Marťanská půda - Martian soil

Zvědavostje pohled na marťanskou půdu a balvany po překročení "Dingo Gap" písečná duna (9. února 2014; obraz transformovaný do atmosférického pohledu podobného Zemi, původní obrázek ).

Marťanská půda je pokuta regolit nalezený na povrchu Mars. Jeho vlastnosti se mohou výrazně lišit od pozemských půda, včetně jeho toxicity způsobené přítomností chloristany. Termín Marťanská půda obvykle označuje jemnější zlomek regolitu. Doposud nebyly na Zemi vráceny žádné vzorky, což je cíl a Mars-návratová mise, ale půda byla studována na dálku pomocí Mars rovery a Mars orbiters.

Na Zemi obvykle zahrnuje pojem „půda“ organický obsah.[1] Naproti tomu planetární vědci přijímají funkční definici půdy, aby ji odlišili od skal.[2] Skály obecně označují měřítko 10 cm a větší materiály (např. Fragmenty, brekcie a exponované výchozy) s vysokou tepelnou setrvačností, s plošnými frakcemi shodnými s daty Viking Infrared Thermal Mapper (IRTM) a nehybné pod proudem Liparské podmínky.[2] V důsledku toho se horniny klasifikují jako zrna přesahující velikost dlažebních kostek na Wentworthova stupnice.

Tento přístup umožňuje shodu napříč metodami marťanského dálkového průzkumu, které pokrývají elektromagnetické spektrum gama na rádiové vlny. Pojem „půda“ označuje všechny ostatní, obvykle nekonsolidované materiály, včetně těch, které jsou dostatečně jemnozrnné, aby je bylo možné mobilizovat větrem.[2] Půda následně zahrnuje celou řadu regolitových složek identifikovaných na místech přistání. Typické příklady zahrnují: bednění brnění, klasty, konkrementy, drift, prach, kamenné úlomky a písek. Funkční definice posiluje nedávno navrženou obecnou definici půdy na suchozemských tělesech (včetně asteroidy a satelity ) jako nekonsolidovaná a chemicky zvětralá povrchová vrstva jemnozrnného minerálního nebo organického materiálu o tloušťce přesahující centimetrovou stupnici, s hrubými prvky nebo bez nich a slinutými částmi.[1]

Marťanský prach obecně představuje ještě jemnější materiály než marťanská půda, jejíž frakce má průměr menší než 30 mikrometrů. Nesouhlas s významem definice půdy vyvstává kvůli chybějícímu integrovanému pojetí půdy v literatuře. Pragmatická definice „média pro růst rostlin“ byla běžně přijata v komunitě planetárních věd, ale složitější definice popisuje půdu jako „(bio) geochemicky / fyzicky pozměněný materiál na povrchu planetárního tělesa, který zahrnuje povrchové mimozemské telurické usazeniny.“ Tato definice zdůrazňuje, že půda je orgán, který si uchovává informace o své historii životního prostředí a pro formování nepotřebuje přítomnost života.

Toxicita

Marťanská půda je toxická kvůli relativně vysokým koncentracím chloristan sloučeniny obsahující chlór. Elementární chlor byl poprvé objeven během lokalizovaných výzkumů autorem Mars rover Sojourner, a byla potvrzena Duch, Příležitost a Zvědavost. The Mars Odyssey orbiter také detekoval chloristany přes povrch planety.

NASA Phoenix přistávací modul poprvé detekovány sloučeniny na bázi chloru, jako je chloristan vápenatý. Hladiny zjištěné v marťanské půdě se pohybují kolem 0,5%, což je úroveň považovaná za toxickou pro člověka.[3] Tyto sloučeniny jsou také toxické pro rostliny. Terestrická studie z roku 2013 zjistila, že podobná úroveň koncentrace jako na Marsu (0,5 g na litr) způsobila:

  • výrazný pokles obsahu chlorofylu v listech rostlin,
  • snížení oxidační síly kořenů rostlin
  • zmenšení velikosti rostliny nad i pod zemí
  • akumulace koncentrovaných chloristanu v listech

