Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Дополнительная информация: Климат Марса
Атмосфера Марса
Марс
Изображение Марса с видимой песчаной бурей, полученное космическим телескопом Хаббл 28 октября 2005 г.
Общая информация [2]
Среднее поверхностное давление610 Па (0,088 фунта на кв. Дюйм; 4,6 мм рт. Ст .; 0,0060 атм)
Масса2,5 10 16 кг [1]
Композиция [3] [4]
Углекислый газ95%
Азот2,8%
Аргон2%
Кислород0,174%
Монооксид углерода0,0747%
Водяной пар0,03% (переменная)

Атмосфера Марса представляет собой слой газов , окружающих Марс . В основном он состоит из диоксида углерода (95%), молекулярного азота (2,8%) и аргона (2%). [3] Он также содержит следовые количества водяного пара , кислорода , окиси углерода , водорода и других благородных газов . [3] [5] [2] Атмосфера Марса намного тоньше земной . Среднее приземное давление составляет всего около 610 паскалей (0,088 фунта на квадратный дюйм), что составляет менее 1% от земного значения. [2]В настоящее время тонкая марсианская атмосфера запрещает существование жидкой воды на поверхности Марса, но многие исследования показывают, что в прошлом марсианская атмосфера была намного плотнее. [4] Самая высокая плотность атмосферы на Марсе равна плотности на высоте 35 км (22 мили) над поверхностью Земли. Атмосфера Марса на протяжении всей истории теряла массу по сравнению с космосом, и утечка газов продолжается до сих пор. [4] [6] [7]

Атмосфера Марса холоднее Земли. Из-за большего расстояния от Солнца Марс получает меньше солнечной энергии и имеет более низкую эффективную температуру , которая составляет около 210 К (-63 ° C; -82 ° F). [2] Средняя температура излучения поверхности Марса составляет всего 215 К (-58 ° C; -73 ° F), что сопоставимо с внутренней Антарктидой. [2] [4] Более слабый парниковый эффект в атмосфере Марса (5 ° C (9,0 ° F) по сравнению с 33 ° C (59 ° F) на Земле) можно объяснить низким содержанием других парниковых газов . [2] [4]Суточный диапазон температуры в нижних слоях атмосферы огромен из-за низкой тепловой инерции; она может варьироваться от -75 ° C (-103 ° F) до почти 0 ° C (32 ° F) у поверхности в некоторых регионах. [2] [4] [8] Температура верхней части марсианской атмосферы также значительно ниже, чем на Земле, из-за отсутствия стратосферного озона и радиационного охлаждающего эффекта углекислого газа на больших высотах. [4]

На Марсе преобладают пыльные дьяволы и пыльные бури , которые иногда наблюдаются в телескопы с Земли. [9] Окружающие планету пыльные бури (глобальные пыльные бури) происходят на Марсе в среднем каждые 5,5 земных лет [4] [9] и могут угрожать работе марсоходов . [10] Однако механизм, ответственный за развитие больших пыльных бурь, до сих пор не совсем понятен. [11] [12] Было высказано предположение, что это слабо связано с гравитационным влиянием обеих лун, чем-то похожим на создание приливов на Земле.

Атмосфера Марса - это окислительная атмосфера . Фотохимические реакции в атмосфере приводят к окислению органических веществ и превращению их в двуокись углерода или окись углерода. [4] Хотя самый чувствительный метановый зонд на недавно запущенном орбитальном аппарате ExoMars Trace Gas Orbiter не смог обнаружить метан в атмосфере над всем Марсом, [13] [14] [15] несколько предыдущих миссий и наземный телескоп обнаружили неожиданные уровни метана в марсианской атмосфере, которая может быть даже биосигнатурой для жизни на Марсе . [16] [17] [18]Тем не менее, интерпретация измерений все еще вызывает большие споры и не дает научного консенсуса. [18] [19]

История атмосферных наблюдений [ править ]

Основная статья: История наблюдения Марса

В 1784 году британский астроном, родившийся в Германии, Уильям Гершель опубликовал статью о своих наблюдениях за марсианской атмосферой в « Philosophical Transactions» и отметил случайные движения более ярких областей на Марсе, которые он приписывал облакам и парам. [20] [21] В 1809 году французский астроном Оноре Флогерг написал о своем наблюдении «желтых облаков» на Марсе, которые, вероятно, являются явлениями пылевой бури. [20] В 1864 году Уильям Раттер Доус заметил, что «красный оттенок планеты не является следствием каких-либо особенностей ее атмосферы; это, кажется, полностью подтверждается тем фактом, что краснота всегда наиболее глубока около центра, где атмосфера самый тонкий ".[22] Спектроскопические наблюдения в 1860-х и 1870-х годах [23] заставили многих думать, что атмосфера Марса похожа на атмосферу Земли. Однако в 1894 году спектральный анализ и другие качественные наблюдения Уильяма Уоллеса Кэмпбелла показали, что Марсво многих отношенияхнапоминает Луну , у которой нет заметной атмосферы. [23] В 1926 году фотографические наблюдения Уильяма Хаммонда Райта в обсерватории Лик позволили Дональду Ховарду Мензелю обнаружить количественные свидетельства наличия атмосферы Марса. [24] [25]

Обладая более глубоким пониманием оптических свойств атмосферных газов и достижением технологии спектрометров , ученые начали измерять состав марсианской атмосферы в середине 20-го века. Льюис Дэвид Каплан и его команда обнаружили сигналы водяного пара и углекислого газа на спектрограмме Марса в 1964 году [26], а также угарный газ в 1969 году. [27] В 1965 году измерения, сделанные во время пролета Mariner 4, подтвердили, что Атмосфера Марса состоит в основном из углекислого газа, а давление на поверхности составляет от 400 до 700 Па. [28] После того, как состав марсианской атмосферы был известен, астробиологические исследованияНа Земле начались исследования по определению жизнеспособности жизни на Марсе . Для этой цели были разработаны контейнеры, имитирующие условия окружающей среды на Марсе, получившие название « марсианские сосуды ». [29]

В 1976 году два спускаемых аппарата программы " Викинг " впервые в истории провели измерения состава марсианской атмосферы на месте. Другая цель миссии заключалась в исследовании доказательств прошлой или настоящей жизни на Марсе (см. Биологические эксперименты с посадочным устройством «Викинг» ). [30] С тех пор на Марс было отправлено множество орбитальных аппаратов и спускаемых аппаратов для измерения различных свойств марсианской атмосферы, таких как концентрация газовых примесей и изотопные отношения. Кроме того, телескопические наблюдения и анализ марсианских метеоритов предоставляют независимые источники информации для проверки результатов. Изображения и измерения, сделанные этим космическим аппаратом, значительно улучшают наше понимание атмосферных процессов за пределами Земли.Curiosity и InSight все еще работают на поверхности Марса, чтобы проводить эксперименты и сообщать о местной погоде. [31] [32] Марс Персеверанс приземлился в феврале 2021 года. Запуск Розалинды Франклин запланирован на 2022 год.

Текущий химический состав [ править ]

Углекислый газ [ править ]

См. Также: Марсианские полярные ледяные шапки

CO 2 - главный компонент марсианской атмосферы. Его средняя объемная доля составляет 94,9%. [3] В зимних полярных регионах температура поверхности может быть ниже точки замерзания CO 2. Газ CO 2 в атмосфере может конденсироваться на поверхности с образованием твердого сухого льда толщиной 1-2 м . [4] Летом полярная шапка из сухого льда может подвергнуться сублимации и выбросить CO 2 обратно в атмосферу. В результате на Марсе можно наблюдать значительную годовую изменчивость атмосферного давления (≈25%) и состава атмосферы. [33] Процесс конденсации можно аппроксимировать соотношением Клаузиуса – Клапейрона для CO 2.. [34] [4]

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

Несмотря на высокую концентрацию CO 2 в марсианской атмосфере, парниковый эффект на Марсе относительно слаб (около 5 ° C) из-за низкой концентрации водяного пара и низкого атмосферного давления. Хотя водяной пар в атмосфере Земли вносит наибольший вклад в парниковый эффект на современной Земле, он присутствует только в очень низкой концентрации в атмосфере Марса. Более того, при низком атмосферном давлении парниковые газы не могут эффективно поглощать инфракрасное излучение, поскольку эффект расширения давления слаб. [35] [36]

В присутствии солнечного УФ-излучения ( hν , фотоны с длиной волны короче 225 нм) CO 2 в марсианской атмосфере может подвергаться фотолизу посредством следующей реакции:

CO
2+ hν ( λ <225 нм) ⟶  CO + O

Если нет химического производства CO 2 , весь CO 2 в нынешней марсианской атмосфере будет удален фотолизом примерно за 3500 лет. [4] В гидроксильные радикалы (ОН) получают из фотолиза паров воды, вместе с другими видами нечетное водорода (например , H, HO 2 ), можно преобразовать окись углерода (СО) обратно в CO 2 . Цикл реакции можно описать как: [37] [38]

СО + ОН ⟶ СО
2 + H

H + O
2 + M ⟶ HO
2 + M

HO
2 + О ⟶ ОН + О
2

Нетто: CO + O ⟶ CO
2

Смешивание также играет роль в регенерации CO 2 за счет опускания O, CO и O 2 в верхние слои атмосферы. [4] Баланс между фотолизом и окислительно-восстановительным производством поддерживает стабильную среднюю концентрацию CO 2 в современной марсианской атмосфере.

Ледяные облака CO 2 могут образовываться в зимних полярных регионах и на очень большой высоте (> 50 км) в тропических регионах, где температура воздуха ниже точки замерзания CO 2 . [2] [39] [40]

Азот [ править ]

N 2 - второй по распространенности газ в марсианской атмосфере. Его средняя объемная доля составляет 2,6%. [3] Различные измерения показали , что марсианская атмосфера обогащена 15 N . [41] [42] Обогащение тяжелым изотопом азота, возможно, вызвано масс-селективными процессами ускользания. [43]

Аргон [ править ]

Соотношение изотопов аргона является признаком атмосферных потерь на Марсе. [44] [45]

Аргон - третий по содержанию газ в марсианской атмосфере. Его средняя объемная доля составляет 1,9%. [3] Что касается стабильных изотопов, Марс обогащен 38 Ar по сравнению с 36 Ar, что можно отнести к гидродинамическому ускользанию.

Один из изотопов аргона , 40 Ar, образуется в результате радиоактивного распада 40 K. Напротив, 36 Ar является первичным: он присутствовал в атмосфере после образования Марса. Наблюдения показывают, что Марс обогащен 40 Ar по сравнению с 36 Ar, что нельзя отнести к процессам масс-селективной потери. [46] Возможное объяснение обогащения состоит в том, что значительное количество первичной атмосферы, включая 36 Ar, было потеряно в результате ударной эрозии в ранней истории Марса, а 40 Ar было выброшено в атмосферу после удара. [46] [4]

Кислород и озон [ править ]

Расчетная средняя объемная доля молекулярного кислорода (O 2 ) в марсианской атмосфере составляет 0,174%. [3] Это один из продуктов фотолиза CO 2 , водяного пара и озона (O 3 ). Он может реагировать с атомарным кислородом (O) с преобразованием озона (O 3 ). В 2010 году космическая обсерватория Гершеля обнаружила молекулярный кислород в марсианской атмосфере. [47]

Атомарный кислород образуется в результате фотолиза CO 2 в верхних слоях атмосферы и может покинуть атмосферу посредством диссоциативной рекомбинации или захвата ионов. В начале 2016 года стратосферная обсерватория инфракрасной астрономии (SOFIA) обнаружила атомарный кислород в атмосфере Марса, который не обнаруживался со времен миссии «Викинг и Маринер» в 1970-х годах. [48]

В 2019 году ученые НАСА, работающие над миссией марсохода Curiosity, которые проводили измерения газа, обнаружили, что количество кислорода в марсианской атмосфере весной и летом выросло на 30%. [49]

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

H + O
3 ⟶ ОН + О
2

О + ОН ⟶ Н + О
2

Сеть: O + O
3 ⟶ 2O
2

Поскольку вода является важным источником этих необычных разновидностей водорода, более высокое содержание озона обычно наблюдается в регионах с более низким содержанием водяного пара. [50] Измерения показали, что общий столб озона может достигать 2–30 мкм-атм вокруг полюсов зимой и весной, когда воздух холодный и имеет низкий коэффициент водонасыщения. [51] Фактические реакции между озоном и нечетными частицами водорода могут быть дополнительно осложнены гетерогенными реакциями, протекающими в облаках из водяного льда. [52]

Считается, что вертикальное распределение и сезонность озона в марсианской атмосфере обусловлены сложными взаимодействиями между химией и переносом. [53] [54] УФ / ИК- спектрометр на Mars Express (SPICAM) показал присутствие двух различных озоновых слоев в низких и средних широтах. Они включают устойчивый приповерхностный слой ниже высоты 30 км, отдельный слой, который присутствует только весной и летом на севере с высотой от 30 до 60 км, и еще один отдельный слой, который существует на 40–60 км над уровнем моря. южный полюс зимой, без аналогов выше северного полюса Марса. [55]Этот третий озоновый слой показывает резкое уменьшение высоты между 75 и 50 градусами южной широты. SPICAM обнаружил постепенное увеличение концентрации озона на расстоянии 50 км до середины зимы, после чего она медленно снижалась до очень низких концентраций, при этом слой не обнаруживался выше 35 км. [53]

Водяной пар [ править ]

См. Также: Вода на Марсе и полярные шапки Марса.

