✖


Jump to content

Компактный спектрометр разведывательной визуализации для Марса

Инженер НАСА и прибор CRISM.

Компактный спектрометр разведывательной визуализации для Марса ( CRISM видимого инфракрасного диапазона ) — спектрометр на борту марсианского разведывательного орбитального аппарата, ищущий минералогические признаки прошлой и настоящей воды на Марсе . В группу инструментов CRISM вошли ученые из более чем десяти университетов, и ее возглавлял главный исследователь Скотт Мерчи. CRISM был спроектирован, построен и протестирован Лабораторией Университета Джонса Хопкинса прикладной физики .

Цели

[ редактировать ]

CRISM использовался для определения мест на Марсе, где могла находиться вода . [ 1 ] растворитель, который считается важным при поиске прошлой или настоящей жизни на Марсе . Для этого CRISM составил карту присутствия минералов и химических веществ, которые могут указывать на прошлое взаимодействие с водой – низкотемпературное или гидротермальное . [ 2 ] Эти материалы включают железо и оксиды , которые могут быть химически изменены водой, а также слоистые силикаты и карбонаты , которые образуются в присутствии воды. Все эти материалы имеют характерные узоры в видимых и инфракрасных отражениях и были легко обнаружены CRISM. Кроме того, CRISM отслеживал частицы льда и пыли в атмосфере Марса, чтобы узнать больше о климате и временах года.

Обзор инструмента

[ редактировать ]

CRISM измерял видимое и инфракрасное электромагнитное излучение от 362 до 3920 нанометров с шагом 6,55 нанометра. Прибор имел два режима: мультиспектральный нецелевой режим и гиперспектральный целенаправленный режим. В нецелевом режиме CRISM исследует Марс, записывая примерно 50 из 544 измеряемых длин волн с разрешением от 100 до 200 метров на пиксель. В этом режиме CRISM нанес на карту половину Марса в течение нескольких месяцев после аэроторможения и большую часть планеты через год. [ 3 ] Цель этого режима — выявить новые интересные с научной точки зрения места, которые можно было бы дополнительно исследовать. [ 3 ] В целевом режиме спектрометр измерял энергию во всех 544 длинах волн. Когда космический аппарат MRO находится на высоте 300 км, CRISM обнаруживает на поверхности Марса узкую, но длинную полосу диаметром около 18 километров и длиной 10 800 километров. Инструмент провел эту полосу по поверхности Марса, пока MRO вращается вокруг Марса, чтобы получить изображение поверхности. [ 4 ]

Конструкция прибора

[ редактировать ]
Схема прибора CRISM.

Часть CRISM, собирающая данные, называлась блоком оптических датчиков (OSU) и состояла из двух спектрографов: один обнаруживал видимый свет от 400 до 830 нм, а другой обнаруживал инфракрасный свет от 830 до 4050 нм. Инфракрасный детектор охлаждался до –173° по Цельсию (–280° по Фаренгейту ) с помощью пластины радиатора и трех криогенных охладителей. [ 5 ] В режиме прицеливания инструмент стабилизируется , чтобы продолжать наведение на одну область, даже если космический корабль MRO движется. Дополнительное время сбора данных над целевой областью увеличивает соотношение сигнал/шум, а также пространственное и спектральное разрешение изображения. Эта способность сканирования также позволила прибору выполнять функции фазы излучения, просматривая одну и ту же поверхность через переменное количество атмосферы, что будет использоваться для определения свойств атмосферы. Блок обработки данных (DPU) CRISM выполняет обработку данных в реальном времени, включая сжатие данных перед передачей.

Расследования

[ редактировать ]

CRISM начал исследование Марса в конце 2006 года. Результаты спектрометра видимого / ближнего инфракрасного диапазона OMEGA на Mars Express (2003 – настоящее время), Mars Exploration Rovers (MER; 2003–2019), TES термоэмиссионного спектрометра на Mars Global Surveyor. (MGS; 1997–2006 гг.) и THEMIS тепловизионная система на Марсовой Одиссее (с 2004 г. по настоящее время) помогли сформулировать темы исследований CRISM:

  • Где и когда на Марсе была постоянно влажная среда?
  • Каков состав коры Марса?
  • Каковы характеристики современного климата Марса?

