Mars (planeta)

Charakterystyka orbity
Marsz
Mozaika złożona ze zdjęć wykonanych przez orbitę Viking 1 22 lutego 1980 roku.
Półoś wielka	227944000 km na południowy (1,523 71 w )
Aphelia	249230 000 km ( 1666 02 au )
Peryhelium	206655000 km ( 1381 4 au )
Obwód orbity	1429083000 km na południowy (9,552 83 w )
Ekscentryczność	0,09339
Okres rewolucji	686,885 d (≈ 1,88 a )
Okres synodyczny	779,804 d
Średnia prędkość orbitalna	24,080 2 km / s
Maksymalna prędkość orbitalna	26,503 km / s
Minimalna prędkość orbitalna	21,975 km / s
Nachylenie na ekliptyce	1,85 °
Węzeł wstępujący	49,6 °
Argument peryhelium	286,5 °
Znane satelity	2 ( Fobos , Deimos )
Charakterystyka fizyczna
Promień równikowy	3,396,2 ± 0,1 km (0,533 Ziemi)
Promień biegunowy	3,376,2 ± 0,1 km (0,531 Ziemi)
Wolumetryczny średni promień	3,389,5 km (0,532 Ziemi)
Spłaszczenie	0,00589 ± 0,00015
Obwód równikowy	21,344 km (0,5326 Ziemi)
Powierzchnia	144,798,500 km 2 (0,284 Ziemi)
Tom	1,631 8 × 10 11 km 3 (0,151 Ziemi)
Masa	6,418 5 × 10 23 kg (0,107 Ziemi)
Gęstość ogólna	3933,5 ± 0,4 kg / m 3
Grawitacja powierzchniowa	3,711 m / s 2 (0,379 g)
Prędkość zwolnienia	5,027 km / s
Okres rotacji ( dzień gwiazdowy )	1.025 957 d (24.622962 godz. )
Prędkość obrotowa (na równiku )	868,220 km / h
Pochylenie osi	25,19 °
Rektascensja bieguna północnego	317,68 °
Deklinacja bieguna północnego	52,89 °
Wizualne albedo geometryczne	0,15
Bond Albedo	0,25
Promieniowanie słoneczne	589,2 W / m 2 (0,431 Ziemi)
Temperatura równowagi ciała doskonale czarnego	210,1 K ( -62,9 ° C )
Temperatura powierzchni
• Maksymalna	293 K ( 20 ° C )
• Średnia	210 K ( -63 ° C )
• Minimum	130 K ( −143 ° C )
Charakterystyka atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne	610 (30 do 1155) Pa
Gęstość gruntu	0,020 kg / m 3
Masa całkowita	2,5 × 10 16 kg
Wysokość skali	11,1 km
Średnia masa molowa	43,34. g / mol
Dwutlenek węgla C.O 2	96, 0%
Argon Ar	1,93%
Azot N 2	1,89%
Tlen O 2	0,145%
Tlenek węgla CO	0,07%
Para wodna H 2 O	0,03%
Tlenek azotu NIE	130 ppm
Wodór cząsteczkowy H 2	15 ppm
Neon Ne	2,5 ppm
HDO ciężka woda	850 ppb
Krypton Kr	300 ppb
Methanal HCHO	130 ppb
Xenon Xe	80 ppb
Ozon O 3	30 ppb
Nadtlenek wodoru H 2 O 2	18 ppb
Metan C.H 4	10,5 ppb
Historia
Bóstwo babilońskie	Nergal
Greckie bóstwo	Ἄρης
Chińska nazwa (powiązany element)	Huǒxīng 火星(ogień)

Mars ( wymawiane po francusku : / maʁs / ) jest czwartą planetą w kolejności rosnącej odległości od Słońca i drugą w kolejności rosnącej wielkości i masy. Jej odległość od Słońca wynosi pomiędzy 1,381 i 1,666 AU (206,6 do 249200000 km), z okresem orbitalnym z 669.58 marsjańskich dni ( 686.71 dni lub 1,88 lat Ziemia).

Jest to planeta ziemska , podobnie jak Merkury , Wenus i Ziemia , około dziesięć razy mniej masywna niż Ziemia, ale dziesięć razy masywniejsza niż Księżyc . Jego topografia przedstawia analogie z Księżycem, poprzez jego kratery i baseny uderzeniowe , jak z Ziemią, z formacjami pochodzenia tektonicznego i klimatycznego , takimi jak wulkany , szczeliny , doliny , płaskowyże , pola wydmowe i polarne czapy lodowe . Najwyższy wulkan w Układzie Słonecznym , Olympus Mons (który jest wulkanem tarczowym ) i największy kanion , Valles Marineris , znajdują się na Marsie.

Mars ma teraz stracił prawie całą swoją działalność geologiczna wewnętrznego, a jedynie drobne zdarzenia nadal występują sporadycznie na jego powierzchni, takie jak osuwiska , prawdopodobnie gejzerów z CO 2w rejonach polarnych być może trzęsienia ziemi , a nawet rzadkie erupcje wulkanów w postaci niewielkich strumieni lawy .

Okres obrotu Marsa jest tego samego rzędu, jak na Ziemi, a jej nachylenie daje mu cykl pór podobnej do tej, którą znamy; sezony te charakteryzują się jednak ekscentrycznością orbity pięć i pół razy większą niż ziemska, stąd zauważalnie wyraźniejsza sezonowa asymetria między dwiema półkulami.

Marsa można obserwować gołym okiem, ze znacznie mniejszą jasnością niż Wenus, ale która podczas bliskich przeciwieństw może przekroczyć maksymalną jasność Jowisza , osiągając pozorną jasność -2,91, podczas gdy jego pozorna średnica waha się od 25,1 do 3,5 sekundy łukowe w zależności od tego, czy jego odległość od Ziemi waha się od 55,7 do 401,3 miliona kilometrów. Wizualnie Mars zawsze charakteryzował się czerwonym kolorem, ze względu na obfitość amorficznego hematytu - tlenku żelaza (III) - na jego powierzchni. Z tego powodu kojarzono go z wojną od czasów starożytnych , stąd jego nazwa na Zachodzie od imienia boga wojny Marsa w mitologii rzymskiej , zasymilowanego do boga Aresa w mitologii greckiej . W języku francuskim Mars jest często nazywany „czerwoną planetą” ze względu na ten szczególny kolor.

Przed przelotem Marinera 4 w. Na Marsa1965wierzono, że na powierzchni znajduje się woda w stanie ciekłym i mogły tam rozwinąć się formy życia podobne do tych, które istnieją na Ziemi, co jest bardzo płodnym tematem w science fiction . Sezonowe wahania albedo na powierzchni planety przypisywano roślinności, podczas gdy prostoliniowe formacje widoczne w ówczesnych okularach astronomicznych i teleskopach zostały zinterpretowane, zwłaszcza przez amerykańskiego astronoma amatora Percivala Lowella , jako nawadnianie kanałów przecinające pustynne obszary z wodą z czap polarnych. Wszystkie te spekulacje zostały zmiecione przez sondy kosmiczne, które badały Marsa: od1965, Mariner 4 odkrył planetę pozbawione globalnej magnetycznego pola, z kraterami powierzchni przypomina Księżyc oraz cienkiej atmosferze .

Od tego czasu Mars był przedmiotem bardziej ambitnych programów eksploracyjnych niż jakikolwiek inny obiekt w Układzie Słonecznym: spośród wszystkich znanych nam gwiazd to właśnie ten, który przedstawia środowisko najbardziej podobieństwa do tego na naszej planecie. . Ta intensywna eksploracja dała nam znacznie lepsze zrozumienie historii geologicznej Marsa, ujawniając w szczególności istnienie odległej epoki - Noahickiej - gdzie warunki powierzchniowe musiały być bardzo podobne do tych na Ziemi w tym samym czasie, z obecnością dużych ilości wody w stanie ciekłym; sonda Phoenix została odkryta w ten sposób latem2008woda lodowa płytka w glebie Vastitas Borealis .

Mars ma dwa małe naturalne satelity , Fobosa i Deimosa .

Cechy fizyczne i orbitalne

Czwarta planeta w Układzie Słonecznym w kolejności rosnącej odległości od Słońca , Mars jest planetą ziemską o połowę mniejszą od Ziemi i prawie dziesięciokrotnie mniej masywną, której powierzchnia jest nieco mniejsza niż powierzchnia lądowa naszej planety ( 144,8 w porównaniu z 148,9 mln kilometrów kwadratowych). Grawitacja jest jedna trzecia, że na Ziemi, lub dwa razy, że na Księżycu, podczas gdy czas trwania marsjańskiego dnia słonecznego, zwany ziemia , przekracza naziemnej dzień przez prawie 40 minut. Mars jest półtora raza dalej od Słońca niż Ziemia na orbicie zasadniczo eliptycznej i otrzymuje, w zależności od swojego położenia na tej orbicie, od dwóch do trzech razy mniej energii słonecznej niż nasza planeta. Atmosferze Mars jest ponad 150 razy mniej gęsty niż nasz, a tym samym wywoływania tylko bardzo ograniczony efekt cieplarniany , to słabe promieniowanie słoneczne wyjaśnia dlaczego średnia temperatura Mars około -65 ° C .

Poniższa tabela porównuje wartości niektórych parametrów fizycznych między Marsem a Ziemią:

własność	Wartość marsjańska	Wartość naziemna	% Mars / Ziemia
Promień równikowy	3396,2 ± 0,1 km	6 378,1 km	53, 3%
Promień biegunowy	3376,2 ± 0,1 km	6356,8 km	53,1%
Wolumetryczny średni promień	3389,5 km	6.371,0 km	53, 2%
Powierzchnia	144 798 500 km 2	510 072 000 km 2	28,4%
Tom	1,631 8 × 10 11 km 3	1.083 207 3 × 10 12 km 3	15,1%
Masa	6418 5 × 10 23 kg	5,973 6 × 10 24 kg	10,7%
Średnia gęstość	3933,5 ± 0,4 kg / m 3	5515 kg / m 3	71, 3%
Grawitacja powierzchniowa na równiku	3711 m / s 2	9,780 327 m / s 2	37,9%
Prędkość zwolnienia	5027 m / s	11 186 m / s	44,9%
Okres rotacji gwiazdowej	1,025 956 75 d ≈ 88642,663 s	86 164,098 903 691 s	102,9%
Czas trwania dnia słonecznego	1 sol ≈ 1,027 491 25 d ≈ 88775,244 s	1 d = 86 400 s	102,75%
Pochylenie osi	25,19 °	23,439 281 °	-
Bond Albedo	0,25	0.29	-
Wizualne albedo geometryczne	0,15	0,367	-
Półoś z orbity	227 939 100 km	149.597.887,5 km	152,4%
Ekscentryczność orbity	0,093 315	0,016 710 219	558,4%
Okres orbitalny	668.599 1 zoli ≈ 686,971 d	365,256 366 d	188,1%
Aphelia	249 209 300 km	152097701 km	163, 8%
Peryhelium	206 669 000 km	147.098.074 km	140,5%
Promieniowania słonecznego	492 do 715 W / m 2	1321 do 1413 W / m 2	-
Średnia temperatura gruntu	-63 ° C ≈ 210 K.	14 ° C ≈ 287 K.	-
Najwyższa temperatura	20 ° C ≈ 293 K.	58 ° C ≈ 331 K.	-
Najniższa temperatura	-133 ° C ≈ 140 K.	-89 ° C ≈ 184 K.	-

Cienka atmosfera Marsa, w której pojawiają się obfite lokalnie chmury , jest siedliskiem szczególnej meteorologii, zdominowanej przez burze piaskowe, które czasami przesłaniają całą planetę. Jego ekscentryczność orbity , pięć razy większa niż ziemska, jest źródłem bardzo wrażliwej asymetrii sezonowej na Marsie: na półkuli północnej najdłuższą porą roku jest wiosna (198,6 dnia), która przekracza najkrótszy (jesień, 146,6 dnia) ) o 35,5%; na Ziemi lato na półkuli północnej, najdłuższy sezon, przekracza długość zimy tylko o 5%. Ta osobliwość wyjaśnia również, dlaczego obszar południowej czapy polarnej jest znacznie mniejszy latem niż borealnej czapy polarnej.

Średnia odległość od Marsa do Słońca wynosi około 227,937 milionów kilometrów, czyli 1,523 7 AU . Odległość ta waha się między peryhelium 1,381 AU a aphelium 1,666 AU, co odpowiada mimośrodowi orbity 0,093315 . Okres orbitalny Marsa to 686,96 dni ziemskich, czyli 1880 8 lat ziemskich, a dzień słoneczny trwa 24 h 39 min 35,244 s .

Odmiany mimośrodowości

Z siedmiu innych planet Układu Słonecznego tylko Merkury ma wyższy ekscentryczność niż Mars. Jednak w przeszłości orbita Marsa byłaby bardziej kołowa niż obecnie, z ekscentrycznością około 0,002 1,35 miliona lat temu. Ekscentryczność Marsa będzie ewoluować w dwóch nałożonych na siebie cyklach, pierwszym z okresu 96 000 lat i drugim z okresu 2 200 000 lat, tak więc oczekuje się, że będzie dalej wzrastać w ciągu następnych 25 000 lat.

Różnice w pochyleniu

Skosu odnosi się do nachylenia osi obrotu planety w jej płaszczyźnie orbity wokół słońca . Mars ma obecnie nachylenie 25,19 °, zbliżone do Ziemi, ale doświadcza okresowych zmian w wyniku oddziaływań grawitacyjnych z innymi planetami w Układzie Słonecznym . Te cykliczne zmiany były oceniane przez symulacje komputerowe z lat1970mając okres 120000 lat, sam wpisuje się w supercykl trwający 1,2 miliona lat z ekstremalnymi wartościami 14,9 ° i 35,5 °. Na ten zbiór nałożony zostałby jeszcze dłuższy cykl, rzędu 10 milionów lat, z powodu rezonansu orbitalnego między obrotem planety a jej orbitą wokół Słońca, który prawdopodobnie doprowadziłby tylko do 40 ° nachylenia Marsa. 5 milionów lat temu. Nowsze symulacje, przeprowadzone na początku lat1990ponadto ujawnił chaotyczne zmiany nachylenia Marsa, których możliwe wartości mieściłyby się między 11 ° a 49 ° .

Te symulacje numeryczne, bardziej udoskonalone przy użyciu danych zebranych przez sondy marsjańskie z lat 90. i 2000, uwydatniły przewagę chaotycznych zmian nachylenia Marsa, gdy tylko cofniemy się o kilka milionów lat, co powoduje losowe oszacowanie wartości nachylenie wykraczające poza kilkadziesiąt milionów lat w przeszłości lub w przyszłości. W ten sposób europejski zespół oszacował prawdopodobieństwo, że nachylenie Marsa osiągnęło co najmniej 60 ° w ciągu ostatniego miliarda lat na 63% i ponad 89% w ciągu ostatnich trzech miliardów lat.

Te zmiany nachylenia wywołują bardzo znaczące zmiany klimatyczne na powierzchni planety, wpływając w szczególności na rozmieszczenie lodu wodnego według szerokości geograficznych. Zatem lód ma tendencję do gromadzenia się na biegunach w okresie niskiego nachylenia, jak obecnie, podczas gdy ma tendencję do migracji na małych szerokościach geograficznych w okresie silnego nachylenia. Dane gromadzone od początku wieku pokazują, że Mars wyłoniłby się właśnie w tym momencie z „epoki lodowcowej”, w szczególności z powodu obserwacji struktur lodowcowych (w szczególności lodowców, fragmentów kry lodowej i wiecznej zmarzliny) do do 30 ° szerokości geograficznej, na których wydaje się, że występuje aktywna erozja.

Ponieważ średnie ciśnienie atmosferyczne na gruncie zależy od ilości dwutlenku węgla zamarzniętego na biegunach, zmiany nachylenia mają również wpływ na całkowitą masę atmosfery Marsa , średnie ciśnienie atmosferyczne może nawet spaść w okresie niskiego nachylenia przy jedynie 30 Pa (prawie 5% obecnej standardowym ciśnieniem atmosferycznym) i indukować ocieplenie 20 do 30 K marsjańskiego podłoża przez zmniejszenie przewodności cieplnej w regolitem którego średnia porów wielkość jest porównywalna do średniej drogi swobodnej od cząsteczki gazu w tak rozrzedzonej atmosferze, które blokowałyby rozpraszanie „przepływu aréotermicznego”, czyli przepływu geotermalnego z Marsa. Takie ocieplenie mogłoby wyjaśnić wiele formacji geologicznych obejmujących podłoże obciążone wodą w stanie ciekłym, bez konieczności odwoływania się do wzrostu ciśnienia atmosferycznego lub przepływu termicznego planety w przeszłości.

Opozycje Ziemia-Mars

Mars to najbliższa Ziemi planeta zewnętrzna. Odległość między dwiema planetami jest najmniejsza, gdy Mars znajduje się w opozycji , to znaczy, gdy Ziemia jest umieszczona między Marsem a Słońcem. Jednak biorąc pod uwagę nachylenie orbity i ekscentryczność , dokładny czas, w którym Mars znajduje się najbliżej Ziemi, może różnić się o kilka dni od czasu astronomicznego opozycji. Stąd opozycja 28 sierpnia 2003odbyło się dokładnie o 17:58:49 UTC . podczas gdy najbliższa odległość między dwiema planetami miała miejsce dzień wcześniej,27 sierpnia 2003o 9:51:14 UTC (dane IMCCE ).

Te opozycje pojawiają się mniej więcej co 780 dni, ostatnie dwa miały miejsce w dniu 29 stycznia 2010 i 3 marca 2012 r.

Biorąc pod uwagę odpowiednią mimośrodowość orbit Marsa i Ziemi, odległość Ziemia-Mars nie jest stała dla każdego opozycji. Ekscentryczność Marsa jest większa niż Ziemi, więc przybliżenie to jest najbardziej korzystne , gdy Mars znajduje się w peryhelium . Taka sytuacja ma miejsce mniej więcej co piętnaście lat, po siedmiu opozycjach. Tak więc, 27 sierpnia 2003 r. O godzinie 9 h 51 min i 14 s UTC , Mars był odległy od Ziemi o 55,758 miliona kilometrów, czyli 0,372 7 AU ; jest to najbliższa odległość między Marsem a Ziemią od 59 618 lat. Jeszcze bliższe podejście planowane jest na 28 sierpnia 2287 r. , Na dystansie 55,688 mln kilometrów.

Minimalne odległości Ziemia-Mars

Przestarzały	Odległość ( do )	Odległość (10 9 m )	Pozorna średnica
27 sierpnia 2003	0,372719	55,758	25,13 "
15 sierpnia 2050 r	0,374041	55.957	25,04 "
30 sierpnia 2082	0.373564	55.884	25,08 "
19 sierpnia 2129	0.373276	55.841	25,10 "
24 sierpnia 2208	0,372794	55,769	25,13 "
28 sierpnia 2287	0,372254	55,688	25,16 "

Biorąc pod uwagę wpływy grawitacyjne innych planet na ekscentryczność orbity Marsa, która będzie nadal nieznacznie wzrastać przez następne 25 000 lat, można przewidzieć jeszcze dokładniejsze przybliżenia: 55,652 mln km 3 września, 2650 i 55,651 mln km na 8 września 2729 .

Geografia Marsa

Mapa z komentarzami przedstawiająca główne formy terenu Marsa

Badania geografii Marsa sięgają wczesnych lat 70. XX wieku przy użyciu sondy Mariner 9 , która umożliwiła mapowanie prawie całej powierzchni Marsa z doskonałą rozdzielczością na tamte czasy. To właśnie dane zebrane przy tej okazji były podstawą programu Viking w szczególności do rozwoju jego misji Viking 1 i Viking 2 . Znajomość topografii Marsa dokonała spektakularnego skoku pod koniec lat 90. dzięki instrumentowi MOLA ( Mars Orbiter Laser Altimeter ) firmy Mars Global Surveyor , który umożliwił dostęp do odczytów wysokościowych o bardzo wysokiej dokładności na całej powierzchni Marsa.

Repozytoria

Na Marsie południk 0 to ten, który przechodzi przez środek krateru Airy-0 .

W układzie planetocentrycznym, opracowanym na podstawie danych uzyskanych przez MOLA z MGS i obecnie najczęściej używanym, współrzędne geograficzne są wyrażane na Marsie w systemie dziesiętnym - a nie w systemie sześćdziesiętnym używanym na Ziemi - ze wzrostem długości geograficznej na wschód od 0 do 360 ° E , kąty są obliczane z płaszczyzny równikowej dla szerokości geograficznych i z południka 0 dla długości geograficznych.

W układzie planetograficznym, opracowanym na podstawie danych zebranych przez Marinera 9 i coraz rzadziej używanych obecnie, współrzędne są wyrażone w postaci dziesiętnej, przy czym długości wzrastają w kierunku zachodnim od 0 do 360 ° W zgodnie z siatką rzutowaną na powierzchnię planety. planeta. W praktyce długości geograficzne planetograficzne i planetocentryczne można łatwo wywnioskować ze siebie nawzajem, z drugiej strony szerokości geograficzne planetograficzne mogą być wyższe od szerokości planetocentrycznych o więcej niż jedną trzecią stopnia w wartości bezwzględnej .

Poziom odniesienia wysokości marsjańskich został ze swej strony arbitralnie zdefiniowany jako wysokość, na której średnie ciśnienie atmosferyczne wynosi 610 Pa . Umożliwia to formalne zdefiniowanie globalnej powierzchni ekwipotencjalnej, z której można obliczyć wysokości w każdym punkcie planety, chociaż w praktyce wyznaczenie tej powierzchni jest raczej nieprecyzyjne ze względu na duże sezonowe wahania ciśnienia atmosferycznego. fakt, że dwutlenek węgla , główny składnik atmosfery Marsa , jest w równowadze z dwutlenkiem węgla zamarzniętym na biegunach, stan równowagi, który zmienia się w ciągu roku wraz z porami roku.

