Mars hydrosfär

Mars hydrosfär  är helheten av vattenreserverna på planeten Mars , representerade av vattenis i polarlocken , vattenånga och moln i atmosfären , is ovanför ytan, säsongsbetonade strömmar av flytande vatten och möjliga reservoarer av flytande vatten och vattenhaltiga saltlösningar i de övre lagren av litosfären på Mars. Mars hydrosfär, på grund av de rådande låga temperaturerna på Mars och närvaron av vattenreserver i fast tillstånd, kallas också kryolitosfären.

Hitta vatten på Mars

Mars är väldigt lik jorden i många avseenden, vilket tvingade forskare från 1800-  och början av 1900-talet att erkänna att det finns liv på den och att det finns flytande vatten. När mängden data på planeten, insamlad med olika metoder, till exempel med hjälp av spektroskopiska mätningar, växte, blev det klart att vattnet i Mars atmosfär är försumbart, men det finns fortfarande [1] . Först och främst lockades forskarnas uppmärksamhet av Mars polarlock , eftersom det antogs att de kunde bestå av vattenis, i analogi med Antarktis eller Grönland på jorden, men det antogs också att detta är fast koldioxid [ 2] . Det senare stöddes av resultaten från ett av de första numeriska experimenten 1966 på en IBM 7074 -dator [3] om modellering av dagliga och årliga temperaturförändringar på Mars yta beroende på latitud och motsvarande dynamik hos polarlocken för fallen när de består av H 2 O och CO 2 . Författarna till detta arbete kom till slutsatsen att den årliga variationen i storleken på polarlocken som erhållits av dem i det andra fallet är mycket närmare den observerade.

Astronomiska observationer och spektroskopiska mätningar ersattes i början av kosmonautikens era av den direkta studien av Mars och sökandet efter vatten på den med hjälp av AMS .

Så på de första detaljerade bilderna av Mars yta, erhållna av rymdfarkosten Mariner 9 , kan man se nätverk av dalar (som Nergal-dalarna [4] ) - reliefelement som indikerar förekomsten av flytande vatten i det förflutna, i särskilt översvämningar av ravinernas sluttningar av grundvatten erosionsstrukturer på jorden, till exempel på Hawaiiöarna och i Escalante-ravinerna på Coloradoplatån [5] [6] .

Förutom det omfattande nätverket av dalar, med utgångspunkt från dessa tidiga bilder av Mariner 9, urskiljs reliefelement associerade med intensiva översvämningar och kallade utflödeskanaler [7] . De ser ut som en mindre kopia av de största terrestra diluvialformerna . Hittills anses det vara en allmänt accepterad hypotes att ursprunget till dessa kanaler också är förknippat med flytande vatten, även om andra alternativ är teoretiskt möjliga. Utflödeskanalerna är för det mesta yngre än dalnäten, även om det också finns ganska gamla formationer. Tydligen bildades de under en period då förhållandena på Mars yta var ungefär desamma som nu [8] .

I slutet av 1990-talet samlades topografiska data in av Mars Global Surveyor med hjälp av MOLA altimeter , på basis av vilken fullständiga kartor över reliefen av Mars yta sammanställdes. Förutom många nätverk av dalar och utflödeskanaler är den norra låglandet tydligt synlig på dem , och dess gräns - kontaktzonen  - liknar starkt stranden av en permanent reservoar. Oceanhypotesen [ stöds av det faktum att kontaktlinjen är praktiskt taget ekvipotential; karakteristiska terrasser ligger parallellt med den; volymen som finns i den överensstämmer med uppskattningar av volymen flytande vatten på tidiga Mars; låglandets yta är mycket jämnare än dess omgivning [9] [10] . Därefter var ett annat argument till stöd för denna teori också analysen av fördelningen av reliefelement som liknar floddeltan: många av dem ligger längs denna kustlinje, i synnerhet på samma höjd [11] .

