Kompaktní průzkumný zobrazovací spektrometr pro Mars - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - Wikipedia

Inženýr NASA a přístroj CRISM.

The Kompaktní průzkumný zobrazovací spektrometr pro Mars (KRIZMUS) je viditelný infračervený spektrometr na palubě Mars Reconnaissance Orbiter hledání mineralogických indikací minulosti a současnosti vody na Mars. Tým nástrojů CRISM se skládá z vědců z více než deseti univerzit pod vedením vrchní vyšetřovatel Scott Murchie. CRISM byl navržen, vyroben a testován Univerzita Johna Hopkinse Laboratoř aplikované fyziky.

Cíle

CRISM se používá k identifikaci míst na Marsu, která mohla být hostitelem voda,[1] rozpouštědlo považované za důležité při hledání minulosti nebo současnosti život na Marsu. Za tímto účelem CRISM mapuje přítomnost minerálů a chemikálií, které mohou naznačovat minulou interakci s vodou - nízkoteplotní nebo hydrotermální.[2] Mezi tyto materiály patří žehlička a oxidy, které mohou být chemicky změněny vodou, a fylosilikáty a uhličitany, které se tvoří za přítomnosti vody. Všechny tyto materiály mají charakteristické vzory ve svých viditelných infračervených odrazech a jsou snadno viditelné pomocí CRISM. CRISM navíc sleduje led a prachové částice v systému Marťanská atmosféra dozvědět se více o jejím podnebí a ročních obdobích.

Přehled nástroje

CRISM opatření viditelné a infračervený elektromagnetická radiace od 370 do 3920 nanometry v krocích po 6,55 nanometru. Přístroj má dva režimy, a multispektrální necílený režim a hyperspektrální cílený režim. V necíleném režimu CRISM prozkoumává Mars a zaznamenává přibližně 50 ze svých 544 měřitelných vlnových délek v rozlišení 100 až 200 metrů na pixel. V tomto režimu bude CRISM mapovat polovinu Marsu během několika měsíců po aerobraku a většinu planety po jednom roce.[3] Cílem tohoto režimu je identifikovat nová vědecky zajímavá místa, která by mohla být dále zkoumána.[3] V cíleném režimu spektrometr měří energii na všech 544 vlnových délkách. Když je kosmická loď MRO ve výšce 300 km, CRISM detekuje úzký, ale dlouhý pás na povrchu Marsu, který má asi 18 kilometrů a je dlouhý 10 800 kilometrů. Přístroj zametá tento pás po povrchu, když MRO obíhá kolem Marsu a zobrazuje povrch.[4]

Návrh nástroje

Schéma nástroje CRISM.

Část CRISM pro sběr dat se nazývá Optical Sensor Unit (OSU) a skládá se ze dvou spektrografů, jednoho, který detekuje viditelné světlo od 400 do 830 nm a druhého, který detekuje infračervené světlo od 830 do 4050 nm. Infračervený detektor je ochlazen na –173 ° Celsia (–280° Fahrenheita ) deskou chladiče a třemi kryogenními chladiči.[5] V cíleném režimu přístroj závěsy aby bylo možné pokračovat v míření na jednu oblast, i když se kosmická loď MRO pohybuje. Čas navíc shromažďování dat přes cílenou oblast zvyšuje odstup signálu od šumu stejně jako prostorové a spektrální rozlišení obrazu. Tato skenovací schopnost také umožňuje přístroji provádět funkce emisní fáze, prohlížet stejný povrch prostřednictvím proměnného množství atmosféry, které lze použít ke stanovení atmosférických vlastností. Jednotka zpracování dat (DPU) systému CRISM provádí zpracování dat za letu včetně komprimace dat před přenosem.

Vyšetřování

CRISM zahájil průzkum Marsu koncem roku 2006. Výsledky viditelného / blízkého infračerveného spektrometru OMEGA na Mars Express (2003 – dosud) Mars Exploration Rovers (MER; 2003 – dosud), TES spektrometr tepelné emise zapnutý Mars Global Surveyor (MGS; 1997-2006) a THEMIS systém tepelného zobrazování zapnutý Mars Odyssey (2004 – současnost) pomohl vytvořit rámec pro zkoumání CRISM:

  • Kde a kdy měl Mars trvale vlhké prostředí?
  • Jaké je složení kůry Marsu?
  • Jaké jsou vlastnosti moderního klimatu Marsu?

