Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Марс глазами Розетты в 2007 году

Климат Марса была темой научного любопытства на протяжении веков, отчасти потому , что это единственная земная планета , поверхность которой можно непосредственно наблюдать в деталях от Земли с помощью от телескопа .

Хотя Марс меньше Земли , на 11% от массы Земли и на 50% дальше от Солнца, чем Земля, его климат имеет важные сходства, такие как наличие полярных ледяных шапок , сезонные изменения и наблюдаемые погодные условия. Он привлек к себе постоянное внимание планетологов и климатологов . Хотя климат Марса имеет сходство с климатом Земли, включая периодические ледниковые периоды , есть также важные различия, такие как гораздо меньшая тепловая инерция . Атмосфера Марса имеет масштабную высотуприблизительно 11 км (36 000 футов), что на 60% больше, чем на Земле. Климат имеет большое значение для вопроса о том, существует ли на планете жизнь. Климата кратко получил больше интереса в новостях в связи с НАСА измерений свидетельствуют о повышении сублимации одного приполярной области , ведущих к каким - то популярной прессе слухам , что Марс переживает параллельный бой глобального потепления , [1] , хотя средняя температура Марса фактически охлажденные в последние десятилетия растут и сами полярные шапки .

Марс изучается земными приборами с 17 века, но только с начала исследования Марса в середине 1960-х годов стало возможным наблюдение с близкого расстояния. Облетные и орбитальные космические аппараты предоставили данные сверху, а посадочные аппараты и марсоходы непосредственно измерили атмосферные условия. Современные земно-орбитальные приборы сегодня продолжают предоставлять полезную "общую картину" относительно крупных погодных явлений.

Первым облетом Марса был « Маринер-4» , который прибыл в 1965 году. Этот быстрый двухдневный полет (14–15 июля 1965 года) с примитивными приборами мало что повлиял на уровень знаний о марсианском климате. Более поздние миссии Mariner ( Mariner 6 и Mariner 7 ) заполнили некоторые пробелы в базовой климатической информации. Основанные на данных исследования климата всерьез начались с посадочных устройств программы «Викинг» в 1975 году и продолжаются с помощью таких зондов, как Mars Reconnaissance Orbiter .

Эти наблюдения были дополнены научным компьютерным моделированием, называемым моделью общей циркуляции Марса . [2] Несколько различных итераций MGCM привели к более глубокому пониманию Марса, а также ограничений таких моделей.

Исторические наблюдения за климатом [ править ]

Джакомо Маральди определил в 1704 году, что южная шапка не находится в центре полюса вращения Марса. [3] Во время противостояния 1719 года Маральди наблюдал как полярные шапки, так и временную изменчивость их протяженности.

Уильям Гершель был первым, кто вывел низкую плотность марсианской атмосферы в своей статье 1784 года, озаглавленной « О замечательных явлениях в полярных регионах на планете Марс, наклоне ее оси, положении ее полюсов и ее сфероидальной форме»; с несколькими подсказками, касающимися его реального диаметра и атмосферы . Когда казалось, что Марс проходит рядом с двумя слабыми звездами, не влияя на их яркость, Гершель правильно пришел к выводу, что это означает, что вокруг Марса было мало атмосферы, которая мешала бы их свету. [3]

Открытие Оноре Флодергегом в 1809 году «желтых облаков» на поверхности Марса является первым известным наблюдением марсианских пыльных бурь. [4] Флогерг также наблюдал в 1813 году значительное уменьшение полярного льда во время марсианской весны. Его предположение о том, что это означает, что Марс теплее Земли, оказалось неточным.

Марсианская палеоклиматология [ править ]

Сейчас используются две системы датирования марсианского геологического времени. Один основан на плотности кратеров и имеет три возраста: ноахский , гесперианский и амазонский . Другой - минералогическая хронология, также имеющая три возраста: филлоцианский , тейкийский и сидерикийский .

HesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Недавние наблюдения и моделирование дают информацию не только о нынешнем климате и атмосферных условиях на Марсе, но и о его прошлом. Долгое время считалось, что марсианская атмосфера эпохи Ноаха богата углекислым газом . Недавние спектральные наблюдения залежей глинистых минералов на Марсе и моделирование условий образования глинистых минералов [5] показали, что в глине той эпохи карбонат практически отсутствует . Образование глины в среде, богатой диоксидом углерода, всегда сопровождается образованием карбоната, хотя позже карбонат может быть растворен из-за вулканической кислотности. [6]

Открытие воды сформированных минералов на Марсе , включая гематит и ярозит , по возможностям ровера и гетит по Спирит ровера, привело к выводу , что климатические условия в далеком прошлом позволило сыпучей воду на Марсе. Морфология некоторых ударов кратера на Марсе указывает на то, что во время удара земля была влажной. [7] Геоморфические наблюдения как за скоростью эрозии ландшафта [8], так и за сетью долин Марса [9] также явно указывают на более теплые и влажные условия на Марсе эпохи Ноаха (ранее, чем примерно четыре миллиарда лет назад). Однако химический анализ марсианского метеоритаобразцы показывают, что окружающая температура у поверхности Марса, скорее всего, была ниже 0 ° C (32 ° F) в течение последних четырех миллиардов лет. [10]

Некоторые ученые утверждают, что огромная масса вулканов Фарсида оказала большое влияние на климат Марса. Извергающиеся вулканы выделяют большое количество газа, в основном водяного пара и CO 2 . Вулканы могли выбросить достаточно газа, чтобы сделать раннюю марсианскую атмосферу толще, чем Земля. Вулканы также могли выбросить достаточно H 2 O, чтобы покрыть всю поверхность Марса на глубину до 120 м (390 футов). Углекислый газ - это парниковый газ , повышающий температуру планеты: он улавливает тепло, поглощая инфракрасное излучение . Таким образом, вулканы Фарсиды, выделяя CO 2, в прошлом мог бы сделать Марс более похожим на Землю. Когда-то на Марсе могла быть более плотная и теплая атмосфера, могли присутствовать океаны или озера. [11] Однако оказалось чрезвычайно сложно построить убедительные модели глобального климата для Марса, которые производят температуры выше 0 ° C (32 ° F) в любой момент его истории [12], хотя это может просто отражать проблемы с точной калибровкой такие модели.

Доказательства недавнего геологически экстремального ледникового периода на Марсе были опубликованы в 2016 году. Всего 370 000 лет назад планета выглядела скорее белой, чем красной. [13]

Погода [ править ]

Марсианские утренние облака ( Viking Orbiter 1 , 1976)

Температура и циркуляция Марса меняются каждый марсианский год (как и ожидалось для любой планеты с атмосферой и наклоном оси ). На Марсе отсутствуют океаны - источник многих межгодовых изменений на Земле. [ требуется уточнение ] Данные камеры орбитального аппарата Марса, начиная с марта 1999 г. и охватывающие 2,5 марсианских года [14], показывают, что марсианская погода имеет тенденцию быть более повторяемой и, следовательно, более предсказуемой, чем на Земле. Если событие происходит в определенное время года в течение одного года, имеющиеся данные (хотя они и являются разреженными) указывают на то, что оно с большой вероятностью повторится в следующем году почти в том же месте, плюс-минус неделю.

29 сентября 2008 года спускаемый аппарат Phoenix обнаружил снег, падающий из облаков в 4,5 километрах (2,8 мили) над местом посадки возле кратера Хеймдаль . Осадки испарялись, не достигнув земли, и это явление называется вирга . [15]

Облака [ править ]

Ледяные облака, движущиеся над местом посадки Феникса в течение 10 минут (29 августа 2008 г.)

Марсианские пыльные бури могут поднимать в атмосферу мелкие частицы, вокруг которых могут образовываться облака. Эти облака могут формироваться очень высоко, до 100 км (62 миль) над планетой. [16] Первые изображения Марса, отправленные Mariner 4, показали видимые облака в верхних слоях атмосферы Марса. Облака очень тусклые, и их можно увидеть только в отражении солнечного света на фоне темноты ночного неба. В этом отношении они похожи на мезосферные облака, также известные как серебристые облака на Земле, которые находятся на высоте около 80 км (50 миль) над нашей планетой.

Температура [ править ]

Марсианская температура была измерена еще до космической эры . Однако первые приборы и методы радиоастрономии давали грубые и разные результаты. [17] [18] Первые пролетные зонды (« Маринер-4» ) и более поздние орбитальные аппараты использовали радиозатмение для выполнения аэрономии . Имея химический состав, уже выведенный из спектроскопии , затем можно было определить температуру и давление. Тем не менее, пролетные затмения могут измерять свойства только на двух трансектах., на входе и выходе их траекторий с диска Марса, если смотреть с Земли. В результате получаются "снимки" погоды в определенной области в определенное время. Затем орбитальные аппараты увеличивают количество радиотрансект. Более поздние миссии, начиная с двойных облетов Mariner 6 и 7 , а также советских Mars 2 и 3 , имели инфракрасные детекторы для измерения энергии излучения. Mariner 9 был первым, кто разместил на орбите Марса инфракрасный радиометр и спектрометр в 1971 году вместе с другими инструментами и радиопередатчиком. За ними последовали Viking 1 и 2 , а не только с инфракрасными тепловизорами (IRTM). [19] Миссии также могли подтвердитьэти наборы данных дистанционного зондирования не только с их метрологическими стрелами для посадочных устройств на месте [20], но и с высотными датчиками температуры и давления для их спуска. [21]

