрерывно простираются через ледяные щиты. Это наслоение содержит запись прошлых климатов на Марсе, точно так же, как ледяные щиты Земли имеют запись о климате Земли. Однако чтение этой записи не является простым, [241] поэтому многие исследователи изучали это наслоение не только для того, чтобы понять структуру, историю и свойства потока шапок, [144] но и для того, чтобы понять эволюцию климата на Марсе. [242] [243]
Вокруг полярных шапок находится множество более мелких ледяных щитов внутри кратеров, некоторые из которых лежат под толстыми отложениями песка или марсианской пыли. [244] [245] В частности, кратер Королева шириной 81,4 километра (50,6 миль) по оценкам содержит около 2200 кубических километров (530 кубических миль) водяного льда, выходящего на поверхность. [246] Дно кратера Королева находится примерно на 2 километра (1,2 мили) ниже края и покрыто центральной насыпью постоянного водяного льда глубиной 1,8 километра (1,1 мили) и диаметром до 60 километров (37 миль). [246] [247]
Подледниковая жидкая вода
Место нахождения южнополярного подледникового водоема (сообщение от июля 2018 г.).
Существование подледниковых озер на Марсе было выдвинуто, когда моделирование озера Восток в Антарктиде показало, что это озеро могло существовать до антарктического оледенения, и что подобный сценарий потенциально мог иметь место на Марсе. [248] В июле 2018 года ученые из Итальянского космического агентства сообщили об обнаружении такого подледникового озера на Марсе, находящегося на 1,5 километра (1 миля) ниже южной полярной ледяной шапки и простирающегося на 20 километров (10 миль) по горизонтали, что является первым доказательством наличия стабильного водоема с жидкой водой на планете. [68] [249] [250] [251] Доказательства существования этого марсианского озера были получены из яркого пятна в данных эхолокационного зондирования радара MARSIS на борту европейского орбитального аппарата Mars Express , [252] собранных в период с мая 2012 года по декабрь 2015 года. Обнаруженное озеро расположено в центре на 193° в. д., 81° ю. ш., на плоской местности, которая не демонстрирует каких-либо особых топографических характеристик, но окружена возвышенностями, за исключением восточной стороны, где находится впадина. [68] Радар SHARAD на борту Mars Reconnaissance Orbiter NASA не обнаружил никаких признаков озера. Рабочие частоты SHARAD рассчитаны на более высокое разрешение, но на меньшую глубину проникновения, поэтому, если вышележащий лед содержит значительное количество силикатов, маловероятно, что SHARAD сможет обнаружить предполагаемое озеро.
28 сентября 2020 года открытие MARSIS было подтверждено с использованием новых данных и повторным анализом всех данных с помощью новой методики. Эти новые радиолокационные исследования сообщают о еще трех подледниковых озерах на Марсе. Все они находятся на 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки . Размер первого обнаруженного озера, самого большого, был исправлен до ширины 30 км (19 миль). Оно окружено 3 меньшими озерами, каждое шириной в несколько километров. [253]
Кусок водяного льда на дне кратера Фруэн недалеко от Северного полюса Марса (70,5° с.ш. и 103° в.д.)
Поскольку температура у основания полярной шапки оценивается в 205 К (−68 °C; −91 °F), ученые предполагают, что вода может оставаться жидкой из-за антифризного эффекта перхлоратов магния и кальция . [68] [254] 1,5-километровый (0,93 мили) слой льда, покрывающий озеро, состоит из водяного льда с примесью 10–20 % пыли и сезонно покрывается слоем льда CO 2 толщиной 1 метр (3 фута 3 дюйма) . [68] Поскольку покрытие необработанными данными южной полярной ледяной шапки ограничено, первооткрыватели заявили, что «нет никаких оснований делать вывод о том, что наличие подповерхностной воды на Марсе ограничено одним местом». [68]
В 2019 году было опубликовано исследование, в котором изучались физические условия, необходимые для существования такого озера. [255] Исследование рассчитало количество геотермального тепла, необходимое для достижения температур, при которых жидкая смесь воды и перхлората будет стабильной подо льдом. Авторы пришли к выводу, что «даже если есть локальные концентрации больших количеств перхлоратных солей в основании южного полярного льда, типичные марсианские условия слишком холодны, чтобы растопить лед... необходим локальный источник тепла внутри коры для повышения температур, и магматическая камера в пределах 10 км ото льда могла бы обеспечить такой источник тепла. Этот результат предполагает, что если интерпретация наблюдений как жидкой воды верна, магматизм на Марсе мог быть активным совсем недавно».
Китайский марсоход Zhurong, изучавший регион Марса Utopia Planitia, обнаружил сдвиг песчаных дюн примерно в то же время, когда изменились слои в северном полярном регионе. Исследователи полагают, что наклон Марса изменился в то время и вызвал изменения в ветрах в месте посадки Zhurong и в слоях ледяной шапки. [256]
Если жидкое озеро действительно существует, его соленая вода может также смешиваться с почвой, образуя ил. [257] Высокий уровень соли в озере может представлять трудности для большинства форм жизни. На Земле существуют организмы, называемые галофилами , которые процветают в чрезвычайно соленых условиях, хотя и не в темных, холодных, концентрированных растворах перхлората. [257] Тем не менее, галотолерантные организмы могут справиться с повышенными концентрациями перхлората, используя физиологические адаптации, подобные тем, которые наблюдаются у дрожжей Debaryomyces hansenii, подвергавшихся в лабораторных экспериментах повышению концентрации NaClO 4. [258]
Грунтовый лед и подповерхностный лед
В течение многих лет различные ученые предполагали, что некоторые марсианские поверхности выглядят как перигляциальные области на Земле. [259] По аналогии с этими земными особенностями в течение многих лет утверждалось, что это могут быть области вечной мерзлоты . Это предполагает, что замерзшая вода находится прямо под поверхностью. [210] [260] Распространенная особенность в более высоких широтах, узорчатая земля , может встречаться в различных формах, включая полосы и многоугольники. На Земле эти формы вызваны замерзанием и таянием почвы. [261] Существуют и другие типы доказательств наличия больших количеств замерзшей воды под поверхностью Марса, такие как размягчение рельефа , которое скругляет резкие топографические особенности. [262] Данные гамма-спектрометра Mars Odyssey и прямые измерения с помощью посадочного модуля Phoenix подтвердили, что многие из этих особенностей тесно связаны с наличием грунтового льда. [263]
Поперечное сечение подземного льда воды обнажается на крутом склоне, который выглядит ярко-голубым на этом улучшенном цветном изображении с MRO . [264] Сцена имеет ширину около 500 метров. Уступ падает примерно на 128 метров от уровня земли. Ледяные щиты простираются от поверхности до глубины 100 метров и более. [265]
В 2018 году, используя камеру HiRISE на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), исследователи обнаружили по меньшей мере восемь эродирующих склонов, показывающих обнаженные щиты водяного льда толщиной до 100 метров, покрытые слоем почвы толщиной около 1 или 2 метров . [264] [266] Эти места находятся на широтах от примерно 55 до 58 градусов, что позволяет предположить, что под примерно третью часть поверхности Марса находится неглубокий подземный лед. [264] Это изображение подтверждает то, что было ранее обнаружено с помощью спектрометра на Mars Odyssey 2001 года , георадаров на MRO и Mars Express , а также раскопок на месте спускаемого аппарата Phoenix . [264] Эти слои льда содержат легкодоступные подсказки об истории климата Марса и делают замерзшую воду доступной для будущих исследователей-роботов или людей. [264] Некоторые исследователи предположили, что эти отложения могут быть остатками ледников, которые существовали миллионы лет назад, когда ось вращения и орбита планеты были другими. (См. раздел Ледниковые периоды Марса ниже.) Более подробное исследование, опубликованное в 2019 году, обнаружило, что водяной лед существует на широтах севернее 35° с. ш. и южнее 45° ю. ш., причем некоторые ледяные пятна находятся всего в нескольких сантиметрах от поверхности, покрытой пылью. Извлечение водяного льда в этих условиях не потребует сложного оборудования. [267] [268]
Лед исчезает после удара.
Крупный план стены треугольной впадины, как видно с помощью HiRISE, в стене видны слои. Эти слои содержат лед. Нижние слои наклонены, а слои вблизи поверхности более или менее горизонтальны. Такое расположение слоев называется «угловым несогласием ». [269]
Крупный план ударного кратера, который мог образоваться в богатой льдом земле, как видно с HiRISE в рамках программы HiWish. Обратите внимание, что выброс кажется ниже, чем окружающая среда. Горячий выброс мог заставить часть льда уйти, тем самым понизив уровень выброса.
Карта приповерхностного льда
Фестончатый рельеф
В некоторых регионах Марса наблюдаются фестончатые впадины. Предполагается, что эти впадины являются остатками деградирующих богатых льдом мантийных отложений. Гребешки вызваны сублимацией льда из мерзлой почвы. Рельеф фестончатой топографии может быть сформирован подповерхностной потерей водяного льда путем сублимации в современных климатических условиях Марса. Модель предсказывает подобные формы, когда на поверхности земли находится большое количество чистого льда, до многих десятков метров в глубину. [270] Этот материал мантии, вероятно, был отложен из атмосферы в виде льда, образовавшегося на пыли, когда климат был другим из-за изменений наклона полюса Марса (см. § Ледниковые периоды ниже). [271] [272] [273] Гребешки обычно имеют глубину в десятки метров и от нескольких сотен до нескольких тысяч метров в поперечнике. Они могут быть почти круглыми или вытянутыми. Некоторые, по-видимому, слились, в результате чего образовалась большая сильно изрытая местность. Процесс формирования рельефа может начинаться с сублимации из трещины. Часто встречаются полигональные трещины, где формируются гребешки, а наличие гребешкового рельефа, по-видимому, является признаком мерзлой почвы. [141] [263]
22 ноября 2016 года НАСА сообщило об обнаружении большого количества подземного льда в районе равнины Утопия на Марсе. [274] Объем обнаруженной воды оценивается как эквивалентный объему воды в озере Верхнее . [65] [66] [67]
Объем водяного льда в регионе был основан на измерениях с помощью проникающего в землю радиолокационного прибора на Mars Reconnaissance Orbiter , называемого SHARAD . Из данных, полученных с SHARAD, была определена « диэлектрическая проницаемость », или диэлектрическая постоянная. Значение диэлектрической постоянной соответствовало большой концентрации водяного льда. [275] [276] [277]
Эти фестончатые особенности внешне похожи на особенности швейцарского сыра , обнаруженные вокруг южной полярной шапки. Считается, что особенности швейцарского сыра обусловлены полостями, образующимися в поверхностном слое твердого углекислого газа , а не водяного льда, хотя дно этих отверстий, вероятно, богато H 2 O. [278]
Ледяные пятна
Осажденный водяной лед, покрывающий марсианскую равнину Утопия , водяной лед, образовавшийся в результате прилипания к сухому льду (наблюдалось спускаемым аппаратом Viking 2 )
28 июля 2005 года Европейское космическое агентство объявило о существовании кратера, частично заполненного замерзшей водой; [279] некоторые тогда интерпретировали открытие как «ледяное озеро». [280] Снимки кратера, сделанные стереокамерой высокого разрешения на борту орбитального аппарата Mars Express Европейского космического агентства , ясно показывают широкий слой льда на дне безымянного кратера, расположенного на Vastitas Borealis , широкой равнине, которая охватывает большую часть далеких северных широт Марса, примерно на 70,5° северной широты и 103° восточной долготы. Кратер имеет ширину 35 километров (22 мили) и глубину около 2 километров (1,2 мили). Разница высот между дном кратера и поверхностью водяного льда составляет около 200 метров (660 футов). Ученые ЕКА приписывают большую часть этой разницы высот песчаным дюнам под водяным льдом, которые частично видны. Хотя ученые не называют это пятно «озером», пятно водяного льда примечательно своими размерами и тем, что оно присутствует в течение всего года. Отложения водяного льда и слои инея были обнаружены во многих различных местах на планете.
По мере того, как все больше и больше поверхности Марса было сфотографировано современным поколением орбитальных аппаратов, постепенно становилось все более очевидным, что, вероятно, существует гораздо больше участков льда, разбросанных по поверхности Марса. Многие из этих предполагаемых участков льда сосредоточены в средних широтах Марса (≈30–60° с.ш. от экватора). Например, многие ученые считают, что широко распространенные особенности в этих широтных диапазонах, по-разному описываемые как «зависящая от широты мантия» или «наклеенная местность», состоят из покрытых пылью или мусором участков льда, которые медленно разрушаются. [144] Покрытие из мусора требуется как для объяснения тусклых поверхностей, видимых на снимках, которые не отражают как лед, так и для того, чтобы участки могли существовать в течение длительного периода времени без полного сублимирования. Эти участки были предложены в качестве возможных источников воды для некоторых загадочных особенностей канализированного потока, таких как овраги, также видимые в этих широтах.
Поверхностные особенности, соответствующие существующему паковому льду, были обнаружены в южной части равнины Элизий . [142] То, что кажется плитами, размером от 30 метров (98 футов) до 30 километров (19 миль), обнаружено в каналах, ведущих к большой затопленной области. Плиты демонстрируют признаки распада и вращения, которые четко отличают их от лавовых плит в других местах на поверхности Марса. Считается, что источником потопа является близлежащий геологический разлом Впадины Цербера , который изверг воду, а также лаву возрастом от 2 до 10 миллионов лет. Было высказано предположение, что вода вышла из Впадины Цербера, затем собралась и замерзла на низких, ровных равнинах, и что такие замерзшие озера могут существовать до сих пор. [281] [282] [283]
Ледники
Вид на ледникоподобный лепестковый отложения шириной 5 км, спускающийся в коробчатый каньон. На поверхности есть морены , отложения камней, которые показывают, как продвигался ледник.
На многих крупных территориях Марса либо, по-видимому, находятся ледники, либо имеются свидетельства того, что они когда-то там присутствовали. Предполагается, что многие области в высоких широтах, особенно четырехугольник озера Исмений , все еще содержат огромное количество водяного льда. [284] [285] Недавние данные привели многих планетологов к выводу, что водяной лед все еще существует в виде ледников на большей части средних и высоких широт Марса, защищенный от сублимации тонкими покрытиями изолирующих пород и/или пыли. [41] [58] Примером этого являются ледникоподобные образования, называемые дольчатыми обломочными шлейфами в области, называемой Deuteronilus Mensae , которые демонстрируют широко распространенные свидетельства наличия льда, залегающего под несколькими метрами обломков горных пород. [58] Ледники связаны с изрезанной местностью и многими вулканами. Исследователи описали ледниковые отложения на куполе Гекаты , [286] горе Арсия , [287] горе Павлина , [288] и горе Олимп . [289] Ледники также были обнаружены в ряде крупных марсианских кратеров в средних широтах и выше.
Ледниковые образования на Марсе известны по-разному: вязкие потоковые образования, [290] марсианские потоковые образования, дольчатые обломочные шлейфы [58] или линейные долинные заполнения [54] в зависимости от формы образования, его местоположения, рельефа, с которым оно связано, и автора, описывающего его. Многие, но не все, небольшие ледники, по-видимому, связаны с оврагами на стенках кратеров и материалом мантии. [291] Линейные отложения, известные как линейные долинные заполнения, вероятно, представляют собой покрытые камнями ледники, которые находятся на дне большинства каналов в пределах изрезанной местности, обнаруженной вокруг Arabia Terra в северном полушарии. Их поверхности имеют ребристые и бороздчатые материалы, которые отклоняются вокруг препятствий. Линейные донные отложения могут быть связаны с дольчатыми обломочными шлейфами , которые, как было доказано орбитальным радаром, содержат большое количество льда. [41] [58] В течение многих лет исследователи интерпретировали, что особенности, называемые «дольчатыми обломочными шлейфами», были ледниковыми потоками, и считалось, что лед существовал под слоем изолирующих пород. [57] [292] [293] С новыми показаниями приборов было подтверждено, что дольчатые обломочные шлейфы содержат почти чистый лед, покрытый слоем пород. [41] [58]
Движущийся лед переносит каменный материал, а затем сбрасывает его, когда лед исчезает. Обычно это происходит на кончике или краях ледника. На Земле такие особенности называются моренами , но на Марсе они обычно известны как мореноподобные хребты , концентрические хребты или дугообразные хребты . [294] Поскольку на Марсе лед имеет тенденцию сублимироваться, а не таять, и поскольку низкие температуры на Марсе имеют тенденцию делать ледники «холодными» (промерзшими до основания и неспособными скользить), остатки этих ледников и хребты, которые они оставляют, выглядят не совсем так, как обычные ледники на Земле. В частности, марсианские морены имеют тенденцию откладываться, не отклоняясь подстилающей топографией, что, как полагают, отражает тот факт, что лед в марсианских ледниках обычно замерзает и не может скользить. [144] Гряды обломков на поверхности ледников указывают направление движения льда. Поверхность некоторых ледников имеет грубую текстуру из-за сублимации погребенного льда. Лед испаряется, не тая, и оставляет после себя пустое пространство. Затем вышележащий материал проваливается в пустоту. [295] Иногда куски льда падают с ледника и погребаются в поверхности земли. Когда они тают, остается более или менее круглое отверстие. Многие из этих « котелковых ям » были обнаружены на Марсе. [296]
Несмотря на веские доказательства ледникового течения на Марсе, существует мало убедительных доказательств форм рельефа, вырезанных ледниковой эрозией , например, U-образные долины , скалистые и хвостовые холмы, гребни , друмлины . Такие особенности широко распространены в ледниковых регионах на Земле, поэтому их отсутствие на Марсе оказалось загадочным. Считается, что отсутствие этих форм рельефа связано с холодной природой льда в большинстве последних ледников на Марсе. Поскольку солнечная инсоляция , достигающая планеты, температура и плотность атмосферы, а также геотермальный тепловой поток на Марсе ниже, чем на Земле, моделирование предполагает, что температура интерфейса между ледником и его ложем остается ниже точки замерзания, и лед буквально вморожен в землю. Это не дает ему скользить по ложу, что, как считается, подавляет способность льда разрушать поверхность. [144]
Грунтовые воды
В августе 2024 года на Марсе был обнаружен резервуар жидкой воды — глубоко в скалистой внешней коре планеты. Результаты были получены в результате нового анализа данных с аппарата NASA Mars Insight Lander, который зафиксировал четырехлетние колебания — марсианские землетрясения — из глубины Красной планеты. Анализ выявил резервуары воды на глубине около 6–12 миль (10–20 км) в марсианской коре. [297] [298]
По оценкам, воды, запертой в крошечных трещинах и порах горных пород в середине марсианской коры, может быть достаточно, чтобы заполнить океаны на поверхности планеты. Подземные воды, вероятно, покроют весь Марс на глубину 1 мили (1,6 километра), показало исследование. [298]
Разработка водного кадастра Марса
Изменение содержания воды на поверхности Марса тесно связано с эволюцией его атмосферы и, возможно, было отмечено несколькими ключевыми этапами. Хэд и другие собрали подробную историю воды на Марсе и представили ее в марте 2023 года. [299]
Ранняя нойская эра характеризовалась атмосферными потерями в космосе из-за интенсивной метеоритной бомбардировки и гидродинамического выхода. [300] Выброс метеоритов мог удалить ~60% ранней атмосферы . [300] [301] Значительные количества филлосиликатов могли образоваться в этот период, требуя достаточно плотной атмосферы для поддержания поверхностной воды, поскольку спектрально доминирующая группа филлосиликатов, смектит, предполагает умеренное соотношение воды и породы. [302] Однако pH-pCO 2 между смектитом и карбонатом показывают, что осаждение смектита ограничило бы pCO 2 значением не более 1 × 10 -2 атм (1,0 кПа). [302] В результате доминирующий компонент плотной атмосферы на раннем Марсе становится неопределенным, если глины образовались в контакте с марсианской атмосферой, [303] особенно учитывая отсутствие доказательств наличия карбонатных отложений . Дополнительным осложнением является то, что яркость молодого Солнца, которая была примерно на 25% ниже, потребовала бы древней атмосферы со значительным парниковым эффектом для повышения температуры поверхности, необходимой для поддержания жидкой воды. [303] Более высокого содержания CO 2 было бы недостаточно, поскольку CO 2 выпадает в осадок при парциальном давлении, превышающем 1,5 атм (1500 гПа), что снижает его эффективность как парникового газа . [303]
Средний и поздний Нойский период (4,1–3,8 млрд лет назад)
В период от середины до конца Ноахской эры на Марсе потенциально могла сформироваться вторичная атмосфера за счет выделения газов, в основном вулканами Фарсиды, включая значительные количества H 2 O, CO 2 и SO 2 . [300] [301] Сети марсианских долин относятся к этому периоду, что указывает на глобально распространенную и временно поддерживаемую поверхностную воду, в отличие от катастрофических наводнений. [300] Конец этого периода совпадает с прекращением действия внутреннего магнитного поля и всплеском метеоритной бомбардировки. [300] [301] Прекращение действия внутреннего магнитного поля и последующее ослабление любых локальных магнитных полей позволило беспрепятственно очищать атмосферу солнечным ветром. Например, по сравнению с их земными аналогами, соотношения 38 Ar/ 36 Ar, 15 N/ 14 N и 13 C/ 12 C в марсианской атмосфере соответствуют ~60% потере Ar, N 2 и CO 2 солнечным ветром, очищающим верхнюю атмосферу, обогащенную более легкими изотопами, посредством рэлеевского фракционирования . [300] Дополняя активность солнечного ветра, удары могли бы выбросить атмосферные компоненты в больших объемах без изотопного фракционирования. Тем не менее, удары комет, в частности, могли внести летучие вещества на планету. [300]
Гесперидская и амазонская эры (настоящее время) (~3,8 млрд лет назад)
Улучшение атмосферы спорадическими событиями дегазации было компенсировано солнечным ветром, очищающим атмосферу, хотя и менее интенсивно, чем молодым Солнцем . [301] Катастрофические наводнения датируются этим периодом, способствуя внезапному подземному выбросу летучих веществ, в отличие от устойчивых поверхностных потоков. [300] В то время как ранняя часть этой эры могла быть отмечена водной кислотной средой и выбросом грунтовых вод в районе Фарсиды [304], датируемым поздним нойским периодом, большая часть процессов изменения поверхности во время последней части отмечена окислительными процессами, включая образование оксидов Fe 3+ , которые придают марсианской поверхности красноватый оттенок. [301] Такое окисление первичных минеральных фаз может быть достигнуто с помощью процессов с низким pH (и, возможно, высокой температурой), связанных с образованием палагонитовой тефры, [305] действием H 2 O 2 , которая образуется фотохимически в марсианской атмосфере, [306] и действием воды, [302] ни один из которых не требует свободного O 2 . Действие H 2 O 2 могло доминировать во времени, учитывая резкое сокращение водной и магматической активности в эту недавнюю эпоху, делая наблюдаемые оксиды Fe 3+ объемно малыми, хотя всепроникающими и спектрально доминирующими. [307] Тем не менее, водоносные горизонты могли управлять устойчивой, но высоко локализованной поверхностной водой в недавней геологической истории, как это очевидно в геоморфологии кратеров, таких как Мохаве. [308] Кроме того, марсианский метеорит Лафайет демонстрирует доказательства водного изменения еще 650 млн лет назад. [300]
Марс до и после/во время глобальной пылевой бури 2018 года
В 2020 году ученые сообщили, что текущая потеря атомарного водорода из воды на Марсе в значительной степени обусловлена сезонными процессами и пылевыми бурями , которые переносят воду непосредственно в верхние слои атмосферы, и что это, вероятно, повлияло на климат планеты в течение последнего 1 млрд лет. [309] [310] Более поздние исследования показали, что распространяющиеся вверх атмосферные гравитационные волны могут играть важную роль во время глобальных пылевых бурь в регуляции утечки воды. [311] [312]
Ледниковые периоды
Северные полярные слоистые отложения льда и пыли.
