Википедија

Атмосфера на Марс

Атмосферата на Марс — слој од гасови што го опкружуваат Марс. Атмосферата првенствено е составена од јаглерод диоксид (95%), молекуларен азот (2,8%) и аргон (2%). Исто така, содржи траги на водена пареа, кислород, јаглерод моноксид, водород и благородни гасови.[3][5] Атмосферата на Марс е многу потенка од онаа на Земјата. Просечниот површински притисок е само околу 610 паскали што е помалку од 1% од вредноста на Земјата.[2] Моменталната тенка атмосфера на Марс го забранува постоењето на течна вода на површината на Марс, но многу проучувања сугерираат дека атмосферата на Марс била многу погуста во минатото. Поголемата густина во текот на пролетта и есента се намалува за 25% во текот на зимата кога јаглерод диоксидот делумно се замрзнува на половите.[6] Највисоката атмосферска густина на Марс е еднаква на онаа што се наоѓа на 35 kм (22 ми).[7] Атмосферата на Марс ја губи масата во вселената откако се формирала планетата, а истекувањето на гасови продолжува и денес.[4][8][9]

Атмосфера на Марс
Марс
Слика од Марс со видлива песочна бура, направена од Вселенскиот телескоп Хабл на 28 октомври 2005 година
Основни информации[2]
Просечен површински притисок610 Pa (0.088 psi; 4.6 mmHg; 0.0060 атм)
Маса2.5 1016 кг[1]
Состав[3][4]
Јаглерод диоксид95%
Азот2.8%
Аргон2%
Кислород0.174%
Јаглерод моноксид0.0747%
Водена пареа0.03% (променлива)
Главните компоненти на атмосферата на Марс
Јаглерод диоксид
Молекуларен азот
Аргон

Атмосферата на Марс е поладна од онаа на Земјата. Поради поголемото растојание од Сонцето, Марс добива помалку сончева енергија и има пониска делотворна температура, која е околу 210 K (−63 °C; −82 °F). Просечната температура на емисиите на површината на Марс е само 215 K (−58 °C; −73 °F), што е споредливо со внатрешноста на Антарктикот.[2] Послабиот ефект на стаклена градина во атмосферата на Марс ( 5 °C (9.0 °F), наспроти 33 °C (59 °F) на Земјата) може да се објасни со малото изобилство на други стакленички гасови.[4][2] Дневниот опсег на температури во долниот дел на атмосферата е огромен поради ниската топлинска инерција; може да се движи од −75 °C (−103 °F) до близу 0 °C (32 °F) близина на површината во некои региони.[4][2][10] Температурата на горниот дел од атмосферата на Марс е исто така значително пониска од онаа на Земјата поради отсуството на стратосферскиот озон и ефектот на радијативно ладење на јаглерод диоксид на повисоки надморски височини.[4]

На Марс преовладуваат ѓаволски прашини и песочни бури, кои понекогаш се набљудуваат со телескопи од Земјата,[11] а во 2018 година дури и со голо око како промена на бојата и осветленоста на планетата.[12] Песочните бури што ја опкружуваат планетата (глобални песочни прашини) се случуваат во просек на секои 5,5 Земјини години (на секои 3 марсовски години) на Марс[11] и може да ја загрозат работата на роверите на Марс.[13] Сепак, механизмот одговорен за развојот на големите бури од прашина сè уште не е добро разбран. Се претпоставува дека е слабо поврзан со гравитациското влијание на двете месечини, нешто слично на создавањето на плимата и осеката на Земјата.

Атмосферата на Марс е оксидирачка атмосфера. Фотохемиските реакции во атмосферата имаат тенденција да ги оксидираат органските видови и да ги претворат во јаглерод диоксид или јаглерод моноксид. Иако најчувствителната сонда за метан на неодамна лансираниот орбитер Егзомарс не успеала да најде метан во атмосферата на целиот Марс,[14][15][16] неколку претходни мисии и телескопот од земја откриле неочекувани нивоа на метан во атмосферата на Марс, кој дури може да биде биопотпис за живот на Марс.[17][18]

Историја на атмосферски набљудувања

уреди

Во 1784 година, британскиот астроном со германско потекло Вилијам Хершел објавил напис за неговите набљудувања на атмосферата на Марс во Филозофски трансакции и го забележал повременото движење на посветла област на Марс, што го припишува на облаците и пареите.[19][20] Во 1809 година, францускиот астроном Онре Фложерг напишал за неговото набљудување на „жолтите облаци“ на Марс, кои најверојатно се настани од прашински бури.[19] Во 1864 година, Вилијам Ратер Доус забележал дека „црвената нијанса на планетата не произлегува од некоја особеност на нејзината атмосфера; се смета дека тоа целосно се докажува со фактот што црвенилото е секогаш најдлабоко во близина на центарот, каде што атмосферата е најтенка."[21] Спектроскопските набљудувања во 1860-тите и 1870-тите[22] навеле многумина да мислат дека атмосферата на Марс е слична на атмосферата на Земјата. Меѓутоа, во 1894 година, спектралната анализа и другите квалитативни набљудувања од Вилијам Валас Кембел сугерирале дека Марс наликува на Месечината, која нема забележлива атмосфера, во многу аспекти.[22] Во 1926 година, фотографските набљудувања од Вилијам Хамонд Рајт во опсерваторијата Лик му дозволиле на Доналд Хауард Менцел да открие квантитативни докази за атмосферата на Марс.[23][24]

Со засилено разбирање на оптичките својства на атмосферските гасови и напредокот во технологијата на спектрометар, научниците почнале да го мерат составот на атмосферата на Марс во средината на 20 век. Луис Дејвид Каплан и неговиот тим ги детектирале сигналите на водена пареа и јаглерод диоксид во спектрограмот на Марс во 1964 година,[25] како и јаглерод моноксид во 1969 година[26] Во 1965 година, мерењата направени за време на прелетувањето на Маринер 4 потврдиле дека атмосферата на Марс е составена главно од јаглерод диоксид, а површинскиот притисок е околу 400 до 700 Pa.[27] Откако станал познат составот на атмосферата на Марс, започнале астробиолошките истражувања на Земјата за да се одредат одржливоста за можен живот на Марс. За таа цел биле развиени контејнери кои симулирале услови на животната средина на Марс, наречени „ Марсови тегли“.[28]

Во 1976 година, два слетувачи од Викинг-програмата ги обезбедиле првите in-situ мерења на составот на атмосферата на Марс. Друга цел на мисијата вклучувала истраги за докази за минат или сегашен живот на Марс.[29] Оттогаш, многу орбитери и слетувачи се испратени на Марс за да се измерат различните својства на атмосферата на Марс, како што се концентрацијата на гасови во трагови и изотопските соодноси. Дополнително, телескопските набљудувања и анализите на марсовските метеорити обезбедуваат независни извори на информации за проверка на наодите. Сликите и мерењата направени од овие вселенски летала во голема мера го подобруваат нашето разбирање за атмосферските процеси надвор од Земјата. Роверот Кјуриосити и лендерот Инсајт сè уште работат на површината на Марс за да вршат експерименти и да известуваат за локалното дневно време.[30][31] Роверот Персеверанс и хеликоптерот Инџинуити, кои ја формираат програмата Марс 2020, слетале во февруари 2021 година. Роверот Розалинд Франклин треба да биде лансиран во 2022 година.

Тековен хемиски состав

уреди

Јаглерод диоксид

уреди

CO2 е главната компонента на атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 94,9%. Во зимските поларни региони, температурата на површината може да биде пониска од точката на росење на CO 2. Гасот CO2 во атмосферата може да се кондензира на површината за да формира цврст сув мраз со дебелина од 1–2 м. Во лето, поларната капа од сув мраз може да претрпи сублимација и да го ослободи CO2 назад во атмосферата. Како резултат на тоа, на Марс може да се забележи значителна годишна варијабилност во атмосферскиот притисок (≈25%) и атмосферскиот состав.[32] Процесот на кондензација може да се приближи со релацијата Клаузиус-Клапејрон за CO2.[4][33]

 
Споредба на изобилството на јаглерод диоксид, азот и аргон во атмосферите на Земјата, Венера и Марс

И покрај високата концентрација на CO2 во атмосферата на Марс, ефектот на стаклена градина е релативно слаб на Марс (околу 5 °C) поради ниската концентрација на водена пареа и нискиот атмосферски притисок. Додека водената пареа во атмосферата на Земјата има најголем придонес за ефектот на стаклена градина на современата Земја, таа е присутна само во многу мала концентрација во атмосферата на Марс. Покрај тоа, при низок атмосферски притисок, стакленички гасови не можат ефикасно да апсорбираат инфрацрвено зрачење бидејќи ефектот на проширување на притисокот е слаб.[34][35]

Во присуство на сончево ултравиолетово зрачење (hν, фотони со бранова должина помала од 225 nm), CO2 во атмосферата на Марс може да се фотолизира преку следнава реакција:

CO
2 + hν (λ < 225 nm) ⟶ CO + O

Ако нема хемиско производство на CO2, целиот CO2 во сегашната атмосфера на Марс ќе биде отстранет со фотолиза за околу 3.500 години. Хидроксилните радикали (OH) произведени од фотолиза на водена пареа, заедно со другите чудни видови на водород (на пр. H, HO2 ), може да го претвори јаглерод моноксидот (CO) назад во CO2. Реакциониот циклус може да се опише како:[36][37]

CO + OH ⟶ CO
2 + H

H + O
2 + M ⟶ HO
2 + M

HO
2 + O ⟶ OH + O
2

Net: CO + O ⟶ CO
2

Мешањето, исто така, игра улога во регенерирањето на CO2 со доведување на O, CO и O2 во горниот дел од атмосферата надолу. Рамнотежата помеѓу фотолизата и производството на редокс ја одржува просечната концентрација на CO2 стабилна во денешната атмосфера на Марс.

СО2 ледените облаци може да се формираат во зимските поларни региони и на многу голема надморска височина (>50 km) во тропските региони, каде што температурата на воздухот е пониска од точката на мраз на CO2.

Азот

уреди

N2 е вториот најзастапен гас во атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 2,6%. Различни мерења покажале дека атмосферата на Марс е збогатена со 15 N.[38][39] Збогатувањето на тешкиот изотоп на азот е веројатно предизвикано од масовно селективни процеси на бегство.[40]

 
Односите на изотопи на аргон се знак за атмосферска загуба на Марс.[41]

Аргон

уреди

Аргонот е трет најзастапен гас во атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 1,9%. Во однос на стабилните изотопи, Марс е збогатен со 38Ar во однос на 36Ar, што може да се припише на хидродинамичкото бегство.

