Planetární povrch - Planetary surface - Wikipedia

Apollo 11 astronaut Buzz Aldrin chůze po povrch z Měsíc, který se skládá z lunární regolit (fotografoval Neil Armstrong, Červenec 1969).
OSIRIS-REx sbírá vzorek povrchu z asteroidu 101955 Bennu v roce 2020
— (Obrázek v plné velikosti )

A planetární povrch je místo, kde je pevný (nebo kapalný) materiál vnějšku kůra na určité typy astronomické objekty kontaktuje atmosféra nebo vesmír. Planetární povrchy se nacházejí na pevných objektech planetární hmota, počítaje v to pozemské planety (počítaje v to Země ), trpasličí planety, přírodní satelity, planetesimals a mnoho dalších malá tělesa sluneční soustavy (SSSB).[1][2][3] Studium planetárních povrchů je oborem planetární geologie známý jako povrchová geologie, ale také zaměření na řadu oborů včetně planetární kartografie, topografie, geomorfologie, atmosférické vědy, a astronomie. Přistát (nebo přízemní) je termín určený pro nelikvidní planetární povrchy. Termín přistání se používá k popisu kolize objektu s planetárním povrchem a je obvykle rychlostí, při které může objekt zůstat neporušený a zůstat připojený.

v diferencované těles, povrch je tam, kde se kůra setkává s planetární mezní vrstva. Cokoli pod tím se považuje za povrchové nebo podmořské. Většina těl je masivnější než superzemě, počítaje v to hvězdy a plynové obry, stejně jako menší plynové trpaslíky, přechod souvisle mezi fázemi, včetně plynu, kapaliny a pevné látky. Jako takové jsou obecně považovány za povrchy bez povrchu.

Obzvláště zajímavé jsou planetární povrchy a povrchový život lidé protože je to primární místo výskytu druhu, který má vyvinul pohybovat se po zemi a dýchat vzduch. Člověk průzkum vesmíru a kolonizace prostoru proto se na ně silně zaměřuje. Lidé prozkoumali povrch Země a Měsíce pouze přímo. Díky obrovským vzdálenostem a složitosti vesmíru je přímé zkoumání sudé objekty blízké Zemi nebezpečné a drahé. Jako takový byl veškerý další průzkum nepřímý prostřednictvím vesmírné sondy.

Nepřímé pozorování průletem nebo oběžnou dráhou v současné době neposkytují dostatečné informace k potvrzení složení a vlastností planetových povrchů. Hodně z toho, co je známo, pochází z použití technik, jako je astronomická spektroskopie a vrácení vzorku. Lander kosmická loď prozkoumali povrchy planet Mars a Venuše. Mars je jediná další planeta, která prozkoumala svůj povrch pomocí mobilní povrchové sondy (roveru). Titan je jediným ne-planetárním objektem planetární hmota aby byly prozkoumány landerem. Landers prozkoumali několik menších těl včetně 433 Eros (2001), 25143 Itokawa (2005), Tempel 1 (2005), 67P / Churyumov – Gerasimenko (2014), 162173 Ryugu (2018) a 101955 Bennu (2020). Vzorky povrchu byly odebrány z Měsíce (vráceno v roce 1969), 25143 Itokawa (vráceno v roce 2010), 162173 Ryugu a 101955 Bennu.

Distribuce a podmínky

Planetární povrchy se nacházejí v celém světě Sluneční Soustava, z vnitřní strany pozemské planety, do pás asteroidů, přírodní satelity plynový gigant planety a dále do Trans-Neptunian objekty. Podmínky povrchu, teploty a terén se významně liší kvůli řadě faktorů včetně Albedo často generované samotnými povrchy. Mezi opatření povrchových podmínek patří plocha povrchu, povrchová gravitace, povrchová teplota a povrchový tlak. Stabilita povrchu může být ovlivněna erozí Liparské procesy, hydrologie, subdukce, vulkanismus, usazenina nebo seismické aktivita. Některé povrchy jsou dynamické, zatímco jiné zůstávají nezměněny po miliony let.

