Вода на Марсе
Почти вся вода на Марсе сегодня существует в виде льда, хотя в небольших количествах она также существует в виде пара в атмосфере . [5] То, что считалось жидкими рассолами небольшого объема в неглубокой марсианской почве , также называемое линиями возвратного склона , [6] [7] это могут быть песчинки и пыль, скатывающиеся вниз по склону, образуя темные полосы. [8] Хотя большая часть водяного льда скрыта под землей, в нескольких местах Марса он обнажен на поверхности. В средних широтах он обнажен ударными кратерами, крутыми уступами и оврагами. [9] [10] [11] Кроме того, на поверхности северной полярной ледяной шапки также виден водяной лед . [12] Обильное количество водяного льда также присутствует под постоянной ледяной шапкой из углекислого газа на южном полюсе Марса. Более 5 миллионов км. 3 На поверхности Марса или вблизи нее было обнаружено льда, которого достаточно, чтобы покрыть всю планету на глубину до 35 метров (115 футов). [13] Еще больше льда может быть заперто глубоко в недрах. [14] [15] Некоторое количество жидкой воды сегодня может временно присутствовать на поверхности Марса, но оно ограничивается следами растворенной влаги из атмосферы и тонкими пленками, которые представляют собой сложную среду для известной жизни. [7] [16] [17] Никаких свидетельств наличия современной жидкой воды на поверхности планеты обнаружено не было, поскольку в типичных марсианских условиях (давление водяного пара <1 Па) [18] и окружающее атмосферное давление ~700 Па [19] ), нагревающийся водяной лед на поверхности Марса будет подниматься со скоростью до 4 метров в год. [20] Примерно 3,8 миллиарда лет назад Марс мог иметь более плотную атмосферу и более высокие температуры поверхности. [21] [22] [23] [24] потенциально допуская большее количество жидкой воды на поверхности, [25] [26] [27] [28] возможно, включая большой океан [29] [30] [31] [32] это могло покрыть одну треть планеты. [33] [34] [35] В последнее время в истории Марса вода также, очевидно, текла по поверхности в течение коротких периодов времени с различными интервалами. [36] [37] [38] Эолис Палус в кратере Гейла , исследованном Curiosity марсоходом , представляет собой геологические остатки древнего пресноводного озера , которое могло быть благоприятной средой для микробной жизни . [39] [40] [41] [42] Современный запас воды на Марсе можно оценить по изображениям космических аппаратов, дистанционного зондирования методам ( спектроскопические измерения, [43] [44] радар , [45] и т. д.), а также исследования поверхности с помощью посадочных аппаратов и вездеходов. [46] [47] Геологические свидетельства существования прошлых вод включают в себя огромные каналы оттока, прорезанные наводнениями. [48] древних речных сети долин , [49] [50] дельты , [51] и дна озер ; [52] [53] [54] [55] и обнаружение на поверхности камней и минералов, которые могли образоваться только в жидкой воде. [56] Многочисленные геоморфологические особенности предполагают наличие подземного льда ( вечной мерзлоты ). [57] и движение льда в ледниках , как в недавнем прошлом [58] [59] [60] [61] и настоящее. [62] Овраги и наклонные линии вдоль скал и стен кратеров позволяют предположить, что текущая вода продолжает формировать поверхность Марса, хотя и в гораздо меньшей степени, чем в древнем прошлом.
Хотя поверхность Марса периодически была влажной и могла быть благоприятной для микробной жизни миллиарды лет назад, [63] нынешняя среда на поверхности сухая и холодная, что, вероятно, представляет собой непреодолимое препятствие для живых организмов. Кроме того, у Марса нет плотной атмосферы, озонового слоя и магнитного поля , что позволяет солнечному и космическому излучению беспрепятственно попадать на поверхность. Повреждающее воздействие ионизирующей радиации на клеточную структуру является еще одним из главных факторов, ограничивающих выживание жизни на поверхности. [64] [65] Следовательно, лучшими потенциальными местами для обнаружения жизни на Марсе могут оказаться подземные среды. [66] [67] [68] На Марсе было обнаружено большое количество подземного льда; обнаруженный объем воды эквивалентен объему воды в озере Верхнее . [2] [3] [4] В 2018 году ученые сообщили об открытии подледного озера на Марсе , в 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки , с горизонтальной протяженностью около 20 км (12 миль), первого известного стабильного водоема с жидкой водой на Марсе. планета, [69] [70] но последующие работы поставили под сомнение это обнаружение. [71] [72]
Понимание масштабов и положения воды на Марсе жизненно важно для оценки потенциала планеты для обитания жизни и обеспечения полезных ресурсов для будущих исследований человека . По этой причине «Следуй за водой» было научной темой НАСА программы исследования Марса (MEP) в первом десятилетии 21 века. НАСА и ЕКА Миссии , включая Mars Odyssey 2001 года , Mars Express , Mars Exploration Rovers (MER), Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) и Mars Phoenix спускаемый аппарат , предоставили информацию о изобилии и распределении воды на Марсе. [73] Mars Odyssey, Mars Express, MRO и Mars Science Lander Curiosity Марсоход все еще работают, и открытия продолжают делаться. В сентябре 2020 года учёные подтвердили существование нескольких крупных соленых озер подо льдом в южной полярной области планеты Марс . По словам одного из исследователей: «Мы идентифицировали один и тот же водоем [как предполагалось ранее при предварительном первоначальном обнаружении], но мы также обнаружили три других водоема вокруг основного… Это сложная система». [74] [75] В марте 2021 года исследователи сообщили, что на древнем Марсе осталось значительное количество воды, но по большей части она, вероятно, с годами изолировалась в камнях и коре планеты. [76] [77] [78] [79]
Историческая справка
[ редактировать ]Представление о воде на Марсе предшествовало космической эре на сотни лет. Первые телескопические наблюдатели правильно предположили, что белые полярные шапки и облака указывают на присутствие воды. Эти наблюдения в сочетании с тем фактом, что на Марсе сутки 24-часовые, побудили астронома Уильяма Гершеля заявить в 1784 году, что Марс, вероятно, предлагает своим обитателям «ситуацию, во многом аналогичную нашей». [80]
К началу 20 века большинство астрономов признали, что Марс намного холоднее и суше Земли. Наличие океанов больше не признавалось, поэтому парадигма изменилась на образ Марса как «умирающей» планеты с лишь скудным количеством воды. Тогда считалось, что темные области, которые меняются в зависимости от сезона, представляют собой участки растительности. [81] Человеком, наиболее ответственным за популяризацию этого взгляда на Марс, был Персиваль Лоуэлл (1855–1916), который вообразил, что раса марсиан строит сеть каналов , чтобы доставлять воду с полюсов к жителям на экваторе. Несмотря на огромный общественный энтузиазм, идеи Лоуэлла были отвергнуты большинством астрономов. Мнение большинства научного истеблишмента того времени, вероятно, лучше всего резюмирует английский астроном Эдвард Уолтер Маундер (1851–1928), который сравнил климат Марса с условиями на вершине пика высотой двадцать тысяч футов (6100 м) на арктическом острове. [82] где только лишайник можно было ожидать, что выживет .
Тем временем многие астрономы совершенствовали инструмент планетарной спектроскопии в надежде определить состав марсианской атмосферы . Между 1925 и 1943 годами Уолтер Адамс и Теодор Данэм из обсерватории Маунт-Вилсон пытались идентифицировать кислород и водяной пар в марсианской атмосфере, но в целом получили отрицательные результаты. Единственным достоверно известным компонентом марсианской атмосферы был углекислый газ (CO 2 ), обнаруженный спектроскопически Джерардом Койпером в 1947 году. [83] Водяной пар не был однозначно обнаружен на Марсе до 1963 года. [84]
Состав полярных шапок , которые, как предполагалось, представляли собой водяной лед со времен Кассини (1666 г.), был подвергнут сомнению несколькими учеными в конце 1800-х годов, которые отдавали предпочтение льду CO 2 , из-за общей низкой температуры планеты и очевидного отсутствия заметного количества воды. . Эта гипотеза была теоретически подтверждена Робертом Лейтоном и Брюсом Мюрреем в 1966 году. [85] Сегодня известно, что зимние шапки на обоих полюсах состоят в основном из льда CO 2 , но что постоянная (или многолетняя) шапка из водяного льда сохраняется летом на северном полюсе. На южном полюсе летом сохраняется небольшая шапка льда из углекислого газа , но под этой шапкой также находится водяной лед.
Последняя часть загадки марсианского климата была предоставлена «Маринером-4» в 1965 году. На зернистых телевизионных изображениях с космического корабля была видна поверхность, на которой преобладают ударные кратеры , а это означало, что поверхность была очень старой и не испытала наблюдаемого уровня эрозии и тектонической активности. на Земле. планеты Незначительная эрозия означала, что жидкая вода, вероятно, не играла большой роли в геоморфологии на протяжении миллиардов лет. [86] Кроме того, изменения радиосигнала космического корабля, проходящего за планетой, позволили ученым рассчитать плотность атмосферы. Результаты показали, что атмосферное давление на уровне моря составляет менее 1% от земного, что фактически исключает существование жидкой воды, которая быстро закипит или замерзнет при таком низком давлении. [87] Таким образом, идея Марса родилась в виде мира, очень похожего на Луну, но имеющего лишь небольшую часть атмосферы, вокруг которой сдувается пыль. Такое представление о Марсе продлится еще почти десять лет, пока «Маринер-9» не покажет гораздо более динамичный Марс с намеками на то, что прошлая среда планеты была более мягкой, чем нынешняя.
24 января 2014 года НАСА сообщило, что текущие исследования на Марсе Curiosity и Opportunity марсоходами будут направлены на поиск доказательств древней жизни, включая биосферу, основанную на автотрофных , хемотрофных и/или хемолито-автотрофных микроорганизмах , а также древних вода, включая речные и озерные среды ( равнины, связанные с древними реками или озерами), которые могли быть пригодными для жизни . [88] [89] [90]
В течение многих лет считалось, что наблюдаемые остатки наводнений были вызваны выбросом воды из глобального уровня грунтовых вод, но исследование, опубликованное в 2015 году, показывает, что источником являются региональные отложения отложений и льда, образовавшиеся 450 миллионов лет назад. [91] «Отложение отложений рек и таяния ледников заполнило гигантские каньоны под первозданным океаном, находившимся в северных низменностях планеты. Именно вода, сохранившаяся в этих отложениях каньонов, позже была выпущена в виде великих наводнений, последствия которых можно увидеть сегодня». [48] [91]
Доказательства из камней и минералов
[ редактировать ]Широко распространено мнение, что на Марсе в самом начале его истории было много воды. [92] [93] но с тех пор все большие площади жидкой воды исчезли. Часть этой воды сохраняется на современном Марсе в виде льда и заперта в структуре богатых водой материалов, включая глинистые минералы ( филлосиликаты ) и сульфаты . [94] [95] Исследования соотношений изотопов водорода показывают, что астероиды и кометы размером более 2,5 астрономических единиц (а.е.) являются источником воды на Марсе. [96] в настоящее время это составляет от 6% до 27% нынешнего океана Земли. [96]
Вода в продуктах выветривания (водные минералы)
[ редактировать ]Основным типом горных пород на поверхности Марса является базальт , мелкозернистая магматическая порода, состоящая в основном из основных силикатных минералов оливина , пироксена и плагиоклазового полевого шпата . [97] Под воздействием воды и атмосферных газов эти минералы химически выветриваются, образуя новые (вторичные) минералы, некоторые из которых могут включать воду в свои кристаллические структуры либо в виде H 2 O, либо в виде гидроксила (OH). Примеры гидратированных (или гидроксилированных) минералов включают гидроксид железа гетит (обычный компонент земных почв ); эвапоритовые минералы гипс и кизерит ; опаловый кремнезем; и слоистые силикаты (также называемые глинистыми минералами ), такие как каолинит и монтмориллонит . Все эти минералы были обнаружены на Марсе. [98]
Одним из прямых последствий химического выветривания является потребление воды и других химически активных химических веществ, забирая их из мобильных резервуаров, таких как атмосфера и гидросфера , и изолируя их в горных породах и минералах. [99] Количество воды в марсианской коре, хранящейся в виде гидратированных минералов, в настоящее время неизвестно, но может быть весьма большим. [100] Например, минералогические модели обнажений горных пород, исследованные приборами Opportunity марсохода на Плануме Меридиани, предполагают, что сульфатные отложения там могут содержать до 22% воды по весу. [101]
На Земле все химические реакции выветривания в той или иной степени связаны с водой. [102] Таким образом, многие вторичные минералы фактически не содержат воды, но для их образования все же требуется вода. Некоторые примеры безводных вторичных минералов включают множество карбонатов , некоторые сульфаты (например, ангидрит ) и оксиды металлов, такие как минерал оксида железа гематит . На Марсе некоторые из этих продуктов выветривания теоретически могут образовываться без воды или в скудных количествах в виде льда или в виде тонких пленок молекулярного масштаба ( монослоев ). [103] [104] Степень, в которой такие экзотические процессы выветривания действуют на Марсе, до сих пор неясна. Минералы, которые включают воду или образуются в присутствии воды, обычно называются «водными минералами».
Водные минералы являются чувствительными индикаторами типа окружающей среды, существовавшей во время образования минералов. Легкость, с которой протекают водные реакции (см. Свободную энергию Гиббса ), зависит от давления, температуры и концентрации участвующих газообразных и растворимых веществ. [105] Двумя важными свойствами являются pH и окислительно-восстановительный потенциал (E h ) . Например, сульфатный минерал ярозит образуется только в воде с низким pH (сильно кислой). Филлосиликаты обычно образуются в воде с pH от нейтрального до высокого (щелочной). E h является мерой степени окисления водной системы. Вместе E h и pH указывают на типы минералов, которые термодинамически наиболее стабильны и, следовательно, с наибольшей вероятностью образуются из данного набора водных компонентов. Таким образом, о прошлых условиях окружающей среды на Марсе, в том числе благоприятных для жизни, можно судить по типам минералов, присутствующих в горных породах.
Гидротермальные изменения
[ редактировать ]Водные минералы также могут образовываться в недрах за счет гидротермальных флюидов, мигрирующих через поры и трещины. Источником тепла, приводящим в движение гидротермальную систему, могут быть близлежащие магматические тела или остаточное тепло от сильных ударов . [106] Одним из важных типов гидротермальных изменений в океанической коре Земли является серпентинизация , которая происходит, когда морская вода мигрирует через ультраосновные и базальтовые породы. Реакции вода-порода приводят к окислению двухвалентного железа в оливине и пироксене с образованием трехвалентного железа (в виде минерала магнетита ) с образованием молекулярного водорода (H 2 ) в качестве побочного продукта. Этот процесс создает сильнощелочную и восстановительную (низкую Eh) среду, способствующую образованию определенных слоистых силикатов (серпентиновых минералов) и различных карбонатных минералов, которые вместе образуют породу, называемую серпентинитом . [107] Произведенный газообразный водород может быть важным источником энергии для хемосинтезирующих организмов или он может реагировать с CO 2 с образованием газообразного метана - процесса, который считается небиологическим источником следовых количеств метана, обнаруженных в марсианской атмосфере. [108] Серпентиновые минералы также могут хранить много воды (в виде гидроксила) в своей кристаллической структуре. Недавнее исследование показало, что гипотетические серпентиниты в древней высокогорной коре Марса могут удерживать глобальный эквивалентный слой (GEL) воды толщиной до 500 метров (1600 футов). [109] Хотя на Марсе были обнаружены некоторые серпентиновые минералы, данные дистанционного зондирования не выявили широкомасштабных обнажений. [110] Этот факт не исключает наличия большого количества серпентинита, скрытого на глубине марсианской коры.
Скорость выветривания
[ редактировать ]Скорость, с которой первичные минералы превращаются во вторичные водные минералы, различается. Первичные силикатные минералы кристаллизуются из магмы при давлении и температуре, значительно превышающих условия на поверхности планеты. При воздействии поверхностной среды эти минералы выходят из равновесия и стремятся взаимодействовать с доступными химическими компонентами с образованием более стабильных минеральных фаз. В общем, силикатные минералы, которые кристаллизуются при самых высоких температурах (сначала затвердевают в остывающей магме), выветриваются быстрее всего. [111] [112] На Земле и Марсе наиболее распространенным минералом, отвечающим этому критерию, является оливин , который легко превращается в глинистые минералы в присутствии воды. Оливин широко распространен на Марсе. [113] предполагая, что поверхность Марса не была сильно изменена водой; многочисленные геологические данные свидетельствуют об обратном. [114] [115] [116]
Марсианские метеориты
[ редактировать ]
Было обнаружено более 60 метеоритов, прилетевших с Марса. [117] Некоторые из них содержат доказательства того, что на Марсе они подвергались воздействию воды. Некоторые марсианские метеориты, называемые базальтовыми шерготитами, по-видимому (из-за присутствия гидратированных карбонатов и сульфатов ) подверглись воздействию жидкой воды перед выбросом в космос. [118] [119] Было показано, что другой класс метеоритов, нахлиты , был наполнен жидкой водой около 620 миллионов лет назад и что они были выброшены с Марса около 10,75 миллионов лет назад в результате удара астероида. Они упали на Землю в течение последних 10 000 лет. [120] Марсианский метеорит NWA 7034 содержит на порядок больше воды, чем большинство других марсианских метеоритов. Он похож на базальты, изучаемые миссиями марсоходов, и образовался в раннюю амазонскую эпоху . [121] [122]
В 1996 году группа учёных сообщила о возможном присутствии микрокаменелостей в Аллан-Хиллз 84001 , метеорите с Марса. [123] Многие исследования оспаривали обоснованность своей интерпретации, в основном основываясь на форме этих предполагаемых окаменелостей. [124] [125] Выяснилось, что большая часть органического вещества в метеорите имела земное происхождение. [126] Кроме того, научный консенсус заключается в том, что «одна только морфология не может быть однозначно использована в качестве инструмента для обнаружения примитивной жизни». [127] [128] [129] Интерпретация морфологии, как известно, субъективна, и одно только ее использование привело к многочисленным ошибкам интерпретации. [127]
Геоморфные доказательства
[ редактировать ]Озера и речные долины
[ редактировать ]1971 года Космический корабль «Маринер-9» произвел революцию в наших представлениях о воде на Марсе. Во многих районах были обнаружены огромные речные долины. Изображения показали, что потоки воды прорвали плотины, образовали глубокие долины, размыли бороздки в скалах и прошли тысячи километров. [48] Области разветвленных ручьев в южном полушарии позволяют предположить, что когда-то шел дождь. [130] [131] Число признанных долин со временем увеличилось. Исследование, опубликованное в июне 2010 года, нанесло на карту 40 000 речных долин на Марсе, что примерно в четыре раза превышает количество речных долин, которые были идентифицированы ранее. [35] Марсианские изношенные водой элементы можно разделить на два отдельных класса: 1) дендритные (разветвленные), земного масштаба, широко распространенные нойского периода сети долин и 2) исключительно крупные, длинные, однонитевые, изолированные гесперианского возраста. оттоки каналы . также может существовать класс загадочных, меньших по размеру и более молодых каналов ( от гесперийского до амазонского ), возможно, связанных со случайным локальным таянием ледяных отложений. Недавние исследования показывают, что в средних широтах [132] [133]
Некоторые части Марса имеют перевернутый рельеф . Это происходит, когда отложения откладываются на дне ручья, а затем становятся устойчивыми к эрозии, возможно, за счет цементации. Позже территорию могут захоронить. Со временем эрозия удаляет покровный слой, и прежние ручьи становятся видимыми, поскольку они устойчивы к эрозии. [134] Mars Global Surveyor обнаружил несколько примеров этого процесса. [135] [136] Множество перевернутых потоков было обнаружено в различных регионах Марса, особенно в формации ямок Медузы . [137] Кратер Миямото , [138] Кратер Сахеки , [139] и плато Ювентус. [140] [141]
На Марсе обнаружено множество озерных бассейнов. [142] Некоторые из них по размеру сравнимы с крупнейшими озерами на Земле, такими как Каспийское море , Черное море и озеро Байкал . Озера, питавшиеся долинной сетью, находятся в южной части высокогорья. Есть места, которые представляют собой замкнутые котловины с впадающими в них речными долинами. Считается, что когда-то на этих территориях были озера; один из них находится на Терра Сиренум , выход которого через Долину Маадим переместился в кратер Гусева , исследованный марсоходом Spirit . Другой находится недалеко от Параны-Вальес и долины Луары. [143] Считается, что некоторые озера образовались в результате осадков, а другие образовались из грунтовых вод. [52] [53] По оценкам, в бассейне Аргира существовали озера. [41] [42] бассейн Эллады, [54] и, возможно, в Валлес Маринерис . [55] [144] [145] Вполне вероятно, что в Ноахском периоде во многих кратерах были озера. Эти озера соответствуют холодной, сухой (по земным меркам) гидрологической среде, чем-то напоминающей Большую котловину на западе США во время последнего ледникового максимума . [146]
Исследования 2010 года показывают, что на Марсе также есть озера вдоль экватора. Хотя более ранние исследования показали, что Марс имел теплую и влажную раннюю историю, которая уже давно высохла, эти озера существовали в гесперианскую эпоху, гораздо более поздний период. НАСА Используя подробные изображения с Марсианского разведывательного орбитального аппарата , исследователи предполагают, что в этот период могла произойти повышенная вулканическая активность, удары метеоритов или сдвиги орбиты Марса, чтобы нагреть атмосферу Марса настолько, чтобы растопить обильный лед, присутствующий в земле. Вулканы выделяли газы, которые на какое-то время сгущали атмосферу, улавливая больше солнечного света и делая ее достаточно теплой для существования жидкой воды. В ходе этого исследования были обнаружены каналы, соединявшие озёрные котловины возле Долины Ареса . Когда одно озеро наполнилось, его воды вышли из берегов и проложили русла в нижнюю часть, где образовалось другое озеро. [147] [148] Эти высохшие озера станут объектом поиска доказательств ( биосигнатур ) прошлой жизни.
27 сентября 2012 года ученые НАСА объявили, что Curiosity марсоход нашел прямые доказательства существования древнего русла реки в кратере Гейла , что позволяет предположить древний «энергичный поток» воды на Марсе. [149] [150] [151] [152] В частности, анализ высохшего русла реки показал, что вода текла со скоростью 3,3 км/ч (0,92 м/с). [149] возможно, на глубине бедра. Доказательством наличия проточной воды стали округлая галька и фрагменты гравия, которые могли быть выветрены только сильными потоками жидкости. Их форма и ориентация предполагают перенос на большие расстояния сверху края кратера, где канал под названием « Долина Мира» впадает в аллювиальный конус .
Озеро Эридания — это предположительно древнее озеро площадью около 1,1 миллиона квадратных километров. [153] [154] [155] Его максимальная глубина составляет 2400 метров, а объём — 562 000 км². 3 . Оно было больше, чем самое большое море на Земле, не имеющее выхода к морю, Каспийское море , и содержало больше воды, чем все остальные марсианские озера вместе взятые. Море Эридания содержало в девять раз больше воды, чем все Великие озера Северной Америки . [156] [157] [158] Предполагалось, что верхняя поверхность озера находится на высоте сети долин, окружающих озеро; все они заканчиваются на одной высоте, что позволяет предположить, что они впадают в озеро. [159] [160] Исследования этого бассейна с помощью CRISM обнаружили мощные залежи мощностью более 400 метров, которые содержали минералы сапонит , тальк-сапонит, богатую железом слюду (например, глауконит - нонтронит ), Fe- и Mg-серпентин, Mg-Fe- и Карбонат карбоната , вероятно, сульфид железа . Сульфид железа, вероятно, образовался на глубокой воде из воды, нагретой вулканами . Такой процесс, классифицированный как гидротермальный , возможно, был местом зарождения жизни на Земле. [158]
Карта, показывающая приблизительную глубину воды в различных частях моря Эридания.
Ширина этой карты составляет около 530 миль.
Глубоководные отложения со дна моря Эридания. Столовые горы на полу существуют потому, что они были защищены от интенсивной эрозии глубоким водным/ледяным покровом. Измерения CRISM показывают, что минералы могут происходить из гидротермальных месторождений морского дна.
Диаграмма, показывающая, как вулканическая активность могла вызвать отложение минералов на дне моря Эридания. Хлориды отлагались вдоль береговой линии в результате испарения.
Дельты озер
[ редактировать ]
Исследователи нашли ряд примеров дельт , образовавшихся в марсианских озерах. [34] Обнаружение дельт — главный признак того, что на Марсе когда-то было много жидкой воды. Для формирования дельт обычно требуется глубокая вода в течение длительного периода времени. Кроме того, уровень воды должен быть стабильным, чтобы осадок не вымывался. Дельты были обнаружены в широком географическом диапазоне. [52] хотя есть некоторые признаки того, что дельты могут быть сконцентрированы по краям предполагаемого бывшего северного океана Марса . [161]
Подземные воды
[ редактировать ]
К 1979 году считалось, что каналы оттока образовались в результате одиночных катастрофических разрывов подземных резервуаров с водой, возможно, запечатанных льдом, сбрасывающих колоссальные количества воды на засушливую поверхность Марса. [162] [163] Кроме того, свидетельства в пользу сильного или даже катастрофического наводнения обнаруживаются в гигантской ряби в Долине Атабаски . [164] [165] Многие каналы оттока начинаются на объектах Хаоса или Хазмы , что свидетельствует о разрыве, который мог привести к прорыву подземного ледяного покрова. [144]
Разветвленные сети долин Марса не соответствуют образованию в результате внезапного катастрофического выброса подземных вод как по своей дендритной форме, не исходящей из единой точки истока, так и по разгрузкам, по-видимому, протекавшим по ним. [166] Вместо этого некоторые авторы утверждают, что они образовались в результате медленного просачивания грунтовых вод из недр, по сути, в виде родников. [167] В подтверждение этой интерпретации можно сказать, что верхние концы многих долин в таких сетях начинаются с вершин коробчатого каньона или «амфитеатра», которые на Земле обычно связаны с просачиванием грунтовых вод. Существует также мало свидетельств существования каналов или впадин более мелкого масштаба на концах каналов, которые некоторые авторы интерпретируют как показывающие, что поток внезапно появляется из-под поверхности с заметным расходом, а не постепенно накапливается по поверхности. [144] Другие оспаривают связь между амфитеатрическими вершинами долин и образованием грунтовых вод на наземных примерах. [168] и утверждали, что отсутствие мелкомасштабных выступов в сети долин происходит из-за их удаления в результате выветривания или воздействия садоводства . [144] Большинство авторов признают, что на большинство сетей долин, по крайней мере частично, повлияли и сформировались процессы просачивания подземных вод.
