Atmosféra Marsu - Atmosphere of Mars

Další informace: Klima Marsu
Atmosféra Marsu
Mars
Obrázek Marsu s viditelnou písečnou bouří, pořízený Hubbleův vesmírný dalekohled dne 28. října 2005
Obecná informace[1]
Průměrný povrchový tlak610 Pa (0,088 psi)
Složení[2][3]
Oxid uhličitý95.32%
Dusík2.6%
Argon1.9%
Kyslík0.174%
Kysličník uhelnatý0.0747%
Vodní pára0,03% (variabilní)

The atmosféra Marsu je vrstva okolních plynů Mars. Skládá se především z oxid uhličitý (95,32%), molekulární dusík (2,6%) a argon (1.9%).[2] Obsahuje také stopové úrovně vodní pára, kyslík, kysličník uhelnatý, vodík a další vzácné plyny.[2][4][1] Atmosféra Marsu je mnohem tenčí než Země. The povrchový tlak je jen asi 610 pascalů (0,088 psi), což je méně než 1% hodnoty Země.[1] Současná řídká marťanská atmosféra zakazuje existenci kapalné vody na povrchu Marsu, ale mnoho studií naznačuje, že marťanská atmosféra byla v minulosti mnohem silnější.[3] Nejvyšší hustota atmosféry na Marsu se rovná hustotě 35 km nad zemským povrchem. Atmosféra Marsu v průběhu historie ztrácela hmotu do vesmíru únik plynů stále pokračuje dnes.[3][5][6]

Atmosféra Marsu je chladnější než atmosféra Země. Kvůli větší vzdálenosti od Slunce Mars přijímá méně sluneční energie a má nižší efektivní teplota (asi 210 K).[1] Průměrná povrchová emisní teplota Marsu je pouhých 215 K (-58 ° C / -73 ° F), což je srovnatelné s vnitrozemskou Antarktidou.[1][3] Slabší skleníkový efekt v marťanské atmosféře (5 ° C oproti 33 ° C na Zemi) lze vysvětlit malým množstvím jiných skleníkové plyny.[1][3] Denní rozsah teploty v nižších vrstvách atmosféry je obrovský (v některých oblastech se může pohybovat od -75 ° C do téměř 0 ° C v blízkosti povrchu) kvůli nízké tepelné setrvačnosti.[1][3][7] Teplota horní části marťanské atmosféry je také výrazně nižší než teplota Země kvůli absenci stratosférický ozon a radiační chladicí účinek oxidu uhličitého ve vyšších nadmořských výškách.[3]

Prachoví ďáblové a písečné bouře převládají na Marsu, které jsou někdy pozorovatelné dalekohledy ze Země.[8] Prachové bouře obklopující planetu (globální prachové bouře) se na Marsu vyskytují v průměru každých 5,5 pozemských let[3][8] a může ohrozit provoz systému Mars rovery.[9] Mechanismus odpovědný za vývoj velkých prachových bouří však stále není dobře znám.[10][11] Bylo navrženo, aby to volně souviselo s gravitačním vlivem obou měsíců, něco podobného stvoření přílivy a odlivy na Zemi.

Atmosféra Marsu je oxidační atmosféra. Fotochemické reakce v atmosféře mají tendenci oxidovat organické látky a přeměňovat je na oxid uhličitý nebo oxid uhelnatý.[3] Ačkoli nejcitlivější metanová sonda na nedávno spuštěném ExoMars Trace Gas Orbiter nepodařilo se najít metan v atmosféře na celém Marsu,[12][13][14] několik předchozích misí a pozemský dalekohled detekovaly neočekávané úrovně metanu v marťanské atmosféře, což může být dokonce a biologický podpis pro život na Marsu.[15][16][17] Interpretace měření je však stále velmi kontroverzní a postrádá vědecký konsenzus.[17][18]

Historie atmosférických pozorování

Hlavní článek: Historie pozorování Marsu

V roce 1784 se narodil v Německu britský astronom William Herschel zveřejnil v roce 2006 článek o svých pozorováních marťanské atmosféry Filozofické transakce a zaznamenal příležitostný pohyb jasnější oblasti na Marsu, který přisuzoval mrakům a parám.[19][20] V roce 1809 francouzský astronom Honoré Flaugergues napsal o svém pozorování „žlutých mraků“ na Marsu, které pravděpodobně budou událostmi prachové bouře.[19] V roce 1864 William Rutter Dawes poznamenal, že „rudý odstín planety nevyplývá z žádných zvláštností její atmosféry; zdá se, že to plně dokazuje skutečnost, že zarudnutí je vždy nejhlubší v blízkosti centra, kde je atmosféra nejtenčí.“[21] Spektroskopická pozorování v 60. a 70. letech 18. století[22] mnoho lidí si myslelo, že atmosféra Marsu je podobná atmosféře Země. V roce 1894 však spektrální analýza a další kvalitativní pozorování William Wallace Campbell navrhl Mars připomíná Měsíc, který nemá v mnoha ohledech žádnou znatelnou atmosféru.[22] V roce 1926 fotografická pozorování William Hammond Wright na Lick Observatory povoleno Donald Howard Menzel objevit kvantitativní důkazy o atmosféře Marsu.[23][24]

Díky lepšímu porozumění optickým vlastnostem atmosférických plynů a pokroku v spektrometr Vědci začali měřit složení marťanské atmosféry v polovině 20. století. Lewis David Kaplan a jeho tým detekovali signály vodní páry a oxidu uhličitého ve spektrogramu Marsu v roce 1964,[25] stejně jako oxid uhelnatý v roce 1969.[26] V roce 1965 byla měření provedena během roku Mariner 4's průlet potvrdil, že marťanská atmosféra je tvořena převážně oxidem uhličitým a povrchový tlak je asi 400 až 700 Pa.[27] Poté, co bylo známo složení marťanské atmosféry, astrobiologické na Zemi byl zahájen výzkum k určení životaschopnosti život na Marsu. Kontejnery, které simulovaly podmínky prostředí na Marsu, nazvané „Mars sklenice „, byly vyvinuty pro tento účel.[28]

V roce 1976 dva přistávači z Vikingský program poskytla vůbec první in-situ měření složení marťanské atmosféry. Dalším cílem mise bylo vyšetřování důkazů o minulém nebo současném životě na Marsu (viz Vikingské přistávací biologické experimenty ).[29] Od té doby bylo na Mars vysláno mnoho orbiterů a landerů, aby změřili různé vlastnosti marťanské atmosféry, jako je koncentrace stopových plynů a izotopové poměry. Kromě toho teleskopická pozorování a analýza Marťanské meteority poskytovat nezávislé zdroje informací k ověření zjištění. Snímky a měření provedená touto kosmickou lodí výrazně zlepšují naše chápání atmosférických procesů mimo Zemi. Zvědavost a Porozumění stále operují na povrchu Marsu, aby prováděly experimenty a hlásily místní denní počasí.[30][31] Marsova vytrvalost přistane v únoru 2021. Rosalind Franklin je naplánováno na rok 2022.

Současné chemické složení

Oxid uhličitý

Viz také: Marťanské polární ledové čepičky

CO2 je hlavní složkou marťanské atmosféry. Má průměrný objemový poměr 94,9%.[2] V zimních polárních oblastech může být povrchová teplota nižší než bod mrazu CO2. CO2 plyn v atmosféře může na povrchu kondenzovat za vzniku pevné látky o tloušťce 1–2 m Suchý led.[3] V létě může polární čepička suchého ledu podstoupit sublimaci a uvolnit CO2 zpět do atmosféry. Ve výsledku lze na Marsu pozorovat významnou roční variabilitu atmosférického tlaku (≈ 25%) a složení atmosféry.[32] Proces kondenzace lze aproximovat pomocí Clausius-Clapeyronův vztah pro CO2.[33][3]

Srovnání množství oxidu uhličitého, dusíku a argonu v atmosféře Marsu, Venuše a Země.

I přes vysokou koncentraci CO2 v marťanské atmosféře skleníkový efekt je na Marsu relativně slabý (asi 5 ° C) kvůli nízké koncentraci vodní páry a nízkému atmosférickému tlaku. Zatímco vodní pára v zemské atmosféře má největší podíl na skleníkovém efektu na moderní Zemi, v marťanské atmosféře je přítomna pouze ve velmi nízké koncentraci. Navíc při nízkém atmosférickém tlaku nemohou skleníkové plyny účinně absorbovat infračervené záření, protože rozšíření tlaku účinek je slabý.[34][35]

V přítomnosti slunečního UV záření (hν, fotony s vlnovou délkou kratší než 225 nm), CO2 v marťanské atmosféře lze fotolyzovat pomocí následující reakce:

CO
2 + hν (<225 nm) ⟶ CO + O

Pokud nedochází k chemické výrobě CO2, všechny CO2 za současné marťanské atmosféry by byla odstraněna fotolýzou asi za 3 500 let.[3] The hydroxylové radikály (OH) produkovaný fotolýzou vodní páry spolu s dalšími lichými druhy vodíku (např. H, HO2), může převádět oxid uhelnatý (CO) zpět na CO2. Reakční cyklus lze popsat jako:[36][37]

CO + OH ⟶ CO
2 + H

H + O
2 + M ⟶ HO
2 + M.

HO
2 + O ⟶ OH + O
2

Síť: CO + O ⟶ CO
2

Míchání také hraje roli při regeneraci CO2 přivedením O, CO a O2 v horní atmosféře dolů.[3] Rovnováha mezi fotolýzou a produkcí redoxu udržuje průměrnou koncentraci CO2 stabilní v moderní marťanské atmosféře.

CO2 ledové mraky se mohou tvořit v zimních polárních oblastech a ve velmi vysoké nadmořské výšce (> 50 km) v tropických oblastech, kde je teplota vzduchu nižší než bod mrazu CO2.[1][38][39]

Dusík

N2 je druhým nejhojnějším plynem v marťanské atmosféře. Má průměrný objemový poměr 2,6%.[2] Různá měření ukázala, že marťanská atmosféra je obohacena 15N.[40][41] Obohacování těžkého izotopu dusíku je pravděpodobně způsobeno hromadně selektivními únikovými procesy.[42]

Argon

Poměry izotopů argonu jsou podpisem atmosférická ztráta na Marsu.[43][44]

Argon je třetí nejhojnější plyn v marťanské atmosféře. Má průměrný objemový poměr 1,9%.[2] Z hlediska stabilních izotopů je Mars obohacen 38Ar vzhledem k 36Ar, který lze připsat hydrodynamickému úniku.

Argon má radiogenní izotop 40Ar, který je produkován z radioaktivního rozpadu 40K. Naproti tomu 36Ar je prvotní a byl začleněn do atmosféry během formování Marsu. Pozorování ukazují, že Mars je obohacen 40Ar vzhledem k 36Ar, který nelze připsat hromadně selektivním procesům ztráty.[45] Možným vysvětlením obohacení je, že značné množství prvotní atmosféry, včetně 36Ar, byl ztracen nárazovou erozí v rané historii Marsu 40Ar byl po nárazu emitován do atmosféry.[45][3]

Kyslík a ozon

Odhadovaný průměrný objemový poměr molekulárního kyslíku (O2) v marťanské atmosféře je 0,174%.[2] Je to jeden z produktů fotolýzy CO2, vodní pára a ozón (Ó3). Může reagovat s atomovým kyslíkem (O) a znovu vytvořit ozon (O3). V roce 2010 Herschel Space Observatory detekoval molekulární kyslík v marťanské atmosféře.[46]

Atomový kyslík se vyrábí fotolýzou CO2 v horní atmosféře a může uniknout z atmosféry disociativní rekombinací nebo iontovým vyzvednutím. Na začátku roku 2016 Stratosférická observatoř pro infračervenou astronomii (SOFIA) zjištěno atomový kyslík v atmosféře Marsu, která nebyla nalezena od mise Vikingů a Marinerů v 70. letech.[47]

V roce 2019 vědci z NASA pracující na misi Curiosity rover, kteří prováděli měření plynu, zjistili, že množství kyslíku v marťanské atmosféře vzrostlo na jaře a v létě o 30%.[48]

Podobně jako stratosférický ozon v zemské atmosféře může být ozon přítomný v marťanské atmosféře zničen katalytickými cykly zahrnujícími zvláštní druhy vodíku:

H + O
3 ⟶ OH + O
2

O + OH ⟶ H + O
2

Síť: O + O
3 ⟶ 2O
2

Vzhledem k tomu, že voda je důležitým zdrojem těchto zvláštních druhů vodíku, je v oblastech s nižším obsahem vodních par obvykle pozorováno vyšší množství ozonu.[49] Měření ukázala, že celkový sloupec ozonu může v zimě a na jaře kolem pólů dosáhnout 2–30 μm-atm, kde je studený vzduch a nízký poměr nasycení vodou.[50] Skutečné reakce mezi ozonem a lichými druhy vodíku mohou být dále komplikovány heterogenními reakcemi, které probíhají v oblacích vody a ledu.[51]

Předpokládá se, že vertikální distribuce a sezónnost ozonu v marťanské atmosféře je dána komplexními interakcemi mezi chemií a transportem.[52][53] UV / IR spektrometr na Mars Express (SPICAM) prokázal přítomnost dvou odlišných ozonových vrstev v nízkých až středních zeměpisných šířkách. Patří mezi ně přetrvávající vrstva blízká povrchu pod nadmořskou výškou 30 km, samostatná vrstva, která se vyskytuje pouze na severním jaře a v létě s nadmořskou výškou od 30 do 60 km, a další samostatná vrstva, která existuje 40–60 km nad jižní pól v zimě, bez protějšku nad severním pólem Marsu.[54] Tato třetí ozonová vrstva vykazuje náhlý pokles nadmořské výšky mezi 75 a 50 stupni na jih. SPICAM detekoval postupné zvyšování koncentrace ozonu na 50 km až do zimního období, poté pomalu klesal na velmi nízké koncentrace, přičemž nad 35 km nebyla detekovatelná žádná vrstva.[52]

Vodní pára

Viz také: Voda na Marsu a Marťanské polární ledové čepičky

Vodní pára je stopový plyn v marťanské atmosféře a má obrovskou prostorovou, denní a sezónní variabilitu.[55][56] Měření provedená Vikingským orbiterem na konci 70. let naznačují, že celková celková hmotnost vodní páry odpovídá přibližně 1 až 2 km3 ledu.[57] Novější měření od Mars Express orbiter ukázal, že globálně ročně zprůměrované množství vodních par v koloně je asi 10–20 srážecích mikronů (pr. μm).[58][59] Maximální množství vodní páry (50-70 pr. Μm) se v severních polárních oblastech vyskytuje počátkem léta kvůli sublimaci vodního ledu v polárním uzávěru.[58]

Na rozdíl od zemské atmosféry nemohou mraky kapalné vody v marťanské atmosféře existovat kvůli nízkému atmosférickému tlaku. Cirrus -jako mraky ledu vody byly pozorovány kamerami na Příležitost rover a Phoenix přistávací modul.[60][61] Měření provedená Phoenix přistávací modul ukázal, že mraky vody a ledu se mohou v noci tvořit na vrcholu planetární mezní vrstvy a srážet se zpět na povrch jako ledové krystaly v severní polární oblasti.[56][62]

Prach

Viz také: minerální prach a Marťanská půda § Atmosférický prach

Při dostatečně silném větru (> 30 ms−1) lze prachové částice mobilizovat a zvedat z povrchu do atmosféry.[1][3] Některé částice prachu mohou být suspendovány v atmosféře a cestovat cirkulací, než spadnou zpět na zem.[10] Částice prachu mohou tlumit sluneční záření a interagovat s infračerveným zářením, což může vést k významnému radiačnímu účinku na Mars. Měření orbiteru naznačují, že celosvětově průměrovaná optická hloubka prachu má úroveň pozadí 0,15 a vrcholí v sezóně perihelionu (jižní jaro a léto).[63] Místní množství prachu se velmi liší podle ročních období a let.[63][64] Během globálních prachových událostí mohou povrchová aktiva Marsu pozorovat optickou hloubku, která je více než 4.[65][66] Povrchová měření také ukázala, že efektivní poloměr prachových částic se pohybuje v rozmezí 0,6 μm až 2 μm a má značnou sezónnost.[66][67][68]

Prach má nerovnoměrné vertikální rozložení na Marsu. Kromě planetární mezní vrstvy zvuková data ukázala, že ve vyšší nadmořské výšce (např. 15–30 km nad povrchem) existují další vrcholy poměru míchání prachu.[69][70][10]

Metan

Hlavní článek: Metan na Marsu

Jako sopečný a biogenní druh je metan zajímavý pro mnoho geologů a astrobiologové.[17] Metan je však chemicky nestabilní v oxidační atmosféře s UV zářením. Životnost metanu v marťanské atmosféře je asi 400 let.[71] Detekce metanu v planetární atmosféře může naznačovat přítomnost nedávných geologických aktivit nebo živých organismů.[17][72][73][71] Od roku 2004 byla v různých misích a pozorovacích studiích hlášena stopová množství metanu (v rozmezí od 60 ppb do detekčního limitu (<0,05 ppb)).[74][75][76][77][78][79][80][81][82][12] Zdroj metanu na Marsu a vysvětlení enormního rozporu ve sledovaných koncentracích metanu jsou stále předmětem aktivní debaty.[18][17][71]

Další informace najdete také v části „Detekce metanu v atmosféře“.

Oxid siřičitý

Oxid siřičitý (TAK2) v atmosféře by byl indikátorem současné vulkanické aktivity. Stala se obzvláště zajímavou kvůli dlouholeté kontroverzi metanu na Marsu. Pokud byly sopky v nedávné historii Marsu aktivní, dalo by se očekávat, že najdou SO2 společně s metanem v současné atmosféře Marsu.[83][84] Žádné SO2 byl detekován v atmosféře s horní mezí citlivosti nastavenou na 0,2 ppb.[85][86] Tým vedený vědci z NASA Goddard Space Flight Center hlášená detekce SO2 v Rocknest vzorky půdy analyzované Zvědavost rover v březnu 2013.[87]

Jiné stopové plyny

Oxid uhelnatý (CO) se vyrábí fotolýzou CO2 a rychle reaguje s oxidanty v marťanské atmosféře za vzniku CO2. Odhadovaný průměrný objemový poměr CO v marťanské atmosféře je 0,0747%.[2]

vzácné plyny, jiné než helium, jsou přítomny ve stopových úrovních (≈10 -[je zapotřebí objasnění ] 0,01 ppmv) v marťanské atmosféře. Koncentrace helia, neonu, kryptonu a xenonu v marťanské atmosféře byla měřena různými misemi.[88][89][90][91] Izotopové poměry vzácných plynů odhalují informace o raných geologických aktivitách na Marsu a vývoji jeho atmosféry.[88][91][92]

Molekulární vodík (H2) je produkován reakcí mezi lichými druhy vodíku ve střední atmosféře. Může být dodáván do horní atmosféry mícháním nebo difúzí, slunečním zářením se rozkládá na atomový vodík (H) a uniká z marťanské atmosféry.[93] Fotochemické modelování odhadlo, že směšovací poměr H2 ve spodní atmosféře je asi 15 ± 5 ppmv.[93]

Svislá struktura

Vertikální struktura atmosféry Marsu překrývající se teplotními profily získanými ze vstupních sond přistání Marsu. Zdroj dat: Planetární datový systém NASA

Vertikální teplotní struktura marťanské atmosféry se od atmosféry Země liší v mnoha ohledech. Informace o vertikální struktuře jsou obvykle odvozeny pomocí pozorování z tepelného infračerveného záření sondování, rádiová zákryt, aerobraking, vstupní profily přistávačů.[94][95] Atmosféru Marsu lze rozdělit do tří vrstev podle průměrného teplotního profilu:

  • Troposféra (≈0–40 km): Vrstva, kde se odehrává většina povětrnostních jevů (např. Konvekce a prachové bouře). Jeho dynamika je silně ovlivňována denním ohřevem povrchu a množstvím rozptýleného prachu. Mars má vyšší výška stupnice 11,1 km než Země (8,5 km) kvůli jeho slabší gravitaci.[4] Teoretická suchá adiabatika rychlost zaniknutí Marsu je 4,3 ° C km−1,[96] ale naměřená průměrná rychlost výpadku je asi 2,5 ° C km−1 protože suspendované částice prachu absorbují sluneční záření a ohřívají vzduch.[1] The planetární mezní vrstva se může během dne rozšířit na více než 10 km.[1][97] Rozsah povrchových denních teplot je obrovský (60 ° C[96]) kvůli nízké tepelné setrvačnosti. Za prašných podmínek mohou suspendované částice prachu snížit povrchový denní teplotní rozsah pouze na 5 ° C.[98] Teplota nad 15 km je místo konvekce řízena radiačními procesy.[1] Mars je také vzácnou výjimkou z pravidla „0,1 bary tropopauzy“ v ostatních atmosférách sluneční soustavy.[99]
  • Mezosféra (≈40–100 km): Vrstva, která má nejnižší teplotu. CO2 v mezosféře působí jako chladicí prostředek účinným vyzařováním tepla do prostoru. Pozorování hvězdné okultace ukazují, že mezopauza Marsu lokalizuje asi 100 km (úroveň kolem 0,01 až 0,001 Pa) a má teplotu 100–120 K.[100] Teplota může být někdy nižší než bod mrazu CO2a detekce CO2 byly hlášeny ledové mraky na marťanské mezosféře.[38][39]
  • Termosféra (≈100–230 km): Vrstva je ovládána hlavně pomocí extrémní UV topení. Teplota marťanské termosféry se zvyšuje s nadmořskou výškou a liší se podle ročního období. Denní teplota horní termosféry se pohybuje od 175 K (v aphelionu) do 240 K (v perihelionu) a může dosáhnout až 390 K,[101][102] ale stále je výrazně nižší než teplota Zemská termosféra. Vyšší koncentrace CO2 v marťanské termosféře může vysvětlit část nesrovnalosti kvůli chladicím účinkům CO2 ve vysoké nadmořské výšce. Má se za to polární procesy ohřevu nejsou v marťanské termosféře důležité kvůli absenci silného magnetického pole na Marsu, ale kvůli MAVEN orbiter zjistil několik událostí polární záře.[103][104]

Mars nemá přetrvávající stratosféru kvůli nedostatku druhů absorbujících krátké vlny ve své střední atmosféře (např. stratosférický ozon v zemské atmosféře a organickém oparu Jupiterova atmosféra ) pro vytvoření teplotní inverze.[105] Nad marťanským jižním pólem však byla pozorována sezónní ozonová vrstva a silná teplotní inverze ve střední atmosféře.[53][106] Nadmořská výška turbopause Marsu se velmi liší od 60 do 140 km a variabilitu řídí CO2 hustota ve spodní termosféře.[107] Mars má také komplikovanou ionosféru, která interaguje s částicemi slunečního větru, extrémním UV zářením a rentgenovými paprsky ze Slunce a magnetické pole jeho kůry.[108][109] The exosféra Marsu začíná asi na 230 km a postupně splývá s meziplanetárním prostorem.[1]

The solární bouře urychluje ionty z horní atmosféry Marsu do vesmíru
(video (01:13); 5. listopadu 2015)

Prach a další dynamické prvky

Prachoví ďáblové

Viz také: Dust_devil § Martian_dust_devils

Prašní ďáblové jsou na Marsu běžní.[110][10] Stejně jako jejich protějšky na Zemi se i prachoví ďáblové tvoří, když jsou konvekční víry poháněné silným povrchovým ohřevem nabité prachovými částicemi.[111][112] Prachoví ďáblové na Marsu mají obvykle průměr desítek metrů a výšku několik kilometrů, což je mnohem více než ty, které byly pozorovány na Zemi.[1][112] Studie stop prachových ďáblů ukázaly, že většina marťanských prachových ďáblů se na jaře a v létě vyskytuje kolem 60 ° severní šířky a 60 ° jižní šířky.[110] Zvedají asi 2,3 × 1011 kg prachu z povrchu země do atmosféry ročně, což je srovnatelné s příspěvkem místních a regionálních prachových bouří.[110]

Písečné bouře

Místní a regionální prachové bouře nejsou na Marsu vzácné.[10][1] Místní bouře mají velikost asi 103 km2 a výskyt asi 2 000 událostí na marťanský rok, zatímco regionální bouře 106 km2 velké jsou často pozorovány na jaře a v létě na jaře.[1] V blízkosti polárního uzávěru mohou být prachové bouře někdy vytvářeny frontálními aktivitami a extratropickými cyklóny.[113][10]