Сообщалось о различных значениях in situ средней температуры на Марсе [22] с общим значением -63 ° C (210 K; -81 ° F). [23] [24] Температура поверхности может достигать максимума около 20 ° C (293 K; 68 ° F) в полдень на экваторе и минимального около -153 ° C (120 K; -243 ° F). на полюсах. [25] Фактические измерения температуры на площадке спускаемых аппаратов Viking находятся в диапазоне от -17,2 ° C (256,0 K; 1,0 ° F) до -107 ° C (166 K; -161 ° F). Самая теплая температура почвы, оцененная аппаратом Viking Orbiter, составила 27 ° C (300 K; 81 ° F). [26] Марсоход Spirit зафиксировал максимальную дневную температуру воздуха в тени 35 ° C (308 K; 95 ° F) и регулярно регистрировал температуру значительно выше 0 ° C (273 K; 32 ° F), за исключением зимы.[27]

Сообщалось, что «на основании данных о ночной температуре воздуха каждая северная весна и начало северного лета, которые все же наблюдались, были идентичны в пределах уровня экспериментальной ошибки (с точностью до ± 1 ° C)», но что «дневные данные, тем не менее, предполагает несколько иную историю, когда температура меняется от года к году до 6 ° C в это время года. [28] Это несоответствие дня и ночи является неожиданным и непонятным ». Весной и летом в южной части страны в дисперсии преобладают пыльные бури, которые увеличивают значение низкой ночной температуры и снижают пиковую дневную температуру. [29] Это приводит к небольшому (20 ° C) снижению средней температуры поверхности и умеренному (30 ° C) повышению температуры верхних слоев атмосферы. [30]

До и после миссий «Викинг» с помощью микроволновой спектроскопии были определены новые, более продвинутые марсианские температуры. Поскольку микроволновый луч длиной менее 1 угловой минуты больше, чем диск планеты, результаты являются средними глобальными. [31] Позже, Mars Global Surveyor «s Тепловое эмиссионный спектрометр и в меньшей степени , 2001 Mars Odyssey » s ТЕМИС не может просто воспроизводить инфракрасные измерения , но intercompare шлюпку, ровер, и микроволновых данных о Земле. The Mars Reconnaissance Orbiter «S Марс климат эхолот Аналогичным образом можно вывести атмосферные профили. Наборы данных «предполагают, что в последние десятилетия на Марсе были в целом более низкие атмосферные температуры и более низкая запыленность, чем во время миссии Viking» [32], хотя данные Viking ранее были пересмотрены в сторону уменьшения. [33] Данные TES показывают: «В период перигелия 1997 г. по сравнению с 1977 г. наблюдались намного более низкие (10–20 К) глобальные атмосферные температуры» и «что глобальная афелийная атмосфера Марса более холодная, менее пыльная и облачная, чем указано на рис. установил климатологию викингов ", опять же, принимая во внимание поправки Вильсона и Ричардсона к данным Викинга. [34]

Более позднее сравнение, допускающее, что «наиболее репрезентативными являются микроволновые записи температур воздуха», попыталось объединить прерывистые записи космических аппаратов. Никакого измеримого тренда глобальной средней температуры между Viking IRTM и MGS TES не наблюдалось. «Температуры воздуха Viking и MGS практически не различаются для этого периода, что говорит о том, что эпохи Viking и MGS характеризуются по существу одинаковым климатическим состоянием». Он обнаружил " сильную дихотомию«между северным и южным полушариями» - очень асимметричная парадигма марсианского годового цикла: северная весна и лето, относительно прохладные, не очень пыльные и относительно богатые водяным паром и ледяными облаками; и южное лето, довольно похожее на то, которое наблюдал Viking, с более высокими температурами воздуха, меньшим количеством водяного пара и водяного льда и более высоким уровнем атмосферной пыли » [28].

Аппарат Mars Reconnaissance Orbiter MCS (Mars Climate Sounder) по прибытии был в состоянии работать совместно с MGS в течение короткого периода; менее функциональные наборы данных Mars Odyssey THEMIS и Mars Express SPICAM также могут использоваться для охвата одной хорошо откалиброванной записи. Хотя температуры MCS и TES в целом согласуются, [35] исследователи сообщают о возможном охлаждении ниже аналитической точности. «С учетом этого смоделированного охлаждения, температура MCS MY 28 в среднем на 0,9 (дневное время) и 1,7 К (ночное время) ниже, чем измерения TES MY 24». [36]

Было высказано предположение, что в начале своей истории Марс имел гораздо более плотную и более теплую атмосферу. [37] Большая часть этой ранней атмосферы состояла из двуокиси углерода. Такая атмосфера подняла бы температуру, по крайней мере, в некоторых местах, выше точки замерзания воды. [38] При более высокой температуре проточная вода могла бы вырезать множество каналов и долин оттока, которые обычны на планете. Возможно, они собрались вместе, чтобы образовать озера и, возможно, океан. [39] Некоторые исследователи предположили, что атмосфера Марса могла быть во много раз толще Земли; однако исследование, опубликованное в сентябре 2015 года, выдвинуло идею о том, что, возможно, ранняя марсианская атмосфера не была такой плотной, как считалось ранее. [40]

В настоящее время атмосфера очень разреженная. В течение многих лет считалось, что, как и на Земле, большая часть раннего углекислого газа была заключена в минералах, называемых карбонатами. Однако, несмотря на использование многих орбитальных инструментов, которые искали карбонаты, обнаружено очень мало карбонатных отложений. [40] [41] Сегодня считается, что большая часть углекислого газа из марсианского воздуха была удалена солнечным ветром . Исследователи обнаружили двухэтапный процесс, при котором газ отправляется в космос. [42] Ультрафиолетовый свет от Солнца может поразить молекулу углекислого газа, разложив его на окись углерода и кислород. Второй фотон ультрафиолетового света может впоследствии разложить окись углерода на кислород и углерод, которые получат достаточно энергии, чтобы покинуть планету. В этом процессе легкий изотоп углерода ( 12 C ), скорее всего, покинет атмосферу. Следовательно, углекислый газ, оставшийся в атмосфере, будет обогащен тяжелым изотопом ( 13 C ). [43] Этот более высокий уровень тяжелого изотопа был обнаружен марсоходом Curiosity на Марсе. [44] [45]

Климатические данные для кратера Гейла (2012–2015 гг.)
МесяцЯнвФевМарАпрМайИюнИюлАвгСенОктябрьНояДекабрьГод
Рекордно высокая ° C (° F)6
(43)		6
(43)		1
(34)		0
(32)		7
(45)		14
(57)		20
(68)		19
(66)		7
(45)		7
(45)		8
(46)		8
(46)		20
(68)
Средняя высокая ° C (° F)−7
(19)		-20
(-4)		-23
(-9)		-20
(-4)		−4
(25)		0,0
(32,0)		2
(36)		1
(34)		1
(34)		4
(39)		−1
(30)		−3
(27)		-5,7
(21,7)
Средняя низкая ° C (° F)-82
(-116)		-86
(-123)		-88
(-126)		-87
(-125)		-85
(-121)		-78
(-108)		-76
(-105)		-69
(-92)		-68
(-90)		-73
(-99)		-73
(-99)		-77
(-107)		-78,5
(-109,3)
Рекордно низкая ° C (° F)-95
(-139)		-127
(-197)		-114
(-173)		-97
(-143)		-98
(-144)		-125
(-193)		-84
(-119)		-80
(-112)		-78
(-108)		-78
(-109)		-83
(-117)		-110
(-166)		-127
(-197)
Источник: Centro de Astrobiología, [46] Mars Weather, [47] NASA Quest, [48] SpaceDaily [49]

Атмосферные свойства и процессы [ править ]

Основная статья: Атмосфера Марса
Планета Марс - наиболее распространенные газы - ( марсоход Curiosity , прибор для анализа проб на Марсе , октябрь 2012 г.).

Низкое атмосферное давление [ править ]

Марсианская атмосфера состоит в основном из диоксида углерода и имеет среднее поверхностное давление около 600  Па (Па), гораздо более низких , чем 101,000 Па. Один эффекта Земли этого является то, что атмосфера Марса может реагировать гораздо быстрее к данному ввода энергии чем у атмосферы Земли. [50] Как следствие, Марс подвержен сильным тепловым приливам, вызванным солнечным нагревом, а не гравитационным влиянием. Эти приливы могут быть значительными, составляя до 10% от общего атмосферного давления (обычно около 50 Па). Атмосфера Земли испытывает похожие дневные и полусуточные приливы, но их влияние менее заметно из-за гораздо большей массы атмосферы Земли.

Хотя температура на Марсе может достигать отметки нуля (0 ° C (273 K; 32 ° F)), жидкая вода нестабильна на большей части планеты, так как атмосферное давление ниже тройной точки воды, а водяной лед сублимируется в водяной пар. Исключением являются низколежащие области планеты, в первую очередь ударный бассейн Эллада Планиция , крупнейший такой кратер на Марсе. Он настолько глубок, что атмосферное давление на дне достигает 1155 Па, что выше тройной точки, поэтому, если температура превышает 0 ° C, там может существовать жидкая вода. [ необходима цитата ]

Ветер [ править ]

Парашют марсохода Curiosity , размахивающий марсианским ветром ( HiRISE / MRO ) (12 августа 2012 г. - 13 января 2013 г.).
Марсианский пыльный дьявол - в Amazonis Planitia (10 апреля 2001 г.) ( также ) ( видео (02:19) ).

Поверхность Марса имеет очень низкую тепловую инерцию , что означает, что она быстро нагревается, когда на нее светит солнце. Типичные суточные колебания температуры вдали от полярных регионов составляют около 100 К. На Земле ветры часто возникают в областях, где тепловая инерция изменяется внезапно, например, с моря на сушу. На Марсе нет морей, но есть области, где тепловая инерция почвы меняется, что приводит к утренним и вечерним ветрам, подобным морскому бризу на Земле. [51] В рамках проекта Antares «Марс мелкомасштабной погоды» (MSW) недавно были выявлены некоторые незначительные недостатки в текущих глобальных климатических моделях (GCM) из-за более примитивного моделирования почв с помощью GCM. «Прием тепла к земле и обратно очень важен на Марсе, поэтому схемы почвы должны быть довольно точными». [52]Эти недостатки исправляются и должны привести к более точным оценкам в будущем, но сделать дальнейшее использование более старых прогнозов смоделированного марсианского климата несколько проблематичным.

