✖


Jump to content

Атмосфера Марса

(Перенаправлено из марсианской атмосферы )
Дополнительная информация: Климат Марса.
Атмосфера Марса
Марс
Изображение Марса и его тонкой атмосферы, сделанное миссией Emirates Mars Mission.
Общая информация [2]
Среднее поверхностное давление 610 Па (0,088 фунтов на квадратный дюйм; 4,6 мм рт. ст.; 0,0060 атм)
Масса 2,5х10 16 кг [1]
Состав [3] [4]
Углекислый газ 95%
Азот 2.8%
Аргон 2%
Кислород 0.174%
Окись углерода 0.0747%
Водяной пар 0,03% (переменная)

Атмосфера Марса — это слой газов, окружающий Марс . Он состоит в основном из углекислого газа (95%), молекулярного азота (2,85%) и аргона (2%). [3] Он также содержит следы водяного пара , кислорода , угарного газа , водорода и благородных газов . [3] [5] [2] Атмосфера Марса намного тоньше и холоднее земной, ее максимальная плотность составляет 20 г/м. 3 (около 2% земной стоимости) с температурой обычно ниже нуля до -60 по Цельсию. Среднее приземное давление составляет около 610 паскалей (0,088 фунтов на квадратный дюйм), что составляет 0,6% от земного значения. [2]

Нынешняя тонкая марсианская атмосфера препятствует существованию жидкой воды на поверхности Марса, но многие исследования показывают, что в прошлом марсианская атмосфера была намного толще. [4] Более высокая плотность весной и осенью снижается на 25% зимой, когда углекислый газ частично замерзает на полюсных шапках. [6] Самая высокая плотность атмосферы на Марсе равна плотности, обнаруженной на высоте 35 км (22 мили) над поверхностью Земли, и составляет ≈0,020 кг/м. 3 . [7] Атмосфера Марса теряла массу в космос с тех пор, как ядро ​​планеты замедлилось, а утечка газов продолжается и сегодня. [4] [8] [9]

Атмосфера Марса холоднее земной из-за большего расстояния от Солнца, получает меньше солнечной энергии и имеет более низкую эффективную температуру , которая составляет около 210 К (-63 ° C; -82 ° F). [2] Средняя температура выбросов на поверхности Марса составляет всего 215 К (-58 ° C; -73 ° F), что сопоставимо с температурой внутренней Антарктиды. [2] [4] Хотя атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа, парниковый эффект в марсианской атмосфере намного слабее, чем в земной: 5 °C (9,0 °F) на Марсе по сравнению с 33 °C (59 °F) на Земле из-за гораздо более низкой температуры. плотность углекислого газа, что приводит к меньшему парниковому потеплению. [2] [4] Дневной диапазон температуры в нижних слоях атмосферы сильно варьируется из-за низкой тепловой инерции; в некоторых регионах она может варьироваться от -75 ° C (-103 ° F) до почти 0 ° C (32 ° F) у поверхности. [2] [4] [10] Температура верхней части марсианской атмосферы также значительно ниже земной из-за отсутствия стратосферного озона и радиационного охлаждающего действия углекислого газа на больших высотах. [4]

пыльные вихри и пыльные бури , которые иногда можно наблюдать в телескопы с Земли. На Марсе распространены [11] а в 2018 году даже невооруженным глазом видно изменение цвета и яркости планеты. [12] Пылевые бури, окружающие планету (глобальные пыльные бури), происходят на Марсе в среднем каждые 5,5 земных лет (каждые 3 марсианских года). [4] [11] и может поставить под угрозу работу марсоходов . [13] Однако механизм развития крупных пыльных бурь до сих пор недостаточно изучен. [14] [15] Было высказано предположение, что это во многом связано с гравитационным влиянием обеих лун , что чем-то похоже на возникновение приливов на Земле.

Марсианская атмосфера представляет собой окисленную атмосферу . Фотохимические реакции в атмосфере имеют тенденцию окислять органические вещества и превращать их в углекислый газ или окись углерода. [4] Хотя самый чувствительный зонд метана на недавно запущенном орбитальном аппарате ExoMars Trace Gas Orbiter не смог обнаружить метан в атмосфере всего Марса, [16] [17] [18] Несколько предыдущих миссий и наземные телескопы обнаружили неожиданные уровни метана в марсианской атмосфере, что может даже быть биосигнатурой жизни на Марсе . [19] [20] [21] Однако интерпретация измерений по-прежнему весьма спорна и не имеет научного консенсуса. [21] [22]

Эволюция атмосферы

[ редактировать ]
См. Также: Побег из атмосферы и Вода на Марсе.

Считается, что масса и состав марсианской атмосферы менялись в течение жизни планеты. Более плотная, теплая и влажная атмосфера необходима для объяснения некоторых очевидных особенностей ранней истории Марса, таких как существование жидких водоемов. Наблюдения за верхней атмосферой Марса, измерения изотопного состава и анализ марсианских метеоритов предоставляют доказательства долгосрочных изменений атмосферы и ограничения относительной важности различных процессов.

Атмосфера в ранней истории

[ редактировать ]
Изотопное соотношение различных видов в атмосфере Марса и Земли
Изотопное соотношение Марс Земля Марс/Земля
Д/Н (в Н 2 О) 9.3 ± 1.7 10 −4 [23] [4] 1.56 10 −4 [24] ~6
12 С / 13 С 85.1 ± 0.3 [23] [4] 89.9 [25] 0.95
14 Н/ 15 Н 173 ± 9 [23] [26] [4] 272 [24] 0.64
16 О/ 18 ТО 476 ± 4.0 [23] [4] 499 [25] 0.95
36 с / 38 С 4.2 ± 0.1 [27] 5.305 ± 0.008 [28] 0.79
40 с / 36 С 1900 ± 300 [29] 298.56 ± 0.31 [28] ~6
С / 84 НОК (4.4–6) × 10 6 [30] [4] 4 × 10 7 [30] [4] ~0.1
129 Машина / 132 Машина 2.5221 ± 0.0063 [31] 0.97 [ нужна ссылка ] ~2.5

В целом газы, обнаруженные на современном Марсе, обеднены более легкими стабильными изотопами, что указывает на то, что марсианская атмосфера изменилась в результате некоторых массовых процессов за свою историю. Ученые часто полагаются на эти измерения изотопного состава, чтобы реконструировать состояние марсианской атмосферы в прошлом. [32] [33] [34]

Хотя Марс и Земля имеют схожие 12 С / 13 С и 16 О/ 18 Или соотношения, 14 N гораздо более обеднен в марсианской атмосфере. Считается, что фотохимические процессы утечки ответственны за изотопное фракционирование и вызвали значительную потерю азота в геологических масштабах времени. [4] По оценкам, начальное парциальное давление N 2 могло достигать 30 гПа. [35] [36]

Гидродинамический побег в ранней истории Марса может объяснить изотопное фракционирование аргона и ксенона. На современном Марсе атмосфера не пропускает эти два благородных газа в космическое пространство из-за их более тяжелой массы. Однако более высокое содержание водорода в марсианской атмосфере и высокие потоки экстремального ультрафиолета от молодого Солнца вместе могли вызвать гидродинамический отток и унести эти тяжелые газы. [37] [38] [4] Гидродинамический выброс также способствовал потере углерода, и модели предполагают, что можно потерять 1000 гПа (1 бар) CO 2 в результате гидродинамического выброса за период от одного до десяти миллионов лет при гораздо более сильном солнечном экстремальном УФ-излучении на Марсе. [39] Между тем, более поздние наблюдения, сделанные орбитальным аппаратом MAVEN, показали, что утечка распыления очень важна для утечки тяжелых газов на ночной стороне Марса и могла способствовать 65%-ной потере аргона за всю историю Марса. [40] [41] [33]

Марсианская атмосфера особенно склонна к ударной эрозии из-за низкой скорости отрыва Марса. Ранняя компьютерная модель предполагала, что Марс мог потерять 99% своей первоначальной атмосферы к концу периода поздней сильной бомбардировки , основываясь на гипотетическом потоке бомбардировки, оцененном по плотности лунных кратеров. [42] С точки зрения относительного содержания углерода C / 84 Соотношение Kr на Марсе составляет всего 10% от такового на Земле и Венере. Если предположить, что три каменистые планеты имеют одинаковый начальный запас летучих, тогда этот низкий C / 84 Коэффициент Kr предполагает, что масса CO 2 в ранней марсианской атмосфере должна была быть в десять раз выше нынешнего значения. [43] Огромное обогащение радиогенными 40 Ар над первобытным 36 Ar также согласуется с теорией ударной эрозии. [4]

Один из способов оценить количество воды, теряемой при утечке водорода в верхние слои атмосферы, — это изучить обогащение дейтерия над водородом. По оценкам изотопных исследований, от 12 до 30 м глобального эквивалентного слоя воды. за всю историю Марса в результате утечки водорода в космос было потеряно [44] Отмечается, что подход, основанный на выбросах из атмосферы, обеспечивает только нижний предел оценки ранних запасов воды. [4]

Чтобы объяснить сосуществование жидкой воды и слабого молодого Солнца в ранней истории Марса, в марсианской атмосфере должен был возникнуть гораздо более сильный парниковый эффект, который нагрел поверхность выше точки замерзания воды. Карл Саган с давлением в 1 бар первым предположил, что атмосфера H 2 может произвести достаточное потепление для Марса. [45] Водород может быть получен в результате энергичного выделения газа из сильно восстановленной ранней марсианской мантии, а присутствие CO 2 и водяного пара может снизить необходимое содержание H 2 для создания такого парникового эффекта. [46] Тем не менее, фотохимическое моделирование показало, что поддерживать атмосферу с таким высоким уровнем H 2 сложно. [47] SO 2 также был одним из предполагаемых эффективных парниковых газов в ранней истории Марса. [48] [49] [50] Однако другие исследования показали, что высокая растворимость SO 2 , эффективное образование аэрозоля H 2 SO 4 и отложения на поверхности препятствуют долгосрочному накоплению SO 2 в марсианской атмосфере и, следовательно, уменьшают потенциальный согревающий эффект SO 2 . [4]

Атмосферный побег на современном Марсе

[ редактировать ]

Несмотря на более низкую гравитацию, побег Джинса неэффективен в современной марсианской атмосфере из-за относительно низкой температуры экзобазы (≈200 К на высоте 200 км). Это может объяснить только выброс водорода с Марса. Для объяснения наблюдаемого выхода кислорода, углерода и азота необходимы другие нетепловые процессы.

Утечка водорода

[ редактировать ]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате диссоциации H 2 O или других водородсодержащих соединений в нижних слоях атмосферы и диффундирует в экзосферу. Экзосферный H 2 затем разлагается на атомы водорода, и атомы, обладающие достаточной тепловой энергией, могут уйти от гравитации Марса (побег Джинса). Утечка атомарного водорода очевидна с помощью УФ-спектрометров различных орбитальных аппаратов. [51] [52] Хотя большинство исследований показывают, что выброс водорода на Марсе близок к диффузионному ограничению, [53] [54] более поздние исследования показывают, что скорость побега регулируется пыльными бурями и имеет большую сезонность. [55] [56] [57] Расчетный поток убегающего водорода колеблется от 10 7 см −2 с −1 до 10 9 см −2 с −1 . [56]

Выход углерода

[ редактировать ]

Фотохимия CO 2 и CO в ионосфере может производить CO 2 + и CO + ионы соответственно:

СО 2 + hν ⟶ СО + 2 + е −
СО + hν ⟶ СО + + и −

Ион и электрон могут рекомбинировать и производить электронно-нейтральные продукты. Продукты получают дополнительную кинетическую энергию за счет кулоновского притяжения между ионами и электронами. Этот процесс называется диссоциативной рекомбинацией . Диссоциативная рекомбинация может производить атомы углерода, которые движутся быстрее, чем скорость убегания Марса, а те, кто движется вверх, могут затем покинуть марсианскую атмосферу:

СО + + и − ⟶ С + О
СО + 2 + е − ⟶ С + О 2

УФ-фотолиз окиси углерода — еще один важный механизм утечки углерода на Марсе: [58]

CO + hν ( λ < 116 нм) ⟶ С+О .

Другие потенциально важные механизмы включают распыление CO 2 и столкновение углерода с быстрыми атомами кислорода. [4] Предполагаемый общий поток убегания составляет около 0,6 × 10 7 см −2 с −1 до 2,2 × 10 7 см −2 с −1 и сильно зависит от солнечной активности. [59] [4]

Выход азота

[ редактировать ]

Подобно углероду, диссоциативная рекомбинация N 2 + важен для утечки азота на Марсе. [60] [61] Кроме того, важную роль играют и другие фотохимические механизмы ухода: [60] [62]

Н 2 + hν ⟶ Н + + Н + е −
Н 2 + е − ⟶ Н + + Н + 2е −

Скорость утечки азота очень чувствительна к массе атома и солнечной активности. Общая расчетная скорость побега 14 Н — 4,8 × 10 5 см −2 с −1 . [60]

Выход кислорода

[ редактировать ]

Диссоциативная рекомбинация CO 2 + и О 2 + (производится из CO 2 + реакция также) может генерировать атомы кислорода, которые движутся достаточно быстро, чтобы улететь:

СО + 2 + е − ⟶ СО + О
СО + 2 + О ⟶ О + 2 + СО
О + 2 + е − ⟶ О + О

Однако наблюдения показали, что в марсианской экзосфере недостаточно быстрых атомов кислорода, как предсказывает механизм диссоциативной рекомбинации. [63] [41] Модельные оценки скорости утечки кислорода показали, что она может быть более чем в 10 раз ниже скорости утечки водорода. [59] [64] В качестве альтернативных механизмов утечки кислорода были предложены ионный захват и распыление, но эта модель предполагает, что в настоящее время они менее важны, чем диссоциативная рекомбинация. [65]

Марса Уходящая атмосфера — углерод , кислород , водород MAVEN — измеренная УФ-спектрографом ). [66]

Текущий химический состав

[ редактировать ]

Углекислый газ

[ редактировать ]
См. Также: Марсианские полярные ледяные шапки.