За последние пять миллионов лет Марс пережил около 40 крупномасштабных изменений в количестве и распределении льда на своей поверхности, [313] [288], последнее из которых произошло примерно 2,1–0,4 млн лет назад во время позднего амазонского оледенения на границе дихотомии . [314] [315] Эти изменения известны как ледниковые периоды. [316] Ледниковые периоды на Марсе сильно отличаются от тех, которые переживает Земля. Ледниковые периоды вызваны изменениями орбиты и наклона Марса — также известными как наклон. Орбитальные расчеты показывают, что Марс качается на своей оси гораздо сильнее, чем Земля. Земля стабилизируется своей пропорционально большой луной, поэтому она качается всего на несколько градусов. Марс может изменить свой наклон на многие десятки градусов. [273] [317] Когда этот наклон высок, его полюса получают гораздо больше прямого солнечного света и тепла; это приводит к тому, что ледяные шапки нагреваются и становятся меньше, когда лед сублимируется. В дополнение к изменчивости климата, эксцентриситет орбиты Марса изменяется в два раза больше, чем эксцентриситет Земли. По мере того, как полюса сублимируются, лед переоткладывается ближе к экватору, который получает несколько меньше солнечной инсоляции при этих высоких наклонениях. [318] Компьютерное моделирование показало, что наклон марсианской оси на 45° приведет к накоплению льда в областях, которые демонстрируют ледниковые рельефы. [319]
Влага из ледяных шапок перемещается в более низкие широты в виде отложений инея или снега, смешанного с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли, водяной пар конденсируется на этих частицах, которые затем падают на землю из-за дополнительного веса водного покрытия. Когда лед в верхней части слоя мантии возвращается в атмосферу, он оставляет пыль, которая служит для изоляции оставшегося льда. [318] Общий объем удаленной воды составляет несколько процентов от ледяных шапок или достаточно, чтобы покрыть всю поверхность планеты одним метром воды. Большая часть этой влаги из ледяных шапок приводит к образованию толстой гладкой мантии со смесью льда и пыли. [271] [272] [320] [321] Эта богатая льдом мантия, толщина которой может достигать 100 метров в средних широтах, [322] сглаживает землю в более низких широтах, но местами она демонстрирует неровную текстуру или узоры, которые выдают наличие бывшего водяного льда под ней.
С тех пор как в 1976 году аппараты Viking искали микробную жизнь, НАСА придерживалось стратегии «следования за водой» на Марсе. Однако жидкая вода является необходимым, но не достаточным условием для жизни, какой мы ее знаем, поскольку обитаемость является функцией множества параметров окружающей среды. [323] Химические, физические, геологические и географические атрибуты формируют среду на Марсе. Отдельные измерения этих факторов могут быть недостаточными, чтобы считать среду пригодной для жизни, но сумма измерений может помочь предсказать места с большим или меньшим потенциалом обитаемости. [324]
Обитаемая среда не обязательно должна быть заселена, и в целях планетарной защиты ученые пытаются определить потенциальные места обитания, где бактерии, занесенные с Земли на космических кораблях, могли бы загрязнить Марс. [325] Если жизнь существует — или существовала — на Марсе, доказательства или биосигнатуры могут быть найдены под поверхностью, вдали от современных суровых условий поверхности, таких как перхлораты , [326] [327] ионизирующее излучение, высыхание и замерзание. [328] Обитаемые места могут находиться на глубине нескольких километров под поверхностью в гипотетической гидросфере или вблизи под поверхностью в контакте с вечной мерзлотой. [60] [61] [62] [63] [64]
Марсоход Curiosity оценивает прошлый и настоящий потенциал обитаемости Марса. Европейско-российская программа ExoMars — это астробиологический проект, посвященный поиску и идентификации биосигнатур на Марсе. Она включает в себя орбитальный аппарат ExoMars Trace Gas Orbiter , который начал картографировать атмосферный метан в апреле 2018 года, и марсоход ExoMars 2022 , который будет бурить и анализировать подповерхностные образцы на глубине 2 метра. Марсоход NASA Mars 2020 будет хранить десятки пробуренных образцов керна для их возможной транспортировки в лаборатории на Земле в конце 2020-х или 2030-х годах.
Результаты зондирования
Маринер 9
Меандр в долине Скамандер , как видно с Mars Global Surveyor . Такие изображения подразумевают, что когда-то на поверхности Марса текли большие объемы воды.
Снимки, полученные марсианским орбитальным аппаратом Mariner 9 , запущенным в 1971 году, показали первые прямые доказательства существования воды в прошлом в виде высохших речных русел, каньонов (включая Долину Маринера , систему каньонов протяженностью около 4020 километров (2500 миль)), свидетельств водной эрозии и отложений, погодных фронтов, туманов и многого другого. [329] Результаты миссий Mariner 9 легли в основу более поздней программы Viking . Огромная система каньонов Долины Маринера названа в честь Mariner 9 в честь его достижений.
Программа «Викинг»
Обтекаемые острова в долине Махя свидетельствуют о том, что на Марсе происходили крупные наводнения.
Обнаружив множество геологических форм, которые обычно образуются из большого количества воды, два орбитальных аппарата Viking и два посадочных модуля произвели революцию в наших знаниях о воде на Марсе. Огромные каналы оттока были обнаружены во многих областях. Они показали, что потоки воды прорвали плотины, прорезали глубокие долины, размыли канавки в коренной породе и прошли тысячи километров. [330] Большие площади в южном полушарии содержали разветвленные сети долин , что предполагает, что когда-то выпадал дождь. [331] Многие кратеры выглядят так, как будто ударный объект упал в грязь. Когда они образовались, лед в почве мог растаять, превратив землю в грязь, затем грязь растеклась по поверхности. [130] [131] [259] [332] Регионы, называемые «хаотичной местностью», по-видимому, быстро потеряли большие объемы воды, что привело к образованию больших каналов ниже по течению. Оценки для некоторых потоков каналов достигают десяти тысяч раз больше потока реки Миссисипи . [333] Подземный вулканизм мог растопить замерзший лед; затем вода утекла, и земля обвалилась, оставив хаотичный ландшафт. Кроме того, общий химический анализ, проведенный двумя посадочными модулями Viking, показал, что поверхность была либо открыта для воды, либо погружена в нее в прошлом. [334] [335]
Марс Глобал Сервейор
Карта, показывающая распределение гематита в Sinus Meridiani. Эти данные были использованы для определения места посадки марсохода Opportunity , который нашел определенные доказательства присутствия воды в прошлом.
Тепловой эмиссионный спектрометр (TES) Mars Global Surveyor — это прибор, способный определять минеральный состав на поверхности Марса. Минеральный состав дает информацию о наличии или отсутствии воды в древние времена. TES выявил большую (30 000 квадратных километров (12 000 квадратных миль)) область в формации Нили Фоссае , которая содержит минерал оливин . [336] Считается, что древний удар астероида, который создал бассейн Изидис, привел к разломам, которые обнажили оливин. Открытие оливина является убедительным доказательством того, что части Марса были чрезвычайно сухими в течение длительного времени. Оливин был также обнаружен во многих других небольших обнажениях в пределах 60 градусов к северу и югу от экватора. [337] Зонд сфотографировал несколько каналов, которые предполагают прошлые устойчивые потоки жидкости, два из них обнаружены в долинах Нанеди и в долинах Ниргал . [338]
Внутренний канал (в верхней части изображения) на дне долины Нанеди, который предполагает, что вода текла в течение довольно длительного периода. Изображение из четырехугольника Лунного Палуса .
Марсианские первопроходцы
Посадочный модуль Pathfinder зафиксировал изменение суточного цикла температуры. Холоднее всего было перед восходом солнца, около −78 °C (−108 °F; 195 K), а теплее всего сразу после марсианского полудня, около −8 °C (18 °F; 265 K). В этом месте самая высокая температура никогда не достигала точки замерзания воды (0 °C (32 °F; 273 K)), слишком холодно для существования чистой жидкой воды на поверхности.
Атмосферное давление, измеренное Pathfinder на Марсе, очень низкое — около 0,6% от земного, и оно не позволило бы чистой жидкой воде существовать на поверхности. [339]
Другие наблюдения согласуются с тем, что вода присутствовала в прошлом. Некоторые камни на месте Mars Pathfinder были прислонены друг к другу способом, который геологи называют черепитчатым. Предполагается, что сильные паводковые воды в прошлом толкали камни, пока они не оказались обращенными в сторону от потока. Некоторые камешки были округлыми, возможно, из-за того, что их перекатывали в ручье. Части земли покрыты коркой, возможно, из-за цементирования жидкостью, содержащей минералы. [340] Были свидетельства облаков и, возможно, тумана. [340]
Mars Odyssey 2001 года обнаружил множество доказательств наличия воды на Марсе в виде изображений, а с помощью нейтронного спектрометра он доказал, что большая часть поверхности покрыта водяным льдом. На Марсе достаточно льда прямо под поверхностью, чтобы дважды заполнить озеро Мичиган . [341] В обоих полушариях, от 55° широты до полюсов, на Марсе высокая плотность льда прямо под поверхностью; один килограмм почвы содержит около 500 граммов (18 унций) водяного льда. Но вблизи экватора в почве содержится всего 2–10 % воды. [342] Ученые считают, что большая часть этой воды также заключена в химической структуре минералов, таких как глина и сульфаты . [343] [344] Хотя верхняя поверхность содержит несколько процентов химически связанной воды, лед залегает всего на несколько метров глубже, как это было показано в Arabia Terra , Amazonis quadrangle и Elysium quadrangle , которые содержат большое количество водяного льда. [345] Орбитальный аппарат также обнаружил обширные залежи объемного водяного льда вблизи поверхности экваториальных регионов. [210] Доказательства экваториальной гидратации являются как морфологическими, так и композиционными и наблюдаются как в образовании Medusae Fossae , так и в Tharsis Montes . [210] Анализ данных показывает, что южное полушарие может иметь слоистую структуру, что свидетельствует о стратифицированных отложениях под ныне исчезнувшей большой водной массой. [346]
Блоки в Араме, показывающие возможный древний источник воды. Местоположение — четырехугольник Oxia Palus .
Инструменты на борту Mars Odyssey способны изучать верхний метр почвы. В 2002 году имеющиеся данные были использованы для расчета того, что если бы все поверхности почвы были покрыты ровным слоем воды, это соответствовало бы глобальному слою воды (GLW) 0,5–1,5 километра (0,31–0,93 мили). [347]
Тысячи изображений, полученных с орбитального аппарата Odyssey, также подтверждают идею о том, что на Марсе когда-то было большое количество воды, протекающей по его поверхности. Некоторые изображения показывают узоры разветвляющихся долин; другие показывают слои, которые могли быть сформированы под озерами; даже были идентифицированы дельты рек и озер. [48] [348]
В течение многих лет исследователи подозревали, что ледники существуют под слоем изолирующих пород. [41] [57] [58] Линейное заполнение долин является одним из примеров этих покрытых камнями ледников. Они находятся на дне некоторых каналов. Их поверхности имеют ребристые и бороздчатые материалы, которые отклоняются вокруг препятствий. Линейные отложения на дне могут быть связаны с дольчатыми обломочными шлейфами , которые, как показал орбитальный радар, содержат большое количество льда. [41] [58]
Посадочный модуль Phoenix также подтвердил существование большого количества водяного льда в северной части Марса. [349] [350] Это открытие было предсказано предыдущими орбитальными данными и теорией, [351] и было измерено с орбиты приборами Mars Odyssey. [342] 19 июня 2008 года NASA объявило, что куски яркого материала размером с игральную кость в траншее «Додо-Златовласка», вырытой роботизированной рукой, испарились в течение четырех дней, что убедительно указывает на то, что яркие куски состояли из водяного льда, который сублимируется после воздействия. Недавнее моделирование переноса излучения показало, что этот водяной лед был снегом с размером зерна ~350 мкм с 0,015% пыли. [352] Несмотря на то, что CO 2 ( сухой лед ) также сублимируется в существующих условиях, он будет делать это со скоростью, намного превышающей наблюдаемую. [353] 31 июля 2008 года НАСА объявило, что Phoenix дополнительно подтвердил наличие водяного льда в месте посадки. Во время начального цикла нагрева образца масс-спектрометр обнаружил водяной пар, когда температура образца достигла 0 °C (32 °F; 273 K). [354] Стабильная жидкая вода не может существовать на поверхности Марса с его нынешним низким атмосферным давлением и температурой (она бы закипела), за исключением самых низких высот в течение коротких периодов. [200] [201] [349] [355]
Вид снизу посадочного модуля Phoenix , на котором виден водяной лед, обнажившийся под воздействием тормозных двигателей.
Когда Phoenix приземлился, тормозные двигатели разбрызгали почву и растопили лед на транспортном средстве. [356] Фотографии показали, что приземление оставило капли материала, прилипшие к посадочным стойкам. [356] Капли расширялись со скоростью, соответствующей разжижению , темнели перед исчезновением (соответствующей разжижению с последующим капанием) и, казалось, слились. Эти наблюдения в сочетании с термодинамическими доказательствами показали, что капли, вероятно, были каплями жидкого рассола . [356] [357] Другие исследователи предположили, что капли могут быть «комками инея». [358] [359] [360] В 2015 году было подтверждено, что перхлорат играет роль в формировании повторяющихся линий склона на крутых оврагах . [3] [361]
Насколько может видеть камера, место посадки плоское, но сформировано в виде многоугольников диаметром от 2 до 3 метров (от 6 футов 7 дюймов до 9 футов 10 дюймов), которые ограничены впадинами глубиной 20–50 сантиметров (7,9–19,7 дюйма). Эти формы обусловлены расширением и сжатием льда в почве из-за значительных изменений температуры. Микроскоп показал, что почва на вершине многоугольников состоит из округлых частиц и плоских частиц, вероятно, типа глины. [362] Лед присутствует на несколько дюймов ниже поверхности в середине многоугольников, а по его краям лед имеет глубину не менее 8 дюймов (200 мм). [355]
Было замечено, что из перистых облаков выпадает снег. Облака образовались на уровне атмосферы, который был около −65 °C (−85 °F; 208 K), поэтому облака должны были состоять из водяного льда, а не из льда из диоксида углерода (CO 2 или сухого льда), поскольку температура образования льда из диоксида углерода намного ниже, чем −120 °C (−184 °F; 153 K). В результате наблюдений миссии теперь предполагается, что водяной лед (снег) мог накапливаться в этом месте позже в этом году. [363] Самая высокая температура, измеренная во время миссии, которая проходила во время марсианского лета, была −19,6 °C (−3,3 °F; 253,6 K), а самая холодная была −97,7 °C (−143,9 °F; 175,5 K). Таким образом, в этом регионе температура оставалась намного ниже точки замерзания (0 °C (32 °F; 273 K)) воды. [364]
Марсоходы для исследования Марса
Крупный план скального выступа.Тонкие слои горных пород, не все из которых параллельны друг другу.Гематитовые шарики .Частично вкрапленные сферулы .
Марсоходы Spirit и Opportunity обнаружили множество доказательств существования воды на Марсе в прошлом. Марсоход Spirit приземлился в месте , которое считалось большим озером. Озерное дно было покрыто потоками лавы, поэтому изначально было трудно обнаружить доказательства существования воды в прошлом. 5 марта 2004 года NASA объявило, что Spirit обнаружил следы истории существования воды на Марсе в камне, названном «Хамфри». [365]
Когда Spirit двигался задним ходом в декабре 2007 года, таща за собой застрявшее колесо, колесо соскребло верхний слой почвы, обнажив участок белой земли, богатой кремнеземом . Ученые полагают, что он, должно быть, образовался одним из двух способов. [366] Первый: отложения горячих источников, образовавшиеся, когда вода растворяла кремнезем в одном месте, а затем переносила его в другое (т. е. гейзер ). Второй: кислотный пар, поднимающийся через трещины в скалах, лишал их минеральных компонентов, оставляя кремнезем. [367] Марсоход Spirit также нашел доказательства наличия воды в холмах Колумбия кратера Гусева. В группе пород Кловис мессбауэровский спектрометр (МБ) обнаружил гетит , [368] который образуется только в присутствии воды, [369] [370] [371] железо в окисленной форме Fe 3+ , [372] богатые карбонатом породы, что означает, что регионы планеты когда-то содержали воду. [373] [374]
Марсоход Opportunity был направлен на место, где с орбиты было обнаружено большое количество гематита . Гематит часто образуется из воды. Марсоход действительно обнаружил слоистые породы и мраморовидные или черничные гематитовые конкреции . В другом месте своего пути Opportunity исследовал стратиграфию эоловых дюн в Бернс-Клифф в кратере Эндьюранс . Его операторы пришли к выводу, что сохранение и цементация этих обнажений контролировались потоком неглубоких грунтовых вод. [169] За годы своей непрерывной работы Opportunity передал доказательства того, что эта область на Марсе в прошлом была пропитана жидкой водой. [375] [376]
Марсоходы MER нашли доказательства существования древней влажной среды, которая была очень кислой. Фактически, Opportunity обнаружил доказательства существования серной кислоты , агрессивного химического вещества для жизни. [42] [43] [377] [378] Но 17 мая 2013 года NASA объявило, что Opportunity обнаружил отложения глины , которые обычно образуются во влажной среде, близкой к нейтральной кислотности . Эта находка предоставляет дополнительные доказательства существования влажной древней среды, возможно, благоприятной для жизни . [42] [43]
Марсианский разведывательный орбитальный аппарат
Источники в кратере Вернал , как видно с HIRISE . Эти источники могут быть хорошими местами для поиска свидетельств прошлой жизни, поскольку горячие источники могут сохранять свидетельства форм жизни в течение длительного времени. Местоположение — четырехугольник Oxia Palus .