В ноябре 2018 года было объявлено, что CRISM изготовил несколько дополнительных пикселей, представляющих минералы алунит, кизерит, серпентин и перхлорат. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] Команда прибора обнаружила, что некоторые ложные срабатывания были вызваны этапом фильтрации, когда детектор переключается с области высокой освещенности на тени. [ 6 ] Сообщается, что 0,05% пикселей указывали на перхлорат, что, как теперь известно, является ложно высокой оценкой этого прибора. [ 6 ] Однако и «Феникс» посадочный модуль , и «Кьюриосити» марсоход [ 9 ] измерили содержание 0,5% перхлоратов в почве, что позволяет предположить глобальное распространение этих солей. [ 10 ] Перхлорат представляет интерес для астробиологов , поскольку он изолирует молекулы воды из атмосферы и снижает температуру ее замерзания, потенциально создавая тонкие пленки водянистого рассола , который, хотя и токсичен для большинства земных форм жизни, потенциально может стать средой обитания для местных марсианских микробов на мелководье. . [ 6 ] [ 8 ] (См.: Жизнь на Марсе#Перхлораты )

Постоянно влажная среда

[ редактировать ]

Водные минералы — это минералы, которые образуются в воде либо в результате химического изменения ранее существовавшей породы, либо в результате осаждения из раствора. Минералы указывают на то место, где жидкая вода существовала достаточно долго, чтобы вступить в химическую реакцию с породой. Какие минералы образуются, зависит от температуры, солености, pH и состава материнской породы. Поэтому то, какие водные минералы присутствуют на Марсе, дает важные ключи к пониманию окружающей среды прошлого. Спектрометр OMEGA на орбитальном аппарате Mars Express и марсоходы MER обнаружили доказательства наличия водных минералов. Компания OMEGA выявила два различных типа прошлых водных отложений. [ 11 ] Первый, содержащий сульфаты, такие как гипс и кизерит, встречается в слоистых отложениях гесперианского возраста (марсианский средний возраст, примерно от 3,7 до 3 миллиардов лет назад). Вместо второго, богатого несколькими различными видами филлосиликатов, встречаются породы нойского возраста (возрастом примерно 3,7 миллиарда лет). Разный возраст и минеральный состав предполагают, что на ранней стадии существовала богатая водой среда, в которой формировались слоистые силикаты, за которой следовала более сухая, более соленая и кислая среда, в которой образовывались сульфаты. Марсоход MER Opportunity провел годы, исследуя осадочные породы, образовавшиеся в последней среде, полные сульфатов, солей и минералов окисленного железа.

Почва образуется из материнских пород в результате физического распада горных пород и химического изменения фрагментов горных пород. Типы минералов почвы могут определить, была ли окружающая среда прохладной или теплой, влажной или сухой, а также была ли вода пресной или соленой. Поскольку CRISM способен обнаруживать множество минералов в почве или реголите, этот инструмент используется для расшифровки древней марсианской среды. CRISM обнаружил характерную слоистую структуру богатых алюминием глин, перекрывающих богатые железом и магнием глины во многих областях, разбросанных по высокогорью Марса. [ 12 ] Эти «слоистые глины», окружающие долину Маурта , занимают сотни тысяч квадратных километров. [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] Подобное наслоение встречается вблизи бассейна Исидис , на Ноахских равнинах, окружающих долину Маринерис . [ 24 ] и на Ноахских равнинах, окружающих плато Тарсис . Глобальное распространение слоистых глин предполагает глобальный процесс. Слоистые глины относятся к позднему нойскому периоду и датируются тем же временем, что и сети долин, высеченные водой. Слоистый состав глины аналогичен тому, который ожидается при формировании почв на Земле: выветренный верхний слой выщелачивает растворимые железо и магний, оставляя нерастворимый богатый алюминием остаток, а нижний слой все еще сохраняет железо и магний. Некоторые исследователи предположили, что «слоеный пирог» марсианской глины образовался в результате процессов почвообразования, включая осадки, в то время, когда формировались сети долин. [ 25 ]

Дельта кратера Эберсвальде, снимок MOC.

