Марсианские полярные ледяные шапки - Martian polar ice caps

Северная полярная шапка в 1999 г.
Южная полярная шапка в 2000 г.

Планета Марс имеет два постоянных полярный ледяные шапки. Зимой столб лежит в сплошной темноте, охлаждая поверхность и вызывая отложение 25–30% атмосфера в плиты CO2 лед (сухой лед ).[1] Когда полюса снова подвергаются воздействию солнечного света, замороженный CO2 возвышенный.[2] Эти сезонные явления переносят большое количество пыли и водяного пара, вызывая земной мороз и большие перистые облака.

Крышки на обоих полюсах состоят в основном из ледяная вода. Замороженный углекислый газ накапливается в виде сравнительно тонкого слоя толщиной около одного метра на северной шапке зимой, в то время как южная крышка имеет постоянный слой сухого льда толщиной около 8 м.[3] Северная полярная шапка имеет диаметр около 1000 км в течение лета на севере Марса.[4] и содержит около 1,6 миллиона кубических километров льда, который, если равномерно распределить его по шапке, будет иметь толщину 2 км.[5] (Для сравнения, объем составляет 2,85 миллиона кубических км (км3) для Ледяной покров Гренландии.) Южная полярная шапка имеет диаметр 350 км и толщину 3 км.[6] Общий объем льда в южной полярной шапке плюс прилегающие слоистые отложения также оценивается в 1,6 миллиона кубических километров.[7] Обе полярные шапки имеют спиральные впадины, которые, согласно недавнему анализу ШАРАД Как показал радар, проникающий в лед, это результат примерно перпендикулярного стоковые ветры эта спираль из-за Эффект Кориолиса.[8][9]

Сезонное обледенение некоторых участков у южной ледяной шапки приводит к образованию над землей прозрачных пластов сухого льда толщиной 1 м. С приходом весны солнечный свет согревает недра и давление сублимации CO.2 накапливается под плитой, поднимая ее и в конечном итоге разрушая. Это ведет к гейзероподобные извержения CO2 газ, смешанный с темным базальтовым песком или пылью. Этот процесс является быстрым, наблюдается в течение нескольких дней, недель или месяцев, скорость изменений довольно необычна для геологии, особенно для Марса. Газ, устремляющийся из-под плиты к месту расположения гейзера, прорезает подо льдом паучий узор радиальных каналов.[10][11][12][13]

В июле 2018 г. Итальянский ученые сообщили об открытии подледное озеро на Марсе, в 1,5 км (0,93 мили) ниже поверхности южнополярные слоистые отложения (не под видимой постоянной ледяной шапкой) и диаметром около 20 км (12 миль), это первый известный стабильный водоем на планете.[14][15]

Замораживание атмосферы

Исследования, основанные на незначительных изменениях орбит космических аппаратов вокруг Марса за 16 лет, показали, что каждую зиму примерно от 3 до 4 триллионов тонн углекислого газа вымерзает из атмосферы в зимнюю полярную шапку полушария. Это составляет от 12 до 16 процентов от массы всей Марсианская атмосфера. Эти наблюдения подтверждают прогнозы Глобальной эталонной модели атмосферы Марса - 2010.[16][17]

Слои

Обе полярные шапки демонстрируют слоистые элементы, называемые полярно-слоистыми отложениями, которые являются результатом сезонной абляции и накопления льда вместе с пылью от марсианских пыльных бурь. Информация о прошлом климате Марса может быть в конечном итоге раскрыта в этих слоях, как это делают на Земле структуры колец деревьев и данные ледяных кернов. Обе полярные шапки также имеют рифленые элементы, вероятно, вызванные структурой ветрового потока. На канавки также влияет количество пыли.[18] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем больше тает. Темные поверхности впитывать больше световой энергии. Есть и другие теории, которые пытаются объяснить наличие больших бороздок.[19]

Слои северной ледяной шапки, видимые HiRISE в рамках программы HiWish

  • Слои выставлены.

  • Закройте вид открытых слоев.

  • Слои видны по краю северной ледяной шапки.