Инструмент HiRISE аппарата Mars Reconnaissance Orbiter сделал много снимков, которые убедительно свидетельствуют о том, что Марс имел богатую историю процессов, связанных с водой. Крупным открытием стало обнаружение доказательств древних горячих источников . Если они содержали микробную жизнь, они могут содержать биосигнатуры . [379] Исследование, опубликованное в январе 2010 года, описало убедительные доказательства устойчивых осадков в районе вокруг долины Маринер . [140] [141] Типы минералов там связаны с водой. Кроме того, высокая плотность небольших разветвленных каналов указывает на большое количество осадков.
Было обнаружено, что породы на Марсе часто встречаются в виде слоев, называемых стратами, во многих разных местах. [380] Слои образуются различными способами, включая вулканы, ветер или воду. [381] Светлые породы на Марсе связаны с гидратированными минералами, такими как сульфаты и глина. [382]
Слои на западном склоне кратера Азимова. Местоположение — четырехугольник Ноя .
Орбитальный аппарат помог ученым определить, что большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [272] [383] [384]
Ледяная мантия под неглубокой поверхностью, как полагают, является результатом частых, крупных изменений климата. Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. [203] Водяной пар конденсируется на частицах, затем они падают на землю из-за дополнительного веса водного покрытия. Когда лед в верхней части слоя мантии возвращается в атмосферу, он оставляет пыль, которая изолирует оставшийся лед. [318]
В 2008 году исследования с помощью Shallow Radar на Mars Reconnaissance Orbiter предоставили убедительные доказательства того, что дольчатые обломочные фартуки (LDA) в Hellas Planitia и в средних северных широтах являются ледниками , покрытыми тонким слоем камней. Его радар также обнаружил сильное отражение от вершины и основания LDA, что означает, что чистый водяной лед составлял большую часть образования. [41] Открытие водяного льда в LDA показывает, что вода находится и на более низких широтах. [259]
Исследование, опубликованное в сентябре 2009 года, показало, что некоторые новые кратеры на Марсе показывают обнаженный, чистый водяной лед. [385] Через некоторое время лед исчезает, испаряясь в атмосферу. Лед имеет толщину всего несколько футов. Наличие льда было подтверждено с помощью компактного спектрометра визуализации (CRISM) на борту Mars Reconnaissance Orbiter. [386] Похожие обнажения льда были обнаружены в мантии средних широт (первоначально предполагалось, что она содержит захороненный пыльный снег, покрытый пылью и реголитом; [271] ), которая покрывает большинство склонов, обращенных к полюсам, в средних широтах, с использованием спектрального анализа изображений HiRISE. [387]
Дополнительные совместные отчеты, опубликованные в 2019 году, оценили количество водяного льда, расположенного на северном полюсе. В одном отчете использовались данные зондов MRO SHARAD (SHAllow RADar sounder). SHARAD имеет возможность сканировать до 2 километров (1,2 мили) под поверхностью с интервалом 15 метров (49 футов). Анализ прошлых запусков SHARAD показал наличие слоев водяного льда и песка под Planum Boreum , причем от 60% до 88% объема составляет водяной лед. Это подтверждает теорию долгосрочной глобальной погоды Марса, состоящей из циклов глобального потепления и охлаждения; в периоды охлаждения вода собиралась на полюсах, образуя слои льда, а затем, когда произошло глобальное потепление, нерастаявший водяной лед был покрыт пылью и грязью из-за частых пылевых бурь Марса. Общий объем льда, определенный в ходе этого исследования, показал, что его объем составляет приблизительно 2,2 × 10 5 кубических километров (5,3 × 10 4 кубических миль), или достаточно воды, если ее растопить, чтобы полностью покрыть поверхность Марса слоем воды толщиной 1,5 метра (4,9 фута). [388] Работа была подтверждена отдельным исследованием, в котором использовались зарегистрированные данные о гравитации для оценки плотности Planum Boreum, что указывает на то, что в среднем он содержал до 55% по объему водяного льда. [389]
Многие объекты, которые выглядят как пинго на Земле, были обнаружены в Utopia Planitia (~35-50° с.ш.; ~80-115° в.д.) путем изучения фотографий с HiRISE. Пинго содержат ядро льда. [390]
В самом начале своей текущей миссии марсоход Curiosity НАСА обнаружил недвусмысленные речные отложения на Марсе. Свойства гальки в этих обнажениях предполагали бывший энергичный поток в русле реки, с потоком глубиной от щиколотки до пояса. Эти породы были обнаружены у подножия системы аллювиальных конусов, спускающихся со стены кратера, которая ранее была идентифицирована с орбиты. [149] [150] [151]
В октябре 2012 года Curiosity провел первый рентгеновский дифракционный анализ марсианского грунта . Результаты показали наличие нескольких минералов, включая полевой шпат , пироксены и оливин , и предположили, что марсианский грунт в образце был похож на выветренные базальтовые почвы гавайских вулканов . Использованный образец состоит из пыли, распространяемой глобальными пылевыми бурями , и местного мелкого песка. До сих пор материалы, которые проанализировал Curiosity, согласуются с первоначальными идеями об отложениях в кратере Гейла , фиксирующих переход во времени от влажной к сухой среде. [391]
26 сентября 2013 года ученые НАСА сообщили, что марсоход Curiosity обнаружил обильное количество химически связанной воды (от 1,5 до 3 весовых процентов) в образцах почвы в районе Рокнест на острове Эолис в кратере Гейла . [397] [398] [399 ] [400] [401] [402] Кроме того, НАСА сообщило, что марсоход обнаружил два основных типа почвы: мелкозернистый мафический тип и локально полученный крупнозернистый кислый тип . [399] [401] [403] Мафический тип, как и другие марсианские почвы и марсианская пыль , был связан с гидратацией аморфных фаз почвы. [403] Кроме того, перхлораты , присутствие которых может затруднить обнаружение органических молекул, связанных с жизнью , были обнаружены на месте посадки марсохода Curiosity (и ранее на более полярном месте посадки Phoenix ), что предполагает «глобальное распределение этих солей». [402] НАСА также сообщило, что порода Jake M , порода, обнаруженная Curiosity по пути в Гленелг , была муджиеритом и очень похожа на земные муджиеритовые породы. [404]
16 декабря 2014 года НАСА сообщило об обнаружении необычного увеличения, а затем уменьшения количества метана в атмосфере планеты Марс ; кроме того, органические химикаты были обнаружены в порошке, извлеченном из скалы марсоходом Curiosity . Кроме того, на основе исследований соотношения дейтерия и водорода было обнаружено , что большая часть воды в кратере Гейла на Марсе была потеряна в древние времена, до того, как образовалось дно озера в кратере; впоследствии большие объемы воды продолжали теряться. [405] [406] [407]
13 апреля 2015 года журнал Nature опубликовал анализ данных о влажности и температуре почвы, собранных Curiosity , который показал, что пленки жидкой рассоленной воды образуются в верхних 5 см недр Марса ночью. Активность и температура воды остаются ниже требований для размножения и метаболизма известных земных микроорганизмов. [2] [408]
4 ноября 2018 года геологи представили доказательства, основанные на исследованиях кратера Гейла марсоходом Curiosity , что на раннем Марсе было много воды . [411] [412 ]
Марс Экспресс
Орбитальный аппарат Mars Express , запущенный Европейским космическим агентством , картографировал поверхность Марса и использовал радиолокационное оборудование для поиска признаков подповерхностной воды. В период с 2012 по 2015 год орбитальный аппарат сканировал область под ледяными шапками на Planum Australe . К 2018 году ученые определили, что показания указывают на подповерхностное озеро с водой шириной около 20 километров (12 миль). Верхняя часть озера находится на глубине 1,5 километра (0,93 мили) под поверхностью планеты; насколько глубже простирается жидкая вода, остается неизвестным. [413] [414]
Чжуронг Ровер
Китайский Zhurong приземлился на Марсе в районе, называемом Utopia Planitia, 14 мая 2021 года. Его шесть научных инструментов, включая две панорамные камеры, георадар и детектор магнитного поля. Zhurong использовал лазер для удара по камням с целью изучения их состава. [415]
Zhurong обнаружил доказательства наличия воды, когда исследовал корку на поверхности, называемую «дурикруст». Корка содержала гидратированные сульфатные/кремниевые материалы в амазонской местности места посадки. Дурикруст образовался либо в результате таяния подземного льда, либо в результате подъема грунтовых вод. [416] [417]
Рассматривая дюны в месте посадки Чжуронга, исследователи обнаружили значительное изменение направления ветра (о чем свидетельствуют направления дюн), которое произошло примерно в то же время, когда изменились слои в северных ледяных шапках Марса. Было высказано предположение, что эти события произошли, когда изменился наклон вращения планеты. [418]
Интерактивная карта
Интерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса . Наведите курсор your mouseна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает относительные высоты , основанные на данных лазерного высотомера Mars Orbiter Laser Altimeter на Mars Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают самые высокие высоты (от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные (от +8 до +3 км ); желтый -0 км ; зеленый и синий — более низкие высоты (до−8 км ). Оси — широта и долгота ; отмечены полярные регионы .
^ Jakosky, BM; Haberle, RM (1992). «Сезонный характер поведения воды на Марсе». В Kieffer, HH; et al. (ред.). Марс . Тусон, Аризона: University of Arizona Press. стр. 969–1016.
^ аб Мартин-Торрес, Ф. Хавьер; Сорсано, Мария-Пас; Валентин-Серрано, Патрисия; Харри, Ари-Матти; Гензер, Мария (13 апреля 2015 г.). «Переходная жидкая вода и активность воды в кратере Гейла на Марсе». Природа Геонауки . 8 (5): 357–361. Бибкод : 2015NatGe...8..357M. дои : 10.1038/ngeo2412.
^ abcd Ojha, L.; Wilhelm, MB; Murchie, SL; McEwen, AS; Wray, JJ; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. (2015). «Спектральные доказательства наличия гидратированных солей в повторяющихся линиях склона на Марсе». Nature Geoscience . 8 (11): 829–832. Bibcode :2015NatGe...8..829O. doi :10.1038/ngeo2546. S2CID 59152931.
^ «Повторяющиеся марсианские полосы: текущий песок, а не вода?» Архивировано 8 декабря 2021 г., в Wayback Machine NASA, 20 ноября 2017 г.
^ Бирн, Шейн; Дандас, Колин М.; Кеннеди, Меган Р.; Меллон, Майкл Т.; Макьюэн, Альфред С.; Калл, Селби К.; Добар, Ингрид Дж.; Шин, Дэвид Э.; Силос, Кимберли Д.; Мурчи, Скотт Л.; Кантор, Брюс А.; Арвидсон, Рэймонд Э.; Эджетт, Кеннет С.; Рейфер, Андреас; Томас, Николас (25 сентября 2009 г.). «Распределение среднеширотного грунтового льда на Марсе из новых ударных кратеров». Science . 325 (5948): 1674–1676. Bibcode :2009Sci...325.1674B. doi :10.1126/science.1175307. ISSN 0036-8075. PMID 19779195. S2CID 10657508. Архивировано из оригинала 14 июля 2023 г. Получено 14 июля 2023 г.
^ Дандас, Колин М.; Брамсон, Али М.; Ойха, Луджендра; Врей, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; Макьюэн, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон У. (12 января 2018 г.). «Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса». Science . 359 (6372): 199–201. Bibcode :2018Sci...359..199D. doi : 10.1126/science.aao1619 . ISSN 0036-8075. PMID 29326269. S2CID 206662378.
^ Хуллер, Адитья; Кристенсен, Филипп (18 января 2021 г.). «Свидетельство наличия открытого пылевого водяного льда в марсианских оврагах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). Bibcode : 2021JGRE..12606539R. doi : 10.1029/2020JE006539. ISSN 2169-9097. S2CID 234174382. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 27 июля 2022 г.
^ Карр, МХ (1996). Вода на Марсе . Нью-Йорк: Oxford University Press. стр. 197.
^ ab Christensen, PR (2006). «Вода на полюсах и в районах вечной мерзлоты Марса». Elements . 3 (2): 151–155. Bibcode :2006Eleme...2..151C. doi :10.2113/gselements.2.3.151.
^ Карр, 2006, стр. 173.
^
Хриса Равниция
^ ab Webster, Guy; Brown, Dwayne (10 декабря 2013 г.). "NASA Mars Spacecraft Reveals a More Dynamic Red Planet". NASA . Архивировано из оригинала 14 декабря 2013 г. . Получено 11 декабря 2013 г. .
^ "Жидкая вода из льда и соли на Марсе". Geophysical Research Letters . NASA Astrobiology. 3 июля 2014 г. Архивировано из оригинала 14 августа 2014 г. Получено 13 августа 2014 г.
^ Fischer, E.; Martínez, GM; Rennó, NO; Tamppari, LK; Zent, AP (ноябрь 2019 г.). «Относительная влажность на Марсе: новые результаты с датчика Phoenix TECP». Journal of Geophysical Research: Planets . 124 (11): 2780–2792. Bibcode : 2019JGRE..124.2780F. doi : 10.1029/2019je006080. ISSN 2169-9097. PMC 6988475. PMID 32025455. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 11 апреля 2024 г.
↑ Hess, Seymour L.; Henry, Robert M.; Tillman, James E. (10 июня 1979 г.). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Journal of Geophysical Research: Solid Earth . 84 (B6): 2923–2927. Bibcode : 1979JGR....84.2923H. doi : 10.1029/jb084ib06p02923. ISSN 0148-0227. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 11 апреля 2024 г.
^ Хуллер, Адитья Р.; Клоу, Гэри Д. (апрель 2024 г.). «Турбулентные потоки и скорости испарения/сублимации на Земле, Марсе, Титане и экзопланетах». Журнал геофизических исследований: Планеты . 129 (4). Bibcode : 2024JGRE..12908114K. doi : 10.1029/2023JE008114 . ISSN 2169-9097.
^ Поллак, Дж. Б. (1979). «Изменение климата на планетах земной группы». Icarus . 37 (3): 479–553. Bibcode : 1979Icar...37..479P. doi : 10.1016/0019-1035(79)90012-5.
^ Pollack, JB; Kasting, JF; Richardson, SM; Poliakoff, K. (1987). «Дело в пользу влажного, теплого климата на раннем Марсе». Icarus . 71 (2): 203–224. Bibcode :1987Icar...71..203P. doi :10.1016/0019-1035(87)90147-3. hdl : 2060/19870013977 . PMID 11539035.
^ 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.
^ Fairén, AG; et al. (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. Архивировано из оригинала 3 августа 2020 г. Получено 29 августа 2020 г.
^ "releases/2015/03/150305140447". sciencedaily.com. Архивировано из оригинала 12 декабря 2023 г. Получено 25 мая 2015 г.
^ Villanueva, G.; Mumma, M.; Novak, R.; Käufl, H.; Hartogh, P.; Encrenaz, T. ; Tokunaga, A.; Khayat, A.; Smith, M. (2015). «Сильные аномалии изотопов воды в марсианской атмосфере: исследование текущих и древних резервуаров». Science . 348 (6231): 218–221. Bibcode :2015Sci...348..218V. doi :10.1126/science.aaa3630. PMID 25745065. S2CID 206633960. Архивировано из оригинала 1 ноября 2021 г. . Получено 23 июля 2019 г. .
^ abc Бейкер, VR; Strom, RG; Gulick, VC; Kargel, JS; Komatsu, G.; Kale, VS (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Nature . 352 (6348): 589–594. Bibcode :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. S2CID 4321529.
^ Салезе, Ф.; Ансан, В.; Мангольд, Н.; Картер, Дж.; Анук, О.; Пуле, Ф.; Ори, Г. Г. (2016). «Осадочное происхождение межкратерных равнин к северу от бассейна Эллада: последствия для климатических условий и скоростей эрозии на раннем Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (11): 2239–2267. Bibcode :2016JGRE..121.2239S. doi :10.1002/2016JE005039. S2CID 132873898. Архивировано (PDF) из оригинала 10 марта 2020 г. . Получено 22 ноября 2019 г. .
^ Паркер, Т. Дж.; Сондерс, Р. С.; Шнеебергер, Д. М. (1989). «Переходная морфология в западной части Deuteronilus Mensae, Марс: последствия для модификации границы низменности/возвышенности». Icarus . 82 (1): 111–145. Bibcode :1989Icar...82..111P. doi :10.1016/0019-1035(89)90027-4. S2CID 120460110.
^ Dohm, JM; Baker, Victor R.; Boynton, William V.; Fairén, Alberto G.; Ferris, Justin C.; Finch, Michael; Furfaro, Roberto; Hare, Trent M.; Janes, Daniel M.; Kargel, Jeffrey S.; Karunatillake, Suniti; Keller, John; Kerry, Kris; Kim, Kyeong J.; Komatsu, Goro; Mahaney, William C.; Schulze-Makuch, Dirk; Marinangeli, Lucia; Ori, Gian G.; Ruiz, Javier; Wheelock, Shawn J. (2009). "GRS Evidence and the Possibility of Paleooceans on Mars" (PDF) . Planetary and Space Science . 57 (5–6): 664–684. Bibcode :2009P&SS...57..664D. doi :10.1016/j.pss.2008.10.008. Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017 г. Получено 23 июля 2019 г.
^ "PSRD: Древние потопы и моря на Марсе". Планетарные научные исследования . Гавайский университет. 16 июля 2003 г. Архивировано из оригинала 4 января 2011 г. Получено 18 декабря 2009 г.
^ "Гамма-излучение свидетельствует о том, что на древнем Марсе были океаны". SpaceRef . 17 ноября 2008 г.
^ 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.
^ abc Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Nature Geoscience . 3 (7): 459–463. Bibcode : 2010NatGe...3..459D. doi : 10.1038/ngeo891.
^ abc "Древний океан мог покрывать треть Марса". Science Daily. 14 июня 2010 г. Архивировано из оригинала 9 октября 2021 г. Получено 28 февраля 2018 г.
^ Карр, 2006, стр. 144–147.
^ Фассетт, CI; Диксон, Джеймс Л.; Руководитель Джеймс В.; Леви, Джозеф С.; Марчант, Дэвид Р. (2010). «Надледниковые и прогляциальные долины на Амазонском Марсе». Икар . 208 (1): 86–100. Бибкод : 2010Icar..208...86F. дои : 10.1016/j.icarus.2010.02.021.
^ "Flashback: Water on Mars Announced 10 Years Ago". Space.com. 22 июня 2000 г. Архивировано из оригинала 22 декабря 2010 г. Получено 23 июня 2010 г.
^ ab Chang, Kenneth (9 декабря 2013 г.). «On Mars, an Ancient Lake and Maybe Life» (На Марсе, древнее озеро и, возможно, жизнь). The New York Times . Архивировано из оригинала 9 декабря 2013 г. Получено 26 февраля 2017 г.
^ ab Various (9 декабря 2013 г.). "Science – Special Collection – Curiosity Rover on Mars". Science . Архивировано из оригинала 28 января 2014 г. . Получено 30 июня 2022 г. .
^ ab Parker, T.; Clifford, SM; Banerdt, WB (2000). "Argyre Planitia и глобальный гидрологический цикл Марса" (PDF) . Lunar and Planetary Science . XXXI : 2033. Bibcode :2000LPI....31.2033P. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. . Получено 19 декабря 2010 г. .
^ ab Heisinger, H.; Head, J. (2002). «Топография и морфология бассейна Аргир, Марс: последствия для его геологической и гидрологической истории». Planetary and Space Science . 50 (10–11): 939–981. Bibcode :2002P&SS...50..939H. doi :10.1016/S0032-0633(02)00054-5.