CO 2 является основным компонентом марсианской атмосферы. Его среднее объемное ( молярное ) соотношение составляет 94,9%. [3] В зимних полярных регионах температура поверхности может быть ниже точки замерзания CO 2 . Газ CO 2 в атмосфере может конденсироваться на поверхности с образованием твердого сухого льда толщиной 1–2 м . [4] Летом полярная шапка сухого льда может подвергаться сублимации и выделять CO 2 обратно в атмосферу. В результате на Марсе можно наблюдать значительную годовую изменчивость атмосферного давления (≈25%) и состава атмосферы. [67] Процесс конденсации можно аппроксимировать соотношением Клаузиуса–Клапейрона для CO 2 . [68] [4]

Также существует возможность адсорбции CO 2 и из него, в реголите что будет способствовать годовой атмосферной изменчивости. Хотя сублимация и отложение льда CO 2 в полярных шапках является движущей силой сезонных циклов, свою роль играют и другие процессы, такие как пыльные бури, атмосферные приливы и временные вихри. [69] [70] [71] [72] [73] Понимание каждого из этих более мелких процессов и того, как они способствуют общему атмосферному циклу, даст более четкое представление о том, как работает марсианская атмосфера в целом. Было высказано предположение, что реголит на Марсе имеет большую внутреннюю площадь поверхности, а это означает, что он может иметь относительно большую емкость для хранения адсорбированного газа. [74] Поскольку адсорбция происходит за счет прилипания пленки молекул к поверхности, величина площади поверхности для любого данного объема материала является основным фактором, влияющим на то, насколько велика адсорбция. Например, твердый блок материала не будет иметь площади внутренней поверхности, а пористый материал, такой как губка, будет иметь большую площадь внутренней поверхности. Учитывая рыхлую, мелкозернистую природу марсианского реголита, существует вероятность значительной адсорбции в него CO 2 из атмосферы. [75] Адсорбция из атмосферы в реголит ранее была предложена в качестве объяснения наблюдаемых циклов в соотношениях смешивания метана и воды . [74] [75] [76] [77] Необходимы дополнительные исследования, чтобы определить, происходит ли адсорбция CO 2 и, если да, то степень ее воздействия на общий атмосферный цикл.

Сравнение содержания углекислого газа, азота и аргона в атмосферах Земли, Венеры и Марса.

Несмотря на высокую концентрацию CO 2 в марсианской атмосфере, парниковый эффект на Марсе относительно слаб (около 5 °С) из-за низкой концентрации водяного пара и низкого атмосферного давления. Хотя водяной пар в атмосфере Земли вносит наибольший вклад в парниковый эффект на современной Земле, в атмосфере Марса он присутствует лишь в очень низкой концентрации. Более того, при низком атмосферном давлении парниковые газы не могут эффективно поглощать инфракрасное излучение, поскольку эффект расширения давления слаб. [78] [79]

В присутствии солнечного УФ-излучения ( hν , фотонов с длиной волны менее 225 нм) CO 2 в марсианской атмосфере может фотолизоваться посредством следующей реакции:

CO 2 + hν ( λ < 225 нм) ⟶ СО+О .

Если бы не было химического производства CO 2 , весь CO 2 в нынешней марсианской атмосфере был бы удален путем фотолиза примерно за 3500 лет. [4] Гидроксильные радикалы (ОН), образующиеся в результате фотолиза водяного пара, вместе с другими нечетными видами водорода (например, H, HO 2 ), могут превращать окись углерода (CO) обратно в CO 2 . Реакционный цикл можно описать так: [80] [81]

СО + ОН ⟶ СО 2 + Н
Н + О 2 + М ⟶ НО 2 + М
НО 2 + О ⟶ ОН + О 2
Чистое: CO + O ⟶ CO 2

Смешивание также играет роль в регенерации CO 2 , перенося O, CO и O 2 из верхних слоев атмосферы вниз. [4] Баланс между фотолизом и окислительно-восстановительным производством поддерживает стабильную среднюю концентрацию CO 2 в современной марсианской атмосфере.

CO 2 Ледяные облака могут образовываться в зимних полярных регионах и на очень больших высотах (>50 км) в тропических регионах, где температура воздуха ниже точки замерзания CO 2 . [2] [82] [83]

Азот

[ редактировать ]

N 2 — второй по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его средний объемный коэффициент составляет 2,6%. [3] Различные измерения показали, что марсианская атмосфера обогащена 15 Н. ​ [84] [35] Обогащение тяжелыми изотопами азота, возможно, обусловлено процессами масс-селективного ухода. [85]

Соотношение изотопов аргона является признаком потери атмосферы на Марсе. [86] [87]

Аргон

[ редактировать ]

Аргон — третий по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его средний объемный коэффициент составляет 1,9%. [3] Что касается стабильных изотопов, Марс обогащен 38 Ar относительно 36 Ar, что можно отнести к гидродинамическому выносу.

Один из изотопов аргона . 40 Ar образуется в результате радиоактивного распада 40 К. Напротив, 36 Ар является первичным: он присутствовал в атмосфере после образования Марса. Наблюдения показывают, что Марс обогащен 40 Ar относительно 36 Ar, который нельзя отнести к процессам масс-селективной потери. [29] Возможное объяснение обогащения состоит в том, что значительное количество первичной атмосферы, в том числе 36 Ar был утрачен в результате ударной эрозии в ранней истории Марса, в то время как 40 После удара в атмосферу был выброшен Ar. [29] [4]

Сезонные колебания кислорода в кратере Гейла

Кислород и озон

[ редактировать ]

Расчетное среднее объемное соотношение молекулярного кислорода (O 2 ) в марсианской атмосфере составляет 0,174%. [3] Это один из продуктов фотолиза CO 2 , паров воды и озона (O 3 ). Он может реагировать с атомарным кислородом (O) с образованием озона (O 3 ). В 2010 году космическая обсерватория Гершель обнаружила молекулярный кислород в марсианской атмосфере. [88]

Атомарный кислород образуется в результате фотолиза CO 2 в верхних слоях атмосферы и может покидать атмосферу посредством диссоциативной рекомбинации или захвата ионов. В начале 2016 года Стратосферная обсерватория инфракрасной астрономии (SOFIA) обнаружила в атмосфере Марса атомарный кислород , который не обнаруживался со времен миссии «Викинг» и «Маринер» в 1970-х годах. [89]

В 2019 году ученые НАСА, работающие над миссией марсохода Curiosity и проводившие измерения газа, обнаружили, что количество кислорода в марсианской атмосфере весной и летом увеличивается на 30%. [90]

Подобно стратосферному озону в атмосфере Земли, озон, присутствующий в марсианской атмосфере, может быть разрушен каталитическими циклами с участием нечетных видов водорода:

Н + О 3 ⟶ ОН + О 2
О + ОН ⟶ Н + О 2
Сеть: О + О 3 ⟶ 2О 2

Поскольку вода является важным источником этих странных видов водорода, более высокое содержание озона обычно наблюдается в регионах с более низким содержанием водяного пара. [91] Измерения показали, что общий столб озона может достигать 2–30 мкм-атм вокруг полюсов зимой и весной, где воздух холодный и имеет низкий коэффициент водонасыщения. [92] Фактические реакции между озоном и нечетными видами водорода могут быть еще более осложнены гетерогенными реакциями, которые происходят в облаках из водяного льда. [93]

Считается, что вертикальное распределение и сезонность озона в марсианской атмосфере обусловлены сложными взаимодействиями между химией и переносом богатого кислородом воздуха из освещенных солнцем широт к полюсам. [94] [95] УФ/ИК- спектрометр на Марсе-Экспресс (SPICAM) показал наличие двух различных озоновых слоев в низких и средних широтах. Они включают в себя стойкий приповерхностный слой ниже высоты 30 км (19 миль), отдельный слой, который присутствует только северной весной и летом на высоте от 30 до 60 км, и еще один отдельный слой, существующий на высоте 40–60 км. Зимой на высоте 60 км над южным полюсом, а над северным полюсом Марса аналогов нет. [96] Этот третий озоновый слой демонстрирует резкое снижение высоты между 75 и 50 градусами южной широты. SPICAM обнаружил постепенное увеличение концентрации озона на высоте 50 км (31 миль) до середины зимы, после чего она медленно снизилась до очень низких концентраций, при этом слой на высоте выше 35 км (22 мили) не был обнаружен. [94]

Водяной пар

[ редактировать ]
См. Также: Вода на Марсе и марсианские полярные ледяные шапки.
Облака, снятые марсоходом НАСА Curiosity

Водяной пар является примесью газа в марсианской атмосфере и имеет огромную пространственную, суточную и сезонную изменчивость. [97] [98] Измерения, проведенные орбитальным аппаратом «Викинг» в конце 1970-х годов, показали, что вся глобальная общая масса водяного пара эквивалентна примерно 1–2 км. 3 изо льда. [99] Более поздние измерения с помощью орбитального аппарата Mars Express показали, что среднегодовая глобальная концентрация водяного пара в столбе составляет около 10–20 микрон (пр. мкм). [100] [101] Максимальное обилие водяного пара (50-70 пр. мкм) наблюдается в северных полярных районах в начале лета за счет сублимации водяного льда в полярной шапке. [100]

В отличие от земной атмосферы, в марсианской атмосфере не могут существовать жидководные облака; это из-за низкого атмосферного давления. Перистоподобные водянисто-ледовые облака наблюдались камерами Opportunity марсохода и спускаемого аппарата Phoenix . [102] [103] Измерения, проведенные «Феникс» посадочным модулем , показали, что водяно-ледяные облака могут образовываться ночью на вершине пограничного слоя планеты и выпадать обратно на поверхность в виде кристаллов льда в северной полярной области. [98] [104]

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

Метан

[ редактировать ]
Основная статья: Метан на Марсе

Как вулканическое и биогенное вещество метан представляет интерес для геологов и астробиологов . [21] Однако метан химически нестабилен в окислительной атмосфере с УФ-излучением. Время жизни метана в марсианской атмосфере составляет около 400 лет. [105] Обнаружение метана в атмосфере планеты может указывать на присутствие недавней геологической деятельности или живых организмов. [21] [106] [107] [105] С 2004 года в ходе различных миссий и наблюдательных исследований сообщалось о следовых количествах метана (от 60 частей на миллиард до предела обнаружения (<0,05 частей на миллиард)). [108] [109] [110] [111] [112] [113] [114] [115] [116] [16] Источник метана на Марсе и объяснение огромного расхождения в наблюдаемых концентрациях метана до сих пор являются предметом активных дискуссий. [22] [21] [105]

Более подробную информацию смотрите также в разделе «Обнаружение метана».

Диоксид серы

[ редактировать ]

Диоксид серы (SO 2 ) в атмосфере может быть индикатором текущей вулканической активности. Это стало особенно интересно в связи с давними спорами о метане на Марсе. Если бы вулканы были активны в недавней истории Марса, можно было бы ожидать, что SO 2 будет обнаружен вместе с метаном в нынешней марсианской атмосфере. [117] [118] В атмосфере SO 2 не обнаружен, верхний предел чувствительности установлен на уровне 0,2 ppb. [119] [120] Однако группа под руководством ученых из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА сообщила об обнаружении SO 2 в образцах почвы Рокнеста , проанализированных Curiosity марсоходом в марте 2013 года. [121]

Другие следовые газы

[ редактировать ]

Оксид углерода (CO) образуется в результате фотолиза CO 2 и быстро реагирует с окислителями марсианской атмосферы, образуя CO 2 . Расчетное среднее объемное соотношение CO в марсианской атмосфере составляет 0,0747%. [3]

Благородные газы , кроме гелия и аргона, присутствуют в следовых количествах (неон при 2,5 ppmv, криптон при 0,3 ppmv и ксенон при 0,08 ppmv). [5] ) в марсианской атмосфере. Концентрация гелия, неона, криптона и ксенона в марсианской атмосфере измерялась различными миссиями. [122] [123] [124] [31] Изотопные соотношения благородных газов дают информацию о ранней геологической деятельности на Марсе и эволюции его атмосферы. [122] [31] [125]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате реакции между нечетными видами водорода в средней атмосфере. Его можно доставить в верхние слои атмосферы путем смешивания или диффузии, разложить до атомарного водорода (H) под действием солнечной радиации и покинуть марсианскую атмосферу. [126] Фотохимическое моделирование показало, что соотношение смешивания H 2 в нижних слоях атмосферы составляет около 15 ± 5 ppmv. [126]

Вертикальная структура

[ редактировать ]
Вертикальная структура атмосферы Марса, наложенная на профили температуры, полученные со входных зондов марсианских аппаратов. Источник данных: Система планетарных данных НАСА.

Вертикальная температурная структура марсианской атмосферы во многом отличается от земной. Информация о вертикальной структуре обычно получается с использованием наблюдений теплового инфракрасного зондирования , радиозатмения , аэроторможения , профилей входа спускаемых аппаратов. [127] [128] В зависимости от профиля средней температуры атмосферу Марса можно разделить на три слоя:

  • Тропосфера (≈0–40 км): слой, в котором происходит большинство погодных явлений (например, конвекция и пыльные бури). Его динамика во многом определяется дневным нагревом поверхности и количеством взвешенной пыли. Марс имеет большую высоту (11,1 км), чем Земля (8,5 км), из-за более слабой гравитации. [5] Теоретическая скорость сухоадиабатического градиента Марса составляет 4,3 ° C км. −1 , [129] но измеренная средняя скорость отклонения составляет около 2,5 °C км. −1 потому что взвешенные частицы пыли поглощают солнечное излучение и нагревают воздух. [2] Планетарный пограничный слой в дневное время может достигать толщины более 10 км. [2] [130] Диапазон суточных температур у поверхности огромен (60 °C). [129] ) из-за низкой тепловой инерции. В условиях запыленности взвешенные частицы пыли могут снизить диапазон суточных температур на поверхности всего до 5 °C. [131] Температура выше 15 км контролируется радиационными процессами, а не конвекцией. [2] Марс также является редким исключением из правила «тропопаузы 0,1 бар», которое наблюдается в других атмосферах нашей Солнечной системы. [132]
  • Мезосфера (≈40–100 км): слой с самой низкой температурой. CO 2 в мезосфере действует как охлаждающий агент, эффективно излучая тепло в космос. Наблюдения за затмением звезд показывают, что мезопауза Марса расположена на высоте около 100 км (уровень около 0,01–0,001 Па) и имеет температуру 100–120 К. [133] Иногда температура может быть ниже точки замерзания CO 2 об обнаружении ледяных облаков CO 2 в марсианской мезосфере. , и сообщалось [82] [83]
  • Термосфера (≈100–230 км): слой в основном контролируется сильным УФ- нагревом. Температура марсианской термосферы увеличивается с высотой и меняется в зависимости от сезона. Дневная температура верхней термосферы колеблется от 175 К (в афелии) до 240 К (в перигелии) и может достигать 390 К. [134] [135] но она все же значительно ниже температуры термосферы Земли . Более высокая концентрация CO 2 в марсианской термосфере может частично объяснить несоответствие из-за охлаждающего эффекта CO 2 на большой высоте. Считается, что процессы нагрева полярных сияний не играют важной роли в марсианской термосфере из-за отсутствия сильного магнитного поля на Марсе, но орбитальный аппарат MAVEN обнаружил несколько событий полярных сияний. [136] [137]

Марс не имеет постоянной стратосферы из-за отсутствия в его средней атмосфере веществ, поглощающих короткие волны (например, стратосферного озона в атмосфере Земли и органической дымки в атмосфере Юпитера ) для создания температурной инверсии. [138] Однако над южным полюсом Марса наблюдались сезонный озоновый слой и сильная температурная инверсия в средней атмосфере. [95] [139] Высота турбопаузы Марса сильно варьируется от 60 до 140 км, и эта изменчивость обусловлена ​​плотностью CO 2 в нижней термосфере. [140] Марс также имеет сложную ионосферу, которая взаимодействует с частицами солнечного ветра, сильным ультрафиолетовым и рентгеновским излучением Солнца, а также магнитным полем его коры. [141] [142] Экзосфера . Марса начинается примерно на высоте 230 км и постепенно сливается с межпланетным пространством [2]

Солнечный ветер ускоряет ионы из верхних слоев атмосферы Марса в космос
(видео (01:13); 5 ноября 2015 г.)

