Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено из CRISM )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Инженер НАСА и инструмент CRISM.

Компактные рекогносцировки спектрометр для обработки изображений Марса ( ЦНИИ КМ ) является видимой областью спектра инфракрасного спектрометра на борту Mars Reconnaissance Orbiter поиска для минералогических признаков прошлой и настоящее воды на Марсе . В состав группы инструментов CRISM входят ученые из более чем десяти университетов под руководством главного исследователя Скотта Мурчи. CRISM был разработан, построен и испытан Лабораторией прикладной физики Университета Джона Хопкинса .

Цели [ править ]

ЦНИИ КМ используется для идентификации местоположения на Марсе , которые , возможно, размещенная воду , [1] растворитель считается важными в процессе поиска в прошлом или настоящую жизнь на Марсе . Для этого CRISM составляет карту присутствия минералов и химикатов, которые могут указывать на взаимодействие с водой в прошлом - низкотемпературное или гидротермальное . [2] Эти материалы включают железо и оксиды , которые могут быть химически изменены водой, а также филлосиликаты и карбонаты., которые образуются в присутствии воды. Все эти материалы имеют характерные узоры в своих видимых и инфракрасных отражениях и легко видны CRISM. Кроме того, CRISM отслеживает частицы льда и пыли в марсианской атмосфере, чтобы больше узнать о ее климате и сезонах.

Обзор инструмента [ править ]

CRISM измеряет видимое и инфракрасное электромагнитное излучение от 370 до 3920 нанометров с шагом 6,55 нанометра. Инструмент имеет два режима: мультиспектральный нецелевой режим и гиперспектральный режим. В нецелевом режиме CRISM проводит разведку Марса, регистрируя приблизительно 50 из 544 измеряемых длин волн с разрешением от 100 до 200 метров на пиксель. В этом режиме CRISM нанесет на карту половину Марса в течение нескольких месяцев после аэродинамического торможения и большую часть планеты через год. [3] Цель этого режима - выявить новые интересные с научной точки зрения места, которые можно было бы исследовать дальше. [3]В целевом режиме спектрометр измеряет энергию на всех 544 длинах волн. Когда космический аппарат MRO находится на высоте 300 км, CRISM обнаруживает узкую, но длинную полосу на поверхности Марса примерно 18 км в поперечнике и 10 800 км в длину. Инструмент перемещает эту полосу по поверхности, когда MRO вращается вокруг Марса, чтобы получить изображение поверхности. [4]

Конструкция прибора [ править ]

Схема инструмента CRISM.

Часть CRISM для сбора данных называется блоком оптического датчика (OSU) и состоит из двух спектрографов, один из которых обнаруживает видимый свет от 400 до 830 нм, а другой - инфракрасный свет от 830 до 4050 нм. Инфракрасный детектор охлаждается до –173 ° по Цельсию (–280 ° по Фаренгейту ) радиаторной пластиной и тремя криогенными холодильниками. [5] В режиме прицеливания инструмент подвешивается , чтобы продолжать наведение на одну область, даже если космический корабль MRO движется. Дополнительное время сбора данных по целевой области увеличивает отношение сигнал / шум.а также пространственное и спектральное разрешение изображения. Эта способность сканирования также позволяет прибору выполнять функции фазы излучения, просматривая одну и ту же поверхность через различные объемы атмосферы, что может использоваться для определения свойств атмосферы. Блок обработки данных (DPU) CRISM выполняет обработку данных в полете, включая сжатие данных перед передачей.

