화성의 물

Water on Mars
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지질 데이터를 바탕으로 고대 화성이 어떻게 생겼는지에 대한 예술가의 인상
화성의 얼음
가능성이[1] 가장 높은 지역
(2019년 12월 10일)
세계적인
평면
화성 – 유토피아 평원
화성 지형
지형도
스캘프형 지형으로 인해 대량의 지하 얼음이 발견됨 - 슈피리어 호수를 채울 수 있는 충분한 물(2016년 [2][3][4]11월 22일)

오늘날 화성에 있는 거의 모든 물은 얼음으로 존재하지만,[5] 소량의 물은 대기 중의 수증기로도 존재한다.얕은 화성 토양에서 소량의 액체 염수로 생각되었던 것은,[6][7] 반복 경사 라인으로도 불리며, 흘러내리는 모래와 먼지의 알갱이들이 어두운 [8]줄무늬를 만들기 위해 아래로 미끄러지는 것일 수 있습니다.지표면에서 물얼음을 볼 수 있는 유일한 장소는 북극 [9]만년설이다.풍부한 물 얼음은 또한 화성 남극의 영구 이산화탄소 만년설 아래 그리고 보다 온화한 [10][11][12]조건의 얕은 지표면에 존재한다.화성 표면 또는 그 근처에서 5백만 킬로미터3 이상의 얼음이 발견되었는데, 이는 화성 전체를 35미터 [13]깊이까지 덮을 수 있을 만큼 충분한 양이다.더 많은 얼음이 깊은 지하에 [14]갇힐 것 같다.

일부 액체 물은 오늘날 화성 표면에서 일시적으로 발생할 수 있지만, 알려진 [7][15][16]생명체에 대한 도전적인 환경인 대기 중의 수분과 얇은 막의 흔적으로 제한된다.그 행성의 표면에는 액체 상태의 물이 있는 큰 물체는 존재하지 않는다. 왜냐하면 그곳의 대기압은 평균 610 파스칼(0.088psi)에 불과하기 때문이다. 평균 화성 조건 하에서, 화성 표면의 따뜻한 물은 고체 t에서 바로 전이된다는 것을 의미한다.o 증기; 반대로 냉각수는 증기에서 고체로 직접 이행합니다.약 38억 년 전에, 화성은 대기가 더 밀도가 높고 표면 온도가 [17][18][19][20]더 높아서,[29][30][31] 행성의 1/3을 덮었을 수도 있는 큰 바다를[25][26][27][28] 포함하여,[21][22][23][24] 표면에 엄청난 양의 액체 물을 허용했을지도 모른다.또한 화성의 역사에서 [32][33][34]물은 짧은 시간 동안 다양한 간격으로 지표면을 가로질러 흐른 것으로 보인다.큐리오시티 탐사선이 탐사한 게일 크레이터의 아이올리스 팔루스는 미생물이 [35][36][37][38]살기에 쾌적한 환경이었을 수도 있는 고대 담수호의 지질학적 잔해입니다.현재 화성에 있는 물의 재고는 우주선 이미지, 원격 감지 기술(분광 측정,[39][40] 레이더 [41]등), 착륙선과 [42][43]탐사선으로부터의 지표 조사를 통해 추정할 수 있다.과거 물의 지질학적 증거로는 [44]홍수에 의해 깎인 거대한 유출 경로, 고대 강 유역 네트워크,[45][46] 삼각주,[47] 호반 [48][49][50][51]등이 있으며, 액체 [52]상태의 물에서만 형성될 수 있는 지표면의 암석과 광물의 발견이 있다.많은[54][55][56][57] 지형적 특징들은 최근과 현재 [58]빙하에서의 얼음 이동과 분쇄 얼음(영구 [53]동토층)의 존재를 시사한다.절벽과 분화구 벽을 따라 난 협곡과 경사 라인은 흐르는 물이 화성의 표면을 계속 형성하고 있다는 것을 암시하지만, 이는 고대보다는 훨씬 덜한 수준이다.

화성의 표면은 주기적으로 젖어서 수십억 [59]년 전에 미생물이 살기에 적합했지만, 현재의 표면 환경은 건조하고 얼음이 얼어서 아마도 생물에게 극복할 수 없는 장애물이 될 것이다.게다가 화성은 두꺼운 대기층, 오존층, 자기장이 부족하여 태양과 우주 방사선이 방해받지 않고 지표면에 닿을 수 있다.세포 구조에 대한 이온화 방사선의 해로운 영향은 [60][61]표면에서 생명체의 생존에 대한 또 다른 주요 제한 요인 중 하나이다.따라서 화성에서 생명체를 발견하기 위한 가장 좋은 장소는 지하 환경일 [62][63][64]수 있다.많은 양의 지하 얼음이 화성에서 발견되었다; 발견된 물의 양은 [2][3][4]슈피리어 호수의 물의 양과 같다.2018년 과학자들은 남극 만년설에서 1.5km(0.93mi) 떨어진 화성에서 수평으로 약 20km(12mi)의 빙하호수가 발견되었다고 보고했는데,[65][66] 이는 화성 최초의 안정적인 액체 상태의 물체로 알려진 것이다.[67][68]

화성의 물의 범위와 상황을 이해하는 것은 생명체가 살 수 있는 행성의 잠재력을 평가하고 미래의 인류 탐사에 사용할 수 있는 자원을 제공하기 위해 필수적이다.이런 이유로, "물을 따르라"는 21세기 첫 10년 동안 나사의 화성 탐사 프로그램의 과학 주제였다.2001년 화성 오디세이, 화성 익스프레스, 화성 탐사 로봇(MER), 화성 정찰 궤도선(MRO), 화성 피닉스 착륙선(Mars Phoenix) 등 NASA와 ESA는 화성 [69][full citation needed]내 물의 풍부함과 분포에 대한 정보를 제공했다.Mars Odyssey, Mars Express, MRO, Mars Science Lander Curiosity 탐사선은 여전히 가동 중이며, 계속해서 발견이 이루어지고 있다.

2020년 9월, 과학자들은 화성의 남극 지역에 얼음 아래에 있는 여러 개의 큰 소금물 호수의 존재를 확인했다.연구원 중 한 명에 따르면, "우리는 (초기 예비 검출에서 제시된 바와 같이) 동일한 수역을 확인했지만, 또한 메인 수역 주변에서 세 개의 다른 수역을 발견했습니다...복잡한 [70][71]시스템입니다.2021년 3월, 연구자들은 고대 화성의 상당한 양의 물이 화성에 남아 있지만,[72][73][74][75] 대부분의 경우 수년 동안 화성의 바위와 지각에 고립되어 있을 가능성이 높다고 보고했다.

이력

주요 기사:화성 관측의 역사

화성에 물이 있다는 개념은 우주 시대보다 수백 년 앞서 있었다.초기 망원경 관찰자들은 하얀 극지방의 모자와 구름이 물의 존재를 나타내는 것이라고 올바르게 추정했다.이러한 관찰은 화성에 24시간이 있다는 사실과 함께, 1784년 천문학자 윌리엄 허셜은 화성이 주민들에게 "많은 면에서 [76]우리와 비슷한 상황"을 제공했을 것이라고 선언하게 만들었다.

1877년 조반니 스키아파렐리가 그린 화성 역사 지도.
1898년 천문학자 퍼시벌 로웰이 그린 화성 운하.

20세기가 시작될 무렵, 대부분의 천문학자들은 화성이 지구보다 훨씬 춥고 건조하다는 것을 알았다.바다의 존재는 더 이상 받아들여지지 않았고, 그래서 그 패러다임은 화성이 적은 양의 물을 가진 "죽어가는" 행성이라는 이미지로 바뀌었다.계절에 따라 변화할 수 있는 어두운 지역은 식생 [77]지대로 생각되었다.화성에 대한 이러한 관점을 대중화시킨 가장 책임이 있는 사람은 퍼시벌 로웰(1855–1916)이었는데, 그는 화성인들이 극지방에서 적도에 있는 주민들에게 물을 가져다 주기 위해 운하망을 건설하는 것을 상상했다.비록 엄청난 대중의 열광을 불러일으켰지만, 로웰의 생각은 대부분의 천문학자들에 의해 거부당했다.그 당시 과학 기득권에 대한 대다수의 견해는 아마도 영국의 천문학자 에드워드 월터 먼더가 화성의 기후를 지의류만이 생존할 것으로 예상되는 북극섬의[78] 2만 피트 (6,100 미터) 봉우리 꼭대기의 조건과 비교한 것이 가장 잘 요약될 것이다.

그동안, 많은 천문학자들은 화성 대기의 구성을 알아내기 위해 행성 분광학의 도구를 정교하게 다듬고 있었다.1925년과 1943년 사이 윌슨 산 천문대의 월터 아담스와 테오도르 던햄은 화성 대기에서 산소와 수증기를 확인하려고 했지만 대체로 부정적인 결과를 얻었다.확실한 것으로 알려진 화성 대기의 유일한 구성 요소는 1947년 [79]제라드 카이퍼에 의해 분광학적으로 확인된 이산화탄소였다2.수증기는 [80]1963년까지 화성에서 확실하게 검출되지 않았다.

Mariner 4는 척박한 행성(1965년)을 보여주는 이 이미지를 얻었다.

카시니 시대(1666) 이후 물 얼음으로 추정되는 극지방의 성분은 행성의 전반적인 낮은 온도와 눈에 띄는 물의 부족 때문에 CO 얼음을 선호했던2 1800년대 후반 몇몇 과학자들에 의해 의문시되었다.이 가설은 1966년 [81]로버트 레이튼과 브루스 머레이에 의해 이론적으로 확인되었다.오늘날 두 극의 겨울 모자는 주로 CO 얼음으로 구성되어2 있지만, 북극에는 여름 동안 영구적인(또는 여러해살이) 물 얼음 모자가 남아 있는 것으로 알려져 있습니다.남극에서는 여름에 작은 CO2 얼음의 캡이 남아있지만, 이 캡도 물 얼음으로 덮여 있다.

화성 기후 퍼즐의 마지막 조각은 1965년 Mariner 4에 의해 제공되었다.우주선의 알갱이 모양의 텔레비전 화면은 충돌 크레이터가 지배하는 표면을 보여주었는데, 이는 지표면이 매우 오래되었고 지구에서 볼 수 있는 수준의 침식과 구조 활동을 경험하지 못했다는 것을 암시한다.약간의 침식은 액체 상태의 물이 수십억 [82]년 동안 행성의 지형학에서 큰 역할을 하지 않았다는 것을 의미했다.게다가, 우주선이 행성 뒤를 지날 때 발생하는 무선 신호의 변화는 과학자들이 대기의 밀도를 계산할 수 있게 해주었다.그 결과 해수면에서는 대기압이 지구의 1% 미만인 것으로 나타났으며,[83] 이는 저압에서 빠르게 끓거나 얼어버리는 액체 상태의 물의 존재를 효과적으로 배제했다.따라서, 화성에 대한 환영은 달과 매우 비슷하지만 먼지를 날릴 수 있는 약간의 대기만 있는 세상에서 탄생했다.Mariner 9호가 화성의 과거 환경이 현재의 환경보다 더 따뜻하다는 암시와 함께 훨씬 더 역동적인 화성을 보여줄 때까지 화성에 대한 이러한 관점은 거의 10년 동안 지속될 것이다.

2014년 1월 24일, NASA는 큐리오시티와 오퍼튜니티 탐사선에 의한 화성에서의 현재 연구가 플루비오 라쿠스트린 환경(고대와 관련된 플레인)을 포함한 고대 물뿐만 아니라 자기영양, 화학영양 및/또는 화학영양 미생물에 기초한 생물권을 포함한 고대 생명체의 증거를 찾을 것이라고 보고했다.거주할 수 있었던 강이나 호수).[84][85][86]

수년 동안 관측된 홍수의 잔해가 지구 수표의 물의 방출에 의해 발생한다고 생각되었지만, 2015년에 발표된 연구에 따르면 4억 5천만 년 전에 방출된 침전물과 얼음이 그 [87]근원으로 밝혀졌다."강에서 침전물이 퇴적되고 빙하가 녹으면서 지구의 북쪽 저지대에 있는 원시 해양 아래에 거대한 협곡이 가득 찼습니다.나중에 대홍수로 방출된 협곡 퇴적물에 보존된 물은 오늘날 [44][87]그 영향을 볼 수 있습니다."

암석 및 광물로부터의 증거

주요 기사:화성의 구성

화성의 [88][89]역사 초기에 물이 풍부했다고 널리 받아들여지고 있지만, 그 이후로 액체 상태의 물의 넓은 영역은 모두 사라졌다.이 물의 일부는 현대의 화성에서 얼음으로 유지되고 점토 광물(필로규산염)[90][91]과 황산염을 포함한 풍부한 수분이 풍부한 물질의 구조에 갇힙니다.수소 동위원소 비율에 대한 연구는 2.5 천문단위(AU) 이상의 소행성과 혜성이 현재 지구 바다의 6~[92]27%인 화성 물의 [92]근원을 제공한다는 것을 보여준다.

화성의 물의 역사.숫자는 몇 십억 년 전을 나타냅니다.

풍화제품의 수분(수성광물)

화성 표면의 1차 암석은 현무암으로, 입자가 미세한 화성암으로, 주로 감람석, 화석,[93] 사장석 장석으로 이루어져 있습니다.물과 대기 가스에 노출될 때, 이러한 광물은 화학적으로 새로운 (2차) 광물로 풍화되며, 그 중 일부는 물을 HO 또는 하이드록시(OH)로2 결정 구조에 포함할 수 있습니다.수화(또는 히드록실화) 광물의 예로는 수산화철 괴사이트(지상 토양의 일반적인 성분), 증발광물 석고와 키세라이트, 오팔린 실리카, 그리고 카올리나이트와 몬모릴로나이트와 같은 필로실레이트(점토 광물이라고도 함)가 있습니다.이 모든 광물들은 [94]화성에서 발견되었다.

화학적 풍화의 직접적인 영향 중 하나는 물과 다른 반응성 화학종을 소비하는 것입니다. 이러한 화학종은 대기와 수구와 같은 이동식 저장소에서 가져와 암석과 [95]미네랄로 격리시킵니다.화성 지각에 수화된 광물로 저장되어 있는 물의 양은 현재 알려지지 않았지만, 꽤 [96]클 수 있다.예를 들어, Meridiani Planum의 Opportunity 탐사 로봇에서 계측기로 검사한 암석 분출물의 광물학적 모델에 따르면 황산염 퇴적물은 [97]중량 기준으로 최대 22%의 수분을 함유하고 있을 수 있습니다.

지구에서는 모든 화학적 풍화 반응이 어느 [98]정도 물과 관련된다.따라서, 많은 2차 광물은 실제로 물을 포함하지 않지만, 여전히 물이 형성되기 위해 필요합니다.무수 2차 광물의 예로는 많은 탄산염, 일부 황산염(예를 들어 무수산염), 산화철 광물 헤마이트와 같은 금속 산화물이 있다.화성에서, 이러한 풍화 생성물 중 몇몇은 이론적으로 물이 없거나 얼음으로 존재하는 적은 양이나 얇은 분자 크기 필름(단층)[99][100]으로 형성될 수 있다.화성에서 이런 이국적인 풍화작용이 일어나는 정도는 아직 불확실하다.물 또는 물의 존재 하에서 형성되는 광물을 일반적으로 "수성 광물"이라고 한다.

수성 광물은 광물이 형성되었을 때 존재했던 환경의 종류를 나타내는 민감한 지표이다.수성 반응이 일어나는 용이성(기브스 자유 에너지 참조)은 압력, 온도 및 관련된 [101]가스와 용해성 종의 농도에 따라 달라진다.두 가지 중요한 특성은 pH와 산화 환원 전위(Eh)입니다.예를 들어 황산염 광물 자라이트는 낮은 pH(고산성) 물에서만 형성된다.필로규산염은 보통 중성에서 높은 pH(알칼린)의 물에서 형성됩니다.E는h 수계의 산화 상태를 나타내는 척도이다.E와 pH는 함께h 열역학적으로 가장 안정적이며 따라서 주어진 일련의 수성 성분에서 형성될 가능성이 가장 높은 광물의 종류를 나타낸다.따라서 생명체에 도움이 되는 것들을 포함한 화성의 과거 환경 조건들은 암석에 존재하는 광물들의 종류로부터 추론할 수 있다.

열수 변화

수성 광물은 또한 기공과 틈을 통해 이동하는 열수성 유체에 의해 지하에서 형성될 수 있다.열수 시스템을 구동하는 열원은 마그마 물체 근처이거나 큰 [102]충격으로 인한 잔류열일 수 있다.지구 해양 지각의 중요한 열수 변화 유형 중 하나는 바닷물이 초산암과 현무암을 통해 이동할 때 발생하는 독사화이다.물-바위 반응은 올리빈과 피록센에서 철 철을 산화시켜 철(광물 자철)을 생산하여 부산물로 수소 분자(H2)를 생산합니다.이 과정은 특정 필로규산염(세펜틴 광물)과 다양한 탄산염 광물의 형성을 선호하는 매우 알칼리성이 높고 환원성(낮은 Eh) 환경을 형성하며,[103] 이들은 함께 스펜나이트라고 불리는 암석을 형성합니다.생성된 수소 가스는 화학 합성 유기체의 중요한 에너지원이 될 수도 있고, 화성 [104]대기에서 보고된 미량의 메탄에 대한 비생물학적 공급원으로 여겨져 온 과정인 메탄 가스를 생성하기 위해2 CO와 반응할 수도 있다.독사 광물은 또한 결정 구조에 많은 물을 저장할 수 있습니다.최근의 연구는 화성의 고대 고지 지각에 있는 가상의 서펜서나이트가 500미터(1,600피트) 두께의 전지구적 등가층([105]GEL)의 물을 수용할 수 있다고 주장했다.비록 몇몇 독사 모양의 광물이 화성에서 발견되었지만, 원격 감지 [106]데이터를 통해 널리 퍼진 분출물은 분명하지 않습니다.이 사실은 화성 지각의 깊이에 많은 양의 독사니트가 숨겨져 있는 것을 배제하지 않는다.

풍화 속도

1차 광물이 2차 수성 광물로 전환되는 속도는 다양하다.1차 규산염 광물은 행성 표면의 조건보다 훨씬 높은 압력과 온도에서 마그마로부터 결정화된다.표면 환경에 노출되면 이러한 광물은 평형을 벗어나 보다 안정적인 광물상을 형성하기 위해 사용 가능한 화학 성분과 상호작용하는 경향이 있습니다.일반적으로 가장 높은 온도에서 결정되는 규산염 광물이 가장 빠른 [107]기후를 보입니다.지구와 화성에서, 이 기준을 충족하는 가장 흔한 광물은 올리빈으로, 물이 있으면 쉽게 점토 광물로 풍화됩니다.

올리빈은 [108]화성에 널리 분포되어 있어 화성의 표면이 물에 의해 완전히 변하지는 않았음을 시사한다; 풍부한 지질학적 증거들은 [109][110][111]그렇지 않다는 것을 시사한다.

화성 운석

화성 운석 ALH84001.

화성에서 [112]온 60개 이상의 운석이 발견되었다.그것들 중 일부는 그들이 화성에 있을 때 물에 노출되었다는 증거를 포함하고 있다.현무암 샤르고타이트라고 불리는 화성 운석들은 우주로 [113][114]방출되기 전에 액체 상태의 물에 노출된 것으로 보입니다.또 다른 종류의 운석인 나클라이트는 약 6억 2천만 년 전에 액체 상태의 물로 가득 차 있었고 약 1075만 년 전에 소행성 충돌에 의해 화성에서 분출된 것으로 나타났다.그들은 지난 10,000년 [115]이내에 지구로 떨어졌다.화성 운석 NWA 7034는 대부분의 다른 화성 운석보다 한 등급 더 많은 물을 가지고 있다.탐사선 임무에 의해 연구된 현무암과 유사하며, 아마존 [116][117]시대 초기에 형성되었다.

1996년,[118] 한 무리의 과학자들이 화성에서 온 운석인 앨런 힐즈 84001에 미세 화석이 존재할 가능성을 보고했다.많은 연구들이 주로 이러한 추정 [119][120]화석의 모양에 근거해 그들의 해석의 타당성에 대해 이의를 제기했다.운석에 있는 유기물은 대부분 육지에서 [121]유래한 것으로 밝혀졌다.또한 "모형학만으로는 원시 생명체 [122][123][124]탐지를 위한 도구로 모호하게 사용될 수 없다"는 것이 과학적 의견의 일치이다.형태학의 해석은 주관적이기로 악명 높으며, 그 사용만으로도 수많은 [122]해석 오류를 초래했다.

지형 증거

호수와 강 계곡

참고 항목: 화성의 호수

1971년 Mariner 9호 우주선은 화성의 물에 대한 우리의 생각에 혁명을 일으켰다.많은 지역에서 거대한 강 계곡이 발견되었다.이미지들은 홍수가 댐을 뚫고, 깊은 계곡을 파헤치고, 홈을 침식하여 암반을 만들고, 수천 [44]킬로미터를 이동했다는 것을 보여주었다.남반구에 있는 분지하천 지역은 한때 비가 [125][126]내렸음을 시사했다.인정받는 계곡의 수는 시간이 지남에 따라 증가해 왔다.2010년 6월에 발표된 연구는 화성의 40,000개의 강 계곡을 지도화했는데, 이는 이전에 확인된 [31]강 계곡의 수를 약 4배로 늘렸다.화성의 수몰 특성은 두 가지 뚜렷한 분류로 분류할 수 있다. 1) 수상돌기(가지), 지상 규모, 널리 분포된 노아키아 시대 계곡 네트워크, 2) 예외적으로 크고 긴 단일 스레드, 고립된 헤스페리아 시대 유출 채널이다.최근의 연구는 중간 위도에 현재 수수께끼의, 작은, 젊은(헤스페리아에서 아마존까지) 채널도 있을 수 있으며, 아마도 때때로 [127][128]국지적으로 얼음 침전물이 녹는 것과 관련이 있을 수 있다는 것을 암시한다.

Kasei Vales(주요 유출 경로)는 MOLA 고도 데이터에서 볼 수 있습니다.흐름은 왼쪽 아래에서 오른쪽으로 흐릅니다.화상의 폭은 약 1600km입니다.채널 시스템은 이 이미지에서 남쪽으로 1200km 떨어진 Echus Chasma까지 연장됩니다.

화성의 일부 지역은 반전된 릴리프를 보여준다.이것은 퇴적물이 하천 바닥에 퇴적된 후 침식에 저항하게 될 때, 아마도 석출에 의해 발생합니다.나중에 그 지역이 묻힐 수도 있다.결국 침식은 피복층을 제거하고 침식에 강하기 때문에 앞의 하천을 볼 수 있게 된다.Mars Global Surveyer는 이 과정의 [129][130]몇 가지 예를 발견했습니다.특히 메두새 [131]포새층, 미야모토 [132]분화구, 사헤키 [133]분화구, 주벤태 [134][135]고원 등 화성의 여러 지역에서 많은 역류가 발견되었다.

안토니아디 분화구의 역류 수로.위치는 Syrtis Major 사각지대입니다.

화성에서 [136]다양한 호수 분지가 발견되었다.일부는 카스피해, 흑해, 바이칼 호수 같은 지구에서 가장 큰 호수와 크기가 비슷하다.계곡망에 의해 공급된 호수는 남부 고지대에서 발견됩니다.폐쇄된 움푹 패인 곳과 강 계곡이 이어지는 곳도 있습니다.이 지역들은 한때 호수가 있었던 것으로 생각됩니다; 하나는 Mars Explorer Spirit에 의해 탐험된 Ma'im Valis를 통해 Gusev 크레이터로 흘러들어간 Terra Syrenum에 있습니다.다른 하나는 파라나 계곡과 루아르 [137]계곡 근처에 있다.어떤 호수는 강수량에 의해 형성된 것으로 생각되고 다른 호수는 지하수로 [48][49]형성되었다.호수는 아르기레 [37][38]분지, 헬라스 [50]분지, 그리고 아마도 마리네리스 [51][138][139]계곡에 존재했던 것으로 추정된다.노키아에서는 많은 크레이터가 호수를 수용했을 가능성이 있다.이 호수들은 (지구 기준으로는) 마지막 [140]빙하기 동안 미국 서부의 그레이트 분지와 비슷한 차갑고 건조한 수문 환경과 일치한다.

2010년의 연구는 화성에도 적도의 일부를 따라 호수가 있었다는 것을 암시한다.비록 이전의 연구는 화성이 오래 전에 말라버린 따뜻하고 습한 초기 역사를 가지고 있다는 것을 보여주었지만, 이 호수들은 훨씬 더 늦은 시기인 헤스페리아 시대에 존재했다.NASA의 화성 정찰 궤도선의 상세한 이미지를 사용하여, 연구원들은 이 기간 동안 화성의 대기를 따뜻하게 하기 위해 화산 활동, 운석 충돌 또는 화성의 궤도에 변화가 있었을 것이라고 추측한다.화산은 일시적으로 대기를 두껍게 하는 가스를 방출하여 더 많은 햇빛을 가두고 액체 상태의 물이 존재할 수 있을 만큼 충분히 따뜻하게 만들었을 것이다.이 연구에서, 아레스 발리스 근처의 호수 분지와 연결된 수로가 발견되었다.한 호수가 가득 차면, 그 물은 둑을 넘쳤고 다른 호수가 [141][142]형성될 수 있는 낮은 지역으로 가는 수로를 만들었다.이러한 건조한 호수는 전생에 대한 증거(생물학적 특징)를 찾는 표적이 될 것이다.

2012년 9월 27일, NASA 과학자들은 큐리오시티 탐사선이 게일 크레이터에 있는 고대 하천에 대한 직접적인 증거를 발견했다고 발표했는데, [143][144][145][146]이는 화성에서 고대 "활발한 물 흐름"을 암시한다.특히, 현재 건조 유층 분석에 따르면 물은 3.3km/h(0.92m/s)[143]로 흐르는데, 아마도 엉덩이 깊이까지 흐를 수 있다.흐르는 물의 증거는 강한 액체 물살에 의해서만 풍화될 수 있었던 둥근 조약돌과 자갈 조각의 형태로 나타났다.이들의 모양과 방향은 분화구 가장자리에서 먼 거리를 이동한다는 것을 의미하며, 피스 발리스라는 이름의 수로가 충적 부채로 흘러들어갑니다.