Озерная и морская среда на Земле благоприятна для сохранения ископаемых, особенно там, где оставленные ими отложения богаты карбонатами или глинами. Сотни горных кратеров на Марсе представляют собой горизонтально слоистые осадочные породы, которые, возможно, образовались в озерах. CRISM провел множество целенаправленных наблюдений за этими породами, чтобы измерить их минералогию и то, как минералы различаются между слоями. Различия между слоями помогают нам понять последовательность событий, которые сформировали осадочные породы. Камера Mars Orbiter обнаружила, что там, где сеть долин превращается в кратеры, обычно кратеры содержат веерообразные отложения. Однако не было до конца ясно, образовались ли вееры в результате отложения отложений на дне сухих кратеров ( аллювиальные конусы ) или в кратерных озерах ( дельты ). CRISM обнаружил, что в самых нижних слоях вентиляторов имеются концентрированные отложения глины. [ 26 ] [ 27 ] За концом вееров на дне кратера встречается больше глины, а в некоторых случаях встречается и опал. На Земле самые нижние слои дельт называются донными отложениями и состоят из глин, осевших из притока речной воды в тихие, глубокие части озер. Это открытие подтверждает идею о том, что многие вееры образовались в кратерных озерах, где потенциально могли сохраниться свидетельства существования обитаемой среды.

Не все древние марсианские озера питались впадающими долинными сетями. CRISM обнаружил несколько кратеров на западном склоне Фарсиса, которые содержат «кольца ванны» из сульфатных минералов и разновидности слоистого силиката, называемого каолинитом. Оба минерала могут образовываться вместе при осаждении из кислой соленой воды. В этих кратерах отсутствует сеть приточных долин, что указывает на то, что они не питались реками, а скорее питались притекающими грунтовыми водами. [ 28 ] [ 29 ]

Изображение HiRISE обнажения горной породы "Home Plate"

Выявление месторождений горячих источников было приоритетом для CRISM, поскольку в горячих источниках была энергия (геотермальное тепло) и вода — два основных требования для жизни. Одним из признаков горячих источников на Земле являются отложения кремнезема. Марсоход MER Spirit исследовал богатое кремнеземом месторождение под названием «Домашняя плита», которое, как полагают, образовалось в горячем источнике. [ 30 ] [ 31 ] CRISM обнаружил во многих местах и ​​другие месторождения, богатые кремнеземом. Некоторые из них связаны с центральными пиками ударных кратеров, которые являются местами нагрева, вызванного падением метеорита. Кремнезем также был обнаружен на склонах вулкана внутри кальдеры щитового вулкана Большой Сиртис , образуя курганы светлого цвета, которые выглядят как увеличенные версии Home Plate . В других местах, в самых западных частях Долины Маринерис, недалеко от ядра вулканической провинции Тарсис, есть отложения сульфатов и глины, напоминающие о «теплых» источниках. Месторождения горячих источников — одно из наиболее перспективных мест на Марсе для поиска доказательств прошлой жизни.

Нили Фоссэ на Марсе — крупнейшее известное месторождение карбонатов.