Průzkum

Vzdálenost, gravitace, atmosférické podmínky (extrémně nízká nebo extrémně vysoká atmosférický tlak ) a neznámé faktory způsobují, že průzkum je nákladný a riskantní. To vyžaduje vesmírné sondy pro včasný průzkum planetárních povrchů. Mnoho sond je stacionárních, má omezený studijní rozsah a obvykle přežívají na mimozemských površích po krátkou dobu, avšak mobilní sondy (rovery) zkoumaly větší povrchové plochy. Ukázkové návratové mise umožnit vědci studovat mimozemské povrchové materiály na Zemi, aniž by museli vyslat misi s posádkou, je to však obecně možné pouze u objektů s nízkou gravitací a atmosférou.

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium planitiaKráter GaleHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia planumHolden kráterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero kráterKráter LomonosovLucus PlanumLycus SulciLyotský kráterLunae PlanumMalea planumMaraldi kráterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraKráter MieKráter MilankovičNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirénaSisyphi PlanumSolis PlanumSýrie PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra sirénaTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMapa Marsu
Obrázek výše obsahuje odkazy, na které lze kliknoutInteraktivní obrazová mapa z globální topografie Marsu, překrývá s umístění přistávacích ploch a roverů na Marsu. Vznášet se myš přes obrázek zobrazíte názvy více než 60 významných geografických útvarů a kliknutím na ně odkazujete. Zbarvení základní mapy označuje relativní výšky, na základě údajů z Laserový výškoměr Mars Orbiter na NASA Mars Global Surveyor. Bílé a hnědé označují nejvyšší nadmořské výšky (+12 až +8 km); následované růžovými a červenými (+8 až +3 km); žlutá je 0 km; greeny a blues jsou nižší výšky (až do −8 km). Sekery jsou zeměpisná šířka a zeměpisná délka; Polární oblasti jsou zaznamenány.
(Viz také: Mapa Marsu, Památníky Marsu, Mapa Památníků Marsu) (Pohled • diskutovat)
(   Aktivní Rover •   Aktivní přistávací modul •   Budoucnost )
Beagle 2
Bradbury přistání
Deep Space 2
Pamětní stanice Columbia
Přistání InSight
Mars 2020
Mars 2
Mars 3
Mars 6
Mars Polar Lander
Pamětní stanice Challenger
Zelené údolí
Přistávací modul Schiaparelli EDM
Pamětní stanice Carla Sagana
Pamětní stanice Columbia
Tianwen-1
Pamětní stanice Thomase Mutch
Pamětní stanice Geralda Soffena

Minulé mise

První mimozemský planetární povrch, který byl prozkoumán, byl měsíční povrch podle Luna 2 v roce 1959. Prvním a jediným lidským průzkumem mimozemského povrchu byl Měsíc Program Apollo zahrnoval první moonwalk 20. července 1969 a úspěšný návrat mimozemských povrchových vzorků na Zemi. Venera 7 bylo první přistání sondy na jiné planetě 15. prosince 1970. Mars 3 „soft landed“ a vrátil data z Marsu 22. srpna 1972, první rover na Marsu byl Mars Pathfinder v roce 1997 Mars Exploration Rover studuje povrch rudé planety od roku 2004. NEAR Shoemaker jako první přistál na asteroidu - 433 Eros v únoru 2001 Hayabusa byl první, kdo vrátil vzorky z 25143 Itokawa dne 13. června 2010. Huygens soft přistál a vrátil data z Titan dne 14. ledna 2005.

Nedávno došlo k mnoha neúspěšným pokusům Fobos-Grunt, ukázková návratová mise zaměřená na prozkoumání povrchu Phobos.