Исследования [ править ]

CRISM начал свое исследование Марса в конце 2006 года. Результаты спектрометра OMEGA в видимой и ближней инфракрасной области спектра на Mars Express (с 2003 г. по настоящее время), Mars Exploration Rovers (MER; 2003 г. по настоящее время), термоэмиссионного спектрометра TES на Mars Global Surveyor (MGS; 1997-2006), а тепловизионная система THEMIS на Mars Odyssey (2004-настоящее время) помогла определить темы для исследований CRISM:

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

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

Постоянно влажная среда [ править ]

Водные минералы - это минералы, которые образуются в воде либо в результате химического изменения ранее существовавшей породы, либо в результате осаждения из раствора. Минералы указывают, где жидкая вода существовала достаточно долго, чтобы вступить в химическую реакцию с горными породами. Какие минералы образуются, зависит от температуры, солености, pH и состава материнской породы. Таким образом, водные минералы, присутствующие на Марсе, дают важные ключи к пониманию окружающей среды прошлого. Спектрометр OMEGA на орбитальном аппарате Mars Express и марсоходы MER обнаружили доказательства наличия водных минералов. OMEGA обнаружила два различных типа прошлых водных отложений. [11] Первый, содержащий сульфаты, такие как гипс и кизерит, обнаружен в слоистых отложениях гесперианского периода.возраст (марсианский средний возраст, примерно от 3,7 до 3 миллиардов лет назад). Второй, богатый несколькими различными видами филлосиликатов, вместо этого встречается в породах Ноахского возраста (старше примерно 3,7 миллиарда лет). Разный возраст и химический состав минералов предполагают, что на раннем этапе образовалась богатая водой среда, в которой образовывались филлосиликаты, а затем более сухая, более соленая и кислая среда, в которой образовывались сульфаты. MER Opportunity марсоход провел годы , исследуя осадочные породы , сформированные в последней среде, полные сульфатов, солей и окисленных минералов железа.

Почва образуется из материнских пород в результате физического разрушения горных пород и химического изменения их фрагментов. Типы минералов почвы могут показать, была ли среда прохладной или теплой, влажной или сухой, а также была ли вода пресной или соленой. Поскольку CRISM может обнаруживать многие минералы в почве или реголите, этот инструмент используется для помощи в расшифровке древней марсианской среды. CRISM обнаружил характерную слоистую структуру из глины, богатой алюминием, поверх глины, богатой железом и магнием, во многих областях, разбросанных по высокогорью Марса. [12] Окружающие Mawrth Vallis , эти «слоистые глины» покрывают сотни тысяч квадратных километров. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19][20] [21] [22] [23] Подобное наслоение наблюдается около бассейна Исидиса , на Ноевских равнинах, окружающих Валлес Маринер , [24] и на Ноевских равнинах, окружающихплато Фарсис . Глобальное распространение слоистых глин предполагает глобальный процесс. Слоистые глины относятся к эпохе позднего Ноя и относятся к тому же времени, что и сети долин, высеченные водой. Состав слоистой глины аналогичен тому, что ожидается для почвообразования.на Земле - выветрившийся верхний слой, выщелоченный от растворимого железа и магния, оставляющий нерастворимый богатый алюминием остаток, а нижний слой все еще сохраняет железо и магний. Некоторые исследователи предположили, что марсианский глиняный «слоеный пирог» образовался в результате процессов почвообразования, включая осадки, во время формирования сетей долин. [25]

Дельта кратера Эберсвальде на снимке MOC

Озерная и морская среда на Земле благоприятны для сохранения окаменелостей, особенно там, где отложения, которые они оставили, богаты карбонатами или глинами. Сотни высокогорных кратеров на Марсе содержат горизонтально-слоистые осадочные породы, которые могли образоваться в озерах. CRISM провел много целевых наблюдений за этими породами, чтобы измерить их минералогию и то, как минералы различаются между слоями. Различия между слоями помогают нам понять последовательность событий, которые сформировали осадочные породы. Mars Orbiter Camera обнаружил , что где сети долины выливать в кратеры, обычно кратеры содержат отложения веерообразных. Однако не было до конца ясно, являются ли веера, образованные отложениями наносов на дне сухих кратеров ( аллювиальные веера ) или в кратерных озерах ( дельты). CRISM обнаружил, что в самых нижних слоях веера есть концентрированные отложения глины. [26] [27] Больше глины встречается за концами веера на дне кратера, а в некоторых случаях есть также опал. На Земле самые нижние слои дельт называются придонными слоями, и они состоят из глин, которые осели из поступающей речной воды в тихих глубоких частях озер. Это открытие подтверждает идею о том, что многие веера образовались в кратерных озерах, где потенциально могут быть сохранены свидетельства существования обитаемой среды.