에리다니아 호수는 약 110만 평방 킬로미터의 [147][148][149][full citation needed]표면적을 가진 이론화된 고대 호수이다.그것의 최대 깊이는 2,400 미터이고 그것의 부피는 562,0003 킬로미터이다.그것은 지구에서 가장 큰 육지로 둘러싸인 바다인 카스피해보다 더 컸고 다른 화성 호수들을 합친 것보다 더 많은 물을 포함하고 있었다.에리다니아 바다는 북미의 모든 [150][151][152]오대호보다 9배 이상 많은 물을 보유하고 있었다.호수의 윗면은 호수를 둘러싸고 있는 계곡 네트워크의 고도에 있는 것으로 추정되며, 모두 같은 고도에서 끝나 [153][full citation needed][154][155]호수로 흘러들어간 것으로 보인다.

CRISM에 의한 연구는 400미터가 넘는 두께의 두꺼운 퇴적물을 발견했는데, 여기에는 미네랄 사포나이트, 탈크-사포나이트, 페-리치 마이카(예를 들어 글라우코나이트-논트로나이트), 페-세펜틴, Mg-Fe-Ca-카보네이트, 페-술피드가 포함되어 있을 가능성이 있다.Fe-sulphide는 아마도 화산에 의해 가열된 물로 깊은 물에서 형성되었을 것이다.열수로 분류되는 그러한 과정은 지구상의 생명이 시작된 [152]장소였을지도 모른다.

  • Map showing estimated water depth in different parts of Eridania Sea This map is about 530 miles across.

    에리다니아 해의 여러 부분에서 추정 수심을 보여주는 지도 이 지도는 폭이 약 530마일입니다.

  • Deep-basin deposits from the floor of Eridania Sea. The mesas on the floor are there because they were protected against intense erosion by deep water/ice cover. CRISM measurements show minerals may be from seafloor hydrothermal deposits.

    에리다니아 해 바닥의 깊은 유역 퇴적물입니다바닥에 있는 메사는 깊은 물/얼음 커버에 의해 심한 침식으로부터 보호되었기 때문에 그곳에 있습니다.CRISM 측정 결과 해저 열수 퇴적물에서 광물이 나올 수 있습니다.

  • Diagram showing how volcanic activity may have caused deposition of minerals on floor of Eridania Sea. Chlorides were deposited along the shoreline by evaporation.

    화산 활동이 에리다니아 해 바닥의 광물을 어떻게 퇴적시켰는지 보여주는 다이어그램.염화물은 증발에 의해 해안선을 따라 퇴적되었다.

델타 호

에베르스발데 분화구의 델타입니다

연구자들은 화성 [30]호수에서 형성된 델타들의 많은 예를 발견했다.삼각주를 발견하는 것은 화성에 한때 많은 액체의 물이 있었다는 주요 신호이다.삼각주는 보통 오랜 시간 동안 깊은 물을 필요로 한다.또한 침전물이 씻겨 내려가지 않도록 수위가 안정되어 있어야 합니다.삼각주는 지리적으로 넓은 [48]범위에 걸쳐 발견되었지만, 추정적으로 [156]화성의 옛 북쪽 바다의 가장자리 주변에 집중되어 있을 수 있다는 징후가 있다.

지하수

주요 기사: 화성의 지하수
지하수가 서서히 올라오면서 층이 형성될 수 있다.

1979년에는 지표면 저수지의 단일 파괴적인 파열로 유출 경로가 형성되어 얼음에 의해 봉인되었을 가능성이 있으며, 그렇지 않으면 건조한 화성 [157][158]표면에 엄청난 양의 물을 방출하는 것으로 생각되었다.게다가, Athabasca Valis의 [159][160]거대한 물결에서, 혹은 심지어 재앙적인 홍수에 찬성하는 증거가 발견됩니다.많은 유출 경로가 카오스나 차즈마에서 시작되어 지표면 아래의 얼음 [138]봉인을 뚫을 수 있는 파열의 증거를 제공한다.

화성의 분기하는 계곡 네트워크는 지하수의 갑작스런 재앙적인 방출과 일치하지 않습니다. 단 하나의 유출점에서 나오지 않는 수상돌기 모양과 그들을 [161]따라 흐른 것으로 보이는 유출물 둘 다입니다.대신, 일부 저자들은 지하수가 지하수에서 [162]용수철로 천천히 스며들면서 형성되었다고 주장한다.이러한 해석을 뒷받침하기 위해, 그러한 네트워크의 많은 계곡의 상류 끝은 일반적으로 지하수 침수와 관련된 박스 협곡 또는 "암피테이터" 헤드로 시작한다.또한 채널 끝에 미세한 크기의 채널이나 계곡이 있다는 증거는 거의 없으며,[138] 일부 저자는 지표면을 가로질러 서서히 축적되는 것이 아니라 지표면 아래에서 흐름이 갑자기 현저한 방전으로 나타났음을 보여주는 것으로 해석했다.다른 사람들은 지상 사례를 [163]위해 원형극장 계곡의 두부와 지하수에 의한 형성 사이의 연관성에 대해 이의를 제기했고, 계곡 네트워크에 대한 미세 스케일 헤드의 부족은 풍화 또는 임팩트 [138]원예에 의한 제거 때문이라고 주장해왔다.대부분의 저자는 대부분의 계곡 네트워크가 적어도 부분적으로 지하수 침투 과정에 의해 영향을 받고 형성되었다는 것을 인정한다.

내구성 크레이터의 번즈 클리프에서 풍류 사구 지층의 보존과 침착은 얕은 [164]지하수의 흐름에 의해 제어된 것으로 생각된다.

지하수는 또한 [165]화성의 광범위한 침전 패턴과 과정을 통제하는데 중요한 역할을 했다.이 가설에 따르면, 용해된 광물을 가진 지하수가 지표면, 크레이터 안과 주변에 나타났고 광물, 특히 황산염을 첨가하고 퇴적물을 [164][166][167][168][169][170]굳힘으로써 층을 형성하는데 도움을 주었다.즉, 지하수가 광물을 축적하고 기존의 느슨한 풍성 퇴적물을 굳힘으로써 일부 층이 형성되었을 수 있다.경화된 층은 결과적으로 침식으로부터 더 잘 보호됩니다.화성 정찰 궤도선의 데이터를 사용하여 2011년에 발표된 연구는 아라비아 [171]테라를 포함한 넓은 지역에 같은 종류의 퇴적물이 존재한다는 것을 보여준다.퇴적암이 풍부한 지역도 지역 [172]규모로 지하수가 상승했을 가능성이 가장 높은 지역이라고 주장되어 왔다.

2019년 2월 유럽 과학자들은 추정적으로 광대한 바다와 [173][174][175][176]연결된 고대 행성 전체의 지하수 시스템에 대한 지질학적 증거를 발표했다.2019년 9월, 연구원들은 InSight 착륙선이 설명할 수 없는 자기 펄스와 행성 전체의 지하 [177]깊은 곳에 있는 액체 물의 저장고와 일치하는 자기 진동을 발견했다고 보고했다.

화성 해양 가설

주요 기사:화성 해양 가설
화성 북반구의 낮은 지형의 푸른 지역은 액체 상태의 [178]물이 있는 원시 바다가 있는 곳으로 가설화 되었다.

화성 해양 가설은 바스티타스 보레알리스 분지가 적어도 [23]한 번은 액체 상태의 물이 있었던 곳이었다고 제안하며, 화성 표면의 거의 3분의 1이 화성 지질 [136][179]역사 초기에 액체 상태의 바다로 덮여 있었다는 증거를 제시한다.Oceanus [23]Borealis라고 불리는 이 바다는 평균 행성 표고보다 4-5 킬로미터 아래에 있는 북반구의 Vastitas Borealis 분지를 채웠을 것입니다.두 가지 주요 추정 해안선이 제시되었다. 즉, 약 38억 년 전으로 거슬러 올라가며 고지대의 계곡 네트워크 형성과 동시에 나타나는 더 높은 해안선과 아마도 젊은 유출 경로와 관련이 있는 더 낮은 해안선이 제시되었다.더 높은 곳인 '아라비아 해안선'은 타르시스 화산 지역을 제외한 화성 전역에서 추적할 수 있다.더 낮은 층인 '데우테로닐루스'는 바스티타스 보렐리스 [138]지형을 따릅니다.

2010년 6월의 한 연구는 더 오래된 바다가 [30][31]화성의 36%를 덮었을 것이라는 결론을 내렸다.화성의 모든 지형의 고도를 측정하는 화성 궤도선 레이저 고도계(MOLA)의 데이터는 1999년에 그러한 바다의 분수령이 행성의 [180]약 75%를 덮었을 것이라는 것을 결정하기 위해 사용되었다.초기 화성은 [181][182]표면에 액체 상태의 물이 존재하도록 하기 위해 더 따뜻한 기후와 더 밀도가 높은 대기가 필요했을 것이다.게다가 많은 수의 계곡 네트워크는 과거에 [166][183]지구에 수문학적 순환의 가능성을 강하게 뒷받침한다.

원시 화성 바다의 존재는 과학자들 사이에서 여전히 논쟁의 여지가 있으며, '고대 해안선'이라는 일부 특징에 대한 해석에 [184][185]대해 이의를 제기해 왔다.추측된 20억 년(2 Ga) 해안선의 한 가지 문제는 그것이 평평하지 않다는 것이다. 즉, 일정한 중력 전위 선을 따르지 않는다는 것이다.이것은 아마도 화산 폭발이나 운석 [186]충돌로 인한 화성 질량의 변화 때문일 수 있다; 엘리시움 화산 지방이나 북쪽 평원 아래에 묻혀 있는 거대한 유토피아 분지가 가장 [166]유력한 원인으로 제시되었다.

2015년 3월, 과학자들은 화성의 북반구와 지구 북극해의 크기, 즉 화성 표면의 약 19%에 해당하는 고대 화성에 대한 증거가 존재한다고 발표했다.이 발견은 지구에서 발견된 비율에 비해 현대 화성 대기의 물과 중수소의 비율에서 도출되었다.화성에서 발견된 중수소는 지구에 존재하는 것보다 8배나 많았으며, 이는 고대 화성의 수위가 상당히 높았음을 시사한다.큐리오시티 탐사선의 결과는 게일 크레이터에서 높은 비율의 중수소를 발견했지만, 바다의 존재를 암시할 만큼 높지는 않았다.다른 과학자들은 이 새로운 연구가 확인되지 않았다고 경고하고, 화성 기후 모델들이 과거에 행성이 액체 상태의 물을 [187]지탱할 만큼 충분히 따뜻했다는 것을 아직 보여주지 못했다고 지적한다.

2016년 5월, 이스메니우스 라쿠스 사각형에 있는 표면의 일부가 두 번의 쓰나미에 의해 어떻게 변했는지를 설명하는 북부 대양에 대한 추가 증거가 발표되었다.쓰나미는 소행성이 바다에 충돌하면서 발생했다.둘 다 직경 30km의 크레이터를 만들 수 있을 정도로 강했던 것으로 생각되었다.첫 번째 쓰나미는 자동차나 작은 집 크기의 바위를 주워 운반했다.파도의 역류는 바위를 재배치함으로써 수로를 형성했다.두 번째는 바다가 300m 더 낮을 때 들어왔다.두 번째는 계곡에 떨어진 많은 양의 얼음을 운반했다.계산 결과 파도의 평균 높이는 50m였지만 높이는 10m에서 120m까지 다양했다.수치 시뮬레이션에 따르면 바다의 이 특정 부분에서는 직경 30km 크기의 충돌 크레이터가 3천만년마다 형성된다.여기서의 의미는 거대한 북쪽 바다가 수백만 년 동안 존재했을지도 모른다는 것입니다.바다에 반대하는 한 가지 이유는 해안선의 특징이 부족하다는 것이다.이러한 특징들은 쓰나미 사건으로 인해 사라졌을 수 있다.이 연구에서 연구된 화성의 부분은 크리스 플라니티아와 북서쪽 아라비아 테라이다.이러한 쓰나미는 이스메니우스 라쿠스 사각형과 마레 산달륨 [188][189][190]사각형에 있는 일부 표면에 영향을 미쳤다.

2019년 7월, 로모노소프 [191][192]분화구를 만드는 운석 충돌로 인해 메가 쓰나미 발생원이 형성되었을 가능성이 있는 화성 고대 해양에 대한 지원이 보고되었다.

최근 흐름의 증거

주요 기사:따뜻한 화성 경사면의 계절적 흐름
참고 항목: Gully (화성)
뉴턴 크레이터의 경사면에는 따뜻한 계절이 흐른다.
가지갈매기.
깊은 갈매기 무리.

순수한 액체 물은 몇 [193][194]시간 동안 가장 낮은 고도를 제외하고는 현재 낮은 기압과 낮은 온도로는 화성 표면에서 안정적인 형태로 존재할 수 없다.그래서, 2006년 나사의 화성 정찰 궤도선이 관측한 결과, 10년 전에는 없었던 협곡 퇴적물이 발견되었는데,[195][196] 아마도 화성에서 가장 따뜻한 몇 달 동안 흐르는 액체 염수에 의해 발생했을 것이다.이 사진들은 1999년과 2001년 [195][197][198]사이 화성에 (습하거나 건조한) 흐름이 있는 것으로 보이는 테라 사이렌룸과 센타우루스 몬테스의 두 크레이터들이다.

갈매기가 액체 상태의 물에 의해 형성되는지 여부에 대해서는 과학계에서 의견이 분분하다.또한 갤리지를 조각하는 흐름이 건조한 [199][200]곡물이거나 아마도 이산화탄소에 의해 윤활되었을 수도 있습니다.일부 연구는 남부 고지대에 형성된 물줄기가 부적절한 조건 때문에 물에 의해 형성되지 않았다는 것을 증명한다.저기압, 비지열, 저온 지역은 일년 중 어느 시점에서도 액체 상태의 물에 자리를 내주지는 않겠지만 고체 이산화탄소에 이상적일 것이다.따뜻한 여름에 녹는 이산화탄소는 액체 이산화탄소를 만들어 낼 것이고,[201][202] 그것은 갈매기를 형성할 것이다.지면에 흐르는 물에 의해 갤리지를 조각해도 물의 정확한 근원과 그 움직임의 메커니즘은 [203]파악되지 않는다.

건조한 계곡은 일년 내내 지속되는 경사면에 새겨진 깊은 홈입니다.화성에는 많은 다른 특징들이 있고, 그들 중 일부는 계절에 따라 변한다.

2011년 8월, NASA는 대학생 Lujendra Ojha에[204][self-published source?] 의해 남반구 분화구 가장자리 근처의 암석 돌출부 아래의 가파른 경사면에서 현재의 계절 변화를 발견했다고 발표했습니다.현재 재발성 경사선(RSL)이라고 불리는 이 어두운 줄무늬는 화성 여름의 가장 따뜻한 부분 동안 아래로 자라났다가 그 해의 나머지 기간 동안 점차 사라지며,[15] 몇 년 사이에 주기적으로 반복된다.연구원들은 이러한 흔적들이 염분이 많은 물이 아래로 흘러내려갔다가 증발하면서 어떤 종류의 [205][206]잔여물을 남기는 것과 일치한다고 제안했다.CRISM 분광기기는 이러한 반복적인 경사 라인이 형성되는 동시에 수성염이 나타나는 것을 직접 관찰하여 2015년에 이러한 라인이 얕은 토양을 통과하는 액체 염수의 흐름에 의해 생성된다는 것을 확인했다.라네에는 액체 상태의 [207]물 분자를 포함하는 수화 염소산염과 과염소산염(ClO
4−)이 포함되어 있습니다.온도가 -23°C(-9°F; 250K)[208] 이상인 화성 여름에는 라인이 내리막으로 흐릅니다.그러나 물의 원천은 알려지지 않았다.[7][209][210]그러나 화성 오디세이 궤도선의 중성자 분광계 데이터는 2017년 12월에 발표되었으며, 활성 부위에서 물(수소화된 레골리스)의 증거가 없으므로, 저자들은 또한 단수명 대기 수증기 농도 또는 건조 입상 [199]흐름의 가설을 뒷받침한다.그들은 오늘날 화성의 액체 상태의 물이 현재 [211]알려진 것처럼 생명체가 살기에 힘든 환경인 대기와 얇은 막에서 용해된 습기의 흔적으로 제한될 수 있다고 결론지었다.

증정수

화성 표면의 상부 미터에서 낮은 위도 및 높은 위도(낮은 위도)에 존재하는 물 얼음의 비율.백분율은 발열 중성자속(Epithermal Neutron flux)에 기초한 화학량 계산을 통해 도출된다.이 플럭스는 2001년 화성 오딧세이 우주선의 중성자 분광계에 의해 검출되었다.

화성 오디세이 중성자 분광계와 감마선 분광계[212], 화성 익스프레스 고해상도 스테레오 카메라(HRSC)[213]에 의해 전 세계적으로 상당한 양의 표면 수소가 관측되었습니다.이 수소는 얼음의 분자 구조에 포함되어 있는 것으로 생각되며, 화학학적 계산을 통해 관찰된 플럭스는 화성 표면의 상부 미터에서 물의 얼음 농도로 변환되었습니다.이 과정은 얼음이 현재 표면에 널리 퍼져 있고 풍부하다는 것을 밝혀냈다.위도 60도 이하에서는 특히 엘리시움 화산, 테라 사바에아, 테라 사이렌 북서쪽 등 여러 지역에 얼음이 집중되어 있으며 지표면에 최대 18%의 농도로 존재한다.위도 60도 이상에서는 얼음이 매우 풍부하다.위도 70도에서는 거의 모든 곳에서 얼음 농도가 25%를 넘고 [214]극지방에서는 100%에 도달한다.SHARAD와 MARSIS 레이더 탐지기는 또한 개별 표면 특징이 얼음이 풍부하다는 것을 확인했습니다.현재 화성 표면 조건에서의 얼음의 알려진 불안정성 때문에, 이 얼음의 거의 대부분이 바위나 먼지의 얇은 층으로 덮여 있다고 생각된다.

화성 오디세이 중성자 분광계 관측 결과, 화성 표면의 최상층 미터에 있는 모든 얼음이 균일하게 펼쳐지면 적어도 14cm(5.5인치)의 WEG(Water Equivalent Global Layer)가 된다. 즉, 전지구 평균 화성 표면은 약 14%의 [215]물이다.현재 두 화성 극지방에 잠긴 물 얼음은 30m(98ft)의 WEG에 해당하며, 지질학적 증거에 따르면 WEG 깊이가 500m(1600ft)[13][215]에 이르는 상당히 많은 양의 지표수에 유리하다.이러한 과정의 상세한 질량 균형은 [138]잘 이해되지 않지만, 과거 물의 일부는 깊은 지표면 아래, 일부는 우주로 손실된 것으로 생각된다.현재의 대기 중 물의 저장고는 계절적 및 더 긴 시간 척도 모두에서 지표의 한 부분에서 다른 부분으로 점진적으로 얼음을 이동할 수 있는 도관으로서 중요하지만, WEG가 10마이크로미터(0.00039인치)[215] 이하일 정도로 부피는 미미하다.

풍부한 수화염이 [216][217]시사하는 염분의 형성을 통해 화성 표면에 액체 상태의 물이 존재할 수도 있다.브라인은 순수한 물 [218][219]자체보다 낮은 온도에서 액체 상태의 물을 안정시킬 수 있기 때문에 화성에서 중요하다.순수한 액체 물은 동결, 증발, 끓는 [218]과정을 거치기 때문에 행성 표면에서 불안정하다.지구의 도로에 얼음이 얼지 않도록 소금을 바르는 방법과 비슷하게, 화성의 물과 소금의 혼합물은 지표면에 안정된 액체로 이끌 만큼 충분히 낮은 빙점을 가질 수 있다.화성 레골리스의 복잡한 성질을 감안할 때, 소금 혼합물은 [220]염수의 안정성을 변화시키는 것으로 알려져 있다.염분 혼합물의 융해 모델링은 염분의 안정성을 테스트하는 데 사용될 수 있으며 화성 표면에 액체 염분이 존재하는지 여부를 판단하는 데 도움을 줄 수 있습니다.피닉스호의 착륙선에 의해 결정되는 화성 레골리스의 구성은 이러한 모델들을 구속하고 어떻게 실제로 [221][222]브린이 행성에서 형성될 수 있는지에 대한 정확한 표현을 제공하기 위해 사용될 수 있다.이러한 모델의 결과는 다양한 온도의 다양한 소금에 대한 물 활성 값을 제공하며, 물 활성도가 낮을수록 염수가 더 안정적입니다.염소산염은 208 K~253 K의 온도에서 가장 낮은 물 활성값을 나타내며, 염화염은 208 K 이하에서 가장 낮은 값을 나타낸다.모델링 결과는 앞에서 언급한 복잡한 소금 혼합물이 브라인의 안정성을 크게 증가시키지 않는다는 것을 보여주며,[223] 브라인은 화성 표면에서 액체 상태의 물의 중요한 원천이 아닐 수 있다는 것을 보여준다.

극지방 만년설

주요 기사: 화성 극지방 만년설
Mars Global Surveyor는 이 화성 북극 만년설의 이미지를 북부 초여름에 획득했습니다.
코롤레프 분화구는 2,200 입방 킬로미터(530 cumi)의 물 얼음을 포함하고 있는 것으로 추정됩니다.

화성 북반구([224]Planum Boreum)와 남반구(Planum Australe) 극지방의 얼음은 Mariner 9 궤도선 시절부터 존재해 왔습니다.하지만, 이 얼음의 양과 순도는 2000년대 초반까지 알려지지 않았다.2004년 유럽 마스 익스프레스 위성의 MARSIS 레이더 경보 장치는 [225][226]지표면 아래 3.7km(2.3mi) 깊이까지 뻗어 있는 남극 만년설의 비교적 깨끗한 얼음 존재를 확인했다.마찬가지로 화성 정찰궤도선에 탑재된 SHARAD 레이더 경보기는 지표면 아래 1.5~2km의 북극 캡 밑면을 관측했다.함께, 화성의 북극 만년설과 남극 만년설의 부피는 그린란드 [227]만년설의 부피와 유사하다.

화성 북극 만년설의 일부 단면으로, 위성 레이더 관측에서 도출되었습니다.

남극 지역에 있는 더 큰 빙상은 고대(헤스페리아 시대)에 후퇴한 것으로 추정되는데, 이 얼음은 행성 전체의 [228][229]깊이가 137m에 해당하는 2천만 km의3 수빙을 포함하고 있었을 것이다.

두 극관 모두 부피를 가르는 나선형 기압골의 이미지로 조사했을 때 얼음과 먼지의 풍부한 내부 층을 드러내고 있으며, 지표면 레이더 측정 결과 이러한 층이 빙상 전체에 걸쳐 연속적으로 뻗어 있는 것으로 나타났다.이 층은 지구의 빙상이 어떻게 지구의 기후에 대한 기록을 가지고 있는지에 대한 과거 화성의 기후에 대한 기록을 포함하고 있다.그러나 [230]이 기록을 읽는 것은 간단하지 않기 때문에 [138]많은 연구자들이 뚜껑의 구조, 역사, 흐름 특성을 이해하는 것뿐만 아니라 [231][232]화성 기후의 진화를 이해하기 위해 이 층을 연구해왔다.

극지방의 뚜껑 주위에는 분화구 내부에 많은 작은 얼음판이 있으며, 그 중 일부는 모래나 화성 [233][234]먼지의 두꺼운 퇴적물 아래에 있다.특히 81.4km(50.6mi) 폭의 코롤레프 크레이터에는 [235]지표면에 노출된 약 2,200입방km(530cumi)의 물얼음이 있는 것으로 추정된다.코롤레프의 바닥은 테두리 아래로 약 2km 떨어져 있으며,[235][236] 지름이 최대 60km(37mi)에 이르는 깊이 1.8km(1.1mi)의 영구적인 물 얼음으로 덮여 있다.

빙하수

남극 빙하수역(2018년 7월 보고) 현장.
주요 기사:화성의 빙하 아래 호수

남극 대륙의 보스토크 호수 모델링이 이 호수가 남극 빙하 이전에 존재했을 수 있고,[237] 화성에서도 유사한 시나리오가 발생할 수 있다는 것을 보여주면서 화성에 아빙하 호수의 존재가 가설화 되었다.2018년 7월 이탈리아 우주국 과학자들은 남극 만년설 아래에서 1.5km(1mi) 떨어진 화성에서 수평으로 20km(10mi)에 걸쳐 이러한 빙하호수가 발견되었다고 보고했는데,[65][238][239][240] 이는 화성에서 액체 상태의 물이 안정적으로 흐른다는 최초의 증거이다.이 화성 호수에 대한 증거는 2012년 5월부터 2015년 12월 사이에 수집된 유럽 화성 탐사선([241]European Mars Express) 궤도선에 탑재된 MARSIS 레이더의 밝은 반향 관측 데이터에서 추론되었다.검출된 호수의 중심은 193°E, 81°S이며, 이 평탄한 지역은 특이한 지형적 특성을 나타내지 않지만 [65]움푹 패인 동쪽을 제외하고 지반이 높다.나사의 화성 정찰 궤도선에 탑재된 SHARAD 레이더는 호수의 흔적을 보지 못했다.SHARAD의 작동 주파수는 높은 분해능을 위해 설계되었지만 침투 깊이는 낮기 때문에, 위에 있는 얼음에 상당한 양의 규산염이 포함되어 있다면 SHARAD가 추정 호수를 검출할 수 있을 것 같지 않다.

2020년 9월 28일, 새로운 데이터를 사용하여 모든 데이터를 새로운 기술로 재분석하는 MARSIS 발견이 확인되었다.이 새로운 레이더 연구는 화성에 세 개의 빙하 아래 호수가 더 있다고 보고한다.모두 남극 만년설 아래 1.5km(0.93mi)에 있다.발견된 첫 번째 호수이자 가장 큰 호수의 크기는 너비 30km(19mi)로 수정되었습니다.그것은 3개의 작은 호수들로 둘러싸여 있고,[242] 각각의 폭은 수 킬로미터이다.

