Mars hydrosfære

Mars hydrosfære  er helheden af ​​vandreserverne på planeten Mars , repræsenteret af vandis i polarkapperne , vanddamp og skyer i atmosfæren , is over overfladen, sæsonbestemte strømme af flydende vand og mulige reservoirer af flydende vand og vandige saltopløsninger i de øverste lag af Mars lithosfære. Hydrosfæren på Mars, på grund af de fremherskende lave temperaturer på Mars og tilstedeværelsen af ​​vandreserver i fast tilstand, kaldes også kryolithosfæren.

At finde vand på Mars

Mars minder meget om Jorden i mange henseender, hvilket tvang videnskabsmænd fra det 19.  og tidlige 20. århundrede til at indrømme, at der er liv på den, og der er flydende vand. Efterhånden som mængden af ​​data på planeten, indsamlet ved forskellige metoder, for eksempel ved hjælp af spektroskopiske målinger, voksede, blev det klart, at vand i Mars atmosfære er ubetydeligt, men det eksisterer stadig [1] . Først og fremmest blev forskernes opmærksomhed tiltrukket af Mars' polarhætter , da det blev antaget, at de kunne bestå af vandis, analogt med Antarktis eller Grønland på Jorden, men det blev også antaget, at dette er fast kuldioxid [ 2] . Sidstnævnte blev understøttet af resultaterne af et af de første numeriske eksperimenter i 1966 på en IBM 7074 -computer [3] med modellering af daglige og årlige temperaturændringer på overfladen af ​​Mars afhængig af breddegrad og den tilsvarende dynamik af polarhætterne for tilfældene når de består af H 2 O og CO 2 . Forfatterne af dette arbejde kom til den konklusion, at den årlige variation i størrelsen af ​​polarhætterne opnået af dem i det andet tilfælde er meget tættere på den observerede.

Astronomiske observationer og spektroskopiske målinger blev erstattet med begyndelsen af ​​kosmonautikkens æra af den direkte undersøgelse af Mars og søgen efter vand på den ved hjælp af AMS .

Så på de første detaljerede billeder af Mars overflade, opnået af Mariner 9 - rumfartøjet, kan man se netværk af dale (såsom Nergal-dalene [4] ) - reliefelementer, der indikerer tilstedeværelsen af ​​flydende vand i fortiden, i især oversvømmelser af skråninger af kløfter med grundvand erosionsstrukturer på Jorden, for eksempel på Hawaii-øerne og i Escalante-kløfterne på Colorado-plateauet [5] [6] .

Ud over det omfattende netværk af dale, ud fra disse tidlige billeder af Mariner 9, skelnes der reliefelementer forbundet med intense oversvømmelser og kaldet udstrømningskanaler [7] . De ligner en mindre kopi af de største terrestriske diluviale former. Til dato anses det for at være en generelt accepteret hypotese, at oprindelsen af ​​disse kanaler også er forbundet med flydende vand, selvom andre muligheder teoretisk er mulige. Udløbskanalerne er for det meste yngre end dalnettene, selvom der også er ret gamle formationer. Tilsyneladende blev de dannet i en periode, hvor forholdene på Mars overflade var omtrent de samme som nu [8] .

I slutningen af ​​1990'erne blev topografiske data indsamlet af Mars Global Surveyor ved hjælp af MOLA højdemåler , på grundlag af hvilket komplette kort over relieffet af Mars overflade blev kompileret. Ud over talrige netværk af dale og udløbskanaler er det nordlige lavlandsregion tydeligt synligt på dem , og dets grænse - kontaktzonen  - ligner stærkt kysten af ​​et permanent reservoir. Oceanhypotesen understøttes af , at kontaktlinjen praktisk talt er ækvipotentiel; karakteristiske terrasser er placeret parallelt med det; volumenet indeholdt i det er i overensstemmelse med skøn over volumenet af flydende vand på tidlig Mars; lavlandets overflade er meget glattere end dens omgivelser [9] [10] . Efterfølgende var et andet argument til støtte for denne teori også analysen af ​​fordelingen af ​​reliefelementer svarende til floddeltaer: mange af dem er placeret langs denne kystlinje, især i samme højde [11] .