Budoucí mise

V květnu 2011 NASA oznámila OSIRIS-REx ukázková návratová mise k asteroidu 101955 Bennu Zahájení se očekává v roce 2016. Mezi další cíle přistání a návratu vzorků patří 162173 Ryugu (Hayabusa2 v roce 2018) a 101955 Bennu (OSIRIS-REx v roce 2020)

Povrchové materiály

Některé planetární povrchy sluneční soustavy a jejich složení
  • Suchý, skalnatý a ledový povrch planety Mars (vyfotografoval Viking Lander 2, květen 1979) se skládá z regolitu bohatého na oxid železitý

    Suchý, skalnatý a ledový povrch planety Mars (vyfotografoval Viking Lander 2, Květen 1979) se skládá z regolitu bohatého na oxid železitý

  • Oblázkové pláně Saturnova měsíce Titan (fotografoval Huygensova sonda, 14. ledna 2005) složený ze silně stlačeného stavu vodního ledu. Toto je jediná pozemská fotografie vnějšího planetárního povrchu sluneční soustavy

  • Lesklá stříbrná mince s profilem poprsí Washingtonu.

    Povrch komety Tempel 1 (vyfotografováno Deep Impact sonda), sestává z jemného prášku obsahujícího hlinky, uhličitany, sodík a krystalické křemičitany bohaté na vodu a oxid uhličitý.

Nejběžnějším povrchovým materiálem planety ve sluneční soustavě se zdá být voda led. Povrchový led se nachází tak blízko Slunci jako Merkur, ale hojněji se vyskytuje i za Marsem. Mezi další povrchy patří pevná hmota v kombinaci Skála, regolit a zamrzlý chemické prvky a chemické sloučeniny. Obecně led převažuje nad planetárními povrchy za námraza, zatímco jsou blíže ke Slunci, převládají horniny a regolit. Minerály a hydratuje mohou být také přítomny v menším množství na mnoha planetárních površích.

Vzácné povrchové výskyty

Pobřeží na Zemi - země, moře, písek a erodované jíly. Zemský povrch se skládá z nejrůznějších materiálů bohatých na vodu, uhlík a křemík.
Perspektivní radarový pohled na Titan Bolsena Lacus (vpravo dole) a další uhlovodíková jezera na severní polokouli

Povrchová kapalina, i když je hojná na Zemi (největší těleso povrchové kapaliny je Světový oceán ) je jinde vzácný, je významnou výjimkou Titan který má největší známý systém uhlovodíkových jezer zatímco povrchová voda, hojná na Zemi a nezbytná pro všechny známé formy života, se považuje za existující pouze jako Sezónní toky na teplých marťanských svazích a v obyvatelné zóny dalších planetární systémy.

Vulkanismus může způsobit toky jako láva na povrchu geologicky aktivních těles (největší je Amirani (sopka) průtok na Io). Mnoho ze Země Vyvřeliny jsou tvořeny procesy vzácnými jinde, jako je přítomnost sopečného magmatu a vody. Povrchové ložiska minerálů, jako jsou olivín a hematit objevené na Marsu lunárními rovery poskytují přímý důkaz o minulé stáji voda na povrchu Marsu.

Kromě vody je pro Zemi ve sluneční soustavě jedinečný také mnoho dalších hojných povrchových materiálů, protože nejenže jsou organický ale vytvořily se díky přítomnosti života - mezi ně patří uhličitanová tvrdá zemina, vápenec, vegetace a umělý struktury, ačkoli ta je přítomna kvůli průzkumu sondy (viz také Seznam umělých předmětů na mimozemských površích ).

