Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Изображенный художником жизненный цикл звезды, похожей на Солнце, начинается как звезда главной последовательности в нижнем левом углу, затем расширяется через субгигантскую и гигантскую фазы, пока ее внешняя оболочка не вытесняется, образуя планетарную туманность вверху справа.

Слабый молодой ВС парадокс или слабый молодые проблемы Sun описывает очевидное противоречие между наблюдениями жидкой воды рано в истории Земли и астрофизическом ожидании того, что ВС выходной «s был бы только 70 процентов , как интенсивно в той эпохе , как это в современной эпохе . [1] Парадокс заключается в следующем: при выходе молодого Солнца только на 70 процентов от его текущей мощности можно было бы ожидать, что ранняя Земля полностью замерзнет, ​​но на ранней Земле, похоже, была жидкая вода.

Этот вопрос был поднят астрономами Карлом Саганом и Джорджем Малленом в 1972 году. [2] Предлагаемые решения этого парадокса учитывали парниковые эффекты , изменения планетарного альбедо , астрофизические влияния или комбинации этих предположений.

Неразрешенный вопрос заключается в том, как климат, пригодный для жизни, поддерживался на Земле в течение длительного времени, несмотря на переменную солнечную энергию и широкий диапазон земных условий. [3]

Солнечная эволюция [ править ]

-4500 -
-
-4000 -
-
-3500 -
-
-3000 -
-
-2500 -
-
-2000 -
-
-1500 -
-
-1000 -
-
-500 -
-
0 -
←
←
Самая ранняя вода
←
Самая ранняя жизнь
←
LHB метеориты
←
Самый ранний кислород
←
Атмосферный кислород
←
Кислородный кризис
←
Древнейшие грибы
←
Половое размножение
←
Самые ранние растения
←
Самые ранние животные
←
Эдиакарская биота
←
Кембрийский взрыв
←
Тетрапода
←
Самые ранние обезьяны
Р ч п е г о г о я гр
П р о т е р о з о и к
Т с ч е с п
H a d e a n
Понгола
Гуронский
Криогенный
Андский
Кару
Четвертичный
Ледниковые периоды
( миллион лет назад )

В начале истории Земли , в Sun выход «S был бы только 70 процентов так интенсивно , как это в современной эпохе, благодаря более высокому отношению водорода в гелий в его ядре. С тех пор Солнце постепенно становилось ярче и, следовательно, нагревало поверхность Земли - процесс, известный как радиационное воздействие . В эпоху архея, если предположить постоянное альбедо и другие особенности поверхности, такие как парниковые газы, равновесная температура Земли была бы слишком низкой для поддержания жидкого океана. Астрономы Карл Саган и Джордж Маллен указали в 1972 году, что это противоречит геологическим и палеонтологическим данным. [2]

Солнце питается за счет ядерного синтеза , который для Солнца можно представить следующим образом:

В приведенных выше уравнениях e + представляет собой позитрон, e - представляет собой электрон, а ν представляет собой нейтрино (почти безмассовое). В результате получается тройной эффект: выделение энергии по формуле Эйнштейна ΔE = mc 2 (поскольку ядро ​​гелия менее массивно, чем ядра водорода), увеличение плотности солнечного ядра (поскольку конечный продукт содержится в одно ядро, а не между четырьмя разными протонами) и увеличение скорости синтеза (поскольку более высокие температуры помогают увеличить скорость столкновения между четырьмя протонами и повышают вероятность того, что такие реакции имеют место). [4] [5] Чистый эффект связан с увеличением яркости Солнца.. Более поздние исследования в области моделирования показали, что Солнце в настоящее время в 1,4 раза ярче, чем было 4,6 миллиарда лет назад (млрд лет назад), и что с тех пор оно примерно линейно увеличивалось со временем, хотя и немного ускорилось.

Несмотря на снижение яркости Солнца 4 миллиарда (4 × 10 9 ) лет назад и с парниковыми газами , геологические данные показывают постоянно относительно теплую поверхность во всех ранних температурных записях Земли, за исключением холодной фазы, гуронского оледенения , примерно 2,4–2,1 миллиарда лет назад. Отложения, связанные с водой, были обнаружены еще 3,8 миллиарда лет назад. [6] Эта взаимосвязь между температурой поверхности и балансом вынуждающих механизмов имеет значение для того, как ученые понимают эволюцию ранних форм жизни, возраст которых насчитывает 3,5 миллиарда лет. [7]

Решения по парниковым газам [ править ]

