Marsin hydrosfääri

Marsin hydrosfääri on Marsin vesivarantojen  kokonaisuus , jota edustavat vesijää napakorkeissa , vesihöyry ja pilvet ilmakehässä , jää pinnan yläpuolella, kausiluonteiset nestemäiset vesivirrat ja mahdolliset nestemäisen veden varastot ja vesipitoisia suolaliuoksia Marsin litosfäärin ylemmissä kerroksissa. Marsin hydrosfääriä kutsutaan myös kryolitosfääriksi, koska Marsissa vallitsee alhainen lämpötila ja kiinteässä tilassa olevat vesivarannot.

Löytää vettä Marsista

Mars on monessa suhteessa hyvin samanlainen kuin Maa , mikä pakotti 1800-  ja 1900 -luvun alun tutkijat myöntämään, että siinä on elämää ja nestemäistä vettä. Kun planeetalla eri menetelmillä, esimerkiksi spektroskooppisilla mittauksilla, kerätyn tiedon määrä kasvoi, kävi selväksi, että Marsin ilmakehässä oleva vesi on mitätöntä, mutta sitä on edelleen olemassa [1] . Ensinnäkin tutkijoiden huomion kiinnittivät Marsin napahatut , koska niiden oletettiin koostuvan vesijäästä, analogisesti Etelämantereen tai Grönlannin kanssa maan päällä, mutta oletettiin myös, että tämä on kiinteää hiilidioksidia [ 2] . Viimeksi mainittua tukivat tulokset yhdestä ensimmäisistä numeerisista kokeista vuonna 1966 IBM 7074 -tietokoneella [3] Marsin pinnan päivittäisten ja vuosittaisten lämpötilamuutosten mallintamisesta leveysasteista riippuen ja tapausten vastaavasta napakansien dynamiikasta. kun ne koostuvat H 2 O:sta ja CO 2 :sta . Tämän työn kirjoittajat tulivat siihen tulokseen, että heidän saamiensa napahattujen koon vuosivaihtelu toisessa tapauksessa on paljon lähempänä havaittua.

Tähtitieteelliset havainnot ja spektroskooppiset mittaukset korvattiin avaruuden aikakauden alkaessa Marsin suoralla tutkimuksella ja veden etsimisellä siitä AMS :n avulla .

Joten ensimmäisissä yksityiskohtaisissa kuvissa Marsin pinnasta, jotka on saatu Mariner 9 -avaruusaluksella, voidaan nähdä laaksojen verkostoja (kuten Nergalin laaksot [4] ) - kohokuvioita, jotka osoittavat nestemäisen veden olemassaolon menneisyydessä. erityisesti rotkojen rinteiden tulviminen pohjavedellä maapallon eroosiorakenteiden kanssa, esimerkiksi Havaijin saarilla ja Coloradon tasangon Escalanten kanjoneissa 5] [6] .

Laaksoverkoston lisäksi näistä Mariner 9:n varhaisista kuvista lähtien erotetaan voimakkaaseen tulviin liittyviä kohokuvioita ja niitä kutsutaan ulosvirtauskanaviksi [7] . Ne näyttävät pieneltä kopiolta suurimmista maanpäällisistä diluviaalimuodoista . Tähän mennessä on pidetty yleisesti hyväksyttyä hypoteesia, että näiden kanavien alkuperä liittyy myös nestemäiseen veteen, vaikka muut vaihtoehdot ovat teoriassa mahdollisia. Ulosvirtauskanavat ovat pääosin laaksoverkostoja nuorempia, vaikka siellä on myös melko vanhoja muodostumia. Ilmeisesti ne muodostuivat aikana, jolloin olosuhteet Marsin pinnalla olivat suunnilleen samat kuin nyt [8] .

