Chronologie objevů vody na Marsu - Chronology of discoveries of water on Mars - Wikipedia

K dnešnímu dni poskytly meziplanetární kosmické lodě hojné množství důkaz vody na Marsu, sahající až do Mariner 9 mise, která dorazila na Mars v roce 1971. Tento článek poskytuje přehled objevů, které provedly, podle jednotlivých misí. Pro podrobnější popis důkazů o vodě na Marsu dnes a historii vody na této planetě viz Voda na Marsu.

Mariner 9

Mariner 9 zobrazování odhalilo první přímý důkaz vody ve formě koryt řek, kaňony (včetně Valles Marineris, systém kaňonů o délce asi 4 020 kilometrů (2 500 mil), důkaz vody eroze a depozice, povětrnostní fronty, mlhy, a více.[1] Poznatky z misí Mariner 9 podpořily pozdější Vikingský program. Obrovský Valles Marineris canyon system je pojmenován po Mariner 9 na počest jeho úspěchů.

  • Warrego Valles, jak to viděl Mariner 9. Tento obrázek naznačuje, že k vytvoření tohoto druhu rozvětvené sítě kanálů bylo nutné déšť / sníh.

Vikingský program

Objevením mnoha geologických forem, které se obvykle tvoří z velkého množství vody, Viking orbitery způsobily revoluci v našich představách o vodě na Marsu. V mnoha oblastech byla nalezena obrovská údolí řek. Ukázali, že záplavy vody prorazily přehrady, vytesaly hluboká údolí, rozrušily rýhy do skalního podloží a ujely tisíce kilometrů.[2] Velké oblasti na jižní polokouli obsahovaly rozvětvené údolní sítě, což naznačuje, že kdysi pršelo. Předpokládá se, že boky některých sopek byly vystaveny srážkám, protože se podobají těm, které se vyskytují na havajských sopkách.[3] Mnoho kráterů vypadá, jako by nárazové těleso spadlo do bahna. Když byly vytvořeny, led v půdě se mohl roztavit, proměnit půdu v ​​bahno a potom bahno proudilo po povrchu.[4] Normálně materiál při nárazu stoupá, poté klesá. Neprotéká přes povrch a obchází překážky, jako je tomu u některých marťanských kráterů.[5][6][7] Zdálo se, že regiony zvané „chaotický terén“ rychle ztratily velké objemy vody, což způsobilo, že se po proudu vytvářely velké kanály. Množství zapojené vody bylo téměř nemyslitelné - odhady pro některé toky kanálů dosahují desetitisícinásobku průtoku vody řeka Mississippi.[8] Podzemní vulkanismus mohl roztát zmrzlý led; voda odtékala a země se jen zhroutila, aby zůstala chaotická terén.

Obrázky níže, některé z nejlepších z Viking Orbiters, jsou mozaiky mnoha malých obrázků s vysokým rozlišením. Kliknutím na obrázky zobrazíte další podrobnosti. Některé obrázky jsou označeny názvy míst.

  • Bahram Vallis, jak to vidí Viking. Údolí se nachází v pohoří Northern Lunae Planum a Lunae Palus čtyřúhelník. Leží téměř uprostřed Vedra Valles a nižší Kasei Valles.

  • Zjednodušené ostrovy viděné Vikingem ukázaly, že na Marsu došlo k velkým povodním. Obrázek se nachází v Lunae Palus čtyřúhelník.

  • Ostrovy ve tvaru slzy způsobené povodňovými vodami z Maja Valles, jak je viděla Viking Orbiter. Obrázek se nachází v Čtyřúhelník Oxia Palus. Ostrovy jsou tvořeny v ejecta Lod, Bok, a Zlato krátery.

  • Prohledávat vzory, umístěné v Lunae Palus čtyřúhelník, byly vyrobeny tekoucí vodou z Maja Valles, která leží nalevo od této mozaiky. Detail toku kolem Dromore kráter je zobrazen na dalším obrázku.

  • K provedení eroze zobrazené na tomto vikingském obrázku bylo zapotřebí velkého množství vody. Obrázek se nachází v Lunae Palus čtyřúhelník. Eroze formovala ejectu kolem Dromore kráter.

  • Vody z Vedra Valles, Maumee Valles, a Maja Valles šel z Lunae Planum nalevo do Chryse Planitia napravo. Obrázek se nachází v Lunae Palus čtyřúhelník a byla pořízena Vikingem Orbiterem.

  • Ejecta z kráteru Arandas působí jako bláto. Pohybuje se kolem malých kráterů (označených šipkami), místo aby na ně jen padal. Krátery jako tento naznačují, že se při výrobě nárazového kráteru roztavilo velké množství zmrzlé vody. Obrázek se nachází v Mare Acidalium čtyřúhelník a byla pořízena Vikingem Orbiterem.

  • Tento pohled na křídlo Alba Mons ukazuje několik kanálů / žlabů. Některé kanály jsou spojeny s lávovými proudy; jiné jsou pravděpodobně způsobeny tekoucí vodou. Velké koryto nebo uchopení se promění v řadu hroutících se jám. Obrázek se nachází v Arcadia čtyřúhelník a byla pořízena Vikingem Orbiterem.

  • Rozvětvené kanály Thaumasia čtyřúhelník, jak to vidí Viking Orbiter. Sítě kanálů, jako je tento, jsou v minulosti silným důkazem deště na Marsu.

  • Rozvětvené kanály viděné Vikingem z oběžné dráhy silně naznačovaly, že v minulosti pršelo na Marsu. Obrázek se nachází v Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.

  • Ravi Vallis, jak to vidí Viking Orbiter. Ravi Vallis pravděpodobně vznikl, když katastrofické povodně vyšly ze země doprava (chaotický terén). Obrázek umístěn v Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.

Výsledky experimentů s přistáním Vikingů silně naznačují přítomnost vody v současnosti a v minulosti na Marsu. Všechny vzorky zahřívané v hmotnostním spektrometru plynového chromatografu (GSMS) uvolňovaly vodu. Způsob, jakým se vzorky zacházelo, však zakazoval přesné měření množství vody. Ale to bylo kolem 1%.[9] Obecná chemická analýza naznačila, že povrch byl v minulosti vystaven vodě. Některé chemikálie v půdě obsahovaly síra a chlór které byly jako ty, které zůstaly po odpaření mořské vody. Síra byla koncentrovanější v kůře na půdě, než v hromadné půdě pod ní. Byl tedy učiněn závěr, že horní kůra byla cementována společně se sírany, které byly transportovány na povrch rozpuštěné ve vodě. Tento proces je běžný na pouštích Země. Síra může být přítomna jako sulfáty z sodík, hořčík, vápník nebo železo. A sulfid železo je také možné.[10] Na základě výsledků chemických měření minerální modely naznačují, že půda může být směsí asi 90% bohaté na železo jíl, asi 10% Síran hořečnatý (kieserit ?), asi 5% uhličitan (kalcit ), a asi 5% oxidy železa (hematit, magnetit, goethite ?). Tyto minerály jsou typickými produkty zvětrávání mafic vyvřeliny. Přítomnost jílu, síranu hořečnatého, kieseritu, kalcitu, hematitu a goethitu silně naznačuje, že v této oblasti byla kdysi voda.[11] Síran obsahuje chemicky vázanou vodu, a proto jeho přítomnost naznačuje, že voda byla v minulosti. Viking 2 našel podobnou skupinu minerálů. Protože Viking 2 byl mnohem dále na sever, obrázky pořízené v zimě ukazovaly mráz.

  • Frost na Marsu.

  • Fotografie přistávacího modulu Viking 2 pořízená Mars Reconnaissance Orbiter v prosinci 2006.

  • Mráz v místě přistání.