Vanliga bilder togs av Mars Global Surveyor, och deras analys år 2000 bekräftade förekomsten av kanaler som bildas av flöden av flytande vatten, såväl som sand- och leravlagringar som lämnats av dessa flöden. Dessa reliefelement var så färska att vi kan säga att de bildas under den nuvarande perioden [12] [13] . Senare visades närvaron på de varma sluttningarna av de så kallade säsongsbetonade ytlinjerna [14]  - mörka ränder som visas på planetens yta under den varma årstiden och ser ut som saltavlagringar - av bilder från HiRISE kamera på Mars Reconnaissance Orbiter [15] . Och med hjälp av CRISM- spektrometern ombord 2015 bekräftades det slutligen att de bildas på platsen för periodiska flöden av saltvatten i flytande tillstånd [16] [17] [18] . Aktiva studier av säsongsbetonade ytlinjer fortsätter [19] [20] , inklusive med hjälp av andra instrument, till exempel THEMIS på Mars Odyssey -omloppsbanan [21 ] .

I början av 2000-talet, med hjälp av gammastrålningsspektrometern på Mars Odyssey-omloppsbanan, upptäcktes en stor mängd väte i det ytnära lagret av Mars - särskilt i polarområdena - vilket med största sannolikhet indikerar närvaron av en kolossal mängd där ( 35 ± 15 % av skiktet i vikt) vatten i fast tillstånd [22] . Förekomsten av is bekräftades av data från Phoenix -rovern som opererade nära planetens nordpol: den vita substansen som hittats på botten av ett litet dike grävt av den förångades på några dagar, vilket är typiskt för is [23] [ 24] . En liknande process registrerades av Mars Reconnaissance Orbiter för materia på botten av färska kratrar, inklusive de på låga breddgrader [25] [26] . På bilderna av Mars Global Surveyor, Mars Odyssey [27] , Mars Reconnaissance Orbiter [28] och Mars Express [29] , kan man se ytterligare ett bevis på den utbredda närvaron av is i det ytnära lagret av Mars - landformer som liknar terrestra glaciärer . Och SHARAD- radarn på Mars Reconnaissance Orbiter bekräftade att det verkligen finns is under ett tunt lager av damm och smuts i dessa formationer (inklusive de på medelbreddgrader) [30] .

År 2022 fick kinesiska forskare bevis för att vattnet på Mars förblev i flytande form mycket längre än man tidigare trott. Zhuzhong- roveren upptäckte hydratiserade avlagringar och mineraler i Utopia-slätten , beräknad till 757 ± 66 Ma, vilket indikerar närvaron av stora mängder vatten på Mars vid den tiden [31] [32] .

Vattenreserver på Mars för närvarande

Ice

För närvarande är öppna och tillförlitligt etablerade vattenvolymer på Mars koncentrerade huvudsakligen i den så kallade kryosfären - ett ytnära lager av permafrost med en tjocklek på tiotals och hundratals meter. Det mesta av denna is är under planetens yta, eftersom den under nuvarande klimatförhållanden inte kan existera stabilt och en gång på ytan förångas den snabbt; endast i polarområdena är temperaturen tillräckligt låg för en stabil existens av is under hela året - dessa är polarlocken . Den totala volymen is på ytan och i det ytnära lagret uppskattas till 5 miljoner km³ (och i djupare lager kan troligen mycket större reserver av subpermafrost saltvatten koncentreras. Deras volym uppskattas till 54-77 miljoner km³) . I smält tillstånd skulle den täcka Mars yta med ett 35 m tjockt vattenlager [34] [35] .

Vid polerna förväntas koncentrationen av vattenis i kryosfären vara hög - upp till 100%. Volymen av is i planetens polarmössor är 2-2,8 miljoner km³. På breddgrader över 60° är det nästan överallt minst 20 %; närmare ekvatorn - i genomsnitt något lägre, men skiljer sig fortfarande från noll överallt, mest av allt - upp till 10% - i vulkanregionen i Elysium , i Sabaean-landet och norr om Sirenernas land .

