Hydrosféra Marsu

Hydrosféra Marsu  je souhrn zásob vody planety Mars , reprezentovaný vodním ledem v polárních čepičkách , vodní párou a mraky v atmosféře , ledem nad povrchem, sezónními proudy kapalné vody a možnými rezervoáry kapalné vody a vodné roztoky solí v horních vrstvách litosféry Marsu. Hydrosféra Marsu se díky převládajícím nízkým teplotám na Marsu a přítomnosti zásob vody v pevném skupenství nazývá také kryolitosféra.

Hledání vody na Marsu

Mars je v mnoha ohledech velmi podobný Zemi , což nutilo vědce 19.  a počátku 20. století přiznat, že je na něm život a je zde kapalná voda. Jak rostl objem dat o planetě, shromážděných různými metodami, například pomocí spektroskopických měření, bylo jasné, že voda v atmosféře Marsu je zanedbatelná, ale přesto existuje [1] . Pozornost badatelů nejprve upoutaly polární čepičky Marsu , protože se předpokládalo, že by mohly sestávat z vodního ledu, analogicky s Antarktidou nebo Grónskem na Zemi, ale také se předpokládalo, že se jedná o pevný oxid uhličitý [ 2] . Ten byl podpořen výsledky jednoho z prvních numerických experimentů v roce 1966 na počítači IBM 7074 [3] o modelování denních a ročních teplotních změn na povrchu Marsu v závislosti na zeměpisné šířce a odpovídající dynamice polárních čepiček pro případy. když se skládají z H 2 O a CO 2 . Autoři této práce došli k závěru, že jimi získaná roční odchylka ve velikosti polárních čepiček ve druhém případě je mnohem blíže pozorované.

Astronomická pozorování a spektroskopická měření vystřídalo s počátkem éry kosmonautiky přímé studium Marsu a hledání vody na něm pomocí AMS .

Takže na prvních detailních snímcích povrchu Marsu, které pořídila sonda Mariner 9 , lze vidět sítě údolí (např. údolí Nergal [4] ) - reliéfní prvky naznačující přítomnost kapalné vody v minulosti, v r. zejména zaplavení svahů roklí podzemní vodou erozními strukturami na Zemi, například na Havajských ostrovech a v kaňonech Escalante na Coloradské plošině [5] [6] .

Kromě rozsáhlé sítě údolí, počínaje těmito ranými snímky Marineru 9, se rozlišují reliéfní prvky spojené s intenzivními záplavami a nazývané odtokové kanály [7] . Vypadají jako menší kopie největších pozemských diluviálních forem. K dnešnímu dni se považuje za obecně uznávanou hypotézu, že původ těchto kanálů je také spojen s kapalnou vodou, i když jsou teoreticky možné i jiné možnosti. Odtokové kanály jsou většinou mladší než údolní sítě, i když jsou zde i poměrně staré útvary. Zřejmě vznikly v období, kdy podmínky na povrchu Marsu byly přibližně stejné jako nyní [8] .

Koncem 90. let sbíral topografická data Mars Global Surveyor pomocí výškoměru MOLA , na jehož základě byly sestaveny kompletní mapy reliéfu povrchu Marsu. Kromě četných sítí údolí a odtokových kanálů je na nich dobře vidět oblast Severní nížiny a její hranice - kontaktní zóna  - silně připomíná břeh trvalé nádrže. Hypotézu oceánu podporuje fakt, že kontaktní čára je prakticky ekvipotenciální; rovnoběžně s ním jsou umístěny charakteristické terasy; objem v něm obsažený je v souladu s odhady objemu kapalné vody na raném Marsu; povrch nížiny je mnohem hladší než její okolí [9] [10] . Dalším argumentem na podporu této teorie byla následně také analýza rozložení prvků reliéfu podobných říčním deltám: mnohé z nich se nacházejí podél tohoto pobřeží, zejména ve stejné výšce [11] .