Mimozemské organické sloučeniny

Na objektech v celé sluneční soustavě se stále častěji nacházejí organické sloučeniny. I když je nepravděpodobné, že by naznačovaly přítomnost mimozemského života, veškerý známý život je založen na těchto sloučeninách. Komplexní molekuly uhlíku se mohou tvořit různými složitými chemickými interakcemi nebo mohou být dodávány dopady s malými objekty sluneční soustavy a mohou se spojit a vytvořit „stavební kameny“ Život na bázi uhlíku. Jako organické sloučeniny jsou často nestálý, jejich perzistence jako pevné látky nebo kapaliny na planetárním povrchu je vědecky zajímavá, protože by naznačovala vnitřní zdroj (například z vnitřku objektu) nebo zbytky z většího množství organického materiálu konzervovaného zvláštními okolnostmi v geologických časových intervalech nebo vnější zdroj (například z minulé nebo nedávné kolize s jinými objekty).[6] Radiace ztěžuje detekci organické hmoty, takže je její detekce na bez atmosférických objektech blíže ke Slunci extrémně obtížná.[7]

Mezi příklady pravděpodobných výskytů patří:

Na Marsu

Marťanský průzkum včetně vzorků odebraných pozemními rovery a spektroskopie z obíhajících satelitů odhalily přítomnost řady složitých organických molekul, z nichž některé by mohly být biosignatury při hledání života.

Na Ceres
Na Enceladu
Na kometě 67P

Vesmírná sonda Philae (kosmická loď) objevili na povrchu komety 67P následující organické sloučeniny :.[24][25][26]

Anorganické materiály

Písečné duny v Poušť Namib na Zemi (nahoře), ve srovnání s dunami v Beletu na Titanu

Následuje neúplný seznam povrchových materiálů, které se vyskytují na více než jednom planetárním povrchu spolu s jejich polohami v pořadí podle vzdálenosti od Slunce. Některé byly detekovány spektroskopií nebo přímým zobrazením z oběžné dráhy nebo průletu.

Vzácné anorganické látky

Uhlíkové Ices

Landforms

Pluto Tombaugh Regio (fotografoval Nové obzory průlet 14. července 2015) se zdá, že vykazuje geomorfologické rysy, o nichž se dříve myslelo, že jsou pro Zemi jedinečné.[52]

Mezi běžné povrchové vlastnosti patří:

Povrch plynných gigantů

Normálně, plynové obry jsou považovány za nemající povrch, i když mohou mít pevné jádro ze skály nebo různé druhy ledu nebo tekuté jádro z kovový vodík. Jádro, pokud existuje, nezahrnuje dostatek hmoty planety, aby bylo skutečně považováno za povrch. Někteří vědci považují bod, ve kterém je atmosférický tlak roven 1 bar, což odpovídá atmosférickému tlaku na zemském povrchu, být povrchem planety.[1]