Водяной пар - это следовой газ в атмосфере Марса, имеющий огромную пространственную, суточную и сезонную изменчивость. [56] [57] Измерения, проведенные орбитальным аппаратом "Викинг" в конце 1970-х годов, показали, что вся глобальная общая масса водяного пара эквивалентна примерно 1-2 км 3 льда. [58] Более поздние измерения, выполненные орбитальным аппаратом Mars Express, показали, что среднегодовая глобальная концентрация водяного пара в столбе составляет около 10-20 микрон, способных к осаждению (пр. Мкм). [59] [60] Максимальное содержание водяного пара (50-70 мкм) наблюдается в северных полярных регионах в начале лета из-за сублимации водяного льда в полярной шапке. [59]

В отличие от земной атмосферы, жидко-водяные облака не могут существовать в марсианской атмосфере; это из-за низкого атмосферного давления. Водно-ледяные облака, похожие на перистые облака, наблюдались камерами марсохода « Оппортьюнити» и посадочного модуля « Феникс ». [61] [62] Измерения, проведенные спускаемым аппаратом « Феникс », показали, что облака водяного льда могут образовываться в верхней части пограничного слоя планеты ночью и выпадать обратно на поверхность в виде кристаллов льда в северной полярной области. [57] [63]

Пыль [ править ]

Смотрите также: минеральная пыль и марсианская почва § Атмосферная пыль

При достаточно сильном ветре (> 30 мс -1 ), частицы пыли могут быть мобилизованы и сняты с поверхности в атмосферу. [2] [4] Некоторые частицы пыли могут быть взвешены в атмосфере и перемещаться по циркуляции, прежде чем упасть обратно на землю. [11] Частицы пыли могут ослаблять солнечное излучение и взаимодействовать с инфракрасным излучением, что может привести к значительному радиационному воздействию на Марс. Измерения орбитального аппарата показывают, что глобальная средняя оптическая толщина пыли имеет фоновый уровень 0,15 и достигает максимума в период перигелия (южная весна и лето). [64] Местное количество пыли сильно варьируется в зависимости от сезона и года. [64] [65]Во время глобальных пылевых явлений объекты на поверхности Марса могут наблюдать оптическую глубину, превышающую 4. [66] [67] Измерения поверхности также показали, что эффективный радиус пылевых частиц составляет от 0,6 мкм до 2 мкм и имеет значительную сезонность. [67] [68] [69]

На Марсе пыль имеет неравномерное вертикальное распределение. Помимо пограничного слоя планеты, данные зондирования показали, что есть другие пики отношения смеси пыли на большей высоте (например, 15–30 км над поверхностью). [70] [71] [11]

Метан [ править ]

Основная статья: Метан на Марсе

Как вулканический и биогенный вид метан представляет интерес для многих геологов и астробиологов . [18] Однако метан химически нестабилен в окислительной атмосфере с УФ-излучением. Время жизни метана в марсианской атмосфере составляет около 400 лет. [72] Обнаружение метана в атмосфере планеты может указывать на присутствие недавней геологической деятельности или живых организмов. [18] [73] [74] [72] С 2004 года следовые количества метана (от 60 частей на миллиард до нижнего предела обнаружения (<0,05 частей на миллиард)) сообщались в ходе различных миссий и наблюдательных исследований. [75] [76] [77] [78] [79] [80] [81][82] [83] [13] Источник метана на Марсе и объяснение огромного расхождения в наблюдаемых концентрациях метана до сих пор активно обсуждаются. [19] [18] [72]

См. Также раздел «обнаружение метана в атмосфере» для более подробной информации.

Диоксид серы [ править ]

Диоксид серы (SO 2 ) в атмосфере может быть индикатором текущей вулканической активности. Это стало особенно интересно из-за давних споров о метане на Марсе. Если вулканы были активными в недавней марсианской истории, можно было бы ожидать найти SO 2 вместе с метаном в нынешней марсианской атмосфере. [84] [85] SO 2 в атмосфере не обнаружено, верхний предел чувствительности установлен на уровне 0,2 частей на миллиард. [86] [87] Однако группа ученых во главе с учеными из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА сообщила об обнаружении SO 2 в образцах почвы Rocknest, проанализированных Curiosity.вездеход в марте 2013 года. [88]

Другие следовые газы [ править ]

Окись углерода (CO) образуется в результате фотолиза CO 2 и быстро реагирует с окислителями в марсианской атмосфере с образованием CO 2 . Расчетная средняя объемная доля CO в марсианской атмосфере составляет 0,0747%. [3]

Благородные газы , кроме гелия, присутствуют в следовых количествах (≈10 - [ требуется уточнение ] 0,01 ppmv) в марсианской атмосфере. Концентрация гелия, неона, криптона и ксенона в марсианской атмосфере измерялась различными миссиями. [89] [90] [91] [92] Изотопные отношения благородных газов раскрывают информацию о ранней геологической активности на Марсе и эволюции его атмосферы. [89] [92] [93]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате реакции между нечетными разновидностями водорода в средней атмосфере. Он может быть доставлен в верхние слои атмосферы путем смешивания или диффузии, разложиться на атомарный водород (H) под действием солнечного излучения и покинуть марсианскую атмосферу. [94] Фотохимическое моделирование показало, что соотношение H 2 в нижних слоях атмосферы составляет примерно 15 ± 5 ppmv. [94]

Вертикальная структура [ править ]

Вертикальная структура атмосферы Марса, наложенная на профили температуры, полученные от входных зондов марсианских посадочных устройств. Источник данных: NASA Planetary Data System.

Вертикальная температурная структура марсианской атмосферы во многом отличается от земной атмосферы. Информация о вертикальной структуре, как правило , выводится с помощью наблюдений от тепловых инфракрасных зондирований , радиозатмения , атмосферного торможения , профилей входа Ландерса. [95] [96] Атмосфера Марса может быть разделена на три слоя в соответствии с профилем средней температуры:

  • Тропосфера (≈0–40 км): слой, в котором происходит большинство погодных явлений (например, конвекция и пыльные бури). Его динамика во многом определяется дневным обогревом поверхности и количеством взвешенной пыли. Марс имеет более высокую масштабную высоту - 11,1 км, чем Земля (8,5 км), из-за более слабой гравитации. [5] Теоретическая скорость сухого адиабатического градиента Марса составляет 4,3 ° C км -1 , [97] но измеренная средняя скорость градиента составляет около 2,5 ° C км -1, поскольку взвешенные частицы пыли поглощают солнечное излучение и нагревают воздух. [2] планетарный пограничный слой может распространяться на более чем на 10 км толщины в дневное время. [2] [98]Диапазон суточных температур у поверхности огромен (60 ° C [97] ) из-за низкой тепловой инерции. В пыльных условиях взвешенные частицы пыли могут снизить дневной диапазон температуры поверхности всего до 5 ° C. [99] Температура выше 15 км контролируется радиационными процессами, а не конвекцией. [2] Марс также является редким исключением из правила «0,1 бар тропопаузы», применяемого в других атмосферах Солнечной системы. [100]
  • Мезосфера (≈40–100 км): слой с самой низкой температурой. CO 2 в мезосфере действует как охлаждающий агент, эффективно излучая тепло в космос. Наблюдения за затмением звезд показывают, что мезопауза Марса находится на расстоянии около 100 км (уровень от 0,01 до 0,001 Па) и имеет температуру 100-120 К. [101] Температура иногда может быть ниже точки замерзания CO 2 , и Сообщалось об обнаружении ледяных облаков CO 2 в мезосфере Марса. [39] [40]
  • Термосфера (≈100–230 км): слой в основном контролируется экстремальным ультрафиолетовым нагревом. Температура марсианской термосферы увеличивается с высотой и меняется в зависимости от сезона. Дневная температура верхней термосферы колеблется от 175 К (в афелии) до 240 К (в перигелии) и может достигать 390 К, [102] [103], но все же значительно ниже температуры термосферы Земли . Более высокая концентрация CO 2 в марсианской термосфере может частично объяснить расхождение из-за охлаждающего воздействия CO 2 на большой высоте. Считается, что полярное сияниеПроцессы нагрева не важны в марсианской термосфере из-за отсутствия сильного магнитного поля на Марсе, но орбитальный аппарат MAVEN зарегистрировал несколько полярных сияний. [104] [105]

Марс не имеет устойчивой стратосферы из-за отсутствия в его средней атмосфере видов, поглощающих короткие волны (например, стратосферного озона в атмосфере Земли и органической дымки в атмосфере Юпитера ) для создания температурной инверсии. [106] Однако над южным полюсом Марса наблюдались сезонный озоновый слой и сильная температурная инверсия в средней атмосфере. [54] [107] Высота турбопаузы Марса сильно варьируется от 60 до 140 км, и эта изменчивость обусловлена плотностью CO 2 в нижней термосфере. [108]Марс также имеет сложную ионосферу, которая взаимодействует с частицами солнечного ветра, экстремальным ультрафиолетовым излучением и рентгеновскими лучами от Солнца, а также магнитным полем его коры. [109] [110] экзосферы Марса начинается примерно в 230 км и постепенно сливается с межпланетным пространством. [2]

Воспроизвести медиа
Солнечный ветер ускоряет ионы из верхних слоев атмосферы Марса в космос
(видео (1:13); 5 ноября 2015)

Пыль и другие динамические элементы [ править ]

Пыльные дьяволы [ править ]

См. Также: Dust_devil § Martian_dust_devils

Пылевые дьяволы обычны на Марсе. [111] [11] Подобно своим собратьям на Земле, пылевые дьяволы образуются, когда конвективные вихри, вызванные сильным нагревом поверхности, загружаются частицами пыли. [112] [113] Пылевые дьяволы на Марсе обычно имеют диаметр в десятки метров и высоту в несколько километров, что намного выше, чем наблюдаемые на Земле. [2] [113] Изучение следов пылевых дьяволов показало, что большая часть марсианских пылевых дьяволов встречается примерно на 60 ° северной широты и 60 ° южной широты весной и летом. [111] Они поднимают около 2,3 × 10 11 кг пыли с поверхности земли в атмосферу ежегодно, что сопоставимо с вкладом местных и региональных пыльных бурь. [111]

Пыльные бури [ править ]

На Марсе нередки местные и региональные пыльные бури. [11] [2] Местные штормы имеют размер около 10 3 км 2 и происходят около 2000 событий за марсианский год, в то время как региональные штормы размером 10 6 км 2 часто наблюдаются весной и летом в южной части страны. [2] Вблизи полярной шапки пыльные бури иногда могут быть вызваны фронтальной деятельностью и внетропическими циклонами. [114] [11]

Глобальные пыльные бури (площадь> 10 6 км 2 ) происходят в среднем один раз в 3 боевых года. [4] Наблюдения показали, что более крупные пыльные бури обычно являются результатом слияния более мелких пыльных бурь, [9] [12], но механизм роста бури и роль атмосферных обратных связей до сих пор не совсем понятны. [12] [11] Хотя считается, что марсианская пыль может быть увлечена в атмосферу процессами, аналогичными земным (например, сальтация ), фактические механизмы еще предстоит проверить, и электростатические или магнитные силы также могут влиять на модуляцию выброса пыли. . [11] Исследователи сообщили, что самый крупный источник пылина Марсе происходит из формации ямок Медузы . [115]

С 1 июня 2018 года, ученые НАСА обнаружены признаки о в пыльной бури (см изображение ) на Марсе , что привело к концу работающих на солнечных батареях Opportunity марсохода миссии , так как пыль блокировала солнечный свет (см изображение ) , необходимые для работы. К 12 июня ураган был самым сильным из зарегистрированных на поверхности планеты и охватил территорию размером с Северную Америку и Россию вместе взятые (около четверти планеты). К 13 июня марсоход Opportunity начал испытывать серьезные проблемы со связью из-за пыльной бури. [116] [117] [118] [119] [120]

Воспроизвести медиа
Пыльная буря на Марсе - оптическая глубина тау - с мая по сентябрь 2018 г.
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; анимация; 30 октября 2018 г.; описание файла )

Термальные приливы [ править ]

Смотрите также: Атмосферный прилив

Солнечное нагревание на дневной стороне и радиационное охлаждение на ночной стороне планеты может вызвать перепад давления. [121] Тепловые приливы, которые представляют собой циркуляцию ветра и волны, вызываемые таким ежедневно меняющимся полем давления, могут объяснить большую изменчивость марсианской атмосферы. [122] По сравнению с земной атмосферой, тепловые приливы имеют большее влияние на марсианскую атмосферу из-за более сильного суточного температурного контраста. [20] Давление на поверхности, измеренное марсоходами, показало четкие сигналы о тепловых приливах, хотя изменение также зависит от формы поверхности планеты и количества взвешенной пыли в атмосфере. [123]Атмосферные волны также могут распространяться вертикально и влиять на температуру и содержание водяного льда в средней атмосфере Марса. [122]

Орографические облака [ править ]

См. Также: Орографический_лифт § Связанные_облака
В районе вулкана Арсия Монс образовались водно-ледяные облака . Снимок был сделан 21 сентября 2018 года, но аналогичные события образования облаков уже наблюдались на том же месте раньше. Фото: ESA / DLR / FU Berlin

На Земле горные хребты иногда заставляют воздушные массы подниматься и остывать. В результате водяной пар насыщается и в процессе подъема образуются облака. [124] На Марсе орбитальные аппараты наблюдали сезонно повторяющееся образование огромных водяно-ледяных облаков вокруг 20-километрового вулкана Арсия Монс , которое, вероятно, вызвано тем же механизмом. [125] [126]

Ветровая модификация поверхности [ править ]

На Марсе приповерхностный ветер не только испускает пыль, но и изменяет геоморфологию Марса в крупном масштабе времени. Хотя считалось, что атмосфера Марса слишком тонкая для мобилизации песчаных элементов, наблюдения, проведенные HiRSE, показали, что миграция дюн на Марсе не редкость. [127] [128] [129] Глобальная средняя скорость миграции дюн (2–120 м высотой) составляет около 0,5 метра в год. [129] Модель атмосферной циркуляции предполагает, что повторяющиеся циклы ветровой эрозии и осаждения пыли могут, возможно, привести к чистому переносу почвенных материалов с низменностей на возвышенности в геологическом масштабе времени. [4]

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

Атмосферная эволюция [ править ]

См. Также: Атмосферный побег и Вода на Марсе.