Běžné snímky byly pořízeny sondou Mars Global Surveyor a jejich analýza v roce 2000 potvrdila existenci kanálů tvořených proudy kapalné vody a také nánosů písku a bahna, které tyto proudy zanechaly. Tyto reliéfní prvky byly tak čerstvé, že lze říci, že vznikají v současné době [12] [13] . Později byla přítomnost takzvaných sezónních povrchových čar [14] na teplých svazích  — tmavých pruhů, které se objevují na povrchu planety během teplého období a vypadají jako solná ložiska — doložena snímky z HiRISE kamera na Mars Reconnaissance Orbiter [15] . A pomocí spektrometru CRISM na palubě v roce 2015 se nakonec potvrdilo, že vznikají v místě periodických toků slané vody v kapalném stavu [16] [17] [18] . Aktivní studie sezónních povrchových linií pokračují [19] [20] , a to i s pomocí dalších přístrojů, například THEMIS na orbitální dráze Mars Odyssey [21 ] .

Na počátku 21. století bylo pomocí spektrometru gama záření na orbitální dráze Mars Odyssey detekováno velké množství vodíku v připovrchové vrstvě Marsu – zejména v polárních oblastech – což s největší pravděpodobností ukazuje na přítomnost obrovského množství vodíku ( 35 ± 15 % hmotnostních vrstvy) vody v pevném stavu [22] . Přítomnost ledu potvrdila data z roveru Phoenix operujícího poblíž severního pólu planety: bílá hmota nalezená na dně jím vyhloubeného malého příkopu se během několika dní odpařila, což je pro led typické [23] [ 24] . Podobný proces zaznamenala sonda Mars Reconnaissance Orbiter pro hmotu na dně čerstvých kráterů, včetně těch v nízkých zeměpisných šířkách [25] [26] . Na snímcích Mars Global Surveyor, Mars Odyssey [27] , Mars Reconnaissance Orbiter [28] a Mars Express [29] lze vidět další důkaz rozšířené přítomnosti ledu v připovrchové vrstvě Marsu – tvary terénu připomínající pozemské ledovce . A radar SHARAD na Mars Reconnaissance Orbiter potvrdil, že v těchto formacích (včetně těch ve středních zeměpisných šířkách) je skutečně led pod tenkou vrstvou prachu a nečistot [30] .

V roce 2022 získali čínští vědci důkazy, že voda na Marsu zůstala v kapalné formě mnohem déle, než se dosud předpokládalo. Rover Zhuzhong objevil hydratovaná ložiska a minerály v rovině Utopia , odhadovaná na 757 ± 66 Ma, což ukazuje na přítomnost velkého množství vody na Marsu v té době [31] [32] .

Zásoby vody na Marsu v současnosti

Led

V současné době jsou otevřené a spolehlivě zjištěné objemy vody na Marsu soustředěny především v tzv. kryosféře – připovrchové vrstvě permafrostu o tloušťce desítek a stovek metrů. Většina tohoto ledu je pod povrchem planety, protože za současných klimatických podmínek nemůže existovat stabilně a jakmile se dostane na povrch, rychle se vypaří; pouze v polárních oblastech je teplota dostatečně nízká pro stabilní existenci ledu po celý rok - to jsou polární čepičky . Celkový objem ledu na povrchu a v připovrchové vrstvě se odhaduje na 5 milionů km³ (a v hlubších vrstvách lze pravděpodobně koncentrovat mnohem větší zásoby subpermafrostové slané vody. Jejich objem se odhaduje na 54-77 milionů km³) . V roztaveném stavu by pokryl povrch Marsu vrstvou vody o tloušťce 35 m [34] [35] .

Na pólech je koncentrace vodního ledu v kryosféře očekávaně vysoká – až 100 %. Objem ledu v polárních čepičkách planety je 2-2,8 milionů km³. V zeměpisných šířkách nad 60° je téměř všude minimálně 20 %; blíže k rovníku - v průměru o něco níže, ale stále se všude liší od nuly, nejvíce ze všeho - až o 10% - v oblasti sopek v Elysiu , v zemi Sabaean a severně od země Sirén .