1990-luvun lopulla Mars Global Surveyor keräsi topografisia tietoja MOLA -korkeusmittarilla , jonka perusteella laadittiin täydelliset kartat Marsin pinnan kohokuviosta. Lukuisten laaksoverkostojen ja ulosvirtauskanavien lisäksi niillä näkyy selvästi Pohjoinen alankoalue , jonka raja - kontaktivyöhyke  - muistuttaa vahvasti pysyvän säiliön rantaa. Valtameren hypoteesia tukee se tosiasia, että kontaktilinja on käytännössä ekvipotentiaalinen; tyypilliset terassit sijaitsevat sen rinnalla; sen sisältämä tilavuus on yhdenmukainen Marsin varhaisen nestemäisen veden tilavuuden arvioiden kanssa; alangon pinta on paljon ympäristöään tasaisempi [9] [10] . Myöhemmin toinen argumentti tämän teorian tueksi oli myös jokisuistoja muistuttavien kohokuvioelementtien jakautumisen analyysi: monet niistä sijaitsevat tällä rannikolla, erityisesti samalla korkeudella [11] .

Mars Global Surveyor otti tavallisia kuvia, ja sen analyysi vuonna 2000 vahvisti nestemäisten vesivirtojen muodostamien kanavien sekä näiden virtausten jättämien hiekka- ja mutakerrostumien olemassaolon. Nämä kohokuvioelementit olivat niin tuoreita, että voidaan sanoa, että ne ovat muodostumassa nykyisellä ajanjaksolla [12] [13] . Myöhemmin HiRISE :n kuvista todistettiin niin kutsuttujen vuodenaikojen pintalinjojen [14]  – tummien raitojen, jotka ilmestyvät planeetan pinnalle lämpimänä vuodenaikana ja jotka näyttävät suolakertymiltä – esiintyminen lämpimillä rinteillä. kamera Mars Reconnaissance Orbiterissa [15] . Ja vuonna 2015 aluksella olevan CRISM- spektrometrin avulla vahvistettiin lopulta, että ne muodostuvat nestemäisen suolaisen veden säännöllisistä virtauksista [16] [17] [18] . Aktiiviset kausittaisten pintalinjojen tutkimukset jatkuvat [19] [20] , mukaan lukien muiden instrumenttien avulla, esimerkiksi THEMIS Mars Odyssey -kiertoradalla [21 ] .

2000-luvun alussa Mars Odyssey -kiertoradalla olevalla gammasädespektrometrillä havaittiin suuri määrä vetyä Marsin pintakerroksesta - etenkin napa-alueilla -, mikä todennäköisimmin viittaa valtavan määrän vetyä siellä. 35 ± 15 painoprosenttia kerroksesta) vettä kiinteässä tilassa [22] . Jään olemassaolo vahvistettiin planeetan pohjoisnavan läheisyydessä toimineen Phoenix -mönkijän tiedoilla: sen kaivaman pienen kaivannon pohjalta löytynyt valkoinen aine haihtui jäälle tyypillisesti muutamassa päivässä [23] [ 24] . Mars Reconnaissance Orbiter rekisteröi samanlaisen prosessin tuoreiden kraatterien pohjalla olevalle aineelle, mukaan lukien matalilla leveysasteilla [25] [26] . Mars Global Surveyorin, Mars Odysseyn [27] , Mars Reconnaissance Orbiterin [28] ja Mars Expressin [29] kuvissa voidaan nähdä toinen todiste jään laajasta esiintymisestä Marsin pinnan lähellä olevassa kerroksessa - maanmuotoja muistuttavia. maanpäälliset jäätiköt . Ja Mars Reconnaissance Orbiterin SHARAD- tutka vahvisti, että näissä muodostelmissa (mukaan lukien keskileveysasteilla olevat) ohuen pöly- ja likakerroksen alla todellakin on jäätä [30] .

Vuonna 2022 kiinalaiset tutkijat saivat todisteita siitä, että vesi Marsissa pysyi nestemäisessä muodossa paljon pidempään kuin aiemmin uskottiin. Zhuzhong - mönkijä löysi hydratoituneita kerrostumia ja mineraaleja Utopia-tasangolta , arviolta 757 ± 66 Ma, mikä viittaa siihen, että Marsissa oli tuolloin suuria määriä vettä [31] [32] .