Czworokąty

Aby ustrukturyzować badanie, powierzchnia Marsa została podzielona przez USGS na 30 regionów o podobnej wielkości, 15 na półkulę, których topografia została ustalona przez MOLA of Mars Global Surveyor, a następnie THEMIS of Mars Odyssey jest dostępny w Internecie pod nazwą karty po 1 ⁄ 5 000 000 . Każdy z tych czworokątów został nazwany na cześć jednej z charakterystycznych płaskorzeźb, ale w literaturze często występuje do nich numer poprzedzony kodem „MC” oznaczającym mapę Marsa .

Ten podział na czworokąty jest ogólną metodą mapowania, najpierw opracowaną na Ziemi w różnych skalach, a następnie stopniowo rozszerzoną na planety Układu Słonecznego, dla których istnieje wystarczająca ilość danych geograficznych, które wymagają ustrukturyzowania. Venus została podzielona na osiem czworokątów do 1 / 10000000 i czworokąty 62 do 1 / 5000000 .

Godne uwagi cechy

Mapa obok pozwala zlokalizować główne regiony Marsa, w szczególności:

dychotomia skorupy ziemskiej między półkulą północną i południową,
duże baseny uderzeniowe na półkuli południowej, Argyre - 50 ° S i 316 ° E , Hellas - 42,7 ° S i 70 ° E , a na północy Utopia Planitia - 49,7 ° N i 118 ° E ,
wybrzuszenie z Tharsis i trzy wulkany Tharsis Montes jak również Olympus Mons i Alba Mons , na półkuli północnej po lewej stronie, a po prawej wulkanów z Elizjum , niedaleko Utopii ,
system Canyon Valles Marineris , począwszy od obszaru Tharsis do małego zbiornika oddziaływania Chryse Planitia , wokół 15 ° c do 300 ° E .

Najbardziej uderzającą cechą marsjańskiej geografii jest „dychotomia skorupy ziemskiej”, to znaczy bardzo wyraźna opozycja między z jednej strony północną półkulą złożoną z rozległej, gładkiej równiny na wysokości pół mili. -D tuzin kilometry poniżej poziomu odniesienia, az drugiej strony półkula południowa utworzona z często wysokich i bardzo kraterowanych płaskorzeźb, które lokalnie mogą być dość nierówne. Te dwa obszary geograficzne są oddzielone bardzo wyraźną granicą, lekko ukośną na równiku. Dwa wulkaniczne regiony blisko siebie leżą dokładnie na tej geologicznej granicy, z których jeden jest ogromny zapas 5.500 km na południowy w średnicy, wybrzuszenie Tharsis , którego zachód pół obejmuje kilkanaście wulkanów. Główną wśród których Olympus Mons , natomiast w regionie południowej składa się z ogromnej liczby poważnych plateau wulkanicznych jak Syria Planum i Solis Planum i wschodniej części oznaczony przez system kaniony z Valles Marineris rozciągających się na wschodzie sieć Noctis Labyrinthus . Dwa duże baseny uderzeniowe są wyraźnie widoczne na półkuli południowej, Argyre Planitia, a przede wszystkim Hellas Planitia , na dnie których największą głębokość odnotowano na powierzchni Marsa, na wysokości −8200 m nad poziomem odniesienia. Najwyższy punkt znajduje się na szczycie Olympus Mons , 21 229 m nad poziomem odniesienia; pięć z sześciu najwyższych gór Układu Słonecznego to w rzeczywistości marsjańskie wulkany, z których cztery znajdują się na zgrubieniu Tharsis, a piąta w drugim wulkanicznym regionie Marsa, Elysium Planitia .

Geneza marsjańskiej dychotomii

Zaproponowano dwa rodzaje scenariuszy, aby wyjaśnić tę sytuację. Pierwszy opiera się na wewnętrznej dynamiki planety, że konwekcyjne ruchy w płaszczu i Zarys tektoniki płyt , jak formacji lądowych Superkontynent u zarania historii naszej planety. Drugi opiera się na jednym lub kilku dużych uderzeniach powodujących stopienie kory na półkuli północnej. Badanie basenów uderzeniowych zakopanych pod powierzchnią umożliwiło również ustalenie, że dychotomia skorupy marsjańskiej datuje się na ponad cztery miliardy lat przed teraźniejszością, a zatem jest strukturą odziedziczoną po pierwszych wiekach naszej planety. Pewne nowsze formacje na pograniczu obu domen sugerują również izostatyczną relaksację południowych wyżyn po wulkanicznym wypełnieniu zagłębienia półkuli północnej, co również przemawia za wielką epoką tej dychotomii.

Atmosfera, klimat i promieniowanie

Atmosfera

Dokładne ciśnienie i skład atmosfery Marsa znane są z pierwszych analiz in situ przeprowadzonych w 1976 roku przez lądowniki z sond Viking 1 i Viking 2 . Pierwszym obserwatorem, który założył istnienie atmosfery wokół Marsa, był niemiecko-brytyjski astronom (i kompozytor) William Herschel, który w 1783 roku przypisał marsjańskiej meteorologii pewne zmiany obserwowane na powierzchni planety, w tym białe kropki interpretowane jako chmury. Hipoteza ta została zakwestionowana na początku następnego stulecia wraz z postępem zwierciadła teleskopu , które zapewniło lepszą jakość obrazów, które wydawały się bardziej statyczne, aż pod koniec XIX wieku wybuchła debata na temat realności kanałów marsjańskich obserwowanych we Włoszech. i spopularyzowany przez amerykańskiego astronoma amatora Percivala Lowella . Inny Amerykanin, William Wallace Campbell , astronom z zawodu i pionier spektroskopii , pozostał sceptyczny co do istnienia znaczącej atmosfery wokół Marsa i ogłosił podczas sprzeciwu w 1909 roku, że nie był w stanie wykryć żadnego śladu pary wodnej w tej możliwej atmosferze ; jego rodak Vesto Slipher , który popierał teorię kanałów (patrz kanały marsjańskie ), zapowiedział coś przeciwnego. W oparciu o ALBEDO odmian marsjańskiej płyty Percival Lowell oszacowano w 1908 roku pod ciśnieniem atmosferycznym na ziemi na 87 m bar ( 8700 Pa ), wartość, która pozostaje bardziej lub mniej odniesienia aż do pomiarów wykonanych przez Mariner sondy. 4 w 1965. Trudność w analizie składu marsjańskiej atmosfery metodą spektroskopii była wówczas generalnie przypisywana obecności diazotu , trudnej do scharakteryzowania tą techniką, i tak oto francuski astronom Gérard de Vaucouleurs , który pracował wówczas w Anglii w 1950 r. wysunięto pomysł, że atmosfera Marsa składa się w 98,5% z azotu , 1,2% z argonu i 0,25% z dwutlenku węgla . W McDonald Observatory w Teksasie urodzony w Holandii amerykański astronom Gerard Kuiper ustalił w 1952 roku na podstawie widma w podczerwieni Marsa, że dwutlenek węgla występuje co najmniej dwa razy częściej w atmosferze Marsa niż w ziemskiej, stanowiącej esencję tej atmosfery. być, podobnie jak nasz, utworzony według niego z azotu .

Fizyczne i chemiczne właściwości

Teraz wiemy, że Mars ma rzadką atmosferę, której średnie ciśnienie na marsjańskim poziomie odniesienia z definicji wynosi 610 Pa , a średnia temperatura wynosi 210 K ( -63 ° C ). Składa się głównie z dwutlenku węgla CO 2(96,0 ± 0,7%), argon Ar (1,93 ± 0,01%) i azot N 2(1,89 ± 0,03%). Następnie pojawia się tlen O 2(0,145 ± 0,009%), tlenek węgla CO (<0,1%), para wodna H 2 O(0,03%) i tlenek azotu NO (0,013%). Różne inne gazy są obecne w śladowych ilościach, w stężeniach nigdy nie przekraczających kilku części na milion , w tym neon Ne, krypton Kr, metanal (formaldehyd) HCHO, ksenon Xe, ozon O 3i metan CH 4przy czym średnie stężenie w atmosferze tego ostatniego jest rzędu 10,5 ppb . Średnia masa molowa składników gazowych w atmosferze Mars mówi się 43,34 g / mol .

Biorąc pod uwagę niską grawitację na powierzchni Marsa, skala wysokości tej atmosfery wynosi 11 km , ponad półtora raza większej niż ziemska, która ma tylko 7 km . Wykrywa się ciśnienie w zakresie od powierzchni tylko 30 Pa w górę Olympus Mons i do 1155 Pa w najniższym punkcie zbiornika oddziaływania z Hellas Planitia .

Początek 2004The PFS podczerwieni spektrometr europejskiego sondy Mars Express wykrył niskie stężenia metanu (10 ppb ) i formaldehydu (130 ppb ) w marsjańskiej atmosfery. Ponieważ metan jest niszczony przez promieniowanie ultrafioletowe już po 340 latach, jego obecność sugeruje istnienie wewnętrznego źródła. Głęboka aktywność geotermalna , wieczna zmarzlina bombardowana przez wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego i metanogenne mikrobiologiczne formy życia są prawdopodobnymi źródłami. Co więcej, biorąc pod uwagę, że formaldehyd, którego żywotność wynosi zaledwie 7 godzin, jest wytwarzany przez utlenianie metanu, źródeł tych musi być jeszcze więcej. Zatem zgodnie z tą hipotezą roczną produkcję metanu szacuje się na 2,5 mln ton.

Chmury

Bardzo czysta woda może istnieć tylko w stanie ciekłym poniżej marsjańskiego poziomu odniesienia , który w przybliżeniu odpowiada ciśnieniu potrójnego punktu wody, tj. 611,73 Pa : na tym poziomie, jeśli temperatura jest wystarczająca ( 0 ° C dla czystej wody , ale tylko 250 K ( −23 ° C ) dla wielu roztworów soli, a nawet 210 K ( −63 ° C ) dla niektórych mieszanin roztworów kwasu siarkowego H 2 SO 4), wodę można znaleźć w trzech stanach skupienia (gaz, ciecz i ciało stałe). Z drugiej strony powyżej tego poziomu, a zwłaszcza w atmosferze, może istnieć tylko w stanie pary wodnej , która czasami skrapla się w lód, tworząc chmury kryształów H 2 O.bardzo podobny wyglądem do naszych chmur Cirrus , zwykle na wysokości od 10 do 20 km ; np zaobserwowano takie chmury na zboczach wielkich wulkanów wypukłości Tharsis lub Elysium Planitia Widoczne przez teleskop z Ziemi w XIX th wieku, chmury przywiązanie do góry Olympus Mons został zabrany do śniegu, stąd nazwa Nix Olympica, która została podarowana temu regionowi przez Giovanniego Schiaparelliego .

Chmury widziane przez łazika ciekawości

Ale dwutlenek węgla tworzy również chmury złożone z kryształów CO 2 .o średnicy przekraczającej 1 µm , na wzniesieniach wyższych niż te wykonane z lodu wodnego; instrument OMEGA sondy Mars Express określony przez2007że chmury te są w stanie pochłonąć do 40% promieniowania słonecznego, powodując spadek temperatury pod tymi chmurami o 10 K , co nie pozostaje bez wpływu na klimat Marsa, w szczególności na jego reżim wiatrowy.

Kurz

Szczególną cechą marsjańskiej atmosfery jest to, że jest ona stale naładowana pyłem, którego ziarna mają średnią średnicę około 1,5 µm , odpowiedzialną za ochrową barwę marsjańskiego nieba. Pył ten jest stale wtryskiwany do atmosfery przez wiry pyłu (powszechnie określane jako diabły pyłowe ), takie jak ten obserwowany poniżej przez łazik Spirit na12 marca 2005 ; strzały trwają łącznie 575 s (co wskazuje licznik w lewym dolnym rogu), a trzy kolejne wiry są przez chwilę widoczne w oddali w prawej połowie kadru, na początku sekwencji, a następnie w pobliżu głównej wir, a na samym końcu:

Film przedstawiający ruch wiru pyłowego.

Takie trąby powietrzne są dalekie od anegdot; zarówno ich trwałość, jak i ich nagromadzenie prowadzą do pylenia znacznych objętości atmosfery, co ilustruje uderzający obraz (obok), na którym widzimy mnóstwo czarnych śladów pozostawionych przez wiry, które porywały warstwę pyłu powierzchowną, pomarańczowo-czerwoną charakterystyczny dla tlenku żelaza (III) Fe 2 O 3( hematyt ) bezpostaciowy, odsłaniający głębsze warstwy ciemniejszego piasku, prawdopodobnie związane z sąsiednim regionem wulkanicznym Syrtis Major Planum . Uniesiona w ten sposób warstwa kurzu nigdy nie jest bardzo masywna; badanie wielkiej globalnej burzy2001, podczas którego pył dotarł do wszystkich warstw atmosfery na wysokość do 60 km n.p.m., doprowadziło do oszacowania, że gdyby cały wzniesiony wówczas pył osadzał się równomiernie między 58 ° N a 58 ° S , utworzyłby tylko warstwę o grubości 3 µm . Dynamika pyłu w atmosferze Marsa jest uwarunkowana cienkością tej atmosfery i niską grawitacją na powierzchni planety. Tak więc, chociaż ziarna marsjańskiego pyłu mają zwykle średnicę kilku mikrometrów , obliczono, że ziarna 20 μm mogą być unoszone przez wiatr o prędkości zaledwie 2 m / si utrzymywane w zawiesinie przez czas nieokreślony dzięki turbulencjom wynoszącym zaledwie 0,8 m / s. s .

Cząsteczki pyłu zawieszone w atmosferze są odpowiedzialne za rdzawy kolor tego ostatniego, który zmienia kolor na niebieski wokół zachodzącego słońca, jak odkryły sondy Viking 1 i Viking 2 , a następujące sondy dobrze zilustrowały poniżej:

Marsjańskie niebo w południe i o zmierzchu widziane przez Mars Pathfinder w1999.

Obserwacja aktywności atmosferycznej Marsa za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w latach 1996-1997, kiedy planeta odsłoniła swój biegun północny wczesną wiosną, pozwoliła na podkreślenie roli sublimacji czap polarnych w tworzeniu mas powietrza. u źródła wiatrów, które unoszą duże ilości pyłu i mogą wywołać prawdziwe burze piaskowe w skali całej planety, takie jak ta, która dotknęła całą marsjańską atmosferę latem 2001 roku.

Pogoda

Ze względu na większą odległość od Słońca niż Ziemia , Mars otrzymuje od Słońca energię wahającą się od 492 do 715 W / m 2 w zależności od jego położenia na orbicie, w porównaniu z od 1321 do 1413 W / m 2 dla Ziemi. , to znaczy od 37,2% do 50,6% odpowiednio między aphelium i peryhelium . Atmosfera marsjańska jest ponad 150 razy mniej gęsta niż ziemska, co powoduje jedynie znikomy efekt cieplarniany , skąd średnia temperatura na powierzchni Marsa wynosi około Model: Nor ( -63 ° C ), ze znacznymi dziennymi wahaniami spowodowanymi do małej bezwładności cieplnej tej atmosfery: Viking 1 Lander odnotował w ten sposób dzienne wahania zwykle w zakresie od 184 do 242 K lub od -89 do -31 ° C , podczas gdy ekstremalne temperatury - dość zmienne w zależności od źródła - byłyby w przybliżeniu 130 i 297 K , to znaczy, rzędu -145 i 25 ° C .

pory roku

Sezon (półkula północna)	Czas trwania na Marsie		Czas trwania na Ziemi
Sezon (półkula północna)	Gleby	Dni	Czas trwania na Ziemi
Wiosna	193,30	198,614	92,764
Lato	178,64	183,551	93,647
spadek	142,70	146,623	89,836
Zimowy	153,95	158.182	88,997
Rok	668,59	686,97	365,25

Nachylenie Mars jest bliska z ziemi (odpowiednio 25,19 ° na 23,44 ° ) ale mimośród z marsjańskiej orbity jest znacznie wyższy (0,09332 przeciw 0.01671 do Ziemi), tak że jeśli Mars ma pory podobne do tych z Ziemi mają one bardzo nierówną intensywność i czas trwania w ciągu roku marsjańskiego (patrz tabela obok).

Półkula północna doświadcza zatem mniej wyraźnych sezonów niż półkula południowa, ponieważ Mars znajduje się na aphelium późną wiosną, a peryhelium pod koniec jesieni, co skutkuje krótkimi, łagodnymi zimami i latami. wiosna trwa o 52 dni dłużej niż jesień. I odwrotnie, na półkuli południowej występują bardzo wyraźne pory roku, z długimi i bardzo mroźnymi zimami, podczas gdy lata są krótkie i gorętsze niż na półkuli północnej. Dlatego właśnie na półkuli południowej obserwujemy największe różnice temperatur.

Symulator nasłonecznienia Mars24 NASA podaje półkuli północnej następujące daty rozpoczęcia każdego sezonu:

Wiosna	21 stycznia 2006	9 grudnia 2007	26 października 2009	13 września 2011	31 lipca 2013	18 czerwca 2015
Lato	7 sierpnia 2006	24 czerwca 2008	12 maja 2010	29 marca 2012 r	14 lutego 2014	2 stycznia 2016 r
spadek	7 lutego 2007	25 grudnia 2008	12 listopada 2010	29 września 2012	17 sierpnia 2014	4 lipca 2016 r
Zimowy	4 lipca 2007	21 maja 2009	7 kwietnia 2011	22 lutego 2013	10 stycznia 2015	27 listopada 2016 r

Pod koniec australijskiej wiosny, kiedy Mars jest najbliżej Słońca, pojawiają się lokalne, a czasem regionalne burze. W wyjątkowych przypadkach burze te mogą stać się globalne i trwać kilka miesięcy, jak miało to miejsce w przypadku1971 i, w mniejszym stopniu, w 2001. Następnie unoszą się drobne ziarenka pyłu, przez co powierzchnia Marsa jest prawie niewidoczna. Te burze piaskowe zwykle zaczynają się w Basenie Hellas . Istotne różnice termiczne obserwowane między biegunem a sąsiednimi regionami powodują silne wiatry powodujące wypiętrzenie drobnych cząstek w atmosferze. Podczas globalnych burz zjawisko to powoduje znaczne zmiany klimatyczne: unoszący się w powietrzu pył absorbuje promieniowanie słoneczne, ogrzewając w ten sposób atmosferę i jednocześnie zmniejszając nasłonecznienie gruntu. Więc podczas burzy2001Temperatura powietrza wzrosła do 30 K , gdy temperatura obniża się do grunt 10 K .

Na Marsie jest tylko jedna komórka Hadleya, ale znacznie bardziej zaznaczona pod względem wysokości i amplitudy, łącząca dwie półkule i cofająca się dwa razy w roku.

Wreszcie nachylenie planety, które nie jest stabilizowane przez obecność masywnego satelity, jak ma to miejsce w przypadku Ziemi, podlega chaotycznemu reżimowi, zgodnie z cyklicznością około 120 000 lat. Oscyluje między 0 ° a 60 ° i zna względnie ustabilizowane fazy przeplatane nagłymi zmianami, które całkowicie zaburzają klimat Marsa.

Zimowa kondensacja atmosfery na biegunach

Jedną z unikalnych cech planety Mars jest to, że znaczna część jej atmosfery kondensuje się naprzemiennie na biegunie południowym i biegunie północnym odpowiednio podczas zimy południowej i zimy borealnej. W warunkach zimowych w bieguny - - ciśnienie i temperatura są rzeczywiście korzystne kondensację dwutlenku węgla : the ciśnienie pary nasyconej w CO 2przy 150 K ( −123 ° C ) przypada na około 800 Pa i spada do zaledwie 400 Pa przy 145 K ( −128 ° C ), które są typowymi temperaturami podczas południowej zimy; jest kondensacji z CO 2gdy tylko ciśnienie cząstkowe tego gazu przekroczy prężność pary nasyconej odpowiadającą temperaturze, w której się znajduje.

Sonda Viking 1 mierzono ciśnienie atmosferyczne, w ciągu całego roku w punktu lądowania przy 22.697 ° 312.778 ° LP w zbiorniku z Chryse Planitia na wysokości około 3300 m, w odniesieniu do poziomu odniesienia . Wykazano, że średnie ciśnienie atmosferyczne zmienia się przez cały rok w zależności od pór roku, z przybliżonymi wartościami w postaci okrągłych 850 Pa wiosną, 680 Pa latem, 900 Pa jesienią i 800 Pa zimą: te zmiany są łatwe wyjaśniono, jeśli weźmiemy pod uwagę, że czapka zimowa południowa skrapla masę suchego lodu większą niż czapka zimowa północna, podczas gdy jesienią na półkuli północnej większość czapki południowej uległa sublimacji, gdy czapka borealna dopiero zaczyna się kondensować .

Czapki polarne

Polarne czapy lodowe Mars zaobserwowano po raz pierwszy w połowie XVII -go wieku przez Jean-Dominique Cassini i Christiaan Huygens . Ich wielkość zmienia się znacznie w zależności od pory roku w wyniku wymiany dwutlenku węgla i wody z atmosferą. W ten sposób można wyróżnić na obu półkulach tak zwaną czapę polarną „szczątkową” lub „letnią”, która utrzymuje się przez całe lato, oraz czapę polarną „sezonową” lub „zimową”, która przykrywa ją od jesieni.

Ponieważ południowa zima jest dłuższa i chłodniejsza niż borealna zima, południowa czapka sezonowa jest większa niż sezonowa czapka borealna. Podczas południowej zimy CO 2zawartość atmosfery kondensuje się w suchy lód powyżej 55 ° S, podczas gdy powyżej 65 ° N kondensuje się podczas borealnej zimy. To jest lód CO 2 bardzo czysty i prawie przezroczysty, o grubości nieprzekraczającej kilku metrów, co pozwala zobaczyć ziemię bezpośrednio na zdjęciach wykonanych przez sondy kosmiczne na orbicie nad regionami polarnymi.

