Marťanské polární ledové čepičky - Martian polar ice caps

Severní polární čepice v roce 1999
Jižní polární čepice v roce 2000

Planeta Mars má dva trvalé polární ledové čepičky. Během zimy pólu leží v nepřetržité tmě, zchladí povrch a způsobí depozice 25–30% atmosféra na desky z CO2 led (Suchý led ).[1] Když jsou póly znovu vystaveny slunečnímu záření, zmrzlý CO2 vznešené.[2] Tyto sezónní akce přenášejí velké množství prachu a vodní páry, což vede k mrazu podobnému Zemi a velkému cirrové mraky.

Čepice na obou pólech se skládají převážně z vodní led. Zmrazený oxid uhličitý se hromadí jako poměrně tenká vrstva silná asi jeden metr na severní čepici v severní zimě, zatímco jižní čepice má trvalou suchou ledovou pokrývku asi 8 m silnou.[3] Severní polární čepice má průměr asi 1000 km během severního léta na Marsu,[4] a obsahuje asi 1,6 milionu kubických km ledu, který by při rovnoměrném rozložení na čepici měl tloušťku 2 km.[5] (To je v porovnání s objemem 2,85 milionu kubických km (km3) pro Grónský ledový příkrov.) Jižní polární čepice má průměr 350 km a tloušťku 3 km.[6] Celkový objem ledu v jižní polární čepici plus přilehlé vrstvené usazeniny se také odhaduje na 1,6 milionu kubických km.[7] Obě polární čepice ukazují spirálové žlaby, které nedávná analýza SHARAD radar, který pronikl ledem, je výsledkem zhruba kolmého katabatické větry ta spirála kvůli Coriolisův efekt.[8][9]

Sezónní poleva v některých oblastech poblíž jižní ledové čepice má za následek vytvoření průhledných 1 m silných desek suchého ledu nad zemí. S příchodem jara sluneční světlo ohřívá podpovrch a tlak ze sublimujícího CO2 hromadí se pod deskou, zvedá ji a nakonec rozbije. Tohle vede k erupce podobné gejzírům CO2 plyn smíchaný s tmavým čedičovým pískem nebo prachem. Tento proces je rychlý, pozorovaný v průběhu několika dní, týdnů nebo měsíců, rychlost změny v geologii poměrně neobvyklá - zejména u Marsu. Plyn proudící pod deskou na místo gejzíru vyřezává pod ledem pavoukovitý vzor radiálních kanálů.[10][11][12][13]

V červenci 2018 italština vědci ohlásili objev a subglacial lake na Marsu, 1,5 km (0,93 mi) pod povrchem jižní polární vrstvené usazeniny (ne pod viditelnou trvalou ledovou čepicí) a asi 20 km (12 mi) napříč, první známá stabilní vodní plocha na planetě.[14][15]

Zmrazení atmosféry

Výzkum založený na nepatrných změnách oběžných drah kosmické lodi kolem Marsu po dobu 16 let zjistil, že každou zimu zamrzne z atmosféry na polární čepici zimní polokoule přibližně 3 biliony až 4 biliony tun oxidu uhličitého. To představuje 12 až 16 procent celkové hmotnosti Marťanská atmosféra. Tato pozorování podporují předpovědi z Mars Global Reference Atmospheric Model — 2010.[16][17]

Vrstvy

Obě polární čepice vykazují vrstvené rysy, nazývané polární vrstvené usazeniny, které jsou výsledkem sezónní ablace a hromadění ledu spolu s prachem z marťanských prachových bouří. Informace o minulém klimatu Marsu mohou být nakonec odhaleny v těchto vrstvách, stejně jako vzory stromových prstenů a údaje o ledových jádrech na Zemi. Obě polární čepice také zobrazují rýhované prvky, pravděpodobně způsobené vzory proudění větru. Drážky jsou také ovlivněny množstvím prachu.[18] Čím více prachu, tím tmavší povrch. Čím tmavší je povrch, tím více se taví. Tmavé povrchy absorbovat více světelné energie. Existují další teorie, které se pokoušejí vysvětlit velké rýhy.[19]

Vrstvy v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

  • Odkryté vrstvy.

  • Zavřít pohled na odkryté vrstvy.

  • Vrstvy viditelné podél okraje severní ledové čepičky.

  • Vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět HiRISE pod Program HiWish

  • Zavřít pohled na vrstvy vystavené v severní ledové čepici, jak je vidět v HiRISE v rámci programu HiWish

Severní polární čepice

Mozaika obrázků pořízených od 16. prosince 2015 do 26. ledna 2016 uživatelem Mars Orbiter Mission

Převážná část severní ledové čepice se skládá z vodní led; má také tenkou sezónní dýhu Suchý led, pevný oxid uhličitý. Každou zimu ledová čepice roste přidáním 1,5 až 2 m suchého ledu. V létě suchý led sublimuje (přechází přímo z pevné látky na plyn) do atmosféry. Mars má roční období podobná Zemi, protože jeho rotační osa má sklon blízký naší Zemi (25,19 ° pro Mars, 23,44 ° pro Zemi).

Během každého roku na Marsu až třetina tenkého oxidu uhličitého na Marsu (CO2) atmosféra „zamrzne“ během zimy na severní a jižní polokouli. Vědci dokonce změřili drobné změny v gravitačním poli Marsu v důsledku pohybu oxidu uhličitého.[20]

Ledová čepička na severu má nižší nadmořskou výšku (základna -5000 m, vrchol 2 000 m) než jih (základna 1 000 m, vrchol 3 500 m).[21][22] Je také teplejší, takže každé léto zmizí veškerý zmrzlý oxid uhličitý.[23]Část čepice, která přežije léto, se nazývá severní zbytková čepice a je vyrobena z vodního ledu. Předpokládá se, že tento vodní led je silný až tři kilometry. Mnohem tenčí sezónní čepice se začíná tvořit koncem léta až počátkem podzimu, kdy se vytvoří různé mraky. Mraky, nazývané polární kapuce, srážejí srážky, což zesiluje čepici. Severní polární čepička je symetrická kolem pólu a pokrývá povrch až do asi 60 stupňů zeměpisné šířky. Snímky s vysokým rozlišením pořízené snímky NASA Mars Global Surveyor ukazují, že severní polární čepici pokrývají hlavně jámy, praskliny, malé hrbolky a knoflíky, které jí dodávají tvaroh. Jámy jsou rozmístěny těsně vedle sebe vzhledem k velmi odlišným prohlubním v jižní polární čepici.

Obě polární čepice vykazují vrstvené rysy, které jsou výsledkem sezónního tání a ukládání ledu společně s prachem z marťanských prachových bouří. Tyto polární vrstvené usazeniny leží pod permanentními polárními čepičkami. Informace o minulém klimatu Marsu mohou být nakonec odhaleny v těchto vrstvách, stejně jako vzory stromových prstenů a údaje o ledových jádrech na Zemi. Obě polární čepice také zobrazují rýhované prvky, pravděpodobně způsobené vzory proudění větru a úhly slunce, ačkoli existuje několik pokročilých teorií. Drážky jsou také ovlivněny množstvím prachu.[18] Čím více prachu, tím tmavší povrch. Čím tmavší je povrch, tím více se taví. Tmavé povrchy absorbují více světelné energie. Jedno velké údolí, Chasma Boreale běží napůl přes čepici. Je široká asi 100 km a hluboká až 2 km - to je hlouběji než na Zemi Grand Canyon.[24]

Když se sklon nebo sklon změní, změní se velikost polárních čepiček. Když je náklon nejvyšší, dostávají póly každý den mnohem více slunečního světla a na více hodin. Extra sluneční světlo způsobí roztavení ledu, a to natolik, že může pokrýt části povrchu v 10 m ledu. Bylo nalezeno mnoho důkazů o ledovcích, které se pravděpodobně vytvořily, když nastala tato změna klimatu způsobená nakloněním.[25]

Výzkum zveřejněný v roce 2009 ukazuje, že vrstvy ledových čepic bohaté na led se shodují s modely změn klimatu na Marsu. Radarový přístroj NASA Mars Reconnaissance Orbiter dokáže měřit kontrast elektrických vlastností mezi vrstvami. Vzor odrazivosti odhaluje vzor materiálových variací ve vrstvách. Radar poskytl pohled v řezu na severo-pólové vrstvené usazeniny Marsu. Zóny s vysokou odrazivostí s více kontrastními vrstvami se střídají se zónami s nižší odrazivostí. Vzory, jak se tyto dva typy zón střídají, lze korelovat s modely změn v naklonění Marsu. Vzhledem k tomu, že horní zóna severo-polárních vrstvených ložisek - poslední uložená část - je silně radarově reflexní, vědci navrhují, aby tyto úseky vrstev s vysokým kontrastem odpovídaly obdobím relativně malých výkyvů v náklonu planety, protože osa Marsu se v poslední době příliš nemění. Zdá se, že se prachové vrstvy ukládají během období, kdy je atmosféra prašnější.[26][27][28]