  • Слои, обнаженные в северной ледяной шапке, как видно HiRISE под Программа HiWish

  • Крупным планом вид слоев северной ледяной шапки, видимый HiRISE в рамках программы HiWish

Северная полярная шапка

Мозаика изображений, сделанных с 16 декабря 2015 г. по 26 января 2016 г. Миссия орбитального аппарата Марса

Основная часть северной ледяной шапки состоит из ледяная вода; он также имеет тонкий сезонный шпон из сухой лед, твердый углекислый газ. Каждую зиму ледяная шапка увеличивается, добавляя от 1,5 до 2 м сухого льда. Летом сухой лед сублимирует (переходит прямо из твердого тела в газ) в атмосферу. Марс имеет сезоны, похожие на земные, потому что его ось вращения имеет наклон, близкий к оси вращения нашей Земли (25,19 ° для Марса, 23,44 ° для Земли).

В течение каждого года на Марсе до трети тонкого углекислого газа Марса (CO2) Атмосфера "вымерзает" зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в гравитационном поле Марса из-за движения углекислого газа.[20]

Ледяная шапка на севере имеет меньшую высоту (основание -5000 м, вершина -2000 м), чем ледяная шапка на юге (основание 1000 м, вершина 3500 м).[21][22] Кроме того, здесь теплее, поэтому каждое лето замерзший углекислый газ исчезает.[23]Та часть шапки, которая уцелела летом, называется северной остаточной шапкой и состоит из водяного льда. Считается, что этот водяной лед имеет толщину до трех километров. Гораздо более тонкая сезонная шапка начинает формироваться в конце лета - начале осени, когда формируются различные облака. Называемые полярным колпаком, облака сбрасывают осадки, которые утолщают шапку. Северная полярная шапка симметрична относительно полюса и покрывает поверхность примерно до 60 градусов широты. Изображения с высоким разрешением, сделанные с помощью НАСА Mars Global Surveyor показывают, что северная полярная шапка покрыта в основном ямами, трещинами, небольшими неровностями и выступами, которые придают ей творожный вид. Ямы расположены близко друг к другу по сравнению с очень разными депрессиями в южной полярной шапке.

Обе полярные шапки демонстрируют слоистые особенности, которые возникают в результате сезонного таяния и отложения льда вместе с пылью от марсианских пыльных бурь. Эти полярные слоистые отложения лежат под постоянными полярными шапками. Информация о прошлом климате Марса может быть в конечном итоге раскрыта в этих слоях, как это происходит на Земле с кольцами деревьев и данными о ледяных кернах. Обе полярные шапки также имеют рифленые элементы, вероятно, вызванные ветровыми потоками и солнечными углами, хотя есть несколько выдвинутых теорий. На канавки также влияет количество пыли.[18] Чем больше пыли, тем темнее поверхность. Чем темнее поверхность, тем больше тает. Темные поверхности поглощают больше световой энергии. Одна большая долина, Chasma Boreale проходит половину кепки. Его ширина составляет около 100 км, а глубина - до 2 км - это глубже, чем на Земле. Большой Каньон.[24]

При изменении наклона или наклона изменяется размер полярных шапок. Когда наклон самый высокий, полюса получают гораздо больше солнечного света и в течение большего количества часов каждый день. Дополнительный солнечный свет заставляет лед таять настолько, что он может покрыть части поверхности на 10 м льда. Было найдено много свидетельств того, что ледники, вероятно, образовались, когда произошло это изменение климата, вызванное наклоном.[25]

Исследования, опубликованные в 2009 году, показывают, что богатые льдом слои ледяной шапки соответствуют моделям марсианских климатических колебаний. Радарный прибор NASA Mars Reconnaissance Orbiter может измерять контраст электрических свойств между слоями. Картина отражательной способности показывает картину изменений материала внутри слоев. Радар сделал вид в разрезе слоистых севернополярных отложений Марса. Зоны с высокой отражательной способностью с несколькими контрастирующими слоями чередуются с зонами с более низкой отражательной способностью. Модели того, как эти два типа зон чередуются, можно соотнести с моделями изменений наклона Марса. Поскольку верхняя зона слоистых отложений северного полюса - самая недавно отложенная часть - сильно отражает радар, исследователи предполагают, что такие участки высококонтрастной слоистой структуры соответствуют периодам относительно небольших колебаний наклона планеты, поскольку ось Марса в последнее время не сильно изменился. Более пыльные слои, по-видимому, откладываются в периоды, когда атмосфера более пыльная.[26][27][28]