Reference

  1. ^ Meyer, Charles; Treiman, Allanh; Kostiuk, Theodor (12. – 13. Května 1995). Meyer, Charles; Treiman, Allan H .; Kostiuk, Theodor (eds.). Workshop planetárních povrchových nástrojů (PDF). Houston, Texas. p. 3. Bibcode:1996psi..práce ..... M. Citováno 2012-02-10.
  2. ^ "Planetární povrchové materiály". Výzkumná skupina Haskin. Citováno 2012-02-10.
  3. ^ Melosh, Jay (srpen 2007). Planetární povrchové procesy. Cambridge Planetary Science. p. 9. ISBN  978-0-521-51418-7.
  4. ^ „Místo přistání Venery 9“. Planetární společnost. Citováno 16. září 2020.
  5. ^ „Místo přistání Venery 9“. Planetární společnost. Citováno 16. září 2020.
  6. ^ Ehrenfreund, P .; Spaans, M .; Holm, N. G. (2011). „Vývoj organické hmoty ve vesmíru“. Filozofické transakce Královské společnosti A: Matematické, fyzikální a technické vědy. 369 (1936): 538–554. Bibcode:2011RSPTA.369..538E. doi:10.1098 / rsta.2010.0231. PMID  21220279.
  7. ^ Anders, Edward (1989). „Prebiotická organická hmota z komet a asteroidů“. Příroda. 342 (6247): 255–257. Bibcode:1989 Natur.342..255A. doi:10.1038 / 342255a0. PMID  11536617. S2CID  4242121.
  8. ^ Grundy, W. M .; Cruikshank, D. P .; Gladstone, G. R .; Howett, C. J. A .; Lauer, T. R .; Spencer, J. R .; Summers, M. E.; Buie, M. W .; Earle, A. M .; Ennico, K .; Parker, J. Wm .; Porter, S. B .; Singer, K. N .; Stern, S. A .; Verbiscer, A. J .; Beyer, R. A .; Binzel, R. P .; Buratti, B. J .; Cook, J. C .; Dalle Ore, C. M .; Olkin, C. B .; Parker, A. H .; Protopapa, S .; Quirico, E .; Retherford, K. D .; Robbins, S. J .; Schmitt, B .; Stansberry, J. A .; Umurhan, O. M .; et al. (2016). „Tvorba Charonových červených pólů ze sezónně chladných těkavých těkavých látek“. Příroda. 539 (7627): 65–68. arXiv:1903.03724. Bibcode:2016Natur.539 ... 65G. doi:10.1038 / příroda1940. PMID  27626378. S2CID  205250398.
  9. ^ McCord, T.B .; Hansen, G.B .; Buratti, B.J .; Clark, R.N .; Cruikshank, D.P .; D’Aversa, E .; Griffith, C. A.; Baines, E.K.H .; Brown, R.H .; Dalle Ore, C.M .; Filacchione, G .; Formisano, V .; Hibbitts, C.A.; Jaumann, R .; Lunine, J.I .; Nelson, R.M .; Sotin, C. (2006). "Složení povrchu Titanu od Cassini VIMS". Planetární a kosmická věda. 54 (15): 1524–39. Bibcode:2006P & SS ... 54.1524T. doi:10.1016 / j.pss.2006.06.007.
  10. ^ Grundy, W. M .; Buie, M. W .; Spencer, J. R. (říjen 2002). „Spektroskopie Pluta a Tritonu při 3–4 mikronech: možné důkazy pro širokou distribuci netěkavých látek“. Astronomický deník. 124 (4): 2273–78. Bibcode:2002AJ .... 124.2273G. doi:10.1086/342933.
  11. ^ Brown, M. E., Trujillo, C. A., Rabinowitz, D. L. (2005). „Objev objektu velikosti planety v rozptýleném Kuiperově pásu“. Astrofyzikální deník. 635 (1): L97 – L100. arXiv:astro-ph / 0508633. Bibcode:2005ApJ ... 635L..97B. doi:10.1086/499336. S2CID  1761936.CS1 maint: více jmen: seznam autorů (odkaz)
  12. ^ Barucci, M. A; Cruikshank, D. P; Dotto, E; Merlin, F; Poulet, F; Dalle Ore, C; Fornasier, S; De Bergh, C (2005). „Je Sedna další Triton?“. Astronomie a astrofyzika. 439 (2): L1 – L4. Bibcode:2005A & A ... 439L ... 1B. doi:10.1051/0004-6361:200500144.