Zpráva uvádí, že jeden ze studovaných druhů rostlin, Eichhornia crassipes, se zdálo odolné vůči chloristanům a mohlo by být použito k odstranění toxinů v jeho prostředí, i když samotné rostliny by nakonec obsahovaly vysokou koncentraci chloristanu.[4]Existují důkazy, že některé bakteriální formy života jsou schopné překonat chloristany a dokonce z nich žít. Další účinek vysokých úrovní ultrafialového záření dopadajících na povrch Marsu však narušuje molekulární vazby a vytváří ještě nebezpečnější chemikálie, které se při laboratorních testech na Zemi ukázaly být pro bakterie smrtelnější než samotné chloristany.[5]

Nebezpečí prachu

Potenciální nebezpečí jemného marťanského prachu pro lidské zdraví bylo uznáno již dlouho NASA. Studie z roku 2002 varovala před možnou hrozbou a byla provedena studie s použitím nejběžnějších silikátů nalezených na Marsu: olivín, pyroxen a živce. Zjistilo se, že prach reagoval s malým množstvím vody za vzniku vysoce reaktivních molekul, které se také produkují při těžbě křemene a je známo, že produkují plicní onemocnění u horníků na Zemi, včetně rakoviny (studie také uvedla, že Měsíční prach může být horší).[6]

V návaznosti na to si od roku 2005 stanovila analytická skupina Mars Exploration Program Analysis Group (MEPAG) NASA za cíl určit možné toxické účinky prachu na člověka. V roce 2010 skupina poznamenala, že ačkoli Phoenix přistávací modul a rovery Duch a Příležitost přispěl k zodpovězení této otázky, žádný z přístrojů nebyl vhodný pro měření konkrétního karcinogeny které vzbuzují obavy.[7] The Mars 2020 rover je astrobiologická mise, která bude také provádět měření, aby pomohla návrhářům budoucnosti lidská expedice pochopit veškerá nebezpečí způsobená marťanským prachem. Zaměstnává následující související nástroje:

Mise roveru Mars 2020 bude ukládat do mezipaměti vzorky, které by potenciálně mohla získat budoucí mise pro jejich transport na Zemi. Jakékoli otázky týkající se toxicity prachu, které dosud nebyly zodpovězeny in situ pak mohou být řešeny laboratořemi na Zemi.

Postřehy

Srovnání půd na Marsu - vzorky podle Zvědavost, Příležitost, a Duch vozítka (3. prosince 2012).[12][13]
První použití Zvědavost rover skútr jak prosívá náklad písku "Rocknest " (7. října 2012).

Mars je pokryt obrovskými plochami písku a prachu a jeho povrch je posetý kameny a balvany. Prach se příležitostně shromažďuje na celé planetě písečné bouře. Marsový prach je velmi jemný a v atmosféře zůstává suspendováno dostatek zbytků, aby obloha měla načervenalý odstín. Načervenalý odstín je kvůli rezivění železných minerálů pravděpodobně vzniklých před několika miliardami let, kdy byl Mars teplý a mokrý, ale nyní, když je Mars studený a suchý, může být moderní rezivění způsobeno superoxid který se tvoří na minerálech vystavených ultrafialovému záření ve slunečním světle.[14] Předpokládá se, že písek se v marťanských větrech pohybuje jen pomalu kvůli velmi nízké hustotě atmosféry v současné epochě. V minulosti mohla marťanský regolit formovat kapalná voda tekoucí v roklích a údolích řek. Vědci na Marsu studují, zda prosakování podzemní vody formuje marťanský regolit v současné epochě a zda oxid uhličitý hydratuje existují na Marsu a hrají roli.

za prvé Rentgenový difrakční pohled z Marťanská půda - Analýza CheMin odhaluje živce, pyroxeny, olivín a více (Zvědavost rover na "Rocknest ", 17. října 2012).[15]

Předpokládá se, že velké množství vody a oxidu uhličitého[Citace je zapotřebí ] ledy zůstávají zmrzlé v regolitu v rovníkové části Marsu a na jeho povrchu ve vyšších zeměpisných šířkách. Podle vysokoenergetického neutronového detektoru Mars Odyssey satelit je obsah vody v marťanském regolitu až 5% hmotnostních.[16][17] Přítomnost někoho olivín, což je snadno zvětrávatelný primární minerál, byl interpretován tak, že v současné době dominují spíše fyzikální než chemické zvětrávací procesy Mars.[18] Předpokládá se, že příčinou zrychlení jsou vysoké koncentrace ledu v půdě plíseň půdy, který tvoří zaoblený "změkčený terén "charakteristický pro marťanské střední výšky.