Исследование, опубликованное в январе 2010 г. с использованием HiRISE images, говорит, что понимание слоев сложнее, чем считалось ранее. Яркость слоев зависит не только от количества пыли. Угол наклона Солнца вместе с углом космического корабля сильно влияют на яркость, видимую камерой. Этот угол зависит от таких факторов, как форма стенки желоба и ее ориентация. Кроме того, шероховатость поверхности может сильно изменить альбедо (количество отраженного света). Кроме того, часто видишь не настоящий слой, а свежий слой инея. На все эти факторы влияет ветер, который может разрушать поверхности. Камера HiRISE не выявила слоев тоньше, чем те, что видел Mars Global Surveyor. Однако внутри слоев было видно больше деталей.[29]

Радиолокационные измерения северной полярной ледяной шапки показали, что объем водяного льда в слоистых отложениях шапки составлял 821 000 кубических километров (197 000 кубических миль). Это составляет 30% ледяного покрова Гренландии на Земле. (Слоистые отложения перекрывают дополнительный базальный ледяной покров.) Радар находится на борту корабля. Марсианский разведывательный орбитальный аппарат.[26]

При объединении данных радара SHARAD в трехмерную модель можно обнаружить погребенные кратеры. Их можно использовать для датирования определенных слоев.[28]

В феврале 2017 г. ЕКА выпустил новый вид Северного полюса Марса. Это была мозаика из 32 отдельных орбит Марс Экспресс.[30][31]

Южная полярная шапка

Постоянная шапка южного полюса намного меньше северной. Его диаметр составляет 400 км по сравнению с диаметром северной шапки 1100 км.[19] Каждую южную зиму ледяная шапка покрывает поверхность до 50 ° широты.[32] Часть ледяной шапки состоит из сухой лед, твердый углекислый газ. Каждую зиму ледяная шапка увеличивается, добавляя от 1,5 до 2 метров сухого льда из осадков из полярного колпака облаков. Летом сухой лед сублимируется (переходит из твердого состояния в газ) в атмосферу. В течение каждого года на Марсе до трети тонкого углекислого газа Марса (CO2) Атмосфера "вымерзает" зимой в северном и южном полушариях. Ученые даже измерили крошечные изменения в сила тяжести поле Марса из-за движения углекислого газа. Другими словами, нарастание льда зимой меняет гравитацию планеты.[20] Марс имеет сезоны, похожие на земные, потому что его ось вращения имеет наклон, близкий к оси вращения нашей Земли (25,19 ° для Марса, 23,45 ° для Земли). Южная полярная шапка выше и холоднее северной.[23]

Остаточная южная ледяная шапка смещается; то есть он не центрируется на южном полюсе. Однако южный сезонный потолок сосредоточен около географического полюса.[19] Исследования показали, что смещение от центра вызвано тем, что с одной стороны выпадает гораздо больше снега, чем с другой. На стороне южного полюса в западном полушарии образуется система низкого давления, потому что ветры сменяются бассейном Эллады. Эта система производит больше снега. С другой стороны, меньше снега и больше морозов. Летом снег имеет тенденцию отражать больше солнечного света, поэтому не так много тает или сублимируется (климат Марса заставляет снег прямо переходить из твердого состояния в газообразное). С другой стороны, иней имеет более грубую поверхность и имеет тенденцию задерживать больше солнечного света, что приводит к большей сублимации. Другими словами, участки с более сильным морозом теплее.[33]

Исследование, опубликованное в апреле 2011 года, описало большое месторождение замороженного углекислого газа около южного полюса. Большая часть этого отложения, вероятно, попадает в атмосферу Марса, когда наклон планеты увеличивается. Когда это происходит, атмосфера уплотняется, ветры усиливаются, и большие площади на поверхности могут поддерживать жидкую воду.[34] Анализ данных показал, что если бы все эти отложения превратились в газ, атмосферное давление на Марсе увеличилось бы вдвое.[35] Есть три слоя этих отложений; каждый покрыт 30-метровым слоем водяного льда, который предотвращает выброс CO2 от сублимации в атмосферу. В сублимация твердый материал переходит непосредственно в газовую фазу. Эти три слоя связаны с периодами, когда атмосфера разрушалась при изменении климата.[36]