Almindelige billeder blev taget af Mars Global Surveyor, og deres analyse i 2000 bekræftede eksistensen af ​​kanaler dannet af strømme af flydende vand, såvel som sand- og mudderaflejringer efterladt af disse strømme. Disse reliefelementer var så friske, at vi kan sige, at de er ved at blive dannet i den nuværende periode [12] [13] . Senere blev tilstedeværelsen på de varme skråninger af de såkaldte sæsonbestemte overfladelinjer [14]  - mørke striber, der optræder på planetens overflade i den varme årstid og ligner saltaflejringer - bevist af billeder fra HiRISE kamera på Mars Reconnaissance Orbiter [15] . Og ved hjælp af CRISM- spektrometeret om bord i 2015 blev det endelig bekræftet, at de er dannet på stedet for periodiske strømme af saltvand i flydende tilstand [16] [17] [18] . Aktive undersøgelser af sæsonbestemte overfladelinjer fortsætter [19] [20] , herunder ved hjælp af andre instrumenter, for eksempel THEMIS på Mars Odyssey -kredsløbet [21 ] .

I begyndelsen af ​​2000'erne blev der ved at bruge gammastrålespektrometeret på Mars Odyssey-kredsløbet detekteret en stor mængde brint i Mars' overfladenære lag - især i de polære områder - hvilket højst sandsynligt indikerer tilstedeværelsen af ​​en kolossal mængde der ( 35 ± 15 % af laget efter vægt) vand i fast tilstand [22] . Tilstedeværelsen af ​​is blev bekræftet af data fra Phoenix -roveren , der opererede nær planetens nordpol: det hvide stof fundet i bunden af ​​en lille rende gravet af den fordampede på få dage, hvilket er typisk for is [23] [ 24] . En lignende proces blev registreret af Mars Reconnaissance Orbiter for stof i bunden af ​​friske kratere, inklusive dem på lave breddegrader [25] [26] . På billederne af Mars Global Surveyor, Mars Odyssey [27] , Mars Reconnaissance Orbiter [28] og Mars Express [29] , kan man se endnu et bevis på den udbredte tilstedeværelse af is i det nærliggende lag af Mars - landformer, der ligner terrestriske gletsjere . Og SHARAD- radaren på Mars Reconnaissance Orbiter bekræftede, at der faktisk er is under et tyndt lag af støv og snavs i disse formationer (inklusive dem på mellembreddegrader) [30] .

I 2022 opnåede kinesiske videnskabsmænd bevis for, at vand på Mars forblev i flydende form meget længere end tidligere antaget. Zhuzhong- roveren opdagede hydrerede aflejringer og mineraler i Utopia-sletten , anslået til at være 757 ± 66 Ma, hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​store mængder vand på Mars på det tidspunkt [31] [32] .

Vandreserver på Mars i øjeblikket

Ice

I øjeblikket er åbne og pålideligt etablerede mængder vand på Mars hovedsageligt koncentreret i den såkaldte kryosfære - et overfladenært lag af permafrost med en tykkelse på ti og hundreder af meter. Det meste af denne is er under planetens overflade, da den under de nuværende klimatiske forhold ikke kan eksistere stabilt, og når den først er på overfladen, fordamper den hurtigt; kun i polarområderne er temperaturen lav nok til stabil eksistens af is hele året - det er polarhætterne . Det samlede volumen af ​​is på overfladen og i det overfladenære lag er estimeret til 5 millioner km³ (og i dybere lag kan der sandsynligvis koncentreres meget større reserver af subpermafrost saltvand. Deres volumen er estimeret til 54-77 millioner km³) . I smeltet tilstand ville den dække Mars' overflade med et lag vand, der er 35 m tykt [34] [35] .

Ved polerne forventes koncentrationen af ​​vandis i kryosfæren høj - op til 100%. Volumenet af is i planetens polkapper er 2-2,8 millioner km³. På breddegrader over 60° er det næsten overalt mindst 20 %; tættere på ækvator - i gennemsnit noget lavere, men stadig forskellig fra nul overalt, mest af alt - op til 10% - i vulkanregionen i Elysium , i Sabaean-landet og nord for Sirenernes land .