Атмосферная пыль и другие динамические характеристики

[ редактировать ]

Атмосферная пыль

[ редактировать ]
Смотрите также: минеральная пыль и марсианская почва § Атмосферная пыль

При достаточно сильном ветре (> 30 мс −1 ), частицы пыли могут мобилизоваться и подниматься с поверхности в атмосферу. [2] [4] Некоторые частицы пыли могут быть взвешены в атмосфере и перемещаться по циркуляции, прежде чем упасть обратно на землю. [14] Частицы пыли могут ослаблять солнечное излучение и взаимодействовать с инфракрасным излучением, что может привести к значительному радиационному воздействию на Марс. Измерения орбитального аппарата показывают, что глобально усредненная оптическая толщина пыли имеет фоновый уровень 0,15 и достигает максимума в сезон перигелия (южная весна и лето). [143] Местное обилие пыли сильно варьируется по сезонам и годам. [143] [144] Во время глобальных пылевых явлений на поверхности Марса можно наблюдать оптическую глубину более 4. [145] [146] Измерения на поверхности также показали, что эффективный радиус пылевых частиц колеблется от 0,6 мкм до 2 мкм и имеет значительную сезонность. [146] [147] [148]

Пыль на Марсе имеет неравномерное вертикальное распределение. Помимо планетарного пограничного слоя, данные зондирования показали, что на большей высоте (например, 15–30 км над поверхностью) имеются и другие пики соотношения смешения пыли. [149] [150] [14]

Сезонные изменения содержания кислорода и метана в кратере Гейла

Пыльные бури

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Климат Марса § Пылевые бури и Пылевые бури § На Марсе.
Разница между пылевыми и водяными облаками: оранжевое облако в центре изображения — это большое пылевое облако, остальные белые полярные облака — водяные облака.
Деталь марсианской пылевой бури, вид с орбиты
Фронт пылевой бури длиной 700 километров (отмечен красной стрелкой), вид с орбиты под разными углами. Красный круг марсианской местности предназначен только для ориентации.
Марс без пылевой бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 г. (справа), вид Mars Global Surveyor.

На Марсе не редкость локальные и региональные пылевые бури. [14] [2] Местные штормы имеют размер около 10 3 км 2 и возникновение около 2000 событий в марсианский год, а региональные штормы силой 10 6 км 2 крупные наблюдаются часто в южную весну и лето. [2] Вблизи полярной шапки пыльные бури иногда могут возникать в результате фронтальной активности и внетропических циклонов. [151] [14]

Глобальные пыльные бури (площадь > 10 6 км 2 ) происходят в среднем раз в 3 марсианских года. [4] Наблюдения показали, что более крупные пыльные бури обычно являются результатом слияния более мелких пыльных бурь. [11] [15] но механизм роста бури и роль атмосферных обратных связей до сих пор недостаточно изучены. [15] [14] Хотя считается, что марсианская пыль может быть унесена в атмосферу процессами, аналогичными земным (например, сальтация ), реальные механизмы еще предстоит проверить, а электростатические или магнитные силы также могут играть роль в модуляции выбросов пыли. [14] Исследователи сообщили, что самый большой источник пыли на Марсе происходит из формации Медузы . [152]

1 июня 2018 года ученые НАСА обнаружили на Марсе признаки ( пылевой бури см. изображение ), которая привела к завершению на солнечной энергии, Opportunity миссии марсохода поскольку пыль заблокировала солнечный свет (см. изображение ), необходимый для работы. К 12 июня шторм стал самым обширным из зарегистрированных на поверхности планеты и охватил территорию размером с Северную Америку и Россию вместе взятые (около четверти планеты). К 13 июня у марсохода Opportunity начались серьезные проблемы со связью из-за пылевой бури. [153] [154] [155] [156] [157]

Продолжительность: 1 минута 39 секунд.
Марсианская пылевая буря – оптическая глубина тау – с мая по сентябрь 2018 г.
( Марсианский климатический эхолот ; Марсианский разведывательный орбитальный аппарат )
(1:38; анимация; 30 октября 2018; описание файла )

Пылевые дьяволы

[ редактировать ]
Основная статья: Марсианские пылевые дьяволы
Небольшой пылевой дьявол на Марсе, вид с марсохода Curiosity (9 августа 2020 г.)

На Марсе часто встречаются пылевые дьяволы. [158] [14] Как и их аналоги на Земле, пылевые вихри образуются, когда конвективные вихри, вызванные сильным нагревом поверхности, загружаются частицами пыли. [159] [160] Пылевые вихри на Марсе обычно имеют диаметр в десятки метров и высоту в несколько километров, что значительно превышает наблюдаемые на Земле. [2] [160] Исследование следов пылевых вихрей показало, что большинство марсианских пылевых вихрей весной и летом встречаются на отметке 60° с.ш. и 60° ю.ш. [158] Они поднимают примерно 2,3×10 11 кг пыли с поверхности земли в атмосферу ежегодно, что сопоставимо с вкладом местных и региональных пыльных бурь. [158]

Ветровая модификация поверхности

[ редактировать ]

На Марсе приземный ветер не только выбрасывает пыль, но и изменяет геоморфологию Марса в течение длительного времени. Хотя считалось, что атмосфера Марса слишком тонка для мобилизации песчаных образований, наблюдения, проведенные HiRSE, показали, что миграция дюн на Марсе не редкость. [161] [162] [163] Средняя глобальная скорость миграции дюн (высотой 2–120 м) составляет около 0,5 метра в год. [163] Модели атмосферной циркуляции предполагают, что повторяющиеся циклы ветровой эрозии и осаждения пыли, возможно, могут привести к чистому переносу почвенных материалов с низменностей на возвышенности в геологических временных масштабах. [4]

Движение песчаных образований в дюнном поле Нили Патера на Марсе, обнаруженное HiRISE. Фото предоставлено: НАСА/Лаборатория реактивного движения Калифорнийского технологического института/Университет. Аризона/JHU-APL

Термальные приливы

[ редактировать ]
См. Также: Атмосферный прилив

Солнечное отопление на дневной стороне и радиационное охлаждение на ночной стороне планеты могут вызвать разницу давления. [164] Термические приливы, представляющие собой циркуляцию ветра и волны, вызванные таким ежедневно меняющимся полем давления, могут объяснить большую изменчивость марсианской атмосферы. [165] По сравнению с атмосферой Земли, тепловые приливы оказывают большее влияние на марсианскую атмосферу из-за более сильного контраста суточных температур. [166] Приземное давление, измеренное марсоходами, показало явные сигналы тепловых приливов, хотя его изменение также зависит от формы поверхности планеты и количества взвешенной пыли в атмосфере. [167] Атмосферные волны также могут распространяться вертикально и влиять на температуру и содержание водяного льда в средней атмосфере Марса. [165]

Орографические облака

[ редактировать ]
См. Также: Орографический подъем § Сопутствующие облака.
Водно-ледяные облака образовались в окрестностях вулкана Арсия Монс . Изображение было сделано 21 сентября 2018 года, но подобные явления образования облаков наблюдались на том же месте и раньше. Фото предоставлено: ESA/DLR/FU Berlin

На Земле горные хребты иногда заставляют воздушную массу подниматься и охлаждаться. В результате водяной пар насыщается и в процессе подъема образуются облака. [168] На Марсе орбитальные аппараты наблюдали сезонно повторяющееся образование огромных водяно-ледяных облаков вокруг подветренной стороны вулкана Арсия Монс высотой 20 км , что, вероятно, вызвано тем же механизмом. [169] [170]

Акустическая среда

[ редактировать ]
Звуки Марса ( Perseverance ) (видео; 1:29; 1 апреля 2022 г.)

В апреле 2022 года ученые впервые сообщили об исследованиях звуковых волн на Марсе. Эти исследования основывались на измерениях приборами Perseverance марсохода . Ученые обнаружили, что скорость звука в тонкой марсианской атмосфере медленнее, чем на Земле. Скорость звука на Марсе в пределах слышимой полосы частот от 20 Гц до 20 кГц варьируется в зависимости от высоты звука , по-видимому, из-за низкого давления и тепловой турбулентности марсианского приземного воздуха; и в результате этих условий звук будет гораздо тише, а живая музыка будет более разнообразной, чем на Земле. [171] [172] [173]

Необъяснимые явления

[ редактировать ]

Обнаружение метана

[ редактировать ]
Основная статья: Метан на Марсе

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

Орбитальный аппарат ESA -Roscomos Trace Gas Orbiter , который провел наиболее чувствительные измерения метана в атмосфере Марса с помощью более чем 100 глобальных зондирований , не обнаружил метана с пределом обнаружения 0,05 частей на миллиард (ppb). [16] [17] [18] Однако были и другие сообщения об обнаружении метана наземными телескопами и марсоходом Curiosity. Следовые количества метана на уровне нескольких частей на миллиард впервые были обнаружены в атмосфере Марса командой Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году. [174] [175] Между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, были измерены большие различия в численности, что позволяет предположить, что метан был локально концентрированным и, вероятно, сезонным. [176]

В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») содержания метана в атмосфере вокруг него в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, проведенные за два месяца в этот период, в среднем составили 7,2 частей на миллиард, что означает, что Марс эпизодически производство или выброс метана из неизвестного источника. [114] До и после этого показатели в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [177] [178] [114] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных изменениях фонового уровня метана в атмосфере. [179] [20] [180]

Curiosity обнаружил циклические сезонные колебания содержания метана в атмосфере.

Основными кандидатами на происхождение марсианского метана являются небиологические процессы, такие как вода реакции -порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H 2 , который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с СО и СО 2 . [181] Также было показано, что метан может производиться в результате процесса с участием воды, углекислого газа и минерала оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [182] Еще одним возможным источником являются живые микроорганизмы , такие как метаногены , но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе обнаружено не было. [183] [184] [109] Есть некоторые подозрения по поводу обнаружения метана, которые позволяют предположить, что оно может быть вызвано недокументированным загрязнением Земли от марсоходов или неправильной интерпретацией исходных данных измерений. [22] [185]

Молниеносные события

[ редактировать ]

В 2009 году наземное наблюдательное исследование сообщило об обнаружении крупномасштабных электрических разрядов на Марсе и предположило, что они связаны с разрядами молний во время марсианских пылевых бурь. [186] Однако более поздние наблюдательные исследования показали, что результат не воспроизводится с использованием радиолокационного приемника на «Марс-Экспресс» и наземной телескопической решетки Аллена . [187] [188] [189] Лабораторное исследование показало, что давление воздуха на Марсе не способствует зарядке пылинок, и поэтому в марсианской атмосфере трудно генерировать молнии. [190] [189]

Супервращающийся реактивный самолет над экватором

[ редактировать ]

Супервращение относится к явлению, при котором масса атмосферы имеет более высокую угловую скорость, чем поверхность планеты на экваторе, что в принципе не может приводиться в движение невязкой осесимметричной циркуляцией. [191] [192] Обобщенные данные и моделирование модели общей циркуляции (GCM) позволяют предположить, что сверхвращающаяся струя может быть обнаружена в марсианской атмосфере во время глобальных пылевых бурь, но она намного слабее, чем те, которые наблюдаются на медленно вращающихся планетах, таких как Венера и Титан. [151] Эксперименты GCM показали, что тепловые приливы могут играть роль в создании сверхвращающейся струи. [193] Тем не менее, моделирование супервращения по-прежнему остается сложной темой для планетологов. [192]

История атмосферных наблюдений

[ редактировать ]
Основная статья: История наблюдений Марса

В 1784 году британский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель статью о своих наблюдениях за марсианской атмосферой опубликовал в «Philosophical Transactions» и отметил периодическое движение более яркой области на Марсе, которое он приписывал облакам и парам. [166] [194] В 1809 году французский астроном Оноре Флогерг написал о своих наблюдениях «желтых облаков» на Марсе, которые, вероятно, были пылевыми бурями. [166] В 1864 году Уильям Раттер Доус заметил, что «румяный оттенок планеты не возникает из-за какой-либо особенности ее атмосферы; это, по-видимому, полностью доказывается тем фактом, что краснота всегда наиболее глубока вблизи центра, где атмосфера самая разреженная. " [195] Спектроскопические наблюдения в 1860-х и 1870-х годах. [196] заставило многих думать, что атмосфера Марса похожа на земную. Однако в 1894 году спектральный анализ и другие качественные наблюдения Уильяма Уоллеса Кэмпбелла показали, что Марс во многих отношениях напоминает Луну , у которой нет заметной атмосферы. [196] В 1926 году фотографические наблюдения Уильяма Хаммонда Райта в Ликской обсерватории позволили Дональду Говарду Мензелю обнаружить количественные свидетельства существования атмосферы Марса. [197] [198]

Благодаря более глубокому пониманию оптических свойств атмосферных газов и развитию спектрометрических технологий ученые начали измерять состав марсианской атмосферы в середине 20-го века. Льюис Дэвид Каплан и его команда обнаружили сигналы водяного пара и углекислого газа на спектрограмме Марса в 1964 году. [199] а также угарный газ в 1969 году. [200] В 1965 году измерения, проведенные во время пролета «Маринера-4» , подтвердили, что марсианская атмосфера состоит в основном из углекислого газа, а давление на поверхности составляет от 400 до 700 Па. [201] После того как стал известен состав марсианской атмосферы, на Земле начались астробиологические исследования с целью определить жизнеспособность жизни на Марсе . Для этой цели были разработаны контейнеры, имитирующие условия окружающей среды на Марсе, называемые « марсианскими банками ». [202]

В 1976 году два спускаемых аппарата программы «Викинг» провели первые в истории измерения состава марсианской атмосферы на месте. Другая цель миссии включала исследование доказательств прошлой или настоящей жизни на Марсе (см. Биологические эксперименты на посадочном модуле «Викинг» ). [203] С тех пор на Марс было отправлено множество орбитальных аппаратов и посадочных аппаратов для измерения различных свойств марсианской атмосферы, таких как концентрация газовых примесей и изотопные отношения. Кроме того, телескопические наблюдения и анализ марсианских метеоритов предоставляют независимые источники информации для проверки выводов. Снимки и измерения, сделанные этими космическими аппаратами, значительно улучшают наше понимание атмосферных процессов за пределами Земли. Марсоход Curiosity и спускаемый аппарат InSight все еще работают на поверхности Марса, проводя эксперименты и сообщая ежедневную информацию о местной погоде. [204] [205] Марсоход Perseverance и вертолет Ingenuity , входящие в программу Марс 2020 , приземлились в феврале 2021 года. Запуск марсохода Rosalind Franklin запланирован на 2028 год.