Аммиак как парниковый газ [ править ]

Саган и Маллен даже предположили во время описания парадокса, что его можно решить с помощью высоких концентраций газообразного аммиака NH 3 . [2] Однако с тех пор было показано, что, хотя аммиак является эффективным парниковым газом, он легко фотохимически разрушается в атмосфере и превращается в газы азота (N 2 ) и водорода (H 2 ). [8] Было высказано предположение (снова Саганом), что фотохимическая дымка могла предотвратить это разрушение аммиака и позволить ему продолжать действовать как парниковый газ в течение этого времени, [9]однако эта идея позже была проверена с использованием фотохимической модели и отвергнута. [10] Кроме того, считается, что такая дымка охладила находящуюся под ней поверхность Земли и нейтрализовала парниковый эффект.

Двуокись углерода как парниковый газ [ править ]

Этот концептуальный график показывает взаимосвязь между солнечной радиацией и парниковым эффектом - в данном случае преобладают модуляции углекислого газа.

Сейчас считается, что углекислый газ присутствовал в более высоких концентрациях в этот период более низкой солнечной радиации. Впервые он был предложен и испытан в рамках эволюции атмосферы Земли в конце 70-х годов. Было обнаружено, что атмосфера, которая содержит примерно в 1000 раз превышающий текущий атмосферный уровень (или PAL), соответствует эволюционному пути углеродного цикла Земли и солнечной эволюции. [11] [12] [13]

Основным механизмом достижения таких высоких концентраций CO 2 является углеродный цикл. В больших временных масштабах неорганическая ветвь углеродного цикла, известная как карбонатно-силикатный цикл , отвечает за распределение CO 2 между атмосферой и поверхностью Земли. В частности, во время низких температур поверхности, количество осадков и интенсивность выветривания будут уменьшены, что приведет к накоплению углекислого газа в атмосфере в масштабе времени 0,5 миллиона лет (млн. Лет). [14]

В частности, используя одномерные модели, которые представляют Землю как единую точку (а не что-то, что варьируется в трех измерениях), ученые определили, что при 4,5 млрд. Лет назад при 30% -ной яркости Солнца минимальное парциальное давление СО2 составляет 0,1 бар. 2 требуется для поддержания температуры поверхности выше точки замерзания. Максимум 10 бар CO 2 был предложен в качестве правдоподобного верхнего предела. [12] [15]

Однако точное количество уровней углекислого газа все еще обсуждается. В 2001 году Слип и Занле предположили, что усиление выветривания на морском дне молодой, тектонически активной Земли могло привести к снижению уровня углекислого газа. [16] Затем в 2010 году Розинг и др. проанализировали морские отложения, называемые полосчатыми железными образованиями (BIF) , и обнаружили большое количество различных богатых железом минералов, включая магнетит (Fe 3 O 4 ), окисленный минерал наряду с сидеритом (FeCO 3 ), восстановленный минерал, и выяснили , что они образовались во время первая половина истории Земли (а не после). Относительное сосуществование минералов предполагало аналогичный баланс между CO 2и H 2 . В ходе анализа Розинг и др. связали атмосферные концентрации H 2 с регулированием биотического метаногенеза . Следовательно, анаэробные одноклеточные организмы, вырабатывающие метан (CH 4 ), могли внести свой вклад в потепление в дополнение к диоксиду углерода. [17] [18]

Другие предлагаемые объяснения [ править ]

Фанерозойское изменение климата

Мнение меньшинства, выдвинутое американским физиком израильского происхождения Ниром Шавивом , использует климатологические влияния солнечного ветра в сочетании с гипотезой датского физика Хенрика Свенсмарка об охлаждающем эффекте космических лучей , чтобы объяснить парадокс. [19] Согласно Шавиву, раннее Солнце излучало более сильный солнечный ветер, который производил защитный эффект от космических лучей. В том раннем возрасте умеренного парникового эффекта, сравнимого с сегодняшним, было бы достаточно, чтобы объяснить, что Земля свободна ото льда. Доказательства более активного раннего Солнца были обнаружены в метеоритах . [20]

Температурный минимум около 2,4 миллиарда лет сопровождается модуляцией потока космических лучей за счет переменной скорости звездообразования в Млечном Пути . Уменьшение солнечного воздействия позже приводит к более сильному влиянию потока космических лучей (CRF), что, как предполагается, приводит к взаимосвязи с климатологическими вариациями.