^ Soderblom, LA (1992). Kieffer, HH; et al. (ред.). Состав и минералогия поверхности Марса по спектроскопическим наблюдениям – 0,3 микрона до 50 микрон. Тусон, Аризона: University of Arizona Press. стр. 557–593. ISBN978-0-8165-1257-7.
^ Глотч, Т.; Кристенсен, П. (2005). «Геологическое и минералогическое картирование Арамского хаоса: доказательства богатой водой истории». Журнал геофизических исследований . 110 (E9): E09006. Bibcode : 2005JGRE..110.9006G. doi : 10.1029/2004JE002389 . S2CID 53489327.
^ abcdefg Holt, JW; Safaeinili, A.; Plaut, JJ; Young, DA; Head, JW; Phillips, RJ; Campbell, BA; Carter, LM; Gim, Y.; Seu, R.; Team, Sharad (2008). "Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars" (PDF) . Lunar and Planetary Science . XXXIX (1391): 2441. Bibcode :2008LPI....39.2441H. Архивировано (PDF) из оригинала 11 июня 2016 г. . Получено 19 декабря 2010 г. .
^ abc Амос, Джонатан (10 июня 2013 г.). «Марсоход Old Opportunity Mars совершает открытие камня». BBC News . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 г. Получено 22 июня 2018 г.
^ abc "Mars Rover Opportunity Examines Clay Clues in Rock". Лаборатория реактивного движения, NASA. 17 мая 2013 г. Архивировано из оригинала 11 июня 2013 г. Получено 16 июня 2013 г.
^ abc "Региональные, а не глобальные процессы привели к огромным марсианским потопам". Planetary Science Institute . 11 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 29 сентября 2015 г. Получено 12 сентября 2015 г. – через SpaceRef.
^ Харрисон, К; Гримм, Р. (2005). «Сети долин, контролируемых грунтовыми водами, и снижение поверхностного стока на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12S16. Bibcode : 2005JGRE..11012S16H. doi : 10.1029/2005JE002455 . S2CID 7755332.
^ Howard, A.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). "Интенсивная конечная эпоха широко распространенной флювиальной активности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ним отложения". Journal of Geophysical Research . 110 (E12): E12S14. Bibcode : 2005JGRE..11012S14H. doi : 10.1029/2005JE002459 . S2CID 14890033.
^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Г.; Неземанн, А.; Ори, Г.Г.; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс». Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (2): 194–232. Бибкод : 2016JGRE..121..194S. дои : 10.1002/2015JE004891 . S2CID 130651090.
^ abcd Ирвин, Россман П.; Говард, Алан Д.; Крэддок, Роберт А.; Мур, Джеффри М. (2005). "Интенсивная конечная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 2. Увеличение стока и развитие палеоозёр". Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12S15. Bibcode : 2005JGRE..11012S15I. doi : 10.1029/2005JE002460 .
^ ab Fassett, C.; Head, III (2008). «Питаемые сетью долин открытые озера на Марсе: распределение и последствия для поверхностной и подповерхностной гидрологии Нойского периода». Icarus . 198 (1): 37–56. Bibcode :2008Icar..198...37F. doi :10.1016/j.icarus.2008.06.016.
^ ab Moore, J.; Wilhelms, D. (2001). «Эллада как возможное место древних покрытых льдом озер на Марсе» (PDF) . Icarus . 154 (2): 258–276. Bibcode :2001Icar..154..258M. doi :10.1006/icar.2001.6736. hdl :2060/20020050249. S2CID 122991710. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2021 г. . Получено 7 июля 2017 г. .
^ ab Weitz, C.; Parker, T. (2000). "Новые доказательства того, что внутренние отложения Долины Маринер образовались в стоячих водоемах" (PDF) . Lunar and Planetary Science . XXXI : 1693. Bibcode :2000LPI....31.1693W. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. . Получено 19 декабря 2010 г. .
^ «Новые признаки того, что древний Марс был влажным». Space.com . 28 октября 2008 г. Архивировано из оригинала 10 ноября 2021 г. Получено 3 октября 2011 г.
^ Squyres, SW; et al. (1992). «Лед в марсианском реголите». В Kieffer, HH (ред.). Марс . Тусон, Аризона: University of Arizona Press. стр. 523–554. ISBN978-0-8165-1257-7.
^ ab Head, J.; Marchant, D. (2006). «Модификации стенок кратера Ной в Северной Аравийской Земле (24 в. д., 39 с. ш.) во время северных среднеширотных амазонских ледниковых эпох на Марсе: Природа и эволюция дольчатых обломков и их связь с линейным заполнением долин и ледниковыми системами (аннотация)». Lunar and Planetary Science . 37 : 1128.
^ Head, J.; et al. (2006). «Модификация границы дихотомии на Марсе региональным оледенением средних широт Амазонки». Geophysical Research Letters . 33 (8): 33. Bibcode : 2006GeoRL..33.8S03H. doi : 10.1029/2005gl024360 . S2CID 9653193.
^ Хэд, Дж.; Марчант, Д. (2006). «Доказательства глобального оледенения северных средних широт в амазонский период Марса: покрытые обломками ледниковые и долинные ледниковые отложения в полосе широт 30–50 с.ш.». Lunar and Planetary Science . 37 : 1127.
^ abc Льюис, Ричард (23 апреля 2008 г.). «Ледники показывают, что марсианский климат недавно был активным». Университет Брауна. Архивировано из оригинала 12 октября 2013 г. Получено 12 октября 2009 г.
^ abcdefgh Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (2009). "Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars" (PDF) . Geophysical Research Letters . 36 (2): n/a. Bibcode :2009GeoRL..36.2203P. doi :10.1029/2008GL036379. S2CID 17530607. Архивировано из оригинала (PDF) 23 января 2021 г. . Получено 4 апреля 2010 г. .
↑ Уолл, Майк (25 марта 2011 г.). «Вопросы и ответы с искателем жизни на Марсе Крисом Карром». Space.com . Архивировано из оригинала 3 июня 2013 г. Получено 16 июня 2013 г.
^ ab Dartnell, LR; Desorgher; Ward; Coates (30 января 2007 г.). «Моделирование поверхностной и подповерхностной марсианской радиационной среды: последствия для астробиологии». Geophysical Research Letters . 34 (2): L02207. Bibcode : 2007GeoRL..34.2207D. doi : 10.1029/2006GL027494 . S2CID 59046908. Архивировано из оригинала 7 октября 2019 г. Получено 23 июля 2019 г. Повреждающее воздействие ионизирующего излучения на клеточную структуру является одним из основных ограничивающих факторов выживания жизни в потенциальных астробиологических средах обитания.
^ ab Dartnell, LR; Desorgher, L.; Ward, JM; Coates, AJ (2007). "Martian sub-surface ionizing radiation: biosignatures and geology" (PDF) . Biogeosciences . 4 (4): 545–558. Bibcode :2007BGeo....4..545D. doi : 10.5194/bg-4-545-2007 . Архивировано (PDF) из оригинала 9 июля 2014 г. . Получено 1 сентября 2019 г. . Это поле ионизирующего излучения пагубно для выживания спящих клеток или спор и сохранения молекулярных биомаркеров в недрах, а также для его характеристики. ... Даже на глубине 2 метров под поверхностью любые микробы, скорее всего, будут находиться в состоянии покоя, криоконсервированные в текущих условиях заморозки, и, следовательно, метаболически неактивны и неспособны восстанавливать клеточную деградацию по мере ее возникновения.
^ ab de Morais, A. (2012). "Возможная биохимическая модель Марса" (PDF) . 43-я конференция по науке о Луне и планетах . Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. . Получено 5 июня 2013 г. . Обширный вулканизм в то время, вероятно, создал подземные трещины и пещеры в различных слоях, и жидкая вода могла храниться в этих подземных местах, образуя большие водоносные горизонты с залежами соленой жидкой воды, минералов, органических молекул и геотермального тепла — ингредиентов для жизни, какой мы ее знаем на Земле.
^ ab Didymus, JohnThomas (21 января 2013 г.). «Ученые нашли доказательства того, что под поверхностью Марса может существовать жизнь». Digital Journal – Science . Архивировано из оригинала 13 декабря 2013 г. Получено 16 июня 2013 г. На поверхности Марса не может быть жизни, поскольку она залита радиацией и полностью замерзла. Жизнь под поверхностью будет защищена от этого. – Проф. Парнелл.
^ ab Steigerwald, Bill (15 января 2009 г.). «Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА . НАСА. Архивировано из оригинала 17 января 2009 г. Получено 16 июня 2013 г. Если микроскопическая марсианская жизнь производит метан, она, вероятно, находится глубоко под поверхностью, где все еще достаточно тепло для существования жидкой воды
^ ab Staff (22 ноября 2016 г.). «Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars» (Зубчатый рельеф привел к обнаружению захороненного льда на Марсе). NASA . Архивировано из оригинала 24 ноября 2016 г. Получено 23 ноября 2016 г.
^ ab "На Марсе обнаружено озеро замерзшей воды размером с Нью-Мексико – NASA". The Register . 22 ноября 2016 г. Архивировано из оригинала 23 ноября 2016 г. Получено 23 ноября 2016 г.
^ ab "Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior". NASA. 22 ноября 2016 г. Архивировано из оригинала 23 ноября 2016 г. Получено 23 ноября 2016 г.
^ abcdef Orosei, R.; et al. (25 июля 2018 г.). «Радарное свидетельство наличия подледниковой жидкой воды на Марсе». Science . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Bibcode :2018Sci...361..490O. doi :10.1126/science.aar7268. hdl : 11573/1148029 . PMID 30045881. S2CID 206666385.
↑ Halton, Mary (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено „озеро“ жидкой воды». BBC News . Архивировано из оригинала 25 июля 2018 г. Получено 26 июля 2018 г.
^ Грима, Сирил; Мужино, Жереми; Кофман, Влодек; Эрик, А.; Бек, П. (январь 2022 г.). "Базальная обнаруживаемость покрытого льдом Марса с помощью MARSIS" (PDF) . Geophysical Research Letters . 49 (2). Bibcode :2022GeoRL..4996518G. doi :10.1029/2021GL096518. S2CID 246327935. Архивировано (PDF) из оригинала 11 июня 2024 г. . Получено 29 августа 2022 г. .
^ Хауэлл, Элизабет (25 января 2022 г.). «Предполагаемое подземное озеро на Марсе может быть просто вулканической породой, согласно новому исследованию». Space.com . Архивировано из оригинала 4 апреля 2022 г. . Получено 4 апреля 2022 г. .
↑ Уилсон, Джим; Данбар, Брайан (3 августа 2017 г.). «Обзор Марса». NASA.gov . Архивировано из оригинала 9 декабря 2021 г.
^ Лауро, Себастьян Эмануэль и др. (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледниковые водоемы под южным полюсом Марса раскрыты новыми данными MARSIS». Nature Astronomy . 5 : 63–70. arXiv : 2010.00870 . Bibcode :2021NatAs...5...63L. doi :10.1038/s41550-020-1200-6. S2CID 222125007. Архивировано из оригинала 31 декабря 2021 г. . Получено 29 сентября 2020 г. .
^ O'Callaghan, Jonathan (28 сентября 2020 г.). «Вода на Марсе: открытие трех захороненных озер интригует ученых». Nature . doi :10.1038/d41586-020-02751-1. PMID 32989309. S2CID 222155190. Архивировано из оригинала 11 января 2022 г. Получено 29 сентября 2020 г.
^ Hautaluoma, Grey; Johnson, Alana; Good, Andrew (16 марта 2021 г.). «Новое исследование бросает вызов давно устоявшейся теории судьбы воды на Марсе». NASA . Архивировано из оригинала 11 октября 2021 г. Получено 16 марта 2021 г.
^ Мак, Эрик (16 марта 2021 г.). «Марс скрывает под своей поверхностью древний океан». CNET . Архивировано из оригинала 17 марта 2021 г. . Получено 16 марта 2021 г. .
^ Шеллер, Э. Л.; и др. (16 марта 2021 г.). «Длительное высыхание Марса путем секвестрации океанических объемов воды в коре». Science . 372 (6537): 56–62. Bibcode :2021Sci...372...56S. doi : 10.1126/science.abc7717 . PMC 8370096 . PMID 33727251.
↑ Чанг, Кеннет (19 марта 2021 г.). «Вода на Марсе исчезла. Возможно, она ушла именно туда». The New York Times . Архивировано из оригинала 24 ноября 2021 г. Получено 19 марта 2021 г.
^ Райт, Вашан; Морцфельд, Маттиас; Манга, Майкл (12 августа 2024 г.). Дэвид Колстедт (ред.). «Жидкая вода в средней коре Марса». PNAS . 121 (35): e2409983121. doi : 10.1073/pnas.2409983121 . PMC 11363344. PMID 39133865 .
^ Шихан, 1996, стр. 35.
^ Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, C. (1992). «Планета Марс: от древности до наших дней». В Kieffer, HH; et al. (ред.). Марс . Тусон, AZ: University of Arizona Press. стр. 1–33.
^ Хартманн, 2003, стр. 20.
^ Шихан, 1996, стр. 150.
^ Спинрад, Х.; Мюнх, Г.; Каплан, Л. Д. (1963). «Письмо редактору: обнаружение водяного пара на Марсе». Astrophysical Journal . 137 : 1319. Bibcode : 1963ApJ...137.1319S. doi : 10.1086/147613.
^ Лейтон, Р. Б.; Мюррей, Б. К. (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Science . 153 (3732): 136–144. Bibcode :1966Sci...153..136L. doi :10.1126/science.153.3732.136. PMID 17831495. S2CID 28087958.
^ Лейтон, Р. Б.; Мюррей, Б. К.; Шарп, Р. П.; Аллен, Дж. Д.; Слоан, Р. К. (1965). «Фотографии Марса с помощью Mariner IV: начальные результаты». Science . 149 (3684): 627–630. Bibcode :1965Sci...149..627L. doi :10.1126/science.149.3684.627. PMID 17747569. S2CID 43407530.
^ Kliore, A.; et al. (1965). "Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere". Science . 149 (3689): 1243–1248. Bibcode :1965Sci...149.1243K. doi :10.1126/science.149.3689.1243. PMID 17747455. S2CID 34369864.
^ Гротцингер, Джон П. (24 января 2014 г.). «Введение в специальный выпуск – Обитаемость, тафономия и поиск органического углерода на Марсе». Science . 343 (6169): 386–387. Bibcode :2014Sci...343..386G. doi : 10.1126/science.1249944 . PMID 24458635.
↑ Разное (24 января 2014 г.). «Специальный выпуск – Содержание – Исследование марсианской обитаемости». Science . 343 (6169): 345–452. Архивировано из оригинала 29 января 2014 г. Получено 30 июня 2022 г.
^ Гротцингер, Дж. П. и др. (24 января 2014 г.). «Пригодная для обитания флювио-озёрная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс». Science . 343 (6169): 1242777. Bibcode :2014Sci...343A.386G. CiteSeerX 10.1.1.455.3973 . doi :10.1126/science.1242777. PMID 24324272. S2CID 52836398.
^ ab 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 : 13404. Bibcode : 2015NatSR...513404R. doi : 10.1038/srep13404. PMC 4562069. PMID 26346067 .
^ "Ancient Mars Water Existed Deep Underground". Space.com . 2 июля 2012 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2021 г. Получено 13 июля 2012 г.
^ Крэддок, Р.; Ховард, А. (2002). «Дело об осадках на теплом и влажном раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 107 (E11): E11. Bibcode : 2002JGRE..107.5111C. doi : 10.1029/2001je001505 .
^ Head, J.; et al. (2006). «Обширные долинные ледниковые отложения в северных средних широтах Марса: доказательства изменения климата, вызванного наклоном земной оси в конце Амазонии». Earth and Planetary Science Letters . 241 (3–4): 663–671. Bibcode : 2006E&PSL.241..663H. doi : 10.1016/j.epsl.2005.11.016.
↑ Staff (28 октября 2008 г.). "NASA Mars Reconnaissance Orbiter Reveals Details of a Wetter Mars". SpaceRef . NASA. Архивировано из оригинала 2 февраля 2013 г.
^ ab Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; et al. (сентябрь 2003 г.). «Происхождение воды на Марсе». Icarus . 165 (1): 1–8. Bibcode :2003Icar..165....1L. doi :10.1016/S0019-1035(03)00172-6.
^ Содерблом, LA; Белл, JF (2008). «Исследование поверхности Марса: 1992–2007». В Bell, JF (ред.). Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства . Cambridge University Press. стр. 3–19. Bibcode :2008mscm.book.....B. ISBN9780521866989.
^ Ming, DW; Morris, RV; Clark, RC (2008). «Водные изменения на Марсе». В Bell, JF (ред.). Марсианская поверхность: состав, минералогия и физические свойства . Cambridge University Press. стр. 519–540. Bibcode :2008mscm.book.....B. ISBN9780521866989.
^ Льюис, Дж. С. (1997). Физика и химия Солнечной системы (пересмотренное издание). Сан-Диего, Калифорния: Academic Press. ISBN978-0-12-446742-2.
^ Lasue, J.; et al. (2013). «Количественные оценки марсианской гидросферы». Space Science Reviews . 174 (1–4): 155–212. Bibcode :2013SSRv..174..155L. doi :10.1007/s11214-012-9946-5. S2CID 122747118.
^ Кларк, BC; и др. (2005). «Химия и минералогия обнажений на плато Меридиана». Earth and Planetary Science Letters . 240 (1): 73–94. Bibcode : 2005E&PSL.240...73C. doi : 10.1016/j.epsl.2005.09.040.
^ Блум, АЛ (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа . Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Prentice-Hall. стр. 114. ISBN9780133530865.
^ Boynton, WV; et al. (2009). «Доказательства наличия карбоната кальция на месте посадки марсианского аппарата Phoenix». Science . 325 (5936): 61–4. Bibcode :2009Sci...325...61B. doi :10.1126/science.1172768. PMID 19574384. S2CID 26740165.
^ Гудинг, Дж. Л.; Арвидсон, Р. Э.; Золотов, М. Ю. (1992). «Физическое и химическое выветривание». В Kieffer, HH; и др. (ред.). Марс . Тусон, Аризона: University of Arizona Press. стр. 626–651. ISBN978-0-8165-1257-7.
^ Melosh, HJ (2011). Планетарные поверхностные процессы . Cambridge University Press. стр. 296. ISBN978-0-521-51418-7.
^ Абрамов, О.; Кринг, ДА (2005). "Гидротермальная активность на раннем Марсе, вызванная ударами". Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12S09. Bibcode : 2005JGRE..11012S09A. doi : 10.1029/2005JE002453 . S2CID 20787765.
^ Schrenk, MO; Brazelton, WJ; Lang, SQ (2013). «Серпентинизация, углерод и глубинная жизнь». Обзоры по минералогии и геохимии . 75 (1): 575–606. Bibcode :2013RvMG...75..575S. doi :10.2138/rmg.2013.75.18. S2CID 8600635.
↑ Baucom, Martin (март–апрель 2006 г.). «Жизнь на Марсе?». American Scientist . 94 (2): 119. doi :10.1511/2006.58.119. Архивировано из оригинала 15 июня 2017 г. Получено 23 октября 2013 г.
^ Chassefière, E; Langlais, B.; Quesnel, Y.; Leblanc, F. (2013), «Судьба ранней марсианской потерянной воды: роль серпентинизации» (PDF) , EPSC Abstracts , т. 8, стр. EPSC2013-188, архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. , извлечено 23 октября 2013 г.
^ Ehlmann, BL; Mustard, JF ; Murchie, SL (2010). "Geologic Setting of Serpentine Deposits on Mars" (PDF) . Geophysical Research Letters . 37 (6): L06201. Bibcode :2010GeoRL..37.6201E. doi :10.1029/2010GL042596. S2CID 10738206. Архивировано (PDF) из оригинала 18 сентября 2021 г. . Получено 23 июля 2019 г. .
^ Bloom, AL (1978). Геоморфология: систематический анализ позднекайнозойских форм рельефа . Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси: Prentice-Hall. ISBN9780133530865.., стр. 120
^ Оди, А.; и др. (2013). «Глобальное исследование оливина на Марсе: взгляд на состав коры и мантии». Журнал геофизических исследований . 118 (2): 234–262. Bibcode : 2013JGRE..118..234O. doi : 10.1029/2012JE004149 .