Грунтовые воды также сыграли жизненно важную роль в контроле широкомасштабных моделей и процессов седиментации на Марсе. [170] Согласно этой гипотезе, грунтовые воды с растворенными минералами выходили на поверхность, внутри и вокруг кратеров, и способствовали образованию слоев путем добавления минералов, особенно сульфатов, и цементирования отложений . [169] [171] [172] [173] [174] [175] Другими словами, некоторые слои могли образоваться в результате подъема грунтовых вод, отложения минералов и цементирования существующих рыхлых эоловых отложений. Таким образом, закаленные слои более защищены от эрозии . Исследование, опубликованное в 2011 году с использованием данных Марсианского разведывательного орбитального аппарата , показывает, что такие же виды отложений существуют на большой территории, включая Аравию Терру . [176] Утверждалось, что районы, богатые осадочными породами, также являются теми районами, которые, скорее всего, испытали подъем грунтовых вод в региональном масштабе. [177]
В феврале 2019 года европейские ученые опубликовали геологические свидетельства существования древней общепланетной системы подземных вод, которая, возможно, была связана с предполагаемым огромным океаном. [178] [179] [180] [181] В сентябре 2019 года исследователи сообщили, что спускаемый аппарат InSight обнаружил необъяснимые магнитные импульсы и магнитные колебания, соответствующие планетарному резервуару жидкой воды глубоко под землей. [182]
Гипотеза марсианского океана
[ редактировать ]
Гипотеза марсианского океана предполагает, что бассейн Ваститас Бореалис по крайней мере однажды был местом существования океана жидкой воды. [27] и представляет доказательства того, что почти треть поверхности Марса планеты была покрыта жидким океаном в начале геологической истории . [142] [184] Этот океан, получивший название Oceanus Borealis , [27] заполнил бы бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регион, который находится на 4–5 километров (2,5–3,1 мили) ниже средней высоты планеты. Были предложены две основные предполагаемые береговые линии: более высокая, датируемая периодом времени примерно 3,8 миллиарда лет назад и совпадающая с формированием сети долин в Хайленде, и более низкая, возможно, коррелирующая с более молодыми каналами оттока . Более высокую, «береговую линию Аравии», можно проследить по всему Марсу, за исключением вулканического региона Тарсис. Нижний, Deuteronilus, следует за формацией Vastitas Borealis . [144]
Исследование, проведенное в июне 2010 года, пришло к выводу, что более древний океан покрывал 36% Марса. [34] [35] Данные лазерного альтиметра Mars Orbiter (MOLA), который измеряет высоту всей местности на Марсе, были использованы в 1999 году для определения того, что водораздел такого океана покрывал бы около 75% территории планеты. [185] Раннему Марсу требовался более теплый климат и более плотная атмосфера, чтобы на поверхности могла существовать жидкая вода. [186] [187] Кроме того, большое количество сетей долин убедительно подтверждает возможность гидрологического цикла на планете в прошлом. [171] [188]
Существование первичного марсианского океана остается спорным среди ученых, а интерпретация некоторых его особенностей как «древних береговых линий» подвергается сомнению. [189] [190] Одна из проблем с предполагаемой береговой линией возрастом 2 миллиарда лет (2 млрд лет ) заключается в том, что она не плоская, то есть не следует линии постоянного гравитационного потенциала. Это могло быть связано с изменением распределения массы Марса, возможно, из-за извержения вулкана или падения метеорита; [191] В качестве наиболее вероятных причин были названы вулканическая провинция Элизиум или массивный бассейн Утопии, погребенный под северными равнинами. [171]
В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего марсианского океана, вероятно, находящегося в северном полушарии планеты и размером примерно с Северный Ледовитый океан Земли , или примерно 19% поверхности Марса. Это открытие было получено на основе соотношения воды и дейтерия в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, обнаруженным на Земле. На Марсе было обнаружено в восемь раз больше дейтерия, чем на Земле, что позволяет предположить, что на древнем Марсе был значительно более высокий уровень воды. Результаты марсохода Curiosity ранее обнаружили высокое содержание дейтерия в кратере Гейла , хотя и недостаточно высокое, чтобы предположить наличие океана. Другие ученые предупреждают, что это новое исследование не было подтверждено, и отмечают, что модели марсианского климата еще не показали, что в прошлом планета была достаточно теплой, чтобы поддерживать водоемы в жидком виде. [192]
Дополнительные доказательства существования северного океана были опубликованы в мае 2016 года и описывают, как некоторая часть поверхности четырехугольника Исмениус Лакус была изменена двумя цунами . Цунами были вызваны падением астероидов в океан. Считалось, что оба они были достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подхватило и унесло валуны размером с автомобиль или небольшой дом. Обратная волна волны образовала каналы, переставляя валуны. Второй произошел, когда океан был на 300 м ниже. Второй принес с собой большое количество льда, сброшенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн составила бы 50 м, но высота варьировалась от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что именно в этой части океана каждые 30 миллионов лет образовывались два ударных кратера диаметром 30 км. Здесь подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности могли быть смыты цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании: Планиция Хриса и северо-западная Аравийская Терра . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Исмениус Лакус и в четырехугольнике Море Ацидалиум . [193] [194] [195]
В июле 2019 года сообщалось о поддержке древнего океана на Марсе, который мог образоваться в результате возможного источника мегацунами , возникшего в результате удара метеорита, образовавшего кратер Ломоносова . [196] [197]
В январе 2022 года исследование климата на Марсе 3 Гр назад показало, что океан стабилен с замкнутым круговоротом воды. [198] По их оценкам, возвратный поток воды в виде льда в леднике с ледяных возвышенностей в океан по величине меньше, чем на Земле в последний ледниковый максимум. Это моделирование впервые включает в себя циркуляцию океана. Они демонстрируют, что циркуляция океана предотвращает его замерзание. Это также показывает, что моделирование согласуется с наблюдаемыми геоморфологическими особенностями, идентифицированными как древние ледниковые долины.
Доказательства недавних потоков
[ редактировать ]
Чистая жидкая вода не может существовать в стабильной форме на поверхности Марса с его нынешним низким атмосферным давлением и низкой температурой, потому что она будет кипеть, за исключением самых низких высот в течение нескольких часов. [200] [201] Итак, геологическая загадка началась в 2006 году, когда наблюдения с марсианского разведывательного орбитального аппарата НАСА выявили овраговые отложения, которых не было десять лет назад, возможно, вызванные текущим жидким рассолом в самые теплые месяцы на Марсе. [202] [203] На изображениях были два кратера на Терра Сиренум и Центавра Монтес , которые, по-видимому, показывают наличие потоков (влажных или сухих) на Марсе в какой-то момент между 1999 и 2001 годами. [202] [204] [205]
В научном сообществе существуют разногласия относительно того, образованы ли овраги жидкой водой. Хотя некоторые учёные полагают, что большинство оврагов образованы жидкой водой, образовавшейся в результате таяния снега или льда, [206] [207] [208] другие ученые полагают, что овраги образуются сухими потоками, возможно, смазочными за счет сублимации углекислого газа, образующегося в результате замерзания марсианской атмосферы. [209] [210] [211]
Некоторые исследования свидетельствуют, что овраги, образующиеся в южном высокогорье, не могли быть образованы водой из-за неподходящих условий. Негеотермальные и холодные регионы с низким давлением не уступят место жидкой воде ни в какой момент года, но идеально подходят для твердого углекислого газа. Таяние углекислого газа более теплым летом приведет к образованию жидкого углекислого газа, который затем образует овраги. [212] [213] Даже если овраги образованы текущей водой на поверхности, точный источник воды и механизмы ее движения не изучены. [214]
В августе 2011 года НАСА объявило об обнаружении текущих сезонных изменений на крутых склонах под скалистыми обнажениями вблизи краев кратеров в южном полушарии. Было замечено, что эти темные полосы, теперь называемые повторяющимися наклонными линиями (RSL), растут вниз по склону в самую теплую часть марсианского лета, а затем постепенно исчезают в течение остальной части года, циклически повторяясь между годами. [16] Исследователи предположили, что эти следы соответствуют соленой воде ( рассолам ), стекающей вниз по склону, а затем испаряющейся, возможно, оставляющей какой-то осадок. [215] [216] Спектроскопический инструмент CRISM с тех пор провел прямые наблюдения за появлением водных солей в то же время, когда формируются эти повторяющиеся наклонные линии, подтвердив в 2015 году, что эти линии образуются в результате потока жидких рассолов через неглубокие почвы. Линии содержат гидратированные хлоратные и перхлоратные соли ( ClO
4 − ), которые содержат молекулы жидкой воды. [217] Линии текут вниз марсианским летом, когда температура превышает -23 ° C (-9 ° F; 250 К). [218] Однако источник воды остается неизвестным. [7] [219] [220] Однако данные нейтронного спектрометра орбитального аппарата Mars Odyssey , полученные за десять лет, были опубликованы в декабре 2017 года и не показывают никаких доказательств наличия воды (гидрогенизированного реголита) в активных центрах, поэтому их авторы также поддерживают гипотезы либо о короткоживущей атмосферной воде, либо о короткоживущей атмосферной воде. расплывчатость паров или сухие гранулированные потоки. [210] Они пришли к выводу, что жидкая вода на сегодняшнем Марсе может состоять из следов растворенной влаги из атмосферы и тонких пленок, которые представляют собой сложную среду для жизни в том виде, в котором она известна в настоящее время. [221]
Альтернативный сценарий — эффект насоса Кнудсена, возникающий из фотофореза, когда тени возникают в зернистом материале. [222] Авторы показали, что RSL остановились под углом 28° в кратере Гарни, что соответствует сухой зернистой лавине. Кроме того, авторы указали на несколько ограничений влажной гипотезы, например, на тот факт, что обнаружение воды было только косвенным (обнаружение соли, но не воды).
Настоящая вода
[ редактировать ]
Значительное количество поверхностного водорода было обнаружено во всем мире с помощью нейтронного спектрометра Mars Odyssey и спектрометра гамма-излучения. [223] и стереокамера высокого разрешения Mars Express (HRSC). [224] Считается, что этот водород включен в молекулярную структуру льда, и посредством стехиометрических расчетов наблюдаемые потоки были преобразованы в концентрации водяного льда в верхних метрах марсианской поверхности. Этот процесс показал, что лед широко распространен и обилен на современной поверхности. Ниже 60 градусов широты лед сконцентрирован в нескольких регионах, особенно вокруг вулканов Элизиум , Терра Сабаея и к северо-западу от Терра Сиренум , и существует в концентрации до 18% льда в недрах. Выше 60 градусов широты льда очень много. К полюсу, на 70 градусах широты, сплоченность льда почти повсеместно превышает 25%, а на полюсах приближается к 100%. [225] Приборы радиолокационного зондирования SHARAD MARSIS и . также подтвердили, что отдельные элементы поверхности богаты льдом Из-за известной нестабильности льда в нынешних условиях поверхности Марса считается, что почти весь этот лед покрыт тонким слоем скалистого или пыльного материала.
Наблюдения нейтронного спектрометра Mars Odyssey показывают, что если бы весь лед на верхнем метре марсианской поверхности был распределен равномерно, это дало бы глобальный слой водного эквивалента (WEG) размером не менее ≈14 сантиметров (5,5 дюйма) — другими словами, В среднем по всему миру марсианская поверхность состоит примерно на 14% из воды. [226] Водяной лед, в настоящее время запертый на обоих марсианских полюсах, соответствует WEG 30 метров (98 футов), а геоморфологические данные свидетельствуют в пользу значительно большего количества поверхностных вод по сравнению с геологической историей: WEG достигает глубины 500 метров (1600 футов). [13] [226] Считается, что часть этой прошлой воды ушла в глубокие недра, а часть — в космос, хотя подробный баланс массы этих процессов остается плохо изученным. [144] Существующий атмосферный резервуар воды важен как канал, позволяющий постепенно мигрировать льду из одной части поверхности в другую как в сезонных, так и в более длительных временных масштабах, но он незначителен по объему: WEG не превышает 10 микрометров (0,00039 дюйма). ). [226]
Вполне возможно, что жидкая вода также могла существовать на поверхности Марса за счет образования рассолов, о чем свидетельствует обилие гидратированных солей. [227] [228] Рассолы имеют большое значение на Марсе, поскольку они могут стабилизировать жидкую воду при более низких температурах, чем чистая вода сама по себе. [229] [230] Чистая жидкая вода нестабильна на поверхности планеты, так как подвергается замерзанию, испарению и кипению. [229] Подобно тому, как соль посыпают дороги на Земле, чтобы предотвратить их обледенение, соленые смеси воды и соли на Марсе могут иметь достаточно низкую температуру замерзания, чтобы привести к образованию стабильной жидкости на поверхности. Учитывая сложную природу марсианского реголита , известно, что смеси солей изменяют стабильность рассолов. [231] Моделирование расплывания солевых смесей можно использовать для проверки стабильности рассола и определить, присутствуют ли жидкие рассолы на поверхности Марса. Состав марсианского реголита, определенный посадочным модулем «Феникс» , можно использовать для уточнения этих моделей и дать точное представление о том, как на самом деле могут образовываться рассолы на планете. [232] [233] Результаты этих моделей дают значения активности воды для различных солей при разных температурах: чем ниже активность воды, тем стабильнее рассол. При температурах от 208 К до 253 К хлоратные соли демонстрируют самые низкие значения активности воды, а хлоридные соли ниже 208 К демонстрируют самые низкие значения. Результаты моделирования показывают, что вышеупомянутые сложные смеси солей существенно не повышают стабильность рассолов, а это указывает на то, что рассолы не могут быть существенным источником жидкой воды на поверхности Марса. [234]
Полярные ледяные шапки
[ редактировать ]
О существовании льда в северной ( Planum Boreum ) и южной ( Planum Australe ) полярных шапках Марса было известно еще со времен орбитального аппарата «Маринер-9» . [235] Однако количество и чистота этого льда не были известны до начала 2000-х годов. В 2004 году радиолокационный зонд MARSIS на европейском спутнике Mars Express подтвердил существование относительно чистого льда в ледяной шапке южного полюса, которая простирается на глубину 3,7 километра (2,3 мили) под поверхностью. [236] [237] Точно так же радиолокационный зонд SHARAD на борту Mars Reconnaissance Orbiter наблюдал основание северной полярной шапки на глубине 1,5–2 км под поверхностью. В совокупности объем льда, присутствующего в ледяных шапках северного и южного полюсов Марса, аналогичен объему ледникового щита Гренландии . [238]
Предполагается, что в древние времена ( гесперийский период ) отступил еще более крупный ледниковый щит на южном полярном регионе, который мог содержать 20 миллионов км2. 3 водяного льда, что эквивалентно слою глубиной 137 м по всей планете. [239] [240]
В обеих полярных шапках обнаруживаются многочисленные внутренние слои льда и пыли, если рассматривать их с помощью изображений спиралевидных впадин, прорезающих их объем, а подземные радиолокационные измерения показали, что эти слои непрерывно простираются по ледяным щитам. Эти слои содержат записи о климате Марса в прошлом, точно так же, как ледяные щиты Земли содержат записи о климате Земли. Однако прочитать эту запись непросто, [241] Итак, многие исследователи изучали это наслоение не только для того, чтобы понять структуру, историю и свойства текучести шапок, [144] но и понять эволюцию климата на Марсе. [242] [243]
Полярные шапки окружает множество меньших ледяных щитов внутри кратеров, некоторые из которых лежат под толстыми отложениями песка или марсианской пыли. [244] [245] шириной 81,4 километра (50,6 миль) В частности, кратер Королева , по оценкам, содержит около 2200 кубических километров (530 кубических миль) водяного льда, выступающего на поверхности. [246] Дно Королева лежит примерно на 2 километра (1,2 мили) ниже края и покрыто центральной насыпью из постоянного водяного льда глубиной 1,8 километра (1,1 мили) и диаметром до 60 километров (37 миль). [246] [247]
Подледная жидкая вода
[ редактировать ]
Гипотеза о существовании подледных озер на Марсе была выдвинута, когда моделирование озера Восток в Антарктиде показало, что это озеро могло существовать до антарктического оледенения и что аналогичный сценарий потенциально мог произойти на Марсе. [248] В июле 2018 года ученые Итальянского космического агентства сообщили об обнаружении такого подледного озера на Марсе, в 1,5 км (1 миле) ниже южной полярной ледяной шапки и простирающегося на 20 километров (10 миль) по горизонтали, что стало первым свидетельством стабильного существования водоем с жидкой водой на планете. [69] [249] [250] [251] Доказательства существования этого марсианского озера были получены на основе яркого пятна в данных радиолокационного эхолотирования радара MARSIS на борту европейского орбитального аппарата Mars Express . [252] собрано в период с мая 2012 г. по декабрь 2015 г. Центр обнаруженного озера расположен на координатах 193° в.д. и 81° ю.ш., это плоская территория, не имеющая каких-либо особых топографических характеристик, но окруженная возвышенностями, за исключением восточной стороны, где имеется впадина. . [69] Радар SHARAD НАСА на борту марсианского разведывательного аппарата не обнаружил никаких признаков озера. Рабочие частоты SHARAD рассчитаны на более высокое разрешение, но меньшую глубину проникновения, поэтому, если вышележащий лед содержит значительное количество силикатов, маловероятно, что SHARAD сможет обнаружить предполагаемое озеро.
28 сентября 2020 года открытие MARSIS было подтверждено с использованием новых данных и повторного анализа всех данных с использованием новой техники. Эти новые радиолокационные исследования сообщают о еще трех подледных озерах на Марсе. Все они находятся на 1,5 км (0,93 мили) ниже южной полярной ледяной шапки . Размер первого найденного озера, самого большого, был исправлен до 30 км (19 миль) в ширину. Он окружен тремя небольшими озерами, каждое шириной в несколько километров. [253]
Поскольку температура у основания полярной шапки оценивается в 205 К (-68 °C; -91 °F), ученые предполагают, что вода может оставаться жидкой из-за антифризного эффекта перхлоратов магния и кальция . [69] [254] Слой льда толщиной 1,5 км (0,93 мили), покрывающий озеро, состоит из водяного льда с примесью от 10 до 20% пыли и сезонно покрыт слоем CO 2 льда толщиной 1 метр (3 фута 3 дюйма). [69] Поскольку охват необработанными данными о южной полярной ледяной шапке ограничен, исследователи заявили, что «нет никаких оснований делать вывод о том, что присутствие подземных вод на Марсе ограничено одним местом». [69]
В 2019 году было опубликовано исследование, в котором изучались физические условия, необходимые для существования такого озера. [255] В ходе исследования было рассчитано количество геотермального тепла, необходимое для достижения температур, при которых жидкая смесь воды и перхлората будет стабильной подо льдом. Авторы пришли к выводу, что «даже если у подножия южнополярных льдов существуют локальные концентрации большого количества перхлоратных солей, типичные марсианские условия слишком холодны, чтобы растопить лед... необходим локальный источник тепла внутри коры, чтобы увеличить температуры и магматическая камера в пределах 10 км ото льда могут стать таким источником тепла. Этот результат предполагает, что, если интерпретация наблюдений в виде жидкой воды верна, магматизм на Марсе мог быть активен совсем недавно».
Китайский марсоход Zhurong, изучавший регион Utopia Planitia на Марсе, обнаружил сдвиг в песчаных дюнах примерно в то же время, когда менялись слои в северном полярном регионе. Исследователи полагают, что в это время изменился наклон Марса, что вызвало изменения в ветрах в месте приземления Чжуронга и в слоях ледяной шапки. [256]
Если жидкое озеро действительно существует, его соленая вода также может смешиваться с почвой, образуя ил. [257] Высокий уровень соли в озере представляет трудности для большинства форм жизни. На Земле существуют организмы, называемые галофилами , которые процветают в чрезвычайно соленых условиях, но не в темных, холодных, концентрированных растворах перхлоратов. [257] Тем не менее, галотолерантные организмы могут справиться с повышенными концентрациями перхлората, используя физиологические адаптации, аналогичные тем, которые наблюдаются у дрожжей Debaryomyces hansenii, подвергшихся в лабораторных экспериментах воздействию повышенных концентраций NaClO 4 . [258]
грунтовый лед
[ редактировать ]На протяжении многих лет различные учёные предполагали, что некоторые поверхности Марса похожи на перигляциальные регионы на Земле. [259] По аналогии с этими земными особенностями уже много лет утверждается, что это могут быть регионы вечной мерзлоты . Это предполагает, что замерзшая вода находится прямо под поверхностью. [210] [260] Распространенная особенность более высоких широт — узорчатая поверхность земли , которая может иметь различные формы, включая полосы и многоугольники. На Земле эти формы вызваны замерзанием и оттаиванием почвы. [261] Существуют и другие свидетельства наличия большого количества замерзшей воды под поверхностью Марса, например, смягчение рельефа , которое сглаживает резкие топографические особенности. [262] Данные гамма-спектрометра Mars Odyssey и прямые измерения с помощью спускаемого аппарата Phoenix подтвердили, что многие из этих особенностей тесно связаны с наличием подземного льда. [263]
В 2017 году с помощью камеры HiRISE на борту Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) исследователи обнаружили по меньшей мере восемь эродирующих склонов, на которых видны обнаженные ледяные щиты толщиной до 100 метров, покрытые слоем почвы толщиной около 1 или 2 метров . [264] [266] Эти места расположены на широте от 55 до 58 градусов, что позволяет предположить, что примерно под третью поверхности Марса находится неглубокий подземный лед. [264] Это изображение подтверждает то, что ранее было обнаружено с помощью спектрометра на Марсе Одиссея 2001 года , георадаров на MRO и на Марсе Экспресс , а также при Феникс спускаемого аппарата раскопках на месте . [264] Эти слои льда содержат легко доступные подсказки об истории климата Марса и делают замороженную воду доступной для будущих исследователей-роботов или людей. [264] Некоторые исследователи предположили, что эти отложения могут быть остатками ледников, существовавших миллионы лет назад, когда ось вращения и орбита планеты были другими. (См. раздел « Ледниковые периоды Марса» ниже.) Более подробное исследование, опубликованное в 2019 году, показало, что водяной лед существует на широтах к северу от 35 ° с.ш. и к югу от 45 ° южной широты, при этом некоторые участки льда всего в нескольких сантиметрах от поверхности покрыты пылью. . Добыча водяного льда в этих условиях не потребует сложного оборудования. [267][268]
Ice disappearing after being exposed by impact.
![На стене виден крупный план стены треугольной впадины, видимый слоями HiRISE. Эти слои содержат лед. Нижние слои наклонены, а приповерхностные слои более или менее горизонтальны. Такое расположение слоев называется «угловым несогласием».[269]](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/380px-50345_1230icelayersangular.jpg)
Close view of wall of triangular depression, as seen by HiRISE layers are visible in the wall. These layers contain ice. The lower layers are tilted, while layers near the surface are more or less horizontal. Such an arrangement of layers is called an "angular unconformity".[269]
Impact crater that may have formed in ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program Location is the Ismenius Lacus quadrangle.
Close view of impact crater that may have formed in ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program. Note that the ejecta seems lower than the surroundings. The hot ejecta may have caused some of the ice to go away, thus lowering the level of the ejecta.
Map of near surface ice
![На стене виден крупный план стены треугольной впадины, видимый слоями HiRISE. Эти слои содержат лед. Нижние слои наклонены, а приповерхностные слои более или менее горизонтальны. Такое расположение слоев называется «угловым несогласием».[269]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7e/50345_1230icelayersangular.jpg/380px-50345_1230icelayersangular.jpg)
Scalloped topography
[edit]Certain regions of Mars display scalloped-shaped depressions. The depressions are suspected to be the remains of a degrading ice-rich mantle deposit. Scallops are caused by ice sublimating from frozen soil. The landforms of scalloped topography can be formed by the subsurface loss of water ice by sublimation under current Martian climate conditions. A model predicts similar shapes when the ground has large amounts of pure ice, up to many tens of meters in depth.[270] This mantle material was probably deposited from the atmosphere as ice formed on dust when the climate was different due to changes in the tilt of the Mars pole (see § Ice ages, below).[271][272][273] The scallops are typically tens of meters deep and from a few hundred to a few thousand meters across. They can be almost circular or elongated. Some appear to have coalesced causing a large heavily pitted terrain to form. The process of forming the terrain may begin with sublimation from a crack. There are often polygonal cracks where scallops form, and the presence of scalloped topography seems to be an indication of frozen ground.[141][263]
On November 22, 2016, NASA reported finding a large amount of underground ice in the Utopia Planitia region of Mars.[274] The volume of water detected has been estimated to be equivalent to the volume of water in Lake Superior.[2][3][4]
The volume of water ice in the region were based on measurements from the ground-penetrating radar instrument on Mars Reconnaissance Orbiter, called SHARAD. From the data obtained from SHARAD, “dielectric permittivity”, or the dielectric constant was determined. The dielectric constant value was consistent with a large concentration of water ice.[275][276][277]
These scalloped features are superficially similar to Swiss cheese features, found around the south polar cap. Swiss cheese features are thought to be due to cavities forming in a surface layer of solid carbon dioxide, rather than water ice—although the floors of these holes are probably H2O-rich.[278]
Ice patches
[edit]
On July 28, 2005, the European Space Agency announced the existence of a crater partially filled with frozen water;[279] some then interpreted the discovery as an "ice lake".[280] Images of the crater, taken by the High Resolution Stereo Camera on board the European Space Agency's Mars Express orbiter, clearly show a broad sheet of ice in the bottom of an unnamed crater located on Vastitas Borealis, a broad plain that covers much of Mars' far northern latitudes, at approximately 70.5° North and 103° East. The crater is 35 kilometres (22 mi) wide and about 2 kilometres (1.2 mi) deep. The height difference between the crater floor and the surface of the water ice is about 200 metres (660 ft). ESA scientists have attributed most of this height difference to sand dunes beneath the water ice, which are partially visible. While scientists do not refer to the patch as a "lake", the water ice patch is remarkable for its size and for being present throughout the year. Deposits of water ice and layers of frost have been found in many different locations on the planet.