Одна из ведущих гипотез о том, почему древний Марс был более влажным, чем сегодня, заключается в том, что толстая, богатая углекислым газом атмосфера создала глобальную теплицу, которая нагревала поверхность достаточно, чтобы жидкая вода могла образовываться в больших количествах. Углекислый лед в сегодняшних полярных шапках слишком ограничен в объеме, чтобы удержать эту древнюю атмосферу. Если толстая атмосфера когда-либо существовала, то она была либо унесена в космос солнечным ветром или ударами, либо вступила в реакцию с силикатными породами и оказалась в ловушке в виде карбонатов в коре Марса. Одной из целей, лежащих в основе разработки CRISM, было найти карбонаты и попытаться решить вопрос о том, что случилось с атмосферой Марса. Одним из самых важных открытий CRISM стало обнаружение карбонатной породы в ямах Нили в 2008 году. [ 32 ] Вскоре после этого миссии на Марс начали обнаруживать карбонаты на поверхности; посадочный модуль « Феникс » на Марс обнаружил 3–5% кальцита (CaCO 3 ) по весу на своей северной равнинной площадке, [ 33 ] в то время как марсоход MER Spirit обнаружил обнажения, богатые карбонатом магния и железа (16–34 мас.%), в холмах Колумбия в кратере Гусева . [ 34 ] Более поздние анализы CRISM выявили карбонаты на краю кратера Гюйгенс , что позволило предположить, что на Марсе могут быть обширные отложения погребенных карбонатов. [ 35 ] Однако исследование ученых CRISM показало, что вся карбонатная порода на Марсе содержит меньше углекислого газа, чем нынешняя марсианская атмосфера. [ 36 ] [ 37 ] Они определили, что если плотная древняя марсианская атмосфера действительно существовала, то она, вероятно, не заключена в коре.

Состав коры

[ редактировать ]

Понимание состава марсианской коры и того, как он менялся со временем, говорит нам о многих аспектах эволюции Марса как планеты, и это было главной целью CRISM. Дистанционные и наземные измерения до CRISM, а также анализ марсианских метеоритов позволяют предположить, что марсианская кора состоит в основном из базальтовой магматической породы, состоящей в основном из полевого шпата и пироксена . Снимки с камеры Mars Orbiter на MGS показали, что в некоторых местах верхние несколько километров коры состоят из сотен тонких потоков вулканической лавы. И TES, и THEMIS обнаружили в основном базальтовые магматические породы с разбросанными камнями, богатыми оливином и даже некоторыми камнями, богатыми кварцем.

Первое обнаружение широко распространенных осадочных пород на Марсе произошло с помощью камеры Mars Orbiter, которая обнаружила, что несколько областей планеты, включая Долины Маринериса и Терра Аравия, имеют горизонтально слоистые светлые породы. Последующие наблюдения за минералогией этих пород, проведенные компанией OMEGA, показали, что некоторые из них богаты сульфатными минералами, а другие слоистые породы вокруг долины Маурта богаты слоистыми силикатами. [ 38 ] Оба класса минералов являются признаками осадочных пород. CRISM использовал свое улучшенное пространственное разрешение для поиска других отложений осадочных пород на поверхности Марса, а также слоев осадочных пород, погребенных между слоями вулканических пород в коре Марса.

Современный климат

[ редактировать ]

Чтобы понять древний климат Марса и понять, мог ли он создать среду, пригодную для жизни, сначала нам нужно понять климат Марса сегодня. Каждая миссия на Марс приводила к новым достижениям в понимании его климата. На Марсе наблюдаются сезонные колебания содержания водяного пара, облаков и дымки из водяного льда, а также атмосферной пыли. Южным летом, когда Марс находится ближе всего к Солнцу (в перигелии), солнечное нагревание может вызвать сильные пылевые бури. Региональные пылевые бури, имеющие масштаб 1000 километров, демонстрируют удивительную повторяемость от марсианского года к марсианскому году. Примерно раз в десятилетие они перерастают в события глобального масштаба. Напротив, северным летом, когда Марс находится дальше всего от Солнца (в афелии), существует экваториальный пояс водяно-ледяных облаков и очень мало пыли в атмосфере. Обилие водяного пара в атмосфере варьируется в зависимости от сезона, причем наибольшее его содержание приходится на лето в каждом полушарии после сублимации сезонных полярных шапок в атмосферу. Зимой на поверхности Марса образуется иней и лед из воды и углекислого газа. Эти льды образуют сезонные и остаточные полярные шапки. В сезонных шапках, которые образуются каждую осень и сублимируются каждую весну, преобладает лед из углекислого газа. Остаточные шапки, которые сохраняются из года в год, состоят в основном из водяного льда на северном полюсе и водяного льда с тонким слоем (толщиной несколько десятков метров) льда из углекислого газа на южном полюсе.

