✖


Jump to content

Марсианские полярные ледяные шапки

Северная полярная шапка в 1999 году.
Южная полярная шапка в 2000 году
Фотография Марса 1995 года, показывающая приблизительный размер полярных шапок.

Планета Марс имеет две постоянные полярные ледяные шапки . Зимой полюс находится в постоянной темноте, охлаждая поверхность и вызывая отложение 25–30 % атмосферы в виде плит льда CO 2 ( сухой лед ). Когда полюса снова подвергаются воздействию солнечного света, замороженный CO 2 сублимируется . [1] Эти сезонные действия переносят большое количество пыли и водяного пара, вызывая образование земного инея и больших перистых облаков .

Шапки на обоих полюсах состоят в основном из водяного льда . Замороженный углекислый газ накапливается в виде сравнительно тонкого слоя толщиной около одного метра на северной шапке в северную зиму, тогда как южная шапка покрыта постоянным сухим льдом толщиной около 8 м. [2] Северная полярная шапка имеет диаметр около 1000 км во время северного марсианского лета. [3] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, толщина которого, если равномерно распределить его по шапке, составила бы 2 км. [4] (Для сравнения: объем 2,85 миллиона кубических километров (км 3 ) для ледникового щита Гренландии .) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и толщину 3 км. [5] Общий объем льда в южной полярной шапке плюс прилегающих слоистых отложениях также оценивается в 1,6 миллиона кубических километров. [6] На обеих полярных шапках видны спиральные впадины, которые, как показал недавний анализ проникающего сквозь лед радара SHARAD, являются результатом примерно перпендикулярных стоковых ветров , которые вращаются по спирали из-за эффекта Кориолиса . [7] [8]

Сезонное обледенение некоторых участков вблизи южной ледяной шапки приводит к образованию над землей прозрачных плит сухого льда толщиной 1 м. С приходом весны солнечный свет нагревает недра, и давление сублимирующего CO 2 накапливается под плитой, поднимая ее и в конечном итоге разрывая. Это приводит к гейзероподобным извержениям газа CO2, смешанного с темным базальтовым песком или пылью. Этот процесс быстрый, наблюдаемый в течение нескольких дней, недель или месяцев, скорость изменений довольно необычна для геологии, особенно для Марса. Газ, устремляющийся под плитой к месту гейзера, прорезает подо льдом паукообразный узор из радиальных каналов. [9] [10] [11] [12]

В 2018 году итальянские ученые сообщили об открытии подледникового озера на Марсе, в 1,5 км (0,93 мили) ниже поверхности слоистых отложений южного полюса (не под видимой постоянной ледяной шапкой) и шириной около 20 км (12 миль). первый известный устойчивый водоем на планете. [13] [14]

Общие функции

[ редактировать ]

Замерзание атмосферы

[ редактировать ]

Исследования, основанные на небольших изменениях орбит космических кораблей вокруг Марса за 16 лет, показали, что каждую зиму примерно от 3 до 4 триллионов тонн углекислого газа вымерзает из атмосферы на полярную шапку зимнего полушария. Это составляет от 12 до 16 процентов массы всей марсианской атмосферы . Эти наблюдения подтверждают прогнозы Глобальной эталонной модели атмосферы Марса 2010 года. [15] [16]

Слои

[ редактировать ]
Слои на крайнем севере северной полярной ледяной шапки, вид HIRISE в рамках программы HiWish.

Обе полярные шапки имеют слоистые структуры, называемые полярно-слоистыми отложениями, которые возникают в результате сезонной абляции и накопления льда вместе с пылью от марсианских пылевых бурь. Информация о прошлом климате Марса может в конечном итоге быть обнаружена в этих слоях, так же, как на Земле это делают узоры годичных колец и данные ледяных кернов. Обе полярные шапки также имеют бороздчатые черты, вероятно, вызванные характером ветровых потоков. На канавки также влияет количество пыли. [17] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем сильнее тает. Темные поверхности поглощают больше световой энергии. Существуют и другие теории, пытающиеся объяснить появление больших борозд. [18] : 155 

Китайский марсоход «Журонг», изучавший регион Утопия-Планития на Марсе, обнаружил дюны, лежащие в разных направлениях. Яркие барханы и темные продольные дюны свидетельствуют о том, что преобладающее поле ветра претерпело изменение примерно на 70°. Исследователи полагают, что дюны образовались, когда наклон изменился и вызвал изменение ветра. Примерно в это же время происходят изменения слоев северных ледяных шапок Марса. [19]