Marsin vesivarannot tällä hetkellä

Ice

Tällä hetkellä avoimet ja luotettavasti vakiintuneet vesimäärät Marsissa ovat keskittyneet pääasiassa niin sanottuun kryosfääriin - lähellä pintaa olevaan ikiroutakerrokseen , jonka paksuus on kymmeniä ja satoja metrejä. Suurin osa tästä jäästä on planeetan pinnan alla, koska nykyisissä ilmasto-olosuhteissa se ei voi olla vakaasti ja pinnalle päästyään se haihtuu nopeasti; vain napa-alueilla lämpötila on riittävän alhainen jään vakaaseen olemassaoloon ympäri vuoden - nämä ovat napakorkit . Jään kokonaistilavuuden pinnalla ja pintaa lähellä olevassa kerroksessa on arvioitu olevan 5 miljoonaa km³ (ja syvemmille kerroksille voidaan todennäköisesti keskittyä paljon suurempia roudan alaisia ​​suolavesiä. Niiden tilavuuden arvioidaan olevan 54-77 miljoonaa km³) . Sulana se peittäisi Marsin pinnan 35 metrin paksuisella vesikerroksella [34] [35] .

Napoilla vesijään pitoisuus kryosfäärissä on odotettavissa korkea - jopa 100%. Jään tilavuus planeetan napakorkeissa on 2-2,8 miljoonaa km³. Yli 60°:n leveysasteilla se on lähes kaikkialla vähintään 20 %; lähempänä päiväntasaajaa - keskimäärin hieman alempana, mutta silti erilainen kuin nolla kaikkialla, eniten - jopa 10% - tulivuoren alueella Elysiumissa , Sabean maalla ja Sireenien maan pohjoispuolella .

Fluid

25. heinäkuuta 2018 julkaistiin raportti MARSIS -tutkan tutkimukseen perustuvasta löydöstä . Työ osoitti jäätikön alaisen järven läsnäolon Marsissa, joka sijaitsee 1,5 km:n syvyydessä etelänapakannen jään alla , noin 20 km leveä. Tästä tuli ensimmäinen tunnettu pysyvä vesistö Marsissa. Noin 200 kilometriä leveä MARSIS -luotain osoitti, että Marsin etelänavan pinta on useiden jää- ja pölykerrosten peitossa ja noin 1,5 kilometriä syvä. Erityisen voimakas signaalin heijastuksen lisääntyminen havaittiin kerrostetun sedimentin alla 20 km:n vyöhykkeellä noin 1,5 km:n syvyydessä. Analysoituaan heijastuneen signaalin ominaisuuksia ja tutkittuaan kerrostettujen sedimenttien koostumusta sekä odotettua lämpötilaprofiilia tämän alueen pinnan alla, tutkijat päättelivät, että tutka havaitsi taskun, jossa oli nestemäistä vettä järven pinnan alla. Laite ei pystynyt määrittämään, kuinka syvä järvi voisi olla, mutta sen syvyyden tulisi olla vähintään useita kymmeniä senttejä (tämän pitäisi olla vesikerros, jotta MARSIS näkee sen ) [36] [37] . Mars Expressin tutkatietojen uudelleenanalyysi ja laboratoriokokeet ovat kuitenkin osoittaneet, että niin kutsutut "järvet" voivat olla hydratoituneita ja kylmiä kerrostumia, mukaan lukien savea (smektiittejä), metalleja sisältäviä mineraaleja ja suolajäätä [38] .