Не все древние марсианские озера питались сетями впадающих долин. CRISM обнаружил несколько кратеров на западном склоне Фарсиды, которые содержат «кольца ванн» из сульфатных минералов и разновидность филлосиликата, называемого каолинитом. Оба минерала могут образовываться вместе при выпадении осадка из кислой, соленой воды. В этих кратерах отсутствует впадающая сеть долин, что свидетельствует о том, что они не питались реками - вместо этого они должны были питаться за счет притока грунтовых вод. [28] [29]

Изображение HiRISE обнажения породы "Домашняя плита"

Выявление отложений горячих источников было приоритетом для CRISM, потому что горячие источники должны были иметь энергию (геотермальное тепло) и воду, два основных требования для жизни. Одна из отличительных черт горячих источников на Земле - залежи кремнезема. MER Дух марсоход исследовал кремнезема богатые месторождения под названием «Home Plate» , который , как полагают, образуются в горячем источнике. [30] [31] CRISM обнаружил другие богатые кремнеземом месторождения во многих местах. Некоторые из них связаны с центральными пиками ударных кратеров, которые являются местами нагрева, вызванного падением метеорита. Кремнезем также был обнаружен на склонах вулкана внутри кальдеры щитового вулкана Сиртис Большой , образуя светлые холмы, которые выглядят как увеличенные версии Домашней плиты.. В другом месте, в самых западных частях Валлес Маринер, недалеко от центра вулканической провинции Фарсис, есть месторождения сульфатов и глины, напоминающие о «теплых» источниках. Отложения горячих источников - одно из самых многообещающих мест на Марсе для поиска доказательств прошлой жизни.

Nili Fossae на Марсе - крупнейшее известное карбонатное месторождение.

Одна из основных гипотез, объясняющих, почему древний Марс был более влажным, чем сегодня, заключается в том, что плотная, богатая углекислым газом атмосфера создала глобальный парник, который нагрел поверхность настолько, чтобы жидкая вода возникла в больших количествах. Лед из углекислого газа в сегодняшних полярных шапках слишком ограничен по объему, чтобы удерживать эту древнюю атмосферу. Если когда-либо существовала плотная атмосфера, она либо была унесена в космос солнечным ветром или ударами, либо вступила в реакцию с силикатными породами, чтобы оказаться в ловушке в виде карбонатов в коре Марса. Одной из целей, лежащих в основе разработки CRISM, было найти карбонаты, чтобы попытаться решить этот вопрос о том, что случилось с атмосферой Марса. И одним из самых важных открытий CRISM было обнаружение карбонатной коренной породы в Нили Фоссае в 2008 году [32].Вскоре после этого в ходе полетов на Марс началось обнаружение карбонатов на поверхности; посадочный модуль Феникс Марса находится между 3-5% массами кальцита (CaCO3) на ее северном участке низины посадки, [33] в то время как МЕР Дух ровера идентифицированных обнажения богатых карбонат магния-железа (16-34 мас%) в Columbia Hills от Кратер Гусева . [34] Более поздний анализ CRISM выявил карбонаты на краю кратера Гюйгенс, что позволило предположить, что на Марсе могут быть обширные залежи погребенных карбонатов. [35]Однако исследование ученых CRISM показало, что вся карбонатная порода на Марсе содержит меньше углекислого газа, чем нынешняя марсианская атмосфера. [36] [37] Они определили, что если плотная древняя марсианская атмосфера действительно существовала, она, вероятно, не была захвачена земной корой.

