Důkazy o vodě na Marsu našel Mars Reconnaissance Orbiter - Evidence of water on Mars found by Mars Reconnaissance Orbiter

Pružiny v Kráter Vernal, jak to vidí HIRISE. Tyto prameny mohou být dobrým místem k hledání důkazů o minulém životě, protože horké prameny mohou po dlouhou dobu uchovat důkazy o formách života. 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. Mnoho rysů Marsu se zdá být vytvořeno velkým množstvím vody. To, že Mars kdysi vlastnil velké množství vody, potvrdily izotopové studie ve studii publikované v březnu 2015, tým vědců, který ukázal, že ledové čepičky byly vysoce obohaceny deuteriem, těžkým vodíkem, sedmkrát více než Země. To znamená, že Mars ztratil 6,5krát více vody, než kolik je uloženo v dnešních polárních čepicích. Voda na nějaký čas by vytvořila oceán v nízko položeném Mare Boreum. Množství vody mohlo pokrýt planetu asi 140 metrů, ale pravděpodobně se nacházelo v oceánu, který byl místy hluboký téměř 1 míli.[1][2]

Hlavním objevem HiRISE bylo nalezení důkazů o horkých pramenech. Mohly obsahovat život a nyní mohou obsahovat zachovalé fosilie života.

Opakující se sklon lineae

Sezónní toky na teplých marťanských svazích (také zvaný opakující se svahy lineae, opakující se svahy lineae a RSL) [3][4][5] jsou považovány za slané voda toky vyskytující se během nejteplejších měsíců dne Mars. Ve skutečnosti existuje mnoho fotografických a spektroskopických důkazů, že voda dnes teče po částech Marsu.[6][7][8]

Někteří vědci navrhli, aby toku napomáhala voda vroucí v tenké marťanské atmosféře. Vroucí voda by způsobila, že se částice půdy odrazily a pomohly jim stékat ze svahu.[9][10][11]

Ve studii publikované v Ikaru v roce 2016 identifikoval tým pod vedením Davida Stillmana 239 lokalit pro opakující se liniové svahy ve Valles Marineris. Asi polovina linií na Marsu je ve Valles Marineris. Bylo zjištěno, že prodloužení linií závisí na orientaci svahu. Prodloužení bylo pozorováno ve všech ročních obdobích uvnitř Valles Marineris. Toto dlouhé aktivní období naznačuje, že musí existovat znatelný zdroj vody, který zásobuje lineae. Výpočty ukazují, že linie jsou aktivní mezi minus 27 ° C a minus 9 ° C pro zobrazení pozorované aktivity. Voda by to udělala, kdyby byla ve slaném nálevu obsahujícím desítky% hmotn. Soli.[12]

Ačkoli se o těchto vlastnostech původně myslelo, že jsou důkazem současného průtoku vody, některé studie ukazují, že v nich může být málo nebo žádná voda. Analýza dat ze spektrometru Mars Odyssey Neutron Spectrometer odhalila, že místa RSL neobsahují více vody, než kdekoli jinde v podobných zeměpisných šířkách. Autoři dospěli k závěru, že RSL nejsou dodávány velkými, povrchově slanými zvodněnými vrstvami. S těmito údaji je stále možné, že vodní pára z hluboce zakopaného ledu, z atmosféry nebo z malých hluboce zakopaných kolektorů.[13]

Studie publikovaná v Nature Geoscience naznačuje, že při vytváření opakujících se svahů linií se podílí jen velmi málo vody, protože tyto pruhy se vyskytují pouze na strmých svazích - svazích, které by umožňovaly pohyb suchého písku a prachu dolů. Pokud by se jednalo o vodu, alespoň část linií by se přesunula na nižší svahy. Proces však může zahájit malé množství vody.[14][15][16]Studie trvající 4 marťanské roky dospěla k závěru, že nejpravděpodobnější příčinou pruhů byl suchý původ. Ve studované oblasti, kráteru Tivat, značení skalních kamenů vybledlo současně s rekurentním sklonem lineae (RSL), což naznačuje mechanismus vyblednutí působící napříč celým kráterem.[17]

Hlavní článek: Sezónní toky na teplých marťanských svazích

  • Tma v Newtonském kráteru se táhne během léta (video-gif).

  • Teplé období teče na svahu v kráteru Horowitz (video-gif).

  • Obrázek disku Marsu pořízený Vikingem. Šipka ukazuje umístění opakujících se linií svahu na následujících obrázcích HiRISE.

  • Označená mapa funkcí poblíž Coprates Chasma. Šipka ukazuje umístění opakujících se linií svahu na následujících obrázcích HiRISE.

  • Široký pohled na část Valles Marineris, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish Box zobrazuje umístění opakujících se linií svahu, které jsou na dalším obrázku zvětšeny.

  • Zavřít, barevný pohled na opakující se svahové linie, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish Šipky ukazují na některé z opakujících se svahových linií. Ventilátor mohl být vytvořen minulými opakujícími se svahovými liniemi.

  • Opakované svahové linie se prodlužují, když jsou svahy nejteplejší. V blízkosti rovníku se RSL prodlužují na severních svazích v severním létě a na jižních svazích v jižním létě.

Jezero Eridania

Jezero Eridania je teoretické starodávné jezero o rozloze zhruba 1,1 milionu kilometrů čtverečních.[18][19][20] Jeho maximální hloubka je 2 400 metrů a její objem je 562 000km. Bylo větší než největší vnitrozemské moře na Zemi, Kaspické moře a obsahoval více vody než všechna ostatní marťanská jezera dohromady. Moře Eridania obsahovalo více než 9krát více vody než v celé Americe Velká jezera.[21][22][23] Předpokládalo se, že horní povrch jezera je ve výšce údolních sítí, které obklopují jezero; všichni končí ve stejné nadmořské výšce, což naznačuje, že se vyprázdnili do jezera.[24][25][26]

  • Mapa zobrazující odhadovanou hloubku vody v různých částech moře Eridania. Tato mapa má průměr asi 530 mil.

  • Funkce kolem Eridania Sea označené

Výzkum pomocí CRISM zjistil silné usazeniny o tloušťce více než 400 metrů, které obsahovaly minerály saponit, mastek-saponit, bohatý na Fe slída (například, glaukonit -nontronit ), Fe- a Mg-serpentin, Mg-Fe-Ca-uhličitan a pravděpodobný Fe-sulfid. Sulfid Fe se pravděpodobně vytvořil v hluboké vodě z vody ohřáté sopky. Takový proces, klasifikovaný jako hydrotermální mohlo to být místo, kde začal život.[27] Saponit, mastek, mastek-saponit, nontronit, glaukonit a hadec jsou na mořských dnách na Zemi běžné.[28][29][30] Nejstarší důkazy o životě na Zemi se objevují v ložiscích na mořském dně, které jsou podobné těm, které se nacházejí v povodí Eridania.[31] Takže vzorky materiálu z Eridanie nám mohou poskytnout vhled do prostředí rané Země. Tam, kde existovalo pobřeží, byly nalezeny ložiska chloridů. Byly ukládány, když se voda odpařovala z moře. Tyto chloridové usazeniny jsou považovány za tenké (méně než 30 metrů), protože některé krátery nevykazují chemickou látku ve svém ejektu. Ejekt kráteru obsahuje materiál zpod povrchu, takže pokud by byly chloridové usazeniny velmi hluboké, objevily by se v ejektu.[32]

  • Hlubinná ložiska z dna Eridanského moře. Mesy na podlaze jsou tam, protože byly chráněny před intenzivní erozí hlubokou vodou / ledovou pokrývkou. KRIZMUS měření ukazují, že minerály mohou pocházet z hydrotermálních ložisek na mořském dně. Život možná vznikl v tomto moři.

  • Schéma ukazující, jak sopečná činnost mohla způsobit ukládání minerálů na dně Eridanského moře. Chloridy se ukládaly podél pobřeží odpařováním.

Rozvětvené kanály

Výzkum, vydání z ledna 2010 Icarus, popsal silné důkazy o trvalých srážkách v oblasti kolem Valles Marineris.[33][34] 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.

Obrácená úleva

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.[35]

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.[34][36]

  • Invertované kanály proudu ve Windows Kráter Antoniadi. Poloha je Čtyřúhelník Syrtis Major.

  • Obrácené kanály poblíž Juventae Chasma. Kanály byly kdysi běžnými kanály streamů. Měřítko je dlouhé 500 metrů. Poloha je Coprates čtyřúhelník.