Výzkum, publikovaný v lednu 2010 s použitím HiRISE obrázky, říká, že porozumění vrstvám je složitější, než se dříve věřilo. Jas vrstev nezávisí jen na množství prachu. Úhel slunce spolu s úhlem kosmické lodi výrazně ovlivňují jas viděný kamerou. Tento úhel závisí na faktorech, jako je tvar stěny žlabu a jeho orientace. Drsnost povrchu může dále výrazně změnit albedo (množství odraženého světla). Navíc mnohokrát to, co člověk vidí, není skutečná vrstva, ale svěží pokrývka mrazu. Všechny tyto faktory jsou ovlivňovány větrem, který může erodovat povrchy. Fotoaparát HiRISE neodhalil vrstvy, které byly tenčí než ty, které viděl Mars Global Surveyor. Ve vrstvách však viděl více podrobností.[29]

Radarová měření severní polární ledové čepičky zjistila, že objem vodního ledu ve vrstvených ložiskách čepice byl 821 000 kubických kilometrů (197 000 kubických mil). To se rovná 30% grónského ledového příkrovu Země. (Vrstvené usazeniny překrývají další bazální usazeninu ledu.) Radar je na palubě Mars Reconnaissance Orbiter.[26]

Radarová data SHARAD v kombinaci s 3D modelem odhalí zakopané krátery. Ty lze použít k datování určitých vrstev.[28]

V únoru 2017 ESA zveřejnil nový pohled na severní pól Marsu. Byla to mozaika vyrobená z 32 jednotlivých oběžných drah Mars Express.[30][31]

Jižní polární čepice

Jižní polární stálá čepice je mnohem menší než čepice na severu. Má průměr 400 km, ve srovnání s průměrem 1100 km severního čepice.[19] Každou jižní zimu pokrývá ledová čepička povrch do 50 ° zeměpisné šířky.[32] Část ledové čepice se skládá z Suchý led, pevný oxid uhličitý. Každou zimu ledová čepice roste přidáváním 1,5 až 2 metrů suchého ledu ze srážek z polární kapoty mraků. V létě suchý led sublimuje (přechází přímo z pevné látky na plyn) do atmosféry. Během každého roku na Marsu až třetina tenkého oxidu uhličitého na Marsu (CO2) atmosféra „zamrzne“ během zimy na severní a jižní polokouli. Vědci dokonce změřili drobné změny v gravitace pole Marsu v důsledku pohybu oxidu uhličitého. Jinými slovy, zimní nahromadění ledu mění gravitaci planety.[20] Mars má roční období podobná Zemi, protože jeho rotační osa má sklon blízký Zemi naší (25,19 ° pro Mars, 23,45 ° pro Zemi). Jižní polární čepice má vyšší nadmořskou výšku a je chladnější než severní čepice.[23]

Zbývající jižní ledová čepička je přemístěna; to znamená, že není soustředěn na jižní pól. Jižní sezónní čepice je však soustředěna poblíž geografického pólu.[19] Studie prokázaly, že mimo středový kryt je způsobeno mnohem větším množstvím sněhu na jedné straně než na druhé. Na straně západní polokoule jižního pólu se tvoří nízkotlaký systém, protože větry mění Hellasova pánev. Tento systém produkuje více sněhu. Na druhé straně je méně sněhu a více mrazu. Sníh má v létě tendenci odrážet více slunečního světla, takže se příliš neroztaví nebo sublimuje (klima Marsu způsobuje, že sníh přechází přímo z pevné látky na plyn). Frost má naproti tomu drsnější povrch a má tendenci zadržovat více slunečního světla, což vede k větší sublimaci. Jinými slovy, oblasti se silnějším mrazem jsou teplejší.[33]

Výzkum publikovaný v dubnu 2011 popsal velkou vrstvu zmrzlého oxidu uhličitého poblíž jižního pólu. Většina tohoto ložiska pravděpodobně vstupuje do atmosféry Marsu, když se zvyšuje sklon planety. Když k tomu dojde, atmosféra zhustne, vítr zesílí a větší plochy na povrchu mohou podporovat kapalnou vodu.[34] Analýza dat ukázala, že pokud by se všechny tyto usazeniny změnily na plyn, atmosférický tlak na Marsu by se zdvojnásobil.[35] Existují tři vrstvy těchto usazenin; každý je opatřen 30metrovou vrstvou vodního ledu, který zabraňuje CO2 od sublimace do atmosféry. v sublimace pevný materiál jde přímo do plynné fáze. Tyto tři vrstvy souvisejí s obdobími, kdy se atmosféra při změně podnebí zhroutila.[36]