Основная статья: Формация Дорса Арджентеа

Большое поле эскеры существуют вокруг южного полюса, называемого Формация Дорса Арджентеа, считается, что это остатки гигантского ледникового покрова.[37] Считается, что этот большой полярный ледяной покров покрыл около 1,5 миллиона квадратных километров. Эта область вдвое больше площади штата Техас.[38][циркулярная ссылка ][39]

Основная статья: Вода на Марсе § Подледная жидкая вода

В июле 2018 г. ЕКА обнаружил признаки жидкой соленой воды, погребенной под слоями льда и пыли, путем анализа отражения радиолокационных импульсов, генерируемых Марс Экспресс.[15]

Внешний вид швейцарского сыра

Основная статья: Особенности швейцарского сыра

В то время как северная полярная шапка Марса имеет плоскую ямчатую поверхность, напоминающую творог, южная полярная шапка имеет более крупные углубления, впадины и плоские поверхности. столовые которые придают ему вид швейцарского сыра.[40][41][42][43] Верхний слой остаточной шапки южного полюса Марса был размыт на столовые с плоскими вершинами и круглыми впадинами.[44] Наблюдения, выполненные камерой Mars Orbiter Camera в 2001 году, показали, что уступы и стенки ям южной полярной шапки отступали со средней скоростью примерно на 3 метра (10 футов) с 1999 года. Другими словами, они отступали на 3 метра за марсианский год. . В некоторых местах на шапке уступы отступают менее чем на 3 метра за марсианский год, а в других - на 8 метров (26 футов) за марсианский год. Со временем южные полярные ямы сливаются в равнины, столовые горы превращаются в боты, и боты исчезают навсегда. Круглой форме, вероятно, способствует угол наклона солнца. Летом солнце движется по небу, иногда по 24 часа каждый день, прямо над горизонтом. В результате стены круглой депрессии будут получать более интенсивный солнечный свет, чем пол; стена растает гораздо сильнее, чем пол. Стены тают и отступают, а пол остается прежним.[45][46]

Более поздние исследования с помощью мощного HiRISE показали, что ямы находятся в слое сухого льда толщиной 1-10 метров, который находится на гораздо большей ледяной шапке. Наблюдалось, что ямы начинаются с небольших участков вдоль слабых трещин. Круглые ямы имеют крутые стены, которые фокусируют солнечный свет, тем самым увеличивая эрозию. Для выработки котлована необходима отвесная стена около 10 см и длиной более 5 метров.[47]

На фотографиях ниже показано, почему говорят, что поверхность напоминает швейцарский сыр; можно также наблюдать различия за двухлетний период.

  • Изменения южной полярной поверхности с 1999 по 2001 гг. Mars Global Surveyor.

  • Ледяные образования "швейцарского сыра" глазами MGS.

  • Образования льда, похожие на швейцарский сыр, на снимке MGS со слоями.

  • Крупный план швейцарской сырной местности, как видно из MGS.

  • HiRISE вид на южную полярную местность.

Каналы звездообразования или пауки

Основная статья: Гейзер (Марс)

Каналы звездообразования - это узоры каналов, которые расходятся в виде перистых расширений. Они вызваны газом, который улетучивается вместе с пылью. При повышении температуры весной газ накапливается под прозрачным льдом.[48] Обычно пауки шириной 500 метров и глубиной 1 метр могут претерпеть заметные изменения всего за несколько дней.[49] Одна из моделей для понимания образования пауков гласит, что солнечный свет нагревает частицы пыли во льду. Теплые частицы пыли оседают путем таяния льда, а дыры за ними отжигаются. В результате лед становится достаточно чистым. Затем солнечный свет достигает темного дна ледяной плиты и превращает твердый лед из двуокиси углерода в газ, который течет к более высоким областям, открывающимся на поверхность. Газ устремляется наружу, унося с собой темную пыль. Ветер на поверхности будет раздувать улетучивающийся газ и пыль в темные вееры, которые мы наблюдаем на орбитальных космических кораблях.[25][50] Физика этой модели похожа на идеи, выдвинутые для объяснения темных шлейфов, извергающихся с поверхности Тритон.[51]