Состав земной коры [ править ]

Понимание состава коры Марса и того, как он менялся со временем, говорит нам о многих аспектах эволюции Марса как планеты и является основной целью CRISM. Дистанционные и наземные измерения до CRISM, а также анализ марсианских метеоритов позволяют предположить, что марсианская кора состоит в основном из базальтовых вулканических пород, состоящих в основном из полевого шпата и пироксена . Изображения с камеры Mars Orbiter Camera на MGS показали, что в некоторых местах верхние несколько километров земной коры состоят из сотен тонких потоков вулканической лавы. И TES, и THEMIS обнаружили в основном базальтовые магматические породы с разбросанными богатыми оливином и даже некоторыми кварцевыми породами.

Первое признание широко распространенных осадочных пород на Марсе было получено с помощью камеры Mars Orbiter Camera, которая обнаружила, что в нескольких областях планеты, включая Валлес Маринерис и Терра Аравия, есть горизонтально-слоистые породы светлого тона. Последующие наблюдения OMEGA за минералогией этих пород показали, что некоторые из них богаты сульфатными минералами, а другие слоистые породы вокруг Mawrth Vallis богаты филлосиликатами. [38] Оба класса минералов являются следами осадочных пород. CRISM использовал улучшенное пространственное разрешение для поиска других отложений осадочной породы на поверхности Марса и слоев осадочной породы, погребенных между слоями вулканической породы в коре Марса.

Современный климат [ править ]

Чтобы понять древний климат Марса и мог ли он создать среду, пригодную для жизни, сначала нам нужно понять климат Марса сегодня. Каждая миссия на Марс привела к новым успехам в понимании климата. Марс имеет сезонные колебания в содержании водяного пара, водяных ледяных облаков и дымки, а также атмосферной пыли. В течение южного лета, когда Марс находится ближе всего к Солнцу (в перигелии), солнечное нагревание может вызвать массивные пыльные бури. Региональные пыльные бури, масштаб которых составляет 1000 километров, демонстрируют удивительную повторяемость марсианских лет и марсианских лет. Примерно раз в десять лет они перерастают в события мирового масштаба. Напротив, в течение северного лета, когда Марс наиболее удален от Солнца (в афелии), существует экваториальный пояс облаков из водяного льда и очень мало пыли в атмосфере.Содержание водяного пара в атмосфере меняется в зависимости от сезона, с наибольшим содержанием в каждом полушарии летом после того, как сезонные полярные шапки сублимировались в атмосферу. Зимой на поверхности Марса образуется и вода, и углекислый газ, и лед. Эти льды образуют сезонную и остаточную полярные шапки. В сезонных шапках, которые формируются каждую осень и сублимируют каждую весну, преобладает лед из углекислого газа. Остаточные шапки, которые сохраняются из года в год, состоят в основном из водяного льда на северном полюсе и водяного льда с тонким слоем (толщиной несколько десятков метров) льда из углекислого газа на южном полюсе.Эти льды образуют сезонную и остаточную полярные шапки. В сезонных шапках, которые формируются каждую осень и сублимируют каждую весну, преобладает лед из углекислого газа. Остаточные шапки, которые сохраняются из года в год, состоят в основном из водяного льда на северном полюсе и водяного льда с тонким слоем (толщиной несколько десятков метров) льда из углекислого газа на южном полюсе.Эти льды образуют сезонную и остаточную полярные шапки. В сезонных шапках, которые формируются каждую осень и сублимируют каждую весну, преобладает лед из углекислого газа. Остаточные шапки, которые сохраняются из года в год, состоят в основном из водяного льда на северном полюсе и водяного льда с тонким слоем (толщиной несколько десятков метров) льда из углекислого газа на южном полюсе.