Еден од изотопите на Аргон, 40Ar, се добива од радиоактивното распаѓање на 40 К. Спротивно на тоа, 36Ar е примордијален: бил присутен во атмосферата по формирањето на Марс. Набљудувањата покажуваат дека Марс е збогатен со 40 Ar во однос на 36 Ar, што не може да се припише на процесите на загуба со селективна маса.[42] Можното објаснување за збогатувањето е дека значителна количина на исконска атмосфера, вклучително и 36 Ar, била изгубена од ерозија на удар во раната историја на Марс, додека 40 Ar биле испуштени во атмосферата по ударот.[42]

 
Сезонски варијации на кислород во кратерот Гејл

Кислород и озон

уреди

Проценетиот просечен зафатнински однос на молекуларниот кислород (O 2) во атмосферата на Марс е 0,174%. Тој е еден од производите на фотолизата на CO2, водена пареа и озон (O 3). Може да реагира со атомски кислород (O) за повторно да формира озон (O 3). Во 2010 година, вселенската опсерваторија Хершел открила молекуларен кислород во атмосферата на Марс.[43]

Атомскиот кислород се произведува со фотолиза на CO2 во горниот дел од атмосферата и може да избега од атмосферата преку дисоцијативна рекомбинација. На почетокот на 2016 година, Стратосферската опсерваторија за инфрацрвена астрономија (SOFIA) открила атомски кислород во атмосферата на Марс, кој не е пронајден од мисијата Викинг и Маринер во 1970-тите.[44]

Во 2019 година, научниците од НАСА кои работеле на мисијата на роверот Кјуриосити, кои вршеле мерења на гасот, откриле дека количината на кислород во атмосферата на Марс се зголемила за 30% во пролет и лето.[45]

Слично на стратосферскиот озон во атмосферата на Земјата, озонот присутен во атмосферата на Марс може да биде уништен со каталитички циклуси кои вклучуваат непарни видови на водород:

H + O
3 ⟶ OH + O
2

O + OH ⟶ H + O
2

Мрежа: O + O
3 ⟶  2O
2</br> O + O
3 ⟶  2O
2</br> O + O
3 ⟶  2O
2

Бидејќи водата е важен извор на овие чудни видови на водород, поголемо изобилство на озон обично се забележува во регионите со помала содржина на водена пареа.[46] Мерењата покажале дека вкупната колона на озон може да достигне 2-30 μm-atm околу половите во зима и пролет, каде што воздухот е ладен и има низок сооднос на заситеност со вода.[47] Вистинските реакции помеѓу озонот и непарните видови водород може дополнително да се комплицираат со хетерогените реакции што се случуваат во облаците вода-лед.[48]

Се смета дека вертикалната дистрибуција и сезонскиот озон во атмосферата на Марс е поттикнат од сложените интеракции помеѓу хемијата и транспортот на воздух богат со кислород од географските широчини осветлени од сонцето до половите.[49][50] УВ/ИР спектрометарот на Марс Експрес (SPICAM) покажал присуство на две различни озонски слоеви на ниски до средни географски широчини. Тие сочинуваат постојан, речиси површински слој под надморска височина од 30 км, посебен слој кој е присутен само во северна пролет и лето со надморска височина што варира од 30 до 60 километри, и уште еден посебен слој кој постои 40–60 км над јужниот пол во зима, без пандан над северниот пол на Марс.[51] Оваа трета озонска обвивка покажува нагло намалување на надморската височина помеѓу 75 и 50 степени јужно. SPICAM открил постепено зголемување на концентрацијата на озон на 50 км до средината на зимата, по што полека се намалува на многу ниски концентрации, без слој што може да се забележи над 35 км.[49]

Водена пареа

уреди

Водената пареа е гас во трагови во атмосферата на Марс и има огромна просторна, дневна и сезонска променливост.[52][53] Мерењата направени од орбитарот Викинг во доцните 1970-ти сугерирале дека целата глобална вкупна маса на водена пареа е еквивалентна на околу 1 до 2 км 3 мраз.[54] Неодамнешните мерења на орбитерот Марс Експрес покажале дека просечното глобално годишно изобилство на водена пареа во колона е околу 10-20 микрони што може да се таложат (пр. μm).[55][56] Максимално изобилство на водена пареа (50-70 пр. μm) се наоѓа во северните поларни региони на почетокот на летото поради сублимацијата на водениот мраз во поларната капа.[55]

За разлика од атмосферата на Земјата, облаците со течна вода не можат да постојат во атмосферата на Марс; тоа е поради нискиот атмосферски притисок. Водно-ледени облаци слични на цирус биле забележани од камерите на роверот Опортјунити и лендерот Феникс.[57][58] Мерењата направени од лендерот Феникс покажале дека облаците можат да се формираат на врвот на планетарниот граничен слој ноќе и да се таложат назад на површината како кристали мраз во севернополарниот регион.[59]

Прашина

уреди

Под доволно силен ветер (> 30 ms −1), прашинските честички може да се мобилизираат и подигнат од површината во атмосферата. Некои од прашинските честички може да се суспендираат во атмосферата и да патуваат со циркулација пред да паднат назад на земја. Прашинските честички можат да го ослабат сончевото зрачење и да комуницираат со инфрацрвеното зрачење, што може да доведе до значителен радијативен ефект на Марс. Мерењата на орбитерот сугерираат дека глобално просечната оптичка длабочина на прашина има ниво на позадина од 0,15 и достигнува врв во сезоната на перихел (пролет и лето).[60] Локалното изобилство на прашина варира во голема мера според сезоните и годините.[60][61] За време на глобалните настани од прашина, средствата на површината на Марс можат да набљудуваат оптичка длабочина која е над 4.[62][63] Мерењата на површината, исто така, покажале дека делотворниот полупречник на прашинските честички се движи од 0,6 μm до 2 μm и има значителна сезонска важност.[63][64][65]

Прашината има нерамномерна вертикална распределба на Марс. Освен планетарниот граничен слој, звучните податоци покажале дека има и други врвови на сооднос на мешање прашина на поголема надморска височина (на пр. 15–30 km над површината).[66][67]

 
Сезонски варијации на кислородот и метанот кај кратерот Гејл

Метан

уреди

Како вулкански и биоген вид, метанот е од интерес за геолозите и астробиолозите. Меѓутоа, метанот е хемиски нестабилен во оксидирачка атмосфера со УВ зрачење. Животниот век на метанот во атмосферата на Марс е околу 400 години.[68] Откривањето на метан во планетарна атмосфера може да укаже на присуство на неодамнешни геолошки активности или живи организми.[68][69][70] Од 2004 година, во различни мисии и набљудувачки студии се пријавени траги на метан (во опсег од 60 ppb до под ограничување на детекција (< 0,05 ppb)).[71][72][73][74][75][76][77][78][79] Изворот на метан на Марс и објаснувањето за огромната разлика во набљудуваните концентрации на метан се уште се под активна дебата.[68]

Сулфур диоксид

уреди

Сулфур диоксидот (SO 2) во атмосферата би бил показател за моментална вулканска активност. Посебно интересно станало поради долгогодишната полемика за метанот на Марс. Ако вулканите биле активни во поновата историја на Марс, би се очекувало да се најде SO 2 заедно со метан во сегашната атмосфера на Марс.[80][81] Не е откриен SO 2 во атмосферата, со горната граница на чувствителност поставена на 0,2 ppb.[82][83] Сепак, тим предводен од научници од Центарот за вселенски летови на НАСА објавил откривање на SO 2 во примероците од почвата Рокнест анализирани од роверот Кјуриосити во март 2013 година.[84]

Други гасови

уреди

Јаглерод моноксид (CO) се произведува со фотолиза на CO2 и брзо реагира со оксидансите во атмосферата на Марс за повторно да формира CO2. Проценетиот просечен зафатнински однос на CO во атмосферата на Марс е 0,0747%.

Благородните гасови, освен хелиум и аргон, се присутни на нивоа во трагови (≈10 - 0,01 ppmv) во атмосферата на Марс. Концентрацијата на хелиум, неон, криптон и ксенон во атмосферата на Марс е измерена со различни мисии.[85][86][87][88] Изотопските соодноси на благородните гасови откриваат информации за раните геолошки активности на Марс и еволуцијата на неговата атмосфера.[85][88][89]

Молекуларниот водород (H 2) се произведува со реакција помеѓу непарните видови на водород во средната атмосфера. Може да се испорача до горната атмосфера со мешање или дифузија, да се распадне до атомски водород (H) со сончево зрачење и да избега од атмосферата на Марс.[90] Фотохемиското моделирање проценило дека односот на мешање на H 2 во долната атмосфера е околу 15 ± 5 ppmv.[90]

Вертикална структура

уреди
 
Вертикалната структура на атмосферата на Марс се преклопува со температурни профили добиени од влезните сонди на летачите на Марс. Извор на податоци: NASA Planetary Data System

Вертикалната температурна структура на атмосферата на Марс се разликува од атмосферата на Земјата на многу начини. Информациите за вертикалната структура обично се заклучуваат со користење на набљудувања од термални инфрацрвени звуци, радиоприкривање, аеросопирање.[91][92] Атмосферата на Марс може да се класифицира во три слоја според просечниот температурен профил:

  • Тропосфера (≈0–40 km): Слој каде што се случуваат најголем дел од временските феномени (на пр. конвекција и прашински бури). Неговата динамика е во голема мера поттикната од дневното загревање на површината и количината на суспендирана прашина. Марс има поголема висина од 11,1 км од Земјата (8,5 km) поради неговата послаба гравитација. Теоретската стапка на сув адијабатски пропуст на Марс е 4,3 °C km −1,[93] но измерената просечна стапка на пропуст е околу 2,5 °C km −1 бидејќи суспендираните прашински честички го апсорбираат сончевото зрачење и го загреваат воздухот. Дневниот температурен опсег во близина на површината е огромен (60 °C[93] ) поради ниската топлинска инерција. Во услови на прашина, суспендираните честички прашина може да го намалат дневниот опсег на температурата на површината на само 5 °C.[94] Температурата над 15км се контролира со радијативни процеси наместо со конвекција.[2] Марс е исто така редок исклучок од правилото „тропопауза од 0,1 бари“ што се наоѓа во другите атмосфери во Сончевиот Систем.[95]
  • Мезосфера (≈40–100 km): Слој што има најниска температура. CO2 во мезосферата делува како средство за ладење со ефикасно зрачење на топлина во вселената. Набљудувањата на ѕвезденото прикривање покажуваат дека мезопаузата на Марс се наоѓа на околу 100 километри (околу 0,01 до 0,001 Pa) и има температура од 100-120 K.[96] Температурата понекогаш може да биде пониска од линијата на мрзнење на CO2, а забележани се и детекции на CO2 ледени облаци во марсовската мезосфера.[97]
  • Термосфера (≈100–230 km): Слојот главно се контролира со екстремно УВ загревање. Температурата на термосферата на Марс се зголемува со надморска височина и варира во зависност од сезоната. Дневната температура на горната термосфера се движи од 175 К (кај афел) до 240 К (во перихел) и може да достигне до 390 К,[98][99] но сепак е значително пониска од температурата на Земјината термосфера. Повисоката концентрација на CO2 во термосферата на Марс може да објасни дел од несовпаѓањето поради ефектот на ладење на CO2 на голема надморска височина. Се смета дека процесите на загревање на поларната светлина не се важни во термосферата на Марс поради отсуството на силно магнетно поле на Марс, но орбитерот Мејвен открил неколку настани на поларната светлина.[100][101]

Марс нема постојана стратосфера поради недостаток на видови кои апсорбираат кратки бранови во неговата средна атмосфера (на пр. стратосферски озон во атмосферата на Земјата и органска магла во атмосферата на Јупитер) за создавање температурна инверзија.[102] Сепак, сезонска озонска обвивка и силна температурна инверзија во средната атмосфера се забележани над јужниот пол на Марс.[103] Висината на турбопаузата на Марс варира во голема мера од 60 до 140 км, а варијабилноста е поттикната од густината на CO2 во долната термосфера.[104] Марс има и комплицирана јоносфера која е во интеракција со честичките на сончевиот ветер, екстремното УВ зрачење и Х-зраците од Сонцето и магнетното поле на неговата кора.[105][106] Егзосферата на Марс започнува на околу 230 км и постепено се спојува со меѓупланетарниот простор.