Обогащение дейтерия

[ редактировать ]

Дейтерий — более тяжелый изотоп водорода по сравнению с наиболее распространенным изотопом этого элемента — протием . Это делает дейтерий любого небесного тела статистически гораздо менее склонным к переносу в космос звездным ветром по сравнению с его протием. Доказательства того, что на Марсе когда-то было достаточно воды, чтобы создать глобальный океан глубиной не менее 137 м, были получены путем измерения соотношения HDO и H 2 O над северной полярной шапкой. В марте 2015 года группа ученых опубликовала результаты, показывающие, что лед полярной шапки примерно в восемь раз богаче дейтерием, чем вода в океанах Земли. Это означает, что Марс потерял объем воды в 6,5 раз больший, чем тот, который хранится в сегодняшних полярных шапках. Вода какое-то время могла образовывать океан в низменности Vastitas Borealis и прилегающих к ней низменностях ( Acidalia , Arcadia и Utopia planitiae). Если бы вода когда-либо была жидкой и находилась на поверхности, она бы покрыла 20% территории планеты, а местами ее глубина была бы почти на милю.

ESO Эта международная группа использовала Очень Большой Телескоп , а также инструменты Обсерватории Кека и Инфракрасного Телескопа НАСА , чтобы нанести на карту различные изотопные формы воды в атмосфере Марса в течение шестилетнего периода. [20] [21]

Северная полярная шапка

[ редактировать ]
Составное изображение северной полярной шапки в 2006 году. Темное кольцо, окружающее полярную шапку, представляет собой песчаные дюны.
Мозаика изображений, сделанных в период с 16 декабря 2015 года по 26 января 2016 года миссией Mars Orbiter.

Основная часть северной ледяной шапки состоит из водяного льда ; он также имеет тонкий сезонный слой сухого льда и твердого углекислого газа . Каждую зиму ледяная шапка увеличивается за счет добавления от 1,5 до 2 м сухого льда. Летом сухой лед сублимируется (переходит непосредственно из твердого состояния в газообразное) в атмосферу. На Марсе времена года аналогичны земным, поскольку его ось вращения имеет наклон, близкий к наклону нашей Земли (25,19° для Марса, 23,44° для Земли).

В течение каждого года на Марсе около трети тонкой атмосферы углекислого газа (CO 2 ) «вымерзает» зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в гравитационном поле Марса из-за движения углекислого газа. [22]

Ледяная шапка на севере имеет меньшую высоту (основание -5000 м, вершина -2000 м), чем ледяная шапка на юге (основание 1000 м, вершина 3500 м). [23] [24] Кроме того, здесь теплее, поэтому каждое лето весь замороженный углекислый газ исчезает. [25] Часть шапки, пережившая лето, называется северной остаточной шапкой и состоит из водяного льда. Считается, что толщина этого водяного льда достигает трех километров. Гораздо более тонкая сезонная шапка начинает формироваться в конце лета - начале осени, когда образуются разнообразные облака. Из облаков, называемых полярным капюшоном, выпадают осадки, которые утолщают шапку. Северная полярная шапка симметрична вокруг полюса и покрывает поверхность примерно до 60 градусов широты. НАСА, Изображения с высоким разрешением, полученные с помощью Mars Global Surveyor показывают, что северная полярная шапка покрыта в основном ямами, трещинами, небольшими выступами и выступами, которые придают ей вид творога. Ямы расположены близко друг к другу относительно самых разных впадин южной полярной шапки.

Обе полярные шапки имеют слоистые структуры, возникающие в результате сезонного таяния и отложения льда вместе с пылью от марсианских пылевых бурь. Эти полярные слоистые отложения лежат под постоянными полярными шапками. Информация о прошлом климате Марса может в конечном итоге быть обнаружена в этих слоях, так же, как на Земле это делают узоры годичных колец и данные ледяных кернов. Обе полярные шапки также имеют бороздчатые черты, вероятно, вызванные характером ветровых потоков и углом наклона солнца, хотя существует несколько выдвинутых теорий. На канавки также влияет количество пыли. [17] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем сильнее тает. Темные поверхности поглощают больше световой энергии. Одна большая долина, Chasma Boreale, проходит посередине мыса. Его ширина составляет около 100 км, а глубина — до 2 км — это глубже, чем Гранд-Каньон Земли . [26]

Когда наклон или наклон меняется, размер полярных шапок меняется. Когда наклон достигает максимального значения, полюса получают гораздо больше солнечного света и в течение большего количества часов каждый день. Дополнительный солнечный свет заставляет лед таять настолько, что он может покрыть часть поверхности 10-метровым льдом. Было обнаружено много свидетельств того, что ледники, вероятно, образовались, когда произошло это изменение климата, вызванное наклоном. [27]