Атмосфера Марса настолько тонкая и тонкая, что солнечное нагревание пыли и льда в атмосфере, а не нагрев атмосферных газов, более важно в непогоду. Небольшие взвешенные частицы пыли и водяного льда - аэрозоли - улавливают 20–30% падающего солнечного света даже в относительно ясных условиях. Таким образом, изменение количества этих аэрозолей оказывает огромное влияние на климат. CRISM провел три основных вида измерений пыли и льда в атмосфере: целевые наблюдения, при которых многократные изображения поверхности дают точную оценку содержания аэрозолей; специальные глобальные сетки целевых наблюдений каждые пару месяцев, специально разработанные для отслеживания пространственных и сезонных изменений; и сканирует край планеты, чтобы показать, как пыль и лед изменяются с высотой над поверхностью.

Сезонная шапка южного полюса имеет причудливое разнообразие ярких и темных полос и пятен, которые появляются весной по мере сублимации льда из углекислого газа. До ТОиР существовали различные идеи процессов, которые могли формировать эти странные элементы, ведущей моделью были гейзеры из углекислого газа . [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47]CRISM наблюдал, как темные пятна растут в течение южной весны, и обнаружил, что яркие полосы, образующиеся рядом с темными пятнами, состоят из свежего, нового инея из углекислого газа, указывающего, как стрелки, на их источники - те же источники, что и темные пятна. Яркие полосы, вероятно, образуются в результате расширения, охлаждения и замерзания углекислого газа, образуя «дымящуюся пушку», подтверждающую гипотезу гейзера.

См. Также [ править ]

  • Надир и Затмение для открытия Марса (еще один спектрометр на орбите Марса с 2016 года на ExoMars )
  • Ральф (New Horizons) (спектрометр изображений на New Horizons)

Ссылки [ править ]