Атмосфера Марса настолько тонкая и тонкая, что солнечный нагрев пыли и льда в атмосфере, а не нагрев атмосферных газов, более важен в условиях сильной погоды. Мелкие взвешенные частицы пыли и водяного льда — аэрозоли — перехватывают 20–30 % поступающего солнечного света даже в относительно ясных условиях. Таким образом, изменения в количестве этих аэрозолей оказывают огромное влияние на климат. CRISM провел три основных вида измерений пыли и льда в атмосфере: целевые наблюдения, повторные снимки поверхности которых дают точную оценку содержания аэрозолей; специальные глобальные сетки целевых наблюдений каждые пару месяцев, специально предназначенные для отслеживания пространственных и сезонных изменений; и сканирует край планеты, чтобы показать, как пыль и лед меняются в зависимости от высоты над поверхностью.

Южная полярная сезонная шапка имеет причудливое разнообразие ярких и темных полос и пятен, которые появляются весной, когда сублимируется лед из углекислого газа. До появления MRO существовало множество идей о процессах, которые могли бы сформировать эти странные образования, ведущей моделью были гейзеры углекислого газа . [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] CRISM наблюдал, как темные пятна растут южной весной, и обнаружил, что яркие полосы, образующиеся рядом с темными пятнами, состоят из свежего, нового инея из углекислого газа, указывая, как стрелки, назад к своим источникам — тем же источникам, что и темные пятна. Яркие полосы, вероятно, образуются в результате расширения, охлаждения и замерзания углекислого газа, образуя «дымящийся пистолет», подтверждающий гипотезу гейзера.