Vesi Marsissa menneisyydessä

Pitkäaikainen ilmastonmuutos

Vesijää ei voi olla vakaasti Marsissa nykypäivän ilmasto-olosuhteissa, mutta on vahvistettu, että sitä esiintyy lähellä pintakerrosta lähes kaikkialla, myös päiväntasaajan alueilla. Todennäköisimmin se ilmestyi sinne planeetan evoluution aikaisemmalla kaudella, jolloin Marsin pyörimisakselin kaltevuuskulma saavutti suuret arvot, luokkaa 45°. Numeerinen mallinnus on osoittanut, että napa-alueilla, joista tulee lämpimimpiä alueita, H 2 O ja CO 2 sublimoituvat ilmakehään, jonka jälkeen vesi tiivistyy jääksi ja lumeksi matalilla leveysasteilla, missä on nyt kylmää, ja siten napahatut ovat siirtynyt päiväntasaajalle [39] . Tämän vahvistavat Marsin monilta (mukaan lukien päiväntasaajan) alueet, jotka muistuttavat maan jäätiköitä: on ilmeistä, että ne muodostuivat tällaisena ajanjaksona [29] . Päinvastoin, kun pyörimisakselin kaltevuus pienenee, se tulee taas kylmempään napa-alueilla ja lämpimämpään päiväntasaajan alueilla; pinnan läheisissä kerroksissa jäätynyt vesi sublimoituu ja tiivistyy taas jääpoluiksi [40] . Näiden jaksojen peräkkäinen vuorottelu voidaan jäljittää näin muodostuneista kerrostuneista kerrostumista napahattuihin , mutta tämä edellyttää oletusta siitä, kuinka kauan kunkin kerroksen muodostuminen kestää [41] [42] . Keskustelua käydään jatkuvasti tällaisten muutosten tiheydestä: ilmaston mallintaminen (jonka keskeinen vaikutus on pyörimisakselin kallistuksen kaoottinen prosessi), erityisesti geologisilla aikaskaaloilla, on tällä hetkellä mahdotonta vaaditulla tarkkuudella [43] [ 44] .

Nestemäisessä tilassa olevaa vettä (ainakin puhdasta vettä) ei nyt myöskään voi olla vakaasti Marsissa, mutta useiden todistusten perusteella tilanne oli erilainen aiemmin. Ilmeisesti tätä varten ilmakehän vesihöyryn lämpötilan ja osapaineen olisi pitänyt olla faasikaavion kolmoispisteen yläpuolella , kun taas nyt ne ovat kaukana vastaavista arvoista. Jos vain lämpötila nousee ja paine pysyy alhaisena, jää sublimoituu suoraan vesihöyryksi ohittaen nestefaasin. Samaan aikaan jopa 50 asteen lämpötilan nostaminen on erittäin vaikeaa ja mahdollista vain kasvihuoneilmiön kautta . Ilmakehän vesihöyryn aiheuttama lumivyöry kasvihuoneilmiö on kuitenkin mahdoton Marsissa, koska lämpötila on alhainen, jolloin vesihöyry ei voi pysyä vakaasti ilmakehässä ja tiivistyy väistämättä takaisin jääksi planeetan pinnalla. Mutta toinen kasvihuonekaasu - CO 2  - voi hyvinkin olla olemassa Marsin olosuhteissa, ja sen ansiosta lämpötila voi nousta arvoihin, joissa vesihöyry on vakaata, ja kun sitä tulee enemmän ilmakehään, sen osapaine voi jo tulla riittäväksi nestemäisen veden olemassaoloon. Tämä edellyttää hiilidioksidin osapainetta, joka on luokkaa 1 atm [45] . Totta, vaikka tällainen mekanismi tapahtuisi, ei tiedetä, minne kaikki tämä CO 2 -tilavuus on nyt kadonnut - se voi jäädä kalsiumkarbonaattikerrostumiin tai haihtua muun ilmakehän mukana [44] .

Monet kirjoittajat eivät jaa tätä hypoteesia, koska he uskovat, että hiilidioksidi ei voi tarjota riittävää kasvihuoneilmiön voimakkuutta [46] [47] . On ehdotettu mekanismeja, joihin liittyy muita kasvihuonekaasuja, kuten vetyä, jotka ovat oletettavasti vulkaanista alkuperää [48] . Tähän mennessä asiasta ei ole olemassa yleisesti hyväksyttyä teoriaa, mikä johtuu suurelta osin kasvihuoneilmiön mallintamiseen liittyvistä vaikeuksista jopa maan päällä, jossa on edelleen paljon epävarmuutta [49] .

Marsin hydrosfäärin evoluutio

Marsin geologisessa menneisyydessä kiinnostavat kaksi ajanjaksoa - Hesperin ja Amazonin [50] .