V listopadu 2018 bylo oznámeno, že CRISM vytvořil několik dalších pixelů představujících minerály alunit, kieserit, serpentin a chloristan.[6][7][8] Tým přístrojů zjistil, že některá falešná pozitiva byla způsobena krokem filtrování, když se detektor přepnul z oblasti s vysokou svítivostí na stíny.[6] Údajně 0,05% pixelů indikovalo chloristan, o kterém je nyní známo, že je tímto nástrojem falešně vysoký odhad.[6] Oba však Phoenix přistávací modul a Zvědavost rover[9] naměřil 0,5% chloristanu v půdě, což naznačuje globální distribuci těchto solí.[10] Zajímavý je chloristan astrobiologové, protože vylučuje molekuly vody z atmosféry a snižuje bod mrazu, což potenciálně vytváří tenké vodnaté filmy solanka že - ačkoli je toxický pro většinu života na Zemi - mohl by potenciálně nabídnout stanoviště pro nativní marťanské mikroby v mělkém podpovrchu.[6][8] (Vidět: Život na Marsu # chloristany )

Trvale vlhké prostředí

Vodné minerály jsou minerály, které se tvoří ve vodě, buď chemickou změnou již existující horniny, nebo srážením z roztoku. Minerály ukazují, kde kapalná voda existovala dostatečně dlouho na to, aby chemicky reagovala s horninou. Které minerály se tvoří, závisí na teplotě, slanosti, pH a složení mateřské horniny. Které vodné minerály jsou na Marsu přítomny, proto poskytují důležité vodítka pro pochopení minulých prostředí. Spektrometr OMEGA na internetu Mars Express orbiter a MER rovers oba neobjevili důkazy o vodných minerálech. Společnost OMEGA odhalila dva odlišné druhy minulých vodných usazenin.[11] První, obsahující sírany, jako je sádra a kieserit, se nachází ve vrstvených ložiscích Hesperian věk (marťanský střední věk, zhruba před 3,7 až 3 miliardami let). Druhý, bohatý na několik různých druhů fylosilikátů, se místo toho vyskytuje v horninách Noachian věk (starší než přibližně 3,7 miliardy let). Různé věky a minerální chemie naznačují prostředí rané vody bohaté na vodu, ve kterém se tvoří fylosilikáty, následované sušičem, více solným a kyselým prostředím, ve kterém se tvoří sírany. The MER příležitost rover strávil roky zkoumáním sedimentárních hornin vytvořených v posledně uvedeném prostředí, plných síranů, solí a oxidovaných minerálů železa.

Půda se formuje z matečných hornin fyzickým rozpadem hornin a chemickou změnou úlomků hornin. Druhy půdních minerálů mohou odhalit, zda bylo prostředí chladné nebo teplé, vlhké nebo suché, nebo zda byla voda čerstvá nebo slaná. Protože CRISM je schopen detekovat mnoho minerálů v půdě nebo regolitu, používá se tento nástroj k dešifrování starověkého marťanského prostředí. CRISM našel charakteristický vzor vrstvení jílů bohatých na hliník překrývajících jílů bohatých na železo a hořčík v mnoha oblastech roztroušených po vysočině Marsu.[12] Okolní Mawrth Vallis, tyto „vrstvené jíly“ pokrývají stovky tisíc kilometrů čtverečních.[13][14][15][16][17][18][19][20][21][22][23] Podobné vrstvení se vyskytuje poblíž Isidis povodí, v okolí Noachianských plání Valles Marineris,[24] a v Noachianských pláních obklopujících Tharsis plošina. Globální distribuce vrstvených jílů naznačuje globální proces. Vrstvené jíly jsou pozdně noachiánského věku a pocházejí ze stejné doby jako sítě údolí vytesané vodou. Složení vrstvené hlíny je podobné tomu, co se očekává tvorba půdy na Zemi - zvětralá horní vrstva vyluhovaná z rozpustného železa a hořčíku, zanechávající nerozpustný zbytek bohatý na hliník, se spodní vrstvou, která si stále zachovává železo a hořčík. Někteří vědci naznačují, že „vrstvový koláč“ na Marsu byl vytvořen procesy formování půdy, včetně srážek, v době, kdy se vytvářely sítě údolí.[25]