Исследования, опубликованные в 2009 году, показывают, что богатые льдом слои ледяной шапки соответствуют моделям колебаний марсианского климата. Радарный прибор Марсианского разведывательного орбитального аппарата НАСА может измерять контраст электрических свойств между слоями. Характер отражательной способности показывает характер изменений материала внутри слоев. Радар позволил получить поперечное сечение слоистых отложений Марса на северном полюсе. Зоны с высокой отражательной способностью с множеством контрастных слоев чередуются с зонами с более низкой отражательной способностью. Закономерности чередования этих двух типов зон можно соотнести с моделями изменения наклона Марса. Поскольку верхняя зона слоистых отложений северного полюса — самая последняя часть отложений — сильно отражает радиолокационные лучи, исследователи предполагают, что такие участки высококонтрастных наслоений соответствуют периодам относительно небольших колебаний наклона планеты, поскольку марсианская ось в последнее время не сильно менялся. Более пыльные слои, по-видимому, откладываются в периоды, когда атмосфера более пыльная. [28] [29] [30]

Исследование, опубликованное в январе 2010 года с использованием изображений HiRISE , показывает, что понимание слоев сложнее, чем считалось ранее. Яркость слоев зависит не только от количества пыли. Угол Солнца вместе с углом космического корабля сильно влияют на яркость, видимую камерой. Этот угол зависит от таких факторов, как форма стенки желоба и ее ориентация. Кроме того, шероховатость поверхности может сильно изменить альбедо (количество отраженного света). Кроме того, зачастую мы видим не настоящий слой, а свежий покров инея. На все эти факторы влияет ветер, который может разрушать поверхности. Камера HiRISE не выявила слоев, которые были бы тоньше, чем те, которые видел Mars Global Surveyor. Тем не менее, он увидел больше деталей внутри слоев. [31]

Радиолокационные измерения северной полярной ледяной шапки показали, что объем водяного льда в слоистых отложениях шапки составил 821 000 кубических километров (197 000 кубических миль), что соответствует 30% ледникового щита Гренландии на Земле. (Слоистые отложения перекрывают дополнительные базальные отложения льда.) Радар находится на борту марсианского разведывательного орбитального аппарата . [28]

Данные радара SHARAD, объединенные в трехмерную модель, показывают погребенные кратеры. Их можно использовать для датировки определенных слоев. [30]

В феврале 2017 года ЕКА опубликовало новый вид Северного полюса Марса. Это была мозаика, составленная из 32 отдельных орбит « Марсианского экспресса» . [32] [33]

В статье, опубликованной в журнале Nature в 2023 году, исследователи обнаружили резкое увеличение яркости слоев северной ледяной шапки. произошло примерно 0,4 миллиона лет назад. Это изменение могло вызвать изменения в направлении ветра, которые наблюдаются в регионах, исследованных марсоходом Журоуг. [34]

Южная полярная шапка

[ редактировать ]

Постоянная шапка южного полюса намного меньше северной. Его диаметр составляет 400 км по сравнению с диаметром северной шапки 1100 км. [18] : 154  Каждую южную зиму ледяная шапка покрывает поверхность до 50° широты. [35] Часть ледяной шапки состоит из сухого льда , твердой углекислоты . Каждую зиму ледяная шапка увеличивается за счет добавления от 1,5 до 2 метров сухого льда из осадков из полярного купола облаков. Летом сухой лед сублимируется (переходит непосредственно из твердого состояния в газообразное) в атмосферу. В течение каждого года на Марсе около трети тонкой атмосферы углекислого газа (CO 2 ) «вымерзает» зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в гравитационном поле Марса из-за движения углекислого газа. Другими словами, зимнее накопление льда меняет гравитацию планеты. [22] Времена года на Марсе аналогичны земным, поскольку его ось вращения имеет наклон, близкий к наклону нашей собственной Земли (25,19° для Марса, 23,45° для Земли). Южная полярная шапка выше по высоте и холоднее, чем северная. [25]