Сончевиот ветер ги забрзува јоните од горната атмосфера на Марс во вселената

(видео (01:13); 5 ноември 2015)

Прашина и други динамични одлики

уреди

Ѓаволска прашина

уреди

Ѓаволските прашини се вообичаени на Марс.[107][108] Како и нивните колеги на Земјата, ѓаволските прашини се формираат кога конвективните витли поттикнати од силно површинско загревање се натоварени со прашински честички.[109][110] Прашинските ѓаволи на Марс обично имаат пречник од десетици метри и висина од неколку километри, кои се многу повисоки од оние забележани на Земјата.[110] Студијата на трагите на ѓаволските прашини покажале дека повеќето на Марс се појавуваат на околу 60°N и 60°С во пролет и лето.[107] Годишно креваат околу 2,3 × 10 11 kg прашина од површината на земјата во атмосферата, што е споредливо со придонесот од локалните и регионалните прашински бури.[107]

Прашински бури

уреди

Локалните и регионалните прашински бури не се ретки на Марс. Локалните бури имаат големина од околу 10 3 km 2 и се појавуваат околу 2000 настани годишно на Марс, додека регионалните бури од 10 6 km 2 се забележани често во јужниот дел на пролетта и летото.[2] Во близина на поларната капа, прашинските бури понекогаш може да се создаваат од преднички активности и вонтропски циклони.[108][111]

Глобалните прашински бури (површина > 10 6 km 2 ) се случуваат во просек еднаш на секои 3 марсови години. Набљудувањата покажале дека поголемите прашински бури обично се резултат на спојување на помали прашински бури, но механизмот на раст на бурата и улогата на атмосферските повратни информации сè уште не се добро разбрани.[112] Иако се смета дека марсовската прашина може да се внесе во атмосферата со процеси слични на Земјините (на пр. солење), вистинските механизми допрва треба да се проверат, а електростатичките или магнетните сили исто така можат да играат во модулирање на емисијата на прашина.[108] Истражувачите објавиле дека најголемиот единствен извор на прашина на Марс потекнува од формацијата Медуза Фоса.[113]

На 1 јуни 2018 година, научниците на НАСА откриле знаци на прашинска бура на Марс, што резултирало со крај на мисијата на роверот Опортјунити со сончева енергија, бидејќи прашината ја блокирала сончевата светлина потребна за работа. До 12 јуни, бурата била најобемната забележана на површината на планетата и опфаќала површина приближна на големината на Северна Америка и Русија заедно (околу четвртина од планетата). До 13 јуни, роверот почнал да се соочува со сериозни проблеми во комуникацијата поради прашинската бура.[114][115][116][117][118]

Прашинска бура – мај до септември 2018 година
(Марсовски климатски орбитер; Орбитрален истражувач на Марс)
(1:38; анимација; 30 октомври 2018)

Топлинска плима

уреди

Сончевото греење на дневната страна и радијативното ладење на ноќната страна на планетата може да предизвикаат разлика во притисокот.[119] Топлинските плими, кои се циркулацијата на ветерот и брановите поттикнати од таквото дневно променливо поле на притисок, може да датат многу варијабилност на атмосферата на Марс.[120] Во споредба со атмосферата на Земјата, топлинските плими имаат поголемо влијание врз атмосферата на Марс поради посилниот дневен температурен контраст. Површинскиот притисок измерен од роверите на Марс покажале јасни сигнали за топлинска плима, иако варијацијата зависи и од обликот на површината на планетата и количината на суспендирана прашина во атмосферата.[121] Атмосферските бранови можат да патуваат и вертикално и да влијаат на температурата и содржината на вода-мраз во средната атмосфера на Марс.[120]

Орографски облаци

уреди
 
Во близина на вулканот Арсија Монс се формирале водено-ледени облаци. Сликата е направена на 21 септември 2018 година, но слични настани за формирање облак биле забележани на истата локација и претходно.

На Земјата, планинските венци понекогаш принудуваат воздушна маса да се издигне и да се олади. Како резултат на тоа, водената пареа станува заситена и се формираат облаци за време на процесот на кревање.[122] На Марс, орбитерите забележале сезонско повторливо формирање на огромни водено-ледени облаци околу страната на ветрот на 20 километарските високи вулкани Арсија, што најверојатно е предизвикано од истиот механизам.[123][124]

Ветерска модификација

уреди

На Марс, ветерот блиску до површината не само што испушта прашина, туку и ја менува геоморфологијата на Марс во големи временски размери. Иако се сметало дека атмосферата на Марс е премногу тенка за мобилизирање на песочните одлики, набљудувањата направени од HiRSE покажале дека миграцијата на дините не е ретка на Марс.[125][126][127] Глобалната просечна стапка на миграција на дините (високи 2 – 120 м) е околу 0,5 метри годишно.[127] Моделот за атмосферска циркулација сугерира дека повторените циклуси на ерозија на ветер и таложење прашина може да доведат до нето транспорт на почвени материјали од низините до висорамнините во геолошка временска рамка.

 
Движење на песочни одлики во полето со дина Нили Патера на Марс откриено од HiRISE.

Атмосферска еволуција

уреди

Се смета дека масата и составот на атмосферата на Марс се промениле во текот на животот на планетата. Погуста, потопла и повлажна атмосфера е потребна за да се објаснат неколку очигледни одлики во претходната историја на Марс, како што е постоењето на течни водни тела. Набљудувањата на горната атмосфера на Марс, мерењата на изотопскиот состав и анализите на марсовски метеорити, обезбедуваат докази за долгорочните промени на атмосферата и ограничувањата за релативната важност на различните процеси.

Атмосферата во раната историја

уреди
Изотопски сооднос на различни видови во атмосферата на Марс и Земјата
Изотопски сооднос Марс Земјата Марс/Земја
D / H (во H 2 O) 9,3 ± 1,7 ‰[128] 1,56 ‰[129] ~ 6
12C / 13C 85,1 ± 0,3[4][128] 89,9[130] 0,95
14N / 15N 173 ± 9[4][128][131] 272[129] 0,64
16O / 18O 476 ± 4,0[4][128] 499[130] 0,95
36Ar / 38Ar 4,2 ± 0,1[132] 5,305 ± 0,008[133] 0,79
40Ar / 36Ar 1900 ± 300[42] 298,56 ± 0,31[133] ~ 6
C / 84Kr (4,4-6) × 10 6[4][134] 4 × 10 7[4][134] ~ 0,1
129Xe / 132Xe 2,5221 ± 0,0063 0,97 ~ 2,5

Општо земено, гасовите пронајдени на современиот Марс се исцрпени во полесни стабилни изотопи, што укажува на тоа дека атмосферата на Марс се променила со некои масовно избрани процеси во текот на неговата историја. Научниците често се потпираат на овие мерења на составот на изотоп за да ги реконструираат условите на атмосферата на Марс во минатото.[135]

Додека Марс и Земјата имаат слични соодноси 12 C / <sup id="mwA7Y">13</sup> C и 16 O / <sup id="mwA7k">18</sup> O , 14 N е многу повеќе исцрпена во атмосферата на Марс. Се смета дека фотохемиските процеси на бегство се одговорни за изотопската фракционирање и предизвикале значителна загуба на азот во геолошката временска рамка.[4][136]

Хидродинамичкото бегство во раната историја на Марс може да го објасни изотопското фракционирање на аргон и ксенон. На современиот Марс, атмосферата не ги испушта овие два благородни гасови во вселената поради нивната поголема маса. Сепак, поголемото изобилство на водород во атмосферата на Марс и високите флуксови на екстремни УВ од младото Сонце, заедно би можеле да предизвикаат хидродинамичен одлив и да ги одвлечат овие тешки гасови.[137][138] Хидродинамичкото бегство исто така придонело за губење на јаглеродот, а моделите сугерираат дека е можно да се изгуби 1,000 hPa (1 бар) на CO2 со хидродинамичко бегство за еден до десет милиони години под многу посилно сончево екстремно УВ на Марс.[139] Во меѓувреме, поновите набљудувања направени од орбитерот Мејвен сугерираат дека бегството од распрскување е многу важно за бегството на тешки гасови на ноќната страна на Марс и можело да придонесе за 65% губење на аргон во историјата на Марс.[140][141]

Атмосферата на Марс е особено подложна на ударна ерозија поради малата брзина на бегство на Марс. Раниот компјутерски модел сугерира дека Марс би можел да изгуби 99% од својата почетна атмосфера до крајот на доцниот период на тешко бомбардирање врз основа на хипотетички флукс на бомбардирање проценет од густината на месечевиот кратер.[142] Во однос на релативното изобилство на јаглерод, C / 84Kr на Марс е само 10% од оној на Земјата и Венера. Претпоставувајќи дека трите карпести планети имаат ист почетен испарлив инвентар, тогаш овој низок C / 84Kr имплицира дека масата на CO2 во раната атмосфера на Марс требало да биде десет пати поголема од сегашната вредност.[143] Огромното збогатување на радиогениот 40 Ar над исконскиот 36 Ar е исто така во согласност со теоријата за ерозија на ударот.

Еден од начините да се процени количината на вода што се губи со бегството на водород во горната атмосфера е да се испита збогатувањето на деутериум над водородот. Студиите засновани на изотоп проценуваат дека 12 m до над 30 m глобален еквивалентен слој на вода е изгубен во вселената преку бегство на водород во историјата на Марс.[144] Забележано е дека пристапот заснован на атмосферско бегство ја обезбедува само долната граница за проценетиот ран инвентар на вода.

За да се објасни коегзистенција на течна вода и слабо младо Сонце за време на раната историја на Марс, мора да се случил многу посилен ефект на стаклена градина во атмосферата на Марс за да се загрее површината над точката на замрзнување на водата. Карл Саган прв предложил дека 1 бар H 2 атмосферата може да произведе доволно затоплување за Марс.[145] Водородот може да се произведе со енергичното испуштање гас од високо намалената рана марсовска обвивка и присуството на CO2 и водена пареа може да го намали потребното изобилство на H 2 да се генерира таков ефект на стаклена градина.[146] Сепак, фотохемиското моделирање покажало дека е тешко да се одржува атмосфера со ова високо ниво на H 2.[147] SO 2, исто така, бил еден од предложените ефективни стакленички гасови во раната историја на Марс.[148][149][150] Сепак, други студии сугерираат дека високата растворливост на SO 2, ефикасното формирање на аеросол H2, SO 4 и површинското таложење го забрануваат долгорочното наталожување на SO 2 во атмосферата на Марс и оттука го намалуваат потенцијалниот ефект на затоплување на SO 2.

Атмосферско бегство на современиот Марс

уреди

И покрај помалата гравитација, атмосферското бегство не е ефикасно во современата атмосфера на Марс поради релативно ниската температура на егзобазата (≈200 K на 200 km надморска височина). Тоа може само да го објасни бегството на водород од Марс. Потребни се други нетермички процеси за да се објасни забележаното бегство на кислород, јаглерод и азот.

Избегање на водород

уреди

Молекуларниот водород (H 2) се произведува од дисоцијација на H 2 O или други соединенија што содржат водород во долниот дел на атмосферата и се дифузира во егзосферата. Егзосферскиот H 2 потоа се распаѓа на атоми на водород, а атомите кои имаат доволно топлинска енергија можат да избегаат од гравитацијата на Марс. Излегувањето на атомскиот водород е очигледно од УВ спектрометри на различни орбитери.[151][152] Додека повеќето студии сугерираат дека бегството на водород е блиску до ограничено на дифузија на Марс,[153][154] поновите студии сугерираат дека стапката на бегство е модулирана од прашинските бури и има голема сезонска состојба.[155][156][157] Проценетото бегство на водородот се движи од 10 7 cm −2 s −1 до 10 9 cm −2 s −1.[156]

Бегство на јаглерод

уреди

Фотохемијата на CO2 и CO во јоносферата може да произведе CO2 + и CO + јони, соодветно:

CO
2 + hν ⟶ CO+
2 + e−

CO + hν ⟶ CO+
 + e−

Јон и електрон можат да се рекомбинираат и да произведат електронски неутрални производи. Производите добиваат дополнителна кинетичка енергија поради Кулоновата привлечност помеѓу јоните и електроните. Овој процес се нарекува дисоцијативна рекомбинација. Дисоцијативната рекомбинација може да произведе јаглеродни атоми кои патуваат побрзо од брзината на бегство на Марс, а оние што се движат нагоре можат да избегаат од атмосферата на Марс:

CO+
 + e−
 ⟶ C + O

CO+
2 + e−
 ⟶ C + O
2

УВ фотолизата на јаглерод моноксид е уште еден клучен механизам за бегството на јаглеродот на Марс:[158]

CO + hν (λ < 116  nm) ⟶ C + O

Други потенцијално важни механизми вклучуваат бегство на CO2 и судир на јаглерод со брзи атоми на кислород. Проценетиот целокупен флукс на бегство е околу 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 до 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 и во голема мера зависи од сончевата активност.[4]

Бегство на азот

уреди

Како јаглеродот, дисоцијативната рекомбинација на N 2 + е важна за бегството на азот на Марс. Покрај тоа, други фотохемиски механизми за бегство исто така играат важна улога:[159][160]

N
2 + hν ⟶ N+
 + N + e−

N
2 + e−
 ⟶ N+
 + N + 2e−

Стапката на бегство на азот е многу чувствителна на масата на атомот и сончевата активност. Целокупната проценета стапка на бегство од 14 N е 4,8 × 10 5 cm −2 s −1.