Fluid

Den 25 juli 2018 släpptes en rapport om en upptäckt baserad på forskning från MARSIS- radarn . Arbetet visade närvaron av en subglacial sjö på Mars, belägen på ett djup av 1,5 km under isen på den södra polarmössan , cirka 20 km bred. Detta blev den första kända permanenta vattenmassan på Mars. En MARSIS- sond av ett cirka 200 kilometer brett område visade att ytan på Mars sydpol är täckt med flera lager av is och damm och cirka 1,5 km djup. En särskilt kraftig ökning av signalreflektion registrerades under skiktade sediment inom en 20 km-zon på ett djup av cirka 1,5 km. Efter att ha analyserat egenskaperna hos den reflekterade signalen och studerat sammansättningen av de skiktade sedimenten, såväl som den förväntade temperaturprofilen under ytan av detta område, drog forskarna slutsatsen att radarn upptäckte en ficka med en sjö av flytande vatten under ytan. Apparaten kunde inte avgöra hur djup sjön kunde vara, men dess djup borde vara åtminstone flera tiotals centimeter (detta borde vara vattenlagret för MARSIS att se det ) [36] [37] . Omanalys av Mars Express radardata och laboratorieexperiment har dock visat att de så kallade "sjöarna" kan vara hydratiserade och kalla avlagringar, inklusive lera (smektiter), mineraler som innehåller metaller och saltis [38] .

Vatten på Mars i det förflutna

Långsiktiga klimatförändringar

Vattenis kan inte existera stabilt på Mars under dagens klimatförhållanden, men det har bekräftats att den finns i det ytnära lagret nästan överallt, inklusive i ekvatorialområden. Det är mest troligt att det dök upp där i en tidigare period av planetens utveckling, när lutningsvinkeln för Mars rotationsaxel nådde stora värden i storleksordningen 45°. Numerisk modellering har visat att i polarområdena, som blir de varmaste områdena, sublimeras H 2 O och CO 2 till atmosfären, då kondenserar vatten till is och snö på låga breddgrader, där det nu är kallt, och därmed är polarlocken flyttas till ekvatorn [39] . Detta bekräftas av de landformer som finns i många (inklusive ekvatoriska) regioner på Mars, som liknar markbundna glaciärer: det är uppenbart att de bildades under en sådan period [29] . Tvärtom, när lutningen på rotationsaxeln minskar, blir det åter kallare i polarområdena och varmare i ekvatorialområdena; vattnet som fryses där i de ytnära lagren sublimeras och kondenseras igen till polära iskappor [40] . Den successiva växlingen av dessa perioder kan spåras från de skiktade avlagringarna som sålunda bildas i polarlocken , men detta kräver ett antagande om hur lång tid det tar för varje lager att bildas [41] [42] . Det pågår en diskussion om hur frekventa sådana förändringar var: klimatmodellering (vars nyckelinverkan är den kaotiska processen att ändra lutningen på rotationsaxeln), särskilt på geologiska tidsskalor, är för närvarande omöjligt med den noggrannhet som krävs [43] [ 44] .

Vatten (åtminstone rent vatten) i flytande tillstånd kan nu inte heller existera stabilt på Mars, men att döma av många vittnesmål var situationen annorlunda tidigare. För detta borde naturligtvis temperaturen och partialtrycket för vattenånga i atmosfären ha legat över trippelpunkten i fasdiagrammet , medan de nu är långt ifrån motsvarande värden. Om bara temperaturen stiger och trycket förblir lågt, sublimeras isen direkt till vattenånga och går förbi vätskefasen. Samtidigt är det mycket svårt att till och med höja temperaturen med 50° och endast möjligt genom växthuseffekten . Lavinväxthuseffekten på grund av vattenånga i atmosfären är dock, till skillnad från jorden, omöjlig på Mars på grund av låga temperaturer vid vilka vattenånga inte kan stanna stabilt i atmosfären och oundvikligen kommer att kondensera tillbaka till is på planetens yta. Men en annan växthusgas - CO 2  - kan mycket väl existera under Mars förhållanden, och tack vare den kan temperaturen stiga till värden där vattenångan är stabil, och när den blir mer i atmosfären, dess partialtryck redan kan bli tillräckligt för förekomsten av flytande vatten. Detta kräver ett partialtryck av koldioxid i storleksordningen 1 atm [45] . Det är sant, även om en sådan mekanism ägde rum, är det inte känt var all denna volym av CO 2 nu har tagit vägen - den kan stanna kvar i kalciumkarbonatavlagringar eller avdunsta med resten av atmosfären [44] .