Væske

Den 25. juli 2018 blev der udgivet en rapport om en opdagelse baseret på forskning fra MARSIS- radaren . Arbejdet viste tilstedeværelsen af ​​en subglacial sø på Mars, beliggende i en dybde på 1,5 km under isen på den sydlige polarkappe , omkring 20 km bred. Dette blev den første kendte permanente vandmasse på Mars. En MARSIS- sonde af et område, der er omkring 200 kilometer bredt , viste, at overfladen af ​​Mars' sydpol er dækket af flere lag af is og støv og omkring 1,5 km dyb. En særlig kraftig stigning i signalrefleksion blev registreret under lagdelte sedimenter inden for en 20 km zone i en dybde på omkring 1,5 km. Efter at have analyseret egenskaberne af det reflekterede signal og studeret sammensætningen af ​​de lagdelte sedimenter, samt den forventede temperaturprofil under overfladen af ​​dette område, konkluderede forskerne, at radaren opdagede en lomme med en sø af flydende vand under overfladen. Enheden kunne ikke bestemme, hvor dyb søen kunne være, men dens dybde skulle være mindst flere titusinder af centimeter (dette skulle være vandlaget for MARSIS at se det ) [36] [37] . Genanalyse af Mars Express radardata og laboratorieforsøg har dog vist, at de såkaldte "søer" kan være hydrerede og kolde aflejringer, herunder ler (smektitter), mineraler indeholdende metaller og saltis [38] .

Vand på Mars i fortiden

Langsigtede klimaændringer

Vandis kan ikke eksistere stabilt på Mars under nutidens klimatiske forhold, men det er blevet bekræftet, at den er til stede i det overfladenære lag næsten overalt, også i ækvatoriale områder. Det er mest sandsynligt, at det dukkede op der i en tidligere periode af planetens udvikling, da hældningsvinklen for Mars-rotationsaksen nåede store værdier i størrelsesordenen 45°. Numerisk modellering har vist, at i de polare områder, som bliver de varmeste områder, sublimerer H 2 O og CO 2 til atmosfæren, så kondenserer vand til is og sne på lave breddegrader, hvor det nu er koldt, og polarkapperne er således flyttet til ækvator [39] . Dette bekræftes af de landformer, der findes i mange (inklusive ækvatoriale) områder på Mars, der ligner terrestriske gletsjere: det er tydeligt, at de blev dannet i en sådan periode [29] . Tværtimod, når omdrejningsaksens hældning aftager, bliver det igen koldere i polarområderne og varmere i ækvatorialområderne; vandet, der er frosset der i de overfladenære lag sublimerer og kondenserer igen til ispolare [40] . Den successive vekslen mellem disse perioder kan spores fra de således dannede lagdelte aflejringer i polarkapperne , men dette kræver en antagelse om, hvor lang tid det tager for hvert lag at dannes [41] [42] . Der er løbende diskussion om, hvor hyppige sådanne ændringer var: klimamodellering (hvor den vigtigste indflydelse er den kaotiske proces med at ændre hældningen af ​​rotationsaksen), især på geologiske tidsskalaer, er i øjeblikket umuligt med den nødvendige nøjagtighed [43] [ 44] .

Vand (i det mindste rent vand) i flydende tilstand kan nu heller ikke eksistere stabilt på Mars, men at dømme efter talrige vidnesbyrd var situationen anderledes før. Det er klart, at temperaturen og partialtrykket af vanddamp i atmosfæren skulle have været over tredobbeltpunktet i fasediagrammet , mens de nu er langt fra de tilsvarende værdier. Hvis kun temperaturen stiger, og trykket forbliver lavt, vil isen sublimere direkte til vanddamp og omgå væskefasen. I mellemtiden er selv at hæve temperaturen med 50° meget vanskeligt og kun muligt gennem drivhuseffekten . Lavinedrivhuseffekten på grund af vanddamp i atmosfæren er dog, i modsætning til Jorden, umulig på Mars på grund af lave temperaturer, hvor vanddamp ikke stabilt kan forblive i atmosfæren og uundgåeligt vil kondensere tilbage til is på planetens overflade. Men en anden drivhusgas - CO 2  - kan meget vel eksistere under Mars-forholdene, og takket være den kan temperaturen stige til værdier, hvor vanddampen er stabil, og når den bliver mere i atmosfæren, dens partialtryk allerede kan blive tilstrækkelig til eksistensen af ​​flydende vand. Dette kræver et partialtryk af kuldioxid i størrelsesordenen 1 atm [45] . Sandt nok, selvom en sådan mekanisme fandt sted, vides det ikke, hvor alt dette volumen af ​​CO 2 nu er blevet af - det kunne forblive i calciumcarbonataflejringer eller fordampe med resten af ​​atmosfæren [44] .