Потенциал для использования человеком

[ редактировать ]
Основные статьи: Использование ресурсов на месте , Терраформирование Марса и Колонизация Марса.

Атмосфера Марса — ресурс известного состава, доступный в любой точке посадки на Марс. Было высказано предположение, что исследование Марса человеком могло бы использовать углекислый газ (CO 2 ) из марсианской атмосферы для производства метана (CH 4 ) и использования его в качестве ракетного топлива для обратной миссии. Исследования миссий, в которых предлагается использовать атмосферу таким образом, включают Mars Direct предложение Роберта Зубрина и исследование NASA Design Reference Mission . Двумя основными химическими путями использования углекислого газа являются реакция Сабатье , превращающая атмосферный углекислый газ вместе с дополнительным водородом (H 2 ) в производство метана (CH 4 ) и кислорода (O 2 ), и электролиз с использованием циркония электролита из твердого оксида . расщепить углекислый газ на кислород (O 2 ) и окись углерода (CO). [206]

В 2021 году марсоход НАСА «Персеверанс» смог производить кислород на Марсе. Процесс сложен и требует много времени для производства небольшого количества кислорода. [207]

[ редактировать ]
Марсианское небо с облаками на закате, вид InSight
Полярная ледяная шапка с глубиной атмосферы, а также большое орографическое облако, видимое на горизонте над горой Олимп.
Марсианская атмосфера с облачностью над Solis Planum
Облачный покров над Темпе Терра
Облачность над Харитум Монтес
Марсианский закат Spirit марсохода в кратере Гусева (май 2005 г.).
Марсианский закат, сделанный Pathfinder в Долине Ареса (июль 1997 г.).