V červnu 2008 se Phoenix přistávací modul vrátil data ukazující, že marťanská půda je mírně zásaditá a obsahuje životně důležité živiny, jako např hořčík, sodík, draslík a chlorid, z nichž všechny jsou přísadami pro růst živých organismů na Zemi. Vědci porovnali půdu poblíž severního pólu Marsu s půdou zahrad na Zemi a dospěli k závěru, že by mohla být vhodná pro růst rostlin.[19] V srpnu 2008 však Phoenix Lander postupoval jednoduše chemie experimenty, míchání vody ze Země s marťanskou půdou ve snaze otestovat její pH, a objevil stopy po sůl chloristan, a zároveň potvrzuje teorie mnoha vědců, že marťanský povrch byl značně základní, měřeno na 8,3. Přítomnost chloristanu činí marťanskou půdu exotičtější, než se dříve myslelo (viz Toxicita sekce).[20] Bylo nutné provést další testování, aby se vyloučila možnost, že by údaje o chloristanech byly způsobeny pozemskými zdroji, o nichž se v té době předpokládalo, že mohly migrovat z kosmické lodi buď do vzorků, nebo do přístrojové techniky.[21] Každý nový přistávací modul však potvrdil svou přítomnost v půdě lokálně i v Mars Odyssey orbiter potvrdil, že jsou rozšířeny globálně po celém povrchu planety.[3]

"Sutton Inlier "půda na Marsu - cíl ChemCam laser - Zvědavost rover (11. května 2013).

Zatímco naše chápání marťanských půd je extrémně rudimentární, jejich rozmanitost může vyvolat otázku, jak bychom je mohli porovnat s našimi zemskými půdami. Použití systému založeného na Zemi je do značné míry diskutabilní, ale jednoduchou možností je odlišit (převážně) biotickou Zemi od Země abiotický Sluneční soustavy a zahrnout všechny nezemské půdy do nové Světová referenční základna pro půdní zdroje Referenční skupina nebo USDA půdní taxonomie Objednávka, kterou bychom mohli předběžně nazvat Astrosoly.[22]

17. října 2012 (Zvědavost rover na "Rocknest "), první Rentgenová difrakční analýza marťanské půdy. Výsledky odhalily přítomnost několika minerálů, včetně živce, pyroxeny a olivín, a navrhl, že marťanská půda ve vzorku byla podobná „zvětralé čedičové půdy „z Havajské sopky.[15] Havajský sopečný popel byl použit jako Marťanský regolith simulant výzkumníky od roku 1998.[23]

V prosinci 2012 vědci pracující na Mars Science Laboratory mise oznámila, že rozsáhlá analýza půdy marťanské půdy provedené Zvědavost rover ukázal důkazy o molekuly vody, síra a chlór, stejně jako náznaky organické sloučeniny.[12][13][24] Nicméně, pozemní znečištění jako zdroj organických sloučenin nelze vyloučit.

26. září 2013 vědci NASA uvedli Mars Zvědavost rover zjištěno „hojné, snadno dostupné“ voda (1,5 až 3 hmotnostní procenta) ve vzorcích půdy na Rocknestská oblast z Aeolis Palus v Kráter Gale.[25][26][27][28][29][30] Kromě toho NASA uvedla, že Zvědavost rover našel dva hlavní typy půdy: jemnozrnný mafiánský typ a místně odvozený, hrubozrnný felsický typ.[27][29][31] Zhoubný typ, podobný jiným marťanským půdám a marťanský prach, byla spojena s hydratací amorfních fází půdy.[31] Taky, chloristany, jejichž přítomnost může vést k detekci života organické molekuly obtížné, byly nalezeny v místě přistání Curiosity rover (a dříve v polárnějším místě ostrova Přistávací modul Phoenix ) navrhující „globální distribuci těchto solí“.[30] NASA to také uvedla Jake M. rock, skála, na kterou narazil Zvědavost na cestě do Glenelg, byl mugearit a velmi podobné pozemským horám mugearitů.[32]

11. dubna 2019 NASA oznámila, že Zvědavost rover na Marsu vyvrtané a pečlivě prostudované „jílovitá jednotka "což je podle projektového manažera vozítka" významný milník "v roce Zvědavostje cesta nahoru Mount Sharp.[33]

Zvědavost vrtané do "jílovitá jednotka ".[33]