Ett antal författare delar inte denna hypotes, eftersom de tror att koldioxid inte kan ge en tillräcklig intensitet av växthuseffekten [46] [47] . Mekanismer har föreslagits som involverar andra växthusgaser, såsom väte, förmodligen av vulkaniskt ursprung [48] . Hittills finns det ingen allmänt accepterad teori i denna fråga, till stor del på grund av svårigheterna att modellera växthuseffekten även på jorden, där mycket osäkerhet kvarstår till denna dag [49] .

Utvecklingen av Mars hydrosfär

Av stort intresse i det geologiska förflutna av planeten Mars är två perioder - Hesperian och Amazonian [50] .

Hesperian period

Under den hesperiska perioden (3,5-2,5 miljarder år sedan) nådde Mars toppen av sin evolution och hade en permanent hydrosfär [51] . Den norra slätten på planeten vid den tiden ockuperades av ett salt hav med en volym på upp till 15-17 miljoner km³ och ett djup på 0,7-1 km (som jämförelse har Jordens Ishavet en volym på 18,07 miljoner km³). Med vissa intervaller delades detta hav i två. Det ena havet, rundat, fyllde bassängen för nedslagsursprunget i Utopia -regionen , det andra, oregelbundet format, fyllde regionen på Mars nordpol. Det fanns många sjöar och floder på tempererade och låga breddgrader, och glaciärer på södra platån. Mars hade en mycket tät atmosfär, liknande den på jorden vid den tiden, med yttemperaturer som nådde upp till 50 ° C och tryck över 1 atmosfär. Teoretiskt sett kunde en biosfär också ha funnits på Mars under den hesperiska perioden .

Amazonas period

Under Amazonasperioden (för cirka 2,5-1 miljard år sedan) började klimatet på Mars förändras katastrofalt snabbt. De mest kraftfulla, men gradvis blekande globala tektoniska och vulkaniska processerna ägde rum, under vilka de största vulkanerna i solsystemet ( Olympus ) uppstod, egenskaperna hos hydrosfären och atmosfären förändrades flera gånger, norra oceanen dök upp och försvann. Katastrofala översvämningar i samband med smältningen av kryosfären ledde till bildandet av storslagna kanjoner: en ström mer fullflödande än Amazonas flödade in i Aresdalen från Mars södra högland; vattenutsläppet i Kasei-dalen översteg 1 miljard m³/s. För en miljard år sedan upphörde aktiva processer i litosfären, hydrosfären och atmosfären på Mars, och det fick ett modernt utseende. Felet i de globala katastrofala förändringarna i Mars klimat anses vara den stora excentriciteten i omloppsbanan och instabiliteten hos rotationsaxeln, vilket orsakar enorma, upp till 45 %, fluktuationer i flödet av solenergi som faller på ytan av planeten; ett svagt inflöde av värme från det inre av Mars, på grund av planetens lilla massa, och en hög sällsynthet av atmosfären, på grund av den höga graden av dess försvinnande .