Потеря массы от Солнца [ править ]

Несколько раз высказывалось предположение, что потеря массы слабым молодым Солнцем в виде более сильных солнечных ветров могла бы компенсировать низкие температуры из-за воздействия парниковых газов. [21] С этой точки зрения, раннее Солнце пережило длительный период более высокой выработки солнечного ветра. Это вызвало потерю массы Солнцем порядка 5-10 процентов за время его жизни, что привело к более стабильному уровню солнечной светимости (поскольку раннее Солнце имело большую массу, что приводило к большему выходу энергии, чем прогнозировалось). Чтобы объяснить теплые условия в архейскую эпоху, эта потеря массы должна была произойти за интервал около одного миллиарда лет. Записи об ионной имплантации из метеоритова лунные образцы показывают, что повышенная скорость потока солнечного ветра длилась всего 0,1 миллиарда лет. Наблюдения за молодой звездой π 1 Большой Медведицы, похожей на Солнце, соответствуют этой скорости снижения мощности звездного ветра, предполагая, что более высокая скорость потери массы сама по себе не может разрешить парадокс. [22] [23] [24]

Изменения в облаках [ править ]

Если концентрации парниковых газов не компенсировали полностью более слабое солнце, умеренный диапазон температур можно объяснить более низким альбедо поверхности . В то время меньшая площадь обнаженной континентальной суши привела бы к меньшему количеству ядер конденсации облаков как в виде переносимой ветром пыли, так и в виде биогенных источников. Более низкое альбедо позволяет большей части солнечной радиации проникать на поверхность. Goldblatt и Zahnle (2011) исследовали, могло ли изменение доли облачности привести к достаточному потеплению, и обнаружили, что чистый эффект с одинаковой вероятностью был как положительным, так и отрицательным. В лучшем случае этот эффект мог привести к повышению температуры поверхности в среднем чуть выше нуля. [25]

Другой предложенный механизм уменьшения облачного покрова связывает уменьшение космических лучей в это время с уменьшением доли облачности. [26] Однако этот механизм не работает по нескольким причинам, включая тот факт, что ионы не так сильно ограничивают образование облаков, как CCN, и было обнаружено, что космические лучи мало влияют на среднюю глобальную температуру. [27]

Облака по-прежнему являются основным источником неопределенности в трехмерных глобальных климатических моделях , и еще предстоит достичь консенсуса относительно того, как именно изменения в пространственных структурах облаков и их типе могли повлиять на климат Земли в это время. [28]

Гипотеза Гайи [ править ]

Гипотеза Гайи утверждает, что биологические процессы работают, чтобы поддерживать стабильный поверхностный климат на Земле, чтобы поддерживать обитаемость с помощью различных механизмов отрицательной обратной связи. Хотя органические процессы, такие как круговорот органического углерода, регулируют драматические изменения климата и что поверхность Земли, по-видимому, остается обитаемой, эту гипотезу критикуют как трудноразрешимую. Кроме того, жизнь существовала на поверхности Земли в результате драматических изменений климата, включая эпизоды « Снежный ком на Земле» . Существуют также сильные и слабые версии гипотезы Гайи, которые вызвали некоторую напряженность в этой области исследований. [28]

На других планетах [ править ]

Марс [ править ]

У Марса есть своя версия парадокса слабого молодого Солнца. Марсианские ландшафты демонстрируют явные признаки прошлой жидкой воды на поверхности, включая каналы оттока, овраги, модифицированные кратеры и сети долин. Эти геоморфологические особенности предполагают Марс был океан на своей поверхности и речных сетей , которые напоминают ток Земли в конце Noachian (4.1-3.7 Ga). [29] [30] Неясно, как орбитальная структура Марса, которая помещает его еще дальше от Солнца, и слабость молодого Солнца могли создать на Марсе очень теплый и влажный климат. [31] Ученые спорят о том, какие геоморфологические особенности можно отнести к береговой линии или другим маркерам водного потока, а какие - к другим механизмам. [28]Тем не менее, геологические свидетельства, в том числе наблюдения широко распространенной речной эрозии в южных высокогорьях, обычно соответствуют раннему теплому и полузасушливому климату. [32]

Учитывая орбитальные и солнечные условия раннего Марса, парниковый эффект был бы необходим для повышения температуры поверхности по крайней мере на 65 К, чтобы эти поверхностные элементы были вырезаны текущей водой. [31] [32] Гораздо более плотная атмосфера с преобладанием CO 2 была предложена как способ вызвать такое повышение температуры. Это будет зависеть от углеродного цикла и скорости вулканизма на протяжении до Ноя и Ноя, что не очень хорошо известно. Считается, что в эти периоды происходило летучее газовыделение. [31]