Hesperin aika

Hesperin kaudella (3,5-2,5 miljardia vuotta sitten) Mars saavutti evoluution huippunsa ja sillä oli pysyvä hydrosfääri [51] . Planeetan pohjoisen tasangon miehitti tuolloin suolainen valtameri, jonka tilavuus oli jopa 15-17 miljoonaa km³ ja syvyys 0,7-1 km (vertailun vuoksi, Maan jäämeren tilavuus on 18,07 miljoonaa). km³). Tietyin väliajoin tämä valtameri jakautui kahtia. Yksi pyöristetty valtameri täytti iskualkuperän altaan Utopia -alueella , toinen, epäsäännöllisen muotoinen, täytti Marsin pohjoisnavan alueen. Eteläisellä tasangolla oli monia järviä ja jokia lauhkeilla ja matalilla leveysasteilla sekä jäätiköitä. Marsissa oli hyvin tiheä ilmakehä, joka oli samanlainen kuin Maan tuolloin, ja pintalämpötila oli jopa 50 °C ja paine yli 1 ilmakehän. Teoriassa biosfääri olisi voinut olla olemassa myös Marsissa Hesperin aikana .

Amazonin aika

Amazonin kaudella ( noin 2,5-1 miljardia vuotta sitten) Marsin ilmasto alkoi muuttua katastrofaalisesti nopeasti. Tapahtuivat voimakkaimmat, mutta vähitellen hiipuvat globaalit tektoniset ja vulkaaniset prosessit, joiden aikana aurinkokunnan suurimmat tulivuoret ( Olympus ) syntyivät, hydrosfäärin ja ilmakehän ominaisuudet muuttuivat useita kertoja, Pohjoinen valtameri ilmestyi ja katosi. Kryosfäärin sulamiseen liittyvät katastrofaaliset tulvat johtivat mahtavien kanjonien muodostumiseen: Amazonia täyteläisempi puro virtasi Ares-laaksoon Marsin eteläisiltä ylängöiltä; Vesivirta Kasein laaksossa ylitti 1 miljardin m³/s. Miljardi vuotta sitten aktiiviset prosessit Marsin litosfäärissä, hydrosfäärissä ja ilmakehässä pysähtyivät, ja se sai modernin ilmeen. Marsin ilmaston globaalien katastrofaalisten muutosten syynä pidetään kiertoradan suurta epäkeskisyyttä ja pyörimisakselin epävakautta, jotka aiheuttavat valtavia, jopa 45 %:n vaihteluita aurinkoenergian pintaan osuvassa virtauksessa. planeetan; heikko lämmöntuotto Marsin sisäpuolelta, mikä johtuu planeetan pienestä massasta, ja ilmakehän suuri harvinaisuus sen suuren hajoamisasteen vuoksi .