  • Invertovaný kanál s mnoha pobočkami v Čtyřúhelník Syrtis Major.

  • Příklad obráceného terénu v oblasti Parana Valles, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Možné kanály invertovaného proudu, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish. Hřebeny byly pravděpodobně kdysi říčními údolími, která byla plná sedimentů a stmelila se. Takže se otužili proti erozi, která odstranila okolní materiál. Osvětlení je zleva (západ).

  • Invertované kanály proudu na svahu kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Umístění je Diacria čtyřúhelník.

Vklady chloridů

Používání dat z Mars Global Surveyor, Mars Odyssey a Mars Reconnaissance Orbiter Vědci našli rozsáhlá ložiska chloridových minerálů. Bylo zjištěno, že některé z těchto chloridových depozit jsou směsí bezvodé chloridové soli a regionálního čedičového regolitu. Ty se nacházejí v jižní vysočině Marsu.[37] 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.[38]

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

Vrstvy

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.[39] Hornina může vytvářet vrstvy různými způsoby. Sopky, vítr nebo voda mohou vytvářet vrstvy.[40] Mnoho míst na Marsu ukazuje kameny uspořádané ve vrstvách. Vědci jsou rádi, že nacházejí vrstvy na Marsu, protože se vrstvy mohly vytvořit pod velkými vodními plochami. Vrstvy mohou být tvořeny podzemní vodou stoupající usazováním minerálů a cementováním sedimentů. Vytvrzené vrstvy jsou následně lépe chráněny před erozí. Tento proces může nastat místo vrstev vytvářejících se pod jezery.

Hlavní článek: Podzemní voda na Marsu § Vrstvený terén

Někdy vrstvy zobrazují 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 ostatní vrstvy se 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.[41][42] Vědci jsou nadšení z hledání hydratovaných minerálů, jako jsou sírany a jíly na Marsu, protože se obvykle tvoří za přítomnosti vody.[43] Místa, která obsahují jíly a / nebo jiné hydratované minerály, by byla dobrým místem k hledání důkazů o životě.[44]

Další výzkum s využitím údajů shromážděných SHARAD (SHAllow RAdar Detector) na MRO našel vrstvy ledové vody rozptýlené špínou na severním pólu pod Planum Boreum. Předpokládá se, že vrstvení pochází z cyklu globálního oteplování a ochlazování na Marsu; během období ochlazování voda migrovala na póly a vytvářela vrstvy ledu a vody, zatímco při následném oteplování byla nerozmrazená ledová voda pokryta vrstvami prachu a nečistot z větrných bouří na povrchu, což pomohlo konzervovat ledovou vodu.[45][46]

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

  • Vrstvy pod skálou podstavcového kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish. Kráter podstavce je mnohem větší Král Tichonravov.

  • Detail některých vrstev pod skalní stěnou podstavcového kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní záběr na několik vrstev pod vrcholovou skálou podstavcového kráteru a tmavý pruh svahu, jak to viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vrstvy v butte v Arábii, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vrstvy v Arábii, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Světle zbarvené vrstvy Eos chaos. Poloha je Coprates čtyřúhelník.

  • Kráter Columbus Vrstvy. Tento obraz ve falešných barvách je asi 800 stop široký. Některé vrstvy obsahují hydratované minerály. Poloha je Memnonia čtyřúhelník.

  • Vrstvy západně od Juventae Chasma. Měřítko je dlouhé 500 metrů. Poloha je Coprates čtyřúhelník.

  • Buttes, jak to vidí HiRISE pod Program HiWish. Buttes mají vrstvené kameny s tvrdou odolnou čepicí, která chrání horní kameny před erozí.

  • Vrstvy vystavené na základně skupiny buttes in Mangala Valles v Memnonia čtyřúhelník, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu. Šipky ukazují na balvany sedící v boxech. Jámy se mohly tvořit větry, teplem z balvanů tajícím mletý led nebo nějakým jiným procesem.

  • Vrstvy v kráteru Firsoff, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish

  • Detail vrstev v kráteru Firsoff, jak je vidět z HiRISE Poznámka: toto je zvětšení předchozího obrázku kráteru Firsoff.

  • Vrstvy v kráteru Firsoff s krabicí zobrazující velikost fotbalového hřiště Obrázek pořízený společností HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vrstvy a chyby v kráteru Firsoff, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Šipky ukazují jednu velkou chybu, ale na obrázku jsou další menší.

Plášť

Velká část povrchu Marsu je pokryta hustým hladkým pláštěm, který je považován za směs ledu a prachu.[47] 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.

Obecně se uznává, že plášť je prach bohatý na led, který padal z oblohy jako sníh a zrnka prachu pokrytá ledem během jiného klimatu [48] Jedním z důkazů jeho přírody bohaté na led je přítomnost vpustí, které se tvoří, když se část ledu roztaví.[49][50][51]

Níže uvedené obrázky pořízené pomocí HiRISE ukazují různé pohledy na tento hladký plášť.

  • Niger Vallis s vlastnostmi typickými pro tuto šířku. Chevron vzor je výsledkem pohybu materiálu bohatého na led. Kliknutím na obrázek zobrazíte vzor chevronu a plášť. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Členitý plášť s vrstvami. Poloha je Noachisův čtyřúhelník.

  • Povrch zobrazující vzhled s krytem pláště a bez něj, jak je vidět na HiRISE, pod Program HiWish. Poloha je Terra siréna v Phaethontis čtyřúhelník.

  • Vrstvy v depozitu pláště, jak je vidět HiRISE, pod Program HiWish. Plášť byl pravděpodobně vytvořen ze sněhu a prachu padajícího během jiného podnebí. Poloha je Thaumasia čtyřúhelník.

  • Obrázek HiRISE ukazující hladký plášť pokrývající části kráteru v Phaethontis čtyřúhelník. Podél vnějšího okraje kráteru je plášť zobrazen jako vrstvy. To naznačuje, že plášť byl v minulosti uložen několikrát. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Na dalším obrázku jsou vrstvy zvětšeny.

  • Zvětšení předchozího obrazu vrstev pláště. Viditelné jsou čtyři až pět vrstev. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

Kráterové krátery

Kráterové krátery jsou tak trochu kráter na planetě Mars, které vypadají jako prstencové formy používané při pečení. Předpokládá se, že jsou způsobeny nárazem do ledu. Led je pokryt vrstvou trosek. Nacházejí se v částech Marsu, které zakopaly led. Laboratorní experimenty potvrzují, že dopady do ledu vedou k „tvaru prstencové formy“. Nárazy do ledu zahřívají led a způsobují jeho tok do tvaru prstencové formy.

Hlavní článek: Kráter prstencové formy

,

  • Kráter-forma krátery se tvoří, když dopad prochází do ledové vrstvy. Odraz vytváří tvar prstencové formy a poté se nahoře usazují prach a nečistoty, které izolují led.

  • Kráterové krátery na dně kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Umístění je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Kráterové formovací krátery různých velikostí na podlaze kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci programu HiWish Umístění je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Široký pohled na pole kráterů s prstencovými formami, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Bližší pohled na prstencový kráter formy, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku pole kráterů prstencových forem.

Vpusti

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.[52] Vodní pára kondenzuje na částicích a poté díky další hmotnosti vodního povlaku padají na zem. Když se led v horní části plášťové vrstvy vrací zpět do atmosféry, zanechává za sebou prach, který izoluje zbývající led.[53]

Společnost HiRISE provedla řadu pozorování vpustí, u nichž se předpokládá, že byly způsobeny nedávnými proudy kapalné vody. Mnoho vpustí je zobrazováno znovu a znovu, aby se zjistilo, zda dojde ke změnám. Některá opakovaná pozorování vpustí ukázaly změny, o nichž někteří vědci tvrdí, že byly způsobeny kapalnou vodou po dobu pouhých několika let.[54] Jiní říkají, že toky byly pouze suché toky.[55] Ty byly poprvé objeveny Mars Global Surveyor.

Mezi alternativní teorie pro vytváření povrchových vpustí a kanálů patří větrná eroze,[56] kapalný oxid uhličitý,[57] a kapalný methan.[58]

Pozorování pomocí HiRISE ukazují rozsáhlou aktivitu u vpustí na jižní polokouli, zejména u těch, které vypadají čerstvé. Byly zaznamenány významné incize kanálů a rozsáhlé masové pohyby.[59][60] Načasování vpusti je sezónní a nastává v období, kdy je přítomen sezónní mráz a odtávání.