Остаточная южная ледяная шапка смещена; то есть он не сосредоточен на южном полюсе. Однако южная сезонная граница находится вблизи географического полюса. [18] : 154  Исследования показали, что смещение крышки вызвано тем, что с одной стороны выпадает гораздо больше снега, чем с другой. На западной стороне южного полушария формируется система низкого давления, поскольку ветры сменяются бассейном Эллады . Эта система производит больше снега. С другой стороны, меньше снега и больше мороза. Летом снег имеет тенденцию отражать больше солнечного света, поэтому он мало тает и сублимируется (климат Марса заставляет снег сразу переходить из твердого состояния в газообразное). С другой стороны, иней имеет более шероховатую поверхность и имеет тенденцию улавливать больше солнечного света, что приводит к большей сублимации. Другими словами, районы с более суровыми морозами теплее. [36]

Исследование, опубликованное в апреле 2011 года, описало большое отложение замороженного углекислого газа вблизи южного полюса. Большая часть этих отложений, вероятно, попадает в атмосферу Марса, когда наклон планеты увеличивается. Когда это происходит, атмосфера сгущается, ветры становятся сильнее, и большие площади на поверхности могут поддерживать жидкую воду. [37] Анализ данных показал, что если бы все эти отложения превратились в газ, атмосферное давление на Марсе удвоилось бы. [38] Эти отложения состоят из трех слоев; каждый покрыт 30-метровым слоем водяного льда, который предотвращает сублимацию CO 2 в атмосферу. При сублимации твердый материал переходит непосредственно в газовую фазу. Эти три слоя связаны с периодами, когда атмосфера разрушалась при изменении климата. [39]

большое поле озов Вокруг южного полюса существует , называемое формацией Дорса Арджентеа . Считается, что это остатки гигантского ледникового щита. [40] Считается, что этот большой полярный ледяной покров покрыл около 1,5 миллиона квадратных километров. Эта площадь в два раза превышает площадь штата Техас . [41] [ циклическая ссылка ] [42]

В июле 2018 года ЕКА обнаружило следы жидкой соленой воды, скрытой под слоями льда и пыли, анализируя отражение радиолокационных импульсов, генерируемых Mars Express . [14]

Внешний вид швейцарского сыра

[ редактировать ]
Основная статья: Особенности швейцарского сыра
Ландшафт швейцарского сыра на южной полярной шапке Марса, вид Mars Global Surveyor. Самая большая гора высотой около 4 метров (13 футов); Площадь 3 х 3 километра (1,9 х 1,9 мили).
Изменения на поверхности южного полюса с 1999 по 2001 год по данным Mars Global Surveyor.

В то время как северная полярная шапка Марса имеет плоскую поверхность с ямками, напоминающую творог, южная полярная шапка имеет более крупные ямы, впадины и плоские горы , которые придают ей вид швейцарского сыра. [43] [44] [45] [46] Верхний слой остаточной шапки южной полярной шапки Марса превратился в плоские горы с круглыми впадинами. [47] Наблюдения, сделанные камерой Mars Orbiter Camera в 2001 году, показали, что уступы и стенки ямы южной полярной шапки с 1999 года отступали в среднем на 3 метра (9,8 фута). Другими словами, они отступали на 3 метра в марсианский год. . В некоторых местах шапки уступы отступают менее чем на 3 метра за марсианский год, а в других — на 8 метров (26 футов) за марсианский год. Со временем южные полярные ямы сливаются, образуя равнины, горы превращаются в холмы , а холмы исчезают навсегда. Формированию круглой формы, вероятно, способствовал угол наклона солнца. Летом солнце движется по небу, иногда 24 часа в сутки, прямо над горизонтом. В результате стены круглой впадины будут получать более интенсивный солнечный свет, чем пол; стена расплавится гораздо сильнее, чем пол. Стены тают и отступают, а пол остается прежним. [48] [49]

Более поздние исследования с помощью мощного HiRISE показали, что ямы находятся в слое сухого льда толщиной 1–10 метров, который находится на гораздо большей шапке водяного льда. Ямки начинались с небольших участков вдоль слабых трещин. Круглые ямы имеют крутые стены, которые фокусируют солнечный свет, тем самым усиливая эрозию. Для ямы необходима отвесная стенка около 10 см и длиной более 5 метров. [50]

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

Звездообразные каналы или пауки

[ редактировать ]
Основная статья: Гейзер (Марс)
Каналы взрыва звезды, вызванные выбросом газа CO2, снимок HiRISE. Такие каналы, называемые еще пауками, могут иметь диаметр около 500 м и глубину 1 м.
Перья и пауки, глазами HiRISE в рамках программы HiWish.