Hlavní článek: Formace Dorsa Argentea

Velké pole eskers existují kolem jižního pólu zvaného Formace Dorsa Argentea, to je věřil být pozůstatky obřího ledového příkrovu.[37] Předpokládá se, že tento velký polární ledový pokryv pokrýval asi 1,5 milionu kilometrů čtverečních. Tato oblast je dvakrát větší než oblast státu Texas.[38][kruhový odkaz ][39]

Hlavní článek: Voda na Marsu § Subglacial kapalná voda

V červenci 2018 ESA objevili náznaky kapalné slané vody pohřbené pod vrstvami ledu a prachu analýzou odrazu radarových pulzů generovaných Mars Express.[15]

Vzhled švýcarského sýra

Hlavní článek: Vlastnosti švýcarského sýra

Zatímco severní polární čepice Marsu má plochý, důlkovitý povrch připomínající tvaroh, jižní polární čepice má větší jámy, žlaby a ploché mesy které mu dodávají vzhled švýcarského sýra.[40][41][42][43] Horní vrstva marťanského jižního polárního zbytkového víčka byla erodována do plochých desek s kruhovými prohlubněmi.[44] Pozorování provedená kamerou Mars Orbiter Camera v roce 2001 prokázala, že šarlatové a jámové stěny jižní polární čepice ustoupily od roku 1999 průměrnou rychlostí asi 3 metry (10 stop). Jinými slovy, ustupovaly 3 metry za rok Marsu . Na některých místech čepice ustupují šarže méně než 3 metry za rok na Marsu, jinde mohou ustoupit až 8 metrů za marťanský rok. Postupem času se jižní polární jámy spojují a stávají se rovinami, stávají se z nich mesy buttes a buttes zmizí navždy. Kulatému tvaru pravděpodobně napomáhá při jeho tvorbě úhel slunce. V létě se slunce pohybuje po obloze, někdy i 24 hodin každý den, těsně nad obzorem. Výsledkem je, že stěny kulaté prohlubně obdrží intenzivnější sluneční světlo než podlaha; zeď se roztaje mnohem více než podlaha. Stěny se roztají a ustupují, zatímco podlaha zůstává stejná.[45][46]

Pozdější výzkum s výkonným HiRISE ukázal, že jámy jsou v 1–10 metrů silné vrstvě suchého ledu, která sedí na mnohem větší vodní ledové čepici. Bylo pozorováno, že jamky začínají malými plochami podél slabých zlomenin. Kruhové jámy mají strmé stěny, které se zaměřují na sluneční světlo, čímž zvyšují erozi. U jámy je nutné vyvinout strmou stěnu asi 10 cm a délku přes 5 metrů.[47]

Obrázky níže ukazují, proč se říká, že povrch připomíná švýcarský sýr; rozdíly lze pozorovat také za období dvou let.

  • Změny na jižní polární ploše od roku 1999 do roku 2001, jak je patrné z Mars Global Surveyor.

  • „Švýcarský sýr“ ledové útvary z pohledu MGS.

  • Švýcarské sýrové ledové útvary z pohledu MGS, které ukazují vrstvy.

  • Detail terénu se švýcarským sýrem, jak jej vidí MGS.

  • HiRISE pohled na jižní polární terén.

Kanály hvězdice nebo pavouci

Hlavní článek: Gejzír (Mars)

Kanály hvězdice jsou vzory kanálů, které vyzařují do nadýchaných rozšíření. Jsou způsobeny plynem, který uniká spolu s prachem. Jak se teplota na jaře zahřívá, plyn se hromadí pod průsvitným ledem.[48] Typicky 500 metrů široký a 1 metr hluboký mohou pavouci podstoupit pozorovatelné změny během několika dní.[49] Jeden model pro pochopení vzniku pavouků říká, že sluneční světlo ohřívá v ledu prachová zrna. Teplá prachová zrna se usazují tavením v ledu, zatímco otvory jsou za nimi žíhány. Výsledkem je, že led je docela jasný. Sluneční světlo poté dosáhne tmavého dna ledové desky a změní pevný led z oxidu uhličitého na plyn, který proudí do vyšších oblastí, které se otevírají na povrch. Plyn spěchá ven a nese s sebou tmavý prach. Větry na povrchu budou foukat unikající plyn a prach do temných vějířů, které pozorujeme na oběžné dráze kosmické lodi.[25][50] Fyzika tohoto modelu je podobná myšlenkám navrženým k vysvětlení temných oblaků, které vybuchují z povrchu Triton.[51]