Исследование, опубликованное в январе 2010 года с использованием изображений HiRISE, показало, что некоторые каналы у пауков становятся больше по мере подъема в гору, поскольку эрозию вызывает газ. Исследователи также обнаружили, что газ течет к трещине, возникшей в слабом месте во льду. Как только солнце поднимается над горизонтом, газ от пауков уносит пыль, которая уносится ветром, образуя темный веер. Часть пыли попадает в каналы. В конце концов иней покрывает все вентиляторы и каналы до следующей весны, когда цикл повторяется.[32][52]

  • Каналы взрыва звезды, вызванные выходом из CO2 газ, глазами HiRISE. Такие каналы, также называемые пауками, могут иметь диаметр около 500 м и глубину до 1 м.

  • Паук во второй марсианский день весны, глазами HiRISE.

  • Тот же паук 14 дней спустя на Марсе, его видел HiRISE. Обратите внимание на усиление темных вентиляторов, вызванное выделением углекислого газа, несущего темный материал.

  • Широкий обзор перьев, как видит HiRISE под Программа HiWish Многие из перьев в увеличенном виде показывают пауков.

  • Пауки глазами HiRISE в рамках программы HiWish

  • Перья и пауки, увиденные HiRISE в рамках программы HiWish

Слои

Большая долина Chasma Australe пересекает слоистые отложения в южной полярной шапке. На стороне 90 в.д. залежи залегают в большом бассейне, называемом Прометей.[53]

Некоторые слои южного полюса также имеют многоугольную трещиноватость в виде прямоугольников. Считается, что трещины были вызваны расширением и сжатием водяного льда под поверхностью.[54]

Обогащение дейтерия полярной ледяной шапки

Доказательства того, что на Марсе когда-то было достаточно воды, чтобы создать глобальный океан глубиной не менее 137 м, были получены путем измерения HDO до H.2Отношение O над северной полярной шапкой. В марте 2015 года группа ученых опубликовала результаты, показывающие, что лед полярной шапки примерно в восемь раз обогащен дейтерий, тяжелый водород, как вода в океанах Земли. Это означает, что Марс потерял в 6,5 раз больше воды, чем хранится в сегодняшних полярных шапках. Вода какое-то время могла образовать океан в низменности. Ваститас Бореалис и прилегающие низины (Ацидалия, Аркадия и утопия planitiae). Если бы вода когда-либо была жидкой и находилась на поверхности, она бы покрыла 20% планеты, а в некоторых местах была бы глубиной почти в милю.

Эта международная команда использовала ESO Очень большой телескоп, вместе с инструментами на Обсерватория В. М. Кека и Инфракрасный телескоп НАСА, чтобы нанести на карту различные изотопные формы воды в атмосфере Марса за шестилетний период.[55][56]

Галерея

Границы северного (слева) и южного (справа) полярного СО2 лед в марсианский год
Изображения ледяной шапки

  • Эта HiRISE На изображении показаны слои, расположенные примерно вверх и вниз, со слабыми полигональными трещинами (в основном прямоугольными).

  • Южные полярные слои, как видно ФЕМИДА.

  • Крупный план слоев стены Макмердо кратер, увиденный HiRISE.

  • Слои, обнаженные в долине на северной полярной ледяной шапке, наблюдаемые с помощью Mars Odyssey. Нажмите на изображение, чтобы увеличить, чтобы увидеть облака пыли, вызванные ветром, срывающимся с крышки.

  • Chasma Boreale обтекаемая функция, как видно HiRISE.

  • Chasma Boreale, глазами HiRISE.

  • Крутой обрыв в глазах HiRISE.

  • Северные полярные слои на краю долины, как видно с HiRISE. Слои размываются по-разному, в зависимости от того, в каком направлении они смотрят. С одной стороны они прямые, как будто порезанные ножом.