As more and more of the surface of Mars has been imaged by the modern generation of orbiters, it has become gradually more apparent that there are probably many more patches of ice scattered across the Martian surface. Many of these putative patches of ice are concentrated in the Martian mid-latitudes (≈30–60° N/S of the equator). For example, many scientists think that the widespread features in those latitude bands variously described as "latitude dependent mantle" or "pasted-on terrain" consist of dust- or debris-covered ice patches, which are slowly degrading.[144] A cover of debris is required both to explain the dull surfaces seen in the images that do not reflect like ice, and also to allow the patches to exist for an extended period of time without subliming away completely. These patches have been suggested as possible water sources for some of the enigmatic channelized flow features like gullies also seen in those latitudes.
Surface features consistent with existing pack ice have been discovered in the southern Elysium Planitia.[142] What appear to be plates, ranging in size from 30 metres (98 ft) to 30 kilometres (19 mi), are found in channels leading to a large flooded area. The plates show signs of break up and rotation that clearly distinguish them from lava plates elsewhere on the surface of Mars. The source for the flood is thought to be the nearby geological fault Cerberus Fossae that spewed water as well as lava aged some 2 to 10 million years. It was suggested that the water exited the Cerberus Fossae then pooled and froze in the low, level plains and that such frozen lakes may still exist.[281][282][283]
Glaciers
[edit]
Many large areas of Mars either appear to host glaciers, or carry evidence that they used to be present. Much of the areas in high latitudes, especially the Ismenius Lacus quadrangle, are suspected to still contain enormous amounts of water ice.[284][285] Recent evidence has led many planetary scientists to conclude that water ice still exists as glaciers across much of the Martian mid- and high latitudes, protected from sublimation by thin coverings of insulating rock and/or dust.[45][62] An example of this are the glacier-like features called lobate debris aprons in an area called Deuteronilus Mensae, which display widespread evidence of ice lying beneath a few meters of rock debris.[62] Glaciers are associated with fretted terrain, and many volcanoes. Researchers have described glacial deposits on Hecates Tholus,[286] Arsia Mons,[287] Pavonis Mons,[288] and Olympus Mons.[289] Glaciers have also been reported in a number of larger Martian craters in the mid-latitudes and above.
Glacier-like features on Mars are known variously as viscous flow features,[290] Martian flow features, lobate debris aprons,[62] or lineated valley fill,[58] depending on the form of the feature, its location, the landforms it is associated with, and the author describing it. Many, but not all, small glaciers seem to be associated with gullies on the walls of craters and mantling material.[291] The lineated deposits known as lineated valley fill are probably rock-covered glaciers that are found on the floors of most channels within the fretted terrain found around Arabia Terra in the northern hemisphere. Their surfaces have ridged and grooved materials that deflect around obstacles. Lineated floor deposits may be related to lobate debris aprons, which have been proven to contain large amounts of ice by orbiting radar.[45][62] For many years, researchers interpreted that features called 'lobate debris aprons' were glacial flows and it was thought that ice existed under a layer of insulating rocks.[61][292][293] With new instrument readings, it has been confirmed that lobate debris aprons contain almost pure ice that is covered with a layer of rocks.[45][62]
Moving ice carries rock material, then drops it as the ice disappears. This typically happens at the snout or edges of the glacier. On Earth, such features would be called moraines, but on Mars they are typically known as moraine-like ridges, concentric ridges, or arcuate ridges.[294] Since ice tends to sublime rather than melt on Mars, and because Mars's low temperatures tend to make glaciers "cold based" (frozen down to their beds, and unable to slide), the remains of these glaciers and the ridges they leave do not appear the exactly same as normal glaciers on Earth. In particular, Martian moraines tend to be deposited without being deflected by the underlying topography, which is thought to reflect the fact that the ice in Martian glaciers is normally frozen down and cannot slide.[144] Ridges of debris on the surface of the glaciers indicate the direction of ice movement. The surface of some glaciers have rough textures due to sublimation of buried ice. The ice evaporates without melting and leaves behind an empty space. Overlying material then collapses into the void.[295] Sometimes chunks of ice fall from the glacier and get buried in the land surface. When they melt, a more or less round hole remains. Many of these "kettle holes" have been identified on Mars.[296]
Despite strong evidence for glacial flow on Mars, there is little convincing evidence for landforms carved by glacial erosion, e.g., U-shaped valleys, crag and tail hills, arêtes, drumlins. Such features are abundant in glaciated regions on Earth, so their absence on Mars has proven puzzling. The lack of these landforms is thought to be related to the cold-based nature of the ice in most recent glaciers on Mars. Because the solar insolation reaching the planet, the temperature and density of the atmosphere, and the geothermal heat flux are all lower on Mars than they are on Earth, modelling suggests the temperature of the interface between a glacier and its bed stays below freezing and the ice is literally frozen down to the ground. This prevents it from sliding across the bed, which is thought to inhibit the ice's ability to erode the surface.[144]
Development of Mars' water inventory
[edit]The variation in Mars's surface water content is strongly coupled to the evolution of its atmosphere and may have been marked by several key stages. Head and others put together a detailed history of water on Mars and presented it in March, 2023.[297]
Early Noachian era (4.6 Ga to 4.1 Ga)
[edit]The early Noachian era was characterized by atmospheric loss to space from heavy meteoritic bombardment and hydrodynamic escape.[298] Ejection by meteorites may have removed ~60% of the early atmosphere.[298][299] Significant quantities of phyllosilicates may have formed during this period requiring a sufficiently dense atmosphere to sustain surface water, as the spectrally dominant phyllosilicate group, smectite, suggests moderate water-to-rock ratios.[300] However, the pH-pCO2 between smectite and carbonate show that the precipitation of smectite would constrain pCO2 to a value not more than 1×10−2 atm (1.0 kPa).[300] As a result, the dominant component of a dense atmosphere on early Mars becomes uncertain, if the clays formed in contact with the Martian atmosphere,[301] particularly given the lack of evidence for carbonate deposits. An additional complication is that the ~25% lower brightness of the young Sun would have required an ancient atmosphere with a significant greenhouse effect to raise surface temperatures to sustain liquid water.[301] Higher CO2 content alone would have been insufficient, as CO2 precipitates at partial pressures exceeding 1.5 atm (1,500 hPa), reducing its effectiveness as a greenhouse gas.[301]
Middle to late Noachean era (4.1 Ga to 3.8 Ga)
[edit]During the middle to late Noachean era, Mars underwent potential formation of a secondary atmosphere by outgassing dominated by the Tharsis volcanoes, including significant quantities of H2O, CO2, and SO2.[298][299] Martian valley networks date to this period, indicating globally widespread and temporally sustained surface water as opposed to catastrophic floods.[298] The end of this period coincides with the termination of the internal magnetic field and a spike in meteoritic bombardment.[298][299] The cessation of the internal magnetic field and subsequent weakening of any local magnetic fields allowed unimpeded atmospheric stripping by the solar wind. For example, when compared with their terrestrial counterparts, 38Ar/36Ar, 15N/14N, and 13C/12C ratios of the Martian atmosphere are consistent with ~60% loss of Ar, N2, and CO2 by solar wind stripping of an upper atmosphere enriched in the lighter isotopes via Rayleigh fractionation.[298] Supplementing the solar wind activity, impacts would have ejected atmospheric components in bulk without isotopic fractionation. Nevertheless, cometary impacts in particular may have contributed volatiles to the planet.[298]
Hesperian to Amazonian era (present) (~3.8 Ga to present)
[edit]Atmospheric enhancement by sporadic outgassing events were countered by solar wind stripping of the atmosphere, albeit less intensely than by the young Sun.[299] Catastrophic floods date to this period, favoring sudden subterranean release of volatiles, as opposed to sustained surface flows.[298] While the earlier portion of this era may have been marked by aqueous acidic environments and Tharsis-centric groundwater discharge[302] dating to the late Noachian, much of the surface alteration processes during the latter portion is marked by oxidative processes including the formation of Fe3+ oxides that impart a reddish hue to the Martian surface.[299] Such oxidation of primary mineral phases can be achieved by low-pH (and possibly high temperature) processes related to the formation of palagonitic tephra,[303] by the action of H2O2 that forms photochemically in the Martian atmosphere,[304] and by the action of water,[300] none of which require free O2. The action of H2O2 may have dominated temporally given the drastic reduction in aqueous and igneous activity in this recent era, making the observed Fe3+ oxides volumetrically small, though pervasive and spectrally dominant.[305] Nevertheless, aquifers may have driven sustained, but highly localized surface water in recent geologic history, as evident in the geomorphology of craters such as Mojave.[306] Furthermore, the Lafayette Martian meteorite shows evidence of aqueous alteration as recently as 650 Ma.[298]
In 2020 scientists reported that Mars' current loss of atomic hydrogen from water is largely driven by seasonal processes and dust storms that transport water directly to the upper atmosphere and that this has influenced the planet's climate likely during the last 1 Ga.[307][308] More recent studies have suggested that upward propagating atmospheric gravity waves can play an important role during global dust storms in modulating water escape.[309][310]
Ice ages
[edit]
Mars has experienced about 40 large scale changes in the amount and distribution of ice on its surface over the past five million years,[311][288] with the most recent happening about 2.1 to 0.4 Myr ago, during the Late Amazonian glaciation at the dichotomy boundary.[312][313] These changes are known as ice ages.[314] Ice ages on Mars are very different from the ones that the Earth experiences. Ice ages are driven by changes in Mars's orbit and tilt —also known as obliquity. Orbital calculations show that Mars wobbles on its axis far more than Earth does. The Earth is stabilized by its proportionally large moon, so it only wobbles a few degrees. Mars may change its tilt by many tens of degrees.[273][315] When this obliquity is high, its poles get much more direct sunlight and heat; this causes the ice caps to warm and become smaller as ice sublimes. Adding to the variability of the climate, the eccentricity of the orbit of Mars changes twice as much as Earth's eccentricity. As the poles sublime, the ice is redeposited closer to the equator, which receive somewhat less solar insolation at these high obliquities.[316] Computer simulations have shown that a 45° tilt of the Martian axis would result in ice accumulation in areas that display glacial landforms.[317]
The moisture from the ice caps travels to lower latitudes in the form of deposits of frost or snow mixed with dust. The atmosphere of Mars contains a great deal of fine dust particles, the water vapor condenses on these particles that then fall down to the ground due to the additional weight of the water coating. When ice at the top of the mantling layer returns to the atmosphere, it leaves behind dust that serves to insulate the remaining ice.[316] The total volume of water removed is a few percent of the ice caps, or enough to cover the entire surface of the planet under one meter of water. Much of this moisture from the ice caps results in a thick smooth mantle with a mixture of ice and dust.[271][272][318][319] This ice-rich mantle, that can be 100 meters thick at mid-latitudes,[320] smoothes the land at lower latitudes, but in places it displays a bumpy texture or patterns that give away the presence of former water ice underneath.
Habitability assessments
[edit]
Since the Viking landers that searched for current microbial life in 1976, NASA has pursued a "follow the water" strategy on Mars. However, liquid water is a necessary but not sufficient condition for life as we know it because habitability is a function of a multitude of environmental parameters.[321] Chemical, physical, geological, and geographic attributes shape the environments on Mars. Isolated measurements of these factors may be insufficient to deem an environment habitable, but the sum of measurements can help predict locations with greater or lesser habitability potential.[322]
Habitable environments need not be inhabited, and for purposes of planetary protection, scientists are trying to identify potential habitats where stowaway bacteria from Earth on spacecraft could contaminate Mars.[323] If life exists—or existed—on Mars, evidence or biosignatures could be found in the subsurface, away from present-day harsh surface conditions such as perchlorates,[324][325] ionizing radiation, desiccation and freezing.[326] Habitable locations could occur kilometers below the surface in a hypothetical hydrosphere, or it could occur near the sub-surface in contact with permafrost.[64][65][66][67][68]
The Curiosity rover is assessing Mars' past and present habitability potential. The European-Russian ExoMars programme is an astrobiology project dedicated to the search for and identification of biosignatures on Mars. It includes the ExoMars Trace Gas Orbiter that started mapping the atmospheric methane in April 2018, and the 2022 ExoMars rover that will drill and analyze subsurface samples 2 meters deep. NASA's Mars 2020 rover will cache dozens of drilled core samples for their potential transport to Earth laboratories in the late 2020s or 2030s.
Findings by probes
[edit]Mariner 9
[edit]
The images acquired by the Mariner 9 Mars orbiter, launched in 1971, revealed the first direct evidence of past water in the form of dry river beds, canyons (including the Valles Marineris, a system of canyons over about 4,020 kilometres (2,500 mi) long), evidence of water erosion and deposition, weather fronts, fogs, and more.[327] The findings from the Mariner 9 missions underpinned the later Viking program. The enormous Valles Marineris canyon system is named after Mariner 9 in honor of its achievements.
Viking program
[edit]
By discovering many geological forms that are typically formed from large amounts of water, the two Viking orbiters and the two landers caused a revolution in our knowledge about water on Mars. Huge outflow channels were found in many areas. They showed that floods of water broke through dams, carved deep valleys, eroded grooves into bedrock, and traveled thousands of kilometers.[328] Large areas in the southern hemisphere contained branched valley networks, suggesting that rain once fell.[329] Many craters look as if the impactor fell into mud. When they were formed, ice in the soil may have melted, turned the ground into mud, then the mud flowed across the surface.[130][131][259][330] Regions, called "Chaotic Terrain," seemed to have quickly lost great volumes of water that caused large channels to form downstream. Estimates for some channel flows run to ten thousand times the flow of the Mississippi River.[331] Underground volcanism may have melted frozen ice; the water then flowed away and the ground collapsed to leave chaotic terrain. Also, general chemical analysis by the two Viking landers suggested the surface has been either exposed to or submerged in water in the past.[332][333]
Mars Global Surveyor
[edit]
The Mars Global Surveyor's Thermal Emission Spectrometer (TES) is an instrument able to determine the mineral composition on the surface of Mars. Mineral composition gives information on the presence or absence of water in ancient times. TES identified a large (30,000 square kilometres (12,000 sq mi)) area in the Nili Fossae formation that contains the mineral olivine.[334] It is thought that the ancient asteroid impact that created the Isidis basin resulted in faults that exposed the olivine. The discovery of olivine is strong evidence that parts of Mars have been extremely dry for a long time. Olivine was also discovered in many other small outcrops within 60 degrees north and south of the equator.[335] The probe has imaged several channels that suggest past sustained liquid flows, two of them are found in Nanedi Valles and in Nirgal Vallis.[336]
Mars Pathfinder
[edit]The Pathfinder lander recorded the variation of diurnal temperature cycle. It was coldest just before sunrise, about −78 °C (−108 °F; 195 K), and warmest just after Mars noon, about −8 °C (18 °F; 265 K). At this location, the highest temperature never reached the freezing point of water (0 °C (32 °F; 273 K)), too cold for pure liquid water to exist on the surface.
The atmospheric pressure measured by the Pathfinder on Mars is very low —about 0.6% of Earth's, and it would not permit pure liquid water to exist on the surface.[337]
Other observations were consistent with water being present in the past. Some of the rocks at the Mars Pathfinder site leaned against each other in a manner geologists term imbricated. It is suspected that strong flood waters in the past pushed the rocks around until they faced away from the flow. Some pebbles were rounded, perhaps from being tumbled in a stream. Parts of the ground are crusty, maybe due to cementing by a fluid containing minerals.[338] There was evidence of clouds and maybe fog.[338]
Mars Odyssey
[edit]
The 2001 Mars Odyssey found much evidence for water on Mars in the form of images, and with its neutron spectrometer, it proved that much of the ground is loaded with water ice. Mars has enough ice just beneath the surface to fill Lake Michigan twice.[339] In both hemispheres, from 55° latitude to the poles, Mars has a high density of ice just under the surface; one kilogram of soil contains about 500 grams (18 oz) of water ice. But close to the equator, there is only 2% to 10% of water in the soil.[340] Scientists think that much of this water is also locked up in the chemical structure of minerals, such as clay and sulfates.[341][342] Although the upper surface contains a few percent of chemically-bound water, ice lies just a few meters deeper, as it has been shown in Arabia Terra, Amazonis quadrangle, and Elysium quadrangle that contain large amounts of water ice.[343] The orbiter also discovered vast deposits of bulk water ice near the surface of equatorial regions.[210] Evidence for equatorial hydration is both morphological and compositional and is seen at both the Medusae Fossae formation and the Tharsis Montes.[210] Analysis of the data suggests that the southern hemisphere may have a layered structure, suggestive of stratified deposits beneath a now extinct large water mass.[344]
The instruments aboard the Mars Odyssey are able to study the top meter of soil. In 2002, available data were used to calculate that if all soil surfaces were covered by an even layer of water, this would correspond to a global layer of water (GLW) 0.5–1.5 kilometres (0.31–0.93 mi).[345]
Thousands of images returned from Odyssey orbiter also support the idea that Mars once had great amounts of water flowing across its surface. Some images show patterns of branching valleys; others show layers that may have been formed under lakes; even river and lake deltas have been identified.[52][346]For many years researchers suspected that glaciers exist under a layer of insulating rocks.[45][61][62] Lineated valley fill is one example of these rock-covered glaciers. They are found on the floors of some channels. Their surfaces have ridged and grooved materials that deflect around obstacles. Lineated floor deposits may be related to lobate debris aprons, which have been shown by orbiting radar to contain large amounts of ice.[45][62]
Phoenix
[edit]
The Phoenix lander also confirmed the existence of large amounts of water ice in the northern region of Mars.[347][348] This finding was predicted by previous orbital data and theory,[349] and was measured from orbit by the Mars Odyssey instruments.[340] On June 19, 2008, NASA announced that dice-sized clumps of bright material in the "Dodo-Goldilocks" trench, dug by the robotic arm, had vaporized over the course of four days, strongly indicating that the bright clumps were composed of water ice that sublimes following exposure. Recent radiative transfer modeling has shown that this water ice was snow with a grain size of ~350 μm with 0.015% dust.[350] Even though CO2 (dry ice) also sublimes under the conditions present, it would do so at a rate much faster than observed.[351] On July 31, 2008, NASA announced that Phoenix further confirmed the presence of water ice at its landing site. During the initial heating cycle of a sample, the mass spectrometer detected water vapor when the sample temperature reached 0 °C (32 °F; 273 K).[352] Stable liquid water cannot exist on the surface of Mars with its present low atmospheric pressure and temperature (it would boil), except at the lowest elevations for short periods.[200][201][347][353]
The presence of the perchlorate (ClO4–) anion, a strong oxidizer, in the martian soil was confirmed. This salt can considerably lower the water freezing point.
When Phoenix landed, the retrorockets splashed soil and melted ice onto the vehicle.[354] Photographs showed the landing had left blobs of material stuck to the landing struts.[354] The blobs expanded at a rate consistent with deliquescence, darkened before disappearing (consistent with liquefaction followed by dripping), and appeared to merge. These observations, combined with thermodynamic evidence, indicated that the blobs were likely liquid brine droplets.[354][355] Other researchers suggested the blobs could be "clumps of frost."[356][357][358] In 2015 it was confirmed that perchlorate plays a role in forming recurring slope lineae on steep gullies.[7][359]
For about as far as the camera can see, the landing site is flat, but shaped into polygons between 2–3 metres (6 ft 7 in – 9 ft 10 in) in diameter which are bounded by troughs that are 20–50 centimetres (7.9–19.7 in) deep. These shapes are due to ice in the soil expanding and contracting due to major temperature changes. The microscope showed that the soil on top of the polygons is composed of rounded particles and flat particles, probably a type of clay.[360] Ice is present a few inches below the surface in the middle of the polygons, and along its edges, the ice is at least 8 inches (200 mm) deep.[353]
Snow was observed to fall from cirrus clouds. The clouds formed at a level in the atmosphere that was around −65 °C (−85 °F; 208 K), so the clouds would have to be composed of water-ice, rather than carbon dioxide-ice (CO2 or dry ice), because the temperature for forming carbon dioxide ice is much lower than −120 °C (−184 °F; 153 K). As a result of mission observations, it is now suspected that water ice (snow) would have accumulated later in the year at this location.[361] The highest temperature measured during the mission, which took place during the Martian summer, was −19.6 °C (−3.3 °F; 253.6 K), while the coldest was −97.7 °C (−143.9 °F; 175.5 K). So, in this region the temperature remained far below the freezing point (0 °C (32 °F; 273 K)) of water.[362]
Mars Exploration Rovers
[edit]
The Mars Exploration Rovers, Spirit and Opportunity found a great deal of evidence for past water on Mars. The Spirit rover landed in what was thought to be a large lake bed. The lake bed had been covered over with lava flows, so evidence of past water was initially hard to detect. On March 5, 2004, NASA announced that Spirit had found hints of water history on Mars in a rock dubbed "Humphrey".[363]
As Spirit traveled in reverse in December 2007, pulling a seized wheel behind, the wheel scraped off the upper layer of soil, uncovering a patch of white ground rich in silica. Scientists think that it must have been produced in one of two ways.[364] One: hot spring deposits produced when water dissolved silica at one location and then carried it to another (i.e. a geyser). Two: acidic steam rising through cracks in rocks stripped them of their mineral components, leaving silica behind.[365] The Spirit rover also found evidence for water in the Columbia Hills of Gusev crater. In the Clovis group of rocks the Mössbauer spectrometer (MB) detected goethite,[366] that forms only in the presence of water,[367][368][369] iron in the oxidized form Fe3+,[370] carbonate-rich rocks, which means that regions of the planet once harbored water.[371][372]
The Opportunity rover was directed to a site that had displayed large amounts of hematite from orbit. Hematite often forms from water. The rover indeed found layered rocks and marble- or blueberry-like hematite concretions. Elsewhere on its traverse, Opportunity investigated aeolian dune stratigraphy in Burns Cliff in Endurance Crater. Its operators concluded that the preservation and cementation of these outcrops had been controlled by flow of shallow groundwater.[169] In its years of continuous operation, Opportunity sent back evidence that this area on Mars was soaked in liquid water in the past.[373][374]
The MER rovers found evidence for ancient wet environments that were very acidic. In fact, what Opportunity found evidence of sulfuric acid, a harsh chemical for life.[46][47][375][376] But on May 17, 2013, NASA announced that Opportunity found clay deposits that typically form in wet environments that are near neutral acidity. This find provides additional evidence about a wet ancient environment possibly favorable for life.[46][47]
Mars Reconnaissance Orbiter
[edit]
The Mars Reconnaissance Orbiter's HiRISE instrument has taken many images that strongly suggest that Mars has had a rich history of water-related processes. A major discovery was finding evidence of ancient hot springs. If they have hosted microbial life, they may contain biosignatures.[377] Research published in January 2010, described strong evidence for sustained precipitation in the area around Valles Marineris.[140][141] The types of minerals there are associated with water. Also, the high density of small branching channels indicates a great deal of precipitation.