Delta v kráteru Eberswalde, jak je zobrazeno MOC

Jezera a mořské prostředí na Zemi jsou příznivé pro zachování fosilií, zejména tam, kde sedimenty, které po sobě zanechali, jsou bohaté na uhličitany nebo jíly. Stovky kráterů vysočiny na Marsu mají vodorovně vrstvené sedimentární horniny, které se mohly vytvořit v jezerech. CRISM vzal mnoho cílených pozorování těchto hornin k měření jejich mineralogie a toho, jak se minerály mezi vrstvami liší. Variace mezi vrstvami nám pomáhá porozumět sledu událostí, které formovaly sedimentární horniny. The Fotoaparát Mars Orbiter zjistili, že tam, kde se údolní sítě vyprázdňují do kráterů, krátery obvykle obsahují vějířovité usazeniny. Nebylo však zcela jasné, zda se ventilátory vytvářejí usazováním sedimentů na podlahách suchého kráteru (naplavené ventilátory ) nebo v kráterových jezerech (delty ). CRISM objevil, že v nejspodnějších vrstvách fanoušků jsou koncentrované nánosy jílu.[26][27] Další jíl se vyskytuje za koncem ventilátorů na podlahách kráteru a v některých případech je zde také opál. Na Zemi se nejspodnější vrstvy delt nazývají dna dna a jsou vyrobeny z jílů, které se usazovaly z tekoucí říční vody v tichých, hlubokých částech jezer. Tento objev podporuje myšlenku, že mnoho fanoušků se formovalo v kráterových jezerech, kde by mohly být uchovány důkazy o obyvatelném prostředí.

Ne všechna starodávná marťanská jezera byla napájena přítokovými sítěmi údolí. CRISM objevil na západním svahu Tharsis několik kráterů, které obsahovaly „vana“ prstenů ze síranových minerálů a jakési fylosilikátové látky zvané kaolinit. Oba minerály se mohou tvořit společně srážením z kyselé slané vody. Těmto kráterům chybí přítokové údolní sítě, což ukazuje, že nebyly napájeny řekami - místo toho musely být napájeny přítokem podzemní vody.[28][29]

HiRISE obrázek skalního výchozu „Home Plate“

Identifikace ložisek horkých pramenů byla prioritou CRISM, protože horké prameny by měly energii (geotermální teplo) a vodu, dva základní požadavky na život. Jedním z podpisů horkých pramenů na Zemi jsou ložiska oxidu křemičitého. The MER Spirit rover prozkoumal ložisko bohaté na oxid křemičitý zvané „Home Plate“, o kterém se předpokládá, že se vytvořilo v horkém prameni.[30][31] CRISM objevil na mnoha místech další ložiska bohatá na oxid křemičitý. Některé jsou spojeny s centrálními vrcholy impaktních kráterů, což jsou místa vytápění poháněná dopadem meteoritu. Oxid křemičitý byl také identifikován na bocích sopečného původu uvnitř kaldery Syrtis Major štítová sopka, tvořící světlé kopce, které vypadají jako zmenšené verze Home Plate. Jinde v nejzápadnějších částech Valles Marineris, poblíž jádra vulkanické provincie Tharsis, jsou síranová a hlinitá ložiska, která svědčí o „teplých“ pramenech. Vklady horkých pramenů jsou jednou z nejslibnějších oblastí na Marsu, kde se hledají důkazy o minulém životě.

Nili Fossae na Marsu - největší známé ložisko uhličitanu.