Бегство на кислород

уреди

Дисоцијативната рекомбинација на CO2 + и O 2 + (произведена од реакцијата на CO2 + исто така) може да генерира атоми на кислород кои патуваат доволно брзо за да избегаат:

CO+
2 + e−
 ⟶ CO + O

CO+
2 + O ⟶ O+
2 + CO

O+
2 + e−
 ⟶ O + O

Сепак, набљудувањата покажале дека нема доволно брзи атоми на кислород во марсовската егзосфера како што е предвидено со механизмот за дисоцијативна рекомбинација.[161] Моделските проценки на стапката на бегство на кислород сугерираат дека може да биде над 10 пати помала од стапката на бегство на водород.[162][163] Како алтернативни механизми за бегство на кислород се предложени јони и прскање, но овој модел сугерира дека тие се помалку важни од дисоцијативната рекомбинација во моментов.[164]

 
МАрсово атмосферско бегање —јаглерод, кислород, водород — измерено од Мајвен).[165]

Необјаснети појави

уреди

Откривање на метан

уреди

Метанот (CH 4) е хемиски нестабилен во сегашната оксидирачка атмосфера на Марс. Брзо би се распаднал поради ултравиолетовото зрачење од Сонцето и хемиските реакции со други гасови. Затоа, постојаното присуство на метан во атмосферата може да значи постоење на извор за постојано надополнување на гасот.

Орбитралниот истражувач на Марс, кој ги направил најчувствителните мерења на метанот во атмосферата на Марс со над 100 глобални звуци, не пронашол метан од 0,05 делови на милијарда (ppb).[15][16] Сепак, има и други извештаи за откривање на метан со помош на копнени телескопи и роверот Кјуриосити. Количините во трагови на метан, на ниво од неколку ppb, првпат биле пријавени во атмосферата на Марс од тим од Центарот за вселенски летови Годард на НАСА во 2003 година.[166][167] Биле измерени големи разлики во изобилството помеѓу набљудувањата направени во 2003 и 2006 година, што сугерирало дека метанот е локално концентриран и веројатно сезонски.[168]

Во 2014 година, НАСА објавила дека роверот Кјуриосити забележал десеткратно зголемување на метанот во атмосферата околу него кон крајот на 2013 и почетокот на 2014 година. Четири мерења направени во текот на два месеци во овој период изнесувале просечни 7,2 ppb, што значи дека Марс епизодно произведува или ослободува метан од непознат извор. Пред и потоа, читањата биле во просек околу една десетина од тоа ниво.[77][169][170] На 7 јуни 2018 година, НАСА објавила циклична сезонска варијација на нивото на позадината на атмосферскиот метан.[18][171][172]

 
Кјуриосити открил циклична сезонска варијација во атмосферскиот метан.

Главните кандидати за потеклото на метанот на Марс вклучуваат небиолошки процеси како што се реакции на вода- карпи, радиолиза на вода и формирање на пирит, од кои сите произведуваат H 2 кој потоа може да генерира метан и други јаглеводороди преку синтезата на Фишер-Тропш со CO и CO2. Исто така, се покажало дека метанот може да се произведе со процес кој вклучува вода, јаглерод диоксид и минералот оливин, за кој се знае дека е вообичаен на Марс.[173] Живите микроорганизми, како што се метаногените, се уште еден можен извор, но на Марс не е пронајден доказ за присуство на такви организми.[174][175] Постојат некои сомнежи за откривање на метан, што сугерира дека тој наместо тоа може да биде предизвикан од недокументирана копнена контаминација од ровери или погрешна интерпретација на мерните необработени податоци.[176]

Молњи

уреди

Во 2009 година, една набљудувачка студија базирана на Земјата објавила откривање на настани од големи размери на електрично празнење на Марс и предложила дека тие се поврзани со празнење на молњите во прашинские бури на Марс.[177] Сепак, подоцнежните набљудувачки студии покажале дека резултатот не може да се репродуцира со користење на радарскиот приемник на Марс Експрес[178][179][180] Лабораториска студија покажала дека воздушниот притисок на Марс не е поволен за полнење на зрнеста прашина, па затоа е тешко да се генерираат молњи во атмосферата на Марс.[180][181]

Супер-ротирачки млаз над екваторот

уреди

Супер-ротацијата се однесува на феноменот дека атмосферската маса има поголема аголна брзина од површината на планетата на екваторот, што во принцип не може да биде управувано од невидливи оскисиметрични циркулации.[182][183] Асимилираните податоци и симулацијата на моделот на општа циркулација (GCM) сугерираат дека супер-ротирачкиот млаз може да се најде во атмосферата на Марс за време на глобалните прашински бури, но тој е многу послаб од оние забележани на бавно ротирачките планети како Венера и Титан. Експериментите на GCM покажале дека топлинските плими можат да играат улога во поттикнувањето на супер-ротирачкиот млаз.[184] Сепак, моделирањето на супер-ротација сè уште останува како предизвикувачка тема за планетарните научници.[183]

Потенцијал за употреба од луѓе

уреди

Атмосферата на Марс е ресурс со познат состав достапен на кое било место за слетување на Марс. Предложено е дека човечкото истражување на Марс би можело да користи јаглерод диоксид (CO2) од атмосферата на Марс за да направи метан (CH 4) и да го користи како ракетно гориво за мисијата за враќање. Студиите за мисии кои предлагаат користење на атмосферата на овој начин го вклучуваат предлогот на Роберт Зубрин. Два главни хемиски патишта за употреба на јаглерод диоксид се реакцијата Сабатиер, претворајќи го атмосферскиот јаглерод диоксид заедно со дополнителен водород (H 2), за производство на метан (CH 4 ) и кислород (O 2 ) и електролиза, користејќи цврст оксид од цирконија електролит за разделување на јаглерод диоксидот на кислород (O 2 ) и јаглерод моноксид (CO).[185]

Галерија со слики

уреди
  •  
    Тенка атмосфера на Марс, видлива на хоризонтот.
  •  
    Mars Pathfinder – марсовско небо со водени ледени облаци.
  •  
    Влегува предница на бура
 
Ѓаволска прашина на Марс - гледано од роверот Curiosity - (9 август 2020 година)
 
Зајдисонце на Марс (мај, 2005).
 
Зајдисонце на Марс (јули, 1997).