^ Свиндл, ТД; Трейман, А.Х.; Линдстром, Д.Дж.; Беркланд, М.К.; Коэн, Б.А.; Гриер, Дж.А .; Ли, Б.; Олсон, Э.К. (2000). «Благородные газы в Иддингсите из метеорита Лафайет: доказательства наличия жидкой воды на Марсе за последние несколько сотен миллионов лет». Метеоритика и планетарная наука . 35 (1): 107–115. Bibcode : 2000M&PS...35..107S. doi : 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x .
^ Head, J.; Kreslavsky, MA; Ivanov, MA; Hiesinger, H.; Fuller, ER; Pratt, S. (2001). «Вода в истории Среднего Марса: новые идеи из данных MOLA». AGU Spring Meeting Abstracts . 2001 : P31A–02 INVITED. Bibcode : 2001AGUSM...P31A02H.
^ Хэд, Дж. и др. (2001). «Исследование стоячих водоемов на Марсе: когда они там были, куда они делись и каковы последствия для астробиологии?». Тезисы осеннего заседания AGU . 21 : P21C–03. Bibcode : 2001AGUFM.P21C..03H.
^ Мейер, К. (2012) Справочник по марсианским метеоритам; Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/ Архивировано 7 мая 2021 г. на Wayback Machine .
^ "Метеорит Шерготти – JPL, NASA". NASA. Архивировано из оригинала 18 января 2011 г. Получено 19 декабря 2010 г.
^ Гамильтон, У.; Кристенсен, Филип Р.; МакСуин, Гарри И. (1997). «Определение литологии и минералогии марсианских метеоритов с использованием вибрационной спектроскопии». Журнал геофизических исследований . 102 (E11): 25593–25603. Bibcode : 1997JGR...10225593H. doi : 10.1029/97JE01874.
^ Treiman, A. (2005). "The nakhlite meteorites: Augite-rich magneous rocks from Mars" (PDF) . Chemie der Erde – Geochemistry . 65 (3): 203–270. Bibcode :2005ChEG...65..203T. doi :10.1016/j.chemer.2005.01.004. Архивировано (PDF) из оригинала 27 марта 2009 г. . Получено 8 сентября 2006 г. .
^ Эйджи, Карл Б.; Уилсон, Николь В.; Маккаббин, Фрэнсис М.; Циглер, Карен; Поляк, Виктор Дж.; Шарп, Захари Д.; Асмером, Йеман; Нанн, Морган Х.; Шахин, Робина; Тименс, Марк Х.; Стил, Эндрю; Фогель, Мэрилин Л.; Боуден, Роксана; Гламоклия, Михаэла; Чжан, Чжишэн; Элардо, Стивен М. (15 февраля 2013 г.). «Уникальный метеорит с раннего амазонского Марса: богатая водой базальтовая брекчия северо-западной Африки 7034». Science . 339 (6121): 780–785. Bibcode :2013Sci...339..780A. doi : 10.1126/science.1228858 . PMID 23287721. S2CID 206544554.
^ Согласен, C.; et al. (2013). «Уникальный метеорит с раннего Амазонского Марса: богатая водой базальтовая брекчия северо-западной Африки 7034». Science . 339 (6121): 780–785. Bibcode :2013Sci...339..780A. doi : 10.1126/science.1228858 . PMID 23287721. S2CID 206544554.
^ Маккей, Д. младший; Гибсон, ЕК; Томас-Кепрта, КЛ; Вали, Х.; Романек, К. С.; Клеметт, С. Дж.; Чиллер, Х. Д.; Мейхлинг, К. Р.; Заре, Р. Н. (1996). «Поиск прошлой жизни на Марсе: возможная реликтовая биогенная активность в марсианском метеорите AL84001». Science . 273 (5277): 924–930. Bibcode :1996Sci...273..924M. doi :10.1126/science.273.5277.924. PMID 8688069. S2CID 40690489.
^ Гиббс, У.; Пауэлл, К. (19 августа 1996 г.). «Ошибки в данных?». Scientific American . Архивировано из оригинала 17 октября 2012 г. Получено 19 декабря 2010 г.
^ «Противоречие продолжается: Марсианский метеорит цепляется за жизнь – или нет?». Space.com. 20 марта 2002 г. Архивировано из оригинала 4 апреля 2002 г. Получено 27 ноября 2009 г.
^ Bada, J.; Glavin, DP; McDonald, GD; Becker, L. (1998). «Поиск эндогенных аминокислот в марсианском метеорите AL84001». Science . 279 (5349): 362–365. Bibcode :1998Sci...279..362B. doi :10.1126/science.279.5349.362. PMID 9430583. S2CID 32301715.
^ ab Garcia-Ruiz, Juan-Manuel Garcia-Ruiz (30 декабря 1999 г.). "Морфологическое поведение неорганических систем осаждения". В Hoover, Richard B. (ред.). Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II . Vol. 3755. pp. 74–82. doi :10.1117/12.375088. S2CID 84764520. Сделан вывод, что "морфология не может быть однозначно использована как инструмент для обнаружения примитивной жизни".{{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
^ Agresti; House; Jögi; Kudryavstev; McKeegan; Runnegar; Schopf; Wdowiak (3 декабря 2008 г.). «Обнаружение и геохимическая характеристика самой ранней жизни на Земле». NASA Astrobiology Institute . NASA. Архивировано из оригинала 23 января 2013 г. . Получено 15 января 2013 г. .
^ Schopf, J. William; Kudryavtsev, Anatoliy B.; Czaja, Andrew D.; Tripathi, Abhishek B. (28 апреля 2007 г.). "Свидетельства архейской жизни: строматолиты и микроископаемые" (PDF) . Precambrian Research . 158 (3–4): 141–155. Bibcode :2007PreR..158..141S. doi :10.1016/j.precamres.2007.04.009. Архивировано из оригинала (PDF) 24 декабря 2012 г. . Получено 15 января 2013 г. .
^ ab Raeburn, P. (1998). «Раскрытие секретов красной планеты Марс». National Geographic . Вашингтон, округ Колумбия
^ ab Мур, П. и др. (1990). Атлас Солнечной системы . Нью-Йорк: Mitchell Beazley Publishers.
^ Берман, Дэниел К.; Краун, Дэвид А.; Блимастер, Лесли Ф. (2009). «Деградация кратеров средних широт на Марсе». Icarus . 200 (1): 77–95. Bibcode :2009Icar..200...77B. doi :10.1016/j.icarus.2008.10.026.
^ Фассетт, Кейлеб И.; Хэд, Джеймс У. (2008). «Время активности сети марсианских долин: ограничения, обусловленные подсчетом буферизованных кратеров». Icarus . 195 (1): 61–89. Bibcode :2008Icar..195...61F. doi :10.1016/j.icarus.2007.12.009.
^ "HiRISE | HiPOD: 29 июля 2023". Архивировано из оригинала 31 июля 2023 г. Получено 31 июля 2023 г.
^ Малин, Майкл С. (2010). «Обзор научных исследований Mars Orbiter Camera 1985–2006 гг.» The Mars Journal . 5 : 1–60. Bibcode : 2010IJMSE...5....1M. doi : 10.1555/mars.2010.0001. S2CID 128873687.
^ "Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae". Университет Аризоны. 31 января 2007 г. Архивировано из оригинала 5 марта 2016 г. Получено 8 октября 2009 г.
^ Зимбельман, Дж.; Гриффин, Л. (2010). «Изображения ярдангов и извилистых хребтов HiRISE в нижней части формации ямок Медузы на Марсе». Икар . 205 (1): 198–210. Бибкод : 2010Icar..205..198Z. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.003.
^ Morgan, AM; Howard, AD; Hobley, DEJ; Moore, JM; Dietrich, WE; Williams, RME; Burr, DM; Grant, JA; Wilson, SA; Matsubara, Y. (2014). «Седиментология и климатическая среда аллювиальных конусов выноса в марсианском кратере Сахеки и сравнение с наземными конусами выноса в пустыне Атакама» (PDF) . Icarus . 229 : 131–156. Bibcode :2014Icar..229..131M. doi :10.1016/j.icarus.2013.11.007. Архивировано (PDF) из оригинала 20 июля 2018 г. . Получено 23 июля 2019 г. .
^ ab Weitz, C.; Milliken, RE; Grant, JA; McEwen, AS; Williams, RME; Bishop, JL ; Thomson, BJ (2010). «Наблюдения Mars Reconnaissance Orbiter за светло-тонированными слоистыми отложениями и связанными с ними речными формами рельефа на плато, прилегающих к Долинам Маринера». Icarus . 205 (1): 73–102. Bibcode :2010Icar..205...73W. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.017.
^ abc Zendejas, J.; Segura, A.; Raga, AC (декабрь 2010 г.). «Потеря массы атмосферы звездным ветром с планет вокруг звезд главной последовательности M». Icarus . 210 (2): 539–1000. arXiv : 1006.0021 . Bibcode :2010Icar..210..539Z. doi :10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID 119243879.
^ abc Cabrol, N.; Grin, E., ред. (2010). Озера на Марсе . Нью-Йорк: Elsevier.
^ Голдшпиль, Дж.; Сквайрс, С. (2000). «Подземные воды и образование долин на Марсе». Icarus . 148 (1): 176–192. Bibcode :2000Icar..148..176G. doi :10.1006/icar.2000.6465.
^ abcdefghij Карр, Майкл Х. Поверхность Марса . Кембриджская планетная наука. Издательство Кембриджского университета. ISBN978-0-511-26688-1.
^ Неделл, С.; Сквайрес, Стивен В.; Андерсен, Дэвид В. (1987). «Происхождение и эволюция слоистых отложений в долинах Маринера, Марс». Icarus . 70 (3): 409–441. Bibcode :1987Icar...70..409N. doi :10.1016/0019-1035(87)90086-8.
^ Мацубара, Йо; Ховард, Алан Д.; Драммонд, Сара А. (2011). «Гидрология раннего Марса: озерные бассейны». Журнал геофизических исследований: Планеты . 116 (116.E4). Bibcode : 2011JGRE..116.4001M. doi : 10.1029/2010JE003739.
^ «Захватывающие изображения Марса обнаруживают свидетельства древних озер». Sciencedaily.com. 4 января 2010 г. Архивировано из оригинала 23 августа 2016 г. Получено 28 февраля 2018 г.
^ Гупта, Санджив; Уорнер, Николас; Ким, Рак; Линь, Юань; Мюллер, Ян; -1#Юнг-, Ши- (2010). «Гесперийские экваториальные термокарстовые озера в долине Ареса как свидетельство временных теплых условий на Марсе». Геология . 38 (1): 71–74. Bibcode : 2010Geo....38...71W. doi : 10.1130/G30579.1.{{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
^ abcd Браун, Дуэйн; Коул, Стив; Вебстер, Гай; Агл, округ Колумбия (27 сентября 2012 г.). «Марсоход NASA обнаружил старое русло реки на поверхности Марса». NASA .
^ abc NASA (27 сентября 2012 г.). "Марсоход Curiosity от NASA находит старое русло реки на Марсе – видео (51:40)". NASAtelevision . Архивировано из оригинала 13 ноября 2021 г.
^ abc Чанг, Алисия (27 сентября 2012 г.). «Марсоход Curiosity обнаружил признаки древнего ручья». Associated Press.
^ "NASA Rover находит условия, когда-то подходящие для древней жизни на Марсе". NASA. 12 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 3 июля 2013 г. Получено 16 июня 2013 г.
^ Паркер, Тимоти Дж.; Керри, Дональд Р. (апрель 2001 г.). «Внеземная прибрежная геоморфология». Геоморфология . 37 (3–4): 303–328. Bibcode : 2001Geomo..37..303P. doi : 10.1016/s0169-555x(00)00089-1. ISSN 0169-555X.
^ де Пабло, Массачусетс; Дрюэ, М. (2002). «Описание, происхождение и эволюция бассейна в Sirenum Terrae, Марс, включая хаос Атлантиды: предварительное исследование» (PDF) . XXXIII конференция по науке о Луне и планетах, 11–15 марта 2002 г .: 1032. Бибкод : 2002LPI....33.1032D. реферат №1032.
^ de Pablo, MA (2003). "Анализ топографических данных Mola по бассейну Палеолейк Атлантиды, Sirenum Terrae, Марс" (PDF) . Шестая международная конференция по Марсу. 20–25 июля 2003 г. Пасадена, Калифорния: 3037. Bibcode : 2003mars.conf.3037D. Аннотация № 3037.
^ «Исследование Марса дает ключ к возможной колыбели жизни». Журнал Astrobiology . 8 октября 2017 г. Архивировано из оригинала 11 октября 2017 г.{{cite magazine}}: CS1 maint: unfit URL (link)
^ "Mars' Eridania Basin Once Held Vast Sea". Sci-News.com . 9 октября 2017 г. Архивировано из оригинала 22 апреля 2023 г. Получено 6 июня 2022 г.
^ ab Michalski, J.; et al. (2017). "Древние гидротермальные отложения морского дна в бассейне Эридания на Марсе". Nature Communications . 8 : 15978. Bibcode :2017NatCo...815978M. doi :10.1038/ncomms15978. PMC 5508135 . PMID 28691699.
^ Ирвин, Р. и др. (2004). «Геоморфология долины Маадим, Марс и связанных с ней палеоозёрных бассейнов». Журнал геофизических исследований: Планеты . 109 (E12): E12009. Bibcode : 2004JGRE..10912009I. doi : 10.1029/2004je002287 . S2CID 12637702.
^ Хайнек, Б.; и др. (2010). «Обновленная глобальная карта сетей марсианских долин и ее влияние на климат и гидрологические процессы». Журнал геофизических исследований . 115 (E9): E09008. Bibcode : 2010JGRE..115.9008H. doi : 10.1029/2009je003548 .
^ Ди Ахилле, Гаэтано; Хайнек, Брайан М. (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Nature Geoscience . 3 (7): 459–463. Bibcode : 2010NatGe...3..459D. doi : 10.1038/ngeo891.
^ Carr, MH (1979). "Формирование особенностей марсианского наводнения путем высвобождения воды из ограниченных водоносных горизонтов" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 84 : 2995–3007. Bibcode :1979JGR....84.2995C. doi :10.1029/JB084iB06p02995. Архивировано из оригинала (PDF) 24 сентября 2015 г. . Получено 16 июня 2013 г. .
^ Бейкер, В.; Милтон, Д. (1974). «Эрозия катастрофическими наводнениями на Марсе и Земле». Icarus . 23 (1): 27–41. Bibcode : 1974Icar...23...27B. doi : 10.1016/0019-1035(74)90101-8.
^ "Mars Global Surveyor MOC2-862 Release". Malin Space Science Systems. Архивировано из оригинала 12 апреля 2009 г. Получено 16 января 2012 г.
^ Ирвин; Россман, П.; Крэддок, Роберт А.; Говард, Алан Д. (2005). «Внутренние каналы в сетях марсианских долин: образование сбросов и стоков». Геология . 33 (6): 489–492. Bibcode : 2005Geo....33..489I. doi : 10.1130/g21333.1. S2CID 5663347.
^ Jakosky, Bruce M. (1999). «Вода, климат и жизнь». Science . 283 (5402): 648–649. doi :10.1126/science.283.5402.648. PMID 9988657. S2CID 128560172.
^ Лэмб, Майкл П.; и др. (2006). «Могут ли источники прорезать каньоны в скале?». Журнал геофизических исследований: Планеты . 111 (111.E7). Bibcode : 2006JGRE..111.7002L. doi : 10.1029/2005JE002663. Архивировано из оригинала 22 апреля 2023 г. Получено 23 июня 2022 г.
^ a b cGrotzinger, J. P.; Arvidson, R. E.; Bell III, J. F.; Calvin, W.; Clark, B. C.; Fike, D. A.; Golombek, M.; Greeley, R.; Haldemann, A.; Herkenhoff, K. E.; Jolliff, B. L.; Knoll, A. H.; Malin, M.; McLennan, S. M.; Parker, T.; Soderblom, L.; Sohl-Dickstein, J. N.; Squyres, S. W.; Tosca, N. J.; Watters, W. A. (November 25, 2005). "Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN 0012-821X.
^Michalski, Joseph R.; Niles, Paul B.; Cuadros, Javier; Parnell, John; Rogers, A. Deanne; Wright, Shawn P. (January 20, 2013). "Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere". Nature Geoscience. 6 (2): 133–138. Bibcode:2013NatGe...6..133M. doi:10.1038/ngeo1706. Here we present a conceptual model of subsurface habitability of Mars and evaluate evidence for groundwater upwelling in deep basins.
^ a b cZuber, Maria T. (2007). "Planetary Science: Mars at the tipping point". Nature. 447 (7146): 785–786. Bibcode:2007Natur.447..785Z. doi:10.1038/447785a. PMID 17568733. S2CID 4427572.
^Andrews-Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. (2010). "Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra". Journal of Geophysical Research. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. doi:10.1029/2009JE003485.
^McLennan, S. M.; et al. (2005). "Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 95–121. Bibcode:2005E&PSL.240...95M. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041.
^Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). "Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 1–10. Bibcode:2005E&PSL.240....1S. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038..
^Squyres, S. W.; et al. (2006). "Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover" (PDF). Science. 313 (5792): 1403–1407. Bibcode:2006Sci...313.1403S. doi:10.1126/science.1130890. PMID 16959999. S2CID 17643218. Archived (PDF) from the original on August 31, 2021. Retrieved March 16, 2019..
^Wiseman, M.; Andrews-Hanna, J. C.; Arvidson, R. E.; Mustard, J. F.; Zabrusky, K. J. (2011). Distribution of Hydrated Sulfates Across Arabia Terra Using CRISM Data: Implications for Martian Hydrology (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference. Archived (PDF) from the original on September 18, 2021. Retrieved October 3, 2018.
^Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Lewis, Kevin W. (2011). "Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs". Journal of Geophysical Research: Planets. 116 (E2): E2. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. doi:10.1029/2010je003709. S2CID 17293290.
^ESA Staff (February 28, 2019). "First Evidence of 'Planet-Wide Groundwater System' on Mars Found". European Space Agency. Archived from the original on September 15, 2019. Retrieved February 28, 2019.
^Houser, Kristin (February 28, 2019). "First Evidence of 'Planet-Wide Groundwater System' on Mars Found". Futurism.com. Archived from the original on January 19, 2021. Retrieved February 28, 2019.
^Salese, Francesco; Pondrelli, Monica; Neeseman, Alicia; Schmidt, Gene; Ori, Gian Gabriele (2019). "Geological Evidence of Planet-Wide Groundwater System on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (2): 374–395. Bibcode:2019JGRE..124..374S. doi:10.1029/2018JE005802. PMC 6472477. PMID 31007995.
^"Mars: Planet-Wide Groundwater System – New Geological Evidence". February 19, 2019. Archived from the original on August 18, 2020. Retrieved March 2, 2019.
^Andrews, Robin George (September 20, 2019). "Mysterious magnetic pulses discovered on Mars". National Geographic Society. Archived from the original on September 20, 2019. Retrieved September 20, 2019.
^Brandenburg, John E. (1987), "The Paleo-Ocean of Mars", MECA Symposium on Mars: Evolution of its Climate and Atmosphere, Lunar and Planetary Institute, pp. 20–22, Bibcode:1987meca.symp...20B
^Clifford, S. M.; Parker, T. J. (2001). "The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains". Icarus. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. doi:10.1006/icar.2001.6671. S2CID 13694518.
^Smith, D.; et al. (1999). "The Gravity Field of Mars: Results from Mars Global Surveyor" (PDF). Science. 286 (5437): 94–97. Bibcode:1999Sci...286...94S. doi:10.1126/science.286.5437.94. PMID 10506567. Archived from the original (PDF) on March 5, 2016. Retrieved December 19, 2010.
^Read, Peter L.; Lewis, S. R. (2004). The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet. Chichester, UK: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0. Archived from the original (Paperback) on July 24, 2011. Retrieved December 19, 2010.
^"Martian North Once Covered by Ocean". Astrobiology Magazine. November 26, 2009. Archived from the original on June 4, 2011. Retrieved December 19, 2010.{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)
^"New Map Bolsters Case for Ancient Ocean on Mars". SPACE.com. November 23, 2009. Archived from the original on March 15, 2010. Retrieved November 24, 2009.
^Carr, M.; Head, J. (2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate". Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963. S2CID 16367611.