В низких широтах преобладает циркуляция Хэдли , которая по существу совпадает с процессом, который на Земле порождает пассаты . В более высоких широтах над погодой преобладает серия областей высокого и низкого давления, называемых волнами бароклинного давления. Марс более сухой и холодный, чем Земля, и, как следствие, пыль, поднимаемая этими ветрами, имеет тенденцию оставаться в атмосфере дольше, чем на Земле, поскольку нет осадков, которые ее вымывают (за исключением снегопада CO 2 ). [53] Один такой циклонический шторм был недавно захвачен космическим телескопом Хаббла (на фото ниже).

Одно из главных различий между циркуляциями Хэдли Марса и Земли - их скорость [54], которая измеряется в опрокидывающейся шкале времени . Шкала времени опрокидывания на Марсе составляет около 100 марсианских дней, а на Земле - более года.

Пыльные бури [ править ]

Смотрите также: марсианский грунт § Атмосферная пыль
Воспроизвести медиа
Марсианская пыльная буря - оптическая глубина тау - с мая по сентябрь 2018 г.
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; анимация; 30 октября 2018; описание файла )
Марс (до / после) пыльной бури
(июль 2018 г.)

Когда зонд Mariner 9 прибыл на Марс в 1971 году, ученые ожидали увидеть новые четкие изображения деталей поверхности. Вместо этого они увидели пыльную бурю почти всей планеты [55], и только гигантский вулкан Олимп Монс был виден над дымкой. Шторм длился месяц, и ученые узнали, что такое явление на Марсе довольно часто. Используя данные Mariner 9, James B. Pollack et al. предложил механизм марсианских пыльных бурь в 1973 г. [56]

Пыльные бури на Марсе.
25 ноября 2012 г.
18 ноября 2012 г.
Отмечены местоположения марсоходов Opportunity и Curiosity ( MRO ).
2001 Пыльная буря в бассейне Эллады
Покадровая композиция марсианского горизонта, видимая марсоходом Opportunity за 30 марсианских дней; он показывает, сколько солнечного света заблокировали пылевые бури в июле 2007 года; Тау 4,7 означает, что 99% солнечного света было заблокировано.

По наблюдениям космического корабля « Викинг» с поверхности [29], «во время глобальной пыльной бури диапазон суточных температур резко сузился с 50 ° C до примерно 10 ° C, а скорость ветра значительно увеличилась - действительно, всего за час. С приходом шторма они увеличились до 17 м / с (61 км / ч), с порывами до 26 м / с (94 км / ч). Тем не менее, фактического переноса материала ни на одном из участков не наблюдалось, только постепенный осветление и потеря контрастности материала поверхности по мере оседания на нем пыли ». 26 июня 2001 года космический телескоп Хаббл заметил пыльную бурю, надвигающуюся в бассейне Эллада.на Марсе (на фото справа). Через день шторм «разразился» и стал глобальным событием. Орбитальные измерения показали, что эта пыльная буря снизила среднюю температуру поверхности и повысила температуру атмосферы Марса на 30 К. [30] Низкая плотность марсианской атмосферы означает, что скорость ветра составляет от 18 до 22 м / с (от 65 до 79 км / ч) необходимы для подъема пыли с поверхности, но поскольку Марс настолько сухой, пыль может оставаться в атмосфере намного дольше, чем на Земле, где она вскоре смывается дождем. В сезоне, последовавшем за этой пыльной бурей, дневная температура была на 4 К ниже средней. Это было приписано глобальному покрытию светлой пылью, которая выпала из пылевой бури, временно увеличив альбедо Марса . [58]

В середине 2007 года пыльная буря по всей планете представляла серьезную угрозу для работающих на солнечных батареях марсоходов Spirit и Opportunity Mars Exploration Rover , поскольку они уменьшили количество энергии, обеспечиваемой солнечными панелями, и вынудили прекратить большинство научных экспериментов в ожидании штормы, чтобы очистить. [59] После пыльных бурь марсоходы значительно снизили мощность из-за осаждения пыли на массивах. [60]

Марс без пыльной бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пыльной бурей в июле 2001 г. (справа), как видно из Mars Global Surveyor

Пыльные бури наиболее распространены во время перигелия , когда планета получает на 40 процентов больше солнечного света, чем во время афелия . Во время афелия в атмосфере образуются водяные ледяные облака, которые взаимодействуют с частицами пыли и влияют на температуру планеты. [61]

Сильная усиливающаяся пыльная буря началась в конце мая 2018 года и продолжалась по состоянию на середину июня. К 10 июня 2018 года, по наблюдениям на месте расположения марсохода « Оппортьюнити» , шторм был более интенсивным, чем пыльная буря 2007 года, перенесенная « Оппортьюнити» . [62] 20 июня 2018 года НАСА сообщило, что пыльная буря разрослась и полностью накрыла всю планету. [63] [64]

Наблюдения, проводимые с 1950-х годов, показали, что вероятность возникновения планетарной пыльной бури в конкретный марсианский год составляет примерно одну из трех. [65]

Пыльные бури способствуют потере воды на Марсе. Исследование пыльных бурь с помощью Mars Reconnaissance Orbiter показало, что 10 процентов потерь воды с Марса могли быть вызваны пыльными бурями. Инструменты на борту Mars Reconnaissance Orbiter обнаружили водяной пар на очень больших высотах во время глобальных пыльных бурь. Ультрафиолетовый свет солнца может разложить воду на водород и кислород. Затем водород из молекулы воды улетает в космос. [66] [67] [68] Последняя потеря атомарного водорода из воды, как выяснилось, в значительной степени вызвана сезонными процессами и пыльными бурями, которые переносят воду непосредственно в верхние слои атмосферы. [69] [70]

Атмосферное электричество [ править ]

Считается, что марсианские пыльные бури могут вызывать атмосферные электрические явления. [71] [72] [73] Известно, что частицы пыли приобретают электрический заряд при столкновении с землей или другими частицами. [74] Теоретический, вычислительный и экспериментальный анализ потоков пыли в лабораторных условиях и полномасштабных пылевых дьяволов на Земле показывает, что самоиндуцированное электричество, включая молнии, является обычным явлением в турбулентных потоках, наполненных пылью. [75] [76] [77]На Марсе эта тенденция будет усугубляться низким давлением атмосферы, что приведет к гораздо более низким электрическим полям, необходимым для пробоя. В результате аэродинамическое разделение пыли как на мезо-, так и на макромасштабах может легко привести к достаточно большому разделению зарядов, чтобы вызвать локальный электрический пробой в пылевых облаках над землей. [78]

Прямое численное моделирование турбулентности с участием 168 миллионов электрически заряженных инерционных пылевых частиц (Центр исследований турбулентности, Стэнфордский университет)

Тем не менее, в отличие от других планет Солнечной системы, на поверхности Марса не существует измерений на месте, чтобы подтвердить эти гипотезы. [79] Первая попытка выяснить эти неизвестные была предпринята спускаемым аппаратом Schiaparelli EDM миссии ExoMars в 2016 году, который включал в себя соответствующее бортовое оборудование для измерения электрических зарядов пыли и атмосферных электрических полей на Марсе. Однако посадочный модуль вышел из строя во время автоматической посадки 19 октября 2016 года и разбился о поверхность Марса.

Соль [ править ]

Процесс геологической сальтации очень важен на Марсе как механизм добавления твердых частиц в атмосферу. На марсоходе MER Spirit наблюдались частицы соленого песка . [80] Теория и наблюдения в реальном мире не согласуются друг с другом, классическая теория упускает до половины скачкообразных частиц реального мира. [81] Модель, более близкая к наблюдениям в реальном мире, предполагает, что сальтирующие частицы создают электрическое поле, которое увеличивает эффект сальтации. Зерна Марса сальтируют по траекториям в 100 раз выше и длиннее и достигают в 5–10 раз более высоких скоростей, чем зерна Земли. [82]

Повторяющееся северное кольцевое облако [ править ]

Вид с телескопа Хаббла на колоссальное полярное облако на Марсе

Большое облако в форме пончика появляется в северной полярной области Марса примерно в одно и то же время каждый марсианский год и имеет примерно одинаковый размер. [83] Он формируется утром и рассеивается к марсианскому полудню. [83] Внешний диаметр облака составляет примерно 1600 км (1000 миль), а диаметр внутреннего отверстия или глаза - 320 км (200 миль). [84] Считается, что облако состоит из водяного льда, [84] поэтому оно белого цвета, в отличие от более обычных пыльных бурь.

Это похоже на циклонический шторм, похожий на ураган, но он не вращается. [83] Облако появляется в течение северного лета и на высоких широтах. Есть предположения, что это связано с уникальными климатическими условиями вблизи северного полюса. [84] Циклоноподобные штормы были впервые обнаружены во время программы орбитального картирования «Викинг», но северное кольцевое облако почти в три раза больше. [84] Облако также было обнаружено различными зондами и телескопами, включая Hubble и Mars Global Surveyor . [83] [84]

Другие повторяющиеся события - это пыльные бури и пыльные дьяволы . [84]

Присутствие метана [ править ]

Основная статья: Метан на Марсе
Источник марсианского метана неизвестен; его обнаружение показано здесь.

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.