Pozorování v posledních několika letech podporují model, ve kterém je v současné době aktivní formace vpusti poháněna hlavně sezónním CO2 mráz.[59] Simulace popsané na konferenci v roce 2015 ukazují, že vysokotlaký CO2 zachycování plynu v podpovrchovém povrchu může způsobit toky trosek.[61] Podmínky, které k tomu mohou vést, se nacházejí v zeměpisných šířkách, kde se nacházejí vpusti.[62] Tento výzkum byl popsán v pozdějším článku nazvaném „Tvorba vpustí na Marsu toky trosek vyvolaných sublimací CO2“.[63] V modelu CO2 led se hromadí v chladné zimě. Hromadí se na zmrzlé vrstvě permafrostu, která se skládá z ledem cementovaných nečistot. Když na jaře začíná vyšší intenzita slunečního světla, světlo proniká průsvitnou vrstvou suchého ledu a následně zahřívá zem. CO2 led absorbuje teplo a sublimuje - to je změna přímo z pevné látky na plyn. Tento plyn vytváří tlak, protože je zachycen mezi ledem a zmrzlou zemí. Nakonec se tlak vytvoří natolik, aby explodoval ledem a vzal s sebou částice půdy. Částice nečistot se mísí s tlakovým plynem a působí jako tekutina, která může proudit dolů ze svahu a vyřezávat vpusti.[64]

Hlavní článek: Marťanské vpusti

Níže uvádíme některé ze stovek vpustí, které byly studovány pomocí HiRISE.

  • Vpusti v korytě a blízkém kráteru, jak je viděla HiRISE pod Program HiWish. Měřítko je dlouhé 500 metrů. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Detailní pohled na vpusti v kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Detailní pohled na vpusti v žlabu, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Toto jsou některé z menších vpustí viditelných na Marsu. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Gully poblíž kráteru Newton, jak je viděla HiRISE, pod Program HiWish. Místo, kde byl starý ledovec, je označeno. Obrázek z Phaethontis quadrangle.

  • Obrázek HiRISE zobrazující vpusti. Měřítko je 500 metrů. Snímek pořízený pod Program HiWish. Obrázek z Eridania čtyřúhelník.

  • Gully poblíž kráteru Newton, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vpusti v kráteru v Terra siréna, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu.

  • Detailní pohled na vpust, který zobrazuje více kanálů a vzorovanou zem, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Skupina vpustí, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Thaumasia čtyřúhelník.

  • Zvětšení části předchozího obrázku zobrazující menší vpusti uvnitř větších. Voda v těchto vpustích pravděpodobně tekla více než jednou. Poloha je Thaumasia čtyřúhelník.

  • Vpusti v kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník.

  • Detail vpustí v kráteru, které ukazují kanály ve větších údolích a křivky v kanálech. Tyto vlastnosti naznačují, že byly vyrobeny tekoucí vodou. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrazu programem HiRISE v programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník.

  • Detailní pohled na síť vpusti zobrazující rozvětvené kanály a křivky; tyto vlastnosti naznačují vytvoření tekutinou. Poznámka: jedná se o rozšíření předchozího širokého pohledu na vpusti v kráteru, jak je viděno programem HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Eridania čtyřúhelník.

  • Vpusti ve dvou úrovních stěny kráteru, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish. Vpusti na dvou úrovních naznačují, že nebyly vyrobeny s vodonosnou vrstvou, jak bylo původně navrženo. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Kráter Lohse Gullies on Central Peak. Obrázek umístěn v Argyre čtyřúhelník. Mít vpusti na středním vrcholu je v rozporu s myšlenkou, že byly vytvořeny vodonosnou vrstvou, jak bylo poprvé navrženo.

  • Obrázek vpustí s hlavními částmi označenými. Hlavní části marťanské vpusti jsou výklenek, kanál a zástěra. Vzhledem k tomu, že na této vpusti nejsou žádné krátery, je považována za poměrně mladou. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Detail odtokových zástěr, které ukazují, že jsou bez kráterů; proto velmi mladý. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník. Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Vpusti na stěně kráteru, jak je viděno HiRISE v rámci HiWish programu Poloha je Mare Acidalium čtyřúhelník.

  • Detail kanálů vpusti, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Tento obrázek ukazuje mnoho zjednodušených forem a některé lavičky podél kanálu. Tyto vlastnosti naznačují vznik tekoucí vodou. Lavice se obvykle tvoří, když hladina vody trochu poklesne a zůstane na této úrovni po určitou dobu. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Mare Acidalium čtyřúhelník. Toto je zvětšení předchozího obrázku.

  • Vpusti v kráteru v Phaethontis čtyřúhelník, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu

  • Detailní pohled na kanály ve vpustích, které ukazují, že se cesty kanálů v průběhu času měnily. Tato vlastnost naznačuje tvorbu tekoucí vodou s vysokým zatížením sedimentem. Snímek byl pořízen pomocí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Mare Acidalium čtyřúhelník. Toto je zvětšení předchozího obrázku v Phaethontis čtyřúhelník.

Ledovce

Ledovce, volně definované jako skvrny aktuálně nebo nedávno tekoucího ledu, jsou považovány za přítomné na velkých, ale omezených plochách moderního marťanského povrchu a lze předpokládat, že byly někdy v minulosti rozšířeny.[65][66][stránka potřebná ] Lobate konvexní rysy na povrchu známé jako funkce viskózního toku a laločnaté zástěry, které ukazují vlastnosti nenewtonovský tok, jsou nyní téměř jednomyslně považovány za skutečné ledovce.[65][67][68][69][70][71][72][73][74] Řada dalších prvků na povrchu však byla také interpretována jako přímo spojená s tekoucím ledem, jako je například vzteklý terén,[65][75] vyplněná údolí,[71][73] soustředná výplň kráteru,[67][76] a obloukové hřebeny.[74] Sublimace ledového ledu je spojena také s různými povrchovými texturami, které jsou patrné ze snímků středních a polárních oblastí.[76][77]

Radar z Mars Reconnaissance Orbiter poskytl silný odraz od vrcholu a základny LDA, což znamená, že většinu formace (mezi dvěma odrazy) tvořil čistý vodní led.[78][79] Protože povrchy laločnatých trosek, soustředné výplně kráteru a liniového údolí toky vypadají podobně, předpokládá se, že všechny mohou obsahovat vodní led pod relativně tenkou vrstvou izolačních trosek.

  • Terén mozku s uzavřenými buňkami, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Tento typ povrchu je běžný na zástěrech laločnatého odpadu, koncentrické výplni kráteru a liniové výplni údolí.

Hlavní článek: Ledovce na Marsu

Možnost vodního ledu v LDA a dalších ledovcových prvcích ukazuje, že voda se nachází v ještě nižších zeměpisných šířkách. Budoucí kolonisté na Marsu budou moci proniknout do těchto ložisek ledu, místo aby museli cestovat do mnohem vyšších zeměpisných šířek. Další velkou výhodou těchto ledovcových krajin oproti jiným zdrojům marťanské vody je, že je lze snadno detekovat a mapovat z oběžné dráhy. Zástěry z laločnatého odpadu jsou zobrazeny níže z Phlegra Montes, které jsou na šířce 38,2 stupňů na sever, takže objev vodního ledu v LDA výrazně rozšiřuje rozsah snadno dostupných na Marsu.[80] Je mnohem snazší přistát s kosmickou lodí poblíž rovníku Marsu, takže čím blíže bude voda k rovníku k dispozici, tím lépe to bude pro budoucí kolonisty.

Lobatové zástěry trosek

Zajímavé ze dnů Viking Orbitery jsou hromady materiálu obklopujícího útesy; nyní se jim říká laločnaté zástěry (LDA). Tyto rysy mají konvexní topografii a mírný sklon od útesů nebo srázů; to naznačuje odtok ze strmého zdrojového útesu. Kromě toho mohou zástěry z laločnatých úlomků vykazovat povrchové lineace stejně jako skalní ledovce na Zemi.[66][stránka potřebná ]

  • laločnaté zástěry trosek (LDA) kolem mesy, jak je vidět na CTX Mesa a LDA jsou označeny, takže je možné vidět jejich vztah. Radarové studie zjistily, že LDA obsahují led; proto mohou být důležité pro budoucí kolonisty Marsu. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detail zástěry laločnatého odpadu (LDA), jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Lobatová zástěra z trosek v Phlegra Montes, Cebrenia čtyřúhelník. Sutinová zástěra je pravděpodobně většinou ledová s tenkou vrstvou kamenných zbytků, takže by mohla být zdrojem vody pro budoucí marťanské kolonisty. Měřítko je dlouhé 500 metrů.