Globální prachové bouře (oblast> 106 km2 ) se vyskytují v průměru jednou za 3 bojové roky.[3] Pozorování ukázala, že větší prachové bouře jsou obvykle výsledkem sloučení menších prachových bouří,[8][11] ale mechanismus růstu bouře a role atmosférických zpětných vazeb stále nejsou dobře pochopeny.[11][10] I když se předpokládá, že marťanský prach může být unášen do atmosféry podobnými procesy jako Země (např. mutace ), skutečné mechanismy teprve budou ověřeny a při modulaci emise prachu mohou hrát také elektrostatické nebo magnetické síly.[10] Vědci uvedli, že největší jediný zdroj prach na Marsu pochází z Formace Medusae Fossae.[114]

1. června 2018 vědci NASA zjistili znamení a prachová bouře (vidět obraz ) na Marsu, který vyústil na konci solární Příležitost rover mise, protože prach blokoval sluneční světlo (viz obraz ) potřebné k provozu. Do 12. června byla bouře nejrozsáhlejší zaznamenaná na povrchu planety a trvala celou oblast o velikosti Severní Ameriky a Ruska dohromady (asi čtvrtina planety). Do 13. června, Příležitost rover začal mít vážné komunikační problémy kvůli prachové bouři.[115][116][117][118][119]

Mars prachová bouře - optická hloubka tau - květen až září 2018
(Mars Climate Sounder; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; animace; 30. října 2018; Popis souboru )

Tepelné přílivy

Viz také: Atmosférický příliv

Solární ohřev na denní straně a radiační chlazení na noční straně planety mohou vyvolat tlakový rozdíl.[120] Tepelné přílivy, což jsou cirkulace větru a vlny poháněné takovým denně se měnícím tlakovým polem, mohou vysvětlit velkou variabilitu marťanské atmosféry.[121] Ve srovnání s atmosférou Země mají tepelné přílivy větší vliv na marťanskou atmosféru kvůli silnějšímu dennímu teplotnímu kontrastu.[19] Povrchový tlak měřený rovery Marsu ukázal jasné signály tepelných přílivů, i když variace závisí také na tvaru povrchu planety a množství rozptýleného prachu v atmosféře.[122] Atmosférické vlny mohou také cestovat svisle a ovlivňovat teplotu a obsah ledu ve střední atmosféře Marsu.[121]

Orografické mraky

Viz také: Orographic_lift § Associated_clouds
V blízkosti řeky se vytvořily vodní ledové mraky Arsia Mons sopka. Snímek byl pořízen 21. září 2018, ale na stejném místě byly dříve pozorovány podobné události formování mraků. Fotografický kredit: ESA / DLR / FU Berlín

Na Zemi pohoří někdy nutí vzduchovou hmotu stoupat a ochladit se. Výsledkem je nasycení vodní páry a během procesu zvedání se tvoří mraky.[123] Na Marsu orbity pozorovaly sezónně se opakující tvorbu obrovských mraků vody a ledu kolem strany 20 km vysokých sopek po větru. Arsia Mons, což je pravděpodobně způsobeno stejným mechanismem.[124][125]

Větrná úprava povrchu

Na Marsu téměř povrchový vítr nevyzařuje jen prach, ale také modifikuje geomorfologii Marsu ve velkém časovém měřítku. Ačkoli se předpokládalo, že atmosféra Marsu je příliš tenká na to, aby mobilizovala písečné rysy, pozorování provedla Ahoj ukázal, že migrace dun není na Marsu vzácná.[126][127][128] Globální průměrná míra migrace dun (2–120 m vysokých) je přibližně 0,5 metru za rok.[128] Model atmosférické cirkulace naznačuje, že opakované cykly větrné eroze a ukládání prachu mohou případně vést k čistému transportu půdních materiálů z nížin do hor v geologickém časovém měřítku.[3]

Pohyb písečných útvarů v Pole duny Nili Patera na Marsu detekován HiRISE. Fotografický kredit: NASA / JPL Caltech / U. Arizona / JHU-APL

Atmosférický vývoj

Viz také: Atmosférický únik a Voda na Marsu

Předpokládá se, že hmotnost a složení marťanské atmosféry se v průběhu života planety změnily. K vysvětlení několika zjevných rysů dřívější historie Marsu, jako je existence kapalných vodních útvarů, je zapotřebí silnější, teplejší a vlhčí atmosféra. Pozorování marťanské horní atmosféry, měření izotopového složení a analýzy marťanských meteoritů poskytují důkazy o dlouhodobých změnách atmosféry a omezení relativní důležitosti různých procesů.

Atmosféra v rané historii

Izotopový poměr různých druhů v marťanské a zemské atmosféře
Izotopový poměrMarsZeměMars / Země
D / H (v H2Ó)9.3 ± 1.7 ‰[129][3]1.56 ‰[130]~6
12C/13C85.1 ± 0.3[129][3]89.9[131]0.95
14N /15N173 ± 9[129][132][3]272[130]0.64
16Ó/18Ó476 ± 4.0[129][3]499[131]0.95
36Ar /38Ar4.2 ± 0.1[133]5.305 ± 0.008[134]0.79
40Ar /36Ar1900 ± 300[45]298.56 ± 0.31[134]~6
C/84Kr(4.4–6) × 106[135][3]4 × 107[135][3]~0.1
129Xe /132Xe2.5221 ± 0.0063[91]0.97[136]~2.5

Obecně platí, že plyny nalezené na moderním Marsu jsou ochuzovány o lehčí stabilní izotopy, což naznačuje, že marťanská atmosféra se během své historie změnila některými hromadně vybranými procesy. Vědci se při rekonstrukci podmínek marťanské atmosféry v minulosti často spoléhají na tato měření složení izotopů.[137][138][139]

Zatímco Mars a Země mají podobné 12C/13C a 16Ó/18Ó poměry, 14N je mnohem více vyčerpaný v marťanské atmosféře. Předpokládá se, že fotochemické únikové procesy jsou odpovědné za izotopová frakcionace a způsobil významnou ztrátu dusíku v geologickém časovém měřítku.[3] Odhady naznačují, že počáteční parciální tlak N2 může být až 30 hPa.[41][140]

Hydrodynamický únik v rané historii Marsu může vysvětlit izotopovou frakcionaci argonu a xenonu. Na moderním Marsu z těchto dvou atmosféra neuniká vzácné plyny do vesmíru díky jejich těžší hmotě. Vyšší množství vodíku v marťanské atmosféře a vysoké toky extrémního ultrafialového záření z mladého Slunce však společně mohly vést k hydrodynamickému odtoku a odvést tyto těžké plyny.[141][142][3] Hydrodynamický únik také přispěl ke ztrátě uhlíku a modely naznačují, že je možné ztratit 1 bar CO2 hydrodynamickým únikem za jeden až deset milionů let pod mnohem silnějším ultrafialovým slunečním zářením na Marsu.[143] Mezitím novější pozorování učiněná MAVEN orbiter to navrhl prskající útěk je velmi důležitý pro únik těžkých plynů na noční straně Marsu a mohl přispět k 65% ztrátě argonu v historii Marsu.[144][145][138]

Atmosféra Marsu je obzvláště náchylná eroze nárazů kvůli nízké únikové rychlosti Marsu. Časný počítačový model naznačoval, že Mars mohl do konce roku ztratit 99% původní atmosféry pozdní těžké bombardování období založené na hypotetickém toku bombardování odhadovaném z hustoty lunárního kráteru.[146] Pokud jde o relativní množství uhlíku, C /84Poměr kr na Marsu je pouze 10% poměru na Zemi a Venuši. Za předpokladu, že tři skalní planety mají stejný počáteční těkavý inventář, pak tato nízká C /84Poměr Kr znamená hmotnost CO2 v raně marťanské atmosféře měla být desetkrát vyšší než současná hodnota.[147] Obrovské obohacení radiogenem 40Ar nad prvotní 36Ar je také v souladu s teorií nárazové eroze.[3]

Jedním ze způsobů, jak odhadnout množství vody ztracené únikem vodíku v horních vrstvách atmosféry, je zkoumání obohacení deuteria o vodík. Studie založené na izotopech odhadují, že 12 m na více než 30 m globální ekvivalentní vrstva vody uniklo do vesmíru únikem vodíku v historii Marsu.[148] Je třeba poznamenat, že přístup založený na atmosférickém úniku poskytuje pouze spodní hranici pro odhadovaný časný inventář vody.[3]

Vysvětlit koexistenci kapalné vody a slabé mladé slunce během rané historie Marsu muselo dojít v marťanské atmosféře k mnohem silnějšímu skleníkovému efektu, aby se povrch zahřál nad bod mrazu vody. Carl Sagan nejprve navrhl, aby 1 bar H2 atmosféra může způsobit dostatečné oteplování Marsu.[149] Vodík může být produkován intenzivním odplyňováním z vysoce redukovaného raného marťanského pláště a přítomnosti CO2 a vodní pára může snížit požadované množství H2 k vytvoření takového skleníkového efektu.[150] Fotochemické modelování nicméně ukázalo, že udržování atmosféry s touto vysokou úrovní H2 je obtížné.[151] TAK2 byl také jedním z navrhovaných účinných skleníkových plynů v rané historii Marsu.[152][153][154] Jiné studie však naznačují, že vysoká rozpustnost SO2, efektivní tvorba H2TAK4 aerosol a povrchová depozice zakazují dlouhodobou tvorbu SO2 v marťanské atmosféře, a tím snížit potenciální oteplovací účinek SO2.[3]

Atmosférický únik na moderním Marsu

Navzdory nižší gravitaci Džíny uniknou není v moderní marťanské atmosféře efektivní kvůli relativně nízké teplotě na exobázi (≈ 200 K ve výšce 200 km). Může to jen vysvětlit únik vodíku z Marsu. K vysvětlení pozorovaného úniku kyslíku, uhlíku a dusíku jsou zapotřebí další netermické procesy.

Únik vodíku

Molekulární vodík (H.2) se vyrábí disociací H2O nebo jiné sloučeniny obsahující vodík ve spodní atmosféře a difundují do exosféry. Exosférický H2 poté se rozloží na atomy vodíku a atomy, které mají dostatečnou tepelnou energii, mohou uniknout z gravitace Marsu (Jeanův únik). Únik atomového vodíku je patrný z UV spektrometrů na různých orbiterech.[155][156] Zatímco většina studií naznačuje, že únik vodíku je na Marsu téměř difúzně omezený,[157][158] novější studie naznačují, že rychlost úniku je modulována prachovými bouřkami a má velkou sezónnost.[159][160][161] Odhadovaný únikový tok vodíku se pohybuje od 107 cm−2 s−1 do 109 cm−2 s−1.[160]

Unik uhlíku

Fotochemie CO2 a CO v ionosféře mohou produkovat CO2+ a CO+ ionty, respektive:

CO
2 + hν ⟶ CO+
2 + e−

CO + hν ⟶ CO+
 + e−

Ion a elektron se mohou rekombinovat a produkovat elektronicky neutrální produkty. Produkty získávají extra kinetickou energii díky Coulombova přitažlivost mezi ionty a elektrony. Tento proces se nazývá disociativní rekombinace. Disociativní rekombinace může produkovat atomy uhlíku, které cestují rychleji než úniková rychlost Marsu, a ti, kteří se pohybují vzhůru, mohou uniknout z marťanské atmosféry:

CO+
 + e−
 ⟶ C + O

CO+
2 + e−
 ⟶ C + O
2

UV fotolýza oxidu uhelnatého je dalším zásadním mechanismem pro únik uhlíku na Marsu:[162]

CO + hν (<116 nm) ⟶ C + O

Mezi další potenciálně důležité mechanismy patří prskající útěk CO2 a srážka uhlíku s rychlými atomy kyslíku.[3] Odhadovaný celkový únikový tok je asi 0,6 × 107 cm−2 s−1 na 2,2 × 107 cm−2 s−1 a silně závisí na sluneční aktivitě.[163][3]

Únik dusíku

Stejně jako uhlík, disociační rekombinace N2+ je důležité pro únik dusíku na Marsu.[164][165] Kromě toho hraje důležitou roli také další fotochemický únikový mechanismus:[164][166]

N
2 + hν ⟶ N+
 + N + e−

N
2 + e−
 ⟶ N+
 + N + 2e−

Rychlost úniku dusíku je velmi citlivá na hmotnost atomu a sluneční aktivitu. Celková odhadovaná míra úniku z 14N je 4,8 × 105 cm−2 s−1.[164]

Únik kyslíku

Disociativní rekombinace CO2+ a O.2+ (vyrobeno z CO2+ také může generovat atomy kyslíku, které cestují dostatečně rychle, aby unikly:

CO+
2 + e−
 ⟶ CO + O

CO+
2 + O ⟶ O+
2 + CO

Ó+
2 + e−
 ⟶ O + O

Pozorování však ukázala, že na marťanské exosféře není dostatek rychlých atomů kyslíku, jak předpovídal disociativní rekombinační mechanismus.[167][145] Modelové odhady rychlosti úniku kyslíku naznačují, že může být více než 10krát nižší než rychlost úniku vodíku.[163][168] Jako alternativní mechanismy pro únik kyslíku byly navrženy iontové naprašování a rozprašování, ale tento model naznačuje, že jsou v současné době méně důležité než disociační rekombinace.[169]

Mars unikající atmosféra -uhlík, kyslík, vodík —Měřeno MAVENY UV spektrograf ).[170]

Nevysvětlitelné jevy

Detekce metanu

Hlavní článek: Metan na Marsu

Metan (CH4) je v současné oxidační atmosféře Marsu chemicky nestabilní. Rychle by se rozpadl v důsledku ultrafialového záření ze Slunce a chemických reakcí s jinými plyny. Trvalá přítomnost metanu v atmosféře proto může znamenat existenci zdroje pro nepřetržité doplňování plynu.