Z drugiej strony, szczątkowa czapka południowa o średnicy 300 km jest trzykrotnie mniejsza niż szczątkowa czapka borealna (o średnicy 1000 km ). Charakteryzują się one bardzo odmiennym charakterem od czap sezonowych, zawierającymi dużą część lodu wodnego zmieszanego z ziemią o uwarstwionej strukturze ujawnionej przez instrument THEMIS sondy Mars Odyssey z 2001 r. , O grubości miejscowej sięgającej kilku kilometrów. Ich powierzchnie są nacięte głębokimi dolinami, zwanymi chasmata (liczba mnoga od łacińskiego chasma oznaczająca doliny pudełkowe), które tworzą spirale, których kierunek obrotu jest uwarunkowany siłą Coriolisa . Tak więc doliny owijają się wokół bieguna południowego zgodnie z ruchem wskazówek zegara, podczas gdy otaczają biegun północny w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara.

Resztkowa czapka borealna nie zawiera suchego lodu, ale pozostała czapka południowa jest prawie w całości pokryta skorupą o grubości około dziesięciu metrów, której powierzchnia z wgłębieniami przypomina kawałek gruyère; obserwacje wykonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że średnia średnica pęcherzyków płucnych zwiększała się wraz z porami roku, co sugeruje globalne ocieplenie na półkuli południowej (patrz następny akapit).

Czapy polarne mają znaczący wpływ na skład atmosfery planety na świecie. Cykl skraplania i sublimacji w CO 2powoduje, że ciśnienie atmosferyczne zmienia się o prawie jedną trzecią, a podczas borealnego lata lód wodny, który tworzy resztkową północną czapę polarną, sublimuje, wprowadzając do atmosfery duże ilości pary wodnej . Gdyby cała para wodna w atmosferze miała się wytrącić, utworzyłaby warstwę o grubości poniżej 10 µm zimą i ponad 40 µm w środku lata.

Zmiany klimatyczne obserwowane na pozostałościach południowej pokrywy lodowej

Porównanie zdjęć południowej czapy resztkowej wykonanych przez Mars Global Surveyor w r1999 i w 2001wykazali ogólną tendencję do regresji powierzchniowej skorupy suchego lodu w tym regionie. Wynikałoby to z postępującej sublimacji CO 2stanowiące skorupę powierzchniową resztkowej czapy południowej, aby odsłonić głębsze warstwy, składające się głównie z lodu wodnego zmieszanego z pyłem. Wydaje się, że zjawisko to było dość gwałtowne, krawędź ubytków obserwowanych w skorupie suchego lodu postępowała następnie o 3 m na rok marsjański. Jednoznacznie obserwowana w ciągu trzech kolejnych lat na Marsie, tendencja do sublimacji resztkowej czapki południowej została dodana do różnych obserwacji w innych miejscach na planecie, takich jak pojawienie się wąwozów na krawędziach kraterów lub zagłębień, co wskazuje, że powierzchnia Marsa jest narażona na więcej transformacje, niż wcześniej sądzono.

Dane te, interpretowane przez naukowców jako znak, że Mars może obecnie doświadczają przejścia od epoki lodowcowej do z interglacjału okresie podobnym do doświadczonych przez Ziemię prawie 12.000 lat temu, były czasem rozumiane przez wielkiego społeczeństwa jako ujawniając o „Martian globalny ocieplenie ”, z konieczności pochodzenia innego niż ludzkie, a co za tym idzie zaprzecza wnioskom czwartego raportu IPCC dotyczącego ludzkiego pochodzenia globalnego ocieplenia Ziemi. Debaty na ten temat były szczególnie ostre jesienią2007, po opublikowaniu niniejszego raportu.

Jednak z perspektywy czasu wydaje się, że obserwacje Marsa nigdy nie wskazywały na nic innego niż globalne ocieplenie zlokalizowane w pozostałej części południowej czapy, a nie globalne ocieplenie. Ponadto klimat marsjański jest w dużej mierze uwarunkowany burzami piaskowymi i wynikającymi z nich zmianami albedo , bardziej niż promieniowaniem słonecznym - w przeciwieństwie do klimatu ziemskiego - co ogranicza znaczenie rozumowania ustanawiającego podobieństwa między dwiema planetami. A przede wszystkim najnowsze obserwacje, zwłaszcza te z sondy Mars Odyssey z 2001 roku , która znajduje się w2018nadal w eksploatacji, nie potwierdzają długoterminowej tendencji do sublimacji czap polarnych, a wręcz przeciwnie, wskazują roczne wahania wokół stabilnej wartości.

Odpisy

Brak magnetosfery wokół Marsa jest konsekwencją bezpośredniego wystawienia powierzchni planety na działanie promieni kosmicznych i wybuchów protonów słonecznych, co jest źródłem radioaktywności otoczenia znacznie wyższej na Marsie niż ta zarejestrowana na powierzchni Ziemi . Instrument MARIE - Mars Radiation Environment - sondy Mars Odyssey 2001 umożliwił w latach 2002-2003 oszacowanie dawki skutecznej na orbicie Marsa w zakresie od 400 do 500 m Sv / rok , tj. Co najmniej czterokrotnie międzynarodowa stacja Kosmiczna (50 do 100 mSv / rok , podczas gdy na ziemi, w marsjańskiej poziomu odniesienia , gdy dawki otrzymane będzie dwa do trzech razy mniej - niecałe 200 mSv / rok - ze względu na absorpcję części słonecznej i galaktyczne promieniowanie atmosfery Marsa . Dla porównania, średnia radioaktywność na Ziemi we Francji wynosi około 3,5 mSv / rok, a skumulowana dawka dopuszczalna dla astronauty w trakcie jego kariery, niezależnie od płci i wieku, nie przekracza 1000 mSv dla kilku agencji kosmicznych (europejskich, rosyjskich i japońskich).

Przyrząd MARIE wykazały również, że radioaktywność nierównomiernie rozłożone w czasie, z szumów o około 220 μ Gy / dzień , w którym piki są czasami 150 razy bardziej intensywny, odpowiadające wybuchów protonów. Energię - kilkadziesiąt woltów megaelectron - emitowany podczas rozbłysku słonecznego lub przez falę uderzeniową koronalnego wyrzutu masy .

Ponadto istnieje promieniowanie spowodowane neutronami emitowanymi przez spalanie atomów na powierzchni Marsa pod wpływem promieniowania kosmicznego. Wkład ten jest szacowany na podstawie danych z Curiosity i 2001 Mars Odyssey do 45 ± 7 µSv dziennie, czyli około 7% całkowitego promieniowania powierzchniowego.

Geologia Marsa

Geologiczna skala czasu Marsa

Geologia Marsa charakteryzuje się dychotomią skorupy ziemskiej pomiędzy nizinami o niskich kraterach na półkuli północnej i wysokimi kraterami na półkuli południowej, z dwoma dobrze zróżnicowanymi regionami wulkanicznymi pomiędzy tymi dwoma głównymi obszarami. Zgodnie z empiryczną zasadą, zgodnie z którą wiek regionu jest rosnącą funkcją jego tempa kraterizacji , te trzy główne typy terenów marsjańskich zostały bardzo wcześnie związane z trzema charakterystycznymi epokami w historii geologicznej planety, zwanymi regiony typowe dla tych okresów:

Noachien

Noahickie (nazwany Noachis Terra ) odpowiada najstarszych terenów, z formacji planety 4,6 miliarda lat temu, do 3,7 mld lat według skali Hartmann & Neukum (ale 3,5 miliarda lat według standardowej skali Hartmann) , silnie kraterowany i położony głównie na półkuli południowej. Mars niewątpliwie miał wówczas gęstą atmosferę, której ciśnienie i efekt cieplarniany z pewnością umożliwiały istnienie hydrosfery dzięki dużej ilości wody w stanie ciekłym. Koniec tego okresu zostały oznaczone przez asteroid oddziaływań z tym wielkiego bombardowania pod koniec dnia około 4,1 do 3,8 miliarda lat temu, a także początkiem intensywnej aktywności wulkanicznej, zwłaszcza w regionie Tharsis wypukłości .

Hesperian

Hesperian (nazwane Hesperia planum ) odpowiada ziemiach od 3,7 do 3,2 miliarda lat Według skali Hartmann & Neukum (ale od 3,5 do 1,8 mld lat zgodnie z „Hartmann standardowej skali), oznaczone przez znaczącego epizodu aktywności wulkanicznej powodując wypływy lawy i osady siarki. Globalne pole magnetyczne zniknęłoby pod koniec Noego , umożliwiając wiatrowi słonecznemu erozję atmosfery Marsa , której temperatura i ciśnienie na ziemi zaczęłyby znacznie spadać, tak że woda w stanie ciekłym przestałaby istnieć na stałe. na powierzchni planety.

Amazońskie

W Amazonii (nazwane Amazonis Planitia ) odpowiada lądować mniej niż 3,2 miliarda lat na skali Hartmann & Neukum (ale tylko 1,8 mld lat na standardowej skali Hartmann), bardzo mało kraterami i znajduje się w przeważającej mierze na półkuli północnej, na wysokości poniżej poziomu odniesienia planety. Aktywność wulkaniczna wydłużyłaby się, tracąc intensywność w całym tym okresie, w czterech głównych epizodach, z których ostatni miał miejsce około sto milionów lat temu, a niektóre tereny wulkaniczne wydawały się być datowane zaledwie kilka milionów lat temu. Erozja atmosfery spowodowana wiatrem słonecznym trwałaby miliardy lat, aż ciśnienie ustabilizowało się w pobliżu punktu potrójnego czystej wody, której ciśnienie wynosi 611,73 Pa . Amazońskie struktury geologiczne charakteryzują się ekstremalną suchością środowiska marsjańskiego, które było wówczas całkowicie pozbawione hydrosfery - co nie zapobiega nieciągłemu i epizodycznemu istnieniu wody w stanie ciekłym w niektórych punktach na powierzchni.

Ta chronologia trzech epok jest obecnie dobrze przyjęta - datowanie każdej z tych epok pozostaje jednak bardzo niepewne - i umożliwia wyjaśnienie zjawisk obserwowanych na powierzchni Marsa przez różne sondy działające wokół tej planety., W w szczególności jednoczesna obecność minerałów, tworzących się w różnym czasie, co zakłada dla jednych bardzo wilgotne środowisko, a dla innych wręcz przeciwnie - całkowity brak wody w stanie ciekłym. Daty proponowane dla tych trzech epok geologicznych - lub eonów - według standardowej skali Hartmanna i skali Hartmanna i Neukuma są następujące (wiek w milionach lat):

Skład chemiczny

Między latami 1970 i 2010Modele składu Marsa były oparte na tym z węglowych chondrytów od typu CI , uważanych za reprezentatywne dla kondensującego część protosolar mgławicy , a na modelach kondensacji mgławicy, biorąc pod uwagę odległość Marsa od Słońca. Zasadniczo przyznali, że względne proporcje pierwiastków jako ogniotrwałych lub bardziej ogniotrwałych niż manganu były takie, jak w przypadku układów scalonych, a te z mniej ogniotrwałych pierwiastków wynikały z ich korelacji z elementami ogniotrwałymi, zaobserwowanych lub wydedukowanych z modeli kondensacji.

Na początku XXI th century pojawiła rozbieżności między danymi spektroskopowych na składzie fotosfery słonecznej i innych podejść do składu Sun ( heliosismology , przepływ neutrin słonecznych , skład wiatru słonecznego i danych eksperymentalnych na metale zmętnienie wysokiego temperatury plazmy ), co podważyło reprezentatywność układów scalonych. Skład izotopowy (w szczególności pierwiastków O , Ni , Cr , Ti , Mo i W ) oraz zawartość pierwiastków śladowych doprowadziły również do rozważenia chondrytów węglowych oddzielnie od innych chondrytów (głównie chondrytów zwykłych i chondrytów enstatytów ), przy czym ten pierwszy pozostaje reprezentatywny ciał narosłych daleko od Słońca, ale to ostatnie jest obecnie uważane za lepiej reprezentatywne dla skondensowanej materii w wewnętrznych strefach Układu Słonecznego (w tym na Ziemi i Marsie). Nowy model składu, oparty na analizie meteorytów marsjańskich , pomiarach sond marsjańskich i korelacjach obserwowanych w chondrytach niewęglowych, obejmuje zawartość pierwiastków ogniotrwałych 2,26 razy wyższą niż w przypadku IC oraz systematycznie niższą zawartość umiarkowanie lotne pierwiastki litofilne (stosunek zależny od temperatury kondensacji każdego elementu). Jedną z konsekwencji tego modelu jest to, że rdzeń Marsa zawierałby mniej niż 7 % wagowych siarki (w porównaniu z ponad 10% według poprzednich modeli), ale z drugiej strony trochę tlenu i wodoru .

Struktura wewnętrzna

Szacunki przed misją Insight

Wobec braku użytecznych danych sejsmicznych - sejsmometry sond Viking były zbyt czułe na wiatr, aby dokonywać wiarygodnych pomiarów - przez długi czas nie można było bezpośrednio określić wewnętrznej struktury planety. W związku z tym opracowano standardowy model z danych pośrednich zebranych przez różne sondy badające planetę, umożliwiając w szczególności określenie struktury jej pola grawitacyjnego , momentu bezwładności i gęstości różnych warstw materiałów.

Najbardziej uderzającym wynikiem jest to, że jądro Marsa, o którym mówi się, że ma temperaturę około 2000 K , jest z pewnością płynne, przynajmniej w większości, ze względu na duże obciążenie - dokładnie ułamek wagowy co najmniej 14,2% - w elementach oświetleniowych, zwłaszcza siarka , które obniżają topnienia punkt mieszaniny żelaza i niklu ma stanowić główną część rdzenia. Jądro to miałoby promień od 1300 do 2000 km (tj. Od 38% do 59% promienia planety), być może dokładniej od 1520 do 1840 km (tj. Od 45% do 54% promienia planety ). Marsa), niepewność częściowo wynikająca z nieznanej części płaszcza, która mogłaby być ciekła i w konsekwencji zmniejszyłaby rozmiar jądra; Dość często podajemy wartość 1480 km jako promień jądra Marsa, czyli 43,7% średniego promienia samej planety (3389,5 km ). Fizyczne właściwości (wielkość, gęstość) jądra można jakościowo przybliżyć momentem bezwładności planety, który można ocenić analizując precesję jej osi obrotu, a także zmiany jego prędkości obrotowej poprzez modulacje przez efekt Dopplera sygnałów radiowych emitowanych przez czujników umieszczonych na jej powierzchni; Dane Mars Pathfinder umożliwiły zatem udoskonalenie danych zebranych wcześniej za pomocą sond Viking i ustalenie, że masa Marsa jest raczej skoncentrowana w jego centrum, co przemawia za gęstym jądrem i niezbyt dużym.

Płaszcz Marsa byłby bardzo podobny do płaszcza Ziemi , składający się z faz stałych zdominowanych przez krzemiany bogate w żelazo , które stanowią ułamek wagowy od 11 do 15,5% płaszcza.

Marsjańska skorupa wydaje, zgodnie z topografii, znacznie grubszy w południowej półkuli niż na półkuli północnej: a prosty model o jednolitej gęstości 2900 kg / m 3 prowadzi do średniej grubości około 50 km , czyli 4,4% objętości planety, z wartościami ekstremalnymi 92 km w regionie Syria Planum i zaledwie 3 km pod basen uderzeniowy do Isidis Planitia , podczas gdy skorupa byłaby mniejsza niż 10 km w dowolnym regionie Utopia Planitia .

Wgląd w wyniki misji

Lądownik InSight został zbudowany w celu zbadania wewnętrznej struktury Marsa za pomocą sejsmometru SEIS . Udostępnia 6 kwietnia 2019 roku pierwsze nagranie trzęsienia ziemi na Marsie .

Zebrane w 2021 roku dane sejsmiczne pozwalają po raz pierwszy z całą pewnością określić promień jądra Marsa: między 1810 a 1860 km , czyli mniej więcej połowę promienia jądra Ziemi. Wynik ten, znacznie wyższy niż szacunki oparte na masie i momencie bezwładności , sugeruje, że rdzeń Marsa oprócz żelaza - niklu i siarki zawiera lekkie pierwiastki , prawdopodobnie tlen .

Pole magnetyczne

Mars nie ma magnetosfery . Jednak magnetometr MAG / ER i reflektometr elektronów sondy Mars Global Surveyor wykazały1997magnetyzm Remanent , aż do 30 razy większa niż w skorupie ziemskiej , na niektórych starożytnych geologicznie rejonach półkuli południowej, a zwłaszcza w regionie Terra Cymmerii i Terra Sirenum . Pomiary wykazują pole magnetyczne wyniósł 1,5 | j T na wysokości 100 km , co wymaga namagnesowanie znacznej objętości Marsjanskich skorupy, co najmniej 10 6 km 3 . Przez dziewięć lat Mars Global Surveyor mierzył parametry magnetyczne nad powierzchnią Marsa za pomocą instrumentu MGS MAG ( MGS Magnetometer ) zbierającego dane wektorowe z wysokości typowej 400 km , czasami zbliżającej się do 90 km od powierzchni morza, a MGS ER ( Reflektometr elektronów MGS ) mierzący magnetyzm całkowity średnio z wysokości 185 km . Dlatego obecnie nie ma mapy magnetycznej samej powierzchni Marsa, podobnie jak dokładną naturę namagnesowanych minerałów można założyć tylko przy obecnym stanie naszej wiedzy.

Geografia marsjańskiego paleomagnetyzmu i zaangażowanych minerałów

Badanie meteorytów z Marsa sugeruje, że ten paleomagnetyzm wynika, podobnie jak na Ziemi, z namagnesowania minerałów ferromagnetycznych, takich jak magnetyt Fe 3 O 4i pirotyn Fe 1 δ Sktórego atomy dostosowanie ich moment magnetyczny z globalnym pola magnetycznego i zamrożenie tego konfigurację przechodząc poniżej temperatury Curie z mineralnymi , na przykład 858 K ( 585 ° C ) do magnetytu, ale tylko 593 K ( 320 ° C) ) do pirotynu. Innymi minerałami kandydującymi na wektory paleomagnetyzmu skorupy marsjańskiej są ilmenit FeTiO 3w roztworze stałym z hematytem Fe 2 O 3, o tej samej budowie, z utworzeniem tytanohematytów i, w mniejszym stopniu, tytanomagnetytu Fe 2 TiO 4, których namagnesowanie i temperatura Curie są jednak niższe.

Brak takiego paleomagnetyzmu w basenach uderzeniowych półkuli południowej, takich jak Hellas i Argyre, jest ogólnie interpretowany jako wskazówka, że Mars nie posiadał już globalnego pola magnetycznego podczas tych uderzeń, chociaż jest również możliwe, że ochłodzenie materiałów w miejscu uderzenie było zbyt szybkie, aby umożliwić wyrównanie ich ostatecznego namagnesowania z globalnym polem magnetycznym. I odwrotnie , znaczący paleomagnetyzm, a czasem nawet dość wysoki, odnotowano powyżej 14 najstarszych basenów zidentyfikowanych na planecie. Podobnie, nie wykryto żadnego znaczącego pola magnetycznego nad głównymi wulkanicznymi regionami Elysium Planitia i wybrzuszeniem Tharsis , jednak słaby, ale silniejszy magnetyzm zaobserwowano nad wulkanicznymi prowincjami, mniejszymi i starszymi południowymi wyżynami.

Analiza trójwymiarowych składników pola magnetycznego zarejestrowanych w kilkudziesięciu znaczących punktach na powierzchni Marsa umożliwiła kilku zespołom ekstrapolację położenia paleomagnetycznego bieguna Marsa. Symulacje te - które mimo wszystko muszą być wykonane z pewnej odległości - są całkiem spójne ze sobą i prowadzą do zlokalizowania jednego z marsjańskich biegunów paleomagnetycznych między 150 ° E i 330 ° E z jednej strony a 30 ° S i 90 ° N d z drugiej strony, to znaczy w przybliżeniu w promieniu 3600 km wokół punktu położonego w połowie drogi między Alba Mons i Olympus Mons .

Odwrócenie polaryzacji i zanik globalnego magnetyzmu

Co ciekawe, magnetyzacja mierzona Mars MGS jest skonstruowany w równoległych pasm o przeciwnej polaryzacji, przypominające te z dna morskiego na ziemi (patrz schemat obok): To krystalizuje po obu stronach wypukłości jak idą jak. Płytki poruszać poza „zapamiętywaniem” orientacji pola magnetycznego Ziemi w czasie krzepnięcia; każde odwrócenie pola magnetycznego Ziemi jest zatem „rejestrowane” w tak uformowanych skałach, których namagnesowanie jest w konsekwencji symetryczne po obu stronach każdego grzbietu. Z drugiej strony, taka symetria nigdy nie była obserwowana na Marsie, więc żaden element obecnie nie pozwala przypuszczać istnienia w przeszłości jakiejkolwiek tektoniki płyt na czerwonej planecie. Dopiero obserwacja przy wyższych rozdzielczościach pozwoliłaby na zamknięcie debaty.

Gdy jest globalny, pole magnetyczne o planecie jest głównie pochodzenia wewnętrznego. Uważa się, że jest to spowodowane konwekcją płynów przewodzących (tj. Ciekłych metali) tworzących zewnętrzną część rdzenia. Ten proces jest znany jako efekt dynamo . Te ruchy konwekcyjne implikują istnienie wystarczającego gradientu termicznego od rdzenia do płaszcza ; przy braku takiego gradientu nie można było utrzymać efektu dynama.