Считается, что масса и состав марсианской атмосферы менялись за время жизни планеты. Более толстая, теплая и влажная атмосфера необходима для объяснения некоторых очевидных особенностей более ранней истории Марса, таких как существование жидких водоемов. Наблюдения за верхними слоями атмосферы Марса, измерения изотопного состава и анализ марсианских метеоритов свидетельствуют о долгосрочных изменениях атмосферы и ограничениях относительной важности различных процессов.

Атмосфера в ранней истории [ править ]

Изотопное соотношение различных видов в марсианской атмосфере и атмосфере Земли
Изотопное соотношениеМарсземной шарМарс / Земля
D / H (в H 2 O)9,3 ± 1,7 ‰ [130] [4]1,56 ‰ [131]~ 6
12 C / 13 C85,1 ± 0,3 [130] [4]89,9 [132]0,95
14 N / 15 N173 ± 9 [130] [133] [4]272 [131]0,64
16 O / 18 O476 ± 4,0 [130] [4]499 [132]0,95
36 Ar / 38 Ar4,2 ± 0,1 [134]5,305 ± 0,008 [135]0,79
40 Ar / 36 Ar1900 ± 300 [46]298,56 ± 0,31 [135]~ 6
C / 84 Kr(4,4–6) × 10 6 [136] [4]4 × 10 7 [136] [4]~ 0,1
129 Xe / 132 Xe2,5221 ± 0,0063 [92]0,97 [137]~ 2,5

В общем, газы, обнаруженные на современном Марсе, обеднены более легкими стабильными изотопами, что указывает на то, что атмосфера Марса изменилась в результате некоторых процессов с отбором массы за свою историю. Ученые часто полагаются на эти измерения изотопного состава, чтобы восстановить состояние марсианской атмосферы в прошлом. [138] [139] [140]

В то время как Марс и Земля имеют схожие отношения 12 C / 13 C и 16 O / 18 O , 14 N гораздо более обеднено в марсианской атмосфере. Считается, что фотохимические процессы утечки ответственны за изотопное фракционирование и вызвали значительную потерю азота в геологической временной шкале. [4] По оценкам, начальное парциальное давление N 2 могло составлять до 30 гПа. [42] [141]

Гидродинамическое бегство в ранней истории Марса может объяснить изотопное фракционирование аргона и ксенона. На современном Марсе из-за большей массы эти два благородных газа из атмосферы не попадают в космическое пространство. Однако более высокое содержание водорода в марсианской атмосфере и высокие потоки экстремального ультрафиолетового излучения от молодого Солнца вместе могли вызвать гидродинамический отток и унести эти тяжелые газы. [142] [143] [4] Гидродинамический выброс также способствовал потере углерода, и модели предполагают, что можно потерять 1 бар CO 2 за счет гидродинамического уноса за один-десять миллионов лет при гораздо более сильном солнечном экстремальном УФ-излучении на Марсе. . [144]Между тем, более поздние наблюдения, сделанные орбитальным аппаратом MAVEN, показали, что разбрызгивание очень важно для утечки тяжелых газов на ночной стороне Марса и могло способствовать 65% -ной потере аргона в истории Марса. [145] [146] [139]

Атмосфера Марса особенно подвержена ударной эрозии из-за низкой космической скорости Марса. Ранняя компьютерная модель предполагала, что Марс мог потерять 99% своей первоначальной атмосферы к концу позднего периода сильной бомбардировки, основываясь на гипотетическом потоке бомбардировки, рассчитанном на основе плотности лунных кратеров. [147] Что касается относительного содержания углерода, отношение C / 84 Kr на Марсе составляет всего 10% от соотношения на Земле и Венере. Если предположить, что три скалистые планеты имеют одинаковый начальный запас летучих веществ, тогда это низкое отношение C / 84 Kr подразумевает массу CO 2.в ранней марсианской атмосфере должна была быть в десять раз выше, чем настоящее значение. [148] Огромное обогащение радиогенным 40 Ar по сравнению с исходным 36 Ar также согласуется с теорией ударной эрозии. [4]

Один из способов оценить количество воды, потерянной из-за утечки водорода в верхние слои атмосферы, - это изучить обогащение дейтерия над водородом. По оценкам изотопных исследований, в истории Марса из-за утечки водорода в космос было потеряно от 12 до 30 метров глобального эквивалентного слоя воды. [149] Следует отметить, что подход, основанный на уносе из атмосферы, обеспечивает только нижний предел для оцененной ранней инвентаризации воды. [4]

Чтобы объяснить сосуществование жидкой воды и слабого молодого Солнца в начале истории Марса, в марсианской атмосфере должен был возникнуть гораздо более сильный парниковый эффект, чтобы нагреть поверхность выше точки замерзания воды. Карл Саган первым предположил, что атмосфера H 2 в 1 бар может произвести достаточно тепла для Марса. [150] Водород может быть произведен путем интенсивной дегазации из сильно восстановленной ранней марсианской мантии, а присутствие CO 2 и водяного пара может снизить необходимое содержание H 2 для создания такого парникового эффекта. [151] Тем не менее, фотохимическое моделирование показало, что поддержание атмосферы с таким высоким уровнем H 2трудно. [152] SO 2 также был одним из предложенных эффективных парниковых газов в ранней истории Марса. [153] [154] [155] Однако другие исследования показали, что высокая растворимость SO 2 , эффективное образование аэрозоля H 2 SO 4 и осаждение на поверхности препятствуют долгосрочному накоплению SO 2 в марсианской атмосфере и, следовательно, уменьшить потенциальный согревающий эффект SO 2 . [4]

Атмосферный побег на современном Марсе [ править ]

Несмотря на меньшую гравитацию, побег Джинса неэффективен в современной марсианской атмосфере из-за относительно низкой температуры на экзобазе (≈200 К на высоте 200 км). Этим можно объяснить только утечку водорода с Марса. Для объяснения наблюдаемого выхода кислорода, углерода и азота необходимы другие нетепловые процессы.

Утечка водорода [ править ]

Молекулярный водород (H 2 ) образуется в результате диссоциации H 2 O или других водородсодержащих соединений в нижних слоях атмосферы и диффундирует в экзосферу. Затем экзосферный H 2 распадается на атомы водорода, и атомы, обладающие достаточной тепловой энергией, могут ускользнуть от гравитации Марса (побег Джин). Утечка атомарного водорода очевидна с помощью УФ-спектрометров на разных орбитальных аппаратах. [156] [157] В то время как большинство исследований предполагало, что утечка водорода на Марсе близка к ограниченной диффузии, [158] [159] более поздние исследования показывают, что скорость утечки модулируется пылевыми бурями и имеет большую сезонность. [160] [161] [162]Расчетный поток убегающего водорода составляет от 10 7 см -2 с -1 до 10 9 см -2 с -1 . [161]

Углеродный побег [ править ]

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

CO
2+ hν  ⟶  CO+
2 + е-

CO + hν  ⟶  CO+
 + е-

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

CO+
 + е-
 ⟶ C + O

CO+
2 + е-
 ⟶ C + O
2

УФ-фотолиз окиси углерода - еще один важный механизм выхода углерода на Марс: [163]

CO + hν ( λ <116 нм) ⟶  C + O

Другие потенциально важные механизмы включают распыление CO 2 и столкновение углерода с быстрыми атомами кислорода. [4] Расчетный общий поток убегания составляет от 0,6 × 10 7 см –2 с –1 до 2,2 × 10 7 см –2 с –1 и сильно зависит от солнечной активности. [164] [4]

Утечка азота [ править ]

Как и углерод, диссоциативная рекомбинация N 2 + важна для выхода азота на Марс. [165] [166] Кроме того, важную роль играет и другой механизм фотохимического ускользания: [165] [167]

N
2+ hν  ⟶  N+
 + N + e-

N
2 + е-
 ⟶ N+
 + N + 2e-

Скорость утечки азота очень чувствительна к массе атома и солнечной активности. Общая расчетная скорость утечки 14 N составляет 4,8 × 10 5 см -2 с -1 . [165]

Выход кислорода [ править ]

Диссоциативная рекомбинация CO 2 + и O 2 + (также полученная в результате реакции CO 2 + ) может генерировать атомы кислорода, которые перемещаются достаточно быстро, чтобы уйти:

CO+
2 + е-
 ⟶ CO + O

CO+
2 + O ⟶ O+
2 + CO

О+
2 + е-
 ⟶ O + O

Однако наблюдения показали, что в экзосфере Марса не хватает быстрых атомов кислорода, как это предсказывает механизм диссоциативной рекомбинации. [168] [146] Модельные оценки скорости утечки кислорода показали, что она может быть более чем в 10 раз ниже скорости утечки водорода. [164] [169] Пик и распыление ионов были предложены в качестве альтернативных механизмов выхода кислорода, но эта модель предполагает, что в настоящее время они менее важны, чем диссоциативная рекомбинация. [170]

Ускользающая атмосфера Марса - углерод , кислород , водород - измерена УФ-спектрографом MAVEN ). [171]

Необъяснимые явления [ править ]

Обнаружение метана [ править ]

Основная статья: Метан на Марсе

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

ESA-Roscomos трассировки газа Орбитальный , которое сделало наиболее чувствительные измерения метана в атмосфере Марса с более чем 100 глобальных зондирований , не нашел метана до предела обнаружения 0,05 частей на миллиард (частей на миллиард). [13] [14] [15] Однако были и другие сообщения об обнаружении метана наземными телескопами и марсоходом Curiosity. Следовые количества метана на уровне нескольких частей на миллиард были впервые обнаружены в атмосфере Марса командой из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году. [172] [173]Значительные различия в содержании были измерены между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 гг., Что свидетельствует о локальной концентрации метана и, вероятно, сезонности. [174]

В 2014 году НАСА сообщило, что марсоход Curiosity обнаружил десятикратное увеличение («всплеск») метана в атмосфере вокруг себя в конце 2013 и начале 2014 года. Четыре измерения, выполненные в течение двух месяцев в этот период, в среднем составили 7,2 частей на миллиард, что означает, что Марс является эпизодическим. производство или выброс метана из неизвестного источника. [81] До и после этого значения в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [175] [176] [81] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных колебаниях фонового уровня атмосферного метана. [177] [17] [178]

Curiosity обнаружил циклические сезонные колебания атмосферного метана.

Основные кандидаты на происхождение метана Марса включают небиологические процессы, такие как реакции вода- порода, радиолиз воды и образование пирита , все из которых производят H 2, который затем может генерировать метан и другие углеводороды посредством синтеза Фишера-Тропша с СО и СО 2 . [179] Также было показано, что метан может быть произведен в процессе с участием воды, углекислого газа и минерального оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [180] Живые микроорганизмы , такие как метаногены., являются еще одним возможным источником, но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе не найдено. [181] [182] [76] Есть некоторые подозрения относительно обнаружения метана, которые предполагают, что это может быть вызвано недокументированным наземным загрязнением от марсоходов или неправильной интерпретацией исходных данных измерений. [19] [183]

События молнии [ править ]

В 2009 году наземное наблюдательное исследование сообщило об обнаружении крупномасштабных событий электрического разряда на Марсе и предположило, что они связаны с разрядом молнии в марсианских пыльных бурях. [184] Однако более поздние исследования показали, что результат нельзя воспроизвести с помощью радиолокационного приемника на Mars Express и наземного телескопа Allen Telescope Array . [185] [186] [187] Лабораторное исследование показало, что давление воздуха на Марсе не способствует зарядке пылинок, и поэтому в марсианской атмосфере сложно генерировать молнии. [188] [187]

Сверхвращающаяся струя над экватором [ править ]

Супервращение относится к явлению, при котором масса атмосферы имеет более высокую угловую скорость, чем поверхность планеты на экваторе, что в принципе не может быть вызвано невязкой осесимметричной циркуляцией. [189] [190] Ассимилированные данные и моделирование общей циркуляции (GCM) показывают, что сверхвращающаяся струя может быть обнаружена в марсианской атмосфере во время глобальных пыльных бурь, но она намного слабее, чем те, которые наблюдаются на медленно вращающихся планетах, таких как Венера и Титан. [114] Эксперименты GCM показали, что тепловые приливы могут играть роль в создании сверхвращающейся струи. [191] Тем не менее, моделирование супервращения по-прежнему остается сложной темой для планетологов. [190]

Возможность использования людьми [ править ]

Основные статьи: использование ресурсов на месте , терраформирование Марса и колонизация Марса

Атмосфера Марса - это ресурс известного состава, доступный в любой точке приземления на Марсе. Было высказано предположение, что исследование Марса человеком могло бы использовать углекислый газ (CO 2 ) из марсианской атмосферы для производства метана (CH 4 ) и его использования в качестве ракетного топлива для миссии по возвращению. Исследования миссии , которые предлагают использовать атмосферу, таким образом , включают Марс прямое предложение Зубрин и NASA Design Reference Mission исследования. Двумя основными химическими путями использования углекислого газа являются реакция Сабатье , при которой атмосферный углекислый газ превращается вместе с дополнительным водородом (H 2) для получения метана (CH 4 ) и кислорода (O 2 ) и электролиза с использованием электролита из твердого оксида циркония для разделения диоксида углерода на кислород (O 2 ) и моноксид углерода (CO). [192]

Галерея изображений [ править ]

  • Тонкая атмосфера Марса, видимая на горизонте.