Lidé budou potřebovat zdroje in situ pro kolonizaci Marsu. To vyžaduje pochopení místního nekonsolidovaného hromadného sedimentu, ale klasifikace takového sedimentu zůstává nedokončenou prací. Je známo příliš málo celého povrchu Marsu, aby se vytvořil dostatečně reprezentativní obraz. Mezitím je správné lépe používat termín půda pro označení nekonsolidovaného sedimentu Marsu.[34]

Atmosférický prach

Další informace: Atmosféra Marsu a Stopy prachu ďábla
Prašný ďábel na Marsu - při pohledu z Zvědavost rover - (9. srpna 2020)
Prach ďábel dál Mars (MGS )
Prachoví ďáblové způsobují na povrchu Marsu kroucení tmavých stop
Had Dust Devil of Mars (MRO )
Prach devils dovnitř Valles Marineris (MRO )
Marťanský ďábel - v Amazonis Planitia (10. dubna 2001) (taky ) (video (02:19) ).
Písečné bouře na Marsu
6. června 2018.[35]
25. listopadu 2012
18. listopadu 2012
Umístění Příležitost a Zvědavost vozítka jsou uvedena (MRO )

Podobně velké prach usadí se z tenčí marťanské atmosféry dříve, než by to bylo na Zemi. Například prach suspendovaný globálními prachovými bouřemi z roku 2001 na Marsu zůstal v marťanské atmosféře pouze 0,6 roku, zatímco prach z Mount Pinatubo usadit se trvalo asi dva roky.[36] Za současných marťanských podmínek jsou však masové pohyby obecně mnohem menší než na Zemi. Dokonce i globální prachové bouře z roku 2001 na Marsu pohnuly jen ekvivalent velmi tenké prachové vrstvy - asi 3 µm silné, pokud byly naneseny s rovnoměrnou tloušťkou mezi 58 ° severně a jih od rovníku.[36] Usazování prachu na dvě stránky roveru postupoval rychlostí přibližně o tloušťce zrna každých 100 sols.[37]

Rozdíl v koncentraci prachu v zemské atmosféře a na Marsu pramení z klíčového faktoru. Na Zemi se prach, který opouští atmosférickou suspenzi, obvykle agreguje na větší částice působením půdní vlhkosti nebo se suspenduje v oceánských vodách. Pomáhá to, že většina zemského povrchu je pokryta kapalnou vodou. Na Marsu nedochází ani k jednomu procesu, který zanechává usazený prach k dispozici pro suspenzi zpět do marťanské atmosféry.[38] Ve skutečnosti je složení marťanského atmosférického prachu velmi podobné povrchový prach - jak uvádí Mars Global Surveyor Spektrometr tepelné emise, mohou volumetricky dominovat kompozity živce plagioklasu a zeolitu[39] které lze mechanicky odvodit z marťanských čedičových hornin bez chemických úprav. Pozorování magnetických lapačů prachu Mars Exploration Rovers naznačují, že asi 45% elementární železo v atmosférickém prachu je maximálně (3+) oxidováno a že téměř polovina existuje v titanomagnetitu,[40] oba v souladu s mechanickým odvozením prachu s vodnou alterací omezenou pouze na tenké vrstvy vody.[41] Dohromady tato pozorování podporují absenci vodních procesů agregace prachu na Marsu. Kromě toho v současné době na povrchu Marsu dominuje větrná aktivita a hojná dunová pole Marsu mohou snadno uvolňovat částice do atmosférické suspenze prostřednictvím účinků, jako jsou větší zrna disagregující jemné částice při srážkách.[42]

Marťanské částice atmosférického prachu mají obvykle průměr 3 µm.[43] Je důležité si uvědomit, že zatímco atmosféra Marsu je tenčí, Mars má také nižší gravitační zrychlení, takže velikost částic, které zůstanou v suspenzi, nelze odhadnout pouze s atmosférickou tloušťkou. Elektrostatické a van der Waalsovy síly působení mezi jemnými částicemi přináší výpočtům další složitost. Důkladné modelování všech příslušných proměnných naznačuje, že částice o průměru 3 µm mohou zůstat v suspenzi neomezeně při většině rychlostí větru, zatímco částice o průměru 20 µm mohou vstoupit do suspenze z klidu při turbulenci povrchového větru již za 2 ms−1 nebo zůstanou v pozastavení 0,8 ms−1.[37]

V červenci 2018 vědci uvedli, že největší jednotlivý zdroj prachu na planetě Mars pochází z Formace Medusae Fossae.[44]