Jednou z hlavních hypotéz, proč byl starověký Mars vlhčí než dnes, je to, že hustá atmosféra bohatá na oxid uhličitý vytvořila globální skleník, který dostatečně zahřál povrch, aby se mohla ve velkém množství vyskytovat kapalná voda. Led oxidu uhličitého v dnešních polárních čepicích má příliš omezený objem na to, aby udržel tu starou atmosféru. Pokud někdy existovala hustá atmosféra, byla buď vyfouknuta do vesmíru slunečním větrem nebo nárazy, nebo reagovala silikátovými horninami, aby se zachytila ​​jako uhličitany v kůře Marsu. Jedním z cílů, které řídily návrh systému CRISM, bylo najít uhličitany a pokusit se vyřešit tuto otázku o tom, co se stalo s atmosférou Marsu. A jedním z nejdůležitějších objevů CRISM byla identifikace karbonátového podloží Nili Fossae v roce 2008.[32] Brzy poté přistávaly mise na Mars, které začaly identifikovat uhličitany na povrchu; the Přistávací modul Phoenix Mars nalezeno mezi 3–5% hmotn. kalcitu (CaCO3) v místě vykládky v severní nížině,[33] zatímco MER Spirit rover identifikoval výchozy bohaté na uhličitan hořečnato-železitý (16–34% hmotn.) v Columbia Hills z Kráter Gusev.[34] Pozdější CRISM analýzy identifikovaly uhličitany na okraji Kráter Huygens což naznačovalo, že by na Marsu mohla být rozsáhlá ložiska zakopaných uhličitanů.[35] Studie vědců CRISM však odhaduje, že veškerá karbonátová hornina na Marsu obsahuje méně oxidu uhličitého než současná marťanská atmosféra.[36][37] Zjistili, že pokud by hustá starobylá marťanská atmosféra skutečně existovala, pravděpodobně by nebyla uvězněna v kůře.

Kůra složení

Pochopení složení kůry Marsu a jeho změny v čase nám říká o mnoha aspektech vývoje Marsu jako planety a je hlavním cílem CRISM. Vzdálená a přistaná měření před CRISM a analýza marťanských meteoritů, vše naznačuje, že marťanská kůra je vyrobena převážně z čedičové magmatické horniny složené převážně z živce a pyroxen. Obrázky z Fotoaparát Mars Orbiter na MGS ukázal, že na některých místech je horních pár kilometrů kůry složeno ze stovek tenkých sopečných lávových proudů. TES i THEMIS našli převážně čedičovou magmatickou horninu s rozptýlenými horninami bohatými na oliviny a dokonce i některými horninami bohatými na křemen.

První uznání rozšířené sedimentární horniny na Marsu přišlo z kamery Mars Orbiter Camera, která zjistila, že několik oblastí planety - včetně Valles Marineris a Terra Arábie - má vodorovně vrstvené, světle tónované kameny. Následná pozorování mineralogie těchto hornin provedená společností OMEGA zjistila, že některé jsou bohaté na síranové minerály a že další vrstvené horniny kolem Mawrth Vallis jsou bohaté na fylosilikáty.[38] Obě třídy minerálů jsou podpisy sedimentárních hornin. CRISM použil své vylepšené prostorové rozlišení k hledání dalších usazenin sedimentární horniny na povrchu Marsu a pro vrstvy sedimentární horniny zakopané mezi vrstvami vulkanické horniny v kůře Marsu.

Moderní podnebí

Abychom pochopili starodávné klima na Marsu a zda mohlo vytvořit prostředí obývatelné pro život, musíme nejprve pochopit klima Marsu dnes. Každá mise na Mars přinesla nový pokrok v porozumění jejímu podnebí. Mars má sezónní výkyvy v množství vodní páry, oblacích a mlhách vodního ledu a atmosférickém prachu. Během jižního léta, kdy je Mars nejblíže ke Slunci (v perihéliu), může solární ohřev vyvolat obrovské prachové bouře. Regionální prachové bouře - ty, které mají měřítko 1000 kilometrů - vykazují překvapivou opakovatelnost mezi rokem Mars a rokem Mars. Jednou za deset let se z nich stanou události globálního rozsahu. Naproti tomu během severního léta, kdy je Mars nejvzdálenější od Slunce (v aphelionu), existuje rovníkový oblačný pás vody a ledu a velmi málo prachu v atmosféře. Atmosférická vodní pára se sezónně mění v hojnosti, přičemž největší množství je v létě každé hemisféry po sublimaci sezónních polárních čepic do atmosféry. Během zimy se na povrchu Marsu tvoří jak voda, tak i led a led. Tyto ledy tvoří sezónní a zbytkové polární čepice. V sezónních čepicích, které se tvoří každé podzim a sublimují každé jaro, dominuje led z oxidu uhličitého. Zbytkové čepice, které rok co rok přetrvávají, se skládají převážně z vodního ledu na severním pólu a vodního ledu s tenkou dýhou (tlustou několik desítek metrů) ledu z oxidu uhličitého na jižním pólu.