  • Mars Pathfinder - марсианское небо с облаками водяного льда.

  • Штормовой фронт приближается

Пыльный дьявол на Марсе - осмотр марсохода Curiosity - (9 августа 2020 г.)
Марсианский закат марсохода Spirit в кратере Гусева (май 2005 г.).
Марсианский закат на корабле "Следопыт" в Арес Валлис (июль 1997 г.).

Интерактивная карта Марса [ править ]

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
The image above contains clickable linksИнтерактивная карта изображения в глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает относительные высоты на основе данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, установленного на Mars Global Surveyor НАСА . Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км ); затем следуют розовый и красный (От +8 до +3 км ); желтый это0 км ; зелень и синий - более низкие высоты (до−8 км ). Оси - широта и долгота ; Отмечены полярные регионы .
(См. Также: карта марсоходов и карта памяти Марса ) ( просмотреть • обсудить )


См. Также [ править ]

  • Климат Марса
  • Использование ресурсов на месте
  • Жизнь на Марсе
  • Mars MetNet - предлагаемая сеть наземных наблюдений
  • Региональная система моделирования атмосферы Марса
  • Орбитальный аппарат MAVEN
  • Сезонные потоки на теплых марсианских склонах
  • Терраформирование Марса

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Марсианский информационный бюллетень" . НАСА . Дата обращения 2 декабря 2020 .
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Хаберле, РМ (1 января 2015 г.), «СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА / СОЛНЦЕ, АТМОСФЕРЫ, ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕР | Планетарные атмосферы: Марс», на Севере, Джеральд Р. ; Пайл, Джон; Zhang, Фучины (ред . ), Энциклопедия атмосферных наук (второе издание) ., Academic Press, стр 168-177, DOI : 10.1016 / b978-0-12-382225-3.00312-1 , ISBN 9780123822253
  3. ^ a b c d e f g h Франц, Хизер Б .; Тренер, Мелисса Дж .; Малеспин, Чарльз А .; Mahaffy, Paul R .; Атрея, Сушил К .; Беккер, Ричард Х .; Бенна, Мехди; Конрад, Памела Г.; Эйгенброде, Дженнифер Л. (1 апреля 2017 г.). «Первоначальные эксперименты с калибровочным газом SAM на Марсе: результаты и последствия квадрупольного масс-спектрометра». Планетарная и космическая наука . 138 : 44–54. Bibcode : 2017P & SS..138 ... 44F . DOI : 10.1016 / j.pss.2017.01.014 . ISSN 0032-0633 . 
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad Кэтлинг, Дэвид К. (2017). Эволюция атмосферы в обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. Bibcode : 2017aeil.book ..... C . ISBN 9780521844123. OCLC  956434982 .
  5. ^ a b "Марсианский информационный бюллетень" . nssdc.gsfc.nasa.gov . Проверено 13 июня 2019 .
  6. ^ Якоски, БМ; Brain, D .; Чаффин, М .; Curry, S .; Deighan, J .; Grebowsky, J .; Halekas, J .; Leblanc, F .; Лиллис, Р. (15 ноября 2018 г.). «Потери марсианской атмосферы в космос: современные коэффициенты потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN, и интегрированные потери во времени». Икар . 315 : 146–157. Bibcode : 2018Icar..315..146J . DOI : 10.1016 / j.icarus.2018.05.030 . ISSN 0019-1035 . 
  7. ^ mars.nasa.gov. «МАВЕН НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса потеряна в космосе» . Программа НАСА по исследованию Марса . Проверено 11 июня 2019 .
  8. ^ "Температурные крайности на Марсе" . Phys.org . Проверено 13 июня 2019 .
  9. ^ a b c Хилле, Карл (18 сентября 2015 г.). «Факт и вымысел о марсианских пыльных бурях» . НАСА . Проверено 11 июня 2019 .
  10. ^ Greicius, Тони (8 июня 2018). «Возможность прятаться во время пыльной бури» . НАСА . Проверено 13 июня 2019 .
  11. ^ a b c d e f g h Кок, Джаспер Ф; Партели, Эрик-младший; Майклс, Тимофей I; Карам, Дайана Боу (14 сентября 2012 г.). «Физика песка и пыли, переносимых ветром». Отчеты о достижениях физики . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Bibcode : 2012RPPh ... 75j6901K . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 75/10/106901 . ISSN 0034-4885 . PMID 22982806 . S2CID 206021236 .   
  12. ^ a b c Тойго, Энтони Д .; Ричардсон, Марк I .; Ван, Хуйцюнь; Guzewich, Scott D .; Ньюман, Клэр Э. (1 марта 2018 г.). «Каскад от локальных к глобальным пыльным бурям на Марсе: временные и пространственные пороги тепловой и динамической обратной связи». Икар . 302 : 514–536. Bibcode : 2018Icar..302..514T . DOI : 10.1016 / j.icarus.2017.11.032 . ISSN 0019-1035 . 
  13. ^ a b c Ваго, Хорхе Л .; Сведхем, Хакан; Зеленый, Лев; Этиопа, Джузеппе; Уилсон, Колин Ф .; Лопес-Морено, Хосе-Хуан; Беллуччи, Джанкарло; Patel, Manish R .; Нифс, Эдди (апрель 2019 г.). «Отсутствие обнаружения метана на Марсе по результатам первых наблюдений орбитального аппарата ExoMars Trace Gas Orbiter» (PDF) . Природа . 568 (7753): 517–520. Bibcode : 2019Natur.568..517K . DOI : 10.1038 / s41586-019-1096-4 . ISSN 1476-4687 . PMID 30971829 . S2CID 106411228 .    
  14. ^ a b esa. «Первые результаты орбитального аппарата ExoMars Trace Gas Orbiter» . Европейское космическое агентство . Проверено 12 июня 2019 .
  15. ^ a b Weule, Genelle (11 апреля 2019 г.). «Загадка метана на Марсе сгущается, поскольку новейший зонд не может обнаружить газ» . ABC News . Проверено 27 июня 2019 .
  16. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкреназ, Тереза; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Наука . 306 (5702): 1758–1761. Bibcode : 2004Sci ... 306.1758F . DOI : 10.1126 / science.1101732 . ISSN 0036-8075 . PMID 15514118 . S2CID 13533388 .   
  17. ^ a b Webster, Christopher R .; и другие. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса демонстрируют сильные сезонные колебания» . Наука . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode : 2018Sci ... 360.1093W . DOI : 10.1126 / science.aaq0131 . PMID 29880682 . 
  18. ^ a b c d e Юнг, Юк Л .; Чен, Пин; Нилсон, Кеннет; Атрея, Сушил; Беккет, Патрик; Бланк, Дженнифер Дж .; Эльманн, Бетани; Эйлер, Джон; Этиопа, Джузеппе (19 сентября 2018 г.). «Метан на Марсе и обитаемость: вызовы и ответы» . Астробиология . 18 (10): 1221–1242. Bibcode : 2018AsBio..18.1221Y . DOI : 10.1089 / ast.2018.1917 . ISSN 1531-1074 . PMC 6205098 . PMID 30234380 .   
  19. ^ a b c Занли, Кевин; Фридман, Ричард С .; Кэтлинг, Дэвид К. (1 апреля 2011 г.). "Есть ли на Марсе метан?" . Икар . 212 (2): 493–503. Bibcode : 2011Icar..212..493Z . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.11.027 . ISSN 0019-1035 . 
  20. ^ а б в Марс . Киффер, Хью Х. Тусон: Университет Аризоны Press. 1992. ISBN. 0816512574. OCLC  25713423 .CS1 maint: others (link)
  21. ↑ Гершель Уильям (1 января 1784 г.). «XIX. О замечательных явлениях в полярных регионах планеты Марс и его сфероидальной форме; с некоторыми подсказками, касающимися его реального диаметра и атмосферы». Философские труды Лондонского королевского общества . 74 : 233–273. DOI : 10,1098 / rstl.1784.0020 . S2CID 186212257 . 
  22. Перейти ↑ Dawes, WR (1865). «Физические наблюдения Марса возле оппозиции в 1864 году». Астрономический регистр . 3 : 220,1. Bibcode : 1865AReg .... 3..220D .
  23. ^ а б Кэмпбелл, WW (1894). «Об атмосфере на Марсе» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 6 (38): 273. Bibcode : 1894PASP .... 6..273C . DOI : 10.1086 / 120876 .
  24. ^ Райт, WH (1925). «Фотографии Марса, сделанные разноцветным светом». Бюллетень обсерватории Лик . 12 : 48–61. Bibcode : 1925LicOB..12 ... 48Вт . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1925LicOB.12.48W .
  25. Перейти ↑ Menzel, DH (1926). «Атмосфера Марса». Астрофизический журнал . 61 : 48. Bibcode : 1926ApJ .... 63 ... 48M . DOI : 10.1086 / 142949 .
  26. ^ Каплан, Льюис Д .; Мюнх, Гвидо; Спинрад, Хайрон (январь 1964 г.). «Анализ спектра Марса». Астрофизический журнал . 139 : 1. Bibcode : 1964ApJ ... 139 .... 1K . DOI : 10.1086 / 147736 . ISSN 0004-637X . 
  27. ^ Каплан, Льюис Д .; Connes, J .; Конн, П. (сентябрь 1969 г.). «Окись углерода в марсианской атмосфере». Астрофизический журнал . 157 : L187. Bibcode : 1969ApJ ... 157L.187K . DOI : 10.1086 / 180416 . ISSN 0004-637X . 
  28. ^ "Mariner 4 Anniversary отмечает 30-летие исследования Марса" . НАСА / Лаборатория реактивного движения . Проверено 9 июня 2019 .
  29. ^ Scoles, Сара (24 июля 2020). «Доктор из нацистской Германии и корни поисков жизни на Марсе» . Нью-Йорк Таймс . ISSN 0362-4331 . Проверено 24 июля 2020 . 
  30. ^ Kemppinen, O; Тиллман, Дж. Э .; Шмидт, Вт; Харри, А.-М (2013). «Новое программное обеспечение для анализа метеорологических данных Viking Lander» . Геонаучные приборы, методы и системы данных . 2 (1): 61–69. Bibcode : 2013GI ...... 2 ... 61K . DOI : 10,5194 / г-2-61-2013 .
  31. ^ mars.nasa.gov. "Погода на Марсе в Элизиум Планиция" . Посадочный модуль НАСА InSight Mars . Проверено 13 июня 2019 .
  32. ^ НАСА, Лаборатория реактивного движения. «Марсоходная станция мониторинга окружающей среды (REMS) - марсоход НАСА« Кьюриосити »» . mars.nasa.gov . Проверено 13 июня 2019 .
  33. ^ "Времена года на Марсе" . www.msss.com . Проверено 7 июня 2019 .
  34. ^ Сото, Алехандро; Мишна, Майкл; Шнайдер, Тапио; Ли, Кристофер; Ричардсон, Марк (1 апреля 2015 г.). «Марсианский атмосферный коллапс: идеализированные исследования GCM» (PDF) . Икар . 250 : 553–569. Bibcode : 2015Icar..250..553S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.11.028 . ISSN 0019-1035 .  
  35. ^ "Парниковые эффекты ... также на других планетах" . Европейское космическое агентство . Проверено 7 июня 2019 .
  36. ^ Юнг, Юк Л .; Киршвинк, Джозеф Л .; Пахлеван, Кавех; Ли, Кинг-Фай (16 июня 2009 г.). «Атмосферное давление как естественный регулятор климата для планеты земного типа с биосферой» . Труды Национальной академии наук . 106 (24): 9576–9579. Bibcode : 2009PNAS..106.9576L . DOI : 10.1073 / pnas.0809436106 . ISSN 0027-8424 . PMC 2701016 . PMID 19487662 .   
  37. ^ МакЭлрой, МБ; Донахью, TM (15 сентября 1972 г.). «Устойчивость марсианской атмосферы». Наука . 177 (4053): 986–988. Bibcode : 1972Sci ... 177..986M . DOI : 10.1126 / science.177.4053.986 . ЛВП : 2060/19730010098 . ISSN 0036-8075 . PMID 17788809 . S2CID 30958948 .   
  38. ^ Паркинсон, TD; Hunten, DM (октябрь 1972 г.). «Спектроскопия и акрономия O 2 на Марсе» . Журнал атмосферных наук . 29 (7): 1380–1390. Bibcode : 1972JAtS ... 29.1380P . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1972) 029 <1380: SAAOOO> 2.0.CO; 2 . ISSN 0022-4928 . 
  39. ^ а б Стивенс, MH; Siskind, DE; Evans, JS; Джайн, СК; Шнайдер, Нью-Мексико; Deighan, J .; Стюарт, AIF; Crismani, M .; Стипен, А. (28 мая 2017 г.). «Наблюдения за марсианскими мезосферными облаками с помощью IUVS на MAVEN: тепловые приливы в сочетании с верхними слоями атмосферы: IUVS Марсианские мезосферные облака». Письма о геофизических исследованиях . 44 (10): 4709–4715. DOI : 10.1002 / 2017GL072717 . ЛВП : 10150/624978 .