Каналы звездообразования представляют собой структуру каналов, которые расходятся в виде перистых расширений. Их причиной является газ, который выходит вместе с пылью. Газ накапливается подо полупрозрачным льдом по мере повышения температуры весной. [51] Обычно пауки имеют ширину 500 метров и глубину 1 метр. Всего за несколько дней пауки могут претерпеть заметные изменения. [52] Одна из моделей, объясняющая формирование пауков, гласит, что солнечный свет нагревает пылинки во льду. Теплые пылинки оседают, плавясь сквозь лед, а дыры за ними отжигаются. В результате лед становится достаточно прозрачным. Затем солнечный свет достигает темного дна ледяной плиты и превращает твердый лед из углекислого газа в газ, который течет к более высоким областям, открывающимся на поверхность. Газ вырывается наружу, унося с собой темную пыль. Ветры на поверхности сдуют выходящие газ и пыль в темные веера, которые мы наблюдаем с помощью орбитальных космических кораблей. [27] [53] Физика этой модели аналогична идеям, выдвинутым для объяснения темных шлейфов, извергающихся с поверхности Тритона . [54]

Исследование, опубликованное в январе 2010 года с использованием изображений HiRISE, показало, что некоторые каналы у пауков увеличиваются по мере подъема в гору, поскольку газ вызывает эрозию. Исследователи также обнаружили, что газ течет к трещине, образовавшейся в слабом месте льда. Как только солнце поднимается над горизонтом, газы пауков выдувают пыль, которая разносится ветром и образует темный веер. Часть пыли попадает в каналы. В конце концов мороз покрывает все вентиляторы и каналы до следующей весны, когда цикл повторяется. [35] [55]


Слои

[ редактировать ]

Chasma Australe , крупная долина, пересекает слоистые отложения в южной полярной шапке. На стороне 90° восточной долготы залежи находятся в большом бассейне под названием Прометей. [56]

В некоторых слоях южного полюса также наблюдается полигональная трещиноватость в виде прямоугольников. Считается, что трещины были вызваны расширением и сжатием водяного льда под поверхностью. [57]

[ редактировать ]
Протяженность северного (слева) и южного (справа) полярного льда CO 2 в течение марсианского года.
  • Изображения ледяной шапки
  • На этом изображении HiRISE показаны слои, проходящие примерно вверх и вниз, со слабыми полигональными трещинами (в основном прямоугольными).
    На этом изображении HiRISE показаны слои, проходящие примерно вверх и вниз, со слабыми полигональными трещинами (в основном прямоугольными).
  • Южные полярные слои, глазами THEMIS.
    Южные полярные слои, глазами THEMIS .
  • Крупный план слоев в стене кратера МакМердо, снимок HiRISE.
    Крупный план слоев в стене кратера МакМердо , снимок HiRISE.
  • Слои, обнаженные в долине северной полярной ледяной шапки, наблюдения Mars Odyssey. Нажмите на изображение, чтобы увеличить его, чтобы увидеть облака пыли, вызванные ветром, дующим с вершины.
    Слои, обнаженные в долине северной полярной ледяной шапки, наблюдения Mars Odyssey. Нажмите на изображение, чтобы увеличить его, чтобы увидеть облака пыли, вызванные ветром, дующим с вершины.
  • Оптимизированная функция Chasma Boreale, вид HiRISE.
    Оптимизированная функция Chasma Boreale , вид HiRISE .
  • Chasma Boreale, вид HiRISE.
    Chasma Boreale , вид HiRISE.
  • Крутой уступ, вид HiRISE.
    Крутой уступ, вид HiRISE.
  • Северные полярные слои на склоне долины, вид HiRISE. Слои разрушаются по-разному, в зависимости от того, в каком направлении они обращены. С одной стороны они прямые, как будто прорезанные ножом.
    Северные полярные слои на склоне долины, вид HiRISE. Слои разрушаются по-разному, в зависимости от того, в каком направлении они обращены. С одной стороны они прямые, как будто прорезанные ножом.
  • Каналы Chasma Boreale, вид HiRISE.
    Каналы Chasma Boreale , вид HiRISE.