화성 북극 근처 프루앵 분화구 바닥에 있는 물 얼음 조각(북위 70.5°, 동경 103°)

극관 바닥의 온도는 205K(-68°C; -91°F)로 추정되기 때문에 과학자들은 마그네슘과 [65][243]과염소산칼슘의 부동액 효과를 통해 물이 액체 상태를 유지할 수 있다고 추정한다.호수를 덮고 있는 1.5km(0.93mi)의 얼음층은 10~20%의 먼지가 섞인 물 얼음으로 구성되어 있으며 계절적으로 1m(3ft 3in) 두께의 CO2 [65]얼음층으로 덮여 있습니다.남극 만년설의 원시 데이터 범위가 제한적이기 때문에, 발견자들은 "화성에 지하수가 존재하는 것이 한 [65]곳으로 제한된다고 결론 내릴 이유가 없다"고 말했다.

2019년에는 이러한 호수가 [244]존재하기 위해 필요한 물리적 조건을 탐구한 연구가 발표되었습니다.이 연구는 얼음 아래에서 액체 물과 과염소산염 혼합물이 안정적인 온도에 도달하는 데 필요한 지열의 양을 계산했다.저자들은 "남극 얼음의 밑부분에 많은 양의 과염소산염이 국지적으로 집중되어 있더라도, 전형적인 화성 조건은 얼음을 녹이기에는 너무 춥다"고 결론지었다. 온도 상승에는 지각 내의 국지적인 열원이 필요하며, 얼음으로부터 10km 이내에 있는 마그마실은 그러한 열원을 제공할 수 있다.이 결과는 관측의 액체 상태의 물 해석이 정확하다면 화성의 마그마가 매우 최근에 활동했을 수 있다는 것을 암시합니다."

액체 상태의 호수가 실제로 존재한다면, 그 소금물에 흙을 섞어 [245]진흙을 형성할 수도 있다.호수의 높은 염분 수치는 대부분의 생물들에게 어려움을 줄 것이다.지구에는, 할로필이라고 불리는 유기체들이 비록 어둡고, 차갑고, 농축된 과염소산염 [245]용액에서는 아니지만, 극도로 짠 환경에서 번성한다.

갈은 얼음

여러 해 동안, 다양한 과학자들은 화성 표면들이 지구의 [246]빙하 주변 지역처럼 생겼다고 주장해 왔다.이러한 육지적 특징과 유사하게, 수년 동안 이 지역들이 영구 동토층일 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.이것은 얼어붙은 물이 [199][247]지표면 바로 아래에 있다는 것을 암시한다.위도가 높은 곳의 공통 특징인 패턴 지면은 스트라이프 및 폴리곤을 포함한 다양한 모양으로 발생할 수 있습니다.지구에서, 이러한 모양들은 [248]토양이 얼고 녹아서 생긴다.날카로운 지형적 특징을 [249]둥글게 만드는 지형 연화처럼 화성 표면 아래에 많은 양의 얼어붙은 물이 있다는 다른 유형의 증거가 있다.화성 오디세이의 감마선 분광계 증거와 피닉스 착륙선을 통한 직접 측정은 이러한 특징의 많은 부분이 지면의 [250]얼음의 존재와 밀접하게 관련되어 있다는 것을 입증했다.

지하수 [251]얼음의 단면은 MRO에서 이 강화된 컬러 뷰에서 밝은 파란색으로 보이는 가파른 경사면에 노출됩니다.그 장면은 폭이 약 500미터이다.그 스카프는 평지에서 약 128미터 떨어진 곳에 떨어져 있다.빙상은 지표면 바로 아래에서 100미터 이상의 깊이까지 뻗어 [252]있다.

2017년, 화성 정찰 궤도선(MRO)에 탑재된 HiRISE 카메라를 사용하여, 연구원들은 약 1, 2미터 두께의 [251][253]흙으로 덮인 100미터 두께의 노출된 수빙을 보여주는 최소 8개의 침식 경사면을 발견했다.그 장소들은 위도가 약 55도에서 58도 사이인데, 이것은 화성 [251]표면의 약 3분의 1 아래에 얕은 얼음이 있다는 것을 암시한다.이 이미지는 2001년 화성 오디세이의 분광계, MRO와 화성 익스프레스의 지상 투과 레이더, 그리고 현장 [251]굴착 중인 피닉스 착륙선에 의해 이전에 무엇이 감지되었는지 확인합니다.이 얼음 층들은 화성의 기후 역사에 대한 쉽게 접근할 수 있는 단서를 가지고 있으며 미래의 로봇이나 인간 [251]탐험가들이 얼린 물을 이용할 수 있게 한다.일부 연구자들은 이 퇴적물이 행성의 회전축과 궤도가 달랐던 수백만 년 전에 존재했던 빙하의 잔해일 수 있다고 주장했다.2019년에 발표된 보다 상세한 연구에 따르면, 북위 35°N과 남위 45°S의 위도에 물얼음이 존재하며, 일부 얼음 조각은 먼지로 덮인 표면에서 불과 몇 센티미터 밖에 되지 않는 것으로 밝혀졌다.이러한 조건에서 물 얼음을 추출하는 데 복잡한 [254][255]장비가 필요하지 않을 것이다.

  • Close view of wall of triangular depression, as seen by HiRISE layers are visible in the wall. These layers contain ice. The lower layers are tilted, while layers near the surface are more or less horizontal. Such an arrangement of layers is called an "angular unconformity."[256]

    HiRISE 층에서 볼 수 있는 삼각 움푹 패인 벽의 가까운 모습이 벽에서 보입니다.이 층들은 얼음을 포함하고 있다.하부 레이어는 기울어져 있는 반면 표면 근처의 레이어는 거의 수평입니다.이러한 층의 배열을 "각도 부정합"[256]이라고 합니다.

  • Impact crater that may have formed in ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program Location is the Ismenius Lacus quadrangle.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 얼음이 풍부한 지반에서 형성되었을 수 있는 충격 크레이터는 이스메니우스 라쿠스 사각형이다.

  • Close view of impact crater that may have formed in ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program. Note that the ejecta seems lower than the surroundings. The hot ejecta may have caused some of the ice to go away; thus lowering the level of the ejecta.

    HiWish 프로그램의 HiRISE에서 볼 수 있듯이 얼음이 풍부한 지반에서 형성되었을 수 있는 충격 크레이터의 면밀한 모습.이젝트는 주위보다 낮은 것 같습니다.뜨거운 이젝트가 얼음의 일부를 사라지게 했을 수 있으며, 따라서 이젝트의 수위를 낮춥니다.

  • Map of near surface ice

    근빙 지도

스칼라 지형

주요 기사 : 스캘프 지형

화성의 일부 지역에서는 물갈퀴 모양의 움푹 패인 곳이 있다.움푹 패인 곳은 얼음이 풍부한 맨틀 퇴적물의 잔해로 추정된다.가리비는 얼어붙은 흙에서 승화된 얼음 때문에 생긴다.스캘프 지형의 지형은 현재의 화성 기후 조건 하에서 승화에 의한 지표면 아래의 얼음의 상실에 의해 형성될 수 있다.한 모델은 지면에 수십 미터 [257]깊이의 많은 양의 순수한 얼음이 있을 때 비슷한 모양을 예측합니다.이 맨틀 물질은 아마도 화성 극의 기울기 변화로 인해 기후가 달라졌을 때 먼지에 얼음이 형성되면서 대기에서 퇴적되었을 것이다(아래의 "빙하기"[258][259][260] 참조).가리비는 일반적으로 깊이가 수십 미터이고 폭이 수백 미터에서 수천 미터입니다.그것들은 거의 원형일 수도 있고 길어질 수도 있다.일부는 합쳐져서 크고 움푹 패인 지형을 형성한 것으로 보인다.지형을 형성하는 과정은 균열에서 승화되면서 시작될 수 있다.가리비가 생기는 다각형 균열이 있는 경우가 많은데, 가리비 지형이 있는 것은 땅이 [135][261]얼었음을 나타내는 것으로 보인다.

2016년 11월 22일, NASA는 [262]화성의 유토피아 평원 지역에서 많은 양의 지하 얼음을 발견했다고 보고했다.검출된 물의 양은 [2][3][4]슈피리어 호수의 물의 양과 동일한 것으로 추정되었습니다.

이 지역의 물 얼음의 양은 SHARAD라고 불리는 화성 정찰 궤도선의 지상을 투과하는 레이더 기기로 측정되었다.SHARAD로부터 얻은 데이터로부터, 「유전율」, 즉 유전율을 구했다.유전 상수 값은 대량의 물 [263][264][265]얼음 농도와 일치했다.

이러한 스캘프의 특징은 표면적으로는 남극의 모자 주변에서 볼 수 있는 스위스 치즈 특징과 유사합니다.스위스 치즈의 특징은 물 얼음보다는 고체 이산화탄소의 표면층에 형성된 공동 때문인 것으로 생각되는데, 이러한 구멍의 바닥은 아마도2 HO가 [266]풍부할 것이다.

얼음 패치

2005년 7월 28일, 유럽우주국은 부분적으로 얼어붙은 [267]물로 채워진 크레이터의 존재를 발표했다. 그리고 나서 일부는 그 발견을 "얼음 호수"[268]로 해석했다.유럽우주국의 화성 익스프레스 궤도선에 탑재된 고해상도 스테레오 카메라에 의해 촬영된 이 분화구의 이미지는 화성의 북반구 위도의 대부분을 덮고 있는 넓은 평원인 바스티타스 보렐리스에 위치한 이름 없는 분화구 바닥의 넓은 얼음판을 분명하게 보여준다.크레이터의 폭은 35킬로미터, 깊이는 약 2킬로미터입니다.분화구 바닥과 물 얼음 표면 사이의 높이 차이는 약 200m(660ft)입니다.ESA 과학자들은 이러한 높이 차이 대부분을 부분적으로 보이는 얼음 아래의 모래 언덕에 기인한다.과학자들은 이 지역을 "호수"라고 부르지 않지만, 이 얼음 지대는 그 크기와 일년 내내 존재하기 때문에 주목할 만하다.얼음의 퇴적물과 서리의 층이 행성의 많은 다른 장소에서 발견되었다.

화성 표면의 더 많은 부분이 현대식 궤도 탐사선에 의해 촬영됨에 따라, 화성 표면에는 아마도 더 많은 얼음 조각들이 흩어져 있을 것이라는 것이 점차 더 분명해졌다.이러한 추정 얼음의 대부분은 화성의 중위도(적도의 µ30-60° N/S)에 집중되어 있다.예를 들어, 많은 과학자들은 "위도 의존 맨틀" 또는 "붙여진 지형"으로 다양하게 묘사되는 위도 대역의 광범위한 특징들이 먼지로 덮이거나 파편으로 덮인 얼음 조각들로 이루어져 있으며, 그것들은 서서히 [138]분해되고 있다고 생각한다.얼음처럼 반사되지 않는 이미지에서 볼 수 있는 칙칙한 표면을 설명하는 것과 완전히 승화되지 않고 패치가 장기간 존재할 수 있도록 하려면 파편 덮개가 필요합니다.이러한 패치는 위도에서도 볼 수 있는 갈매기와 같은 불가사의한 채널라이즈드 흐름 특징의 일부에 대해 가능한 수원으로 제안되어 왔다.

남부 엘리시움 [136]평야에서 현존하는 얼음과 일치하는 표면 특징이 발견되었습니다.크기가 30m(98ft)에서 30km(19mi)에 이르는 판으로 보이는 판은 넓은 침수 지역으로 이어지는 수로에서 발견됩니다.이 판들은 화성 표면의 다른 용암 판과 확실히 구별되는 분열과 회전의 징후를 보인다.홍수의 원인은 200만 년에서 1000만 년 전의 용암뿐만 아니라 물을 뿜어낸 지질학적 단층 세르베루스 포새로 생각된다.물이 Cerberus Fossae를 빠져나간 후 낮은 평지에서 고여 얼었으며, 그러한 얼어붙은 호수가 여전히 [269][270][271]존재할 수 있다고 제안되었다.

빙하

주요 기사: 화성의 빙하
박스 협곡으로 경사진 빙하 모양의 폭 5km의 퇴적물 모습.그 표면에는 빙하가 어떻게 진행되었는지를 보여주는 암석 퇴적물인 퇴적물이 있다.

화성의 많은 넓은 지역이 빙하를 수용하는 것으로 보이거나 빙하가 존재했다는 증거를 가지고 있다.고위도 지역, 특히 이스메니우스 라쿠스 사각지대는 여전히 엄청난 [272][273]양의 수빙을 포함하고 있는 것으로 의심된다.최근의 증거는 많은 행성 과학자들이 단열암과/또는 [41][58]먼지의 얇은 덮개에 의해 승화로부터 보호되고, 화성의 중위도와 고위도 대부분에 걸쳐 빙하로 여전히 존재한다고 결론내리게 했다.이것의 한 예는 Deuteronilus Mensae라고 불리는 지역에 있는 빙하 잔해 앞치마라고 불리는 빙하 같은 특징인데, 이것은 몇 미터 바위 [58]잔해 아래에 얼음이 있다는 광범위한 증거를 보여준다.빙하는 지형이 불안정하고 많은 화산과 관련이 있다.연구자들은 헤카테스 톨루스,[274] 아르시아 몬스,[275] 파보니스 몬스,[276][277] 올림푸스 몬스의 빙하 퇴적물을 묘사했다.빙하는 또한 중위도 이상의 화성 크레이터에서 보고되었다.

라울 발리스에 바닥이 줄지어 있어요위치는 헬라스 사각형입니다.

화성의 빙하와 유사한 특징들은 특징의 형태, 위치, 연관된 지형, 그리고 그것을 기술한 저자에 따라 점성 흐름 특징,[278] 화성 흐름 특징, 낙엽성 잔해 [58]앞치마 또는 선 모양의 [54]계곡 채우기로 다양하게 알려져 있다.전부는 아니지만 많은 작은 빙하는 크레이터와 맨틀링 물질의 [279]벽에 있는 협곡과 관련이 있는 것으로 보인다.라인이 있는 계곡 메우기라고 알려진 라인이 있는 퇴적물은 아마도 북반구의 아라비아 테라 주변에서 발견되는 조바심 난 지형 내의 대부분의 수로에서 발견되는 바위로 덮인 빙하일 것이다.그들의 표면은 장애물을 중심으로 휘어지는 융기되고 홈이 패인 물질로 되어 있다.선상 바닥 퇴적물은 궤도 [41][58]레이더에 의해 대량의 얼음이 포함된 것으로 증명된 낙엽성 잔해 에이프런과 관련이 있을 수 있다.수년 동안 연구원들은 '로베이트 파편 앞치마'라고 불리는 특징들이 빙하의 흐름이며, 얼음은 [57][280][281]단열암 층 아래에 존재한다고 생각되었다고 해석했다.새로운 계측기의 판독치를 통해, 잎 모양의 잔해 앞치마는 암석층으로 [41][58]덮여 있는 거의 순수한 얼음을 포함하고 있는 것으로 확인되었습니다.

고산 빙하의 말단 수렁으로 해석되는 산등성이.위치는 이스메니우스 라쿠스 사각형입니다.

움직이는 얼음은 암석 물질을 운반하고 얼음이 사라지면서 그것을 떨어뜨린다.이것은 일반적으로 빙하의 코나 가장자리에서 일어납니다.지구에서는 이러한 특징들을 모레인이라고 부르지만, 화성에서는 전형적으로 모레인 같은 능선, 동심원 능선 또는 호 모양의 [282]능선으로 알려져 있다.얼음이 화성에서 녹기 보다는 승화시키는 경향이 있고, 화성의 낮은 온도가 빙하를 "추운 기반"으로 만드는 경향이 있기 때문에, 이러한 빙하의 잔해와 빙하가 남긴 능선은 지구상의 일반 빙하와 완전히 달라 보인다.특히, 화성 퇴적물은 기초 지형에 의해 휘어지지 않고 퇴적되는 경향이 있는데, 이것은 화성 빙하의 얼음이 일반적으로 얼어 [138]미끄러지지 않는다는 사실을 반영하는 것으로 생각된다.빙하 표면의 잔해의 능선은 얼음의 이동 방향을 나타낸다.일부 빙하의 표면은 매몰된 얼음의 승화로 인해 거친 질감을 가지고 있다.얼음은 녹지 않고 증발하고 빈 공간을 남긴다.그러면 덮인 물질이 [283]공허로 붕괴됩니다.때때로 얼음 덩어리가 빙하에서 떨어져 육지에 묻히기도 한다.그들이 녹으면, 다소 둥근 구멍이 남는다.이러한 "개똥구멍"들 중 많은 것들이 [284]화성에서 발견되었다.

화성의 빙하 흐름에 대한 강력한 증거에도 불구하고, U자형 계곡, 암벽과 꼬리 언덕, 아레트, 드럼린과 같은 빙하 침식에 의해 조각된 지형에 대한 설득력 있는 증거는 거의 없다.이러한 특징들은 지구의 빙하 지역에 풍부하기 때문에 화성에 그들의 부재는 곤혹스러운 것으로 판명되었다.이러한 지형들의 부족은 화성의 가장 최근 빙하의 차가운 얼음의 본질과 관련이 있는 것으로 생각된다.화성에 도달하는 태양 일사, 대기의 온도와 밀도, 그리고 지열 유속이 모두 지구보다 화성에서 낮기 때문에, 모델링은 빙하와 바닥 사이의 계면의 온도가 영하로 유지되고, 얼음은 말 그대로 지상으로 얼어 있다는 것을 암시한다.이것은 그것이 침대를 가로질러 미끄러지는 것을 방지하고,[138] 이것은 얼음의 표면을 잠식하는 능력을 억제하는 것으로 생각됩니다.

화성의 물 자원 개발

화성의 지표수 함량의 변화는 화성의 대기의 진화와 강하게 연관되어 있으며 몇 가지 주요 단계에 의해 특징지어졌을 수 있다.

와레고 계곡 근처의 건수로.

노키아 초기 (4.6 Ga~4.1 Ga)

상세 정보:노키안

초기 노아키아 시대는 무거운 운석폭격과 유체역학적 [285]탈출로 인한 대기권 상실이 특징이었다.운석에 의한 방출로 초기 [285][286]대기의 60%가 제거되었을 수 있다.스펙트럼상 우세한 필로실리케이트 그룹인 스멕타이트는 물과 암석의 [287]비율이 적당한 것을 나타내기 때문에 이 기간 동안 상당한 양의 필로실리케이트가 표면수를 유지하기에 충분한 밀도 있는 대기를 필요로 할 수 있다.그러나 스멕타이트와 탄산염 사이의 pH-pCO는2 스멕타이트의 강수량이 1×10−2 atm(1.0 kPa)[287] 이하의 값으로 PCO를 제한한다는2 것을 보여준다.그 결과, 초기 화성의 고밀도 대기의 지배적인 성분은, 특히 탄산염 퇴적물에 대한 증거가 부족하기 때문에, 점토가 화성 [288]대기와 접촉할 경우, 불확실해진다.또 다른 문제는 젊은 태양의 밝기가 약 25% 낮아지면 액체 상태의 [288]물을 유지하기 위해 표면 온도를 상승시키는 데 상당한 온실 효과가 있는 고대 대기가 필요했을 것이라는 점이다.CO가 1.5atm(1,500hPa)을 초과하는 부분 압력에서 침전되어 온실 [288]가스로서의 효과가 떨어지기 때문에2 높은2 CO 함량만으로는 충분하지 않았을 것이다.

중후기 노천(4.1Ga~3.8Ga)

노아천 시대 중후기에 화성은 상당한 양의2 HO, CO2, [285][286]SO를2 포함한 타르시스 화산이 지배하는 가스를 배출함으로써 2차 대기의 잠재적 형성을 겪었다.화성 계곡 네트워크는 이 시기까지 거슬러 올라가며, 재앙적인 [285]홍수와 대조적으로 지표수가 세계적으로 널리 퍼져 있고 일시적으로 지속되고 있음을 나타낸다.이 기간의 끝은 내부 자기장의 종료와 운석 [285][286]충돌의 스파이크와 일치한다.내부 자기장의 중단과 그에 따른 국소 자기장의 약화로 태양풍에 의한 방해받지 않는 대기 박리가 가능해졌다.예를 들어, 지상 대기와 비교했을 때, 화성 대기의 Ar/36Ar, N/14N, C/12C 비율은 Rayleigh [285]분획을 통해 보다 가벼운 동위원소로 농축된 상층 대기의 태양풍 제거에 의한 Ar2, N, CO의2 최대 60% 손실과 일치한다.태양풍 활동을 보충한다면 충격은 동위원소 분류 없이 대기 성분을 대량으로 방출했을 것이다.그럼에도 불구하고,[285] 특히 혜성 충돌은 지구에 휘발성 물질로 작용했을 수 있다.

헤스페리아에서 아마존 시대(현행) (~3.8Ga)

상세 정보:헤스페리아어 및 아마존어(화성)

산발적으로 발생하는 가스 방출 사건에 의한 대기 강화는 젊은 [286]태양보다 덜 강렬하지만 대기의 태양풍 박리 작용으로 상쇄되었다.대재앙적인 홍수는 이 시기까지 거슬러 올라가 지속적인 지표 [285]흐름과 달리 지하에서 갑자기 휘발성 물질이 방출되는 것을 선호한다.이 시대의 더 이른 부분 수성은 산성 환경과Tharsis-centric 지하수 discharge[289]이 늦어서 아득한 옛날의 것으로 표시된 것 같다고 뇌 표면의 변화 과정의 후자의 부분 동안 많은 Fe3+ 산화물의 화성의 서핑을 불그스름한 빛깔 impart은 형성 과정 등 산화 과정에 의해 특징 지어진다.ace.[286]이러한 1차 광물상의 산화는 고생석 테프라의 [290]형성과 관련된 저pH(그리고 아마도 고온) 과정, 화성 [291]대기에서 광화학적으로 형성되는 HO의 작용22 및 물의 [287]작용에 의해 달성될 수 있으며, 이들 중 어느 것도 자유2 O를 필요로 하지 않는다.HO의 작용은22 최근 수성 및 화성 활성의 급격한 감소를 감안할 때 일시적으로 우세했을 수 있으며, 관측된3+ Fe 산화물은 널리 퍼지고 스펙트럼적으로 [292]우세하지만 부피적으로는 작습니다.그럼에도 불구하고, 대수층은 모하비 [293]같은 크레이터의 지형학에서 명백하게, 최근 지질 역사에서 지속적이지만 매우 국지적인 지표수를 몰고 왔을 수 있다.게다가, 라파예트 화성 운석은 650 [285]Ma까지 수성 변화의 증거를 보여준다.

2018년 지구 먼지 폭풍 전후의 화성

2020년 과학자들은 화성에서 물로 인한 원자 수소의 손실이 주로 물을 상층 대기로 직접 운반하는 계절적 과정과 먼지 폭풍에 의해 발생하며 이것이 지난 1 [294][295]Ga 동안 화성의 기후에 영향을 미쳤다고 보고했다.보다 최근의 연구들은 위로 전파되는 대기 중력파가 지구 먼지 폭풍 [296][297]동안 물의 탈출을 조절하는 데 중요한 역할을 할 수 있다고 제안했다.

빙하기

북극의 얼음과 먼지의 퇴적물입니다.

화성은 지난 5백만 [298][276]년 동안 표면의 얼음의 양과 분포에 약 40개의 큰 변화를 경험했는데, 가장 최근의 변화는 약 2.1에서 0.4 미르 전 후기 아마존 빙하 때 이 이분법 [299][300]경계에 있었다.이러한 변화는 [301]빙하기라고 알려져 있다.화성의 빙하기는 지구가 겪는 것과 매우 다르다.빙하기는 화성의 궤도와 기울기의 변화에 의해 움직인다 - 경사도라고도 알려져 있다.궤도 계산은 화성이 지구보다 축에서 훨씬 더 흔들린다는 것을 보여준다.지구는 비례적으로 큰 달에 의해 안정되어 있기 때문에 몇 도밖에 흔들리지 않습니다.화성의 기울기는 수십도 [260][302]이상 변할 수 있다.이 경사도가 높을 때, 극지방은 직사광선과 열을 훨씬 더 많이 받습니다; 이것은 만년설을 따뜻하게 하고 얼음의 서브라이밍에 따라 작아지게 합니다.기후의 변동성에 더해, 화성 궤도의 이심률은 지구의 이심률보다 두 배나 더 많이 변한다.극이 숭고함에 따라, 얼음은 적도에 가깝게 다시 축적되고, 이러한 높은 [303]경사도에서 태양 불사를 약간 덜 받습니다.컴퓨터 시뮬레이션 결과 화성 축을 45° 기울이면 빙하 [304]지형을 보이는 지역에 얼음이 축적되는 것으로 나타났다.

만년설의 수분은 먼지와 섞인 서리나 눈의 퇴적물의 형태로 저위도로 이동한다.화성의 대기에는 많은 양의 미세 먼지 입자가 포함되어 있는데, 수증기는 이러한 입자에 응축된 후 수증기의 무게로 인해 지상으로 떨어집니다.맨틀링 층의 맨 위에 있는 얼음이 대기로 돌아오면, 남아있는 [303]얼음을 단열하는 역할을 하는 먼지를 남긴다.제거된 물의 총 부피는 만년설의 몇 퍼센트 혹은 1미터 물 아래 행성의 전체 표면을 덮을 수 있는 양이다.만년설에서 나오는 이 습기의 대부분은 얼음과 [258][259][305][306]먼지의 혼합물이 있는 두껍고 매끄러운 맨틀을 만든다.중간 [307]위도에서는 두께가 100미터에 달할 수 있는 이 얼음이 풍부한 맨틀은 낮은 위도에서는 땅을 평탄하게 하지만, 그 아래에는 이전의 물 얼음의 존재를 드러내는 울퉁불퉁한 질감이나 패턴을 보인다.