Mars Global Surveyor

Mapa zobrazující distribuci hematitu v Sinus Meridiani, jak je vidět z TES. Tato data byla použita k cílení na přistání Opportunity Rover. Hematit se obvykle tvoří za přítomnosti vody. Přistála zde příležitost a našla definitivní důkazy o vodě.

The Mars Global Surveyor je Spektrometr tepelné emise (TES) je nástroj schopný detekovat minerální složení na Marsu. Minerální složení poskytuje informace o přítomnosti nebo nepřítomnosti vody ve starověku. TES identifikovala velkou plochu (30 000 km2) (v Nili Fossae formace), která obsahovala minerál olivín. Předpokládá se, že starověký dopad, který vytvořil Isidis povodí vedlo k poruchám, které odhalily olivín. Olivín je přítomen v mnoha mafic sopečný skály; v přítomnosti vody se proměňuje v minerály jako např goethite, chloritan, smektit, maghemit, a hematit. Objev olivínu je silným důkazem toho, že části Marsu byly po dlouhou dobu extrémně suché. Olivín byl také objeven v mnoha dalších malých výchozech do 60 stupňů na sever a na jih od rovníku.[12] Olivin byl nalezen v SNC (šergotit, nakhlite, a chassigny ) meteority které jsou všeobecně přijímány, že pocházejí z Marsu.[13] Pozdější studie zjistily, že horniny bohaté na olivin pokrývají více než 113 000 kilometrů čtverečních povrchu Marsu. To je 11krát větší než pět sopek na Havajském velkém ostrově.[14]

6. prosince 2006 NASA zveřejnila fotografie dvou kráterů Terra siréna a Centauri Montes které podle všeho ukazují přítomnost kapalné vody na Marsu v určitém bodě mezi lety 1999 a 2001.[15][16]

Byly objeveny stovky vpustí, které byly vytvořeny z kapalné vody, možné v nedávné době. Tyto rokle se vyskytují na strmých svazích a většinou v určitých pásmech zeměpisné šířky.[17][18][19][20][21]

Níže uvádíme několik příkladů vpustí, které vyfotografoval Mars Global Surveyor.

Několik kanálů na Marsu zobrazovalo vnitřní kanály, které naznačují trvalé proudění tekutin. Nejznámější je ten v Nanedi Valles. Další byl nalezen v Nirgal Vallis.[17]

Vnitřní kanál (v horní části obrázku) na podlaze Nanedi Valles, který naznačuje, že voda protékala poměrně dlouhou dobu. Obrázek z Lunae Palus čtyřúhelník.

Mnoho míst na Mars ukázat tmavé pruhy na strmých svazích, jako kráter stěny. Tmavé pruhy svahu byly studovány od Námořník a Viking mise.[22] Zdá se, že pruhy začínají být tmavé, potom se s věkem zesvětlují. Často vycházejí z malého úzkého bodu, poté se rozšiřují a rozšiřují z kopce stovky metrů. Zdá se, že pruhy nejsou spojeny s žádnou konkrétní vrstvou materiálu, protože ne vždy začínají na společné úrovni podél svahu. Ačkoli mnoho pruhů vypadá velmi tmavě, jsou pouze o 10% nebo méně tmavší než okolní povrch. Mars Global Surveyor zjistil, že na Marsu se za méně než jeden rok vytvořily nové pruhy.

Bylo vysvětleno několik nápadů k vysvětlení pruhů. Některé zahrnují vodu,[23] nebo dokonce růst organismy.[24][25] Obecně přijímané vysvětlení pruhů spočívá v tom, že jsou vytvořeny lavinou tenké vrstvy jasného prachu, který pokrývá tmavší povrch. Jasný prach se po určité době usazuje na všech marťanských površích.[17]

Na obrázcích níže lze vidět tmavé pruhy, jak je vidět z Mars Global Surveyor.

Některé části Marsu ukazují obrácený reliéf. K tomu dochází, když se materiály ukládají na dno proudu a poté se stávají odolné proti erozi, možná cementací. Později může být oblast pohřbena. Eroze nakonec odstraní krycí vrstvu. První proudy se stávají viditelnými, protože jsou odolné proti erozi. Mars Global Surveyor našel několik příkladů tohoto procesu.[26] Mnoho obrácených toků bylo objeveno v různých oblastech Marsu, zejména v oblasti Marsu Formace Medusae Fossae,[27] Kráter Miyamoto,[28] a náhorní plošina Juventae.[29][30]

Obrázek níže ukazuje jeden příklad.

Mars Pathfinder

Průkopník nalezené teploty kolísaly v denním cyklu. Bylo nejchladnější těsně před východem slunce (asi −78 ° C) a nejteplejší těsně po poledni Mars (asi −8 ° C). Tyto extrémy se vyskytovaly blízko země, která se nejrychleji zahřívala i ochladila. Na tomto místě nejvyšší teplota nikdy nedosáhla bodu mrazu vody (0 ° C), takže Mars Pathfinder potvrdil, že tam, kde přistál, je příliš chladno na to, aby mohla existovat kapalná voda. Voda by však mohla existovat jako kapalina, pokud by byla smíchána s různými solemi.[31]

Povrchové tlaky kolísaly každý den v rozmezí 0,2 milibarů, ale vykazovaly 2 denní minima a dvě denní maxima. Průměrný denní tlak se snížil z přibližně 6,75 milibarů na minimum těsně pod 6,7 milibarů, což odpovídá době, kdy na jižním pólu zkondenzovalo maximální množství oxidu uhličitého. Tlak na Zemi se obecně blíží 1000 milibarům, takže tlak na Marsu je velmi nízký. Tlak měřený Pathfinderem by neumožňoval existenci vody nebo ledu na povrchu. Pokud by však led byl izolován vrstvou půdy, mohlo by to trvat dlouho.[32]

Další pozorování byla v souladu s přítomností vody v minulosti. Některé z hornin v místě Mars Pathfinder se opíraly o sebe způsobem, který geologové označili za napodobený. Předpokládá se, že silné povodňové vody v minulosti tlačily skály kolem, dokud nebyly otočeny pryč od toku. Některé oblázky byly zaoblené, snad kvůli převrácení v proudu. Části země jsou křupavé, pravděpodobně kvůli cementování tekutinou obsahující minerály.[33]

Existovaly důkazy o oblacích a možná mlze.[33]

Mars Odyssey

V červenci 2003 na konferenci v Kalifornii bylo oznámeno, že spektrometr gama záření (GRS) na palubě Mars Odyssey objevil obrovské množství vody na obrovských plochách Marsu. Mars má dostatek ledu těsně pod povrchem, aby dvakrát naplnil Michiganské jezero.[34] Na obou hemisférách, od 55 stupňů zeměpisné šířky k pólům, má Mars vysokou hustotu ledu těsně pod povrchem; jeden kilogram půdy obsahuje asi 500 g vodního ledu. Ale blízko rovníku je v půdě pouze 2 až 10% vody.[35][36] Vědci se domnívají, že velká část této vody je uzavřena v chemické struktuře minerálů, jako jsou jíl a sulfáty. Předchozí studie s infračervenými spektroskopy poskytly důkazy o malém množství chemicky nebo fyzicky vázané vody.[37][38] Vikingští přistávači zjistili nízkou hladinu chemicky vázané vody v marťanské půdě.[9] Předpokládá se, že ačkoliv horní povrch obsahuje jen asi procenta vody, led může ležet jen o několik stop hlouběji. Některé oblasti, Arabia Terra, Amazonský čtyřúhelník, a Elysium čtyřúhelník obsahují velké množství vody.[35][39] Analýza dat naznačuje, že jižní polokoule může mít vrstvenou strukturu.[40] Oba póly ukazovaly pohřbený led, ale severní pól nebyl blízko, protože byl pokryt sezónním oxidem uhličitým (suchý led). Když byla měření shromážděna, byla zima u severního pólu, takže oxid uhličitý zmrzl na vodní led.[34] Dále pod povrchem může být mnohem více vody; přístroje na palubě Mars Odyssey jsou schopné studovat jen asi nejvyšší metr půdy. Pokud by všechny díry v půdě byly vyplněny vodou, odpovídalo by to globální vrstvě vody hluboké 0,5 až 1,5 km.[41]

The Přistávací modul Phoenix potvrdil počáteční nálezy Mars Odyssey.[42] Nalezl led několik palců pod povrchem a led měl hloubku nejméně 8 palců. Když je led vystaven marťanské atmosféře, pomalu sublimuje. Ve skutečnosti byla část ledu odhalena přistávacími raketami plavidla.[43]

Pohled zespodu na přistávací modul Phoenix směrem k jižní podložce, ukazující nerovnoměrné expozice jasného povrchu, který se později ukázal jako vodní led, jak předpovídá teorie a detekuje Mars Odyssey.