The Orbiter pro sledování stopového plynu ESA-Roscomos, která provedla nejcitlivější měření metanu v atmosféře Marsu s více než 100 globálními sondování, nezjistil žádný methan na detekční hranici 0,05 části na miliardu (ppb).[12][13][14] Existují však i další zprávy o detekci metanu pozemními dalekohledy a vozem Curiosity. Stopové množství metanu na úrovni několika ppb bylo poprvé nahlášeno v atmosféře Marsu týmem z NASA Goddardovo vesmírné středisko v roce 2003.[171][172] Mezi pozorováními provedenými v letech 2003 a 2006 byly měřeny velké rozdíly v množství, což naznačuje, že metan byl lokálně koncentrovaný a pravděpodobně sezónní.[173]

V roce 2014 NASA uvedla, že Zvědavost koncem roku 2013 a začátkem roku 2014 Rover zjistil desetinásobný nárůst metanu v atmosféře kolem něj. Čtyři měření provedená během dvou měsíců v tomto období dosáhla v průměru 7,2 ppb, což naznačuje, že Mars epizodicky produkuje nebo uvolňuje metan z neznámého zdroje .[80] Před a poté byly hodnoty v průměru kolem jedné desetiny této úrovně.[174][175][80] Dne 7. června 2018 oznámila NASA cyklickou sezónní změnu úrovně pozadí atmosférického metanu.[176][16][177]

Zvědavost detekoval cyklickou sezónní odchylku atmosférického metanu.

Mezi hlavní kandidáty na původ metanu na Marsu patří nebiologické procesy jako např voda - skalní reakce, radiolýza vody a pyrit formace, které všechny produkují H2 které by pak mohly generovat metan a další uhlovodíky prostřednictvím Fischer-Tropschova syntéza s CO a CO2.[178] Rovněž se ukázalo, že methan lze vyrábět procesem zahrnujícím vodu, oxid uhličitý a minerál olivín, o kterém je známo, že je na Marsu běžný.[179] Živobytí mikroorganismy, jako methanogeny, jsou dalším možným zdrojem, ale na Marsu nebyly nalezeny žádné důkazy o přítomnosti těchto organismů.[180][181][75] Existují určitá podezření ohledně detekce methanu, což naznačuje, že může být místo toho způsoben neregistrovaným pozemní kontaminace z roverů nebo nesprávná interpretace nezpracovaných dat měření.[18][182]

Bleskové události

In 2009, an Earth-based observational study reported detection of large-scale electric discharge events on Mars and proposed that they are related to lightning discharge in Martian dust storms.[183] However, later observation studies showed that the result is not reproducible using the radar receiver on Mars Express and the Earth-based Allen Telescope Array.[184][185][186] A laboratory study showed that the air pressure on Mars is not favorable for charging the dust grains, and thus it is difficult to generate lightning in Martian atmosphere.[187][186]

Super-rotating jet over the equator

Super-rotation refers to the phenomenon that atmospheric mass has a higher angular velocity than the surface of the planet at the equator, which in principle cannot be driven by inviscid axisymmetric circulations.[188][189] Assimilated data and general circulation model (GCM) simulation suggest that super-rotating jet can be found in Martian atmosphere during global dust storms, but it is much weaker than the ones observed on slow-rotating planets like Venus and Titan.[113] GCM experiments showed that the thermal tides can play a role in inducing the super-rotating jet.[190] Nevertheless, modeling super-rotation still remains as a challenging topic for planetary scientists.[189]

Potential for use by humans

Hlavní články: Využití zdrojů na místě, Terraformace Marsu, a Kolonizace Marsu

The atmosphere of Mars is a resource of known composition available at any landing site on Mars. Bylo navrženo, že lidský průzkum Marsu mohl použít oxid uhličitý (CO.)2) from the Martian atmosphere to make raketové palivo for the return mission. Mission studies that propose using the atmosphere in this way include the Mars Direct návrh Robert Zubrin a NASA Design Reference Mission studie. Two major chemical pathways for use of the carbon dioxide are the Sabatierova reakce, converting atmospheric carbon dioxide along with additional hydrogen (H2), to produce methane (CH4) and oxygen (O2), a elektrolýza, používat zirkon solid oxide electrolyte to split the carbon dioxide into oxygen (O2) and carbon monoxide (CO).[191]

The Raptor motory SpaceX use methane, which can be created using the atmospheric CO2 Marsu.

Galerie Obrázků

  • Mars's thin atmosphere, visible on the horizon.

  • Mars Pathfinder – Martian sky with water ice clouds.

  • A storm front moves in

Dust devil on Mars - viewed by the Zvědavost rover - (August 9, 2020)
Martian sunset by Spirit Rover na Kráter Gusev (May, 2005).
Martian sunset by Průkopník na Ares Vallis (July, 1997).

Interaktivní mapa Marsu

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHolden kráterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero kráterKráter LomonosovLucus PlanumLycus SulciLyotský kráterLunae PlanumMalea planumMaraldi kráterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraKráter MieKráter MilankovičNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirénaSisyphi PlanumSolis PlanumSýrie PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra sirénaTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní obrazová mapa z globální topografie Marsu. Vznášet se myš přes obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy označuje relativní výšky, na základě údajů z Laserový výškoměr Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km); žlutá je 0 km; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km). Sekery jsou zeměpisná šířka a zeměpisná délka; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Mars Rovers a Mars Memorial mapa) (Pohled • diskutovat)


Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó str Haberle, R. M. (1 January 2015), "SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Planetary Atmospheres: Mars", in North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (eds.), Encyclopedia of Atmospheric Sciences (Second Edition), Academic Press, pp. 168–177, doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN  9780123822253
  2. ^ A b C d E F G h Franz, Heather B .; Trainer, Melissa G.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R .; Atreya, Sushil K .; Becker, Richard H.; Benna, Mehdi; Conrad, Pamela G .; Eigenbrode, Jennifer L. (1 April 2017). "Initial SAM calibration gas experiments on Mars: Quadrupole mass spectrometer results and implications". Planetární a kosmická věda. 138: 44–54. Bibcode:2017P&SS..138...44F. doi:10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN  0032-0633.
  3. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó str q r s t u proti w X y z aa ab ac inzerát Catling, David C. (2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN  9780521844123. OCLC  956434982.
  4. ^ A b "Mars Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov. Citováno 13. června 2019.
  5. ^ Jakosky, B. M.; Brain, D.; Chaffin, M .; Curry, S.; Deighan, J .; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F .; Lillis, R. (15 November 2018). "Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time". Icarus. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. doi:10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035.
  6. ^ mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space". NASA's Mars Exploration Program. Citováno 11. června 2019.
  7. ^ "Temperature extremes on Mars". phys.org. Citováno 13. června 2019.
  8. ^ A b C Hille, Karl (18 September 2015). "The Fact and Fiction of Martian Dust Storms". NASA. Citováno 11. června 2019.
  9. ^ Greicius, Tony (8 June 2018). "Opportunity Hunkers Down During Dust Storm". NASA. Citováno 13. června 2019.
  10. ^ A b C d E F G h Kok, Jasper F; Parteli, Eric J R; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (14 September 2012). "The physics of wind-blown sand and dust". Reports on Progress in Physics. 75 (10): 106901. arXiv:1201.4353. Bibcode:2012RPPh...75j6901K. doi:10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN  0034-4885. PMID  22982806. S2CID  206021236.
  11. ^ A b C Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (1 March 2018). "The cascade from local to global dust storms on Mars: Temporal and spatial thresholds on thermal and dynamical feedback". Icarus. 302: 514–536. Bibcode:2018Icar..302..514T. doi:10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN  0019-1035.
  12. ^ A b C Vago, Jorge L .; Svedhem, Håkan; Zelenyi, Lev; Etiope, Giuseppe; Wilson, Colin F.; López-Moreno, Jose-Juan; Bellucci, Giancarlo; Patel, Manish R.; Neefs, Eddy (April 2019). "No detection of methane on Mars from early ExoMars Trace Gas Orbiter observations" (PDF). Příroda. 568 (7753): 517–520. Bibcode:2019Natur.568..517K. doi:10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN  1476-4687. PMID  30971829. S2CID  106411228.
  13. ^ A b esa. "First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter". Evropská kosmická agentura. Citováno 12. června 2019.
  14. ^ A b Weule, Genelle (11 April 2019). "Mars methane mystery thickens as newest probe fails to find the gas". ABC News. Citováno 27. června 2019.
  15. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 December 2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Věda. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  16. ^ A b Webster, Christopher R.; et al. (8 June 2018). „Hladiny metanu v atmosféře Marsu ukazují silné sezónní variace“. Věda. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci ... 360.1093W. doi:10.1126 / science.aaq0131. PMID  29880682.
  17. ^ A b C d E Yung, Yuk L .; Chen, Pin; Nealson, Kenneth; Atreya, Sushil; Beckett, Patrick; Blank, Jennifer G.; Ehlmann, Bethany; Eiler, John; Etiope, Giuseppe (19 September 2018). "Methane on Mars and Habitability: Challenges and Responses". Astrobiologie. 18 (10): 1221–1242. Bibcode:2018AsBio..18.1221Y. doi:10.1089/ast.2018.1917. ISSN  1531-1074. PMC  6205098. PMID  30234380.
  18. ^ A b C Zahnle, Kevin; Freedman, Richard S .; Catling, David C. (1 April 2011). "Is there methane on Mars?". Icarus. 212 (2): 493–503. Bibcode:2011Icar..212..493Z. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN  0019-1035.
  19. ^ A b C Mars. Kieffer, Hugh H. Tucson: University of Arizona Press. 1992. ISBN  0816512574. OCLC  25713423.CS1 maint: ostatní (odkaz)
  20. ^ Herschel William (1 January 1784). "XIX. On the remarkable appearances at the polar regions of the planet Mars, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere". Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 74: 233–273. doi:10.1098/rstl.1784.0020. S2CID  186212257.
  21. ^ Dawes, W.R. (1865). "Physical Observations of Mars Near the Opposition in 1864". Astronomical Register. 3: 220.1. Bibcode:1865AReg....3..220D.
  22. ^ A b Campbell, W.W. (1894). "Concerning an Atmosphere on Mars". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 6 (38): 273. Bibcode:1894PASP....6..273C. doi:10.1086/120876.
  23. ^ Wright, W. H. (1925). "Photographs of Mars made with light of different colors". Bulletin observatoře Lick. 12: 48–61. Bibcode:1925LicOB..12...48W. doi:10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  24. ^ Menzel, D. H. (1926). "The Atmosphere of Mars". Astrofyzikální deník. 61: 48. Bibcode:1926ApJ....63...48M. doi:10.1086/142949.
  25. ^ Kaplan, Lewis D .; Münch, Guido; Spinrad, Hyron (January 1964). „Analýza spektra Marsu“. Astrofyzikální deník. 139: 1. Bibcode:1964ApJ ... 139 ... 1K. doi:10.1086/147736. ISSN  0004-637X.
  26. ^ Kaplan, Lewis D .; Connes, J .; Connes, P. (September 1969). "Carbon Monoxide in the Martian Atmosphere". Astrofyzikální deník. 157: L187. Bibcode:1969ApJ...157L.187K. doi:10.1086/180416. ISSN  0004-637X.
  27. ^ "Mariner 4 Anniversary Marks 30 Years of Mars Exploration". NASA / JPL. Citováno 9. června 2019.
  28. ^ Scoles, Sarah (24 July 2020). "The Doctor From Nazi Germany and the Roots of the Hunt for Life on Mars". The New York Times. ISSN  0362-4331. Citováno 24. července 2020.
  29. ^ Kemppinen, O; Tillman, J.E; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). "New analysis software for Viking Lander meteorological data". Geovědecké vybavení, metody a datové systémy. 2 (1): 61–69. Bibcode:2013GI......2...61K. doi:10.5194/gi-2-61-2013.
  30. ^ mars.nasa.gov. "Mars Weather at Elysium Planitia". NASA's InSight Mars Lander. Citováno 13. června 2019.
  31. ^ NASA, JPL. "Rover Environmental Monitoring Station (REMS) - NASA Mars Curiosity Rover". mars.nasa.gov. Citováno 13. června 2019.
  32. ^ "Seasons on Mars". www.msss.com. Citováno 7. června 2019.
  33. ^ Soto, Alejandro; Mischna, Michael; Schneider, Tapio; Lee, Christopher; Richardson, Mark (1 April 2015). "Martian atmospheric collapse: Idealized GCM studies" (PDF). Icarus. 250: 553–569. Bibcode:2015Icar..250..553S. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN  0019-1035.
  34. ^ esa. "Greenhouse effects... also on other planets". Evropská kosmická agentura. Citováno 7. června 2019.
  35. ^ Yung, Yuk L .; Kirschvink, Joseph L .; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (16 June 2009). „Atmosférický tlak jako přirozený regulátor klimatu pro suchozemskou planetu s biosférou“. Sborník Národní akademie věd. 106 (24): 9576–9579. Bibcode:2009PNAS..106,9576L. doi:10.1073 / pnas.0809436106. ISSN  0027-8424. PMC  2701016. PMID  19487662.
  36. ^ McElroy, M. B.; Donahue, T. M. (15 September 1972). "Stability of the Martian Atmosphere". Věda. 177 (4053): 986–988. Bibcode:1972Sci...177..986M. doi:10.1126/science.177.4053.986. hdl:2060/19730010098. ISSN  0036-8075. PMID  17788809. S2CID  30958948.
  37. ^ Parkinson, T. D.; Hunten, D. M. (October 1972). "Spectroscopy and Acronomy of O 2 on Mars". Journal of the Atmospheric Sciences. 29 (7): 1380–1390. Bibcode:1972JAtS...29.1380P. doi:10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2. ISSN  0022-4928.
  38. ^ A b Stevens, M. H.; Siskind, D. E.; Evans, J. S.; Jain, S.K .; Schneider, N. M.; Deighan, J .; Stewart, A. I. F.; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 May 2017). "Martian mesospheric cloud observations by IUVS on MAVEN: Thermal tides coupled to the upper atmosphere: IUVS Martian Mesospheric Clouds". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 44 (10): 4709–4715. doi:10.1002/2017GL072717. hdl:10150/624978.
  39. ^ A b González-Galindo, Francisco; Määttänen, Anni; Zapomeňte na Françoise; Spiga, Aymeric (1 November 2011). "The martian mesosphere as revealed by CO2 cloud observations and General Circulation Modeling". Icarus. 216 (1): 10–22. Bibcode:2011Icar..216...10G. doi:10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN  0019-1035.
  40. ^ Stevens, M. H.; Evans, J. S.; Schneider, N. M.; Stewart, A. I. F.; Deighan, J .; Jain, S.K .; Crismani, M.; Stiepen, A.; Chaffin, M. S.; McClintock, W. E.; Holsclaw, G. M.; Lefèvre, F .; Lo, D. Y.; Clarke, J. T.; Montmessin, F .; Bougher, S. W .; Jakosky, B. M. (2015). "New observations of molecular nitrogen in the Martian upper atmosphere by IUVS on MAVEN". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 42 (21): 9050–9056. doi:10.1002/2015GL065319.
  41. ^ A b Avice, G .; Bekaert, D.V.; Aoudjehane, H. Chennaoui; Marty, B. (2018). „Vzácné plyny a dusík v Tissintu odhalují složení atmosféry Marsu“. Dopisy o geochemické perspektivě: 11–16. doi:10,7185 / geochemlet.1802.
  42. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (1 July 2015). "Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars". Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC  6527424. PMID  31118538.
  43. ^ Webster, Guy (8 April 2013). „Zbývající marťanská atmosféra stále dynamická“. NASA.
  44. ^ Wall, Mike (8 April 2013). „Většina atmosféry Marsu je ztracena ve vesmíru“. ProfoundSpace.org. Citováno 9. dubna 2013.
  45. ^ A b C Mahaffy, P. R.; Webster, C. R.; Atreya, S. K.; Franz, H.; Wong, M.; Conrad, P. G.; Harpold, D.; Jones, J. J.; Leshin, L. A. (19 July 2013). „Hojnost a izotopové složení plynů v marťanské atmosféře od zvědavce“. Věda. 341 (6143): 263–266. Bibcode:2013Sci ... 341..263M. doi:10.1126 / science.1237966. ISSN  0036-8075. PMID  23869014. S2CID  206548973.
  46. ^ Hartogh, P .; Jarchow, C.; Lellouch, E .; De Val-Borro, M.; Rengel, M .; Moreno, R .; Medvedev, A. S.; Sagawa, H .; Swinyard, B. M.; Cavalié, T.; Lis, D. C .; Błęcka, M. I.; Banaszkiewicz, M.; Bockelée-Morvan, D .; Crovisier, J .; Encrenaz, T .; Küppers, M.; Lara, L.-M.; Szutowicz, S.; Vandenbussche, B .; Bensch, F.; Bergin, E. A .; Billebaud, F.; Biver, N .; Blake, G. A.; Blommaert, J. A. D. L .; Cernicharo, J .; Děčín, L .; Encrenaz, P.; et al. (2010). "Herschel/HIFI observations of Mars: First detection of O2at submillimetre wavelengths and upper limits on HCL and H2O2". Astronomie a astrofyzika. 521: L49. arXiv:1007.1301. Bibcode:2010A&A...521L..49H. doi:10.1051/0004-6361/201015160. S2CID  119271891.
  47. ^ Flying Observatory Detects Atomic Oxygen in Martian Atmosphere – NASA
  48. ^ "Nasa probes oxygen mystery on Mars". BBC novinky. 14. listopadu 2019.
  49. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (1 November 2006). "Photochemistry of the martian atmosphere: Seasonal, latitudinal, and diurnal variations". Icarus. 185 (1): 153–170. Bibcode:2006Icar..185..153K. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN  0019-1035.
  50. ^ Perrier, S.; Bertaux, J. L.; Lefèvre, F .; Lebonnois, S.; Korablev, O .; Fedorová, A .; Montmessin, F. (2006). "Global distribution of total ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements". Journal of Geophysical Research: Planets. 111 (E9): E09S06. Bibcode:2006JGRE..111.9S06P. doi:10.1029/2006JE002681. ISSN  2156-2202.