En række forfattere deler ikke denne hypotese, idet de mener, at kuldioxid ikke kan give en tilstrækkelig intensitet af drivhuseffekten [46] [47] . Mekanismer er blevet foreslået, der involverer andre drivhusgasser, såsom brint, formentlig af vulkansk oprindelse [48] . Til dato er der ingen generelt accepteret teori om dette spørgsmål, hovedsagelig på grund af vanskelighederne med at modellere drivhuseffekten selv på Jorden, hvor der stadig er megen usikkerhed den dag i dag [49] .

Udviklingen af ​​Mars hydrosfære

Af stor interesse i den geologiske fortid på planeten Mars er to perioder - Hesperian og Amazonian [50] .

Hesperian periode

I den hesperiske periode (3,5-2,5 milliarder år siden) nåede Mars toppen af ​​sin evolution og havde en permanent hydrosfære [51] . Den nordlige slette af planeten på det tidspunkt var besat af et salt hav med et volumen på op til 15-17 millioner km³ og en dybde på 0,7-1 km (til sammenligning har Jordens Arktiske Ocean et volumen på 18,07 millioner km³). Med visse intervaller delte dette hav sig i to. Det ene hav, afrundet, fyldte bassinet med anslagsoprindelse i Utopia -regionen , det andet, uregelmæssigt formet, fyldte regionen på Mars' nordpol. Der var mange søer og floder på tempererede og lave breddegrader, og gletsjere på det sydlige plateau. Mars havde en meget tæt atmosfære, svarende til jordens på det tidspunkt, med overfladetemperaturer på op til 50 ° C og tryk over 1 atmosfære. Teoretisk set kunne en biosfære også have eksisteret på Mars i den hesperiske periode .

Amazonas periode

I Amazonas-perioden (ca. 2,5-1 milliard år siden) begyndte klimaet på Mars at ændre sig katastrofalt hurtigt. De mest kraftfulde, men gradvist falmende globale tektoniske og vulkanske processer fandt sted, hvorunder de største vulkaner i solsystemet ( Olympus ) opstod, hydrosfærens og atmosfærens karakteristika ændrede sig flere gange, Nordhavet dukkede op og forsvandt. Katastrofale oversvømmelser forbundet med smeltningen af ​​kryosfæren førte til dannelsen af ​​grandiose kløfter: en strøm mere fuldstrømmende end Amazonas flød ind i Ares-dalen fra Mars' sydlige højland; vandudledningen i Kasei-dalen oversteg 1 milliard m³/s. For en milliard år siden ophørte aktive processer i litosfæren, hydrosfæren og atmosfæren på Mars, og det fik et moderne udseende. Skylden ved de globale katastrofale ændringer i Mars-klimaet anses for at være banens store excentricitet og rotationsaksens ustabilitet, som forårsager enorme, op til 45 %, udsving i strømmen af ​​solenergi, der falder ind på overfladen af planeten; en svag tilstrømning af varme fra det indre af Mars, på grund af planetens lille masse, og en høj sjældenhed af atmosfæren på grund af den høje grad af dens spredning .