Mars prachová bouře - optická hloubka tau - květen až září 2018
(Mars Climate Sounder; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38; animace; 30. října 2018; Popis souboru )
Mars (před / po) prachová bouře (červenec 2018)
Mars bez prachové bouře v červnu 2001 (vlevo) a s celosvětovou prachovou bouří v červenci 2001 (vpravo), jak ji vidí Mars Global Surveyor
Namibská písečná duna (strana po větru) na Marsu
(Zvědavost rover; 17. prosince 2015).
Eroze prachovou bouří

Výzkum na Zemi

Malá hromada simulátoru půdy JSC MARS-1A[45]

Výzkum v oblasti Země je v současné době omezeno na používání Marťanské půdní simulátory, které jsou založeny na analýze z různých Mars kosmická loď. Jedná se o pozemský materiál, který se používá k simulaci chemických a mechanických vlastností Marťan regolit pro výzkum, experimenty a prototyp testování činností souvisejících s marťanskou půdou, jako je zmírňování prachu z dopravních zařízení, pokročilé systémy podpory života a využití zdrojů in-situ.

Počet Návrat vzorku Marsu plánují se mise, které by umožnily návrat skutečné marťanské půdy Země pro pokročilejší analýzu, než je možné in situ na povrchu Mars. To by mělo umožnit ještě přesnější simulanty. První z těchto misí je vícedílná mise začínající na Mars 2020 přistávací modul. Tímto způsobem budete sbírat vzorky po dlouhou dobu. Druhý přistávací modul poté shromáždí vzorky a vrátí je zpět Země.

Další informace: Marťanský regolith simulant
Další informace: Mars 2020

Galerie

  • Písek pohybující se na Marsu - z pohledu Zvědavost (23. ledna 2017).

  • Modrá duna na Marsu
    (24. ledna 2018).

  • Modrá duna na Marsu>
    (Vylepšená barva; 24. ledna 2018)