  • Detail povrchu zástěry laločnatého odpadu. Všimněte si linií, které jsou běžné v skalních ledovcích na Zemi. Obrázek umístěn v Hellasův čtyřúhelník.

  • Pohled na zástěru laločnatého odpadu podél svahu. Obrázek umístěn v Arcadia čtyřúhelník.

  • Místo, kde začíná zástěra z laločnatého odpadu. Všimněte si pruhů, které označují pohyb. Obrázek umístěn v Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

Světlou součástí je vodní led, který byl vystaven nárazům. Led byl identifikován pomocí CRISM na MRO. Poloha je Cebrenia čtyřúhelník.
Lineační výplň údolí

  • Široký CTX pohled na mesa zobrazující zástěru laločnatých úlomků (LDA) a liniové výplně údolí. Oba jsou považovány za ledovce pokryté troskami. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Detailní záběr na zástěru laločnatého odpadu z předchozího snímku mesy CTX. Obrázek ukazuje mozkový terén otevřené buňky a uzavřenou buňku mozkový terén, což je častější. Předpokládá se, že terén mozku s otevřenými buňkami drží jádro ledu. Obrázek pochází z HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Kontextový obrázek zobrazující počátek dalšího obrázku. Poloha je oblastí podřízené údolní výplně. Obrázek z HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Terén mozku s otevřenou a uzavřenou buňkou, jak jej vidí HiRISE, v rámci programu HiWish.

Soustředná výplň kráteru

  • Dobře vyvinuté prohlubně, které vidí HiRISE pod Program HiWish. Dutiny jsou na dně kráteru s koncentrickou výplní kráteru. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

  • Detail, který ukazuje trhliny obsahující jámy na podlaze kráteru obsahujícího koncentrickou výplň kráteru, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

Ledovce ve tvaru jazyka

  • Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Led může v ledovci existovat i dnes, pod izolační vrstvou nečistot. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Ledovec ve tvaru jazyka, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Poloha je Phaethontis čtyřúhelník.

  • Široký pohled na několik ledovců ve tvaru jazyka na stěně kráteru, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Ledovce mají různé velikosti a leží na různých úrovních. Některé z nich jsou na následujících obrázcích výrazně zvětšeny.

  • Detailní pohled na čenichy dvou ledovců z předchozího obrázku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Jedná se o vlevo dole na předchozím obrázku.

  • Detail malých ledovců z předchozího snímku, jak je viděla HiRISE v rámci programu HiWish. Zdá se, že některé z těchto ledovců se teprve začínají formovat.

  • Detail okraje jednoho z ledovců v dolní části širokého pohledu z předchozího snímku Snímek pořídil HiRISE v rámci programu HiWish.

Další funkce související s ledem
Marťanský ledovec pohybující se dolů údolím, jak je vidět na HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Pravděpodobný ledovec, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Radarové studie zjistily, že je tvořen téměř úplně čistým ledem. Zdá se, že se pohybuje z vyvýšeného místa (mesa) vpravo. Poloha je Čtyřúhelník Ismenius Lacus.

  • Ledovec na podlaze kráteru, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish Praskliny v ledovci mohou být praskliny. Na stěně kráteru je také systém vpusti. Poloha je Čtyřúhelník Casius.

Odkryté ledové příkrovy

Tým vědců pomocí nástrojů na palubě našel obrovské a snadno dostupné ložiska ledu Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Vědci zjistili, že osm erodujících svahů ukazuje odkryté vodní ledové listy silné až 100 metrů. Mnoho důkazů o zasypaném ledu pod zemí na rozsáhlých oblastech Marsu již bylo nalezeno minulými studiemi, ale tato studie zjistila, že led byl pokryt pouze vrstvou o tloušťce asi 1 nebo 2 metry půda.[81][82][83] Shane Byrne z University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory, Tucson, jeden ze spoluautorů poznamenal, že budoucí kolonisté z Rudé planety by byli schopni sbírat led pomocí kbelíku a lopaty.[84] Vrstvený led je vystaven v prohlubních trojúhelníkového tvaru. Jedna zeď je velmi strmá a směřuje k tyči. Skutečnost, že vodní led tvoří vrstvy, byla potvrzena Kompaktní průzkumný zobrazovací spektrometr pro Mars (CRISM) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Spektra shromážděná pomocí systému CRISM vykazovala silné signály vody.[85]

  • Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE. Barevný proužek zobrazuje část obrázku, kterou lze barevně vidět. Stěna v horní části prohlubně obsahuje čistý led. Tato zeď směřuje k jižnímu pólu. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[86]

  • Zavřít, barevný pohled na zeď obsahující led z předchozího obrázku, jak je vidět z HiRISE

  • Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE. Zeď, která směřuje k jižnímu pólu, obsahuje led v odlišných vrstvách, které jsou viditelné na dalším obrázku. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[86]

  • Zavřít pohled na stěnu trojúhelníkové deprese, jak je vidět HiRISE. Ve stěně jsou viditelné vrstvy. Spodní vrstvy jsou nakloněny, zatímco vrstvy blízko povrchu jsou víceméně vodorovné. Takové uspořádání vrstev se nazývá „úhlové“ neshoda."[86]

  • Široký pohled na trojúhelníkovou depresi, jak ji vidí HiRISE. Zeď, která směřuje k jižnímu pólu, obsahuje led v odlišných vrstvách, které jsou viditelné na dalším obrázku. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.[86]

  • Pohled na stěnu trojúhelníkové prohlubně, jak ji vidí vrstvy HiRISE, je ve stěně viditelný. Spodní vrstvy jsou nakloněny, zatímco vrstvy blízko povrchu jsou víceméně vodorovné. Takové uspořádání vrstev se nazývá „úhlové neshoda."

  • Široký pohled na část Kráter Milankovic, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu. Mnoho depresí zde obsahuje ve svých stěnách led.

  • Široký pohled na část Kráter Milankovic, jak je vidět na HiRISE v rámci HiWish programu. Šipky označují místa, kde je led blízko povrchu.[86]

  • Blízký pohled na oblast, která je považována za oblast bohatou na led. Snímek pořízený programem HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Blízký pohled z předchozího obrázku, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Je zaznamenán trojúhelníkový tvar některých prohlubní. Na následujících obrázcích je oblast v poli zvětšena.

  • Blízký pohled na depresi, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Rovná, strmá stěna poblíž dna směřuje k severnímu pólu.

  • Blízký pohled na depresi, jak jej vidí HiRISE v rámci programu HiWish Šipky označují, kde je velmi tenký, 1–2 metr pokrytí toho, co je podezřelé jako led.

Tyto trojúhelníkové prohlubně vykazovaly určitou podobnost s vroubkovaným terénem. Vroubkovaná topografie je běžné v střední šířky Marsu mezi 45 ° a 60 ° na sever a na jih. Bez ohledu na vroubkovaný terén zobrazuje mírný sklon rovníku a je zaoblený. Zde popsané jizvy mají strmou stranu obrácenou k pólu.

Z několika důvodů existuje podezření, že ledovcové úlomky (jizvy) jsou namletým ledem namísto dočasného mrazu. Jejich modrá barva zůstává i po sezónním mrazu, indikovaném modrou barvou, zmizel z okolí a z vyšších, chladnějších míst.[87] Taky, Zobrazovací systém tepelné emise Měření (THEMIS) ukazují teplotu v pozdním odpoledni, která je nad bodem mrazu. To znamená, že jakýkoli mráz by se v denním žáru rozpustil.[86]„Pod zhruba třetinou povrchu Marsu je mělký přízemní led,“ uvedl hlavní autor studie Colin Dundas z Astrogeologického vědeckého centra US Geological Survey ve Flagstaffu v Arizoně. „Tento obrázek potvrzuje to, co bylo dříve detekováno při zapnutém spektrometru 2001 Mars Odyssey, radary prostupující zemí na MRO a dál Mars Express a Phoenix přistávací modul in situ vykopávka.[84] Přistávací modul Phoenix ve skutečnosti odhalil ledovou vrstvu svými přistávacími raketami.[88]Kromě toho, že tyto vrstvy ledu mají pro budoucí průzkumníky nesmírnou hodnotu, mohou nám pomoci lépe porozumět klimatické historii Marsu. Poskytují záznam o minulosti. Vzhledem k tomu, že Mars zažívá velké odchylky v naklonění, prochází také dramatickými změnami klimatu. Tyto změny bude možné sledovat studiem těchto vrstev. Mars nedisponuje velkým měsícem, aby byl jeho sklon stabilní. Dnes je led soustředěn na pólech, s větším sklonem, více ledu bude existovat ve středních zeměpisných šířkách.