Atmosféra Marsu je tak tenká a řídká, že sluneční záření prachu a ledu v atmosféře - ne ohřev atmosférických plynů - je důležitější za jízdy. Malé, suspendované částice prachu a vodního ledu - aerosoly - zachycují 20–30% přicházejícího slunečního světla, a to i za relativně jasných podmínek. Změny v množství těchto aerosolů mají tedy obrovský vliv na klima. CRISM provedl tři hlavní druhy měření prachu a ledu v atmosféře: cílená pozorování, jejichž opakované pohledy na povrch poskytují citlivý odhad množství aerosolu; speciální globální mřížky cílených pozorování každých pár měsíců určené zejména ke sledování prostorových a sezónních variací; a skenuje přes končetinu planety, aby ukázal, jak se prach a led mění s výškou nad povrchem.

Jižní polární sezónní čepice má bizarní rozmanitost jasných a tmavých pruhů a skvrn, které se objevují na jaře, když se sublimuje led z oxidu uhličitého. Před MRO existovaly různé nápady na procesy, které by mohly formovat tyto podivné rysy, což je přední model gejzíry oxidu uhličitého.[39][40][41][42][43][44][45][46][47] CRISM sledoval, jak tmavé skvrny rostou během jižního jara, a zjistil, že světlé pruhy, které se tvoří podél tmavých skvrn, jsou vyrobeny z čerstvého nového mrazu oxidu uhličitého, směřujícího jako šipky zpět k jejich zdrojům - stejným zdrojům jako tmavé skvrny. Světlé pruhy se pravděpodobně tvoří expanzí, ochlazením a zmrazením plynného oxidu uhličitého, čímž se vytvoří „kouřící zbraň“, která podporuje hypotézu gejzíru.