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «Информационный бюллетень о Марсе» . НАСА . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 2 декабря 2020 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п Хаберле, Р.М. (1 января 2015 г.), «СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА/СОЛНЦЕ, АТМОСФЕРЫ, ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕР | Планетарные атмосферы: Марс», в Норте, Джеральд Р.; Пайл, Джон; Чжан, Фуцин (ред.), Энциклопедия атмосферных наук (второе издание) , Academic Press, стр. 168–177, doi : 10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1 , ISBN  9780123822253
  3. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Франц, Хизер Б.; Тренер Мелисса Г.; Малеспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Атрея, Сушил К.; Беккер, Ричард Х.; Бенна, Мехди; Конрад, Памела Г.; Эйгенброде, Дженнифер Л. (1 апреля 2017 г.). «Первоначальные эксперименты с калибровочным газом SAM на Марсе: результаты и последствия квадрупольного масс-спектрометра». Планетарная и космическая наука . 138 : 44–54. Бибкод : 2017P&SS..138...44F . дои : 10.1016/j.pss.2017.01.014 . ISSN   0032-0633 .
  4. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С аа аб и объявление Кэтлинг, Дэвид К. (2017). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. Бибкод : 2017aeil.book.....C . ISBN  9780521844123 . OCLC   956434982 .
  5. ^ Перейти обратно: а б с «Информационный бюллетень о Марсе» . nssdc.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  6. ^ «Погода, погода, везде?» . Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 14 апреля 2009 года . Проверено 21 сентября 2021 г.
  7. ^ «Информационный бюллетень о Марсе» . Архивировано из оригинала 23 августа 2021 года . Проверено 17 января 2018 г.
  8. ^ Якоски, Б.М.; Брэйн, Д.; Чаффин, М.; Карри, С.; Дейган, Дж.; Гребовски Дж.; Халекас, Дж.; Леблан, Ф.; Лиллис, Р. (15 ноября 2018 г.). «Потеря марсианской атмосферы в космос: современные темпы потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь во времени». Икар . 315 : 146–157. Бибкод : 2018Icar..315..146J . дои : 10.1016/j.icarus.2018.05.030 . ISSN   0019-1035 . S2CID   125410604 .
  9. ^ mars.nasa.gov. «MAVEN НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса была потеряна в космосе» . Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  10. ^ «Крайние температуры на Марсе» . физ.орг . Архивировано из оригинала 2 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б с Хилле, Карл (18 сентября 2015 г.). «Факт и вымысел о марсианских пылевых бурях» . НАСА . Архивировано из оригинала 2 марта 2016 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  12. ^ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/ [Обычно красновато-оранжевый или даже розовый, Марс теперь светится тыквенно-оранжевым. Даже мои глаза видят разницу. Помощник координатора ALPO Ричард Шмуде также отметил увеличение яркости на ≈0,2 величины одновременно с изменением цвета.]
  13. ^ Грейсиус, Тони (8 июня 2018 г.). «Возможности скрываются во время пыльной бури» . НАСА . Архивировано из оригинала 30 ноября 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  14. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Кок, Джаспер Ф; Партели, Эрик младший; Майклс, Тимоти I; Карам, Диана Боу (14 сентября 2012 г.). «Физика переносимого ветром песка и пыли». Отчеты о прогрессе в физике . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Бибкод : 2012РПФ...75j6901K . дои : 10.1088/0034-4885/75/10/106901 . ISSN   0034-4885 . ПМИД   22982806 . S2CID   206021236 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с Тойго, Энтони Д.; Ричардсон, Марк И.; Ван, Хуэйцюнь; Гузевич, Скотт Д.; Ньюман, Клэр Э. (1 марта 2018 г.). «Каскад от локальных к глобальным пылевым бурям на Марсе: временные и пространственные пороги тепловой и динамической обратной связи». Икар . 302 : 514–536. Бибкод : 2018Icar..302..514T . дои : 10.1016/j.icarus.2017.11.032 . ISSN   0019-1035 .
  16. ^ Перейти обратно: а б с Ваго, Хорхе Л.; Сведхем, Хокан; Зеленый, Лев; Этиопа, Джузеппе; Уилсон, Колин Ф.; Лопес-Морено, Хосе-Хуан; Беллуччи, Джанкарло; Патель, Маниш Р.; Нифс, Эдди (апрель 2019 г.). «По данным ранних наблюдений орбитального аппарата ExoMars Trace Gas Orbiter, метана на Марсе не обнаружено» (PDF) . Природа . 568 (7753): 517–520. Бибкод : 2019Natur.568..517K . дои : 10.1038/s41586-019-1096-4 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   30971829 . S2CID   106411228 . Архивировано (PDF) из оригинала 27 сентября 2020 года . Проверено 24 ноября 2019 г.
  17. ^ Перейти обратно: а б эс. «Первые результаты орбитального корабля ExoMars Trace Gas» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 13 октября 2019 года . Проверено 12 июня 2019 г.
  18. ^ Перейти обратно: а б Веуле, Женель (11 апреля 2019 г.). «Тайна марсианского метана усугубляется, поскольку новейший зонд не может его обнаружить» . Новости АВС . Архивировано из оригинала 7 ноября 2020 года . Проверено 27 июня 2019 г.
  19. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкрена, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса» . Наука . 306 (5702): 1758–1761. Бибкод : 2004Sci...306.1758F . дои : 10.1126/science.1101732 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   15514118 . S2CID   13533388 .
  20. ^ Перейти обратно: а б Вебстер, Кристофер Р.; и др. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания» . Наука . 360 (6393): 1093–1096. Бибкод : 2018Sci...360.1093W . дои : 10.1126/science.aaq0131 . ПМИД   29880682 .
  21. ^ Перейти обратно: а б с д и Юнг, Юк Л.; Чен, Пин; Нилсон, Кеннет; Атрея, Сушил; Беккет, Патрик; Бланк, Дженнифер Г.; Эльманн, Бетани; Эйлер, Джон; Этиопа, Джузеппе (19 сентября 2018 г.). «Метан на Марсе и обитаемость: вызовы и ответы» . Астробиология . 18 (10): 1221–1242. Бибкод : 2018AsBio..18.1221Y . дои : 10.1089/ast.2018.1917 . ISSN   1531-1074 . ПМК   6205098 . ПМИД   30234380 .
  22. ^ Перейти обратно: а б с Занле, Кевин; Фридман, Ричард С.; Кэтлинг, Дэвид К. (1 апреля 2011 г.). «Есть ли на Марсе метан?» . Икар . 212 (2): 493–503. Бибкод : 2011Icar..212..493Z . дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.027 . ISSN   0019-1035 . Архивировано из оригинала 1 октября 2020 года . Проверено 4 июля 2019 г.
  23. ^ Перейти обратно: а б с д Махаффи, PR; Конрад, PG; Научная группа MSL (1 февраля 2015 г.). «Летучие и изотопные отпечатки древнего Марса». Элементы . 11 (1): 51–56. дои : 10.2113/gselements.11.1.51 . ISSN   1811-5209 .
  24. ^ Перейти обратно: а б Марти, Бернард (1 января 2012 г.). «Происхождение и концентрация воды, углерода, азота и благородных газов на Земле». Письма о Земле и планетологии . 313–314: 56–66. arXiv : 1405.6336 . Бибкод : 2012E&PSL.313...56M . дои : 10.1016/j.epsl.2011.10.040 . ISSN   0012-821X . S2CID   41366698 .
  25. ^ Перейти обратно: а б Хендерсон, Пол (2009). Кембриджский справочник по данным наук о Земле . Хендерсон, Гидеон. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN  9780511580925 . OCLC   435778559 .
  26. ^ Вонг, Майкл Х.; Атрея, Сушил К.; Махаффи, Пол Н.; Франц, Хизер Б.; Малеспин, Чарльз; Тренер Мелисса Г.; Стерн, Дженнифер С.; Конрад, Памела Г.; Мэннинг, Хайди Л.К. (16 декабря 2013 г.). «Изотопы азота на Марсе: атмосферные измерения масс-спектрометром Curiosity» . Письма о геофизических исследованиях . Изотопы атмосферного азота Марса. 40 (23): 6033–6037. Бибкод : 2013GeoRL..40.6033W . дои : 10.1002/2013GL057840 . ПМЦ   4459194 . ПМИД   26074632 .
  27. ^ Атрея, Сушил К.; Тренер Мелисса Г.; Франц, Хизер Б.; Вонг, Майкл Х.; Мэннинг, Хайди Л.К.; Малеспин, Чарльз А.; Махаффи, Пол Р.; Конрад, Памела Г.; Бруннер, Анна Э. (2013). «Фракционирование первичных изотопов аргона в атмосфере Марса, измеренное прибором SAM на борту Curiosity, и последствия потерь в атмосфере» . Письма о геофизических исследованиях . 40 (21): 5605–5609. Бибкод : 2013GeoRL..40.5605A . дои : 10.1002/2013GL057763 . ISSN   1944-8007 . ПМЦ   4373143 . ПМИД   25821261 .
  28. ^ Перейти обратно: а б Ли, Джи-Ён; Марти, Курт; Северингхаус, Джеффри П.; Кавамура, Кендзи; Я, Хи-Су; Ли, Джин Бок; Ким, Джин Сог (1 сентября 2006 г.). «Переопределение изотопного содержания атмосферного Ar». Труды по геохимии и космохимии . 70 (17): 4507–4512. Бибкод : 2006GeCoA..70.4507L . дои : 10.1016/j.gca.2006.06.1563 . ISSN   0016-7037 .
  29. ^ Перейти обратно: а б с Махаффи, PR; Вебстер, Чехия; Атрея, СК; Франц, Х.; Вонг, М.; Конрад, PG; Гарпольд, Д.; Джонс, Джей-Джей; Лешин, Л.А. (19 июля 2013 г.). «Распространение и изотопный состав газов в марсианской атмосфере по данным марсохода Curiosity». Наука . 341 (6143): 263–266. Бибкод : 2013Sci...341..263M . дои : 10.1126/science.1237966 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   23869014 . S2CID   206548973 .
  30. ^ Перейти обратно: а б Пепин, Роберт О. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар . 92 (1): 2–79. Бибкод : 1991Icar...92....2P . дои : 10.1016/0019-1035(91)90036-S . ISSN   0019-1035 .
  31. ^ Перейти обратно: а б с Конрад, PG; Малеспин, Калифорния; Франц, HB; Пепин, Р.О.; Тренер, МГ; Швенцер, СП; Атрея, СК; Фрессине, К.; Джонс, Дж. Х. (15 ноября 2016 г.). «Измерение содержания криптона и ксенона в атмосфере Марса на месте с помощью Марсианской научной лаборатории» (PDF) . Письма о Земле и планетологии . 454 : 1–9. Бибкод : 2016E&PSL.454....1C . дои : 10.1016/j.epsl.2016.08.028 . ISSN   0012-821X . ОСТИ   1417813 . Архивировано (PDF) из оригинала 19 июля 2018 года . Проверено 4 июля 2019 г.
  32. ^ «Любопытство угадывает историю марсианской атмосферы» . НАСА/Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  33. ^ Перейти обратно: а б mars.nasa.gov. «MAVEN НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса была потеряна в космосе» . Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 17 августа 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  34. ^ Кэтлинг, Дэвид К.; Занле, Кевин Дж. (май 2009 г.). «Планетарная утечка воздуха» (PDF) . Научный американец . п. 26. Архивировано (PDF) из оригинала 26 октября 2020 года . Проверено 10 июня 2019 г.
  35. ^ Перейти обратно: а б Авице, Г.; Бекарт, Д.В.; Ченнауи Ауджехан, Х.; Марти, Б. (9 февраля 2018 г.). «Благородные газы и азот в Тиссинте раскрывают состав атмосферы Марса» . Письма о геохимических перспективах . 6 : 11–16. doi : 10.7185/geochemlet.1802 .
  36. ^ МакЭлрой, Майкл Б.; Юнг, Юк Линг; Ниер, Альфред О. (1 октября 1976 г.). «Изотопный состав азота: последствия для прошлой истории атмосферы Марса». Наука . 194 (4260): 70–72. Бибкод : 1976Науч...194...70М . дои : 10.1126/science.194.4260.70 . ПМИД   17793081 . S2CID   34066697 .
  37. ^ Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H . дои : 10.1016/0019-1035(87)90022-4 . hdl : 2027.42/26796 . ISSN   0019-1035 .
  38. ^ Ганс Кепплер; Щека, Святослав С. (октябрь 2012 г.). «Происхождение земной сигнатуры благородного газа». Природа . 490 (7421): 531–534. Бибкод : 2012Natur.490..531S . дои : 10.1038/nature11506 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   23051754 . S2CID   205230813 .
  39. ^ Тянь, Фэн; Кастинг, Джеймс Ф.; Соломон, Стэнли К. (2009). «Термический выход углерода из ранней марсианской атмосферы» . Письма о геофизических исследованиях . 36 (2): н/д. Бибкод : 2009GeoRL..36.2205T . дои : 10.1029/2008GL036513 . ISSN   1944-8007 . S2CID   129208608 .
  40. ^ Якоски, Б.М.; Слипски, М.; Бенна, М.; Махаффи, П.; Элрод, М.; Йелле, Р.; Стоун, С.; Альсаид, Н. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса получена на основе измерений верхних слоев атмосферы 38 с / 36 Ar" . Science . 355 (6332): 1408–1410. Бибкод : 2017Sci...355.1408J . doi : 10.1126/science.aai7721 . ISSN   0036-8075 . PMID   28360326 .
  41. ^ Перейти обратно: а б Леблан, Ф.; Мартинес, А.; Шофрэ, JY; Модоло, Р.; Хара, Т.; Луман Дж.; Лиллис, Р.; Карри, С.; Макфадден, Дж. (2018). «О распылении атмосферы Марса после первого марсианского года измерений MAVEN» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 45 (10): 4685–4691. Бибкод : 2018GeoRL..45.4685L . дои : 10.1002/2018GL077199 . ISSN   1944-8007 . S2CID   134561764 .
  42. ^ Викери, AM; Мелош, HJ (апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа . 338 (6215): 487–489. Бибкод : 1989Natur.338..487M . дои : 10.1038/338487a0 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   11536608 . S2CID   4285528 ​​.
  43. ^ Оуэн, Тобиас; Бар-Нун, Акива (1 августа 1995 г.). «Кометы, удары и атмосферы». Икар . 116 (2): 215–226. Бибкод : 1995Icar..116..215O . дои : 10.1006/icar.1995.1122 . ISSN   0019-1035 . ПМИД   11539473 .
  44. ^ Краснопольский, Владимир А. (2002). «Верхняя атмосфера и ионосфера Марса при низкой, средней и высокой солнечной активности: последствия для эволюции воды» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 107 (Е12): 11-1–11-11. Бибкод : 2002JGRE..107.5128K . дои : 10.1029/2001JE001809 . ISSN   2156-2202 .
  45. ^ Саган, Карл (сентябрь 1977 г.). «Уменьшение теплиц и температурная история Земли и Марса». Природа . 269 ​​(5625): 224–226. Бибкод : 1977Natur.269..224S . дои : 10.1038/269224a0 . ISSN   1476-4687 . S2CID   4216277 .
  46. ^ Кастинг, Джеймс Ф.; Фридман, Ричард; Робинсон, Тайлер Д.; Цуггер, Майкл Э.; Коппарапу, Рави; Рамирес, Рамзес М. (январь 2014 г.). «Нагревание раннего Марса CO 2 и H 2 ». Природа Геонауки . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Бибкод : 2014NatGe...7...59R . дои : 10.1038/ngeo2000 . ISSN   1752-0908 . S2CID   118520121 .
  47. ^ Баталья, Наташа; Домагал-Голдман, Шон Д.; Рамирес, Рамзес; Кастинг, Джеймс Ф. (15 сентября 2015 г.). «Проверка ранней гипотезы парникового эффекта H 2 –CO 2 на Марсе с помощью одномерной фотохимической модели». Икар . 258 : 337–349. arXiv : 1507.02569 . Бибкод : 2015Icar..258..337B . дои : 10.1016/j.icarus.2015.06.016 . ISSN   0019-1035 . S2CID   118359789 .
  48. ^ Джонсон, Сара Стюарт; Мишна, Майкл А.; Гроув, Тимоти Л.; Зубер, Мария Т. (8 августа 2008 г.). «Вызванное серой парниковое потепление на раннем Марсе» . Журнал геофизических исследований . 113 (Е8): E08005. Бибкод : 2008JGRE..113.8005J . дои : 10.1029/2007JE002962 . ISSN   0148-0227 . S2CID   7525497 .
  49. ^ Шраг, Дэниел П.; Зубер, Мария Т.; Халеви, Италия (21 декабря 2007 г.). «Климатическая обратная связь по диоксиду серы на раннем Марсе». Наука . 318 (5858): 1903–1907. Бибкод : 2007Sci...318.1903H . дои : 10.1126/science.1147039 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   18096802 . S2CID   7246517 .
  50. ^ «Двуокись серы, возможно, помогла сохранить тепло на раннем Марсе» . физ.орг . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  51. ^ Андерсон, Дональд Э. (1974). «Эксперимент с ультрафиолетовым спектрометром Mariner 6, 7 и 9: анализ альфа-данных водорода Лаймана». Журнал геофизических исследований . 79 (10): 1513–1518. Бибкод : 1974JGR....79.1513A . дои : 10.1029/JA079i010p01513 . ISSN   2156-2202 .
  52. ^ Шофрэ, JY; Берто, JL; Леблан, Ф.; Кемере, Э. (июнь 2008 г.). «Наблюдение водородной короны с помощью СПИКАМ на Марс-Экспресс». Икар . 195 (2): 598–613. Бибкод : 2008Icar..195..598C . дои : 10.1016/j.icarus.2008.01.009 .