거주가능성 평가

주요 기사: Life on Mars
2013년 아타카마 사막에서 테스트 중인 ExoMars 탐사선 프로토타입.

1976년 현재의 미생물을 찾아 나선 바이킹 착륙선 이후, NASA는 화성에서 "물 따라하기" 전략을 추구해왔다.하지만, 거주가능성은 다양한 [308]환경변수의 함수이기 때문에 액체 상태의 물은 우리가 알고 있듯이 생명체에 필수적이지만 충분하지 않은 조건이다.화학적, 물리적, 지질학적, 지리적 특성이 화성의 환경을 형성합니다.이러한 요인에 대한 격리된 측정은 거주 가능한 환경으로 간주하기에 충분하지 않을 수 있지만, 측정치의 합계는 거주 가능성 가능성이 [309]크거나 작은 위치를 예측하는 데 도움이 될 수 있다.

거주할 수 있는 환경은 거주할 필요가 없으며, 행성 보호를 위해 과학자들은 지구로부터 우주선을 타고 온 박테리아가 [310]화성을 오염시킬 수 있는 잠재적 서식지를 확인하려고 노력하고 있다.화성에 생명체가 존재하거나 존재한다면 과염소산염,[311][312] 이온화 방사선, 건조 및 [313]동결과 같은 오늘날의 거친 표면 조건으로부터 벗어나 지표면 아래에서 증거 또는 생체 시그니처를 찾을 수 있을 것이다.거주할 수 있는 위치는 가상의 수구에서 지표면 아래 킬로미터에서 발생할 수 있고 영구 [60][61][62][63][64]동토층과 접촉하는 지표면 근처에서 발생할 수 있습니다.

큐리오시티 탐사선은 화성의 과거와 현재 거주 가능성을 평가하고 있습니다.유럽-러시아의 ExoMars 프로그램은 화성의 바이오 시그니처 탐색 및 식별에 전념하는 우주생물학 프로젝트입니다.2018년 4월부터 대기 중 메탄 지도를 시작한 엑소마스 미량가스 궤도선과 깊이 2m의 지표면 시료를 시추해 분석하는 2022년형 엑소마스 탐사선 등이 포함돼 있다.NASA의 화성 2020 탐사선은 2020년대 후반이나 2030년대에 지구 실험실로 보낼 수 있도록 시추된 수십 개의 핵심 샘플을 저장할 것이다.

탐침에 의한 소견

주요 기사:화성의 물 발견 연표

매리너 9호

마스 글로벌 서베이어가 본 Scamander Valis의 굽이굽이.이러한 이미지들은 한때 많은 양의 물이 화성 표면에 흘렀다는 것을 암시한다.

1971년에 발사된 Mariner 9 화성 궤도선에 의해 획득된 이 사진들은 건조한 강바닥, 협곡의 형태로 과거 물의 직접적인 증거, 물의 침식과 기상 전선,[314] 안개 등의 증거를 처음으로 드러냈다.Mariner 9호 임무의 발견은 이후의 바이킹 프로그램을 뒷받침했다.거대한 계곡의 이름은 메리너 9호의 업적을 기리기 위해 붙여졌다.

바이킹 프로그램

주요 기사:바이킹 프로그램
마자 계곡의 유선형 섬들은 화성에 큰 홍수가 발생했음을 암시한다.

일반적으로 많은 양의 물로 이루어진 많은 지질학적 형태를 발견함으로써, 두 바이킹 궤도선과 두 착륙선은 화성의 물에 대한 우리의 지식에 혁명을 일으켰다.많은 지역에서 거대한 유출로가 발견되었다.그들은 물의 홍수가 댐을 뚫고, 깊은 계곡을 파헤치고, 홈을 침식하여 암반을 만들고, 수천 [315]킬로미터를 이동했다는 것을 보여주었다.남반구의 넓은 지역에는 한때 비가 [316]내렸음을 암시하는 분기된 계곡망이 있었다.많은 크레이터들이 마치 임팩터가 진흙에 빠진 것처럼 보인다.그것들이 형성되었을 때, 흙 속의 얼음이 녹아서 땅이 진흙으로 변한 다음,[125][126][246][317] 진흙이 표면을 가로질러 흘러갔을지도 모른다."혼돈의 지형"이라고 불리는 지역들은 큰 수로를 하류로 만드는 많은 양의 물을 빠르게 잃은 것처럼 보였다.일부 수로 흐름의 추정치는 미시시피 [318]강의 10,000배에 달합니다.지하 화산 활동이 얼어붙은 얼음을 녹였을 수도 있다; 물은 흘러내렸고 땅은 무너져 혼란스러운 지형을 남겼다.또한, 두 바이킹 착륙선에 의한 일반적인 화학적 분석은 그 표면이 [319][320]과거에 물에 노출되거나 물에 잠겼다는 것을 암시한다.

Mars 글로벌 서베이어

주요 기사:Mars 글로벌 서베이어
Sinus Meridiani에서의 헤마이트 분포를 나타내는 지도.이 데이터는 과거 물의 확실한 증거를 발견한 Opportunity 탐사선의 착륙을 목표로 사용되었습니다.

화성탐사선(Mars Global Surveyor's Thermal Emission Spectrometer, TES)은 화성 표면의 광물 성분을 측정할 수 있는 장비이다.광물 조성은 고대 물의 존재 여부에 대한 정보를 제공한다.TES는 Nili Fossae 층에서 광물 감람석이 [321]포함된 넓은 면적(30,000 평방 킬로미터(12,000 평방 mi))을 확인했다.이시디스 분지를 만든 고대 소행성 충돌로 인해 감람석이 드러난 단층이 생긴 것으로 생각된다.올리빈의 발견은 화성의 일부 지역이 오랫동안 극도로 건조했다는 강력한 증거이다.올리빈은 또한 [322]적도에서 남북으로 60도 이내에 있는 다른 많은 작은 돌출부에서도 발견되었다.이 탐사선은 과거 지속된 액체 흐름을 암시하는 여러 채널을 촬영했으며, 그 중 2개는 나네디 계곡과 니르갈 [323]계곡에서 발견되었다.

나네디 계곡 바닥에 있는 내부 수로(이미지 상단 부근)로 물이 꽤 오래 흘렀음을 알 수 있습니다.루나에 팔루스 사각형의 이미지입니다.

마스 패스파인더

주요 기사:마스 패스파인더

패스파인더 착륙선은 일주 온도 주기의 변화를 기록했습니다.일출 직전에는 약 -78°C(-108°F; 195K)로 가장 추웠고, 화성 정오 직후에는 약 -8°C(18°F; 265K)로 가장 따뜻했다.이 위치에서 최고 온도는 물의 빙점(0°C(32°F; 273K)에 도달하지 않았으며, 순수한 액체 상태의 물이 표면에 존재하기에는 너무 차가웠다.

화성의 패스파인더로 측정한 대기압은 지구의 0.6% 정도로 매우 낮으며,[324] 순수한 액체 상태의 물이 표면에 존재하는 것을 허용하지 않을 것이다.

다른 관측은 과거에 물이 존재했던 것과 일치했다.Mars Pathfinder 현장에 있는 몇몇 암석들은 지질학자들이 침엽수라고 부르는 방식으로 서로 기대어 있었다.과거 강한 홍수가 바위를 떠밀어 물살을 피한 것으로 추정된다.개울에 굴러 떨어진 탓인지 조약돌은 둥글게 되어 있었다.지면의 일부분은 단단한데,[325] 아마도 광물이 함유된 유체에 의해 굳어졌기 때문일 것이다.구름과 안개가 [325]낀 흔적이 있었다.

마스 오디세이

주요 기사:화성 오디세이에서 화성에 물이 있었다는 증거
세메이킨 분화구의 복잡한 배수 시스템.위치는 이스메니우스 라쿠스 사각형

2001년 화성 오디세이호는 화성에 있는 물의 많은 증거를 이미지 형태로 발견했고, 중성자 분광계를 통해 지상의 많은 부분이 얼음으로 덮여 있다는 것을 증명했다.화성에는 미시건 호수를 [326]두 번 채울 만큼 충분한 얼음이 있다.위도 55°에서 극지방까지 두 반구 모두에서, 화성에는 표면 바로 아래에 높은 밀도의 얼음이 있습니다. 토양 1킬로그램에는 약 500그램(18온스)의 물 얼음이 포함되어 있습니다.하지만 적도 근처에는 토양에 2%[327]에서 10%의 물만 있다.과학자들은 이 물의 많은 부분이 점토나 [328][329]황산염과 같은 광물의 화학 구조에도 갇혀 있다고 생각한다.비록 상면이 화학적으로 결합된 물의 몇 퍼센트를 포함하고 있지만, 많은 양의 물 얼음을 포함하고 있는 아라비아 테라,[330] 아마조니스 사각형, 그리고 엘리시움 사각형에서 보여졌듯이, 얼음은 단지 몇 미터만 더 깊이 존재한다.이 탐사선은 또한 적도 지역 [199]표면 근처에서 거대한 얼음의 퇴적물을 발견했다.적도 수화의 증거는 형태학적, 조성적이며 메두새 포새 형성과 타르시스 몬테스 [199]둘 다에서 볼 수 있다.데이터 분석에 따르면 남반구는 현재 멸종된 큰 물 [331]덩어리 아래에 층층이 있는 퇴적물을 암시하는 층층이 있는 구조를 가지고 있을 수 있다.

고대 물의 원천일 가능성이 있는 아람의 블록들.장소는 옥시아 팔루스 사각형입니다.

화성 오디세이호에 탑재된 기구들은 토양의 최고 미터를 연구할 수 있다.2002년에는 모든 토양 표면이 균일한 물층으로 덮여 있다면 이는 전지구 물층(GLW) 0.5-1.5km(0.31-0.93mi)[332]에 해당한다는 계산 데이터를 사용했다.

오디세이 궤도선에서 돌아온 수천 장의 사진들 또한 화성에 한때 엄청난 양의 물이 표면을 가로질러 흘렀다는 생각을 뒷받침한다.어떤 이미지들은 갈라진 계곡의 패턴을 보여주고, 다른 이미지들은 호수 아래에 형성되었을 수 있는 층들을 보여준다; 심지어 강과 호수 삼각주들도 확인되었다.[48][333]수년 동안 연구자들은 빙하가 [41][57][58]단열암층 아래에 존재한다고 의심했다.라인이 쳐진 계곡의 메워짐은 이러한 바위로 덮인 빙하의 한 예이다.일부 채널의 바닥에서 볼 수 있습니다.그들의 표면은 장애물을 중심으로 휘어지는 융기되고 홈이 패인 물질로 되어 있다.선상 바닥 퇴적물은 많은 양의 [41][58]얼음을 포함하고 있는 것으로 궤도 레이더에 나타난 낙엽성 잔해 에이프런과 관련이 있을 수 있다.

피닉스

주요 기사:피닉스 (우주선)
피닉스 착륙선이 촬영한 영구 동토층 폴리곤입니다.

피닉스호는 또한 [334][335]화성의 북부 지역에 다량의 얼음의 존재를 확인했다.이 발견은 이전의 궤도 데이터와 [336]이론에 의해 예측되었고, 화성 오디세이 [327]기구에 의해 궤도에서 측정되었다.2008년 6월 19일, NASA는 로봇 팔에 의해 파낸 "도도 골디락스" 해구의 주사위 크기의 밝은 물질 덩어리가 4일 동안 증발했다고 발표했는데, 이것은 밝은 덩어리가 노출 후에 가라앉는 물 얼음으로 구성되어 있다는 것을 강하게 시사한다.최근의 복사 전달 모델링에 따르면 이 물 얼음은 0.015%의 [337]먼지와 함께 입자 크기가 350µm 이하인 눈이었다.CO2(드라이아이스)도 현재 조건에서 소생하지만 [338]관측된 것보다 훨씬 빠른 속도로 소생한다.2008년 7월 31일, NASA는 피닉스가 착륙 지점에 물 얼음의 존재를 추가로 확인했다고 발표했다.시료의 초기 가열 사이클 동안 시료 온도가 0°C(32°F; 273K)[339]에 도달했을 때 질량 분석계가 수증기를 검출했습니다.액체 상태의 물은 단기간의 [193][194][334][340]최저 고도를 제외하고는 현재의 낮은 기압과 온도로는 화성 표면에 존재할 수 없다.

화성 토양에서 강력한 산화제인 과염소산염(ClO4–) 음이온의 존재가 확인됐다.이 소금은 물의 응고점을 상당히 낮출 수 있다.

착륙 역추진 로켓에 의해 노출된 수빙을 보여주는 피닉스 착륙선 아래를 보십시오.

피닉스가 착륙했을 때 역추진 로켓은 흙을 튀기고 얼음을 [341]녹였다.사진들은 착륙이 착륙 [341]기둥에 달라붙은 물질 덩어리를 남겼다는 것을 보여주었다.블럽은 융해와 일치하는 속도로 팽창하고 사라지기 전에 어두워졌으며(액상화 후 방울 방울과 일관됨), 합쳐지는 것처럼 보였다.열역학적 증거와 결합된 이러한 관찰은 이 방울들이 액체 염수 [341][342]물방울일 가능성이 높다는 것을 보여주었다.다른 연구원들은 이 방울들이 [343][344][345]"서리 덩어리"일 수 있다고 제안했다.2015년에는 과염소산염이 가파른 [7][346]협곡에서 반복적인 경사 라인을 형성하는 역할을 하는 것으로 확인되었다.

카메라가 볼 수 있는 한 착륙 지점은 평평하지만, 깊이가 20–50cm(7.9–19.7인치)인 트로프로 둘러싸인 직경 2~3m(6피트 7인치–9피트 10인치) 사이의 폴리곤 형태로 형성된다.이러한 모양은 큰 온도 변화로 인해 토양의 얼음이 팽창하고 수축하기 때문입니다.현미경은 다각형 위에 있는 흙이 둥근 입자와 평평한 입자로 구성되어 있다는 것을 보여주었는데, 아마도 [347]점토의 한 종류일 것이다.얼음은 폴리곤의 중간 표면 아래 몇 인치 아래에 존재하며, 가장자리를 따라 얼음의 [340]깊이는 최소 8 인치(200 mm)입니다.

권운에서 눈이 내리는 것이 관측되었다.구름은 약 -65°C(-85°F; 208K)의 대기 수준에서 형성되었으므로, 이산화탄소 얼음을 형성하기 위한 온도가 -120°C(-184°F; 153K)보다 훨씬 낮기 때문에 구름은 이산화탄소-얼음(CO2 또는 드라이아이스)이 아닌 물-얼음으로 구성되어야 한다.임무 관측 결과, 현재 이 [348]지점에는 올해 말에 얼음(눈)이 쌓였을 것으로 추측되고 있다.화성 여름 동안 수행된 임무에서 측정된 최고 온도는 -19.6°C(-3.3°F; 253.6K)였고, 가장 추운 온도는 -97.7°C(-143.9°F; 175.5K)였다.따라서 이 지역의 온도는 물의 [349]응고점(0°C(32°F; 273K)보다 훨씬 낮게 유지되었습니다.

화성 탐사 로봇

주요 기사:화성 탐사 로봇
바위의 돌출부 클로즈업.
얇은 암석층, 서로 평행하지 않습니다.
헤마타이트 구상체야
부분적으로 삽입된 구상체입니다.

화성 탐사 로봇, 스피릿, 오퍼튜니티는 화성에 과거 물이 있었다는 많은 증거를 발견했다.Spirit 탐사선은 큰 호수 바닥으로 생각되는 곳에 착륙했다.호수 바닥은 용암으로 덮여있었기 때문에, 과거의 물의 증거는 처음에는 발견하기 어려웠다.2004년 3월 5일, NASA는 스피릿이 "험프리"[350]라고 불리는 바위에서 화성의 물 역사의 흔적을 발견했다고 발표했다.

2007년 12월 스피릿이 후진하면서 바퀴를 뒤로 당겼을 때 바퀴가 흙의 윗층을 긁어내면서 실리카가 풍부한 흰색 지면을 발견했다.과학자들은 그것이 두 가지 방법 [351]중 하나로 만들어졌을 것이라고 생각한다.첫째: 물이 실리카를 녹인 후 다른 곳으로 운반할 때 발생하는 온천 침전물(즉 간헐천)둘째, 암석 틈새로 솟아오른 산성 수증기가 그들의 광물 성분을 벗겨내고 실리카를 [352]남겼습니다.Spirit 탐사선은 또한 구세프 분화구의 콜롬비아 힐즈에서 물의 증거를 발견했다.클로비스 그룹의 암석에서는 뫼스바우어 분광계(MB)가 물과 [354][355][356]산화 형태의3+ [357]철, 탄산염이 풍부한 암석인 괴석([353]goethite)을 검출했습니다.이것은 한때 행성의 지역에 [358][359]물이 존재했다는 것을 의미합니다.

오퍼튜니티 탐사선은 궤도에서 대량의 헤마이트가 검출된 장소로 향했습니다.헤마이트는 흔히 물에서 생긴다.탐사선은 층층이 쌓인 암석과 대리석 또는 블루베리 모양의 헤마이트 콘크리트를 발견했다.오퍼튜니티는 횡단의 다른 곳에서 내구 크레이터의 번즈 클리프에 있는 풍류 사구 지층을 조사했습니다.운영자들은 이러한 아웃크롭의 보존과 침착이 [164]얕은 지하수의 흐름에 의해 제어되었다고 결론지었다.오퍼튜니티는 수년간의 지속적인 운영을 통해 과거 [360][361]화성의 이 지역이 액체 상태의 물에 젖어 있었다는 증거를 다시 보냈다.

MER 탐사선들은 매우 산성이었던 고대의 습윤 환경에 대한 증거를 발견했다.사실, Opportunity가 발견한 황산의 증거는 [42][43][362][363]생명체에 해로운 화학 물질입니다.하지만 2013년 5월 17일, NASA는 오퍼튜니티가 중성 산도에 가까운 습한 환경에서 형성되는 점토 퇴적물을 발견했다고 발표했다.이 발견은 생명체에게 [42][43]유리할 수 있는 습한 고대 환경에 대한 추가적인 증거를 제공한다.

화성 정찰 궤도선

주요 기사:화성 정찰 궤도선에 의해 발견된 화성 물의 증거
HIRISE가 본 버널 크레이터의 스프링.온천은 생명체의 증거를 오랫동안 보존할 수 있기 때문에 전생의 증거를 찾기에 좋은 장소일지도 모릅니다.장소는 옥시아 팔루스 사각형입니다.

화성 정찰 궤도선의 HiRISE 기구는 화성이 물과 관련된 풍부한 과정을 가지고 있다는 것을 강하게 암시하는 많은 이미지를 찍어 왔다.주요 발견은 고대 온천의 증거를 발견한 것이다.미생물의 숙주가 되어 있는 경우는,[364] 생물 시그니처를 포함할 수 있습니다.2010년 1월에 발표된 연구에 따르면 마리네리스 계곡 [134][135]주변 지역에 강수량이 지속되고 있다는 강력한 증거가 제시되었다.그곳의 광물의 종류는 물과 관련이 있다.또, 작은 분기로의 고밀도는 강수량이 많은 것을 나타내고 있다.

화성의 암석들은 지층이라고 불리는 층들이 많은 다른 [365]장소에서 자주 발생하는 것으로 밝혀졌다.층은 화산, 바람, [366]물을 포함한 다양한 방법으로 형성된다.화성의 밝은 색조의 암석들은 황산염이나 [367]점토와 같은 수화 광물들과 연관되어 왔다.

아시모프 크레이터의 서쪽 경사면에 있는 층입니다.위치는 노키스 사각형입니다.

이 궤도선은 과학자들이 화성 표면의 많은 부분이 얼음과 [259][368][369]먼지의 혼합물로 생각되는 두껍고 매끄러운 맨틀로 덮여 있다는 것을 결정하는 데 도움을 주었다.

얕은 지표면 아래의 얼음 맨틀은 빈번하고 중대한 기후 변화로 인해 생겨난 것으로 생각됩니다.화성의 궤도와 기울기의 변화는 극지방에서 텍사스와 동등한 위도로의 물 얼음 분포에 큰 변화를 일으킨다.특정 기후 기간 동안 수증기는 극지방의 얼음을 떠나 대기로 들어간다.물은 서리나 눈의 퇴적물이 먼지와 풍부하게 섞이면서 낮은 위도에서 지상으로 돌아옵니다.화성의 대기에는 많은 양의 미세먼지 [196]입자가 포함되어 있다.수증기는 입자를 응축한 후 수막의 추가 무게로 인해 지상으로 떨어집니다.맨틀링 층의 맨 위에 있는 얼음이 다시 대기로 들어가면, 남아있는 [303]얼음을 단열하는 먼지를 남긴다.

2008년, 화성 정찰 궤도선의 얕은 레이더에 의한 연구는 헬라스 평원 지대와 북반구 중위도에 있는 낙엽 파편 앞치마가 얇은 암석으로 덮여 있는 빙하라는 강력한 증거를 제공했다.그것의 레이더는 또한 LDA의 상부와 바닥에서 강한 반사를 감지했는데, 이것은 순수한 물 얼음이 [41]생성의 대부분을 차지한다는 것을 의미한다.LDA에서 물얼음이 발견된 것은 물이 더 낮은 [246]위도에서 발견된다는 것을 보여준다.

2009년 9월에 발표된 연구는 화성의 일부 새로운 크레이터가 노출된 순수한 물의 [370]얼음을 보여준다는 것을 증명했다.잠시 후, 얼음은 대기 중으로 증발하면서 사라진다.얼음의 깊이는 불과 몇 피트입니다.이 얼음은 화성 [371]정찰궤도선에 탑재된 콤팩트 이미징 스펙트로미터(CRISM)로 확인됐다.HiRISE [372]영상의 스펙트럼 분석을 사용하여 중위도에서 대부분의 극을 향한 경사면을 덮는 중간 위도 맨틀(원래 먼지와 레골리스로 덮인 먼지 눈을 포함하도록 제안됨)[258] 내에서 유사한 얼음 노출이 감지되었다.

2019년에 발표된 추가 협력 보고서는 북극에 위치한 물의 양을 평가했다.한 보고서는 MRO의 SHARAD(SHALow RADAR sounder) 프로브의 데이터를 사용했다.SHARAD는 15m(49ft) 간격으로 지표면 아래 약 2km(1.2m)까지 스캔할 수 있습니다.과거 SHARAD 실행의 분석에서는 플라넘 보름 아래의 물 얼음과 모래 지층이 있다는 증거를 보여주었으며, 부피의 60%에서 88%가 물 얼음이다.이것은 지구 온난화와 냉각의 순환으로 이루어진 화성의 장기적인 지구 기후 이론을 뒷받침한다; 냉각 기간 동안, 물이 극지방으로 모여 얼음층을 형성했고, 지구 온난화가 일어나면서, 해동되지 않은 물 얼음은 화성의 잦은 먼지 폭풍으로 인해 먼지와 먼지로 덮여졌다.이 연구에 의해 결정된 총 얼음 부피는 약 2.2×105 입방 킬로미터(5.3×104 cu mi), 즉 녹는다면 1.5미터(4.9피트)의 [373]물층으로 화성 표면을 완전히 덮을 만큼 충분한 물이 있다는 것을 보여주었다.이 연구는 기록된 중력 데이터를 사용하여 플라넘 보름의 밀도를 추정하는 별도의 연구에 의해 입증되었으며, 이는 평균적으로 물 얼음 [374]부피 기준으로 최대 55%를 포함하고 있음을 보여준다.

HiRISE의 사진을 조사하여 Utopia Planitia(북위~35~50도, 동경~80~115도)에서 지구상의 핑고와 같은 특징을 많이 발견했다.핑고에는 [375]얼음의 핵이 들어있다.

큐리오시티 로버

주요 기사:화성 과학 연구소 연대표
"Hottah" 바위 돌출부 – 큐리오시티 탐사선 팀이 발견한 고대 하천 바닥(2012년 9월 14일)(3D 버전).
화성의 암석은 육지 하천의 대기업과 비교해 [143][144][145]볼 때 물이 "활발하게" 흐르고 있음을 시사한다.

진행 중인 임무의 아주 초기에, NASA의 큐리오시티 탐사선은 화성에서 명백한 자갈 퇴적물을 발견했다.이 돌멩이들의 특성으로 미루어 볼 때, 하천 바닥에는 예전처럼 활발한 흐름이 있었고, 발목과 허리까지 오는 흐름이 있었다.이 암석들은 이전에 [143][144][145]궤도에서 확인된 분화구 벽에서 내려오는 충적 팬 시스템의 발치에서 발견되었다.

2012년 10월 큐리오시티는 화성 토양에 대한 첫 X선 회절 분석을 실시했다.그 결과 장석, 화석, 감람석 등 여러 광물의 존재가 밝혀졌으며, 표본 속의 화성 토양은 하와이 화산의 풍화 현무암 토양과 유사하다는 것을 알 수 있었다.사용된 샘플은 전지구적인 먼지 폭풍과 지역적인 미세 모래로부터 분포된 먼지로 구성되어 있습니다.지금까지 큐리오시티가 분석한 자료들은 게일 크레이터의 퇴적물에 대한 초기 아이디어와 일치하며 습한 환경에서 건조한 [376]환경으로 시간 경과를 기록한다.

2012년 12월, NASA는 큐리오시티가 화성 [377][378]토양에 물 분자, 유황, 염소의 존재를 밝혀내면서 처음으로 광범위한 토양 분석을 수행했다고 보고했다.그리고 2013년 3월, NASA는 "틴티나" 암석과 "수성 황산칼슘" 암석의 부서진 파편뿐만 아니라 "Knorr"[379][380][381] 암석과 "Wernicke" 암석과 같은 다른 암석의 정맥과 결절에서도 여러 암석 샘플에서 미네랄 수화물, 아마도 수성 황산칼슘의 증거를 보고했다.이 탐사선의 DAN 계측기를 사용하여 분석한 결과, Glenelg 지형의 [379]Bradbury Landing 사이트에서 옐로우나이프 베이 지역까지 탐사선이 이동하는 과정에서 지하수가 최대 60%(2.0ft)까지 내려갔다는 증거가 제시되었습니다.