Viz také

Reference

  1. ^ „CRISM Reaches the Red Planet“ (Tisková zpráva). Univerzita Johna Hopkinse. 11. 3. 2006. Archivovány od originál dne 2006-06-24. Citováno 2006-06-16.
  2. ^ „CRISM se připojil k detektivům Marsu ve vodě“. Astrobiologický časopis. Citováno 2006-06-16.
  3. ^ A b „Mizí se stopou“. Webové stránky APL CRISM. Archivovány od originál dne 2006-04-30. Citováno 2006-06-16.
  4. ^ „Vývoj nástrojů“. Webové stránky APL CRISM. Archivovány od originál dne 2006-04-30. Citováno 2006-06-16.
  5. ^ "Informační list CRISM" (PDF). Webové stránky APL CRISM. Archivovány od originál (PDF) dne 2006-05-19. Citováno 2006-06-16.
  6. ^ A b C d Mcrae, Mike (22. listopadu 2018), „Jeden z nástrojů NASA pro průzkum Marsu má závadu, která vytvořila iluzi vody“, ScienceAlert.com, vyvoláno 22. listopadu 2018
  7. ^ Závada na orbitě může znamenat, že některé známky kapalné vody na Marsu nejsou skutečné. Lisa Grossman, Vědecké zprávy, 21. listopadu 2018.
  8. ^ A b Leask, E. K .; Ehlmann, B.L .; Dundar, M. M .; Murchie, S.L .; Seelos, F. P. (2018). „Výzvy při hledání chloristanu a dalších hydratovaných minerálů s absorpcí 2,1 μm na Marsu“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 45 (22): 12180–12189. doi:10.1029/2018 GL080077. PMC  6750048. PMID  31536048.
  9. ^ Chang, Kenneth (1. října 2013). „Hitting Dirt Dirt on Mars“. The New York Times. Citováno 2. října 2013.
  10. ^ Kounaves, Samuel P; Hecht, Michael H; West, Steven J; Morookian, John-Michael; Young, Suzanne M. M; Quinn, Richard; Grunthaner, Paula; Wen, Xiaowen; Weilert, Mark; Kabel, Casey A; Fisher, Anita; Gospodinová, Kalina; Kapit, Jason; Stroble, Shannon; Hsu, Po-Chang; Clark, Benton C; Ming, Douglas W; Smith, Peter H (2009). „Laboratoř mokré chemie MECA na sondě 2007 Phoenix Mars Scout Lander“. Journal of Geophysical Research. 114 (E3): E00A19. Bibcode:2009JGRE..114.0A19K. doi:10.1029 / 2008JE003084.
  11. ^ Bibring JP, Langevin Y, Mustard JF, Poulet F, Arvidson R, Gendrin A, Gondet B, Mangold N, Pinet P, Forget F (2006). „Globální mineralogická a vodná historie mars odvozená z údajů OMEGA / Mars express“. Věda. 312 (5772): 400–404. Bibcode:2006Sci ... 312..400B. doi:10.1126 / science.1122659. PMID  16627738.
  12. ^ Murchie, S .; et al. (2009). „Syntéza marťanské vodné mineralogie po 1 marťanském roce pozorování z Mars Reconnaissance Orbiter“. Journal of Geophysical Research. 114 (E2): E00D06. Bibcode:2009JGRE..114.0D06M. doi:10.1029 / 2009je003342.
  13. ^ Poulet; et al. (2005). "Phyllosilicates on Mars and implications for early marian klima". Příroda. 438 (7068): 623–627. Bibcode:2005 Natur.438..623P. doi:10.1038 / příroda04274. PMID  16319882. S2CID  7465822.
  14. ^ Loizeau; et al. (2007). "Phyllosilicates in the Mawrth Vallis region of Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 112 (E8): E08S08. Bibcode:2007JGRE..112.8S08L. doi:10.1029 / 2006JE002877.
  15. ^ Biskup; et al. (2008). „Fylosilikátová rozmanitost a minulá vodná aktivita odhalena v Mawrth Vallis na Marsu“. Věda. 321 (5890): 830–3. doi:10.1126 / science.1159699. PMC  7007808. PMID  18687963.
  16. ^ Noe Dobrea a kol. 2010. JGR 115, E00D19
  17. ^ Michalski, Noe Dobrea. 2007. Geol. 35, 10.
  18. ^ Loizeau; et al. (2010). „Stratigrafie v regionu Mawrth Vallis prostřednictvím OMEGA, barevných snímků HRSC a DTM“ (PDF). Icarus. 205 (2): 396–418. Bibcode:2010Icar..205..396L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.018.