Один из способов выяснить, есть ли на Марсе плотная атмосфера, богатая CO 2, - это посмотреть на карбонатные отложения. Основным поглотителем углерода в атмосфере Земли является карбонатно-силикатный цикл . Однако CO 2 трудно накапливаться в марсианской атмосфере таким образом, потому что парниковый эффект был бы подавлен конденсацией CO 2 . [33]

Теплица с выделенным вулканом CO 2 -H 2 - одно из самых эффективных решений для потепления, недавно предложенных для раннего Марса. [34] Другой возможностью были периодические выбросы метана. Такие комбинации парниковых газов кажутся необходимыми, потому что один только углекислый газ, даже при давлении, превышающем несколько бар, не может объяснить температуры, необходимые для наличия поверхностной жидкой воды на раннем Марсе. [35] [32]

Венера [ править ]

Атмосфера Венеры на 96% состоит из углекислого газа, и в течение этого времени, миллиарды лет назад, когда Солнце было на 25-30% ниже, температура поверхности Венеры могла быть намного холоднее, а ее климат мог напоминать нынешнюю Землю. с гидрологическим циклом - до того, как испытала безудержный парниковый эффект . [36]

См. Также [ править ]

  • Прохладная ранняя Земля
  • Эффективная температура - планеты, зависящая от отражательной способности ее поверхности и облаков.
  • Зеленокаменный пояс Исуа
  • Палеоклиматология
  • Снежок Земля
  • Карбонатно-силикатный цикл
  • Гипотеза Гайи

Ссылки [ править ]