  1. ^ «CRISM достигает Красной планеты» (пресс-релиз). Университет Джона Хопкинса. 2006-03-11. Архивировано из оригинала на 2006-06-24 . Проверено 16 июня 2006 .
  2. ^ "CRISM присоединяется к водным детективам Марса" . Журнал астробиологии . Проверено 16 июня 2006 .
  3. ^ a b «Исчезновение со следом» . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинала на 2006-04-30 . Проверено 16 июня 2006 .
  4. ^ "Инструмент развития" . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинала на 2006-04-30 . Проверено 16 июня 2006 .
  5. ^ "CRISM FactSheet" (PDF) . Сайт APL CRISM . Архивировано из оригинального (PDF) на 19 мая 2006 года . Проверено 16 июня 2006 .
  6. ^ a b c d Макрэй, Майк (22 ноября 2018 г.), «Один из инструментов НАСА для исследования Марса имеет сбой, который создал иллюзию воды» , ScienceAlert.com , получено 22 ноября 2018 г.
  7. ^ Ошибка орбитального аппарата может означать, что некоторые признаки жидкой воды на Марсе не реальны . Лиза Гроссман, Новости науки , 21 ноября 2018 г.
  8. ^ a b Leask, EK; Ehlmann, BL; Дундар, ММ; Murchie, SL; Seelos, FP (2018). «Проблемы поиска перхлората и других гидратированных минералов с абсорбцией 2,1 мкм на Марсе» . Письма о геофизических исследованиях . 45 (22): 12180–12189. Bibcode : 2018GeoRL..4512180L . DOI : 10.1029 / 2018GL080077 . PMC 6750048 . PMID 31536048 .  
  9. Рианна Чанг, Кеннет (1 октября 2013 г.). «Попадание грязи на Марсе» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 2 октября 2013 года .
  10. ^ Kounaves, Сэмюэл P; Hecht, Michael H; Уэст, Стивен Дж; Morookian, Джон-Майкл; Янг, Сюзанна М. М.; Куинн, Ричард; Грунтанер, Паула; Вэнь Сяовэнь; Вейлерт, Марк; Кабель, Кейси А; Фишер, Анита; Господинова, Калина; Капит, Джейсон; Стробл, Шеннон; Сюй, По-Чанг; Кларк, Бентон С; Мин, Дуглас В; Смит, Питер H (2009). «Лаборатория влажной химии MECA на посадочном модуле Phoenix Mars Scout 2007». Журнал геофизических исследований . 114 (E3): E00A19. Bibcode : 2009JGRE..114.0A19K . DOI : 10.1029 / 2008JE003084 .
  11. ^ Бибринг ДП, Ланжевена Y, Горчица ДФ, Пуля F, Arvidson R, Гендрины А, Gondet В, Манголде Н, Р Пинет, Забудьте F (2006). «Глобальная история минералогии и водного марса по данным OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–404. Bibcode : 2006Sci ... 312..400B . DOI : 10.1126 / science.1122659 . PMID 16627738 . 
  12. ^ Murchie, S .; и другие. (2009). «Синтез водной минералогии Марса после 1 марсианского года наблюдений с Марсианского разведывательного орбитального аппарата» . Журнал геофизических исследований . 114 (E2): E00D06. Bibcode : 2009JGRE..114.0D06M . DOI : 10.1029 / 2009je003342 .
  13. ^ Пулет; и другие. (2005). «Филосиликаты на Марсе и последствия для раннего марсианского климата». Природа . 438 (7068): 623–627. Bibcode : 2005Natur.438..623P . DOI : 10,1038 / природа04274 . PMID 16319882 . S2CID 7465822 .  
  14. ^ Луазо; и другие. (2007). «Филлосиликаты в регионе Марса Маурт Валлис». Журнал геофизических исследований: планеты . 112 (E8): E08S08. Bibcode : 2007JGRE..112.8S08L . DOI : 10.1029 / 2006JE002877 .
  15. ^ Епископ; и другие. (2008). «Разнообразие филлосиликатов и прошлые водные активности обнаружены в Mawrth Vallis, Марс» . Наука . 321 (5890): 830–3. Bibcode : 2008Sci ... 321..830B . DOI : 10.1126 / science.1159699 . PMC 7007808 . PMID 18687963 .  
  16. ^ Ное Добреа и др. 2010. JGR 115, E00D19.
  17. ^ Михальский, Ноэ Добреа. 2007. Геол. 35, 10.
  18. ^ Луазо; и другие. (2010). «Стратиграфия в регионе Mawrth Vallis с помощью OMEGA, цветных изображений HRSC и DTM» (PDF) . Икар . 205 (2): 396–418. Bibcode : 2010Icar..205..396L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.04.018 .