  51. ^ Perrier, Séverine; Montmessin, Franck; Lebonnois, Sébastien; Zapomeňte na Françoise; Fast, Kelly; Encrenaz, Thérèse; Clancy, R. Todd; Bertaux, Jean-Loup; Lefèvre, Franck (August 2008). "Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars". Příroda. 454 (7207): 971–975. Bibcode:2008Natur.454..971L. doi:10.1038/nature07116. ISSN  1476-4687. PMID  18719584. S2CID  205214046.
  52. ^ A b Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (November 2013). „Transportem řízená tvorba polární ozonové vrstvy na Marsu“. Nature Geoscience. 6 (11): 930–933. Bibcode:2013NatGe ... 6..930M. doi:10.1038 / ngeo1957. ISSN  1752-0908.
  53. ^ A b "A seasonal ozone layer over the Martian south pole". sci.esa.int. Citováno 3. června 2019.
  54. ^ Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Montmessin, Franck; Lefèvre, Franck; Perrier, Séverine; Bertaux, Jean-Loup; Forget, François (2006). "Vertical distribution of ozone on Mars as measured by SPICAM/Mars Express using stellar occultations" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 111 (E9): E09S05. Bibcode:2006JGRE..111.9S05L. doi:10.1029/2005JE002643. ISSN  2156-2202. S2CID  55162288.
  55. ^ Titov, D. V. (1 January 2002). "Water vapour in the atmosphere of Mars". Pokroky ve vesmírném výzkumu. 29 (2): 183–191. Bibcode:2002AdSpR..29..183T. doi:10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN  0273-1177.
  56. ^ A b Whiteway, J. A.; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C .; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, T. J.; Davy, R. (3 July 2009). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Věda. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009Sci...325...68W. doi:10.1126/science.1172344. ISSN  0036-8075. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  57. ^ Jakosky, Bruce M .; Farmer, Crofton B. (1982). "The seasonal and global behavior of water vapor in the Mars atmosphere: Complete global results of the Viking Atmospheric Water Detector Experiment". Journal of Geophysical Research: Solid Earth. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode:1982JGR....87.2999J. doi:10.1029/JB087iB04p02999. ISSN  2156-2202.
  58. ^ A b Trokhimovskiy, Alexander; Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; Rodin, Alexander; Smith, Michael D. (1 May 2015). "Mars' water vapor mapping by the SPICAM IR spectrometer: Five martian years of observations". Icarus. Dynamický Mars. 251: 50–64. Bibcode:2015Icar..251...50T. doi:10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN  0019-1035.
  59. ^ "Scientists 'map' water vapor in Martian atmosphere". ScienceDaily. Citováno 8. června 2019.
  60. ^ mars.nasa.gov; NASA, JPL. „Mars Exploration Rover“. mars.nasa.gov. Citováno 8. června 2019.
  61. ^ "NASA - Ice Clouds in Martian Arctic (Accelerated Movie)". www.nasa.gov. Citováno 8. června 2019.
  62. ^ Montmessin, Franck; Zapomeňte na Françoise; Millour, Ehouarn; Navarro, Thomas; Madeleine, Jean-Baptiste; Hinson, David P.; Spiga, Aymeric (September 2017). "Snow precipitation on Mars driven by cloud-induced night-time convection". Nature Geoscience. 10 (9): 652–657. Bibcode:2017NatGe..10..652S. doi:10.1038/ngeo3008. ISSN  1752-0908. S2CID  135198120.
  63. ^ A b Smith, Michael D (1 January 2004). "Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999–2003". Icarus. Special Issue on DS1/Comet Borrelly. 167 (1): 148–165. Bibcode:2004Icar..167..148S. doi:10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN  0019-1035.
  64. ^ Montabone, L.; Zapomeň, F .; Millour, E .; Wilson, R. J .; Lewis, S. R.; Cantor, B.; Kass, D.; Kleinböhl, A.; Lemmon, M. T. (1 May 2015). "Eight-year climatology of dust optical depth on Mars". Icarus. Dynamický Mars. 251: 65–95. arXiv:1409.4841. Bibcode:2015Icar..251...65M. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN  0019-1035. S2CID  118336315.
  65. ^ NASA/JPL-Caltech/TAMU. "Atmospheric Opacity from Opportunity's Point of View". NASA's Mars Exploration Program. Citováno 9. června 2019.
  66. ^ A b Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J .; Bell, James F .; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A .; Smith, Peter H. (1 May 2015). "Dust aerosol, clouds, and the atmospheric optical depth record over 5 Mars years of the Mars Exploration Rover mission". Icarus. Dynamický Mars. 251: 96–111. arXiv:1403.4234. Bibcode:2015Icar..251...96L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN  0019-1035. S2CID  51945509.
  67. ^ Chen-Chen, H.; Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Lavega, A. (1 February 2019). "Dust particle size and optical depth on Mars retrieved by the MSL navigation cameras". Icarus. 319: 43–57. arXiv:1905.01073. Bibcode:2019Icar..319...43C. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN  0019-1035. S2CID  125311345.
  68. ^ Vicente-Retortillo, Álvaro; Martínez, Germán M.; Renno, Nilton O.; Lemmon, Mark T.; Torre-Juárez, Manuel de la (2017). "Determination of dust aerosol particle size at Gale Crater using REMS UVS and Mastcam measurements". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 44 (8): 3502–3508. Bibcode:2017GeoRL..44.3502V. doi:10.1002/2017GL072589. ISSN  1944-8007.
  69. ^ McCleese, D. J.; Heavens, N. G.; Schofield, J. T.; Abdou, W. A.; Bandfield, J. L .; Calcutt, S. B.; Irwin, P. G. J .; Kass, D. M.; Kleinböhl, A. (2010). "Structure and dynamics of the Martian lower and middle atmosphere as observed by the Mars Climate Sounder: Seasonal variations in zonal mean temperature, dust, and water ice aerosols" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 115 (E12): E12016. Bibcode:2010JGRE..11512016M. doi:10.1029/2010JE003677. ISSN  2156-2202.
  70. ^ Guzewich, Scott D.; Talaat, Elsayed R.; Toigo, Anthony D.; Waugh, Darryn W .; McConnochie, Timothy H. (2013). "High-altitude dust layers on Mars: Observations with the Thermal Emission Spectrometer". Journal of Geophysical Research: Planets. 118 (6): 1177–1194. Bibcode:2013JGRE..118.1177G. doi:10.1002/jgre.20076. ISSN  2169-9100.
  71. ^ A b C esa. "The methane mystery". Evropská kosmická agentura. Citováno 7. června 2019.
  72. ^ Potter, Sean (7 June 2018). "NASA Finds Ancient Organic Material, Mysterious Methane on Mars". NASA. Citováno 6. června 2019.
  73. ^ Witze, Alexandra (25 October 2018). "Mars scientists edge closer to solving methane mystery". Příroda. 563 (7729): 18–19. Bibcode:2018Natur.563...18W. doi:10.1038/d41586-018-07177-4. PMID  30377322.
  74. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 December 2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Věda. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  75. ^ A b Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean Pierre; Owen, Tobias C. (December 2004). "Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?". Icarus. 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  76. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (July 2008). "Methane in Martian atmosphere: Average spatial, diurnal, and seasonal behaviour". Planetární a kosmická věda. 56 (9): 1194–1203. Bibcode:2008P&SS...56.1194G. doi:10.1016/j.pss.2008.03.004.
  77. ^ Mumma, M. J.; Villanueva, G. L.; Novak, R. E.; Hewagama, T.; Bonev, B. P.; DiSanti, M. A.; Mandell, A. M.; Smith, M. D. (20 February 2009). "Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003". Věda. 323 (5917): 1041–1045. Bibcode:2009Sci...323.1041M. doi:10.1126/science.1165243. ISSN  0036-8075. PMID  19150811. S2CID  25083438.
  78. ^ Fonti, S.; Marzo, G. A. (March 2010). "Mapping the methane on Mars". Astronomie a astrofyzika. 512: A51. Bibcode:2010A&A...512A..51F. doi:10.1051/0004-6361/200913178. ISSN  0004-6361.
  79. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (1 February 2011). "Mapping methane in Martian atmosphere with PFS-MEX data". Planetární a kosmická věda. Methane on Mars: Current Observations, Interpretation and Future Plans. 59 (2): 137–148. Bibcode:2011P&SS...59..137G. doi:10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN  0032-0633.
  80. ^ A b C Webster, C. R.; Mahaffy, P. R.; Atreya, S. K.; Flesch, G. J.; Mischna, M. A.; Meslin, P.-Y.; Farley, K. A.; Conrad, P. G.; Christensen, L. E. (23 January 2015). "Mars methane detection and variability at Gale crater" (PDF). Věda. 347 (6220): 415–417. Bibcode:2015Sci...347..415W. doi:10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810.
  81. ^ Vasavada, Ashwin R.; Zurek, Richard W .; Sander, Stanley P.; Crisp, Joy; Lemmon, Mark; Hassler, Donald M.; Genzer, Maria; Harri, Ari-Matti; Smith, Michael D. (8 June 2018). „Hladiny metanu v atmosféře Marsu ukazují silné sezónní variace“. Věda. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci ... 360.1093W. doi:10.1126 / science.aaq0131. ISSN  0036-8075. PMID  29880682.
  82. ^ Amoroso, Marilena; Merritt, Donald; Parra, Julia Marín-Yaseli de la; Cardesín-Moinelo, Alejandro; Aoki, Shohei; Wolkenberg, Paulina; Alessandro Aronica; Formisano, Vittorio; Oehler, Dorothy (May 2019). „Nezávislé potvrzení metanu na Marsu a zdrojové oblasti východně od kráteru Gale.“ Nature Geoscience. 12 (5): 326–332. Bibcode:2019NatGe..12..326G. doi:10.1038 / s41561-019-0331-9. ISSN  1752-0908. S2CID  134110253.
  83. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (15 November 2005). "A sensitive search for SO2 in the martian atmosphere: Implications for seepage and origin of methane". Icarus. Jovian Magnetospheric Environment Science. 178 (2): 487–492. Bibcode:2005Icar..178..487K. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN  0019-1035.
  84. ^ Hecht, Jeff. "Volcanoes ruled out for Martian methane". www.newscientist.com. Citováno 8. června 2019.
  85. ^ Krasnopolsky, Vladimir A (2012). "Search for methane and upper limits to ethane and SO2 on Mars". Icarus. 217 (1): 144–152. Bibcode:2012Icar..217..144K. doi:10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  86. ^ Encrenaz, T .; Greathouse, T. K.; Richter, M. J.; Lacy, J. H .; Fouchet, T.; Bézard, B .; Lefèvre, F .; Zapomeň, F .; Atreya, S. K. (2011). "A stringent upper limit to SO2 in the Martian atmosphere". Astronomie a astrofyzika. 530: 37. Bibcode:2011A&A...530A..37E. doi:10.1051/0004-6361/201116820.
  87. ^ McAdam, A. C.; Franz, H.; Archer, P. D.; Freissinet, C.; Sutter, B .; Glavin, D. P.; Eigenbrode, J. L.; Bower, H.; Stern, J .; Mahaffy, P. R.; Morris, R. V .; Ming, D. W .; Rampe, E.; Brunner, A. E.; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, D.L .; Blake, D .; Wray, J .; Grotzinger, J.; MSL Science Team (2013). "Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses". 44th Lunar and Planetary Science Conference, held 18–22 March 2013 in The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1719, p. 1751
  88. ^ A b Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (17 December 1976). "The Atmosphere of Mars: Detection of Krypton and Xenon". Věda. 194 (4271): 1293–1295. Bibcode:1976Sci...194.1293O. doi:10.1126/science.194.4271.1293. ISSN  0036-8075. PMID  17797086. S2CID  37362034.
  89. ^ Owen, Tobias; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (1977). "The composition of the atmosphere at the surface of Mars". Journal of Geophysical Research. 82 (28): 4635–4639. Bibcode:1977JGR....82.4635O. doi:10.1029/JS082i028p04635. ISSN  2156-2202.
  90. ^ Krasnopolsky, Vladimir A.; Gladstone, G. Randall (1 August 2005). "Helium on Mars and Venus: EUVE observations and modeling". Icarus. 176 (2): 395–407. Bibcode:2005Icar..176..395K. doi:10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN  0019-1035.
  91. ^ A b C Conrad, P. G.; Malespin, C. A.; Franz, H. B.; Pepin, R. O .; Trainer, M. G.; Schwenzer, S. P.; Atreya, S. K.; Freissinet, C.; Jones, J. H. (15 November 2016). "In situ measurement of atmospheric krypton and xenon on Mars with Mars Science Laboratory" (PDF). Dopisy o Zemi a planetách. 454: 1–9. Bibcode:2016E&PSL.454....1C. doi:10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN  0012-821X.
  92. ^ "Curiosity Finds Evidence of Mars Crust Contributing to Atmosphere". NASA / JPL. Citováno 8. června 2019.