Rocks on Mars have been found to frequently occur as layers, called strata, in many different places.[378] Layers form by various ways, including volcanoes, wind, or water.[379] Light-toned rocks on Mars have been associated with hydrated minerals like sulfates and clay.[380]
The orbiter helped scientists determine that much of the surface of Mars is covered by a thick smooth mantle that is thought to be a mixture of ice and dust.[272][381][382]
The ice mantle under the shallow subsurface is thought to result from frequent, major climate changes. Changes in Mars' orbit and tilt cause significant changes in the distribution of water ice from polar regions down to latitudes equivalent to Texas. During certain climate periods water vapor leaves polar ice and enters the atmosphere. The water returns to the ground at lower latitudes as deposits of frost or snow mixed generously with dust. The atmosphere of Mars contains a great deal of fine dust particles.[203] Water vapor condenses on the particles, then they fall down to the ground due to the additional weight of the water coating. When ice at the top of the mantling layer goes back into the atmosphere, it leaves behind dust, which insulates the remaining ice.[316]
In 2008, research with the Shallow Radar on the Mars Reconnaissance Orbiter provided strong evidence that the lobate debris aprons (LDA) in Hellas Planitia and in mid northern latitudes are glaciers that are covered with a thin layer of rocks. Its radar also detected a strong reflection from the top and base of LDAs, meaning that pure water ice made up the bulk of the formation.[45] The discovery of water ice in LDAs demonstrates that water is found at even lower latitudes.[259]
Research published in September 2009, demonstrated that some new craters on Mars show exposed, pure water ice.[383] After a time, the ice disappears, evaporating into the atmosphere. The ice is only a few feet deep. The ice was confirmed with the Compact Imaging Spectrometer (CRISM) on board the Mars Reconnaissance Orbiter.[384] Similar exposures of ice have been detected within the mid-latitude mantle (originally proposed to contain buried dusty snow covered with dust and regolith;[271]) that drapes most pole-facing slopes in the mid-latitudes using spectral analysis of HiRISE images.[385]
Additional collaborating reports published in 2019 evaluated the amount of water ice located at the northern pole. One report used data from the MRO's SHARAD (SHAllow RADar sounder) probes. SHARAD has the capability scanning up to about 2 kilometres (1.2 mi) below the surface at 15 metres (49 ft) intervals. The analysis of past SHARAD runs showed evidence of strata of water ice and sand below the Planum Boreum, with as much as 60% to 88% of the volume being water ice. This supports the theory of the long-term global weather of Mars consisting of cycles of global warming and cooling; during cooling periods, water gathered at the poles to form the ice layers, and then as global warming occurred, the unthawed water ice was covered by dust and dirt from Mars' frequent dust storms. The total ice volume determine by this study indicated that there was approximately 2.2×105 cubic kilometres (5.3×104 cu mi), or enough water, if melted, to fully cover the Mars surface with a 1.5 metres (4.9 ft) layer of water.[386] The work was corroborated by a separate study that used recorded gravity data to estimate the density of the Planum Boreum, indicating that on average, it contained up to 55% by volume of water ice.[387]
Many features that look like the pingos on the Earth were found in Utopia Planitia (~35-50° N; ~80-115° E) by examining photos from HiRISE. Pingos contain a core of ice.[388]
Curiosity rover
[edit]
Very early in its ongoing mission, NASA's Curiosity rover discovered unambiguous fluvial sediments on Mars. The properties of the pebbles in these outcrops suggested former vigorous flow on a streambed, with flow between ankle- and waist-deep. These rocks were found at the foot of an alluvial fan system descending from the crater wall, which had previously been identified from orbit.[149][150][151]
In October 2012, the first X-ray diffraction analysis of a Martian soil was performed by Curiosity. The results revealed the presence of several minerals, including feldspar, pyroxenes and olivine, and suggested that the Martian soil in the sample was similar to the weathered basaltic soils of Hawaiian volcanoes. The sample used is composed of dust distributed from global dust storms and local fine sand. So far, the materials Curiosity has analyzed are consistent with the initial ideas of deposits in Gale Crater recording a transition through time from a wet to dry environment.[389]
In December 2012, NASA reported that Curiosity performed its first extensive soil analysis, revealing the presence of water molecules, sulfur and chlorine in the Martian soil.[390][391] And in March 2013, NASA reported evidence of mineral hydration, likely hydrated calcium sulfate, in several rock samples including the broken fragments of "Tintina" rock and "Sutton Inlier" rock as well as in veins and nodules in other rocks like "Knorr" rock and "Wernicke" rock.[392][393][394] Analysis using the rover's DAN instrument provided evidence of subsurface water, amounting to as much as 4% water content, down to a depth of 60 cm (2.0 ft), in the rover's traverse from the Bradbury Landing site to the Yellowknife Bay area in the Glenelg terrain.[392]
On September 26, 2013, NASA scientists reported the Mars Curiosity rover detected abundant chemically-bound water (1.5 to 3 weight percent) in soil samples at the Rocknest region of Aeolis Palus in Gale Crater.[395][396][397][398][399][400] In addition, NASA reported the rover found two principal soil types: a fine-grained mafic type and a locally derived, coarse-grained felsic type.[397][399][401] The mafic type, similar to other martian soils and martian dust, was associated with hydration of the amorphous phases of the soil.[401] Also, perchlorates, the presence of which may make detection of life-related organic molecules difficult, were found at the Curiosity rover landing site (and earlier at the more polar site of the Phoenix lander) suggesting a "global distribution of these salts".[400] NASA also reported that Jake M rock, a rock encountered by Curiosity on the way to Glenelg, was a mugearite and very similar to terrestrial mugearite rocks.[402]
On December 9, 2013, NASA reported that Mars once had a large freshwater lake inside Gale Crater,[39][40] that could have been a hospitable environment for microbial life.
On December 16, 2014, NASA reported detecting an unusual increase, then decrease, in the amounts of methane in the atmosphere of the planet Mars; in addition, organic chemicals were detected in powder drilled from a rock by the Curiosity rover. Also, based on deuterium to hydrogen ratio studies, much of the water at Gale Crater on Mars was found to have been lost during ancient times, before the lake bed in the crater was formed; afterwards, large amounts of water continued to be lost.[403][404][405]
On April 13, 2015, Nature published an analysis of humidity and ground temperature data collected by Curiosity, showing evidence that films of liquid brine water form in the upper 5 cm of Mars's subsurface at night. The water activity and temperature remain below the requirements for reproduction and metabolism of known terrestrial microorganisms.[6][406]
On October 8, 2015, NASA confirmed that lakes and streams existed in Gale crater 3.3 – 3.8 billion years ago delivering sediments to build up the lower layers of Mount Sharp.[407][408]
On November 4, 2018, geologists presented evidence, based on studies in Gale Crater by the Curiosity rover, that there was plenty of water on early Mars.[409][410]
Mars Express
[edit]The Mars Express Orbiter, launched by the European Space Agency, has been mapping the surface of Mars and using radar equipment to look for evidence of sub-surface water. Between 2012 and 2015, the Orbiter scanned the area beneath the ice caps on the Planum Australe. Scientists determined by 2018 that the readings indicated a sub-surface lake bearing water about 20 kilometres (12 mi) wide. The top of the lake is located 1.5 kilometres (0.93 mi) under the planet's surface; how much deeper the liquid water extends remains unknown.[411][412]
Zhurong Rover
[edit]China's Zhurong touched down on Mars in the area called Utopia Planitia on May 14, 2021. Its six scientific instruments including two panoramic cameras, a ground-penetrating radar and a magnetic field detector. Zhurong used a laser to zap rocks to study their compositions.[413]
Zhurong found evidence of water when it examined the crust at the surface, called "duricrust." The crustcontained hydrated sulfate/silica materials in the Amazonian-age terrain of the landing site. The duricrust was produced either by subsurface ice melting or groundwater rising.[414][415]
Looking at the dunes at Zhurong's landing site, researchers found a large shift in wind direction (as evidenced in the dune directions) that occurred about the same time that layers in the Martian northern ice caps changed. It was suggested that these events happened when the rotational tilt of the planet changed.[416]
Interactive map
[edit]
Interactive image map of the global topography of Mars. Hover your mouse over the image to see the names of over 60 prominent geographic features, and click to link to them. Coloring of the base map indicates relative elevations, based on data from the Mars Orbiter Laser Altimeter on NASA's Mars Global Surveyor. Whites and browns indicate the highest elevations (+12 to +8 km); followed by pinks and reds (+8 to +3 km); yellow is 0 km; greens and blues are lower elevations (down to −8 km). Axes are latitude and longitude; Polar regions are noted. See also
[edit]- Atmospheric water on Mars – Layer of gases surrounding the planet Mars
- Climate of Mars
- Colonization of Mars – Proposed concepts for human settlements on Mars
- Evolution of water on Mars and Earth
- Extraterrestrial liquid water – Liquid water naturally occurring outside Earth
- Lakes on Mars
- Life on Mars – Scientific assessments on the microbial habitability of Mars
- Mars Express § Scientific discoveries and important events
- Mars Global Surveyor § Discovery of water ice on Mars[broken anchor]
- Martian canals – Erroneous idea of canals on Mars
- Mud cracks on Mars
References
[edit]- ^ Torbet, Georgina (December 12, 2019). "NASA finds 'water ice' just below the surface of Mars - The ice could be reached with a shovel and a pickaxe, experts say". Engadget. Archived from the original on December 20, 2019. Retrieved December 12, 2019.
- ^ Jump up to: a b c Staff (November 22, 2016). "Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars". NASA. Archived from the original on November 24, 2016. Retrieved November 23, 2016.
- ^ Jump up to: a b c "Lake of frozen water the size of New Mexico found on Mars – NASA". The Register. November 22, 2016. Archived from the original on November 23, 2016. Retrieved November 23, 2016.
- ^ Jump up to: a b c "Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior". NASA. November 22, 2016. Archived from the original on November 23, 2016. Retrieved November 23, 2016.
- ^ Jakosky, B. M.; Haberle, R.M. (1992). "The Seasonal Behavior of Water on Mars". In Kieffer, H. H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 969–1016.
- ^ Jump up to: a b Martín-Torres, F. Javier; Zorzano, María-Paz; Valentín-Serrano, Patricia; Harri, Ari-Matti; Genzer, Maria (April 13, 2015). "Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars". Nature Geoscience. 8 (5): 357–361. Bibcode:2015NatGe...8..357M. doi:10.1038/ngeo2412.
- ^ Jump up to: a b c d Ojha, L.; Wilhelm, M. B.; Murchie, S. L.; McEwen, A. S.; Wray, J. J.; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. (2015). "Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars". Nature Geoscience. 8 (11): 829–832. Bibcode:2015NatGe...8..829O. doi:10.1038/ngeo2546. S2CID 59152931.
- ^ "Recurring Martian Streaks: Flowing Sand, Not Water?" Archived December 8, 2021, at the Wayback Machine NASA, November 20, 2017
- ^ Byrne, Shane; Dundas, Colin M.; Kennedy, Megan R.; Mellon, Michael T.; McEwen, Alfred S.; Cull, Selby C.; Daubar, Ingrid J.; Shean, David E.; Seelos, Kimberly D.; Murchie, Scott L.; Cantor, Bruce A.; Arvidson, Raymond E.; Edgett, Kenneth S.; Reufer, Andreas; Thomas, Nicolas (September 25, 2009). "Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters". Science. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci...325.1674B. doi:10.1126/science.1175307. ISSN 0036-8075. PMID 19779195. S2CID 10657508. Archived from the original on July 14, 2023. Retrieved July 14, 2023.
- ^ Dundas, Colin M.; Bramson, Ali M.; Ojha, Lujendra; Wray, James J.; Mellon, Michael T.; Byrne, Shane; McEwen, Alfred S.; Putzig, Nathaniel E.; Viola, Donna; Sutton, Sarah; Clark, Erin; Holt, John W. (January 12, 2018). "Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes". Science. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Sci...359..199D. doi:10.1126/science.aao1619. ISSN 0036-8075. PMID 29326269. S2CID 206662378.
- ^ Khuller, Aditya; Christensen, Philip (January 18, 2021). "Evidence of Exposed Dusty Water Ice within Martian Gullies". Journal of Geophysical Research: Planets. 126 (2). Bibcode:2021JGRE..12606539R. doi:10.1029/2020JE006539. ISSN 2169-9097. S2CID 234174382. Archived from the original on June 11, 2024. Retrieved July 27, 2022.
- ^ Carr, M. H. (1996). Water on Mars. New York: Oxford University Press. p. 197.
- ^ Jump up to: a b Christensen, P. R. (2006). "Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars". Elements. 3 (2): 151–155. Bibcode:2006Eleme...2..151C. doi:10.2113/gselements.2.3.151.
- ^ Carr, 2006, p. 173.
- ^ Chryse Planitia
- ^ Jump up to: a b Webster, Guy; Brown, Dwayne (December 10, 2013). "NASA Mars Spacecraft Reveals a More Dynamic Red Planet". NASA. Archived from the original on December 14, 2013. Retrieved December 11, 2013.
- ^ "Liquid Water From Ice and Salt on Mars". Geophysical Research Letters. NASA Astrobiology. July 3, 2014. Archived from the original on August 14, 2014. Retrieved August 13, 2014.
- ^ Fischer, E.; Martínez, G. M.; Rennó, N. O.; Tamppari, L. K.; Zent, A. P. (November 2019). "Relative Humidity on Mars: New Results From the Phoenix TECP Sensor". Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (11): 2780–2792. doi:10.1029/2019je006080. ISSN 2169-9097. PMC 6988475. PMID 32025455. Archived from the original on June 11, 2024. Retrieved April 11, 2024.
- ^ Hess, Seymour L.; Henry, Robert M.; Tillman, James E. (June 10, 1979). "The seasonal variation of atmospheric pressure on Mars as affected by the south polar cap". Journal of Geophysical Research: Solid Earth. 84 (B6): 2923–2927. doi:10.1029/jb084ib06p02923. ISSN 0148-0227. Archived from the original on June 11, 2024. Retrieved April 11, 2024.
- ^ Khuller, Aditya R.; Clow, Gary D. (April 2024). "Turbulent Fluxes and Evaporation/Sublimation Rates on Earth, Mars, Titan, and Exoplanets". Journal of Geophysical Research: Planets. 129 (4). doi:10.1029/2023JE008114. ISSN 2169-9097.
- ^ Pollack, J. B. (1979). "Climatic Change on the Terrestrial Planets". Icarus. 37 (3): 479–553. Bibcode:1979Icar...37..479P. doi:10.1016/0019-1035(79)90012-5.
- ^ Pollack, J. B.; Kasting, J. F.; Richardson, S. M.; Poliakoff, K. (1987). "The Case for a Wet, Warm Climate on Early Mars". Icarus. 71 (2): 203–224. Bibcode:1987Icar...71..203P. doi:10.1016/0019-1035(87)90147-3. hdl:2060/19870013977. PMID 11539035.
- ^ Fairén, A. G. (2010). "A cold and wet Mars Mars". Icarus. 208 (1): 165–175. Bibcode:2010Icar..208..165F. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.006.
- ^ Fairén, A. G.; et al. (2009). "Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars". Nature. 459 (7245): 401–404. Bibcode:2009Natur.459..401F. doi:10.1038/nature07978. PMID 19458717. S2CID 205216655. Archived from the original on August 3, 2020. Retrieved August 29, 2020.
- ^ "releases/2015/03/150305140447". sciencedaily.com. Archived from the original on December 12, 2023. Retrieved May 25, 2015.
- ^ Villanueva, G.; Mumma, M.; Novak, R.; Käufl, H.; Hartogh, P.; Encrenaz, T.; Tokunaga, A.; Khayat, A.; Smith, M. (2015). "Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs". Science. 348 (6231): 218–221. Bibcode:2015Sci...348..218V. doi:10.1126/science.aaa3630. PMID 25745065. S2CID 206633960. Archived from the original on November 1, 2021. Retrieved July 23, 2019.
- ^ Jump up to: a b c Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G.; Kale, V. S. (1991). "Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars". Nature. 352 (6348): 589–594. Bibcode:1991Natur.352..589B. doi:10.1038/352589a0. S2CID 4321529.
- ^ Salese, F.; Ansan, V.; Mangold, N.; Carter, J.; Anouck, O.; Poulet, F.; Ori, G. G. (2016). "A sedimentary origin for intercrater plains north of the Hellas basin: Implications for climate conditions and erosion rates on early Mars" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (11): 2239–2267. Bibcode:2016JGRE..121.2239S. doi:10.1002/2016JE005039. S2CID 132873898. Archived (PDF) from the original on March 10, 2020. Retrieved November 22, 2019.
- ^ Parker, T. J.; Saunders, R. S.; Schneeberger, D. M. (1989). "Transitional Morphology in West Deuteronilus Mensae, Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary". Icarus. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar...82..111P. doi:10.1016/0019-1035(89)90027-4. S2CID 120460110.
- ^ Dohm, J. M.; Baker, Victor R.; Boynton, William V.; Fairén, Alberto G.; Ferris, Justin C.; Finch, Michael; Furfaro, Roberto; Hare, Trent M.; Janes, Daniel M.; Kargel, Jeffrey S.; Karunatillake, Suniti; Keller, John; Kerry, Kris; Kim, Kyeong J.; Komatsu, Goro; Mahaney, William C.; Schulze-Makuch, Dirk; Marinangeli, Lucia; Ori, Gian G.; Ruiz, Javier; Wheelock, Shawn J. (2009). "GRS Evidence and the Possibility of Paleooceans on Mars" (PDF). Planetary and Space Science. 57 (5–6): 664–684. Bibcode:2009P&SS...57..664D. doi:10.1016/j.pss.2008.10.008. Archived from the original (PDF) on September 22, 2017. Retrieved July 23, 2019.
- ^ "PSRD: Ancient Floodwaters and Seas on Mars". Planetary Science Research Discoveries. University of Hawaii. July 16, 2003. Archived from the original on January 4, 2011. Retrieved December 18, 2009.
- ^ "Gamma-Ray Evidence Suggests Ancient Mars Had Oceans". SpaceRef. November 17, 2008.
- ^ Clifford, S. M.; Parker, T. J. (2001). "The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains". Icarus. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. doi:10.1006/icar.2001.6671. S2CID 13694518.
- ^ Jump up to: a b c Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). "Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys". Nature Geoscience. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. doi:10.1038/ngeo891.
- ^ Jump up to: a b c "Ancient ocean may have covered third of Mars". Science Daily. June 14, 2010. Archived from the original on October 9, 2021. Retrieved February 28, 2018.
- ^ Carr, 2006, pp. 144–147.
- ^ Fassett, C. I.; Dickson, James L.; Head, James W.; Levy, Joseph S.; Marchant, David R. (2010). "Supraglacial and Proglacial Valleys on Amazonian Mars". Icarus. 208 (1): 86–100. Bibcode:2010Icar..208...86F. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.021.
- ^ "Flashback: Water on Mars Announced 10 Years Ago". Space.com. June 22, 2000. Archived from the original on December 22, 2010. Retrieved June 23, 2010.
- ^ Jump up to: a b Chang, Kenneth (December 9, 2013). "On Mars, an Ancient Lake and Perhaps Life". The New York Times. Archived from the original on December 9, 2013. Retrieved February 26, 2017.
- ^ Jump up to: a b Various (December 9, 2013). "Science – Special Collection – Curiosity Rover on Mars". Science. Archived from the original on January 28, 2014. Retrieved June 30, 2022.
- ^ Jump up to: a b Parker, T.; Clifford, S. M.; Banerdt, W. B. (2000). "Argyre Planitia and the Mars Global Hydrologic Cycle" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXI: 2033. Bibcode:2000LPI....31.2033P. Archived (PDF) from the original on July 6, 2021. Retrieved December 19, 2010.
- ^ Jump up to: a b Heisinger, H.; Head, J. (2002). "Topography and morphology of the Argyre basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history". Planetary and Space Science. 50 (10–11): 939–981. Bibcode:2002P&SS...50..939H. doi:10.1016/S0032-0633(02)00054-5.
- ^ Soderblom, L. A. (1992). Kieffer, H. H.; et al. (eds.). The composition and mineralogy of the Martian surface from spectroscopic observations – 0.3 micron to 50 microns. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 557–593. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ Glotch, T.; Christensen, P. (2005). "Geologic and mineralogical mapping of Aram Chaos: Evidence for water-rich history". Journal of Geophysical Research. 110 (E9): E09006. Bibcode:2005JGRE..110.9006G. doi:10.1029/2004JE002389. S2CID 53489327.
- ^ Jump up to: a b c d e f g Holt, J. W.; Safaeinili, A.; Plaut, J. J.; Young, D. A.; Head, J. W.; Phillips, R. J.; Campbell, B. A.; Carter, L. M.; Gim, Y.; Seu, R.; Team, Sharad (2008). "Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI....39.2441H. Archived (PDF) from the original on June 11, 2016. Retrieved December 19, 2010.
- ^ Jump up to: a b c Amos, Jonathan (June 10, 2013). "Old Opportunity Mars rover makes rock discovery". BBC News. Archived from the original on October 9, 2021. Retrieved June 22, 2018.
- ^ Jump up to: a b c "Mars Rover Opportunity Examines Clay Clues in Rock". Jet Propulsion Laboratory, NASA. May 17, 2013. Archived from the original on June 11, 2013. Retrieved June 16, 2013.
- ^ Jump up to: a b c "Regional, Not Global, Processes Led to Huge Martian Floods". Planetary Science Institute. September 11, 2015. Archived from the original on September 29, 2015. Retrieved September 12, 2015 – via SpaceRef.
- ^ Harrison, K; Grimm, R. (2005). "Groundwater-controlled valley networks and the decline of surface runoff on early Mars". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S16. Bibcode:2005JGRE..11012S16H. doi:10.1029/2005JE002455. S2CID 7755332.
- ^ Howard, A.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). "An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S14. Bibcode:2005JGRE..11012S14H. doi:10.1029/2005JE002459. S2CID 14890033.
- ^ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, G. G.; Hauber, E. (2016). "Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. doi:10.1002/2015JE004891. S2CID 130651090.
- ^ Jump up to: a b c d Irwin, Rossman P.; Howard, Alan D.; Craddock, Robert A.; Moore, Jeffrey M. (2005). "An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S15. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. doi:10.1029/2005JE002460.
- ^ Jump up to: a b Fassett, C.; Head, III (2008). "Valley network-fed, open-basin lakes on Mars: Distribution and implications for Noachian surface and subsurface hydrology". Icarus. 198 (1): 37–56. Bibcode:2008Icar..198...37F. doi:10.1016/j.icarus.2008.06.016.
- ^ Jump up to: a b Moore, J.; Wilhelms, D. (2001). "Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars" (PDF). Icarus. 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. doi:10.1006/icar.2001.6736. hdl:2060/20020050249. S2CID 122991710. Archived (PDF) from the original on October 9, 2021. Retrieved July 7, 2017.
- ^ Jump up to: a b Weitz, C.; Parker, T. (2000). "New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXI: 1693. Bibcode:2000LPI....31.1693W. Archived (PDF) from the original on July 6, 2021. Retrieved December 19, 2010.
- ^ "New Signs That Ancient Mars Was Wet". Space.com. October 28, 2008. Archived from the original on November 10, 2021. Retrieved October 3, 2011.
- ^ Squyres, S. W.; et al. (1992). "Ice in the Martian Regolith". In Kieffer, H. H. (ed.). Mars. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 523–554. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ Jump up to: a b Head, J.; Marchant, D. (2006). "Modifications of the walls of a Noachian crater in Northern Arabia Terra (24 E, 39 N) during northern mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of Lobate Debris Aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems (abstract)". Lunar and Planetary Science. 37: 1128.
- ^ Head, J.; et al. (2006). "Modification if the dichotomy boundary on Mars by Amazonian mid-latitude regional glaciation". Geophysical Research Letters. 33 (8): 33. Bibcode:2006GeoRL..33.8S03H. doi:10.1029/2005gl024360. S2CID 9653193.
- ^ Head, J.; Marchant, D. (2006). "Evidence for global-scale northern mid-latitude glaciation in the Amazonian period of Mars: Debris-covered glacial and valley glacial deposits in the 30–50 N latitude band". Lunar and Planetary Science. 37: 1127.
- ^ Jump up to: a b c Lewis, Richard (April 23, 2008). "Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active". Brown University. Archived from the original on October 12, 2013. Retrieved October 12, 2009.
- ^ Jump up to: a b c d e f g h Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (2009). "Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars" (PDF). Geophysical Research Letters. 36 (2): n/a. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. doi:10.1029/2008GL036379. S2CID 17530607. Archived from the original (PDF) on January 23, 2021. Retrieved April 4, 2010.
- ^ Wall, Mike (March 25, 2011). "Q & A with Mars Life-Seeker Chris Carr". Space.com. Archived from the original on June 3, 2013. Retrieved June 16, 2013.
- ^ Jump up to: a b Dartnell, L. R.; Desorgher; Ward; Coates (January 30, 2007). "Modelling the surface and subsurface Martian radiation environment: Implications for astrobiology". Geophysical Research Letters. 34 (2): L02207. Bibcode:2007GeoRL..34.2207D. doi:10.1029/2006GL027494. S2CID 59046908. Archived from the original on October 7, 2019. Retrieved July 23, 2019.
The damaging effect of ionising radiation on cellular structure is one of the prime limiting factors on the survival of life in potential astrobiological habitats.
- ^ Jump up to: a b Dartnell, L. R.; Desorgher, L.; Ward, J. M.; Coates, A. J. (2007). "Martian sub-surface ionising radiation: biosignatures and geology" (PDF). Biogeosciences. 4 (4): 545–558. Bibcode:2007BGeo....4..545D. doi:10.5194/bg-4-545-2007. Archived (PDF) from the original on July 9, 2014. Retrieved September 1, 2019.
This ionising radiation field is deleterious to the survival of dormant cells or spores and the persistence of molecular biomarkers in the subsurface, and so its characterisation. ... Even at a depth of 2 meters beneath the surface, any microbes would likely be dormant, cryopreserved by the current freezing conditions, and so metabolically inactive and unable to repair cellular degradation as it occurs.
- ^ Jump up to: a b de Morais, A. (2012). "A Possible Biochemical Model for Mars" (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference. Archived (PDF) from the original on July 6, 2021. Retrieved June 5, 2013.
The extensive volcanism at that time much possibly created subsurface cracks and caves within different strata, and the liquid water could have been stored in these subterraneous places, forming large aquifers with deposits of saline liquid water, minerals organic molecules, and geothermal heat – ingredients for life as we know on Earth.
- ^ Jump up to: a b Didymus, JohnThomas (January 21, 2013). "Scientists find evidence Mars subsurface could hold life". Digital Journal – Science. Archived from the original on December 13, 2013. Retrieved June 16, 2013.
There can be no life on the surface of Mars, because it is bathed in radiation and it's completely frozen. Life in the subsurface would be protected from that. – Prof. Parnell.
- ^ Jump up to: a b Steigerwald, Bill (January 15, 2009). "Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet". NASA's Goddard Space Flight Center. NASA. Archived from the original on January 17, 2009. Retrieved June 16, 2013.
If microscopic Martian life is producing the methane, it likely resides far below the surface, where it's still warm enough for liquid water to exist
- ^ Jump up to: a b c d e f Orosei, R.; et al. (July 25, 2018). "Radar evidence of subglacial liquid water on Mars". Science. 361 (6401): 490–493. arXiv:2004.04587. Bibcode:2018Sci...361..490O. doi:10.1126/science.aar7268. hdl:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
- ^ Halton, Mary (July 25, 2018). "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News. Archived from the original on July 25, 2018. Retrieved July 26, 2018.
- ^ Grima, Cyril; Mouginot, Jeremie; Kofman, Wlodek; Herique, A.; Beck, P. (January 2022). "The Basal Detectability of an Ice-Covered Mars by MARSIS" (PDF). Geophysical Research Letters. 49 (2). Bibcode:2022GeoRL..4996518G. doi:10.1029/2021GL096518. S2CID 246327935. Archived (PDF) from the original on June 11, 2024. Retrieved August 29, 2022.
- ^ Howell, Elizabeth (January 25, 2022). "Mars' suspected underground lake could be just volcanic rock, new study finds". Space.com. Archived from the original on April 4, 2022. Retrieved April 4, 2022.