Anteckningar

  1. ↑ Spinrad, Hyron; Munch, Guido; Kaplan, Lewis D. Brev till redaktören: upptäckten av vattenånga på Mars  : [ eng. ] // Astrophysical Journal. - 1963. - T. 137 (maj). - S. 1319-1319. - doi : 10.1086/147613 .
  2. ↑ Stoney, G. Johnstone. Av atmosfärer på planeter och satelliter // Astrophysical Journal. - 1898. - Vol 7 (januari). - S. 25-55. - . - doi : 10.1086/140435 .
  3. ↑ R.B. Leighton, B.C. Murray. Beteende hos koldioxid och andra flyktiga ämnen på Mars  : [ eng. ] // Vetenskap. - 1966. - T. 153, nr 3732 (8 juli). - S. 136-144. — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.153.3732.136 .
  4. ↑ PIA15090: Mariner 9 View of Nirgal Vallis  . NASA (21 november 2011). Hämtad 24 juni 2017. Arkiverad från originalet 13 september 2015.
  5. ↑ Daniel J. Milton. Vatten och nedbrytningsprocesser i Mars-landskapet: [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, nr. 20 (10 juli). - S. 4037-4047. - doi : 10.1029/JB078i020p04037 .
  6. ↑ Virginia C Gulick. Ursprunget till dalnätverken på Mars: ett hydrologiskt perspektiv  : [ eng. ] // Geomorfologi. - 2001. - T. 37, nr. 3-4 (april). - S. 241-268. - doi : 10.1016/S0169-555X(00)00086-6 .
  7. ↑ ROBERT P. SHARP, MICHAEL C. MALIN. Kanaler på Mars: [ eng. ] // GSA Bulletin. - 1975. - T. 86, nr 5 (1 maj). - S. 593-609. - doi : 10.1130/0016-7606(1975)86<593:COM>2.0.CO;2 .
  8. ↑ Michael H. Carr. Mars fluviala historia  : [ eng. ] // Philosophical Transactions of the Royal Society A. - 2012. - T. 370 (2 april). - S. 2193-2215. doi : 10.1098 / rsta.2011.0500 .
  9. ↑ James W. Head III, Harald Hiesinger, Mikhail A. Ivanov, Mikhail A. Kreslavsky, Stephen Pratt, Bradley J. Thomson. Möjliga antika hav på Mars: Bevis från Mars Orbiter Laser Altimeter Data  : [ eng. ] // Vetenskap. - 1999. - T. 286 (10 december). - S. 2134-2137. - doi : 10.1126/science.286.5447.2134 .
  10. ↑ J. Taylor Perron, Jerry X. Mitrovica, Michael Manga, Isamu Matsuyama & Mark A. Richards. Bevis för ett forntida Marshav i topografin av deformerade strandlinjer: [ eng. ] // Natur. - 2007. - T. 447 (14 juli). - S. 840-843. - doi : 10.1038/nature05873 .
  11. ↑ Gaetano Di Achille & Brian M. Hynek. Forntida hav på Mars stödd av global spridning av deltan och dalar: [ eng. ] // Naturgeovetenskap. - 2010. - T. 3 (juni). - S. 459-463. - doi : 10.1038/ngeo891 .
  12. ↑ Michael C. Malin, Kenneth S. Edgett. Bevis för senaste grundvattenläckage och ytavrinning på Mars: [ eng. ] // Vetenskap. - 2000. - T. 288, nummer. 5475 (30 juni). - S. 2330-2335. - doi : 10.1126/science.288.5475.2330 .
  13. ↑ Charles Q. Choi. Tillbakablick : Vatten på Mars tillkännagavs för 10 år sedan  . Space.com (22 juni 2010). Hämtad 16 juli 2017. Arkiverad från originalet 23 november 2021.
  14. ↑ Kirby Runyon, Lujendra Ojha. Återkommande Slope Lineae // Encyclopedia of Planetary Landforms . - Springer New York, 2014. - S. 1-6. — ISBN 978-1-4614-9213-9 .
  15. ↑ Alfred S. McEwen, Lujendra Ojha, Colin M. Dundas, Sarah S. Mattson, Shane Byrne, James J. Wray, Selby C. Cull, Scott L. Murchie, Nicolas Thomas, Virginia C. Gulick. Säsongsflöden på varma marsbackar: [ eng. ] // Vetenskap. - 2011. - T. 333, nr. 6043 (5 augusti). - S. 740-743. - doi : 10.1126/science.1204816 .
  16. ↑ Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie, Alfred S. McEwen, James J. Wray, Jennifer Hanley, Marion Massé och Matt Chojnacki. Spektralbevis för hydratiserade salter i återkommande sluttningslinjer på Mars  : [ eng. ] // Naturgeovetenskap. - 2015. - T. 8 (28 september). - S. 829-832. - doi : 10.1038/NGEO2546 .
  17. ↑ Forskare: ränder på Mars finns kvar från vattenflöden , BBC Russian service  (28 september 2015). Arkiverad från originalet den 30 januari 2016. Hämtad 30 september 2015.