  40. ^ a b Гонсалес-Галиндо, Франсиско; Мятттанен, Анни; Забудь, Франсуа; Спига, Эймерик (1 ноября 2011 г.). «Марсианская мезосфера, выявленная с помощью наблюдений за облаками CO 2 и моделирования общей циркуляции». Икар . 216 (1): 10–22. Bibcode : 2011Icar..216 ... 10G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.08.006 . ISSN 0019-1035 . 
  41. ^ Стивенс, MH; Evans, JS; Шнайдер, Нью-Мексико; Стюарт, AIF; Deighan, J .; Джайн, СК; Crismani, M .; Stiepen, A .; Чаффин, MS; Макклинток, МЫ; Холсклоу, GM; Lefèvre, F .; Lo, DY; Кларк, JT; Montmessin, F .; Bougher, SW; Якоски, БМ (2015). «Новые наблюдения молекулярного азота в верхних слоях атмосферы Марса с помощью IUVS на MAVEN» . Письма о геофизических исследованиях . 42 (21): 9050–9056. Bibcode : 2015GeoRL..42.9050S . DOI : 10.1002 / 2015GL065319 .
  42. ^ a b Avice, G .; Bekaert, DV; Chennaoui Aoudjehane, H .; Марти, Б. (9 февраля 2018 г.). «Благородные газы и азот в Tissint раскрывают состав атмосферы Марса» . Письма о перспективах геохимии . 6 : 11–16. DOI : 10,7185 / geochemlet.1802 .
  43. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассефьер, Эрик (1 июля 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса» . Икар . 254 : 259–261. Bibcode : 2015Icar..254..259M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2015.03.025 . PMC 6527424 . PMID 31118538 .  
  44. ↑ Вебстер, Гай (8 апреля 2013 г.). «Остающаяся марсианская атмосфера по-прежнему динамична» (пресс-релиз). НАСА .
  45. Перейти ↑ Wall, Mike (8 апреля 2013 г.). «Большая часть атмосферы Марса потеряна в космосе» . Space.com . Проверено 9 апреля 2013 года .
  46. ^ a b c Mahaffy, PR; Вебстер, CR; Атрея, СК; Franz, H .; Wong, M .; Конрад, PG; Harpold, D .; Джонс, JJ; Лешин, Л.А. (19 июля 2013 г.). «Содержание и изотопный состав газов в марсианской атмосфере с марсохода Curiosity». Наука . 341 (6143): 263–266. Bibcode : 2013Sci ... 341..263M . DOI : 10.1126 / science.1237966 . ISSN 0036-8075 . PMID 23869014 . S2CID 206548973 .   
  47. ^ Hartogh, P .; Jarchow, C .; Lellouch, E .; де Валь-Борро, М .; Ренгель, М .; Moreno, R .; и другие. (2010). «Наблюдения Марса Herschel / HIFI: первое обнаружение O 2 на субмиллиметровых длинах волн и верхние пределы для HCL и H 2 O 2 » . Астрономия и астрофизика . 521 : L49. arXiv : 1007.1301 . Bibcode : 2010A & A ... 521L..49H . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015160 . S2CID 119271891 . 
  48. ^ Летающая обсерватория обнаруживает атомарный кислород в марсианской атмосфере - НАСА
  49. ^ "НАСА исследует загадку кислорода на Марсе" . BBC News . 14 ноября 2019.
  50. ↑ Краснопольский, Владимир А. (1 ноября 2006 г.). «Фотохимия марсианской атмосферы: сезонные, широтные и суточные вариации». Икар . 185 (1): 153–170. Bibcode : 2006Icar..185..153K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.003 . ISSN 0019-1035 . 
  51. ^ Perrier, S .; Bertaux, JL; Lefèvre, F .; Lebonnois, S .; Кораблев, О .; Федорова, А .; Монтмессен, Ф. (2006). «Глобальное распределение общего содержания озона на Марсе по измерениям УФ-излучения SPICAM / MEX» . Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (E9): E09S06. Bibcode : 2006JGRE..111.9S06P . DOI : 10.1029 / 2006JE002681 . ISSN 2156-2202 . 
  52. ^ Перье, Северин; Монтмессен, Франк; Лебоннуа, Себастьян; Забудь, Франсуа; Быстро, Келли; Энкреназ, Тереза; и другие. (Август 2008 г.). «Неоднородная химия в атмосфере Марса». Природа . 454 (7207): 971–975. Bibcode : 2008Natur.454..971L . DOI : 10,1038 / природа07116 . ISSN 1476-4687 . PMID 18719584 . S2CID 205214046 .   
  53. ^ a b Франк Лефевр; Монтмессен, Франк (ноябрь 2013 г.). «Транспортное образование полярного озонового слоя на Марсе». Природа Геонауки . 6 (11): 930–933. Bibcode : 2013NatGe ... 6..930M . DOI : 10.1038 / ngeo1957 . ISSN 1752-0908 . 
  54. ^ a b «Сезонный озоновый слой над южным полюсом Марса» . sci.esa.int . Марс Экспресс . Европейское космическое агентство . Дата обращения 3 июня 2019 .
  55. ^ Лебоннуа, Себастьян; Кемера, Эрик; Монтмессен, Франк; Лефевр, Франк; Перье, Северин; Берто, Жан-Лу; Забудьте, Франсуа (2006). «Вертикальное распределение озона на Марсе, измеренное SPICAM / Mars Express с использованием звездных покрытий» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 111 (E9): E09S05. Bibcode : 2006JGRE..111.9S05L . DOI : 10.1029 / 2005JE002643 . ISSN 2156-2202 . S2CID 55162288 .   
  56. ↑ Титов, Д.В. (1 января 2002 г.). «Водяной пар в атмосфере Марса». Успехи в космических исследованиях . 29 (2): 183–191. Bibcode : 2002AdSpR..29..183T . DOI : 10.1016 / S0273-1177 (01) 00568-3 . ISSN 0273-1177 . 
  57. ^ a b Whiteway, JA; Komguem, L .; Дикинсон, С .; Повар, C .; Illnicki, M .; Сибрук, Дж .; Поповичи, В .; Дак, ТиДжей; Дэви, Р. (3 июля 2009 г.). «Марсианские водно-ледяные облака и осадки». Наука . 325 (5936): 68–70. Bibcode : 2009Sci ... 325 ... 68W . DOI : 10.1126 / science.1172344 . ISSN 0036-8075 . PMID 19574386 . S2CID 206519222 .   
  58. ^ Якоски, Брюс М .; Фермер, Крофтон Б. (1982). «Сезонное и глобальное поведение водяного пара в атмосфере Марса: полные глобальные результаты эксперимента по обнаружению атмосферной воды Viking». Журнал геофизических исследований . Твердая Земля. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode : 1982JGR .... 87.2999J . DOI : 10.1029 / JB087iB04p02999 . ISSN 2156-2202 . 
  59. ^ a b Трохимовский Александр; Федорова, Анна; Кораблев Олег; Монтмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Родин, Александр; Смит, Майкл Д. (1 мая 2015 г.). «Картирование водяного пара Марса с помощью ИК-спектрометра SPICAM: пять марсианских лет наблюдений». Икар . Динамический Марс. 251 : 50–64. Bibcode : 2015Icar ... 251 ... 50T Проверить длину ( справка ) . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.10.007 . ISSN 0019-1035 . |bibcode= 
  60. ^ "Карта ученых" водяного пара в марсианской атмосфере " . ScienceDaily . Проверено 8 июня 2019 .
  61. ^ mars.nasa.gov. «Марсоход» . Лаборатория реактивного движения . mars.nasa.gov . НАСА . Проверено 8 июня 2019 .
  62. ^ Ледяные облака в марсианской Арктике . www.nasa.gov (ускоренный фильм). НАСА . Проверено 8 июня 2019 .
  63. ^ Монтмессен, Франк; Забудь, Франсуа; Миллур, Эуарн; Наварро, Томас; Мадлен, Жан-Батист; Хинсон, Дэвид П .; Спига, Эймерик (сентябрь 2017 г.). «Снежные осадки на Марсе, вызванные ночной конвекцией, вызванной облаками». Природа Геонауки . 10 (9): 652–657. Bibcode : 2017NatGe..10..652S . DOI : 10.1038 / ngeo3008 . ISSN 1752-0908 . S2CID 135198120 .  
  64. ^ a b Смит, Майкл Д. (1 января 2004 г.). «Межгодовая изменчивость атмосферных наблюдений Марса TES в 1999–2003 гг.». Икар . Специальный выпуск о DS1 / комете Боррелли. 167 (1): 148–165. Bibcode : 2004Icar..167..148S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.09.010 . ISSN 0019-1035 . 
  65. ^ Montabone, L .; Забудьте, F .; Millour, E .; Wilson, RJ; Льюис, SR; Cantor, B .; и другие. (1 мая 2015 г.). «Восьмилетняя климатология оптической толщины пыли на Марсе». Икар . Динамический Марс. 251 : 65–95. arXiv : 1409,4841 . Bibcode : 2015Icar..251 ... 65M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.12.034 . ISSN 0019-1035 . S2CID 118336315 .  
  66. ^ НАСА / Лаборатория реактивного движения-Калтех / ТАМУ. «Атмосферная непрозрачность с точки зрения Opportunity» . Программа НАСА по исследованию Марса . Проверено 9 июня 2019 .
  67. ^ a b Леммон, Марк Т .; Вольф, Майкл Дж .; Белл, Джеймс Ф .; Смит, Майкл Д .; Кантор, Брюс А .; Смит, Питер Х. (1 мая 2015 г.). «Пылевой аэрозоль, облака и рекорд оптической толщины атмосферы за 5 лет работы марсохода Mars Exploration Rover». Икар . Динамический Марс. 251 : 96–111. arXiv : 1403,4234 . Bibcode : 2015Icar..251 ... 96L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.03.029 . ISSN 0019-1035 . S2CID 5194550 .  
  68. ^ Chen-Chen, H .; Pérez-Hoyos, S .; Санчес-Лавега, А. (1 февраля 2019 г.). «Размер частиц пыли и оптическая глубина на Марсе, полученные с помощью навигационных камер MSL». Икар . 319 : 43–57. arXiv : 1905.01073 . Bibcode : 2019Icar..319 ... 43C . DOI : 10.1016 / j.icarus.2018.09.010 . ISSN 0019-1035 . S2CID 125311345 .  
  69. ^ Висенте-Ретортильо, Альваро; Martínez, Germán M .; Ренно, Нилтон О .; Lemmon, Mark T .; де ла Торре-Хуарес, Мануэль (2017). «Определение размера частиц пылевого аэрозоля в кратере Гейла с использованием измерений REMS UVS и Mastcam» . Письма о геофизических исследованиях . 44 (8): 3502–3508. Bibcode : 2017GeoRL..44.3502V . DOI : 10.1002 / 2017GL072589 . ISSN 1944-8007 . 
  70. ^ McCleese, DJ; Небеса, НГ; Schofield, JT; Абду, Вашингтон; Bandfield, JL; Калькутт, SB; и другие. (2010). «Структура и динамика нижней и средней атмосферы Марса по наблюдениям Марсианского климатического эхолота: сезонные колебания средней зональной температуры, пыли и аэрозолей водяного льда» (PDF) . Журнал геофизических исследований . Планеты. 115 (E12): E12016. Bibcode : 2010JGRE..11512016M . DOI : 10.1029 / 2010JE003677 . ISSN 2156-2202 .  
  71. ^ Guzewich, Скотт D .; Talaat, Elsayed R .; Тойго, Энтони Д .; Во, Даррин В .; МакКонночи, Тимоти Х. (2013). «Высотные слои пыли на Марсе: наблюдения с помощью термоэмиссионного спектрометра» . Журнал геофизических исследований . Планеты. 118 (6): 1177–1194. Bibcode : 2013JGRE..118.1177G . DOI : 10.1002 / jgre.20076 . ISSN 2169-9100 . 
  72. ^ a b c esa. «Тайна метана» . Европейское космическое агентство . Проверено 7 июня 2019 .
  73. ↑ Поттер, Шон (7 июня 2018 г.). «НАСА обнаружило на Марсе древний органический материал, таинственный метан» . НАСА . Проверено 6 июня 2019 .
  74. ^ Witze, Александра (25 октября 2018). «Марсианские ученые вплотную подошли к разгадке метановой загадки» . Природа . 563 (7729): 18–19. Bibcode : 2018Natur.563 ... 18W . DOI : 10.1038 / d41586-018-07177-4 . PMID 30377322 . 
  75. ^ Формизано, Витторио; Атрея, Сушил; Энкреназ, Тереза; Игнатьев, Николай; Джуранна, Марко (3 декабря 2004 г.). «Обнаружение метана в атмосфере Марса». Наука . 306 (5702): 1758–1761. Bibcode : 2004Sci ... 306.1758F . DOI : 10.1126 / science.1101732 . ISSN 0036-8075 . PMID 15514118 . S2CID 13533388 .   
  76. ^ a b Краснопольский, Владимир А .; Майяр, Жан Пьер; Оуэн, Тобиас С. (декабрь 2004 г.). «Обнаружение метана в марсианской атмосфере: свидетельство жизни?». Икар . 172 (2): 537–547. Bibcode : 2004Icar..172..537K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.07.004 .