Tisíce obrazů vrácených z Odyssey podporují myšlenku, že na Marsu kdysi teklo po jeho povrchu velké množství vody. Některé obrázky ukazují vzory rozvětvených údolí. Jiné ukazují vrstvy, které se mohly vytvořit pod jezery. Byly identifikovány delty.[44]

Po mnoho let vědci věřili, že ledovce existují pod vrstvou izolačních hornin.[45][46][47][48][49] Příkladem těchto pravděpodobných ledovců pokrytých horninami jsou lineaty. Nacházejí se na podlahách některých kanálů. Jejich povrchy mají vyvýšené a rýhované materiály, které se odklánějí kolem překážek. Některé ledovce na Zemi vykazují takové rysy. Podlahové vklady mohou souviset s laločnaté zástěry, u nichž bylo prokázáno, že obsahují velké množství ledu obíhajícím kolem radaru.[48][49][50]

Níže uvedené obrázky pořízené pomocí THEMIS na palubě Mars Odyssey, ukažte příklady vlastností, které jsou spojeny s přítomností vody v současnosti nebo minulosti.[51]

Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu.[52][53] Tento ledově bohatý plášť, několik metrů silný, vyhlazuje zemi, ale místy má hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalu. Nízká hustota kráterů na plášti znamená, že je relativně mladý.

Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací do země v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic. Vodní pára kondenzuje na částicích a poté díky další hmotnosti vodního povlaku padají na zem. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[54]

Dao Vallis, as seen by THEMIS. Click on image to see relationship of Dao Vallis to other nearby features

Dao Vallis začíná poblíž velké sopky zvané Hadriaca Patera, takže se předpokládá, že za horka dostala vodu magma roztavil obrovské množství ledu ve zmrzlé zemi. Částečně kruhové prohlubně na levé straně kanálu na výše uvedeném obrázku naznačují, že vodou přispívalo i prosakování podzemní vody.[55]

V některých oblastech začínají velká říční údolí krajinným prvkem zvaným „chaos“ nebo chaotický terén. “Předpokládá se, že se zem zhroutila, protože se náhle uvolnilo obrovské množství vody. Příklady chaotického terénu, jak jej zobrazil THEMIS, jsou uvedeny níže .

  • Blokuje Aram Chaos ukazující možný zdroj vody. Když se uvolnilo velké množství vody, zem se zhroutila. Velké bloky pravděpodobně stále obsahují trochu vodního ledu. Poloha je Čtyřúhelník Oxia Palus.

  • Obrovské kaňony Aureum Chaos. Kliknutím na obrázek zobrazíte vpusti, které se mohly vytvořit z posledních toků vody. Vpusti jsou v této zeměpisné šířce vzácní. Poloha je Čtyřúhelník Margaritifer Sinus.

Phoenix

The Phoenix lander potvrdil existenci velkého množství vodního ledu v severních oblastech Marsu.[42] Toto zjištění bylo předpovězeno teorií.[56]a byla měřena z oběžné dráhy nástroji Mars Odyssey.[36]19. června 2008 NASA oznámila, že shluky jasného materiálu o velikosti kostky v příkopu „Dodo-Goldilocks“ vykopané robotickým ramenem se během čtyř dnů odpařily, což silně naznačuje, že jasné shluky byly složeny z vody led, který sublimovaný po expozici. Přestože Suchý led také sublimuje za současných podmínek, bylo by to mnohem rychlejší, než bylo pozorováno.[57][58][59]

31. července 2008 to NASA oznámila Phoenix potvrdil přítomnost vodního ledu na Marsu. Během počátečního zahřívacího cyklu nového vzorku detekoval hmotnostní spektrometr analyzátoru termálního a vyvíjeného plynu (TEGA) vodní páru, když teplota vzorku dosáhla 0 ° C.[60]Tekutá voda nemůže na povrchu Marsu existovat při současném nízkém atmosférickém tlaku, s výjimkou krátkodobě nejnižších nadmořských výšek.[61][62]

Výsledky publikované v časopise Science po skončení mise uvádějí, že ve vzorcích byly detekovány chlorid, hydrogenuhličitan, hořčík, sodík, draslík, vápník a případně síran. Chloristan (ClO4), silné oxidační činidlo, bylo potvrzeno, že je v půdě. Chemická látka smíchaná s vodou může výrazně snížit body tuhnutí podobným způsobem, jakým se sůl nanáší na silnice za účelem tání ledu. Chloristan dnes možná umožňuje na Marsu vytvářet malé množství kapalné vody. Vpusti, které jsou běžné v určitých oblastech Marsu, se pravděpodobně vytvořily z chloristanu tajícího led a způsobujícího, že voda erodovala půdu na strmých svazích.[63]

V průběhu roku 2008 a počátkem roku 2009 se navíc v NASA objevila debata o přítomnosti „blobů“, které se objevily na fotografiích vzpěr podvozku vozidla, které byly různě popsány jako kapičky vody nebo „shluky mrazu“.[64] Kvůli nedostatku konsensu v rámci vědeckého projektu Phoenix nebyl problém vznesen na žádných tiskových konferencích NASA.[64] Názor jednoho vědce naznačil, že trysky přistávacího modulu vystříkly během přistání vozidla kapsu solanky těsně pod povrchem Marsu na přistávací vzpěru. Soli by pak absorbovaly vodní páru ze vzduchu, což by vysvětlovalo, jak se zdálo, že během prvních 44 marťanských dnů rostly, než se pomalu snižovaly s poklesem teploty Marsu.[64][65] Některé obrázky dokonce naznačují, že některé kapičky ztmavly, pak se pohnuly a spojily; to je silný fyzický důkaz, že byly tekuté.[66][67][68][69]

  • Shluky jasného materiálu o velikosti kostky ve zvětšeném příkopu „Dodo-Zlatovláska“ zmizely během čtyř dnů, což znamenalo, že byly složeny z ledu, který sublimovaný po expozici.[57]

  • Barevné verze fotografií, které ukazují sublimaci ledu, s levým dolním rohem příkopu zvětšeným v vložkách v pravém horním rohu obrázků.

Kamera asi tak daleko, jak kameru dovidí, je plochá, ale tvarovaná do polygonů o průměru 2–3 metry a je ohraničena koryty hlubokými 20 až 50 cm. Tyto tvary jsou důsledkem roztahování a smršťování ledu v půdě v důsledku velkých změn teploty.