  1. ^ Feulner, Георг (2012). «Проблема слабого молодого Солнца». Обзоры геофизики . 50 (2): RG2006. arXiv : 1204.4449 . Bibcode : 2012RvGeo..50.2006F . DOI : 10.1029 / 2011RG000375 . S2CID  119248267 .
  2. ^ a b c Sagan, C .; Маллен, Г. (1972). «Земля и Марс: эволюция атмосферы и температуры поверхности». Наука . 177 (4043): 52–56. Bibcode : 1972Sci ... 177 ... 52S . DOI : 10.1126 / science.177.4043.52 . PMID 17756316 . S2CID 12566286 .  
  3. ↑ Дэвид Моррисон, Институт лунных наук НАСА, «Катастрофические воздействия в истории Земли», записанная на видео лекция, Стэнфордский университет (астробиология), 2 февраля 2010 г., доступ 2016-05-10 .
  4. Перейти ↑ Gough, DO (1981). "Внутренняя структура Солнца и вариации светимости". Солнечная физика . 74 (1): 21–34. Bibcode : 1981SoPh ... 74 ... 21G . DOI : 10.1007 / BF00151270 . S2CID 120541081 . 
  5. ^ Wolszczan, Алекс; Кучнер, Марк Дж. (2010). Сигер, Сара (ред.). Экзопланеты . С. 175–190. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  6. ^ Уиндли, В. (1984). Развивающиеся континенты . Нью-Йорк: Wiley Press. ISBN 978-0-471-90376-5.
  7. ^ Schopf, J. (1983). Древнейшая биосфера Земли: ее происхождение и эволюция . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08323-0.
  8. ^ Кун, WR; Атрея, С. К. (1979). «Фотолиз аммиака и парниковый эффект в первозданной атмосфере Земли». Икар . 37 (1): 207–213. Bibcode : 1979Icar ... 37..207K . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90126-X . ЛВП : 2027,42 / 23696 .
  9. ^ Саган, Карл; Чиба, Кристофер (23 мая 1997 г.). «Парадокс раннего слабого солнца: органическое экранирование неустойчивых к ультрафиолету парниковых газов». Наука . 276 (5316): 1217–1221. Bibcode : 1997Sci ... 276.1217S . DOI : 10.1126 / science.276.5316.1217 . PMID 11536805 . 
  10. ^ Павлов, Александр; Браун, Лиза; Кастинг, Джеймс (октябрь 2001 г.). «Защита NH3 и O2 от ультрафиолетового излучения органическими дымками в архейской атмосфере». Журнал геофизических исследований: планеты . 106 (E10): 26267–23287. Bibcode : 2001JGR ... 10623267P . DOI : 10.1029 / 2000JE001448 .
  11. Перейти ↑ Hart, MH (1978). «Эволюция атмосферы Эрта». Икар . 33 (1): 23–39. Bibcode : 1978Icar ... 33 ... 23H . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (78) 90021-0 .
  12. ^ a b Уокер, Джеймс К. Дж. (июнь 1985 г.). «Углекислый газ на ранней Земле» (PDF) . Истоки жизни и эволюция биосферы . 16 (2): 117–127. Bibcode : 1985OrLi ... 16..117W . DOI : 10.1007 / BF01809466 . ЛВП : 2027,42 / 43349 . PMID 11542014 . S2CID 206804461 . Проверено 30 января 2010 .   
  13. ^ Павлов, Александр А .; Кастинг, Джеймс Ф .; Браун, Лиза Л .; Ярости, Кэти А .; Фридман, Ричард (май 2000 г.). «Тепличное потепление за счет CH 4 в атмосфере ранней Земли» . Журнал геофизических исследований . 105 (E5): 11981–11990. Bibcode : 2000JGR ... 10511981P . DOI : 10.1029 / 1999JE001134 . PMID 11543544 . 
  14. ^ Бернер, Роберт; Лазага, Антонио; Гаррелс, Роберт (1983). «Карбонатно-силикатный геохимический цикл и его влияние на двуокись углерода в атмосфере за последние 100 миллионов лет». Американский журнал науки . 283 (7): 641–683. Bibcode : 1983AmJS..283..641B . DOI : 10,2475 / ajs.283.7.641 .
  15. ^ Кастинг, JF; Акерман, Т.П. (1986). «Климатические последствия очень высоких уровней CO2 в ранней атмосфере Земли» . Наука . 234 (4782): 1383–1385. Bibcode : 1986Sci ... 234.1383K . DOI : 10.1126 / science.11539665 . PMID 11539665 . 
  16. ^ Сон, NH; Занле, К. (2001). «Круговорот углекислого газа и последствия для климата на древней Земле». Журнал геофизических исследований: планеты . 106 (E1): 1373–1399. Bibcode : 2001JGR ... 106.1373S . DOI : 10.1029 / 2000JE001247 .
  17. ↑ Розинг, Миник; Птица, Деннис К.; Спи, Норман; Бьеррум, Кристиан Дж. (2010). «Никакого климатического парадокса под слабым ранним солнцем». Природа . 464 (7289): 744–747. Bibcode : 2010Natur.464..744R . DOI : 10,1038 / природа08955 . PMID 20360739 . S2CID 205220182 .  
  18. ^ Кастинг, Джеймс (2010). "Слабое молодое Солнце redux". Природа . 464 (7289): 687–9. DOI : 10.1038 / 464687a . PMID 20360727 . S2CID 4395659 .  
  19. ^ Шавив, штат Нью - Джерси (2003). «К решению парадокса раннего слабого Солнца: более низкий поток космических лучей от более сильного солнечного ветра». Журнал геофизических исследований . 108 (A12): 1437. arXiv : astro-ph / 0306477 . Bibcode : 2003JGRA..108.1437S . DOI : 10.1029 / 2003JA009997 . S2CID 11148141 . 
  20. ^ Caffe, MW; Хоэнберг, CM; Мошенничество, ТД; Госвами, Дж. Н. (1 февраля 1987 г.). «Свидетельства активного раннего солнца в метеоритах». Астрофизический журнал . 313 : L31 – L35. Bibcode : 1987ApJ ... 313L..31C . DOI : 10.1086 / 184826 . ЛВП : 2060/19850018239 .