Следовые количества метана на уровне нескольких частей на миллиард (ppb) были впервые обнаружены в атмосфере Марса командой из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА в 2003 году. [85] [86] Были измерены большие различия в содержании. между наблюдениями, проведенными в 2003 и 2006 годах, из которых следует, что метан имеет локальную концентрацию и, вероятно, сезонный. [87] 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 за этот период, в среднем составили 7,2 частей на миллиард, что означает, что Марс эпизодически производит или выделяет метан из неизвестного источника. [88]До и после этого значения в среднем составляли около одной десятой этого уровня. [89] [90] [88] 7 июня 2018 года НАСА объявило о циклических сезонных колебаниях фонового уровня атмосферного метана. [91] [92] [93]

Марсоход 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 . [94] Также было показано, что метан может быть произведен в процессе с участием воды, углекислого газа и минерального оливина , который, как известно, распространен на Марсе. [95]

Живые микроорганизмы , такие как метаногены , являются еще одним возможным источником, но никаких доказательств присутствия таких организмов на Марсе не обнаружено. [96] [97] [98] (См .: Жизнь на Марсе # Метан )

Резьба по диоксиду углерода [ править ]

Изображения Mars Reconnaissance Orbiter предполагают необычный эффект эрозии, обусловленный уникальным климатом Марса. Весеннее потепление в определенных областях приводит к сублимации льда CO 2 и его течению вверх, создавая весьма необычные паттерны эрозии, называемые «паутинными оврагами». [99] Прозрачный лед CO 2 образуется зимой, и когда весенний солнечный свет нагревает поверхность, он превращает CO 2 в газ, который поднимается вверх под полупрозрачным льдом CO 2 . Слабые места в этом льду приводят к гейзерам CO 2 . [99]

Горы [ править ]

Планета Марс " летучие газы ( Любопытство ровер , октябрь 2012)

На марсианские бури значительно влияют большие горные цепи Марса. [100] Отдельные горы, такие как рекордсмен Олимпус (26 км (85 000 футов)), могут влиять на местную погоду, но более серьезные погодные эффекты связаны с большим скоплением вулканов в регионе Фарсида .

Одно уникальное повторяющееся погодное явление с участием гор - спиральное облако пыли, которое образуется над Арсией Монс . Спиральное облако пыли над Арсией Монс может возвышаться над вулканом на 15–30 км (49–98000 футов). [101] Облака вокруг Арсии Монс наблюдаются в течение марсианского года, достигая пика в конце лета. [102]

Облака, окружающие горы, подвержены сезонной изменчивости. Облака у Олимпа Монс и Аскреаус Монс появляются весной и летом в северном полушарии, достигая общей максимальной площади примерно 900 000 км 2 и 1 000 000 км 2 соответственно в конце весны. Облака вокруг Альба Патера и Павонис Монс показывают дополнительный, меньший пик в конце лета. Зимой наблюдалось очень мало облаков. Предсказания модели общей циркуляции Марса согласуются с этими наблюдениями. [102]

Полярные кепки [ править ]

Как мог выглядеть Марс во время ледникового периода от 2,1 миллиона до 400 000 лет назад, когда считается, что наклон оси Марса был больше, чем сегодня.
Вид с HiRISE на Олимпию Рупес в Planum Boreum , одном из многих обнаженных слоев водяного льда, обнаруженных в полярных регионах Марса. Изображенная ширина: 1,3 км (0,8 мили)
Изображение HiRISE "темных пятен дюн" и веера, образованных извержениями газовых гейзеров CO 2 на южном полярном ледяном щите Марса .

На северном и южном полюсах Марса есть ледяные шапки, которые в основном состоят из водяного льда; однако на их поверхности присутствует замороженный диоксид углерода ( сухой лед ). Сухой лед накапливается в северном полярном регионе ( Planum Boreum ) только зимой, полностью сублимируясь летом, в то время как южный полярный регион дополнительно имеет постоянный сухой ледяной покров толщиной до восьми метров (25 футов). [103] Это различие связано с более высоким возвышением южного полюса.

На зимнем полюсе может конденсироваться настолько большая часть атмосферы, что атмосферное давление может варьироваться до трети своего среднего значения. Эта конденсация и испарение вызовут обратное изменение доли неконденсируемых газов в атмосфере. [53] Эксцентриситет орбиты Марса влияет на этот цикл, а также на другие факторы. Весной и осенью ветер из-за процесса сублимации углекислого газа настолько силен, что может быть причиной глобальных пыльных бурь, упомянутых выше. [104]

Северная полярная шапка имеет диаметр примерно 1000 км во время лета на Марсе [105] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, который, если равномерно распределить его по шапке, будет иметь толщину 2 км. [106] (Для сравнения, объем ледникового щита Гренландии составляет 2,85 миллиона кубических километров .) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и максимальную толщину 3 км. [107] Обе полярные шапки показывают спиральные впадины, которые, как первоначально предполагалось, образовались в результате дифференциального солнечного нагрева в сочетании с сублимацией льда и конденсацией водяного пара. [108] [109] Недавний анализ данных радара проникающего льда от SHARADпродемонстрировал, что спиральные желоба образуются в уникальной ситуации, когда стоковые ветры с высокой плотностью спускаются с полярного максимума для переноса льда и образования пластов с большой длиной волны. [110] [111] Спиральная форма возникла из-за эффекта Кориолиса, который заставляет ветер вызывать ураган. Впадины не образовывались ни с одной ледяной шапкой, вместо этого они начали формироваться между 2,4 миллиона и 500000 лет назад, после того, как три четверти ледяной шапки образовались. Это говорит о том, что климатический сдвиг позволил им наступить. Обе полярные шапки сжимаются и отрастают заново вслед за температурными колебаниями марсианских сезонов; есть также долгосрочные тенденции которые лучше понимаются в современную эпоху.

Весной в южном полушарии солнечное нагревание отложений сухого льда на южном полюсе приводит местами к накоплению сжатого газа CO 2 под поверхностью полупрозрачного льда, нагретого за счет поглощения излучения более темным субстратом. После достижения необходимого давления газ прорывается сквозь лед в виде гейзерных шлейфов. Хотя извержения непосредственно не наблюдались, они оставляют свидетельства в виде «темных пятен дюн» и более легких веерей на поверхности льда, представляющих песок и пыль, уносимые извержениями, а также паучьи желобки, созданные под льдом. набегающим газом. [112] [113] (см. Гейзеры на Марсе ). Извержения азота, наблюдаемые космическим аппаратом "Вояджер-2".на Тритоне происходят по аналогичному механизму.

Обе полярные шапки в настоящее время накапливаются, что подтверждает предсказанное циклическое движение Миланковича во временных масштабах ~ 400 000 и ~ 4 000 000 лет. Зондирование Марсианского разведывательного орбитального аппарата SHARAD показывает, что общий рост объема составляет ~ 0,24 км3 / год. Из этого количества 92%, или ~ 0,86 мм / год, идет на север [114], поскольку циркуляция Хэдли смещения Марса действует как нелинейный насос летучих веществ на север.

Солнечный ветер [ править ]

Марс потерял большую часть своего магнитного поля около четырех миллиардов лет назад. В результате солнечный ветер и космическое излучение напрямую взаимодействуют с ионосферой Марса. Это делает атмосферу тоньше, чем она могла бы быть в противном случае под действием солнечного ветра, постоянно удаляющего атомы из внешнего слоя атмосферы. [115] Большая часть исторических потерь атмосферы на Марсе связана с эффектом солнечного ветра. Текущая теория предполагает ослабление солнечного ветра, и, таким образом, сегодняшние эффекты разрушения атмосферы намного меньше, чем в прошлом, когда солнечный ветер был сильнее. [ необходима цитата ]

Сезоны [ править ]

Смотрите также: Астрономия на Марсе § Сезоны
Весной из-за сублимации льда песок из-под слоя льда образует веерообразные отложения поверх сезонного льда. [ требуется разъяснение ]

Марс имеет наклон оси 25,2 °. Это означает, что на Марсе есть времена года, как и на Земле. Эксцентриситет орбиты Марса составляет 0,1, гораздо больше , чем нынешний эксцентриситет орбиты Земли около 0,02. Большой эксцентриситет приводит к изменению инсоляции на Марсе по мере того, как планета вращается вокруг Солнца. (Марсианский год длится 687 дней, примерно 2 земных года.) Как и на Земле, наклон Марса доминирует над сезонами, но из-за большого эксцентриситета зимы в южном полушарии длинные и холодные, а на севере короткие и теплые. .

Сейчас считается, что лед накапливался, когда орбитальный наклон Марса сильно отличался от нынешнего. (Ось, вокруг которой вращается планета, имеет значительное "колебание", что означает, что ее угол со временем меняется.) [116] [117] [118] Несколько миллионов лет назад наклон оси Марса составлял 45 градусов вместо нынешнего. 25 градусов. Его наклон, также называемый наклонностью, сильно варьируется, потому что две его крошечные луны не могут стабилизировать его, как луна Земли.

Считается, что многие объекты на Марсе, особенно в четырехугольнике Исмениуса Лака, содержат большое количество льда. Самая популярная модель происхождения льда - это изменение климата из-за больших изменений наклона оси вращения планеты. Иногда наклон даже превышал 80 градусов. [119] [120] Большие изменения наклона объясняют многие ледяные особенности Марса.

Исследования показали, что когда угол наклона Марса достигает 45 градусов по сравнению с нынешними 25 градусами, лед теряет устойчивость на полюсах. [121] Кроме того, при таком большом наклоне сублимируются запасы твердого диоксида углерода (сухой лед), тем самым повышая атмосферное давление. Это повышенное давление позволяет удерживать больше пыли в атмосфере. Влага из атмосферы будет выпадать в виде снега или льда, замерзшего на пылинках. Расчеты показывают, что этот материал будет концентрироваться в средних широтах. [122] [123] Модели общей циркуляции марсианской атмосферы предсказывают скопление богатой льдом пыли в тех же областях, где обнаружены объекты, богатые льдом. [120]Когда наклон начинает возвращаться к более низким значениям, лед сублимируется (превращается непосредственно в газ) и оставляет после себя слой пыли. [124] [125] Отложения запаздывания покрывают нижележащий материал, поэтому с каждым циклом высоких уровней наклона некоторая богатая льдом мантия остается позади. [126] Обратите внимание, что гладкий поверхностный слой мантии, вероятно, представляет собой относительно недавний материал. Ниже представлены изображения слоев этой гладкой мантии, которая иногда падает с неба.