2013년 9월 26일, NASA 과학자들은 화성 큐리오시티 탐사선이 게일 [382][383][384][385][386][387]크레이터의 에올리스 팔루스 록네스트 지역에서 토양 샘플에서 화학적으로 결합된 풍부한 물(1.5~3 중량%)을 검출했다고 보고했다.또한 NASA는 탐사로봇이 두 가지 주요 토양 유형을 발견했다고 보고했습니다. 세분화된 메픽 타입과 국소적으로 파생된 거친 젤릭 [384][386][388]타입입니다.다른 화성 토양이나 화성 먼지와 비슷한 메픽 타입은 [388]토양의 비정질 상태의 수화 작용과 관련이 있다.또한 생명과 관련된 유기 분자의 검출을 어렵게 할 수 있는 과염소산염이 큐리오시티 탐사선 착륙 지점(그리고 피닉스 착륙선의 더 극지 지점)에서 발견되어 "이 소금의 전지구적 분포"[387]를 시사했다.NASA는 또한 큐리오시티가 글렌엘그로 가는 길에 마주친 암석인 제이크 M 바위가 머기아라이트이며 지상 머기아라이트 [389]바위와 매우 유사하다고 보고했다.

2013년 12월 9일, NASA는 화성에 한때 [35][36]게일 크레이터 안에 미생물이 살기에 쾌적한 환경이 될 수 있는 큰 담수호가 있었다고 보고했다.

2014년 12월 16일, NASA는 화성 대기의 메탄 양이 비정상적으로 증가했다가 줄어드는 것을 발견했다고 보고했다. 게다가 큐리오시티 탐사선이 암석에서 시추한 분말에서 유기 화학 물질이 검출되었다.또한, 중수소 대 수소 비율 연구에 따르면, 화성의 게일 크레이터의 물의 대부분은 크레이터의 호수 바닥이 형성되기 전인 고대 동안 손실된 것으로 밝혀졌으며, 그 이후에도 많은 양의 물이 계속해서 [390][391][392]손실되었다.

2015년 4월 13일 네이처는 큐리오시티가 수집한 습도와 지온 데이터를 분석한 자료를 발표했는데, 이는 밤에 화성 지표면 상층 5cm에 액체 염수막이 형성된다는 증거이다.물의 활성과 온도는 알려진 육생 [6][393]미생물의 번식 및 신진대사에 대한 요구 조건을 밑돌고 있다.

2015년 10월 8일, NASA는 33억-38억 년 전 게일 분화구에 호수와 하천이 존재하여 [394][395]샤프 산의 하층을 쌓기 위한 퇴적물을 공급했음을 확인했다.

2018년 11월 4일, 지질학자들은 큐리오시티 탐사선이 게일 크레이터에서 실시한 연구에 근거하여 초기 [396][397]화성에 물이 풍부했다는 증거를 제시했다.

마스 익스프레스

유럽우주국에 의해 발사된 마스 익스프레스 오비터는 지표면 아래의 물의 증거를 찾기 위해 화성 표면을 지도화하고 레이더 장비를 사용해 왔다.2012년과 2015년 사이에, 오비터는 Planum Australe의 만년설 아래 지역을 조사했다.과학자들은 2018년까지 이 수치들이 약 20킬로미터 (12 mi) 폭의 물을 품고 있는 지하 호수를 나타낸다는 것을 알아냈다.호수의 꼭대기는 행성의 표면 아래 1.5킬로미터(0.93 mi)에 위치해 있다. 액체의 물이 얼마나 더 깊이 퍼지는지는지는 알려지지 않았다.[398][399]

인터랙티브 맵

Acheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhen TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe TerraMap of Mars
The image above contains clickable links화성 지구 지형의 인터랙티브 이미지 맵입니다.마우스를 이미지 위로 가져가면 60개 이상의 두드러진 지리적 지형의 이름을 볼 수 있습니다.클릭하면 해당 지형에 링크할 수 있습니다.베이스 맵의 색칠은 NASA의 화성 글로벌 서베이어(Mars Global Surveyor)에 있는 화성 궤도선 레이저 고도계의 데이터에 근거해 상대적인 고도를 나타낸다.흰색과 갈색은 가장 높은 고도(+12~+8km), 분홍색과 빨간색(+8~+3km), 노란색은 0km, 녹색과 파란색은 낮은 고도(-8km까지)를 나타냅니다.축은 위도와 경도이며 극지방이 표시됩니다.
(「」도 참조해 주세요.Mars Rover 지도와 Mars 메모리얼 지도) (보기 및 논의)