Výzkum, publikovaný v lednu 2010 s použitím obrázků HiRISE, zjistil, že některé kanály v pavoucích se zvětšují, když stoupají do kopce, protože eroze způsobuje plyn. Vědci také zjistili, že plyn proudí do trhliny, ke které došlo ve slabém místě ledu. Jakmile slunce vystoupí nad obzor, plyn z pavouků vyfoukne prach, který je vyfukován větrem a vytvoří temný vějířovitý tvar. Část prachu se zachytí v kanálech. Mráz nakonec pokryje všechny ventilátory a kanály až do příštího jara, kdy se cyklus opakuje.[32][52]

  • Kanály hvězdného výbuchu způsobené unikajícím CO2 plyn, jak to vidí HiRISE. Takové kanály, nazývané také pavouci, mohou mít průměr asi 500 m a hloubku 1 m.

  • Pavouk druhý jarní jarní den, jak ho viděla HiRISE.

  • Stejný pavouk o 14 marťanských dnů později, jak ho viděla HiRISE. Všimněte si zvýšených temných ventilátorů způsobených odplyněním oxidu uhličitého nesoucího tmavý materiál.

  • Široký pohled na chocholy, jak je vidět pod HiRISE pod Program HiWish Mnoho z chocholů ukazuje pavouky, když jsou zvětšeni.

  • Pavouci, jak je vidí HiRISE v rámci programu HiWish

  • Chocholy a pavouci, jak je vidělo HiRISE v rámci programu HiWish

Vrstvy

Chasma Australe, hlavní údolí, protíná vrstvené usazeniny v polární čepici. Na straně 90 V leží vklady v hlavní pánvi zvané Prometheus.[53]

Některé z vrstev na jižním pólu také vykazují polygonální štěpení ve formě obdélníků. Předpokládá se, že zlomeniny byly způsobeny expanzí a kontrakcí vodního ledu pod povrchem.[54]

Obohacení deuteriem polární ledovou čepicí

Důkazy, že Mars kdysi měl dostatek vody k vytvoření globálního oceánu hlubokého nejméně 137 m, byly získány z měření HDO na H2Poměr O nad severní polární čepičkou. V březnu 2015 tým vědců zveřejnil výsledky, které ukazují, že ledová polární čepice je obohacena asi osmkrát deuterium, těžký vodík, jako voda v zemských oceánech. To znamená, že Mars ztratil 6,5krát větší objem vody než voda uložená v dnešních polárních čepicích. Voda na nějaký čas mohla v nízko položených vytvořit oceán Vastitas Borealis a přilehlé nížiny (Acidalia, Arcadia a utopie planitiae). Kdyby byla voda vůbec tekutá a na povrchu, pokryla by 20% planety a místy by byla hluboká téměř míli.

Tento mezinárodní tým využil ESO Velmi velký dalekohled, spolu s nástroji na Hvězdárna W. M. Kecka a Zařízení pro infračervený dalekohled NASA, zmapovat různé izotopové formy vody v atmosféře Marsu po dobu šesti let.[55][56]

Galerie

Rozsahy severní (levé) a jižní (pravé) polární CO2 led během marťanského roku
Ledová čepice obrázky

  • Tento HiRISE obrázek ukazuje vrstvy běžící zhruba nahoru a dolů, se slabým polygonálním lomením (většinou obdélníkovým).

  • Jižní polární vrstvy, jak je vidět THEMIS.

  • Detail vrstev ve zdi McMurdo kráter, jak to vidí HiRISE.

  • Vrstvy vystavené v údolí na severní polární ledové čepici, jak to pozorovala Mars Odyssey. Kliknutím na obrázek jej zvětšíte, abyste viděli oblaka prachu způsobená větry, které spadají z víčka.

  • Chasma Boreale efektivní funkce, jak ji vidí HiRISE.

  • Chasma Boreale, jak to vidí HiRISE.

  • Strmý scarp, jak to vidí HiRISE.

  • Severní polární vrstvy na straně údolí, jak je vidět HiRISE. Vrstvy erodují odlišně, v závislosti na tom, jakým směrem stojí. Na jedné straně jsou rovné, jako by byly řezány nožem.