- ^ Wilson, Jim; Dunbar, Brian (August 3, 2017). "Mars Overview". NASA.gov. Archived from the original on December 9, 2021.
- ^ Lauro, Sebastian Emanuel; et al. (September 28, 2020). "Multiple subglacial water bodies below the south pole of Mars unveiled by new MARSIS data". Nature Astronomy. 5: 63–70. arXiv:2010.00870. Bibcode:2021NatAs...5...63L. doi:10.1038/s41550-020-1200-6. S2CID 222125007. Archived from the original on December 31, 2021. Retrieved September 29, 2020.
- ^ O'Callaghan, Jonathan (September 28, 2020). "Water on Mars: discovery of three buried lakes intrigues scientists". Nature. doi:10.1038/d41586-020-02751-1. PMID 32989309. S2CID 222155190. Archived from the original on January 11, 2022. Retrieved September 29, 2020.
- ^ Hautaluoma, Grey; Johnson, Alana; Good, Andrew (March 16, 2021). "New Study Challenges Long-Held Theory of Fate of Mars' Water". NASA. Archived from the original on October 11, 2021. Retrieved March 16, 2021.
- ^ Mack, Eric (March 16, 2021). "Mars hides an ancient ocean beneath its surface". CNET. Archived from the original on March 17, 2021. Retrieved March 16, 2021.
- ^ Scheller, E. L.; et al. (March 16, 2021). "Long-term drying of Mars by sequestration of ocean-scale volumes of water in the crust". Science. 372 (6537): 56–62. Bibcode:2021Sci...372...56S. doi:10.1126/science.abc7717. PMC 8370096. PMID 33727251.
- ^ Chang, Kenneth (March 19, 2021). "The Water on Mars Vanished. This Might Be Where It Went". The New York Times. Archived from the original on November 24, 2021. Retrieved March 19, 2021.
- ^ Sheehan, 1996, p. 35.
- ^ Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M; Snyder, C. (1992). "The Planet Mars: From Antiquity to the Present". In Kieffer, H.H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. pp. 1–33.
- ^ hartmann, 2003, p. 20.
- ^ Sheehan, 1996, p. 150.
- ^ Spinrad, H.; Münch, G.; Kaplan, L. D. (1963). "Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars". Astrophysical Journal. 137: 1319. Bibcode:1963ApJ...137.1319S. doi:10.1086/147613.
- ^ Leighton, R.B.; Murray, B.C. (1966). "Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars". Science. 153 (3732): 136–144. Bibcode:1966Sci...153..136L. doi:10.1126/science.153.3732.136. PMID 17831495. S2CID 28087958.
- ^ Leighton, R.B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, J.D.; Sloan, R.K. (1965). "Mariner IV Photography of Mars: Initial Results". Science. 149 (3684): 627–630. Bibcode:1965Sci...149..627L. doi:10.1126/science.149.3684.627. PMID 17747569. S2CID 43407530.
- ^ Kliore, A.; et al. (1965). "Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere". Science. 149 (3689): 1243–1248. Bibcode:1965Sci...149.1243K. doi:10.1126/science.149.3689.1243. PMID 17747455. S2CID 34369864.
- ^ Grotzinger, John P. (January 24, 2014). "Introduction to Special Issue – Habitability, Taphonomy, and the Search for Organic Carbon on Mars". Science. 343 (6169): 386–387. Bibcode:2014Sci...343..386G. doi:10.1126/science.1249944. PMID 24458635.
- ^ Various (January 24, 2014). "Special Issue – Table of Contents – Exploring Martian Habitability". Science. 343 (6169): 345–452. Archived from the original on January 29, 2014. Retrieved June 30, 2022.
- ^ Grotzinger, J.P.; et al. (January 24, 2014). "A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars". Science. 343 (6169): 1242777. Bibcode:2014Sci...343A.386G. CiteSeerX 10.1.1.455.3973. doi:10.1126/science.1242777. PMID 24324272. S2CID 52836398.
- ^ Jump up to: a b Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C.; et al. (September 8, 2015). "Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?". Scientific Reports. 5: 13404. Bibcode:2015NatSR...513404R. doi:10.1038/srep13404. PMC 4562069. PMID 26346067.
- ^ "Ancient Mars Water Existed Deep Underground". Space.com. July 2, 2012. Archived from the original on May 9, 2021. Retrieved July 13, 2012.
- ^ Craddock, R.; Howard, A. (2002). "The case for rainfall on a warm, wet early Mars". Journal of Geophysical Research. 107 (E11): E11. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001je001505.
- ^ Head, J.; et al. (2006). "Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change". Earth and Planetary Science Letters. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E&PSL.241..663H. doi:10.1016/j.epsl.2005.11.016.
- ^ Staff (October 28, 2008). "NASA Mars Reconnaissance Orbiter Reveals Details of a Wetter Mars". SpaceRef. NASA. Archived from the original on February 2, 2013.
- ^ Jump up to: a b Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; et al. (September 2003). "The Origin of Water on Mars". Icarus. 165 (1): 1–8. Bibcode:2003Icar..165....1L. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6.
- ^ Soderblom, L. A.; Bell, J. F. (2008). "Exploration of the Martian Surface: 1992–2007". In Bell, J. F. (ed.). The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. pp. 3–19. Bibcode:2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
- ^ Ming, D. W.; Morris, R. V.; Clark, R. C. (2008). "Aqueous Alteration on Mars". In Bell, J. F. (ed.). The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. pp. 519–540. Bibcode:2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
- ^ Lewis, J. S. (1997). Physics and Chemistry of the Solar System (revised ed.). San Diego, California: Academic Press. ISBN 978-0-12-446742-2.
- ^ Lasue, J.; et al. (2013). "Quantitative Assessments of the Martian Hydrosphere". Space Science Reviews. 174 (1–4): 155–212. Bibcode:2013SSRv..174..155L. doi:10.1007/s11214-012-9946-5. S2CID 122747118.
- ^ Clark, B. C.; et al. (2005). "Chemistry and Mineralogy of Outcrops at Meridiani Planum". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 73–94. Bibcode:2005E&PSL.240...73C. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.040.
- ^ Bloom, A. L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. p. 114. ISBN 9780133530865.
- ^ Boynton, W. V.; et al. (2009). "Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site". Science. 325 (5936): 61–4. Bibcode:2009Sci...325...61B. doi:10.1126/science.1172768. PMID 19574384. S2CID 26740165.
- ^ Gooding, J. L.; Arvidson, R. E.; Zolotov, M. Yu. (1992). "Physical and Chemical Weathering". In Kieffer, H. H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 626–651. ISBN 978-0-8165-1257-7.
- ^ Melosh, H. J. (2011). Planetary Surface Processes. Cambridge University Press. p. 296. ISBN 978-0-521-51418-7.
- ^ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). "Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S09. Bibcode:2005JGRE..11012S09A. doi:10.1029/2005JE002453. S2CID 20787765.
- ^ Schrenk, M. O.; Brazelton, W. J.; Lang, S. Q. (2013). "Serpentinization, Carbon, and Deep Life". Reviews in Mineralogy & Geochemistry. 75 (1): 575–606. Bibcode:2013RvMG...75..575S. doi:10.2138/rmg.2013.75.18. S2CID 8600635.
- ^ Baucom, Martin (March–April 2006). "Life on Mars?". American Scientist. 94 (2): 119. doi:10.1511/2006.58.119. Archived from the original on June 15, 2017. Retrieved October 23, 2013.
- ^ Chassefière, E; Langlais, B.; Quesnel, Y.; Leblanc, F. (2013), "The Fate of Early Mars' Lost Water: The Role of Serpentinization" (PDF), EPSC Abstracts, vol. 8, p. EPSC2013-188, archived (PDF) from the original on July 6, 2021, retrieved October 23, 2013
- ^ Ehlmann, B. L.; Mustard, J. F.; Murchie, S. L. (2010). "Geologic Setting of Serpentine Deposits on Mars" (PDF). Geophysical Research Letters. 37 (6): L06201. Bibcode:2010GeoRL..37.6201E. doi:10.1029/2010GL042596. S2CID 10738206. Archived (PDF) from the original on September 18, 2021. Retrieved July 23, 2019.
- ^ Bloom, A. L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. ISBN 9780133530865.., p. 120
- ^ Melosh, H.J., 2011. Planetary surface processes. Cambridge Univ. Press., pp. 500
- ^ Ody, A.; et al. (2013). "Global Investigation of Olivine on Mars: Insights into Crust and Mantle Compositions". Journal of Geophysical Research. 118 (2): 234–262. Bibcode:2013JGRE..118..234O. doi:10.1029/2012JE004149.
- ^ Swindle, T. D.; Treiman, A. H.; Lindstrom, D. J.; Burkland, M. K.; Cohen, B. A.; Grier, J. A.; Li, B.; Olson, E. K. (2000). "Noble Gases in Iddingsite from the Lafayette meteorite: Evidence for Liquid water on Mars in the last few hundred million years". Meteoritics and Planetary Science. 35 (1): 107–115. Bibcode:2000M&PS...35..107S. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x.
- ^ Head, J.; Kreslavsky, M. A.; Ivanov, M. A.; Hiesinger, H.; Fuller, E. R.; Pratt, S. (2001). "Water in Middle Mars History: New Insights From MOLA Data". AGU Spring Meeting Abstracts. 2001: P31A–02 INVITED. Bibcode:2001AGUSM...P31A02H.
- ^ Head, J.; et al. (2001). "Exploration for standing Bodies of Water on Mars: When Were They There, Where did They go, and What are the Implications for Astrobiology?". AGU Fall Meeting Abstracts. 21: P21C–03. Bibcode:2001AGUFM.P21C..03H.
- ^ Meyer, C. (2012) The Martian Meteorite Compendium; National Aronautics and Space Administration. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/ Archived May 7, 2021, at the Wayback Machine.
- ^ "Shergotty Meteorite – JPL, NASA". NASA. Archived from the original on January 18, 2011. Retrieved December 19, 2010.
- ^ Hamiliton, W.; Christensen, Philip R.; McSween, Harry Y. (1997). "Determination of Martian meteorite lithologies and mineralogies using vibrational spectroscopy". Journal of Geophysical Research. 102 (E11): 25593–25603. Bibcode:1997JGR...10225593H. doi:10.1029/97JE01874.
- ^ Treiman, A. (2005). "The nakhlite meteorites: Augite-rich igneous rocks from Mars" (PDF). Chemie der Erde – Geochemistry. 65 (3): 203–270. Bibcode:2005ChEG...65..203T. doi:10.1016/j.chemer.2005.01.004. Archived (PDF) from the original on March 27, 2009. Retrieved September 8, 2006.
- ^ Agee, Carl B.; Wilson, Nicole V.; McCubbin, Francis M.; Ziegler, Karen; Polyak, Victor J.; Sharp, Zachary D.; Asmerom, Yemane; Nunn, Morgan H.; Shaheen, Robina; Thiemens, Mark H.; Steele, Andrew; Fogel, Marilyn L.; Bowden, Roxane; Glamoclija, Mihaela; Zhang, Zhisheng; Elardo, Stephen M. (February 15, 2013). "Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034". Science. 339 (6121): 780–785. Bibcode:2013Sci...339..780A. doi:10.1126/science.1228858. PMID 23287721. S2CID 206544554.
- ^ Agree, C.; et al. (2013). "Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034". Science. 339 (6121): 780–785. Bibcode:2013Sci...339..780A. doi:10.1126/science.1228858. PMID 23287721. S2CID 206544554.
- ^ McKay, D. Jr.; Gibson, E. K.; Thomas-Keprta, K. L.; Vali, H.; Romanek, C. S.; Clemett, S. J.; Chillier, X. D.; Maechling, C. R.; Zare, R. N. (1996). "Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite AL84001". Science. 273 (5277): 924–930. Bibcode:1996Sci...273..924M. doi:10.1126/science.273.5277.924. PMID 8688069. S2CID 40690489.
- ^ Gibbs, W.; Powell, C. (August 19, 1996). "Bugs in the Data?". Scientific American. Archived from the original on October 17, 2012. Retrieved December 19, 2010.
- ^ "Controversy Continues: Mars Meteorite Clings to Life – Or Does It?". Space.com. March 20, 2002. Archived from the original on April 4, 2002. Retrieved November 27, 2009.
- ^ Bada, J.; Glavin, D. P.; McDonald, G. D.; Becker, L. (1998). "A Search for Endogenous Amino Acids in Martian Meteorite AL84001". Science. 279 (5349): 362–365. Bibcode:1998Sci...279..362B. doi:10.1126/science.279.5349.362. PMID 9430583. S2CID 32301715.
- ^ Jump up to: a b Garcia-Ruiz, Juan-Manuel Garcia-Ruiz (December 30, 1999). "Morphological behavior of inorganic precipitation systems". In Hoover, Richard B. (ed.). Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II. Vol. 3755. pp. 74–82. doi:10.1117/12.375088. S2CID 84764520.
It is concluded that 'morphology cannot be used unambiguously as a tool for primitive life detection'.
{{cite book}}:|journal=ignored (help) - ^ Agresti; House; Jögi; Kudryavstev; McKeegan; Runnegar; Schopf; Wdowiak (December 3, 2008). "Detection and geochemical characterization of Earth's earliest life". NASA Astrobiology Institute. NASA. Archived from the original on January 23, 2013. Retrieved January 15, 2013.
- ^ Schopf, J. William; Kudryavtsev, Anatoliy B.; Czaja, Andrew D.; Tripathi, Abhishek B. (April 28, 2007). "Evidence of Archean life: Stromatolites and microfossils" (PDF). Precambrian Research. 158 (3–4): 141–155. Bibcode:2007PreR..158..141S. doi:10.1016/j.precamres.2007.04.009. Archived from the original (PDF) on December 24, 2012. Retrieved January 15, 2013.
- ^ Jump up to: a b Raeburn, P. (1998). "Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars". National Geographic. Washington D.C.
- ^ Jump up to: a b Moore, P.; et al. (1990). The Atlas of the Solar System. New York: Mitchell Beazley Publishers.
- ^ Berman, Daniel C.; Crown, David A.; Bleamaster, Leslie F. (2009). "Degradation of mid-latitude craters on Mars". Icarus. 200 (1): 77–95. Bibcode:2009Icar..200...77B. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.026.
- ^ Fassett, Caleb I.; Head, James W. (2008). "The timing of martian valley network activity: Constraints from buffered crater counting". Icarus. 195 (1): 61–89. Bibcode:2008Icar..195...61F. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.009.
- ^ "HiRISE | HiPOD: 29 Jul 2023". Archived from the original on July 31, 2023. Retrieved July 31, 2023.
- ^ Malin, Michael C. (2010). "An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation". The Mars Journal. 5: 1–60. Bibcode:2010IJMSE...5....1M. doi:10.1555/mars.2010.0001. S2CID 128873687.
- ^ "Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae". University of Arizona. January 31, 2007. Archived from the original on March 5, 2016. Retrieved October 8, 2009.
- ^ Zimbelman, J.; Griffin, L. (2010). "HiRISE images of yardangs and sinuous ridges in the lower member of the Medusae Fossae Formation, Mars". Icarus. 205 (1): 198–210. Bibcode:2010Icar..205..198Z. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.003.
- ^ Newsom, H.; Lanza, Nina L.; Ollila, Ann M.; Wiseman, Sandra M.; Roush, Ted L.; Marzo, Giuseppe A.; Tornabene, Livio L.; Okubo, Chris H.; Osterloo, Mikki M.; Hamilton, Victoria E.; Crumpler, Larry S. (2010). "Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars". Icarus. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205...64N. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.030.
- ^ Morgan, A. M.; Howard, A. D.; Hobley, D. E. J.; Moore, J. M.; Dietrich, W. E.; Williams, R. M. E.; Burr, D. M.; Grant, J. A.; Wilson, S. A.; Matsubara, Y. (2014). "Sedimentology and climatic environment of alluvial fans in the martian Saheki crater and a comparison with terrestrial fans in the Atacama Desert" (PDF). Icarus. 229: 131–156. Bibcode:2014Icar..229..131M. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.007. Archived (PDF) from the original on July 20, 2018. Retrieved July 23, 2019.
- ^ Jump up to: a b Weitz, C.; Milliken, R.E.; Grant, J.A.; McEwen, A.S.; Williams, R.M.E.; Bishop, J.L.; Thomson, B.J. (2010). "Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris". Icarus. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205...73W. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.017.
- ^ Jump up to: a b c Zendejas, J.; Segura, A.; Raga, A.C. (December 2010). "Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars". Icarus. 210 (2): 539–1000. arXiv:1006.0021. Bibcode:2010Icar..210..539Z. doi:10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID 119243879.
- ^ Jump up to: a b c Cabrol, N.; Grin, E., eds. (2010). Lakes on Mars. New York: Elsevier.
- ^ Goldspiel, J.; Squires, S. (2000). "Groundwater sapping and valley formation on Mars". Icarus. 148 (1): 176–192. Bibcode:2000Icar..148..176G. doi:10.1006/icar.2000.6465.
- ^ Jump up to: a b c d e f g h i j Carr, Michael H. The Surface of Mars. Cambridge Planetary Science. Cambridge University Press. ISBN 978-0-511-26688-1.
- ^ Nedell, S.; Squyres, Steven W.; Andersen, David W. (1987). "Origin and evolution of the layered deposits in the Valles Marineris, Mars". Icarus. 70 (3): 409–441. Bibcode:1987Icar...70..409N. doi:10.1016/0019-1035(87)90086-8.
- ^ Matsubara, Yo; Howard, Alan D.; Drummond, Sarah A. (2011). "Hydrology of early Mars: Lake basins". Journal of Geophysical Research: Planets. 116 (116.E4). Bibcode:2011JGRE..116.4001M. doi:10.1029/2010JE003739.
- ^ "Spectacular Mars images reveal evidence of ancient lakes". Sciencedaily.com. January 4, 2010. Archived from the original on August 23, 2016. Retrieved February 28, 2018.
- ^ Gupta, Sanjeev; Warner, Nicholas; Kim, Rack; Lin, Yuan; Muller, Jan; -1#Jung-, Shih- (2010). "Hesperian equatorial thermokarst lakes in Ares Vallis as evidence for transient warm conditions on Mars". Geology. 38 (1): 71–74. Bibcode:2010Geo....38...71W. doi:10.1130/G30579.1.
{{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link) - ^ Jump up to: a b c d Brown, Dwayne; Cole, Steve; Webster, Guy; Agle, D.C. (September 27, 2012). "NASA Rover Finds Old Streambed On Martian Surface". NASA.
- ^ Jump up to: a b c NASA (September 27, 2012). "NASA's Curiosity Rover Finds Old Streambed on Mars – video (51:40)". NASAtelevision. Archived from the original on November 13, 2021.
- ^ Jump up to: a b c Chang, Alicia (September 27, 2012). "Mars rover Curiosity finds signs of ancient stream". Associated Press.
- ^ "NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars". NASA. March 12, 2013. Archived from the original on July 3, 2013. Retrieved June 16, 2013.
- ^ Parker, Timothy J.; Currey, Donald R. (April 2001). "Extraterrestrial coastal geomorphology". Geomorphology. 37 (3–4): 303–328. doi:10.1016/s0169-555x(00)00089-1. ISSN 0169-555X.
- ^ de Pablo, M.A.; Druet, M. "Description, Origin and Evolution of a Basin in Sirenum Terrae, Mars, Including Atlantis Chaos: a Preliminary Study" (PDF). Lunar and Planetary Science Conference XXXIII 11-15 March, 2002. abstract no.1032.
- ^ de Pablo, M.A. "Mola Topographic Data Analysis of the Atlantis Paleolake Basin, Sirenum Terrae, Mars" (PDF). Sixth International Conference on Mars. 20–25 July, 2003. Pasadena, California. abstract #3037.
- ^ "Mars Study Yields Clues to Possible Cradle of Life". Astrobiology Magazine. October 8, 2017. Archived from the original on October 11, 2017.
{{cite magazine}}: CS1 maint: unfit URL (link) - ^ "Mars' Eridania Basin Once Held Vast Sea". Sci-News.com. October 9, 2017. Archived from the original on April 22, 2023. Retrieved June 6, 2022.
- ^ Jump up to: a b Michalski, J.; et al. (2017). "Ancient hydrothermal seafloor deposits in Eridania basin on Mars". Nature Communications. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo...815978M. doi:10.1038/ncomms15978. PMC 5508135. PMID 28691699.
- ^ Irwin, R.; et al. (2004). "Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins". Journal of Geophysical Research: Planets. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. doi:10.1029/2004je002287. S2CID 12637702.
- ^ Hynek, B.; et al. (2010). "Updated global map of Martian valley networks and implications for climate and hydrologic processes". Journal of Geophysical Research. 115 (E9): E09008. Bibcode:2010JGRE..115.9008H. doi:10.1029/2009je003548.
- ^ Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). "Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys". Nature Geoscience. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. doi:10.1038/ngeo891.
- ^ Carr, M. H. (1979). "Formation of Martian flood features by release of water from confined aquifers" (PDF). Journal of Geophysical Research. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR....84.2995C. doi:10.1029/JB084iB06p02995. Archived from the original (PDF) on September 24, 2015. Retrieved June 16, 2013.
- ^ Baker, V.; Milton, D. (1974). "Erosion by Catastrophic Floods on Mars and Earth". Icarus. 23 (1): 27–41. Bibcode:1974Icar...23...27B. doi:10.1016/0019-1035(74)90101-8.
- ^ "Mars Global Surveyor MOC2-862 Release". Malin Space Science Systems. Archived from the original on April 12, 2009. Retrieved January 16, 2012.
- ^ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T. (2007). "Meridiani Planum and the global hydrology of Mars". Nature. 446 (7132): 163–136. Bibcode:2007Natur.446..163A. doi:10.1038/nature05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
- ^ Irwin; Rossman, P.; Craddock, Robert A.; Howard, Alan D. (2005). "Interior channels in Martian valley networks: Discharge and runoff production". Geology. 33 (6): 489–492. Bibcode:2005Geo....33..489I. doi:10.1130/g21333.1. S2CID 5663347.
- ^ Jakosky, Bruce M. (1999). "Water, Climate, and Life". Science. 283 (5402): 648–649. doi:10.1126/science.283.5402.648. PMID 9988657. S2CID 128560172.
- ^ Lamb, Michael P.; et al. (2006). "Can springs cut canyons into rock?". Journal of Geophysical Research: Planets. 111 (111.E7). Bibcode:2006JGRE..111.7002L. doi:10.1029/2005JE002663. Archived from the original on April 22, 2023. Retrieved June 23, 2022.
- ^ Jump up to: a b c Grotzinger, J. P.; Arvidson, R. E.; Bell III, J. F.; Calvin, W.; Clark, B. C.; Fike, D. A.; Golombek, M.; Greeley, R.; Haldemann, A.; Herkenhoff, K. E.; Jolliff, B. L.; Knoll, A. H.; Malin, M.; McLennan, S. M.; Parker, T.; Soderblom, L.; Sohl-Dickstein, J. N.; Squyres, S. W.; Tosca, N. J.; Watters, W. A. (November 25, 2005). "Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN 0012-821X.
- ^ Michalski, Joseph R.; Niles, Paul B.; Cuadros, Javier; Parnell, John; Rogers, A. Deanne; Wright, Shawn P. (January 20, 2013). "Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere". Nature Geoscience. 6 (2): 133–138. Bibcode:2013NatGe...6..133M. doi:10.1038/ngeo1706.
Here we present a conceptual model of subsurface habitability of Mars and evaluate evidence for groundwater upwelling in deep basins.
- ^ Jump up to: a b c Zuber, Maria T. (2007). "Planetary Science: Mars at the tipping point". Nature. 447 (7146): 785–786. Bibcode:2007Natur.447..785Z. doi:10.1038/447785a. PMID 17568733. S2CID 4427572.
- ^ Andrews-Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. (2010). "Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra". Journal of Geophysical Research. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. doi:10.1029/2009JE003485.
- ^ МакЛеннан, С.М.; и др. (2005). «Происхождение и диагенез эвапоритсодержащей формации Бернс, Меридиани Планум, Марс». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 95–121. Бибкод : 2005E&PSL.240...95M . дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.041 .
- ^ Сквайрс, Юго-Запад; Нолл, АХ (2005). «Осадочные породы на Плануме Меридиани: происхождение, диагенез и значение жизни на Марсе». Письма о Земле и планетологии . 240 (1): 1–10. Бибкод : 2005E&PSL.240....1S . дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.038 . .
- ^ Сквайрс, Юго-Запад; и др. (2006). «Два года на Плануме Меридиани: результаты марсохода Opportunity» (PDF) . Наука . 313 (5792): 1403–1407. Бибкод : 2006Sci...313.1403S . дои : 10.1126/science.1130890 . ПМИД 16959999 . S2CID 17643218 . Архивировано (PDF) из оригинала 31 августа 2021 г. Проверено 16 марта 2019 г. .
- ^ Уайзман, М.; Эндрюс-Ханна, JC; Арвидсон, Р.Э.; Горчица, Дж. Ф.; Забруски, К.Дж. (2011). Распределение гидратированных сульфатов по территории Земли Аравии с использованием данных CRISM: значение для марсианской гидрологии (PDF) . 42-я конференция по науке о Луне и планетах. Архивировано (PDF) оригинала 18 сентября 2021 г. Проверено 3 октября 2018 г.
- ^ Эндрюс-Ханна, Джеффри С.; Льюис, Кевин В. (2011). «Ранняя гидрология Марса: 2. Гидрологическая эволюция в нойскую и гесперианскую эпохи» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 116 (Е2): Е2. Бибкод : 2011JGRE..116.2007A . дои : 10.1029/2010je003709 . S2CID 17293290 .
- ^ Сотрудники ЕКА (28 февраля 2019 г.). «Обнаружено первое свидетельство существования «общепланетной системы подземных вод» на Марсе» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 15 сентября 2019 года . Проверено 28 февраля 2019 г.