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «CRISM достигает Красной планеты» (пресс-релиз). Университет Джонса Хопкинса. 11 марта 2006 г. Архивировано из оригинала 24 июня 2006 г. Проверено 16 июня 2006 г.
  2. ^ «CRISM присоединяется к водным детективам Марса» . Журнал астробиологии . Проверено 16 июня 2006 г.
  3. ^ Jump up to: а б «Исчезновение без следа» . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинала 30 апреля 2006 г. Проверено 16 июня 2006 г.
  4. ^ «Приборостроение» . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинала 30 апреля 2006 г. Проверено 16 июня 2006 г.
  5. ^ «Информационный бюллетень о CRISM» (PDF) . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинала (PDF) 19 мая 2006 г. Проверено 16 июня 2006 г.
  6. ^ Jump up to: а б с д Макрэ, Майк (22 ноября 2018 г.), «В одном из инструментов НАСА для исследования Марса произошел сбой, создавший иллюзию воды» , ScienceAlert.com , получено 22 ноября 2018 г.
  7. ^ Сбой орбитального аппарата может означать, что некоторые признаки наличия жидкой воды на Марсе нереальны . Лиза Гроссман, Science News , 21 ноября 2018 г.
  8. ^ Jump up to: а б Лиск, ЕК; Эльманн, БЛ; Дундар, ММ; Мурчи, СЛ; Зеелос, ФП (2018). «Проблемы поиска перхлората и других гидратированных минералов с поглощением 2,1 мкм на Марсе» . Письма о геофизических исследованиях . 45 (22): 12180–12189. Бибкод : 2018GeoRL..4512180L . дои : 10.1029/2018GL080077 . ПМК   6750048 . ПМИД   31536048 .
  9. ^ Чанг, Кеннет (1 октября 2013 г.). «Удар по грязи на Марсе» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 2 октября 2013 г.
  10. ^ Кунавес, Сэмюэл П; Хехт, Майкл Х; Уэст, Стивен Дж; Морукян, Джон-Майкл; Янг, Сюзанна М.М; Куинн, Ричард; Грюнтанер, Паула; Вэнь, Сяовэнь; Вейлерт, Марк; Кейбл, Кейси А; Фишер, Анита; Господинова, Калина; Капит, Джейсон; Стробл, Шеннон; Сюй, По-Чанг; Кларк, Бентон С; Мин, Дуглас В.; Смит, Питер Х (2009). «Лаборатория влажной химии MECA на посадочном модуле Phoenix Mars Scout 2007 года» . Журнал геофизических исследований . 114 (Е3): Е00А19. Бибкод : 2009JGRE..114.0A19K . дои : 10.1029/2008JE003084 .
  11. ^ Бибринг Дж.П., Ланжевен Ю., Мастард Дж.Ф. , Пуле Ф., Арвидсон Р. , Гендрин А., Гонде Б., Мангольд Н., Пине П., Форже Ф. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–404. Бибкод : 2006Sci...312..400B . дои : 10.1126/science.1122659 . ПМИД   16627738 .
  12. ^ Мурчи, С.; и др. (2009). «Синтез марсианской водной минералогии после 1 марсианского года наблюдений с марсианского разведывательного орбитального аппарата» . Журнал геофизических исследований . 114 (Е2): E00D06. Бибкод : 2009JGRE..114.0D06M . дои : 10.1029/2009je003342 .
  13. ^ Пуле; и др. (2005). «Филлосиликаты на Марсе и последствия для раннего марсианского климата». Природа . 438 (7068): 623–627. Бибкод : 2005Natur.438..623P . дои : 10.1038/nature04274 . ПМИД   16319882 . S2CID   7465822 .
  14. ^ Луазо; и др. (2007). «Филлосиликаты в районе долины Маурт на Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 112 (Е8): E08S08. Бибкод : 2007JGRE..112.8S08L . дои : 10.1029/2006JE002877 .
  15. ^ епископ ; и др. (2008). «Разнообразие слоистых силикатов и прошлая водная активность, выявленная в долине Маурт, Марс» . Наука . 321 (5890): 830–3. Бибкод : 2008Sci...321..830B . дои : 10.1126/science.1159699 . ПМК   7007808 . ПМИД   18687963 .
  16. ^ Ноэ Добрея и др. 2010. JGR 115, E00D19
  17. ^ Михальски, Ное Добря. 2007. Геол. 35, 10.
  18. ^ Луазо; и др. (2010). «Стратиграфия в регионе Долины Маурта с помощью цветных изображений OMEGA, HRSC и DTM» (PDF) . Икар . 205 (2): 396–418. Бибкод : 2010Icar..205..396L . дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.018 .
  19. ^ Фарранд; и др. (2009). «Открытие ярозита в районе долины Маурт на Марсе: значение для геологической истории региона» Икар 204 (2): 478–488. Бибкод : 2009Icar..204..478F . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.014 .