Mikroskop ukázal, že půda na vrcholu polygonů se skládá z plochých částic (pravděpodobně druh jílu) a zaoblených částic. Jíl je minerál, který se tvoří z jiných minerálů, když je k dispozici voda. Hledání hlíny tedy dokazuje existenci minulé vody.[70] Led je přítomen několik palců pod povrchem uprostřed mnohoúhelníků a podél jeho okrajů je led hluboký nejméně 8 palců. Když je led vystaven marťanské atmosféře, pomalu sublimuje.[71]

Bylo pozorováno padání sněhu z cirrusových mraků. Mraky se formovaly na úrovni atmosféry, která byla kolem -65 ° C, takže mraky by musely být složeny spíše z vodního ledu než z oxidu uhličitého (suchý led), protože teplota pro vytváření ledu z oxidu uhličitého je mnohem vyšší nižší - méně než -120 ° C. V důsledku pozorování mise se nyní věří, že by se na tomto místě v průběhu roku nahromadil vodní led (sníh).[72] Nejvyšší teplota naměřená během mise byla −19,6 ° C, zatímco nejchladnější byla −97,7 ° C. Takže v této oblasti teplota zůstala hluboko pod bodem mrazu (0 °) vody. Mějte na paměti, že mise se konala v žáru marťanského léta.[73]

Interpretace dat přenášených z plavidla byla zveřejněna v časopise Science. Podle údajů recenzovaných v tomto místě mělo v nedávné minulosti vlhčí a teplejší klima. Nalezení uhličitanu vápenatého v marťanské půdě vede vědce k přesvědčení, že místo bylo v geologické minulosti mokré nebo vlhké. Během sezónních nebo delších období denních cyklů mohla být voda přítomna ve formě tenkých vrstev. Náklon nebo šikmost Marsu se mění mnohem více než Země; proto jsou pravděpodobné doby vyšší vlhkosti.[74] Údaje také potvrzují přítomnost chemického chloristanu. Chloristan tvoří několik desetin procenta vzorků půdy. Chloristan je používán jako potrava některými bakteriemi na Zemi.[75] Další práce tvrdí, že dříve zjištěný sníh by mohl vést k nahromadění vodního ledu.

Mars Exploration Rovers

Mars Rovers Duch a Příležitost našel velké množství důkazů o minulé vodě na Marsu. Navrženy tak, aby vydržely jen tři měsíce, obě fungovaly i po více než šesti letech. Duch byl uvězněn v pískovně v roce 2006 a NASA oficiálně začala s roverem v roce 2011. Příležitost ztratila kontakt s NASA 10. června 2018 a její mise byla prohlášena za dokončenou 13. února 2019.

The Spirit Rover přistál v čem se pokládalo za obrovské dno jezera. Dno jezera však bylo pokryto lávovými proudy, takže důkazy o minulé vodě bylo zpočátku těžké zjistit. Jak mise postupovala a Rover pokračoval v pohybu po povrchu, bylo nalezeno stále více vodítek k minulé vodě.

5. března 2004 to NASA oznámila Duch našel náznaky historie vody na Marsu ve skále zvané „Humphrey“. Raymond Arvidson, profesor na univerzitě McDonnell University a předseda věd o Zemi a planetách v Washingtonská univerzita v St. Louis, informovali na tiskové konferenci NASA: „Pokud bychom našli tuto horninu na Zemi, řekli bychom, že jde o vulkanickou horninu, v níž se pohybovalo trochu tekutiny.“ Na rozdíl od skal, které našel twin rover Příležitost, tato byla vytvořena z magma a poté získal jasný materiál v malých štěrbinách, které vypadaly jako krystalizované minerály. Pokud tato interpretace platí, minerály byly s největší pravděpodobností rozpuštěny ve vodě, která byla buď nesena uvnitř horniny, nebo s ní interagovala v pozdější fázi po jejím vzniku.[76]

Autor: Sol 390 (polovina února 2005), as Duch postupoval směrem k „Larryho rozhledně“ a při jízdě vzhůru do kopce prozkoumával několik cílů, včetně půdního cíle „Paso Robles“, který obsahoval nejvyšší množství soli na rudé planetě. Půda také obsahovala vysoké množství fosfor ve svém složení, avšak zdaleka ne tak vysoko jako jiná skála vzorkovaná Duch„Wishstone“. Squyres o objevu řekl: „Stále se snažíme přijít na to, co to znamená, ale očividně, s tolika solí kolem, tady měla voda ruku“.

Když Spirit v prosinci 2007 cestoval s mrtvým kolem a tahal mrtvé kolo za sebou, kolo seškrábalo horní vrstvu marťanské půdy a odhalilo část půdy, o které vědci tvrdí, že ukazuje důkazy o minulém prostředí, které by bylo ideální pro mikrobiální život. Je to podobné jako na Zemi, kde voda nebo pára z horkých pramenů přišla do kontaktu se sopečnými horninami. Na Zemi jsou to místa, která mají tendenci překypovat bakteriemi, uvedl hlavní vědec vozítka Steve Squyres. „Jsme z toho opravdu nadšení,“ řekl na zasedání Americké geofyzikální unie (AGU). Tato oblast je extrémně bohatá na oxid křemičitý - hlavní složka okenního skla. Vědci nyní dospěli k závěru, že jasný materiál musel být vyroben jedním ze dvou způsobů. Jeden: usazeniny horkých pramenů, které vznikají, když voda na jednom místě rozpouští oxid křemičitý a poté jej přenáší na jiné místo (tj. Gejzír). Za druhé: kyselá pára stoupající prasklinami ve skalách je zbavila minerálních složek a zanechala po sobě oxid křemičitý. „Důležité je, že ať už jde o jednu či druhou hypotézu, důsledky pro bývalou obyvatelnost Marsu jsou téměř stejné,“ vysvětlil Squyres pro BBC News. Horká voda poskytuje prostředí, ve kterém mikroby může prospívat a srážení oxidu křemičitého je pohlcuje a zachovává. Squyres dodal: „Můžeš jít na horké prameny a můžete jít na fumaroly a na kterémkoli místě na Zemi se to hemží životem - mikrobiální život.[77][78]

Rover příležitosti byl směrován na web, který zobrazoval velké množství hematitu z oběžné dráhy. Hematit se často tvoří z vody. Když Opportunity přistála, vrstvené kameny a mramorový hematit konkrementy („borůvky“) byly snadno viditelné. Za roky nepřetržitého provozu Opportunity poslala zpět mnoho důkazů, že široká oblast na Marsu byla nasáklá kapalnou vodou.

Během tiskové konference v březnu 2006 diskutovali vědci misí o svých závěrech o skalním podloží a důkazech o přítomnosti kapalné vody během jejich formování. Představili následující argumentaci, aby vysvětlili malé podlouhlé dutiny ve skále viditelné na povrchu a po broušení do něj (viz poslední dva obrázky níže).[79] Tyto mezery odpovídají vlastnostem známým geologům jako „vugs ". Vznikají, když se krystaly tvoří uvnitř skalní matrice a jsou později odstraněny erozivními procesy a zanechávají za sebou dutiny. Některé z rysů na tomto obrázku jsou" diskovité ", což odpovídá určitým typům krystalů, zejména síranovým minerálům. Členové mise navíc předložili první údaje z Mössbauerův spektrometr přijata na místě podloží. Železné spektrum získané ze skály El Capitan vykazuje silné důkazy o minerálu jarosit. Tento minerál obsahuje hydroxid ionty, což indikuje přítomnost vody v době vzniku minerálů. Mini-TES údaje ze stejné horniny ukázaly, že se skládá ze značného množství síranů. Sírany také obsahují vodu.

  • Detail skalního výchozu.

  • Tenké vrstvy hornin, ne všechny navzájem rovnoběžně

  • Část díry vytvořená RAT

  • Prázdniny nebo „vugy“ uvnitř skály

Mars Reconnaissance Orbiter

Pružiny v Kráter Vernal, jak to vidí HiRISE. Poloha je Čtyřúhelník Oxia Palus.