Noter

  1. ↑ Spinrad, Hyron; Münch, Guido; Kaplan, Lewis D. Brev til redaktøren: Detektion af vanddamp på Mars  : [ eng. ] // Astrofysisk Tidsskrift. - 1963. - T. 137 (maj). - S. 1319-1319. - doi : 10.1086/147613 .
  2. ↑ Stoney, G. Johnstone. Af Atmosfærer på Planeter og Satellitter // Astrophysical Journal. - 1898. - Bind 7 (januar). - S. 25-55. - . - doi : 10.1086/140435 .
  3. ↑ R.B. Leighton, B.C. Murray. Opførsel af kuldioxid og andre flygtige stoffer på Mars  : [ eng. ] // Videnskab. - 1966. - T. 153, nr. 3732 (8. juli). - S. 136-144. — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.153.3732.136 .
  4. ↑ PIA15090: Mariner 9 Udsigt over Nirgal Vallis  . NASA (21. november 2011). Hentet 24. juni 2017. Arkiveret fra originalen 13. september 2015.
  5. ↑ Daniel J. Milton. Vand og nedbrydningsprocesser i Mars-landskabet: [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, no. 20 (10. juli). - S. 4037-4047. - doi : 10.1029/JB078i020p04037 .
  6. ↑ Virginia C Gulick. Oprindelse af dalnetværkene på Mars: et hydrologisk perspektiv  : [ eng. ] // Geomorfologi. - 2001. - T. 37, no. 3-4 (april). - S. 241-268. - doi : 10.1016/S0169-555X(00)00086-6 .
  7. ↑ ROBERT P. SHARP, MICHAEL C. MALIN. Kanaler på Mars: [ eng. ] // GSA Bulletin. - 1975. - T. 86, nr. 5 (1. maj). - S. 593-609. - doi : 10.1130/0016-7606(1975)86<593:COM>2.0.CO;2 .
  8. ↑ Michael H. Carr. Mars' flodhistorie  : [ eng. ] // Philosophical Transactions of the Royal Society A. - 2012. - T. 370 (2. april). - S. 2193-2215. doi : 10.1098 / rsta.2011.0500 .
  9. ↑ James W. Head III, Harald Hiesinger, Mikhail A. Ivanov, Mikhail A. Kreslavsky, Stephen Pratt, Bradley J. Thomson. Mulige antikke oceaner på Mars: Beviser fra Mars Orbiter Laser Altimeter Data  : [ eng. ] // Videnskab. - 1999. - T. 286 (10. december). - S. 2134-2137. - doi : 10.1126/science.286.5447.2134 .
  10. ↑ J. Taylor Perron, Jerry X. Mitrovica, Michael Manga, Isamu Matsuyama & Mark A. Richards. Bevis for et gammelt Marshav i topografien af ​​deformerede kystlinjer: [ eng. ] // Natur. - 2007. - T. 447 (14. juli). - S. 840-843. - doi : 10.1038/nature05873 .
  11. ↑ Gaetano Di Achille & Brian M. Hynek. Oldtidshav på Mars understøttet af global fordeling af deltaer og dale: [ eng. ] // Natur Geoscience. - 2010. - T. 3 (juni). - S. 459-463. - doi : 10.1038/ngeo891 .
  12. ↑ Michael C. Malin, Kenneth S. Edgett. Beviser for nylig grundvandssivning og overfladeafstrømning på Mars: [ eng. ] // Videnskab. - 2000. - T. 288, udg. 5475 (30. juni). - S. 2330-2335. - doi : 10.1126/science.288.5475.2330 .
  13. ↑ Charles Q. Choi. Flashback : Vand på Mars annonceret for 10 år siden  . Space.com (22. juni 2010). Hentet 16. juli 2017. Arkiveret fra originalen 23. november 2021.
  14. ↑ Kirby Runyon, Lujendra Ojha. Tilbagevendende skråning Lineae // Encyclopedia of Planetary Landforms . - Springer New York, 2014. - S. 1-6. — ISBN 978-1-4614-9213-9 .
  15. ↑ Alfred S. McEwen, Lujendra Ojha, Colin M. Dundas, Sarah S. Mattson, Shane Byrne, James J. Wray, Selby C. Cull, Scott L. Murchie, Nicolas Thomas, Virginia C. Gulick. Sæsonbestemte strømme på varme Mars-skråninger: [ eng. ] // Videnskab. - 2011. - T. 333, no. 6043 (5. august). - S. 740-743. - doi : 10.1126/science.1204816 .
  16. ↑ Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie, Alfred S. McEwen, James J. Wray, Jennifer Hanley, Marion Massé og Matt Chojnacki. Spektralt bevis for hydratiserede salte i tilbagevendende skråninger på Mars  : [ eng. ] // Natur Geoscience. - 2015. - T. 8 (28. september). - S. 829-832. - doi : 10.1038/NGEO2546 .
  17. ↑ Forskere: striber på Mars er tilbage fra vandstrømme , BBC Russian service  (28. september 2015). Arkiveret fra originalen den 30. januar 2016. Hentet 30. september 2015.