Fakt ten będzie przyczyną zniknięcia globalnego pola magnetycznego Marsa, prawdopodobnie co najmniej cztery miliardy lat temu: że asteroida uderzenia z tej wielkiej koniec bombardowania byłby wstrzyknięcia wystarczającej energii cieplnej do płaszcza Marsa poprzez przekształcenie energii kinetycznej z na udary w ciepło , które przestały efekt dynamo anulując gradient temperatury koniecznej do utrzymania.

Geneza dychotomii magnetycznej między półkulą północną i południową

Przypisanie zniknięcia marsjańskiego globalnego pola magnetycznego kosmicznemu zderzeniu zostało podjęte w alternatywnej teorii implikującej tym razem szczątkową protoplanetę wielkości Księżyca uderzającego w Marsa na długo przed wielkim późnym bombardowaniem, to znaczy zaledwie kilka dziesiątek milionów lat po powstaniu planety (w sposób podobny do hipotetycznego uderzenia Théia z proto-Ziemią), w pobliżu obecnego bieguna północnego i pod dość małym kątem padania: uderzenie to będzie pochodzenie z jednej strony dychotomii skorupy ziemskiej (idea nie jest nowa, nakłada się na omawianą raczej teorię basenu borealnego ), az drugiej strony brak paleomagnetyzmu w korze półkuli północnej, ze względu na zanikanie gradientu termicznego między jądrem a płaszczem tylko na półkuli północnej, pozostawiając efekt dynamo skoncentrowany na półkuli południowej. W ten sposób Mars poznałby przejściowo magnetyzm nie globalny, ale „półkulisty” i poza środkiem w kierunku bieguna południowego, co wyjaśniałoby wyjątkową intensywność magnetyzmu szczątkowego w pewnych częściach skorupy półkuli południowej, a także brak zauważalnego paleomagnetyzmu na półkuli północnej.

Teoria ta nie jest jedyną proponowaną do wyjaśnienia superpozycji „dychotomii magnetycznej” na marsjańskiej dychotomii skorupy ziemskiej: różnica w grubości i strukturze marsjańskiej skorupy między dwiema półkulami, częściowe stopienie kory półkuli północnej u źródła przebudowy jego powierzchni i serpentynizacji kory marsjańskiej u Noahów są najbardziej zaawansowane wyjaśnienia.

Zorza polarna

Te światła może wystąpić na anomalie magnetyczne skorupy Marsa. Najprawdopodobniej nie są one jednak widoczne ludzkim okiem, ponieważ emitują głównie w ultrafiolecie .

Wulkanizm

Wulkanizm marsjański zacząłby się prawie cztery miliardy lat temu, u schyłku Noego, po wielkim późnym bombardowaniu . Swoją maksymalną intensywność poznałby w Hesperian - między 3,7 a 3,2 G a według skali Hartmanna i Neukum - a następnie stopniowo osłabiałby się w całej Amazonii . Wytworzył ogromne wulkany tarczowe, które są największymi znanymi budowlami wulkanicznymi w Układzie Słonecznym : największy z nich, Alba Mons , ma u podstawy średnicę około 1600 km , a największy to Olympus Mons , na zachodnim krańcu Tharsis. Wybrzuszenie , które osiąga wysokość 22,5 km od podstawy do szczytu. Wytworzyło również wiele stratowulkanów , znacznie mniejszych, kilkaset małych wulkanów szerokich na kilkaset metrów (na przykład na Syria Planum ), a także równiny lawy, podobne do wulkanicznych przestrzeni zidentyfikowanych na Księżycu , Wenus czy Merkurego .

Równiny lawy

Najstarszą formą marsjańskiej wulkanizmu, datowany na koniec Noahickie , utrzymująca się aż do początku Hesperian , byłoby to z bazaltowych połacie pokrywających dno z basenów oddziaływania na argyre planitia i Hellas Planitia i że niektóre płaskie i gładkie przestrzenie znajdujące między tymi dwoma basenami i basenem Isidis , przypominającym gładkie tereny wulkaniczne zidentyfikowane na Merkurym (na przykład Borealis Planitia ), na Wenus (typowo Ginewra Planitia ) i na Księżycu („ morza ” księżycowe), przez większość czasu skorelowane z kosmiczne wpływy .

Na Marsie te noahickie równiny lawy stanowią regiony Malea Planum , Hesperia Planum i Syrtis Major Planum , które wyglądają jak bazaltowe płaskowyże, których powierzchnia, typowa dla hesperu , jest geologicznie nowsza. Dynamika leżąca u podstaw tego typu wulkanizmu, między szczeliną a gorącym punktem , nie jest do końca poznana; w szczególności nie wyjaśniamy w pełni faktu, że wulkany Malea , Hesperia i Elysium są mniej więcej wyrównane na ponad jednej trzeciej obwodu Marsa.

Typologia i rozmieszczenie wulkanów marsjańskich

Wulkanizm marsjański jest najbardziej znany ze swoich wulkanów tarczowych , największych w Układzie Słonecznym . Ten typ wulkanu charakteryzuje się bardzo niskim nachyleniem jego boków. Na Ziemi taki wulkan powstaje w wyniku wylewów lawy ubogiej w krzemionkę , bardzo płynnej, która łatwo płynie na duże odległości, tworząc spłaszczone struktury rozprzestrzeniające się na bardzo dużych powierzchniach, w przeciwieństwie np. Do stratowulkanów , których stożek dobrze uformowany ma dużo bardziej ograniczona baza. Ten sam typ wulkanu tarczowego na Ziemi to Mauna Loa na Hawajach ; Piton de la Fournaise na Reunion , jest inny, mniejszy, ale bardzo aktywna.

Najbardziej charakterystyczny z marsjańskich wulkanów tarczowych, Olympus Mons , ma około 22,5 km wysokości i 648 km szerokości i ma kalderę szczytową o wymiarach 85 × 60 × 3 km, powstałą w wyniku połączenia sześciu różnych kraterów. Mars ma pięć największych znanych wulkanów w Układzie Słonecznym (wysokości podane w odniesieniu do marsjańskiego poziomu odniesienia ):

Olympus Mons (21 229 m ), na zachodnim skraju wybrzuszenia Tharsis ;
Ascraeus Mons (18,225 m ), północny wulkan Tharsis Montes ;
Arsia Mons (17 761 m ), południowy wulkan Tharsis Montes ;
Pavonis Mons (14 058 m ), centralny wulkan Tharsis Montes ;
Elysium Mons (14028 m ), główny wulkan Elysium Planitia .

Dla porównania, najwyższy wulkan Wenus , Maat Mons , wznosi się zaledwie około 8 000 m powyżej średniego promienia Wenus , który służy jako poziom odniesienia na tej planecie.

Na Marsie znajduje się również największy z wulkanów Układu Słonecznego, Alba Mons , którego wysokość nie przekracza 6600 m, ale rozciąga się na około 1600 km szerokości.

Marsjańskie wulkany tarczowe osiągają gigantyczne rozmiary w porównaniu do ich ziemskich odpowiedników ze względu na brak tektoniki płyt na Marsie: skorupa marsjańska pozostaje nieruchoma w stosunku do gorących punktów , które mogą w ten sposób przebijać ją w tym samym miejscu przez bardzo długi czas. powstają wulkaniczne budowle powstałe w wyniku nagromadzenia lawy przez niekiedy kilka miliardów lat, podczas gdy na Ziemi przemieszczenie płyt litosferycznych ponad te gorące punkty prowadzi do powstania ciągu kilkudziesięciu wulkanów, z których każdy pozostaje aktywny tylko przez kilka milionów lat, co jest o wiele za krótkie, aby umożliwić tworzenie struktur tak imponujących, jak na Marsie. Hawajski Archipelag jest najlepszym przykładem naziemnej ilustrujący przemieszczenie płyty tektoniczne powyżej punktu dostępu, w tym przypadku płyta Pacific powyżej hotspot Hawaii ; w ten sam sposób archipelag Mascarene wynika z przemieszczenia płyty somalijskiej nad gorącym punktem Reunionu .

Sześć marsjańskich wulkanów tarczowych jest geograficznie podzielonych na dwa sąsiednie regiony wulkaniczne o różnym znaczeniu:

region Elysium Planitia , na zachód od Amazonis Planitia , gdzie znajduje się Elysium Mons , który wydaje się być inny z natury (mniej „ czerwony ”, a bardziej „ szary ”) od innych wulkanów oraz trzech innych mniejszych wulkanów;
Tharsis Bulge , ogromny skorupy ziemskiej wypiętrzenie +5.500 km na południowy średnicy południowo Amazonis, gdzie znajdują się pozostałe pięć głównych wulkanów Marsa tarczy, jak również niezliczone mniejsze wulkany, z których tylko pięć zostało nazwane.

Te mniejsze wulkany są często anonimowymi wulkanami tarczowymi, takimi jak Syria Planum , ale niektóre średniej wielkości bardziej przypominają stratowulkany , które powstają w wyniku gromadzenia się osadów lawy zmieszanych z popiołem wulkanicznym . Są to tholi (łac. Liczba mnoga tholus ), budynki o mniejszych rozmiarach niż wulkany tarczowe, o bardziej stromych zboczach, szczególnie w pobliżu krateru, a także paterae , które czasami są zredukowane do ich kaldery . Wszystkie te typy wulkanów są obecne w rejonach zgrubienia Tharsis i Elysium Planitia , jednak ogólną tendencją jest obserwowanie wulkanów tarczowych raczej w regionie Tharsis, podczas gdy wulkany Elysium są bardziej podobne do stratowulkanów.

Geneza i chronologia marsjańskiego wulkanizmu

Brak ciągłości między Phyllosien i Theiikien , który zbiegałby się mniej więcej z początkami hipotetycznego „ wielkiego późnego bombardowania ” ( po angielsku LHB ), zmaterializowałby epokę maksymalnej aktywności wulkanicznej, która rozciągnęłaby się na Theiikien i Siderikian - a zatem na Hesperian i Amazońska - stopniowo zanika jako planeta traci większość swojej aktywności wewnętrznej. Nie można wykluczyć korelacji między wulkanizmem Hesperian a kosmicznymi wpływami Noahów . Ten wulkanizm osiągnąłby swoje maksimum w wyniku potężnych kosmicznych uderzeń pod koniec poprzedniego eonu , a każdy z pięciu wulkanicznych regionów planety bezpośrednio przylega do basenu uderzeniowego :

wybrzuszenie z Tharsis , większy Martian formacja wulkaniczna, na skraju hipotetycznej Północnej Polar Zagłębia , największego basenu oddziaływania na planecie (i Układu Słonecznego ), z tarczą z Alba Mons jest ponadto znajduje się dokładnie na antypody z Hellas Planitia ;
region Elysium Mons , na skraju Utopia Planitia i w pobliżu antypodów Argyre Planitia ;
Malea Planum na południowo krawędzi Hellas Planitia i Hesperia Planum na północno krawędzi, drugi obszar również jest blisko antypody z Chryse Planitia ;
Syrtis Major Planum , graniczący z Isidis Planitia .

Powierzchni i masy Mars są odpowiednio 3,5 i 10 razy mniej niż w ziemi , planeta chłodzone szybciej niż nasz i jego aktywność wewnętrzną zatem zredukowana szybciej: podczas wulkaniczna i, bardziej ogólnie, tektoniczne ( górotwórczość , trzęsienia ziemi , tektonika płyt itp.) są nadal bardzo aktywne na Ziemi, nie wydają się już być zauważalne na Marsie, gdzie żadna tektonika płyt , nawet przeszła, nigdy nie mogłaby się wyróżniać.

Wydaje się, że marsjański wulkanizm również przestał być aktywny, chociaż epoka, wydaje się bardzo niedawna, niektórych strumieni lawy sugeruje, że w przypadku niektórych wulkanów aktywność jest obecnie z pewnością bardzo ograniczona, ale być może nie rygorystycznie. Zero, zwłaszcza że Mars, w przeciwieństwie do Księżyc nie skończył się ochładzać, a jego wnętrze, dalekie od całkowitego zamarznięcia, w rzeczywistości zawiera jądro, które może być całkowicie płynne. Ogólnie rzecz biorąc, analiza danych zebranych przez Mars Express doprowadziła zespół planetologów z niemieckiego Gerharda Neukuma, kierowanego przez ESA, do zaproponowania sekwencji pięciu epizodów wulkanicznych:

1: duży wulkaniczny epizod hesperski około 3,5 miliarda lat temu,
2 i 3: odnowiony wulkanizm około 1,5 miliarda lat temu, a następnie między 800 a 400 milionów lat wcześniej,
4 i 5: niedawne epizody wulkanów o szybko malejącej intensywności około 200 i 100 milionów lat temu.

Daty te opierają się na ocenie tempa kraterizacji odpowiednich przepływów lawy, który wydaje się być weryfikowany krzyżowo przez pośrednie obserwacje w średnim okresie, ale zaprzeczają mu bezpośrednie krótkoterminowe obserwacje wywnioskowane z częstotliwości niedawnych uderzeń obserwowanych przez więcej niż dziesięć lat. przez sondy satelitarne wokół Marsa, a główną trudnością tego typu datowania jest ocena błędów statystycznych wprowadzanych przez zauważalną różnicę rzędów wielkości między starożytnymi powierzchniami (ponad 2 miliardy lat), które stanowią znaczną część powierzchnię Marsa i nowsze powierzchnie (mające mniej niż 200 milionów lat), które są stosunkowo bardzo małe.

Co więcej, jeśli częstotliwość niedawnych uderzeń rejestrowanych przez sondy orbitujące wokół Marsa wydaje się sugerować wyższą szybkość kraterów niż ta zwykle stosowana do datowania formacji marsjańskich (co prowadziłoby do konieczności „odmłodzenia” wszystkich tych dat), wydawałoby się, że raczej niż: w dłuższej perspektywie tempo kraterizacji zostało wręcz przeciwnie podzielone przez trzy w ciągu ostatnich 3 miliardów lat, co powodowałoby „starzenie” dat na Marsie, tym bardziej, że odnoszą się one do niedawnych zjawisk.

Chemia i mineralogia

Przez długi czas do mineralogii powierzchni Marsa można było się zbliżyć jedynie poprzez badanie kilkudziesięciu meteorytów z Marsa . Chociaż meteoryty te są nieliczne i ograniczone do ograniczonych okresów geologicznych, pozwalają ocenić znaczenie skał bazaltowych na Marsie. Podkreślają różnice w składzie chemicznym Marsa i Ziemi i świadczą o obecności wody w stanie ciekłym na powierzchni planety ponad 4 miliardy lat temu. „Orbitery”, których spektrometry pozwalają nam określić charakter faz stałych obecnych na powierzchni, oraz lądowniki, które mogą chemicznie analizować skład próbek pobranych ze skał lub w ziemi, umożliwiły nam od tego czasu udoskonalenie naszej wiedzy o Marsie. minerały.

Analizy in situ przez lądowniki

Od lat 1970sondy Viking 1 i Viking 2 przeanalizowały marsjańską glebę, ujawniając naturę, która może odpowiadać erozji bazaltu . Analizy te wykazały dużą zawartość krzemu Si i żelaza Fe, a także magnezu Mg, glinu Al, siarki S, wapnia Ca i tytanu Ti ze śladami strontu Sr, itru Y i prawdopodobnie cyrkonu Zr. Zawartość siarki była prawie dwukrotnie wyższa niż zawartość potasu pięć razy niższa niż średnia dla skorupy ziemskiej . Gleba zawierała również związki siarki i chloru , przypominające osady ewaporatów , powstałe na Ziemi w wyniku parowania wody morskiej . Stężenie siarki było wyższe na powierzchni niż na głębokości. Eksperymenty mające na celu określenie obecności możliwych mikroorganizmów w glebie marsjańskiej poprzez pomiar uwalniania tlenu po dodaniu „składników odżywczych” pozwoliły zmierzyć uwalnianie cząsteczek O 2 .znaczące, które przy braku innych śladów biologicznych odnotowanych w inny sposób, przypisano obecności ponadtlenkowych jonów O 2 - .. W spektrometrze APXS z Mars Pathfinderem przeprowadzono jesienią1997 zestaw pomiarów wyrażonych jako procent wagowy tlenków, który uzupełnił te wyniki o wyniki z innego rejonu powierzchni Marsa.

Czerwonawy odcień planety pochodzi głównie od tlenku żelaza (III) Fe 2 O 3wszechobecny na swojej powierzchni. Ten amorficzny hematyt (z drugiej strony skrystalizowany hematyt ma kolor szary) jest bardzo obecny na powierzchni skał, a także ziaren pyłu niesionych przez wiatry, które nieustannie omiatają powierzchnię planety, ale nie wydają się przenikać bardzo głęboko w ziemi, sądząc po śladach pozostawionych od zimy2004przez koła korzeni Mars Exploration Rover , które ukazują rdzawy kolor jako warstwy kurzu, grubsze i pokryte ciemnym pyłem dla Opportunity , podczas gdy same skały są zauważalnie ciemniejsze.

Ponadto gleba Marsa została poddana analizie in situ przez sondę Phoenix jesienią2008okazał się zasadowy ( pH ≈ 7,7 ± 0,5) i zawierał wiele soli , z dużą zawartością potasu K + , chlorków Cl - , nadchloranów ClO 4 -i magnezu Mg 2+ . W szczególności obecność nadchloranów była szeroko komentowana, ponieważ a priori nie jest zbyt kompatybilna z możliwością życia na Marsie. Sole te mają tę szczególną cechę, że znacznie obniżają temperaturę topnienia lodu wodnego i mogą tłumaczyć „wąwozy” - w języku angielskim gullia - regularnie obserwowane przez sondy na orbicie wokół planety, które byłyby zatem śladami przepływu solanki na pochyłym lądzie.

Ogólnie rzecz biorąc, stwierdzono, że skały marsjańskie mają głównie charakter bazaltowy toleitowy .

W 2018Mini laboratorium SAM na pokładzie łazika Curiosity wykrywa związki organiczne ( tiofenowe , aromatyczne i alifatyczne ) w glebach krateru Mojave i wzgórz Confidence Hills.

Wyniki zebrane przez orbitery

Amerykańskie (zwłaszcza Mars Odyssey 2001 i Mars Reconnaissance Orbiter ) i europejskie ( Mars Express ) sondy badają planetę na całym świecie od kilku lat (odpowiednio2002, 2006 i 2003), co pozwala nam poszerzyć i udoskonalić nasze rozumienie jego natury i historii. Jeśli potwierdzili dominację bazaltów na powierzchni planety, sondy te również zebrały nieoczekiwane wyniki.

Oliwiny i pirokseny

W związku z tym sonda Mars Express z ESA ma przyrząd o nazwie OMEGA - „ Obserwatorium mineralogii, wody, lodu i aktywności ” - zasadniczo francuskiej produkcji, za którą odpowiedzialny jest Jean-Pierre Bibring z IAS w Orsay , który mierzy widmo w podczerwieni (o długości fal od 0,35 do 5,2 µm ) światła słonecznego odbitego od powierzchni Marsa w celu wykrycia widma absorpcji różnych minerałów, które ją tworzą. Ten eksperyment był w stanie potwierdzić obfitość skał magmowych na powierzchni Marsa, w tym oliwinów i piroksenów , które mają niższy poziom wapnia na pokrytych kraterami wyżynach półkuli południowej niż w pozostałej części planety. oliwin ; tak więc najstarsze materiały skorupy marsjańskiej powstałyby z płaszcza zubożonego w glin i wapń.

Oliwiny i pirokseny są głównymi składnikami perydotytów , skał plutonicznych dobrze znanych na Ziemi jako główny składnik płaszcza.

Krzemiany warstwowe, wietrzenie wodne skał magmowych

Decydującym odkryciem w zrozumieniu historii Marsa była identyfikacja przez OMEGA krzemianów warstwowych szeroko rozpowszechnionych w najstarszych regionach planety, ujawniających długotrwałe oddziaływanie skał magmowych z wodą w stanie ciekłym. CRISM - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - instrument sondy Mars Reconnaissance Orbiter umożliwił określenie natury tych minerałów.

Uwodnione chlorki i siarczany, markery mokrej przeszłości

OMEGA umożliwiła również wykrycie uwodnionych siarczanów w wielu częściach świata , takich jak np. Kizeryt MgSO 4 • H 2 Ow rejonie Meridiani Planum , a nawet w rejonie Valles Marineris , jeszcze bardziej uwodnione siarczany, których natury mineralogicznej nie udało się zidentyfikować, a także złoża gipsu CaSO 4 • 2H 2 Ow kizerycie dnie jeziora suchym, co wskazuje na zmianę natury soli tego korpusu wody podczas jego suszenia, z siarczanu magnezowego do siarczanu wapnia .

Wzdłuż krawędzi borealnej czapy polarnej wykryto również duże obszary uwodnionego siarczanu wapnia, prawdopodobnie gipsu. Obecność minerałów uwodnionych ma wyraźnie wskazuje na zwiększoną obecność ciał płynnej wody na powierzchni Marsa, łącznie z wodą zawierającą siarczany z magnezem i wapniem rozpuszczonej.

Sonda Mars Odyssey z 2001 r. Wykryła również obecność chlorków na wyżynach półkuli południowej, wynikającą z odparowywania zbiorników słonej wody o powierzchni nieprzekraczającej 25 km 2 w różnych miejscach tych starożytnych ziem z czasów Noahów, a nawet dla niektórych , na początku Hesperian .

Metan i energia hydrotermalna w regionie Nili Fossae

Jeden z najbardziej zdumiewających wyników Mars Reconnaissance Orbiter pochodzi ze szczegółowych badań w 2008 r. Regionu Nili Fossae , zidentyfikowanego na początku 2009 r. Jako źródło znaczących emisji metanu . Metan został wykryty już2003w atmosferze Marsa , zarówno przez sondy takie jak Mars Express, jak i z Ziemi; tych emisji CH 4koncentrowałby się w szczególności na trzech określonych obszarach regionu Syrtis Major Planum . Jednak metan jest niestabilny w marsjańskiej atmosferze, ostatnie badania sugerują nawet, że jest on sześćset razy mniej stabilny niż początkowo szacowano (jego średnią długość życia oszacowano na 300 lat), ponieważ tempo metanu nie miało czasu ujednolicić się w atmosferze i pozostaje skoncentrowany wokół swoich stref emisji, co odpowiadałoby okresowi życia kilkuset dni; odpowiednie źródło metanu byłoby również 600 razy silniejsze niż początkowo szacowano, emitując ten gaz przez około sześćdziesiąt dni na marsjański rok pod koniec lata na półkuli północnej.