  77. ^ Geminale, A .; Formisano, V .; Джуранна, М. (июль 2008 г.). «Метан в марсианской атмосфере: среднее пространственное, дневное и сезонное поведение». Планетарная и космическая наука . 56 (9): 1194–1203. Bibcode : 2008P & SS ... 56.1194G . DOI : 10.1016 / j.pss.2008.03.004 .
  78. ^ Мумма, MJ; Вильянуэва, GL; Новак, РЭ; Hewagama, T .; Бонев, Б.П .; ДиСанти, Массачусетс; Манделл AM; Смит, доктор медицины (20 февраля 2009 г.). «Сильный выброс метана на Марс северным летом 2003 года». Наука . 323 (5917): 1041–1045. Bibcode : 2009Sci ... 323.1041M . DOI : 10.1126 / science.1165243 . ISSN 0036-8075 . PMID 19150811 . S2CID 25083438 .   
  79. ^ Fonti, S .; Марцо, Джорджия (март 2010 г.). «Картографирование метана на Марсе» . Астрономия и астрофизика . 512 : A51. Bibcode : 2010A & A ... 512A..51F . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200913178 . ISSN 0004-6361 . 
  80. ^ Geminale, A .; Formisano, V .; Синдони, Г. (1 февраля 2011 г.). «Картографирование метана в атмосфере Марса с помощью данных PFS-MEX». Планетарная и космическая наука . Метан на Марсе: текущие наблюдения, интерпретация и планы на будущее. 59 (2): 137–148. Bibcode : 2011P & SS ... 59..137G . DOI : 10.1016 / j.pss.2010.07.011 . ISSN 0032-0633 . 
  81. ^ а б в Вебстер, CR; Махаффи, PR; Атрея, СК; Флеш, ГДж; Mischna, MA; Meslin, P.-Y .; Фарли, KA; Конрад, PG; Кристенсен, LE (23 января 2015 г.). «Обнаружение и изменчивость марсианского метана в кратере Гейла» (PDF) . Наука . 347 (6220): 415–417. Bibcode : 2015Sci ... 347..415W . DOI : 10.1126 / science.1261713 . ISSN 0036-8075 . PMID 25515120 . S2CID 20304810 .    
  82. ^ Vasavada, Ashwin R .; Зурек, Ричард В .; Сандер, Стэнли П.; Крисп, радость; Леммон, Марк; Hassler, Donald M .; Гензер, Мария; Харри, Ари-Матти; Смит, Майкл Д. (8 июня 2018 г.). «Фоновые уровни метана в атмосфере Марса сильно зависят от сезона» . Наука . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode : 2018Sci ... 360.1093W . DOI : 10.1126 / science.aaq0131 . ISSN 0036-8075 . PMID 29880682 .  
  83. ^ Аморосо, Марилена; Мерритт, Дональд; Парра, Джулия Марин-Ясели де ла; Кардесин-Мойнело, Алехандро; Аоки, Шохей; Волькенберг, Паулина; Алессандро Ароника; Формизано, Витторио; Элер, Дороти (май 2019 г.). «Независимое подтверждение всплеска метана на Марсе и в районе источника к востоку от кратера Гейла». Природа Геонауки . 12 (5): 326–332. Bibcode : 2019NatGe..12..326G . DOI : 10.1038 / s41561-019-0331-9 . ISSN 1752-0908 . S2CID 134110253 .  
  84. ↑ Краснопольский, Владимир А. (15 ноября 2005 г.). «Тщательный поиск SO2 в марсианской атмосфере: последствия для просачивания и происхождения метана». Икар . Юпитерианская магнитосферная наука об окружающей среде. 178 (2): 487–492. Bibcode : 2005Icar..178..487K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.05.006 . ISSN 0019-1035 . 
  85. ^ Hecht, Джефф. «Вулканы исключены из-за марсианского метана» . www.newscientist.com . Проверено 8 июня 2019 .
  86. ↑ Краснопольский, Владимир А (2012). «Поиск метана и верхних пределов этана и SO2 на Марсе». Икар . 217 (1): 144–152. Bibcode : 2012Icar..217..144K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.10.019 .
  87. ^ Encrenaz, T .; Грейтхаус, ТЗ; Рихтер, MJ; Лейси, JH; Fouchet, T .; Bézard, B .; Lefèvre, F .; Забудьте, F .; Атрея, СК (2011). «Строгий верхний предел SO2 в марсианской атмосфере» . Астрономия и астрофизика . 530 : 37. Bibcode : 2011A & A ... 530A..37E . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116820 .
  88. ^ Макадам, AC; Franz, H .; Арчер, Полицейский; Freissinet, C .; Sutter, B .; Главин Д.П .; Eigenbrode, JL; Bower, H .; Stern, J .; Махаффи, PR; Моррис, Р.В.; Мин, DW; Rampe, E .; Бруннер, AE; Стил, А .; Navarro-González, R .; Биш, DL; Blake, D .; Wray, J .; Grotzinger, J .; Научная группа MSL (2013). "Понимание минералогии серы марсианской почвы в Рокнесте, кратер Гейла, на основе анализа эволюционирующих газов" . 44-я Конференция по изучению Луны и планет, состоявшаяся 18–22 марта 2013 г. в Вудлендсе, штат Техас. Вклад ЛПИ № 1719, с. 1751
  89. ^ а б Оуэн, Т .; Biemann, K .; Рашнек, Д.Р .; Биллер, Дж. Э .; Ховарт, DW; Lafleur, AL (17 декабря 1976 г.). «Атмосфера Марса: обнаружение криптона и ксенона». Наука . 194 (4271): 1293–1295. Bibcode : 1976Sci ... 194.1293O . DOI : 10.1126 / science.194.4271.1293 . ISSN 0036-8075 . PMID 17797086 . S2CID 37362034 .   
  90. ^ Оуэн, Тобиас; Biemann, K .; Рашнек, Д.Р .; Биллер, Дж. Э .; Ховарт, DW; Лафлер, А.Л. (1977). «Состав атмосферы на поверхности Марса». Журнал геофизических исследований . 82 (28): 4635–4639. Bibcode : 1977JGR .... 82.4635O . DOI : 10.1029 / JS082i028p04635 . ISSN 2156-2202 . 
  91. ^ Краснопольский, Владимир А .; Гладстон, Дж. Рэндалл (1 августа 2005 г.). «Гелий на Марсе и Венере: наблюдения и моделирование в EUVE». Икар . 176 (2): 395–407. Bibcode : 2005Icar..176..395K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.02.005 . ISSN 0019-1035 . 
  92. ^ а б в Конрад, П. Г.; Малеспин, Калифорния; Franz, HB; Пепин, РО; Тренер, MG; Schwenzer, SP; Атрея, СК; Freissinet, C .; Джонс, JH (15 ноября 2016 г.). «Измерение атмосферного криптона и ксенона на Марсе с помощью Марсианской научной лаборатории» (PDF) . Письма о Земле и планетах . 454 : 1–9. Bibcode : 2016E & PSL.454 .... 1C . DOI : 10.1016 / j.epsl.2016.08.028 . ISSN 0012-821X .  
  93. ^ «Любопытство находит доказательства того, что корка Марса способствует формированию атмосферы» . JPL. НАСА . Проверено 8 июня 2019 .
  94. ^ a b Краснопольский В.А. (30 ноября 2001 г.). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Наука . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode : 2001Sci ... 294.1914K . DOI : 10.1126 / science.1065569 . PMID 11729314 . S2CID 25856765 .  
  95. ^ Смит, Майкл Д. (май 2008 г.). "Наблюдения марсианской атмосферы космическими аппаратами". Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 36 (1): 191–219. Bibcode : 2008AREPS..36..191S . DOI : 10.1146 / annurev.earth.36.031207.124334 . ISSN 0084-6597 . S2CID 102489157 .  
  96. ^ Уизерс, Пол; Кэтлинг, округ Колумбия (декабрь 2010 г.). «Наблюдения за атмосферными приливами на Марсе в сезон и на широте входа в атмосферу Феникса» . Письма о геофизических исследованиях . 37 (24): н / д. Bibcode : 2010GeoRL..3724204W . DOI : 10.1029 / 2010GL045382 . S2CID 26311417 . 
  97. ^ a b Леови, Конвей (июль 2001 г.). «Погода и климат на Марсе». Природа . 412 (6843): 245–249. Bibcode : 2001Natur.412..245L . DOI : 10.1038 / 35084192 . ISSN 1476-4687 . PMID 11449286 . S2CID 4383943 .   
  98. ^ Петросян, А .; Гальперин, Б .; Larsen, SE; Льюис, SR; Määttänen, A .; Читать, PL; Renno, N .; Рогберг, LPHT; Савиярви, Х. (17 сентября 2011 г.). «Марсианский атмосферный пограничный слой». Обзоры геофизики . 49 (3): RG3005. Bibcode : 2011RvGeo..49.3005P . DOI : 10.1029 / 2010RG000351 . ЛВП : 2027,42 / 94893 . ISSN 8755-1209 . 
  99. ^ Catling, Дэвид С. (13 апреля 2017). Эволюция атмосферы в обитаемых и безжизненных мирах . Кастинг, Джеймс Ф. Кембридж. Bibcode : 2017aeil.book ..... C . ISBN 9780521844123. OCLC  956434982 .
  100. ^ Робинсон, TD; Кэтлинг, округ Колумбия (январь 2014 г.). «Обычная тропопауза 0,1 бар в толстой атмосфере, определяемая зависимостью от давления инфракрасной прозрачностью». Природа Геонауки . 7 (1): 12–15. arXiv : 1312,6859 . Bibcode : 2014NatGe ... 7 ... 12R . DOI : 10.1038 / ngeo2020 . ISSN 1752-0894 . S2CID 73657868 .  
  101. ^ Забудьте, Франсуа; Монтмессен, Франк; Берто, Жан-Лу; Гонсалес-Галиндо, Франсиско; Лебоннуа, Себастьян; Кемера, Эрик; Реберак, Орели; Димареллис, Эммануэль; Лопес-Вальверде, Мигель А. (28 января 2009 г.). «Плотность и температура верхних слоев марсианской атмосферы, измеренные по затмениям звезд с помощью Mars Express SPICAM» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (E1): E01004. Bibcode : 2009JGRE..114.1004F . DOI : 10.1029 / 2008JE003086 . ISSN 0148-0227 .  
  102. ^ Bougher, SW; Pawlowski, D .; Белл, JM; Nelli, S .; McDunn, T .; Мерфи, младший; Чижек, М .; Ридли, А. (февраль 2015 г.). "Модель ионосферы-термосферы Марса: солнечный цикл, сезонные и суточные вариации верхних слоев атмосферы Марса: BOUGHER ET AL". Журнал геофизических исследований: планеты . 120 (2): 311–342. DOI : 10.1002 / 2014JE004715 . ЛВП : 2027,42 / 110830 .
  103. ^ Бугер, Стивен В .; Roeten, Kali J .; Олсен, Кирк; Mahaffy, Paul R .; Бенна, Мехди; Элрод, Мередит; Jain, Sonal K .; Шнайдер, Николас М .; Дейган, Джастин (2017). «Структура и изменчивость дневной термосферы Марса по измерениям MAVEN NGIMS и IUVS: сезонные тенденции и тенденции солнечной активности в масштабах высот и температур» . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 122 (1): 1296–1313. Bibcode : 2017JGRA..122.1296B . DOI : 10.1002 / 2016JA023454 . ISSN 2169-9402 . 
  104. Рианна Зелл, Холли (29 мая 2015 г.). «МАВЕН захватывает Аврору на Марсе» . НАСА . Дата обращения 5 июня 2019 .
  105. ^ Greicius, Тони (28 сентября 2017). «Миссии НАСА видят эффекты на Марсе от большой солнечной бури» . НАСА . Дата обращения 5 июня 2019 .
  106. ^ «Mars Education | Развитие нового поколения исследователей» . marsed.asu.edu . Дата обращения 3 июня 2019 .
  107. ^ McCleese, DJ; Schofield, JT; Тейлор, ФВ; Абду, Вашингтон; Aharonson, O .; Banfield, D .; Калькутт, SB; Небеса, НГ; Ирвин, PGJ (ноябрь 2008 г.). «Интенсивная полярная температурная инверсия в средней атмосфере Марса». Природа Геонауки . 1 (11): 745–749. Bibcode : 2008NatGe ... 1..745M . DOI : 10.1038 / ngeo332 . ISSN 1752-0894 . S2CID 128907168 .  
  108. ^ Слипски, М .; Якоски, БМ; Benna, M .; Элрод, М .; Mahaffy, P .; Kass, D .; Stone, S .; Йелле, Р. (2018). «Изменчивость высот марсианской турбопаузы». Журнал геофизических исследований: планеты . 123 (11): 2939–2957. Bibcode : 2018JGRE..123.2939S . DOI : 10.1029 / 2018JE005704 . ISSN 2169-9100 . 
  109. ^ "Ионосфера Марса, сформированная магнитными полями земной коры" . sci.esa.int . Дата обращения 3 июня 2019 .
  110. ^ «Новые взгляды на ионосферу Марса» . sci.esa.int . Дата обращения 3 июня 2019 .
  111. ^ a b c Уилли, Патрик Л .; Грили, Рональд (2008). «Распространение активности пылевого дьявола на Марсе» . Журнал геофизических исследований: планеты . 113 (E7): E07002. Bibcode : 2008JGRE..113.7002W . DOI : 10.1029 / 2007JE002966 . ISSN 2156-2202 . 
  112. ^ Бальм, Мэтт; Грили, Рональд (2006). «Пылевые дьяволы на Земле и Марсе» . Обзоры геофизики . 44 (3): RG3003. Bibcode : 2006RvGeo..44.3003B . DOI : 10.1029 / 2005RG000188 . ISSN 1944-9208 . S2CID 53391259 .  
  113. ^ a b "Дьяволы Марса | Управление научной миссии" . science.nasa.gov . Проверено 11 июня 2019 .