Kapalina

25. července 2018 byla zveřejněna zpráva o objevu založeném na výzkumu radaru MARSIS . Práce prokázala přítomnost subglaciálního jezera na Marsu, které se nachází v hloubce 1,5 km pod ledem jižní polární čepičky , široké asi 20 km. To se stalo první známou trvalou vodní plochou na Marsu. Sonda MARSIS v oblasti široké asi 200 kilometrů ukázala, že povrch jižního pólu Marsu je pokryt několika vrstvami ledu a prachu a je asi 1,5 km hluboký. Zvláště silný nárůst odrazu signálu byl zaznamenán pod vrstevnatými sedimenty v zóně 20 km v hloubce asi 1,5 km. Po analýze vlastností odraženého signálu a studiu složení vrstevnatých sedimentů, jakož i očekávaného teplotního profilu pod povrchem této oblasti, vědci dospěli k závěru, že radar zachytil pod povrchem kapsu s jezerem kapalné vody. Zařízení nedokázalo určit, jak hluboké jezero může být, ale jeho hloubka by měla být alespoň několik desítek centimetrů (to by měla být vrstva vody, aby je MARSIS viděl ) [36] [37] . Opakovaná analýza radarových dat Mars Express a laboratorní experimenty však ukázaly, že takzvaná „jezera“ mohou být hydratovaná a chladná ložiska, včetně jílu (smektitů), minerálů obsahujících kovy a solného ledu [38] .

Voda na Marsu v minulosti

Dlouhodobá změna klimatu

Vodní led nemůže za dnešních klimatických podmínek na Marsu stabilně existovat, ale bylo potvrzeno, že je přítomen v připovrchové vrstvě téměř všude, včetně rovníkových oblastí. S největší pravděpodobností se tam objevil v dřívějším období vývoje planety, kdy úhel sklonu marťanské osy rotace dosahoval velkých hodnot řádově 45°. Numerické modelování ukázalo, že v polárních oblastech, které se stávají nejteplejšími oblastmi, dochází k sublimaci H 2 O a CO 2 do atmosféry, následně k kondenzaci vody na led a sníh v nízkých zeměpisných šířkách, kde je nyní chladno, a tím k polárním čepicím. posunuta k rovníku [39] . To potvrzují tvary terénu nalezené v mnoha (včetně rovníkových) oblastí Marsu, připomínající pozemské ledovce: je zřejmé, že vznikly během takového období [29] . Naopak, když se sklon osy rotace zmenší, v polárních oblastech se opět ochladí, v rovníkových se oteplí; tam zmrzlá voda v připovrchových vrstvách sublimuje a opět kondenzuje do ledových polárních čepiček [40] . Postupné střídání těchto období lze vysledovat z takto vytvořených vrstevnatých usazenin v polárních čepičkách , ale to vyžaduje předpoklad o tom, jak dlouho trvá vytvoření každé vrstvy [41] [42] . Stále se diskutuje o tom, jak časté takové změny byly: modelování klimatu (jehož klíčový vliv je chaotický proces změny sklonu rotační osy), zejména na geologických časových měřítcích, je v současné době nemožné s požadovanou přesností [43] [ 44] .

Voda (alespoň čistá voda) v kapalném stavu nyní také nemůže na Marsu stabilně existovat, ale soudě podle četných svědectví byla dříve situace jiná. Je zřejmé, že za tímto účelem by teplota a parciální tlak vodní páry v atmosféře měly být nad trojným bodem ve fázovém diagramu , zatímco nyní jsou daleko od odpovídajících hodnot. Pokud se zvýší pouze teplota a tlak zůstane nízký, led bude sublimovat přímo do vodní páry a obcházet kapalnou fázi. Přitom i zvýšení teploty o 50° je velmi obtížné a možné pouze díky skleníkovému efektu . Lavinový skleníkový efekt v důsledku vodní páry v atmosféře je však na rozdíl od Země na Marsu nemožný kvůli nízkým teplotám, při kterých se vodní pára nemůže stabilně udržet v atmosféře a nevyhnutelně bude kondenzovat zpět na led na povrchu planety. Ale jiný skleníkový plyn - CO 2  - může v podmínkách Marsu klidně existovat a díky němu může teplota stoupnout na hodnoty, při kterých je vodní pára stabilní, a když se jí v atmosféře stane více, její parciální tlak se již může stát dostatečným pro existenci kapalné vody. To vyžaduje parciální tlak oxidu uhličitého v řádu 1 atm [45] . Pravda, i kdyby k takovému mechanismu došlo, není známo, kam všechen tento objem CO 2 nyní zmizel – mohl zůstat v usazeninách uhličitanu vápenatého nebo se vypařit se zbytkem atmosféry [44] .