Analizy geologiczne przeprowadzone w 2008przez sondę Mars Reconnaissance Orbiter w rejonie Nili Fossae wykazała obecność glin ferromagnezów (smektytów), oliwinu (krzemian ferromagnezu (Mg, Fe) 2 SiO 4wykryto już w 2003 r.) i magnezytu (węglan magnezu MgCO 3), ujawniając obecność glinek bogatych w żelazo , magnez , oliwin i węglan magnezu oraz serpentynę . Jednoczesna obecność tych minerałów pozwala po prostu wyjaśnić powstawanie metanu, ponieważ na Ziemi metan CH 4tworzy się w obecności węglanów - np. MgCO 3 wykryto w 2008- i ciekłą wodę podczas hydrotermicznego metamorfizmem z żelaza (III), tlenek Fe 2 O 3lub oliwin (Mg, Fe) 2 SiO 4w serpentynie (Mg, Fe) 3 If 2 O 5 (OH) 4Zwłaszcza gdy poziom magnezu w oliwinu nie jest zbyt wysokie, a gdy ciśnienie cząstkowe z dwutlenku węgla CO 2jest niewystarczająca, aby doprowadzić do powstania talku Mg 3 Si 4 O 10 (OH) 2ale wręcz przeciwnie, prowadzi do powstania serpentyny i magnetytu Fe 3 O 4, jak w reakcji:

24 Mg 1,5 Fe 0,5 SiO 4+ 26 H 2 O+ CO 2→ 12 Mg 3 Si 2 O 5 (OH) 4+ 4 Fe 3 O 4+ CH 4.

Prawdopodobieństwo tego typu reakcji w rejonie Nili Fossae wzmacnia wulkaniczna natura Syrtis Major Planum oraz ścisła korelacja obserwowana od2004, między wilgotnością regionu a stężeniem metanu w atmosferze.

Oliwin i jarozyt, przetrwały tylko w suchym klimacie

Oliwin , odkryto w regionie Nili bruzdy , a w innych obszarach Mars przez Thermal emisji Spectrometer (TES) o Mars MGS jest nietrwały minerał środkowy wodnym łatwo daje inne minerały, takie jak iddingsyt z getytu , z serpentyna , chloryty , smektyty , maghemit i hematyt ; obecność oliwinu na Marsie wskazuje zatem na powierzchnie, które nie były narażone na działanie wody w stanie ciekłym od czasu powstania tych minerałów, które datuje się na kilka miliardów lat wstecz, do Noahów dla najstarszych gleb. Jest to zatem silny dowód na skrajną suchość marsjańskiego klimatu w Amazonii , która najwyraźniej zaczęła się już, przynajmniej lokalnie, pod koniec hesperu .

Co więcej, odkrycie przez łazik Mars Opportunity na Meridiani Planum w 2004 roku jarozytu , siarczanu żelazowo-sodowego (na Ziemi sód jest zastępowany potasem ) o wzorze NaFe (III) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2, umożliwiło dalsze sprecyzowanie sekwencji epizodów klimatycznych na Marsie. Minerał ten w rzeczywistości powstaje na Ziemi w wyniku zmiany skał wulkanicznych w kwaśnym utleniającym środowisku wodnym, tak że jego wykrycie na Marsie implikuje okres wilgotnego klimatu, który pozwala na istnienie kwaśnej wody w stanie ciekłym. Lecz ten minerał jest również dość szybko degradowane przez wilgoć, w celu utworzenia żelazowe tlenowodorotleneki takie jak a-FeO (OH) getytu , który również w innych miejscach na świecie (zwłaszcza przez rover ducha w krateru Gusev ). Dlatego też powstanie jarozytu w wilgotnym klimacie musiało być szybko kontynuowane do dnia dzisiejszego przez suchy klimat w celu zachowania tego minerału, nowa wskazówka, że woda w stanie ciekłym przestała istnieć w Amazonii, ale była obecna we wcześniejszych epokach w historii Marsa.

Ostatnie zmiany

Plik 28 września 2015NASA ogłasza, że wykryła tam przepływy „solanek o różnym składzie, wykonanych z chloranu i nadchloranu magnezu i nadchloranu sodu, zmieszanych z niewielką ilością wody. ”. Według analiz w podglebie marsjańskiej znajdowała się woda w stanie ciekłym lub lodowym.

Historia geologiczna Marsa

Poniższy scenariusz ma stanowić wiarygodną syntezę wywnioskowaną na podstawie aktualnej wiedzy wynikającej z różnych kampanii eksploracyjnych Marsa w ciągu ostatnich czterdziestu lat, której wyniki podsumowano w artykule Geology of Mars .

Szkolenie i zróżnicowanie

Podobnie jak inne planety w Układzie Słonecznym , Mars byłaby utworzona około 4,6 miliarda lat temu przez grawitacyjne akrecji z planetozymalami wynikających z kondensacji mgławicy słonecznej . Jest umieszczony poniżej granicy 4 AU z Sun , powyżej których można skraplać lotne związki , takie jak woda H 2 O , metan CH 4lub amoniak NH 3Mars powstał z planetozymali o charakterze zasadniczo syderofilnym (bogatym w żelazo ) i litofilnym (zbudowanym z krzemianów ), ale ze zwiększoną zawartością pierwiastków chalkofilnych , począwszy od siarki, która wydaje się być znacznie bardziej obfita na Marsie niż na Ziemi , jak ujawniono na podstawie pomiarów przeprowadzonych przez Mars Global Surveyor .

Ta wysoka zawartość siarki sprzyjałaby zróżnicowaniu marsjańskiej kuli ziemskiej, z jednej strony obniżając temperaturę topnienia tworzących ją materiałów, az drugiej strony tworząc siarczki żelaza, które chemicznie oddzielały żelazo. krzemiany i przyspieszyć jego stężenie w środku Ziemi w celu utworzenia rdzenia ELEMENT siderophilic bogatsze elementy chalcophile na rdzeń ziemskie ; Badanie z radiogenicznym izotopów z meteorytów z Mars , a w szczególności 182 Hf / 182 układzie W , ten sposób wykazały, że rdzeń Mars, że powstały w zaledwie 30 milionów lat przed ponad 50 milionów lat w ziemi . Ta ilość lekkich pierwiastków wyjaśniałaby zarówno dlaczego jądro Marsa jest nadal płynne, jak i dlaczego najstarsze wylewy lawy zidentyfikowane na powierzchni planety wydają się być szczególnie płynne, dopóki nie przepłynęły przez prawie tysiąc kilometrów wokół Alba Patera, na przykład. .

Natura planetozymali, która doprowadziła do powstania planety, zdeterminowała naturę pierwotnej atmosfery Marsa, poprzez stopniowe odgazowanie stopionych materiałów w masie różnicującej się planety. Przy obecnym stanie wiedzy atmosfera ta musiała być znacznie gęstsza niż obecnie i składała się głównie z pary wodnej H 2 Oa także dwutlenek węgla CO 2, Azot N 2, dwutlenek siarki SO 2i prawdopodobnie całkiem duże ilości metanu CH 4.

Na początku swojego istnienia Mars z pewnością musiał stracić, szybciej niż Ziemia, znaczną część ciepła wynikającego z energii kinetycznej planetozymali, które zderzyły się ze sobą, aby doprowadzić do jego powstania: jego masa jest rzeczywiście dziesięciokrotnie większa. mniej niż Ziemi, a jej powierzchnia jest tylko 3,5 razy mniejsza, co oznacza, że stosunek powierzchni do masy czerwonej planety jest prawie trzykrotnie większy niż naszej planety. Skorupa musiała więc z pewnością zestalić się na swojej powierzchni w ciągu stu milionów lat i jest możliwe, że dychotomia skorupy ziemskiej obserwowana dzisiaj między półkulą północną i południową sięga następnych kilkuset milionów lat powstania planety.

Po dostatecznym ochłodzeniu, około 4,5 do 4,4 miliarda lat temu, stała powierzchnia planety musiała otrzymać w postaci deszczu skondensowaną atmosferyczną parę wodną , która reaguje z żelazem w podgrzanych minerałach do utleniacza, uwalniając wodór H 2który, zbyt lekki, aby gromadzić się w atmosferze, uciekł w kosmos. Doprowadziłoby to do prymitywnej atmosfery, w której pozostałby tylko CO 2 .The N 2i SO 2jako większość składników wczesnej marsjańskiej atmosfery, przy całkowitym ciśnieniu atmosferycznym wówczas kilkaset razy wyższym niż obecnie; obecne standardowe ciśnienie na marsjańskim poziomie odniesienia z definicji wynosi 610 Pa .

Globalne pole magnetyczne i wilgotny klimat umiarkowany

Środowisko marsjańskie w Noachien

W epoce geologicznej znanej jako Noahic, która zakończyła się około 3,7 do 3,5 miliarda lat temu, Mars wydaje się oferować warunki bardzo różne od dzisiejszych i dość podobne do tych na Ziemi w tym czasie, z globalnym polem magnetycznym chroniącym grube i być może umiarkowana atmosfera pozwalająca na istnienie hydrosfery skupionej wokół borealnego oceanu zajmującego obecny zasięg Vastitas Borealis .

Przeszłość istnienie globalnego pola magnetycznego wokół Marsa została odkryta dzięki obserwacji, przeprowadzonych w 1998 roku przez Mars Global Surveyor , o paleomagnetyzm nad najstarszego ziemi w południowej półkuli, w szczególności w regionie Terra Cymmerii i Terra Sirenum . Magnetosfera produkowane przez tego globalnego pola magnetycznego miało działać, jak magnetosfery Dziś Ziemi, w ochronie atmosfery Marsa z erozją przez wiatr słoneczny , który ma tendencję do atomów wysunąć z górnych warstw atmosfery w przestrzeń. Przeniesienie do nich energia konieczna aby osiągnąć prędkość uwalniania .

Efekt cieplarniany byłby w pracy hartować marsjańska atmosfera, która w przeciwnym razie byłaby niższa niż obecnie ze względu na niższą promieniowania emitowanego przez Słońce , wówczas jeszcze młody i w procesie stabilizacji. Symulacje wskazują, że cząstkowe ciśnienie od 150 kPa do CO 2pozwoliłoby mieć średnią temperaturę na ziemi równą dzisiejszej, czyli 210 K (nieco mniej niż -60 ° C ). Wzmocnienie tego efektu cieplarnianego poza tą temperaturą mogło wynikać z kilku dodatkowych czynników:

kondensacja CO 2w odblaskowych chmurach w domenie podczerwieni przyczyniłby się do powrotu promieniowania cieplnego, które emituje do ziemi, nawet skuteczniej niż chmury lądowe złożone z wody,
obecność na dużej wysokości SO 2bardzo chłonny w zakresie ultrafioletu pomógłby ogrzać górne warstwy atmosfery, podobnie jak warstwa ozonowa na Ziemi dzięki podobnemu mechanizmowi,
rola wody i metanu (CH 4generuje efekt cieplarniany dwudziestokrotnie silniejszy niż CO 2) nie można też przeoczyć.

Wskaźniki marsjańskiej hydrosfery w Noachian

Wiemy, że na Marsie było wówczas obficie wody w stanie ciekłym, ponieważ badania mineralogiczne powierzchni planety ujawniły znaczną obecność krzemianów warstwowych na ziemiach z tego czasu. Jednak krzemiany warstwowe są dobrymi wskaźnikami zmian skał magmowych w wilgotnym środowisku. Obfitość tych minerałów w glebach sprzed około 4,2 miliarda lat temu skłoniła zespół planetologów ESA odpowiedzialnych za instrument OMEGA i kierowany przez Jean-Pierre'a Bibringa do zaproponowania nazwy Phyllosien dla odpowiedniego eonu stratygraficznego : jest to najwyraźniej najbardziej mokry okres którą zna planeta Mars.

Bardziej szczegółowe badania przeprowadzone in situ przez dwa łaziki do eksploracji Marsa , Spirit i Opportunity , odpowiednio w kraterze Gusev , na południe od Apollinaris Patera i na Meridiani Planum , sugerują nawet istnienie w przeszłości hydrosfery na tyle dużej, że była w stanie ujednolicić. zawartość fosforu minerałów analizowane w tych dwóch miejscach znajdujących się po obu stronach planety. Inne podejście, oparte na mapowaniu obfitości toru , potasu i chloru na powierzchni Marsa za pomocą spektrometru gamma (GRS) sondy Mars Odyssey , prowadzi do tego samego wyniku.

Ponadto szczegółowe badanie śladów pozostawionych w marsjańskim krajobrazie przez rzekome cieki wodne i płynne przestrzenie doprowadziło do wysunięcia wniosku o istnieniu prawdziwego oceanu pokrywającego prawie jedną trzecią powierzchni planety na poziomie obecnego Vastitas Borealis . W artykule z 1991 roku, który stał się klasyczny, Baker i wsp. posunął się nawet do zidentyfikowania pewnych struktur ze śladami starożytnego brzegu. Stwierdzono, że tak zidentyfikowane linie brzegowe odpowiadają krzywym stałej wysokości skorygowanej o późniejsze deformacje wywnioskowane z wulkanizmu oraz szacunki dotyczące zmiany osi obrotu planety. Te, niekiedy dość śmiałe, prognozy nie przekonały jednak wszystkich. Zaproponowano również inne teorie wyjaśniające te obserwacje, w szczególności oparte na możliwym wulkanicznym pochodzeniu tak zinterpretowanych struktur.

Idea borealnego oceanu w sercu rozległej hydrosfery pozostaje jednak równie atrakcyjna jak zawsze, a wiele zespołów pracuje nad analizą, za pomocą coraz wydajniejszych narzędzi, danych topograficznych stale wzbogacanych o informacje gromadzone przez obecnie używane sondy. , wokół Marsa, w nadziei na ustalenie geograficznego rozmieszczenia marsjańskiej hydrosfery nad Noahianem.

W tym samym duchu zasugerowano , że istnienie jeziora Eridania w sercu wyżyn Terra Cimmeria wyjaśnia w szczególności genezę Ma'adim Vallis na podstawie obserwacji pewnych formacji topograficznych interpretowanych jako starożytne skamieniałe brzegi.

Możliwość abiogenezy Noahów

Marsjańskie warunki Noahów mogły prawdopodobnie pozwolić na pojawienie się form życia na Marsie, tak jak to miało miejsce na Ziemi: oprócz obecności wody w stanie ciekłym i efektu cieplarnianego, który mógł utrzymać wystarczająco wysoką temperaturę, obfitość gliny umożliwia to. rozważyć scenariusze wyglądzie życia opracowanego w ramach niektórych z (wielu) teorii abiogeneza , podczas gdy inne teorie (na przykład jeden pomyślany na koniec 20 wieku). wieku przez Güntera Wächtershäuser) rozważa naziemnej abiogeneza w kominy hydrotermalne bogate w siarczek żelaza (II) FeS, środowisko, które prawdopodobnie istniało również na Marsie w erze Noahickiej. Jednak warunki te szybko stały się znacznie mniej korzystne w następnym eon, w Hesperian , które rozpoczęło się najpóźniej w ciągu 3,5 miliarda lat temu zdominowanym przez chemii z siarką , to z pewnością spowodowało znaczne obniżenie pH z wody Mars pod wpływem deszczu, z kwasem siarkowym H 2 SO 4Miałoby przypadkowo w konsekwencji pozwala istnienia ciekłej wody, przy znacznie niższych temperaturach 0 ° C .

Jednak najstarsze ślady „życia” wykryte na naszej planecie nie sięgają dalej niż 3,85 miliarda lat w przypadku najbardziej odległych ze wszystkich opublikowanych dat (w pobliżu konwencjonalnej granicy między hadesami a archaikami ), czyli 700 milionów lat po powstaniu. Ziemi, czyli prawie tyle samo, co całkowity czas trwania pierwszego eonu marsjańskiego w najkorzystniejszej hipotezie, jak przypomina chronologia eonów poniżej Ziemi w porównaniu ze standardową skalą Hartmanna i skalą Hartmanna i Neukuma :

W tych warunkach, gdyby proces abiogenezy mógł nastąpić na Marsie w Noahian , doprowadziłby do powstania form życia, które miałyby bardzo mało czasu na ewolucję przed wstrząsami Hesperian , w pewnym momencie - około 4 3,8 miliarda lat przed teraźniejszością - naznaczone asteroid wpływów z tej wielkiej koniec bombardowania .

Dla porównania fotosynteza nie pojawiłaby się na Ziemi przez 3 miliardy lat, a nawet tylko 2,8 miliarda lat, podczas gdy najstarsze komórki eukariotyczne nie miałyby więcej niż 2,1 miliarda lat, a rozmnażanie płciowe ma nie więcej niż 1,2 miliarda lat. .

Pierwsze wycieki wulkaniczne i wielkie późne bombardowanie

Choć Phyllosian wydaje się być raczej pozbawiony wulkanicznej aktywności , szczegółowa analiza danych zebranych przez OMEGA instrumentu z Mars Express , przeznaczonych dla mineralogicznych analizy marsjańskiej powierzchni, doprowadziły do zidentyfikowania, na koniec tego eonu , okres okresu przejściowego, rozciągającego się od około 4,2 do 4,0 miliardów lat przed teraźniejszością, naznaczonego pojawieniem się znaczącej aktywności wulkanicznej, podczas gdy planeta prawdopodobnie nadal znajdowała się w warunkach umiarkowanych i wilgotnych w dość gęstej atmosferze.

Ponadto, badanie przez sond powierzchni planet typu ziemskiego - zaczynając od Księżyca - w końcu XX th century doprowadziły do postulują epizod o nazwie „ wielkie bombardowanie ” (zwane wielkie bombardowanie przez anglo -saxons) obejmujących okres dnia około 4,0 do 3,8 miliarda lat wcześniej, z dokładnością do plus lub minus 50 milionów lat. To właśnie podczas tego epizodu powstały duże baseny uderzeniowe widoczne dzisiaj na Marsie, takie jak Hellas , Argyre czy Utopia .

Występujące zarówno na ziemi i Mars, to katastrofa to może być również pochodzenia różnicy tlenku żelaza stężeniu (więcej niż proste do podwójnego) zaobserwowanego między płaszczem z ziemi i Mars. Kosmiczne uderzenia rzeczywiście spowodowałyby stopienie płaszcza Ziemi na grubości od 1200 do 2000 km , podnosząc temperaturę tego materiału do 3200 ° C , temperatury wystarczającej do zredukowania FeO do żelaza i tlenu . W ten sposób jądro Ziemi doznałoby dodatkowej podaży żelaza w wyniku redukcji płaszcza pod koniec tego bombardowania meteorytem, co tłumaczyłoby resztkową zawartość ciężaru około 8% FeO w płaszczu Ziemi. Z drugiej strony na Marsie temperatura stopionego płaszcza nigdy nie przekroczyłaby 2200 ° C , temperatury niewystarczającej do redukcji tlenku żelaza (II), a zatem pozostawiającej zawartość FeO w płaszczu marsjańskim na niezmienionym poziomie około 18%. To wyjaśniałoby, dlaczego dzisiejszy Mars jest na zewnątrz ponad dwa razy bardziej bogaty w tlenki żelaza niż Ziemia, kiedy przypuszcza się, że te dwie planety były pierwotnie podobne.

W wyniku tych gigantycznych uderzeń warunki na powierzchni planety prawdopodobnie uległy znacznej zmianie. Po pierwsze, Mars straciłby znaczną część swojej atmosfery rozproszonej w przestrzeni w wyniku tych zderzeń. Ogólny klimat planety zostałby zaburzony przez pyły i gazy wtryskiwane do atmosfery podczas tych zderzeń, a także przez możliwą zmianę nachylenia podczas takich zderzeń . Jednak możliwe jest również, że energia kinetyczna z udaru , wstrzykując energię cieplną do marsjańskiej płaszcz , zmodyfikował termicznego gradientu która ma utrzymać w jądro planety , z konwekcyjnych ruchów na Ziemi . Pochodzenie efektu dynamo generowania globalne pole magnetyczne, które spowodowałoby zniknięcie marsjańskiej magnetosfery pod koniec Noego .

Powstawanie dużych marsjańskich struktur wulkanicznych

Te wpływy u podstaw wielkich marsjańskich basenach może zainicjowały największą wulkaniczny epizod w historii planety, określający epokę znaną jako Hesperian . Charakteryzuje się to z petrologicznego punktu widzenia bogactwem minerałów zawierających siarkę , aw szczególności uwodnionych siarczanów, takich jak kizeryt MgSO 4 • H 2 O i gips CaSO 4 • 2H 2 O.

Główne marsjańskie formacje wulkaniczne wydawały się Hesperianom , a może nawet niektórym z końca Noahickiego ; dotyczy to zwłaszcza równin lawy, takich jak Malea Planum , Hesperia Planum i Syrtis Major Planum . Alba Mons mogła również rozpocząć swoją działalność w tym czasie, po zderzeniu z początkiem basenu Hellas Planitia znajdującego się na antypodach . Z drugiej strony, wybrzuszenie Tharsis i wulkany Elysium Planitia sięgałyby połowy Hesperianu , około 3,5 miliarda lat wcześniej, daty, która odpowiadałaby okresowi maksymalnej aktywności wulkanicznej na czerwonej planecie. ; W ten sposób Alba Mons zaznała swojej największej aktywności w drugiej połowie Hesperian aż do początku Amazonii .