  20. ^ Рэй; и др. (2010). «Идентификация бассанита сульфата кальция в долине Маурт, Марс». Икар . 209 (2): 416–421. Бибкод : 2010Icar..209..416W . дои : 10.1016/j.icarus.2010.06.001 .
  21. ^ Бишоп, Дженис Л. (2013). «Что древние филлосиликаты в Долине Маурта могут рассказать нам о возможной обитаемости на раннем Марсе». Планетарная и космическая наука . 86 : 130–149. Бибкод : 2013P&SS...86..130B . дои : 10.1016/j.pss.2013.05.006 .
  22. ^ Михальский; и др. (2013). «Множественные рабочие гипотезы формирования композиционной стратиграфии на Марсе: данные из региона Долины Маурта». Икар . 226 (1): 816–840. Бибкод : 2013Icar..226..816M . дои : 10.1016/j.icarus.2013.05.024 .
  23. ^ Михальски и др. 2010. Астробио. 10, 687–703.
  24. ^ Ле Дейт, Л.; Флао, Дж.; Квантин, К.; Хаубер, Э.; Меж, Д.; Буржуа, О.; Гургуревич Дж.; Массе, М.; Яуманн, Р. (2012). «Обширные поверхностные педогенные изменения марсианской нойской коры, предполагаемые слоистыми силикатами плато вокруг Долины Маринерис» . Дж. Геофиз. Рез . 117 : н/д. Бибкод : 2012JGRE..117.0J05L . дои : 10.1029/2011JE003983 .
  25. ^ Ной Добреа, EZ; и др. (2010). «Минералогия и стратиграфия содержащих филлосиликат и отложений темной мантии в районе Большого Маурт-Валлис / Западной Аравийской Терры: ограничения на геологическое происхождение» . Дж. Геофиз. Рез 115 (Е11): E00D1 Бибкод : 2010JGRE..115.0D19N . дои : 10.1029/2009JE003351 .
  26. ^ Гротцингер, Дж. и Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. СЕРМ
  27. ^ Милликен, Р. и Т. Биш. 2010. Источники и стоки глинистых минералов на Марсе. Философский журнал : 90. 2293-2308.
  28. ^ Рэй, Джей-Джей; Милликен, Р.Э.; Дандас, CM; Суэйзи, Джорджия; Эндрюс-Ханна, JC; Болдридж, AM; Хойнацкий, М.; Бишоп, JL ; Эльманн, БЛ; Мурчи, СЛ; Кларк, Р.Н.; Силос, ФП; Торнабене, LL; Сквайрс, Юго-Запад (2011). «Кратер Колумба и другие возможные палеоозера Терра Сиренум, Марс, питающиеся подземными водами» . Журнал геофизических исследований . 116 (Е1): E01001. Бибкод : 2011JGRE..116.1001W . дои : 10.1029/2010JE003694 .
  29. ^ Рэй, Дж.; Милликен, Р.; Дандас, К.; Суэйзи, Г.; Эндрюс-Ханна, Дж.; Болдридж, А.; Хойнацкий, М.; Бишоп, Дж .; Эльманн, Б.; Мурчи, С.; Кларк, Р.; Силос, Ф.; Торнабене, Л.; Сквайрс, С. (2011). «Кратер Колумба и другие возможные палеоозера Терра Сиренум, Марс, питающиеся подземными водами» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 116 (Е1): E01001. Бибкод : 2011JGRE..116.1001W . дои : 10.1029/2010JE003694 .
  30. ^ «Марсоход Spirit обнаруживает неожиданные доказательства более влажного прошлого» . Архивировано из оригинала 8 марта 2013 года . Проверено 30 мая 2007 г.
  31. ^ Сквайрс; Арвидсон, Р.Э.; Рафф, С; Геллерт, Р; Моррис, Р.В.; Мин, Д.В.; Крамплер, Л; Фармер, доктор юридических наук; и др. (2008). «Обнаружение богатых кремнеземом месторождений на Марсе». Наука . 320 (5879): 1063–1067. Бибкод : 2008Sci...320.1063S . дои : 10.1126/science.1155429 . ПМИД   18497295 . S2CID   5228900 .
  32. ^ Эльманн; Горчица, Дж. Ф.; Мурчи, СЛ; Пуле, Ф; Бишоп, JL ; Браун, Эй Джей; Кальвин, ВМ; Кларк, Р.Н.; и др. (2008). «Орбитальная идентификация карбонатных пород на Марсе» . Наука . 322 (5909): 1828–1832. Бибкод : 2008Sci...322.1828E . дои : 10.1126/science.1164759 . ПМИД   19095939 .
  33. ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; Мин, Д.В.; Кунавес, СП; Янг, С.М.; Арвидсон, Р.Э.; Хехт, Миннесота; Хоффман, Дж; Найлз, ПБ; и др. (2009). «Доказательства наличия карбоната кальция на месте посадки Марса Феникса» (PDF) . Наука . 325 (5936): 61–64. Бибкод : 2009Sci...325...61B . дои : 10.1126/science.1172768 . ПМИД   19574384 . S2CID   26740165 .