Muistiinpanot

  1. ↑ Spinrad, Hyron; Münch, Guido; Kaplan, Lewis D. Kirje toimittajalle: The Detection of Water Vapor on Mars  : [ eng. ] // Astrophysical Journal. - 1963. - T. 137 (toukokuu). - S. 1319-1319. - doi : 10.1086/147613 .
  2. ↑ Stoney, G. Johnstone. Ilmakehistä planeetoilla ja satelliiteilla // Astrophysical Journal. - 1898. - Vol. 7 (tammikuu). - S. 25-55. - . - doi : 10.1086/140435 .
  3. ↑ R.B. Leighton, B.C. Murray. Hiilidioksidin ja muiden haihtuvien aineiden käyttäytyminen Marsissa  : [ eng. ] // Tiede. - 1966. - T. 153, nro 3732 (8. heinäkuuta). - S. 136-144. — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tiede.153.3732.136 .
  4. ↑ PIA15090: Mariner 9 Näkymä Nirgal Vallisista  . NASA (21. marraskuuta 2011). Haettu 24. kesäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 13. syyskuuta 2015.
  5. ↑ Daniel J. Milton. Vesi ja hajoamisprosessit Marsin maisemassa : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, no. 20 (10. heinäkuuta). - S. 4037-4047. - doi : 10.1029/JB078i020p04037 .
  6. ↑ Virginia C Gulick. Marsin laaksoverkostojen alkuperä: hydrologinen näkökulma  : [ eng. ] // Geomorfologia. - 2001. - T. 37, no. 3-4 (huhtikuu). - S. 241-268. - doi : 10.1016/S0169-555X(00)00086-6 .
  7. ↑ ROBERT P. SHARP, MICHAEL C. MALIN. Kanavat Marsissa: [ eng. ] // GSA Bulletin. - 1975. - T. 86, nro 5 (1. toukokuuta). - S. 593-609. - doi : 10.1130/0016-7606(1975)86<593:COM>2.0.CO;2 .
  8. ↑ Michael H. Carr. Marsin virtaushistoria  : [ fin. ] // Philosophical Transactions of the Royal Society A. - 2012. - T. 370 (2. huhtikuuta). - 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. Mahdolliset muinaiset valtameret Marsissa: todisteita Mars Orbiter -laserkorkeusmittarista  : [ fin. ] // Tiede. - 1999. - T. 286 (10. joulukuuta). - S. 2134-2137. - doi : 10.1126/tiede.286.5447.2134 .
  10. ↑ J. Taylor Perron, Jerry X. Mitrovica, Michael Manga, Isamu Matsuyama ja Mark A. Richards. Todisteita muinaisesta Marsin valtamerestä epämuodostuneiden rantaviivojen topografiassa: [ fin. ] // Luonto. - 2007. - T. 447 (14. heinäkuuta). - S. 840-843. - doi : 10.1038/luonto05873 .
  11. ↑ Gaetano Di Achille ja Brian M. Hynek. Muinainen valtameri Marsissa, jota tukee suistojen ja laaksojen maailmanlaajuinen jakautuminen: [ fin. ] // Nature Geoscience. - 2010. - T. 3 (kesäkuu). - S. 459-463. - doi : 10.1038/ngeo891 .
  12. ↑ Michael C. Malin, Kenneth S. Edgett. Todisteet viimeaikaisista pohjaveden tihkumisesta ja pintavalumisesta Marsissa: [ eng. ] // Tiede. - 2000. - T. 288, numero. 5475 (30. kesäkuuta). - S. 2330-2335. - doi : 10.1126/tiede.288.5475.2330 .
  13. ↑ Charles Q. Choi. Takauma : Water on Mars julkistettu 10 vuotta sitten  . Space.com (22. kesäkuuta 2010). Haettu 16. heinäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 23. marraskuuta 2021.
  14. ↑ Kirby Runyon, Lujendra Ojha. Recurring Slope 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. Kausiluonteiset virtaukset lämpimillä Marsin rinteillä : [ eng. ] // Tiede. - 2011. - T. 333, no. 6043 (5. elokuuta). - S. 740-743. - doi : 10.1126/tiede.1204816 .
  16. ↑ Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie, Alfred S. McEwen, James J. Wray, Jennifer Hanley, Marion Massé ja Matt Chojnacki. Spektritodisteet hydratoituneista suoloista Marsin toistuvissa rinnelinjoissa  : [ eng. ] // Nature Geoscience. - 2015. - T. 8 (28. syyskuuta). - S. 829-832. - doi : 10.1038/NGEO2546 .
  17. ↑ Tutkijat: Marsiin jää raitoja vesivirroista , BBC:n venäläinen palvelu  (28. syyskuuta 2015). Arkistoitu alkuperäisestä 30. tammikuuta 2016. Haettu 30. syyskuuta 2015.