  • Chasma Boreale каналы, как их видит HiRISE.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Mellon, J. T .; Feldman, W. C .; Преттман, Т. Х. (2003). «Наличие и устойчивость грунтовых льдов в южном полушарии Марса». Икар. 169 (2): 324–340. Bibcode:2004Icar..169..324M. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.10.022.
  2. ^ Hess, S .; Генри, Р.; Тиллман, Дж. (1979). «Сезонный ход атмосферного давления на Марсе под влиянием южной полярной шапки». Журнал геофизических исследований. 84: 2923–2927. Bibcode:1979JGR .... 84.2923H. Дои:10.1029 / JB084iB06p02923.
  3. ^ Дорогой, Дэвид. «Марс, полярные шапки». Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Получено 2007-02-26.
  4. ^ "Программа Интернет-образования" МИРА к звездам ". Mira.or. Получено 2007-02-26.
  5. ^ Карр, Майкл Х .; Голова, Джеймс У. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований. 108 (5042): 24. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. Дои:10.1029 / 2002JE001963. S2CID  16367611.
  6. ^ Филлипс, Тони. «Марс тает, наука в НАСА». Архивировано из оригинал на 2007-02-24. Получено 2007-02-26.
  7. ^ Plaut, J. J .; и другие. (2007). «Подземное радиолокационное зондирование южнополярных слоистых отложений Марса». Наука. 316 (5821): 92–5. Bibcode:2007Научный ... 316 ... 92P. Дои:10.1126 / science.1139672. PMID  17363628. S2CID  23336149.
  8. ^ Смит, Исаак Б.; Холт, Дж. У. (2010). «Зарождение и миграция спиральных впадин на Марсе, обнаруженных орбитальным радаром». Природа. 465 (4): 450–453. Bibcode:2010Натура.465..450S. Дои:10.1038 / природа09049. PMID  20505722.
  9. ^ "Таинственные спирали на Марсе, наконец, объяснены". Space.com. 26 мая 2010. Получено 2010-05-26.
  10. ^ «Результаты НАСА позволяют предположить, что из марсианской ледяной шапки вырываются реактивные двигатели». Лаборатория реактивного движения. НАСА. 16 августа 2006 г.. Получено 2009-08-11.
  11. ^ Киффер, Х. Х. (2000). «Ежегодные пунктированные углекислые плиты и джеты на Марсе» (PDF). Получено 2009-09-06.
  12. ^ Портянкина, под ред. (2006). «Моделирование извержений гейзерного типа в загадочной области юга Марса» (PDF). Получено 2009-08-11.
  13. ^ Киффер, Хью Х .; Christensen, Philip R .; Титус, Тимофей Н. (30 мая 2006 г.). «Струи CO2, образовавшиеся в результате сублимации под прозрачными плитами льда в сезонной южной полярной шапке Марса». Природа. 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006Натура 442..793K. Дои:10.1038 / природа04945. PMID  16915284.
  14. ^ Холтон, Мэри (25 июля 2018 г.). "Озеро" жидкой воды обнаружено на Марсе ". Новости BBC. Получено 26 июля, 2018.
  15. ^ а б Orosei, R .; Lauro, S.E .; Pettinelli, E .; Cicchetti, A .; Coradini, M .; и другие. (2018). «Радиолокационные свидетельства наличия подледниковой жидкой воды на Марсе». Наука. 361 (6401): 490–493. Bibcode:2018Научный ... 361..490O. Дои:10.1126 / science.aar7268. HDL:11573/1148029. PMID  30045881.
  16. ^ Штайгервальд, Билл (март 2016 г.). «Новая гравитационная карта дает лучший вид на Марс». НАСА / Центр космических полетов Годдарда. Sciencedaily.com. Получено 2016-10-03.
  17. ^ Генуя, Антонио; Гуссенс, Сандер; и другие. (Июль 2016 г.), «Сезонное и статическое гравитационное поле Марса от MGS, Mars Odyssey и MRO radio science», Икар, 272: 228–245, Bibcode:2016Icar..272..228G, Дои:10.1016 / j.icarus.2016.02.050
  18. ^ а б «Полярные регионы Марса». Окна во Вселенную. Национальная ассоциация учителей наук о Земле. Получено 28 декабря 2019.
  19. ^ а б c Барлоу, Надин Г. (2008). Марс: знакомство с его внутренним пространством, поверхностью и атмосферой. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. стр.&#91, страница нужна &#93, . ISBN  978-0-521-85226-5.