The Mars Reconnaissance Orbiter je HiRISE tento přístroj pořídil mnoho snímků, které silně naznačují, že Mars má za sebou bohatou historii procesů souvisejících s vodou. Hlavním objevem bylo nalezení důkazů o horkých pramenech. Mohly obsahovat život a nyní mohou obsahovat dobře zachované fosilie života.

Výzkum, vydání z ledna 2010 Icarus, popsal silné důkazy o trvalých srážkách v oblasti kolem Valles Marineris.[29][30] Druhy minerálů jsou spojovány s vodou. Vysoká hustota malých větvících kanálů také naznačuje velké množství srážek, protože jsou podobné proudovým kanálům na Zemi.

  • Kanály poblíž okraje Ius Chasma, jak je viděla HiRISE. Schéma a vysoká hustota těchto kanálů podporují srážení jako zdroj vody. Poloha je Coprates čtyřúhelník.

  • Kanály na náhorní plošině Candor, jak je vidět HiRISE. Poloha je Coprates čtyřúhelník. Kliknutím na obrázek zobrazíte mnoho malých rozvětvených kanálů, které jsou silným důkazem trvalého srážení.

Některá místa na Marsu se ukazují obrácený reliéf. Na těchto místech se koryto potoka jeví jako vyvýšený prvek, místo deprese. Invertované dřívější kanály proudu mohou být způsobeny usazováním velkých hornin nebo cementací sypkých materiálů. V obou případech by eroze narušila okolní půdu a následně opustila starý kanál jako vyvýšený hřeben, protože hřeben bude odolnější vůči erozi. Obrázky níže pořízené pomocí HiRISE ukazují klikaté hřebeny, které jsou starými kanály, které se staly invertovanými.[80]

V článku publikovaném v lednu 2010 velká skupina vědců podpořila myšlenku hledání života v kráteru Miyamoto kvůli obráceným proudovým kanálům a minerálům, které naznačovaly minulou přítomnost vody.[28][30]

Používání dat z Mars Global Surveyor, Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter, vědci našli rozšířená ložiska chloridové minerály. Chloridy jsou obvykle poslední minerály, které vycházejí z roztoku. Obrázek níže ukazuje některé vklady v rámci Phaethontis čtyřúhelník. Důkazy naznačují, že ložiska byla vytvořena odpařováním minerálně obohacených vod. Jezera mohla být rozptýlena na velkých plochách marťanského povrchu. Uhličitany, sulfáty, a oxid křemičitý by se měly před nimi srážet. Sírany a oxid křemičitý byly objeveny Mars Rovers. Místa s chloridovými minerály mohla mít kdysi různé formy života. Kromě toho by takové oblasti měly uchovávat stopy starověkého života.[81]

Důkazy vody z usazenin chloridů v Phaethontis čtyřúhelník. Obrázek z HiRISE.

Bylo zjištěno, že skály na Marsu se často vyskytují jako vrstvy, nazývané vrstvy, na mnoha různých místech. Kráter Columbus je jedním z mnoha kráterů, které obsahují vrstvy. Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[82] Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Vědci jsou rádi, že nacházejí vrstvy na Marsu, protože se vrstvy mohly tvořit pod velkými vodními plochami. Někdy vrstvy vykazují různé barvy. Světelné kameny na Marsu jsou spojovány s hydratovanými minerály, jako jsou sírany. The Mars Rover Příležitost zkoumala tyto vrstvy zblízka několika nástroji. Některé vrstvy jsou pravděpodobně tvořeny jemnými částicemi, protože se zdá, že se rozpadají na jemný prach. Naproti tomu se jiné vrstvy rozpadají na velké balvany, takže jsou pravděpodobně mnohem tvrdší. Čedič, sopečná hornina, se předpokládá, že tvoří vrstvy složené z balvanů. Čedič byl identifikován na celém Marsu. Byly detekovány nástroje na oběžné dráze kosmické lodi jíl (nazývané také fylosilikáty) v některých vrstvách.[83][84] Vědci jsou nadšení z hledání hydratovaných minerálů, jako jsou sírany a jíly na Marsu, protože se obvykle tvoří za přítomnosti vody.[85] Místa, která obsahují jíly a / nebo jiné hydratované minerály, by byla dobrým místem k hledání důkazů o životě.[86]

Níže uvádíme několik příkladů vrstev, které byly studovány pomocí HiRISE.

Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu.[87] Tento plášť bohatý na led, silný několik metrů, uhlazuje zemi. Ale na některých místech zobrazuje hrbolatou strukturu připomínající povrch basketbalové koule. Protože na tomto plášti je několik kráterů, je plášť relativně mladý. Níže uvedené obrázky pořízené pomocí HiRISE ukazují různé pohledy na tento hladký plášť.

Změny na oběžné dráze a sklonu Marsu způsobují významné změny v distribuci vodního ledu z polárních oblastí až do zeměpisných šířek ekvivalentních Texasu. V určitých klimatických obdobích opouští vodní pára polární led a vstupuje do atmosféry. Voda se vrací do země v nižších zeměpisných šířkách jako nánosy mrazu nebo sněhu, které jsou velkoryse smíšeny s prachem. Atmosféra Marsu obsahuje velké množství jemných prachových částic.[88] Water vapor condenses on the particles, then they fall down to the ground due to the additional weight of the water coating. When ice at the top of the mantling layer goes back into the atmosphere, it leaves behind dust, which insulates the remaining ice.[54]

HiRISE has carried out many observations of gullies that are assumed to have been caused by recent flows of liquid water. Many gullies are imaged over and over to see if any changes occur. Some repeat observations of gullies have displayed changes that some scientists argue were caused by liquid water over the period of just a few years.[89] Others say the flows were merely dry flows.[90] These were first discovered by the Mars Global Surveyor.

Alternate theories for the creation of surface gullies and channels include wind erosion,[91] liquid carbon dioxide,[92] and liquid methane.[93]

Below are some of the many hundreds of gullies that have been studied with HiRISE.

Of interest from the days of the Viking Orbiters are piles of material surrounding cliffs. These deposits of rock debris are called laločnaté zástěry (LDA). These features have a convex topography and a gentle slope from cliffs or escarpments; to naznačuje odtok ze strmého zdrojového útesu. Kromě toho mohou zástěry z laločnatých úlomků vykazovat povrchové lineace stejně jako skalní ledovce na Zemi.[5] Nedávno[když? ], research with the Shallow Radar on the Mars Reconnaissance Orbiter has provided strong evidence that the LDAs in Hellas Planitia and in mid northern latitudes are ledovce které jsou pokryty tenkou vrstvou hornin. Radar from the Mars Reconnaissance Orbiter gave a strong reflection from the top and base of LDAs, meaning that pure water ice made up the bulk of the formation (between the two reflections).[49][50] Na základě experimentů Přistávací modul Phoenix and the studies of the Mars Odyssey from orbit, frozen water is now known to exist at just under the surface of Mars in the far north and south (high latitudes). The discovery of water ice in LDAs demonstrates that water is found at even lower latitudes. Future colonists on Mars will be able to tap into these ice deposits, instead of having to travel to much higher latitudes. Another major advantage of LDAs over other sources of Martian water is that they can easily detected and mapped from orbit. Lobate debris aprons are shown below from the Phlegra Montes, which are at a latitude of 38.2 degrees north. The Phoenix lander set down at about 68 degrees north latitude, so the discovery of water ice in LDAs greatly expands the range of easily available on Mars.[94] It is far easier to land a spaceship near the equator of Mars, so the closer water is available to the equator the better it will be for future colonists.

Below are examples of lobate debris aprons that were studied with HiRISE.