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레퍼런스

  1. ^ Torbet, Georgina (December 12, 2019). "NASA finds 'water ice' just below the surface of Mars - The ice could be reached with a shovel and a pickaxe, experts say". Engadget. Retrieved December 12, 2019.
  2. ^ a b c Staff (November 22, 2016). "Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars". NASA. Retrieved November 23, 2016.
  3. ^ a b c "Lake of frozen water the size of New Mexico found on Mars – NASA". The Register. November 22, 2016. Retrieved November 23, 2016.
  4. ^ a b c "Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior". NASA. November 22, 2016. Retrieved November 23, 2016.
  5. ^ Jakosky, B.M.; Haberle, R.M. (1992). "The Seasonal Behavior of Water on Mars". In Kieffer, H.H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. pp. 969–1016.
  6. ^ a b Martín-Torres, F. Javier; Zorzano, María-Paz; Valentín-Serrano, Patricia; Harri, Ari-Matti; Genzer, Maria (April 13, 2015). "Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars". Nature Geoscience. 8 (5): 357–361. Bibcode:2015NatGe...8..357M. doi:10.1038/ngeo2412.
  7. ^ a b c d Ojha, L.; Wilhelm, M. B.; Murchie, S. L.; McEwen, A. S.; Wray, J. J.; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. (2015). "Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars". Nature Geoscience. 8 (11): 829–832. Bibcode:2015NatGe...8..829O. doi:10.1038/ngeo2546. S2CID 59152931.
  8. ^ 반복되는 화성 줄무늬: 물이 아닌 흐르는 모래?, Nasa.org 2017-11-20
  9. ^ Carr, M.H. (1996). Water on Mars. New York: Oxford University Press. p. 197.
  10. ^ Bibring, J.-P.; Langevin, Yves; Poulet, François; Gendrin, Aline; Gondet, Brigitte; Berthé, Michel; Soufflot, Alain; Drossart, Pierre; Combes, Michel; Bellucci, Giancarlo; Moroz, Vassili; Mangold, Nicolas; Schmitt, Bernard; Omega Team, the; Erard, S.; Forni, O.; Manaud, N.; Poulleau, G.; Encrenaz, T.; Fouchet, T.; Melchiorri, R.; Altieri, F.; Formisano, V.; Bonello, G.; Fonti, S.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Coradini, A.; Kottsov, V.; et al. (2004). "Perennial Water Ice Identified in the South Polar Cap of Mars". Nature. 428 (6983): 627–630. Bibcode:2004Natur.428..627B. doi:10.1038/nature02461. PMID 15024393. S2CID 4373206.
  11. ^ Pradeep, Thalappil; Kumar, Rajnish; Choudhary, Nilesh; Ragupathy, Gopi; Bhuin, Radha Gobinda; Methikkalam, Rabin Rajan J.; Ghosh, Jyotirmoy (January 29, 2019). "Clathrate hydrates in interstellar environment". Proceedings of the National Academy of Sciences. 116 (5): 1526–1531. Bibcode:2019PNAS..116.1526G. doi:10.1073/pnas.1814293116. ISSN 0027-8424. PMC 6358667. PMID 30630945.
  12. ^ "Water at Martian south pole". European Space Agency (ESA). March 17, 2004.
  13. ^ a b Christensen, P. R. (2006). "Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars". Elements. 3 (2): 151–155. doi:10.2113/gselements.2.3.151.
  14. ^ 카, 2006년, 페이지 173
  15. ^ a b Webster, Guy; Brown, Dwayne (December 10, 2013). "NASA Mars Spacecraft Reveals a More Dynamic Red Planet". NASA.
  16. ^ "Liquid Water From Ice and Salt on Mars". Geophysical Research Letters. NASA Astrobiology. July 3, 2014. Archived from the original on August 14, 2014. Retrieved August 13, 2014.
  17. ^ Pollack, J.B. (1979). "Climatic Change on the Terrestrial Planets". Icarus. 37 (3): 479–553. Bibcode:1979Icar...37..479P. doi:10.1016/0019-1035(79)90012-5.
  18. ^ Pollack, J.B.; Kasting, J.F.; Richardson, S.M.; Poliakoff, K. (1987). "The Case for a Wet, Warm Climate on Early Mars". Icarus. 71 (2): 203–224. Bibcode:1987Icar...71..203P. doi:10.1016/0019-1035(87)90147-3. hdl:2060/19870013977. PMID 11539035.
  19. ^ Fairén, A. G. (2010). "A cold and wet Mars Mars". Icarus. 208 (1): 165–175. Bibcode:2010Icar..208..165F. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.006.
  20. ^ Fairén, A. G.; et al. (2009). "Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars". Nature. 459 (7245): 401–404. Bibcode:2009Natur.459..401F. doi:10.1038/nature07978. PMID 19458717. S2CID 205216655.
  21. ^ "releases/2015/03/150305140447". sciencedaily.com. Retrieved May 25, 2015.
  22. ^ Villanueva, G.; Mumma, M.; Novak, R.; Käufl, H.; Hartogh, P.; Encrenaz, T.; Tokunaga, A.; Khayat, A.; Smith, M. (2015). "Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs". Science. 348 (6231): 218–221. Bibcode:2015Sci...348..218V. doi:10.1126/science.aaa3630. PMID 25745065. S2CID 206633960.
  23. ^ a b c Baker, V. R.; Strom, R. G.; Gulick, V. C.; Kargel, J. S.; Komatsu, G.; Kale, V. S. (1991). "Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars". Nature. 352 (6348): 589–594. Bibcode:1991Natur.352..589B. doi:10.1038/352589a0. S2CID 4321529.
  24. ^ Salese, F.; Ansan, V.; Mangold, N.; Carter, J.; Anouck, O.; Poulet, F.; Ori, G. G. (2016). "A sedimentary origin for intercrater plains north of the Hellas basin: Implications for climate conditions and erosion rates on early Mars" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (11): 2239–2267. Bibcode:2016JGRE..121.2239S. doi:10.1002/2016JE005039. S2CID 132873898.
  25. ^ Parker, T. J.; Saunders, R. S.; Schneeberger, D. M. (1989). "Transitional Morphology in West Deuteronilus Mensae, Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary". Icarus. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar...82..111P. doi:10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  26. ^ Dohm, J. M.; Baker, Victor R.; Boynton, William V.; Fairén, Alberto G.; Ferris, Justin C.; Finch, Michael; Furfaro, Roberto; Hare, Trent M.; Janes, Daniel M.; Kargel, Jeffrey S.; Karunatillake, Suniti; Keller, John; Kerry, Kris; Kim, Kyeong J.; Komatsu, Goro; Mahaney, William C.; Schulze-Makuch, Dirk; Marinangeli, Lucia; Ori, Gian G.; Ruiz, Javier; Wheelock, Shawn J. (2009). "GRS Evidence and the Possibility of Paleooceans on Mars" (PDF). Planetary and Space Science. 57 (5–6): 664–684. Bibcode:2009P&SS...57..664D. doi:10.1016/j.pss.2008.10.008.
  27. ^ "PSRD: Ancient Floodwaters and Seas on Mars". Planetary Science Research Discoveries. University of Hawaii. July 16, 2003.
  28. ^ "Gamma-Ray Evidence Suggests Ancient Mars Had Oceans". SpaceRef. November 17, 2008.
  29. ^ Clifford, S. M.; Parker, T. J. (2001). "The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains". Icarus. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. doi:10.1006/icar.2001.6671. S2CID 13694518.
  30. ^ a b c Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). "Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys". Nature Geoscience. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. doi:10.1038/ngeo891.
  31. ^ a b c "Ancient ocean may have covered third of Mars". Science Daily. June 14, 2010.
  32. ^ Carr, 2006, pp. 144–147.
  33. ^ Fassett, C. I.; Dickson, James L.; Head, James W.; Levy, Joseph S.; Marchant, David R. (2010). "Supraglacial and Proglacial Valleys on Amazonian Mars". Icarus. 208 (1): 86–100. Bibcode:2010Icar..208...86F. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.021.
  34. ^ "Flashback: Water on Mars Announced 10 Years Ago". SPACE.com. June 22, 2000.
  35. ^ a b Chang, Kenneth (December 9, 2013). "On Mars, an Ancient Lake and Perhaps Life". The New York Times.
  36. ^ a b Various (December 9, 2013). "Science – Special Collection – Curiosity Rover on Mars". Science.
  37. ^ a b Parker, T.; Clifford, S. M.; Banerdt, W. B. (2000). "Argyre Planitia and the Mars Global Hydrologic Cycle" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXI: 2033. Bibcode:2000LPI....31.2033P.
  38. ^ a b Heisinger, H.; Head, J. (2002). "Topography and morphology of the Argyre basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history". Planetary and Space Science. 50 (10–11): 939–981. Bibcode:2002P&SS...50..939H. doi:10.1016/S0032-0633(02)00054-5.
  39. ^ Soderblom, L. A. (1992). Kieffer, H. H.; et al. (eds.). The composition and mineralogy of the Martian surface from spectroscopic observations – 0.3 micron to 50 microns. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 557–593. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  40. ^ Glotch, T.; Christensen, P. (2005). "Geologic and mineralogical mapping of Aram Chaos: Evidence for water-rich history". Journal of Geophysical Research. 110 (E9): E09006. Bibcode:2005JGRE..110.9006G. doi:10.1029/2004JE002389. S2CID 53489327.
  41. ^ a b c d e f g Holt, J. W.; Safaeinili, A.; Plaut, J. J.; Young, D. A.; Head, J. W.; Phillips, R. J.; Campbell, B. A.; Carter, L. M.; Gim, Y.; Seu, R.; Team, Sharad (2008). "Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX (1391): 2441. Bibcode:2008LPI....39.2441H.
  42. ^ a b c Amos, Jonathan (June 10, 2013). "Old Opportunity Mars rover makes rock discovery". BBC News.
  43. ^ a b c "Mars Rover Opportunity Examines Clay Clues in Rock". Jet Propulsion Laboratory, NASA. May 17, 2013.
  44. ^ a b c "Regional, Not Global, Processes Led to Huge Martian Floods". Planetary Science Institute. September 11, 2015. Retrieved September 12, 2015 – via SpaceRef.
  45. ^ Harrison, K; Grimm, R. (2005). "Groundwater-controlled valley networks and the decline of surface runoff on early Mars". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S16. Bibcode:2005JGRE..11012S16H. doi:10.1029/2005JE002455. S2CID 7755332.
  46. ^ Howard, A.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). "An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S14. Bibcode:2005JGRE..11012S14H. doi:10.1029/2005JE002459. S2CID 14890033.
  47. ^ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, G. G.; Hauber, E. (2016). "Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. doi:10.1002/2015JE004891. S2CID 130651090.
  48. ^ a b c d Irwin, Rossman P.; Howard, Alan D.; Craddock, Robert A.; Moore, Jeffrey M. (2005). "An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S15. Bibcode:2005JGRE..11012S15I. doi:10.1029/2005JE002460.
  49. ^ a b Fassett, C.; Head, III (2008). "Valley network-fed, open-basin lakes on Mars: Distribution and implications for Noachian surface and subsurface hydrology". Icarus. 198 (1): 37–56. Bibcode:2008Icar..198...37F. doi:10.1016/j.icarus.2008.06.016.
  50. ^ a b Moore, J.; Wilhelms, D. (2001). "Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars" (PDF). Icarus. 154 (2): 258–276. Bibcode:2001Icar..154..258M. doi:10.1006/icar.2001.6736. hdl:2060/20020050249. S2CID 122991710.
  51. ^ a b Weitz, C.; Parker, T. (2000). "New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXI: 1693. Bibcode:2000LPI....31.1693W.
  52. ^ "New Signs That Ancient Mars Was Wet". Space.com. October 28, 2008.
  53. ^ Squyres, S. W.; et al. (1992). "Ice in the Martian Regolith". In Kieffer, H. H. (ed.). Mars. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 523–554. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  54. ^ a b Head, J.; Marchant, D. (2006). "Modifications of the walls of a Noachian crater in Northern Arabia Terra (24 E, 39 N) during northern mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of Lobate Debris Aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems (abstract)". Lunar and Planetary Science. 37: 1128.
  55. ^ Head, J.; et al. (2006). "Modification if the dichotomy boundary on Mars by Amazonian mid-latitude regional glaciation". Geophysical Research Letters. 33 (8): 33. Bibcode:2006GeoRL..33.8S03H. doi:10.1029/2005gl024360. S2CID 9653193.
  56. ^ Head, J.; Marchant, D. (2006). "Evidence for global-scale northern mid-latitude glaciation in the Amazonian period of Mars: Debris-covered glacial and valley glacial deposits in the 30–50 N latitude band". Lunar and Planetary Science. 37: 1127.
  57. ^ a b c Lewis, Richard (April 23, 2008). "Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active". Brown University.
  58. ^ a b c d e f g h Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (2009). "Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars" (PDF). Geophysical Research Letters. 36 (2): n/a. Bibcode:2009GeoRL..3602203P. doi:10.1029/2008GL036379. S2CID 17530607. Archived from the original (PDF) on January 23, 2021. Retrieved April 4, 2010.
  59. ^ Wall, Mike (March 25, 2011). "Q & A with Mars Life-Seeker Chris Carr". Space.com.
  60. ^ a b Dartnell, L. R.; Desorgher; Ward; Coates (January 30, 2007). "Modelling the surface and subsurface Martian radiation environment: Implications for astrobiology". Geophysical Research Letters. 34 (2): L02207. Bibcode:2007GeoRL..34.2207D. doi:10.1029/2006GL027494. S2CID 59046908. The damaging effect of ionising radiation on cellular structure is one of the prime limiting factors on the survival of life in potential astrobiological habitats.
  61. ^ a b Dartnell, L. R.; Desorgher, L.; Ward, J. M.; Coates, A. J. (2007). "Martian sub-surface ionising radiation: biosignatures and geology" (PDF). Biogeosciences. 4 (4): 545–558. Bibcode:2007BGeo....4..545D. doi:10.5194/bg-4-545-2007. This ionising radiation field is deleterious to the survival of dormant cells or spores and the persistence of molecular biomarkers in the subsurface, and so its characterisation. ... Even at a depth of 2 meters beneath the surface, any microbes would likely be dormant, cryopreserved by the current freezing conditions, and so metabolically inactive and unable to repair cellular degradation as it occurs.
  62. ^ a b de Morais, A. (2012). "A Possible Biochemical Model for Mars" (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference. Retrieved June 5, 2013. The extensive volcanism at that time much possibly created subsurface cracks and caves within different strata, and the liquid water could have been stored in these subterraneous places, forming large aquifers with deposits of saline liquid water, minerals organic molecules, and geothermal heat – ingredients for life as we know on Earth.
  63. ^ a b Didymus, JohnThomas (January 21, 2013). "Scientists find evidence Mars subsurface could hold life". Digital Journal – Science. There can be no life on the surface of Mars, because it is bathed in radiation and it's completely frozen. Life in the subsurface would be protected from that. – Prof. Parnell.
  64. ^ a b Steigerwald, Bill (January 15, 2009). "Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet". NASA's Goddard Space Flight Center. NASA. If microscopic Martian life is producing the methane, it likely resides far below the surface, where it's still warm enough for liquid water to exist
  65. ^ a b c d e f Orosei, R.; et al. (July 25, 2018). "Radar evidence of subglacial liquid water on Mars". Science. 361 (6401): 490–493. arXiv:2004.04587. Bibcode:2018Sci...361..490O. doi:10.1126/science.aar7268. hdl:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
  66. ^ Halton, Mary (July 25, 2018). "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News. Retrieved July 26, 2018.
  67. ^ Grima, Cyril; Mouginot, Jeremie; Kofman, Wlodek; Herique, A.; Beck, P. (January 2022). "The Basal Detectability of an Ice‐Covered Mars by MARSIS". Geophysical Research Letters. 49 (2). Bibcode:2022GeoRL..4996518G. doi:10.1029/2021GL096518. S2CID 246327935.
  68. ^ Howell, Elizabeth (January 25, 2022). "Mars' suspected underground lake could be just volcanic rock, new study finds". Space.com. Retrieved April 4, 2022.
  69. ^ NASA Mars Exploration Program Overview.
  70. ^ Lauro, Sebastian Emanuel; et al. (September 28, 2020). "Multiple subglacial water bodies below the south pole of Mars unveiled by new MARSIS data". Nature Astronomy. 5: 63–70. arXiv:2010.00870. Bibcode:2021NatAs...5...63L. doi:10.1038/s41550-020-1200-6. S2CID 222125007. Retrieved September 29, 2020.
  71. ^ O'Callaghan, Jonathan (September 28, 2020). "Water on Mars: discovery of three buried lakes intrigues scientists". Nature. doi:10.1038/d41586-020-02751-1. PMID 32989309. S2CID 222155190. Retrieved September 29, 2020.
  72. ^ Hautaluoma, Grey; Johnson, Alana; Good, Andrew (March 16, 2021). "New Study Challenges Long-Held Theory of Fate of Mars' Water". NASA. Retrieved March 16, 2021.
  73. ^ Mack, Eric (March 16, 2021). "Mars hides an ancient ocean beneath its surface". CNET. Retrieved March 16, 2021.
  74. ^ Scheller, E. L.; et al. (March 16, 2021). "Long-term drying of Mars by sequestration of ocean-scale volumes of water in the crust". Science. 372 (6537): 56–62. Bibcode:2021Sci...372...56S. doi:10.1126/science.abc7717. PMC 8370096. PMID 33727251.
  75. ^ Chang, Kenneth (March 19, 2021). "The Water on Mars Vanished. This Might Be Where It Went. Mars once had rivers, lakes and seas. Although the planet is now desert dry, scientists say most of the water is still there, just locked up in rocks". The New York Times. Retrieved March 19, 2021.
  76. ^ Sheehan, 1996, p. 35.
  77. ^ Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M; Snyder, C. (1992). "The Planet Mars: From Antiquity to the Present". In Kieffer, H.H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. pp. 1–33.
  78. ^ hartmann, 2003, p. 20.
  79. ^ Sheehan, 1996, p. 150.
  80. ^ Spinrad, H.; Münch, G.; Kaplan, L. D. (1963). "Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars". Astrophysical Journal. 137: 1319. Bibcode:1963ApJ...137.1319S. doi:10.1086/147613.
  81. ^ Leighton, R.B.; Murray, B.C. (1966). "Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars". Science. 153 (3732): 136–144. Bibcode:1966Sci...153..136L. doi:10.1126/science.153.3732.136. PMID 17831495. S2CID 28087958.
  82. ^ Leighton, R.B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, J.D.; Sloan, R.K. (1965). "Mariner IV Photography of Mars: Initial Results". Science. 149 (3684): 627–630. Bibcode:1965Sci...149..627L. doi:10.1126/science.149.3684.627. PMID 17747569. S2CID 43407530.
  83. ^ Kliore, A.; et al. (1965). "Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere". Science. 149 (3689): 1243–1248. Bibcode:1965Sci...149.1243K. doi:10.1126/science.149.3689.1243. PMID 17747455. S2CID 34369864.
  84. ^ Grotzinger, John P. (January 24, 2014). "Introduction to Special Issue – Habitability, Taphonomy, and the Search for Organic Carbon on Mars". Science. 343 (6169): 386–387. Bibcode:2014Sci...343..386G. doi:10.1126/science.1249944. PMID 24458635.
  85. ^ Various (January 24, 2014). "Special Issue – Table of Contents – Exploring Martian Habitability". Science. 343 (6169): 345–452.
  86. ^ Grotzinger, J.P.; et al. (January 24, 2014). "A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars". Science. 343 (6169): 1242777. Bibcode:2014Sci...343A.386G. CiteSeerX 10.1.1.455.3973. doi:10.1126/science.1242777. PMID 24324272. S2CID 52836398.
  87. ^ a b Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C.; et al. (September 8, 2015). "Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?". Scientific Reports. 5: 13404. Bibcode:2015NatSR...513404R. doi:10.1038/srep13404. PMC 4562069. PMID 26346067.
  88. ^ "Ancient Mars Water Existed Deep Underground". Space.com. July 2, 2012.
  89. ^ Craddock, R.; Howard, A. (2002). "The case for rainfall on a warm, wet early Mars". Journal of Geophysical Research. 107 (E11): E11. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001je001505.
  90. ^ Head, J.; et al. (2006). "Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change". Earth and Planetary Science Letters. 241 (3–4): 663–671. Bibcode:2006E&PSL.241..663H. doi:10.1016/j.epsl.2005.11.016.
  91. ^ Staff (October 28, 2008). "NASA Mars Reconnaissance Orbiter Reveals Details of a Wetter Mars". SpaceRef. NASA.
  92. ^ a b Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; et al. (September 2003). "The Origin of Water on Mars". Icarus. 165 (1): 1–8. Bibcode:2003Icar..165....1L. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6.
  93. ^ Soderblom, L. A.; Bell, J. F. (2008). "Exploration of the Martian Surface: 1992–2007". In Bell, J. F. (ed.). The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. pp. 3–19. Bibcode:2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
  94. ^ Ming, D. W.; Morris, R. V.; Clark, R. C. (2008). "Aqueous Alteration on Mars". In Bell, J. F. (ed.). The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. pp. 519–540. Bibcode:2008mscm.book.....B. ISBN 9780521866989.
  95. ^ Lewis, J. S. (1997). Physics and Chemistry of the Solar System (revised ed.). San Diego, California: Academic Press. ISBN 978-0-12-446742-2.
  96. ^ Lasue, J.; et al. (2013). "Quantitative Assessments of the Martian Hydrosphere". Space Science Reviews. 174 (1–4): 155–212. Bibcode:2013SSRv..174..155L. doi:10.1007/s11214-012-9946-5. S2CID 122747118.
  97. ^ Clark, B. C.; et al. (2005). "Chemistry and Mineralogy of Outcrops at Meridiani Planum". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 73–94. Bibcode:2005E&PSL.240...73C. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.040.
  98. ^ Bloom, A. L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. p. 114. ISBN 9780133530865.
  99. ^ Boynton, W. V.; et al. (2009). "Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site". Science. 325 (5936): 61–4. Bibcode:2009Sci...325...61B. doi:10.1126/science.1172768. PMID 19574384. S2CID 26740165.
  100. ^ Gooding, J. L.; Arvidson, R. E.; Zolotov, M. Yu. (1992). "Physical and Chemical Weathering". In Kieffer, H. H.; et al. (eds.). Mars. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. pp. 626–651. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  101. ^ Melosh, H. J. (2011). Planetary Surface Processes. Cambridge University Press. p. 296. ISBN 978-0-521-51418-7.
  102. ^ Abramov, O.; Kring, D. A. (2005). "Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars". Journal of Geophysical Research. 110 (E12): E12S09. Bibcode:2005JGRE..11012S09A. doi:10.1029/2005JE002453. S2CID 20787765.
  103. ^ Schrenk, M. O.; Brazelton, W. J.; Lang, S. Q. (2013). "Serpentinization, Carbon, and Deep Life". Reviews in Mineralogy & Geochemistry. 75 (1): 575–606. Bibcode:2013RvMG...75..575S. doi:10.2138/rmg.2013.75.18. S2CID 8600635.
  104. ^ Baucom, Martin (March–April 2006). "Life on Mars?". American Scientist. 94 (2): 119. doi:10.1511/2006.58.119.
  105. ^ Chassefière, E; Langlais, B.; Quesnel, Y.; Leblanc, F. (2013), "The Fate of Early Mars' Lost Water: The Role of Serpentinization" (PDF), EPSC Abstracts, vol. 8, p. EPSC2013-188
  106. ^ Ehlmann, B. L.; Mustard, J. F.; Murchie, S. L. (2010). "Geologic Setting of Serpentine Deposits on Mars" (PDF). Geophysical Research Letters. 37 (6): L06201. Bibcode:2010GeoRL..37.6201E. doi:10.1029/2010GL042596. S2CID 10738206.
  107. ^ Bloom, A. L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, New Jersey: Prentice-Hall. ISBN 9780133530865.., p. 120
  108. ^ Ody, A.; et al. (2013). "Global Investigation of Olivine on Mars: Insights into Crust and Mantle Compositions". Journal of Geophysical Research. 118 (2): 234–262. Bibcode:2013JGRE..118..234O. doi:10.1029/2012JE004149.
  109. ^ Swindle, T. D.; Treiman, A. H.; Lindstrom, D. J.; Burkland, M. K.; Cohen, B. A.; Grier, J. A.; Li, B.; Olson, E. K. (2000). "Noble Gases in Iddingsite from the Lafayette meteorite: Evidence for Liquid water on Mars in the last few hundred million years". Meteoritics and Planetary Science. 35 (1): 107–115. Bibcode:2000M&PS...35..107S. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x.
  110. ^ Head, J.; Kreslavsky, M. A.; Ivanov, M. A.; Hiesinger, H.; Fuller, E. R.; Pratt, S. (2001). "Water in Middle Mars History: New Insights From MOLA Data". AGU Spring Meeting Abstracts. 2001: P31A–02 INVITED. Bibcode:2001AGUSM...P31A02H.
  111. ^ Head, J.; et al. (2001). "Exploration for standing Bodies of Water on Mars: When Were They There, Where did They go, and What are the Implications for Astrobiology?". AGU Fall Meeting Abstracts. 21: P21C–03. Bibcode:2001AGUFM.P21C..03H.
  112. ^ Meyer, C. (2012) The Martian Meteorite Compendium; National Aronautics and Space Administration. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
  113. ^ "Shergotty Meteorite – JPL, NASA". NASA. Retrieved December 19, 2010.
  114. ^ Hamiliton, W.; Christensen, Philip R.; McSween, Harry Y. (1997). "Determination of Martian meteorite lithologies and mineralogies using vibrational spectroscopy". Journal of Geophysical Research. 102 (E11): 25593–25603. Bibcode:1997JGR...10225593H. doi:10.1029/97JE01874.
  115. ^ Treiman, A. (2005). "The nakhlite meteorites: Augite-rich igneous rocks from Mars" (PDF). Chemie der Erde – Geochemistry. 65 (3): 203–270. Bibcode:2005ChEG...65..203T. doi:10.1016/j.chemer.2005.01.004. Retrieved September 8, 2006.
  116. ^ Agee, Carl B.; Wilson, Nicole V.; McCubbin, Francis M.; Ziegler, Karen; Polyak, Victor J.; Sharp, Zachary D.; Asmerom, Yemane; Nunn, Morgan H.; Shaheen, Robina; Thiemens, Mark H.; Steele, Andrew; Fogel, Marilyn L.; Bowden, Roxane; Glamoclija, Mihaela; Zhang, Zhisheng; Elardo, Stephen M. (February 15, 2013). "Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034". Science. 339 (6121): 780–785. Bibcode:2013Sci...339..780A. doi:10.1126/science.1228858. PMID 23287721. S2CID 206544554.
  117. ^ Agree, C.; et al. (2013). "Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034". Science. 339 (6121): 780–785. Bibcode:2013Sci...339..780A. doi:10.1126/science.1228858. PMID 23287721. S2CID 206544554.
  118. ^ McKay, D. Jr.; Gibson, E. K.; Thomas-Keprta, K. L.; Vali, H.; Romanek, C. S.; Clemett, S. J.; Chillier, X. D.; Maechling, C. R.; Zare, R. N. (1996). "Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite AL84001". Science. 273 (5277): 924–930. Bibcode:1996Sci...273..924M. doi:10.1126/science.273.5277.924. PMID 8688069. S2CID 40690489.
  119. ^ Gibbs, W.; Powell, C. (August 19, 1996). "Bugs in the Data?". Scientific American.
  120. ^ "Controversy Continues: Mars Meteorite Clings to Life – Or Does It?". Space.com. March 20, 2002. Archived from the original on April 4, 2002. Retrieved November 27, 2009.
  121. ^ Bada, J.; Glavin, D. P.; McDonald, G. D.; Becker, L. (1998). "A Search for Endogenous Amino Acids in Martian Meteorite AL84001". Science. 279 (5349): 362–365. Bibcode:1998Sci...279..362B. doi:10.1126/science.279.5349.362. PMID 9430583. S2CID 32301715.
  122. ^ a b Garcia-Ruiz, Juan-Manuel Garcia-Ruiz (December 30, 1999). "Morphological behavior of inorganic precipitation systems – Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II". SPIE Proceedings. Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II. 3755: 74–82. doi:10.1117/12.375088. S2CID 84764520. It is concluded that 'morphology cannot be used unambiguously as a tool for primitive life detection'.
  123. ^ Agresti; House; Jögi; Kudryavstev; McKeegan; Runnegar; Schopf; Wdowiak (December 3, 2008). "Detection and geochemical characterization of Earth's earliest life". NASA Astrobiology Institute. NASA. Archived from the original on January 23, 2013. Retrieved January 15, 2013.
  124. ^ Schopf, J. William; Kudryavtsev, Anatoliy B.; Czaja, Andrew D.; Tripathi, Abhishek B. (April 28, 2007). "Evidence of Archean life: Stromatolites and microfossils" (PDF). Precambrian Research. 158 (3–4): 141–155. Bibcode:2007PreR..158..141S. doi:10.1016/j.precamres.2007.04.009. Archived from the original (PDF) on December 24, 2012. Retrieved January 15, 2013.
  125. ^ a b Raeburn, P. (1998). "Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars". National Geographic. Washington D.C.
  126. ^ a b Moore, P.; et al. (1990). The Atlas of the Solar System. New York: Mitchell Beazley Publishers.
  127. ^ Berman, Daniel C.; Crown, David A.; Bleamaster, Leslie F. (2009). "Degradation of mid-latitude craters on Mars". Icarus. 200 (1): 77–95. Bibcode:2009Icar..200...77B. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.026.
  128. ^ Fassett, Caleb I.; Head, James W. (2008). "The timing of martian valley network activity: Constraints from buffered crater counting". Icarus. 195 (1): 61–89. Bibcode:2008Icar..195...61F. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.009.
  129. ^ Malin, Michael C. (2010). "An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation". The Mars Journal. 5: 1–60. Bibcode:2010IJMSE...5....1M. doi:10.1555/mars.2010.0001. S2CID 128873687.
  130. ^ "Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae". University of Arizona. January 31, 2007. Archived from the original on March 5, 2016. Retrieved October 8, 2009.
  131. ^ Zimbelman, J.; Griffin, L. (2010). "HiRISE images of yardangs and sinuous ridges in the lower member of the Medusae Fossae Formation, Mars". Icarus. 205 (1): 198–210. Bibcode:2010Icar..205..198Z. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.003.
  132. ^ Newsom, H.; Lanza, Nina L.; Ollila, Ann M.; Wiseman, Sandra M.; Roush, Ted L.; Marzo, Giuseppe A.; Tornabene, Livio L.; Okubo, Chris H.; Osterloo, Mikki M.; Hamilton, Victoria E.; Crumpler, Larry S. (2010). "Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars". Icarus. 205 (1): 64–72. Bibcode:2010Icar..205...64N. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.030.
  133. ^ Morgan, A. M.; Howard, A. D.; Hobley, D. E. J.; Moore, J. M.; Dietrich, W. E.; Williams, R. M. E.; Burr, D. M.; Grant, J. A.; Wilson, S. A.; Matsubara, Y. (2014). "Sedimentology and climatic environment of alluvial fans in the martian Saheki crater and a comparison with terrestrial fans in the Atacama Desert" (PDF). Icarus. 229: 131–156. Bibcode:2014Icar..229..131M. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.007.
  134. ^ a b Weitz, C.; Milliken, R.E.; Grant, J.A.; McEwen, A.S.; Williams, R.M.E.; Bishop, J.L.; Thomson, B.J. (2010). "Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris". Icarus. 205 (1): 73–102. Bibcode:2010Icar..205...73W. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.017.
  135. ^ a b c Zendejas, J.; Segura, A.; Raga, A.C. (December 2010). "Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars". Icarus. 210 (2): 539–1000. arXiv:1006.0021. Bibcode:2010Icar..210..539Z. doi:10.1016/j.icarus.2010.07.013. S2CID 119243879.
  136. ^ a b c Cabrol, N.; Grin, E., eds. (2010). Lakes on Mars. New York: Elsevier.
  137. ^ Goldspiel, J.; Squires, S. (2000). "Groundwater sapping and valley formation on Mars". Icarus. 148 (1): 176–192. Bibcode:2000Icar..148..176G. doi:10.1006/icar.2000.6465.
  138. ^ a b c d e f g h i j Carr, Michael H. The Surface of Mars. Cambridge Planetary Science. Cambridge University Press. ISBN 978-0-511-26688-1.
  139. ^ Nedell, S.; Squyres, Steven W.; Andersen, David W. (1987). "Origin and evolution of the layered deposits in the Valles Marineris, Mars". Icarus. 70 (3): 409–441. Bibcode:1987Icar...70..409N. doi:10.1016/0019-1035(87)90086-8.
  140. ^ Matsubara, Yo; Howard, Alan D.; Drummond, Sarah A. (2011). "Hydrology of early Mars: Lake basins". Journal of Geophysical Research: Planets. 116 (116.E4). Bibcode:2011JGRE..116.4001M. doi:10.1029/2010JE003739.
  141. ^ "Spectacular Mars images reveal evidence of ancient lakes". Sciencedaily.com. January 4, 2010. Archived from the original on August 23, 2016. Retrieved February 28, 2018.
  142. ^ Gupta, Sanjeev; Warner, Nicholas; Kim, Rack; Lin, Yuan; Muller, Jan; -1#Jung-, Shih- (2010). "Hesperian equatorial thermokarst lakes in Ares Vallis as evidence for transient warm conditions on Mars". Geology. 38 (1): 71–74. Bibcode:2010Geo....38...71W. doi:10.1130/G30579.1.
  143. ^ a b c d Brown, Dwayne; Cole, Steve; Webster, Guy; Agle, D.C. (September 27, 2012). "NASA Rover Finds Old Streambed On Martian Surface". NASA.
  144. ^ a b c NASA (September 27, 2012). "NASA's Curiosity Rover Finds Old Streambed on Mars – video (51:40)". NASAtelevision. Archived from the original on November 13, 2021.
  145. ^ a b c Chang, Alicia (September 27, 2012). "Mars rover Curiosity finds signs of ancient stream". Associated Press.
  146. ^ "NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars". NASA. March 12, 2013.
  147. ^ Parker, T., D. Curie. 2001. Geomorphology 37. 303–328.
  148. ^ de Pablo, M., M. Druet. 2002. XXXIII LPSC. Abstract #1032.
  149. ^ de Pablo, M. 2003. VI Mars Conference, Abstract #3037.
  150. ^ "Mars Study Yields Clues to Possible Cradle of Life". Astrobiology Magazine. October 8, 2017.
  151. ^ "Mars' Eridania Basin Once Held Vast Sea". Sci-News.com. October 9, 2017. Retrieved June 6, 2022.
  152. ^ a b Michalski, J.; et al. (2017). "Ancient hydrothermal seafloor deposits in Eridania basin on Mars". Nature Communications. 8: 15978. Bibcode:2017NatCo...815978M. doi:10.1038/ncomms15978. PMC 5508135. PMID 28691699.
  153. ^ Baker, D.; Head, J. (2014). 44th LPSC, abstract #1252
  154. ^ Irwin, R.; et al. (2004). "Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins". Journal of Geophysical Research: Planets. 109 (E12): E12009. Bibcode:2004JGRE..10912009I. doi:10.1029/2004je002287. S2CID 12637702.
  155. ^ Hynek, B.; et al. (2010). "Updated global map of Martian valley networks and implications for climate and hydrologic processes". Journal of Geophysical Research. 115 (E9): E09008. Bibcode:2010JGRE..115.9008H. doi:10.1029/2009je003548.
  156. ^ Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). "Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys". Nature Geoscience. 3 (7): 459–463. Bibcode:2010NatGe...3..459D. doi:10.1038/ngeo891.
  157. ^ Carr, M. H. (1979). "Formation of Martian flood features by release of water from confined aquifers" (PDF). Journal of Geophysical Research. 84: 2995–3007. Bibcode:1979JGR....84.2995C. doi:10.1029/JB084iB06p02995. Archived from the original (PDF) on September 24, 2015. Retrieved June 16, 2013.
  158. ^ Baker, V.; Milton, D. (1974). "Erosion by Catastrophic Floods on Mars and Earth". Icarus. 23 (1): 27–41. Bibcode:1974Icar...23...27B. doi:10.1016/0019-1035(74)90101-8.
  159. ^ "Mars Global Surveyor MOC2-862 Release". Malin Space Science Systems. Archived from the original on April 12, 2009. Retrieved January 16, 2012.
  160. ^ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T. (2007). "Meridiani Planum and the global hydrology of Mars". Nature. 446 (7132): 163–136. Bibcode:2007Natur.446..163A. doi:10.1038/nature05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
  161. ^ Irwin; Rossman, P.; Craddock, Robert A.; Howard, Alan D. (2005). "Interior channels in Martian valley networks: Discharge and runoff production". Geology. 33 (6): 489–492. Bibcode:2005Geo....33..489I. doi:10.1130/g21333.1. S2CID 5663347.
  162. ^ Jakosky, Bruce M. (1999). "Water, Climate, and Life". Science. 283 (5402): 648–649. doi:10.1126/science.283.5402.648. PMID 9988657. S2CID 128560172.
  163. ^ Lamb, Michael P.; et al. (2006). "Can springs cut canyons into rock?". Journal of Geophysical Research: Planets. 111 (111.E7). Bibcode:2006JGRE..111.7002L. doi:10.1029/2005JE002663.
  164. ^ a b c Grotzinger, J. P.; Arvidson, R. E.; Bell III, J. F.; Calvin, W.; Clark, B. C.; Fike, D. A.; Golombek, M.; Greeley, R.; Haldemann, A.; Herkenhoff, K. E.; Jolliff, B. L.; Knoll, A. H.; Malin, M.; McLennan, S. M.; Parker, T.; Soderblom, L.; Sohl-Dickstein, J. N.; Squyres, S. W.; Tosca, N. J.; Watters, W. A. (November 25, 2005). "Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 11–72. Bibcode:2005E&PSL.240...11G. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN 0012-821X.
  165. ^ Michalski, Joseph R.; Niles, Paul B.; Cuadros, Javier; Parnell, John; Rogers, A. Deanne; Wright, Shawn P. (January 20, 2013). "Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere". Nature Geoscience. 6 (2): 133–138. Bibcode:2013NatGe...6..133M. doi:10.1038/ngeo1706. Here we present a conceptual model of subsurface habitability of Mars and evaluate evidence for groundwater upwelling in deep basins.
  166. ^ a b c Zuber, Maria T. (2007). "Planetary Science: Mars at the tipping point". Nature. 447 (7146): 785–786. Bibcode:2007Natur.447..785Z. doi:10.1038/447785a. PMID 17568733. S2CID 4427572.
  167. ^ Andrews‐Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. (2010). "Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra". Journal of Geophysical Research. 115 (E6): E06002. Bibcode:2010JGRE..115.6002A. doi:10.1029/2009JE003485.
  168. ^ McLennan, S. M.; et al. (2005). "Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 95–121. Bibcode:2005E&PSL.240...95M. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041.
  169. ^ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). "Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars". Earth and Planetary Science Letters. 240 (1): 1–10. Bibcode:2005E&PSL.240....1S. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038..
  170. ^ Squyres, S. W.; et al. (2006). "Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover" (PDF). Science. 313 (5792): 1403–1407. Bibcode:2006Sci...313.1403S. doi:10.1126/science.1130890. PMID 16959999. S2CID 17643218..
  171. ^ Wiseman, M.; Andrews-Hanna, J. C.; Arvidson, R. E.; Mustard, J. F.; Zabrusky, K. J. (2011). Distribution of Hydrated Sulfates Across Arabia Terra Using CRISM Data: Implications for Martian Hydrology (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference.
  172. ^ Andrews‐Hanna, Jeffrey C.; Lewis, Kevin W. (2011). "Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs". Journal of Geophysical Research: Planets. 116 (E2): E2. Bibcode:2011JGRE..116.2007A. doi:10.1029/2010je003709. S2CID 17293290.
  173. ^ ESA Staff (February 28, 2019). "First Evidence of 'Planet-Wide Groundwater System' on Mars Found". European Space Agency. Retrieved February 28, 2019.
  174. ^ Houser, Kristin (February 28, 2019). "First Evidence of 'Planet-Wide Groundwater System' on Mars Found". Futurism.com. Retrieved February 28, 2019.
  175. ^ Salese, Francesco; Pondrelli, Monica; Neeseman, Alicia; Schmidt, Gene; Ori, Gian Gabriele (2019). "Geological Evidence of Planet-Wide Groundwater System on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (2): 374–395. Bibcode:2019JGRE..124..374S. doi:10.1029/2018JE005802. PMC 6472477. PMID 31007995.
  176. ^ "Mars: Planet‐Wide Groundwater System – New Geological Evidence". February 19, 2019.
  177. ^ Andrews, Robin George (September 20, 2019). "Mysterious magnetic pulses discovered on Mars". National Geographic Society. Retrieved September 20, 2019.
  178. ^ Brandenburg, John E. (1987), "The Paleo-Ocean of Mars", MECA Symposium on Mars: Evolution of its Climate and Atmosphere, Lunar and Planetary Institute, pp. 20–22, Bibcode:1987meca.symp...20B
  179. ^ Clifford, S. M.; Parker, T. J. (2001). "The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains". Icarus. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154...40C. doi:10.1006/icar.2001.6671. S2CID 13694518.
  180. ^ Smith, D.; et al. (1999). "The Gravity Field of Mars: Results from Mars Global Surveyor" (PDF). Science. 286 (5437): 94–97. Bibcode:1999Sci...286...94S. doi:10.1126/science.286.5437.94. PMID 10506567. Archived from the original (PDF) on March 5, 2016. Retrieved December 19, 2010.
  181. ^ Read, Peter L.; Lewis, S. R. (2004). The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet. Chichester, UK: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0. Archived from the original (Paperback) on July 24, 2011. Retrieved December 19, 2010.
  182. ^ "Martian North Once Covered by Ocean". Astrobio.net. November 26, 2009. Retrieved December 19, 2010.
  183. ^ "New Map Bolsters Case for Ancient Ocean on Mars". SPACE.com. November 23, 2009.
  184. ^ Carr, M.; Head, J. (2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate". Journal of Geophysical Research. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963. S2CID 16367611.
  185. ^ "Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore". NASA Astrobiology. NASA. January 26, 2001. Archived from the original on February 20, 2012.
  186. ^ Perron; Taylor, J.; et al. (2007). "Evidence for an ancient Martian ocean in the topography of deformed shorelines". Nature. 447 (7146): 840–843. Bibcode:2007Natur.447..840P. doi:10.1038/nature05873. PMID 17568743. S2CID 4332594.
  187. ^ Kaufman, Marc (March 5, 2015). "Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data". The New York Times. Retrieved March 5, 2015.
  188. ^ "Ancient Tsunami Evidence on Mars Reveals Life Potential". Astrobiology (Press release). Cornell University. May 20, 2016.
  189. ^ Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L.; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S.; Yan, Jianguo; Gulick, Virginia; Higuchi, Kana; Baker, Victor R.; Glines, Natalie (May 19, 2016). "Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean". Scientific Reports. 6 (1): 25106. Bibcode:2016NatSR...625106R. doi:10.1038/srep25106. PMC 4872529. PMID 27196957.
  190. ^ "Ancient tsunami evidence on Mars reveals life potential". ScienceDaily (Press release). Cornell University. May 19, 2016.
  191. ^ Andrews, Robin George (July 30, 2019). "When a Mega-Tsunami Drowned Mars, This Spot May Have Been Ground Zero". The New York Times. Retrieved July 31, 2019.
  192. ^ Costard, F.; et al. (June 26, 2019). "The Lomonosov Crater Impact Event: A Possible Mega‐Tsunami Source on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (7): 1840–1851. Bibcode:2019JGRE..124.1840C. doi:10.1029/2019JE006008. hdl:20.500.11937/76439. S2CID 198401957.
  193. ^ a b Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (June 3, 2006). "Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement". Geophysical Research Letters. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. CiteSeerX 10.1.1.553.1127. doi:10.1029/2006GL025946. S2CID 17229252. Archived from the original on March 18, 2009. Retrieved October 8, 2009.
  194. ^ a b Heldmann, Jennifer L.; et al. (May 7, 2005). "Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions" (PDF). Journal of Geophysical Research. 110: Eo5004. Bibcode:2005JGRE..11005004H. doi:10.1029/2004JE002261. hdl:2060/20050169988. S2CID 1578727. 'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' … 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet, because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 220 K (−53 °C; −64 °F) for parts of the day.
  195. ^ a b Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S.; Posiolova, Liliya V.; McColley, Shawn M.; Dobrea, Eldar Z. Noe (December 8, 2006). "Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars". Science. 314 (5805): 1573–1577. Bibcode:2006Sci...314.1573M. doi:10.1126/science.1135156. PMID 17158321. S2CID 39225477.
  196. ^ a b Head, J. W.; Marchant, D. R; Kreslavsky, M. A. (2008). "Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin". PNAS. 105 (36): 13258–13263. Bibcode:2008PNAS..10513258H. doi:10.1073/pnas.0803760105. PMC 2734344. PMID 18725636.
  197. ^ Henderson, Mark (December 7, 2006). "Water has been flowing on Mars within past five years, Nasa says". The Times. London.
  198. ^ Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S. (2000). "Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars". Science. 288 (5475): 2330–2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. doi:10.1126/science.288.5475.2330. PMID 10875910. S2CID 14232446.
  199. ^ a b c d e Wilson, Jack T.; et al. (January 2018). "Equatorial locations of water on Mars: Improved resolution maps based on Mars Odyssey Neutron Spectrometer data". Icarus. 299: 148–160. arXiv:1708.00518. Bibcode:2018Icar..299..148W. doi:10.1016/j.icarus.2017.07.028. S2CID 59520156.
  200. ^ Kolb, K.; Pelletier, Jon D.; McEwen, Alfred S. (2010). "Modeling the formation of bright slope deposits associated with gullies in Hale Crater, Mars: Implications for recent liquid water". Icarus. 205 (1): 113–137. Bibcode:2010Icar..205..113K. doi:10.1016/j.icarus.2009.09.009.
  201. ^ Hoffman, Nick (2002). "Active polar gullies on Mars and the role of carbon dioxide". Astrobiology. 2 (3): 313–323. Bibcode:2002AsBio...2..313H. doi:10.1089/153110702762027899. PMID 12530241.
  202. ^ Musselwhite, Donald S.; Swindle, Timothy D.; Lunine, Jonathan I. (2001). "Liquid CO2 breakout and the formation of recent small gullies on Mars". Geophysical Research Letters. 28 (7): 1283–1285. Bibcode:2001GeoRL..28.1283M. doi:10.1029/2000gl012496.