^"Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore". NASA Astrobiology. NASA. January 26, 2001. Archived from the original on February 20, 2012.
^Perron; Taylor, J.; et al. (2007). "Evidence for an ancient Martian ocean in the topography of deformed shorelines". Nature. 447 (7146): 840–843. Bibcode:2007Natur.447..840P. doi:10.1038/nature05873. PMID 17568743. S2CID 4332594.
^Kaufman, Marc (March 5, 2015). "Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data". The New York Times. Archived from the original on March 7, 2020. Retrieved March 5, 2015.
^"Ancient Tsunami Evidence on Mars Reveals Life Potential". Astrobiology (Press release). Cornell University. May 20, 2016. Archived from the original on June 11, 2024. Retrieved May 30, 2016.
^Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L.; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S.; Yan, Jianguo; Gulick, Virginia; Higuchi, Kana; Baker, Victor R.; Glines, Natalie (May 19, 2016). "Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean". Scientific Reports. 6 (1): 25106. Bibcode:2016NatSR...625106R. doi:10.1038/srep25106. PMC 4872529. PMID 27196957.
^"Ancient tsunami evidence on Mars reveals life potential". ScienceDaily (Press release). Cornell University. May 19, 2016. Archived from the original on October 9, 2021. Retrieved February 28, 2018.
^Andrews, Robin George (July 30, 2019). "When a Mega-Tsunami Drowned Mars, This Spot May Have Been Ground Zero". The New York Times. Archived from the original on December 14, 2021. Retrieved July 31, 2019.
^Costard, F.; et al. (June 26, 2019). "The Lomonosov Crater Impact Event: A Possible Mega-Tsunami Source on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (7): 1840–1851. Bibcode:2019JGRE..124.1840C. doi:10.1029/2019JE006008. hdl:20.500.11937/76439. S2CID 198401957.
^Schmidt, Frédéric; Way, Michael; et al. (2022). "Circumpolar ocean stability on Mars 3 Gy ago". Proceedings of the National Academy of Sciences. 119 (4). arXiv:2310.00461. Bibcode:2022PNAS..11912930S. doi:10.1073/pnas.2112930118. PMC 8795497. PMID 35042794.
^Stillman, D., et al. 2017. Characteristics of the numerous and widespread recurring slope lineae (RSL) in Valles Marineris, Mars. Icarus. Volume 285. Pages 195-210
^ a bKostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (June 3, 2006). "Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement". Geophysical Research Letters. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX10.1.1.553.1127. doi:10.1029/2006GL025946. S2CID 17229252. Archived from the original on March 18, 2009. Retrieved October 8, 2009.
^ a bHeldmann, Jennifer L.; et al. (May 7, 2005). "Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110 (E5): Eo5004. Bibcode:2005JGRE..110.5004H. doi:10.1029/2004JE002261. hdl:2060/20050169988. S2CID 1578727. Archived from the original (PDF) on October 1, 2008. Retrieved October 8, 2009. 'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' … 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet, because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 220 K (−53 °C; −64 °F) for parts of the day.
^ a bMalin, Michael C.; Edgett, Kenneth S.; Posiolova, Liliya V.; McColley, Shawn M.; Dobrea, Eldar Z. Noe (December 8, 2006). "Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars". Science. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci...314.1573M. doi:10.1126/science.1135156. PMID 17158321. S2CID 39225477.
^ ab Head, JW; Marchant, D. R; Kreslavsky, MA (2008). «Формирование оврагов на Марсе: связь с недавней историей климата и микросредой инсоляции указывает на происхождение поверхностного потока воды». PNAS . 105 (36): 13258–13263. Bibcode :2008PNAS..10513258H. doi : 10.1073/pnas.0803760105 . PMC 2734344 . PMID 18725636.
↑ Хендерсон, Марк (7 декабря 2006 г.). «Вода течет по Марсу в течение последних пяти лет, заявляет НАСА». The Times . Лондон. Архивировано из оригинала 22 апреля 2023 г. Получено 6 июня 2022 г.
^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2000). «Доказательства недавнего просачивания грунтовых вод и поверхностного стока на Марсе». Science . 288 (5475): 2330–2335. Bibcode :2000Sci...288.2330M. doi :10.1126/science.288.5475.2330. PMID 10875910. S2CID 14232446.
^ Кристенсен, Филип Р. (19 февраля 2003 г.). «Формирование недавних марсианских оврагов посредством таяния обширных водоносных снежных отложений». Nature . 422 (6927): 45–48. Bibcode :2003Natur.422...45C. doi :10.1038/nature01436. ISSN 0028-0836. PMID 12594459. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 11 апреля 2024 г.
^ Rai Khuller, Aditya; Russel Christensen, Philip (февраль 2021 г.). «Свидетельство наличия открытого пылевого водяного льда в марсианских оврагах». Journal of Geophysical Research: Planets . 126 (2). Bibcode : 2021JGRE..12606539R. doi : 10.1029/2020je006539. ISSN 2169-9097. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 11 апреля 2024 г.
^ Dickson, JL; Palumbo, AM; Head, JW; Kerber, L.; Fassett, CI; Kreslavsky, MA (2023). «Овраги на Марсе могли образоваться в результате таяния водяного льда в периоды сильного наклона оси». Science . 380 (6652): 1363–1367. Bibcode :2023Sci...380.1363D. doi : 10.1126/science.abk2464 . PMID 37384686. S2CID 259287608.
^ Дандас, Колин М.; Макьюэн, Альфред С.; Диниега, Серина; Хансен, Кэндис Дж.; Бирн, Шейн; МакЭлвейн, Джим Н. (27 ноября 2017 г.). «Формирование оврагов на Марсе сегодня». Геологическое общество, Лондон, Специальные публикации . 467 (1): 67–94. doi :10.1144/sp467.5. hdl : 10150/633371 . ISSN 0305-8719.
^ abcde Wilson, Jack T.; et al. (январь 2018 г.). «Экваториальное расположение воды на Марсе: карты с улучшенным разрешением на основе данных нейтронного спектрометра Mars Odyssey». Icarus . 299 : 148–160. arXiv : 1708.00518 . Bibcode :2018Icar..299..148W. doi :10.1016/j.icarus.2017.07.028. S2CID 59520156.
^ Колб, К.; Пеллетье, Джон Д.; Макьюэн, Альфред С. (2010). «Моделирование образования ярких склоновых отложений, связанных с оврагами в кратере Хейла, Марс: последствия для недавней жидкой воды». Icarus . 205 (1): 113–137. Bibcode :2010Icar..205..113K. doi :10.1016/j.icarus.2009.09.009.
^ Хоффман, Ник (2002). «Активные полярные овраги на Марсе и роль углекислого газа». Астробиология . 2 (3): 313–323. Bibcode : 2002AsBio...2..313H. doi : 10.1089/153110702762027899. PMID 12530241.
^ Musselwhite, Donald S.; Swindle, Timothy D.; Lunine, Jonathan I. (2001). «Прорыв жидкого CO2 и образование недавних небольших оврагов на Марсе». Geophysical Research Letters . 28 (7): 1283–1285. Bibcode : 2001GeoRL..28.1283M. doi : 10.1029/2000gl012496 .
^ Макьюэн, Альфред. С.; Ойха, Лужендра; Дандас, Колин М. (17 июня 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Science . 333 (6043). Американская ассоциация содействия развитию науки: 740–743. Bibcode :2011Sci...333..740M. doi :10.1126/science.1204816. ISSN 0036-8075. PMID 21817049. S2CID 10460581.
^ «Данные космического корабля НАСА указывают на наличие воды на Марсе». НАСА . 4 августа 2011 г. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 г. Получено 4 августа 2011 г.
^ Дрейк, Надя (28 сентября 2015 г.). «NASA находит „окончательную“ жидкую воду на Марсе». National Geographic News . Архивировано из оригинала 30 сентября 2015 г. Получено 30 сентября 2015 г.
^ Московиц, Клара. «Сегодня на Марсе течет вода, сообщает НАСА». Scientific American . Архивировано из оригинала 15 мая 2021 г. Получено 30 сентября 2015 г.
^ "NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today's Mars". NASA. 28 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 1 октября 2015 г. Получено 30 сентября 2015 г.
^ "NASA подтверждает доказательства того, что на сегодняшнем Марсе течет жидкая вода". 28 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 4 января 2022 г. Получено 30 сентября 2015 г.
^ «Повторяющиеся марсианские полосы: текущий песок, а не вода?». JPL NASA News . Jet Propulsion Laboratory, NASA. 20 ноября 2017 г. Архивировано из оригинала 9 ноября 2020 г. Получено 18 декабря 2017 г.
^ Boynton, WV; et al. (2007). "Концентрация H, Si, Cl, K, Fe и Th в низких и средних широтах Марса". Журнал геофизических исследований: Планеты . 112 (E12): E12S99. Bibcode : 2007JGRE..11212S99B. doi : 10.1029/2007JE002887 .
^ "Mars Express". www.esa.int . Архивировано из оригинала 21 января 2022 г. Получено 21 января 2022 г.
^ Feldman, WC; Prettyman, TH; Maurice, S.; Plaut, JJ; Bish, DL; Vaniman, DT; Tokar, RL (2004). "Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе". Journal of Geophysical Research . 109 (E9): E9. Bibcode :2004JGRE..109.9006F. doi : 10.1029/2003JE002160 . E09006.
^ abc Feldman, WC; et al. (2004). "Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе". Journal of Geophysical Research . 109 (E9): E09006. Bibcode : 2004JGRE..109.9006F. doi : 10.1029/2003JE002160 .
^ Chevrier, Vincent F.; Rivera-Valentin, Edgard G. (ноябрь 2012 г.). «Формирование повторяющихся линий склона жидкими рассолами на современном Марсе: ЖИДКИЕ РАССОЛЫ НА МАРСЕ». Geophysical Research Letters . 39 (21): n/a. doi : 10.1029/2012GL054119 . S2CID 1077206.
^ Gough, RV; Primm, KM; Rivera-Valentín, EG; Martínez, GM; Tolbert, MA (март 2019 г.). «Гидратация и дегидратация солей хлора, имеющих отношение к Марсу: последствия для кратера Гейла и местоположений RSL». Icarus . 321 : 1–13. Bibcode :2019Icar..321....1G. doi :10.1016/j.icarus.2018.10.034. S2CID 106323485. Архивировано из оригинала 7 июля 2022 г. Получено 13 мая 2022 г.
^ ab Chevrier, Vincent F.; Altheide, Travis S. (18 ноября 2008 г.). "Низкотемпературные водные растворы сульфата железа на поверхности Марса". Geophysical Research Letters . 35 (22): L22101. Bibcode : 2008GeoRL..3522101C. doi : 10.1029/2008GL035489 . ISSN 0094-8276. S2CID 97468338.
^ Chevrier, Vincent F.; Hanley, Jennifer; Altheide, Travis S. (20 мая 2009 г.). «Устойчивость гидратов перхлората и их жидких растворов на месте посадки Phoenix, Марс». Geophysical Research Letters . 36 (10): L10202. Bibcode : 2009GeoRL..3610202C. doi : 10.1029/2009GL037497 . ISSN 0094-8276. S2CID 42150205.
^ Gough, RV; Chevrier, VF; Tolbert, MA (май 2014). «Формирование водных растворов на Марсе посредством расслаивания бинарных смесей хлорида и перхлората». Earth and Planetary Science Letters . 393 : 73–82. Bibcode : 2014E&PSL.393...73G. doi : 10.1016/j.epsl.2014.02.002. Архивировано из оригинала 7 июля 2022 г. Получено 13 мая 2022 г.
^ Hecht, MH; Kounaves, SP; Quinn, RC; West, SJ; Young, SMM; Ming, DW; Catling, DC; Clark, BC; Boynton, WV; Hoffman, J.; DeFlores, LP (3 июля 2009 г.). «Обнаружение перхлората и растворимой химии марсианской почвы на месте посадки Phoenix Lander». Science . 325 (5936): 64–67. Bibcode :2009Sci...325...64H. doi :10.1126/science.1172466. ISSN 0036-8075. PMID 19574385. S2CID 24299495. Архивировано из оригинала 13 мая 2022 г. Получено 13 мая 2022 г.
^ Kounaves, Samuel P.; Hecht, Michael H.; Kapit, Jason; Quinn, Richard C.; Catling, David C.; Clark, Benton C.; Ming, Douglas W.; Gospodinova, Kalina; Hredzak, Patricia; McElhoney, Kyle; Shusterman, Jennifer (май 2010 г.). "Растворимый сульфат в марсианской почве на месте посадки Phoenix: СУЛЬФАТ НА МЕСТЕ ПОСАДКИ PHOENIX". Geophysical Research Letters . 37 (9): n/a. Bibcode : 2010GeoRL..37.9201K. doi : 10.1029/2010GL042613. S2CID 12914422.
^ Шеврие, Винсент (2022). «Ограниченная устойчивость многокомпонентных рассолов на поверхности Марса». The Planetary Science Journal . 3 (5): 125. Bibcode : 2022PSJ.....3..125C. doi : 10.3847/PSJ/ac6603 . S2CID 249227810.
^ Каттс, Джеймс А. (10 июля 1973 г.). «Природа и происхождение слоистых отложений полярных регионов Марса». Журнал геофизических исследований . 78 (20): 4231–4249. Bibcode : 1973JGR....78.4231C. doi : 10.1029/JB078i020p04231.
^ "Mars' South Pole Ice Deep and Wide". NASA News & Media Resources . NASA. 15 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 8 декабря 2021 г. Получено 18 марта 2013 г.
^ Plaut, JJ; et al. (15 марта 2007 г.). «Подповерхностное радиолокационное зондирование слоистых отложений южного полюса Марса». Science . 316 (5821): 92–95. Bibcode :2007Sci...316...92P. doi : 10.1126/science.1139672 . PMID 17363628. S2CID 23336149.
^ Бирн, Шейн (2009). «Полярные отложения Марса». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 37 (1): 535–560. Bibcode : 2009AREPS..37..535B. doi : 10.1146/annurev.earth.031208.100101. S2CID 54874200.
^ Скэнлон, К. и др. 2018. Формация Дорса Аргентеа и климатический переход от Ноя к Геспериду. Icarus: 299, 339–363.
^ Хед, Дж., С. Пратт. 2001. Обширный гесперийский южный полярный ледяной щит на Марсе: доказательства массового таяния и отступления, а также бокового течения и ожидание талой воды. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
^ Фишбо, К. Э.; Бирн, Шейн; Херкенхофф, Кеннет Э.; Кирк, Рэндольф Л.; Фортеццо, Кори; Рассел, Патрик С.; Макьюэн, Альфред (2010). «Оценка значения слова «слой» в марсианских северных полярных слоистых отложениях и их влияние на связь с климатом» (PDF) . Icarus . 205 (1): 269–282. Bibcode : 2010Icar..205..269F. doi : 10.1016/j.icarus.2009.04.011. Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. Получено 19 января 2012 г.
^ «Как Марс получил свою слоистую северную полярную шапку». Eos . 8 февраля 2017 г. Архивировано из оригинала 10 ноября 2021 г. Получено 26 сентября 2019 г.
^ «Снятие слоев климата Марса». Eos . 18 июля 2019 г. Архивировано из оригинала 5 декабря 2021 г. Получено 26 сентября 2019 г.
^ Conway, Susan J.; Hovius, Niels; Barnie, Talfan; Besserer, Jonathan; Le Mouélic, Stéphane; Orosei, Roberto; Read, Natalie Anne (1 июля 2012 г.). «Климатически обусловленное отложение водяного льда и образование курганов в кратерах в северном полярном регионе Марса» (PDF) . Icarus . 220 (1): 174–193. Bibcode :2012Icar..220..174C. doi :10.1016/j.icarus.2012.04.021. ISSN 0019-1035. S2CID 121435046. Архивировано (PDF) из оригинала 18 сентября 2021 г. . Получено 14 октября 2019 г.
^ «Ледяные острова на Марсе и Плутоне могут раскрыть изменения климата в прошлом». phys.org . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 г. . Получено 26 сентября 2019 г. .
^ ab "Зимняя сказка в красном и белом – Кратер Королева на Марсе". Немецкий аэрокосмический центр (DLR) . Архивировано из оригинала 17 октября 2020 г. Получено 20 декабря 2018 г.
↑ Сэмпл, Иэн (21 декабря 2018 г.). «Mars Express передает изображения заполненного льдом кратера Королева». The Guardian . Архивировано из оригинала 8 февраля 2020 г. Получено 21 декабря 2018 г.
^ Даксбери, Н. С.; Зотиков, И. А.; Нилсон, К. Х.; Романовский, В. Е.; Карси, Ф. Д. (2001). «Численная модель альтернативного происхождения озера Восток и ее экзобиологические последствия для Марса» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 106 (E1): 1453. Bibcode :2001JGR...106.1453D. doi : 10.1029/2000JE001254 .
^ Чанг, Кеннет; Овербай, Деннис (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено водянистое озеро, повышающее вероятность зарождения инопланетной жизни. Открытие предполагает, что водные условия под ледяной южной полярной шапкой могли стать одним из важнейших строительных блоков для жизни на Красной планете». The New York Times . Архивировано из оригинала 25 июля 2018 г. Получено 25 июля 2018 г.
^ «Под поверхностью Марса обнаружен огромный резервуар жидкой воды». EurekAlert . 25 июля 2018 г. Архивировано из оригинала 25 июля 2018 г. Получено 25 июля 2018 г.
^ «На Марсе обнаружено „озеро“ жидкой воды». BBC News . 25 июля 2018 г. Архивировано из оригинала 25 июля 2018 г. Получено 25 июля 2018 г.
^ Дополнительные материалы. Архивировано 9 июля 2022 г. в Wayback Machine для: Оросей, Р.; Лауро, ЮВ; Петтинелли, Э; Чикетти, А; Корадини, М; Кошотти, Б; Ди Паоло, Ф; Фламини, Э; Маттеи, Э; Пайола, М; Солдовьери, Ф; Картаччи, М; Кассенти, Ф; Фригери, А; Джуппи, С; Мартуфи, Р; Масдеа, А; Митри, Г; Ненна, К; Ношезе, Р; Рестано, М; Сеу, Р. (2018). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе». Наука . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O. doi : 10.1126/science.aar7268 . PMID 30045881.
^ Halton, Mary (25 июля 2018 г.). «Liquid water 'lake' displayed on Mars» (Озеро жидкой воды обнаружено на Марсе). BBC News . Архивировано из оригинала 25 июля 2018 г. Получено 25 июля 2018 г.
^ Сори, Майкл М.; Брамсон, Али М. (2019). «Вода на Марсе с долей соли: локальные тепловые аномалии необходимы для базального таяния льда на Южном полюсе сегодня». Geophysical Research Letters . 46 (3): 1222–1231. Bibcode : 2019GeoRL..46.1222S. doi : 10.1029/2018GL080985. hdl : 10150/633584 . ISSN 1944-8007. S2CID 134166238.
^ Лю, Дж. и др. 2023. «Марсианские дюны, указывающие на сдвиг ветрового режима в соответствии с окончанием ледникового периода». Nature . doi :10.1038/s41586-023-06206-1
^ ab "Под марсианским льдом обнаружено гигантское озеро с жидкой водой". RTÉ . 25 июля 2018 г. Архивировано из оригинала 25 июля 2021 г. Получено 26 июля 2018 г.
^ Хайнц, Якоб; Дёллингер, Йорг; Маус, Дебора; Шнайдер, Энди; Лэш, Питер; Гроссарт, Ганс-Питер; Шульце-Макух, Дирк (10 августа 2022 г.). «Перхлорат-специфические протеомные реакции Debaryomyces hansenii на стресс могут обеспечить выживание микробов в марсианских рассолах». Environmental Microbiology . 24 (11): 1462–2920.16152. Bibcode :2022EnvMi..24.5051H. doi : 10.1111/1462-2920.16152 . ISSN 1462-2912. PMID 35920032.
^ abc Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. Издательство Университета Аризоны. ISBN978-0-8165-1257-7. Получено 7 марта 2011 г. .
^ Хауэлл, Элизабет (2 октября 2017 г.). «Загадка водяного льда найдена на марсианском экваторе». Space.com . Архивировано из оригинала 11 ноября 2021 г. . Получено 2 октября 2017 г. .
^ "Полигональная структура земли: сходство поверхностей Марса и Земли". SpaceRef. 28 сентября 2002 г.