Research, reported in the journal Věda v září 2009,[95] demonstrated that some new craters on Mars show exposed, pure, water ice. After a time, the ice disappears, evaporating into the atmosphere. The ice is only a few feet deep. The ice was confirmed with the Compact Imaging Spectrometer (CRISM) on board the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). The ice was found in five locations. Three of the locations are in the Cebrenia čtyřúhelník. These locations are 55.57° N, 150.62° E; 43.28° N, 176.9° E; and 45° N, 164.5° E. Two others are in the Diacria čtyřúhelník: 46.7° N, 176.8° E and 46.33° N, 176.9° E.[96][97][98]This discovery proves that future colonists on Mars will be able to obtain water from a wide variety of locations. The ice can be dug up, melted, then taken apart to provide fresh kyslík a vodík for rocket fuel. Hydrogen is the powerful fuel used by the raketoplán main engines.

Zvědavost

V roce 2012 NASA 's rover Zvědavost discovered solid evidence for an ancient streambed that used to flow through the rocks.[99] The rover discovered konglomeráty, which are rocks made up of sand and gravel. After studying pictures of these rocks, scientists concluded that shape and size of the pebbles that make up the conglomerates signify that they were eroded by water, perhaps several billion years ago. Satellites used to capture evidence of existing channels, which could indicate running water, but did not prove it. This was the first solid major evidence that support these satellite images.

Onboard Curiosity is a meteorological station called REMS (Rover Environmental Monitoring Station). With data from REMS, scientists could in 2015 prove that there are conditions for presence of liquid water on Mars. According to the conclusions, salts in the ground surface on Mars can absorb water vapor from the environment.The research was presented in Nature Geoscience s Javier Martín-Torres, Professor of Atmospheric Science at Luleå University of Technology jako hlavní autor.