Ten wulkanizm uwolniłby do atmosfery Marsa duże ilości dwutlenku siarki SO 2który w reakcji z wodą w chmurach utworzyłby trójtlenek siarki SO 3dając w roztworze wodnym kwas siarkowy H 2 SO 4. Reakcja ta niewątpliwie faworyzowany w Mars przy dużych wysokościach fotolizy w wodzie cząsteczki , pod działaniem nadfioletowego promieniowania z tym Słońca , co zwłaszcza uwalnia hydroksylowe rodniki HO • i wytwarza nadtlenek wodoru H 2 O 2 , utleniacz . Porównanie z atmosfery Wenus , który ma chmury kwasu siarkowego , w atmosferze dwutlenku węgla , wskazuje również rolę fotochemicznej dysocjacji z dwutlenkiem węgla przez ultrafiolet mniej niż 169 nm , aby inicjować utlenianie. Z dwutlenkiem siarki :

CO 2+ h ν → CO + O SO 2+ O → SO 3 SO 3+ H 2 O→ H 2 SO 4

Marsjańska woda byłaby zatem obciążona kwasem hesperskim siarkowym , co skutkowałoby znacznym obniżeniem jej temperatury zamarzania - eutektyki mieszaniny H 2 SO 4 • 2H 2 O - H 2 SO 4 • 3H 2 Owięc zamarza nieco poniżej −20 ° C , a mieszanina H 2 SO 4 • 6,5H 2 O - H 2 Ozamarza około 210 K , temperatura nieco poniżej -60 ° C , która jest obecną średnią temperaturą na Marsie - i prowadzi do powstania raczej siarczanów niż węglanów . To wyjaśniałoby dlaczego, skoro Mars a priori miał atmosferę CO 2i duże połacie wody w stanie ciekłym węglanów prawie nie ma, natomiast siarczany wydają się być, wręcz przeciwnie, szczególnie obfite: powstawanie węglanów jest hamowane przez kwasowość - co sugeruje obecność siarczanów ( syderyt FeCO 3, a priori najmniej rozpuszczalny węglan, wytrąca się tylko przy pH > 5) - i ciągłe uwalnianie SO 2aktywność wulkaniczna w Hesperian wyparłaby CO 2od węglanów , które mogą być uformowane w Noahickie zastąpienie ich siarczanów , jak to się dzieje na przykład pH niższe magnezu :

MgCO 3+ H 2 SO 4→ MgSO 4+ H 2 O+ CO 2

Mineralogiczne chronostratygrafia zaproponowany przez zespół planetologists odpowiedzialnych za OMEGA instrumentu z Mars Express sondy meczów, do Hesperian , w stratygraficznych eon nazwie „ Theiikian ”, termin ukuty przez angielski od starożytnego greckiego τὸ θεΐον czyli „siarki” - w dokładny pierwiastek byłby raczej przymiotnikiem * θεικον w znaczeniu „siarkowy”. Ten eon byłby jednak datowany od 4,0 do 3,6 miliarda lat przed teraźniejszością, to znaczy z opóźnieniem wynoszącym 300 do 400 milionów lat w porównaniu ze skalą Hartmanna i Neukum .

Spowolnienie wulkanizmu i wysychanie atmosfery

Kiedy minął poważny wulkaniczny epizod hesperski , Mars stopniowo zmniejszył się, aż do naszych czasów, kiedy wydaje się, że stał się niezauważalny, a może nawet zerowy. Rzeczywiście, kilka epizodów wulkanicznych o malejącej intensywności miało miejsce podczas Amazonii , w szczególności na poziomie Olympus Mons , a niektóre erupcje miałyby nawet miejsce zaledwie 2 miliony lat temu, ale aktywność ta pozostaje epizodyczna, a w każdym razie , nieznaczne w porównaniu np. z istniejącym obecnie na Ziemi wulkanizmem.

W tym samym czasie atmosfera Marsa ulegałaby ciągłej erozji od początku Hesperianu pod wpływem wiatru słonecznego po zniknięciu magnetosfery , niewątpliwie pod koniec Noego . Taka erozja, nawet umiarkowana, ale ciągła przez kilka miliardów lat, z łatwością rozproszyłaby w przestrzeni kosmicznej większość tego, co pozostało z gazowej powłoki na powierzchni Marsa po wielkim późnym bombardowaniu . Spowodowało to stopniowe zanikanie efektu cieplarnianego wywołanego CO 2.Marsa, stąd ciągły spadek temperatury i ciśnienia atmosferycznego planety od Hesperian do całej Amazonii .

Dlatego też obecność wody w stanie ciekłym na Marsie stopniowo przestała być ciągła i stała się jedynie rzadka i epizodyczna. Obecne warunki marsjańskie rzeczywiście pozwalają na istnienie wody w stanie ciekłym w najniższych regionach planety, o ile woda ta jest obciążona chlorkami i / lub kwasem siarkowym , co wydaje się mieć miejsce na Marsie. Biorąc pod uwagę wyniki analiz przeprowadzone in situ przez sondy, które badały chemicznie glebę czerwonej planety. Wydaje się, że znaczne opady deszczu wystąpiły również do połowy Amazonii , sądząc po krętych grzbietach zidentyfikowanych na przykład na wschód od Aeolis Mensae . Jednak w okresie hesperskim i amazońskim ogólne warunki na Marsie zmieniły się z gęstej, wilgotnej i umiarkowanej atmosfery na cienką, suchą i zimną atmosferę.

Te określone warunki, wystawiając na miliardy lat, minerały marsjańskiej powierzchni do atmosferze suchego pobieranej z utleniającymi jonami , sprzyjał bezwodny utleniania z żelaza w postaci żelaza (III), tlenek Fe 2 O 3 (hematyt) bezpostaciowy, u źródła rdzawego koloru charakterystycznego dla planety. Niemniej jednak utlenianie ogranicza się do powierzchni, a materiały znajdujące się bezpośrednio poniżej pozostawały w większości w swoim poprzednim stanie, z ciemniejszym kolorem. Ta przewaga tlenków żelaza wywodzi się od określenia Sidérikien określającego odpowiadający mu eon stratygraficzny , wykuty przez planetologów odpowiedzialnych za instrument OMEGA sondy Mars Express w ESA , od starożytnego greckiego ὁ σίδηρος oznaczającego „ żelazo ” - dokładny rdzeń byłby raczej przymiotnikiem * σιδηρικος w znaczeniu „żelazo” - i który zacząłby się już 3,6 miliarda lat przed teraźniejszością.

Przejście między hesperskim a amazońskim byłoby dość stopniowe, co wyjaśnia skrajną zmienność dat określających granicę między tymi dwoma epokami : 3,2 miliarda lat wcześniej według skali Hartmanna i Neukuma , ale tylko 1,8 miliarda lat później. standardowa skala Hartmanna.

Woda na Marsie

Z obfitości wody w stanie ciekłym z Noahian , dziś w atmosferze Marsa pozostają tylko ślady i niewątpliwie duże ilości wody zamarzniętej w ziemi i czapach polarnych Marsa w postaci wiecznej zmarzliny , a nawet mollisolu . W2005, sonda Mars Express wykryła w pobliżu bieguna północnego jezioro lodu wodnego w kraterze. W2007Radar MARSIS of Mars Express wykazała duże ilości lodu wodnego zakopane w ziemi graniczących resztkowego południowej czapy lodowej. Zatem objętość lodu wodnego zawartego na biegunie południowym szacuje się na 1,6 miliona kilometrów sześciennych, czyli w przybliżeniu na objętość lodu wodnego w szczątkowej czapie borealnej.

Obecność wody w podłożu została również wykryta w połowie drogi między równikiem a biegunem północnym. Na przykład w 2009 roku Mars Reconnaissance Orbiter odkrył, że niedawno powstałe kratery uderzeniowe zawierały 99% czystego lodu.

Uważa się, że trwała obecność wody w stanie ciekłym na powierzchni Marsa jest mało prawdopodobna. Rzeczywiście, biorąc pod uwagę ciśnienie i temperaturę na powierzchni Marsa, woda nie może istnieć w stanie ciekłym i przechodzi bezpośrednio ze stanu stałego do stanu gazowego poprzez sublimację . Jednak ostatnie dowody sugerują tymczasową obecność wody w stanie ciekłym w określonych warunkach. Przeprowadzono eksperymentalnie przepływy wody i solanki pod niskim ciśnieniem, aby zbadać ich następstwa na powierzchni.

W 2004zespół naukowy THEMIS, instrument Mars Odyssey przeznaczony do wykrywania obecności wody przepływającej przez Marsa, odkrył na jednym ze zdjęć sondy „ strukturę przypominającą jezioro położone w środku krateru ” .
Nadal mogą mieć miejsce bardzo krótkie przepływy. W ten sposób Michael Malin i Kenneth Edgett (i współautorzy), badacze NASA , ogłosili wgrudzień 2006mają teraz dowody aktywnego epizodycznego przepływu ziarnistego. Analiza zdjęć OMC w wysokiej rozdzielczości wykonanych przez sondę Mars Global Surveyor ujawniła obecność nowych wąwozów ( wąwozów ), których realizacja może być powiązana z osuwiskami błotnymi lub gruzami. Jednak późniejsze analizy wykazały, że te obserwacje można równie dobrze wyjaśnić przepływami suchymi. Analiza tych przepływów danymi HiRISE wskazuje, że mają one charakter sezonowy i występują zarówno pod koniec zimy, jak i na początku wiosny.
Na basenie oddziaływania z Hellas Planitia , różnica wysokości między obręczą a dno jest około 9 km . Głębokość krateru (7152 metry poniżej referencyjnego poziomu topograficznego) wyjaśnia poniższe ciśnienie atmosferyczne: 1155 Pa (tj. 11,55 mbar lub nawet 0,01 atm ). Jest to 89% wyższe niż ciśnienie w zerowym poziomie ( 610 Pa , lub 6,1 Pa ) i powyżej punktu potrójnego z wody , co sugeruje, że w fazie ciekłej będzie ulotne (parowanie topnienia lodu), gdy temperatura przekracza 273,16 K ( 0,01 ° C ) w przypadku czystej wody. Niemniej jednak niższa temperatura byłaby wystarczająca dla słonej wody, co miałoby miejsce w przypadku wody marsjańskiej - woda w stanie ciekłym istnieje na Ziemi do bardzo niskich temperatur, na przykład w bardzo słonym jeziorze Don Juan na Antarktydzie, a niektóre solanki pozostają płynne nawet w niższych temperaturach. temperatury, jak również kilka rozwiązań z kwasem siarkowym .

Wiosną zidentyfikowano również sezonowe ślady przepływu. 2011za pomocą instrumentu HiRISE sondy Mars Reconnaissance Orbiter w kilku punktach na powierzchni Marsa w postaci ciemnych śladów, które wydłużają się i rozszerzają na zboczach wystawionych na działanie słońca, w szczególności na krawędziach krateru Newtona . Te raczej ciemne formacje, o szerokości od 0,5 do 5 metrów, tworzą się preferencyjnie zwrócone w stronę równika na zboczach nachylonych od 25 ° do 40 ° między 48 ° S a 32 ° S , z maksymalną długością pod koniec lata i wczesną jesienią lokalnego, podczas gdy temperatura powierzchni wynosi pomiędzy 250 , a 300 K .

Różnice w jasności, rozkład szerokości geograficznej i sezonowość tych objawów sugerują, że są one spowodowane przez lotną substancję, ale nie zostało to bezpośrednio wykryte. Występują w miejscach, które są zbyt gorące na powierzchni Marsa, aby mógł być zamrożonym dwutlenkiem węgla , i generalnie zbyt zimne, aby być również czystą zamarzniętą wodą. Dlatego obserwacje te przemawiają za solankami , które zdają się od czasu do czasu tworzyć na powierzchni planety. Plik28 września 2015 NASA zapowiada, że analizy obrazów z sondy Mars Reconnaissance Orbiter potwierdziłyby obecność cieczy na Marsie w postaci uwodnionych soli.

W marcu 2014 roku, po eksploracji przeprowadzonej przez robota Curiosity, NASA ogłosiła, że krater Gale, który przez miliony lat był zasilany przez rzeki, zapełniłby duże jezioro .

Badanie opublikowane w marzec 2017wykazał, że przepływy ostatecznie wyschną. Rzeczywiście, ilości wody niezbędne do wyjaśnienia tych źródeł wody każdego roku są niewystarczające w atmosferze. Podziemne źródło jest również mało prawdopodobne, ponieważ na szczytach czasami tworzą się ciemne strumienie ( Recurring Slope Lineae , RSL ). Zgodnie z nową teorią efekt pompy Knudsena (in) powoduje przepływ wyzwalający, który w ten sposób jest całkowicie suchy.

Plik 25 lipca 2018 rsonda kosmiczna Mars Express, kierowana przez Europejską Agencję Kosmiczną, wykrywa na poziomie południowej czapy polarnej obecność podziemnego jeziora wody w stanie ciekłym o szerokości 20 km , 1,5 km pod powierzchnią Marsa. Chociaż w temperaturze poniżej punktu zamarzania czystej wody, jezioro to byłoby płynne ze względu na wysokie stężenie marsjańskich soli i minerałów.

Naturalne satelity

Mars ma dwa małe księżyce, Fobos i Deimos , przypominające asteroidy typu chondryt węglowy lub typu D , których pochodzenie pozostaje niepewne, z kilkoma postawionymi hipotezami:

Mogą to być przypadkowe asteroidy przechwycone przez Marsa, ale trudność tego scenariusza polega na wyjaśnieniu, w jaki sposób w tym przypadku te dwa satelity były w stanie uzyskać swoje obecne orbity, kołowe i niezbyt nachylone - zaledwie 1 ° - w stosunku do Marsa. równik: oznaczałoby to mechanizmy hamowania atmosferycznego i regularyzację przez efekty pływowe, scenariusze, które przedstawiają trudności w porównaniu z niewystarczalnością atmosfery Marsa do osiągnięcia takiego wyhamowania w przypadku Fobosa , oraz niewystarczający czas wymagany do okrążenia orbity Deimosa . Niemniej jednak ten mechanizm przechwytywania mógłby zostać znacznie ułatwiony w przypadku podwójnych asteroid, z których jeden zostałby wyrzucony, podczas gdy drugi krążyłby wokół czerwonej planety.
Oba satelity Marsa mogły również powstać w tym samym czasie, co ich planeta-matka, trudność w tym przypadku polega na wyjaśnieniu różnicy w składzie między Marsem z jednej strony a jego dwoma satelitami z drugiej.
Wreszcie trzecia hipoteza zakłada, że Fobos i Deimos to dwa ciała skupione z pozostałości umieszczonych na orbicie w następstwie jednego lub większej liczby poważnych uderzeń planetozymali wkrótce po uformowaniu Marsa, scenariusz łączący hipotezę „ Théia ” wyjaśniającą powstanie Księżyca przez podobny mechanizm interweniował na proto-Ziemi.

Fobos

Fobos , naturalny satelita Marsa znajdujący się najbliżej planety, ma nieregularną masę o wymiarach 27 × 22 × 18 km i krąży mniej niż 6000 km nad poziomem morza, tak że nie można go zobaczyć z polarnych regionów powierzchni Marsa, poza 70,4 ° szerokości geograficznej północnej lub południowej, gdzie jest przesłonięty krzywizną planety. Sonda Mars Global Surveyor ujawniła, że jej powierzchnia, bardzo pokryta kraterami, pokryta jest grubym regolitem o długości stu metrów, pochodzącym prawdopodobnie z niezliczonych uderzeń, które miały miejsce na powierzchni tego obiektu. Jego średnia gęstość jest o połowę mniejsza niż na Marsie i wynosi nieco poniżej 1890 kg / m 3 , co sugeruje porowatą naturę wynikającą z aglomerowanej struktury blokowej, której ogólna spójność byłaby dość słaba. Byłaby to asteroida typu D , to znaczy zbudowana z materiałów zdominowanych przez bezwodne krzemiany ze znaczną zawartością węgla , związków organicznych oraz być może lodu wodnego. Miałby skład zbliżony do węglowego chondrytu , co wyjaśnia jego albedo wynoszące zaledwie 0,071. Wydaje się, że mineralogiczna natura powierzchni badanej przez spektrometr podczerwieni ISM sondy Phobos 2 odpowiada oliwinowi z miejscowymi stężeniami ortopiroksenu . Obecność wody na powierzchni satelity została wyraźnie wykluczona w kilku badaniach, ale nie pozostaje wykluczona na głębokości.

Jedną z charakterystycznych cech Fobosa jest obecność równoległych rowków na głębokości co najwyżej 30 m , szerokości 200 mi długości 20 km , które wydają się owijać satelitę promieniowo wokół krateru Stickneya i które mogą być śladami szczątków wyrzuconych w przestrzeń uderzenia w Marsa, który zostałby zniesiony na orbitę przez Fobosa : rowki wydają się „płynąć” na powierzchni satelity od jego punktu „do przodu” - w kierunku jego synchronicznej rotacji wokół Marsa - bardziej niż z samego krateru Stickneya , znajdujący się w pobliżu przedniego punktu. Te rowki są dokładniej katenami , które wynikają z łańcuchów wyrównanych kraterów .

Krążąc wewnątrz synchronicznej orbity Marsa, znajdującej się na wysokości 17 000 km , Fobos jest spowalniany przez siły pływowe wywierane przez kulę marsjańską, powodując utratę wysokości w tempie około 18 cm rocznie: przy tej prędkości będzie osiągnie granicę Roche za około 11 milionów lat i rozpadnie się na wysokości około 4000 km nad powierzchnią Marsa, gdzie powinien stopniowo utworzyć pierścień .

Deimos

Drugi satelita Marsa, Deimos , jest jeszcze mniejszy od pierwszego i ma wymiary 15 × 12,2 × 10,4 km . Krąży na wysokości nieco ponad 23 000 km , po prawie kołowej orbicie nachylonej o mniej niż jeden stopień od równika marsjańskiego. Wydaje się, że ma tę samą naturę co Fobos - asteroida typu D o składzie zbliżonym do węglowego chondrytu - ale jej powierzchnia, a priori tak samo pokryta kratami jak Fobos, byłaby znacznie bardziej zmiękczona przez wystarczająco grubą warstwę regolitu wypełnić powierzchnię, większość kraterów. Gęstość tej regolitem oszacowano przez radar jest w przybliżeniu 1.100 kg / m 3 , które satelity jako całość jest rzędu 1470 kilogram / m 3 .

Widoki wykonane przez Mars Reconnaissance Orbiter pokazały powierzchnię o różnym kolorze w zależności od regionu, przy czym regolit miał ciemniejszy czerwony odcień wyraźniejszy niż powierzchnie pozornie nowsze, położone wokół pewnych kraterów i na krawędziach grzbietów. Na Deimos nie zaobserwowano katen tworzących charakterystyczne bruzdy na powierzchni Fobosa .

Właściwości naturalnych satelitów Marsa

własność	Fobos	Deimos
Wymiary	26,8 × 22,4 × 18,4 km	15,0 × 12,2 × 10,4 km
Masa	1,072 × 10 16 kg	1,48 × 10 15 kg
Średnia gęstość	1,887 kg / m 3	1471 kg / m 3
Grawitacja powierzchniowa	1,9 do 8,4 mm / s 2	około 3,9 mm / s 2
Prędkość zwolnienia	11,3 m / s	5,6 m / s
Albedo	0,071	0,068
Półoś z orbity	9 377,2 km	23460 km
Ekscentryczność orbity	0,015 1	0,000 2
Pochylenie osi	1,075 °	0,93 °
Okres orbitalny	0,310 841 8 sol ≈ 0,318 910 23 d	1.230 5 zoli ≈ 1.262 44 d

Odkrycie i denominacja

Oba satelity zostały odkryte podczas opozycji w sierpniu 1877 roku przez Asaph Hall za pomocą 26-calowego teleskopu z Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych w Waszyngtonie .

Zostały one pierwotnie nazwany Phobus i Deimus po sugestii Henry Madan profesora w Eton College z linii 119 pieśni XV Iliady :

Ὣς φάτο, καί ῥ 'ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε 'ἐδύσετο παμφανόωντα.

- tłumaczenie z greckiego przez Leconte de Lisle , Iliady - Pieśń XV

- Więc przemówił i rozkazał Terrorowi i Strachowi zaprzęgać jego konie, i przykrył się swoją wspaniałą zbroją. "

- Iliada - Pieśń XV

W greckiej mitologii , Phobos i Deimos są synowie boga Aresa , w starożytności grecki Φόβος / Phobos oznacza „strach” i Δεῖμος / Deimos „terroru”. Nazwa ta jest grą słów na polisemii słowa satelita, która może oznaczać jednocześnie gwiazdę (satelity planety) lub osobę, ochroniarza (satelity boga).

Asteroidy trojańskie i krążowniki Marsa

Obecnie w następstwie Marsa znane są cztery trojany . Pierwsza, odkryta w1990, a najbardziej znanym z nich jest (5261) Eurêka , położona w punkcie Lagrange L 5 . Pozostałe trzy to 1998 VF31 (w punkcie L 4 ), 1999 UJ7 (w punkcie L 5 ) i 2007 NS2 (w punkcie L 5 ).

Mars ma również asteroidę współorbitalną: (26677) 2001 EJ18.

Sześć innych asteroid jest również blisko spokrewnionych z Marsem, ale nie wydaje się, aby były to trojany: 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 i 1998 SD4.

2007 WD 5 jest asteroidą bliską Ziemi i odkrytą na 50 m długości aréocroiseur20 listopada 2007przez Andrea Boattini z Catalina Sky Survey . Według do NASA Near Earth Object Program , miał jedną na 10000 (lub 0,01%) szansę wpływu na Marsa30 stycznia 2008, wpływ, który ostatecznie nie nastąpił.