  13. ^ Boehnhardt, H; et al. (2004). „Charakterizace povrchu 28978 Ixion (2001 KX76)“. Dopisy o astronomii a astrofyzice. 415 (2): L21 – L25. Bibcode:2004A & A ... 415L..21B. doi:10.1051/0004-6361:20040005.
  14. ^ de Bergh, C. (2005). „Povrch transneptunského objektu 9048 Orcus“. Astronomie a astrofyzika. 437 (3): 1115–20. Bibcode:2005A & A ... 437.1115D. doi:10.1051/0004-6361:20042533.
  15. ^ Omar, M.H .; Dokoupil, Z. (květen 1962). "Rozpustnost dusíku a kyslíku v kapalném vodíku při teplotách mezi 27 a 33 ° K". Physica. 28 (5): 461–471. Bibcode:1962Phy .... 28..461O. doi:10.1016/0031-8914(62)90033-2.
  16. ^ Rivkin, Andrew S .; Emery, Joshua P. (2010). "Detekce ledu a organických látek na asteroidním povrchu". Příroda. 464 (7293): 1322–1323. Bibcode:2010Natur.464.1322R. doi:10.1038 / nature09028. PMID  20428165. S2CID  4368093. (pdf verze zpřístupněno 28. února 2018).
  17. ^ Voosen, Paul (2018). „Rover NASA zasáhne organické marže na Marsu“. Věda. doi:10.1126 / science.aau3992.
  18. ^ Mukbaniani, O. V .; Aneli, J. N .; Markarashvili, E. G .; Tarasashvili, M. V .; Aleksidze, N. D. (2015). "Polymerní kompozity na základě marťanského základu pro budování budoucích marsových stanic". International Journal of Astrobiology. 15 (2): 155–160. doi:10.1017 / S1473550415000270. ISSN  1473-5504.
  19. ^ A b Eigenbrode, Jennifer L .; Summons, Roger E .; Steele, Andrew; Freissinet, Caroline; Millan, Maëva; Navarro-González, Rafael; Sutter, Brad; McAdam, Amy C .; Franz, Heather B .; Glavin, Daniel P .; Archer, Paul D .; Mahaffy, Paul R .; Conrad, Pamela G .; Hurowitz, Joel A .; Grotzinger, John P .; Gupta, Sanjeev; Ming, Doug W .; Sumner, Dawn Y .; Szopa, Cyril; Malespin, Charles; Buch, Arnaud; Coll, Patrice (2018). „Organická hmota zachována ve 3 miliardách let starých kamenech v kráteru Gale na Marsu“ (PDF). Věda. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci ... 360.1096E. doi:10.1126 / science.aas9185. ISSN  0036-8075. PMID  29880683. S2CID  46983230.
  20. ^ Vu, Tuan H; Hodyss, Robert; Johnson, Paul V; Choukroun, Mathieu (2017). „Přednostní tvorba sodných solí ze zmrazených solí sodno-amonium-chlorid-uhličitan - důsledky pro světlé skvrny Ceres“. Planetární a kosmická věda. 141: 73–77. Bibcode:2017P & SS..141 ... 73V. doi:10.1016 / j.pss.2017.04.014.
  21. ^ McCord, Thomas B; Zambon, Francesca (2018). "Povrchové složení Ceres z mise Dawn". Icarus. 318: 2–13. Bibcode:2019Icar..318 .... 2M. doi:10.1016 / j.icarus.2018.03.004.
  22. ^ De Sanctis, M. C .; Ammannito, E .; McSween, H. Y .; Raponi, A .; Marchi, S .; Capaccioni, F .; Capria, M. T .; Carrozzo, F. G .; Ciarniello, M .; Fonte, S .; Formisano, M .; Frigeri, A .; Giardino, M .; Longobardo, A .; Magni, G .; McFadden, L. A .; Palomba, E .; Pieters, C. M .; Tosi, F .; Zambon, F .; Raymond, C. A .; Russell, C. T. (2017). "Lokalizovaný alifatický organický materiál na povrchu Ceres". Věda. 355 (6326): 719–722. Bibcode:2017Sci ... 355..719D. doi:10.1126 / science.aaj2305. PMID  28209893. S2CID  16758552.