  • Гладкая мантия покрывает части кратера в четырехугольнике Фаэтонтиса . Расслоение предполагает, что мантия откладывалась несколько раз.

  • Увеличение предыдущего изображения слоев мантии. Видны четыре-пять слоев. Снимок сделан в программе HiWish .

Присутствует неравная продолжительность сезонов
Время годаСоли МарсаДни Земли
Северная весна, южная осень193,3092,764
Северное лето, южная зима178,6493,647
Северная осень, южная весна142,7089 836
Северная зима, южное лето153,9588,997

Прецессия в выравнивании наклона и эксцентриситета приводит к глобальному потеплению и похолоданию («великое» лето и зима) с периодом 170 000 лет. [127]

Как и Земля, наклон Марса периодически меняется, что может привести к долгосрочным изменениям климата. И снова эффект более выражен на Марсе, поскольку ему не хватает стабилизирующего влияния большой луны. В результате наклон может измениться на 45 °. Жак Ласкар из Национального центра научных исследований Франции утверждает, что последствия этих периодических изменений климата можно увидеть в слоистой природе ледяной шапки на северном полюсе Марса. [128] Текущие исследования показывают, что Марс находится в теплом межледниковом периоде, который длился более 100 000 лет. [129]

Поскольку Mars Global Surveyor мог наблюдать Марс в течение 4 марсианских лет, было обнаружено, что марсианская погода из года в год была одинаковой. Любые различия были напрямую связаны с изменениями солнечной энергии, достигающей Марса. Ученые даже смогли точно предсказать пыльные бури, которые произойдут во время приземления Beagle 2 . Было обнаружено, что региональные пыльные бури тесно связаны с местами скопления пыли. [130]

Свидетельства недавнего изменения климата [ править ]

Ямы в южной полярной ледяной шапке (MGS 1999, НАСА)

За последние несколько марсианских лет вокруг южного полюса ( Planum Australe ) произошли региональные изменения . В 1999 г. Mars Global Surveyor сфотографировал ямы в слое замороженного углекислого газа на южном полюсе Марса. Из-за своей поразительной формы и ориентации эти косточки стали известны как особенности швейцарского сыра . В 2001 году аппарат снова сфотографировал те же ямы и обнаружил, что они стали больше, отступив примерно на 3 метра за один марсианский год. [131] Эти особенности вызваны сублимацией слоя сухого льда, обнажая инертный слой водяного льда. Более поздние наблюдения показывают, что лед на южном полюсе Марса продолжает сублимироваться. [132]Ямы во льду продолжают увеличиваться примерно на 3 метра за марсианский год. Малин заявляет, что условия на Марсе в настоящее время не способствуют образованию нового льда. В пресс-релизе НАСА указывается, что на Марсе «происходит изменение климата» [133] . Подводя итоги наблюдений с помощью камеры Mars Orbiter Camera, исследователи предположили, что некоторое количество сухого льда могло образоваться между Mariner 9 и миссией Mars Global Surveyor . Судя по текущему уровню убытков, сегодняшние депозиты могут исчезнуть через сто лет. [130]

В других местах на планете в низкоширотных областях водяного льда больше, чем должно было быть при нынешних климатических условиях. [134] [135] [136] Mars Odyssey "дает нам признаки недавнего глобального изменения климата на Марсе", - сказал Джеффри Плаут, научный сотрудник миссии в Лаборатории реактивного движения НАСА, в опубликованной работе, не прошедшей экспертную оценку в 2003 году.

Теории атрибуции [ править ]

Полярные изменения [ править ]

Colaprete et al. провели моделирование с помощью модели общей циркуляции Марса, которые показали, что местный климат вокруг южного полюса Марса в настоящее время может находиться в нестабильном периоде. Смоделированная нестабильность коренится в географии региона, что побудило авторов предположить, что сублимация полярных льдов является локальным явлением, а не глобальным. [137] Исследователи показали, что даже при постоянной яркости Солнца полюса были способны переключаться между состояниями отложения и потери льда. Триггером для изменения состояний может быть либо увеличение количества пыли в атмосфере, либо изменение альбедо из-за отложения водяного льда на полярной шапке. [138] Эта теория несколько проблематична из-за отсутствия ледяных отложений после глобальной пыльной бури 2001 года.[58] Другая проблема заключается в том, что точность модели общей циркуляции Марса снижается по мере того, как масштаб явления становится более локальным.

Утверждалось, что «наблюдаемые региональные изменения ледяного покрова южных полюсов почти наверняка связаны с региональным изменением климата, а не глобальным явлением, и явно не связаны с внешним воздействием». [127] В статье для новостей Nature главный редактор новостей и функций Оливер Мортон сказал: «Скептики замечают потепление других солнечных тел. На Марсе, похоже, потепление сводится к тому, что вокруг дует пыль и обнажает большие пятна. из черной базальтовой породы, которая нагревается днем ​​». [58] [139]

Климатические зоны [ править ]

Климатические зоны Земли впервые были определены Владимиром Кеппеном на основе распределения групп растительности. Классификация климата, кроме того, основана на температуре, количестве осадков и подразделяется на основе различий в сезонном распределении температуры и осадков; и отдельная группа существует для внезональных климатов, например, на больших высотах. На Марсе нет ни растительности, ни осадков, поэтому любая классификация климата может быть основана только на температуре; дальнейшее усовершенствование системы может быть основано на распределении пыли, содержании водяного пара, наличии снега. Зоны солнечного климата также могут быть легко определены для Марса. [140]

Текущие миссии [ править ]

Аппарат Mars Odyssey 2001 года в настоящее время находится на орбите Марса и выполняет измерения глобальной температуры атмосферы с помощью прибора TES. Орбитальный аппарат Mars Reconnaissance Orbiter в настоящее время ежедневно проводит с орбиты наблюдения за погодой и климатом. Один из его инструментов, марсианский климатический эхолот , специализируется на наблюдении за климатом. MSL был запущен в ноябре 2011 года и совершил посадку на Марс 6 августа 2012 года [141] Орбитальные аппараты MAVEN , Mangalyaan и TGO в настоящее время на орбите Марса и изучения его атмосферы.

Марсоход Curiosity - температура , давление , влажность в кратере Гейла на Марсе (август 2012 г. - февраль 2013 г.)
Температура
Давление
Влажность
  • Текущий отчет о погоде на Марсе марсохода Curiosity
  • Текущий прогноз погоды на Марсе с посадочного модуля InSight

См. Также [ править ]

  • Геология Марса
  • Аналоговая среда обитания Марса
  • Марсианский климатический орбитальный аппарат
  • Mars MetNet , предлагаемая метеорологическая сеть на Марсе
  • Вода на Марсе

Ссылки [ править ]