  • Chasma Boreale kanály, jak je vidět na HiRISE.

Viz také

Reference

  1. ^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Prettyman, T. H. (2003). "Přítomnost a stabilita přízemního ledu na jižní polokouli Marsu". Icarus. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. doi:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.
  2. ^ Hess, S .; Henry, R .; Tillman, J. (1979). „Sezónní výkyvy atmosférického tlaku na Marsu ovlivněné jižní polární čepičkou“. Journal of Geophysical Research. 84: 2923–2927. Bibcode:1979JGR .... 84.2923H. doi:10.1029 / JB084iB06p02923.
  3. ^ Miláčku, Davide. "Mars, polární čepice". Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Citováno 2007-02-26.
  4. ^ „Polní výlety MIRA do hvězd internetového vzdělávacího programu“. Mira. Nebo. Citováno 2007-02-26.
  5. ^ Carr, Michael H .; Head, James W. (2003). „Oceány na Marsu: Hodnocení pozorovacích důkazů a možného osudu“. Journal of Geophysical Research. 108 (5042): 24. Bibcode:2003JGRE..108,5042C. doi:10.1029 / 2002JE001963. S2CID  16367611.
  6. ^ Phillips, Tony. „Mars se taví, věda v NASA“. Archivovány od originál dne 2007-02-24. Citováno 2007-02-26.
  7. ^ Plaut, J. J .; et al. (2007). "Podpovrchové radary znějící na jižní polární vrstvená ložiska Marsu". Věda. 316 (5821): 92–5. Bibcode:2007Sci ... 316 ... 92P. doi:10.1126 / science.1139672. PMID  17363628. S2CID  23336149.
  8. ^ Smith, Isaac B .; Holt, J. W. (2010). "Nástup a migrace spirálních žlabů na Marsu odhalených orbitálním radarem". Příroda. 465 (4): 450–453. Bibcode:2010Natur.465..450S. doi:10.1038 / nature09049. PMID  20505722.
  9. ^ „Tajemné spirály na Marsu konečně vysvětleny“. ProfoundSpace.org. 26. května 2010. Citováno 2010-05-26.
  10. ^ „Nálezy NASA naznačují, že trysky praskají z marťanské ledové čepičky“. Laboratoř tryskového pohonu. NASA. 16. srpna 2006. Citováno 2009-08-11.
  11. ^ Kieffer, H. H. (2000). „Každoroční přerušovaná CO2 deska a trysky na Marsu“ (PDF). Citováno 2009-09-06.
  12. ^ G. Portyankina, vyd. (2006). „Simulace erupcí gejzírového typu v kryptické oblasti jihu Marsu“ (PDF). Citováno 2009-08-11.
  13. ^ Kieffer, Hugh H .; Christensen, Philip R .; Titus, Timothy N. (30. května 2006). „Trysky CO2 vytvořené sublimací pod průsvitným plošným ledem v sezónní jižní polární ledové čepici Marsu“. Příroda. 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006 Natur.442..793K. doi:10.1038 / nature04945. PMID  16915284.
  14. ^ Halton, Mary (25. července 2018). „Na Marsu bylo odhaleno„ jezero “s tekutou vodou“. BBC novinky. Citováno 26. července 2018.
  15. ^ A b Orosei, R .; Lauro, S.E .; Pettinelli, E .; Cicchetti, A .; Coradini, M .; et al. (2018). „Radarové důkazy o subglaciální tekuté vodě na Marsu“. Věda. 361 (6401): 490–493. Bibcode:2018Sci ... 361..490O. doi:10.1126 / science.aar7268. hdl:11573/1148029. PMID  30045881.
  16. ^ Steigerwald, Bill (březen 2016). „Nová gravitační mapa poskytuje dosud nejlepší pohled uvnitř Marsu“. NASA / Goddard Space Flight Center. Sciencedaily.com. Citováno 2016-10-03.
  17. ^ Genova, Antonio; Goossens, Sander; et al. (Červenec 2016), „Sezónní a statické gravitační pole Marsu z MGS, Mars Odyssey a MRO radio science“, Icarus, 272: 228–245, Bibcode:2016Icar..272..228G, doi:10.1016 / j.icarus.2016.02.050
  18. ^ A b „Polární oblasti Marsu“. Okna do vesmíru. Národní asociace učitelů vědy o Zemi. Citováno 28. prosince 2019.