Vroubkovaná topografie

Vroubkovaná topografie je běžné v střední šířky Marsu mezi 45 ° a 60 ° na sever a na jih. Obzvláště prominentní je v regionu Utopia Planitia[89][90] na severní polokouli a v oblasti Peneus a Amphitrites Patera[91][92] na jižní polokouli. Taková topografie sestává z mělkých prohlubní bez okrajů s vroubkovanými okraji, běžně označovaných jako „prohloubené prohlubně“ nebo jednoduše „hřebenatky“. Vroubkované deprese mohou být izolované nebo seskupené a někdy se zdá, že splývají. Typická vroubkovaná deprese vykazuje mírný sklon rovníku a strmější pól. Tato topografická asymetrie je pravděpodobně způsobena rozdíly v sluneční záření. Předpokládá se, že vroubkované prohlubně vznikají odstraněním podpovrchového materiálu, případně intersticiálního ledu, pomocí sublimace. Tento proces se může v současnosti stále odehrávat.[93]

  • Vroubkovaná zem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní záběr na vroubkovanou zem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Povrch je rozdělen na mnohoúhelníky; tyto formy jsou běžné tam, kde země zmrzne a roztaje. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Vroubkovaná zem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Detailní záběr na vroubkovanou zem, jak ji vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Povrch je rozdělen na mnohoúhelníky; tyto formy jsou běžné tam, kde země zmrzne a roztaje. Poznámka: jedná se o zvětšení předchozího obrázku.

  • Fáze tvorby hřebenatek, jak je vidět na HiRISE. Poloha je Hellasův čtyřúhelník.

  • Periglacial Lastury a polygony, jak je vidět HiRISE v rámci HiWish programu.

Led v kráterech

Výzkum uváděný v časopise Věda v září 2009,[94] prokázali, že některé nové krátery na Marsu ukazují odkrytý, čistý vodní led. Po nějaké době led zmizí a odpařuje se do atmosféry. Led je hluboký jen několik stop. Led byl potvrzen kompaktním zobrazovacím spektrometrem (CRISM) na palubě Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Led byl nalezen na pěti místech. Tři z těchto lokalit jsou v Cebrenia čtyřúhelník. Tato umístění jsou 55,57 ° severní šířky, 150,62 ° východní délky; 43,28 ° N, 176,9 ° E; a 45 ° severní šířky, 164,5 ° východní délky Diacria čtyřúhelník: 46,7 ° N, 176,8 ° E a 46,33 ° N, 176,9 ° E.[95][96][97]Tento objev dokazuje, že budoucí kolonisté na Marsu budou schopni získat vodu z nejrůznějších míst. Led lze vykopat, roztavit a poté rozebrat, aby byl čerstvý kyslík a vodík pro raketové palivo. Vodík je silné palivo, které používá raketoplán hlavní motory.

  • Led vystavený v čerstvém kráteru. Bylo zjištěno, že tyto vklady v průběhu času mizely.

  • Dva obrázky z HiRISE ukazující, jak led v kráteru zmizel v průběhu času. Kráter vlevo je předtím, než zmizel led. Kráter má průměr 6 metrů.

  • Mapa zobrazující stránky, na nichž byl HiRISE nalezen v kráterech

Bezkoreňové kužely

Takzvané „kořeny bez kořenů“ jsou způsobeny výbuchy lávy se zemským ledem pod proudem. Led se taví a mění se v páru, která expanduje při výbuchu, který vytváří kužel nebo prstenec. Funkce, jako jsou tyto, se nacházejí na Islandu, kdy lávy pokrývají vodou nasycené podklady.[98][99][100]

  • Rootless kužely, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish. Předpokládá se, že tato skupina prstenců nebo kuželů je způsobena lávou tekoucí po vodním ledu nebo zemi obsahující vodní led. Led se rychle mění na páru, která vyfoukne prsten nebo kužel.

  • Rootless kužely, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish. Předpokládá se, že tato skupina prstenců nebo kuželů je způsobena lávou tekoucí po vodním ledu nebo zemi obsahující vodní led. Led se rychle mění na páru, která vyfoukne prsten nebo kužel. Tady zalomení řetězu mohlo být způsobeno změnou směru lávy.

  • Rootless kužely, jak je vidět HiRISE v rámci programu HiWish. Předpokládá se, že tato skupina prstenců nebo šišek je způsobena lávou tekoucí po vodním ledu nebo zemi obsahující vodní led. Led se rychle mění na páru, která vyfoukne prsten nebo kužel. Tady zalomení řetězu mohlo být způsobeno změnou směru lávy. Některé formy nemají tvar prstenů nebo šišek, protože se láva možná pohybovala příliš rychle; čímž nedovolí vytvoření úplného tvaru kužele.

Sloupové spojování

Sloupové spárování v čediči, Marte Vallis

V roce 2009, HiRISE objevil sloupové spojování ve skalách na Marsu.[101] Takové spárování se považuje za způsobené vodou. Pro vytvoření paralelních trhlin sloupcového spojování je nutné více chlazení a voda je nejlogičtější volbou. Vědci vypočítávají, že voda byla přítomna přerušovaně po dobu několika měsíců až několika let.[102]

Světle tónované vrstvené usazeniny

HiRISE poslal zpět mnoho obrázků velkých povrchových ploch, které se nazývají „vrstvené usazeniny tónované světlem“. Předpokládá se, že tyto 30–80 metrů silné usazeniny byly vytvořeny působením vody. Obsahují důkazy systémů proudových kanálů.[103] Kromě toho chemická data ze spektrometru Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer obíhajícího kolem planety ukazují minerální formy související s vodou: opál (hydratovaný oxid křemičitý) a sírany železa.[104] Ty mohou být vytvořeny působením nízkoteplotních kyselých roztoků reagujících s čedičovými horninami. Tyto rysy vrstevnatých vrstev zesvětlených světlem silně naznačují, že v průběhu došlo k dlouhodobému srážení a povrchovému odtoku Hesperian epocha marťanských dějin.[33][105]

  • Slabý vklad v Arsinoes Chaos, jak to viděla HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Butte dovnitř Arsinoes Chaos s několika zesvětlenými vrstvami, jak je vidět v HiRISE v rámci HiWish programu.

  • Vrstvený terč v Aureum Chaosu, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish.

  • Světle tónovaný zadek na podlaze kráteru, jak ho vidí HiRISE v rámci programu HiWish. Šipky zobrazují výchozy lehce tónovaného materiálu. Lehce tónovaný materiál je pravděpodobně bohatý na sírany a je podobný materiálu zkoumanému společností Spirit Rover a pravděpodobně pokrýval celou podlahu.