  • Duny dál Mars vypadat jako Star Trek Hvězdná flotila symbol.[46][47]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Certini, Giacomo; Ugolini, Fiorenzo C. (2013). "Aktualizovaná, rozšířená, univerzální definice půdy". Geoderma. 192: 378–379. Bibcode:2013Geode.192..378C. doi:10.1016 / j.geoderma.2012.07.008.
  2. ^ A b C Karunatillake, Suniti; Keller, John M .; Squyres, Steven W .; Boynton, William V .; Brückner, Johannes; Janes, Daniel M .; Gasnault, Olivier; Newsom, Horton E. (2007). „Chemické složení na místech přistání na Marsu podléhá omezením spektrometru Gamma Ray Mars Odyssey“. Journal of Geophysical Research. 112 (E8): E08S90. Bibcode:2007JGRE..112.8S90K. doi:10.1029 / 2006JE002859.
  3. ^ A b „Toxický Mars: Astronauti se musí na rudé planetě vypořádat s chloristanem“. space.com. Citováno 26. listopadu 2018.
  4. ^ On, H; Gao, H; Chen, G; Li, H; Lin, H; Shu, Z (15. května 2013). "Účinky chloristanu na růst čtyř mokřadních rostlin a jeho akumulaci v rostlinných tkáních". Environmental Science and Pollution Research International. 20 (10): 7301–8. doi:10.1007 / s11356-013-1744-4. PMID  23673920. S2CID  21398332.
  5. ^ „Mars pokryt toxickými chemikáliemi, které mohou vyhubit živé organismy, odhalily testy“. Opatrovník. Citováno 26. listopadu 2018.
  6. ^ Hecht, Jeff (9. března 2007). „Marťanský prach může být zdraví škodlivý“. Nový vědec. 225 (Dopisy o Zemi a planetách): 41. Citováno 30. listopadu 2018.
  7. ^ „MEPAG Cíl 5: Toxické účinky marťanského prachu na člověka“. Skupina pro analýzu programu Mars Exploration. Laboratoř tryskového pohonu NASA. Citováno 30. listopadu 2018.
  8. ^ Webster, Guy (31. července 2014). „PIXL modelu Mars 2020 Rover zaměřený na rentgenové paprsky na malé cíle“. NASA. Citováno 31. července 2014.
  9. ^ „Adaptivní vzorkování pro rentgenovou litochemii roveru“ (PDF). Archivovány od originál (PDF) dne 8. srpna 2014.
  10. ^ Webster, Guy (31. července 2014). „SHERLOC na mikromapu Mars Mars Minerals and Carbon Rings“. NASA. Citováno 31. července 2014.
  11. ^ „SHERLOC: Skenování obyvatelného prostředí pomocí Ramanovy a luminiscence pro organické látky a chemikálie, vyšetřování do roku 2020“ (PDF).
  12. ^ A b Brown, Dwayne; Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy (3. prosince 2012). „NASA Mars Rover plně analyzuje první vzorky marťanské půdy“. NASA. Citováno 3. prosince 2012.
  13. ^ A b Chang, Ken (3. prosince 2012). „Mars Rover Discovery odhalen“. New York Times. Citováno 3. prosince 2012.
  14. ^ Yen, A.S .; Kim, S.S .; Hecht, M.H .; Frant, M.S .; Murray, B. (2000). „Důkazy, že reaktivita marťanské půdy je způsobena superoxidovými ionty“. Věda. 289 (5486): 1909–12. Bibcode:2000Sci ... 289.1909Y. doi:10.1126 / science.289.5486.1909. PMID  10988066.
  15. ^ A b Brown, Dwayne (30. října 2012). „První studie o půdě NASA Rover pomáhají otiskům prstů marťanské minerály“. NASA. Citováno 31. října 2012.
  16. ^ Mitrofanov, I. a kol. 11; Anfimov; Kozyrev; Litvak; Sanin; Tret'Yakov; Krylov; Shvetsov; Boynton; Shinohara; Hamara; Saunders (2004). „Mineralogie v kráteru Gusev z Mössbauerova spektrometru na vozidle Spirit“. Věda. 297 (5578): 78–81. Bibcode:2002Sci ... 297 ... 78M. doi:10.1126 / science.1073616. PMID  12040089. S2CID  589477.
  17. ^ Horneck, G. (2008). „Mikrobiální případ pro Mars a jeho důsledky pro lidské expedice na Mars“. Acta Astronautica. 63 (7–10): 1015–1024. Bibcode:2008AcAau..63.1015H. doi:10.1016 / j.actaastro.2007.12.002.
  18. ^ Morris, R.V. et 16 al .; Klingelhöfer; Bernhardt; Schröder; Rodionov; De Souza; Yen; Gellert; Evlanov; Foh; Kankeleit; Gütlich; Ming; Renz; Wdowiak; Squyres; Arvidson (2004). „Mineralogie v kráteru Gusev ze spektrometru Mössbauer na vozidle Spirit“. Věda. 305 (5685): 833–6. Bibcode:2004Sci ... 305..833M. doi:10.1126 / science.1100020. PMID  15297666. S2CID  8072539.