  19. ^ Фарранд; и другие. (2009). «Открытие ярозита в регионе Марса Маурт Валлис: значение для геологической истории региона». Икар . 204 (2): 478–488. Bibcode : 2009Icar..204..478F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.07.014 .
  20. ^ Wray; и другие. (2010). «Идентификация Ca-сульфатного бассанита в Mawrth Vallis, Марс». Икар . 209 (2): 416–421. Bibcode : 2010Icar..209..416W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.06.001 .
  21. Перейти ↑ Bishop, Janice L. (2013). «Что древние филлосиликаты в Mawrth Vallis могут сказать нам о возможной обитаемости на раннем Марсе». Планетарная и космическая наука . 86 : 130–149. Bibcode : 2013P & SS ... 86..130B . DOI : 10.1016 / j.pss.2013.05.006 .
  22. ^ Михальский; и другие. (2013). «Множественные рабочие гипотезы для формирования стратиграфии состава на Марсе: выводы из региона Маурт Валлис». Икар . 226 (1): 816–840. Bibcode : 2013Icar..226..816M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.05.024 .
  23. ^ Михальский и др. 2010. Astrobio. 10, 687-703.
  24. ^ Le Deit, L .; Flahaut, J .; Quantin, C .; Hauber, E .; Mège, D .; Bourgeois, O .; Gurgurewicz, J .; Massé, M .; Яуманн Р. (2012). «Обширные почвообразующие изменения поверхности марсианской коры Ноаха, предполагаемые филлосиликатами плато вокруг Валлес Маринер» . J. Geophys. Res . 117 : н / д. Bibcode : 2012JGRE..117.0J05L . DOI : 10.1029 / 2011JE003983 .
  25. ^ Ное Добреа, EZ; и другие. (2010). «Минералогия и стратиграфия филлосиликатсодержащих и темных покровных отложений в районе Большой Валлис / Западная Аравия Терра: Ограничения на геологическое происхождение» . J. Geophys. Res . 115 (E11): E00D19. Bibcode : 2010JGRE..115.0D19N . DOI : 10.1029 / 2009JE003351 .
  26. ^ Гротцингер, Дж. И Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. SEPM
  27. ^ Милликен, Р. и Т. Биш. 2010. Источники и приемники глинистых минералов на Марсе. Философский журнал : 90. 2293-2308.
  28. ^ Рэй, JJ; Милликен, RE; Дандас, CM; Суэйзи, Джорджия; Эндрюс-Ханна, JC; Болдридж, AM; Chojnacki, M .; Бишоп, JL; Ehlmann, BL; Murchie, SL; Кларк, RN; Seelos, FP; Торнабене, LL; Сквайрс, SW (2011). «Кратер Колумбуса и другие возможные палеозера Terra Sirenum на Марсе, питаемые подземными водами» . Журнал геофизических исследований . 116 (E1): E01001. Bibcode : 2011JGRE..116.1001W . DOI : 10.1029 / 2010JE003694 .
  29. ^ Рэй, Дж .; Milliken, R .; Dundas, C .; Суэйзи, G .; Andrews-Hanna, J .; Болдридж, А .; Chojnacki, M .; Bishop, J .; Ehlmann, B .; Murchie, S .; Clark, R .; Seelos, F .; Торнабене, Л .; Сквайрс, С. (2011). «Кратер Колумба и другие возможные палеоозеры Terra Sirenum на Марсе, питаемые подземными водами» . Журнал геофизических исследований: планеты . 116 (E1): E01001. Bibcode : 2011JGRE..116.1001W . DOI : 10.1029 / 2010JE003694 .
  30. ^ "Mars Rover Spirit раскрывает неожиданные доказательства более влажного прошлого" . Проверено 30 мая 2007 года .
  31. ^ Squyres; Арвидсон, RE; Ерш, S; Геллерт, Р.; Моррис, Р.В.; Мин, DW; Crumpler, L; Фермер, JD; и другие. (2008). «Обнаружение богатых кремнеземом месторождений на Марсе». Наука . 320 (5879): 1063–1067. Bibcode : 2008Sci ... 320.1063S . DOI : 10.1126 / science.1155429 . PMID 18497295 . S2CID 5228900 .  
  32. ^ Ehlmann; Горчица, JF; Murchie, SL; Пуле, F; Бишоп, JL; Браун, AJ; Кальвин, WM; Кларк, RN; и другие. (2008). «Орбитальная идентификация карбонатсодержащих пород на Марсе» . Наука . 322 (5909): 1828–1832. Bibcode : 2008Sci ... 322.1828E . DOI : 10.1126 / science.1164759 . PMID 19095939 . 
  33. ^ Бойнтон, Западная Вирджиния; Мин, DW; Kounaves, SP; Янг, С.М. Арвидсон, RE; Hecht, MH; Хоффман, Дж; Найлс, ПБ; и другие. (2009). «Доказательства наличия карбоната кальция в месте посадки на Марс Феникс» (PDF) . Наука . 325 (5936): 61–64. Bibcode : 2009Sci ... 325 ... 61B . DOI : 10.1126 / science.1172768 . PMID 19574384 . S2CID 26740165 .   