^ Сквайрес, С. (1989). «Лекция премии Юри: Вода на Марсе». Icarus . 79 (2): 229–288. Bibcode :1989Icar...79..229S. doi :10.1016/0019-1035(89)90078-X.
^ ab Lefort, A.; Russell, PS; Thomas, N. (2010). «Зубчатые ландшафты в регионе Пеней и Амфитрита Патеры на Марсе, наблюдаемые HiRISE». Icarus . 205 (1): 259–268. Bibcode :2010Icar..205..259L. doi :10.1016/j.icarus.2009.06.005.
^ abcde Крутые склоны на Марсе раскрывают структуру погребенного льда Архивировано 17 июня 2019 г., на Wayback Machine . Пресс-релиз NASA. 11 января 2018 г.
^ Дандас, Колин М.; Брамсон, Али М.; Ойха, Луджендра; Врей, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; Макьюэн, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон У. (2018). «Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса». Science . 359 (6372): 199–201. Bibcode :2018Sci...359..199D. doi : 10.1126/science.aao1619 . PMID 29326269.
^ Ледяные скалы, обнаруженные на Марсе. Архивировано 28 января 2018 г. в Wayback Machine . Science News . Paul Voosen. 11 января 2018 г.
^ Пике, Сильвен; Баз, Дженнифер; Эдвардс, Кристофер С.; Бэндфилд, Джошуа Л.; Кляйнбёль, Армин; Касс, Дэвид М.; Хейн, Пол О. (10 декабря 2019 г.). «Широко распространенный мелководный лед на Марсе в высоких и средних широтах» (PDF) . Geophysical Research Letters . doi : 10.1029/2019GL083947. S2CID 212982895. Архивировано (PDF) из оригинала 18 сентября 2021 г. . Получено 12 декабря 2019 г. .
^ «Карта сокровищ водяного льда на Марсе от NASA». Лаборатория реактивного движения. 10 декабря 2019 г. Архивировано из оригинала 29 июня 2021 г. Получено 12 декабря 2019 г.
^ Дандас, Колин М.; Брамсон, Али М.; Ойха, Луджендра; Врей, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; Макьюэн, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон У. (12 января 2018 г.). «Открытые подповерхностные ледяные щиты в средних широтах Марса». Science . 359 (6372): 199–201. Bibcode :2018Sci...359..199D. doi :10.1126/science.aao1619. ISSN 0036-8075. PMID 29326269.
^ Дандас, К.; Брин, С.; Макьюэн, А. (2015). «Моделирование развития марсианских сублимационных термокарстовых рельефов». Icarus 262, 154–169.
^ abc Christensen, Philip R. (март 2003 г.). «Формирование недавних марсианских оврагов посредством таяния обширных водоносных снежных отложений». Nature . 422 (6927): 45–48. Bibcode :2003Natur.422...45C. doi :10.1038/nature01436. ISSN 1476-4687. PMID 12594459. S2CID 4385806. Архивировано из оригинала 9 августа 2021 г. Получено 27 июля 2022 г.
^ abc Head, James W.; Mustard, John F.; Kreslavsky, Michael A.; Milliken, Ralph E.; Marchant, David R. (2003). "Недавние ледниковые периоды на Марсе". Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
^ ab "HiRISE Dissected Mantled Terrain (PSP_002917_2175)". Университет Аризоны. Архивировано из оригинала 21 августа 2017 г. Получено 19 декабря 2010 г.
^ "Огромное подземное месторождение льда на Марсе больше, чем Нью-Мексико". Space.com . 22 ноября 2016 г. Архивировано из оригинала 12 января 2018 г. Получено 29 ноября 2016 г.
^ Bramson, A, et al. (2015). «Широко распространенный избыточный лед в Arcadia Planitia, Марс». Geophysical Research Letters 42, 6566–6574.
^ Stuurman, Cassie. "Широко распространенный, толстый водный лед найден в Utopia Planitia, Mars". Архивировано из оригинала 30 ноября 2016 года . Получено 29 ноября 2016 года .
^ Stuurman, C., et al. 2016. «Обнаружение и характеристика подповерхностных залежей водяного льда в Utopia Planitia, Марс» с помощью SHARAD. Geophysical Research Letters 43, 9484–9491.
^ Бирн, С.; Ингерсолл, А.П. (2002). «Модель сублимации для формирования марсианских полярных швейцарских сырных образований». Американское астрономическое общество . 34 : 837. Библиографический код : 2002DPS....34.0301B.
^ "Водяной лед в кратере на северном полюсе Марса" (пресс-релиз). ESA . 27 июля 2005 г. Архивировано из оригинала 6 октября 2012 г. Получено 8 октября 2009 г.
^ "На Красной планете найдено ледяное озеро". BBC . 29 июля 2005 г. Архивировано из оригинала 13 января 2010 г. Получено 8 октября 2009 г.
^ Мюррей, Джон Б.; и др. (2005). «Доказательства, полученные с помощью стереокамеры Mars Express High Resolution Stereo Camera для замерзшего моря вблизи экватора Марса». Nature . 434 (7031): 352–356. Bibcode :2005Natur.434..352M. doi :10.1038/nature03379. PMID 15772653. S2CID 4373323. Здесь мы представляем снимки стереокамеры высокого разрешения с космического корабля Mars Express Европейского космического агентства, которые указывают на то, что такие озера все еще могут существовать.
^ Оросей, Р.; Картаччи, М.; Чикетти, А.; Федерико, К.; Фламини, Э.; Фригери, А.; Холт, Дж.В.; Маринангели, Л.; Ношезе, Р.; Петтинелли, Э.; Филлипс, Р.Дж.; Пикарди, Дж.; Плаут, Джей-Джей; Сафаейнили, А.; Сеу, Р. (2008). «Радарное зондирование подповерхностного слоя предполагаемого замерзшего моря в Цербере Палусе, Марс» (PDF) . Материалы XIII Международной конференции по георадиолокации . Том. XXXIX. стр. P14B–05. Бибкод : 2007AGUFM.P14B..05O. doi :10.1109/ICGPR.2010.5550143. ISBN978-1-4244-4604-9. S2CID 23296246. Архивировано (PDF) из оригинала 27 марта 2009 г. Получено 5 января 2010 г. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
^ Барлоу, Надин Г. (10 января 2008 г.). Марс: введение в его внутреннее строение, поверхность и атмосферу . Cambridge University Press. ISBN978-0-521-85226-5.
^ Strom, RG; Croft, Steven K.; Barlow, Nadine G. (1992). The Martian Impact Cratering Record, Mars . University of Arizona Press. ISBN978-0-8165-1257-7.
^ "ESA – Mars Express – Захватывающие виды Deuteronilus Mensae на Марсе". Esa.int. 14 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 18 октября 2012 г. Получено 9 октября 2009 г.
^ Хаубер, Э.; и др. (2005). «Открытие фланговой кальдеры и очень молодой ледниковой активности в куполе Гекаты, Марс». Nature . 434 (7031): 356–61. Bibcode :2005Natur.434..356H. doi :10.1038/nature03423. PMID 15772654. S2CID 4427179.
^ Шин, Дэвид Э.; Хэд, Джеймс У.; Фастук, Джеймс Л.; Марчант, Дэвид Р. (2007). "Современное оледенение на больших высотах на горе Арсия, Марс: последствия для формирования и эволюции крупных тропических горных ледников". Журнал геофизических исследований . 112 (E3): E03004. Bibcode : 2007JGRE..112.3004S. doi : 10.1029/2006JE002761 .
^ ab Shean, D.; et al. (2005). "Происхождение и эволюция холодного горного ледника на Марсе: веерообразные отложения горы Павонис". Журнал геофизических исследований . 110 (E5): E05001. Bibcode : 2005JGRE..110.5001S. doi : 10.1029/2004JE002360 . S2CID 14749707.
^ Базилевский, А.; и др. (2006). "Геологическая недавняя тектоническая, вулканическая и флювиальная активность на восточном склоне вулкана Олимпус Монс, Марс". Geophysical Research Letters . 33 (13). L13201. Bibcode : 2006GeoRL..3313201B. CiteSeerX 10.1.1.485.770 . doi : 10.1029/2006GL026396. S2CID 16847310.
^ Милликен, Р.; и др. (2003). «Особенности вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения с использованием изображений с высоким разрешением, полученных с помощью камеры Mars Orbiter Camera (MOC)». Журнал геофизических исследований . 108 (E6): 5057. Bibcode : 2003JGRE..108.5057M. doi : 10.1029/2002je002005. S2CID 12628857.
^ Arfstrom, J.; Hartmann, W. (2005). «Марсианские особенности течения, моренные хребты и овраги: земные аналоги и взаимосвязи». Icarus . 174 (2): 321–35. Bibcode :2005Icar..174..321A. doi :10.1016/j.icarus.2004.05.026.
^ Head, JW; Neukum, G.; Jaumann, R.; Hiesinger, H.; Hauber, E.; Carr, M.; Masson, P.; Foing, B.; Hoffmann, H.; Kreslavsky, M.; Werner, S.; Milkovich, S.; van Gasselt, S.; HRSC Co-Investigator Team (2005). «Тропические и средние широты накопления снега и льда, течения и оледенения на Марсе». Nature . 434 (7031): 346–350. Bibcode :2005Natur.434..346H. doi :10.1038/nature03359. PMID 15772652. S2CID 4363630.
↑ Staff (17 октября 2005 г.). «Марсианский климат в движении: ледники средних широт». Marstoday . Университет Брауна. Архивировано из оригинала 18 июня 2013 г.
^ Берман, Д.; и др. (2005). «Роль дугообразных хребтов и оврагов в деградации кратеров в районе бассейна Ньютона на Марсе». Icarus . 178 (2): 465–86. Bibcode :2005Icar..178..465B. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.011.
^ "Fretted Terrain Valley Traverse". Hirise.lpl.arizona.edu. Архивировано из оригинала 13 октября 2017 г. Получено 16 января 2012 г.
^ "Jumbled Flow Patterns". Университет Аризоны. Архивировано из оригинала 23 августа 2016 года . Получено 16 января 2012 года .
^ «Марсианская вода: под марсианской корой обнаружены резервуары жидкой воды». www.bbc.com . Получено 16 августа 2024 г.
^ ab Strickland, Ashley (12 августа 2024 г.). «Океаны воды могут быть заперты глубоко под поверхностью Марса». CNN . Получено 16 августа 2024 г. .
^ *Хед, Дж. и др. 2023. ГЕОЛОГИЧЕСКАЯ И КЛИМАТИЧЕСКАЯ ИСТОРИЯ МАРСА: ИДЕНТИФИКАЦИЯ ПОТЕНЦИАЛЬНЫХ ТЕПЛЫХ И ВЛАЖНЫХ КЛИМАТИЧЕСКИХ «ЛОЖНЫХ ПОЛОЖИТЕЛЬНЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ». 54-я конференция по лунной и планетарной науке 2023 г. (LPI Contrib. № 2806). 1731.pdf
^ abcde Chaufray, JY; et al. (2007). "Взаимодействие марсианского солнечного ветра: формирование марсианской короны и атмосферные потери в космосе" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 112 (E9): E09009. Bibcode :2007JGRE..112.9009C. doi : 10.1029/2007JE002915 . Архивировано (PDF) из оригинала 29 ноября 2021 г. . Получено 22 ноября 2019 г. .
^ abc Chevrier, V.; et al. (2007). "Ранняя геохимическая среда Марса, определенная по термодинамике филлосиликатов". Nature . 448 (7149): 60–63. Bibcode :2007Natur.448...60C. doi :10.1038/nature05961. PMID 17611538. S2CID 1595292.
^ abc Catling, DC (2007). «Марс: Древние отпечатки пальцев на глине». Nature . 448 (7149): 31–32. Bibcode :2007Natur.448...31C. doi :10.1038/448031a. PMID 17611529. S2CID 4387261.
^ Эндрюс-Ханна, JC; и др. (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–6. Бибкод : 2007Natur.446..163A. дои : 10.1038/nature05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
^ Моррис, Р. В. и др. (2001). «Палагонитовая пыль с низким содержанием филлосиликата из вулкана Мауна-Кеа (Гавайи): минералогический аналог магнитной марсианской пыли?». Журнал геофизических исследований . 106 (E3): 5057–5083. Bibcode : 2001JGR...106.5057M. doi : 10.1029/2000JE001328 .
^ Chevrier, V.; et al. (2006). «Продукты выветривания железа в атмосфере CO2+(H2O или H2O2): последствия для процессов выветривания на поверхности Марса» (PDF) . Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (16): 4295–4317. Bibcode :2006GeCoA..70.4295C. doi :10.1016/j.gca.2006.06.1368. Архивировано (PDF) из оригинала 13 июля 2022 г. . Получено 23 июня 2022 г. .
^ Bibring, JP.; et al. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная из данных OMEGA/Mars Express». Science . 312 (5772): 400–4. Bibcode :2006Sci...312..400B. doi : 10.1126/science.1122659 . PMID 16627738.
^ Макьюэн, А.С. и др. (2007). «Более пристальный взгляд на связанную с водой геологическую активность на Марсе». Science . 317 (5845): 1706–1709. Bibcode :2007Sci...317.1706M. doi :10.1126/science.1143987. PMID 17885125. S2CID 44822691.
^ "Побег с Марса: Как вода покинула красную планету". phys.org . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 г. . Получено 8 декабря 2020 г. .
^ Стоун, Шейн У.; Йелле, Роджер В.; Бенна, Мехди; Ло, Дэниел И.; Элрод, Мередит К.; Махаффи, Пол Р. (13 ноября 2020 г.). «Выброс водорода с Марса обусловлен сезонным и пылевым буревым переносом воды». Science . 370 (6518): 824–831. Bibcode :2020Sci...370..824S. doi :10.1126/science.aba5229. ISSN 0036-8075. PMID 33184209. S2CID 226308137. Архивировано из оригинала 16 сентября 2022 г. Получено 8 декабря 2020 г. .
^ Yiğit, Erdal (10 декабря 2021 г.). «Марсианский водный побег и внутренние волны». Science . 374 (6573): 1323–1324. Bibcode :2021Sci...374.1323Y. doi :10.1126/science.abg5893. ISSN 0036-8075. PMID 34882460. S2CID 245012567. Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 г. Получено 16 декабря 2021 г.
^ Yiğit, Erdal; Медведев, Александр С.; Бенна, Мехди; Якоски, Брюс М. (16 марта 2021 г.). «Усиленная пылевой бурей гравитационно-волновая активность в марсианской термосфере, наблюдаемая MAVEN, и ее значение для выхода из атмосферы». Geophysical Research Letters . 48 (5). arXiv : 2101.07698 . Bibcode : 2021GeoRL..4892095Y. doi : 10.1029/2020GL092095. ISSN 0094-8276. S2CID 234356651. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 г. Получено 16 декабря 2021 г.
^ Schorghofer, Norbert (2007). "Динамика ледниковых периодов на Марсе" (PDF) . Nature . 449 (7159): 192–194. Bibcode :2007Natur.449..192S. doi :10.1038/nature06082. PMID 17851518. S2CID 4415456. Архивировано из оригинала (PDF) 13 января 2018 г. . Получено 12 января 2018 г. .
^ Диксон, Джеймс Л.; Хэд, Джеймс У.; Марчант, Дэвид Р. (2008). «Позднее амазонское оледенение на границе дихотомии на Марсе: доказательства максимальной толщины ледника и множественных ледниковых фаз». Геология . 36 (5): 411–4. Bibcode : 2008Geo....36..411D. doi : 10.1130/G24382A.1. S2CID 14291132.
^ Смит, Айзек Б.; Путциг, Натаниэль Э.; Холт, Джон У.; Филлипс, Роджер Дж. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период, зафиксированный в полярных отложениях Марса». Science . 352 (6289): 1075–1078. Bibcode :2016Sci...352.1075S. doi : 10.1126/science.aad6968 . PMID 27230372.
^ Levrard, B.; Forget, F.; Montmessian, F.; Laskar, J. (2004). «Недавние богатые льдом отложения, образовавшиеся в высоких широтах на Марсе путем сублимации нестабильного экваториального льда при низком наклонении». Nature . 431 (7012): 1072–1075. Bibcode :2004Natur.431.1072L. doi :10.1038/nature03055. PMID 15510141. S2CID 4420650.
^ abc "Марс может выйти из ледникового периода". ScienceDaily . MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory. 18 декабря 2003 г.
^ Forget, F.; et al. (2006). «Формирование ледников на Марсе атмосферными осадками при высоком наклонении». Science . 311 (5759): 368–71. Bibcode :2006Sci...311..368F. doi :10.1126/science.1120335. PMID 16424337. S2CID 5798774.
^ Mustard, J.; et al. (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе на основе идентификации молодого приповерхностного льда». Nature . 412 (6845): 411–4. Bibcode :2001Natur.412..411M. doi :10.1038/35086515. PMID 11473309. S2CID 4409161.
^ Креславский, М.; Хэд, Дж. (2002). «Марс: Природа и эволюция молодой мантии, зависящей от широты и богатой водой и льдом». Geophysical Research Letters . 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode : 2002GeoRL..29.1719K. doi : 10.1029/2002GL015392 .
^ Битти, Келли (23 января 2018 г.). «Водяной лед обнаружен в марсианских скалах — Sky & Telescope». Sky & Telescope . Получено 3 октября 2018 г.
↑ Стратегия астробиологии 2015 г. Архивировано 22 декабря 2016 г. на Wayback Machine (PDF) NASA.
^ Conrad, PG; Archer, D.; Coll, P.; De La Torre, M.; Edgett, K.; Eigenbrode, JL; Fisk, M.; Freissenet, C.; Franz, H.; et al. (2013). «Оценка пригодности для обитания в кратере Гейла: выводы из первоначальных результатов». 44-я конференция по науке о Луне и планетах . 1719 (1719): 2185. Bibcode : 2013LPI....44.2185C.
^ Комитет по стратегии астробиологии для исследования Марса; Национальный исследовательский совет (2007). «Планетарная защита для миссий на Марс». Стратегия астробиологии для исследования Марса . The National Academies Press. С. 95–98. ISBN978-0-309-10851-5.
^ Дейли, Джейсон (6 июля 2017 г.). «Поверхность Марса может быть слишком токсичной для микробной жизни — сочетание ультрафиолетового излучения и перхлоратов, распространенных на Марсе, может быть смертельным для бактерий». Смитсоновский институт . Получено 8 июля 2017 г.
^ Уодсворт, Дженнифер; Кокелл, Чарльз С. (6 июля 2017 г.). «Перхлораты на Марсе усиливают бактерицидное действие УФ-излучения». Scientific Reports . 7 (4662): 4662. Bibcode :2017NatSR...7.4662W. doi :10.1038/s41598-017-04910-3. PMC 5500590 . PMID 28684729.
^ "Стратегия астробиологии НАСА" (PDF) . НАСА . 2015. Архивировано из оригинала (PDF) 22 декабря 2016 г. Получено 5 сентября 2018 г.
^ "Исследование Марса: Миссии". Marsprogram.jpl.nasa.gov. Архивировано из оригинала 11 апреля 2004 года . Получено 19 декабря 2010 года .
^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Вид на Марс с орбитального корабля «Викинг». History.nasa.gov . Проверено 19 декабря 2010 г.
^ Карр, МХ; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «ч5». История НАСА . НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
^ Мортон, О. (2002). Картографирование Марса . Пикадор, Нью-Йорк. ISBN9780312245511.
^ Арвидсон, Р.; Гудинг, Джеймс Л.; Мур, Генри Дж. (1989). «Марсианская поверхность, полученная путем сканирования, взятия образцов и анализа с помощью аппаратов Viking Landers». Обзоры геофизики . 27 (1): 39–60. Bibcode : 1989RvGeo..27...39A. doi : 10.1029/RG027i001p00039.
^ Кларк, Б.; Бэрд, АК; Роуз, Х. Дж. младший; Тулмин П., 3-й; Кейл, К.; Кастро, А. Дж.; Келлихер, WC; Роу, К. Д.; Эванс, PH (1976). «Неорганический анализ марсианских образцов в местах посадки «Викингов»». Science . 194 (4271): 1283–1288. Bibcode :1976Sci...194.1283C. doi :10.1126/science.194.4271.1283. PMID 17797084. S2CID 21349024.{{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
^ Хофен, ТМ; и др. (2003). «Открытие оливина в районе ямок Нили на Марсе». Наука . 302 (5645): 627–630. Бибкод : 2003Sci...302..627H. дои : 10.1126/science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
^ Hoefen, T.; Clark, RN; Bandfield, JL; Smith, MD; Pearl, JC; Christensen, PR (2003). «Открытие оливина в районе Нили Фосса на Марсе». Science . 302 (5645): 627–630. Bibcode :2003Sci...302..627H. doi :10.1126/science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: межпланетный круиз через основную миссию». Журнал геофизических исследований . 106 (E10): 23429–23570. Bibcode : 2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000JE001455 . S2CID 129376333.