  18. ↑ Korolev, Vladimir . Flydende saltvand opdaget på Mars , N+1  (28. september 2015). Arkiveret fra originalen den 29. september 2015. Hentet 6. august 2017.
  19. ↑ Sæsonbestemte strømme i Mariner Valley , Astronomy and Astrophysics News - The Universe Times  (24. maj 2017). Arkiveret fra originalen den 7. august 2017. Hentet 6. august 2017.
  20. ↑ David E. Stillman, Timothy I. Michaels, Robert E. Grimm. Karakteristika for de talrige og udbredte recurring slope lineae (RSL) i Valles Marineris, Mars: [ eng. ] // Ikaros. - 2017. - T. 285 (15. marts). - S. 195-210. - doi : 10.1016/j.icarus.2016.10.025 .
  21. ↑ Christopher S. Edwards, Sylvain Piqueux. Vandindholdet i tilbagevendende skråningslinjer på Mars: [ eng. ] // Geofysiske forskningsbreve. - 2016. - T. 43, no. 17 (14. september). - S. 8912-8919. - doi : 10.1002/2016GL070179 .
  22. ↑ WV Boynton, WC Feldman, SW Squyres, TH Prettyman, J. Brückner, LG Evans, RC Reedy, R. Starr, JR Arnold, DM Drake, PAJ Englert, AE Metzge, Igor Mitrofanov, JI Trombka, C. d'Uston , H. Wänke, O. Gasnault, DK Hamara, DM Janes, RL Marcialis, S. Maurice, I. Mikheeva, GJ Taylor, R. Tokar, C. Shinohara. Fordeling af brint i den nære overflade af Mars: Beviser for isaflejringer under overfladen: [ eng. ] // Videnskab. - 2002. - T. 297, udg. 5578 (5. juli). - S. 81-85. - doi : 10.1126/science.1073722 .
  23. ↑ Tuntsov, Artyom . Phoenix kom til bunden af ​​vandet , Gazeta.ru  (20. juni 2008). Arkiveret fra originalen den 6. august 2017. Hentet 3. august 2017.
  24. ↑ NASA Phoenix Mars Lander bekræfter frosset vand , Phoenix Mars Lander , NASA (6. august 2020). Arkiveret fra originalen den 19. maj 2017. Hentet 3. august 2017.
  25. ↑ New Impact Craters on Mars , Mars Reconnaissance Orbiter Mission , NASA (24. september 2009). Arkiveret fra originalen den 17. januar 2022. Hentet 3. august 2017.
  26. ↑ Shane Byrne et al. Fordeling af Mid-Latitude GroundIce på Mars fra New Impact Craters  : [ eng. ] // Videnskab. - 2009. - T. 325, no. 5948. - S. 1674. - doi : 10.1126/science.1175307 .
  27. ↑ David E. Shean, James W. Head, David R. Marchant. Oprindelse og udvikling af en koldbaseret tropisk bjerggletsjer på Mars: Pavonis Mons vifteformede aflejring: [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 2005. - T. 110 (5. maj). — C. E05001. - doi : 10.1029/2004JE002360 .
  28. ↑ 1 2 James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Sen Amazonas glaciation ved dikotomigrænsen på Mars: Beviser for glacialtykkelsesmaksima og multiple glaciale faser: [ eng. ] // Geologi. - 2008. - V. 36, nr. 5 (maj). - S. 411-414. - doi : 10.1130/G24382A.1 .
  29. ↑ 12 Head, JW , et al. Tropisk til mellembreddegrad sne- og isakkumuleringer strømmer og istid på Mars // Natur. - 2005. - T. 434 (17. marts). - S. 346-351. - doi : 10.1038/nature03359 .
  30. ↑ John W. Holt et al. Radar-lydende beviser for begravede gletschere i Mars' sydlige midt-breddegrader: [ eng. ] // Videnskab. - 2008. - T. 322, no. 5905 (21. november). - S. 1235-1238. - doi : 10.1126/science.1164246 .
  31. ↑ Arkiveret kopi . Hentet 29. maj 2022. Arkiveret fra originalen 28. maj 2022.
  32. ↑ Zhao, J., Xiao, Z., Huang, J., Head, JW, Wang, J., Shi, Y., et al. Geologiske karakteristika og mål af høj videnskabelig interesse i Zhurong-landingsregionen på Mars  //  Geofysiske forskningsbreve. - 2021. - Bd. 48 , nr. 20 . — P.e2021GL094903 .
  33. ↑ Et vintereventyrland i rødt og hvidt - Korolev-krateret på Mars  . German Aerospace Center (DLR) (20. december 2018). Dato for adgang: 18. maj 2019.
  34. ↑ Is  . _ Mars Education ved Arizona State University . NASA. Hentet 7. august 2017. Arkiveret fra originalen 12. august 2017.