  34. ^ Моррис, Р.В.; Рафф, Юго-Запад; Геллерт, Р; Мин, Д.В.; Арвидсон, Р.Э.; Кларк, Британская Колумбия; Голден, округ Колумбия; Зибах, К; и др. (2010). «Идентификация богатых карбонатами обнажений на Марсе марсоходом Spirit» (PDF) . Наука . 329 (5990): 421–4. Бибкод : 2010Sci...329..421M . дои : 10.1126/science.1189667 . ПМИД   20522738 . S2CID   7461676 . Архивировано из оригинала (PDF) 25 июля 2011 г.
  35. ^ «Некоторая часть недостающего углекислого газа на Марсе может быть захоронена» . Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 29 июня 2011 г. Проверено 31 марта 2017 г.
  36. ^ «Отсутствующая атмосфера Марса, вероятно, затеряна в космосе» . Space.com . 5 октября 2015 г.
  37. ^ Эдвардс, К.; Эльманн, Б. (2015). «Связывание углерода на Марсе» . Геология . 43 (10): 863–866. Бибкод : 2015Geo....43..863E . дои : 10.1130/G36983.1 .
  38. ^ Бибринг, JP; Ланжевен, Ю; Горчица, Дж. Ф.; Пуле, Ф; Арвидсон, Р; Гендрин, А; Гонде, Б; Мангольд, Н.; Пине, П; Забудь, Ф (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–404. Бибкод : 2006Sci...312..400B . дои : 10.1126/science.1122659 . ПМИД   16627738 .
  39. ^ Пике, Сильвен; Бирн, Шейн; Ричардсон, Марк И. (2003). «Сублимация южного сезонного образования ледяной шапки пауков из CO2» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 180 (E8): 5084. Бибкод : 2003JGRE..108.5084P . дои : 10.1029/2002JE002007 .
  40. ^ Манрубия, Южная Каролина; О. Прието Баллестерос; К. Гонсалес Кесслер; Д. Фернандес Ремоляр; К. Кордова-Хабонеро; Ф. Сельсис; С. Берчи; Т. Ганти; А. Хорват; А. Сик; Э. Сатмари (2004). «Сравнительный анализ геологических особенностей и сезонных процессов в городе инков и покровных регионах ПиттиСША на Марсе» (PDF) . Публикации Европейского космического агентства (ESA SP): 545.
  41. ^ Киффер, Х.Х. (2000). Ежегодные прерывистые CO 2 плиты льда и струи на Марсе (PDF) . Mars Polar Science 2000. Архивировано (PDF) из оригинала 26 декабря 2021 года . Проверено 6 сентября 2009 г.
  42. ^ Киффер, Хью Х. (2003). Поведение твердого CO (PDF) . Третья Марсианская полярная научная конференция. Архивировано (PDF) из оригинала 19 апреля 2022 года . Проверено 6 сентября 2009 г.
  43. ^ Портянкина Г., изд. (2006). Моделирование извержений гейзерного типа в загадочном регионе юга Марса (PDF) . Четвертая Марсианская полярная научная конференция. Архивировано (PDF) из оригинала 19 апреля 2022 года . Проверено 11 августа 2009 г.
  44. ^ Сз. Берчи; и др., ред. (2004). Стратиграфия особых слоев – переходных на проницаемых: примеры (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXV. Архивировано (PDF) из оригинала 19 апреля 2022 года . Проверено 12 августа 2009 г.
  45. ^ Киффер, Хью Х.; Кристенсен, Филип Р.; Титус, Тимоти Н. (2006). «Струи CO2 образуются в результате сублимации под полупрозрачным плитовым льдом в сезонной южной полярной ледяной шапке Марса». Природа . 442 (7104): 793–6. Бибкод : 2006Natur.442..793K . дои : 10.1038/nature04945 . ПМИД   16915284 . S2CID   4418194 .
  46. ^ «Результаты НАСА позволяют предположить, что из ледяной шапки Марса вырываются самолеты» . Лаборатория реактивного движения . НАСА. 16 августа 2006 г. Архивировано из оригинала 25 февраля 2021 г. Проверено 11 августа 2009 г.
  47. ^ Си Джей Хансен; Н. Томас; Г. Портянкина; А. МакИвен; Т. Беккер; С. Бирн; К. Херкенхофф; Х. Киффер; М. Меллон (2010). «Наблюдения HiRISE за активностью, вызванной сублимацией газа, в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности» (PDF) . Икар . 205 (1): 283–295. Бибкод : 2010Icar..205..283H . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.021 . Проверено 26 июля 2010 г.
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Compact_Reconnaissance_Imaging_Spectrometer_for_Mars&oldid=1195331154"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: ba3dd729271f1d6abffe8df69e3bb9fe__1705136400
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ba/fe/ba3dd729271f1d6abffe8df69e3bb9fe.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)