  18. ↑ Korolev, Vladimir . Flytande saltvatten upptäckt på Mars , N+1  (28 september 2015). Arkiverad från originalet den 29 september 2015. Hämtad 6 augusti 2017.
  19. ↑ Säsongsflöden i Mariner Valley , Astronomy and Astrophysics News - The Universe Times  (24 maj 2017). Arkiverad från originalet den 7 augusti 2017. Hämtad 6 augusti 2017.
  20. ↑ David E. Stillman, Timothy I. Michaels, Robert E. Grimm. Karakteristika för de många och utbredda återkommande sluttningslinjerna (RSL) i Valles Marineris, Mars: [ eng. ] // Ikaros. - 2017. - T. 285 (15 mars). - S. 195-210. - doi : 10.1016/j.icarus.2016.10.025 .
  21. ↑ Christopher S. Edwards, Sylvain Piqueux. Vattenhalten i återkommande sluttningslinjer på Mars: [ eng. ] // Geofysiska forskningsbrev. - 2016. - T. 43, nr. 17 (14 september). - S. 8912-8919. - doi : 10.1002/2016GL070179 .
  22. ↑ WV Boynton, WC Feldman, SW Squyres, TH Prettyman, J. Brückner, LG Evans, RC Reedy, R. Starr, JR Arnold, DM Drake, PAJ Englert, AE Metzge, Igor Mitrofanov, JI Trombka, C. d'Uston , H. Wänke, O. Gasnault, DK Hamara, DM Janes, RL Marcialis, S. Maurice, I. Mikheeva, GJ Taylor, R. Tokar, C. Shinohara. Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits: [ eng. ] // Vetenskap. - 2002. - T. 297, nummer. 5578 (5 juli). - S. 81-85. - doi : 10.1126/science.1073722 .
  23. ↑ Tuntsov, Artyom . Phoenix kom till botten av vattnet , Gazeta.ru  (20 juni 2008). Arkiverad från originalet den 6 augusti 2017. Hämtad 3 augusti 2017.
  24. ↑ NASA Phoenix Mars Lander bekräftar fruset vatten , Phoenix Mars Lander , NASA (6 augusti 2020). Arkiverad från originalet den 19 maj 2017. Hämtad 3 augusti 2017.
  25. ↑ New Impact Craters on Mars , Mars Reconnaissance Orbiter Mission , NASA (24 september 2009). Arkiverad från originalet den 17 januari 2022. Hämtad 3 augusti 2017.
  26. ↑ Shane Byrne et al. Distribution av Mid-Latitude GroundIce på Mars från New Impact Craters  : [ eng. ] // Vetenskap. - 2009. - T. 325, nr. 5948. - S. 1674. - doi : 10.1126/science.1175307 .
  27. ↑ David E. Shean, James W. Head, David R. Marchant. Ursprung och utveckling av en kallbaserad tropisk bergsglaciär på Mars: Pavonis Mons solfjäderformade fyndighet: [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 2005. - T. 110 (5 maj). — C. E05001. - doi : 10.1029/2004JE002360 .
  28. ↑ 1 2 James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Sen Amazonas glaciation vid dikotomigränsen på Mars: Bevis för glacialtjockleksmaxima och multipla glaciala faser: [ eng. ] // Geologi. - 2008. - V. 36, nr 5 (maj). - S. 411-414. - doi : 10.1130/G24382A.1 .
  29. ↑ 12 Head, JW , et al. Tropiska till medellatitud snö och isansamlingar flyter och glaciation på Mars // Naturen. - 2005. - T. 434 (17 mars). - S. 346-351. - doi : 10.1038/nature03359 .
  30. ↑ John W. Holt et al. Radarljudsbevis för begravda glaciärer i Mars södra medelbreddgrader: [ eng. ] // Vetenskap. - 2008. - T. 322, nr. 5905 (21 november). - S. 1235-1238. - doi : 10.1126/science.1164246 .
  31. ↑ Arkiverad kopia . Hämtad 29 maj 2022. Arkiverad från originalet 28 maj 2022.
  32. ↑ Zhao, J., Xiao, Z., Huang, J., Head, JW, Wang, J., Shi, Y., et al. Geologiska egenskaper och mål av högt vetenskapligt intresse i Zhurongs landningsregion på Mars  //  Geofysiska forskningsbrev. - 2021. - Vol. 48 , nr. 20 . — P.e2021GL094903 .
  33. ↑ Ett vinterunderland i rött och vitt - Korolev-kratern på Mars  . German Aerospace Center (DLR) (20 december 2018). Tillträdesdatum: 18 maj 2019.
  34. ↑ Is  . _ Mars Education vid Arizona State University . NASA. Hämtad 7 augusti 2017. Arkiverad från originalet 12 augusti 2017.