Наводи

уреди
  1. ↑ „Mars Fact Sheet“. NASA. Архивирано од изворникот 23 August 2021. Посетено на 2 December 2020.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Haberle, R. M. (2015-01-01), „SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Planetary Atmospheres: Mars“, Во North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (уред.), Encyclopedia of Atmospheric Sciences (Second Edition), Academic Press, стр. 168–177, doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 9780123822253
  3. ↑ 3,0 3,1 Franz, Heather B.; Trainer, Melissa G.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Atreya, Sushil K.; Becker, Richard H.; Benna, Mehdi; Conrad, Pamela G.; Eigenbrode, Jennifer L. (2017-04-01). „Initial SAM calibration gas experiments on Mars: Quadrupole mass spectrometer results and implications“. Planetary and Space Science. 138: 44–54. Bibcode:2017P&SS..138...44F. doi:10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN 0032-0633.
  4. ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 Catling, David C. (2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC 956434982.
  5. ↑ „Mars Fact Sheet“. nssdc.gsfc.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 23 August 2021. Посетено на 2019-06-13.
  6. ↑ „Weather, Weather, Everywhere?“. Solar System Exploration. Архивирано од изворникот на 14 April 2009. Посетено на 2021-09-21.
  7. ↑ „Mars Fact Sheet“. Архивирано од изворникот на 23 August 2021. Посетено на 17 January 2018.
  8. ↑ Jakosky, B. M.; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (2018-11-15). „Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time“. Icarus. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. doi:10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN 0019-1035.
  9. ↑ mars.nasa.gov. „NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space“. NASA's Mars Exploration Program (англиски). Архивирано од изворникот на 17 August 2020. Посетено на 2019-06-11.
  10. ↑ „Temperature extremes on Mars“. phys.org (англиски). Архивирано од изворникот на 2 December 2020. Посетено на 2019-06-13.
  11. ↑ 11,0 11,1 Hille, Karl (2015-09-18). „The Fact and Fiction of Martian Dust Storms“. NASA. Архивирано од изворникот на 2 March 2016. Посетено на 2019-06-11.
  12. ↑ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Normally reddish-orange or even pink, Mars now glows pumpkin-orange. Even my eyes can see the difference. ALPO assistant coordinator Richard Schmude has also noted an increase in brightness of ~0.2 magnitude concurrent with the color change.]
  13. ↑ Greicius, Tony (2018-06-08). „Opportunity Hunkers Down During Dust Storm“. NASA. Архивирано од изворникот на 30 November 2020. Посетено на 2019-06-13.
  14. ↑ Vago, Jorge L.; Svedhem, Håkan; Zelenyi, Lev; Etiope, Giuseppe; Wilson, Colin F.; López-Moreno, Jose-Juan; Bellucci, Giancarlo; Patel, Manish R.; Neefs, Eddy (April 2019). „No detection of methane on Mars from early ExoMars Trace Gas Orbiter observations“ (PDF). Nature. 568 (7753): 517–520. Bibcode:2019Natur.568..517K. doi:10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN 1476-4687. PMID 30971829. Архивирано од изворникот (PDF) на 27 September 2020. Посетено на 24 November 2019.
  15. ↑ 15,0 15,1 esa. „First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter“. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 13 October 2019. Посетено на 2019-06-12.
  16. ↑ 16,0 16,1 Weule, Genelle (2019-04-11). „Mars methane mystery thickens as newest probe fails to find the gas“. ABC News (англиски). Архивирано од изворникот на 7 November 2020. Посетено на 2019-06-27.
  17. ↑ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (2004-12-03). „Detection of Methane in the Atmosphere of Mars“. Science (англиски). 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN 0036-8075. PMID 15514118.
  18. ↑ 18,0 18,1 Webster, Christopher R.; и др. (8 June 2018). „Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations“. Science. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. doi:10.1126/science.aaq0131. PMID 29880682.
  19. ↑ 19,0 19,1 Mars. Kieffer, Hugh H. Tucson: University of Arizona Press. 1992. ISBN 0816512574. OCLC 25713423.CS1-одржување: друго (link)
  20. ↑ Herschel William (1784-01-01). „XIX. On the remarkable appearances at the polar regions of the planet Mars, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere“. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 74: 233–273. doi:10.1098/rstl.1784.0020.
  21. ↑ Dawes, W.R. (1865). „Physical Observations of Mars Near the Opposition in 1864“. Astronomical Register. 3: 220.1. Bibcode:1865AReg....3..220D.
  22. ↑ 22,0 22,1 Campbell, W.W. (1894). „Concerning an Atmosphere on Mars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 6 (38): 273. Bibcode:1894PASP....6..273C. doi:10.1086/120876.
  23. ↑ Wright, W. H. (1925). „Photographs of Mars made with light of different colors“. Lick Observatory Bulletin. 12: 48–61. Bibcode:1925LicOB..12...48W. doi:10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  24. ↑ Menzel, D. H. (1926). „The Atmosphere of Mars“. Astrophysical Journal. 61: 48. Bibcode:1926ApJ....63...48M. doi:10.1086/142949.
  25. ↑ Kaplan, Lewis D.; Münch, Guido; Spinrad, Hyron (January 1964). „An Analysis of the Spectrum of Mars“. The Astrophysical Journal. 139: 1. Bibcode:1964ApJ...139....1K. doi:10.1086/147736. ISSN 0004-637X.
  26. ↑ Kaplan, Lewis D.; Connes, J.; Connes, P. (September 1969). „Carbon Monoxide in the Martian Atmosphere“. The Astrophysical Journal. 157: L187. Bibcode:1969ApJ...157L.187K. doi:10.1086/180416. ISSN 0004-637X.
  27. ↑ „Mariner 4 Anniversary Marks 30 Years of Mars Exploration“. NASA/JPL. Архивирано од изворникот на 28 July 2020. Посетено на 2019-06-09.
  28. ↑ Scoles, Sarah (2020-07-24). „The Doctor From Nazi Germany and the Roots of the Hunt for Life on Mars“. The New York Times (англиски). ISSN 0362-4331. Архивирано од изворникот на 25 November 2020. Посетено на 2020-07-24.
  29. ↑ Kemppinen, O; Tillman, J.E; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). „New analysis software for Viking Lander meteorological data“. Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems. 2 (1): 61–69. Bibcode:2013GI......2...61K. doi:10.5194/gi-2-61-2013.
  30. ↑ mars.nasa.gov. „Mars Weather at Elysium Planitia“. NASA's InSight Mars Lander (англиски). Архивирано од изворникот на 1 December 2020. Посетено на 2019-06-13.
  31. ↑ NASA, JPL. „Rover Environmental Monitoring Station (REMS) - NASA Mars Curiosity Rover“. mars.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 12 November 2020. Посетено на 2019-06-13.
  32. ↑ „Seasons on Mars“. www.msss.com. Архивирано од изворникот на 3 November 2020. Посетено на 2019-06-07.
  33. ↑ Soto, Alejandro; Mischna, Michael; Schneider, Tapio; Lee, Christopher; Richardson, Mark (2015-04-01). „Martian atmospheric collapse: Idealized GCM studies“ (PDF). Icarus. 250: 553–569. Bibcode:2015Icar..250..553S. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN 0019-1035. Архивирано од изворникот (PDF) на 15 August 2017. Посетено на 30 August 2020.
  34. ↑ „Greenhouse effects ... also on other planets“. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 29 September 2019. Посетено на 2019-06-07.
  35. ↑ Yung, Yuk L.; Kirschvink, Joseph L.; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (2009-06-16). „Atmospheric pressure as a natural climate regulator for a terrestrial planet with a biosphere“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (24): 9576–9579. Bibcode:2009PNAS..106.9576L. doi:10.1073/pnas.0809436106. ISSN 0027-8424. PMC 2701016. PMID 19487662.
  36. ↑ McElroy, M.B.; Donahue, T.M. (1972-09-15). „Stability of the Martian atmosphere“. Science. 177 (4053): 986–988. Bibcode:1972Sci...177..986M. doi:10.1126/science.177.4053.986. ISSN 0036-8075. PMID 17788809. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  37. ↑ Parkinson, T.D.; Hunten, D.M. (October 1972). „Spectroscopy and acronomy of O2 on Mars“. Journal of the Atmospheric Sciences. 29 (7): 1380–1390. Bibcode:1972JAtS...29.1380P. doi:10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  38. ↑ Stevens, M.H.; Evans, J.S.; Schneider, N.M.; Stewart, A.I.F.; Deighan, J.; Jain, S.K.; Crismani, M.; Stiepen, A.; Chaffin, M.S. (2015). „New observations of molecular nitrogen in the Martian upper atmosphere by IUVS on MAVEN“. Geophysical Research Letters. 42 (21): 9050–9056. Bibcode:2015GeoRL..42.9050S. doi:10.1002/2015GL065319.
  39. ↑ Avice, G.; Bekaert, D.V.; Chennaoui Aoudjehane, H.; Marty, B. (9 February 2018). „Noble gases and nitrogen in Tissint reveal the composition of the Mars atmosphere“. Geochemical Perspectives Letters. 6: 11–16. doi:10.7185/geochemlet.1802.
  40. ↑ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (1 July 2015). „Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars“. Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424. PMID 31118538.
  41. ↑ Wall, Mike (8 April 2013). „Most of Mars' atmosphere is lost in space“. Space.com. Архивирано од изворникот на 30 January 2016. Посетено на 9 April 2013.
  42. ↑ 42,0 42,1 42,2 Mahaffy, P.R.; Webster, C.R.; Atreya, S.K.; Franz, H.; Wong, M.; Conrad, P.G.; Harpold, D.; Jones, J.J.; Leshin, L.A. (2013-07-19). „Abundance and isotopic composition of gases in the Martian atmosphere from the Curiosity rover“. Science. 341 (6143): 263–266. Bibcode:2013Sci...341..263M. doi:10.1126/science.1237966. ISSN 0036-8075. PMID 23869014.
  43. ↑ Hartogh, P.; Jarchow, C.; Lellouch, E.; de Val-Borro, M.; Rengel, M.; Moreno, R.; и др. (2010). „Herschel / HIFI observations of Mars: First detection of O2 at sub-millimetre wavelengths and upper limits on HCL and H2O2“. Astronomy and Astrophysics. 521: L49. arXiv:1007.1301. Bibcode:2010A&A...521L..49H. doi:10.1051/0004-6361/201015160. Архивирано од изворникот на 7 February 2019. Посетено на 6 February 2019.
  44. ↑ „Flying Observatory Detects Atomic Oxygen in Martian Atmosphere – NASA“. Архивирано од изворникот на 8 November 2020. Посетено на 18 March 2017.
  45. ↑ „Nasa probes oxygen mystery on Mars“. BBC News. 14 November 2019. Архивирано од изворникот на 17 January 2020. Посетено на 15 November 2019.
  46. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A. (2006-11-01). „Photochemistry of the martian atmosphere: Seasonal, latitudinal, and diurnal variations“. Icarus. 185 (1): 153–170. Bibcode:2006Icar..185..153K. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN 0019-1035.
  47. ↑ Perrier, S.; Bertaux, J.L.; Lefèvre, F.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F. (2006). „Global distribution of total ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements“. Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S06. Bibcode:2006JGRE..111.9S06P. doi:10.1029/2006JE002681. ISSN 2156-2202.
  48. ↑ Perrier, Séverine; Montmessin, Franck; Lebonnois, Sébastien; Forget, François; Fast, Kelly; Encrenaz, Thérèse; и др. (August 2008). „Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars“. Nature. 454 (7207): 971–975. Bibcode:2008Natur.454..971L. doi:10.1038/nature07116. ISSN 1476-4687. PMID 18719584.
  49. ↑ 49,0 49,1 Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (November 2013). „Transport-driven formation of a polar ozone layer on Mars“. Nature Geoscience. 6 (11): 930–933. Bibcode:2013NatGe...6..930M. doi:10.1038/ngeo1957. ISSN 1752-0908.
  50. ↑ „A seasonal ozone layer over the Martian south pole“. sci.esa.int. Mars Express. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 3 June 2019. Посетено на 2019-06-03.
  51. ↑ Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Montmessin, Franck; Lefèvre, Franck; Perrier, Séverine; Bertaux, Jean-Loup; Forget, François (2006). „Vertical distribution of ozone on Mars as measured by SPICAM/Mars Express using stellar occultations“ (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S05. Bibcode:2006JGRE..111.9S05L. doi:10.1029/2005JE002643. ISSN 2156-2202. Архивирано од изворникот (PDF) на 8 November 2020. Посетено на 30 August 2020.
  52. ↑ Titov, D.V. (2002-01-01). „Water vapour in the atmosphere of Mars“. Advances in Space Research. 29 (2): 183–191. Bibcode:2002AdSpR..29..183T. doi:10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN 0273-1177.
  53. ↑ Whiteway, J.A.; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, T. J.; Davy, R. (2009-07-03). „Mars Water-Ice Clouds and Precipitation“. Science. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009Sci...325...68W. doi:10.1126/science.1172344. ISSN 0036-8075. PMID 19574386.