Viz také

externí odkazy

Reference

  1. ^ „Mars: Planeta, která ztratila vodu v oceánu“.
  2. ^ Villanueva, L .; Mumma; Novak, R .; Käufl, H .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Smith, M. (2015). „Silné izotopové anomálie vody v atmosféře Marsu: zkoumání současných a starodávných nádrží“. Věda. 348 (6231): 218–221. Bibcode:2015Sci ... 348..218V. doi:10.1126 / science.aaa3630. PMID  25745065. S2CID  206633960.
  3. ^ Dundas, C. a kol. 2016. JAK JE MOŽNÉ MNOHÉ MARS? POHLEDY OD GULLIES A RSL. 47. konference o lunární a planetární vědě (2016) 2327.pdf.
  4. ^ Kirby, Runyon; Ojha, Lujendra (18. srpna 2014). Opakující se svahovité lineae. Encyclopedia of Planetary Landforms. s. 1–6. doi:10.1007/978-1-4614-9213-9_352-1. ISBN  978-1-4614-9213-9.
  5. ^ Chang, Kenneth (5. října 2015). "Mars je docela čistý. Jejím úkolem v NASA je udržet to tak". New York Times. Citováno 6. října 2015.
  6. ^ McEwen, A .; et al. (2011). "Sezónní toky na teplých svazích Marsu". Věda. 333 (6043): 740–743. Bibcode:2011Sci ... 333..740M. doi:10.1126 / science.1204816. PMID  21817049. S2CID  10460581.
  7. ^ Ojha, Lujendra; Wilhelm, Mary Beth; Murchie, Scott L .; McEwen, Alfred S .; et al. (28. září 2015). "Spektrální důkazy o hydratovaných solích v liniích opakujících se svahů na Marsu". Nature Geoscience. 8 (11): 829–832. Bibcode:2015NatGe ... 8..829O. doi:10.1038 / ngeo2546. S2CID  59152931.
  8. ^ „Tekutá voda teče na dnešním Marsu: NASA potvrzuje důkazy“.
  9. ^ „Vroucí voda na Marsu mohla vybojovat prorostlé svahy“.
  10. ^ Massé, M .; Conway, S. J .; Gargani, J .; Patel, M. R.; Pasquon, K .; McEwen, A .; Carpy, S .; Chevrier, V .; Balme, M. R.; Ojha, L .; Vincendon, M .; Poulet, F .; Costard, F .; Jouannic, G. (2016). "Transportní procesy vyvolané metastabilní vroucí vodou za podmínek na povrchu Marsu". Nature Geoscience. 9 (6): 425–428. Bibcode:2016NatGe ... 9..425M. doi:10.1038 / ngeo2706.
  11. ^ masse, M .; et al. (2016). "Transportní procesy vyvolané metastabilní vroucí vodou za podmínek na povrchu Marsu". Nature Geoscience. 9 (6): 425–428. Bibcode:2016NatGe ... 9..425M. doi:10.1038 / ngeo2706.
  12. ^ Stillman, D .; et al. (2016). "Charakteristiky četných a rozšířených opakujících se svahových linií (RSL) ve Valles Marineris na Marsu". Icarus. 285: 195–210. Bibcode:2017Icar..285..195S. doi:10.1016 / j.icarus.2016.10.025.
  13. ^ Wilson, J. a kol. 2018. Rovníkové polohy vody na Marsu: Vylepšené mapy rozlišení založené na datech neutronového spektrometru Mars Odyssey. Ikar: 299, 148-160.
  14. ^ Dundas, C. a kol. 2017. Granulární toky na opakujících se svazích lineae na Marsu naznačují omezenou roli pro kapalnou vodu. Nature Geoscience. 20. listopadu. [1].
  15. ^ "HiRISE | Přechodná formace svahových linií v dobře zachovaném kráteru (ESP_023184_1335)".
  16. ^ „Opakující se marťanské pruhy: tekoucí písek, ne voda?“.
  17. ^ Schaefer, E .; et al. (2018). "Případová studie opakujících se svahových linií (RSL) v kráteru Tivat: Důsledky pro původ RSL". Icarus. 317: 621–648. doi:10.1016 / j.icarus.2018.07.014.
  18. ^ Parker, T .; Curie, D. (2001). "Mimozemská pobřežní geomorfologie". Geomorfologie. 37 (3–4): 303–328. doi:10.1016 / s0169-555x (00) 00089-1.
  19. ^ de Pablo, M., M. Druet. 2002. XXXIII LPSC. Abstraktní # 1032.
  20. ^ de Pablo, M. 2003. VI Mars Conference, Abstract # 3037.
  21. ^ „Studie na Marsu poskytuje stopy možné kolébce života“. 2017-10-08.
  22. ^ http://www.sci-news.com/space/mars-eridania-basin-vast-sea-05301.html
  23. ^ Michalski, J .; et al. (2017). „Starodávná hydrotermální ložiska mořského dna v Eridanské pánvi na Marsu“. Příroda komunikace. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo ... 815978M. doi:10.1038 / ncomms15978. PMC  5508135. PMID  28691699.
  24. ^ Baker, D., J. Head. 2014. 44. LPSC, abstrakt # 1252
  25. ^ Irwin, R .; et al. (2004). „Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins“. J. Geophys. Res. Planety. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. doi:10.1029 / 2004je002287.
  26. ^ Hynek, B .; et al. (2010). „Aktualizovaná globální mapa sítí marťanských údolí a důsledky pro klima a hydrologické procesy“. J. Geophys. Res. 115 (E9): E09008. Bibcode:2010JGRE..115,9008H. doi:10.1029 / 2009je003548.
  27. ^ Michalski, J .; et al. (2017). „Starodávná hydrotermální ložiska mořského dna v Eridanské pánvi na Marsu“. Příroda komunikace. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo ... 815978M. doi:10.1038 / ncomms15978. PMC  5508135. PMID  28691699.
  28. ^ Dekov, V .; et al. (2008). „Ukládání mastku - kerolit-smektit - smektit na hydrotermální větrací pole mořského dna: důkazy z mineralogických, geochemických a izotopových studií kyslíku“. Chem. Geol. 247 (1–2): 171–194. doi:10.1016 / j.chemgeo.2007.10.022.
  29. ^ Cuadros, J. a kol. 2013. Krystalová chemie interstratifikovaných minerálů Mg / Fe-jíl z hydrotermálních míst na mořském dně. Chem. Geol. 360–361, 142–158.
  30. ^ Nimis, P .; et al. (2004). „Fylosilikátové minerály v hydrotermálním ložisku masivního sulfidu hostovaného na ultramafii v Ivanovce (jižní Ural): srovnání s moderními analogy oceánského mořského dna“. Přispět. Minerální. Benzín. 147 (3): 363–383. doi:10.1007 / s00410-004-0565-3. hdl:2434/142919. S2CID  51991303.
  31. ^ Mojzsis, S .; et al. (1996). "Důkazy o životě na Zemi před 3 800 miliony let". Příroda. 384 (6604): 55–59. Bibcode:1996 Natur.384 ... 55M. doi:10.1038 / 384055a0. hdl:2060/19980037618. PMID  8900275. S2CID  4342620.
  32. ^ Osterloo, M .; et al. (2010). „Geologický kontext navrhovaných materiálů nesoucích chloridy na Marsu“. J. Geophys. Res. Planety. 115 (E10): E10012. Bibcode:2010JGRE..11510012O. doi:10.1029 / 2010je003613.
  33. ^ 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 pozorování lehce tónovaných vrstvených usazenin a souvisejících fluviálních reliéfů na náhorních plošinách sousedících s Valles Marineris“. Icarus. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205 ... 73W. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.017.
  34. ^ A b „Icarus, svazek 210, vydání 2, strany 539–1000 (prosinec 2010)“. ScienceDirect. Citováno 19. prosince 2010.
  35. ^ „HiRISE | Klikaté hřebeny poblíž Aeolis Mensae“. Hiroc.lpl.arizona.edu. 31. ledna 2007. Archivovány od originál dne 2016-03-05. Citováno 19. prosince 2010.
  36. ^ 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.
  37. ^ Ye, Cheng; Glotch, Timothy D. (2019). „Spektrální vlastnosti sestavení chloridových solných ložisek: důsledky pro detekční limity menších fází v ložiscích chloridových ložisek na Marsu“. Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (2): 209–222. doi:10.1029 / 2018JE005859. ISSN  2169-9100.