  19. ^ „Marťanská půda‚ by mohla podporovat život'". BBC novinky. 27. června 2008. Citováno 7. srpna 2008.
  20. ^ Chang, Alicia (5. srpna 2008). "Vědci: Sůl v půdě Marsu není špatná pro život". USA dnes. Associated Press. Citováno 7. srpna 2008.
  21. ^ „Kosmická loď NASA analyzující údaje o Marsu z půdy“. JPL. Citováno 5. srpna 2008.
  22. ^ Certini, G; Scalenghe, R; Amundson, R (2009). „Pohled na mimozemské půdy“. European Journal of Soil Science. 60 (6): 1078–1092. doi:10.1111 / j.1365-2389.2009.01173.x.
  23. ^ L. W. Beegle; G. H. Peters; G. S. Mungas; G. H. Bearman; J. A. Smith; R. C. Anderson (2007). Mojave Martian Simulant: Nový marťanský simulátor půdy (PDF). Měsíční a planetární věda XXXVIII. Citováno 28. dubna 2014.
  24. ^ Satherley, Dan (4. prosince 2012). "'Na Marsu byla nalezena komplexní chemie ". 3 Novinky. Citováno 4. prosince 2012.
  25. ^ Lieberman, Josh (26. září 2013). „Nalezena voda na Marsu: Curiosity Rover odhaluje„ hojnou a snadno dostupnou “vodu v marťanské půdě“. iSciencetimes. Citováno 26. září 2013.
  26. ^ Leshin, L. A .; Cabane, M .; Coll, P .; Conrad, P. G .; Archer, P. D .; Atreya, S. K .; Brunner, A.E .; Buch, A .; Eigenbrode, J.L .; Flesch, G. J .; Franz, H. B .; Freissinet, C .; Glavin, D. P .; McAdam, A. C .; Miller, K.E .; Ming, D. W .; Morris, R. V .; Navarro-Gonzalez, R .; Niles, P. B .; Owen, T .; Pepin, R. O .; Squyres, S .; Steele, A .; Stern, J. C .; Summons, R.E .; Sumner, D. Y .; Sutter, B .; Szopa, C. (27. září 2013). „Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover“. Věda. 341 (6153): 1238937. Bibcode:2013Sci ... 341E ... 3L. doi:10.1126 / science.1238937. PMID  24072926. S2CID  206549244.
  27. ^ A b Grotzinger, John (26. září 2013). „Úvod do zvláštního vydání: Analýza povrchových materiálů kuriozitou Mars Rover“. Věda. 341 (6153): 1475. Bibcode:2013Sci ... 341.1475G. doi:10.1126 / science.1244258. PMID  24072916.
  28. ^ Neal-Jones, Nancy; Zubritský, Elizabeth; Webster, Guy; Martialay, Mary (26. září 2013). „Curiosity's SAM Instrument Finds Water and More in Surface Sample“. NASA. Citováno 27. září 2013.
  29. ^ A b Webster, Guy; Brown, Dwayne (26. září 2013). „Věda získává z rozmanité přistávací oblasti zvědavosti“. NASA. Citováno 27. září 2013.
  30. ^ A b Chang, Kenneth (1. října 2013). „Hitting Dirt Dirt on Mars“. New York Times. Citováno 2. října 2013.
  31. ^ A b Meslin, P.-Y .; Forni, O .; Schroder, S .; Cousin, A .; Berger, G .; Clegg, S. M .; Lasue, J .; Maurice, S .; Sautter, V .; Le Mouelic, S .; Wiens, R. C .; Fabre, C .; Goetz, W .; Bish, D .; Mangold, N .; Ehlmann, B .; Lanza, N .; Harri, A.-M .; Anderson, R .; Rampe, E .; McConnochie, T. H .; Pinet, P .; Blaney, D .; Leveille, R .; Archer, D .; Barraclough, B .; Bender, S .; Blake, D .; Blank, J. G .; et al. (26. září 2013). „Diverzita půdy a hydratace, jak ji pozoroval ChemCam v kráteru Gale na Marsu“. Věda. 341 (6153): 1238670. Bibcode:2013Sci ... 341E ... 1M. CiteSeerX  10.1.1.397.5426. doi:10.1126 / science.1238670. PMID  24072924. S2CID  7418294. Citováno 27. září 2013.
  32. ^ Stolper, E.M .; Baker, M.B .; Newcombe, M.E .; Schmidt, M.E .; Treiman, A.H .; Cousin, A .; Dyar, M.D .; Fisk, M.R .; Gellert, R .; King, P.L .; Leshin, L .; Maurice, S .; McLennan, S.M .; Minitti, M.E .; Perrett, G .; Rowland, S .; Sautter, V .; Wiens, R.C .; MSL ScienceTeam, O .; Bridges, N .; Johnson, J. R .; Cremers, D .; Bell, J. F .; Edgar, L .; Farmer, J .; Godber, A .; Wadhwa, M .; Wellington, D .; McEwan, I .; et al. (2013). „Petrochemie Jake_M: Marťan Mugearite“ (PDF). Věda. 341 (6153): 1239463. Bibcode:2013Sci ... 341E ... 4S. doi:10.1126 / science.1239463. PMID  24072927. S2CID  16515295.