  19. ^ A b C Barlow, Nadine G. (2008). Mars: úvod do jeho vnitřku, povrchu a atmosféry. Cambridge, Velká Británie: Cambridge University Press. str.&#91, stránka potřebná &#93, . ISBN  978-0-521-85226-5.
  20. ^ A b „Laserový výškoměr poskytuje první měření sezónní hloubky sněhu na Marsu“. Goddardovo vesmírné středisko. NASA. 6. prosince 2001. Archivovány od originál dne 12. 7. 2009. Citováno 2018-01-19.
  21. ^ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (04.05.2007). Úvod do planetární vědy: Geologická perspektiva. Springer Science & Business Media. ISBN  9781402055447.
  22. ^ Fishbaugh, K. (2001). „Srovnání severní a jižní polární čepičky Marsu: nová pozorování z údajů MOLA a diskuse o některých nevyřešených otázkách“. Icarus. 154 (1): 145–161. Bibcode:2001Icar..154..145F. doi:10.1006 / icar.2001.6666. S2CID  17330757.
  23. ^ A b Taylor, Fredric W. (10. 12. 2009). Vědecký průzkum Marsu. ISBN  978-0-521-82956-4.
  24. ^ ISBN  978-0-521-85226-5
  25. ^ A b Bell, Jim (06.06.2008). Marťanský povrch: složení, mineralogie a fyzikální vlastnosti. ISBN  978-0-521-86698-9.
  26. ^ A b „Radarová mapa pohřbených vrstev Marsu odpovídá klimatickým cyklům“. Laboratoř tryskového pohonu. 2009-09-22. Citováno 2018-07-10.
  27. ^ Putzig, N.E .; Phillips, R. J .; Campbell, B. A .; Holt, J. W .; Plaut, J. J .; Carter, L. M .; Egan, A. F .; Bernardini, F .; Safaeinili, A .; Seu, R. (2009). „Podpovrchová struktura Planum Boreum ze sondování mělkého radaru Mars Reconnaissance Orbiter“. Icarus. 204 (2): 443–457. doi:10.1016 / j.icarus.2009.07.034.
  28. ^ A b Foss, F. J .; Putzig, N.E .; Campbell, B. A .; Phillips, R. J. (2017). „3D zobrazování polárních ledových čepic Marsu pomocí dat z orbitálního radaru“. Náběžná hrana. 36 (1): 43–57. doi:10.1190 / tle36010043.1. PMC  5791158. PMID  29400351.
  29. ^ Fishbaugh, K. E .; Byrne, S .; Herkenhoff, K. E .; Kirk, R.L .; Fortezzo, C .; Russell, P. S .; McEwen, A. (leden 2010). "Hodnocení významu" vrstvy "v marťanských severních polárních vrstvených ložiskách a dopadu na klimatické spojení". Icarus. 205 (1): 269–282. Bibcode:2010Icar..205..269F. doi:10.1016 / j.icarus.2009.04.011.
  30. ^ „Nový pohled na severní pól Marsu“. SpaceRef. 02.02.2017. Citováno 2019-12-28.
  31. ^ „ESA - Vířící spirály na severním pólu Marsu“. M.esa.int. Citováno 2019-12-28.
  32. ^ A b Hansen, C.J .; Thomas, N .; Portyankina, G .; McEwen, A .; Becker, T .; Byrne, S .; Herkenhoff, K .; Kieffer, H .; Mellon, M. (2010). „HiRISE pozorování aktivity řízené sublimací plynu v jižních polárních oblastech Marsu: I. Eroze povrchu“. Icarus. 205 (1): 283–295. Bibcode:2010Icar..205..283H. doi:10.1016 / j.icarus.2009.07.021.
  33. ^ „Záhada polární čepice na Marsu vyřešena“. Spaceref.com. Citováno 2019-12-28.
  34. ^ „Kosmická loď NASA odhaluje dramatické změny v atmosféře Marsu“. Spaceref.com. Citováno 2019-12-28.
  35. ^ Phillips, R. a kol. 2011. Massive CO2 na jižní polární vrstvené usazeniny Marsu se usazovaly ledové usazeniny. Věda: 332, 638-841
  36. ^ Bierson, C. a kol. 2016. Stratigrafie a vývoj pohřbeného CO2 uložte na jižní polární čepici Marsu. Dopisy o geofyzikálním výzkumu: 43, 4172-4179
  37. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Rozsáhlý jižní polární ledový příkrov na Marsu ve věku Hesperianů: Důkazy o masivním tání a ústupu a bočním toku a čekání na tající vodu. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  38. ^ Seznam amerických států a teritorií podle oblastí
  39. ^ Scanlon, K., et al. 2018. Icarus: 299, 339-363.