  38. ^ Osterloo, MM; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS (2008). „Materiály nesoucí chloridy na jižní vysočině Marsu“. Věda. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci ... 319.1651O. CiteSeerX  10.1.1.474.3802. doi:10.1126 / science.1150690. PMID  18356522. S2CID  27235249.
  39. ^ Grotzinger, J. a R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentární geologie Marsu. SEPM
  40. ^ „HiRISE | Vědecký experiment se zobrazováním ve vysokém rozlišení“. Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750. Citováno 19. prosince 2010.
  41. ^ [2][mrtvý odkaz ]
  42. ^ "Články | Existoval život na Marsu? - Zprávy ITV". Itv.com. Citováno 19. prosince 2010.
  43. ^ „Cílová zóna: Nilosyrtis? | Mars Odyssey Mission THEMIS“. Themis.asu.edu. Citováno 19. prosince 2010.
  44. ^ „Krátery a údolí v Elysium Fossae (PSP_004046_2080)“. Hirise.lpl.arizona.edu. Citováno 2011-08-20.
  45. ^ Nerozzi, J.W. Holt (22. května 2019). „Pohřbený led a pískové čepice na severním pólu Marsu: odhalení záznamu o změně klimatu v jednotce cavi s SHARADEM“ (PDF). Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 46 (13): 7278–7286. Bibcode:2019GeoRL..46,7278N. doi:10.1029/2019 GL082114.CS1 maint: používá parametr autoři (odkaz)
  46. ^ Lujendra Ojha, Stefano Nerozzi, Kevin Lewis (22. května 2019). "Kompoziční omezení na severní polární čepici Marsu z gravitace a topografie". Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 46 (15): 8671–8679. Bibcode:2019GeoRL..46,8671O. doi:10.1029/2019 GL082294.CS1 maint: používá parametr autoři (odkaz)
  47. ^ 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. S2CID  2355534.
  48. ^ Pollack, J .; Colburn, D .; Flaser, F .; Kahn, R .; Carson, C .; Pidek, D. (1979). "Vlastnosti a účinky prachu suspendovaného v marťanské atmosféře". J. Geophys. Res. 84: 2929–2945. Bibcode:1979JGR .... 84.2929P. doi:10.1029 / jb084ib06p02929.
  49. ^ Raack, J .; Reiss, D .; Hiesinger, H. (2012). „Gullies a jejich vztahy k plášti ledového prachu v severozápadní pánvi Argyre na Marsu“. Icarus. 219 (1): 129–141. Bibcode:2012Icar..219..129R. doi:10.1016 / j.icarus.2012.02.025.
  50. ^ Schon, S. a J. Head. 2011. PŘIPOMÍNKY HNEDÉHO ROZVOJE V PLYNU - SUŘENÝ KRÁR. 42. konference o lunární a planetární vědě 2546.pdf
  51. ^ Schon, S .; Head, J. (2012). „Impaktní kráter Gasa, Mars: Velmi mladé vpusti vytvořené z nárazu do zeměpisného šířky závislého pláště a úlomků ledovce pokrytých troskami?“. Icarus. 218 (1): 459–477. Bibcode:2012Icar..218..459S. doi:10.1016 / j.icarus.2012.01.002.
  52. ^ Head, J. a kol. 2008. Formace vpustí na Marsu: Souvislost s nedávnou historií klimatu a slunečními mikroprostředími se projevuje vznik toku povrchové vody. PNAS: 105. 13258-13263.
  53. ^ MLA NASA / Jet Propulsion Laboratory (2003, 18. prosince). Mars může vzniknout z doby ledové. ScienceDaily. Citováno 19. února 2009 z https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds[trvalý mrtvý odkaz ] by GoogleAdvertise
  54. ^ Malin, M .; Edgett, KS; Posiolova, LV; McColley, SM; Dobrea, EZ (2006). „Současná rychlost kráteru a současná vpusti na Marsu“. Věda. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci ... 314,1573M. doi:10.1126 / science.1135156. PMID  17158321. S2CID  39225477.
  55. ^ Kolb, K .; Pelletier, Jon D .; McEwen, Alfred S. (2010). „Modelování tvorby jasných svahových usazenin spojených s vpusti v kráteru Hale, Mars: Důsledky pro nedávnou kapalnou vodu“. Icarus. 205 (1): 113–137. Bibcode:2010Icar..205..113K. doi:10.1016 / j.icarus.2009.09.009.
  56. ^ Leovy, C.B. (1999). "Vítr a klima na Marsu". Věda. 284 (5422): 1891. doi:10.1126 / science.284.5422.1891a.
  57. ^ Přečtěte si, Peter L .; Lewis, S. R. (2004). Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet (Brožura). Chichester, Velká Británie: Praxis. ISBN  978-3-540-40743-0. Citováno 19. prosince 2010.
  58. ^ Tang Y, Chen Q, Huang Y (2006). „Brzy Mars mohl mít methanolový oceán“. Icarus. 181 (1): 88–92. Bibcode:2006Icar..180 ... 88T. doi:10.1016 / j.icarus.2005.09.013.
  59. ^ A b Dundas, C., S. Diniega, A. McEwen. 2015. Dlouhodobé sledování tvorby a evoluce marťanských vpustí pomocí MRO / HiRISE. Ikar: 251, 244–263
  60. ^ Fergason, R., C. Dundas, R. Anderson. 2015. HLOUBKÉ REGIONÁLNÍ HODNOCENÍ TERMOFYZICKÝCH VLASTNOSTÍ AKTIVNÍCH GULLIES NA MARS. 46. ​​konference o lunární a planetární vědě. 2009.pdf
  61. ^ "HiRISE | Frosted Gully Slopes in Shadows (ESP_044327_1375)".
  62. ^ C. Pilorget, C., F. Zapomeňte. 2015. „Vytváření vpustí na Marsu pomocí CO2.“ 46. ​​konference o lunární a planetární vědě. 2471.pdf
  63. ^ Pilorget, C .; Zapomeňte na F. (2016). „Tvorba vpustí na Marsu toky trosek vyvolaných CO2 sublimace" (PDF). Nature Geoscience. 9 (1): 65–69. Bibcode:2016NatGe ... 9 ... 65P. doi:10.1038 / ngeo2619.
  64. ^ CNRS. „Gully na Marsu vyřezávané spíše suchým ledem než kapalnou vodou.“ ScienceDaily. ScienceDaily, 22. prosince 2015. .
  65. ^ A b C Série „Povrch Marsu“: Cambridge Planetary Science (č. 6) ISBN  978-0-511-26688-1 Michael H. Carr, geologický průzkum Spojených států, Menlo Park
  66. ^ A b Hugh H. Kieffer (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN  978-0-8165-1257-7. Citováno 7. března 2011.
  67. ^ A b Milliken, R. E., J. F. Mustard a D. L. Goldsby. „Funkce viskózního toku na povrchu Marsu: pozorování ze snímků Mars Orbiter Camera (MOC) s vysokým rozlišením.“ Journal of Geophysical Research 108.E6 (2003): 5057.
  68. ^ Squyres, S.W .; Carr, M.H. (1986). „Geomorfní důkazy o distribuci ledu na Marsu“. Věda. 213 (4735): 249–253. Bibcode:1986Sci ... 231..249S. doi:10.1126 / science.231.4735.249. PMID  17769645. S2CID  34239136.
  69. ^ Head, J.W .; Marchant, D.R .; Dickson, J.L .; Kress, A.M .; Baker, D.M. (2010). „Severní zalednění ve střední šířce v pozdní amazonské době Marsu: Kritéria pro uznání depozitů pokrytých troskami ledovců a údolních ledovců“. Planeta Země. Sci. Lett. 294 (3–4): 306–320. Bibcode:2010E & PSL.294..306H. doi:10.1016 / j.epsl.2009.06.041.
  70. ^ Holt, J.W .; et al. (2008). „Radar znějící důkazy pro pohřbené ledovce v jižních středních zeměpisných šířkách Marsu“. Věda. 322 (5905): 1235–1238. Bibcode:2008Sci ... 322.1235H. doi:10.1126 / science.1164246. PMID  19023078. S2CID  36614186.
  71. ^ A b Morgan, GA; Head, J.W .; Marchant, D.R. (2009). „Lineated valley fill (LVF) and lobate debris aprons (LDA) in the Deuteronilus Mensae northern dichotomy boundary region, Mars: Constraints on the rozměr, věk a epizodicita amazonských glaciálních událostí“. Icarus. 202 (1): 22–38. Bibcode:2009Icar..202 ... 22M. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.017.
  72. ^ Plaut, J.J .; Safaeinili, A .; Holt, J.W .; Phillips, R.J .; Head, J.W .; Sue, R .; Putzig, N.E .; Frigeri, A. (2009). „Radarové důkazy o ledu v zástěrech laločnatých trosek ve střední severní šířce Marsu“. Geophys. Res. Lett. 36 (2): L02203. Bibcode:2009GeoRL..36.2203P. doi:10.1029 / 2008gl036379. S2CID  17530607.