  20. ^ а б «Лазерный высотомер обеспечивает первые измерения сезонной высоты снежного покрова на Марсе». Центр космических полетов Годдарда. НАСА. 6 декабря 2001. Архивировано с оригинал на 2009-07-12. Получено 2018-01-19.
  21. ^ Фор, Гюнтер; Менсинг, Тереза ​​М. (2007-05-04). Введение в планетологию: геологическая перспектива. Springer Science & Business Media. ISBN  9781402055447.
  22. ^ Фишбо, К. (2001). «Сравнение северной и южной полярных шапок Марса: новые наблюдения по данным MOLA и обсуждение некоторых нерешенных вопросов». Икар. 154 (1): 145–161. Bibcode:2001Icar..154..145F. Дои:10.1006 / icar.2001.6666. S2CID  17330757.
  23. ^ а б Тейлор, Фредрик В. (10 декабря 2009 г.). Научное исследование Марса. ISBN  978-0-521-82956-4.
  24. ^ ISBN  978-0-521-85226-5
  25. ^ а б Белл, Джим (2008-06-05). Поверхность Марса: состав, минералогия и физические свойства. ISBN  978-0-521-86698-9.
  26. ^ а б «Радиолокационная карта погребенных слоев Марса соответствует климатическим циклам». Лаборатория реактивного движения. 2009-09-22. Получено 2018-07-10.
  27. ^ Putzig, N.E .; Филлипс, Р. Дж .; Кэмпбелл, Б. А .; Holt, J. W .; Plaut, J. J .; Картер, Л. М .; Egan, A. F .; Бернардини, Ф .; Сафаэинили, А .; Сеу Р. (2009). «Подповерхностная структура Planum Boreum по данным мелкого радиолокационного зондирования марсианского разведывательного орбитального аппарата». Икар. 204 (2): 443–457. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.07.034.
  28. ^ а б Фосс, Ф. Дж .; Putzig, N.E .; Кэмпбелл, Б. А .; Филлипс, Р. Дж. (2017). «Трехмерное изображение полярных ледяных шапок Марса с использованием данных орбитального радара». Передний край. 36 (1): 43–57. Дои:10.1190 / tle36010043.1. ЧВК  5791158. PMID  29400351.
  29. ^ Fishbaugh, K. E .; Byrne, S .; Херкенхофф, К. Э .; Kirk, R.L .; Fortezzo, C .; Russell, P. S .; МакИвен, А. (январь 2010 г.). «Оценка значения слова« слой »в слоистых отложениях северного полярного региона Марса и его влияние на климатические связи». Икар. 205 (1): 269–282. Bibcode:2010Icar..205..269F. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.04.011.
  30. ^ "Новый взгляд на северный полюс Марса". SpaceRef. 2017-02-02. Получено 2019-12-28.
  31. ^ "ESA - Закрученные спирали на северном полюсе Марса". M.esa.int. Получено 2019-12-28.
  32. ^ а б Hansen, C.J .; Thomas, N .; Портянкина, Г .; McEwen, A .; Беккер, Т .; Byrne, S .; Herkenhoff, K .; Kieffer, H .; Меллон, М. (2010). «Наблюдения HiRISE за сублимационной активностью газа в южных полярных регионах Марса: I. Эрозия поверхности». Икар. 205 (1): 283–295. Bibcode:2010Icar..205..283H. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.07.021.
  33. ^ «Тайна полярной шапки Марса раскрыта». Spaceref.com. Получено 2019-12-28.
  34. ^ «Космический корабль НАСА обнаруживает драматические изменения в атмосфере Марса». Spaceref.com. Получено 2019-12-28.
  35. ^ Филлипс Р. и др. 2011. Массивный CO2 ледяные отложения, секвестированные в слоистых отложениях южного полюса Марса. Наука: 332, 638-841
  36. ^ Bierson, C., et al. 2016. Стратиграфия и эволюция погребенного СО.2 депонирование в южной полярной шапке Марса. Письма о геофизических исследованиях: 43, 4172-4179
  37. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Обширный южнополярный ледяной щит на Марсе гесперианского возраста: свидетельства массового таяния и отступления, а также бокового потока и ожидания талой воды. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  38. ^ Список штатов и территорий США по площади
  39. ^ Scanlon, K., et al. 2018. Icarus: 299, 339-363.