- ^ Хаузер, Кристин (28 февраля 2019 г.). «Обнаружено первое свидетельство существования «общепланетной системы подземных вод» на Марсе» . Футуризм.com . Архивировано из оригинала 19 января 2021 года . Проверено 28 февраля 2019 г.
- ^ Салезе, Франческо; Пондрелли, Моника; Низеман, Алисия; Шмидт, Джин; Ори, Джан Габриэле (2019). «Геологические свидетельства существования общепланетной системы подземных вод на Марсе» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (2): 374–395. Бибкод : 2019JGRE..124..374S . дои : 10.1029/2018JE005802 . ПМК 6472477 . ПМИД 31007995 .
- ^ «Марс: общепланетная система подземных вод – новые геологические данные» . 19 февраля 2019 года. Архивировано из оригинала 18 августа 2020 года . Проверено 2 марта 2019 г.
- ^ Эндрюс, Робин Джордж (20 сентября 2019 г.). «На Марсе обнаружены загадочные магнитные импульсы» . Национальное географическое общество . Архивировано из оригинала 20 сентября 2019 года . Проверено 20 сентября 2019 г.
- ^ Бранденбург, Джон Э. (1987), «Палеоокеан Марса», Симпозиум MECA на Марсе: эволюция его климата и атмосферы , Институт Луны и планет, стр. 20–22, Бибкод : 1987meca.symp...20B
- ^ Клиффорд, С.М.; Паркер, Ти Джей (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар . 154 (1): 40–79. Бибкод : 2001Icar..154...40C . дои : 10.1006/icar.2001.6671 . S2CID 13694518 .
- ^ Смит, Д.; и др. (1999). «Гравитационное поле Марса: результаты Mars Global Surveyor» (PDF) . Наука . 286 (5437): 94–97. Бибкод : 1999Sci...286...94S . дои : 10.1126/science.286.5437.94 . ПМИД 10506567 . Архивировано из оригинала (PDF) 5 марта 2016 г. Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Прочтите, Питер Л.; Льюис, СР (2004). Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты . Чичестер, Великобритания: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0 . Архивировано из оригинала (Мягкая обложка) 24 июля 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ «Марсианский Север, когда-то покрытый океаном» . Журнал астробиологии . 26 ноября 2009 года. Архивировано из оригинала 4 июня 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка ) - ^ «Новая карта подтверждает существование древнего океана на Марсе» . SPACE.com. 23 ноября 2009 года. Архивировано из оригинала 15 марта 2010 года . Проверено 24 ноября 2009 г.
- ^ Карр, М.; Хед, Дж. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба» . Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Бибкод : 2003JGRE..108.5042C . дои : 10.1029/2002JE001963 . S2CID 16367611 .
- ^ «Гипотеза Марсова океана достигает берега» . НАСА Астробиология . НАСА. 26 января 2001 г. Архивировано из оригинала 20 февраля 2012 г.
- ^ Перрон; Тейлор, Дж.; и др. (2007). «Доказательства существования древнего марсианского океана в топографии деформированных береговых линий». Природа . 447 (7146): 840–843. Бибкод : 2007Natur.447..840P . дои : 10.1038/nature05873 . ПМИД 17568743 . S2CID 4332594 .
- ^ Кауфман, Марк (5 марта 2015 г.). «На Марсе был океан, говорят ученые, указывая на новые данные» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 7 марта 2020 года . Проверено 5 марта 2015 г.
- ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни» . Астробиология (Пресс-релиз). Корнелльский университет. 20 мая 2016 года. Архивировано из оригинала 11 июня 2024 года . Проверено 30 мая 2016 г.
- ^ Родригес, Дж. Алексис П.; Файрен, Альберто Г.; Танака, Кеннет Л.; Саррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Каргель, Джеффри С.; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р.; Глайнс, Натали (19 мая 2016 г.). «Волны цунами вновь поднялись на береговую линию раннего марсианского океана» . Научные отчеты . 6 (1): 25106. Бибкод : 2016NatSR...625106R . дои : 10.1038/srep25106 . ПМЦ 4872529 . ПМИД 27196957 .
- ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни» . ScienceDaily (пресс-релиз). Корнелльский университет. 19 мая 2016 г. Архивировано из оригинала 9 октября 2021 г. Проверено 28 февраля 2018 г.
- ^ Эндрюс, Робин Джордж (30 июля 2019 г.). «Когда Мега-Цунами затопило Марс, это место могло быть эпицентром» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 14 декабря 2021 года . Проверено 31 июля 2019 г.
- ^ Костард, Ф.; и др. (26 июня 2019 г.). «Удар кратера Ломоносова: возможный источник мегацунами на Марсе». Журнал геофизических исследований: Планеты . 124 (7): 1840–1851. Бибкод : 2019JGRE..124.1840C . дои : 10.1029/2019JE006008 . hdl : 20.500.11937/76439 . S2CID 198401957 .
- ^ Шмидт, Фредерик; Путь, Майкл; и др. (2022). «Циркумполярная стабильность океана на Марсе 3 Гр назад» . Труды Национальной академии наук . 119 (4). arXiv : 2310.00461 . Бибкод : 2022PNAS..11912930S . дои : 10.1073/pnas.2112930118 . ПМЦ 8795497 . ПМИД 35042794 .
- ^ Стиллман, Д. и др. 2017. Характеристики многочисленных и широко распространенных повторяющихся склоновых линий (RSL) в Долине Маринерис, Марс. Икар. Том 285. Страницы 195-210.
- ^ Jump up to: а б Костама, В.-П.; Креславский, М.А.; Руководитель, JW (3 июня 2006 г.). «Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения» . Письма о геофизических исследованиях . 33 (11): L11201. Бибкод : 2006GeoRL..3311201K . CiteSeerX 10.1.1.553.1127 . дои : 10.1029/2006GL025946 . S2CID 17229252 . Архивировано из оригинала 18 марта 2009 года . Проверено 8 октября 2009 г.
- ^ Jump up to: а б Хелдманн, Дженнифер Л.; и др. (7 мая 2005 г.). «Образование марсианских оврагов под действием жидкой воды, текущей в современных условиях марсианской окружающей среды» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 110 (Е5): Эо5004. Бибкод : 2005JGRE..110.5004H . дои : 10.1029/2004JE002261 . hdl : 2060/20050169988 . S2CID 1578727 . Архивировано из оригинала (PDF) 1 октября 2008 г. Проверено 8 октября 2009 г. «условия, подобные тем, которые сейчас возникают на Марсе, за пределами режима стабильности температуры и давления жидкой воды»… «Жидкая вода обычно стабильна на самых низких высотах и в низких широтах планеты, потому что атмосферное давление превышает давление пара». Температура воды и поверхности в экваториальных регионах может достигать 220 К (-53 ° C; -64 ° F) в некоторые части дня.
- ^ Jump up to: а б Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С.; Поселова Лилия В.; МакКолли, Шон М.; Добря, Эльдар З. Ноэ (8 декабря 2006 г.). «Современная скорость образования ударных кратеров и современная активность оврагов на Марсе». Наука . 314 (5805): 1573–1577. Бибкод : 2006Sci...314.1573M . дои : 10.1126/science.1135156 . ПМИД 17158321 . S2CID 39225477 .
- ^ Jump up to: а б Руководитель, JW; Маршан, ДР; Креславский, М.А. (2008). «Формирование оврагов на Марсе: связь с новейшей историей климата и микросредой инсоляции указывает на происхождение поверхностного потока воды» . ПНАС . 105 (36): 13258–13263. Бибкод : 2008PNAS..10513258H . дои : 10.1073/pnas.0803760105 . ПМЦ 2734344 . ПМИД 18725636 .
- ^ Хендерсон, Марк (7 декабря 2006 г.). «Вода течет по Марсу в течение последних пяти лет, — сообщает НАСА» . Таймс . Лондон. Архивировано из оригинала 22 апреля 2023 года . Проверено 6 июня 2022 г.
- ^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2000). «Доказательства недавнего просачивания подземных вод и поверхностного стока на Марсе». Наука . 288 (5475): 2330–2335. Бибкод : 2000Sci...288.2330M . дои : 10.1126/science.288.5475.2330 . ПМИД 10875910 . S2CID 14232446 .
- ^ Кристенсен, Филип Р. (19 февраля 2003 г.). «Образование современных марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений» . Природа . 422 (6927): 45–48. дои : 10.1038/nature01436 . ISSN 0028-0836 . Архивировано из оригинала 11 июня 2024 года . Проверено 11 апреля 2024 г.
- ^ Рай Хуллер, Адитья; Рассел Кристенсен, Филип (февраль 2021 г.). «Свидетельства наличия обнаженного пыльного водяного льда в марсианских оврагах» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). дои : 10.1029/2020je006539 . ISSN 2169-9097 . Архивировано из оригинала 11 июня 2024 года . Проверено 11 апреля 2024 г.
- ^ Диксон, Дж.Л.; Палумбо, AM; Руководитель, JW; Кербер, Л.; Фассетт, CI; Креславский, М.А. (2023). «Овраги на Марсе могли образоваться в результате таяния водяного льда в периоды сильного наклона» . Наука . 380 (6652): 1363–1367. Бибкод : 2023Sci...380.1363D . дои : 10.1126/science.abk2464 . ПМИД 37384686 . S2CID 259287608 .
- ^ Дандас, Колин М.; МакИвен, Альфред С.; Диньега, Серина; Хансен, Кэндис Дж.; Бирн, Шейн; МакЭлвейн, Джим Н. (27 ноября 2017 г.). «Образование оврагов на Марсе сегодня» . Геологическое общество, Лондон, специальные публикации . 467 (1): 67–94. дои : 10.1144/sp467.5 . hdl : 10150/633371 . ISSN 0305-8719 .
- ^ Jump up to: а б с д и Уилсон, Джек Т.; и др. (январь 2018 г.). «Экваториальное расположение воды на Марсе: карты улучшенного разрешения на основе данных нейтронного спектрометра Mars Odyssey». Икар . 299 : 148–160. arXiv : 1708.00518 . Бибкод : 2018Icar..299..148W . дои : 10.1016/j.icarus.2017.07.028 . S2CID 59520156 .
- ^ Колб, К.; Пеллетье, Джон Д.; МакИвен, Альфред С. (2010). «Моделирование формирования ярких отложений на склонах, связанных с оврагами в кратере Хейл, Марс: последствия для современной жидкой воды». Икар . 205 (1): 113–137. Бибкод : 2010Icar..205..113K . дои : 10.1016/j.icarus.2009.09.009 .
- ^ Хоффман, Ник (2002). «Активные полярные овраги на Марсе и роль углекислого газа». Астробиология . 2 (3): 313–323. Бибкод : 2002AsBio...2..313H . дои : 10.1089/153110702762027899 . ПМИД 12530241 .
- ^ Масселуайт, Дональд С.; Мошенничество, Тимоти Д.; Лунин, Джонатан И. (2001). «Выброс жидкого CO2 и образование недавних небольших оврагов на Марсе» . Письма о геофизических исследованиях . 28 (7): 1283–1285. Бибкод : 2001GeoRL..28.1283M . дои : 10.1029/2000gl012496 .
- ^ МакИвен, Альфред. С.; Оджа, Лухендра; Дандас, Колин М. (17 июня 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Наука . 333 (6043). Американская ассоциация содействия развитию науки: 740–743. Бибкод : 2011Sci...333..740M . дои : 10.1126/science.1204816 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 21817049 . S2CID 10460581 .
- ^ «Данные космического корабля НАСА предполагают, что на Марсе течет вода» . НАСА . 4 августа 2011 года. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года . Проверено 4 августа 2011 г.
- ^ МакИвен, Альфред; Лухендра, Оджа; Дандас, Колин; Мэттсон, Сара; Брин, С; Рэй, Дж.; Калл, Селби; Мерчи, Скотт; Томас, Николас; Гулик, Вирджиния (5 августа 2011 г.). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Наука . 333 (6043): 743. Бибкод : 2011Sci...333..740M . дои : 10.1126/science.1204816 . ПМИД 21817049 . S2CID 10460581 .
- ^ Дрейк, Надя (28 сентября 2015 г.). «НАСА обнаружило на Марсе «определенную» жидкую воду» . Национальные географические новости . Архивировано из оригинала 30 сентября 2015 года . Проверено 30 сентября 2015 г.
- ^ Московиц, Клара. «Водные потоки на Марсе сегодня, сообщает НАСА» . Научный американец . Архивировано из оригинала 15 мая 2021 года . Проверено 30 сентября 2015 г.
- ^ «Пресс-конференция НАСА: Доказательства наличия жидкой воды на современном Марсе» . НАСА. 28 сентября 2015 года. Архивировано из оригинала 1 октября 2015 года . Проверено 30 сентября 2015 г.
- ^ «НАСА подтверждает доказательства того, что на современном Марсе течет жидкая вода» . 28 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 4 января 2022 г. Проверено 30 сентября 2015 г.
- ^ «Повторяющиеся марсианские полосы: струящийся песок, а не вода?» . Новости НАСА Лаборатории реактивного движения . Лаборатория реактивного движения НАСА. 20 ноября 2017 г. Архивировано из оригинала 9 ноября 2020 г. . Проверено 18 декабря 2017 г.
- ^ Шмидт, Фредерик; Эндрю, Франсуа; Костард, Франсуа; Кочифай, Мирослав; Мересеску, Алина Г. (2017). «Образование повторяющихся наклонных линий на Марсе гранулированными потоками разреженного газа». Природа Геонауки . 10 (4): 270–273. arXiv : 1802.05018 . Бибкод : 2017NatGe..10..270S . дои : 10.1038/ngeo2917 . S2CID 55016186 .
- ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; и др. (2007). «Концентрация H, Si, Cl, K, Fe и Th в регионах низких и средних широт Марса» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 112 (Е12): Е12С99. Бибкод : 2007JGRE..11212S99B . дои : 10.1029/2007JE002887 .
- ^ «Марс Экспресс» . www.esa.int . Архивировано из оригинала 21 января 2022 года . Проверено 21 января 2022 г.
- ^ Фельдман, WC; Преттиман, TH; Морис, С.; Плаут, Джей-Джей; Биш, Д.Л.; Ваниман, Д.Т.; Токар, Р.Л. (2004). «Глобальное распространение приповерхностного водорода на Марсе» . Журнал геофизических исследований . 109 (Е9): Е9. Бибкод : 2004JGRE..109.9006F . дои : 10.1029/2003JE002160 . Е09006.
- ^ Jump up to: а б с Фельдман, WC; и др. (2004). «Глобальное распространение приповерхностного водорода на Марсе» . Журнал геофизических исследований . 109 (Е9): E09006. Бибкод : 2004JGRE..109.9006F . дои : 10.1029/2003JE002160 .
- ^ Шеврие, Винсент Ф.; Ривера-Валентен, Эдгард Г. (ноябрь 2012 г.). «Образование повторяющихся наклонных линий жидкими рассолами на современном Марсе: ЖИДКИЕ РАССОЛЫ НА МАРСЕ» . Письма о геофизических исследованиях . 39 (21): н/д. дои : 10.1029/2012GL054119 . S2CID 1077206 .
- ^ Гоф, Р.В.; Примм, К.М.; Ривера-Валентин, Е.Г.; Мартинес, генеральный менеджер; Толберт, Массачусетс (март 2019 г.). «Гидратация твердого тела и обезвоживание солей хлора, имеющих отношение к Марсу: последствия для местоположений кратера Гейла и RSL» . Икар . 321 : 1–13. Бибкод : 2019Icar..321....1G . дои : 10.1016/j.icarus.2018.10.034 . S2CID 106323485 . Архивировано из оригинала 7 июля 2022 года . Проверено 13 мая 2022 г.
- ^ Jump up to: а б Шеврие, Винсент Ф.; Альтейд, Трэвис С. (18 ноября 2008 г.). «Низкотемпературные водные растворы сульфата железа на поверхности Марса» . Письма о геофизических исследованиях . 35 (22): L22101. Бибкод : 2008GeoRL..3522101C . дои : 10.1029/2008GL035489 . ISSN 0094-8276 . S2CID 97468338 .
- ^ Шеврие, Винсент Ф.; Хэнли, Дженнифер; Альтейд, Трэвис С. (20 мая 2009 г.). «Стабильность перхлоратных гидратов и их жидких растворов на посадочной площадке Феникс, Марс» . Письма о геофизических исследованиях . 36 (10): L10202. Бибкод : 2009GeoRL..3610202C . дои : 10.1029/2009GL037497 . ISSN 0094-8276 . S2CID 42150205 .
- ^ Гоф, Р.В.; Шевье, В.Ф.; Толберт, Массачусетс (май 2014 г.). «Образование водных растворов на Марсе путем растворения бинарных смесей хлоридов и перхлоратов» . Письма о Земле и планетологии . 393 : 73–82. Бибкод : 2014E&PSL.393...73G . дои : 10.1016/j.epsl.2014.02.002 . Архивировано из оригинала 7 июля 2022 года . Проверено 13 мая 2022 г.
- ^ Хехт, Миннесота; Кунавес, СП; Куинн, Колорадо; Уэст, С.Дж.; Молодой, SMM; Мин, Д.В.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Бойнтон, Западная Вирджиния; Хоффман, Дж.; ДеФлорес, LP (3 июля 2009 г.). «Обнаружение перхлората и растворимый химический состав марсианской почвы на посадочной площадке Феникс» . Наука . 325 (5936): 64–67. Бибкод : 2009Sci...325...64H . дои : 10.1126/science.1172466 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 19574385 . S2CID 24299495 . Архивировано из оригинала 13 мая 2022 года . Проверено 13 мая 2022 г.
- ^ Кунавес, Сэмюэл П.; Хехт, Майкл Х.; Капит, Джейсон; Куинн, Ричард С.; Кэтлинг, Дэвид К.; Кларк, Бентон С.; Мин, Дуглас В.; Господинова, Калина; Хредзак, Патрисия; МакЭлхони, Кайл; Шустерман, Дженнифер (май 2010 г.). «Растворимый сульфат в марсианском грунте на месте посадки Феникса: СУЛЬФАТ НА ПЛОЩАДКЕ ПОСАДКИ ФЕНИКСА» . Письма о геофизических исследованиях . 37 (9): н/д. Бибкод : 2010GeoRL..37.9201K . дои : 10.1029/2010GL042613 . S2CID 12914422 .
- ^ Шеврие, Винсент (2022). «Ограниченная устойчивость многокомпонентных рассолов на поверхности Марса» . Планетарный научный журнал . 3 (5): 125. Бибкод : 2022PSJ.....3..125C . дои : 10.3847/PSJ/ac6603 . S2CID 249227810 .
- ^ Каттс, Джеймс А. (10 июля 1973 г.). «Природа и происхождение слоистых отложений марсианских полярных областей». Журнал геофизических исследований . 78 (20): 4231–4249. Бибкод : 1973JGR....78.4231C . дои : 10.1029/JB078i020p04231 .
- ^ «Лед Южного полюса Марса глубокий и широкий» . Новости НАСА и медиа-ресурсы . НАСА. 15 марта 2007 г. Архивировано из оригинала 8 декабря 2021 г. Проверено 18 марта 2013 г.
- ^ Плаут, Джей-Джей; и др. (15 марта 2007 г.). «Подповерхностное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса» . Наука . 316 (5821): 92–95. Бибкод : 2007Sci...316...92P . дои : 10.1126/science.1139672 . ПМИД 17363628 . S2CID 23336149 .
- ^ Бирн, Шейн (2009). «Полярные отложения Марса». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 37 (1): 535–560. Бибкод : 2009AREPS..37..535B . doi : 10.1146/annurev.earth.031208.100101 . S2CID 54874200 .
- ^ Скэнлон, К. и др. 2018. Формация Дорса Арджентеа и климатический переход Ноаха и Геспера. Икар: 299, 339–363.
- ^ Хэд, Дж. С. Пратт. 2001. Обширный южнополярный ледяной покров гесперианского возраста на Марсе: свидетельства массового таяния и отступления, а также бокового потока и ожидания талой воды. Дж. Геофиз. Рес.-Планета, 106 (Е6), 12275-12299.
- ^ Фишбо, Кентукки; Бирн, Шейн; Херкенхофф, Кеннет Э.; Кирк, Рэндольф Л.; Фортеццо, Кори; Рассел, Патрик С.; МакИвен, Альфред (2010). «Оценка значения слова «слой» в слоистых отложениях северного полюса Марса и его влияние на климатическую связь» (PDF) . Икар . 205 (1): 269–282. Бибкод : 2010Icar..205..269F . дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.011 . Архивировано (PDF) из оригинала 6 июля 2021 г. Проверено 19 января 2012 г.
- ^ «Как Марс получил свою многослойную северную полярную шапку» . Эос . 8 февраля 2017 года. Архивировано из оригинала 10 ноября 2021 года . Проверено 26 сентября 2019 г.
- ^ «Отслаивание слоев климата Марса» . Эос . 18 июля 2019 года. Архивировано из оригинала 5 декабря 2021 года . Проверено 26 сентября 2019 г.
- ^ Конвей, Сьюзен Дж.; Ховиус, Нильс; Барни, Талфан; Бессерер, Джонатан; Ле Муэлик, Стефан; Оросей, Роберто; Прочтите, Натали Энн (1 июля 2012 г.). «Вызванное климатом отложение водяного льда и образование насыпей в кратерах в северном полярном регионе Марса» (PDF) . Икар . 220 (1): 174–193. Бибкод : 2012Icar..220..174C . дои : 10.1016/j.icarus.2012.04.021 . ISSN 0019-1035 . S2CID 121435046 . Архивировано (PDF) из оригинала 18 сентября 2021 г. Проверено 14 октября 2019 г.
- ^ «Ледяные острова на Марсе и Плутоне могут свидетельствовать об изменении климата в прошлом» . физ.орг . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 года . Проверено 26 сентября 2019 г.
- ^ Jump up to: а б «Зимняя страна чудес в красно-белых тонах – кратер Королева на Марсе» . Немецкий аэрокосмический центр (DLR) . Архивировано из оригинала 17 октября 2020 года . Проверено 20 декабря 2018 г.
- ^ Сэмпл, Ян (21 декабря 2018 г.). «Марс-Экспресс» передал изображения заполненного льдом кратера Королева . Хранитель . Архивировано из оригинала 8 февраля 2020 года . Проверено 21 декабря 2018 г.
- ^ Даксбери, Северная Каролина; Зотиков И.А.; Нилсон, К.Х.; Романовский, В.Е.; Карси, Флорида (2001). «Численная модель альтернативного происхождения озера Восток и ее экзобиологические последствия для Марса» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 106 (E1): 1453. Бибкод : 2001JGR...106.1453D . дои : 10.1029/2000JE001254 .
- ^ Чанг, Кеннет; Прощай, Деннис (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено водное озеро, повышающее потенциал инопланетной жизни. Это открытие предполагает, что водные условия под ледяной южной полярной шапкой, возможно, стали одним из важнейших строительных блоков жизни на Красной планете» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 25 июля 2018 года . Проверено 25 июля 2018 г.
- ^ «Под поверхностью Марса обнаружен огромный резервуар жидкой воды» . ЭврекАлерт . 25 июля 2018 года. Архивировано из оригинала 25 июля 2018 года . Проверено 25 июля 2018 г.
- ^ «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро» . Новости Би-би-си . 25 июля 2018 года. Архивировано из оригинала 25 июля 2018 года . Проверено 25 июля 2018 г.
- ^ Дополнительные материалы. Архивировано 9 июля 2022 г. в Wayback Machine для: Оросей, Р; Лауро, ЮВ; Комбс, Е; Чикетти, А; Корадини, М; Бедра, Б; Ди Поль, форвард; Фламини, Э; Мэтьюз, Э; Пайола, М; Солдаты, Ф; Картаччи, М; Кассенти, Ф; Холодильник, А; Джоппи, С; Мартуфи, Р; Масдеа, А; Митра, Г; Ненна, К; Ношезе, Р; Оставайся, М; Сеу, Р. (2018). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе» . Наука . 361 (6401): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O . дои : 10.1126/science.aar7268 . ПМИД 30045881 .
- ^ Лауро, Себастьян Эмануэль; Петтинелли, Елена; Капрарелли, Грациелла; Гуаллини, Лука; Росси, Анджело Пио; Маттеи, Элизабетта; Кошотти, Барбара; Чикетти, Андреа; Солдовьери, Франческо; Картаччи, Марко; Ди Паоло, Федерико; Ношезе, Рафаэлла; Оросей, Роберто (28 сентября 2020 г.). «Множественные подледные водоемы под южным полюсом Марса, обнаруженные новыми данными MARSIS». Природная астрономия . 5 :63–70. arXiv : 2010.00870 . Бибкод : 2021НатАс...5...63Л . дои : 10.1038/s41550-020-1200-6 . ISSN 2397-3366 . S2CID 222125007 .
- ^ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро» . Новости Би-би-си . Архивировано из оригинала 25 июля 2018 года . Проверено 25 июля 2018 г.
- ^ Сори, Майкл М.; Брэмсон, Али М. (2019). «Вода на Марсе с долей соли: сегодня для базального таяния льда на Южном полюсе необходимы локальные тепловые аномалии». Письма о геофизических исследованиях . 46 (3): 1222–1231. Бибкод : 2019GeoRL..46.1222S . дои : 10.1029/2018GL080985 . hdl : 10150/633584 . ISSN 1944-8007 . S2CID 134166238 .
- ^ Лю, Дж. и др. 2023. «Марсианские дюны свидетельствуют об изменении ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода». Природа . два : 10.1038/s41586-023-06206-1
- ^ Jump up to: а б «Под марсианским льдом обнаружено гигантское озеро с жидкой водой» . РТЭ . 25 июля 2018 г. Архивировано из оригинала 25 июля 2021 г. Проверено 26 июля 2018 г.