  19. ^ Farrand; et al. (2009). „Objev jarositu v oblasti Marsu v Mawrth Vallis: Důsledky pro geologickou historii regionu“. Icarus. 204 (2): 478–488. Bibcode:2009Icar..204..478F. doi:10.1016 / j.icarus.2009.07.014.
  20. ^ Wray; et al. (2010). "Identifikace síranu vápenatého bassanitu v Mawrth Vallis na Marsu". Icarus. 209 (2): 416–421. Bibcode:2010Icar..209..416W. doi:10.1016 / j.icarus.2010.06.001.
  21. ^ Bishop, Janice L. (2013). „Co nám mohou prastaré fylosilikáty v Mawrth Vallis říci o možné obývatelnosti na raném Marsu“. Planetární a kosmická věda. 86: 130–149. Bibcode:2013P & SS ... 86..130B. doi:10.1016 / j.pss.2013.05.006.
  22. ^ Michalski; et al. (2013). „Více pracovních hypotéz pro tvorbu kompoziční stratigrafie na Marsu: Pohledy z oblasti Mawrth Vallis“. Icarus. 226 (1): 816–840. Bibcode:2013Icar..226..816M. doi:10.1016 / j.icarus.2013.05.024.
  23. ^ Michalski a kol. 2010. Astrobio. 10, 687-703.
  24. ^ Le Deit, L .; Flahaut, J .; Quantin, C .; Hauber, E .; Mège, D .; Bourgeois, O .; Gurgurewicz, J .; Massé, M .; Jaumann, R. (2012). „Rozsáhlá povrchová pedogenní změna marťanské noachovské kůry navrhovaná fylosilikáty plató kolem Valles Marineris“. J. Geophys. Res. 117: n / a. doi:10.1029 / 2011JE003983.
  25. ^ Noe Dobrea, E. Z .; et al. (2010). „Mineralogie a stratigrafie jednotek nesoucích fylosilikát a tmavých plášťů v oblasti větší MawrthVallis / západní Arábie Terra: Omezení geologického původu“. J. Geophys. Res. 115. doi:10.1029 / 2009JE003351.
  26. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  27. ^ Milliken, R. a T. Bish. 2010. Zdroje a jímky jílových minerálů na Marsu. Filozofický časopis: 90. 2293-2308
  28. ^ Wray, J. J .; Milliken, R.E .; Dundas, C. M .; Swayze, G. A .; Andrews-Hanna, J. C .; Baldridge, A. M .; Chojnacki, M .; Bishop, J. L .; Ehlmann, B.L .; Murchie, S.L .; Clark, R. N .; Seelos, F. P .; Tornabene, L. L .; Squyres, S. W. (2011). „Kráter Columbus a další možné paleolaky napájené podzemní vodou Terra Sirenum, Mars“. Journal of Geophysical Research. 116 (E1): E01001. Bibcode:2011JGRE..116.1001W. doi:10.1029 / 2010JE003694.
  29. ^ Wray, J .; Milliken, R .; Dundas, C .; Swayze, G .; Andrews-Hanna, J .; Baldridge, A .; Chojnacki, M .; Bishop, J .; Ehlmann, B .; Murchie, S .; Clark, R .; Seelos, F .; Tornabene, L .; Squyres, S. (2011). „Kráter Columbus a další možné paleolaky napájené podzemní vodou z Terra Sirenum, Mars“. Journal of Geophysical Research: Planets. 116. Bibcode:2011JGRE..116.1001W. doi:10.1029 / 2010JE003694.
  30. ^ „Mars Rover Spirit odhaluje překvapivé důkazy o mokré minulosti“. Citováno 30. května 2007.
  31. ^ Squyres; Arvidson, RE; Ruff, S; Gellert, R; Morris, RV; Ming, DW; Crumpler, L; Farmář, JD; et al. (2008). „Detekce ložisek bohatých na oxid křemičitý na Marsu“. Věda. 320 (5879): 1063–1067. Bibcode:2008Sci ... 320.1063S. doi:10.1126 / science.1155429. PMID  18497295. S2CID  5228900.
  32. ^ Ehlmann; Hořčice, JF; Murchie, SL; Poulet, F; Bishop, JL; Brown, AJ; Calvin, WM; Clark, RN; et al. (2008). „Orbitální identifikace karbonátových hornin na Marsu“. Věda. 322 (5909): 1828–1832. Bibcode:2008Sci ... 322.1828E. doi:10.1126 / science.1164759. PMID  19095939.
  33. ^ Boynton, WV; Ming, DW; Kounaves, SP; Young, SM; Arvidson, RE; Hecht, MH; Hoffman, J; Niles, PB; et al. (2009). „Důkazy o uhličitanu vápenatém na přistávací ploše Mars Phoenix“ (PDF). Věda. 325 (5936): 61–64. Bibcode:2009Sci ... 325 ... 61B. doi:10.1126 / science.1172768. PMID  19574384. S2CID  26740165.