  18. ↑ Korolev, Vladimir . Nestemäinen suolavesi löydetty Marsista , N+1  (28. syyskuuta 2015). Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2015. Haettu 6. elokuuta 2017.
  19. ↑ Merivirrat , Astronomy and Astrophysics News - The Universe Times  (24. toukokuuta 2017). Arkistoitu alkuperäisestä 7. elokuuta 2017. Haettu 6. elokuuta 2017.
  20. ↑ David E. Stillman, Timothy I. Michaels, Robert E. Grimm. Valles Marinerisin Marsin lukuisten ja laajalle levinneiden toistuvien rinnelinjojen (RSL) ominaisuudet: [ eng. ] // Ikarus. - 2017. - T. 285 (15. maaliskuuta). - S. 195-210. - doi : 10.1016/j.icarus.2016.10.025 .
  21. ↑ Christopher S. Edwards, Sylvain Piqueux. Marsin toistuvien rinnelinjojen vesipitoisuus: [ fin. ] // Geofysiikan tutkimuskirjeet. - 2016. - T. 43, no. 17 (14. syyskuuta). - 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. Vedyn leviäminen Marsin lähipinnalla: todisteita maanalaisista jääkertymistä: [ eng. ] // Tiede. - 2002. - T. 297, numero. 5578 (5. heinäkuuta). - S. 81-85. - doi : 10.1126/tiede.1073722 .
  23. ↑ Tuntsov, Artjom . Phoenix pääsi veden pohjaan , Gazeta.ru  (20. kesäkuuta 2008). Arkistoitu alkuperäisestä 6. elokuuta 2017. Haettu 3.8.2017.
  24. ↑ NASA Phoenix Mars Lander vahvistaa jäätyneen veden , Phoenix Mars Lander , NASA (6. elokuuta 2020). Arkistoitu alkuperäisestä 19. toukokuuta 2017. Haettu 3.8.2017.
  25. ↑ New Impact Craters on Mars , Mars Reconnaissance Orbiter Mission , NASA (24. syyskuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 17. tammikuuta 2022. Haettu 3.8.2017.
  26. ↑ Shane Byrne et ai. Keskipitkän leveysasteen maajään jakautuminen Marsissa uusista iskukraattereista  : [ eng. ] // Tiede. - 2009. - T. 325, no. 5948. - S. 1674. - doi : 10,1126/tiede.1175307 .
  27. ↑ David E. Shean, James W. Head, David R. Marchant. Kylmäpohjaisen trooppisen vuoristojäätikön alkuperä ja kehitys Marsissa: Pavonis Monsin viuhkamainen esiintymä : [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 2005. - T. 110 (5. toukokuuta). — C. E05001. - doi : 10.1029/2004JE002360 .
  28. ↑ 1 2 James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Myöhäinen Amazonin jäätikkö Marsin dikotomian rajalla: Todisteet jäätikön paksuuden maksimiarvoista ja useista jäävaiheista: [ fin. ] // Geologia. - 2008. - V. 36, nro 5 (toukokuu). - S. 411-414. - doi : 10.1130/G24382A.1 .
  29. ↑ 12 Head, JW et al. Trooppisesta keskileveysasteelle lumi- ja jääkertymät virtaavat ja jäätiköt Marsissa // Luonto. - 2005. - T. 434 (17. maaliskuuta). - S. 346-351. - doi : 10.1038/luonto03359 .
  30. ↑ John W. Holt et ai. Tutkaääniset todisteet haudatuista jäätiköistä Marsin eteläisillä keskileveysasteilla : [ eng. ] // Tiede. - 2008. - T. 322, no. 5905 (21. marraskuuta). - S. 1235-1238. - doi : 10.1126/tiede.1164246 .
  31. ↑ Arkistoitu kopio . Haettu 29. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 28. toukokuuta 2022.
  32. ↑ Zhao, J., Xiao, Z., Huang, J., Head, JW, Wang, J., Shi, Y., et ai. Geologiset ominaisuudet ja korkean tieteellisen kiinnostuksen kohteet Zhurongin laskeutumisalueella Marsissa  //  Geofysiikan tutkimuskirjeet. - 2021. - Vol. 48 , no. 20 . — P.e2021GL094903 .
  33. ↑ Talven ihmemaa punavalkoisena - Korolevin kraatteri  Marsissa . Saksan ilmailukeskus (DLR) (20. joulukuuta 2018). Käyttöönottopäivä: 18.5.2019.
  34. ↑ jää  . _ Marsin koulutus Arizonan osavaltion yliopistossa . NASA. Haettu 7. elokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 12. elokuuta 2017.
  35. ↑ Kuzmin R. O., Galkin I. N. Marsin kryolitosfääri ja sen rakenne // Kuinka Mars toimii . - Moskova: Knowledge, 1989. - T. 8. - 64 s. — (Kosmonautiikka, tähtitiede). - 26 953 kappaletta.  — ISBN 5-07000280-5 .