- ^ Хайнц, Джейкоб; Дёллингер, Йорг; Маус, Дебора; Шнайдер, Энди; Лэш, Питер; Гроссарт, Ганс-Петер; Шульце-Макух, Дирк (10 августа 2022 г.). «Специфические для перхлората протеомные стрессовые реакции Debaryomyces hansenii могут обеспечить выживание микробов в марсианских рассолах» . Экологическая микробиология . 24 (11): 1462–2920.16152. Бибкод : 2022EnvMi..24.5051H . дои : 10.1111/1462-2920.16152 . ISSN 1462-2912 . ПМИД 35920032 .
- ^ Jump up to: а б с Киффер, Хью Х. (1992). Марс . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7 . Проверено 7 марта 2011 г.
- ^ Хауэлл, Элизабет (2 октября 2017 г.). «Тайна водяного льда обнаружена на марсианском экваторе» . Space.com . Архивировано из оригинала 11 ноября 2021 года . Проверено 2 октября 2017 г.
- ^ «Земля с многоугольным рисунком: сходство поверхности Марса и Земли» . КосмическаяСсылка. 28 сентября 2002 г.
- ^ Сквайрс, С. (1989). «Лекция премии Юри: Вода на Марсе». Икар . 79 (2): 229–288. Бибкод : 1989Icar...79..229S . дои : 10.1016/0019-1035(89)90078-X .
- ^ Jump up to: а б Лефорт, А.; Рассел, PS; Томас, Н. (2010). «Земчатые рельефы в районе Пенея и Амфитриты Патеры на Марсе, наблюдения HiRISE». Икар . 205 (1): 259–268. Бибкод : 2010Icar..205..259L . дои : 10.1016/j.icarus.2009.06.005 .
- ^ Jump up to: а б с д и Крутые склоны Марса раскрывают структуру погребенного льда. Архивировано 17 июня 2019 года в Wayback Machine . Пресс-релиз НАСА. 11 января 2018 г.
- ^ Дандас, Колин М.; Брэмсон, Али М.; Оджа, Лухендра; Рэй, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; МакИвен, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон В. (2018). «Обнаженные подземные ледяные щиты в средних широтах Марса» . Наука . 359 (6372): 199–201. Бибкод : 2018Sci...359..199D . дои : 10.1126/science.aao1619 . ПМИД 29326269 .
- ^ Ледяные скалы, замеченные на Марсе. Архивировано 28 января 2018 года в Wayback Machine . Новости науки . Пол Воосен. 11 января 2018 г.
- ^ Пике, Сильвен; Буз, Дженнифер; Эдвардс, Кристофер С.; Бэндфилд, Джошуа Л.; Кляйнбёль, Армин; Касс, Дэвид М.; Хейн, Пол О. (10 декабря 2019 г.). «Распространенный мелководный лед на Марсе в высоких и средних широтах» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . дои : 10.1029/2019GL083947 . S2CID 212982895 . Архивировано (PDF) оригинала 18 сентября 2021 г. Проверено 12 декабря 2019 г.
- ^ «Карта сокровищ водяного льда на Марсе НАСА» . Лаборатория реактивного движения. 10 декабря 2019 года. Архивировано из оригинала 29 июня 2021 года . Проверено 12 декабря 2019 г.
- ^ Дандас, Колин М.; Брэмсон, Али М.; Оджа, Лухендра; Рэй, Джеймс Дж.; Меллон, Майкл Т.; Бирн, Шейн; МакИвен, Альфред С.; Путциг, Натаниэль Э.; Виола, Донна; Саттон, Сара; Кларк, Эрин; Холт, Джон В. (12 января 2018 г.). «Обнаженные подземные ледяные щиты в средних широтах Марса» . Наука . 359 (6372): 199–201. дои : 10.1126/science.aao1619 . ISSN 0036-8075 .
- ^ Дандас, К.; Брирн, С.; МакИвен, А. (2015). «Моделирование развития марсианских сублимационных термокарстовых форм рельефа». Икар 262, 154–169.
- ^ Jump up to: а б с Кристенсен, Филип Р. (март 2003 г.). «Образование современных марсианских оврагов в результате таяния обширных богатых водой снежных отложений» . Природа . 422 (6927): 45–48. Бибкод : 2003Natur.422...45C . дои : 10.1038/nature01436 . ISSN 1476-4687 . ПМИД 12594459 . S2CID 4385806 . Архивировано из оригинала 9 августа 2021 года . Проверено 27 июля 2022 г.
- ^ Jump up to: а б с Руководитель Джеймс В.; Горчица, Джон Ф.; Креславский Михаил Александрович; Милликен, Ральф Э.; Марчант, Дэвид Р. (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H . дои : 10.1038/nature02114 . ПМИД 14685228 . S2CID 2355534 .
- ^ Jump up to: а б «Расчлененный покровный ландшафт HiRISE (PSP_002917_2175)» . Университет Аризоны. Архивировано из оригинала 21 августа 2017 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ «Огромные подземные залежи льда на Марсе больше, чем Нью-Мексико» . Space.com . 22 ноября 2016. Архивировано из оригинала 12 января 2018 года . Проверено 29 ноября 2016 г.
- ^ Брэмсон, А. и др. (2015). «Распространенный избыток льда на равнине Аркадии, Марс». Письма о геофизических исследованиях 42, 6566–6574.
- ^ Стурман, Кэсси. «Широко распространенный толстый водяной лед обнаружен на Утопической равнине на Марсе» . Архивировано из оригинала 30 ноября 2016 года . Проверено 29 ноября 2016 г.
- ^ Стурман, К. и др. 2016. «Обнаружение и характеристика подземных отложений водяного льда SHARAD в Utopia Planitia, Марс». Письма о геофизических исследованиях 43, 9484–9491.
- ^ Бирн, С.; Ингерсолл, AP (2002). «Сублимационная модель формирования марсианских полярных свойств швейцарского сыра». Американское астрономическое общество . 34 : 837. Бибкод : 2002DPS....34.0301B .
- ^ «Водный лед в кратере на северном полюсе Марса» (Пресс-релиз). ЕКА . 27 июля 2005. Архивировано из оригинала 6 октября 2012 года . Проверено 8 октября 2009 г.
- ^ «Ледяное озеро найдено на Красной планете» . Би-би-си . 29 июля 2005. Архивировано из оригинала 13 января 2010 года . Проверено 8 октября 2009 г.
- ^ Мюррей, Джон Б.; и др. (2005). «Данные стереокамеры высокого разрешения Mars Express о замерзшем море недалеко от экватора Марса». Природа . 434 (7031): 352–356. Бибкод : 2005Natur.434..352M . дои : 10.1038/nature03379 . ПМИД 15772653 . S2CID 4373323 .
Здесь мы представляем изображения стереокамеры высокого разрешения с космического корабля Mars Express Европейского космического агентства, которые указывают на то, что такие озера все еще могут существовать.
- ^ Оросей, Р.; Картаччи, М.; Чикетти, А.; Федерико, К.; Фламини, Э.; Фригери, А.; Холт, Дж.В.; Маринангели, Л.; Ношезе, Р.; Петтинелли, Э.; Филлипс, Р.Дж.; Пикарди, Дж.; Плаут, Джей-Джей; Сафаейнили, А.; Сеу, Р. (2008). «Радарное зондирование подповерхностного слоя предполагаемого замерзшего моря в Цербере Палусе, Марс» (PDF) . Материалы XIII Международной конференции по георадиолокации . Том. XXXIX. стр. P14B–05. Бибкод : 2007АГУФМ.П14Б..05О . дои : 10.1109/ICGPR.2010.5550143 . ISBN 978-1-4244-4604-9 . S2CID 23296246 . Архивировано (PDF) из оригинала 27 марта 2009 г. Проверено 5 января 2010 г.
{{cite book}}:|journal=игнорируется ( помогите ) - ^ Барлоу, Надин Г. (10 января 2008 г.). Марс: знакомство с его интерьером, поверхностью и атмосферой . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85226-5 .
- ^ Стром, Р.Г.; Крофт, Стивен К.; Барлоу, Надин Г. (1992). Запись о марсианских кратерах, Марс . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7 .
- ^ «ЕКА – Марс-Экспресс – Захватывающие виды Deuteronilus Mensae на Марсе» . Esa.int. 14 марта 2005 года. Архивировано из оригинала 18 октября 2012 года . Проверено 9 октября 2009 г.
- ^ Хаубер, Э.; и др. (2005). «Открытие фланговой кальдеры и очень молодой ледниковой активности в Гекате Толусе, Марс». Природа . 434 (7031): 356–61. Бибкод : 2005Natur.434..356H . дои : 10.1038/nature03423 . ПМИД 15772654 . S2CID 4427179 .
- ^ Шин, Дэвид Э.; Руководитель Джеймс В.; Фастук, Джеймс Л.; Марчант, Дэвид Р. (2007). «Недавнее оледенение на больших высотах горы Арсия, Марс: последствия для формирования и эволюции крупных тропических горных ледников» . Журнал геофизических исследований . 112 (Е3): E03004. Бибкод : 2007JGRE..112.3004S . дои : 10.1029/2006JE002761 .
- ^ Jump up to: а б Шин, Д.; и др. (2005). «Происхождение и эволюция холодного горного ледника на Марсе: веерообразное отложение горы Павонис» . Журнал геофизических исследований . 110 (Е5): E05001. Бибкод : 2005JGRE..110.5001S . дои : 10.1029/2004JE002360 . S2CID 14749707 .
- ^ Базилевский А.; и др. (2006). «Геологическая недавняя тектоническая, вулканическая и речная активность на восточном склоне вулкана Олимп Монс, Марс». Письма о геофизических исследованиях . 33 (13). Л13201. Бибкод : 2006GeoRL..3313201B . CiteSeerX 10.1.1.485.770 . дои : 10.1029/2006GL026396 . S2CID 16847310 .
- ^ Милликен, Р.; и др. (2003). «Характеристики вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям Mars Orbiter Camera (MOC) высокого разрешения». Журнал геофизических исследований . 108 (E6): 5057. Бибкод : 2003JGRE..108.5057M . дои : 10.1029/2002je002005 . S2CID 12628857 .
- ^ Арфстрем, Дж.; Хартманн, В. (2005). «Особенности марсианского потока, моренные хребты и овраги: земные аналоги и взаимосвязи». Икар . 174 (2): 321–35. Бибкод : 2005Icar..174..321A . дои : 10.1016/j.icarus.2004.05.026 .
- ^ Руководитель, JW; Нойкум, Г.; Яуманн, Р.; Хизингер, Х.; Хаубер, Э.; Карр, М.; Массон, П.; Фоинг, Б.; Хоффманн, Х.; Креславский, М.; Вернер, С.; Милькович С.; ван Гасселт, С.; Группа со-исследователей HRSC (2005 г.). «Накопление, течение и оледенение снега и льда в тропических и средних широтах Марса». Природа . 434 (7031): 346–350. Бибкод : 2005Natur.434..346H . дои : 10.1038/nature03359 . ПМИД 15772652 . S2CID 4363630 .
- ^ Персонал (17 октября 2005 г.). «Климат Марса меняется: ледники средних широт» . Марс сегодня . Брауновский университет. Архивировано из оригинала 18 июня 2013 года.
- ^ Берман, Д.; и др. (2005). «Роль дугообразных хребтов и оврагов в разрушении кратеров в районе бассейна Ньютона на Марсе». Икар . 178 (2): 465–86. Бибкод : 2005Icar..178..465B . дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.011 .
- ^ «Редный траверс долины местности» . Hirise.lpl.arizona.edu. Архивировано из оригинала 13 октября 2017 года . Проверено 16 января 2012 г.
- ^ «Смешанные схемы потоков» . Университет Аризоны. Архивировано из оригинала 23 августа 2016 года . Проверено 16 января 2012 г.
- ^ *Хед, Дж. и др. 2023. ГЕОЛОГИЧЕСКАЯ И КЛИМАТИЧЕСКАЯ ИСТОРИЯ МАРСА: ИДЕНТИФИКАЦИЯ ПОТЕНЦИАЛЬНЫХ ТЕПЛЫХ ИВЛАЖНЫЙ КЛИМАТ «ЛОЖНЫЕ ПОЗИТИВЫ». 54-я конференция по наукам о Луне и планетах, 2023 г. (вклад LPI № 2806). 1731.pdf
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я Якоски, Б.М.; Филлипс, Р.Дж. (2001). «История нестабильности и климата Марса» . Природа . 412 (6843): 237–244. Бибкод : 2001Natur.412..237J . дои : 10.1038/35084184 . ПМИД 11449285 .
- ^ Jump up to: а б с д и Шофрэ, JY; и др. (2007). «Взаимодействие Марса с солнечным ветром: формирование марсианской короны и потеря атмосферы в космосе» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 112 (Е9): E09009. Бибкод : 2007JGRE..112.9009C . дои : 10.1029/2007JE002915 . Архивировано (PDF) из оригинала 29 ноября 2021 г. Проверено 22 ноября 2019 г.
- ^ Jump up to: а б с Шеврие, В.; и др. (2007). «Ранняя геохимическая среда Марса, определенная на основе термодинамики слоистых силикатов». Природа . 448 (7149): 60–63. Бибкод : 2007Natur.448...60C . дои : 10.1038/nature05961 . ПМИД 17611538 . S2CID 1595292 .
- ^ Jump up to: а б с Кэтлинг, округ Колумбия (2007). «Марс: древние отпечатки пальцев на глине». Природа . 448 (7149): 31–32. Бибкод : 2007Natur.448...31C . дои : 10.1038/448031а . ПМИД 17611529 . S2CID 4387261 .
- ^ Эндрюс-Ханна, JC; и др. (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–6. Бибкод : 2007Natur.446..163A . дои : 10.1038/nature05594 . ПМИД 17344848 . S2CID 4428510 .
- ^ Моррис, Р.В.; и др. (2001). «Палагонитовая пыль с низким содержанием силикатов из вулкана Мауна-Кеа (Гавайи): минералогический аналог магнитной марсианской пыли?» . Журнал геофизических исследований . 106 (Е3): 5057–5083. Бибкод : 2001JGR...106.5057M . дои : 10.1029/2000JE001328 .
- ^ Шеврие, В.; и др. (2006). «Продукты выветривания железа в атмосфере CO2+(H2O или H2O2): последствия для процессов выветривания на поверхности Марса» (PDF) . Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (16): 4295–4317. Бибкод : 2006GeCoA..70.4295C . дои : 10.1016/j.gca.2006.06.1368 . Архивировано (PDF) из оригинала 13 июля 2022 г. Проверено 23 июня 2022 г.
- ^ Бибринг, Япония; и др. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–4. Бибкод : 2006Sci...312..400B . дои : 10.1126/science.1122659 . ПМИД 16627738 .
- ^ МакИвен, А.С.; и др. (2007). «Более пристальный взгляд на геологическую активность, связанную с водой на Марсе». Наука . 317 (5845): 1706–1709. Бибкод : 2007Sci...317.1706M . дои : 10.1126/science.1143987 . ПМИД 17885125 . S2CID 44822691 .
- ^ «Побег с Марса: Как вода покинула Красную планету» . физ.орг . Архивировано из оригинала 9 октября 2021 года . Проверено 8 декабря 2020 г.
- ^ Стоун, Шейн В.; Йелле, Роджер В.; Бенна, Мехди; Ло, Дэниел Ю.; Элрод, Мередит К.; Махаффи, Пол Р. (13 ноября 2020 г.). «Выбросы водорода с Марса вызваны сезонным и пылевым переносом воды» . Наука . 370 (6518): 824–831. Бибкод : 2020Sci...370..824S . дои : 10.1126/science.aba5229 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 33184209 . S2CID 226308137 . Архивировано из оригинала 16 сентября 2022 года . Проверено 8 декабря 2020 г.
- ^ Йигит, Эрдал (10 декабря 2021 г.). «Марсианский побег воды и внутренние волны» . Наука . 374 (6573): 1323–1324. Бибкод : 2021Sci...374.1323Y . дои : 10.1126/science.abg5893 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 34882460 . S2CID 245012567 . Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 года . Проверено 16 декабря 2021 г.
- ^ Йигит, Эрдал; Медведев Александр С.; Бенна, Мехди; Якоски, Брюс М. (16 марта 2021 г.). «Усиленная пыльной бурей гравитационно-волновая активность в марсианской термосфере, наблюдаемая MAVEN, и ее последствия для выхода из атмосферы» . Письма о геофизических исследованиях . 48 (5). arXiv : 2101.07698 . Бибкод : 2021GeoRL..4892095Y . дои : 10.1029/2020GL092095 . ISSN 0094-8276 . S2CID 234356651 . Архивировано из оригинала 11 июня 2024 года . Проверено 16 декабря 2021 г.
- ^ Шоргофер, Норберт (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе» (PDF) . Природа . 449 (7159): 192–194. Бибкод : 2007Natur.449..192S . дои : 10.1038/nature06082 . ПМИД 17851518 . S2CID 4415456 . Архивировано из оригинала (PDF) 13 января 2018 года . Проверено 12 января 2018 г.
- ^ Диксон, Джеймс Л.; Руководитель Джеймс В.; Марчант, Дэвид Р. (2008). «Позднее амазонское оледенение на границе дихотомии на Марсе: свидетельства максимальной толщины ледников и множественных ледниковых фаз». Геология . 36 (5): 411–4. Бибкод : 2008Geo....36..411D . дои : 10.1130/G24382A.1 . S2CID 14291132 .
- ^ Руководитель, JW; III; Горчица, Дж. Ф.; Креславский, М.А.; Милликен, Р.Э.; Марчант, ДР (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H . дои : 10.1038/nature02114 . ПМИД 14685228 . S2CID 2355534 .
- ^ Смит, Исаак Б.; Путциг, Натаниэль Э.; Холт, Джон В.; Филлипс, Роджер Дж. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период зафиксирован в полярных отложениях Марса» . Наука . 352 (6289): 1075–1078. Бибкод : 2016Sci...352.1075S . doi : 10.1126/science.aad6968 . ПМИД 27230372 .
- ^ Леврард, Б.; Забудь, Ф.; Монтмессиан, Ф.; Ласкар, Дж. (2004). «Недавние богатые льдом отложения образовались в высоких широтах Марса в результате сублимации нестабильного экваториального льда во время низкого наклона». Природа . 431 (7012): 1072–1075. Бибкод : 2004Natur.431.1072L . дои : 10.1038/nature03055 . ПМИД 15510141 . S2CID 4420650 .
- ^ Jump up to: а б с «Марс, возможно, выходит из ледникового периода» . ScienceDaily . MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения. 18 декабря 2003 г.
- ^ Забудь, Ф.; и др. (2006). «Формирование ледников на Марсе в результате атмосферных осадков под большим наклоном». Наука . 311 (5759): 368–71. Бибкод : 2006Sci...311..368F . дои : 10.1126/science.1120335 . ПМИД 16424337 . S2CID 5798774 .
- ^ Горчица, Дж.; и др. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе на основе обнаружения молодого приповерхностного подземного льда». Природа . 412 (6845): 411–4. Бибкод : 2001Natur.412..411M . дои : 10.1038/35086515 . ПМИД 11473309 . S2CID 4409161 .
- ^ Креславский, М.; Хед, Дж. (2002). «Марс: природа и эволюция молодой широтно-зависимой мантии, богатой водой и льдом» . Письма о геофизических исследованиях . 29 (15): 14–1–14–4. Бибкод : 2002GeoRL..29.1719K . дои : 10.1029/2002GL015392 .
- ^ Битти, Келли (23 января 2018 г.). «Водный лед обнаружен в марсианских скалах — небо и телескоп» . Небо и телескоп . Проверено 3 октября 2018 г.
- ↑ Астробиологическая стратегия 2015. Архивировано 22 декабря 2016 г. в Wayback Machine (PDF) НАСА.
- ^ Конрад, PG; Арчер, Д.; Колл, П.; Де Ла Торре, М.; Эджетт, К.; Эйгенброде, JL; Фиск, М.; Фрейсене, К.; Франц, Х.; и др. (2013). «Оценка обитаемости кратера Гейла: последствия первоначальных результатов». 44-я конференция по наукам о Луне и планетах . 1719 (1719): 2185. Бибкод : 2013LPI....44.2185C .
- ^ Комитет по астробиологической стратегии исследования Марса; Национальный исследовательский совет (2007). «Планетарная защита миссий на Марс» . Астробиологическая стратегия исследования Марса . Пресса национальных академий. стр. 95–98. ISBN 978-0-309-10851-5 .
- ^ Дэйли, Джейсон (6 июля 2017 г.). «Поверхность Марса может быть слишком токсичной для микробной жизни. Сочетание ультрафиолетового излучения и перхлоратов, распространенное на Марсе, может быть смертельным для бактерий» . Смитсоновский институт . Проверено 8 июля 2017 г.
- ^ Уодсворт, Дженнифер; Кокелл, Чарльз С. (6 июля 2017 г.). «Перхлораты на Марсе усиливают бактерицидное действие ультрафиолета» . Научные отчеты . 7 (4662): 4662. Бибкод : 2017NatSR...7.4662W . дои : 10.1038/s41598-017-04910-3 . ПМК 5500590 . ПМИД 28684729 .
- ^ «Астробиологическая стратегия НАСА» (PDF) . НАСА . 2015. Архивировано из оригинала (PDF) 22 декабря 2016 года . Проверено 5 сентября 2018 г.
- ^ «Исследование Марса: Миссии» . Marsprogram.jpl.nasa.gov. Архивировано из оригинала 11 апреля 2004 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Карр, Миннесота; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Вид на Марс с орбитального корабля «Викинг»» . History.nasa.gov . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Карр, Миннесота; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «ч5» . История НАСА . НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Карр, Миннесота; Баум, Вашингтон; Блазиус, КР; Бриггс, Джорджия; Каттс, Дж.А.; Даксбери, Техас; Грили, Р.; Гость, Дж.; Масурский, Х.; Смит, бакалавр (январь 1980 г.). «Кратеры» . НАСА . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Мортон, О. (2002). Картографирование Марса . Пикадор, Нью-Йорк. ISBN 9780312245511 .
- ^ Арвидсон, Р; Гудинг, Джеймс Л.; Мур, Генри Дж. (1989). «Поверхность Марса, снятая, отобранная и проанализированная посадочными модулями Viking». Обзоры геофизики . 27 (1): 39–60. Бибкод : 1989RvGeo..27...39A . дои : 10.1029/RG027i001p00039 .
- ^ Кларк, Б.; Бэрд, АК; Роуз, Х.Дж.-младший; Тулмин П., 3-е место; Кейл, К; Кастро, Эй Джей; Келлихер, WC; Роу, CD; Эванс, PH (1976). «Неорганический анализ марсианских образцов на местах посадки викингов». Наука . 194 (4271): 1283–1288. Бибкод : 1976Sci...194.1283C . дои : 10.1126/science.194.4271.1283 . ПМИД 17797084 . S2CID 21349024 .
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ Хофен, ТМ; и др. (2003). «Открытие оливина в районе ямок Нили на Марсе» . Наука . 302 (5645): 627–630. Бибкод : 2003Sci...302..627H . дои : 10.1126/science.1089647 . ПМИД 14576430 . S2CID 20122017 .
- ^ Хофен, Т.; Кларк, Р.Н.; Бэндфилд, JL; Смит, доктор медицины; Перл, Джей Си; Кристенсен, PR (2003). «Открытие оливина в районе ямок Нили на Марсе» . Наука . 302 (5645): 627–630. Бибкод : 2003Sci...302..627H . дои : 10.1126/science.1089647 . ПМИД 14576430 . S2CID 20122017 .
- ^ Малин, Майкл С.; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Межпланетный круиз в рамках основной миссии» . Журнал геофизических исследований . 106 (Е10): 23429–23570. Бибкод : 2001JGR...10623429M . дои : 10.1029/2000JE001455 . S2CID 129376333 .
- ^ «Атмосферные и метеорологические свойства» . НАСА.
- ^ Jump up to: а б Голомбек, депутат; Кук, РА; Эконому, Т.; Фолкнер, ВМ; Халдеманн, АФК; Каллемейн, PH; Кнудсен, Дж. М.; Мэннинг, Р.М.; Мур, HJ; Паркер, Ти Джей; Ридер, Р.; Шофилд, Дж.Т.; Смит, PH; Воган, РМ (1997). «Обзор миссии Mars Pathfinder и оценка прогнозов мест посадки» . Наука . 278 (5344): 1743–1748. Бибкод : 1997Sci...278.1743G . дои : 10.1126/science.278.5344.1743 . ПМИД 9388167 .
- ^ «Марсианская Одиссея: Отдел новостей» . Mars.jpl.nasa.gov. 28 мая 2002 г.
- ^ Jump up to: а б Фельдман, WC; и др. (2004). «Глобальное распределение приповерхностного водорода на Марсе» . Журнал геофизических исследований . 109 (Е9). Бибкод : 2004JGRE..109.9006F . дои : 10.1029/2003JE002160 .
- ^ Мурче, С.; Горчица, Джон; Бишоп, Дженис ; Руководитель, Джеймс; Питерс, Карл; Эрард, Стефан (1993). «Пространственные изменения спектральных свойств ярких областей Марса». Икар . 105 (2): 454–468. Бибкод : 1993Icar..105..454M . дои : 10.1006/icar.1993.1141 .
- ^ «Домашняя страница статьи Белла (1996) Геохимического общества» . Marswatch.tn.cornell.edu . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Фельдман, WC; Бойнтон, Западная Вирджиния; Токар, РЛ; Преттиман, TH; Гасно, О.; Сквайрс, Юго-Запад; Эльфик, РЦ; Лоуренс, диджей; Лоусон, СЛ; Морис, С.; МакКинни, GW; Мур, КР; Риди, RC (2002). «Глобальное распределение нейтронов с Марса: результаты Марсианской одиссеи» . Наука . 297 (5578): 75–78. Бибкод : 2002Sci...297...75F . дои : 10.1126/science.1073541 . ПМИД 12040088 . S2CID 11829477 .