  93. ^ A b Krasnopolsky, V. A. (30 November 2001). "Detekce molekulárního vodíku v atmosféře Marsu". Věda. 294 (5548): 1914–1917. Bibcode:2001Sci ... 294.1914K. doi:10.1126 / science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  94. ^ Smith, Michael D. (May 2008). "Spacecraft Observations of the Martian Atmosphere". Výroční přehled o Zemi a planetárních vědách. 36 (1): 191–219. Bibcode:2008AREPS..36..191S. doi:10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN  0084-6597. S2CID  102489157.
  95. ^ Withers, Paul; Catling, D. C. (December 2010). "Observations of atmospheric tides on Mars at the season and latitude of the Phoenix atmospheric entry". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 37 (24): n / a. Bibcode:2010GeoRL..3724204W. doi:10.1029/2010GL045382. S2CID  26311417.
  96. ^ A b Leovy, Conway (July 2001). "Weather and climate on Mars". Příroda. 412 (6843): 245–249. doi:10.1038/35084192. ISSN  1476-4687. PMID  11449286. S2CID  4383943.
  97. ^ Petrosyan, A.; Galperin, B.; Larsen, S. E.; Lewis, S. R.; Määttänen, A.; Read, P. L.; Renno, N.; Rogberg, L. P. H. T.; Savijärvi, H. (17 September 2011). "The Martian Atmospheric Boundary Layer". Recenze geofyziky. 49 (3): RG3005. Bibcode:2011RvGeo..49.3005P. doi:10.1029/2010RG000351. hdl:2027.42/94893. ISSN  8755-1209.
  98. ^ Catling, David C. (13 April 2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN  9780521844123. OCLC  956434982.
  99. ^ Robinson, T. D .; Catling, D. C. (January 2014). "Common 0.1 bar tropopause in thick atmospheres set by pressure-dependent infrared transparency". Nature Geoscience. 7 (1): 12–15. arXiv:1312.6859. Bibcode:2014NatGe...7...12R. doi:10.1038/ngeo2020. ISSN  1752-0894. S2CID  73657868.
  100. ^ Zapomeňte na Françoise; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; González-Galindo, Francisco; Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Reberac, Aurélie; Dimarellis, Emmanuel; López-Valverde, Miguel A. (28 January 2009). "Density and temperatures of the upper Martian atmosphere measured by stellar occultations with Mars Express SPICAM" (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E01004. Bibcode:2009JGRE..114.1004F. doi:10.1029/2008JE003086. ISSN  0148-0227.
  101. ^ Bougher, S. W .; Pawlowski, D.; Bell, J. M.; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, J. R.; Chizek, M.; Ridley, A. (February 2015). "Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model: Solar cycle, seasonal, and diurnal variations of the Mars upper atmosphere: BOUGHER ET AL". Journal of Geophysical Research: Planets. 120 (2): 311–342. doi:10.1002/2014JE004715. hdl:2027.42/110830.
  102. ^ Bougher, Stephen W .; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R .; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). "The structure and variability of Mars dayside thermosphere from MAVEN NGIMS and IUVS measurements: Seasonal and solar activity trends in scale heights and temperatures". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (1): 1296–1313. Bibcode:2017JGRA..122.1296B. doi:10.1002/2016JA023454. ISSN  2169-9402.
  103. ^ Zell, Holly (29 May 2015). "MAVEN Captures Aurora on Mars". NASA. Citováno 5. června 2019.
  104. ^ Greicius, Tony (28 September 2017). "NASA Missions See Effects at Mars From Large Solar Storm". NASA. Citováno 5. června 2019.
  105. ^ "Mars Education | Developing the Next Generation of Explorers". marsed.asu.edu. Citováno 3. června 2019.
  106. ^ McCleese, D. J.; Schofield, J. T.; Taylor, F. W .; Abdou, W. A.; Aharonson, O .; Banfield, D .; Calcutt, S. B.; Heavens, N. G.; Irwin, P. G. J. (November 2008). "Intense polar temperature inversion in the middle atmosphere on Mars". Nature Geoscience. 1 (11): 745–749. Bibcode:2008NatGe...1..745M. doi:10.1038/ngeo332. ISSN  1752-0894. S2CID  128907168.
  107. ^ Slipski, M.; Jakosky, B. M.; Benna, M .; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). "Variability of Martian Turbopause Altitudes". Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (11): 2939–2957. Bibcode:2018JGRE..123.2939S. doi:10.1029/2018JE005704. ISSN  2169-9100.
  108. ^ „Marsova ionosféra tvarovaná kůrovými magnetickými poli“. sci.esa.int. Citováno 3. června 2019.
  109. ^ „Nové pohledy na marťanskou ionosféru“. sci.esa.int. Citováno 3. června 2019.
  110. ^ A b C Whelley, Patrick L .; Greeley, Ronald (2008). "Distribuce aktivity ďábla prachu na Marsu". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E7): E07002. Bibcode:2008JGRE..113,7002W. doi:10.1029 / 2007JE002966. ISSN  2156-2202.
  111. ^ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). "Prachoví ďáblové na Zemi a Marsu". Recenze geofyziky. 44 (3): RG3003. Bibcode:2006RvGeo..44.3003B. doi:10.1029 / 2005RG000188. ISSN  1944-9208. S2CID  53391259.
  112. ^ A b „Ďáblové z Marsu | Ředitelství vědeckých misí“. science.nasa.gov. Citováno 11. června 2019.
  113. ^ A b Číst, P L; Lewis, SR; Mulholland, D P (4. listopadu 2015). „Fyzika marťanského počasí a podnebí: recenze“ (PDF). Zprávy o pokroku ve fyzice. 78 (12): 125901. Bibcode:2015RPPh ... 78l5901R. doi:10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN  0034-4885. PMID  26534887.
  114. ^ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20. července 2018). „Formace Medusae Fossae jako jediný největší zdroj prachu na Marsu“. Příroda komunikace. 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode:2018NatCo ... 9.2867O. doi:10.1038 / s41467-018-05291-5. PMC  6054634. PMID  30030425.
  115. ^ Malik, Tariq (13. června 2018). „Jak na Marsu zuří mohutná bouře, Opportunity Rover padá ticho - prachová mračna vysávající slunce by mohla být koncem sluneční sondy“. Scientific American. Citováno 13. června 2018.
  116. ^ Wall, Mike (12. června 2018). „Curiosity Rover NASA sleduje obrovskou prachovou bouři na Marsu (foto)“. ProfoundSpace.org. Citováno 13. června 2018.
  117. ^ Dobře, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12. června 2018). „NASA uspořádá mediální telekonferenci o Marťanské bouři prachu, Mars Opportunity Rover“. NASA. Citováno 12. června 2018.
  118. ^ Dobře, Andrew (13. června 2018). „NASA naráží na dokonalou bouři pro vědu“. NASA. Citováno 14. června 2018.
  119. ^ Zaměstnanci NASA (13. června 2018). „Mars Dust Storm News - telekonference - audio (065: 22)“. NASA. Citováno 13. června 2018.
  120. ^ „Thermal tide - AMS Glossary“. glossary.ametsoc.org. Citováno 11. června 2019.
  121. ^ A b Lee, C .; Lawson, W. G .; Richardson, M. I .; Heavens, N.G ​​.; Kleinböhl, A .; Banfield, D .; McCleese, D. J .; Zurek, R .; Kass, D. (2009). „Tepelné přílivy ve střední atmosféře Marsu z pohledu sondy Mars Climate Sounder“. Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E3): E03005. Bibcode:2009JGRE..114.3005L. doi:10.1029 / 2008JE003285. ISSN  2156-2202. PMC  5018996. PMID  27630378.
  122. ^ „NASA - Thermal Tides at Mars“. www.nasa.gov. Citováno 11. června 2019.
  123. ^ „Orografický cloud - slovník AMS“. glossary.ametsoc.org. Citováno 11. června 2019.
  124. ^ esa. „Mars Express sleduje zvědavý mrak“. Evropská kosmická agentura. Citováno 11. června 2019.
  125. ^ Rburnham. „Mars Express: Pozor na zvědavý mrak | Zpráva Red Planet“. Citováno 11. června 2019.
  126. ^ Stolte, Daniel; Komunikace, univerzita. „Na Marsu se písek posune na jiný buben“. UANews. Citováno 11. června 2019.
  127. ^ „NASA - NASA Orbiter zachytí v pohybu písečné duny Marsu“. www.nasa.gov. Citováno 11. června 2019.
  128. ^ A b Urso, Anna C .; Fenton, Lori K .; Banks, Maria E .; Chojnacki, Matthew (1. května 2019). „Omezení okrajových podmínek v oblastech Marsu s vysokým tokem písku“. Geologie. 47 (5): 427–430. Bibcode:2019Geo .... 47..427C. doi:10.1130 / G45793.1. ISSN  0091-7613. PMC  7241575. PMID  32440031.
  129. ^ A b C d Mahaffy, P. R .; Conrad, P. G .; Vědecký tým MSL (1. února 2015). "Těkavé a izotopové otisky starověkého Marsu". Elementy. 11 (1): 51–56. doi:10.2113 / gselements.11.1.51. ISSN  1811-5209.
  130. ^ A b Marty, Bernard (1. ledna 2012). "Počátky a koncentrace vody, uhlíku, dusíku a vzácných plynů na Zemi". Dopisy o Zemi a planetách. 313–314: 56–66. arXiv:1405.6336. Bibcode:2012E a PSL.313 ... 56 mil. doi:10.1016 / j.epsl.2011.10.040. ISSN  0012-821X. S2CID  41366698.
  131. ^ A b Henderson, Paul, 1940- (2009). Příručka Cambridge o datech z vědy o Zemi. Henderson, Gideon, 1968-. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. ISBN  9780511580925. OCLC  435778559.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  132. ^ Wong, Michael H .; Atreya, Sushil K .; Mahaffy, Paul N .; Franz, Heather B .; Malespin, Charles; Trenér Melissa G .; Stern, Jennifer C .; Conrad, Pamela G .; Manning, Heidi L. K. (16. prosince 2013). „Izotopy dusíku na Marsu: Měření atmosféry hmotnostním spektrometrem Curiosity: MARS ATMOSFÉRICKÉ DOTEKY DUSÍKU“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 40 (23): 6033–6037. doi:10.1002 / 2013GL057840. PMC  4459194. PMID  26074632.
  133. ^ Atreya, Sushil K .; Trenér Melissa G .; Franz, Heather B .; Wong, Michael H .; Manning, Heidi L. K .; Malespin, Charles A .; Mahaffy, Paul R .; Conrad, Pamela G .; Brunner, Anna E. (2013). „Primordiální frakce izotopů argonu v atmosféře Marsu měřená přístrojem SAM na Curiosity a důsledky pro ztráty atmosféry“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 40 (21): 5605–5609. Bibcode:2013GeoRL..40,5605A. doi:10.1002 / 2013GL057763. ISSN  1944-8007. PMC  4373143. PMID  25821261.
  134. ^ A b Lee, Jee-Yon; Marti, Kurt; Severinghaus, Jeffrey P .; Kawamura, Kenji; Yoo, Hee-Soo; Lee, Jin Bok; Kim, Jin Seog (1. září 2006). „Nové určení izotopového množství atmosférického Ar“. Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (17): 4507–4512. Bibcode:2006 GeCoA..70,4507L. doi:10.1016 / j.gca.2006.06.1563. ISSN  0016-7037.
  135. ^ A b Pepin, Robert O. (1. července 1991). „O původu a časném vývoji atmosféry suchozemských planet a meteoritických těkavých látek“. Icarus. 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar ... 92 .... 2P. doi:10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-S. ISSN  0019-1035.
  136. ^ cs: Xenon, oldid 900838642[kruhový odkaz ]
  137. ^ „Zvědavost čichá historii marťanské atmosféry“. NASA / JPL. Citováno 11. června 2019.
  138. ^ A b mars.nasa.gov. „MAVEN NASA odhaluje, že většina atmosféry Marsu byla ztracena do vesmíru“. NASA Mars Exploration Program. Citováno 11. června 2019.
  139. ^ David C. Catling a Kevin J. Zahnle, Planetární únik vzduchu, Vědecký Američan, Května 2009, s. 26 (zpřístupněno 10. června 2019)
  140. ^ McElroy, Michael B .; Yung, Yuk Ling; Nier, Alfred O. (1. října 1976). „Izotopové složení dusíku: důsledky pro minulou historii atmosféry Marsu“. Věda. 194 (4260): 70–72. Bibcode:1976Sci ... 194 ... 70M. doi:10.1126 / science.194.4260.70. PMID  17793081. S2CID  34066697.
  141. ^ Hunten, Donald M .; Pepin, Robert O .; Walker, James C. G. (1. března 1987). "Hmotnostní frakcionace při hydrodynamickém úniku". Icarus. 69 (3): 532–549. Bibcode:1987Icar ... 69..532H. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl:2027.42/26796. ISSN  0019-1035.
  142. ^ Hans Keppler; Shcheka, Svyatoslav S. (říjen 2012). "Původ podpisu zemského vzácného plynu". Příroda. 490 (7421): 531–534. Bibcode:2012Natur.490..531S. doi:10.1038 / příroda11506. ISSN  1476-4687. PMID  23051754. S2CID  205230813.
  143. ^ Tian, ​​Feng; Kasting, James F .; Solomon, Stanley C. (2009). "Tepelný únik uhlíku z raně marťanské atmosféry". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..36.2205T. doi:10.1029 / 2008GL036513. ISSN  1944-8007.
  144. ^ Jakosky, B. M .; Slipski, M .; Benna, M .; Mahaffy, P .; Elrod, M .; Yelle, R .; Stone, S .; Alsaeed, N. (31. března 2017). „Atmosférická historie Marsu odvozená z měření horní atmosféry 38 Ar / 36 Ar“. Věda. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci ... 355.1408J. doi:10.1126 / science.aai7721. ISSN  0036-8075. PMID  28360326.
  145. ^ A b Leblanc, F .; Martinez, A .; Chaufray, J. Y .; Modolo, R .; Hara, T .; Luhmann, J .; Lillis, R .; Curry, S .; McFadden, J. (2018). „O atmosférickém rozprašování Marsu po prvním Marťanském roce měření“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 45 (10): 4685–4691. Bibcode:2018GeoRL..45,4685L. doi:10.1002 / 2018GL077199. ISSN  1944-8007. S2CID  134561764.