  114. ^ a b Прочтите, PL; Льюис, SR; Малхолланд, Д.П. (4 ноября 2015 г.). «Физика марсианской погоды и климата: обзор» (PDF) . Отчеты о достижениях физики . 78 (12): 125901. Bibcode : 2015RPPh ... 78l5901R . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 78/12/125901 . ISSN 0034-4885 . PMID 26534887 .   
  115. ^ Оджа, Луджендра; Льюис, Кевин; Карунатиллаке, Сунити; Шмидт, Мариек (20 июля 2018 г.). «Формирование ямок Медузы как крупнейший источник пыли на Марсе» . Nature Communications . 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode : 2018NatCo ... 9.2867O . DOI : 10.1038 / s41467-018-05291-5 . PMC 6054634 . PMID 30030425 .  
  116. ↑ Малик, Тарик (13 июня 2018 г.). «Пока на Марсе бушует мощный шторм, Opportunity Rover Falls Silent - облака пыли, заслоняющие солнце, могут стать концом зонда, работающего на солнечной энергии» . Scientific American . Проверено 13 июня 2018 .
  117. ↑ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход« Кьюриосити »НАСА отслеживает огромную пыльную бурю на Марсе (фотография)» . Space.com . Проверено 13 июня 2018 .
  118. ^ Хорошо, Эндрю; Браун, Дуэйн; Венделл, Джоанна (12 июня 2018 г.). "НАСА проведет телеконференцию для СМИ о марсианской пыльной буре, марсоход" Марс-возможность " . НАСА . Проверено 12 июня 2018 .
  119. ^ Хорошо, Эндрю (13 июня 2018 г.). «НАСА встречает идеальный шторм для науки» . НАСА . Проверено 14 июня 2018 .
  120. ^ NASA Сотрудники (13 июня 2018). "Новости Mars Dust Storm - Телеконференция - аудио (065: 22)" . НАСА . Проверено 13 июня 2018 .
  121. ^ "Тепловой прилив - Глоссарий AMS" . glossary.ametsoc.org . Проверено 11 июня 2019 .
  122. ^ а б Ли, C .; Лоусон, WG; Ричардсон, Мичиган; Небеса, НГ; Kleinböhl, A .; Banfield, D .; МакКлиз, диджей; Zurek, R .; Касс, Д. (2009). «Тепловые приливы в средней атмосфере Марса, полученные с помощью Марсианского климатического эхолота» . Журнал геофизических исследований: планеты . 114 (E3): E03005. Bibcode : 2009JGRE..114.3005L . DOI : 10.1029 / 2008JE003285 . ISSN 2156-2202 . PMC 5018996 . PMID 27630378 .   
  123. ^ «НАСА - Тепловые приливы на Марсе» . www.nasa.gov . Проверено 11 июня 2019 .
  124. ^ "Орографическое облако - Глоссарий AMS" . glossary.ametsoc.org . Проверено 11 июня 2019 .
  125. ^ esa. «Марс Экспресс не спускает глаз с любопытного облака» . Европейское космическое агентство . Проверено 11 июня 2019 .
  126. ^ rburnham. «Марс Экспресс: присматривая за любопытным облаком | Red Planet Report» . Проверено 11 июня 2019 .
  127. ^ Столте, Даниэль; Коммуникации, университет. «На Марсе пески переходят в другой барабан» . UANews . Проверено 11 июня 2019 .
  128. ^ "НАСА - Орбитальный аппарат НАСА ловит марсианские песчаные дюны в движении" . www.nasa.gov . Проверено 11 июня 2019 .
  129. ^ a b Урсо, Анна Ц .; Фентон, Лори К .; Бэнкс, Мария Э .; Хойнацки, Мэтью (1 мая 2019 г.). «Контроль граничных условий в регионах Марса с сильным потоком песка» . Геология . 47 (5): 427–430. Bibcode : 2019Geo .... 47..427C . DOI : 10.1130 / G45793.1 . ISSN 0091-7613 . PMC 7241575 . PMID 32440031 .   
  130. ^ a b c d Mahaffy, PR; Конрад, PG; Научная группа MSL (1 февраля 2015 г.). «Летучие и изотопные отпечатки древнего Марса». Элементы . 11 (1): 51–56. DOI : 10,2113 / gselements.11.1.51 . ISSN 1811-5209 . 
  131. ^ a b Марти, Бернард (1 января 2012 г.). «Происхождение и концентрация воды, углерода, азота и благородных газов на Земле». Письма о Земле и планетах . 313–314: 56–66. arXiv : 1405,6336 . Bibcode : 2012E и PSL.313 ... 56M . DOI : 10.1016 / j.epsl.2011.10.040 . ISSN 0012-821X . S2CID 41366698 .  
  132. ^ a b Хендерсон, Пол (2009). Кембриджский справочник данных по наукам о Земле . Хендерсон, Гидеон. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 9780511580925. OCLC  435778559 .
  133. ^ Вонг, Майкл Х .; Атрея, Сушил К .; Mahaffy, Paul N .; Франц, Хизер Б .; Малеспин, Чарльз; Тренер, Мелисса Дж .; Стерн, Дженнифер С .; Конрад, Памела Г.; Мэннинг, Хайди Л.К. (16 декабря 2013 г.). «Изотопы азота на Марсе: атмосферные измерения масс-спектрометром Curiosity» . Письма о геофизических исследованиях . Изотопы атмосферного азота Марса. 40 (23): 6033–6037. DOI : 10.1002 / 2013GL057840 . PMC 4459194 . PMID 26074632 .  
  134. ^ Атрея, Сушил К .; Тренер, Мелисса Дж .; Франц, Хизер Б .; Вонг, Майкл Х .; Manning, Heidi LK; Малеспин, Чарльз А .; Mahaffy, Paul R .; Конрад, Памела Г.; Бруннер, Анна Е. (2013). «Первичное фракционирование изотопов аргона в атмосфере Марса, измеренное прибором SAM на Curiosity, и последствия для атмосферных потерь» . Письма о геофизических исследованиях . 40 (21): 5605–5609. Bibcode : 2013GeoRL..40.5605A . DOI : 10.1002 / 2013GL057763 . ISSN 1944-8007 . PMC 4373143 . PMID 25821261 .   
  135. ^ а б Ли, Джи-Йон; Марти, Курт; Severinghaus, Jeffrey P .; Кавамура, Кендзи; Ю, Хи-Су; Ли, Джин Бок; Ким, Джин Сог (1 сентября 2006 г.). «Повторное определение изотопных содержаний атмосферного Ar». Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (17): 4507–4512. Bibcode : 2006GeCoA..70.4507L . DOI : 10.1016 / j.gca.2006.06.1563 . ISSN 0016-7037 . 
  136. ^ a b Пепин, Роберт О. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар . 92 (1): 2–79. Bibcode : 1991Icar ... 92 .... 2P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-S . ISSN 0019-1035 . 
  137. ^ en: Xenon, oldid 900838642 [ круговая ссылка ]
  138. ^ "Любопытство вынюхивает историю марсианской атмосферы" . НАСА / Лаборатория реактивного движения . Проверено 11 июня 2019 .
  139. ^ a b mars.nasa.gov. «MAVEN НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса потеряна для космоса» . Программа НАСА по исследованию Марса . Проверено 11 июня 2019 .
  140. ^ Catling, Дэвид C .; Занле, Кевин Дж. (Май 2009 г.). «Планетарная утечка воздуха» (PDF) . Scientific American . п. 26 . Проверено 10 июня 2019 .
  141. ^ МакЭлрой, Майкл Б.; Юнг, Юк Линг; Ниер, Альфред О. (1 октября 1976 г.). «Изотопный состав азота: значение для прошлой истории атмосферы Марса». Наука . 194 (4260): 70–72. Bibcode : 1976Sci ... 194 ... 70M . DOI : 10.1126 / science.194.4260.70 . PMID 17793081 . S2CID 34066697 .  
  142. ^ Hunten, Дональд М .; Пепин, Роберт О .; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом спасении». Икар . 69 (3): 532–549. Bibcode : 1987Icar ... 69..532H . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (87) 90022-4 . ЛВП : 2027,42 / 26796 . ISSN 0019-1035 . 
  143. ^ Ганс Кепплер; Щека, Святослав С. (октябрь 2012 г.). «Происхождение наземной сигнатуры благородного газа». Природа . 490 (7421): 531–534. Bibcode : 2012Natur.490..531S . DOI : 10.1038 / nature11506 . ISSN 1476-4687 . PMID 23051754 . S2CID 205230813 .   
  144. ^ Тиан, Фэн; Кастинг, Джеймс Ф .; Соломон, Стэнли С. (2009). «Термический выход углерода из атмосферы раннего Марса». Письма о геофизических исследованиях . 36 (2): н / д. Bibcode : 2009GeoRL..36.2205T . DOI : 10.1029 / 2008GL036513 . ISSN 1944-8007 . 
  145. ^ Якоски, БМ; Слипски, М .; Benna, M .; Mahaffy, P .; Элрод, М .; Yelle, R .; Stone, S .; Алсаид, Н. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса, полученная на основе измерений 38 Ar / 36 Ar в верхних слоях атмосферы » . Наука . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode : 2017Sci ... 355.1408J . DOI : 10.1126 / science.aai7721 . ISSN 0036-8075 . PMID 28360326 .  
  146. ^ a b Leblanc, F .; Martinez, A .; Chaufray, JY; Modolo, R .; Hara, T .; Luhmann, J .; Lillis, R .; Curry, S .; Макфадден, Дж. (2018). «Об атмосферном напылении Марса после первого марсианского года измерений MAVEN». Письма о геофизических исследованиях . 45 (10): 4685–4691. Bibcode : 2018GeoRL..45.4685L . DOI : 10.1002 / 2018GL077199 . ISSN 1944-8007 . S2CID 134561764 .  
  147. ^ Викери, AM; Мелош, HJ (апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа . 338 (6215): 487–489. Bibcode : 1989Natur.338..487M . DOI : 10.1038 / 338487a0 . ISSN 1476-4687 . PMID 11536608 . S2CID 4285528 .   
  148. ^ Оуэн, Тобиас; Бар-Нун, Акива (1 августа 1995 г.). «Кометы, удары и атмосферы». Икар . 116 (2): 215–226. Bibcode : 1995Icar..116..215O . DOI : 10.1006 / icar.1995.1122 . ISSN 0019-1035 . PMID 11539473 .  
  149. ↑ Краснопольский, Владимир А. (2002). «Верхняя атмосфера и ионосфера Марса при низкой, средней и высокой солнечной активности: последствия для эволюции воды» . Журнал геофизических исследований: планеты . 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode : 2002JGRE..107.5128K . DOI : 10.1029 / 2001JE001809 . ISSN 2156-2202 . 
  150. ↑ Саган, Карл (сентябрь 1977 г.). «Уменьшение теплиц и температурная история Земли и Марса». Природа . 269 (5625): 224–226. Bibcode : 1977Natur.269..224S . DOI : 10.1038 / 269224a0 . ISSN 1476-4687 . S2CID 4216277 .  
  151. ^ Кастинг, Джеймс Ф .; Фридман, Ричард; Робинсон, Тайлер Д .; Цуггер, Майкл Э .; Коппарапу, Рави; Рамирес, Рамзес М. (январь 2014 г.). «Раннее потепление Марса с помощью CO 2 и H 2 ». Природа Геонауки . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Bibcode : 2014NatGe ... 7 ... 59R . DOI : 10.1038 / ngeo2000 . ISSN 1752-0908 . S2CID 118520121 .  
  152. ^ Баталья, Наташа; Domagal-Goldman, Shawn D .; Рамирес, Рамзес; Кастинг, Джеймс Ф. (15 сентября 2015 г.). «Проверка ранней гипотезы марсианского парникового эффекта H 2 –CO 2 с помощью одномерной фотохимической модели». Икар . 258 : 337–349. arXiv : 1507.02569 . Bibcode : 2015Icar..258..337B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2015.06.016 . ISSN 0019-1035 . S2CID 118359789 .  
  153. ^ Джонсон, Сара Стюарт; Mischna, Michael A .; Grove, Timothy L .; Зубер, Мария Т. (8 августа 2008 г.). «Вызванное серой парниковое потепление на раннем Марсе». Журнал геофизических исследований . 113 (E8): E08005. Bibcode : 2008JGRE..113.8005J . DOI : 10.1029 / 2007JE002962 . ISSN 0148-0227 . S2CID 7525497 .  
  154. ^ Шраг, Дэниел П .; Зубер, Мария Т .; Халеви, Итай (21 декабря 2007 г.). «Климатическая обратная связь двуокиси серы на раннем Марсе». Наука . 318 (5858): 1903–1907. Bibcode : 2007Sci ... 318.1903H . DOI : 10.1126 / science.1147039 . ISSN 0036-8075 . PMID 18096802 . S2CID 7246517 .   
  155. ^ «Диоксид серы, возможно, помог сохранить теплый ранний Марс» . Phys.org . Проверено 8 июня 2019 .
  156. ^ Андерсон, Дональд Э. (1974). «Эксперимент на ультрафиолетовом спектрометре Mariner 6, 7 и 9: анализ данных по водороду Лайман альфа». Журнал геофизических исследований . 79 (10): 1513–1518. Bibcode : 1974JGR .... 79.1513A . DOI : 10.1029 / JA079i010p01513 . ISSN 2156-2202 . 