Řada autorů tuto hypotézu nesdílí, protože se domnívají, že oxid uhličitý nemůže zajistit dostatečnou intenzitu skleníkového efektu [46] [47] . Byly navrženy mechanismy, které zahrnují další skleníkové plyny, jako je vodík, pravděpodobně vulkanického původu [48] . K dnešnímu dni neexistuje žádná obecně přijímaná teorie na toto téma, z velké části kvůli obtížím s modelováním skleníkového efektu i na Zemi, ve které dodnes zůstává mnoho nejistot [49] .

Evoluce hydrosféry Marsu

Velkou zajímavostí v geologické minulosti planety Mars jsou dvě období – hesperské a amazonské [50] .

Hesperské období

V hesperském období (před 3,5–2,5 miliardami let) dosáhl Mars vrcholu svého vývoje a měl trvalou hydrosféru [51] . Severní rovinu planety v té době zabíral slaný oceán o objemu až 15–17 milionů km³ a hloubce 0,7–1 km (pro srovnání Severní ledový oceán Země má objem 18,07 milionů km³). V určitých intervalech se tento oceán rozdělil na dva. Jeden kulatý oceán vyplňoval pánev impaktního původu v oblasti Utopie , druhý, nepravidelného tvaru, vyplňoval oblast severního pólu Marsu. Na jižní plošině bylo mnoho jezer a řek v mírných a nízkých zeměpisných šířkách a ledovce. Mars měl velmi hustou atmosféru, podobnou té tehdejší Země, s povrchovými teplotami dosahujícími až 50 °C a tlaky nad 1 atmosféru. Teoreticky by biosféra mohla existovat i na Marsu během hesperského období .

Amazonské období

V období Amazonie (asi před 2,5–1 miliardou let) se klima na Marsu začalo katastrofálně rychle měnit. Proběhly nejmohutnější, ale postupně odeznívající globální tektonické a vulkanické procesy, při nichž vznikly největší vulkány sluneční soustavy ( Olympus ), několikrát se změnily vlastnosti hydrosféry a atmosféry, objevil se a zmizel Severní oceán. Katastrofické záplavy spojené s táním kryosféry vedly ke vzniku grandiózních kaňonů: do údolí Ares se z jižní vysočiny Marsu vléval proud plnější než Amazonka; průtok vody v údolí Kasei přesáhl 1 miliardu m³/s. Před miliardou let aktivní procesy v litosféře, hydrosféře a atmosféře Marsu ustaly a Mars dostal moderní podobu. Za vinu globálních katastrofických změn marťanského klimatu je považována velká excentricita oběžné dráhy a nestabilita osy rotace, které způsobují obrovské, až 45%, výkyvy v toku sluneční energie dopadající na povrch. planety; slabý příliv tepla z nitra Marsu kvůli malé hmotnosti planety a vysoká řídkost atmosféry kvůli vysokému stupni jejího rozptylu .