  54. ↑ Jakosky, Bruce M.; Farmer, Crofton B. (1982). „The seasonal and global behavior of water vapor in the Mars atmosphere: Complete global results of the Viking Atmospheric Water Detector Experiment“. Journal of Geophysical Research. Solid Earth. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode:1982JGR....87.2999J. doi:10.1029/JB087iB04p02999. ISSN 2156-2202.
  55. ↑ 55,0 55,1 Trokhimovskiy, Alexander; Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; Rodin, Alexander; Smith, Michael D. (2015-05-01). „Mars' water vapor mapping by the SPICAM IR spectrometer: Five martian years of observations“. Icarus. Dynamic Mars. 251: 50–64. Bibcode:2015Icar..251...50T. doi:10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN 0019-1035.
  56. ↑ „Scientists 'map' water vapor in Martian atmosphere“. ScienceDaily. Архивирано од изворникот на 8 June 2019. Посетено на 2019-06-08.
  57. ↑ mars.nasa.gov. „Mars Exploration Rover“. mars.nasa.gov. NASA. Архивирано од изворникот на 8 August 2012. Посетено на 2019-06-08.
  58. ↑ Ice Clouds in Martian Arctic. Archived from the original on 2019-01-03. https://web.archive.org/web/20190103235734/https://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/images/press/15777.html. 
  59. ↑ Montmessin, Franck; Forget, François; Millour, Ehouarn; Navarro, Thomas; Madeleine, Jean-Baptiste; Hinson, David P.; Spiga, Aymeric (September 2017). „Snow precipitation on Mars driven by cloud-induced night-time convection“. Nature Geoscience. 10 (9): 652–657. Bibcode:2017NatGe..10..652S. doi:10.1038/ngeo3008. ISSN 1752-0908.
  60. ↑ 60,0 60,1 Smith, Michael D. (2004-01-01). „Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999–2003“. Icarus. Special Issue on DS1 / Comet Borrelly. 167 (1): 148–165. Bibcode:2004Icar..167..148S. doi:10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN 0019-1035.
  61. ↑ Montabone, L.; Forget, F.; Millour, E.; Wilson, R.J.; Lewis, S.R.; Cantor, B.; и др. (2015-05-01). „Eight-year climatology of dust optical depth on Mars“. Icarus. Dynamic Mars. 251: 65–95. arXiv:1409.4841. Bibcode:2015Icar..251...65M. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN 0019-1035.
  62. ↑ NASA/JPL-Caltech/TAMU. „Atmospheric opacity from Opportunity's point of view“. NASA's Mars Exploration Program. Архивирано од изворникот на 9 June 2019. Посетено на 2019-06-09.
  63. ↑ 63,0 63,1 Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J.; Bell, James F.; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A.; Smith, Peter H. (2015-05-01). „Dust aerosol, clouds, and the atmospheric optical depth record over 5 Mars years of the Mars Exploration Rover mission“. Icarus. Dynamic Mars. 251: 96–111. arXiv:1403.4234. Bibcode:2015Icar..251...96L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN 0019-1035.
  64. ↑ Chen-Chen, H.; Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Lavega, A. (2019-02-01). „Dust particle size and optical depth on Mars retrieved by the MSL navigation cameras“. Icarus. 319: 43–57. arXiv:1905.01073. Bibcode:2019Icar..319...43C. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN 0019-1035.
  65. ↑ Vicente-Retortillo, Álvaro; Martínez, Germán M.; Renno, Nilton O.; Lemmon, Mark T.; de la Torre-Juárez, Manuel (2017). „Determination of dust aerosol particle size at Gale Crater using REMS UVS and Mastcam measurements“. Geophysical Research Letters. 44 (8): 3502–3508. Bibcode:2017GeoRL..44.3502V. doi:10.1002/2017GL072589. ISSN 1944-8007.
  66. ↑ McCleese, D.J.; Heavens, N.G.; Schofield, J.T.; Abdou, W.A.; Bandfield, J.L.; Calcutt, S.B.; и др. (2010). „Structure and dynamics of the Martian lower and middle atmosphere as observed by the Mars Climate Sounder: Seasonal variations in zonal mean temperature, dust, and water ice aerosols“ (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 115 (E12): E12016. Bibcode:2010JGRE..11512016M. doi:10.1029/2010JE003677. ISSN 2156-2202. Архивирано од изворникот (PDF) на 15 August 2017. Посетено на 24 June 2019.
  67. ↑ Guzewich, Scott D.; Talaat, Elsayed R.; Toigo, Anthony D.; Waugh, Darryn W.; McConnochie, Timothy H. (2013). „High-altitude dust layers on Mars: Observations with the Thermal Emission Spectrometer“. Journal of Geophysical Research. Planets. 118 (6): 1177–1194. Bibcode:2013JGRE..118.1177G. doi:10.1002/jgre.20076. ISSN 2169-9100.
  68. ↑ 68,0 68,1 68,2 esa. „The methane mystery“. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 2 June 2019. Посетено на 2019-06-07.
  69. ↑ Potter, Sean (2018-06-07). „NASA Finds Ancient Organic Material, Mysterious Methane on Mars“. NASA. Архивирано од изворникот на 8 June 2019. Посетено на 2019-06-06.
  70. ↑ Witze, Alexandra (2018-10-25). „Mars scientists edge closer to solving methane mystery“. Nature. 563 (7729): 18–19. Bibcode:2018Natur.563...18W. doi:10.1038/d41586-018-07177-4. PMID 30377322.
  71. ↑ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (2004-12-03). „Detection of Methane in the Atmosphere of Mars“. Science. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN 0036-8075. PMID 15514118.
  72. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean Pierre; Owen, Tobias C. (December 2004). „Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?“. Icarus. 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  73. ↑ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (July 2008). „Methane in Martian atmosphere: Average spatial, diurnal, and seasonal behaviour“. Planetary and Space Science. 56 (9): 1194–1203. Bibcode:2008P&SS...56.1194G. doi:10.1016/j.pss.2008.03.004.
  74. ↑ Mumma, M.J.; Villanueva, G.L.; Novak, R.E.; Hewagama, T.; Bonev, B.P.; DiSanti, M.A.; Mandell, A.M.; Smith, M.D. (2009-02-20). „Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003“. Science. 323 (5917): 1041–1045. Bibcode:2009Sci...323.1041M. doi:10.1126/science.1165243. ISSN 0036-8075. PMID 19150811.
  75. ↑ Fonti, S.; Marzo, G.A. (March 2010). „Mapping the methane on Mars“. Astronomy and Astrophysics. 512: A51. Bibcode:2010A&A...512A..51F. doi:10.1051/0004-6361/200913178. ISSN 0004-6361.
  76. ↑ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (2011-02-01). „Mapping methane in Martian atmosphere with PFS-MEX data“. Planetary and Space Science. Methane on Mars: Current Observations, Interpretation and Future Plans. 59 (2): 137–148. Bibcode:2011P&SS...59..137G. doi:10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN 0032-0633.
  77. ↑ 77,0 77,1 Webster, C. R.; Mahaffy, P. R.; Atreya, S. K.; Flesch, G. J.; Mischna, M. A.; Meslin, P.-Y.; Farley, K. A.; Conrad, P. G.; Christensen, L. E. (2015-01-23). „Mars methane detection and variability at Gale crater“ (PDF). Science. 347 (6220): 415–417. Bibcode:2015Sci...347..415W. doi:10.1126/science.1261713. ISSN 0036-8075. PMID 25515120. Архивирано од изворникот (PDF) на 22 July 2018. Посетено на 24 June 2019.
  78. ↑ Vasavada, Ashwin R.; Zurek, Richard W.; Sander, Stanley P.; Crisp, Joy; Lemmon, Mark; Hassler, Donald M.; Genzer, Maria; Harri, Ari-Matti; Smith, Michael D. (2018-06-08). „Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations“. Science. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. doi:10.1126/science.aaq0131. ISSN 0036-8075. PMID 29880682.
  79. ↑ Amoroso, Marilena; Merritt, Donald; Parra, Julia Marín-Yaseli de la; Cardesín-Moinelo, Alejandro; Aoki, Shohei; Wolkenberg, Paulina; Alessandro Aronica; Formisano, Vittorio; Oehler, Dorothy (May 2019). „Independent confirmation of a methane spike on Mars and a source region east of Gale Crater“. Nature Geoscience. 12 (5): 326–332. Bibcode:2019NatGe..12..326G. doi:10.1038/s41561-019-0331-9. ISSN 1752-0908.
  80. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A. (2005-11-15). „A sensitive search for SO2 in the martian atmosphere: Implications for seepage and origin of methane“. Icarus. Jovian Magnetospheric Environment Science. 178 (2): 487–492. Bibcode:2005Icar..178..487K. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN 0019-1035.
  81. ↑ Hecht, Jeff. „Volcanoes ruled out for Martian methane“. www.newscientist.com. Архивирано од изворникот на 8 June 2019. Посетено на 2019-06-08.
  82. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A (2012). „Search for methane and upper limits to ethane and SO2 on Mars“. Icarus. 217 (1): 144–152. Bibcode:2012Icar..217..144K. doi:10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  83. ↑ Encrenaz, T.; Greathouse, T. K.; Richter, M. J.; Lacy, J. H.; Fouchet, T.; Bézard, B.; Lefèvre, F.; Forget, F.; Atreya, S. K. (2011). „A stringent upper limit to SO2 in the Martian atmosphere“. Astronomy and Astrophysics. 530: 37. Bibcode:2011A&A...530A..37E. doi:10.1051/0004-6361/201116820.
  84. ↑ McAdam, A. C.; Franz, H.; Archer, P. D.; Freissinet, C.; Sutter, B.; Glavin, D. P.; Eigenbrode, J. L.; Bower, H.; Stern, J.; Mahaffy, P. R.; Morris, R. V.; Ming, D. W.; Rampe, E.; Brunner, A. E.; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, D. L.; Blake, D.; Wray, J.; Grotzinger, J.; MSL Science Team (2013). "Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses". 44th Lunar and Planetary Science Conference, held 18–22 March 2013 in The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1719, p. 1751
  85. ↑ 85,0 85,1 Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (1976-12-17). „The Atmosphere of Mars: Detection of Krypton and Xenon“. Science. 194 (4271): 1293–1295. Bibcode:1976Sci...194.1293O. doi:10.1126/science.194.4271.1293. ISSN 0036-8075. PMID 17797086.
  86. ↑ Owen, Tobias; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (1977). „The composition of the atmosphere at the surface of Mars“. Journal of Geophysical Research. 82 (28): 4635–4639. Bibcode:1977JGR....82.4635O. doi:10.1029/JS082i028p04635. ISSN 2156-2202.
  87. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A.; Gladstone, G. Randall (2005-08-01). „Helium on Mars and Venus: EUVE observations and modeling“. Icarus. 176 (2): 395–407. Bibcode:2005Icar..176..395K. doi:10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN 0019-1035.
  88. ↑ 88,0 88,1 Conrad, P. G.; Malespin, C. A.; Franz, H. B.; Pepin, R. O.; Trainer, M. G.; Schwenzer, S. P.; Atreya, S. K.; Freissinet, C.; Jones, J. H. (2016-11-15). „In situ measurement of atmospheric krypton and xenon on Mars with Mars Science Laboratory“ (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 454: 1–9. Bibcode:2016E&PSL.454....1C. doi:10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN 0012-821X. Архивирано од изворникот (PDF) на 19 July 2018. Посетено на 4 July 2019.
  89. ↑ „Curiosity finds evidence of Mars crust contributing to atmosphere“. NASA. Архивирано од изворникот на 9 March 2020. Посетено на 2019-06-08.
  90. ↑ 90,0 90,1 Krasnopolsky, V. A. (2001-11-30). „Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars“. Science. 294 (5548): 1914–1917. Bibcode:2001Sci...294.1914K. doi:10.1126/science.1065569. PMID 11729314.
  91. ↑ Smith, Michael D. (May 2008). „Spacecraft Observations of the Martian Atmosphere“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 36 (1): 191–219. Bibcode:2008AREPS..36..191S. doi:10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN 0084-6597.
  92. ↑ Withers, Paul; Catling, D. C. (December 2010). „Observations of atmospheric tides on Mars at the season and latitude of the Phoenix atmospheric entry“. Geophysical Research Letters. 37 (24): n/a. Bibcode:2010GeoRL..3724204W. doi:10.1029/2010GL045382.
  93. ↑ 93,0 93,1 Leovy, Conway (July 2001). „Weather and climate on Mars“. Nature. 412 (6843): 245–249. Bibcode:2001Natur.412..245L. doi:10.1038/35084192. ISSN 1476-4687. PMID 11449286.
  94. ↑ Catling, David C. (13 April 2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC 956434982.
  95. ↑ Robinson, T. D.; Catling, D. C. (January 2014). „Common 0.1 bar tropopause in thick atmospheres set by pressure-dependent infrared transparency“. Nature Geoscience. 7 (1): 12–15. arXiv:1312.6859. Bibcode:2014NatGe...7...12R. doi:10.1038/ngeo2020. ISSN 1752-0894.
  96. ↑ Forget, François; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; González-Galindo, Francisco; Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Reberac, Aurélie; Dimarellis, Emmanuel; López-Valverde, Miguel A. (2009-01-28). „Density and temperatures of the upper Martian atmosphere measured by stellar occultations with Mars Express SPICAM“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E01004. Bibcode:2009JGRE..114.1004F. doi:10.1029/2008JE003086. ISSN 0148-0227. Архивирано од изворникот (PDF) на 3 May 2019. Посетено на 24 June 2019.