  203. ^ McEwen, Alfred. S.; Ojha, Lujendra; Dundas, Colin M. (June 17, 2011). "Seasonal Flows on Warm Martian Slopes". Science. American Association for the Advancement of Science. 333 (6043): 740–743. Bibcode:2011Sci...333..740M. doi:10.1126/science.1204816. ISSN 0036-8075. PMID 21817049. S2CID 10460581.
  204. ^ "Nepali scientist Lujendra Ojha spots possible water on Mars". Nepali Blogger. August 6, 2011. Archived from the original on June 4, 2013.
  205. ^ "NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars". NASA. August 4, 2011.
  206. ^ McEwen, Alfred; Lujendra, Ojha; Dundas, Colin; Mattson, Sarah; Bryne, S; Wray, J.; Cull, Selby; Murchie, Scott; Thomas, Nicholas; Gulick, Virginia (August 5, 2011). "Seasonal Flows On Warm Martian Slopes". Science. 333 (6043): 743. Bibcode:2011Sci...333..740M. doi:10.1126/science.1204816. PMID 21817049. S2CID 10460581. Archived from the original on September 29, 2015.
  207. ^ Drake, Nadia; 28, National Geographic September (September 28, 2015). "NASA Finds 'Definitive' Liquid Water on Mars". National Geographic News. Retrieved September 30, 2015.{{cite web}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)
  208. ^ Moskowitz, Clara. "Water Flows on Mars Today, NASA Announces". Scientific American. Retrieved September 30, 2015.
  209. ^ "NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today's Mars". NASA. September 28, 2015.
  210. ^ "NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today's Mars". September 28, 2015. Retrieved September 30, 2015.
  211. ^ "Recurring Martian Streaks: Flowing Sand, Not Water?". JPL NASA News. Jet Propulsion Laboratory, NASA. November 20, 2017.
  212. ^ Boynton, W. V.; et al. (2007). "Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 112 (E12): E12S99. Bibcode:2007JGRE..11212S99B. doi:10.1029/2007JE002887.
  213. ^ "Mars Express". www.esa.int. Retrieved January 21, 2022.
  214. ^ Feldman, W. C.; Prettyman, T. H.; Maurice, S.; Plaut, J. J.; Bish, D. L.; Vaniman, D. T.; Tokar, R. L. (2004). "Global distribution of near-surface hydrogen on Mars". Journal of Geophysical Research. 109 (E9): E9. Bibcode:2004JGRE..109.9006F. doi:10.1029/2003JE002160. E09006.
  215. ^ a b c Feldman, W. C.; et al. (2004). "Global distribution of near-surface hydrogen on Mars". Journal of Geophysical Research. 109 (E9): E09006. Bibcode:2004JGRE..109.9006F. doi:10.1029/2003JE002160.
  216. ^ Chevrier, Vincent F.; Rivera-Valentin, Edgard G. (November 2012). "Formation of recurring slope lineae by liquid brines on present-day Mars: LIQUID BRINES ON MARS". Geophysical Research Letters. 39 (21): n/a. doi:10.1029/2012GL054119. S2CID 1077206.
  217. ^ Gough, R.V.; Primm, K.M.; Rivera-Valentín, E.G.; Martínez, G.M.; Tolbert, M.A. (March 2019). "Solid-solid hydration and dehydration of Mars-relevant chlorine salts: Implications for Gale Crater and RSL locations". Icarus. 321: 1–13. Bibcode:2019Icar..321....1G. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.034. S2CID 106323485.
  218. ^ a b Chevrier, Vincent F.; Altheide, Travis S. (November 18, 2008). "Low temperature aqueous ferric sulfate solutions on the surface of Mars". Geophysical Research Letters. 35 (22): L22101. Bibcode:2008GeoRL..3522101C. doi:10.1029/2008GL035489. ISSN 0094-8276. S2CID 97468338.
  219. ^ Chevrier, Vincent F.; Hanley, Jennifer; Altheide, Travis S. (May 20, 2009). "Stability of perchlorate hydrates and their liquid solutions at the Phoenix landing site, Mars". Geophysical Research Letters. 36 (10): L10202. Bibcode:2009GeoRL..3610202C. doi:10.1029/2009GL037497. ISSN 0094-8276. S2CID 42150205.
  220. ^ Gough, R.V.; Chevrier, V.F.; Tolbert, M.A. (May 2014). "Formation of aqueous solutions on Mars via deliquescence of chloride–perchlorate binary mixtures". Earth and Planetary Science Letters. 393: 73–82. Bibcode:2014E&PSL.393...73G. doi:10.1016/j.epsl.2014.02.002.
  221. ^ Hecht, M. H.; Kounaves, S. P.; Quinn, R. C.; West, S. J.; Young, S. M. M.; Ming, D. W.; Catling, D. C.; Clark, B. C.; Boynton, W. V.; Hoffman, J.; DeFlores, L. P. (July 3, 2009). "Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site". Science. 325 (5936): 64–67. Bibcode:2009Sci...325...64H. doi:10.1126/science.1172466. ISSN 0036-8075. PMID 19574385. S2CID 24299495.
  222. ^ Kounaves, Samuel P.; Hecht, Michael H.; Kapit, Jason; Quinn, Richard C.; Catling, David C.; Clark, Benton C.; Ming, Douglas W.; Gospodinova, Kalina; Hredzak, Patricia; McElhoney, Kyle; Shusterman, Jennifer (May 2010). "Soluble sulfate in the martian soil at the Phoenix landing site: SULFATE AT THE PHOENIX LANDING SITE". Geophysical Research Letters. 37 (9): n/a. Bibcode:2010GeoRL..37.9201K. doi:10.1029/2010GL042613. S2CID 12914422.
  223. ^ Chevrier, Vincent (2022). "Limited stability of multi-component brines on the surface of Mars". The Planetary Science Journal. 3 (5): 125. Bibcode:2022PSJ.....3..125C. doi:10.3847/PSJ/ac6603. S2CID 249227810.
  224. ^ Cutts, James A. (July 10, 1973). "Nature and origin of layered deposits of the Martian polar regions". Journal of Geophysical Research. 78 (20): 4231–4249. Bibcode:1973JGR....78.4231C. doi:10.1029/JB078i020p04231.
  225. ^ "Mars' South Pole Ice Deep and Wide". NASA News & Media Resources. NASA. March 15, 2007.
  226. ^ Plaut, J. J.; et al. (March 15, 2007). "Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars". Science. 316 (5821): 92–95. Bibcode:2007Sci...316...92P. doi:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. S2CID 23336149.
  227. ^ Byrne, Shane (2009). "The Polar Deposits of Mars". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 37 (1): 535–560. Bibcode:2009AREPS..37..535B. doi:10.1146/annurev.earth.031208.100101. S2CID 54874200.
  228. ^ Scanlon, K., et al. 2018. The Dorsa Argentea Formation and the Noachian-Hesperian climate transition. Icarus: 299, 339–363.
  229. ^ Head, J, S. Pratt. 2001. Extensive Hesperian-aged south polar ice sheet on Mars: Evidence for massive melting and retreat, and lateral flow and pending of meltwater. J. Geophys. Res.-Planet, 106 (E6), 12275-12299.
  230. ^ Fishbaugh, KE; Byrne, Shane; Herkenhoff, Kenneth E.; Kirk, Randolph L.; Fortezzo, Corey; Russell, Patrick S.; McEwen, Alfred (2010). "Evaluating the meaning of "layer" in the Martian north polar layered depsoits and the impact on the climate connection" (PDF). Icarus. 205 (1): 269–282. Bibcode:2010Icar..205..269F. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.011.
  231. ^ "How Mars Got Its Layered North Polar Cap". Eos. February 8, 2017. Retrieved September 26, 2019.
  232. ^ "Peeling Back the Layers of the Climate of Mars". Eos. July 18, 2019. Retrieved September 26, 2019.
  233. ^ Conway, Susan J.; Hovius, Niels; Barnie, Talfan; Besserer, Jonathan; Le Mouélic, Stéphane; Orosei, Roberto; Read, Natalie Anne (July 1, 2012). "Climate-driven deposition of water ice and the formation of mounds in craters in Mars' north polar region" (PDF). Icarus. 220 (1): 174–193. Bibcode:2012Icar..220..174C. doi:10.1016/j.icarus.2012.04.021. ISSN 0019-1035. S2CID 121435046.
  234. ^ "Ice islands on Mars and Pluto could reveal past climate change". phys.org. Retrieved September 26, 2019.
  235. ^ a b "A winter wonderland in red and white – Korolev Crater on Mars". German Aerospace Center (DLR). Retrieved December 20, 2018.
  236. ^ Editor, Ian Sample Science (December 21, 2018). "Mars Express beams back images of ice-filled Korolev crater". The Guardian. Retrieved December 21, 2018. {{cite news}}: last1= has generic name (help)
  237. ^ Duxbury, N. S.; Zotikov, I. A.; Nealson, K. H.; Romanovsky, V. E.; Carsey, F. D. (2001). "A numerical model for an alternative origin of Lake Vostok and its exobiological implications for Mars" (PDF). Journal of Geophysical Research. 106 (E1): 1453. Bibcode:2001JGR...106.1453D. doi:10.1029/2000JE001254.
  238. ^ Chang, Kenneth; Overbye, Dennis (July 25, 2018). "A Watery Lake Is Detected on Mars, Raising the Potential for Alien Life – The discovery suggests that watery conditions beneath the icy southern polar cap may have provided one of the critical building blocks for life on the red planet". The New York Times. Retrieved July 25, 2018.
  239. ^ "Huge reservoir of liquid water detected under the surface of Mars". EurekAlert. July 25, 2018. Retrieved July 25, 2018.
  240. ^ "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News. July 25, 2018. Retrieved July 25, 2018.
  241. ^ Supplementary Materials for: Orosei, R; Lauro, SE; Pettinelli, E; Cicchetti, A; Coradini, M; Cosciotti, B; Di Paolo, F; Flamini, E; Mattei, E; Pajola, M; Soldovieri, F; Cartacci, M; Cassenti, F; Frigeri, A; Giuppi, S; Martufi, R; Masdea, A; Mitri, G; Nenna, C; Noschese, R; Restano, M; Seu, R (2018). "Radar evidence of subglacial liquid water on Mars". Science. 361 (6401): 490–493. Bibcode:2018Sci...361..490O. doi:10.1126/science.aar7268. PMID 30045881.
  242. ^ Lauro, Sebastian Emanuel; Pettinelli, Elena; Caprarelli, Graziella; Guallini, Luca; Rossi, Angelo Pio; Mattei, Elisabetta; Cosciotti, Barbara; Cicchetti, Andrea; Soldovieri, Francesco; Cartacci, Marco; Di Paolo, Federico; Noschese, Raffaella; Orosei, Roberto (September 28, 2020). "Multiple subglacial water bodies below the south pole of Mars unveiled by new MARSIS data". Nature Astronomy. 5: 63–70. arXiv:2010.00870. Bibcode:2020NatAs.tmp..194L. doi:10.1038/s41550-020-1200-6. ISSN 2397-3366. S2CID 222125007.
  243. ^ Halton, Mary (July 25, 2018). "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News.
  244. ^ Sori, Michael M.; Bramson, Ali M. (2019). "Water on Mars, With a Grain of Salt: Local Heat Anomalies Are Required for Basal Melting of Ice at the South Pole Today". Geophysical Research Letters. 46 (3): 1222–1231. Bibcode:2019GeoRL..46.1222S. doi:10.1029/2018GL080985. hdl:10150/633584. ISSN 1944-8007. S2CID 134166238.
  245. ^ a b "Giant liquid water lake found under Martian ice". RTÉ. July 25, 2018. Retrieved July 26, 2018.
  246. ^ a b c Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Retrieved March 7, 2011.
  247. ^ Howell, Elizabeth (October 2, 2017). "Water Ice Mystery Found at Martian Equator". Space.com. Retrieved October 2, 2017.
  248. ^ "Polygonal Patterned Ground: Surface Similarities Between Mars and Earth". SpaceRef. September 28, 2002.
  249. ^ Squyres, S. (1989). "Urey Prize Lecture: Water on Mars". Icarus. 79 (2): 229–288. Bibcode:1989Icar...79..229S. doi:10.1016/0019-1035(89)90078-X.
  250. ^ Lefort, A.; Russell, P.S.; Thomas, N. (2010). "Scaloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE". Icarus. 205 (1): 259–268. Bibcode:2010Icar..205..259L. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  251. ^ a b c d e Steep Slopes on Mars Reveal Structure of Buried Ice. NASA Press Release. January 11, 2018.
  252. ^ Dundas, Colin M.; Bramson, Ali M.; Ojha, Lujendra; Wray, James J.; Mellon, Michael T.; Byrne, Shane; McEwen, Alfred S.; Putzig, Nathaniel E.; Viola, Donna; Sutton, Sarah; Clark, Erin; Holt, John W. (2018). "Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes". Science. 359 (6372): 199–201. Bibcode:2018Sci...359..199D. doi:10.1126/science.aao1619. PMID 29326269.
  253. ^ Ice cliffs spotted on Mars. Science News. Paul Voosen. January 11, 2018.
  254. ^ Piqueux, Sylvain; Buz, Jennifer; Edwards, Christopher S.; Bandfield, Joshua L.; Kleinböhl, Armin; Kass, David M.; Hayne, Paul O. (December 10, 2019). "Widespread Shallow Water Ice on Mars at High and Mid Latitudes" (PDF). Geophysical Research Letters. doi:10.1029/2019GL083947. S2CID 212982895.
  255. ^ "NASA's Treasure Map for Water Ice on Mars". Jet Propulsion Laboratory. December 10, 2019.
  256. ^ Supplementary Materials Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes Colin M. Dundas, Ali M. Bramson, Lujendra Ojha, James J. Wray, Michael T. Mellon, Shane Byrne, Alfred S. McEwen, Nathaniel E. Putzig, Donna Viola, Sarah Sutton, Erin Clark, John W. Holt
  257. ^ Dundas, C., S. Bryrne, A. McEwen. 2015. Modeling the development of martian sublimation thermokarst landforms. Icarus: 262, 154–169.
  258. ^ a b c Christensen, Philip R. (March 2003). "Formation of recent martian gullies through melting of extensive water-rich snow deposits". Nature. 422 (6927): 45–48. Bibcode:2003Natur.422...45C. doi:10.1038/nature01436. ISSN 1476-4687. PMID 12594459. S2CID 4385806.
  259. ^ a b c Head, James W.; Mustard, John F.; Kreslavsky, Mikhail A.; Milliken, Ralph E.; Marchant, David R. (2003). "Recent ice ages on Mars". Nature. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Natur.426..797H. doi:10.1038/nature02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
  260. ^ a b "HiRISE Dissected Mantled Terrain (PSP_002917_2175)". Arizona University. Retrieved December 19, 2010.
  261. ^ Lefort, A.; Russell, P.S.; Thomas, N. (2010). "Scalloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE". Icarus. 205 (1): 259–268. Bibcode:2010Icar..205..259L. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  262. ^ "Huge Underground Ice Deposit on Mars Is Bigger Than New Mexico". space.com. November 22, 2016.
  263. ^ Bramson, A, et al. 2015. Widespread excess ice in Arcadia Planitia, Mars. Geophysical Research Letters: 42, 6566–6574
  264. ^ "Archived copy". Archived from the original on November 30, 2016. Retrieved November 29, 2016.{{cite web}}: CS1 maint: archived copy as title (link)
  265. ^ Stuurman, C., et al. 2016. SHARAD detection and characterization of subsurface water ice deposits in Utopia Planitia, Mars. Geophysical Research Letters: 43, 9484_9491.
  266. ^ Byrne, S.; Ingersoll, A. P. (2002). "A Sublimation Model for the Formation of the Martian Polar Swiss-cheese Features". American Astronomical Society. 34: 837. Bibcode:2002DPS....34.0301B.
  267. ^ "Water ice in crater at Martian north pole" (Press release). ESA. July 27, 2005.
  268. ^ "Ice lake found on the Red Planet". BBC. July 29, 2005.
  269. ^ Murray, John B.; et al. (2005). "Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator". Nature. 434 (7031): 352–356. Bibcode:2005Natur.434..352M. doi:10.1038/nature03379. PMID 15772653. S2CID 4373323. Here we present High Resolution Stereo Camera images from the European Space Agency Mars Express spacecraft that indicate that such lakes may still exist.
  270. ^ Orosei, R.; Cartacci, M.; Cicchetti, A.; Federico, C.; Flamini, E.; Frigeri, A.; Holt, J. W.; Marinangeli, L.; Noschese, R.; Pettinelli, E.; Phillips, R. J.; Picardi, G.; Plaut, J. J.; Safaeinili, A.; Seu, R. (2008). "Radar subsurface sounding over the putative frozen sea in Cerberus Palus, Mars" (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIX: P14B–05. Bibcode:2007AGUFM.P14B..05O. doi:10.1109/ICGPR.2010.5550143. ISBN 978-1-4244-4604-9. S2CID 23296246.
  271. ^ Barlow, Nadine G. (January 10, 2008). Mars: an introduction to its interior, surface and atmosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5.
  272. ^ Strom, R.G.; Croft, Steven K.; Barlow, Nadine G. (1992). The Martian Impact Cratering Record, Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  273. ^ "ESA – Mars Express – Breathtaking views of Deuteronilus Mensae on Mars". Esa.int. March 14, 2005.
  274. ^ Hauber, E.; et al. (2005). "Discovery of a flank caldera and very young glacial activity at Hecates Tholus, Mars". Nature. 434 (7031): 356–61. Bibcode:2005Natur.434..356H. doi:10.1038/nature03423. PMID 15772654. S2CID 4427179.
  275. ^ Shean, David E.; Head, James W.; Fastook, James L.; Marchant, David R. (2007). "Recent glaciation at high elevations on Arsia Mons, Mars: Implications for the formation and evolution of large tropical mountain glaciers". Journal of Geophysical Research. 112 (E3): E03004. Bibcode:2007JGRE..112.3004S. doi:10.1029/2006JE002761.
  276. ^ a b Shean, D.; et al. (2005). "Origin and evolution of a cold-based mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit". Journal of Geophysical Research. 110 (E5): E05001. Bibcode:2005JGRE..110.5001S. doi:10.1029/2004JE002360. S2CID 14749707.
  277. ^ Basilevsky, A.; et al. (2006). "Geological recent tectonic, volcanic and fluvial activity on the eastern flank of the Olympus Mons volcano, Mars". Geophysical Research Letters. 33 (13). L13201. Bibcode:2006GeoRL..3313201B. CiteSeerX 10.1.1.485.770. doi:10.1029/2006GL026396. S2CID 16847310.
  278. ^ Milliken, R.; et al. (2003). "Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images". Journal of Geophysical Research. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108.5057M. doi:10.1029/2002je002005. S2CID 12628857.
  279. ^ Arfstrom, J.; Hartmann, W. (2005). "Martian flow features, moraine-like ridges, and gullies: Terrestrial analogs and interrelationships". Icarus. 174 (2): 321–35. Bibcode:2005Icar..174..321A. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.026.
  280. ^ Head, J. W.; Neukum, G.; Jaumann, R.; Hiesinger, H.; Hauber, E.; Carr, M.; Masson, P.; Foing, B.; Hoffmann, H.; Kreslavsky, M.; Werner, S.; Milkovich, S.; van Gasselt, S.; HRSC Co-Investigator Team (2005). "Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars". Nature. 434 (7031): 346–350. Bibcode:2005Natur.434..346H. doi:10.1038/nature03359. PMID 15772652. S2CID 4363630.
  281. ^ Staff (October 17, 2005). "Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers". Marstoday. Brown University.
  282. ^ Berman, D.; et al. (2005). "The role of arcuate ridges and gullies in the degradation of craters in the Newton Basin region of Mars". Icarus. 178 (2): 465–86. Bibcode:2005Icar..178..465B. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.011.
  283. ^ "Fretted Terrain Valley Traverse". Hirise.lpl.arizona.edu. Retrieved January 16, 2012.
  284. ^ "Jumbled Flow Patterns". Arizona University. Retrieved January 16, 2012.
  285. ^ a b c d e f g h i Jakosky, B. M.; Phillips, R. J. (2001). "Mars' volatile and climate history". Nature. 412 (6843): 237–244. Bibcode:2001Natur.412..237J. doi:10.1038/35084184. PMID 11449285.
  286. ^ a b c d e Chaufray, J. Y.; et al. (2007). "Mars solar wind interaction: Formation of the Martian corona and atmospheric loss to space" (PDF). Journal of Geophysical Research. 112 (E9): E09009. Bibcode:2007JGRE..112.9009C. doi:10.1029/2007JE002915.
  287. ^ a b c Chevrier, V.; et al. (2007). "Early geochemical environment of Mars as determined from thermodynamics of phyllosilicates". Nature. 448 (7149): 60–63. Bibcode:2007Natur.448...60C. doi:10.1038/nature05961. PMID 17611538. S2CID 1595292.
  288. ^ a b c Catling, D. C. (2007). "Mars: Ancient fingerprints in the clay". Nature. 448 (7149): 31–32. Bibcode:2007Natur.448...31C. doi:10.1038/448031a. PMID 17611529. S2CID 4387261.
  289. ^ Andrews-Hanna, J. C.; et al. (2007). "Meridiani Planum and the global hydrology of Mars". Nature. 446 (7132): 163–6. Bibcode:2007Natur.446..163A. doi:10.1038/nature05594. PMID 17344848. S2CID 4428510.
  290. ^ Morris, R. V.; et al. (2001). "Phyllosilicate-poor palagonitic dust from Mauna Kea Volcano (Hawaii): A mineralogical analogue for magnetic Martian dust?". Journal of Geophysical Research. 106 (E3): 5057–5083. Bibcode:2001JGR...106.5057M. doi:10.1029/2000JE001328.
  291. ^ Chevrier, V.; et al. (2006). "Iron weathering products in a CO2+(H2O or H2O2) atmosphere: Implications for weathering processes on the surface of Mars" (PDF). Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (16): 4295–4317. Bibcode:2006GeCoA..70.4295C. doi:10.1016/j.gca.2006.06.1368.
  292. ^ Bibring, J-P.; et al. (2006). "Global mineralogical and aqueous mars history derived from OMEGA/Mars Express data". Science. 312 (5772): 400–4. Bibcode:2006Sci...312..400B. doi:10.1126/science.1122659. PMID 16627738.
  293. ^ McEwen, A. S.; et al. (2007). "A Closer Look at Water-Related Geologic Activity on Mars". Science. 317 (5845): 1706–1709. Bibcode:2007Sci...317.1706M. doi:10.1126/science.1143987. PMID 17885125. S2CID 44822691.
  294. ^ "Escape from Mars: How water fled the red planet". phys.org. Retrieved December 8, 2020.
  295. ^ Stone, Shane W.; Yelle, Roger V.; Benna, Mehdi; Lo, Daniel Y.; Elrod, Meredith K.; Mahaffy, Paul R. (November 13, 2020). "Hydrogen escape from Mars is driven by seasonal and dust storm transport of water". Science. 370 (6518): 824–831. Bibcode:2020Sci...370..824S. doi:10.1126/science.aba5229. ISSN 0036-8075. PMID 33184209. S2CID 226308137. Retrieved December 8, 2020.
  296. ^ Yiğit, Erdal (December 10, 2021). "Martian water escape and internal waves". Science. 374 (6573): 1323–1324. Bibcode:2021Sci...374.1323Y. doi:10.1126/science.abg5893. ISSN 0036-8075. PMID 34882460. S2CID 245012567.
  297. ^ Yiğit, Erdal; Medvedev, Alexander S.; Benna, Mehdi; Jakosky, Bruce M. (March 16, 2021). "Dust Storm‐Enhanced Gravity Wave Activity in the Martian Thermosphere Observed by MAVEN and Implication for Atmospheric Escape". Geophysical Research Letters. 48 (5). arXiv:2101.07698. Bibcode:2021GeoRL..4892095Y. doi:10.1029/2020GL092095. ISSN 0094-8276. S2CID 234356651.
  298. ^ Schorghofer, Norbert (2007). "Dynamics of ice ages on Mars" (PDF). Nature. 449 (7159): 192–194. Bibcode:2007Natur.449..192S. doi:10.1038/nature06082. PMID 17851518. S2CID 4415456. Archived from the original (PDF) on January 13, 2018. Retrieved January 12, 2018.
  299. ^ Dickson, James L.; Head, James W.; Marchant, David R. (2008). "Late Amazonian glaciation at the dichotomy boundary on Mars: Evidence for glacial thickness maxima and multiple glacial phases". Geology. 36 (5): 411–4. Bibcode:2008Geo....36..411D. doi:10.1130/G24382A.1. S2CID 14291132.
  300. ^ Head, J. W.; III; Mustard, J. F.; Kreslavsky, M. A.; Milliken, R. E.; Marchant, D. R. (2003). "Recent ice ages on Mars". Nature. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Natur.426..797H. doi:10.1038/nature02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
  301. ^ Smith, Isaac B.; Putzig, Nathaniel E.; Holt, John W.; Phillips, Roger J. (May 27, 2016). "An ice age recorded in the polar deposits of Mars". Science. 352 (6289): 1075–1078. Bibcode:2016Sci...352.1075S. doi:10.1126/science.aad6968. PMID 27230372.
  302. ^ Levrard, B.; Forget, F.; Montmessian, F.; Laskar, J. (2004). "Recent ice-rich deposits formed at high latitudes on Mars by sublimation of unstable equatorial ice during low obliquity". Nature. 431 (7012): 1072–1075. Bibcode:2004Natur.431.1072L. doi:10.1038/nature03055. PMID 15510141. S2CID 4420650.
  303. ^ a b c "Mars may be emerging from an ice age". ScienceDaily. MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory. December 18, 2003.
  304. ^ Forget, F.; et al. (2006). "Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity". Science. 311 (5759): 368–71. Bibcode:2006Sci...311..368F. doi:10.1126/science.1120335. PMID 16424337. S2CID 5798774.
  305. ^ Mustard, J.; et al. (2001). "Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice". Nature. 412 (6845): 411–4. Bibcode:2001Natur.412..411M. doi:10.1038/35086515. PMID 11473309. S2CID 4409161.
  306. ^ Kreslavsky, M.; Head, J. (2002). "Mars: Nature and evolution of young latitude-dependent water-ice-rich mantle". Geophysical Research Letters. 29 (15): 14–1–14–4. Bibcode:2002GeoRL..29.1719K. doi:10.1029/2002GL015392.
  307. ^ Beatty, Kelly (January 23, 2018). "Water Ice Found Exposed in Martian Cliffs - Sky & Telescope". Sky & Telescope. Retrieved October 3, 2018.
  308. ^ Astrobiology Strategy 2015 Archived December 22, 2016, at the Wayback Machine (PDF) NASA.
  309. ^ Conrad, P. G.; Archer, D.; Coll, P.; De La Torre, M.; Edgett, K.; Eigenbrode, J. L.; Fisk, M.; Freissenet, C.; Franz, H.; et al. (2013). "Habitability Assessment at Gale Crater: Implications from Initial Results". 44th Lunar and Planetary Science Conference. 1719 (1719): 2185. Bibcode:2013LPI....44.2185C.
  310. ^ Committee on an Astrobiology Strategy for the Exploration of Mars; National Research Council (2007). "Planetary Protection for Mars Missions". An Astrobiology Strategy for the Exploration of Mars. The National Academies Press. pp. 95–98. ISBN 978-0-309-10851-5.
  311. ^ Daley, Jason (July 6, 2017). "Mars Surface May Be Too Toxic for Microbial Life - The combination of UV radiation and perchlorates common on Mars could be deadly for bacteria". Smithsonian. Retrieved July 8, 2017.
  312. ^ Wadsworth, Jennifer; Cockell, Charles S. (July 6, 2017). "Perchlorates on Mars enhance the bacteriocidal effects of UV light". Scientific Reports. 7 (4662): 4662. Bibcode:2017NatSR...7.4662W. doi:10.1038/s41598-017-04910-3. PMC 5500590. PMID 28684729.
  313. ^ "NASA Astrobiology Strategy" (PDF). NASA. 2015. Archived from the original (PDF) on December 22, 2016. Retrieved September 5, 2018.
  314. ^ "Mars Exploration: Missions". Marsprogram.jpl.nasa.gov. Archived from the original on April 11, 2004. Retrieved December 19, 2010.
  315. ^ "Viking Orbiter Views of Mars". History.nasa.gov. Retrieved December 19, 2010.
  316. ^ "ch5". NASA History. NASA. Retrieved December 19, 2010.
  317. ^ "Craters". NASA. Retrieved December 19, 2010.
  318. ^ Morton, O. (2002). Mapping Mars. Picador, NY. ISBN 9780312245511.
  319. ^ Arvidson, R; Gooding, James L.; Moore, Henry J. (1989). "The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers". Reviews of Geophysics. 27 (1): 39–60. Bibcode:1989RvGeo..27...39A. doi:10.1029/RG027i001p00039.
  320. ^ Clark, B.; Baird, AK; Rose Jr., HJ; Toulmin P, 3rd; Keil, K; Castro, AJ; Kelliher, WC; Rowe, CD; Evans, PH (1976). "Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites". Science. 194 (4271): 1283–1288. Bibcode:1976Sci...194.1283C. doi:10.1126/science.194.4271.1283. PMID 17797084. S2CID 21349024.
  321. ^ Hoefen, T.M.; et al. (2003). "Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars". Science. 302 (5645): 627–630. Bibcode:2003Sci...302..627H. doi:10.1126/science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
  322. ^ Hoefen, T.; Clark, RN; Bandfield, JL; Smith, MD; Pearl, JC; Christensen, PR (2003). "Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars". Science. 302 (5645): 627–630. Bibcode:2003Sci...302..627H. doi:10.1126/science.1089647. PMID 14576430. S2CID 20122017.
  323. ^ Malin, Michael C.; Edgett, Kenneth S. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission". Journal of Geophysical Research. 106 (E10): 23429–23570. Bibcode:2001JGR...10623429M. doi:10.1029/2000JE001455. S2CID 129376333.
  324. ^ "Atmospheric and Meteorological Properties". NASA.
  325. ^ a b Golombek, M. P.; Cook, R. A.; Economou, T.; Folkner, W. M.; Haldemann, A. F. C.; Kallemeyn, P. H.; Knudsen, J. M.; Manning, R. M.; Moore, H. J.; Parker, T. J.; Rieder, R.; Schofield, J. T.; Smith, P. H.; Vaughan, R. M. (1997). "Overview of the Mars Pathfinder Mission and Assessment of Landing Site Predictions". Science. 278 (5344): 1743–1748. Bibcode:1997Sci...278.1743G. doi:10.1126/science.278.5344.1743. PMID 9388167.
  326. ^ "Mars Odyssey: Newsroom". Mars.jpl.nasa.gov. May 28, 2002.
  327. ^ a b Feldman, W.C.; et al. (2004). "Global Distribution of Near-Surface Hydrogen on Mars". Journal of Geophysical Research. 109. Bibcode:2004JGRE..10909006F. doi:10.1029/2003JE002160.
  328. ^ Murche, S.; Mustard, John; Bishop, Janice; Head, James; Pieters, Carle; Erard, Stephane (1993). "Spatial Variations in the Spectral Properties of Bright Regions on Mars". Icarus. 105 (2): 454–468. Bibcode:1993Icar..105..454M. doi:10.1006/icar.1993.1141.
  329. ^ "Home Page for Bell (1996) Geochemical Society paper". Marswatch.tn.cornell.edu. Retrieved December 19, 2010.
  330. ^ Feldman, W. C.; Boynton, W. V.; Tokar, R. L.; Prettyman, T. H.; Gasnault, O.; Squyres, S. W.; Elphic, R. C.; Lawrence, D. J.; Lawson, S. L.; Maurice, S.; McKinney, G. W.; Moore, K. R.; Reedy, R. C. (2002). "Global Distribution of Neutrons from Mars: Results from Mars Odyssey". Science. 297 (5578): 75–78. Bibcode:2002Sci...297...75F. doi:10.1126/science.1073541. PMID 12040088. S2CID 11829477.
  331. ^ Mitrofanov, I.; Anfimov, D.; Kozyrev, A.; Litvak, M.; Sanin, A.; Tret'yakov, V.; Krylov, A.; Shvetsov, V.; Boynton, W.; Shinohara, C.; Hamara, D.; Saunders, R. S. (2002). "Maps of Subsurface Hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odyssey". Science. 297 (5578): 78–81. Bibcode:2002Sci...297...78M. doi:10.1126/science.1073616. PMID 12040089. S2CID 589477.
  332. ^ Boynton, W. V.; Feldman, W. C.; Squyres, S. W.; Prettyman, T. H.; Brückner, J.; Evans, L. G.; Reedy, R. C.; Starr, R.; Arnold, J. R.; Drake, D. M.; Englert, P. A. J.; Metzger, A. E.; Mitrofanov, Igor; Trombka, J. I.; d'Uston, C.; Wänke, H.; Gasnault, O.; Hamara, D. K.; Janes, D. M.; Marcialis, R. L.; Maurice, S.; Mikheeva, I.; Taylor, G. J.; Tokar, R.; Shinohara, C. (2002). "Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits". Science. 297 (5578): 81–85. Bibcode:2002Sci...297...81B. doi:10.1126/science.1073722. PMID 12040090. S2CID 16788398.
  333. ^ "Dao Vallis". Mars Odyssey Mission. THEMIS. August 7, 2002. Retrieved December 19, 2010.
  334. ^ a b Smith, P. H.; Tamppari, L.; Arvidson, R. E.; Bass, D.; Blaney, D.; Boynton, W.; Carswell, A.; Catling, D.; Clark, B.; Duck, T.; DeJong, E.; Fisher, D.; Goetz, W.; Gunnlaugsson, P.; Hecht, M.; Hipkin, V.; Hoffman, J.; Hviid, S.; Keller, H.; Kounaves, S.; Lange, C. F.; Lemmon, M.; Madsen, M.; Malin, M.; Markiewicz, W.; Marshall, J.; McKay, C.; Mellon, M.; Michelangeli, D.; et al. (2008). "Introduction to special section on the phoenix mission: Landing site characterization experiments, mission overviews, and expected science". Journal of Geophysical Research. 113 (E12): E00A18. Bibcode:2008JGRE..113.0A18S. doi:10.1029/2008JE003083. hdl:2027.42/94752. S2CID 38911896.
  335. ^ "NASA Data Shed New Light About Water and Volcanoes on Mars". NASA. September 9, 2010. Retrieved March 21, 2014.
  336. ^ Mellon, M.; Jakosky, B. (1993). "Geographic variations in the thermal and diffusive stability of ground ice on Mars". Journal of Geophysical Research. 98 (E2): 3345–3364. Bibcode:1993JGR....98.3345M. doi:10.1029/92JE02355.
  337. ^ Khuller, Aditya R.; Christensen, Philip R.; Warren, Stephen G. (September 2021). "Spectral Albedo of Dusty Martian H 2 O Snow and Ice". Journal of Geophysical Research: Planets. 126 (9). Bibcode:2021JGRE..12606910K. doi:10.1029/2021JE006910. ISSN 2169-9097. S2CID 238721489.
  338. ^ "Confirmation of Water on Mars". Nasa.gov. June 20, 2008.
  339. ^ Johnson, John (August 1, 2008). "There's water on Mars, NASA confirms". Los Angeles Times.
  340. ^ a b "The Dirt on Mars Lander Soil Findings". SPACE.com. July 2, 2009. Retrieved December 19, 2010.
  341. ^ a b c Martínez, G. M. & Renno, N. O. (2013). "Water and brines on Mars: current evidence and implications for MSL". Space Science Reviews. 175 (1–4): 29–51. Bibcode:2013SSRv..175...29M. doi:10.1007/s11214-012-9956-3.
  342. ^ Rennó, Nilton O.; Bos, Brent J.; Catling, David; Clark, Benton C.; Drube, Line; Fisher, David; Goetz, Walter; Hviid, Stubbe F.; Keller, Horst Uwe; Kok, Jasper F.; Kounaves, Samuel P.; Leer, Kristoffer; Lemmon, Mark; Madsen, Morten Bo; Markiewicz, Wojciech J.; Marshall, John; McKay, Christopher; Mehta, Manish; Smith, Miles; Zorzano, M. P.; Smith, Peter H.; Stoker, Carol; Young, Suzanne M. M. (2009). "Possible physical and thermodynamical evidence for liquid water at the Phoenix landing site". Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E00E03. Bibcode:2009JGRE..114.0E03R. doi:10.1029/2009JE003362. hdl:2027.42/95444. S2CID 55050084.
  343. ^ Chang, Kenneth (March 16, 2009). "Blobs in Photos of Mars Lander Stir a Debate: Are They Water?". New York Times (online).
  344. ^ "Liquid Saltwater Is Likely Present On Mars, New Analysis Shows". ScienceDaily. March 20, 2009.
  345. ^ "Astrobiology Top 10: Too Salty to Freeze". Astrobio.net. Retrieved December 19, 2010.
  346. ^ Hecht, M. H.; Kounaves, S. P.; Quinn, R. C.; West, S. J.; Young, S. M. M.; Ming, D. W.; Catling, D. C.; Clark, B. C.; Boynton, W. V.; Hoffman, J.; DeFlores, L. P.; Gospodinova, K.; Kapit, J.; Smith, P. H. (2009). "Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site". Science. 325 (5936): 64–67. Bibcode:2009Sci...325...64H. doi:10.1126/science.1172466. PMID 19574385. S2CID 24299495.
  347. ^ Smith, P. H.; Tamppari, L. K.; Arvidson, R. E.; Bass, D.; Blaney, D.; Boynton, W. V.; Carswell, A.; Catling, D. C.; Clark, B. C.; Duck, T.; DeJong, E.; Fisher, D.; Goetz, W.; Gunnlaugsson, H. P.; Hecht, M. H.; Hipkin, V.; Hoffman, J.; Hviid, S. F.; Keller, H. U.; Kounaves, S. P.; Lange, C. F.; Lemmon, M. T.; Madsen, M. B.; Markiewicz, W. J.; Marshall, J.; McKay, C. P.; Mellon, M. T.; Ming, D. W.; Morris, R. V.; et al. (2009). "H2O at the Phoenix Landing Site". Science. 325 (5936): 58–61. Bibcode:2009Sci...325...58S. doi:10.1126/science.1172339. PMID 19574383. S2CID 206519214.
  348. ^ Whiteway, J. A.; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, T. J.; Davy, R.; Taylor, P. A.; Pathak, J.; Fisher, D.; Carswell, A. I.; Daly, M.; Hipkin, V.; Zent, A. P.; Hecht, M. H.; Wood, S. E.; Tamppari, L. K.; Renno, N.; Moores, J. E.; Lemmon, M. T.; Daerden, F.; Smith, P. H. (2009). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Science. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009Sci...325...68W. doi:10.1126/science.1172344. PMID 19574386. S2CID 206519222.
  349. ^ "CSA – News Release". Asc-csa.gc.ca. July 2, 2009. Archived from the original on July 5, 2011.
  350. ^ "Mars Exploration Rover Mission: Press Releases". Marsrovers.jpl.nasa.gov. March 5, 2004.
  351. ^ "NASA – Mars Rover Spirit Unearths Surprise Evidence of Wetter Past". NASA. May 21, 2007.
  352. ^ Bertster, Guy (December 10, 2007). "Mars Rover Investigates Signs of Steamy Martian Past". Press Release. Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California.
  353. ^ Klingelhofer, G.; et al. (2005). "volume XXXVI". Lunar Planet. Sci. (abstr.): 2349.
  354. ^ Schroder, C.; et al. (2005). "Journal of Geophysical Research" (abstr.). 7. European Geosciences Union, General Assembly: 10254. {{cite journal}}: Cite journal requires journal= (help)
  355. ^ Morris, S.; et al. (2006). "Mössbauer mineralogy of rock, soil, and dust at Gusev crater, Mars: Spirit's journal through weakly altered olivine basalt on the plains and pervasively altered basalt in the Columbia Hills". J. Geophys. Res. 111 (E2): n/a. Bibcode:2006JGRE..111.2S13M. doi:10.1029/2005je002584. hdl:1893/17159.
  356. ^ Ming, D.; Mittlefehldt, D. W.; Morris, R. V.; Golden, D. C.; Gellert, R.; Yen, A.; Clark, B. C.; Squyres, S. W.; Farrand, W. H.; Ruff, S. W.; Arvidson, R. E.; Klingelhöfer, G.; McSween, H. Y.; Rodionov, D. S.; Schröder, C.; De Souza, P. A.; Wang, A. (2006). "Geochemical and mineralogical indicators for aqueous processes in the Columbia Hills of Gusev crater, Mars". J. Geophys. Res. 111 (E2): E02S12. Bibcode:2006JGRE..111.2S12M. doi:10.1029/2005JE002560. hdl:1893/17114.
  357. ^ Bell, J, ed. (2008). The Martian Surface. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-86698-9.
  358. ^ Morris, R. V.; Ruff, S. W.; Gellert, R.; Ming, D. W.; Arvidson, R. E.; Clark, B. C.; Golden, D. C.; Siebach, K.; Klingelhofer, G.; Schroder, C.; Fleischer, I.; Yen, A. S.; Squyres, S. W. (June 4, 2010). "Outcrop of long-sought rare rock on Mars found". Science. Sciencedaily.com. 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci...329..421M. doi:10.1126/science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
  359. ^ Morris, Richard V.; Ruff, Steven W.; Gellert, Ralf; Ming, Douglas W.; Arvidson, Raymond E.; Clark, Benton C.; Golden, D. C.; Siebach, Kirsten; et al. (June 3, 2010). "Identification of Carbonate-Rich Outcrops on Mars by the Spirit Rover". Science. 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci...329..421M. doi:10.1126/science.1189667. PMID 20522738. S2CID 7461676.
  360. ^ "Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet". Retrieved July 8, 2006.
  361. ^ Harwood, William (January 25, 2013). "Opportunity rover moves into 10th year of Mars operations". Space Flight Now.
  362. ^ Benison, KC; Laclair, DA (2003). "Modern and ancient extremely acid saline deposits: terrestrial analogs for martian environments?". Astrobiology. 3 (3): 609–618. Bibcode:2003AsBio...3..609B. doi:10.1089/153110703322610690. PMID 14678669. S2CID 36757620.
  363. ^ Benison, K; Bowen, B (2006). "Acid saline lake systems give clues about past environments and the search for life on Mars". Icarus. 183 (1): 225–229. Bibcode:2006Icar..183..225B. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.018.
  364. ^ Osterloo, MM; Hamilton, VE; Bandfield, JL; Glotch, TD; Baldridge, AM; Christensen, PR; Tornabene, LL; Anderson, FS (2008). "Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars". Science. 319 (5870): 1651–1654. Bibcode:2008Sci...319.1651O. CiteSeerX 10.1.1.474.3802. doi:10.1126/science.1150690. PMID 18356522. S2CID 27235249.
  365. ^ Grotzinger, J.; Milliken, R., eds. (2012). Sedimentary Geology of Mars. SEPM.
  366. ^ "HiRISE – High Resolution Imaging Science Experiment". HiriUniversity of Arizona. Retrieved December 19, 2010.
  367. ^ "Target Zone: Nilosyrtis? Mars Odyssey Mission THEMIS". Themis.asu.edu. Retrieved December 19, 2010.
  368. ^ Mellon, M. T.; Jakosky, B. M.; Postawko, S. E. (1997). "The persistence of equatorial ground ice on Mars". J. Geophys. Res. onlinelibrary.wiley.com. 102 (E8): 19357–19369. Bibcode:1997JGR...10219357M. doi:10.1029/97JE01346.
  369. ^ Arfstrom, John D. (2012). "A Conceptual Model of Equatorial Ice Sheets on Mars. J" (PDF). Comparative Climatology of Terrestrial Planets. Lunar and Planetary Institute.
  370. ^ Byrne, Shane; Dundas, Colin M.; Kennedy, Megan R.; Mellon, Michael T.; McEwen, Alfred S.; Cull, Selby C.; Daubar, Ingrid J.; Shean, David E.; Seelos, Kimberly D.; Murchie, Scott L.; Cantor, Bruce A.; Arvidson, Raymond E.; Edgett, Kenneth S.; Reufer, Andreas; Thomas, Nicolas; Harrison, Tanya N.; Posiolova, Liliya V.; Seelos, Frank P. (2009). "Distribution of mid-latitude ground ice on Mars from new impact craters". Science. 325 (5948): 1674–1676. Bibcode:2009Sci...325.1674B. doi:10.1126/science.1175307. PMID 19779195. S2CID 10657508.
  371. ^ "Water Ice Exposed in Mars Craters". SPACE.com. September 24, 2009. Retrieved December 19, 2010.
  372. ^ Khuller, Aditya; Christensen, Philip (February 2021). "Evidence of Exposed Dusty Water Ice within Martian Gullies". Journal of Geophysical Research: Planets. 126 (2). Bibcode:2021JGRE..12606539R. doi:10.1029/2020JE006539. ISSN 2169-9097. S2CID 234174382.
  373. ^ S. Nerozzi, J.W. Holt (May 22, 2019). "Buried ice and sand caps at the north pole of Mars: revealing a record of climate change in the cavi unit with SHARAD". Geophysical Research Letters. 46 (13): 7278–7286. Bibcode:2019GeoRL..46.7278N. doi:10.1029/2019GL082114. hdl:10150/634098. S2CID 182153656.{{cite journal}}: CS1 maint: uses authors parameter (link)
  374. ^ Lujendra Ojha, Stefano Nerozzi, Kevin Lewis (May 22, 2019). "Compositional Constraints on the North Polar Cap of Mars from Gravity and Topography". Geophysical Research Letters. 46 (15): 8671–8679. Bibcode:2019GeoRL..46.8671O. doi:10.1029/2019GL082294. S2CID 181334027.{{cite journal}}: CS1 maint: uses authors parameter (link)
  375. ^ Soare, E., et al. 2019. Possible (closed system) pingo and ice-wedge/thermokarst complexes at the mid latitudes of Utopia Planitia, Mars. Icarus. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
  376. ^ Brown, Dwayne (October 30, 2012). "NASA Rover's First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals". NASA.
  377. ^ Brown, Dwayne; Webster, Guy; Neal-Jones, Nance (December 3, 2012). "NASA Mars Rover Fully Analyzes First Martian Soil Samples". NASA. Archived from the original on December 5, 2012.
  378. ^ Chang, Ken (December 3, 2012). "Mars Rover Discovery Revealed". New York Times.
  379. ^ a b Webster, Guy; Brown, Dwayne (March 18, 2013). "Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence". NASA. Archived from the original on March 22, 2013.
  380. ^ Rincon, Paul (March 19, 2013). "Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior". BBC.
  381. ^ Staff (March 20, 2013). "Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out". MSN. Archived from the original on March 23, 2013.
  382. ^ Lieberman, Josh (September 26, 2013). "Mars Water Found: Curiosity Rover Uncovers 'Abundant, Easily Accessible' Water In Martian Soil". iSciencetimes.
  383. ^ Leshin, L. A.; et al. (September 27, 2013). "Volatile, Isotope, and Organic Analysis of Martian Fines with the Mars Curiosity Rover". Science. 341 (6153): 1238937. Bibcode:2013Sci...341E...3L. doi:10.1126/science.1238937. PMID 24072926. S2CID 206549244.
  384. ^ a b Grotzinger, John (September 26, 2013). "Introduction To Special Issue: Analysis of Surface Materials by the Curiosity Mars Rover". Science. 341 (6153): 1475. Bibcode:2013Sci...341.1475G. doi:10.1126/science.1244258. PMID 24072916.
  385. ^ Neal-Jones, Nancy; Zubritsky, Elizabeth; Webster, Guy; Martialay, Mary (September 26, 2013). "Curiosity's SAM Instrument Finds Water and More in Surface Sample". NASA.
  386. ^ a b Webster, Guy; Brown, Dwayne (September 26, 2013). "Science Gains From Diverse Landing Area of Curiosity". NASA.
  387. ^ a b Chang, Kenneth (October 1, 2013). "Hitting Pay Dirt on Mars". New York Times.
  388. ^ a b Meslin, P.-Y.; et al. (September 26, 2013). "Soil Diversity and Hydration as Observed by ChemCam at Gale Crater, Mars". Science. 341 (6153): 1238670. Bibcode:2013Sci...341E...1M. doi:10.1126/science.1238670. PMID 24072924. S2CID 7418294.
  389. ^ Stolper, E.M.; Baker, M.B.; Newcombe, M.E.; Schmidt, M.E.; Treiman, A.H.; Cousin, A.; Dyar, M.D.; Fisk, M.R.; Gellert, R.; King, P.L.; Leshin, L.; Maurice, S.; McLennan, S.M.; Minitti, M.E.; Perrett, G.; Rowland, S.; Sautter, V.; Wiens, R.C.; MSL ScienceTeam (2013). "The Petrochemistry of Jake_M: A Martian Mugearite" (PDF). Science. AAAS. 341 (6153): 1239463. Bibcode:2013Sci...341E...4S. doi:10.1126/science.1239463. PMID 24072927. S2CID 16515295.
  390. ^ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (December 16, 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". NASA. Retrieved December 16, 2014.
  391. ^ Chang, Kenneth (December 16, 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". New York Times. Retrieved December 16, 2014.
  392. ^ Mahaffy, P. R.; et al. (December 16, 2014). "Mars Atmosphere – The imprint of atmospheric evolution in the D/H of Hesperian clay minerals on Mars" (PDF). Science. 347 (6220): 412–414. Bibcode:2015Sci...347..412M. doi:10.1126/science.1260291. PMID 25515119. S2CID 37075396.
  393. ^ Rincon, Paul (April 13, 2015). "Evidence of liquid water found on Mars". BBC News. Retrieved April 15, 2015.
  394. ^ Clavin, Whitney (October 8, 2015). "NASA's Curiosity Rover Team Confirms Ancient Lakes on Mars". NASA. Retrieved October 9, 2015.
  395. ^ Grotzinger, J.P. (October 9, 2015). "Deposition, exhumation, and paleoclimate of an ancient lake deposit, Gale crater, Mars". Science. 350 (6257): aac7575. Bibcode:2015Sci...350.7575G. doi:10.1126/science.aac7575. PMID 26450214. S2CID 586848.
  396. ^ Geological Society of America (November 3, 2018). "Evidence of outburst flooding indicates plentiful water on early Mars". EurekAlert!. Retrieved November 5, 2018.
  397. ^ Heydari, Ezat; et al. (November 4, 2018). "Significance of Flood Depositis in Gale Crater, Mars". Geological Society of America. Retrieved November 5, 2018.
  398. ^ Orosei R, Lauro SE, Pettinelli E, Cicchetti A, Coradini M, Cosciotti B, Di Paolo F, Flamini E, Mattei E, Pajola M, Soldovieri F, Cartacci M, Cassenti F, Frigeri A, Giuppi S, Martufi R, Masdea A, Mitri G, Nenna C, Noschese R, Restano M, Seu R (July 25, 2018). "Radar evidence of subglacial liquid water on Mars". Science. 361 (3699): 490–493. arXiv:2004.04587. Bibcode:2018Sci...361..490O. doi:10.1126/science.aar7268. hdl:11573/1148029. PMID 30045881. S2CID 206666385.
  399. ^ Halton, Mary (July 25, 2018). "Liquid water 'lake' revealed on Mars". BBC News. Retrieved July 25, 2018.