^ «Атмосферные и метеорологические свойства». NASA.
^ ab Golombek, MP; Cook, RA; Economou, T.; Folkner, WM; Haldemann, AFC; Kallemeyn, PH; Knudsen, JM; Manning, RM; Moore, HJ; Parker, TJ; Rieder, R.; Schofield, JT; Smith, PH; Vaughan, RM (1997). "Обзор миссии Mars Pathfinder и оценка прогнозов мест посадки". Science . 278 (5344): 1743–1748. Bibcode :1997Sci...278.1743G. doi : 10.1126/science.278.5344.1743 . PMID 9388167.
^ "Mars Odyssey: Newsroom". Mars.jpl.nasa.gov. 28 мая 2002 г.
^ ab Feldman, WC; et al. (2004). "Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе". Журнал геофизических исследований . 109 (E9). Bibcode : 2004JGRE..109.9006F. doi : 10.1029/2003JE002160 .
^ "Dao Vallis". Миссия Mars Odyssey . THEMIS. 7 августа 2002 г. Получено 19 декабря 2010 г.
^ ab Smith, PH; Tamppari, L.; Arvidson, RE; Bass, D.; Blaney, D .; Boynton, W.; Carswell, A.; Catling, D.; Clark, B.; Duck, T.; DeJong, E.; Fisher, D.; Goetz, W.; Gunnlaugsson, P.; Hecht, M.; Hipkin, V.; Hoffman, J.; Hviid, S.; Keller, H.; Kounaves, S.; Lange, CF; Lemmon, M.; Madsen, M.; Malin, M.; Markiewicz, W.; Marshall, J.; McKay, C.; Mellon, M.; Michelangeli, D.; et al. (2008). «Введение в специальный раздел о миссии Phoenix: эксперименты по определению характеристик места посадки, обзоры миссий и ожидаемая наука». Журнал геофизических исследований . 113 (E12): E00A18. Bibcode : 2008JGRE..113.0A18S. doi : 10.1029/2008JE003083. hdl : 2027.42/94752 . S2CID 38911896.
^ «Данные НАСА проливают новый свет на воду и вулканы на Марсе». НАСА. 9 сентября 2010 г. Архивировано из оригинала 26 января 2021 г. Получено 21 марта 2014 г.
^ Меллон, М.; Якоски, Б. (1993). «Географические изменения в термической и диффузионной стабильности подземного льда на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (E2): 3345–3364. Bibcode : 1993JGR....98.3345M. doi : 10.1029/92JE02355.
^ Хуллер, Адитья Р.; Кристенсен, Филип Р.; Уоррен, Стивен Г. (сентябрь 2021 г.). «Спектральное альбедо пыльного марсианского снега и льда H 2 O». Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (9). Bibcode : 2021JGRE..12606910K. doi : 10.1029/2021JE006910 . ISSN 2169-9097. S2CID 238721489.
^ «Подтверждение наличия воды на Марсе». Nasa.gov. 20 июня 2008 г. Архивировано из оригинала 1 июля 2008 г. Получено 8 октября 2009 г.
↑ Джонсон, Джон (1 августа 2008 г.). «НАСА подтверждает, что на Марсе есть вода». Los Angeles Times .
^ ab "Грязь в почве, обнаруженной на Марсе". SPACE.com. 2 июля 2009 г. Получено 19 декабря 2010 г.
^ abc Martínez, GM & Renno, NO (2013). «Вода и рассолы на Марсе: текущие доказательства и последствия для MSL». Space Science Reviews . 175 (1–4): 29–51. Bibcode :2013SSRv..175...29M. doi : 10.1007/s11214-012-9956-3 .
^ Ренно, Нилтон О.; Бос, Брент Дж.; Кэтлинг, Дэвид; Кларк, Бентон К.; Друбе, Лайн; Фишер, Дэвид; Гетц, Вальтер; Хвид, Штуббе Ф.; Келлер, Хорст Уве; Кок, Джаспер Ф.; Кунавес, Сэмюэл П.; Лир, Кристоффер; Леммон, Марк; Мадсен, Мортен Бо; Маркевич, Войцех Дж.; Маршалл, Джон; Маккей, Кристофер; Мехта, Маниш; Смит, Майлз; Зорзано, MP; Смит, Питер Х.; Стокер, Кэрол; Янг, Сюзанна М. М. (2009). «Возможные физические и термодинамические доказательства наличия жидкой воды на месте посадки Феникса». Журнал геофизических исследований . 114 (E1): E00E03. Bibcode : 2009JGRE..114.0E03R. doi : 10.1029/2009JE003362. hdl : 2027.42/95444 . S2CID: 55050084.
↑ Чанг, Кеннет (16 марта 2009 г.). «Пузыри на фотографиях марсианского посадочного модуля вызывают споры: вода ли это?». New York Times (онлайн).
^ "На Марсе, вероятно, присутствует жидкая соленая вода, показывает новый анализ". ScienceDaily . 20 марта 2009 г.
^ "Astrobiology Top 10: Too Salty to Freeze". Журнал Astrobiology . Архивировано из оригинала 4 июня 2011 г. Получено 19 декабря 2010 г.{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)
^ Хехт, М. Х.; Кунавес, С. П.; Куинн, Р. К.; Уэст, С. Дж.; Янг, СММ; Минг, Д. В.; Кэтлинг, Д. К.; Кларк, Б. К.; Бойнтон, В. В.; Хоффман, Дж.; ДеФлорес, LP; Господинова, К.; Капит, Дж.; Смит, П. Х. (2009). «Обнаружение перхлората и растворимой химии марсианской почвы на месте посадки Феникса». Science . 325 (5936): 64–67. Bibcode :2009Sci...325...64H. doi :10.1126/science.1172466. PMID 19574385. S2CID 24299495.
^ "CSA – News Release". Asc-csa.gc.ca. 2 июля 2009 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2011 г.
^ "Миссия марсохода Mars Exploration Rover: Пресс-релизы". Marsrovers.jpl.nasa.gov. 5 марта 2004 г.
^ "NASA – Mars Rover Spirit Unearths Surprise Evidence of Wetter Past". NASA. 21 мая 2007 г. Архивировано из оригинала 8 марта 2013 г. Получено 17 января 2012 г.
^ Бертстер, Гай (10 декабря 2007 г.). «Марсоход исследует признаки насыщенного марсианского прошлого». Пресс-релиз . Лаборатория реактивного движения, Пасадена, Калифорния.
^ Клингельхофер, Г.; и др. (2005). "том XXXVI". Lunar Planet. Sci. (реферат): 2349.
^ Шредер, К. и др. (2005). "Журнал геофизических исследований" (реферат). 7. Европейский союз геонаук, Генеральная ассамблея: 10254.{{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
^ Моррис, С.; и др. (2006). "Мессбауэровская минералогия горных пород, почвы и пыли в кратере Гусева, Марс: журнал Spirit по слабоизмененному оливиновому базальту на равнинах и повсеместно измененному базальту в Колумбийских холмах". J. Geophys. Res . 111 (E2): n/a. Bibcode : 2006JGRE..111.2S13M. doi : 10.1029/2005je002584. hdl : 1893/17159 .
^ Ming, D.; Mittlefehldt, DW; Morris, RV; Golden, DC; Gellert, R.; Yen, A.; Clark, BC; Squyres, SW; Farrand, WH; Ruff, SW; Arvidson, RE; Klingelhöfer, G.; McSween, HY; Rodionov, DS; Schröder, C.; De Souza, PA; Wang, A. (2006). "Геохимические и минералогические индикаторы водных процессов в холмах Колумбия кратера Гусева, Марс". J. Geophys. Res . 111 (E2): E02S12. Bibcode : 2006JGRE..111.2S12M. doi : 10.1029/2005JE002560. hdl : 1893/17114 .
^Bell, J, ed. (2008). The Martian Surface. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-86698-9.
^Morris, R. V.; Ruff, S. W.; Gellert, R.; Ming, D. W.; Arvidson, R. E.; Clark, B. C.; Golden, D. C.; Siebach, K.; Klingelhofer, G.; Schroder, C.; Fleischer, I.; Yen, A. S.; Squyres, S. W. (June 4, 2010). "Outcrop of long-sought rare rock on Mars found". Science. 329 (5990). Sciencedaily.com: 421–424. Bibcode:2010Sci...329..421M. doi:10.1126/science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
^Morris, Richard V.; Ruff, Steven W.; Gellert, Ralf; Ming, Douglas W.; Arvidson, Raymond E.; Clark, Benton C.; Golden, D. C.; Siebach, Kirsten; et al. (June 3, 2010). "Identification of Carbonate-Rich Outcrops on Mars by the Spirit Rover". Science. 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci...329..421M. doi:10.1126/science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
^"Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet". Retrieved July 8, 2006.
^Harwood, William (January 25, 2013). "Opportunity rover moves into 10th year of Mars operations". Space Flight Now.
^Benison, KC; Laclair, DA (2003). "Modern and ancient extremely acid saline deposits: terrestrial analogs for martian environments?". Astrobiology. 3 (3): 609–618. Bibcode:2003AsBio...3..609B. doi:10.1089/153110703322610690. PMID 14678669. S2CID 36757620.
^Benison, K; Bowen, B (2006). "Acid saline lake systems give clues about past environments and the search for life on Mars". Icarus. 183 (1): 225–229. Bibcode:2006Icar..183..225B. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.018.
^Grotzinger, J.; Milliken, R., eds. (2012). Sedimentary Geology of Mars. SEPM.
^"HiRISE – High Resolution Imaging Science Experiment". HiriUniversity of Arizona. Retrieved December 19, 2010.
^"Target Zone: Nilosyrtis? | Mars Odyssey Mission THEMIS". Themis.asu.edu. Retrieved December 19, 2010.
^Mellon, M. T.; Jakosky, B. M.; Postawko, S. E. (1997). "The persistence of equatorial ground ice on Mars". J. Geophys. Res. 102 (E8). onlinelibrary.wiley.com: 19357–19369. Bibcode:1997JGR...10219357M. doi:10.1029/97JE01346.
^Arfstrom, John D. (2012). "A Conceptual Model of Equatorial Ice Sheets on Mars. J" (PDF). Comparative Climatology of Terrestrial Planets. Lunar and Planetary Institute.
^Byrne, Shane; Dundas, Colin M.; Kennedy, Megan R.; Mellon, Michael T.; McEwen, Alfred S.; Cull, Selby C.; Daubar, Ingrid J.; Shean, David E.; Seelos, Kimberly D.; Murchie, Scott L.; Cantor, Bruce A.; Arvidson, Raymond E.; Edgett, Kenneth S.; Reufer, Andreas; Thomas, Nicolas; Harrison, Tanya N.; Posiolova, Liliya V.; Seelos, Frank P. (2009). "Distribution of mid-latitude ground ice on Mars from new impact craters". Science. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci...325.1674B. doi:10.1126/science.1175307. PMID 19779195. S2CID 10657508.
^"Water Ice Exposed in Mars Craters". SPACE.com. September 24, 2009. Retrieved December 19, 2010.
^Khuller, Aditya; Christensen, Philip (February 2021). "Evidence of Exposed Dusty Water Ice within Martian Gullies". Journal of Geophysical Research: Planets. 126 (2). Bibcode:2021JGRE..12606539R. doi:10.1029/2020JE006539. ISSN 2169-9097. S2CID 234174382.
^S. Nerozzi; J.W. Holt (May 22, 2019). "Buried ice and sand caps at the north pole of Mars: revealing a record of climate change in the cavi unit with SHARAD". Geophysical Research Letters. 46 (13): 7278–7286. Bibcode:2019GeoRL..46.7278N. doi:10.1029/2019GL082114. hdl:10150/634098. S2CID 182153656.
^Lujendra Ojha; Stefano Nerozzi; Kevin Lewis (May 22, 2019). "Compositional Constraints on the North Polar Cap of Mars from Gravity and Topography". Geophysical Research Letters. 46 (15): 8671–8679. Bibcode:2019GeoRL..46.8671O. doi:10.1029/2019GL082294. S2CID 181334027.
^Soare, E., et al. 2019.
Possible (closed system) pingo and ice-wedge/thermokarst complexes at the mid latitudes of Utopia Planitia, Mars. Icarus. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
^Brown, Dwayne (October 30, 2012). "NASA Rover's First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals". NASA. Archived from the original on June 3, 2016. Retrieved June 16, 2013.
^Brown, Dwayne; Webster, Guy; Neal-Jones, Nance (December 3, 2012). "NASA Mars Rover Fully Analyzes First Martian Soil Samples". NASA. Archived from the original on December 5, 2012.
^Chang, Ken (December 3, 2012). "Mars Rover Discovery Revealed". New York Times.
^ a bWebster, Guy; Brown, Dwayne (March 18, 2013). "Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence". NASA. Archived from the original on March 22, 2013.
^Rincon, Paul (March 19, 2013). "Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior". BBC.
^Staff (March 20, 2013). "Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out". MSN. Archived from the original on March 23, 2013.
^Lieberman, Josh (September 26, 2013). "Mars Water Found: Curiosity Rover Uncovers 'Abundant, Easily Accessible' Water In Martian Soil". iSciencetimes.
^Leshin, L. A.; et al. (September 27, 2013). "Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover". Science. 341 (6153): 1238937. Bibcode:2013Sci...341E...3L. doi:10.1126/science.1238937. PMID 24072926. S2CID 206549244.
^ a bGrotzinger, John (September 26, 2013). "Introduction To Special Issue: Analysis of Surface Materials by the Curiosity Mars Rover". Science. 341 (6153): 1475. Bibcode:2013Sci...341.1475G. doi:10.1126/science.1244258. PMID 24072916.
^Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Webster, Guy; Martialay, Mary (September 26, 2013). "Curiosity's SAM Instrument Finds Water and More in Surface Sample". NASA.
^ a bWebster, Guy; Brown, Dwayne (September 26, 2013). "Science Gains From Diverse Landing Area of Curiosity". NASA. Archived from the original on May 2, 2019. Retrieved September 27, 2013.
^ a bChang, Kenneth (October 1, 2013). "Hitting Pay Dirt on Mars". New York Times.
^ a bMeslin, P.-Y.; et al. (September 26, 2013). "Soil Diversity and Hydration as Observed by ChemCam at Gale Crater, Mars". Science. 341 (6153): 1238670. Bibcode:2013Sci...341E...1M. doi:10.1126/science.1238670. PMID 24072924. S2CID 7418294.
^Stolper, E.M.; Baker, M.B.; Newcombe, M.E.; Schmidt, M.E.; Treiman, A.H.; Cousin, A.; Dyar, M.D.; Fisk, M.R.; Gellert, R.; King, P.L.; Leshin, L.; Maurice, S.; McLennan, S.M.; Minitti, M.E.; Perrett, G.; Rowland, S.; Sautter, V.; Wiens, R.C.; MSL ScienceTeam (2013). "The Petrochemistry of Jake_M: A Martian Mugearite" (PDF). Science. 341 (6153). AAAS: 1239463. Bibcode:2013Sci...341E...4S. doi:10.1126/science.1239463. PMID 24072927. S2CID 16515295. Archived from the original (PDF) on August 11, 2021. Retrieved July 23, 2019.
^Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (December 16, 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". NASA. Retrieved December 16, 2014.
^Chang, Kenneth (December 16, 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". New York Times. Retrieved December 16, 2014.
^Mahaffy, P. R.; et al. (December 16, 2014). "Mars Atmosphere – The imprint of atmospheric evolution in the D/H of Hesperian clay minerals on Mars" (PDF). Science. 347 (6220): 412–414. Bibcode:2015Sci...347..412M. doi:10.1126/science.1260291. PMID 25515119. S2CID 37075396.
^Rincon, Paul (April 13, 2015). "Evidence of liquid water found on Mars". BBC News. Retrieved April 15, 2015.
^Clavin, Whitney (October 8, 2015). "NASA's Curiosity Rover Team Confirms Ancient Lakes on Mars". NASA. Retrieved October 9, 2015.
^Grotzinger, J.P. (October 9, 2015). "Deposition, exhumation, and paleoclimate of an ancient lake deposit, Gale crater, Mars". Science. 350 (6257): aac7575. Bibcode:2015Sci...350.7575G. doi:10.1126/science.aac7575. PMID 26450214. S2CID 586848.
^Geological Society of America (November 3, 2018). "Evidence of outburst flooding indicates plentiful water on early Mars". EurekAlert!. Retrieved November 5, 2018.
^Heydari, Ezat; et al. (November 4, 2018). "Significance of Flood Depositis in Gale Crater, Mars". Geological Society of America. Retrieved November 5, 2018.
^Orosei R, Lauro SE, Pettinelli E, Cicchetti A, Coradini M, Cosciotti B, Di Paolo F, Flamini E, Mattei E, Pajola M, Soldovieri F, Cartacci M, Cassenti F, Frigeri A, Giuppi S, Martufi R, Masdea A, Mitri G, Nenna C, Noschese R, Restano M, Seu R (July 25, 2018). "Radar evidence of subglacial liquid water on Mars". Science. 361 (3699): 490–493. arXiv:2004.04587. Bibcode:2018Sci...361..490O. doi:10.1126/science.aar7268. hdl:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
^Halton, Mary (July 25, 2018). "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News. Retrieved July 25, 2018.
^"China's 1st Mars rover 'Zhurong' lands on the Red Planet". Space.com. May 15, 2021.
^Liu, Y., et al. 2022. Zhurong reveals recent aqueous activities in Utopia Planitia, Mars. Science Advances. VOL. 8, NO. 19
^Liu, J., et al. 2023. Martian dunes indicative of wind regime shift in line with end of ice age. Nature
Bibliography
Boyce, Joseph, M. (2008). The Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
Carr, Michael, H. (1996). Water on Mars; Oxford University Press: New York, ISBN 0-19-509938-9.
Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0.
Hartmann, William, K. (2003). A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6.
Hanlon, Michael (2004). The Real Mars: Spirit, Opportunity, Mars Express and the Quest to Explore the Red Planet; Constable: London, ISBN 1-84119-637-1.
Kargel, Jeffrey, S. (2004). Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, ISBN 1-85233-568-8.
Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X.
Sheehan, William (1996). The Planet Mars: A History of Observation and Discovery; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5.
Viking Orbiter Imaging Team (1980). Viking Orbiter Views of Mars, C.R. Spitzer, Ed.; NASA SP-441: Washington DC.
External links
Wikimedia Commons has media related to Water on Mars.
Head, J., et al. 2023. GEOLOGICAL AND CLIMATE HISTORY OF MARS: IDENTIFICATION OF POTENTIAL WARM AND WET CLIMATE 'FALSE POSITIVES'. 54th Lunar and Planetary Science Conference 2023 (LPI Contrib. No. 2806). 1731.pdf
Water on Mars - James Secosky - 2021 Mars Society Virtual Convention -- Tells where water was and where ice is today on Mars (34 minutes)
NASA – Curiosity Rover Finds Evidence For An Ancient Streambed – September, 2012 Archived October 9, 2021, at the Wayback Machine
.gif/1280px-Warm_Season_Flows_on_Slope_in_Newton_Crater_(animated).gif)
.jpg/1280px-Frouin_(Martian_crater).jpg)
Интерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса . Наведите курсор your mouseна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает относительные высоты , основанные на данных лазерного высотомера Mars Orbiter Laser Altimeter на Mars Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают самые высокие высоты (от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные (от +8 до +3 км ); желтый -0 км ; зеленый и синий — более низкие высоты (до−8 км ). Оси — широта и долгота ; отмечены полярные регионы .
![Крупный план стены треугольной впадины, как видно с помощью HiRISE, в стене видны слои. Эти слои содержат лед. Нижние слои наклонены, а слои вблизи поверхности более или менее горизонтальны. Такое расположение слоев называется «угловым несогласием».[269]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/1280px-50345_1230icelayersangular.jpg)