  97. ↑ Stevens, M.H.; Siskind, D.E.; Evans, J.S.; Jain, S.K.; Schneider, N.M.; Deighan, J.; Stewart, A.I.F.; Crismani, M.; Stiepen, A. (2017-05-28). „Martian mesospheric cloud observations by IUVS on MAVEN: Thermal tides coupled to the upper atmosphere: IUVS Martian Mesospheric Clouds“. Geophysical Research Letters. 44 (10): 4709–4715. doi:10.1002/2017GL072717. |hdl-access= бара |hdl= (help)Stevens, M.H.; Siskind, D.E.; Evans, J.S.; Jain, S.K.; Schneider, N.M.; Deighan, J.; Stewart, A.I.F.; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 May 2017). "Martian mesospheric cloud observations by IUVS on MAVEN: Thermal tides coupled to the upper atmosphere: IUVS Martian Mesospheric Clouds". Geophysical Research Letters. 44 (10): 4709–4715. doi:10.1002/2017GL072717. hdl:10150/624978.
  98. ↑ Bougher, S. W.; Pawlowski, D.; Bell, J. M.; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, J. R.; Chizek, M.; Ridley, A. (February 2015). „Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model: Solar cycle, seasonal, and diurnal variations of the Mars upper atmosphere: BOUGHER ET AL“. Journal of Geophysical Research: Planets. 120 (2): 311–342. doi:10.1002/2014JE004715. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  99. ↑ Bougher, Stephen W.; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R.; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). „The structure and variability of Mars dayside thermosphere from MAVEN NGIMS and IUVS measurements: Seasonal and solar activity trends in scale heights and temperatures“. Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (1): 1296–1313. Bibcode:2017JGRA..122.1296B. doi:10.1002/2016JA023454. ISSN 2169-9402.
  100. ↑ Zell, Holly (2015-05-29). „MAVEN Captures Aurora on Mars“. NASA. Архивирано од изворникот на 31 July 2020. Посетено на 2019-06-05.
  101. ↑ Greicius, Tony (2017-09-28). „NASA Missions See Effects at Mars From Large Solar Storm“. NASA. Архивирано од изворникот на 8 June 2019. Посетено на 2019-06-05.
  102. ↑ „Mars Education | Developing the Next Generation of Explorers“. marsed.asu.edu. Архивирано од изворникот на 3 June 2019. Посетено на 2019-06-03.
  103. ↑ McCleese, D. J.; Schofield, J. T.; Taylor, F. W.; Abdou, W. A.; Aharonson, O.; Banfield, D.; Calcutt, S. B.; Heavens, N. G.; Irwin, P. G. J. (November 2008). „Intense polar temperature inversion in the middle atmosphere on Mars“. Nature Geoscience. 1 (11): 745–749. Bibcode:2008NatGe...1..745M. doi:10.1038/ngeo332. ISSN 1752-0894.
  104. ↑ Slipski, M.; Jakosky, B. M.; Benna, M.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). „Variability of Martian Turbopause Altitudes“. Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (11): 2939–2957. Bibcode:2018JGRE..123.2939S. doi:10.1029/2018JE005704. ISSN 2169-9100.
  105. ↑ „Mars' ionosphere shaped by crustal magnetic fields“. sci.esa.int. Архивирано од изворникот на 3 June 2019. Посетено на 2019-06-03.
  106. ↑ „New views of the Martian ionosphere“. sci.esa.int. Архивирано од изворникот на 11 November 2013. Посетено на 2019-06-03.
  107. ↑ 107,0 107,1 107,2 Whelley, Patrick L.; Greeley, Ronald (2008). „The distribution of dust devil activity on Mars“. Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E7): E07002. Bibcode:2008JGRE..113.7002W. doi:10.1029/2007JE002966. ISSN 2156-2202.
  108. ↑ 108,0 108,1 108,2 Kok, Jasper F; Parteli, Eric J R; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (2012-09-14). „The physics of wind-blown sand and dust“. Reports on Progress in Physics. 75 (10): 106901. arXiv:1201.4353. Bibcode:2012RPPh...75j6901K. doi:10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN 0034-4885. PMID 22982806.Kok, Jasper F; Parteli, Eric J R; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (14 September 2012). "The physics of wind-blown sand and dust". Reports on Progress in Physics. 75 (10): 106901. arXiv:1201.4353. Bibcode:2012RPPh...75j6901K. doi:10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN 0034-4885. PMID 22982806. S2CID 206021236.
  109. ↑ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). „Dust devils on Earth and Mars“. Reviews of Geophysics. 44 (3): RG3003. Bibcode:2006RvGeo..44.3003B. doi:10.1029/2005RG000188. ISSN 1944-9208.
  110. ↑ 110,0 110,1 „The Devils of Mars | Science Mission Directorate“. science.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 26 December 2018. Посетено на 2019-06-11.
  111. ↑ Read, P L; Lewis, S R; Mulholland, D P (2015-11-04). „The physics of Martian weather and climate: a review“ (PDF). Reports on Progress in Physics. 78 (12): 125901. Bibcode:2015RPPh...78l5901R. doi:10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN 0034-4885. PMID 26534887. Архивирано од изворникот (PDF) на 20 July 2018. Посетено на 24 June 2019.
  112. ↑ Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (2018-03-01). „The cascade from local to global dust storms on Mars: Temporal and spatial thresholds on thermal and dynamical feedback“. Icarus. 302: 514–536. Bibcode:2018Icar..302..514T. doi:10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN 0019-1035.
  113. ↑ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20 July 2018). „The Medusae Fossae Formation as the single largest source of dust on Mars“. Nature Communications. 9: 2867. Bibcode:2018NatCo...9.2867O. doi:10.1038/s41467-018-05291-5. PMC 6054634. PMID 30030425.
  114. ↑ Malik, Tariq (13 June 2018). „As Massive Storm Rages on Mars, Opportunity Rover Falls Silent - Dust clouds blotting out the sun could be the end of the solar-powered probe“. Scientific American. Архивирано од изворникот на 13 June 2018. Посетено на 13 June 2018.
  115. ↑ Wall, Mike (12 June 2018). „NASA's Curiosity Rover Is Tracking a Huge Dust Storm on Mars (Photo)“. Space.com. Архивирано од изворникот на 21 December 2020. Посетено на 13 June 2018.
  116. ↑ Good, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12 June 2018). „NASA to Hold Media Teleconference on Martian Dust Storm, Mars Opportunity Rover“. NASA. Архивирано од изворникот на 21 June 2018. Посетено на 12 June 2018.
  117. ↑ Good, Andrew (13 June 2018). „NASA Encounters the Perfect Storm for Science“. NASA. Архивирано од изворникот на 25 June 2018. Посетено на 14 June 2018.
  118. ↑ NASA Staff (13 June 2018). „Mars Dust Storm News - Teleconference - audio (065:22)“. NASA. Архивирано од изворникот на 13 June 2018. Посетено на 13 June 2018.
  119. ↑ „Thermal tide - AMS Glossary“. glossary.ametsoc.org. Архивирано од изворникот на 26 July 2020. Посетено на 2019-06-11.
  120. ↑ 120,0 120,1 Lee, C.; Lawson, W. G.; Richardson, M. I.; Heavens, N. G.; Kleinböhl, A.; Banfield, D.; McCleese, D. J.; Zurek, R.; Kass, D. (2009). „Thermal tides in the Martian middle atmosphere as seen by the Mars Climate Sounder“. Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E3): E03005. Bibcode:2009JGRE..114.3005L. doi:10.1029/2008JE003285. ISSN 2156-2202. PMC 5018996. PMID 27630378.
  121. ↑ „NASA - Thermal Tides at Mars“. www.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 17 June 2019. Посетено на 2019-06-11.
  122. ↑ „Orographic cloud - AMS Glossary“. glossary.ametsoc.org. Архивирано од изворникот на 10 September 2019. Посетено на 2019-06-11.
  123. ↑ esa. „Mars Express keeps an eye on curious cloud“. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 15 June 2019. Посетено на 2019-06-11.
  124. ↑ rburnham. „Mars Express: Keeping an eye on a curious cloud | Red Planet Report“. Архивирано од изворникот на 27 September 2019. Посетено на 2019-06-11.
  125. ↑ Stolte, Daniel; Communications, University (22 May 2019). „On Mars, Sands Shift to a Different Drum“. UANews. Архивирано од изворникот на 4 June 2019. Посетено на 2019-06-11.
  126. ↑ „NASA - NASA Orbiter Catches Mars Sand Dunes in Motion“. www.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 26 July 2020. Посетено на 2019-06-11.
  127. ↑ 127,0 127,1 Urso, Anna C.; Fenton, Lori K.; Banks, Maria E.; Chojnacki, Matthew (2019-05-01). „Boundary condition controls on the high-sand-flux regions of Mars“. Geology. 47 (5): 427–430. Bibcode:2019Geo....47..427C. doi:10.1130/G45793.1. ISSN 0091-7613. PMC 7241575. PMID 32440031.
  128. ↑ 128,0 128,1 128,2 128,3 Mahaffy, P.R.; Conrad, P.G.; MSL Science Team (2015-02-01). „Volatile and Isotopic Imprints of Ancient Mars“. Elements. 11 (1): 51–56. doi:10.2113/gselements.11.1.51. ISSN 1811-5209.
  129. ↑ 129,0 129,1 Marty, Bernard (2012-01-01). „The origins and concentrations of water, carbon, nitrogen and noble gases on Earth“. Earth and Planetary Science Letters. 313–314: 56–66. arXiv:1405.6336. Bibcode:2012E&PSL.313...56M. doi:10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN 0012-821X.
  130. ↑ 130,0 130,1 Henderson, Paul (2009). The Cambridge Handbook of Earth Science Data. Henderson, Gideon. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 9780511580925. OCLC 435778559.
  131. ↑ Wong, Michael H.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul N.; Franz, Heather B.; Malespin, Charles; Trainer, Melissa G.; Stern, Jennifer C.; Conrad, Pamela G.; Manning, Heidi L.K. (2013-12-16). „Isotopes of nitrogen on Mars: Atmospheric measurements by Curiosity's mass spectrometer“. Geophysical Research Letters. Mars atmospheric nitrogen isotopes. 40 (23): 6033–6037. Bibcode:2013GeoRL..40.6033W. doi:10.1002/2013GL057840. PMC 4459194. PMID 26074632.
  132. ↑ Atreya, Sushil K.; Trainer, Melissa G.; Franz, Heather B.; Wong, Michael H.; Manning, Heidi L.K.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Conrad, Pamela G.; Brunner, Anna E. (2013). „Primordial argon isotope fractionation in the atmosphere of Mars measured by the SAM instrument on Curiosity and implications for atmospheric loss“. Geophysical Research Letters. 40 (21): 5605–5609. Bibcode:2013GeoRL..40.5605A. doi:10.1002/2013GL057763. ISSN 1944-8007. PMC 4373143. PMID 25821261.
  133. ↑ 133,0 133,1 Lee, Jee-Yon; Marti, Kurt; Severinghaus, Jeffrey P.; Kawamura, Kenji; Yoo, Hee-Soo; Lee, Jin Bok; Kim, Jin Seog (2006-09-01). „A redetermination of the isotopic abundances of atmospheric Ar“. Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (17): 4507–4512. Bibcode:2006GeCoA..70.4507L. doi:10.1016/j.gca.2006.06.1563. ISSN 0016-7037.
  134. ↑ 134,0 134,1 Pepin, Robert O. (1991-07-01). „On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles“. Icarus. 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar...92....2P. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN 0019-1035.
  135. ↑ „Curiosity Sniffs Out History of Martian Atmosphere“. NASA/JPL. Архивирано од изворникот на 28 July 2020. Посетено на 2019-06-11.
  136. ↑ McElroy, Michael B.; Yung, Yuk Ling; Nier, Alfred O. (1 Oct 1976). „Isotopic Composition of Nitrogen: Implications for the Past History of Mars' Atmosphere“. Science. 194 (4260): 70–72. Bibcode:1976Sci...194...70M. doi:10.1126/science.194.4260.70. PMID 17793081.
  137. ↑ Hunten, Donald M.; Pepin, Robert O.; Walker, James C.G. (1987-03-01). „Mass fractionation in hydrodynamic escape“. Icarus. 69 (3): 532–549. Bibcode:1987Icar...69..532H. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. ISSN 0019-1035. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  138. ↑ Hans Keppler; Shcheka, Svyatoslav S. (October 2012). „The origin of the terrestrial noble-gas signature“. Nature. 490 (7421): 531–534. Bibcode:2012Natur.490..531S. doi:10.1038/nature11506. ISSN 1476-4687. PMID 23051754.
  139. ↑ Tian, Feng; Kasting, James F.; Solomon, Stanley C. (2009). „Thermal escape of carbon from the early Martian atmosphere“. Geophysical Research Letters. 36 (2): n/a. Bibcode:2009GeoRL..36.2205T. doi:10.1029/2008GL036513. ISSN 1944-8007.
  140. ↑ Jakosky, B.M.; Slipski, M.; Benna, M.; Mahaffy, P.; Elrod, M.; Yelle, R.; Stone, S.; Alsaeed, N. (2017-03-31). „Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar / 36Ar“. Science. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci...355.1408J. doi:10.1126/science.aai7721. ISSN 0036-8075. PMID 28360326.
  141. ↑ Leblanc, F.; Martinez, A.; Chaufray, J. Y.; Modolo, R.; Hara, T.; Luhmann, J.; Lillis, R.; Curry, S.; McFadden, J. (2018). „On Mars's Atmospheric Sputtering After MAVEN's First Martian Year of Measurements“. Geophysical Research Letters. 45 (10): 4685–4691. Bibcode:2018GeoRL..45.4685L. doi:10.1002/2018GL077199. ISSN 1944-8007.
  142. ↑ Vickery, A.M.; Melosh, H.J. (April 1989). „Impact erosion of the primordial atmosphere of Mars“. Nature. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Natur.338..487M. doi:10.1038/338487a0. ISSN 1476-4687. PMID 11536608.