  34. ^ Morris, RV; Ruff, SW; Gellert, R; Ming, DW; Arvidson, RE; Clark, BC; Golden, DC; Siebach, K; et al. (2010). „Identifikace výchozů bohatých na uhličitany na Marsu pomocí roveru Spirit“ (PDF). Věda. 329 (5990): 421–4. Bibcode:2010Sci ... 329..421M. doi:10.1126 / science.1189667. PMID  20522738. S2CID  7461676. Archivovány od originál (PDF) dne 25. 07. 2011.
  35. ^ Některé z chybějícího oxidu uhličitého na Marsu mohou být pohřbeny
  36. ^ „Pravděpodobně ztracená atmosféra Marsu ve vesmíru ztracena“.
  37. ^ Edwards, C .; Ehlmann, B. (2015). "Usazování uhlíku na Marsu". Geologie. 43 (10): 863–866. Bibcode:2015Geo .... 43..863E. doi:10.1130 / G36983.1.
  38. ^ Bibring, JP; Langevin, Y; Hořčice, JF; Poulet, F; Arvidson, R; Gendrin, A; Gondet, B; Mangold, N; Pinet, P; Zapomeňte, F (2006). „Globální mineralogická a vodná historie mars odvozená z údajů OMEGA / Mars express“. Věda. 312 (5772): 400–404. Bibcode:2006Sci ... 312..400B. doi:10.1126 / science.1122659. PMID  16627738.
  39. ^ Piqueux, Sylvain; Byrne, Shane; Richardson, Mark I. (2003). „Sublimace pavouků jižní sezónní tvorby ledové čepice CO2 na Marsu“. Journal of Geophysical Research: Planets. 180 (E8): 5084. Bibcode:2003JGRE..108,5084P. doi:10.1029 / 2002JE002007.
  40. ^ Manrubia, S. C .; O. Prieto Ballesteros; C. González Kessler; D. Fernández Remolar; C. Córdoba-Jabonero; F. Selsis; S. Bérczi; T. Gánti; A. Horváth; A. Sik; E. Szathmáry (2004). „Srovnávací analýza geologických prvků a sezónních procesů v městech Inca City a PittyUSA Patera na Marsu“ (PDF). Publikace Evropské kosmické agentury (ESA SP): 545.
  41. ^ Kieffer, H. H. (2000). „Mars Polar Science 2000 - roční přerušovaný CO2 Deska-led a trysky na Marsu “ (PDF). Citováno 6. září 2009. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  42. ^ Kieffer, Hugh H. (2003). „Třetí polární vědecká konference o Marsu (2003) - Chování pevných CO“ (PDF). Citováno 6. září 2009. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  43. ^ Portyankina, G., ed. (2006). „Čtvrtá konference Mars Polar Science - Simulace erupcí gejzírového typu v kryptické oblasti jihu Marsu“ (PDF). Citováno 11. srpna 2009. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  44. ^ Sz. Bérczi; et al., eds. (2004). „Lunar and Planetary Science XXXV (2004) - Stratigrafie speciálních vrstev - přechodné na propustných: příklady“ (PDF). Citováno 12. srpna 2009. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  45. ^ Kieffer, Hugh H .; Christensen, Philip R .; Titus, Timothy N. (2006). „Trysky CO2 vytvořené sublimací pod průsvitným plošným ledem v sezónní jižní polární ledové čepici Marsu“. Příroda. 442 (7104): 793–6. Bibcode:2006 Natur.442..793K. doi:10.1038 / nature04945. PMID  16915284. S2CID  4418194.
  46. ^ „Nálezy NASA naznačují, že trysky praskají z marťanské ledové čepičky“. Laboratoř tryskového pohonu. NASA. 16. srpna 2006. Citováno 11. srpna 2009.
  47. ^ C. J. Hansen; N. Thomas; G. Portyankina; A. McEwen; T. Becker; S. Byrne; K. Herkenhoff; H. Kieffer; M. Mellon (2010). „HiRISE pozorování aktivity řízené sublimací plynu v jižních polárních oblastech Marsu: I. Eroze povrchu“ (PDF). Icarus. 205 (1): 283–295. Bibcode:2010Icar..205..283H. doi:10.1016 / j.icarus.2009.07.021. Citováno 26. července 2010.

externí odkazy