Viz také

Reference

  1. ^ Kreslavsky, M. A; Head, J. W; Arvidson, R. E; Bass, D; Blaney, D; Boynton, W; Carswell, A; Catling, D; Clark, B; Duck, T; Dejong, E; Fisher, D; Goetz, W; Gunnlaugsson, P; Hecht, M; Hipkin, V; Hoffman, J; Hviid, S; Keller, H; Kounaves, S; Lange, C. F; Lemmon, M; Madsen, M; Malin, M; Markiewicz, W; Marshall, J; McKay, C; Mellon, M; Michelangeli, D; et al. (2002). "Mars Exploration: Missions". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 29 (15): 1719. doi:10.1029/2002GL015392. Citováno 19. prosince 2010.
  2. ^ "ch4". History.nasa.gov. Citováno 19. prosince 2010.
  3. ^ "ch5". History.nasa.gov. Citováno 19. prosince 2010.
  4. ^ "ch7". History.nasa.gov. Citováno 19. prosince 2010.
  5. ^ A b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  6. ^ Raeburn, P. 1998. Odhalení tajemství rudé planety Mars. National Geographic Society. Washington DC.
  7. ^ Moore, P. a kol. 1990. Atlas sluneční soustavy. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
  8. ^ Morton, O. 2002. Mapování Marsu. Picador, NY, NY
  9. ^ A b Arvidson, R; Gooding, James L.; Moore, Henry J. (1989). "The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers". Recenze geofyziky. 27 (1): 39–60. Bibcode:1989RvGeo..27...39A. doi:10.1029/RG027i001p00039.
  10. ^ Clark, B .; Baird, AK; Rose Jr, HJ; Toulmin P, 3rd; Keil, K; Castro, AJ; Kelliher, WC; Rowe, CD; Evans, PH (1976). "Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites". Věda. 194 (4271): 1283–1288. Bibcode:1976Sci...194.1283C. doi:10.1126/science.194.4271.1283. PMID  17797084.
  11. ^ Baird, A .; Toulmin P, 3rd; Clark, BC; Rose Jr, HJ; Keil, K; Christian, RP; Gooding, JL (1976). "Mineralogic and Petrologic Implications of Viking Geochemical Results From Mars: Interim Report". Věda. 194 (4271): 1288–1293. Bibcode:1976Sci...194.1288B. doi:10.1126/science.194.4271.1288. PMID  17797085.
  12. ^ Hoefen, T.; Clark, RN; Bandfield, JL; Smith, MD; Pearl, JC; Christensen, PR (2003). "Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars". Věda. 302 (5645): 627–630. Bibcode:2003Sci...302..627H. doi:10.1126/science.1089647. PMID  14576430.
  13. ^ Hamiliton, W.; Christensen, Philip R.; McSween, Harry Y. (1997). "Determination of Martian meteorite lithologies and mineralogies using vibrational spectroscopy". Journal of Geophysical Research. 102 (E11): 25593–25603. Bibcode:1997JGR...10225593H. doi:10.1029/97JE01874.
  14. ^ [1][mrtvý odkaz ]
  15. ^ Henderson, Mark (December 7, 2006). "Water has been flowing on Mars within past five years, Nasa says". Časy. Spojené království. Citováno 17. března 2007.
  16. ^ Mars photo evidence shows recently running water. Christian Science Monitor. Citováno 17. března 2007
  17. ^ A b C Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission". Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR...10623429M. doi:10.1029/2000JE001455. S2CID  129376333.
  18. ^ Malin, M. C .; Edgett, Kenneth S. (2000). "Mars Global Surveyor MOC2-1618 Release". Věda. 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. doi:10.1126/science.288.5475.2330. PMID  10875910. Citováno 19. prosince 2010.
  19. ^ Malin, M .; Edgett, KS; Posiolova, LV; McColley, SM; Dobrea, EZ (2006). "Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars". Věda. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci...314.1573M. doi:10.1126/science.1135156. PMID  17158321.
  20. ^ "Changing Mars Gullies Hint at Recent Flowing Water". SPACE.com. 6. prosince 2006. Citováno 19. prosince 2010.
  21. ^ "Mars Global Surveyor MOC2-239 Release". Mars.jpl.nasa.gov. Citováno 19. prosince 2010.
  22. ^ "HiRISE | Slope Streaks in Marte Vallis (PSP_003570_1915)". Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  23. ^ [2][mrtvý odkaz ]
  24. ^ "space.com". space.com. Archivovány od originál 2. listopadu 2010. Citováno 19. prosince 2010.
  25. ^ [3][mrtvý odkaz ]
  26. ^ Malin; Edgett, Kenneth S.; Cantor, Bruce A.; Caplinger, Michael A.; Danielson, G. Edward; Jensen, Elsa H.; Ravine, Michael A.; Sandoval, Jennifer L.; Supulver, Kimberley D. (2010). "An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation". The Mars Journal. 5: 1–60. Bibcode:2010IJMSE...5....1M. doi:10.1555/mars.2010.0001. S2CID  128873687.
  27. ^ Zimbelman J, Griffin L (2010). „HiRISE obrazy yardangů a klikatých hřebenů ve spodním členu formace Medusae Fossae, Mars“. Icarus. 205 (1): 198–210. Bibcode:2010Icar..205..198Z. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.003.
  28. ^ A b Newsom, H.; Lanza, Nina L .; Ollila, Ann M .; Wiseman, Sandra M .; Roush, Ted L .; Marzo, Giuseppe A .; Tornabene, Livio L .; Okubo, Chris H .; Osterloo, Mikki M .; Hamilton, Victoria E .; Crumpler, Larry S. (2010). "Obrácený kanál vklady na podlaze kráteru Miyamoto, Mars". Icarus. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205 ... 64N. doi:10.1016 / j.icarus.2009.03.030.
  29. ^ A b Weitz, C.; Milliken, R.E.; Grant, J.A.; McEwen, A.S .; Williams, R.M.E.; Bishop, J.L.; Thomson, B.J. (2010). "Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris". Icarus. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205...73W. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.017.
  30. ^ A b C Mouginot, J.; Pommerol, A.; Kofman, W .; Beck, P.; Schmitt, B .; Herique, A.; Grima, C.; Safaeinili, A .; Plaut, J.J. (Prosinec 2010). "The 3–5MHz global reflectivity map of Mars by MARSIS/Mars Express: Implications for the current inventory of subsurface H2O" (PDF). Icarus. 210 (2): 612–625. doi:10.1016/j.icarus.2010.07.003.
  31. ^ Fairen, A.; Davila, AF; Gago-Duport, L; Amils, R; McKay, CP (2009). "Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars". Příroda. 459 (7245): 401–404. Bibcode:2009Natur.459..401F. doi:10.1038/nature07978. PMID  19458717.
  32. ^ Atmospheric and Meteorological Properties, NASA
  33. ^ A b Golombek, M .; Cook, RA; Economou, T; Folkner, WM; Haldemann, AF; Kallemeyn, PH; Knudsen, JM; Manning, RM; et al. (1997). "Overview of the Mars Pathfinder Mission and Assessment of Landing Site Predictions". Věda. 278 (5344): 1743–1748. Bibcode:1997Sci...278.1743G. doi:10.1126/science.278.5344.1743. PMID  9388167.
  34. ^ A b "Mars Odyssey: Newsroom". Mars.jpl.nasa.gov. 28. května 2002. Citováno 19. prosince 2010.
  35. ^ A b [4][mrtvý odkaz ]
  36. ^ A b Feldman, W. C. (2004). "Global distribution of near-surface hydrogen on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 109 (E9): E09006. Bibcode:2004JGRE..109.9006F. doi:10.1029/2003JE002160. S2CID  28825047.
  37. ^ Murche, S.; et al. (1993). "Spatial Variations in the Spectral Properties of Bright Regions on Mars". Icarus. 105 (2): 454–468. Bibcode:1993Icar..105..454M. doi:10.1006/icar.1993.1141.
  38. ^ "Home Page for Bell (1996) Geochemical Society paper". Marswatch.tn.cornell.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  39. ^ Feldman, WC; Boynton, WV; Tokar, RL; Prettyman, TH; Gasnault, O; Squyres, SW; Elphic, RC; Lawrence, DJ; et al. (2002). "Global Distribution of Neutrons from Mars: Results from Mars Odyssey". Věda. 297 (5578): 75–78. Bibcode:2002Sci...297...75F. doi:10.1126/science.1073541. PMID  12040088. S2CID  11829477.
  40. ^ Mitrofanov, I.; Anfimov, D; Kozyrev, A; Litvak, M; Sanin, A; Tret'yakov, V; Krylov, A; Shvetsov, V; et al. (2002). "Maps of Subsurface Hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odyssey". Věda. 297 (5578): 78–81. Bibcode:2002Sci...297...78M. doi:10.1126/science.1073616. PMID  12040089. S2CID  589477.
  41. ^ Boynton, W.; Feldman, WC; Squyres, SW; Prettyman, TH; Bruckner, J; Evans, LG; Reedy, RC; Starr, R; et al. (2002). "Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits". Věda. 297 (5578): 81–85. Bibcode:2002Sci...297...81B. doi:10.1126/science.1073722. PMID  12040090. S2CID  16788398.
  42. ^ A b Arvidson, P. H.; Tamppari, L.; Arvidson, R.E .; Bass, D .; Blaney, D.; Boynton, W.; Carswell, A.; Catling, D.; Clark, B .; Duck, T.; Dejong, E.; Fisher, D .; Goetz, W.; Gunnlaugsson, P.; Hecht, M.; Hipkin, V.; Hoffman, J .; Hviid, S.; Keller, H.; Kounaves, S.; Lange, C. F.; Lemmon, M.; Madsen, M.; Malin, M .; Markiewicz, W .; Marshall, J .; McKay, C .; Mellon, M .; Michelangeli, D.; et al. (2008). "Introduction to special section on the phoenix mission: Landing site characterization experiments, mission overviews, and expected science" (PDF). Journal of Geophysical Research. 113 (E12): E00A18. Bibcode:2008JGRE..113.0A18S. doi:10.1029/2008JE003083. hdl:2027.42/94752.
  43. ^ "The Dirt on Mars Lander Soil Findings". SPACE.com. Citováno 19. prosince 2010.
  44. ^ Irwin, Rossman P .; Howard, Alan D.; Craddock, Robert A .; Moore, Jeffrey M. (2005). "An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S15. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. CiteSeerX  10.1.1.455.4088. doi:10.1029 / 2005JE002460.
  45. ^ Head, J.; Neukum, G .; Jaumann, R .; Hiesinger, H .; Hauber, E.; Carr, M .; Masson, P.; Foing, B.; et al. (2005). „Tropická akumulace sněhu a ledu, tok a zalednění na Marsu od tropických po střední šířku“. Příroda. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005 Natur.434..346H. doi:10.1038 / nature03359. PMID  15772652.
  46. ^ "Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers | Mars Today – Your Daily Source of Mars News". Mars Today. 17. října 2005. Archivovány od originál 5. prosince 2012. Citováno 19. prosince 2010.
  47. ^ Richard Lewis (April 23, 2008). "Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active | Brown University Media Relations". News.brown.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  48. ^ A b Plaut, Jeffrey J .; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J .; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E .; Frigeri, Alessandro (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých úlomků ve středních zeměpisných šířkách Marsu“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