  143. ↑ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva (1995-08-01). „Comets, impacts, and atmospheres“. Icarus. 116 (2): 215–226. Bibcode:1995Icar..116..215O. doi:10.1006/icar.1995.1122. ISSN 0019-1035. PMID 11539473.
  144. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A. (2002). „Mars' upper atmosphere and ionosphere at low, medium, and high solar activities: Implications for evolution of water“. Journal of Geophysical Research: Planets. 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode:2002JGRE..107.5128K. doi:10.1029/2001JE001809. ISSN 2156-2202.
  145. ↑ Sagan, Carl (September 1977). „Reducing greenhouses and the temperature history of Earth and Mars“. Nature. 269 (5625): 224–226. Bibcode:1977Natur.269..224S. doi:10.1038/269224a0. ISSN 1476-4687.
  146. ↑ Kasting, James F.; Freedman, Richard; Robinson, Tyler D.; Zugger, Michael E.; Kopparapu, Ravi; Ramirez, Ramses M. (January 2014). „Warming early Mars with CO2 and H2“. Nature Geoscience. 7 (1): 59–63. arXiv:1405.6701. Bibcode:2014NatGe...7...59R. doi:10.1038/ngeo2000. ISSN 1752-0908.
  147. ↑ Batalha, Natasha; Domagal-Goldman, Shawn D.; Ramirez, Ramses; Kasting, James F. (2015-09-15). „Testing the early Mars H2–CO2 greenhouse hypothesis with a 1-D photochemical model“. Icarus. 258: 337–349. arXiv:1507.02569. Bibcode:2015Icar..258..337B. doi:10.1016/j.icarus.2015.06.016. ISSN 0019-1035.
  148. ↑ Johnson, Sarah Stewart; Mischna, Michael A.; Grove, Timothy L.; Zuber, Maria T. (2008-08-08). „Sulfur-induced greenhouse warming on early Mars“. Journal of Geophysical Research. 113 (E8): E08005. Bibcode:2008JGRE..113.8005J. doi:10.1029/2007JE002962. ISSN 0148-0227.
  149. ↑ Schrag, Daniel P.; Zuber, Maria T.; Halevy, Itay (2007-12-21). „A sulfur dioxide climate feedback on early Mars“. Science. 318 (5858): 1903–1907. Bibcode:2007Sci...318.1903H. doi:10.1126/science.1147039. ISSN 0036-8075. PMID 18096802.
  150. ↑ „Sulfur dioxide may have helped maintain a warm early Mars“. phys.org. Архивирано од изворникот на 8 June 2019. Посетено на 2019-06-08.
  151. ↑ Anderson, Donald E. (1974). „Mariner 6, 7, and 9 Ultraviolet Spectrometer Experiment: Analysis of hydrogen Lyman alpha data“. Journal of Geophysical Research. 79 (10): 1513–1518. Bibcode:1974JGR....79.1513A. doi:10.1029/JA079i010p01513. ISSN 2156-2202.
  152. ↑ Chaufray, J.Y.; Bertaux, J.L.; Leblanc, F.; Quémerais, E. (June 2008). „Observation of the hydrogen corona with SPICAM on Mars Express“. Icarus. 195 (2): 598–613. Bibcode:2008Icar..195..598C. doi:10.1016/j.icarus.2008.01.009.
  153. ↑ Hunten, Donald M. (November 1973). „The Escape of Light Gases from Planetary Atmospheres“. Journal of the Atmospheric Sciences. 30 (8): 1481–1494. Bibcode:1973JAtS...30.1481H. doi:10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  154. ↑ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M.; Catling, David C.; Kasting, James F. (2008). „Photochemical instability of the ancient Martian atmosphere“. Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E11): E11004. Bibcode:2008JGRE..11311004Z. doi:10.1029/2008JE003160. ISSN 2156-2202.
  155. ↑ Bhattacharyya, D.; Clarke, J. T.; Chaufray, J. Y.; Mayyasi, M.; Bertaux, J. L.; Chaffin, M. S.; Schneider, N. M.; Villanueva, G. L. (2017). „Seasonal Changes in Hydrogen Escape From Mars Through Analysis of HST Observations of the Martian Exosphere Near Perihelion“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode:2017JGRA..12211756B. doi:10.1002/2017JA024572. ISSN 2169-9402. Архивирано од изворникот (PDF) на 5 November 2020. Посетено на 6 January 2021.
  156. ↑ 156,0 156,1 Schofield, John T.; Shirley, James H.; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J.; Paul O. Hayne; Kass, David M.; Halekas, Jasper S.; Chaffin, Michael S.; Kleinböhl, Armin (February 2018). „Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms“. Nature Astronomy. 2 (2): 126–132. Bibcode:2018NatAs...2..126H. doi:10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN 2397-3366.
  157. ↑ Shekhtman, Svetlana (2019-04-29). „How Global Dust Storms Affect Martian Water, Winds, and Climate“. NASA. Архивирано од изворникот на 17 June 2019. Посетено на 2019-06-10.
  158. ↑ Nagy, Andrew F.; Liemohn, Michael W.; Fox, J. L.; Kim, Jhoon (2001). „Hot carbon densities in the exosphere of Mars“. Journal of Geophysical Research: Space Physics. 106 (A10): 21565–21568. Bibcode:2001JGR...10621565N. doi:10.1029/2001JA000007. ISSN 2156-2202. Архивирано од изворникот на 28 July 2020. Посетено на 24 November 2019.
  159. ↑ Fox, J. L. (1993). „The production and escape of nitrogen atoms on Mars“. Journal of Geophysical Research: Planets. 98 (E2): 3297–3310. Bibcode:1993JGR....98.3297F. doi:10.1029/92JE02289. ISSN 2156-2202. Архивирано од изворникот 21 July 2018. Посетено на 24 June 2019.
  160. ↑ Fox, J.L. (December 2007). „Comment on the papers "Production of hot nitrogen atoms in the martian thermosphere" by F. Bakalian and "Monte Carlo computations of the escape of atomic nitrogen from Mars" by F. Bakalian and R.E. Hartle“. Icarus. 192 (1): 296–301. Bibcode:2007Icar..192..296F. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  161. ↑ Feldman, Paul D.; Steffl, Andrew J.; Parker, Joel Wm.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Alan Stern, S.; Weaver, Harold A.; Slater, David C.; Versteeg, Maarten (2011-08-01). „Rosetta-Alice observations of exospheric hydrogen and oxygen on Mars“. Icarus. 214 (2): 394–399. arXiv:1106.3926. Bibcode:2011Icar..214..394F. doi:10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN 0019-1035.
  162. ↑ Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, V. I. (2014-08-01). „Hot oxygen and carbon escape from the martian atmosphere“. Planetary and Space Science. Planetary evolution and life. 98: 93–105. arXiv:1911.01107. Bibcode:2014P&SS...98...93G. doi:10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN 0032-0633.Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, V. I. (1 August 2014). "Hot oxygen and carbon escape from the martian atmosphere". Planetary and Space Science. Planetary evolution and life. 98: 93–105. arXiv:1911.01107. Bibcode:2014P&SS...98...93G. doi:10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN 0032-0633. S2CID 122599784.
  163. ↑ Lammer, H.; Lichtenegger, H.I.M.; Kolb, C.; Ribas, I.; Guinan, E.F.; Abart, R.; Bauer, S.J. (September 2003). „Loss of water from Mars“. Icarus. 165 (1): 9–25. doi:10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  164. ↑ Valeille, Arnaud; Bougher, Stephen W.; Tenishev, Valeriy; Combi, Michael R.; Nagy, Andrew F. (2010-03-01). „Water loss and evolution of the upper atmosphere and exosphere over martian history“. Icarus. Solar Wind Interactions with Mars. 206 (1): 28–39. Bibcode:2010Icar..206...28V. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN 0019-1035.
  165. ↑ Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (14 October 2014). „NASA Mission Provides Its First Look at Martian Upper Atmosphere“. NASA. Архивирано од изворникот 19 October 2014. Посетено на 15 October 2014.
  166. ↑ Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P. (2003). „A Sensitive Search for Methane on Mars“. Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 937. Bibcode:2003DPS....35.1418M.
  167. ↑ Naeye, Robert (28 September 2004). „Mars Methane Boosts Chances for Life“. Sky & Telescope. Архивирано од изворникот на 20 December 2014. Посетено на 20 December 2014.
  168. ↑ Hand, Eric (2018). „Mars methane rises and falls with the seasons“. Science. 359 (6371): 16–17. Bibcode:2018Sci...359...16H. doi:10.1126/science.359.6371.16. PMID 29301992.
  169. ↑ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16 December 2014). „NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars“. NASA. Архивирано од изворникот на 17 December 2014. Посетено на 16 December 2014.
  170. ↑ Chang, Kenneth (16 December 2014). „'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life“. The New York Times. Архивирано од изворникот на 16 December 2014. Посетено на 16 December 2014.
  171. ↑ Chang, Kenneth (7 June 2018). „Life on Mars? Rover's Latest Discovery Puts It 'On the Table' - The identification of organic molecules in rocks on the red planet does not necessarily point to life there, past or present, but does indicate that some of the building blocks were present“. The New York Times. Архивирано од изворникот на 8 June 2018. Посетено на 8 June 2018.
  172. ↑ Eigenbrode, Jennifer L.; и др. (8 June 2018). „Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars“. Science. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci...360.1096E. doi:10.1126/science.aas9185. PMID 29880683.
  173. ↑ Oze, C.; Sharma, M. (2005). „Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars“. Geophys. Res. Lett. 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029/2005GL022691.
  174. ↑ Oze, Christopher; Jones, Camille; Goldsmith, Jonas I.; Rosenbauer, Robert J. (7 June 2012). „Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces“. PNAS. 109 (25): 9750–9754. Bibcode:2012PNAS..109.9750O. doi:10.1073/pnas.1205223109. PMC 3382529. PMID 22679287.
  175. ↑ Staff (25 June 2012). „Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study“. Space.com. Архивирано од изворникот на 9 October 2019. Посетено на 27 June 2012.
  176. ↑ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). „The paradox of Martian Methane“ (PDF). Ninth International Conference on Mars 2019. LPI Contrib. No. 2089. Архивирано од изворникот (PDF) на 1 October 2021. Посетено на 27 June 2019.
  177. ↑ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O.; Kok, Jasper F.; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J.; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). „Emission of non-thermal microwave radiation by a Martian dust storm“. Geophysical Research Letters. 36 (13): L13202. Bibcode:2009GeoRL..3613202R. doi:10.1029/2009GL038715. ISSN 1944-8007. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  178. ↑ Gurnett, D. A.; Morgan, D. D.; Granroth, L. J.; Cantor, B. A.; Farrell, W. M.; Espley, J. R. (2010). „Non-detection of impulsive radio signals from lightning in Martian dust storms using the radar receiver on the Mars Express spacecraft“. Geophysical Research Letters. 37 (17): n/a. Bibcode:2010GeoRL..3717802G. doi:10.1029/2010GL044368. ISSN 1944-8007.
  179. ↑ Anderson, Marin M.; Siemion, Andrew P. V.; Barott, William C.; Bower, Geoffrey C.; Delory, Gregory T.; Pater, Imke de; Werthimer, Dan (December 2011). „The Allen Telescope Array Search for Electrostatic Discharges on Mars“. The Astrophysical Journal. 744 (1): 15. doi:10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN 0004-637X. Архивирано од изворникот на 27 April 2019. Посетено на 30 August 2020.
  180. ↑ 180,0 180,1 Choi, Charles; Q. (6 June 2019). „Why Mars Lightning Is Weak and Rare“. Space.com. Архивирано од изворникот на 9 June 2019. Посетено на 2019-06-07.
  181. ↑ Wurm, Gerhard; Schmidt, Lars; Steinpilz, Tobias; Boden, Lucia; Teiser, Jens (2019-10-01). „A challenge for Martian lightning: Limits of collisional charging at low pressure“. Icarus. 331: 103–109. arXiv:1905.11138. Bibcode:2019Icar..331..103W. doi:10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN 0019-1035.
  182. ↑ Laraia, Anne L.; Schneider, Tapio (2015-07-30). „Superrotation in Terrestrial Atmospheres“ (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 72 (11): 4281–4296. Bibcode:2015JAtS...72.4281L. doi:10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN 0022-4928. Архивирано од изворникот (PDF) на 23 July 2018. Посетено на 24 June 2019.
  183. ↑ 183,0 183,1 Read, Peter L.; Lebonnois, Sebastien (2018-05-30). „Superrotation on Venus, on Titan, and Elsewhere“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 46 (1): 175–202. Bibcode:2018AREPS..46..175R. doi:10.1146/annurev-earth-082517-010137. ISSN 0084-6597.
  184. ↑ Lewis, Stephen R.; Read, Peter L. (2003). „Equatorial jets in the dusty Martian atmosphere“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 108 (E4): 5034. Bibcode:2003JGRE..108.5034L. doi:10.1029/2002JE001933. ISSN 2156-2202. Архивирано од изворникот (PDF) на 26 July 2020. Посетено на 30 July 2019.
  185. ↑ „NASA Wants to Make Rocket Fuel From Martian Soil - ExtremeTech“. www.extremetech.com. Архивирано од изворникот на 26 September 2020. Посетено на 2020-09-23.

Литература

уреди

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_на_Марс&oldid=5273594“