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Хесс, С.; Генри, Р.; Тиллман, Дж. (1979). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Журнал геофизических исследований . 84 : 2923–2927. Бибкод : 1979JGR....84.2923H . дои : 10.1029/JB084iB06p02923 .
  2. ^ Дорогой, Дэвид. «Марс, полярные шапки» . Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов . Проверено 26 февраля 2007 г.
  3. ^ «Программа интернет-образования MIRA «Поездки к звездам»» . Мира.или . Проверено 26 февраля 2007 г.
  4. ^ Карр, Майкл Х.; Хед, Джеймс В. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба» . Журнал геофизических исследований . 108 (5042): 24. Бибкод : 2003JGRE..108.5042C . дои : 10.1029/2002JE001963 . S2CID   16367611 .
  5. ^ Филлипс, Тони. «Марс тает, наука в НАСА» . Архивировано из оригинала 24 февраля 2007 г. Проверено 26 февраля 2007 г.
  6. ^ Плаут, Джей Джей; и др. (2007). «Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса» . Наука . 316 (5821): 92–5. Бибкод : 2007Sci...316...92P . дои : 10.1126/science.1139672 . ПМИД   17363628 . S2CID   23336149 .
  7. ^ Смит, Исаак Б.; Холт, JW (2010). «Начало и миграция спиральных впадин на Марсе, обнаруженная орбитальным радаром». Природа . 465 (4): 450–453. Бибкод : 2010Natur.465..450S . дои : 10.1038/nature09049 . ПМИД   20505722 . S2CID   4416144 .
  8. ^ «Наконец-то объяснены тайные спирали на Марсе» . Space.com. 26 мая 2010 года . Проверено 26 мая 2010 г.
  9. ^ «Результаты НАСА позволяют предположить, что из ледяной шапки Марса вырываются самолеты» . Лаборатория реактивного движения . НАСА. 16 августа 2006 года . Проверено 11 августа 2009 г.
  10. ^ Киффер, Х.Х. (2000). «Ежегодные прерывистые плиты льда и струи CO2 на Марсе». Полярная наука Марса, 2000 (PDF) . Проверено 6 сентября 2009 г.
  11. ^ Г. Портянкина, изд. (2006). «Моделирование извержений гейзерного типа в загадочном регионе юга Марса». Четвертая полярная научная конференция Марса (PDF) . Проверено 11 августа 2009 г.
  12. ^ Киффер, Хью Х.; Кристенсен, Филип Р.; Титус, Тимоти Н. (30 мая 2006 г.). «Струи CO2 образуются в результате сублимации под полупрозрачным плитовым льдом в сезонной южной полярной ледяной шапке Марса». Природа . 442 (7104): 793–796. Бибкод : 2006Natur.442..793K . дои : 10.1038/nature04945 . ПМИД   16915284 . S2CID   4418194 .
  13. ^ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро» . Новости Би-би-си . Проверено 26 июля 2018 г.
  14. ^ Jump up to: а б Оросей, Р.; Лауро, ЮВ; Петтинелли, Э.; Чикетти, А.; Корадини, М.; и др. (2018). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе» . Наука . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O . дои : 10.1126/science.aar7268 . hdl : 11573/1148029 . ПМИД   30045881 .
  15. ^ Штайгервальд, Билл (март 2016 г.). «Новая гравитационная карта дает лучшее представление о Марсе» . НАСА/Центр космических полетов Годдарда . Sciencedaily.com . Проверено 3 октября 2016 г.
  16. ^ Дженуя, Антонио; Гуссенс, Сандер; и др. (июль 2016 г.), «Сезонное и статическое гравитационное поле Марса из MGS, Mars Odyssey и радионауки MRO» , Icarus , 272 : 228–245, Bibcode : 2016Icar..272..228G , doi : 10.1016/j.icarus. 2016.02.050
  17. ^ Jump up to: а б «Полярные регионы Марса» . Окна во Вселенную . Национальная ассоциация учителей наук о Земле . Проверено 28 декабря 2019 г.
  18. ^ Jump up to: а б с Барлоу, Надин Г. (2008). Марс: знакомство с его интерьером, поверхностью и атмосферой . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-85226-5 .
  19. ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны указывают на изменение ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода. Природа
  20. ^ Европейская южная обсерватория (05 марта 2015 г.). «Марс: Планета, потерявшая воду в объеме океана» . ScienceDaily. Архивировано из оригинала 10 марта 2015 г. Проверено 10 марта 2015 г.