  40. ^ Томас П., М. Малин, П. Джеймс, Б. Кантор, Р. Уильямс, П. Гираш Южная полярная остаточная шапка Марса: особенности, стратиграфия и изменения Icarus, 174 (2 SPEC. ISS.). 2005. С. 535–559. http://doi.org/10.1016/j.icarus.2004.07.028
  41. ^ Томас П., П. Джеймс, В. Кальвин, Р. Хаберле, М. Малин. 2009. Остаточная южная полярная шапка Марса: стратиграфия, история и последствия недавних изменений Икар: 203, 352–375 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2009.05.014
  42. ^ Томас П., У. Кэлвин, П. Гираш, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Шоулз. 2013. Временные масштабы эрозии и отложений, зарегистрированных в остаточной южной полярной шапке Марса, Икар: 225: 923–932 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2012.08.038
  43. ^ Томас П., У. Кальвин, Б. Кантор, Р. Хаберле, П. Джеймс, С. Ли. 2016. Баланс масс остаточной южной полярной шапки Марса по снимкам CTX и другим данным Icarus: 268, 118–130 http://doi.org/10.1016/j.icarus.2015.12.038
  44. ^ Брэнд, Дэвид (2000-03-09). «Разница между марсианскими полюсами - это« сыр », - обнаружили Корнельский исследователь Питер Томас и его коллеги | Cornell Chronicle». News.cornell.edu. Получено 2019-12-28.
  45. ^ Хартманн, В. 2003. Путеводитель по Марсу. Издательство Workman Publishing. NY NY.
  46. ^ "HiRISE | Мониторинг рельефа территории Южного полюса, остаточная шапка швейцарского сыра (PSP_005095_0935)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-09-26. Получено 2019-12-28.
  47. ^ Бюлер, Питер, Эндрю Ингерсолл, Бетани Элманн, Калеб Фассетт, Джеймс Хед. 2017. Как в марсианской остаточной южной полярной шапке образуются квазициркульные ямы, впадины и рвы в форме сердца. Икар: 286, 69-9.
  48. ^ "HiRISE | Каналы звездообразования (PSP_003443_0980)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-12-12. Получено 2019-12-28.
  49. ^ Хансен, К., А. МакИвен и команда HiRISE. Декабрь 2007. Пресс-конференция AGU Весна на Южном полюсе Марса.
  50. ^ Kieffer, HH; Кристенсен, PR; Титус, Т.Н. (2006). "CO2 струи, образовавшиеся в результате сублимации под полупрозрачными плитами льда в сезонной южной полярной ледяной шапке Марса ». Природа. 442 (7104): 793–796. Bibcode:2006Натура 442..793K. Дои:10.1038 / природа04945. PMID  16915284.
  51. ^ Содерблом, Л. А .; Kieffer, S.W .; Becker, T. L .; Brown, R.H .; Кук, А. Ф .; Хансен, К.J .; Johnson, T. V .; Kirk, R.L .; Шумейкер, Э. М. (1990). «Гейзероподобные шлейфы Тритона: открытие и основные характеристики». Наука. 250 (4979): 410–415. Bibcode:1990Sci ... 250..410S. Дои:10.1126 / science.250.4979.410. PMID  17793016. S2CID  1948948.
  52. ^ Thomas, N .; Hansen, C.J .; Портянкина, Г .; Рассел, П.С. (2010). «Наблюдения HiRISE за сублимационной активностью газа в южных полярных регионах Марса: II. Поверхностные отложения и их происхождение». Икар. 205 (1): 296–310. Bibcode:2010Icar..205..296T. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.05.030.
  53. ^ Карр, Майкл Х. (2006). Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. п.[страница нужна ]. ISBN  978-0-521-87201-0.
  54. ^ "HiRISE | Полигональный разрыв слоистых отложений Южного полюса (PSP_004959_0865)". Hirise.lpl.arizona.edu. 2007-09-19. Получено 2019-12-28.
  55. ^ Европейская южная обсерватория (2015-03-05). «Марс: планета, лишившаяся воды, равной океану». ScienceDaily. Архивировано из оригинал на 2015-03-10. Получено 2015-03-10.
  56. ^ Вильянуэва, Г. Л .; Mumma, M. J .; Novak, R.E .; Käufl, H.U .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Смит, М. Д. (2015-03-05). «Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: исследование течений и древних резервуаров». Наука. 348 (6231): 218–221. Bibcode:2015Научный ... 348..218V. Дои:10.1126 / science.aaa3630. PMID  25745065.

внешние ссылки