  40. ^ Thomas, P., M. Malin, P. James, B. Cantor, R. Williams, P. Gierasch Jižní polární zbytková čepička Marsu: rysy, stratigrafie a změny Icarus, 174 (2 SPEC. ISS.). 2005. s. 535–559. http://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.028
  41. ^ Thomas, P., P. James, W. Calvin, R. Haberle, M. Malin. 2009. Zbytková jižní polární čepička Marsu: stratigrafie, historie a důsledky nedávných změn Icarus: 203, 352–375 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.05.014
  42. ^ Thomas, P., W. Calvin, P. Gierasch, R. Haberle, P. James, S. Sholes. 2013. Časové stupnice eroze a depozice zaznamenané ve zbytkové jižní polární čepici marsIcarus: 225: 923–932 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.08.038
  43. ^ Thomas, P., W. Calvin, B. Cantor, R. Haberle, P. James, S. Lee. 2016. Hmotnostní bilance zbytkové jižní polární čepičky Marsu ze snímků CTX a dalších dat Icarus: 268, 118–130 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2015.12.038
  44. ^ Brand, David (09.03.2000). „Rozdíl mezi marťanskými póly je„ sýr “, objevují výzkumní pracovníci společnosti Cornell Peter Thomas a jeho kolegové | Cornell Chronicle“. News.cornell.edu. Citováno 2019-12-28.
  45. ^ Hartmann, W. 2003. Průvodce cestovatele po Marsu. Workman Publishing. NY NY.
  46. ^ "HiRISE | Monitorování zbytkového víčka jižního pólu švýcarsko-sýrového terénu (PSP_005095_0935)". Hirise.lpl.arizona.edu. 26. 09. 2007. Citováno 2019-12-28.
  47. ^ Buhler, Peter, Andrew Ingersoll, Bethany Ehlmann, Caleb Fassett, James Head. 2017. Jak marťanská zbytková jižní polární čepice vyvíjí kvazikruhové a srdcovité jámy, žlaby a příkopy. Ikar: 286, 69-9.
  48. ^ „HiRISE | Starburst Channels (PSP_003443_0980)“. Hirise.lpl.arizona.edu. 12. 12. 2007. Citováno 2019-12-28.
  49. ^ Hansen, C, A. McEwen a tým HiRISE. Prosinec 2007. Tisková konference AGU jaro na jižním pólu Marsu.
  50. ^ Kieffer, HH; Christensen, PR; Titus, TN (2006). „CO2 trysky vytvořené sublimací pod průsvitným deskovým ledem v sezónní jižní polární ledové čepici Marsu “. Příroda. 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006 Natur.442..793K. doi:10.1038 / nature04945. PMID  16915284.
  51. ^ Soderblom, L. A .; Kieffer, S. W .; Becker, T. L .; Brown, R. H .; Cook, A. F .; Hansen, C. J .; Johnson, T. V .; Kirk, R.L .; Shoemaker, E. M. (1990). "Tritonovy gejzíry podobné oblakům: objev a základní charakterizace". Věda. 250 (4979): 410–415. Bibcode:1990Sci ... 250..410S. doi:10.1126 / science.250.4979.410. PMID  17793016. S2CID  1948948.
  52. ^ Thomas, N .; Hansen, C.J .; Portyankina, G .; Russell, P.S. (2010). „HiRISE pozorování aktivity řízené sublimací plynu v jižních polárních oblastech Marsu: II. Povrchová ložiska a jejich původ“. Icarus. 205 (1): 296–310. Bibcode:2010Icar..205..296T. doi:10.1016 / j.icarus.2009.05.030.
  53. ^ Carr, Michael H. (2006). Povrch Marsu. Cambridge University Press. str.[stránka potřebná ]. ISBN  978-0-521-87201-0.
  54. ^ "HiRISE | Polygonální fraktura jižních polárních vrstev (PSP_004959_0865)". Hirise.lpl.arizona.edu. 19. září 2007. Citováno 2019-12-28.
  55. ^ Evropská jižní observatoř (2015-03-05). „Mars: Planeta, která ztratila vodu v oceánu“. ScienceDaily. Archivovány od originál dne 10.03.2015. Citováno 2015-03-10.
  56. ^ Villanueva, G. L .; Mumma, M. J .; Novak, R.E .; Käufl, H. U .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Smith, M. D. (2015-03-05). „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.

externí odkazy