  35. ↑ Kuzmin R. O., Galkin I. N. The cryolithosphere of Mars and its structure // How Mars works . - Moscow: Knowledge, 1989. - T. 8. - 64 sid. — (Kosmonautik, astronomi). - 26 953 exemplar.  — ISBN 5-07000280-5 .
  36. ↑ Halton, Mary . Flytande vatten "sjö" avslöjad på Mars  (engelska) , BBC News  (25 juli 2018). Arkiverad från originalet den 25 juli 2018. Hämtad 28 juli 2018.
  37. ↑ Ashley Strickland . Bevis upptäckt av sjö under Mars yta , CNN  (25 juli 2018). Arkiverad från originalet den 27 juli 2018. Hämtad 28 juli 2018.
  38. ↑ Leror, inte vatten, är sannolikt källan till Mars 'Lakes' Arkiverad 7 augusti 2021 på Wayback Machine 29 juli 2021
  39. ↑ F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Bildandet av glaciärer på Mars genom atmosfärisk nederbörd vid hög lutning: [ eng. ] // Vetenskap. - 2006. - T. 311, nr. 5759 (20 januari). - S. 368-371. - doi : 10.1126/science.1120335 .
  40. ↑ Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin & Jacques Laskar. Nya isrika avlagringar som bildats på höga latituder på Mars genom sublimering av instabil ekvatorialis under låg lutning : [ eng. ] // Natur. - 2004. - T. 431 (28 november). - S. 1072-1075. - doi : 10.1038/nature03055 .
  41. ↑ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Orbital forcering av Martian polar skiktade avlagringar  : [ eng. ] // Natur. - 2002. - T. 419, nr 6905 (26 september). - S. 375-377. - doi : 10.1038/nature01066 .
  42. ↑ Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin och J. Laskar. Ny bildning och utveckling av nordliga Mars polära skiktade avlagringar enligt slutsatsen från en Global Climate Model  : [ eng. ] // J. Geophys. Res .. - 2007. - T. 112, nr. E6 (28 juni). — C. E06012. - doi : 10.1029/2006JE002772 .
  43. ↑ Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani. Kvantifiera effekten av Mars snedställning på intermittensen av flytande ytvatten efter Noach  (engelska) (2014). Hämtad 12 augusti 2017. Arkiverad från originalet 12 september 2015.
  44. ↑ 1 2 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars: en  liten jordisk planet ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, nr 1 (16 december). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  45. ↑ JBPollack, JFKasting. Fallet för ett vått, varmt klimat på tidigt Mars: [ eng. ] // Ikaros. - T. 71, nej. 2. - S. 203-224. - doi : 10.1016/0019-1035(87)90147-3 .
  46. ↑ R. Wordsworth, F. Forget, E. Millour, J. W. Head, J.-B. Madeleine, B. Charnay. Global modellering av det tidiga marsklimatet under en tätare CO 2 -atmosfär: Vattenkretslopp och isutveckling  : [ eng. ] // Ikaros. - 2013. - T. 222, nr. 1 (januari). - S. 1-19. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.036 .
  47. ↑ Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre. Mars tidiga geokemiska miljö bestämt utifrån termodynamik för fyllosilikater  : [ eng. ] // Natur. - 2007. - T. 448 (5 juli). - S. 60-63. - doi : 10.1038/nature0596160 .
  48. ↑ Ramses M. Ramirez. En varmare och blötare lösning för tidig Mars och utmaningarna med transient uppvärmning: [ eng. ] // Ikaros. - 2017. - T. 297 (15 november). - S. 71-82. - doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.025 .
  49. ↑ Greicius, Tony . NASA:s Curiosity Rover skärper Paradox of Ancient Mars , NASA (6 februari 2017). Arkiverad från originalet den 9 februari 2017. Hämtad 29 juli 2017.
  50. ↑ Fastställande av åldern på ytor på Mars . Hämtad 17 november 2007. Arkiverad från originalet 19 februari 2007.
  51. ↑ Fallet med det saknade Mars-vattnet (länk ej tillgänglig) . Hämtad 17 november 2007. Arkiverad från originalet 26 mars 2010. 

Länkar