  157. ^ Chaufray, JY; Bertaux, JL; Leblanc, F .; Quémerais, E. (июнь 2008 г.). «Наблюдение водородной короны с помощью SPICAM на Mars Express». Икар . 195 (2): 598–613. Bibcode : 2008Icar..195..598C . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.01.009 .
  158. ^ Хантен, Дональд М. (ноябрь 1973). «Побег легких газов из планетных атмосфер» . Журнал атмосферных наук . 30 (8): 1481–1494. Bibcode : 1973JAtS ... 30.1481H . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1973) 030 <1481: TEOLGF> 2.0.CO; 2 . ISSN 0022-4928 . 
  159. ^ Zahnle, Кевин; Haberle, Robert M .; Кэтлинг, Дэвид С .; Кастинг, Джеймс Ф. (2008). «Фотохимическая нестабильность древней марсианской атмосферы» . Журнал геофизических исследований: планеты . 113 (E11): E11004. Bibcode : 2008JGRE..11311004Z . DOI : 10.1029 / 2008JE003160 . ISSN 2156-2202 . S2CID 2199349 .  
  160. ^ Bhattacharyya, D .; Кларк, JT; Chaufray, JY; Mayyasi, M .; Bertaux, JL; Чаффин, MS; Шнайдер, Нью-Мексико; Вильянуэва, GL (2017). "Сезонные изменения в утечке водорода с Марса посредством анализа наблюдений HST экзосферы Марса вблизи перигелия" (PDF) . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode : 2017JGRA..12211756B . DOI : 10.1002 / 2017JA024572 . ISSN 2169-9402 . S2CID 119084288 .   
  161. ^ a b Скофилд, Джон Т .; Ширли, Джеймс Х .; Пикё, Сильвен; МакКлиз, Дэниел Дж .; Пол О. Хейн; Касс, Дэвид М .; Halekas, Jasper S .; Чаффин, Майкл С .; Кляйнбель, Армин (февраль 2018 г.). «Уход водорода с Марса усилен глубокой конвекцией во время пыльных бурь». Природа Астрономия . 2 (2): 126–132. Bibcode : 2018NatAs ... 2..126H . DOI : 10.1038 / s41550-017-0353-4 . ISSN 2397-3366 . S2CID 134961099 .  
  162. ↑ Шехтман, Светлана (29 апреля 2019 г.). «Как глобальные пыльные бури влияют на воду, ветры и климат Марса» . НАСА . Проверено 10 июня 2019 .
  163. ^ Надь, Эндрю Ф .; Liemohn, Майкл В .; Fox, JL; Ким, Джун (2001). «Плотность горячего углерода в экзосфере Марса» . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 106 (A10): 21565–21568. Bibcode : 2001JGR ... 10621565N . DOI : 10.1029 / 2001JA000007 . ISSN 2156-2202 . 
  164. ^ a b Gröller, H .; Lichtenegger, H .; Lammer, H .; Шематович В.И. (1 августа 2014 г.). «Горячий кислород и углерод улетучиваются из марсианской атмосферы». Планетарная и космическая наука . Планетарная эволюция и жизнь. 98 : 93–105. arXiv : 1911.01107 . Bibcode : 2014P & SS ... 98 ... 93G . DOI : 10.1016 / j.pss.2014.01.007 . ISSN 0032-0633 . S2CID 122599784 .  
  165. ^ a b c Фокс, JL (1993). «Производство и утечка атомов азота на Марсе» . Журнал геофизических исследований: планеты . 98 (E2): 3297–3310. Bibcode : 1993JGR .... 98.3297F . DOI : 10.1029 / 92JE02289 . ISSN 2156-2202 . 
  166. ^ Мандт, Кэтлин; Мусис, Оливье; Шассефьер, Эрик (июль 2015 г.). «Сравнительная планетология истории изотопов азота в атмосферах Титана и Марса» . Икар . 254 : 259–261. Bibcode : 2015Icar..254..259M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2015.03.025 . PMC 6527424 . PMID 31118538 .  
  167. Перейти ↑ Fox, JL (декабрь 2007 г.). «Комментарий к статьям Ф. Бакаляна« Производство горячих атомов азота в марсианской термосфере »и« Вычисления методом Монте-Карло утечки атомарного азота с Марса »Ф. Бакаляна и Р. Э. Хартла». Икар . 192 (1): 296–301. Bibcode : 2007Icar..192..296F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.05.022 .
  168. ^ Фельдман, Пол Д .; Штеффл, Эндрю Дж .; Паркер, Джоэл Вм .; A'Hearn, Майкл Ф .; Берто, Жан-Лу; Алан Стерн, S .; Уивер, Гарольд А .; Слейтер, Дэвид С.; Верстег, Маартен (1 августа 2011 г.). "Розетта-Алиса наблюдения экзосферного водорода и кислорода на Марсе". Икар . 214 (2): 394–399. arXiv : 1106.3926 . Bibcode : 2011Icar..214..394F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.06.013 . ISSN 0019-1035 . S2CID 118646223 .  
  169. ^ Lammer, H .; Лихтенеггер, HIM; Кольб, С .; Ribas, I .; Guinan, EF; Abart, R .; Бауэр, SJ (сентябрь 2003 г.). «Потеря воды с Марса». Икар . 165 (1): 9–25. DOI : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00170-2 .
  170. ^ Валей, Арно; Бугер, Стивен В .; Тенишев, Валерий; Комби, Майкл Р .; Надь, Эндрю Ф. (1 марта 2010 г.). «Потеря воды и эволюция верхних слоев атмосферы и экзосферы на протяжении марсианской истории». Икар . Взаимодействие солнечного ветра с Марсом. 206 (1): 28–39. Bibcode : 2010Icar..206 ... 28V . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.04.036 . ISSN 0019-1035 . 
  171. ^ Джонс, Нэнси; Стейгервальд, Билл; Браун, Дуэйн; Вебстер, Гай (14 октября 2014 г.). «Миссия НАСА дает первый взгляд на верхнюю атмосферу Марса» . НАСА . Проверено 15 октября 2014 года .
  172. ^ Мумма, MJ; Новак, РЭ; ДиСанти, Массачусетс; Бонев, Б.П. (2003). «Чуткий поиск метана на Марсе». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 937. Bibcode : 2003DPS .... 35.1418M .
  173. ^ Naeye, Роберт (28 сентября 2004). «Марсианский метан увеличивает шансы на жизнь» . Небо и телескоп . Проверено 20 декабря 2014 .
  174. ^ Рука, Эрик (2018). «Марсианский метан поднимается и опускается в зависимости от времени года». Наука . 359 (6371): 16–17. Bibcode : 2018Sci ... 359 ... 16H . DOI : 10.1126 / science.359.6371.16 . PMID 29301992 . 
  175. ^ Вебстер, Гай; Нил-Джонс, Нэнси; Браун, Дуэйн (16 декабря 2014 г.). «Марсоход НАСА обнаруживает активную и древнюю органическую химию на Марсе» . НАСА . Проверено 16 декабря 2014 .
  176. Рианна Чанг, Кеннет (16 декабря 2014 г.). « « Великий момент »: марсоход находит ключ к разгадке того, что на Марсе может быть жизнь» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 16 декабря 2014 .
  177. Рианна Чанг, Кеннет (7 июня 2018 г.). «Жизнь на Марсе? Последнее открытие марсохода ставит ее« на стол »- идентификация органических молекул в породах на красной планете не обязательно указывает на жизнь там, в прошлом или настоящем, но указывает на то, что некоторые из строительных блоков присутствовали. " . Нью-Йорк Таймс . Проверено 8 июня 2018 .
  178. ^ Eigenbrode, Jennifer L .; и другие. (8 июня 2018 г.). «Органическое вещество сохранилось в аргиллитах возрастом 3 миллиарда лет в кратере Гейла на Марсе» . Наука . 360 (6393): 1096–1101. Bibcode : 2018Sci ... 360.1096E . DOI : 10.1126 / science.aas9185 . PMID 29880683 . 
  179. ^ Mumma, Майкл; и другие. (2010). «Астробиология Марса: метан и другие газы-биомаркеры, а также соответствующие междисциплинарные исследования на Земле и Марсе» (PDF) . Научная конференция по астробиологии 2010 . Система астрофизических данных . Гринбелт, Мэриленд: Центр космических полетов Годдарда . Проверено 24 июля 2010 года .
  180. ^ Оз, C .; Шарма, М. (2005). «Есть оливин, будет газ: серпентинизация и абиогенное производство метана на Марсе» . Geophys. Res. Lett . 32 (10): L10203. Bibcode : 2005GeoRL..3210203O . DOI : 10.1029 / 2005GL022691 .
  181. ^ Оз, Кристофер; Джонс, Камилла; Голдсмит, Йонас I .; Розенбауэр, Роберт Дж. (7 июня 2012 г.). «Дифференциация биотического и абиотического генезиса метана на гидротермально активных планетных поверхностях» . PNAS . 109 (25): 9750–9754. Bibcode : 2012PNAS..109.9750O . DOI : 10.1073 / pnas.1205223109 . PMC 3382529 . PMID 22679287 .  
  182. ^ Персонал (25 июня 2012 г.). «Марсианская жизнь могла оставить следы в воздухе Красной планеты: этюд» . Space.com . Проверено 27 июня 2012 года .
  183. ^ Zahnle, Кевин; Кэтлинг, Дэвид (2019). «Парадокс марсианского метана» (PDF) . Девятая международная конференция по Марсу 2019 . LPI Contrib. № 2089.
  184. ^ Руф, Кристофер; Ренно, Нилтон О .; Кок, Джаспер Ф .; Банделье, Этьен; Сандер, Майкл Дж .; Гросс, Стивен; Скджерв, Лайл; Кантор, Брюс (2009). «Излучение нетеплового микроволнового излучения марсианской пыльной бурей». Письма о геофизических исследованиях . 36 (13): L13202. Bibcode : 2009GeoRL..3613202R . DOI : 10.1029 / 2009GL038715 . ЛВП : 2027,42 / 94934 . ISSN 1944-8007 . 
  185. ^ Gurnett, DA; Morgan, DD; Granroth, LJ; Кантор, BA; Фаррелл, WM; Эспли, младший (2010). «Необнаружение импульсных радиосигналов от молний в марсианских пыльных бурях с помощью радиолокационного приемника космического корабля Mars Express». Письма о геофизических исследованиях . 37 (17): н / д. Bibcode : 2010GeoRL..3717802G . DOI : 10.1029 / 2010GL044368 . ISSN 1944-8007 . 
  186. ^ Андерсон, Марин М .; Семион, Эндрю П.В.; Баротт, Уильям С .; Бауэр, Джеффри Ч .; Делори, Грегори Т .; Патер, Имке де; Вертимер, Дэн (декабрь 2011 г.). "Поиск решеток телескопа Аллена электростатических разрядов на Марсе" . Астрофизический журнал . 744 (1): 15. DOI : 10.1088 / 0004-637X / 744/1/15 . ISSN 0004-637X . S2CID 118861678 .  
  187. ^ а б Чой, Чарльз; В. «Почему марсианские молнии слабые и редкие» . Space.com . Проверено 7 июня 2019 .
  188. ^ Вурм, Герхард; Шмидт, Ларс; Стейнпильц, Тобиас; Боден, Лючия; Тайзер, Йенс (1 октября 2019 г.). «Вызов марсианской молнии: пределы столкновительной зарядки при низком давлении». Икар . 331 : 103–109. arXiv : 1905.11138 . Bibcode : 2019Icar..331..103W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2019.05.004 . ISSN 0019-1035 . S2CID 166228217 .  
  189. ^ Ларайя, Энн Л .; Шнайдер, Тапио (30 июля 2015 г.). «Суперротация в земных атмосферах» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 72 (11): 4281–4296. Bibcode : 2015JAtS ... 72.4281L . DOI : 10.1175 / JAS-D-15-0030.1 . ISSN 0022-4928 .  
  190. ^ a b Прочтите, Питер Л .; Лебоннуа, Себастьян (30 мая 2018 г.). «Супервращение на Венере, на Титане и в других местах». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 46 (1): 175–202. Bibcode : 2018AREPS..46..175R . DOI : 10.1146 / annurev-earth-082517-010137 . ISSN 0084-6597 . 
  191. ^ Льюис, Стивен Р .; Прочтите, Питер Л. (2003). «Экваториальные струи в запыленной марсианской атмосфере» (PDF) . Журнал геофизических исследований: планеты . 108 (E4): 5034. Bibcode : 2003JGRE..108.5034L . DOI : 10.1029 / 2002JE001933 . ISSN 2156-2202 .  
  192. ^ «НАСА хочет сделать ракетное топливо из марсианской почвы - ExtremeTech» . www.extremetech.com . Проверено 23 сентября 2020 года .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • «Марсианские облака выше, чем все на Земле» . Space.com .
  • Микульски, Лорен (2000). «Давление на поверхность Марса» . Сборник фактов по физике .
  • Хан, Майкл (4 декабря 2009 г.). "Метан на Марсе" . Архивировано из оригинального 7 -го декабря 2009 года . Проверено 8 декабря 2009 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • СМИ, связанные с атмосферой Марса на Викискладе?
  • https://mars.nasa.gov Веб-сайт программы НАСА по исследованию Марса
  • http://www.msss.com/msss_images/ Сводка погоды на Марсе за неделю, подготовленная Malin Space Science systems.