  1. ↑ Фрэнсис Редди (23 сентября 2005 г.). «MGS видит меняющееся лицо Марса» . Журнал "Астрономия" . Проверено 6 сентября 2007 года .
  2. ^ НАСА. "Моделирование общей циркуляции Марса" . НАСА. Архивировано из оригинального 20 февраля 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  3. ^ a b «Изучение Марса в 1700-х годах» . 20 февраля 2001 года в архив с оригинала на 20 февраля 2001 года.
  4. ↑ Изучение Марса в 1800-х годах. Архивировано 22 августа 2007 года на Wayback Machine.
  5. ^ «Исследования глины могут изменить теории Марса» . Science Daily. 19 июля, 2007. Архивировано из оригинального 30 сентября 2007 года . Проверено 6 сентября 2007 года .
  6. ^ Fairén, AG; и другие. (2004). «Подавление синтеза карбонатов в кислых океанах раннего Марса». Природа . 431 (7007): 423–426. Bibcode : 2004Natur.431..423F . DOI : 10,1038 / природа02911 . PMID 15386004 . S2CID 4416256 .  
  7. ^ Карр, MH; и другие. (1977). «Марсианские ударные кратеры и выброс выброса поверхностным потоком». J. Geophys. Res . 82 (28): 4055–65. Bibcode : 1977JGR .... 82.4055C . DOI : 10,1029 / js082i028p04055 .
  8. ^ Голомбек, МП; Мосты, NT (2000). «Скорость эрозии на Марсе и последствия для изменения климата: ограничения со стороны посадочной площадки Pathfinder». J. Geophys. Res . 105 (E1): 1841–1853. Bibcode : 2000JGR ... 105.1841G . DOI : 10.1029 / 1999je001043 .
  9. ^ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Случай для дождя на теплом, влажном раннем Марсе». J. Geophys. Res . 107 (E11): E11. Bibcode : 2002JGRE..107.5111C . DOI : 10.1029 / 2001JE001505 .
  10. ^ Шустер, Дэвид Л .; Вайс, Бенджамин П. (22 июля 2005 г.). "Палеотемпературы поверхности Марса по термохронологии метеоритов" (PDF) . Наука . 309 (5734): 594–600. Bibcode : 2005Sci ... 309..594S . DOI : 10.1126 / science.1113077 . PMID 16040703 . S2CID 26314661 .   
  11. ^ Хартманн, W. 2003. Путеводитель по Марсу. Издательство Workman Publishing. NY NY.
  12. ^ Aberle, RM (1998). «Ранние климатические модели» . J. Geophys. Res . 103 (E12): 28467–79. Bibcode : 1998JGR ... 10328467H . DOI : 10.1029 / 98je01396 . S2CID 6353484 . 
  13. ^ «Марс раньше выглядел скорее белым, чем красным» . Популярная механика . 26 мая 2016 года . Проверено 28 мая, 2016 .
  14. ^ "Погода на Марсоходе и Бигле 2 посадочных площадках" . Малин Системы космической науки . Архивировано из оригинального 14 августа 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 года .
  15. ^ «НАСА Марс Лендер видит падающий снег, данные о почве предполагают жидкое прошлое» . 29 сентября 2008 . Проверено 3 октября 2008 года .
  16. ^ "Марс Облака выше, чем все на Земле" . Space.com .
  17. ^ Pettit, E .; и другие. (Сентябрь 1924 г.). «Радиационные меры на планете Марс». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 36 (9): 269–272. Bibcode : 1924PASP ... 36..269P . JSTOR 40693334 . 
  18. ^ Кобленц, W. (июнь 1925). «Температурные оценки планеты Марс». Astronomische Nachrichten . 224 (22): 361–378. Bibcode : 1925AN .... 224..361C . DOI : 10.1002 / asna.19252242202 . hdl : 2027 / mdp.39015086551267 . S2CID 62806972 . 
  19. ^ "Национальный центр данных по космическим наукам: инфракрасный тепловизор (IRTM)" . Проверено 14 сентября 2014 года .
  20. ^ "Национальный центр данных по космической науке: метеорология" . Проверено 14 сентября 2014 года .
  21. ^ "Национальный центр данных по космической науке: структура атмосферы" . Проверено 14 сентября 2014 года .
  22. ^ Эйдельман, Альберт (2001). «Температура на поверхности Марса» . Сборник фактов по физике .
  23. ^ "Разделы фокуса :: Планета Марс" . MarsNews.com . Проверено 8 сентября 2007 года .
  24. ^ "Информационный бюллетень НАСА по Марсу" . nasa.gov. 2018 . Проверено 1 ноября 2018 года .
  25. ^ «Факты о Марсе» . НАСА. Архивировано из оригинала на 7 июня 2013 года . Проверено 20 июня 2013 года .
  26. ^ Джеймс Э. Тиллман Марс - Обзор температуры
  27. ^ Экстремальный Planet берет свое архивации 2 ноября 2013, в Wayback Machine Лаборатории реактивного движения Рекомендуемые Story, 12 июня 2007 года .
  28. ^ а б Лю, Цзюньцзюнь; Марк И. Ричардсон; Р. Дж. Уилсон (15 августа 2003 г.). «Оценка глобального, сезонного и межгодового космического полета марсианского климата в тепловом инфракрасном диапазоне» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 108 (5089): 5089. Bibcode : 2003JGRE..108.5089L . DOI : 10.1029 / 2002JE001921 . Архивировано из оригинала (- Научный поиск ) 30 сентября 2006 года . Проверено 8 сентября 2007 года .
  29. ^ a b Уильям Шиэн, Планета Марс: история наблюдений и открытий, глава 13 ( доступно в Интернете )
  30. ^ a b Gurwell, Mark A .; Бергин, Эдвин А .; Мелник, Гэри Дж .; Толлс, Волкер (2005). «Поверхность Марса и температура атмосферы во время глобальной пыльной бури 2001 года». Икар . 175 (1): 23–3. Bibcode : 2005Icar..175 ... 23G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.10.009 .
  31. Перейти ↑ Clancy, R. (30 августа 1990 г.). «Глобальные изменения в термической структуре атмосферы Марса в диапазоне 0–70 км, полученные за период с 1975 по 1989 год. Микроволновые спектры CO». Журнал геофизических исследований . 95 (9): 14, 543–14, 554. Bibcode : 1990JGR .... 9514543C . DOI : 10,1029 / jb095ib09p14543 .
  32. ^ Белл, J; и другие. (28 августа 2009 г.). "Марсианский орбитальный орбитальный аппарат" Цветной имидж-сканер Марса (MARCI): описание прибора, калибровка и характеристики " . Журнал геофизических исследований . 114 (8): E08S92. Bibcode : 2009JGRE..114.8S92B . DOI : 10.1029 / 2008je003315 . S2CID 140643009 . 
  33. ^ Wilson, R .; Ричардсон, М. (2000). "Атмосфера Марса во время миссии" Викинг I ", I: повторение инфракрасных измерений атмосферных температур". Икар . 145 (2): 555–579. Bibcode : 2000Icar..145..555W . CiteSeerX 10.1.1.352.9114 . DOI : 10.1006 / icar.2000.6378 . 
  34. Перейти ↑ Clancy, R. (25 апреля 2000 г.). «Взаимное сравнение наземных миллиметровых измерений, измерений температуры атмосферы MGS TES и Viking: сезонная и межгодовая изменчивость температуры и запыленность в глобальной атмосфере Марса». Журнал геофизических исследований . 105 (4): 9553–9571. Bibcode : 2000JGR ... 105.9553C . DOI : 10.1029 / 1999JE001089 .
  35. ^ Kleinböhl, A .; и другие. (Октябрь 2009 г.). «Получение профиля лимба климатического эхолота Марса по атмосферной температуре, давлению, пыли и непрозрачности водяного льда» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 114 (E10): н / д. Bibcode : 2009JGRE..11410006K . DOI : 10.1029 / 2009je003358 .
  36. ^ Bandfield, JL; и другие. (2013). «Радиометрическое сравнение измерений марсианского климатического эхолота и термоэмиссионного спектрометра». Икар . 225 (1): 28–39. Bibcode : 2013Icar..225 ... 28B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.03.007 .
  37. ^ Fassett, CJ Head (2011). «Последовательность и сроки условий на раннем Марсе». Икар . 211 (2): 1204–1214. Bibcode : 2011Icar..211.1204F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.11.014 .
  38. ^ Забудьте, F .; и другие. (2013). «Трехмерное моделирование раннего марсианского климата в условиях более плотного CO
    2    атмосфера: температура и CO
    2    ледяные облака ». Икар . 222 (1): 81–99. arXiv : 1210.4216 . Bibcode : 2013Icar..222 ... 81F . doi : 10.1016 / j.icarus.2012.10.019 . S2CID  118516923 .
  39. ^ «Мокрый Марс: Красная планета потеряла ценность воды в океане, новые карты показывают» . Space.com .
  40. ^ a b «Что случилось с атмосферой раннего Марса? Новое исследование опровергает одну теорию» .
  41. ^ Niles, P .; и другие. (2013). «Геохимия карбонатов на Марсе: значение для истории климата и природы водной среды» (PDF) . Космические науки. Ред . 174 (1–4): 301–328. Bibcode : 2013SSRv..174..301N . DOI : 10.1007 / s11214-012-9940-у . S2CID 7695620 .  
  42. ^ «Поиск« пропавшего »углерода на Марсе отменен» . Space.com .
  43. ^ "Марс когда-то обладал умеренно плотной атмосферой: ученые предполагают, что отпечатки пальцев ранней фотохимии могут разрешить давнюю загадку" .
  44. ^ Вебстер, CR; и другие. (2013). «Изотопные отношения H, C и O в CO2 и H2O марсианской атмосферы» (PDF) . Наука . 341 (6143): 260–263. Bibcode : 2013Sci ... 341..260W . DOI : 10.1126 / science.1237961 . PMID 23869013 . S2CID 206548962 .   
  45. ^ Ху, R .; Kass, D .; Ehlmann, B .; Юнг, Ю. (2015). «Отслеживание судьбы углерода и атмосферной эволюции Марса» . Nature Communications . 6 : 10003. arXiv : 1512.00758 . Bibcode : 2015NatCo ... 610003H . DOI : 10.1038 / ncomms10003 . PMC 4673500 . PMID 26600077 .  
  46. ^ "Погода Марса" . Centro de Astrobiología. 2015. Архивировано из оригинального 25 октября 2015 года . Проверено 31 мая 2015 года .
  47. ^ "Погода Марса" . Twitter.com . Centro de Astrobiología.
  48. ^ «Факты о Марсе» . НАСА Квест. НАСА . Архивировано из оригинала 16 марта 2015 года . Проверено 31 мая 2015 года .
  49. ↑ Хоффман, Ник (19 октября 2000 г.). «Белый Марс: История Красной планеты без воды» . ScienceDaily . Проверено 31 мая 2015 года .