- ^ Митрофанов И.; Анфимов Д.; Козырев А.; Литвак, М.; Санин А.; Третьяков В.; Крылов А.; Швецов В.; Бойнтон, В.; Синохара, К.; Хамара, Д.; Сондерс, Р.С. (2002). «Карты подповерхностного водорода, полученные детектором нейтронов высоких энергий, Марс Одиссея» . Наука . 297 (5578): 78–81. Бибкод : 2002Sci...297...78M . дои : 10.1126/science.1073616 . ПМИД 12040089 . S2CID 589477 .
- ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; Фельдман, WC; Сквайрс, Юго-Запад; Преттиман, TH; Брюкнер Дж.; Эванс, LG; Риди, Р.С.; Старр, Р.; Арнольд-младший; Дрейк, DM; Энглерт, PAJ; Мецгер, А.Е.; Митрофанов Игорь; Тромбка, Дж.И.; д'Устон, К.; Ванке, Х.; Гасно, О.; Хамара, Дания; Джейнс, DM; Марсиалис, РЛ; Морис, С.; Михеева И.; Тейлор, Дж.Дж.; Токар, Р.; Шинохара, К. (2002). «Распределение водорода у поверхности Марса: данные о подземных отложениях льда» . Наука . 297 (5578): 81–85. Бибкод : 2002Sci...297...81B . дои : 10.1126/science.1073722 . ПМИД 12040090 . S2CID 16788398 .
- ^ «Долина Дао» . Миссия Марс Одиссея . ФЕМИДА. 7 августа 2002 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Jump up to: а б Смит, PH; Тамппари, Л.; Арвидсон, Р.Э.; Басс, Д.; Блейни, Д .; Бойнтон, В.; Карсвелл, А.; Кэтлинг, Д.; Кларк, Б.; Дак, Т.; ДеДжонг, Э.; Фишер, Д.; Гетц, В.; Гуннлаугссон, П.; Хехт, М.; Хипкин, В.; Хоффман, Дж.; Хвиид, С.; Келлер, Х.; Кунавес, С.; Ланге, CF; Леммон, М.; Мэдсен, М.; Малин, М.; Маркевич, В.; Маршалл, Дж.; Маккей, К.; Меллон, М.; Микеланджели, Д.; и др. (2008). «Введение в специальный раздел о миссии Феникс: эксперименты по определению характеристик места посадки, обзоры миссий и ожидаемые научные данные». Журнал геофизических исследований . 113 (Е12): Е00А18. Бибкод : 2008JGRE..113.0A18S . дои : 10.1029/2008JE003083 . hdl : 2027.42/94752 . S2CID 38911896 .
- ^ «Данные НАСА проливают новый свет на воду и вулканы на Марсе» . НАСА. 9 сентября 2010 года. Архивировано из оригинала 26 января 2021 года . Проверено 21 марта 2014 г.
- ^ Меллон, М.; Якоски, Б. (1993). «Географические изменения термической и диффузионной устойчивости подземного льда на Марсе». Журнал геофизических исследований . 98 (Е2): 3345–3364. Бибкод : 1993JGR....98.3345M . дои : 10.1029/92JE02355 .
- ^ Хуллер, Адитья Р.; Кристенсен, Филип Р.; Уоррен, Стивен Г. (сентябрь 2021 г.). «Спектральное альбедо пыльного марсианского H 2 O снега и льда» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (9). Бибкод : 2021JGRE..12606910K . дои : 10.1029/2021JE006910 . ISSN 2169-9097 . S2CID 238721489 .
- ^ «Подтверждение наличия воды на Марсе» . НАСА.gov. 20 июня 2008 года. Архивировано из оригинала 1 июля 2008 года . Проверено 8 октября 2009 г.
- ^ Джонсон, Джон (1 августа 2008 г.). «На Марсе есть вода, подтверждает НАСА» . Лос-Анджелес Таймс .
- ^ Jump up to: а б «Грязь на находках грунта марсианского модуля» . SPACE.com. 2 июля 2009 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Jump up to: а б с Мартинес, генеральный менеджер и Ренно, НЕТ (2013). «Вода и рассолы на Марсе: текущие данные и последствия для MSL» . Обзоры космической науки . 175 (1–4): 29–51. Бибкод : 2013ССРв..175...29М . дои : 10.1007/s11214-012-9956-3 .
- ^ Ренно, Нилтон О.; Бос, Брент Дж.; Кэтлинг, Дэвид; Кларк, Бентон С.; Друбе, Линия; Фишер, Дэвид; Гетц, Уолтер; Хвиид, Стуббе Ф.; Келлер, Хорст Уве; Кок, Джаспер Ф.; Кунавес, Сэмюэл П.; Леер, Кристоффер; Леммон, Марк; Мэдсен, Мортен Бо; Маркевич, Войцех Й.; Маршалл, Джон; Маккей, Кристофер; Мехта, Маниш; Смит, Майлз; Зорзано, член парламента; Смит, Питер Х.; Стокер, Кэрол; Янг, Сюзанна ММ (2009). «Возможные физические и термодинамические доказательства наличия жидкой воды на месте приземления в Фениксе». Журнал геофизических исследований . 114 (Е1): Е00Е03. Бибкод : 2009JGRE..114.0E03R . дои : 10.1029/2009JE003362 . hdl : 2027.42/95444 . S2CID 55050084 .
- ^ Чанг, Кеннет (16 марта 2009 г.). «Кляксы на фотографиях марсианского корабля вызывают споры: являются ли они водой?» . Нью-Йорк Таймс (онлайн).
- ^ «Новый анализ показывает, что на Марсе, скорее всего, присутствует жидкая соленая вода» . ScienceDaily . 20 марта 2009 г.
- ^ «Топ-10 астробиологии: слишком соленое, чтобы замерзнуть» . Журнал астробиологии . Архивировано из оригинала 4 июня 2011 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка ) - ^ Хехт, Миннесота; Кунавес, СП; Куинн, Колорадо; Уэст, С.Дж.; Молодой, SMM; Мин, Д.В.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Бойнтон, Западная Вирджиния; Хоффман, Дж.; ДеФлорес, LP; Господинова, К.; Капит, Дж.; Смит, PH (2009). «Обнаружение перхлората и растворимый химический состав марсианской почвы на посадочной площадке Феникс». Наука . 325 (5936): 64–67. Бибкод : 2009Sci...325...64H . дои : 10.1126/science.1172466 . ПМИД 19574385 . S2CID 24299495 .
- ^ Смит, PH; Тамппари, ЛК; Арвидсон, Р.Э.; Басс, Д.; Блейни, Д .; Бойнтон, Западная Вирджиния; Карсвелл, А.; Кэтлинг, округ Колумбия; Кларк, Британская Колумбия; Дак, Т.; ДеДжонг, Э.; Фишер, Д.; Гетц, В.; Гуннлаугссон, HP; Хехт, Миннесота; Хипкин, В.; Хоффман, Дж.; Хвиид, Сан-Франциско; Келлер, Хьюстон; Кунавес, СП; Ланге, CF; Леммон, Монтана; Мэдсен, МБ; Маркевич, WJ; Маршалл, Дж.; Маккей, CP; Меллон, Монтана; Мин, Д.В.; Моррис, Р.В.; и др. (2009). «H 2 O на посадочной площадке Феникса». Наука . 325 (5936): 58–61. Бибкод : 2009Sci...325...58S . дои : 10.1126/science.1172339 . ПМИД 19574383 . S2CID 206519214 .
- ^ Уайтвей, Дж.А.; Комгуем, Л.; Дикинсон, К.; Кук, К.; Ильницкий, М.; Сибрук, Дж.; Попович, В.; Дак, Ти Джей; Дэви, Р.; Тейлор, Пенсильвания; Патак, Дж.; Фишер, Д.; Карсвелл, AI; Дейли, М.; Хипкин, В.; Зент, АП; Хехт, Миннесота; Вуд, ЮВ; Тамппари, ЛК; Ренно, Н.; Мурс, Дж. Э.; Леммон, Монтана; Даерден, Ф.; Смит, PH (2009). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука . 325 (5936): 68–70. Бибкод : 2009Sci...325...68W . дои : 10.1126/science.1172344 . ПМИД 19574386 . S2CID 206519222 .
- ^ «CSA – Пресс-релиз» . Asc-csa.gc.ca. 2 июля 2009 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2011 г.
- ^ «Миссия марсохода по исследованию Марса: пресс-релизы» . Marsrovers.jpl.nasa.gov. 5 марта 2004 г.
- ^ «НАСА - Марсоход Spirit обнаруживает неожиданные доказательства более влажного прошлого» . НАСА. 21 мая 2007. Архивировано из оригинала 8 марта 2013 года . Проверено 17 января 2012 г.
- ^ Бертстер, Гай (10 декабря 2007 г.). «Марсоход исследует признаки жаркого марсианского прошлого» . Пресс-релиз . Лаборатория реактивного движения, Пасадена, Калифорния.
- ^ Клингельхофер, Г.; и др. (2005). «Том XXXVI». Лунная планета. наук. (аннотация): 2349.
- ^ Шредер, К.; и др. (2005). «Журнал геофизических исследований» (аннотация). 7 . Европейский союз геонаук, Генеральная ассамблея: 10254.
{{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется|journal=( помощь ) - ^ Моррис, С.; и др. (2006). «Мессбауэровская минералогия горных пород, почвы и пыли в кратере Гусева на Марсе: журнал Духа через слабо измененный оливиновый базальт на равнинах и повсеместно измененный базальт на холмах Колумбия». Дж. Геофиз. Рез . 111 (Е2): н/д. Бибкод : 2006JGRE..111.2S13M . дои : 10.1029/2005je002584 . hdl : 1893/17159 .
- ^ Мин, Д.; Миттлфельдт, Д.В.; Моррис, Р.В.; Голден, округ Колумбия; Геллерт, Р.; Йен, А.; Кларк, Британская Колумбия; Сквайрс, Юго-Запад; Фарранд, Вашингтон; Рафф, Юго-Запад; Арвидсон, Р.Э.; Клингельхёфер, Г.; Максуин, штат Хайю; Родионов, Д.С.; Шредер, К.; Де Соуза, Пенсильвания; Ван, А. (2006). «Геохимические и минералогические индикаторы водных процессов в холмах Колумбия кратера Гусева, Марс». Дж. Геофиз. Рез . 111 (Е2): E02S12. Бибкод : 2006JGRE..111.2S12M . дои : 10.1029/2005JE002560 . hdl : 1893/17114 .
- ^ Белл, Дж., изд. (2008). Марсианская поверхность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-86698-9 .
- ^ Моррис, Р.В.; Рафф, Юго-Запад; Геллерт, Р.; Мин, Д.В.; Арвидсон, Р.Э.; Кларк, Британская Колумбия; Голден, округ Колумбия; Зибах, К.; Клингельхофер, Г.; Шредер, К.; Флейшер, И.; Йен, А.С.; Сквайрс, Юго-Запад (4 июня 2010 г.). «Обнаружено обнажение давно разыскиваемой редкой породы на Марсе» . Наука . 329 (5990). Sciencedaily.com: 421–424. Бибкод : 2010Sci...329..421M . дои : 10.1126/science.1189667 . ПМИД 20522738 . S2CID 7461676 .
- ^ Моррис, Ричард В.; Рафф, Стивен В.; Геллерт, Ральф; Мин, Дуглас В.; Арвидсон, Раймонд Э.; Кларк, Бентон С.; Голден, округ Колумбия; Зибах, Кирстен; и др. (3 июня 2010 г.). «Идентификация богатых карбонатами обнажений на Марсе с помощью марсохода Spirit» . Наука . 329 (5990): 421–424. Бибкод : 2010Sci...329..421M . дои : 10.1126/science.1189667 . ПМИД 20522738 . S2CID 7461676 .
- ^ «Ровер Opportunity обнаружил убедительные доказательства того, что Meridiani Planum был влажным» . Проверено 8 июля 2006 г.
- ^ Харвуд, Уильям (25 января 2013 г.). «Марсоход «Оппортьюнити» отмечает 10-й год работы на Марсе» . Космический полет сейчас.
- ^ Бенисон, КК; Лаклер, Д.А. (2003). «Современные и древние чрезвычайно кислые соляные отложения: земные аналоги марсианской среды?». Астробиология . 3 (3): 609–618. Бибкод : 2003AsBio...3..609B . дои : 10.1089/153110703322610690 . ПМИД 14678669 . S2CID 36757620 .
- ^ Бенисон, К; Боуэн, Б. (2006). «Системы кислых соленых озер дают представление о прошлой окружающей среде и поисках жизни на Марсе». Икар . 183 (1): 225–229. Бибкод : 2006Icar..183..225B . дои : 10.1016/j.icarus.2006.02.018 .
- ^ Остерлоо, ММ; Гамильтон, Вирджиния; Бэндфилд, JL; Глотч, Т.Д.; Болдридж, AM; Кристенсен, PR; Торнабене, LL; Андерсон, Ф.С. (2008). «Хлоридсодержащие материалы в южном высокогорье Марса». Наука . 319 (5870): 1651–1654. Бибкод : 2008Sci...319.1651O . CiteSeerX 10.1.1.474.3802 . дои : 10.1126/science.1150690 . ПМИД 18356522 . S2CID 27235249 .
- ^ Гротцингер, Дж.; Милликен Р., ред. (2012). Осадочная геология Марса . СЕМП.
- ^ «HiRISE – научный эксперимент по созданию изображений высокого разрешения» . Хири, Университет Аризоны . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ «Целевая зона: Нилосиртис? | Миссия Марс Одиссея ТЕМИС» . Themis.asu.edu . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Меллон, Монтана; Якоски, Б.М.; Поставко, С.Е. (1997). «Стойкость экваториального подземного льда на Марсе» . Дж. Геофиз. Рез . 102 (Е8). onlinelibrary.wiley.com: 19357–19369. Бибкод : 1997JGR...10219357M . дои : 10.1029/97JE01346 .
- ^ Арфстрем, Джон Д. (2012). «Концептуальная модель экваториальных ледяных щитов Марса. J» (PDF) . Сравнительная климатология планет земной группы . Лунно-планетарный институт.
- ^ Бирн, Шейн; Дандас, Колин М.; Кеннеди, Меган Р.; Меллон, Майкл Т.; МакИвен, Альфред С.; Калл, Селби К.; Даубар, Ингрид Дж.; Шин, Дэвид Э.; Силос, Кимберли Д.; Мурчи, Скотт Л.; Кантор, Брюс А.; Арвидсон, Раймонд Э.; Эджетт, Кеннет С.; Ройфер, Андреас; Томас, Николас; Харрисон, Таня Н.; Поселова Лилия В.; Силос, Фрэнк П. (2009). «Распространение подземного льда средних широт на Марсе из новых ударных кратеров». Наука . 325 (5948): 1674–1676. Бибкод : 2009Sci...325.1674B . дои : 10.1126/science.1175307 . ПМИД 19779195 . S2CID 10657508 .
- ^ «В кратерах Марса обнаружен водяной лед» . SPACE.com. 24 сентября 2009 года . Проверено 19 декабря 2010 г.
- ^ Хуллер, Адитья; Кристенсен, Филип (февраль 2021 г.). «Свидетельства наличия обнаженного пыльного водяного льда в марсианских оврагах» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (2). Бибкод : 2021JGRE..12606539R . дои : 10.1029/2020JE006539 . ISSN 2169-9097 . S2CID 234174382 .
- ^ С. Нероцци; Дж. У. Холт (22 мая 2019 г.). «Погребенные ледяные и песчаные шапки на северном полюсе Марса: обнаружение рекордов изменения климата в отделении икры с ШАРАДом». Письма о геофизических исследованиях . 46 (13): 7278–7286. Бибкод : 2019GeoRL..46.7278N . дои : 10.1029/2019GL082114 . HDL : 10150/634098 . S2CID 182153656 .
- ^ Лухендра Оджа; Стефано Нероцци; Кевин Льюис (22 мая 2019 г.). «Композиционные ограничения северной полярной шапки Марса с точки зрения гравитации и топографии». Письма о геофизических исследованиях . 46 (15): 8671–8679. Бибкод : 2019GeoRL..46.8671O . дои : 10.1029/2019GL082294 . S2CID 181334027 .
- ^ Соаре, Э. и др. 2019. Возможные (замкнутая система) пинго и ледяные жилы/термокарстовые комплексы в средних широтах Utopia Planitia, Марс. Икар. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
- ^ Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсоходом НАСА помогли отследить марсианские минералы» . НАСА . Архивировано из оригинала 3 июня 2016 года . Проверено 16 июня 2013 г.
- ^ Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси (3 декабря 2012 г.). «Марсоход НАСА полностью проанализировал первые образцы марсианского грунта» . НАСА . Архивировано из оригинала 5 декабря 2012 года.
- ^ Чанг, Кен (3 декабря 2012 г.). «Раскрыто открытие марсохода» . Нью-Йорк Таймс .
- ^ Jump up to: а б Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (18 марта 2013 г.). «Марсоход Curiosity видит тенденцию в наличии воды» . НАСА . Архивировано из оригинала 22 марта 2013 года.
- ^ Ринкон, Пол (19 марта 2013 г.). «Любопытство разбивает скалу, открывая ослепительно белое внутреннее пространство» . Би-би-си.
- ^ Персонал (20 марта 2013 г.). «Красная планета выкашливает белый камень, и учёные приходят в ужас» . МСН . Архивировано из оригинала 23 марта 2013 года.
- ^ Либерман, Джош (26 сентября 2013 г.). «На Марсе найдена вода: марсоход Curiosity обнаружил «обильную, легкодоступную» воду в марсианской почве» . iSciencetimes .
- ^ Лешин, Л.А.; и др. (27 сентября 2013 г.). «Летучий, изотопный и органический анализ марсианских частиц с помощью марсохода Curiosity» . Наука . 341 (6153): 1238937. Бибкод : 2013Sci...341E...3L . дои : 10.1126/science.1238937 . ПМИД 24072926 . S2CID 206549244 .
- ^ Jump up to: а б Гротцингер, Джон (26 сентября 2013 г.). «Введение в специальный выпуск: анализ материалов поверхности марсоходом Curiosity» . Наука . 341 (6153): 1475. Бибкод : 2013Sci...341.1475G . дои : 10.1126/science.1244258 . ПМИД 24072916 .
- ^ Нил-Джонс, Нэнси; Зубрицкий, Елизавета; Вебстер, Гай; Мартиале, Мэри (26 сентября 2013 г.). «Прибор SAM Curiosity обнаружил воду и многое другое в пробе с поверхности» . НАСА .
- ^ Jump up to: а б Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (26 сентября 2013 г.). «Наука извлекает выгоду из разнообразия территорий любопытства» . НАСА . Архивировано из оригинала 2 мая 2019 года . Проверено 27 сентября 2013 г.
- ^ Jump up to: а б Чанг, Кеннет (1 октября 2013 г.). «Удар по грязи на Марсе» . Нью-Йорк Таймс .
- ^ Jump up to: а б Меслин, П.-Ю.; и др. (26 сентября 2013 г.). «Разнообразие почвы и гидратация по наблюдениям ChemCam в кратере Гейла, Марс». Наука . 341 (6153): 1238670. Бибкод : 2013Sci...341E...1M . дои : 10.1126/science.1238670 . ПМИД 24072924 . S2CID 7418294 .
- ^ Столпер, Э.М.; Бейкер, МБ; Ньюкомб, Мэн; Шмидт, Мэн; Трейман, А.Х.; Кузен, А.; Дьяр, доктор медицины; Фиск, MR; Геллерт, Р.; Кинг, Польша; Лешин Л.; Морис, С.; МакЛеннан, С.М.; Минитти, Мэн; Перретт, Г.; Роуленд, С.; Саттер, В .; Вена, RC; Научная группа MSL (2013). «Нефтехимия Джейка_М: марсианский мугеарит» (PDF) . Наука . 341 (6153). AAAS : 1239463. Бибкод : 2013Sci...341E...4S . дои : 10.1126/science.1239463 . ПМИД 24072927 . S2CID 16515295 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 августа 2021 г. Проверено 23 июля 2019 г.
- ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Ровер НАСА обнаружил на Марсе активную и древнюю органическую химию» . НАСА . Проверено 16 декабря 2014 г.
- ^ Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). « Великий момент»: марсоход нашел подсказку о том, что на Марсе может быть жизнь . Нью-Йорк Таймс . Проверено 16 декабря 2014 г.
- ^ Махаффи, PR; и др. (16 декабря 2014 г.). «Атмосфера Марса - отпечаток эволюции атмосферы в D/H гесперианских глинистых минералов на Марсе» (PDF) . Наука . 347 (6220): 412–414. Бибкод : 2015Sci...347..412M . дои : 10.1126/science.1260291 . ПМИД 25515119 . S2CID 37075396 .
- ^ Ринкон, Пол (13 апреля 2015 г.). «Доказательства наличия жидкой воды на Марсе» . Новости Би-би-си . Проверено 15 апреля 2015 г.
- ^ Клавин, Уитни (8 октября 2015 г.). «Команда марсохода Curiosity НАСА подтверждает существование древних озер на Марсе» . НАСА . Проверено 9 октября 2015 г.
- ^ Гротцингер, JP (9 октября 2015 г.). «Отложения, эксгумация и палеоклимат древних озерных отложений, кратер Гейла, Марс» . Наука . 350 (6257): аас7575. Бибкод : 2015Sci...350.7575G . doi : 10.1126/science.aac7575 . ПМИД 26450214 . S2CID 586848 .
- ^ Геологическое общество Америки (3 ноября 2018 г.). «Свидетельства прорывного наводнения указывают на обилие воды на раннем Марсе» . ЭврекАлерт! . Проверено 5 ноября 2018 г.
- ^ Хейдари, Эзат; и др. (4 ноября 2018 г.). «Значение наводнений в кратере Гейла на Марсе» . Геологическое общество Америки . Проверено 5 ноября 2018 г.
- ^ Орозей Р., Лауро С.Э., Комбс Е, Чикетти А, Корадини М, Кошотти Б, Ди Паоло Ф, Фламини Е, Маттеи Е, Паджола М, Солдовьери Ф, Картаччи М, Кассенти Ф, Фригери А, Джуппи С, Мартуфи Р, Масдеа А, Митри Г, Ненна С, Ношезе Р, Рестано М, Сеу Р (25 июля 2018 г.). «Радиолокационные доказательства наличия подледной жидкой воды на Марсе». Наука . 361 (3699): 490–493. arXiv : 2004.04587 . Бибкод : 2018Sci...361..490O . дои : 10.1126/science.aar7268 . hdl : 11573/1148029 . ПМИД 30045881 . S2CID 206666385 .
- ^ Хэлтон, Мэри (25 июля 2018 г.). «На Марсе обнаружено жидкое водное озеро» . Новости Би-би-си . Проверено 25 июля 2018 г.
- ^ «Первый китайский марсоход «Чжужун» приземлился на Красной планете» . Space.com . 15 мая 2021 г.
- ^ Лю, Ян; Чжао, Юй-Янь Сара; Ван, Цзя, Чжэньсин; Чжан, Чаолинь; Ван, Цзоу, Юнляо; ( Утопии . 566 . водной , . 2022 активность ) раскрывает « на » среды Планиции Марс Журонг недавнюю
- ^ Лю, Ю. и др. 2022. Чжуронг сообщает о недавней водной активности на Утопической равнине на Марсе. Достижения науки. ОБЪЕМ. 8, НЕТ. 19
- ^ Лю, Дж. и др. 2023. Марсианские дюны указывают на изменение ветрового режима в связи с окончанием ледникового периода. Природа
Библиография
[ редактировать ]- Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конеки и Конеки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN 978-1-58834-074-0
- Карр, Майкл, Х. (1996). Вода на Марсе; Издательство Оксфордского университета: Нью-Йорк, ISBN 0-19-509938-9 .
- Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN 978-0-521-87201-0 .
- Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: загадочные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN 0-7611-2606-6 .
- Хэнлон, Майкл (2004). Настоящий Марс: Дух, Возможности, Марс-Экспресс и стремление исследовать Красную планету; Констебль: Лондон, ISBN 1-84119-637-1 .
- Каргель, Джеффри, С. (2004). Марс: более теплая и влажная планета; Springer-Praxis: Лондон, ISBN 1-85233-568-8 .
- Мортон, Оливер (2003). Картирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN 0-312-42261-X .
- Шихан, Уильям (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, ISBN 0-8165-1640-5 .
- Группа визуализации орбитального аппарата «Викинг» (1980). Виды Марса с орбитального аппарата «Викинг», CR Spitzer, Ed.; НАСА SP-441: Вашингтон, округ Колумбия.
Внешние ссылки
[ редактировать ]
- Хед Дж. и др. 2023. ГЕОЛОГИЧЕСКАЯ И КЛИМАТИЧЕСКАЯ ИСТОРИЯ МАРСА: ИДЕНТИФИКАЦИЯ ПОТЕНЦИАЛЬНЫХ «ЛОЖНЫХ ПОЗИТИВОВ» ТЕПЛОГО И ВЛАЖНОГО КЛИМАТА. 54-я конференция по наукам о Луне и планетах, 2023 г. (вклад LPI № 2806). 1731.pdf
- Вода на Марсе - Джеймс Секоски - Виртуальная конвенция Марсинского общества 2021 года. Рассказывает, где была вода и где сегодня находится лед на Марсе (34 минуты)
- НАСА - Марсоход Curiosity находит доказательства существования древнего русла реки - сентябрь 2012 г. Архивировано 9 октября 2021 г. в Wayback Machine.
- Изображения – Признаки воды на Марсе ( HiRISE )
- Видео (02:01) – На Марсе обнаружена жидкая проточная вода – август 2011 г.
- Видео (04:32) – Доказательства: вода «энергично» текла по Марсу – сентябрь 2012 г.
- Видео (03:56) – Измерение древнего океана Марса – март 2015 г.
- - Джеффри Плаут - Подповерхностный лед - 21-я ежегодная конвенция Международного марсианского общества-2018
- Крис Маккей: Результаты миссии «Феникс» на Марс и аналоговые объекты на Земле
- Штайгервальд, Билл (25 июля 2018 г.). «Терраформирование Марса невозможно с использованием современных технологий» . НАСА . Проверено 26 ноября 2018 г.