  21. ^ Минтон, Дэвид; Малхотра, Рену (2007). «Оценка массивной гипотезы молодого Солнца для решения загадки теплой молодой Земли». Астрофизический журнал . 660 (2): 1700–1706. arXiv : astro-ph / 0612321 . Bibcode : 2007ApJ ... 660.1700M . DOI : 10.1086 / 514331 . S2CID 14526617 . 
  22. ^ Гайдос, Эрик Дж .; Гюдель, Мануэль; Блейк, Джеффри А. (2000). «Парадокс слабого молодого Солнца: экспериментальная проверка альтернативной модели Солнца» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 27 (4): 501–504. Bibcode : 2000GeoRL..27..501G . CiteSeerX 10.1.1.613.1511 . DOI : 10.1029 / 1999GL010740 . PMID 11543273 .   
  23. ^ Вуд, Бернард (2005). «Новые измерения потери массы по поглощению альфа-излучения Ly в астросфере». Астрофизический журнал . 628 (2): L143 – L146. arXiv : astro-ph / 0506401 . Bibcode : 2005ApJ ... 628L.143W . DOI : 10.1086 / 432716 . S2CID 7137741 . 
  24. ^ Вуд, Бернард (2002). «Измеренные темпы потери массы солнечных звезд в зависимости от возраста и активности». Астрофизический журнал . 574 (1): 412–425. arXiv : astro-ph / 0203437 . Bibcode : 2002ApJ ... 574..412W . DOI : 10.1086 / 340797 . S2CID 1500425 . 
  25. ^ Goldblatt, C .; Занле, KJ (2011). «Облака и парадокс слабого молодого солнца». Климат прошлого . 6 (1): 203–220. arXiv : 1102,3209 . Bibcode : 2011CliPa ... 7..203G . DOI : 10,5194 / ф-7-203-2011 . S2CID 54959670 . 
  26. ^ Svensmark, Хенрик (2007). «Космоклиматология: возникает новая теория» . Астрономия и геофизика . 48 (1): 14–28. Bibcode : 2007A & G .... 48a..18S . DOI : 10.1111 / j.1468-4004.2007.48118.x .
  27. ^ Криссансен-Тоттон, Дж .; Дэвис, Р. (2013). «Исследование связей космических лучей с облаком с помощью MISR». Письма о геофизических исследованиях . 40 (19): 5240–5245. arXiv : 1311.1308 . Bibcode : 2013GeoRL..40.5240K . DOI : 10.1002 / grl.50996 . S2CID 119299932 . 
  28. ^ a b c Кэтлинг, Дэвид С .; Кастинг, Джеймс Ф. (2017). Эволюция атмосферы в обитаемых и безжизненных мирах . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-84412-3.
  29. ^ Ирвин, RP; Ховард, Алан; Крэддок, Роберт; Мур, Джеффри (2005). «Интенсивная заключительная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 2. Повышенный сток и развитие палеоозеров» . Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12S15. Bibcode : 2005JGRE..11012S15I . DOI : 10.1029 / 2005JE002460 .
  30. ^ Ховард, Алан Д .; Мур, Джеффри М. (2005). «Интенсивная завершающая эпоха повсеместной речной активности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ними отложения» . Журнал геофизических исследований . 110 (E12): E12S14. Bibcode : 2005JGRE..11012S14H . DOI : 10.1029 / 2005JE002459 .
  31. ^ a b c Вордсворт, Робин Д. (2016). «Климат раннего Марса». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 44 : 381–408. arXiv : 1606.02813 . Bibcode : 2016AREPS..44..381W . DOI : 10.1146 / annurev-earth-060115-012355 . S2CID 55266519 . 
  32. ^ a b c Рамирес, Рамирес Р .; Крэддок, Роберт А. (2018). «Геологические и климатологические аргументы в пользу более теплого и влажного раннего Марса». Природа Геонауки . 11 (4): 230–237. arXiv : 1810.01974 . Bibcode : 2018NatGe..11..230R . DOI : 10.1038 / s41561-018-0093-9 . S2CID 118915357 . 
  33. ^ Haberle, R .; Catling, D .; Карр, М; Занле, К. (2017). «Ранняя климатическая система Марса». Атмосфера и климат Марса . Атмосфера и климат Марса. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. С. 526–568. DOI : 10.1017 / 9781139060172.017 . ISBN 9781139060172. S2CID  92991460 .
  34. ^ Рамирес, RM; Kopparapu, R .; Zugger, ME; Робинсон, Т.Д .; Freedman, R .; Кастинг, JF (2014). «Согревание раннего Марса CO2 и H2». Природа Геонауки . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Bibcode : 2014NatGe ... 7 ... 59R . DOI : 10.1038 / ngeo2000 . S2CID 118520121 . 
  35. ^ Вордсворт, Ю. Калугина; Локштанов, А.Вигасин; Эльманн, Дж. Хед; Сандерс, Х. Ван (2017). «Переходное снижение парникового потепления на раннем Марсе» . Письма о геофизических исследованиях . 44 (2): 665–671. arXiv : 1610.09697 . Bibcode : 2017GeoRL..44..665W . DOI : 10.1002 / 2016GL071766 . S2CID 5295225 . 
  36. ^ Кастинг, JF (1988). «Убегающая и влажная парниковая атмосфера и эволюция Земли и Венеры» . Икар . 74 (3): 472–494. Bibcode : 1988Icar ... 74..472K . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90116-9 . PMID 11538226 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Бенгтссон, Леннарт; Хаммер, Клаус У. (2004). Геосферно-биосферные взаимодействия и климат . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-78238-8.