  50. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Низкое давление на поверхности Марса» . НАСА. Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  51. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Поверхность марсианской пустыни» . НАСА. Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 25 февраля 2007 года .
  52. ^ "Проект Антарес" Марс мелкомасштабной погоды "(MSW)" . 23 сентября 2003 года Архивировано из оригинала 3 марта 2006 года . Проверено 6 июля 2019 года .
  53. ^ a b Франсуа Забыть. «Чужая погода на полюсах Марса» (PDF) . Наука . Проверено 25 февраля 2007 года .
  54. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Марсианские тропики ...» НАСА . Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 года .
  55. ^ НАСА. "Планета пожирает пыльные бури" . НАСА. Архивировано из оригинального 13 июня 2006 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  56. ^ Леови, CE; Журек, RW; Поллак, Дж. Б. (6 июля 1973 г.). «Механизмы марсианских пыльных бурь» . Журнал атмосферных наук . 30 (5): 749–762. Bibcode : 1973JAtS ... 30..749L . DOI : 10.1175 / 1520-0469 (1973) 030 <0749: MFMDS> 2.0.CO; 2 .
  57. ↑ Уолл, Майк (12 июня 2018 г.). «Марсоход« Кьюриосити »НАСА отслеживает огромную пыльную бурю на Марсе (фотография)» . Space.com . Проверено 13 июня 2018 года .
  58. ^ a b c Фентон, Лори К .; Geissler, Paul E .; Хаберле, Роберт М. (2007). «Глобальное потепление и воздействие на климат в результате недавних изменений альбедо на Марсе» (PDF) . Природа . 446 (7136): 646–649. Bibcode : 2007Natur.446..646F . DOI : 10,1038 / природа05718 . PMID 17410170 . S2CID 4411643 . Архивировано из оригинального (PDF) 8 июля 2007 года.   
  59. ^ «Марсоходы НАСА, выдерживающие сильные пыльные бури» (пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. 20 июля 2007 г.
  60. ^ «Марсоходы выживают в сильных пыльных бурях, готовы к следующим задачам (так в оригинале)» (пресс-релиз). Лаборатория реактивного движения. 7 сентября 2007 г.
  61. ^ "Пыльные бури на Марсе" . whfreeman.com. Архивировано из оригинала 19 июля 2008 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  62. ↑ Быстро усиливающаяся, возможно, планетарная пыльная буря, поразившая Марс , 13 июня 2018 года.
  63. ^ Шехтман, Лонни; Хорошо, Андрей (20 июня 2018). «Марсианская пыльная буря становится глобальной; любопытство делает фотографии сгущающейся дымки» . НАСА . Проверено 21 июня 2018 года .
  64. ↑ Малик, Тарик (21 июня 2018 г.). «Эпическая пыльная буря на Марсе теперь полностью покрывает Красную планету» . Space.com . Проверено 21 июня 2018 года .
  65. ^ Зурек, Ричард В .; Мартин, Леонард Дж. (1993). «Межгодовая изменчивость пылевых бурь на Марсе вокруг планет» . Журнал геофизических исследований . 98 (E2): 3247–3259. Bibcode : 1993JGR .... 98.3247Z . DOI : 10.1029 / 92JE02936 . Проверено 16 марта 2007 года .
  66. ^ Garisto, Dan (7 февраля 2018). «Массивные пыльные бури лишают Марс воды» . Новости науки .
  67. ^ Небеса, Николас G .; Кляйнбель, Армин; Чаффин, Майкл С .; Halekas, Jasper S .; Касс, Дэвид М .; Hayne, Paul O .; МакКлиз, Дэниел Дж .; Пике, Сильвен; Ширли, Джеймс Н .; Шофилд, Джон Т. (2018). «Утечка водорода с Марса усилена глубокой конвекцией во время пыльных бурь». Природа Астрономия . 2 (2): 126–132. Bibcode : 2018NatAs ... 2..126H . DOI : 10.1038 / s41550-017-0353-4 . S2CID 134961099 . .
  68. ^ "Пыльные бури связаны с утечкой газа из атмосферы Марса" . НАСА / Лаборатория реактивного движения .
  69. ^ «Побег с Марса: Как вода сбежала с красной планеты» . Phys.org . Проверено 8 декабря 2020 года .
  70. ^ Стоун, Шейн У .; Yelle, Roger V .; Бенна, Мехди; Lo, Daniel Y .; Элрод, Мередит К .; Махаффи, Пол Р. (13 ноября 2020 г.). «Уход водорода с Марса вызван сезонным переносом воды и пыльными бурями» . Наука . 370 (6518): 824–831. Bibcode : 2020Sci ... 370..824S . DOI : 10.1126 / science.aba5229 . ISSN 0036-8075 . PMID 33184209 . S2CID 226308137 . Проверено 8 декабря 2020 года .   
  71. ^ Иден, HF; Воннегут, Б. (1973). «Электрический пробой, вызванный движением пыли в атмосфере низкого давления: соображения для Марса». Наука . 180 (4089): 39–87. Bibcode : 1973Sci ... 180..962E . DOI : 10.1126 / science.180.4089.962 . PMID 17735929 . S2CID 38902776 .  
  72. ^ Харрисон, RG; Barth, E .; Эспозито, Ф .; Merrison, J .; Montmessin, F .; Аплин, КЛ; Борлина, Ц .; Berthelier, J .; Deprez G .; Фаррел, WM; Хоутон, член парламента; Ренно, НЕТ; Nicoll, SN; Tripathi, N .; Циммерман, М. (2016). «Применение наэлектризованной пыли и электродинамики пылевого дьявола к марсианскому атмосферному электричеству» . Космические науки. Rev. 203 (1–4): 299–345. Bibcode : 2016SSRv..203..299H . DOI : 10.1007 / s11214-016-0241-8 .
  73. Перейти ↑ Calle, Carlos (2017). Электростатические явления в планетных атмосферах . Бристоль: издатели Morgan & Claypool.
  74. ^ Вперед, км; Недостатки, диджей; Шанкаран, РМ (2009). «Зависимая от размера частиц биполярная зарядка имитатора марсианского реголита». Письма о геофизических исследованиях . 36 (13): L13201. Bibcode : 2009GeoRL..3613201F . DOI : 10.1029 / 2009GL038589 .
  75. ^ Мельник, О .; Попугай, М. (1998). «Электростатический разряд в марсианских пыльных бурях». J. Geophys. Res. Space Phys. 103 (A12): 29107–29117. Bibcode : 1998JGR ... 10329107M . DOI : 10.1029 / 98JA01954 .
  76. ^ Ренно, НЕТ; Wang, AS; Атрея, СК; де Патер, I .; Роос-Сероте, М. (2003). «Электрические разряды и широкополосное радиоизлучение марсианских пылевых дьяволов и пыльных бурь». Письма о геофизических исследованиях . 30 (22): 2140. Bibcode : 2003GeoRL..30.2140R . DOI : 10.1029 / 2003GL017879 . ЛВП : 2027,42 / 95558 .
  77. ^ Краусс, CE; Horanyi, M .; Робертсон, С. (2006). «Моделирование образования электростатических разрядов на Марсе» . J. Geophys. Res. Планеты . 111 (E2): E2. Bibcode : 2006JGRE..111.2001K . DOI : 10.1029 / 2004JE002313 .
  78. ^ Ди Ренцо, М .; Урзай, Дж. (2018). «Аэродинамическая генерация электрических полей в условиях турбулентности с заряженными инерционными частицами» . Nature Communications . 9 (1): 1676. Bibcode : 2018NatCo ... 9.1676D . DOI : 10.1038 / s41467-018-03958-7 . PMC 5920100 . PMID 29700300 .  
  79. ^ Аплин, KL; Фишер, Г. (2017). «Обнаружение молний в планетных атмосферах». Погода . 72 (2): 46–50. arXiv : 1606.03285 . Bibcode : 2017Wthr ... 72 ... 46A . DOI : 10.1002 / wea.2817 . S2CID 54209658 . 
  80. ^ Г. Лэндис и др., «Отложение пыли и песка на солнечных массивах MER с точки зрения микроскопа», 37-я Конференция по изучению Луны и планет, Хьюстон, Техас, 13–17 марта 2006 г.. Pdf-файл (также резюмируется в NASA Glenn Research and Technology 2006 г. Архивировано 10 мая 2009 г., изотчета Wayback Machine )
  81. ^ Кок, Джаспер Ф .; Ренно, Нилтон О. (2008). «Электростатика в песке, переносимом ветром». Письма с физическим обзором . 100 (1): 014501. arXiv : 0711.1341 . Bibcode : 2008PhRvL.100a4501K . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.100.014501 . PMID 18232774 . S2CID 9072006 .  
  82. ^ Алмейда, Мурило П .; и другие. (2008). «Гигантская сальтация на Марсе» . PNAS . 105 (17): 6222–6226. Bibcode : 2008PNAS..105.6222A . DOI : 10.1073 / pnas.0800202105 . PMC 2359785 . PMID 18443302 .  
  83. ^ a b c d "Марсианский следопыт" . mars.nasa.gov .
  84. ^ a b c d e е Дэвид Брэнд; Рэй Вильярд (19 мая 1999 г.). «Колоссальный циклон, кружащийся около северного полюса Марса, наблюдается командой Корнелла на телескопе Хаббла» . Корнеллские новости. Архивировано из оригинального 13 июня 2007 года . Проверено 6 сентября 2007 года .
  85. ^ 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 .
  86. ^ Naeye, Роберт (28 сентября 2004). «Марсианский метан увеличивает шансы на жизнь» . Небо и телескоп . Проверено 20 декабря 2014 года .
  87. ^ 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 . 
  88. ^ a b 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 метана на Марсе 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 .    
  89. ^ 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 года .
  90. 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 года .
  91. 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 года .
  92. ^ Вебстер, Кристофер Р .; и другие. (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 . PMID 29880682 . 
  93. ^ Eigenbrode, Дженнифер Л .; 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 . 
  94. ^ Мама, Майкл; и другие. (2010). «Астробиология Марса: метан и другие газы-биомаркеры, а также соответствующие междисциплинарные исследования на Земле и Марсе» (PDF) . Конференция по астробиологии 2010 . Система астрофизических данных . Гринбелт, Мэриленд: Центр космических полетов Годдарда . Проверено 24 июля 2010 года .
  95. ^ 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 .
  96. ^ 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 .  
  97. ↑ Персонал (25 июня 2012 г.). «Марсианская жизнь могла оставить следы в воздухе Красной планеты: этюд» . Space.com . Проверено 27 июня 2012 года .
  98. ^ 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 .