  33. ^ A b Dobře, Andrew (11. dubna 2019). „Zvědavost chutná první ukázka v 'Clay-Bearing Unit'". NASA. Citováno 12. dubna 2019.
  34. ^ Certini, Giacomo; Karunatillake, Suniti; Zhao, Yu-Yan Sara; Meslin, Pierre-Yves; Cousin, Agnes; Hood, Donald R .; Scalenghe, Riccardo (2020). "Rozlišování půd Marsu". Země a planetární a kosmická věda. 186: 104922. doi:10.1016 / j.pss.2020.104922.
  35. ^ Wall, Mike (12. června 2018). „Curiosity Rover NASA sleduje obrovskou prachovou bouři na Marsu (foto)“. ProfoundSpace.org. Citováno 13. června 2018.
  36. ^ A b Cantor, B (2007). „Pozorování MOC prachové bouře obklopující planetu Mars z roku 2001“. Icarus. 186 (1): 60–96. Bibcode:2007Icar..186 ... 60C. doi:10.1016 / j.icarus.2006.08.019.
  37. ^ A b Claudin, P; Andreotti, B (2006). „Zákon o změně měřítka pro liparské duny na Marsu, Venuši, Zemi a pro podmořské vlnky“. Dopisy o Zemi a planetách. 252 (1–2): 30–44. arXiv:cond-mat / 0603656. Bibcode:2006E & PSL.252 ... 30C. doi:10.1016 / j.epsl.2006.09.004. S2CID  13910286.
  38. ^ Sullivan, R .; Arvidson, R .; Bell, J. F .; Gellert, R .; Golombek, M .; Greeley, R .; Herkenhoff, K .; Johnson, J .; Thompson, S .; Whelley, P .; Wray, J. (2008). „Větrem poháněná pohyblivost částic na Marsu: Pohledy z pozorování Mars Exploration Rover v„ El Dorado “a okolí v kráteru Gusev. Journal of Geophysical Research. 113 (E6): E06S07. Bibcode:2008JGRE..113.6S07S. doi:10.1029 / 2008JE003101.
  39. ^ Hamilton, Victoria E .; McSween, Harry Y .; Hapke, Bruce (2005). "Mineralogie marťanského atmosférického prachu odvozená z tepelných infračervených spekter aerosolů". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12006. Bibcode:2005JGRE..11012006H. CiteSeerX  10.1.1.579.2798. doi:10.1029 / 2005JE002501.
  40. ^ Goetz a kol. (2007), Sedmá konference na Marsu
  41. ^ Goetz, W; Bertelsen, P; Binau, Cs; Gunnlaugsson, HP; Hviid, Sf; Kinch, Km; Madsen, De; Madsen, Mb; Olsen, M; Gellert, R; Klingelhöfer, G; Ming, Dw; Morris, Rv; Rieder, R; Rodionov, Ds; De Souza, Pa Jr; Schröder, C; Squyres, Sw; Wdowiak, T; Yen, A (červenec 2005). "Indikace období sucha na Marsu z chemie a mineralogie atmosférického prachu". Příroda. 436 (7047): 62–5. Bibcode:2005 Natur.436 ... 62G. doi:10.1038 / nature03807. ISSN  0028-0836. PMID  16001062. S2CID  10341702.
  42. ^ Edgett, Kenneth S. (2002). "Nízké albedo povrchy a eolian sediment: Mars Orbiter Kamera pohledy na krátery západní Arábie Terra a pruhy větru". Journal of Geophysical Research. 107 (E6): 5038. Bibcode:2002JGRE..107,5038E. doi:10.1029 / 2001JE001587. hdl:2060/20010069272.
  43. ^ Lemmon, Mt; Wolff, Mj; Smith, Md; Clancy, Rt; Banfield, D; Landis, Ga; Ghosh, A; Smith, Ph; Spanovich, N; Whitney, B; Whelley, P; Greeley, R; Thompson, S; Bell, Jf 3Rd; Squyres, Sw (prosinec 2004). "Atmosférické zobrazování vyplývá z průzkumných roverů Marsu: Duch a příležitost". Věda. 306 (5702): 1753–6. Bibcode:2004Sci ... 306.1753L. doi:10.1126 / science.1104474. ISSN  0036-8075. PMID  15576613. S2CID  5645412.
  44. ^ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20. července 2018). „Formace Medusae Fossae jako jediný největší zdroj prachu na Marsu“. Příroda komunikace. 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode:2018NatCo ... 9.2867O. doi:10.1038 / s41467-018-05291-5. PMC  6054634. PMID  30030425.
  45. ^ „Simulace půdy na Měsíci a Marsu“. Orbitec. Citováno 27. dubna 2014.
  46. ^ Kooser, Amanda (12. června 2019). „Star Trek na Marsu: NASA spatřila logo Hvězdné flotily v stopě duny - přeneste mě dolů na Mars, Scotty“. CNET. Citováno 16. června 2019.
  47. ^ Samson, Diane (16. června 2019). „William Shatner hraje hravě na„ Hvězdných válkách “nad symbolem„ Hvězdné flotily “na Marsu“. TechTimes.com. Citováno 16. června 2019.

externí odkazy