Historia obserwacji planety

Starożytne obserwacje

„Hor-Desher”

„Kto się cofa”

Mars, jako jedna z pięciu planet widocznych gołym okiem (wraz z Merkurym, Wenus, Jowiszem i Saturnem), jest obserwowany od czasu, gdy ludzie patrzą na nocne niebo. W swoich opozycjach jest to najjaśniejsza planeta po Wenus (jej pozorna wielkość może wtedy osiągnąć -2,9, przez resztę czasu drugą najjaśniejszą planetą jest Jowisz).

Charakterystyczny czerwony kolor Marsa przyniósł mu w starożytności zbliżenie z greckim bogiem wojny Aresem, a następnie z jego rzymskim odpowiednikiem Marsem , przywołującym krew pól bitewnych.

W Babilończycy nazywali ją Nirgal lub Nergal , bóg śmierci, zniszczenia i ognia.

Egipcjanie nazywali go „ Czerwonym Horusem ” ( ḥr Dšr, Hor-desher ) i wiedzieli o jego „ruchu wstecznym” (obecnie nazywanym ruchem wstecznym ).

W mitologii hinduskiej Mars nazywany jest Mangala ( मंगल ) od imienia boga wojny. W czworoboku Memnonia na jej cześć została nazwana Mangala Valles.

W języku hebrajskim nazywa się Ma'adim ( מאדים ): ten, który się rumieni . Ma'adim Vallis używa tego terminu.

W Azji Wschodniej ( Chiny , Japonia , Korea i Wietnam ) Mars to火星, dosłownie gwiazda (星) ogień (火). W języku mandaryńskim i kantońskim jest powszechnie określane jako huoxing (火星, huǒxīng w pinyin ) i tradycyjnie Yinghuo (荧惑, yínghuò w pinyin, litt. „Flamboyant confused”). W japońskim ,火星w kanji ,かせいw hiragana lub Kasei w Romaji (które dało nazwę Kasei Vallis ). W koreańskim ,火星w hanja i 화성 w Hangeul , przepisywana w Hwaseong .

Mars jest nadal znany jako „Czerwona Planeta”.

Niewiele pozostaje dokumentacji z obserwacji astronomicznych sprzed teleskopu , a te są zabarwione religią lub astrologią (np. Zodiak Dendery w Górnym Egipcie ). Co więcej, obserwacje gołym okiem nie pozwalają nam obserwować samej planety, a raczej jej trajektorię na niebie.

Obserwacje teleskopowe

W 1600w Pradze Johannes Kepler zostaje asystentem Tycho Brahe (zm. w r1601), dla którego musi obliczyć dokładną orbitę Marsa. Obliczenie matematyczne zajmuje sześć lat i odkrywa, że orbity planet są elipsami, a nie okręgami. To pierwsze prawo Keplera, które opublikował1609w swojej pracy Astronomia nova .

Wiara w istnienie kanały marsjańskie trwała od końca XIX XX wieku do początku XX th wieku i oddał wyobraźni, przyczyniając się do mitu istnienia inteligentnego życia na czwartej planecie Układu Słonecznego. Ich obserwacja, która nigdy nie była jednomyślna, pochodziła z iluzji optycznej, zjawiska częstego w ówczesnych warunkach obserwacyjnych ( pareidolia ).

W XX th century, stosowanie dużych teleskopów mogą uzyskać najdokładniejsze mapy przed wysłaniem sond. W obserwatorium Meudon obserwacje Eugène Antoniadi w1909zaowocowało publikacją Planet Mars w1930. W Obserwatorium Pic du Midi obserwacje prowadzili Bernard Lyot , Henri Camichel, Audouin Dollfus i Jean-Henri Focas .

Badanie

Eksploracja Marsa odbywa się za pomocą sond kosmicznych , aw szczególności: Satelity sztuczne i „ astromobiles ”, zwany także „ Wędrowcy ”.

Zajmuje ważne miejsce w programach eksploracji kosmosu Rosji (a wcześniej przez ZSRR ), Stanów Zjednoczonych , Unii Europejskiej i Japonii oraz zaczyna materializować się w programie kosmicznym Chińskiej Republiki Ludowej . Na przestrzeni lat na Marsa wystrzelono około 40 sond orbitalnych i lądowników1960.

Uwaga: podane poniżej daty dotyczą rozpoczęcia i zakończenia misji; data pośrednia to umieszczenie satelity na orbicie marsjańskiej ( orbita ) lub lądowanie lądownika ( lądownika ).

Misje zakończone niepowodzeniem

Sondy radzieckie:
- Marzec 1960 A.
- Marzec 1960 B.
- Marzec 1962 A.
- Marzec 1962 B.
- 1 marca (1 st listopad 1962 - 21 marca 1963)
- 4 marca
- 7 Marca
- Zond 2
- Fobos 1
- Fobos 2

Sondy amerykańskie:
- Marynować 3
- Marynować 8
- Deep Space 2
- Mars Observer (25 września 1992 - utrata kontaktu 21 sierpnia 1993)
- Mars Climate Orbiter (11 grudnia 1998 - 23 września 1999)
- Mars Polarny Lander (3 stycznia 1999 - 3 grudnia 1999)

Rosyjskie sondy:
- Marzec 96
- Phobos-Grunt była misją dowodzoną przez Rosjan8 listopada 2011 ale bez możliwości umieszczenia sondy na jej orbicie tranzytowej na Marsa, tak że statek kosmiczny rozbił się na Ziemi dalej 15 stycznia 2012na południowym Pacyfiku . Celem było sprowadzenie próbek gleby z Phobos .
Yinghuo 1 była chińską misją składającą się z małego modułu, który miał zostać umieszczony na orbicie Marsa przez rosyjski statek Phobos-Grunt w celu zbadania bezpośredniego otoczenia Czerwonej Planety; niepowodzenie misji Phobos-Grunt doprowadziło do misji Yinghuo 1.
Europejska sonda Beagle 2 (2 czerwca 2003 - 25 grudnia 2003). Wygląda na to, że lądowanie poszło dobrze, ale kontakt z sondą został utracony. W styczniu 2015 roku została znaleziona na zdjęciach powierzchni Marsa wykonanych przez orbitę Mars Reconnaissance Orbiter .
Japońska sonda Nozomi (のぞみ) (3 lipca 1998 - 9 grudnia 2003) od tego czasu pozostaje na orbicie heliocentrycznej .
Europejska sonda Schiaparelli (14 marca 2016 r. - 19 października 2016 r.) Zaginęła w wyniku przedwczesnego wyrzucenia spadochronu podczas opadania atmosferycznego, co spowodowało katastrofę.

Misje zakończone

Sondy amerykańskie (proste przeloty):
- Marynować 4 (28 listopada 1964 - przelecieć 14 lipca 1965 - misja zakończona dnia 21 grudnia 1967)
- Marynować 6 (24 lutego 1969 - przelecieć 31 lipca 1969)
- Marynować 7 (27 marca 1969 - przelecieć 5 sierpnia 1969)
Amerykańskie satelity:
- Marynować 9 (30 maja 1971 - 13 listopada 1971 - 27 października 1972)
- Mars Global Surveyor (7 listopada 1996 - 11 września 1997 - 5 listopada 2006)

Orbitery radzieckie:
- 5 marca (25 lipca 1973 - 12 lutego 1974 - 5 marca 1974)
Radzieckie lądowniki:
- 2 marca (19 maja 1971 - 27 listopada 1971 - 22 sierpnia 1972)
- 3 marca (28 maja 1971 - 2 grudnia 1971 - 22 sierpnia 1972).
- 6 marca (5 sierpnia 1973 - 12 marca 1974 - 12 marca 1974) dane przesyłane tylko podczas zniżania.

Program wikingów z lądownikiem i orbiterem:
- Wiking 1 (20 sierpnia 1975 - 11 listopada 1982)
- Viking 2 (9 września 1975 - 11 kwietnia 1980)
Lądownik i łazik Mars Pathfinder (4 grudnia 1996 - 4 lipca 1997 - 27 września 1997)
Lądownik Feniks (4 sierpnia 2007 - 26 maja 2008 - 10 listopada 2008)
Łazik do eksploracji Marsa :
- Duch (10 czerwca 2003 - 3 stycznia 2004 - 22 marca 2010, data ostatniego kontaktu z tym zablokowanym łazikiem.)
- Okazja (8 lipca 2003 - 24 stycznia 2004 - 13 lutego 2019, data ostatniego kontaktu)

Misje orbitalne w toku

2001 Mars Odyssey (7 kwietnia 2001 - 24 października 2001 -?)
March Express (2 czerwca 2003 - wielokrotnie przedłużane, wyłączenie planowane na koniec 2022)
Mars Reconnaissance Orbiter (12 sierpnia 2005 - 10 marca 2006 -?)
Misja Mars Orbiter (5 listopada 2013 - 24 września 2014 - październik 2016 to planowany koniec misji, ale satelita jest nadal aktywny 2017.)
MAVEN (18 listopada 2013 -?)
Orbiter gazu śladowego (14 marca 2016 r - 19 października 2016 r - koniec planowany za 2022)
Arabskie Marsa Mission to Emirati Agencja Kosmiczna sonda , która startuje na19 lipca 2020 r. Składa się z orbitera wyposażonego w trzy instrumenty naukowe przeznaczone do badania atmosfery Marsa. Jest to pierwsza sonda kosmiczna ZEA i pierwsza sonda kosmiczna w świecie arabskim . Umieścił na orbicie wokół Marsa9 lutego 2021 r.

Misje naziemne w toku

Mars Science Laboratory to misja opracowana przez NASA i uruchomiona26 listopada 2011. Wyposażony jest w łazik Curiosity, który jest znacznie bardziej wydajny niż Spirit i Opportunity w celu poszukiwania śladów dawnego życia poprzez różne analizy geologiczne. Curiosity wylądował na Bradbury Landing Strefy w Gale Crater The6 sierpnia 2012.
InSight zawiera europejskie instrumenty naukowe (sejsmometr, czujnik przepływu ciepła i stację pogodową). udane lądowanie26 listopada 2018 rna szerokości 4,5 ° N i długości 135,9 ° E. Zakończenie misji planowane jest na2020.
Marzec 2020 to misja NASA, która wystartowała30 lipca 2020 rNa pokładzie łazika (łazika) Perseverance (jego konstrukcja jest w dużej mierze oparta na Curiosity, ale wyposażony w najbardziej zaawansowane instrumenty) oraz mini helikopter (typ UAV ), March Helicopter Scout Ingenuity . Łazik wylądował dalej18 lutego 2021 rw kraterze Jezero .

Misja na orbicie oczekująca na lądowanie

Tianwen-1 to sonda chińskiej agencji kosmicznej ( CNSA ), która startuje23 lipca 2020 r. Zawiera orbiter i lądownik, który musi umieścić łazik na powierzchni planety. To pierwsza niezależna misja marsjańska kierowana przez Chiny. Umieścił na orbicie wokół Marsa10 lutego 2021 r, podczas gdy lądownik i łazik muszą wylądować na jego powierzchni w maju lub Czerwiec 2021.

Program w projekcie

Program Aurora z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) zawiera kilka elementów, w tym ExoMars misji we współpracy z rosyjskiej agencji kosmicznej Roskosmos i Mars Sample Return projektu we współpracy z NASA .

Anulowany program

Przez Program Constellation „s NASA proponuje, aby wysłać ludzi na Księżyc2020aby przygotować się do przyszłych misji załogowych na Marsa. Uznany za zbyt kosztowny dla przestarzałych opcji technologicznych, ten program zainicjowany przez administrację Busha , który był już poważnie opóźniony , został porzucony1 st lutego 2010przez administrację Obamy .

Chronologia

Sztuczne satelity wokół Marsa

Różne misje marsjańskie ustawiły sztuczne satelity wokół planety. Służą jako przekaźniki telekomunikacyjne z modułami umieszczonymi na ziemi oraz wykonują globalne pomiary środowiska i powierzchni Marsa.

Dziesięć sztucznych satelitów krąży obecnie wokół Marsa, z których osiem nadal działa, więcej maszyn niż w przypadku jakiegokolwiek innego obiektu w Układzie Słonecznym poza Ziemią.

Sztuczne satelity na orbicie Marsa w lutym 2021 r

Misja	Uruchomić	Na orbicie	Status
Marynować 9	30 maja 1971	14 listopada 1971	Misja zakończona 27 października 1972 roku Stabilna orbita szacowana na 50 lat, po której satelita wejdzie w atmosferę Marsa
Mars Global Surveyor	7 listopada 1996	11 września 1997	Kontakt utracony 2 listopada 2006 roku
2001 March Odyssey	7 kwietnia 2001	24 października 2001	W działaniu
March Express	2 czerwca 2003	25 grudnia 2003	W działaniu
Mars Reconnaissance Orbiter	12 sierpnia 2005	10 marca 2006	W działaniu
Misja Mars Orbiter	5 listopada 2013	24 września 2014	W działaniu
MAVEN	12 listopada 2013	21 września 2014	W działaniu
Trace Gas Orbiter	14 marca 2016 r	19 października 2016 r	W działaniu
EMM (Mars Hope)	19 lipca 2020 r	9 lutego 2021 r	W działaniu
Tianwen-1 (orbiter)	23 lipca 2020 r	10 lutego 2021 r	W działaniu

Kultura

Symbolizacja i symbolika

Astronomicznym symbolem Marsa jest okrąg ze strzałką skierowaną na północny wschód ( Unicode 0x2642 ♂). W alchemii ten symbol jest powiązany z żelazem (którego tlenek jest czerwony) i czasami wskazuje na kopalnię żelaza na kartach.

Ponieważ Mars potrzebuje mniej niż dwóch lat, aby okrążyć Słońce, jego symbol został użyty przez Carla von Linné do przedstawiania dwuletnich roślin w jego książce Species plantarum .

Ten symbol jest stylizowanym przedstawieniem tarczy i włóczni boga Marsa . W biologii ten sam symbol jest używany jako zakładka dla płci męskiej .

Volvo umieściło ten symbol w swoim logo ze względu na jego skojarzenie z żelazem, a więc z przemysłem stalowym .

Men Are From Mars, Women Are From Venus to bestseller Johna Greya opublikowany w1992.

Kolor czerwony kojarzy się z Marsem. Kojarzymy to również z przemocą, złością, wojną: wszystkimi typowymi atrybutami boga Marsa.

Hipotetyczna korelacja między położeniem planety Mars względem horyzontu w momencie urodzenia a przeznaczeniem niektórych sportowców nazywa się efektem Marsa .

Na zdjęciach wykonanych przez Vikinga 1 , The25 lipca 1976Podczas swojej 35 -tego orbity, istnieją w Cydonia z pozorną struktur sztucznych w tym gigantycznym twarzy i piramid. Ta legenda powtarza się w amerykańskim filmie science fiction Mission to Mars, zrealizowanym w r2000przez Brian De Palma .

Muzyka

„Mars, ten, który przynosi wojnę” to pierwsza część dużego dzieła orkiestrowego The Planets , skomponowanego i napisanego przez Gustava Holsta między1914 i 1916.

Piosenka brytyjskiego piosenkarza Davida Bowiego , Life on Mars? , opublikowany w 1971 roku, zadaje w swoim refrenie pytanie: czy na Marsie jest życie? („Czy na Marsie jest życie?”)

Fikcja

Literatura

HG Wells , The War of the Worlds [ "The War of the Worlds"] ( 1 st ed. 1898) ; - tekst Wojny światów na Wikiźródłach ;
Cycle of Mars , przez Edgar Rice Burroughs , od lutego 1912 roku;
Promień Bradbury , Kroniki marsjańskie [ "Kroniki marsjańskie"] ( 1 st ed. 1950), ;
Leigh Brackett , The Book of Mars (między 1953 a 1967);
Kim Stanley Robinson :
- Trylogia Marsa
  - Czerwony Mars [ "Czerwony Mars"] ( 1 st wyd. 1992) ;
  - March green ["Green March"] ( wydanie 1- sze 1993) ;
  - Niebieski Mars [ "niebieski Mars"] ( 1 st ed. , 1996) ;
- Marsjanie [ "Marsjan"] ( 1 st ed. 1999), - zbiór opowiadań;
Stephen Baxter , podróże ( 1 st wyd. 1996) ;
Gustave Le Rouge , Więzień planety Mars (1908); Wojny wampirów (1909)
Dan Simmons , Ilium ( 1 st wyd. 2003) ;
Dan Simmons , Olympos ( 1 st wyd. 2005) ;
Andy Weir , Marsjański [ "Marsjański"] ( 1 st ed. 2011) ;
Lady Astronaute , zbiór opowiadań Mary Robinette Kowal wydany w 2020 roku.

Komiksy francuskojęzyczne

Patrick Cothias (scenariusz) i Antonio Parras (rysunek), Le Lièvre de Mars , Glénat ;
Richard Marazano (scenariusz) i Jean-Michel Ponzio (rysunek), Le Complexe du Chimpanzé , Dargaud.

Gry planszowe

Misja: Czerwona planeta Bruno Cathali i Bruno Faidutti (Asmodée, 2005)
Terraformowanie Marsa autorstwa Jacoba Fryxeliusa (FryxGames, 2016)
Pierwsi Marsjanie: Przygody na Czerwonej Planecie Ignacego Trzewiczka (Portal Games, 2017)
On Mars by Vital Lacerda (Eagle-Gryphon Games, 2019)

Uwagi i odniesienia

Uwagi

Najwyższą górą w Układzie Słonecznym jest centralny szczyt krateru Rheasilvia , na Westy , o wysokości około 22 000 m nad dnem krateru. Pod względem wysokości (w stosunku do poziomu odniesienia ciała niebieskiego), to z drugiej strony Olympus Mons , który zajmuje pierwsze miejsce z 21,229 m przed tylko 9000 m (w przybliżeniu) dla Rheasilvia.
Jedna z tych teorii, sformułowana w latach 80. XX wieku, w szczególności wykorzystuje właściwości replikacyjne glinek do katalizowania tworzenia organicznych makrocząsteczek .