  49. ^ A b C Holt, J. W .; Safaeinili, A .; Plaut, J. J .; Young, D. A .; Head, J. W .; Phillips, R. J .; Campbell, B. A .; Carter, L. M .; Gim, Y .; Seu, R .; Sharad Team (2008). „Radar znějící důkazy o ledu v zástěrách Lobate Debris poblíž pánve Hellas ve středních šířkách Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI ... 39.2441H.
  50. ^ A b Plaut, Jeffrey J .; Safaeinili, Ali; Holt, John W .; Phillips, Roger J .; Head, James W .; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E .; Frigeri, Alessandro (2009). "Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars" (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 36 (2): n / a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029 / 2008GL036379.
  51. ^ "Reull Vallis (Released 22 October 2002) | Mars Odyssey Mission THEMIS". Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  52. ^ Mustard, J.; Cooper, CD; Rifkin, MK (2001). "Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice". Příroda. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID  11473309.
  53. ^ Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (2002). "Mars: Nature and evolution of young latitude-dependent water-ice-rich mantle" (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 29 (15): 14–1. Bibcode:2002GeoRL..29.1719K. doi:10.1029/2002GL015392.
  54. ^ A b MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds[trvalý mrtvý odkaz ] by GoogleAdvertise
  55. ^ "Dao Vallis (Released 7 August 2002) | Mars Odyssey Mission THEMIS". Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  56. ^ Mellon M, Jakosky B (1993). "Geographic variations in the thermal and diffusive stability of ground ice on Mars". Journal of Geophysical Research. 98 (E2): 3345–3364. Bibcode:1993JGR....98.3345M. doi:10.1029/92JE02355.
  57. ^ A b Bright Chunks at Phoenix Lander's Mars Site Must Have Been Ice – Official NASA press release (June 19, 2008)
  58. ^ Rayl, A. j. s. (June 21, 2008). "Phoenix Scientists Confirm Water-Ice on Mars". Webové stránky Planetary Society. Planetární společnost. Archivovány od originál 27. června 2008. Citováno 23. června 2008.
  59. ^ "Confirmation of Water on Mars". Nasa.gov. 20. června 2008. Citováno 19. prosince 2010.
  60. ^ Johnson, John (August 1, 2008). "There's water on Mars, NASA confirms". Los Angeles Times. Citováno 1. srpna 2008.
  61. ^ Heldmann, Jennifer L. (May 7, 2005). "Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110: Eo5004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. doi:10.1029/2004JE002261. Citováno 14. září 2008. 'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' ... 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]'
  62. ^ Kostama, V.-P.; et al. (June 3, 2006). "Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX  10.1.1.553.1127. doi:10.1029/2006GL025946. Citováno 12. srpna 2007. 'Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle'
  63. ^ Hecht, MH; Kounaves, SP; Quinn, RC; West, SJ; Young, SM; Ming, DW; Catling, DC; Clark, BC; et al. (2009). "Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site". Věda. 325 (5936): 64–67. Bibcode:2009Sci...325...64H. doi:10.1126/science.1172466. PMID  19574385. S2CID  24299495.
  64. ^ A b C Chang, Kenneth (2009) Blobs in Photos of Mars Lander Stir a Debate: Are They Water?, New York Times (online), March 16, 2009, retrieved April 4, 2009;
  65. ^ "Los Angeles Times article".[mrtvý odkaz ]
  66. ^ "Astrobiology Top 10: Too Salty to Freeze". Astrobio.net. Citováno 19. prosince 2010.
  67. ^ "Liquid Saltwater Is Likely Present On Mars, New Analysis Shows". Sciencedaily.com. 2009-03-20. Citováno 2011-08-20.
  68. ^ Kessler, Andrew (2011). Martian Summer: Robot Arms, Cowboy Spacemen a My 90 Days with the Phoenix Mars Mission. ISBN  978-1-60598-176-5.
  69. ^ Rennó, Nilton O.; Bos, Brent J.; Catling, David; Clark, Benton C.; Drube, Line; Fisher, David; Goetz, Walter; Hviid, Stubbe F.; Keller, Horst Uwe; Kok, Jasper F.; Kounaves, Samuel P.; Leer, Kristoffer; Lemmon, Mark; Madsen, Morten Bo; Markiewicz, Wojciech J.; Marshall, John; McKay, Christopher; Mehta, Manish; Smith, Miles; Zorzano, M. P.; Smith, Peter H.; Stoker, Carol; Young, Suzanne M. M. (2009). "Possible physical and thermodynamical evidence for liquid water at the Phoenix landing site" (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E00E03. Bibcode:2009JGRE..114.0E03R. doi:10.1029/2009JE003362. hdl:2027.42/95444.
  70. ^ Smith, PH; Tamppari, LK; Arvidson, RE; Bass, D; Blaney, D; Boynton, WV; Carswell, A; Catling, DC; et al. (2009). „H2O at the Phoenix Landing Site". Věda. 325 (5936): 58–61. Bibcode:2009Sci ... 325 ... 58S. doi:10.1126 / science.1172339. PMID  19574383.
  71. ^ "The Dirt on Mars Lander Soil Findings". ProfoundSpace.org. Citováno 19. prosince 2010.
  72. ^ Witeway, J.; Komguem, L; Dickinson, C; Cook, C; Illnicki, M; Seabrook, J; Popovici, V; Duck, TJ; et al. (2009). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Věda. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009Sci...325...68W. CiteSeerX  10.1.1.1032.6898. doi:10.1126/science.1172344. PMID  19574386.
  73. ^ "CSA – News Release". Asc-csa.gc.ca. 2. července 2009. Archivovány od originál 5. července 2011. Citováno 19. prosince 2010.
  74. ^ Boynton, WV; Ming, DW; Kounaves, SP; Young, SM; Arvidson, RE; Hecht, MH; Hoffman, J; Niles, PB; et al. (2009). "Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site". Věda. 325 (5936): 61–64. Bibcode:2009Sci...325...61B. doi:10.1126/science.1172768. PMID  19574384. S2CID  26740165.
  75. ^ "Audio Recording of Phoenix Media Telecon for Aug. 5, 2008". Laboratoř tryskového pohonu. NASA. 5. srpna 2008. Citováno 14. července 2009.
  76. ^ "Mars Exploration Rover Mission: Press Releases". Marsrovers.jpl.nasa.gov. 5. března 2004. Citováno 19. prosince 2010.
  77. ^ Amos, Jonathan (December 11, 2007). "Mars robot unearths microbe clue". NASA says its robot rover Spirit has made one of its most significant discoveries on the surface of Mars. BBC novinky. Citováno 12. prosince 2007.
  78. ^ Bertster, Guy (December 10, 2007). "Mars Rover Investigates Signs of Steamy Martian Past". Tisková zpráva. Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California. Citováno 12. prosince 2007.
  79. ^ "Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet". Citováno 8. července 2006.
  80. ^ "HiRISE | Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae". Hiroc.lpl.arizona.edu. 31. ledna 2007. Archivovány od originál 5. března 2016. Citováno 19. prosince 2010.
  81. ^ Osterloo, MM; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS (2008). "Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars". Věda. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci...319.1651O. CiteSeerX  10.1.1.474.3802. doi:10.1126/science.1150690. PMID  18356522.
  82. ^ "HiRISE | Vědecký experiment s vysokým rozlišením". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 19. prosince 2010.
  83. ^ [5][mrtvý odkaz ]
  84. ^ "Articles | Was there life on Mars? – ITV News". Itv.com. Citováno 19. prosince 2010.
  85. ^ „Cílová zóna: Nilosyrtis? | Mars Odyssey Mission THEMIS“. Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  86. ^ "Craters and Valleys in the Elysium Fossae (PSP_004046_2080)". Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 2011-08-20.
  87. ^ Head, James W .; Hořčice, John F .; Kreslavsky, Michail A .; Milliken, Ralph E .; Marchant, David R. (2003). "Nedávné doby ledové na Marsu". Příroda. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003 Natur.426..797H. doi:10.1038 / nature02114. PMID  14685228.
  88. ^ Head, J. a kol. 2008. Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin. PNAS: 105. 13258-13263.
  89. ^ Malin, M .; Edgett, KS; Posiolova, LV; McColley, SM; Dobrea, EZ (2006). "Present-day impact cratering rate and contemporary gully activity on Mars". Věda. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci...314.1573M. doi:10.1126/science.1135156. PMID  17158321.
  90. ^ Kolb, K.; Pelletier, Jon D.; McEwen, Alfred S. (2010). "Modeling the formation of bright slope deposits associated with gullies in Hale Crater, Mars: Implications for recent liquid water". Icarus. 205 (1): 113–137. Bibcode:2010Icar..205..113K. doi:10.1016/j.icarus.2009.09.009.
  91. ^ Leovy, C.B. (1999). "Wind and climate on Mars". Věda. 284 (5422): 1891. doi:10.1126/science.284.5422.1891a.
  92. ^ Přečtěte si, Peter L .; Lewis, S. R. (2004). Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet (Brožura). Chichester, UK: Praxis. ISBN  978-3-540-40743-0. Citováno 19. prosince 2010.
  93. ^ Tang Y, Chen Q, Huang Y (2006). "Early Mars may have had a methanol ocean". Icarus. 181 (1): 88–92. Bibcode:2006Icar..180...88T. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.013.
  94. ^ "Space Topics: Phoenix". Planetární společnost. Archivovány od originál dne 22. srpna 2011. Citováno 1. září 2011.
  95. ^ Byrne, S; Dundas, CM; Kennedy, MR; Mellon, MT; McEwen, AS; Cull, SC; Daubar, IJ; Shean, DE; et al. (2009). "Distribution of mid-latitude ground ice on Mars from new impact craters". Věda. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci...325.1674B. doi:10.1126/science.1175307. PMID  19779195. S2CID  10657508.
  96. ^ "Water Ice Exposed in Mars Craters". SPACE.com. Citováno 19. prosince 2010.
  97. ^ "NASA Spacecraft Sees Ice on Mars Exposed by Meteor Impacts". 2009-09-24. Archivovány od originál 26. října 2009. Citováno 1. září 2011.
  98. ^ http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  99. ^ "Mars images 'show old streambed'". BBC novinky. 27. září 2012.