  53. ^ Хантен, Дональд М. (ноябрь 1973 г.). «Выход легких газов из планетных атмосфер» . Журнал атмосферных наук . 30 (8): 1481–1494. Бибкод : 1973JAtS...30.1481H . doi : 10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2 . ISSN   0022-4928 .
  54. ^ Занле, Кевин; Хаберле, Роберт М.; Кэтлинг, Дэвид К.; Кастинг, Джеймс Ф. (2008). «Фотохимическая нестабильность древней марсианской атмосферы» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 113 (Е11): Е11004. Бибкод : 2008JGRE..11311004Z . дои : 10.1029/2008JE003160 . ISSN   2156-2202 . S2CID   2199349 .
  55. ^ Бхаттачарья, Д.; Кларк, Джей Ти; Шофрэ, JY; Майяси, М.; Берто, JL; Чаффин, Миссисипи; Шнайдер, Нью-Мексико; Вильянуэва, GL (2017). «Сезонные изменения в утечке водорода с Марса на основе анализа наблюдений HST за марсианской экзосферой вблизи перигелия» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (11): 11, 756–11, 764. Бибкод : 2017JGRA..12211756B . дои : 10.1002/2017JA024572 . ISSN   2169-9402 . S2CID   119084288 . Архивировано (PDF) из оригинала 5 ноября 2020 г. Проверено 6 января 2021 г.
  56. ^ Перейти обратно: а б Шофилд, Джон Т.; Ширли, Джеймс Х.; Пике, Сильвен; МакКлиз, Дэниел Дж.; Пол О. Хейн; Касс, Дэвид М.; Халекас, Джаспер С.; Чаффин, Майкл С.; Кляйнбёль, Армин (февраль 2018 г.). «Утечка водорода с Марса усиливается глубокой конвекцией во время пылевых бурь». Природная астрономия . 2 (2): 126–132. Бибкод : 2018NatAs...2..126H . дои : 10.1038/s41550-017-0353-4 . ISSN   2397-3366 . S2CID   134961099 .
  57. ^ Шехтман, Светлана (29 апреля 2019 г.). «Как глобальные пыльные бури влияют на марсианскую воду, ветры и климат» . НАСА . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 года . Проверено 10 июня 2019 г.
  58. ^ Надь, Эндрю Ф.; Лимон, Майкл В.; Фокс, Джей Лей ; Ким, Джун (2001). «Плотность горячего углерода в экзосфере Марса» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 106 (А10): 21565–21568. Бибкод : 2001JGR...10621565N . дои : 10.1029/2001JA000007 . ISSN   2156-2202 . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 24 ноября 2019 г.
  59. ^ Перейти обратно: а б Греллер, Х.; Лихтенеггер, Х.; Ламмер, Х.; Шематович В.И. (1 августа 2014 г.). «Горячий кислород и углерод выходят из марсианской атмосферы». Планетарная и космическая наука . Планетарная эволюция и жизнь. 98 : 93–105. arXiv : 1911.01107 . Бибкод : 2014P&SS...98...93G . дои : 10.1016/j.pss.2014.01.007 . ISSN   0032-0633 . S2CID   122599784 .
  60. ^ Перейти обратно: а б с Фокс, Дж.Л. (1993). «Производство и выброс атомов азота на Марсе» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 98 (Е2): 3297–3310. Бибкод : 1993JGR....98.3297F . дои : 10.1029/92JE02289 . ISSN   2156-2202 . Архивировано из оригинала 21 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  61. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (июль 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса» . Икар . 254 : 259–261. Бибкод : 2015Icar..254..259M . дои : 10.1016/j.icarus.2015.03.025 . ПМК   6527424 . ПМИД   31118538 .
  62. ^ Фокс, Дж.Л. (декабрь 2007 г.). «Комментарий к статьям Ф. Бакаляна «Производство горячих атомов азота в марсианской термосфере» и «Расчеты Монте-Карло выхода атомарного азота с Марса» Ф. Бакаляна и Р.Э. Хартла». Икар . 192 (1): 296–301. Бибкод : 2007Icar..192..296F . дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.022 .
  63. ^ Фельдман, Пол Д.; Стеффл, Эндрю Дж.; Паркер, Джоэл Вм .; А'Хирн, Майкл Ф.; Берто, Жан-Лу; Алан Стерн, С.; Уивер, Гарольд А.; Слейтер, Дэвид С.; Верстег, Мартен (1 августа 2011 г.). «Наблюдения Розетты-Алисы за экзосферным водородом и кислородом на Марсе». Икар . 214 (2): 394–399. arXiv : 1106.3926 . Бибкод : 2011Icar..214..394F . дои : 10.1016/j.icarus.2011.06.013 . ISSN   0019-1035 . S2CID   118646223 .
  64. ^ Ламмер, Х.; Лихтенеггер, HIM; Колб, К.; Рибас, И.; Гинан, EF; Абарт, Р.; Бауэр, SJ (сентябрь 2003 г.). «Потеря воды с Марса». Икар . 165 (1): 9–25. дои : 10.1016/S0019-1035(03)00170-2 .
  65. ^ Валей, Арно; Баугер, Стивен В.; Тенишев Валерий; Комби, Майкл Р.; Надь, Эндрю Ф. (1 марта 2010 г.). «Потеря воды и эволюция верхних слоев атмосферы и экзосферы на протяжении марсианской истории». Икар . Взаимодействие солнечного ветра с Марсом. 206 (1): 28–39. Бибкод : 2010Icar..206...28V . дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.036 . ISSN   0019-1035 .
  66. ^ Джонс, Нэнси; Штайгервальд, Билл; Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай (14 октября 2014 г.). «Миссия НАСА впервые взглянула на верхнюю атмосферу Марса» . НАСА . Архивировано из оригинала 19 октября 2014 года . Проверено 15 октября 2014 г.
  67. ^ «Времена года на Марсе» . www.msss.com . Архивировано из оригинала 3 ноября 2020 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  68. ^ Сото, Алехандро; Мишна, Майкл; Шнайдер, Тапио; Ли, Кристофер; Ричардсон, Марк (1 апреля 2015 г.). «Коллапс марсианской атмосферы: идеализированные исследования GCM» (PDF) . Икар . 250 : 553–569. Бибкод : 2015Icar..250..553S . дои : 10.1016/j.icarus.2014.11.028 . ISSN   0019-1035 . Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 года . Проверено 30 августа 2020 г.
  69. ^ Хесс, Сеймур Л.; Генри, Роберт М.; Тиллман, Джеймс Э. (1979). «Сезонные изменения атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки» . Журнал геофизических исследований . 84 (B6): 2923. Бибкод : 1979JGR....84.2923H . дои : 10.1029/JB084iB06p02923 . ISSN   0148-0227 .
  70. ^ Хесс, СЛ; Райан, Дж.А.; Тиллман, Дж. Э.; Генри, РМ; Леови, CB (март 1980 г.). «Годовой цикл давления на Марс, измеренный кораблями Viking Landers 1 и 2» . Письма о геофизических исследованиях . 7 (3): 197–200. Бибкод : 1980GeoRL...7..197H . дои : 10.1029/GL007i003p00197 .
  71. ^ Ордонес-Эчеберрия, Иньяки; Боун, Ричард; Санчес-Лавега, Августин; Миллур, Эуарн; Забыл, Франсуа (январь 2019 г.). «Метеорологическое давление в кратере Гейла по результатам сравнения данных REMS/MSL и моделирования MCD: влияние пыльных бурь» . Икар 317 : 591–609. Бибкод : 2019Icar..317..591O дои : 10.1016/j.icarus.2018.09.003 . S2CID   125851495 .
  72. ^ Гузевич, Скотт Д.; Ньюман, CE; де ла Торре Хуарес, М.; Уилсон, Р.Дж.; Леммон, М.; Смит, доктор медицины; Каханпяя, Х.; Харри, А.-М. (апрель 2016 г.). «Атмосферные приливы в кратере Гейла на Марсе» . Икар . 268 : 37–49. Бибкод : 2016Icar..268...37G . дои : 10.1016/j.icarus.2015.12.028 .
  73. ^ Хаберле, Роберт М.; Хуарес, Мануэль Тауэрский; Каре, Мелинда А.; Касс, Дэвид М.; Барнс, Джеффри Р.; Холлингсворт, Джеффри Л.; Гарри, Ари-Мэтт; Каханпаа, Хенрик (июнь 2018 г.). «Обнаружение переходных вихрей в северном полушарии в кратере Гейла на Марсе» . Икар 307 : 150–160. Бибкод : 2018Icar..307..150H . дои : 10.1016/j.icarus.2018.02.013 . S2CID   92991001 .
  74. ^ Перейти обратно: а б Фанале, ФП; Кэннон, Вашингтон (апрель 1971 г.). «Адсорбция на марсианском реголите» . Природа . 230 (5295): 502–504. Бибкод : 1971Natur.230..502F . дои : 10.1038/230502a0 . ISSN   0028-0836 . S2CID   4263086 .
  75. ^ Перейти обратно: а б Зент, Аарон П.; Куинн, Ричард К. (1995). «Одновременная адсорбция CO 2 и H 2 O в условиях Марса и применение к эволюции марсианского климата» . Журнал геофизических исследований . 100 (E3): 5341. Бибкод : 1995JGR...100.5341Z . дои : 10.1029/94JE01899 . hdl : 2060/19940030969 . ISSN   0148-0227 . S2CID   129616949 .
  76. ^ Мурс, Джон Э.; Гоф, Райна В.; Мартинес, Герман М.; Меслин, Пьер-Ив; Смит, Кристина Л.; Атрея, Сушил К.; Махаффи, Пол Р.; Ньюман, Клэр Э.; Вебстер, Кристофер Р. (май 2019 г.). «Сезонный цикл метана в кратере Гейла на Марсе соответствует адсорбции и диффузии реголита» . Природа Геонауки . 12 (5): 321–325. Бибкод : 2019NatGe..12..321M . дои : 10.1038/s41561-019-0313-y . ISSN   1752-0894 . S2CID   135136911 .
  77. ^ Меслин, П.-Ю.; Гоф, Р.; Лефевр, Ф.; Забудьте, Ф. (февраль 2011 г.). «Небольшая изменчивость метана на Марсе, вызванная адсорбцией в реголите» . Планетарная и космическая наука . 59 (2–3): 247–258. Бибкод : 2011P&SS...59..247M . дои : 10.1016/j.pss.2010.09.022 .
  78. ^ «Парниковый эффект… и на других планетах» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 29 сентября 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  79. ^ Юнг, Юк Л.; Киршвинк, Джозеф Л.; Пахлеван, Каве; Ли, Кинг-Фай (16 июня 2009 г.). «Атмосферное давление как естественный регулятор климата для планеты земной группы с биосферой» . Труды Национальной академии наук . 106 (24): 9576–9579. Бибкод : 2009PNAS..106.9576L . дои : 10.1073/pnas.0809436106 . ISSN   0027-8424 . ПМК   2701016 . ПМИД   19487662 .
  80. ^ МакЭлрой, МБ; Донахью, ТМ (15 сентября 1972 г.). «Стабильность марсианской атмосферы». Наука . 177 (4053): 986–988. Бибкод : 1972Sci...177..986M . дои : 10.1126/science.177.4053.986 . hdl : 2060/19730010098 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   17788809 . S2CID   30958948 .
  81. ^ Паркинсон, Т.Д.; Хантен, DM (октябрь 1972 г.). «Спектроскопия и акрономия О 2 на Марсе» . Журнал атмосферных наук . 29 (7): 1380–1390. Бибкод : 1972JAtS...29.1380P . doi : 10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2 . ISSN   0022-4928 .
  82. ^ Перейти обратно: а б Стивенс, Миннесота; Сискинд, Делавэр; Эванс, Дж.С.; Джайн, СК; Шнайдер, Нью-Мексико; Дейган, Дж.; Стюарт, АИФ; Крисмани, М.; Штипен, А. (28 мая 2017 г.). «Наблюдения марсианских мезосферных облаков с помощью IUVS на MAVEN: тепловые приливы, связанные с верхними слоями атмосферы: марсианские мезосферные облака IUVS». Письма о геофизических исследованиях . 44 (10): 4709–4715. дои : 10.1002/2017GL072717 . hdl : 10150/624978 . S2CID   13748950 .
  83. ^ Перейти обратно: а б Гонсалес-Галиндо, Франциско; Мяэттянен, Анни; Забудь, Франсуа; Спига, Эмерик (1 ноября 2011 г.). «Марсианская мезосфера, выявленная наблюдениями за облаками CO 2 и моделированием общей циркуляции». Икар . 216 (1): 10–22. Бибкод : 2011Icar..216...10G . дои : 10.1016/j.icarus.2011.08.006 . ISSN   0019-1035 .
  84. ^ Стивенс, Миннесота; Эванс, Дж.С.; Шнайдер, Нью-Мексико; Стюарт, АИФ; Дейган, Дж.; Джайн, СК; Крисмани, М.; Штипен, А.; Чаффин, Миссисипи; МакКлинток, МЫ; Холскло, генеральный менеджер; Лефевр, Ф.; Ло, ДЯ; Кларк, Джей Ти; Монмессен, Ф.; Бугер, SW; Якоски, Б.М. (2015). «Новые наблюдения молекулярного азота в верхних слоях атмосферы Марса с помощью IUVS на MAVEN» . Письма о геофизических исследованиях . 42 (21): 9050–9056. Бибкод : 2015GeoRL..42.9050S . дои : 10.1002/2015GL065319 .
  85. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассфьер, Эрик (1 июля 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса» . Икар . 254 : 259–261. Бибкод : 2015Icar..254..259M . дои : 10.1016/j.icarus.2015.03.025 . ПМК   6527424 . ПМИД   31118538 .
  86. ^ Вебстер, Гай (8 апреля 2013 г.). «Оставшаяся марсианская атмосфера все еще динамична» (Пресс-релиз). НАСА . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 12 июня 2019 г.
  87. ^ Уолл, Майк (8 апреля 2013 г.). «Большая часть атмосферы Марса потеряна в космосе» . Space.com . Архивировано из оригинала 30 января 2016 года . Проверено 9 апреля 2013 г.
  88. ^ Хартог, П.; Ярчоу, К.; Лелуш, Э.; де Валь-Борро, М.; Ренгель, М.; Морено, Р.; и др. (2010). «Наблюдения Марса Гершелем / HIFI: первое обнаружение O 2 на субмиллиметровых волнах и верхние пределы HCL и H 2 O 2 » . Астрономия и астрофизика . 521 : Л49. arXiv : 1007.1301 . Бибкод : 2010A&A...521L..49H . дои : 10.1051/0004-6361/201015160 . S2CID   119271891 . Архивировано из оригинала 7 февраля 2019 года . Проверено 6 февраля 2019 г.
  89. ^ «Летающая обсерватория обнаружила атомарный кислород в марсианской атмосфере - НАСА» . 6 мая 2016 г. Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 г. . Проверено 18 марта 2017 г.
  90. ^ «НАСА исследует тайну кислорода на Марсе» . Новости Би-би-си . 14 ноября 2019 года. Архивировано из оригинала 17 января 2020 года . Проверено 15 ноября 2019 г. .
  91. ^ Краснопольский, Владимир А. (1 ноября 2006 г.). «Фотохимия марсианской атмосферы: сезонные, широтные и суточные вариации». Икар . 185 (1): 153–170. Бибкод : 2006Icar..185..153K . дои : 10.1016/j.icarus.2006.06.003 . ISSN   0019-1035 .
  92. ^ Перье, С.; Берто, JL; Лефевр, Ф.; Лебоннуа, С.; Кораблев О.; Федорова А.; Монмессен, Ф. (2006). «Глобальное распределение общего озона на Марсе по данным УФ-измерений SPICAM/MEX» . Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (Е9): E09S06. Бибкод : 2006JGRE..111.9S06P . дои : 10.1029/2006JE002681 . ISSN   2156-2202 .
  93. ^ Перье, Северин; Монмессен, Франк; Лебоннуа, Себастьен; Забудь, Франсуа; Быстро, Келли; Энкрена, Тереза ; и др. (август 2008 г.). «Гетерогенная химия в атмосфере Марса». Природа . 454 (7207): 971–975. Бибкод : 2008Natur.454..971L . дои : 10.1038/nature07116 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   18719584 . S2CID   205214046 .
  94. ^ Перейти обратно: а б Франк Лефевр; Монмессен, Франк (ноябрь 2013 г.). «Транспортное образование полярного озонового слоя на Марсе». Природа Геонауки . 6 (11): 930–933. Бибкод : 2013NatGe...6..930M . дои : 10.1038/ngeo1957 . ISSN   1752-0908 .
  95. ^ Перейти обратно: а б «Сезонный озоновый слой над южным полюсом Марса» . sci.esa.int . Марс Экспресс . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  96. ^ Лебоннуа, Себастьен; Кемере, Эрик; Монмессен, Франк; Лефевр, Франк; Перье, Северин; Берто, Жан-Лу; Забудьте, Франсуа (2006). «Вертикальное распределение озона на Марсе, измеренное SPICAM / Mars Express с использованием звездных затмений» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (Е9): E09S05. Бибкод : 2006JGRE..111.9S05L . дои : 10.1029/2005JE002643 . ISSN   2156-2202 . S2CID   55162288 . Архивировано (PDF) из оригинала 8 ноября 2020 г. Проверено 30 августа 2020 г.
  97. ^ Титов Д.В. (1 января 2002 г.). «Водяной пар в атмосфере Марса». Достижения в космических исследованиях . 29 (2): 183–191. Бибкод : 2002AdSpR..29..183T . дои : 10.1016/S0273-1177(01)00568-3 . ISSN   0273-1177 .
  98. ^ Перейти обратно: а б Уайтвей, Дж.А.; Комгуем, Л.; Дикинсон, К.; Кук, К.; Ильницкий, М.; Сибрук, Дж.; Попович, В.; Дак, Ти Джей; Дэви, Р. (3 июля 2009 г.). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука . 325 (5936): 68–70. Бибкод : 2009Sci...325...68W . дои : 10.1126/science.1172344 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   19574386 . S2CID   206519222 .
  99. ^ Якоски, Брюс М.; Фармер, Крофтон Б. (1982). «Сезонное и глобальное поведение водяного пара в атмосфере Марса: полные глобальные результаты эксперимента с детектором атмосферной воды Viking». Журнал геофизических исследований . Твердая Земля. 87 (Б4): 2999–3019. Бибкод : 1982JGR....87.2999J . дои : 10.1029/JB087iB04p02999 . ISSN   2156-2202 .
  100. ^ Перейти обратно: а б Трохимовский, Александр; Федорова, Анна; Кораблев Олег; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Роден, Александр; Смит, Майкл Д. (1 мая 2015 г.). «Картирование водяного пара Марса с помощью ИК-спектрометра SPICAM: пять марсианских лет наблюдений». Икар . Динамичный Марс. 251 : 50–64. Бибкод : 2015Icar..251...50T . дои : 10.1016/j.icarus.2014.10.007 . ISSN   0019-1035 .