  36. ↑ Halton, Mary . Nestemäisen veden "järvi" paljastettiin Marsissa  (englanniksi) , BBC News  (25. heinäkuuta 2018). Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2018. Haettu 28.7.2018.
  37. ↑ Ashley Strickland . Todisteita Marsin pinnan alla olevasta järvestä , CNN  (25. heinäkuuta 2018). Arkistoitu alkuperäisestä 27. heinäkuuta 2018. Haettu 28.7.2018.
  38. ↑ Savet, ei vesi, ovat todennäköisiä Marsin "järvien" lähteitä. Arkistoitu 7. elokuuta 2021 Wayback Machinessa , 29. heinäkuuta 2021
  39. ↑ F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Jäätiköiden muodostuminen Marsissa ilmakehän sateen vaikutuksesta korkealla vinosti: [ fin. ] // Tiede. - 2006. - T. 311, no. 5759 (20. tammikuuta). - S. 368-371. - doi : 10.1126/tiede.1120335 .
  40. ↑ Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin & Jacques Laskar. Viimeaikaiset runsaasti jäätä sisältävät kerrostumat, jotka muodostuivat Marsin korkeilla leveysasteilla epävakaan päiväntasaajajään sublimoituessa matalan vinon aikana: [ fin. ] // Luonto. - 2004. - T. 431 (28. marraskuuta). - S. 1072-1075. - doi : 10.1038/luonto03055 .
  41. ↑ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Marsin napakerrostumien kiertorata pakottaminen  : [ eng. ] // Luonto. - 2002. - T. 419, nro 6905 (26. syyskuuta). - S. 375-377. - doi : 10.1038/luonto01066 .
  42. ↑ Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin ja J. Laskar. Marsin pohjoisen napakerroskerrostumien viimeaikainen muodostuminen ja kehitys globaalin ilmastomallin perusteella  : [ eng. ] // J. Geophys. Res .. - 2007. - T. 112, no. E6 (28. kesäkuuta). — C. E06012. - doi : 10.1029/2006JE002772 .
  43. ↑ Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani. Marsin vinon vaikutuksen kvantifiointi Noachian jälkeisen nestemäisen pintaveden katkonaisuuteen  (englanniksi) (2014). Haettu 12. elokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 12. syyskuuta 2015.
  44. ↑ 1 2 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars:  pieni maanpäällinen planeetta ] // Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, nro 1 (16. joulukuuta). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  45. ↑ JBPollack, JFKasting. Varhaisen Marsin märän, lämpimän ilmaston tapaus : [ eng. ] // Ikarus. - T. 71, no. 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. Marsin varhaisen ilmaston globaali mallinnus tiheämmässä CO 2 -ilmakehässä: Veden kierto ja jään kehitys  : [ eng. ] // Ikarus. - 2013. - T. 222, no. 1 (tammikuu). - S. 1-19. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.036 .
  47. ↑ Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre. Marsin varhainen geokemiallinen ympäristö fylosilikaattien termodynamiikasta määritettynä  : [ eng. ] // Luonto. - 2007. - T. 448 (5. heinäkuuta). - S. 60-63. - doi : 10.1038/luonto0596160 .
  48. ↑ Ramses M. Ramirez. Lämpimämpi ja kosteampi ratkaisu varhaiselle Marsille ja ohimenevän lämpenemisen haasteisiin : [ eng. ] // Ikarus. - 2017. - T. 297 (15. marraskuuta). - S. 71-82. - doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.025 .
  49. ↑ Greicius, Tony . NASAn Curiosity Rover terävöittää muinaisen Marsin paradoksin , NASA (6. helmikuuta 2017). Arkistoitu alkuperäisestä 9. helmikuuta 2017. Haettu 29. heinäkuuta 2017.
  50. ↑ Marsin pintojen iän määrittäminen . Haettu 17. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 19. helmikuuta 2007.
  51. ↑ Kadonneen Mars-veden tapaus (linkki ei saatavilla) . Haettu 17. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2010. 

Linkit