  21. ^ Вильянуэва, ГЛ; Мама, MJ; Новак, Р.Э.; Койфль, Ху; Хартох, П.; Энкреназ, Т .; Токунага, А.; Хаят, А.; Смит, доктор медицины (05 марта 2015 г.). «Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: Исследование течения и древних резервуаров» . Наука . 348 (6231): 218–221. Бибкод : 2015Sci...348..218V . дои : 10.1126/science.aaa3630 . ПМИД   25745065 . S2CID   206633960 .
  22. ^ Jump up to: а б «Лазерный альтиметр впервые измерил сезонную глубину снега на Марсе» . Центр космических полетов Годдарда . НАСА. 6 декабря 2001 г. Архивировано из оригинала 12 июля 2009 г. Проверено 19 января 2018 г.
  23. ^ Фор, Гюнтер; Менсинг, Тереза ​​М. (4 мая 2007 г.). Введение в планетологию: геологическая перспектива . Springer Science & Business Media. ISBN  9781402055447 .
  24. ^ Фишбо, К. (2001). «Сравнение северной и южной полярных шапок Марса: новые наблюдения по данным MOLA и обсуждение некоторых нерешенных вопросов». Икар . 154 (1): 145–161. Бибкод : 2001Icar..154..145F . дои : 10.1006/icar.2001.6666 . S2CID   17330757 .
  25. ^ Jump up to: а б Тейлор, Фредрик В. (10 декабря 2009 г.). Научное исследование Марса . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-82956-4 .
  26. ^ Барлоу, Надин (10 января 2008 г.). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-85226-5 .
  27. ^ Jump up to: а б Белл, Джим (5 июня 2008 г.). Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-86698-9 .
  28. ^ Jump up to: а б «Радиолокационная карта погребенных слоев Марса соответствует климатическим циклам» . Лаборатория реактивного движения . 22 сентября 2009 г. Проверено 10 июля 2018 г.
  29. ^ Путциг, штат Невада; Филлипс, Р.Дж.; Кэмпбелл, бакалавр; Холт, Дж.В.; Плаут, Джей Джей; Картер, LM; Иган, AF; Бернардини, Ф.; Сафаейнили, А.; Сеу, Р. (2009). «Подповерхностная структура Planum Boreum по данным мелкого радиолокационного зондирования марсианского орбитального аппарата». Икар . 204 (2): 443–457. Бибкод : 2009Icar..204..443P . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.034 .
  30. ^ Jump up to: а б Фосс, Ф.Дж.; Путциг, штат Невада; Кэмпбелл, бакалавр; Филлипс, Р.Дж. (2017). «3D-изображение полярных ледяных шапок Марса с использованием данных орбитального радара» . Передовой край . 36 (1): 43–57. Бибкод : 2017LeaEd..36...43F . дои : 10.1190/tle36010043.1 . ПМК   5791158 . ПМИД   29400351 .
  31. ^ Фишбо, Кентукки; Бирн, С.; Херкенхофф, Кентукки; Кирк, РЛ; Фортеццо, К.; Рассел, PS; МакИвен, А. (январь 2010 г.). «Оценка значения слова «слой» в слоистых отложениях северного полюса Марса и его влияние на климатическую связь». Икар . 205 (1): 269–282. Бибкод : 2010Icar..205..269F . дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.011 .
  32. ^ «Новый взгляд на Северный полюс Марса» . КосмическаяСсылка. 2017-02-02 . Проверено 28 декабря 2019 г.
  33. ^ «ЕКА – Закрученные спирали на северном полюсе Марса» . M.esa.int . Проверено 28 декабря 2019 г.
  34. ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны указывают на изменение ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода. Природа
  35. ^ Jump up to: а б Хансен, CJ; Томас, Н.; Портянкина Г.; МакИвен, А.; Беккер, Т.; Бирн, С.; Херкенхофф, К.; Киффер, Х.; Меллон, М. (2010). «Наблюдения HiRISE за активностью, вызванной сублимацией газа, в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности». Икар . 205 (1): 283–295. Бибкод : 2010Icar..205..283H . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.021 .
  36. ^ «Тайна полярной шапки Марса раскрыта» . Spaceref.com. 22 сентября 2008 года . Проверено 28 декабря 2019 г.
  37. ^ «Космический аппарат НАСА обнаружил драматические изменения в атмосфере Марса» . Spaceref.com. 21 апреля 2011 года . Проверено 28 декабря 2019 г.
  38. ^ Филлипс, Р. и др. 2011. Массивные залежи льда CO2 , изолированные в слоистых отложениях южного полюса Марса. Наука: 332, 638–841.
  39. ^ Бирсон, К. и др. 2016. Стратиграфия и эволюция погребенных месторождений CO 2 в южной полярной шапке Марса. Письма о геофизических исследованиях: 43, 4172–4179.