  101. ^ «Ученые нанесли на карту водяной пар в марсианской атмосфере» . ScienceDaily . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  102. ^ mars.nasa.gov. «Марсоход для исследования Марса» . Лаборатория реактивного движения . mars.nasa.gov . НАСА . Архивировано из оригинала 8 августа 2012 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  103. ^ Ледяные облака в марсианской Арктике . www.nasa.gov (ускоренный фильм). НАСА . Архивировано из оригинала 3 января 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  104. ^ Монмессен, Франк; Забудь, Франсуа; Миллур, Эуарн; Наварро, Томас; Мадлен, Жан-Батист; Хинсон, Дэвид П.; Спига, Эмерик (сентябрь 2017 г.). «Снежные осадки на Марсе, вызванные ночной конвекцией, вызванной облаками». Природа Геонауки . 10 (9): 652–657. Бибкод : 2017NatGe..10..652S . дои : 10.1038/ngeo3008 . ISSN   1752-0908 . S2CID   135198120 .
  105. ^ Перейти обратно: а б с эс. «Тайна метана» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 2 июня 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  106. ^ Поттер, Шон (7 июня 2018 г.). «НАСА обнаружило на Марсе древний органический материал и загадочный метан» . НАСА . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 6 июня 2019 г.
  107. ^ Витце, Александра (25 октября 2018 г.). «Марсианские учёные приблизились к разгадке тайны метана » Природа . 563 (7729): 18–19. Бибкод : 2018Natur.563...18W . дои : 10.1038/d41586-018-07177-4 . ПМИД   30377322 .
  108. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкрена, Тереза ; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса» . Наука . 306 (5702): 1758–1761. Бибкод : 2004Sci...306.1758F . дои : 10.1126/science.1101732 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   15514118 . S2CID   13533388 .
  109. ^ Перейти обратно: а б Краснопольский Владимир А.; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас К. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: свидетельства жизни?». Икар . 172 (2): 537–547. Бибкод : 2004Icar..172..537K . дои : 10.1016/j.icarus.2004.07.004 .
  110. ^ Геминале, А.; Формизано, В.; Джуранна, М. (июль 2008 г.). «Метан в марсианской атмосфере: среднее пространственное, суточное и сезонное поведение». Планетарная и космическая наука . 56 (9): 1194–1203. Бибкод : 2008P&SS...56.1194G . дои : 10.1016/j.pss.2008.03.004 .
  111. ^ Мама, MJ; Вильянуэва, ГЛ; Новак, Р.Э.; Хевагама, Т.; Бонев, Б.П.; ДиСанти, Массачусетс; Манделл, AM; Смит, доктор медицины (20 февраля 2009 г.). «Сильный выброс метана на Марсе северным летом 2003 года» . Наука . 323 (5917): 1041–1045. Бибкод : 2009Sci...323.1041M . дои : 10.1126/science.1165243 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   19150811 . S2CID   25083438 .
  112. ^ Фонти, С.; Марзо, Джорджия (март 2010 г.). «Картирование метана на Марсе» . Астрономия и астрофизика . 512 : А51. Бибкод : 2010A&A...512A..51F . дои : 10.1051/0004-6361/200913178 . ISSN   0004-6361 .
  113. ^ Геминале, А.; Формизано, В.; Синдони, Г. (1 февраля 2011 г.). «Картирование метана в марсианской атмосфере с помощью данных PFS-MEX». Планетарная и космическая наука . Метан на Марсе: текущие наблюдения, интерпретация и планы на будущее. 59 (2): 137–148. Бибкод : 2011P&SS...59..137G . дои : 10.1016/j.pss.2010.07.011 . ISSN   0032-0633 .
  114. ^ Перейти обратно: а б с Вебстер, Чехия; Махаффи, PR; Атрея, СК; Флеш, Дж.Дж.; Мишна, Массачусетс; Меслин, П.-Ю.; Фарли, Калифорния; Конрад, PG; Кристенсен, Ле (23 января 2015 г.). «Обнаружение и изменчивость марсианского метана в кратере Гейла» (PDF) . Наука . 347 (6220): 415–417. Бибкод : 2015Sci...347..415W . дои : 10.1126/science.1261713 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   25515120 . S2CID   20304810 . Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  115. ^ Васавада, Ашвин Р.; Зурек, Ричард В.; Сандер, Стэнли П.; Крисп, Джой; Леммон, Марк; Хасслер, Дональд М.; Гензер, Мария; Харри, Ари-Матти; Смит, Майкл Д. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания» . Наука . 360 (6393): 1093–1096. Бибкод : 2018Sci...360.1093W . дои : 10.1126/science.aaq0131 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   29880682 .
  116. ^ Аморосо, Марилена; Мерритт, Дональд; Парра, Джулия Марин-Ясели де ла; Кардесин-Мойнело, Алехандро; Аоки, Сёхей; Волкенберг, Паулина; Алессандро Ароника; Формизано, Витторио; Олер, Дороти (май 2019 г.). «Независимое подтверждение всплеска метана на Марсе и региона источника к востоку от кратера Гейла». Природа Геонауки . 12 (5): 326–332. Бибкод : 2019NatGe..12..326G . дои : 10.1038/s41561-019-0331-9 . ISSN   1752-0908 . S2CID   134110253 .
  117. ^ Краснопольский, Владимир А. (15 ноября 2005 г.). «Чувствительный поиск SO2 в марсианской атмосфере: последствия утечки и происхождения метана». Икар . Наука об окружающей среде магнитосферы Юпитера. 178 (2): 487–492. Бибкод : 2005Icar..178..487K . дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.006 . ISSN   0019-1035 .
  118. ^ Хехт, Джефф. «Вулканы исключены из-за марсианского метана» . www.newscientist.com . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  119. ^ Краснопольский, Владимир А (2012). «Поиск метана и верхних пределов содержания этана и SO2 на Марсе». Икар . 217 (1): 144–152. Бибкод : 2012Icar..217..144K . дои : 10.1016/j.icarus.2011.10.019 .
  120. ^ Энкреназ, Т .; Грейтхаус, ТК; Рихтер, MJ; Лейси, Дж. Х.; Фуше, Т.; Безар, Б.; Лефевр, Ф.; Забудь, Ф.; Атрея, СК (2011). «Строгий верхний предел содержания SO2 в марсианской атмосфере» . Астрономия и астрофизика . 530 : 37. Бибкод : 2011A&A...530A..37E . дои : 10.1051/0004-6361/201116820 .
  121. ^ Макадам, AC; Франц, Х.; Арчер, доктор медицинских наук; Фрессине, К.; Саттер, Б.; Главин, Д.П.; Эйгенброде, JL; Бауэр, Х.; Стерн, Дж.; Махаффи, PR; Моррис, Р.В.; Мин, Д.В.; Рампе, Э.; Бруннер, А.Е.; Стил, А.; Наварро-Гонсалес Р.; Биш, Д.Л.; Блейк, Д.; Рэй, Дж.; Гротцингер, Дж.; Научная группа MSL (2013). «Изучение минералогии серы марсианской почвы в Рокнесте, кратере Гейла, полученное с помощью анализа эволюционного газа» . 44-я конференция по науке о Луне и планетах, состоявшаяся 18–22 марта 2013 г. в Вудлендсе, штат Техас. Вклад ЛПИ № 1719, с. 1751 г.
  122. ^ Перейти обратно: а б Оуэн, Т.; Биманн, К.; Рашнек, ДР; Биллер, Дж. Э.; Ховарт, Д.В.; Лафлер, Алабама (17 декабря 1976 г.). «Атмосфера Марса: обнаружение криптона и ксенона». Наука . 194 (4271): 1293–1295. Бибкод : 1976Sci...194.1293O . дои : 10.1126/science.194.4271.1293 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   17797086 . S2CID   37362034 .
  123. ^ Оуэн, Тобиас; Биманн, К.; Рашнек, ДР; Биллер, Дж. Э.; Ховарт, Д.В.; Лафлер, Алабама (1977). «Состав атмосферы на поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 82 (28): 4635–4639. Бибкод : 1977JGR....82.4635O . дои : 10.1029/JS082i028p04635 . ISSN   2156-2202 .
  124. ^ Краснопольский Владимир А.; Гладстон, Дж. Рэндалл (1 августа 2005 г.). «Гелий на Марсе и Венере: наблюдения и моделирование EUVE». Икар . 176 (2): 395–407. Бибкод : 2005Icar..176..395K . дои : 10.1016/j.icarus.2005.02.005 . ISSN   0019-1035 .
  125. ^ «Curiosity обнаружил доказательства того, что марсианская кора способствует образованию атмосферы» . Лаборатория реактивного движения. НАСА. Архивировано из оригинала 9 марта 2020 года . Проверено 8 июня 2019 г.
  126. ^ Перейти обратно: а б Краснопольский, В.А. (30 ноября 2001 г.). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Наука . 294 (5548): 1914–1917. Бибкод : 2001Sci...294.1914K . дои : 10.1126/science.1065569 . ПМИД   11729314 . S2CID   25856765 .
  127. ^ Смит, Майкл Д. (май 2008 г.). «Наблюдения марсианской атмосферы с помощью космических аппаратов». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 36 (1): 191–219. Бибкод : 2008AREPS..36..191S . doi : 10.1146/annurev.earth.36.031207.124334 . ISSN   0084-6597 . S2CID   102489157 .
  128. ^ Уизерс, Пол; Кэтлинг, округ Колумбия (декабрь 2010 г.). «Наблюдения атмосферных приливов на Марсе в сезон и на широте входа в атмосферу Феникса» . Письма о геофизических исследованиях . 37 (24): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..3724204W . дои : 10.1029/2010GL045382 . S2CID   26311417 .
  129. ^ Перейти обратно: а б Леови, Конвей (июль 2001 г.). «Погода и климат на Марсе». Природа . 412 (6843): 245–249. Бибкод : 2001Natur.412..245L . дои : 10.1038/35084192 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   11449286 . S2CID   4383943 .
  130. ^ Петросян А.; Гальперин Б.; Ларсен, SE; Льюис, СР; Мяаттянен, А.; Рид, ПЛ; Ренно, Н.; Рогберг, LPHT; Савиярви, Х. (17 сентября 2011 г.). «Пограничный слой марсианской атмосферы». Обзоры геофизики . 49 (3): RG3005. Бибкод : 2011RvGeo..49.3005P . дои : 10.1029/2010RG000351 . hdl : 2027.42/94893 . ISSN   8755-1209 . S2CID   37493454 .
  131. ^ Кэтлинг, Дэвид К. (13 апреля 2017 г.). Эволюция атмосферы на обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж. Бибкод : 2017aeil.book.....C . ISBN  9780521844123 . OCLC   956434982 . {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  132. ^ Робинсон, Т.Д.; Кэтлинг, округ Колумбия (январь 2014 г.). «Обычная тропопауза при давлении 0,1 бар в плотной атмосфере, обусловленная зависящей от давления инфракрасной прозрачностью». Природа Геонауки . 7 (1): 12–15. arXiv : 1312.6859 . Бибкод : 2014NatGe...7...12R . дои : 10.1038/ngeo2020 . ISSN   1752-0894 . S2CID   73657868 .
  133. ^ Забудь, Франсуа; Монмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Гонсалес-Галиндо, Франциско; Лебоннуа, Себастьен; Кемере, Эрик; Реберак, Орели; Димареллис, Эммануэль; Лопес-Вальверде, Мигель А. (28 января 2009 г.). «Плотность и температура верхних слоев марсианской атмосферы, измеренная с помощью звездных покрытий с помощью Mars Express SPICAM» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (Е1): E01004. Бибкод : 2009JGRE..114.1004F . дои : 10.1029/2008JE003086 . ISSN   0148-0227 . S2CID   2660831 . Архивировано (PDF) из оригинала 3 мая 2019 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  134. ^ Бугер, SW; Павловский, Д.; Белл, Дж. М.; Нелли, С.; Макданн, Т.; Мерфи-младший; Чижек, М.; Ридли, А. (февраль 2015 г.). «Глобальная модель ионосферы-термосферы Марса: солнечный цикл, сезонные и суточные изменения верхней атмосферы Марса: БАУГЕР И ДР.». Журнал геофизических исследований: Планеты . 120 (2): 311–342. дои : 10.1002/2014JE004715 . hdl : 2027.42/110830 . S2CID   91178752 .
  135. ^ Баугер, Стивен В.; Роетен, Кали Дж.; Олсен, Кирк; Махаффи, Пол Р.; Бенна, Мехди; Элрод, Мередит; Джайн, Сонал К.; Шнайдер, Николас М.; Дейган, Джастин (2017). «Структура и изменчивость дневной термосферы Марса по данным измерений MAVEN NGIMS и IUVS: тенденции сезонной и солнечной активности в масштабах высот и температур» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (1): 1296–1313. Бибкод : 2017JGRA..122.1296B . дои : 10.1002/2016JA023454 . hdl : 2027.42/136242 . ISSN   2169-9402 .
  136. ^ Зелл, Холли (29 мая 2015 г.). «MAVEN захватывает Аврору на Марсе» . НАСА . Архивировано из оригинала 31 июля 2020 года . Проверено 5 июня 2019 г.
  137. ^ Грейсиус, Тони (28 сентября 2017 г.). «Миссии НАСА видят на Марсе последствия большой солнечной бури» . НАСА . Архивировано из оригинала 8 июня 2019 года . Проверено 5 июня 2019 г.
  138. ^ «Марсианское образование | Развитие следующего поколения исследователей» . marsed.asu.edu . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  139. ^ МакКлиз, диджей; Шофилд, Дж.Т.; Тейлор, ФРВ; Абду, Вашингтон; Ааронсон, О.; Банфилд, Д.; Калькутт, Южная Каролина; Небеса, Нью-Йорк; Ирвин, PGJ (ноябрь 2008 г.). «Инверсия полярной температуры в средней атмосфере Марса». Природа Геонауки . 1 (11): 745–749. Бибкод : 2008NatGe...1..745M . дои : 10.1038/ngeo332 . ISSN   1752-0894 . S2CID   128907168 .
  140. ^ Слипски, М.; Якоски, Б.М.; Бенна, М.; Элрод, М.; Махаффи, П.; Касс, Д.; Стоун, С.; Йелле, Р. (2018). «Изменчивость высот марсианской турбопаузы» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 123 (11): 2939–2957. Бибкод : 2018JGRE..123.2939S . дои : 10.1029/2018JE005704 . ISSN   2169-9100 .
  141. ^ «Ионосфера Марса, сформированная магнитными полями коры» . sci.esa.int . Архивировано из оригинала 3 июня 2019 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  142. ^ «Новые взгляды на марсианскую ионосферу» . sci.esa.int . Архивировано из оригинала 11 ноября 2013 года . Проверено 3 июня 2019 г.
  143. ^ Перейти обратно: а б Смит, Майкл Д. (1 января 2004 г.). «Межгодовая изменчивость атмосферных наблюдений Марса TES в 1999–2003 гг.». Икар . Спецвыпуск на DS1/Комета Боррелли. 167 (1): 148–165. Бибкод : 2004Icar..167..148S . дои : 10.1016/j.icarus.2003.09.010 . ISSN   0019-1035 .
  144. ^ Монтабоне, Л.; Забудь, Ф.; Миллор, Э.; Уилсон, Р.Дж.; Льюис, СР; Кантор, Б.; и др. (1 мая 2015 г.). «Восьмилетняя климатология оптической глубины пыли на Марсе». Икар . Динамичный Марс. 251 : 65–95. arXiv : 1409.4841 . Бибкод : 2015Icar..251...65M . дои : 10.1016/j.icarus.2014.12.034 . ISSN   0019-1035 . S2CID   118336315 .
  145. ^ НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калтех/ТАМУ. «Непрозрачность атмосферы с точки зрения Opportunity» . Программа НАСА по исследованию Марса . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 года . Проверено 9 июня 2019 г.
  146. ^ Перейти обратно: а б Леммон, Марк Т.; Вольф, Майкл Дж.; Белл, Джеймс Ф.; Смит, Майкл Д.; Кантор, Брюс А.; Смит, Питер Х. (1 мая 2015 г.). «Пылевой аэрозоль, облака и запись оптической глубины атмосферы за 5 марсианских лет миссии Mars Exploration Rover». Икар . Динамичный Марс. 251 : 96–111. arXiv : 1403.4234 . Бибкод : 2015Icar..251...96L . дои : 10.1016/j.icarus.2014.03.029 . ISSN   0019-1035 . S2CID   5194550 .
  147. ^ Чен-Чен, Х.; Перес-Ойос, С.; Санчес-Лавега, А. (1 февраля 2019 г.). «Размер частиц пыли и оптическая глубина на Марсе, полученные навигационными камерами MSL». Икар . 319 : 43–57. arXiv : 1905.01073 . Бибкод : 2019Icar..319...43C . дои : 10.1016/j.icarus.2018.09.010 . ISSN   0019-1035 . S2CID   125311345 .
  148. ^ Висенте-Ретортильо, Альваро; Мартинес, Херман М.; Ренно, Нилтон О.; Леммон, Марк Т.; де ла Торре-Хуарес, Мануэль (2017). «Определение размера частиц пылевого аэрозоля в кратере Гейла с использованием измерений REMS UVS и Mastcam» . Письма о геофизических исследованиях . 44 (8): 3502–3508. Бибкод : 2017GeoRL..44.3502V . дои : 10.1002/2017GL072589 . hdl : 2027.42/137189 . ISSN   1944-8007 .
  149. ^ МакКлиз, диджей; Небеса, Нью-Йорк; Шофилд, Дж.Т.; Абду, Вашингтон; Бэндфилд, JL; Калькутт, Южная Каролина; и др. (2010). «Структура и динамика нижней и средней атмосферы Марса по наблюдениям марсианского климатического зонда: сезонные изменения средней зональной температуры, пыли и аэрозолей водяного льда» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 115 (Е12): Е12016. Бибкод : 2010JGRE..11512016M . дои : 10.1029/2010JE003677 . ISSN   2156-2202 . S2CID   215820851 . Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2017 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  150. ^ Гузевич, Скотт Д.; Талаат, Эльсаед Р.; Тойго, Энтони Д.; Во, Дэррин В.; МакКонночи, Тимоти Х. (2013). «Высотные слои пыли на Марсе: наблюдения с помощью термоэмиссионного спектрометра» . Журнал геофизических исследований . Планеты. 118 (6): 1177–1194. Бибкод : 2013JGRE..118.1177G . дои : 10.1002/jgre.20076 . ISSN   2169-9100 .