  34. ^ Моррис, RV; Ruff, SW; Геллерт, Р.; Мин, DW; Арвидсон, RE; Кларк, Британская Колумбия; Золотой, округ Колумбия; Зибах, К; и другие. (2010). «Идентификация богатых карбонатами обнажений на Марсе марсоходом Spirit» (PDF) . Наука . 329 (5990): 421–4. Bibcode : 2010Sci ... 329..421M . DOI : 10.1126 / science.1189667 . PMID 20522738 . S2CID 7461676 . Архивировано из оригинального (PDF) 25 июля 2011 года.   
  35. ↑ Часть пропавшего на Марсе углекислого газа может быть захоронена
  36. ^ "Отсутствующая атмосфера Марса, вероятно, потеряна в космосе" .
  37. ^ Эдвардс, C .; Эльманн, Б. (2015). «Секвестрация углерода на Марсе» . Геология . 43 (10): 863–866. Bibcode : 2015Geo .... 43..863E . DOI : 10.1130 / G36983.1 .
  38. ^ Bibring, JP; Ланжевен, Y; Горчица, JF; Пуле, F; Arvidson, R; Гендрин, А; Gondet, B; Mangold, N; Пинет, П; Забудьте, F (2006). «Глобальная история минералогии и водного марса по данным OMEGA / Mars Express» . Наука . 312 (5772): 400–404. Bibcode : 2006Sci ... 312..400B . DOI : 10.1126 / science.1122659 . PMID 16627738 . 
  39. ^ Пикё, Сильвен; Бирн, Шейн; Ричардсон, Марк I. (2003). «Сублимация южного сезонного образования СО2 ледяной шапки Марса пауков». Журнал геофизических исследований: планеты . 180 (E8): 5084. Bibcode : 2003JGRE..108.5084P . DOI : 10.1029 / 2002JE002007 .
  40. ^ Манрубия, Южная Каролина; О. Прието Бальестерос; К. Гонсалес Кесслер; Д. Фернандес Ремолар; К. Кордова-Жабонеро; Ф. Селсис; С. Берчи; Т. Ганти; А. Хорват; А. Сик; Э. Сатмари (2004). «Сравнительный анализ геологических особенностей и сезонных процессов в городах инков и регионах PittyUSA Patera на Марсе» (PDF). Публикации Европейского космического агентства (ESA SP): 545.
  41. ^ КлеГГег, HH (2000). "Mars Polar Science 2000 - Годовой Punctuated CO 2 Slab лед и струи на Марсе" (PDF) . Проверено 6 сентября 2009 года . Cite journal requires |journal= (help)
  42. ^ Киффер, Хью Х. (2003). "Третья научная конференция по полярным исследованиям на Марсе (2003 г.) - Поведение твердого CO" (PDF) . Проверено 6 сентября 2009 года . Cite journal requires |journal= (help)
  43. ^ Портянкина, Г., изд. (2006). «Четвертая конференция по полярной науке о Марсе - Моделирование извержений типа гейзеров в загадочной области юга Марса» (PDF) . Проверено 11 августа 2009 года . Cite journal requires |journal= (help)
  44. ^ Sz. Берчи; и др., ред. (2004). «Лунная и планетарная наука XXXV (2004 г.) - Стратиграфия особых слоев - переходные и проницаемые слои: примеры» (PDF) . Проверено 12 августа 2009 года . Cite journal requires |journal= (help)
  45. ^ Киффер, Хью Х .; Christensen, Philip R .; Титус, Тимоти Н. (2006). «Струи CO2, образовавшиеся в результате сублимации под прозрачными плитами льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Природа . 442 (7104): 793–6. Bibcode : 2006Natur.442..793K . DOI : 10,1038 / природа04945 . PMID 16915284 . S2CID 4418194 .  
  46. ^ «Результаты НАСА предполагают, что реактивные самолеты вырываются из марсианской ледяной шапки» . Лаборатория реактивного движения . НАСА. 16 августа 2006 . Проверено 11 августа 2009 года .
  47. ^ CJ Hansen; Н. Томас; Г. Портянкина; А. МакИвен; Т. Беккер; С. Бирн; К. Херкенхофф; Х. Киффер; М. Меллон (2010). «HiRISE наблюдения за активностью, вызванной сублимацией газа, в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности» (PDF) . Икар . 205 (1): 283–295. Bibcode : 2010Icar..205..283H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.07.021 . Проверено 26 июля 2010 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Официальный сайт CRISM
  • Просмотрите карту изображений из JHUAPL .