  40. ^ Хэд, Дж. С. Пратт. 2001. Обширный южнополярный ледниковый покров гесперианского возраста на Марсе: свидетельства массового таяния и отступления, а также бокового потока и ожидания талой воды. Дж. Геофиз. Рес.-Планета, 106 (Е6), 12275–12299.
  41. ^ Список штатов и территорий США по площади
  42. ^ Скэнлон, К. и др. 2018. Икар: 299, 339–363.
  43. ^ Томас, П., М. Малин, П. Джеймс, Б. Кантор, Р. Уильямс, П. ГирашОстаточная шапка Южного полюса Марса: особенности, стратиграфия и измененияИкар, 174 (2 СПЕЦ. Вып.). 2005. стр. 535–559. http://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.028
  44. ^ Томас, П., П. Джеймс, В. Кальвин, Р. Хаберле, М. Малин. 2009. Остаточная южная полярная шапка Марса: стратиграфия, история и последствия недавних изменений.Икар: 203, 352–375 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.05.014.
  45. ^ Томас, П., В.Кальвин, П. Гираш, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Шоулз. 2013. Временные масштабы эрозии и отложений, зарегистрированных в остаточной южной полярной шапке Марса.Икар: 225: 923–932 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.08.038.
  46. ^ Томас, П., В. Кальвин, Б. Кантор, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Ли. 2016. Баланс масс остаточной южной полярной шапки Марса по изображениям CTX и другим данным.Икар: 268, 118–130 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2015.12.038.
  47. ^ Брэнд, Дэвид (9 марта 2000 г.). «Разница между марсианскими полюсами — это «сыр», — обнаруживают исследователь из Корнеллского университета Питер Томас и его коллеги | Cornell Chronicle» . Новости.cornell.edu . Проверено 28 декабря 2019 г.
  48. ^ Хартманн, В. 2003. Путеводитель по Марсу. Издательство Уоркман. Нью-Йорк Нью-Йорк.
  49. ^ «HiRISE | Мониторинг остаточной шапки Южного полюса на территории швейцарского сыра (PSP_005095_0935)» . Hirise.lpl.arizona.edu. 26 сентября 2007 г. Проверено 28 декабря 2019 г.
  50. ^ Бюлер, Питер, Эндрю Ингерсолл, Бетани Элманн, Калеб Фассетт, Джеймс Хед. 2017. Как в остаточной южной полярной шапке Марса образуются квазикруглые и сердцевидные ямы, впадины и рвы. Икар: 286, 69–9.
  51. ^ «HiRISE | Каналы звездообразования (PSP_003443_0980)» . Hirise.lpl.arizona.edu. 12 декабря 2007 г. Проверено 28 декабря 2019 г.
  52. ^ Хансен, К., А. МакИвен и команда HiRISE. Декабрь 2007 г. Пресс-конференция АГУ Весна на Южном полюсе Марса.
  53. ^ Киффер, Х.Х.; Кристенсен, PR; Титус, Теннесси (2006). «Струи CO 2 образуются в результате сублимации под полупрозрачным плитовым льдом в сезонной южной полярной шапке Марса». Природа . 442 (7104): 793–796. Бибкод : 2006Natur.442..793K . дои : 10.1038/nature04945 . ПМИД   16915284 . S2CID   4418194 .
  54. ^ Содерблом, Луизиана; Киффер, Юго-Запад; Беккер, ТЛ; Браун, Р.Х.; Кук, А.Ф.; Хансен, CJ; Джонсон, ТВ; Кирк, РЛ; Шумейкер, Э.М. (1990). «Гейзероподобные шлейфы Тритона: открытие и основные характеристики». Наука . 250 (4979): 410–415. Бибкод : 1990Sci...250..410S . дои : 10.1126/science.250.4979.410 . ПМИД   17793016 . S2CID   1948948 .
  55. ^ Томас, Н.; Хансен, CJ; Портянкина Г.; Рассел, PS (2010). «Наблюдения HiRISE за активностью, вызванной сублимацией газа, в южных полярных регионах Марса: II. Поверхностные отложения и их происхождение». Икар . 205 (1): 296–310. Бибкод : 2010Icar..205..296T . дои : 10.1016/j.icarus.2009.05.030 .
  56. ^ Карр, Майкл Х. (2006). Поверхность Марса . Издательство Кембриджского университета. п. [ нужна страница ] . ISBN  978-0-521-87201-0 .
  57. ^ «HiRISE | Полигональная трещиноватость слоистых отложений южного полюса (PSP_004959_0865)» . Hirise.lpl.arizona.edu. 19 сентября 2007 г. Проверено 28 декабря 2019 г.
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Martian_polar_ice_caps&oldid=1232538558"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 1b2d5862b449bf24dafb56cc31482a80__1720067460
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/1b/80/1b2d5862b449bf24dafb56cc31482a80.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Martian polar ice caps - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)