  99. ^ a b Чанг, Кеннет (12 декабря 2007 г.). «Обнаружение марсохода предлагает некогда пригодную для жизни среду» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 30 апреля 2010 года .
  100. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Марсианские горные хребты ...» НАСА . Архивировано из оригинала 7 июля 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 года .
  101. ^ "PIA04294: Повторяющиеся облака над Арсией Монс" . НАСА . Проверено 8 сентября 2007 года .
  102. ^ a b Бенсон; и другие. (2006). «Межгодовая изменчивость облаков водяного льда над крупными марсианскими вулканами, наблюдаемая МОЦ». Икар . 184 (2): 365–371. Bibcode : 2006Icar..184..365B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.03.014 .
  103. ↑ Дорогой, Дэвид. «Марс, полярные шапки, энциклопедия астробиологии, астрономии и космического света» . Проверено 26 февраля 2007 года .
  104. ^ Группа моделирования общей циркуляции Марса . «Полярные шапки из сухого льда Марса ...» НАСА. Архивировано из оригинала на 2 декабря 2006 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  105. ^ "Полевые поездки МИРА к программе Интернет-образования звезд" . Mira.org . Проверено 26 февраля 2007 года .
  106. ^ Карр, Майкл Х. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований . 108 (5042): 24. Bibcode : 2003JGRE..108.5042C . DOI : 10.1029 / 2002JE001963 . S2CID 16367611 . 
  107. ^ Филлипс, Тони. «Марс тает, наука в НАСА» . Архивировано из оригинального 24 февраля 2007 года . Проверено 26 февраля 2007 года .
  108. ↑ Пеллетье, Джон Д. (апрель 2004 г.). «Как образуются спиральные впадины на Марсе?» (PDF) . Геология . 32 (4): 365–367. Bibcode : 2004Geo .... 32..365P . DOI : 10.1130 / G20228.2 . Краткое содержание - Вселенная сегодня (25 марта 2004 г.).
  109. ^ "Тайна полярной шапки Марса разгадана" . Марс сегодня. 25 марта 2004 . Проверено 23 января 2007 года .[ постоянная мертвая ссылка ]
  110. ^ Смит, Исаак Б .; Холт, Дж. В. (2010). «Зарождение и миграция спиральных впадин на Марсе, обнаруженных орбитальным радаром». Природа . 465 (4): 450–453. Bibcode : 2010Natur.465..450S . DOI : 10,1038 / природа09049 . PMID 20505722 . S2CID 4416144 .  
  111. ^ "Тайные спирали на Марсе, наконец, объяснены" . Space.com. 26 мая 2010 . Проверено 26 мая 2010 года .
  112. Перейти ↑ Burnham, Robert (16 августа 2006 г.). «Газовые струи раскрывают тайну« пауков »на Марсе» . Веб-сайт Университета штата Аризона . Проверено 29 августа 2009 года .
  113. ^ Киффер, Хью Х .; Christensen, Philip R .; Титус, Тимофей Н. (17 августа 2006 г.). « Струи CO 2, образовавшиеся в результате сублимации под полупрозрачным льдом в сезонной южной полярной шапке Марса». Природа . Издательская группа "Природа" . 442 (7104): 793–796. Bibcode : 2006Natur.442..793K . DOI : 10,1038 / природа04945 . PMID 16915284 . S2CID 4418194 .  
  114. Перейти ↑ Smith, I. (27 мая 2016 г.). «Ледниковый период, зафиксированный в полярных отложениях Марса» . Наука . 352 (6289): 1075–8. Bibcode : 2016Sci ... 352.1075S . DOI : 10.1126 / science.aad6968 . PMID 27230372 . 
  115. ^ "Солнечный ветер на Марсе" . Архивировано из оригинального 10 -го октября 2006 года.
  116. ^ Мадлен, Дж. И др. 2007. Марс: предлагаемый климатический сценарий оледенения северных средних широт. Лунная планета. Sci. 38. Abstract 1778.
  117. ^ Мадлен, Дж. И др. 2009. Оледенение Амазонки в северных средних широтах на Марсе: предлагаемый климатический сценарий. Икар: 203. 300–405.
  118. ^ Мишна, М. и др. 2003. Об орбитальном воздействии марсианской воды и круговоротов CO2: исследование модели общей циркуляции с упрощенными схемами летучести. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
  119. ^ Touma, J .; Мудрость, Дж. (1993). «Хаотическая наклонность Марса». Наука . 259 (5099): 1294–1297. Bibcode : 1993Sci ... 259.1294T . DOI : 10.1126 / science.259.5099.1294 . PMID 17732249 . S2CID 42933021 .  
  120. ^ a b Laskar, J .; Correia, A .; Gastineau, M .; Joutel, F .; Levrard, B .; Робутель, П. (2004). «Долгосрочная эволюция и хаотическая диффузия инсоляционных величин Марса» (PDF) . Икар . 170 (2): 343–364. Bibcode : 2004Icar..170..343L . CiteSeerX 10.1.1.635.2720 . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .  
  121. ^ Леви, J .; Head, J .; Marchant, D .; Ковалевски, Д. (2008). «Идентификация полигонов трещин термического сжатия сублимационного типа на предполагаемой посадочной площадке НАСА Феникс: влияние на свойства подложки и морфологическую эволюцию, обусловленную климатом» . Geophys. Res. Lett . 35 (4): 555. Bibcode : 2008GeoRL..35.4202L . DOI : 10.1029 / 2007GL032813 . S2CID 1321019 . 
  122. ^ Леви, J .; Head, J .; Марчант, Д. (2009a). «Полигоны трещин термического сжатия на Марсе: классификация, распределение и климатические последствия из наблюдений HiRISE». J. Geophys. Res . 114 (E1): E01007. Bibcode : 2009JGRE..114.1007L . DOI : 10.1029 / 2008JE003273 . S2CID 15309100 . 
  123. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo . 2011. Эволюция ландшафта в марсианских регионах средних широт: выводы из аналогичных перигляциальных форм рельефа на Шпицбергене. В: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (ред.). Марсианская геоморфология. Геологическое общество, Лондон. Специальные публикации: 356. 111–131
  124. ^ Mellon, M .; Якоски, Б. (1995). «Распределение и поведение грунтовых льдов Марса в прошлые и настоящие эпохи». J. Geophys. Res . 100 (E6): 11781–11799. Bibcode : 1995JGR ... 10011781M . DOI : 10.1029 / 95je01027 . S2CID 129106439 . 
  125. ^ Schörghofer, N (2007). «Динамика ледниковых периодов на Марсе». Природа . 449 (7159): 192–194. Bibcode : 2007Natur.449..192S . DOI : 10,1038 / природа06082 . PMID 17851518 . S2CID 4415456 .  
  126. ^ Madeleine, J., Ф. Забудь, J. Голова, Б. Ф. Леврар Montmessin. 2007. Изучение северного оледенения средних широт с помощью модели общей циркуляции. В: Седьмая международная конференция по Марсу. Аннотация 3096.
  127. ^ а б Стейнн Сигурэссон. "Глобальное потепление на Марсе?" . RealClimate . Проверено 21 февраля 2007 года .
  128. ↑ Жак Ласкар (25 сентября 2002 г.). "Марсианские" колебания "меняют климат" . BBC . Проверено 24 февраля 2007 года .
  129. ^ Фрэнсис Редди. «Титан, марсианский метан может быть на льду» . Журнал "Астрономия" . Проверено 16 марта 2007 года .
  130. ^ а б Малин М. и др. 2010. Обзор научного исследования Mars Orbiter Camera в 1985–2006 гг. MARS INFORMATICS. http://marsjournal.org
  131. ^ «MOC наблюдает за изменениями в южной полярной шапке» . Малин Системы космической науки . Проверено 22 февраля 2007 года .
  132. ^ "Испаряющийся лед" . Astronomy.com. Архивировано из оригинала 28 января 2007 года . Проверено 22 февраля 2007 года .
  133. ^ "Марсианский следопыт" . Архивировано из оригинала на 30 апреля 2007 года.
  134. ^ "Красная планета нагревается: Ледниковый период на Марсе заканчивается" . Space.com .
  135. ^ Head, J .; Горчица, J .; и другие. (Декабрь 2003 г.). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Bibcode : 2003Natur.426..797H . DOI : 10,1038 / природа02114 . PMID 14685228 . S2CID 2355534 .  
  136. ^ Head, J .; Neukum, G .; и другие. (17 марта 2005 г.). «Тропическое и среднеширотное скопление снега и льда, течение и оледенение на Марсе». Природа . 434 (7031): 346–351. Bibcode : 2005Natur.434..346H . DOI : 10,1038 / природа03359 . PMID 15772652 . S2CID 4363630 .  
  137. ^ Колапрет, А; Барнс-младший; Хаберле, РМ; Hollingsworth, JL; Kieffer, HH; Титус, Теннесси (12 мая 2005 г.). «Альбедо Южного полюса Марса» . Природа . 435 (7039): 184–188. Bibcode : 2005Natur.435..184C . DOI : 10,1038 / природа03561 . PMID 15889086 . S2CID 4413175 .  
  138. ^ Якоски, Брюс М .; Хаберле, Роберт М. (1990). «Межгодовая нестабильность полярной шапки Марса». J. Geophys. Res . 95 : 1359–1365. Bibcode : 1990JGR .... 95.1359J . DOI : 10.1029 / JB095iB02p01359 .
  139. ↑ Мортон, Оливер (4 апреля 2007 г.). «Жаркие времена в Солнечной системе» . Природа . DOI : 10.1038 / news070402-7 . S2CID 135651303 - через Crossref. 
  140. ^ Харгитаи Хенрик (2009). «Климатические зоны Марса» (PDF) . Лунно-планетный институт . Проверено 18 мая 2010 года .
  141. ^ "Марсоход Curiosity приземляется на Марсе" . CBS News.

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Якоски, Брюс М .; Филлипс, Роджер Дж. (2001). «Летучая и климатическая история Марса» . Природа . 412 (6843): 237–244. Bibcode : 2001Natur.412..237J . DOI : 10.1038 / 35084184 . PMID  11449285 . обзорная статья

Внешние ссылки [ править ]

  • Погода в кратере Гейла с марсохода Curiosity (REMS) , ( Архив )
  • Погода на Elysium Planitia с посадочного модуля Insight Lander
  • HRSC - Облака
  • Исследования природы объясняют тайну ледяных шапок Марса.
  • Марс может подвергнуться серьезному глобальному потеплению
  • Выпуск Mars Global Surveyor MOC2-1151
  • Глобальное потепление на Марсе?
  • Изображения тающей ледяной шапки: свидетельства недавнего изменения климата на Марсе
  • Статья из National Geographic о марсианском глобальном потеплении