  146. ^ A. M. Vickery; Melosh, H. J. (duben 1989). "Dopadná eroze prvotní atmosféry Marsu". Příroda. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989 Natur.338..487M. doi:10.1038 / 338487a0. ISSN  1476-4687. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  147. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva (1. srpna 1995). "Komety, dopady a atmosféry". Icarus. 116 (2): 215–226. Bibcode:1995Icar..116..215O. doi:10.1006 / icar.1995.1122. ISSN  0019-1035. PMID  11539473.
  148. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (2002). „Horní atmosféra a ionosféra Marsu při nízké, střední a vysoké sluneční aktivitě: důsledky pro vývoj vody“. Journal of Geophysical Research: Planets. 107 (E12): 11–1–11–11. Bibcode:2002JGRE..107,5128K. doi:10.1029 / 2001JE001809. ISSN  2156-2202.
  149. ^ Sagan, Carl (září 1977). "Snižování skleníků a teplotní historie Země a Marsu". Příroda. 269 (5625): 224–226. Bibcode:1977 Natur.269..224S. doi:10.1038 / 269224a0. ISSN  1476-4687. S2CID  4216277.
  150. ^ Kasting, James F .; Freedman, Richard; Tyler D. Robinson; Zugger, Michael E .; Kopparapu, Ravi; Ramirez, Ramses M. (leden 2014). "Oteplování raného Marsu CO2 a H2". Nature Geoscience. 7 (1): 59–63. arXiv:1405.6701. doi:10.1038 / ngeo2000. ISSN  1752-0908. S2CID  118520121.
  151. ^ Batalha, Nataša; Domagal-Goldman, Shawn D .; Ramirez, Ramses; Kasting, James F. (15. září 2015). „Testování rané hypotézy skleníkových plynů H2 – CO2 na Marsu s 1-D fotochemickým modelem“. Icarus. 258: 337–349. arXiv:1507.02569. Bibcode:2015Icar..258..337B. doi:10.1016 / j.icarus.2015.06.016. ISSN  0019-1035. S2CID  118359789.
  152. ^ Johnson, Sarah Stewart; Mischna, Michael A .; Grove, Timothy L .; Zuber, Maria T. (8. srpna 2008). „Oteplování skleníku vyvolané sírou na počátku Marsu“. Journal of Geophysical Research. 113 (E8): E08005. Bibcode:2008JGRE..113.8005J. doi:10.1029 / 2007JE002962. ISSN  0148-0227. S2CID  7525497.
  153. ^ Schrag, Daniel P .; Zuber, Maria T .; Halevy, Itay (21. prosince 2007). „Zpětná vazba klimatu na bázi oxidu siřičitého na počátku Marsu“. Věda. 318 (5858): 1903–1907. Bibcode:2007Sci ... 318.1903H. doi:10.1126 / science.1147039. ISSN  0036-8075. PMID  18096802. S2CID  7246517.
  154. ^ „Oxid siřičitý mohl pomoci udržovat teplý ranný Mars“. phys.org. Citováno 8. června 2019.
  155. ^ Anderson, Donald E. (1974). „Mariner 6, 7 a 9 Ultrafialový spektrometr Experiment: Analýza dat vodíku Lyman alfa“. Journal of Geophysical Research. 79 (10): 1513–1518. Bibcode:1974JGR .... 79.1513A. doi:10.1029 / JA079i010p01513. ISSN  2156-2202.
  156. ^ Chaufray, J. Y .; Bertaux, J.L .; Leblanc, F .; Quémerais, E. (červen 2008). "Pozorování vodíkové koróny pomocí SPICAMu na Mars Express". Icarus. 195 (2): 598–613. Bibcode:2008Icar..195..598C. doi:10.1016 / j.icarus.2008.01.009.
  157. ^ Hunten, Donald M. (listopad 1973). „Únik světelných plynů z planetárních atmosfér“. Journal of the Atmospheric Sciences. 30 (8): 1481–1494. Bibcode:1973JAtS ... 30.1481H. doi:10.1175 / 1520-0469 (1973) 030 <1481: TEOLGF> 2.0.CO; 2. ISSN  0022-4928.
  158. ^ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M .; Catling, David C .; Kasting, James F. (2008). "Fotochemická nestabilita starověké marťanské atmosféry". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E11): E11004. Bibcode:2008JGRE..11311004Z. doi:10.1029 / 2008JE003160. ISSN  2156-2202. S2CID  2199349.
  159. ^ Bhattacharyya, D .; Clarke, J. T .; Chaufray, J. Y .; Mayyasi, M .; Bertaux, J.L .; Chaffin, M. S .; Schneider, N.M .; Villanueva, G. L. (2017). „Sezónní změny v úniku vodíku z Marsu prostřednictvím analýzy pozorování HST marťanské exosféry poblíž Perihelionu“. Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode:2017JGRA..12211756B. doi:10.1002 / 2017JA024572. ISSN  2169-9402. S2CID  119084288.
  160. ^ A b Schofield, John T .; Shirley, James H .; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J .; Paul O. Hayne; Kass, David M .; Halekas, Jasper S .; Chaffin, Michael S .; Kleinböhl, Armin (únor 2018). „Únik vodíku z Marsu je podpořen hlubokou konvekcí v prachových bouřích. Přírodní astronomie. 2 (2): 126–132. Bibcode:2018NatAs ... 2..126H. doi:10.1038 / s41550-017-0353-4. ISSN  2397-3366. S2CID  134961099.
  161. ^ Shekhtman, Svetlana (29. dubna 2019). „Jak globální prachové bouře ovlivňují marťanskou vodu, větry a klima“. NASA. Citováno 10. června 2019.
  162. ^ Nagy, Andrew F .; Liemohn, Michael W .; Fox, J. L .; Kim, Jhoon (2001). „Hustoty uhlíku v exosféře Marsu“. Journal of Geophysical Research: Space Physics. 106 (A10): 21565–21568. Bibcode:2001JGR ... 10621565N. doi:10.1029 / 2001JA000007. ISSN  2156-2202.
  163. ^ A b Gröller, H .; Lichtenegger, H .; Lammer, H .; Shematovich, V. I. (1. srpna 2014). "Horký kyslík a uhlík unikají z marťanské atmosféry". Planetární a kosmická věda. Planetární vývoj a život. 98: 93–105. arXiv:1911.01107. Bibcode:2014P & SS ... 98 ... 93G. doi:10.1016 / j.pss.2014.01.007. ISSN  0032-0633. S2CID  122599784.
  164. ^ A b C Fox, J.L. (1993). „Produkce a únik atomů dusíku na Marsu“. Journal of Geophysical Research: Planets. 98 (E2): 3297–3310. Bibcode:1993JGR .... 98,3297F. doi:10.1029 / 92JE02289. ISSN  2156-2202.
  165. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (červenec 2015). „Srovnávací planetologie historie izotopů dusíku v atmosférách Titanu a Marsu“. Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016 / j.icarus.2015.03.025. PMC  6527424. PMID  31118538.
  166. ^ Fox, J.L. (prosinec 2007). „Komentář k dokumentům„ Výroba horkých atomů dusíku v marťanské termosféře “F. Bakalian a„ Monte Carlo výpočty úniku atomového dusíku z Marsu “F. Bakalian a R.E. Hartle. Icarus. 192 (1): 296–301. Bibcode:2007Icar..192..296F. doi:10.1016 / j.icarus.2007.05.022.
  167. ^ Feldman, Paul D .; Steffl, Andrew J .; Parker, Joel Wm .; A'Hearn, Michael F .; Bertaux, Jean-Loup; Alan Stern, S .; Weaver, Harold A .; Slater, David C .; Versteeg, Maarten (1. srpna 2011). „Rosetta-Alice pozorování exosférického vodíku a kyslíku na Marsu“. Icarus. 214 (2): 394–399. arXiv:1106.3926. doi:10.1016 / j.icarus.2011.06.013. ISSN  0019-1035. S2CID  118646223.
  168. ^ Lammer, H .; Lichtenegger, H.I.M .; Kolb, C .; Ribas, I .; Guinan, E.F .; Abart, R .; Bauer, S.J. (Září 2003). "Ztráta vody z Marsu". Icarus. 165 (1): 9–25. doi:10.1016 / S0019-1035 (03) 00170-2.
  169. ^ Valeille, Arnaud; Bougher, Stephen W .; Tenishev, Valeriy; Combi, Michael R .; Nagy, Andrew F. (1. března 2010). "Ztráta vody a vývoj horní atmosféry a exosféry v průběhu marťanské historie". Icarus. Interakce slunečního větru s Marsem. 206 (1): 28–39. Bibcode:2010Icar..206 ... 28V. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.036. ISSN  0019-1035.
  170. ^ Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (14. října 2014). „Mise NASA poskytuje první pohled na marťanskou horní atmosféru“. NASA. Citováno 15. října 2014.
  171. ^ Mumma, M. J .; Novak, R.E .; DiSanti, M. A .; Bonev, B. P. (2003). "Citlivé hledání metanu na Marsu". Bulletin of American Astronomical Society. 35: 937. Bibcode:2003 DPS .... 35,1418 mil.
  172. ^ Naeye, Robert (28. září 2004). „Mars Methane zvyšuje šance na život“. Sky & Telescope. Citováno 20. prosince 2014.
  173. ^ Hand, Eric (2018). „Metan na Marsu stoupá a klesá s ročními obdobími“. Věda. 359 (6371): 16–17. doi:10.1126 / science.359.6371.16. PMID  29301992.
  174. ^ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16. prosince 2014). „NASA Rover nalézá na Marsu aktivní a starou organickou chemii“. NASA. Citováno 16. prosince 2014.
  175. ^ Chang, Kenneth (16. prosince 2014). "'Skvělý okamžik: Rover najde stopu, že Mars může ukrýt život “. The New York Times. Citováno 16. prosince 2014.
  176. ^ Chang, Kenneth (7. června 2018). „Život na Marsu? Nejnovější objev společnosti Rover to staví„ na stůl “- identifikace organických molekul ve skalách na rudé planetě nemusí nutně ukazovat na život tam, minulost nebo přítomnost, ale naznačuje, že byly přítomny některé stavební kameny ". The New York Times. Citováno 8. června 2018.
  177. ^ Eigenbrode, Jennifer L .; et al. (8. června 2018). „Organická hmota zachována ve 3 miliardách let starých kamenech v kráteru Gale na Marsu“. Věda. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci ... 360.1096E. doi:10.1126 / science.aas9185. PMID  29880683.
  178. ^ Mumma, Michael; et al. (2010). „Astrobiologie Marsu: metan a další kandinátové biomarkerové plyny a související interdisciplinární studie na Zemi a Marsu“ (PDF). Astrobiologická vědecká konference 2010. Astrofyzikální datový systém. Greenbelt, MD: Goddard Space Flight Center. Citováno 24. července 2010.
  179. ^ Oze, C .; Sharma, M. (2005). „Připravte si olivín, budete plyn: Serpentinizace a abiogenní produkce metanu na Marsu“. Geophys. Res. Lett. 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029 / 2005GL022691.
  180. ^ Oze, Christopher; Jones, Camille; Goldsmith, Jonas I .; Rosenbauer, Robert J. (7. června 2012). „Diferenciace biotické a abiotické metanové geneze na hydrotermálně aktivních planetárních površích“. PNAS. 109 (25): 9750–9754. Bibcode:2012PNAS..109,9750O. doi:10.1073 / pnas.1205223109. PMC  3382529. PMID  22679287.
  181. ^ Zaměstnanci (25. června 2012). „Život Marsu mohl zanechat stopy ve vzduchu Červené planety: Studie“. ProfoundSpace.org. Citováno 27. června 2012.
  182. ^ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). „Paradox Marťana Methana“ (PDF). Devátá mezinárodní konference na Marsu 2019. Příspěvek LPI. Č. 2089.
  183. ^ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O .; Kok, Jasper F .; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J .; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). „Emise netermálního mikrovlnného záření marťanskou prachovou bouří“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (13): L13202. Bibcode:2009GeoRL..3613202R. doi:10.1029 / 2009GL038715. hdl:2027.42/94934. ISSN  1944-8007.
  184. ^ Gurnett, D. A .; Morgan, D. D .; Granroth, L. J .; Cantor, B. A .; Farrell, W. M .; Espley, J. R. (2010). „Nedetekování impulzivních rádiových signálů z blesku v marťanských prachových bouřích pomocí radarového přijímače na kosmické lodi Mars Express“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 37 (17): n / a. Bibcode:2010GeoRL..3717802G. doi:10.1029 / 2010GL044368. ISSN  1944-8007.
  185. ^ Anderson, Marin M .; Siemion, Andrew P. V .; Barott, William C .; Bower, Geoffrey C .; Delory, Gregory T .; Pater, Imke de; Werthimer, Dan (prosinec 2011). „Allenův dalekohled vyhledává elektrostatické výboje na Marsu“. Astrofyzikální deník. 744 (1): 15. doi:10.1088 / 0004-637X / 744/1/15. ISSN  0004-637X. S2CID  118861678.
  186. ^ A b Choi, Charles; Otázka „Proč je Mars Lightning slabý a vzácný“. ProfoundSpace.org. Citováno 7. června 2019.
  187. ^ Wurm, Gerhard; Schmidt, Lars; Steinpilz, Tobias; Boden, Lucia; Teiser, Jens (1. října 2019). „Výzva pro marťanský blesk: Meze kolizního nabíjení při nízkém tlaku“. Icarus. 331: 103–109. arXiv:1905.11138. Bibcode:2019Icar..331..103W. doi:10.1016 / j.icarus.2019.05.004. ISSN  0019-1035. S2CID  166228217.
  188. ^ Laraia, Anne L .; Schneider, Tapio (30. července 2015). „Superrotace v pozemských atmosférách“ (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 72 (11): 4281–4296. Bibcode:2015JAtS ... 72.4281L. doi:10.1175 / JAS-D-15-0030.1. ISSN  0022-4928.
  189. ^ A b Přečtěte si, Peter L .; Lebonnois, Sebastien (30. května 2018). „Superrotace na Venuši, na Titanu a jinde“. Výroční přehled o Zemi a planetárních vědách. 46 (1): 175–202. Bibcode:2018AREPS..46..175R. doi:10.1146 / annurev-earth-082517-010137. ISSN  0084-6597.
  190. ^ Lewis, Stephen R .; Přečtěte si, Peter L. (2003). „Rovníkové trysky v prašné atmosféře Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 108 (E4): 5034. Bibcode:2003JGRE..108,5034L. doi:10.1029 / 2002JE001933. ISSN  2156-2202.
  191. ^ „NASA chce vyrábět raketové palivo z marťanské půdy - ExtremeTech“. www.extremetech.com. Citováno 23. září 2020.

Další čtení

externí odkazy