Poznámky

  1. ↑ Spinrad, Hyron; Münch, Guido; Kaplan, Lewis D. Letter to the Editor: The Detection of Water Vapor on Mars  : [ eng. ] // Astrophysical Journal. - 1963. - T. 137 (květen). - S. 1319-1319. - doi : 10.1086/147613 .
  2. ↑ Stoney, G. Johnstone. Atmosfér na planetách a satelitech // Astrophysical Journal. - 1898. - 7. díl (leden). - S. 25-55. - . - doi : 10.1086/140435 .
  3. ↑ R.B. Leighton, B.C. Murray. Chování oxidu uhličitého a dalších těkavých látek na Marsu  : [ eng. ] // Věda. - 1966. - T. 153, č. 3732 (8. července). - S. 136-144. — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.153.3732.136 .
  4. ↑ PIA15090: Mariner 9 Pohled na Nirgal Vallis  . NASA (21. listopadu 2011). Získáno 24. června 2017. Archivováno z originálu 13. září 2015.
  5. ↑ Daniel J. Milton. Voda a procesy degradace v marťanské krajině : [ eng. ] // Journal of Geophysical Research. - 1973. - T. 78, čís. 20 (10. července). - S. 4037-4047. - doi : 10.1029/JB078i020p04037 .
  6. ↑ Virginia C Gulick. Původ sítí údolí na Marsu: hydrologická perspektiva  : [ eng. ] // Geomorfologie. - 2001. - T. 37, č.p. 3-4 (duben). - S. 241-268. - doi : 10.1016/S0169-555X(00)00086-6 .
  7. ↑ ROBERT P. SHARP, MICHAEL C. MALIN. Kanály na Marsu: [ eng. ] // Bulletin GSA. - 1975. - T. 86, č. 5 (1. května). - S. 593-609. - doi : 10.1130/0016-7606(1975)86<593:COM>2.0.CO;2 .
  8. ↑ Michael H. Carr. Fluviální historie Marsu  : [ angl. ] // Philosophical Transactions of the Royal Society A. - 2012. - T. 370 (2. dubna). - S. 2193-2215. doi : 10.1098 / rsta.2011.0500 .
  9. ↑ James W. Head III, Harald Hiesinger, Michail A. Ivanov, Michail A. Kreslavskij, Stephen Pratt, Bradley J. Thomson. Možné starověké oceány na Marsu: Důkazy z laserového výškoměru Mars Orbiter Data  : [ eng. ] // Věda. - 1999. - T. 286 (10. prosince). - S. 2134-2137. - doi : 10.1126/science.286.5447.2134 .
  10. ↑ J. Taylor Perron, Jerry X. Mitrovica, Michael Manga, Isamu Matsuyama & Mark A. Richards. Důkazy pro starověký marťanský oceán v topografii deformovaných břehů: [ eng. ] // Příroda. - 2007. - T. 447 (14. července). - S. 840-843. - doi : 10.1038/nature05873 .
  11. ↑ Gaetano Di Achille & Brian M. Hynek. Starověký oceán na Marsu podporovaný globálním rozložením delt a údolí: [ eng. ] // Nature Geoscience. - 2010. - T. 3 (červen). - S. 459-463. - doi : 10.1038/ngeo891 .
  12. ↑ Michael C. Malin, Kenneth S. Edgett. Důkazy o nedávných průsacích podzemních vod a povrchovém odtoku na Marsu: [ eng. ] // Věda. - 2000. - T. 288, vydání. 5475 (30. června). - S. 2330-2335. - doi : 10.1126/science.288.5475.2330 .
  13. ↑ Charles Q. Choi. Flashback : Voda na Marsu oznámena před 10 lety  . Space.com (22. června 2010). Získáno 16. července 2017. Archivováno z originálu dne 23. listopadu 2021.
  14. ↑ Kirby Runyon, Lujendra Ojha. Recurring 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. Sezónní toky na teplých marťanských svazích: [ eng. ] // Věda. - 2011. - T. 333, č.p. 6043 (5. srpna). - 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 a Matt Chojnacki. Spektrální důkazy pro hydratované soli v opakujících se sklonových liniích na Marsu  : [ eng. ] // Nature Geoscience. - 2015. - T. 8 (28. září). - S. 829-832. - doi : 10.1038/NGEO2546 .
  17. ↑ Vědci: pruhy na Marsu zůstaly z vodních toků , Ruská služba BBC  (28. září 2015). Archivováno z originálu 30. ledna 2016. Staženo 30. září 2015.