  35. ↑ Kuzmin R. O., Galkin I. N. The cryolithosphere of Mars and its structure // How Mars works . - Moscow: Knowledge, 1989. - T. 8. - 64 s. — (Kosmonautik, astronomi). - 26.953 eksemplarer.  — ISBN 5-07000280-5 .
  36. ↑ Halton, Mary . Flydende vand 'sø' afsløret på Mars  (engelsk) , BBC News  (25. juli 2018). Arkiveret fra originalen den 25. juli 2018. Hentet 28. juli 2018.
  37. ↑ Ashley Strickland . Beviser påvist af sø under Mars' overflade , CNN  (25. juli 2018). Arkiveret fra originalen den 27. juli 2018. Hentet 28. juli 2018.
  38. ↑ Ler, ikke vand, er sandsynligvis kilde til Mars 'søer' Arkiveret 7. august 2021 på Wayback Machine , 29. juli 2021
  39. ↑ F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Dannelse af gletschere på Mars ved atmosfærisk nedbør i høj skråstilling: [ eng. ] // Videnskab. - 2006. - T. 311, no. 5759 (20. januar). - S. 368-371. - doi : 10.1126/science.1120335 .
  40. ↑ Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin & Jacques Laskar. Nylige isrige aflejringer dannet på høje breddegrader på Mars ved sublimering af ustabil ækvatorial is under lav skråstilling: [ eng. ] // Natur. - 2004. - T. 431 (28. november). - S. 1072-1075. - doi : 10.1038/nature03055 .
  41. ↑ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Orbital forcering af Mars polære lagdelte aflejringer  : [ eng. ] // Natur. - 2002. - T. 419, nr. 6905 (26. september). - S. 375-377. - doi : 10.1038/nature01066 .
  42. ↑ Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin og J. Laskar. Nylig dannelse og udvikling af nordlige Mars polære lagaflejringer som udledt af en Global Climate Model  : [ eng. ] // J. Geophys. Res .. - 2007. - T. 112, no. E6 (28. juni). — C. E06012. - doi : 10.1029/2006JE002772 .
  43. ↑ Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani. Kvantificering af virkningen af ​​Mars-skævhed på intermittensen af ​​flydende overfladevand efter Noach  (engelsk) (2014). Hentet 12. august 2017. Arkiveret fra originalen 12. september 2015.
  44. ↑ 1 2 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: en  lille jordisk planet ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, nr. 1 (16. december). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  45. ↑ JBPollack, JFKasting. Sagen for et vådt, varmt klima på tidlig Mars: [ eng. ] // Ikaros. - T. 71, nr. 2. - S. 203-224. - doi : 10.1016/0019-1035(87)90147-3 .
  46. ↑ R. Wordsworth, F. Forget, E. Millour, J. W. Head, J.-B. Madeleine, B. Charnay. Global modellering af det tidlige Mars klima under en tættere CO 2 -atmosfære: Vandets kredsløb og isens udvikling  : [ eng. ] // Ikaros. - 2013. - T. 222, no. 1 (januar). - S. 1-19. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.036 .
  47. ↑ Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre. Tidlig geokemisk miljø på Mars som bestemt ud fra termodynamik af phyllosilicater  : [ eng. ] // Natur. - 2007. - T. 448 (5. juli). - S. 60-63. - doi : 10.1038/nature0596160 .
  48. ↑ Ramses M. Ramirez. En varmere og vådere løsning for tidlig Mars og udfordringerne med forbigående opvarmning: [ eng. ] // Ikaros. - 2017. - T. 297 (15. november). - S. 71-82. - doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.025 .
  49. ↑ Greicius, Tony . NASAs Curiosity Rover skærper Paradox of Ancient Mars , NASA (6. februar 2017). Arkiveret fra originalen den 9. februar 2017. Hentet 29. juli 2017.
  50. ↑ Bestemmelse af alderen på overflader på Mars . Hentet 17. november 2007. Arkiveret fra originalen 19. februar 2007.
  51. ↑ Sagen om det forsvundne Mars-vand (link utilgængeligt) . Hentet 17. november 2007. Arkiveret fra originalen 26. marts 2010. 

Links