  73. ^ A b D.M.H. Baker, J.W. Head, D.R. Marchant Tokové vzory zástěrek laločnatých trosek a liniového údolí vyplňují severně od Ismeniae Fossae, Mars: Důkazy o rozsáhlém zalednění ve střední šířce v pozdním amazonském Ikaru, 207 (2010), s. 186–209
  74. ^ A b Arfstrom, J .; Hartmann, W.K. (2005). „Marťanské tokové rysy, hřebeny podobné morénám a vpusti: pozemské analogy a vzájemné vztahy“. Icarus. 174 (2): 321–335. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.026.
  75. ^ Lucchitta, Baerbel K. "Led a trosky v rozrušeném terénu, Mars." Journal of Geophysical Research: Solid Earth 89.S02 (1984): B409-B418.
  76. ^ A b Levy, Joseph S .; Head, James W .; Marchant, David R. (2009). "Koncentrická výplň kráteru v Utopii Planitia: Historie a interakce mezi ledovcovým" terénem mozku "a procesy periglaciálního pláště". Icarus. 202 (2): 462–476. Bibcode:2009Icar..202..462L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.02.018.
  77. ^ Hubbard, Bryn; et al. (2011). „Geomorfologická charakterizace a interpretace podoby ledovce střední šířky: Hellas Planitia, Mars“. Icarus. 211 (1): 330–346. Bibcode:2011Icar..211..330H. doi:10.1016 / j.icarus.2010.10.021.
  78. ^ 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 zeměpisných šířkách Marsu“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI ... 39.2441H.
  79. ^ http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3138.pdf
  80. ^ https://web.archive.org/web/20110822221353/http://www.planetary.org/explore/topics/phoenix/. Archivovány od originál dne 22. srpna 2011. Citováno 8. září 2011. Chybějící nebo prázdný | název = (Pomoc)
  81. ^ Strmé svahy na Marsu odhalují strukturu pohřbeného ledu. Tisková zpráva NASA. 11. ledna 2018.
  82. ^ Na Marsu byly vidět ledové útesy. Vědecké zprávy. Paul Voosen. 11. ledna 2018.
  83. ^ Dundas, E. a kol. 2018. Odkryté podpovrchové ledové příkrovy v marťanských středních zeměpisných šířkách. Věda. 359,199.
  84. ^ A b „Strmé svahy na Marsu odhalují strukturu pohřbeného ledu - SpaceRef“.
  85. ^ Dundas, Colin M .; Bramson, Ali M .; Ojha, Lujendra; Wray, James J .; Mellon, Michael T .; Byrne, Shane; McEwen, Alfred S .; Putzig, Nathaniel E .; Viola, Donna; Sutton, Sarah; Clark, Erin; Holt, John W. (2018). „Odkryté podpovrchové ledové příkrovy v marťanských středních zeměpisných šířkách“. Věda. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Sci ... 359..199D. doi:10.1126 / science.aao1619. PMID  29326269.
  86. ^ A b C d E F Doplňkové materiály Vystavené podpovrchové ledové příkrovy v marťanských středních zeměpisných šířkách Colin M. Dundas, Ali M. Bramson, Lujendra Ojha, James J. Wray, Michael T. Mellon, Shane Byrne, Alfred S. McEwen, Nathaniel E. Putzig, Donna Viola , Sarah Sutton, Erin Clarková, John W. Holt
  87. ^ Jauregui, Andres (10.05.2013). „Fotografie HiRISE Mars zachycují neočekávané pohledy na Rudou planetu (OBRÁZKY)“. Huffington Post.
  88. ^ Mellon, M. a kol. 2009. Periglaciální krajina v místě přistání Phoenixu. Journal of Geophys. Res. 114. E00E07
  89. ^ Lefort, A .; Russell, P. S .; Thomas, N .; McEwen, A. S .; Dundas, C. M .; Kirk, R. L. (2009). "Pozorování periglaciálních reliéfů v Utopii Planitia pomocí experimentu s vysokým rozlišením pro zobrazování (HiRISE)". Journal of Geophysical Research. 114 (E4): E04005. Bibcode:2009JGRE..114.4005L. doi:10.1029 / 2008JE003264.
  90. ^ Morgenstern, A; Hauber, E; Reiss, D; van Gasselt, S; Grosse, G; Schirrmeister, L (2007). „Depozice a degradace vrstvy bohaté na těkavé látky v Utopii Planitia a důsledky pro historii klimatu na Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 112 (E6): E06010. Bibcode:2007JGRE..11206010M. doi:10.1029 / 2006JE002869. Archivovány od originál (PDF) dne 04.10.2011.
  91. ^ Lefort, A .; Russell, P.S .; Thomas, N. (2010). „Vroubkované terény v oblasti Marsu Peneus a Amphitrites Paterae podle pozorování HiRISE“. Icarus. 205 (1): 259. Bibcode:2010Icar..205..259L. doi:10.1016 / j.icarus.2009.06.005.
  92. ^ Zanetti, M .; Hiesinger, H .; Reiss, D .; Hauber, E .; Neukum, G. (2009). „Vroubkovaný vývoj deprese na Malea Planum a jižní zdi povodí Hellas, Mars“ (PDF). Měsíční a planetární věda. 40. p. 2178, abstrakt 2178. Bibcode:2009LPI .... 40.2178Z.
  93. ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP?diafotizo.php?ID=PSP_002296_1215[trvalý mrtvý odkaz ]
  94. ^ Byrne, S; Dundas, CM; Kennedy, MR; Mellon, MT; McEwen, AS; Cull, SC; Daubar, IJ; Shean, DE; et al. (2009). „Distribuce přízemního ledu střední šířky na Marsu z nových impaktních kráterů“. Věda. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci ... 325.1674B. doi:10.1126 / science.1175307. PMID  19779195. S2CID  10657508.
  95. ^ „Vodní led vystavený v kráterech Marsu“. SPACE.com. Citováno 19. prosince 2010.
  96. ^ „Yahoo!“. Archivovány od originál 26. října 2009. Citováno 8. září 2011.
  97. ^ http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[trvalý mrtvý odkaz ]
  98. ^ S. Fagents1, A., P. Lanagan, R. Greeley. 2002. Bezkoreňové kužely na Marsu: důsledek interakce lávy a ledu. Geologická společnost, Londo. Speciální publikace: 202, 295-317.
  99. ^ „Objevy PSR: Bezkořenové kužely na Marsu“.
  100. ^ Jaeger, W., L. Keszthelyi, A. McEwen, C. Dundas, P. Russell a tým HiRISE. 2007. VČASNÉ VÝZNAMY RING / MOUND LANDFORMS V ATHABASCA VALLES, MARS. Lunar and Planetary Science XXXVIII 1955.pdf.
  101. ^ Milazzo, M .; Keszthelyi, L.P .; Jaeger, W.L .; Rosiek, M .; Mattson, S .; Verba, C .; Beyer, R.A .; Geissler, P.E .; McEwen, A.S. (2009). "Objev sloupcového spojení na Marsu". Geologie. 37 (2): 171–174. Bibcode:2009Geo .... 37..171M. doi:10.1130 / G25187A.1. S2CID  129861904.
  102. ^ Milazzo, M .; Keszthelyi, L. P .; McEwen, A. S .; Jaeger, W. (2003). „Tvoření sloupovitých kloubů na Zemi a Marsu (abstrakt # 2120)“ (PDF). Měsíční a planetární věda. XXXIV: 2120. Bibcode:2003LPI .... 34,2120 mil.
  103. ^ Mangold, C .; Quantin, C; Ansan, V; Delacourt, C; Allemand, P (2004). "Důkazy o srážkách na Marsu z dendritických údolí v oblasti Valles Marineris". Věda. 305 (5680): 78–81. Bibcode:2004Sci ... 305 ... 78M. doi:10.1126 / science.1097549. PMID  15232103. S2CID  44628731.
  104. ^ Murchie, Scott; Roach, Leah; Seelos, Frank; Milliken, Ralph; Hořčice, John; Arvidson, Raymond; Wiseman, Sandra; Lichtenberg, Kimberly; Andrews-Hanna, Jeffrey; Bishop, Janice; Bibring, Jean-Pierre; Parente, Mario; Morris, Richard (2009). „Důkazy o původu vrstvených usazenin v Candor Chasma na Marsu z minerálního složení a hydrologického modelování“. Journal of Geophysical Research. 114 (E12): E00D05. Bibcode:2009JGRE..114.0D05M. doi:10.1029 / 2009JE003343.
  105. ^ Edgett, E. (2005). „Sedimentární horniny Sinus Meridiani: Pět klíčových pozorování z dat získaných z družic Mars Global Surveyor a Mars Odyssey“. Mars. 1: 5–58. Bibcode:2005IJMSE ... 1 .... 5E. doi:10.1555 / březen.2005.0002.