  18. ↑ Koroljov, Vladimír . Tekutá slaná voda objevena na Marsu , N+1  (28. září 2015). Archivováno z originálu 29. září 2015. Staženo 6. srpna 2017.
  19. ↑ Sezónní toky v Mariner Valley , Astronomy and Astrophysics News - The Universe Times  (24. května 2017). Archivováno z originálu 7. srpna 2017. Staženo 6. srpna 2017.
  20. ↑ David E. Stillman, Timothy I. Michaels, Robert E. Grimm. Charakteristika četných a rozšířených opakujících se svahových lineae (RSL) ve Valles Marineris, Mars: [ eng. ] // Ikarus. - 2017. - T. 285 (15. března). - S. 195-210. - doi : 10.1016/j.icarus.2016.10.025 .
  21. ↑ Christopher S. Edwards, Sylvain Piqueux. Obsah vody opakujících se svahových lineae na Marsu: [ eng. ] // Geophysical Research Letters. - 2016. - T. 43, č.p. 17 (14. září). - 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. Distribuce vodíku na blízkém povrchu Marsu: Důkazy pro podpovrchová ledová ložiska: [ eng. ] // Věda. - 2002. - T. 297, vydání. 5578 (5. července). - S. 81-85. - doi : 10.1126/science.1073722 .
  23. ↑ Tuntsov, Arťom . Phoenix se dostal na dno vody , Gazeta.ru  (20. června 2008). Archivováno z originálu 6. srpna 2017. Staženo 3. srpna 2017.
  24. ↑ NASA Phoenix Mars Lander potvrzuje zamrzlou vodu , Phoenix Mars Lander , NASA (6. srpna 2020). Archivováno z originálu 19. května 2017. Staženo 3. srpna 2017.
  25. ↑ Nové impaktní krátery na Marsu , Mars Reconnaissance Orbiter Mission , NASA (24. září 2009). Archivováno z originálu 17. ledna 2022. Staženo 3. srpna 2017.
  26. ↑ Shane Byrne a kol. Distribuce pozemního ledu střední šířky na Marsu z kráterů New Impact  : [ eng. ] // Věda. - 2009. - T. 325, č.p. 5948. - S. 1674. - doi : 10.1126/science.1175307 .
  27. ↑ David E. Shean, James W. Head, David R. Marchant. Původ a vývoj studeného tropického horského ledovce na Marsu: vějířovité ložisko Pavonis Mons: [ eng. ] // J. Geophys. Res.. - 2005. - T. 110 (5. května). — C. E05001. - doi : 10.1029/2004JE002360 .
  28. ↑ 1 2 James L. Dickson, James W. Head, David R. Marchant. Pozdní amazonské zalednění na hranici dichotomie na Marsu: Důkazy pro maxima tloušťky ledovců a více ledových fází: [ eng. ] // Geologie. - 2008. - V. 36, č. 5 (květen). - S. 411-414. - doi : 10.1130/G24382A.1 .
  29. ↑ 12 Head, JW , et al. Tropické až střední zeměpisné šířky akumulace sněhu a ledu a zalednění na Marsu // Příroda. - 2005. - T. 434 (17. března). - S. 346-351. - doi : 10.1038/nature03359 .
  30. ↑ John W. Holt a kol. Radarové sondy pro zasypané ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu: [ eng. ] // Věda. - 2008. - T. 322, č.p. 5905 (21. listopadu). - S. 1235-1238. - doi : 10.1126/science.1164246 .
  31. ↑ Archivovaná kopie . Získáno 29. května 2022. Archivováno z originálu dne 28. května 2022.
  32. ↑ Zhao, J., Xiao, Z., Huang, J., Head, JW, Wang, J., Shi, Y., et al. Geologické charakteristiky a cíle vysokého vědeckého zájmu v oblasti přistání Zhurong na Marsu  //  Geophysical Research Letters. - 2021. - Sv. 48 , č. 20 . — P.e2021GL094903 .
  33. ↑ Zimní říše divů v červené a bílé - Korolevův kráter na Marsu  . Německé středisko pro letectví a kosmonautiku (DLR) (20. prosince 2018). Datum přístupu: 18. května 2019.
  34. ↑ Led  . _ Mars Education na Arizona State University . NASA. Získáno 7. srpna 2017. Archivováno z originálu 12. srpna 2017.
  35. ↑ Kuzmin R. O., Galkin I. N. Kryolitosféra Marsu a její struktura // Jak Mars funguje . - Moskva: Poznání, 1989. - T. 8. - 64 s. — (Kosmonautika, astronomie). - 26 953 výtisků.  — ISBN 5-07000280-5 .