Bibliography

  • Boyce, Joseph, M. (2008). The Smithsonian Book of Mars; Konecky & Konecky: Old Saybrook, CT, ISBN 978-1-58834-074-0
  • Carr, Michael, H. (1996). Water on Mars; Oxford University Press: New York, ISBN 0-19-509938-9.
  • Carr, Michael, H. (2006). The Surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, ISBN 978-0-521-87201-0.
  • Hartmann, William, K. (2003). A Traveler’s Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet; Workman: New York, ISBN 0-7611-2606-6.
  • Hanlon, Michael (2004). The Real Mars: Spirit, Opportunity, Mars Express and the Quest to Explore the Red Planet; Constable: London, ISBN 1-84119-637-1.
  • Kargel, Jeffrey, S. (2004). Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, ISBN 1-85233-568-8.
  • Morton, Oliver (2003). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World; Picador: New York, ISBN 0-312-42261-X.
  • Sheehan, William (1996). The Planet Mars: A History of Observation and Discovery; University of Arizona Press: Tucson, AZ, ISBN 0-8165-1640-5.
  • Viking Orbiter Imaging Team (1980). Viking Orbiter Views of Mars, C.R. Spitzer, Ed.; NASA SP-441: Washington DC.

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  1. ^ Steigerwald, Bill (July 25, 2018). "Mars Terraforming Not Possible Using Present-Day Technology". NASA. Retrieved November 26, 2018.