  23. ^ A b Khawaja, N; Postberg, F; Hillier, J; Klenner, F; Kempf, S; Nölle, L; Reviol, R; Zou, Z; Srama, R (2019). „Nízkohmotné dusíkaté, kyslíkové a aromatické sloučeniny v ledových zrnách enceladejské“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 489 (4): 5231–5243. Bibcode:2019MNRAS.489.5231K. doi:10.1093 / mnras / stz2280. ISSN  0035-8711.
  24. ^ Jordans, Frank (30. července 2015). „Sonda Philae nachází důkazy o tom, že komety mohou být kosmickými laboratořemi“. The Washington Post. Associated Press. Citováno 30. července 2015.
  25. ^ „Věda o povrchu komety“. Evropská kosmická agentura. 30. července 2015. Citováno 30. července 2015.
  26. ^ Bibring, J.-P .; Taylor, M.G.G.T .; Alexander, C .; Auster, U .; Biele, J .; Finzi, A. Ercoli; Goesmann, F .; Klingehoefer, G .; Kofman, W .; Mottola, S .; Seidenstiker, K.J .; Spohn, T .; Wright, I. (31. července 2015). „První dny Philae na kometě - úvod do zvláštního vydání“. Věda. 349 (6247): 493. Bibcode:2015Sci ... 349..493B. doi:10.1126 / science.aac5116. PMID  26228139.
  27. ^ Williams, David R. (10. prosince 2012). "Led na Měsíci". NASA.
  28. ^ Choi, Charles Q. (15. prosince 2016) Vodní led nalezený na planetě Trpaslíků Ceres, skrytý ve stálém stínu. Space.com]
  29. ^ Moskowitz, Clara (2010-04-28). „Vodní led objeven na asteroidu poprvé“. ProfoundSpace.org. Citováno 2018-08-20.
  30. ^ „Europa: Another Water World?“. Projekt Galileo: Měsíce a prsteny Jupitera. NASA Laboratoř tryskového pohonu. 2001. Archivovány od originál dne 21. července 2011. Citováno 9. srpna 2007.
  31. ^ McKinnon, William B .; Kirk, Randolph L. (2007). "Triton". V Lucy Ann Adams McFaddenové; Lucy-Ann Adams; Paul Robert Weissman; Torrence V. Johnson (eds.). Encyklopedie sluneční soustavy (2. vyd.). Amsterdam; Boston: Academic Press. str.483–502. ISBN  978-0-12-088589-3.
  32. ^ Langevin, Y (1997). „Regolit Merkuru: současné znalosti a důsledky pro misi Merkur Orbiter“. Planetární a kosmická věda. 45 (1): 31–37. Bibcode:1997P & SS ... 45 ... 31L. doi:10.1016 / s0032-0633 (96) 00098-0.
  33. ^ Scott, Keith; Pain, Colin (18. srpna 2009). Regolith Science. Csiro Publishing. 390–. ISBN  978-0-643-09996-8.
  34. ^ Pieters, C. M .; Ammannito, E .; Blewett, D. T .; Denevi, B. W .; De Sanctis, M. C .; Gaffey, M. J .; Le Corre, L .; Li, J. -Y .; Marchi, S .; McCord, T. B .; McFadden, L. A .; Mittlefehldt, D. W .; Nathues, A .; Palmer, E .; Reddy, V .; Raymond, C. A .; Russell, C. T. (2012). "Výrazné zvětrávání vesmíru na Vestě z regolitických procesů míchání". Příroda. 491 (7422): 79–82. Bibcode:2012Natur.491 ... 79P. doi:10.1038 / příroda11534. PMID  23128227. S2CID  4407636.
  35. ^ "Tekoucí ledové ledovce na povrchu Pluta po průletu New Horizons". ABC. 25. července 2015. Citováno 6. října 2015.
  36. ^ McKinnon, William B .; Kirk, Randolph L. (2014). "Triton". V Spohn, Tilman; Breuer, Doris; Johnson, Torrence (eds.). Encyklopedie sluneční soustavy (3. vyd.). Amsterdam; Boston: Elsevier. str. 861–82. ISBN  978-0-12-416034-7.
  37. ^ Yang, Bin; Lucey, Paul; Glotch, Timothy (2013). „Jsou velké trojské asteroidy slané? Pozorovací, teoretická a experimentální studie“. Icarus. 223 (1): 359–366. arXiv:1211.3099. Bibcode:2013Icar..223..359Y. CiteSeerX  10.1.1.763.9669. doi:10.1016 / j.icarus.2012.11.025. S2CID  53323934.