  36. ↑ Halton, Mary . „Jezero“ s tekutou vodou odhaleno na Marsu  (v angličtině) , BBC News  (25. července 2018). Archivováno z originálu 25. července 2018. Staženo 28. července 2018.
  37. ↑ Ashley Strickland . Byly zjištěny důkazy o jezeře pod povrchem Marsu , CNN  (25. července 2018). Archivováno z originálu 27. července 2018. Staženo 28. července 2018.
  38. ↑ Jíly, nikoli voda, jsou pravděpodobně zdrojem Mars 'Lakes' Archivováno 7. srpna 2021 na Wayback Machine , 29. července 2021
  39. ↑ F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Tvorba ledovců na Marsu atmosférickými srážkami při vysoké šikmosti : [ eng. ] // Věda. - 2006. - T. 311, č.p. 5759 (20. ledna). - S. 368-371. - doi : 10.1126/science.1120335 .
  40. ↑ Benjamin Levrard, François Forget, Franck Montmessin a Jacques Laskar. Nedávná ložiska bohatá na led vzniklá ve vysokých zeměpisných šířkách na Marsu sublimací nestabilního rovníkového ledu během nízké šikmosti: [ eng. ] // Příroda. - 2004. - T. 431 (28. listopadu). - S. 1072-1075. - doi : 10.1038/nature03055 .
  41. ↑ Laskar, Jacques; Levrard, Benjamin; Mustard, John F. Orbitální vynucování marťanských polárních vrstevnatých usazenin  : [ eng. ] // Příroda. - 2002. - T. 419, č. 6905 (26. září). - S. 375-377. - doi : 10.1038/nature01066 .
  42. ↑ Levrard, B., F. Forget, F. Montmessin a J. Laskar. Nedávná tvorba a evoluce polárních vrstevnatých ložisek na Marsu, jak je odvozeno z globálního klimatického modelu  : [ eng. ] // J. Geophys. Res .. - 2007. - T. 112, č.p. E6 (28. června). — C. E06012. - doi : 10.1029/2006JE002772 .
  43. ↑ Edwin S. Kite, Michael Andrew Mischna, Mohit Melwani Daswani. Kvantifikace vlivu sklonu Marsu na přerušování postnoachovské povrchové kapalné vody  (anglicky) (2014). Získáno 12. 8. 2017. Archivováno z originálu 12. 9. 2015.
  44. ↑ 1 2 N. Mangold, D. Baratoux, O. Witasse, T. Encrenaz, C. Sotin. Mars:  malá terestrická planeta ] // The Astronomy and Astrophysics Review. - 2016. - V. 24, č. 1 (16. prosince). - S. 15. - doi : 10.1007/s00159-016-0099-5 .
  45. ↑ JBPollack, JFKasting. Případ vlhkého, teplého klimatu na raném Marsu: [ eng. ] // Ikarus. - T. 71, č.p. 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. Globální modelování raného marťanského klimatu v hustší atmosféře CO 2 : Cyklus vody a vývoj ledu  : [ eng. ] // Ikarus. - 2013. - T. 222, č.p. 1 (leden). - S. 1-19. - doi : 10.1016/j.icarus.2012.09.036 .
  47. ↑ Chevrier, Vincent; Poulet, Francois; Bibring, Jean-Pierre. Rané geochemické prostředí Marsu, jak je určeno z termodynamiky fylosilikátů  : [ angl. ] // Příroda. - 2007. - T. 448 (5. července). - S. 60-63. - doi : 10.1038/nature0596160 .
  48. ↑ Ramses M. Ramirez. Teplejší a vlhčí řešení pro raný Mars a problémy s přechodným oteplováním: [ eng. ] // Ikarus. - 2017. - T. 297 (15. listopadu). - S. 71-82. - doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.025 .
  49. ↑ Greicius, Tony . NASA Curiosity Rover zostřuje paradox starověkého Marsu , NASA (6. února 2017). Archivováno z originálu 9. února 2017. Staženo 29. července 2017.
  50. ↑ Určení stáří povrchů na Marsu . Získáno 17. listopadu 2007. Archivováno z originálu 19. února 2007.
  51. ↑ Případ zmizelé vody z Marsu (odkaz není k dispozici) . Získáno 17. listopadu 2007. Archivováno z originálu 26. března 2010. 

Odkazy