  151. ^ Перейти обратно: а б Рид, ПЛ; Льюис, СР; Малхолланд, ДП (4 ноября 2015 г.). «Физика марсианской погоды и климата: обзор» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 78 (12): 125901. Бибкод : 2015РППх...78л5901Р . дои : 10.1088/0034-4885/78/12/125901 . ISSN   0034-4885 . ПМИД   26534887 . S2CID   20087052 . Архивировано (PDF) из оригинала 20 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  152. ^ Оджа, Лухендра; Льюис, Кевин; Карунатиллаке, Сунити; Шмидт, Мариек (20 июля 2018 г.). «Формация ямок Медузы как крупнейший источник пыли на Марсе» . Природные коммуникации . 9 (2867 (2018)): 2867. Бибкод : 2018NatCo...9.2867O . дои : 10.1038/s41467-018-05291-5 . ПМК   6054634 . ПМИД   30030425 .
  153. ^ Малик, Тарик (13 июня 2018 г.). «Пока на Марсе бушует мощный шторм, марсоход «Оппортьюнити» замолкает. Пылевые облака, закрывающие Солнце, могут стать концом зонда, работающего на солнечной энергии» . Научный американец . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  154. ^ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход НАСА «Кьюриосити» отслеживает огромную пыльную бурю на Марсе (фото)» . Space.com . Архивировано из оригинала 21 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  155. ^ Хорошо, Эндрю; Браун, Дуэйн; Венделл, ДжоАнна (12 июня 2018 г.). «НАСА проведет телеконференцию для СМИ по поводу марсианской пылевой бури марсохода Opportunity» . НАСА . Архивировано из оригинала 21 июня 2018 года . Проверено 12 июня 2018 г.
  156. ^ Хорошо, Андрей (13 июня 2018 г.). «НАСА сталкивается с идеальным штормом для науки» . НАСА . Архивировано из оригинала 25 июня 2018 года . Проверено 14 июня 2018 г.
  157. ^ Сотрудники НАСА (13 июня 2018 г.). «Новости о пыльной буре на Марсе – телеконференция – аудио (065:22)» . НАСА . Архивировано из оригинала 13 июня 2018 года . Проверено 13 июня 2018 г.
  158. ^ Перейти обратно: а б с Уэлли, Патрик Л.; Грили, Рональд (2008). «Распространение активности пылевых дьяволов на Марсе» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 113 (Е7): E07002. Бибкод : 2008JGRE..113.7002W . дои : 10.1029/2007JE002966 . ISSN   2156-2202 .
  159. ^ Бальм, Мэтт; Грили, Рональд (2006). «Пылевые дьяволы на Земле и Марсе» . Обзоры геофизики . 44 (3): RG3003. Бибкод : 2006RvGeo..44.3003B . дои : 10.1029/2005RG000188 . ISSN   1944-9208 . S2CID   53391259 .
  160. ^ Перейти обратно: а б «Дьяволы Марса | Управление научной миссии» . science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 декабря 2018 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  161. ^ Столте, Дэниел; Связь, Университет (22 мая 2019 г.). «На Марсе пески переходят на другой барабан» . УАНовости . Архивировано из оригинала 4 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  162. ^ «НАСА - Орбитальный аппарат НАСА поймал марсианские песчаные дюны в движении» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  163. ^ Перейти обратно: а б Урсо, Анна С.; Фентон, Лори К.; Бэнкс, Мария Э.; Хойнацкий, Мэтью (1 мая 2019 г.). «Контроль граничных условий в регионах Марса с высоким содержанием песка» . Геология . 47 (5): 427–430. Бибкод : 2019Geo....47..427C . дои : 10.1130/G45793.1 . ISSN   0091-7613 . ПМЦ   7241575 . ПМИД   32440031 .
  164. ^ «Термический прилив – Глоссарий AMS» . глоссарий.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  165. ^ Перейти обратно: а б Ли, К.; Лоусон, РГ; Ричардсон, Мичиган; Небеса, Нью-Йорк; Кляйнбёль, А.; Банфилд, Д.; МакКлиз, диджей; Журек, Р.; Касс, Д. (2009). «Термические приливы в средней атмосфере Марса, как видно с помощью марсианского климатического зонда» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 114 (Е3): E03005. Бибкод : 2009JGRE..114.3005L . дои : 10.1029/2008JE003285 . ISSN   2156-2202 . ПМК   5018996 . ПМИД   27630378 .
  166. ^ Перейти обратно: а б с Марс . Киффер, Хью Х. Тусон: Издательство Университета Аризоны. 1992. ISBN  0816512574 . ОСЛК   25713423 . {{cite book}}: CS1 maint: другие ( ссылка )
  167. ^ «НАСА – Термические приливы на Марсе» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 17 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  168. ^ «Орографическое облако – Глоссарий AMS» . глоссарий.ametsoc.org . Архивировано из оригинала 10 сентября 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  169. ^ эс. «Марс-Экспресс» наблюдает за любопытным облаком . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 15 июня 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  170. ^ Рбернхем. «Марс-Экспресс: Следим за любопытным облаком | Отчет о Красной планете» . Архивировано из оригинала 27 сентября 2019 года . Проверено 11 июня 2019 г.
  171. ^ Морис, С. (1 апреля 2022 г.). «Запись звукового ландшафта Марса на месте» . Природа . 605 (7911): 653–658. Бибкод : 2022Natur.605..653M . дои : 10.1038/s41586-022-04679-0 . ПМЦ   9132769 . ПМИД   35364602 . S2CID   247865804 .
  172. ^ Эгл, округ Колумбия; Фокс, Карен; Джонсон, Алана; Бреннан, Пэт (1 апреля 2022 г.). «Какие звуки, снятые марсоходом НАСА «Настойчивость», рассказывают о Марсе. Новое исследование, основанное на записях, сделанных марсоходом, показывает, что скорость звука на Красной планете медленнее, чем на Земле, и что, в основном, преобладает глубокая тишина» . НАСА . Проверено 5 апреля 2022 г.
  173. ^ Феррейра, Бекки (4 апреля 2022 г.). «Звук на Марсе обладает «уникальным» и чрезвычайно странным свойством, как показывают записи – на Марсе есть две скорости звука, которые «могут вызвать уникальные впечатления от прослушивания на Марсе с ранним появлением высоких звуков по сравнению с басами» . Vice . Проверено 5 апреля 2022 г.
  174. ^ Мама, MJ; Новак, Р.Э.; ДиСанти, Массачусетс; Бонев, Б.П. (2003). «Чувствительный поиск метана на Марсе». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 937. Бибкод : 2003DPS....35.1418M .
  175. ^ Найе, Роберт (28 сентября 2004 г.). «Марсианский метан повышает шансы на жизнь» . Небо и телескоп . Архивировано из оригинала 20 декабря 2014 года . Проверено 20 декабря 2014 г.
  176. ^ Хэнд, Эрик (2018). «Марсианский метан повышается и падает в зависимости от сезона». Наука . 359 (6371): 16–17. Бибкод : 2018Sci...359...16H . дои : 10.1126/science.359.6371.16 . ПМИД   29301992 .
  177. ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Ровер НАСА обнаружил на Марсе активную и древнюю органическую химию» . НАСА . Архивировано из оригинала 17 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  178. ^ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). « Великий момент»: марсоход нашел подсказку о том, что на Марсе может быть жизнь . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 16 декабря 2014 года . Проверено 16 декабря 2014 г.
  179. ^ Чанг, Кеннет (7 июня 2018 г.). «Жизнь на Марсе? Последнее открытие марсохода ставит ее «на стол» – идентификация органических молекул в камнях на Красной планете не обязательно указывает на жизнь там, в прошлом или настоящем, но указывает на то, что некоторые строительные блоки присутствовали " . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 8 июня 2018 года . Проверено 8 июня 2018 г.
  180. ^ Эйгенброде, Дженнифер Л.; и др. (8 июня 2018 г.). «Органическое вещество, сохранившееся в аргиллитах возрастом 3 миллиарда лет в кратере Гейла на Марсе» . Наука . 360 (6393): 1096–1101. Бибкод : 2018Sci...360.1096E . дои : 10.1126/science.aas9185 . hdl : 10044/1/60810 . ПМИД   29880683 .
  181. ^ Мама, Майкл; и др. (2010). «Астробиология Марса: метан и другие газы-кандидаты-биомаркеры, а также соответствующие междисциплинарные исследования на Земле и Марсе» (PDF) . Научная конференция по астробиологии 2010 . Система астрофизических данных . Гринбелт, Мэриленд: Центр космических полетов Годдарда. Архивировано (PDF) из оригинала 25 октября 2012 года . Проверено 24 июля 2010 г.
  182. ^ Озе, К.; Шарма, М. (2005). «Есть оливин, будет газ: серпентинизация и абиогенное производство метана на Марсе» . Геофиз. Рез. Летт . 32 (10): L10203. Бибкод : 2005GeoRL..3210203O . дои : 10.1029/2005GL022691 . S2CID   28981740 .
  183. ^ Озе, Кристофер; Джонс, Камилла; Голдсмит, Джонас И.; Розенбауэр, Роберт Дж. (7 июня 2012 г.). «Дифференциация биотического и абиотического происхождения метана на гидротермально активных поверхностях планет» . ПНАС . 109 (25): 9750–9754. Бибкод : 2012PNAS..109.9750O . дои : 10.1073/pnas.1205223109 . ПМЦ   3382529 . ПМИД   22679287 .
  184. ^ Персонал (25 июня 2012 г.). «Марсианская жизнь может оставить следы в воздухе Красной планеты: исследование» . Space.com . Архивировано из оригинала 9 октября 2019 года . Проверено 27 июня 2012 г.
  185. ^ Занле, Кевин; Кэтлинг, Дэвид (2019). «Парадокс марсианского метана» (PDF) . Девятая международная конференция по Марсу 2019 . LPI Вклад. № 2089. Архивировано (PDF) оригинала 1 октября 2021 года . Проверено 27 июня 2019 г.
  186. ^ Руф, Кристофер; Ренно, Нилтон О.; Кок, Джаспер Ф.; Банделье, Этьен; Сандер, Майкл Дж.; Гросс, Стивен; Скьерве, Лайл; Кантор, Брюс (2009). «Излучение нетеплового микроволнового излучения марсианской пылевой бури». Письма о геофизических исследованиях . 36 (13): L13202. Бибкод : 2009GeoRL..3613202R . дои : 10.1029/2009GL038715 . hdl : 2027.42/94934 . ISSN   1944-8007 . S2CID   14707525 .
  187. ^ Гернетт, округ Колумбия; Морган, Д.Д.; Гранрот, LJ; Кантор, бакалавр; Фаррелл, В.М.; Эспли, младший (2010). «Необнаружение импульсных радиосигналов молний в марсианских пылевых бурях с помощью радиолокационного приемника космического корабля «Марс-Экспресс» . Письма о геофизических исследованиях . 37 (17): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..3717802G . дои : 10.1029/2010GL044368 . ISSN   1944-8007 . S2CID   134066523 .
  188. ^ Андерсон, Марин М.; Семен, Эндрю П.В.; Баротт, Уильям К.; Бауэр, Джеффри К.; Делори, Грегори Т.; Патер, Имке де; Вертимер, Дэн (декабрь 2011 г.). «Телескоп Аллена ищет электростатические разряды на Марсе» . Астрофизический журнал . 744 (1): 15. arXiv : 1111.0685 . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/15 . ISSN   0004-637X . S2CID   118861678 . Архивировано из оригинала 27 апреля 2019 года . Проверено 30 августа 2020 г.
  189. ^ Перейти обратно: а б Чой, Чарльз; Вопрос (6 июня 2019 г.). «Почему марсианская молния слабая и редкая» . Space.com . Архивировано из оригинала 9 июня 2019 года . Проверено 7 июня 2019 г.
  190. ^ Вурм, Герхард; Шмидт, Ларс; Стейнпильц, Тобиас; Боден, Люсия; Тайзер, Йенс (1 октября 2019 г.). «Проблема марсианской молнии: пределы столкновительного заряда при низком давлении». Икар . 331 : 103–109. arXiv : 1905.11138 . Бибкод : 2019Icar..331..103W . дои : 10.1016/j.icarus.2019.05.004 . ISSN   0019-1035 . S2CID   166228217 .
  191. ^ Ларайя, Энн Л.; Шнайдер, Тапио (30 июля 2015 г.). «Суперротация в земной атмосфере» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 72 (11): 4281–4296. Бибкод : 2015JAtS...72.4281L . doi : 10.1175/JAS-D-15-0030.1 . ISSN   0022-4928 . S2CID   30893675 . Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 года . Проверено 24 июня 2019 г.
  192. ^ Перейти обратно: а б Прочтите, Питер Л.; Лебоннуа, Себастьян (30 мая 2018 г.). «Суперротация на Венере, Титане и других местах» . Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 46 (1): 175–202. Бибкод : 2018AREPS..46..175R . doi : 10.1146/annurev-earth-082517-010137 . ISSN   0084-6597 . S2CID   134203070 .
  193. ^ Льюис, Стивен Р.; Прочтите, Питер Л. (2003). «Экваториальные струи в пыльной марсианской атмосфере» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 108 (E4): 5034. Бибкод : 2003JGRE..108.5034L . дои : 10.1029/2002JE001933 . ISSN   2156-2202 . Архивировано (PDF) из оригинала 26 июля 2020 года . Проверено 30 июля 2019 г.
  194. ^ Гершель Уильям (1 января 1784 г.). «XIX. О замечательных явлениях в полярных регионах планеты Марс и ее сфероидальной форме; с несколькими намеками, касающимися ее реального диаметра и атмосферы». Философские труды Лондонского королевского общества . 74 : 233–273. дои : 10.1098/rstl.1784.0020 . S2CID   186212257 .
  195. ^ Дауэс, WR (1865). «Физические наблюдения Марса вблизи противостояния в 1864 году». Астрономический регистр . 3 : 220,1. Бибкод : 1865AReg....3..220D .
  196. ^ Перейти обратно: а б Кэмпбелл, WW (1894 г.). «Об атмосфере Марса» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 6 (38): 273. Бибкод : 1894PASP....6..273C . дои : 10.1086/120876 .
  197. ^ Райт, WH (1925). «Фотографии Марса, сделанные при свете разных цветов». Бюллетень Ликской обсерватории . 12 : 48–61. Бибкод : 1925LicOB..12...48W . doi : 10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W .
  198. ^ Мензель, Д.Х. (1926). «Атмосфера Марса» . Астрофизический журнал . 61 : 48. Бибкод : 1926ApJ....63...48M . дои : 10.1086/142949 .
  199. ^ Каплан, Льюис Д.; Мунк, Гвидо; Спинрад, Хайрон (январь 1964 г.). «Анализ спектра Марса» . Астрофизический журнал . 139 : 1. Бибкод : 1964ApJ...139....1K . дои : 10.1086/147736 . ISSN   0004-637X .
  200. ^ Каплан, Льюис Д.; Конн, Дж.; Конн, П. (сентябрь 1969 г.). «Угарный газ в марсианской атмосфере» . Астрофизический журнал . 157 : Л187. Бибкод : 1969ApJ...157L.187K . дои : 10.1086/180416 . ISSN   0004-637X .
  201. ^ «Маринер-4 отмечает 30-летие исследования Марса» . НАСА/Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 28 июля 2020 года . Проверено 9 июня 2019 г.
  202. ^ Скоулз, Сара (24 июля 2020 г.). «Доктор из нацистской Германии и истоки охоты за жизнью на Марсе» . Нью-Йорк Таймс . ISSN   0362-4331 . Архивировано из оригинала 25 ноября 2020 года . Проверено 24 июля 2020 г.
  203. ^ Кемпинен, О; Тиллман, Дж. Э.; Шмидт, В; Харри, А.-М (2013). «Новое программное обеспечение для анализа метеорологических данных аппарата Viking Lander» . Геонаучные приборы, методы и системы данных . 2 (1): 61–69. Бибкод : 2013GI......2...61K . дои : 10.5194/gi-2-61-2013 .
  204. ^ mars.nasa.gov. «Марсианская погода на Элизиум Планиции» . Марсианский посадочный модуль InSight НАСА . Архивировано из оригинала 1 декабря 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  205. ^ НАСА, Лаборатория реактивного движения. «Роверская станция мониторинга окружающей среды (REMS) – марсоход NASA Curiosity» . mars.nasa.gov . Архивировано из оригинала 12 ноября 2020 года . Проверено 13 июня 2019 г.
  206. ^ «НАСА хочет производить ракетное топливо из марсианского грунта » www.extremetech.com . Архивировано из оригинала 26 сентября 2020 года . Проверено 23 сентября 2020 г.
  207. ^ «Ровер НАСА Perseverance впервые в истории начал производить кислород на Марсе, а следующим может стать вода, говорят ученые» . 22 апреля 2021 г.

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Atmosphere_of_Mars&oldid=1237557908"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 4115fa5522c7e1c5687f4f9d1c73e94d__1722326040
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/41/4d/4115fa5522c7e1c5687f4f9d1c73e94d.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Atmosphere of Mars - 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.)