  38. ^ Deziel, Chris (25. dubna 2017). „Sůl na jiných planetách“. Vědění.
  39. ^ Hlíny na Marsu: hojnější, než se očekávalo. Věda denně. 20. prosince 2012
  40. ^ Rivkin, A.S .; Volquardsen, E.L; Clark, B.E (2006). „Povrchové složení Ceres: Objev uhličitanů a jílů bohatých na železo“ (PDF). Icarus. 185 (2): 563–567. Bibcode:2006Icar..185..563R. doi:10.1016 / j.icarus.2006.08.022.
  41. ^ Napier, W.M .; Wickramasinghe, J.T .; Wickramasinghe, N.C. (2007). "Původ života v kometách". International Journal of Astrobiology. 6 (4): 321. Bibcode:2007 IJAsB ... 6..321N. doi:10.1017 / S1473550407003941.
  42. ^ „Jílovité minerály nalezené na ledové kůře Evropy“. JPL, NASA.gov. 11. prosince 2013.
  43. ^ Boynton, WV; Ming, DW; Kounaves, SP; et al. (2009). „Důkazy o uhličitanu vápenatém na přistávací ploše Mars Phoenix“ (PDF). Věda. 325 (5936): 61–64. Bibcode:2009Sci ... 325 ... 61B. doi:10.1126 / science.1172768. PMID  19574384. S2CID  26740165.
  44. ^ Clark, B. C; Arvidson, R.E .; Gellert, R; et al. (2007). „Důkazy pro montmorillonit nebo jeho kompoziční ekvivalent v Columbia Hills na Marsu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 112 (E6): E06S01. Bibcode:2007JGRE..112.6S01C. doi:10.1029 / 2006JE002756. hdl:1893/17119.
  45. ^ Landau, Elizabeth; Greicius, Tony (29. června 2016). „Nedávná hydrotermální aktivita může vysvětlit nejjasnější oblast Ceres“. NASA. Citováno 30. června 2016.
  46. ^ Lewin, Sarah (29. června 2016). „Chybná identita: záhadné světlé skvrny Ceres nejsou koneckonců sůl Epsom“. ProfoundSpace.org. Citováno 2016-06-30.
  47. ^ De Sanctis, M. C .; et al. (29. června 2016). "Jasné karbonátové usazeniny jako důkaz vodné změny na (1) Ceres". Příroda. 536 (7614): 54–57. Bibcode:2016Natur.536 ... 54D. doi:10.1038 / příroda18290. PMID  27362221. S2CID  4465999.
  48. ^ Kounaves, S. P .; et al. (2014). „Důkazy chloristanu, chlorečnanu a dusičnanu v marťanském meteoritu EETA79001: důsledky pro oxidanty a organické látky“. Icarus. 229: 169. Bibcode:2014Icar..229..206K. doi:10.1016 / j.icarus.2013.11.012.
  49. ^ A b C Grundy, W. M .; Young, L. A .; Spencer, J. R .; Johnson, R.E .; Young, E. F .; Buie, M. W. (říjen 2006). "Distribuce H2O a CO2 ledy na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon z pozorování IRTF / SpeX “. Icarus. 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016 / j.icarus.2006.04.016. S2CID  12105236.
  50. ^ A b Jones, Brant M .; Kaiser, Ralf I .; Strazzulla, Giovanni (2014). „Kyselina uhličitá jako rezerva oxidu uhličitého na ledových měsících: Tvorba oxidu uhličitého (CO2) v polárním prostředí “. Astrofyzikální deník. 788 (2): 170. Bibcode:2014ApJ ... 788..170J. doi:10.1088 / 0004-637X / 788/2/170.
  51. ^ Lellouch, E .; de Bergh, C .; Sicardy, B .; Ferron, S .; Käufl, H.-U. (2010). "Detekce CO v Tritonově atmosféře a povaha interakcí povrch-atmosféra". Astronomie a astrofyzika. 512: L8. arXiv:1003.2866. Bibcode:2010A & A ... 512L ... 8L. doi:10.1051/0004-6361/201014339. S2CID  58889896.
  52. ^ Gipson, Lillian (24. července 2015). „New Horizons objevuje tekoucí led na Plutu“. NASA. Citováno 24. července 2015.