Bibliografia

(w) Alvin Seiff i Donn B. Kirk , „ Struktura atmosfery Marsa w lecie na średnich szerokościach geograficznych ” , Journal of Geophysical Research , vol. 82, 30 września 1977, s. 4364-4378 ( czytaj online ) DOI : 10.1029 / JS082i028p04364
(en) MSL Science Team, „ Abundance and Isotopic Composition of Gases in the Marsian Atmosphere from the Curiosity Rover ” DOI : 10.1126 / science.1237966
(en) G. Neukum , R. Jaumann , H. Hoffmann , E. Hauber , JW Head , AT Basilevsky , BA Ivanov , SC Werner , S. van Gasselt , JB Murray , T. McCord and the team instrumentu High Resolution Stereo Camera misji Mars Express , „ Niedawna i epizodyczna aktywność wulkaniczna i lodowcowa na Marsie ujawniona przez High Resolution Stereo Camera ” , Nature , vol. 432,23 grudnia 2004, s. 971-979 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature03231 .
(w) David R. Williams, „ March Fact Sheet ” w NASA ,Wrzesień 2004(dostęp 12 października 2007 ) .
(w) „ Statek kosmiczny NASA potwierdza marsjańską wodę, misja rozszerzona ” na NASA ,31 lipca 2008(dostęp 12 sierpnia 2018 ) .
(w) „MarsDist” (wersja z 7 marca 2008 r. W archiwum internetowym ) .
(w) Jean Meeus, „ Kiedy był ostatni marzec tak blisko? » [PDF] , w International Planetarium Society (en) ,Marzec 2003(dostęp 12 sierpnia 2018 ) .
(en) R. Baalke, „ Mars robi najbliższe podejście za prawie 60 000 lat ” ,22 sierpnia 2003(dostęp 27 listopada 2009 ) .
(w) William R. Ward , „ Large-Scale Changes in the Obliquity of Mars ” , Science , vol. 181 n O 409620 lipca 1973, s. 260-262 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.181.4096.260 , czytać online ).
(w :) William R. Ward i Donald J. Rudy , „ Resonant obliquity of Mars? » , Ikar , t. 94, n o 1,Listopad 1991, s. 160-164 ( DOI 10,1016 / 0019-1035 (91) 90146-K , czytać online , dostęp 12 sierpnia 2018 ).
(w) Jihad Touma and Jack Wisdom , „ The Chaotic Obliquity of Mars ” , Science , vol. 259 n O 5099,26 lutego 1993, s. 1294-1297 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.259.5099.1294 , czytaj online ).
(w) J. Laskar , ACM Correia , Mr. Gastineau , F. Joutel , B. Levrard i P. Robute , „ Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation values of Mars ” , Icarus , vol. 170 n O 2Sierpień 2004, s. 343-364 ( czytaj online [ [PDF] ]) DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
(w) Benjamin Levrard Francois Forget Franck Montmessin Jacques laskar , „ Ostatnie złoża lodu bogate utworzonej w wysokiej szerokości na Mars przez sublimację lodu w niestabilnym równikowej niskiej nachylenia ” , Naturę , N O 43128 października 2004, s. 1072-1075 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature03055 .
(w) F. Forget , RM Haberle , F. Montmessin B. Levrard i JW Head , „ Formacja lodowców na Marsie przez Atmospheric Precipitation at High Obliquity ” , Science , vol. 311 n O 5759,20 stycznia 2006, s. 368-371 ( czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1120335 .
(en) " Mars może wynurzać się z epoki lodowcowej " , w Jet Propulsion Laboratory ,17 grudnia 2003(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Siódmy Międzynarodowej Konferencji na Marsie: Marzec podpowierzchniowych ocieplenia przy niskim nachylenia ” .
Jacques Laskar, „ Small notice on the oppositions of Mars ” , on IMCCE ,14 sierpnia 2003(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
Jean-Luc Goudet, „ Mars w opozycji, jak najbliżej Ziemi: podążaj za nim razem z nami! » , On Futura-Sciences ,25 stycznia 2010(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
JL Dauvergne, „ Obserwuj Marsa jak najbliżej Ziemi ” , na Ciel et Espace ,27 lutego 2012(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Republika Zielonego Przylądka, Krater Wiktorii ” , Cornell University MarsWatch,29 grudnia 2006.
(in) ESA, „ Gdzie jest zero stopni długości geograficznej na Marsie? " ,19 sierpnia 2004(dostęp 26 czerwca 2008 ) .
(w) „ March Datum ” on Lunar and Planetary Institute .
(w) "Mars 1: 5 milionów w skali MOLA Images" (wersja z 5 listopada 2010 w Internet Archive ) .
(w) „ 1 marca: obrazy w skali 5 milionów - THEMIS ” na USGS (dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ PIA02031: Maps of Mars Global Topography ” , w magazynie NASA Jet Propulsion Laboratory Photojournal ,27 maja 1999.
(w) Thomas R. Watters , Patrick J. McGovern i Rossman P. Irwin , „ Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars ” , Annual Review of Earth and Planetary Sciences (w) , vol. 35,Maj 2007, s. 621-625 ( DOI 10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 , czytaj online ).
(w) Thomas R. Watters , Carl J. Leuschen , Jeffrey J. Plaut , Giovanni Picardi , Ali Safaeinili , Stephen M. Clifford , William M. Farrell , Anton B. Ivanov , Roger J. Phillips i Ellen R. Stofan , „ MARSIS radar sondy dowód zakopanych basenów na północnych nizinach Marsa ” , Nature , vol. 444,14 grudnia 2006, s. 905-908 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ).
(w) „Zdjęcia prasowe: Duch - chwila zatrzymana w czasie ” , na NASA ,10 czerwca 2005(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) David Darling, " Atmosfera marca " , w The Internet Encyclopedia of Science .
(w) MSL Science Team, „ Obfitość i skład izotopowy gazów w atmosferze z ciekawości łazika marsjańskiego ” DOI : 10.1126 / science.1237966
(w) Alvin Seiff i Donn B. Kirk , „ Struktura atmosfery Marsa w lecie na średnich szerokościach geograficznych ” , Journal of Geophysical Research , vol. 82,30 września 1977, s. 4364-4378 ( DOI 10.1029 / JS082i028p04364 , czytaj online ).
(w) Arvydas Kliore Dan L. Cain , Gerald S. Levy , R. Von Eshleman Gunnar Fjeldbo i Frank D. Drake , „ Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere ” , Science , vol. 149 n O 3689,10 września 1965, s. 1243-1248 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.149.3689.1243 .
„ Atmosfera Marsa ” , z Belgian Institute of Space Aeronomy (dostęp 13 sierpnia 2013 ) .
(w) ESA " Mars Express potwierdza obecność metanu w marsjańskiej atmosferze " ,30 marca 2004(dostęp 29 czerwca 2008 ) .
S. Atreya , „ Methane, a sign of life on Mars and Titan? ", Pour la Science , n o 356,czerwiec 2007.
(w) ESA " 1st Mars Express Science Conference " ,21 lutego 2005(dostęp 29 czerwca 2008 ) , s. 113
(w) „ Watching Martian Clouds Go By ” , z Jet Propulsion Laboratory ,24 marca 2008(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(en) JS Kargel i Giles M. Marion, „ Mars as a salt-, acid- and gas-hydrate world ” [PDF] , Lunar and Planetary Science XXXV ,2004(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Ice Clouds in Martian Arctic (Accelerated Movie) ” , na Uniwersytecie Arizony ,wrzesień 2008(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Lodowe chmury kładą marzec w cieniu ” w Europejskiej Agencji Kosmicznej ,16 stycznia 2008(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
Olivier de Goursac, „ Kolory Marsa ” , w Futura-Sciences ,31 stycznia 2005(konsultowano się 13 sierpnia 2018 r. ) - Olivier de Goursac, Visions de Mars, Éditions de la Martinière, 14 września 2004.
(w) MT Lemmon , J. Wolff , MD Smith , RT Clancy , D. Banfield , GA Landis , A. Ghosh , PH Smith , N. Spanovich , B. Whitney , P. Whelley , R. Greeley , S. Thompson , JF Bell i SW Squyres , „ Atmospheric Imaging Results from the Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity ” , Science , vol. 306 n O 5702,3 grudnia 2004, s. 1753-1756 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1104474 , czytaj online ).
(w) Conway B. Leovy , „ Mars: diabeł jest w prochu ” , Nature , vol. 424,28 sierpnia 2003, s. 1008-1009 ( ISSN 0028-0836 , DOI 10.1038 / 4241008a , czytaj online ).
(w) „ Spirit's Wind-Driven Traveler on Mars (Spirit Sol 486) ” w Jet Propulsion Laboratory ,27 maja 2005(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ HiRISE - Dust Devils on Mars (ESP_014426_2070) ” na Uniwersytecie Arizony ,14 października 2009(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) Bruce A. Cantor , „ Obserwacje MOC z marcowej burzy piaskowej okrążającej planetę w 2001 roku ” , Icarus , vol. 186 n o 1,styczeń 2007, s. 60-96 ( DOI 10.1016 / j.icarus.2006.08.019 , czytaj online ).
(w) Philippe Claudin i Bruno Andreotti , „ Prawo skalowania dla eolicznych wydm na Marsie, Wenus, Ziemi i dla subwodnych zmarszczek ” , Earth Planet. Sci. Łotysz. , vol. 242, n kość 1-2,30 listopada 2006, s. 30-44 ( DOI 10.1016 / j.epsl.2006.09.004 , czytaj online ).
(w) „ PIA01546: True Color of Mars - Pathfinder Sol 10 at noon ” w Jet Propulsion Laboratory ,22 czerwca 1999(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ PIA01547: True Color of Mars - Pathfinder Sol 24 at 16 PM ” w Jet Propulsion Laboratory ,22 czerwca 1999(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) Philip B. James , Jeffery L. Hollingsworth , Michael J. Wolff i Steven W. Lee , „ North Polar Dust Storms on Mars in Early Spring ” , Icarus , vol. 138 n o 1,1 st marca 1999, s. 64-73 ( DOI 10.1006 / icar.1998.6060 , czytaj online ).
Olivier Lascar, „Flash Météo”, Les dossiers de Science & vie Junior n o 40,kwiecień 2000, 114 str. „Słońce mocno bije, ziemia się nagrzewa. Kontrast temperatur z zimowymi regionami dalej na północ staje się ogromny. Co, podobnie jak na Ziemi, powoduje pojawienie się silnych wiatrów. Ci wściekli ludzie nie mają problemu z wzniecaniem kurzu. » , P. 98.
(w) „ Scientists Track„ Perfect Storm ”on Mars ” na hubblesite.org ,11 października 2001(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
Olivier Lascar, „Flash Météo” Les dokumentacje de Science & vie Junior n o 40, kwiecień 2000, 114p „Czerwona planeta jest półtora razy dalej od Słońca niż Ziemia. Każdy metr kwadratowy powierzchni otrzymuje mniej połowa ciepła, które otrzymujemy. ”str. 96
Olivier Lascar, „Flash Météo” Les dokumentacje de Science & vie Junior n o 40, kwiecień 2000, 114p „Ta atmosfera, prawie w całości składa się z dwutlenku węgla, jest zbyt cienki, aby pułapkę ciepło dnia i rozpowszechniać nocny dół na ziemię. "str. 97
(w) " March Fact Sheet " ,29 listopada 2007
(w) „ Mars24 sunclock - Time on Mars ” na NASA (dostęp: 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Mars Express ogląda burzę piaskową pochłaniającą marzec ” w Europejskiej Agencji Kosmicznej , 11 grudnia 2007(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Planeta pożerająca burze piaskowe ” na NASA , 16 lipca 2001(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) J. Laskar , A. Correia , Mr. Gastineau , F. Joutel , B. Levrard i P. Robutel , " Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation values of Mars " , Icarus , vol. 170 n O 2Sierpień 2004, s. 343-364 ( czytać online , dostęp 16 sierpnia 2018 ).
(w) SL Hess , RM Henry , CB Leovy , JA Ryan i I Tillman , „ Meteorological Results From the Surface of Mars: Viking 1 and 2 ” , Journal of Geophysical Research , vol. 82 N O 28,30 września 1977, s. 4559-4574 ( ISSN 0148-0227 , przeczytaj online [ [PDF] ]) DOI : 10.1029 / JS082i028p04559 .
(w) „ Viking Mission to Mars ” on Facts NASA - 1988 .
(w) „ Potwierdzenie lodu wodnego na południowej czapie polarnej Marsa ” na Uniwersytecie Stanowym Arizony ,2003(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Mars Global Surveyor Gives New Global View of Mars ” on the Jet Propulsion Laboratory (dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
Pierre Thomas, „ Czapy polarne Marsa: przypomnienia, wyniki ostatnich 10 lat obserwacji ” , École normale supérieure de Lyon ,14 maja 2008(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ MGS MOC Release No. MOC2-297: OMC obserwuje zmiany w południowej czapie polarnej: dowody na niedawne zmiany klimatu na Marsie ” w Jet Propulsion Laboratory ,6 grudnia 2001(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(en) „ Orbiter's Long Life pomaga naukowcom śledzić zmiany na Marsie ” , w Jet Propulsion Laboratory ,20 września 2005(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Zmiana klimatu na Marsie ” na scepticalscience.com ,13 marca 2008(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) Michael Le Page, " Mity klimatyczne: Mars i Pluton też się ocieplają " ,16 maja 2007(dostęp 13 sierpnia 2018 ) .
(w) C. Zeitlin , T. Cleghorn , F. Cucinotta , P. Saganti , V. Andersen , K. Lee , L. Pinsky , W. Atwell , R. Turner and G. Badhwar , „ Overview of the Martian eksperyment środowiskowy ” , Postępy w badaniach kosmicznych , t. 33 N O 12,2004, s. 2204-2210 ( DOI 10.1016 / S0273-1177 (03) 00514-3 , czytaj online ).
(w) Arul Suresh, „ Czy powinieneś przywieźć rok onkologa na Marsa? » , Na Uniwersytecie Stanforda ,22 stycznia 2018 r(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) S. Billon , A. Morin , S. CAER H. Baysson , JP Gambard , JC Backe , A. Rannou pana Tirmarche i D. Laurier , " francuski narażenia ludności na radon, gamma i promieniowania kosmicznego naziemnej » , Dozymetria ochrony przed promieniowaniem , vol. 113 n O 3,28 kwietnia 2005, s. 314-320 ( DOI 10.1093 / rpd / nch463 , czytaj online ).
(w) Francis A. Cucinotta, " DOPUSZCZALNOŚĆ I OGRANICZENIA RYZYKA PROMIENIOWANIA " [PDF] na NASA ,21 grudnia 2010(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) "Human Adaptation and Countermeasures Division" (wersja z 2 października 2006 r. W Internet Archive ) - Odniesienia do doświadczeń MARIE, w tym raporty z pomiarów (w) "Grudzień 2002" (wersja z 2 października 2006 w Internet Archive ) do (w) „Październik 2003” (wersja z 7 kwietnia 2009 r. w Internet Archive ) .
(en) MLLitvak, ABSanin, IGMitrofanov, B.Bakhtina i wsp. , „ Środowisko promieniowania neutronowego Marsa z obserwacji HEND / Odyssey i DAN / MSL ” , Planetary and Space Science (en) , vol. 184,Maja 2020( czytaj online ).
(w) Mike Caplinger, „ Określanie wieku powierzchni na Marsie ” w Malin Space Science Systems ,Luty 1994(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) " The Lunar and Marsian cratering record and timeline " , Lunar and Planetary Science , vol. XXXIX,2008( czytaj online [PDF] , dostęp 14 sierpnia 2018 ).
(w :) Kenneth L. Tanaka , „ Stratygrafia Marsa ” , Journal of Geophysical Research - Solid Earth , Vol. B13 n O 91,30 listopada 1986, E139 - E158 ( ISSN 0148-0227 , DOI 10.1029 / JB091iB13p0E139 , czytaj online ).
(w) G. Jeffrey Taylor, „ The bulk composition of Mars ” , Geochemistry , tom. 73, n o 4,Grudzień 2013, s. 401-420 ( DOI 10.1016 / j.chemer.2013.09.006 ).
(w) Takashi Yoshizaki i William F. McDonough, „ Kompozycja Marsa ” , Geochimica i Cosmochimica Acta , vol. 273,15 marca 2020 r, s. 137-162 ( DOI 10.1016 / j.gca.2020.01.011 ).
(en) Yingwei Fei i Constance Bertka , „ The Interior of Mars ” , Science , vol. 308 n O 5.72520 maja 2005, s. 1120-1121 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1110531 .
(w) Véronique Dehant , „ A Liquid Core for Mars? ” , Science , vol. 300 n O 5617,11 kwietnia 2003, s. 260-261 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1083626 .
(w) MP Golombek , RA Cook , T. Economou , WM Folkner AFC Haldemann , PH Kallemeyn , JM Knudsen , RM Manning , HJ Moore , TJ Parker , R. Rieder , JT Schofield , PH Smith i RM Vaughan , „ Overview of The Mars Pathfinder Mission and Assessment of Landing Site Predictions ” , Science , vol. 278 n O 5344,5 grudnia 1997, s. 1743-1748 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.278.5344.1743 .
(w) CF Yoder , AS Konopliv DN Yuan , EM Standish i WM Folkner , „ Fluid Core Size of Mars from Detection of the Solar Tide ” , Science , vol. 300 n O 5615,11 kwietnia 2003, s. 299-303 ( ISSN 0036-8075 , czytać online ) DOI : 10.1126 / science.1079645 .
(en) „ Rentgenowskie APS ujawniają tajemnice Mars'core ” , w Argonne National Laboratory Newsroom ,26 września 2003(dostęp 17 listopada 2017 ) .
(w) WM Folkner , CF Yoder , DN Yuan , EM Standish i RA Preston , „ Struktura wewnętrzna i sezonowa redystrybucja masowa Marsa z Radio Tracking of Mars Pathfinder ” , Science , vol. 278 n O 5344,5 grudnia 1997, s. 1749-1752 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.278.5344.1749 .
(w) Alexandra Witze, „ March's core Measured has been - and is zaskakująco szeroka ” , Nature , vol. 591,25 marca 2021 r, s. 514-515 ( DOI 10.1038 / d41586-021-00696-7 ).
(w) „ Globalne pole magnetyczne Marsa i implikacje dla ewolucji skorupy ziemskiej ” , Geophysical Research Letters , vol. 28 N O 211 st listopad 2001, s. 4015-4018 ( ISSN 0094-8276 , DOI 10.1029 / 2001GL013619 , czytaj online ).
(w) „ Mars Global Surveyor Magnetic Field Investigation ” na NASA ,9 października 2007(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Wiatr słoneczny na Marsie ” na NASA ,31 stycznia 2001(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(en) „ Mars Crustal Magnetic Field Remnants ” , na NASA ,22 marca 2006(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(in) RJ Lillis, Arkani-Hamed, J. i in. , „ Mars 'Ancient Dynamo and Crustal Remanent Magnetism ” [PDF] , w NASA Jet Propulsion Laboratory - 2011 Planetary Science Decadal Survey (dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) Laurent Carporzen , Stuart A. Gilder i Rodger J. Hart , „ paleomagnetism of the Vredefort meteorite crater and implications for craters on Mars ” , Nature , vol. 435,12 maja 2005, s. 198-201 ( ISSN 0028-0836 , DOI 10.1038 / nature03560 , czytaj online ).
(w) Jafar Arkani-Hamed i Daniel Boutin , Polar Wander of Mars: Evidence from Magnetic Anomalies ,2003( przeczytaj online [PDF] ).
(w) JEP Connerney , H. Acuña , NF Ness , G. Kletetschka , DL Mitchell , RP Lin i H. Rème , „ Tectonic implications of Mars crustal magnetism ” , Proceedings of the National Academy of Sciences , vol. 102 n O 42,18 października 2005, s. 14970-14975 ( czytaj online [PDF] , dostęp 26 czerwca 2008 ).
(en) James H. Roberts , Rob Lillis i Michael Manga , „Giant impacts on early Mars and the cessation of the marsian dynamo” , na 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) ( czytaj online [PDF] ).
(w) Edward Belbruno i J. Richard Gott , „ Skąd się wziął księżyc? ” , The Astronomical Journal , vol. 129 n O 3,Marzec 2005, s. 1724 ( czytaj online ) DOI : 10.1086 / 427539 .
(w) Margarita M. Marinova Oded Aharonson i Erik Asphaug , „ Mega-impact training in March of the hemispheric dichotomy ” , Nature , vol. 453,26 czerwca 2008, s. 1216-1219 ( ISSN 1476-4687 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature07070 .
(w) F. Nimmo , SD Hart , DG Korycansky i CB Agnor , „ Implications of an impact origin for the marsian hemispheric dichotomy ” , Nature , vol. 453,26 czerwca 2008, s. 1220-1223 ( ISSN 1476-4687 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature07025 .
(w) Jeffrey C. Andrews-Hanna , Maria T. Zuber i W. Bruce Banerdt , " The Borealis basin and the origin of marsian crustal dichotomy " , Nature , vol. 453,26 czerwca 2008, s. 1212-1215 ( ISSN 1476-4687 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature07011 .
(w) Sabine Stanley , Linda Elkins-Tanton , Maria T. Zuber i Marc E. Parmentier , „ Mars 'Paleomagnetic Field as the Result of a Single-Hemisphere Dynamo ” , Science , vol. 321 n O 5897,26 września 2008, s. 1822-1825 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1161119 .
(en) GA Neumann , T. Zuber , A. Wieczorek , PJ McGovern , FG Lemoine i DE Smith , " Struktura skorupy Marsa z grawitacji i topografii " , Journal of Geophysical Research , t. 109,10 sierpnia 2004, E08002 ( ISSN 0148-0227 , przeczytaj online [ [PDF] ]) DOI : 10.1029 / 2004JE002262 .
(w) JEP Connerney , H. Acuña , NF Ness , G. Kletetschka , DL Mitchell , RP Lin i H. Rème , „ Tectonic implications of Mars crustal magnetism ” , Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America , lot. 102 n O 42,18 października 2005, s. 14970-14975 ( czytaj online [ [PDF] ]) DOI : 10.1073 / pnas.0507469102 .
DOI : 10.1016 / j.epsl.2008.10.012 .
(w) R. Sanders, " Setki zorzy polarnej wykryte na Marsie " , UC Berkeley's Space Sciences Laboratory,12 grudnia 2005(dostęp 26 czerwca 2008 ) .
"15. Volcanic Activity on Mars" , in Major Aspects of the Chronostratigraphy and Geologic Evolutionary History of Mars , Freie Universität Berlin ( czytaj online [ [PDF] ]).
(w) ' Olympus Mons - kaldera w zbliżeniu " , ESA Mars Express News ,11 lutego 2004( czytaj online ).
(w) Ana Rita Baptista , Nicolas Mangold , Veronique Ansan , David Baratoux Philippe Lognonné Eduardo I. Alves , David A. Williams , E. Jacob Bleacher , Philippe Masson i Gerhard Neukum , „ Rój małych wulkanów tarczowych na Syria Planum, Mars ” , Dziennik badań geofizycznych , t. 113 n O E926 września 2008, E09010.1-E09010.19 ( ISSN 0148-0227 , czytaj online ) DOI : 10.1029 / 2007JE002945 .
(w) A. Baptista , N. Mangold , V. Ansan i P. Lognonné , "jedynym rodzajem wulkanicznego Syria Planum, analiza Mars Geophysical użyciu Mars Express - dane HRSC" w Europejskim Kongresie Planetary Science 2006 , Berlin, Niemcy, Smithsonian / NASA Astrophysics Data System,18-22 9 2006( czytaj online ) , s. 213
(w) „ Recent Activity on Mars: Fire and Ice ” , na Uniwersytecie Hawajskim ,31 stycznia 2005
(w) „ Mars Express ujawnia wulkaniczną przeszłość Czerwonej Planety ” , ESA Mars Express News ,14 marca 2008( czytaj online ).
Thomas Pierre, „ Około 60 nowych kraterów uderzeniowych utworzonych na Marsie w latach 1999-2006 ” , École Normale Supérieure de Lyon .
(w) Cathy Quantin , Nicolas Mangold , William K. Hartmann i Pascal German , „ wpływ długoterminowy Możliwy spadek tempa: 1. Marsjańskie dane geologiczne ” , Icarus , t. 186 n o 1,styczeń 2007, s. 1-10 ( DOI 10.1016 / j.icarus.2006.07.008 , czytaj online ).
(w) „ Mineralogy and Geochemistry - Mars Pathfinder Science Results ” w programie Mars NASA (dostęp: 14 sierpnia 2018 ) .
(w) Benton C. Clark , AK Baird , Harry J. Rose Jr. , Priestley Toulmin III , Klaus Keil , Angelo J. Castro , Warren C. Kelliher Catherine D. Rowe i Peter H. Evans , „ Inorganic Analysis of Marsian Surface Samples at the Viking Landing Sites ” , Science , vol. 194 n O 4271,17 grudnia 1976, s. 1283-1288 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.194.4271.1283 , czytaj online ).
(w) AS Yen , SS Kim , MH Hecht , MS Frant i B. Murray , „ Dowody na to, że reaktywność marsjańskiej gleby jest spowodowana jonami ponadtlenkowymi ” , Science , vol. 289 n O 5486,15 września 2000, s. 1909-1912 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.289.5486.1909 , czytaj online ).
(w) R. Rieder , T. Economou , H. Wanke , A. Turkevich J. Crisp , J. Brückner , G. Dreibus i HY McSween Jr. , „ The Chemical Composition of Martian Soil and Rocks Returned by the Mobile Alpha Proton X-ray Spectrometer: Preliminary Results from the X-ray Mode ” , Science , vol. 278 n O 5344,5 grudnia 1997, s. 1771-1774 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.278.5344.1771 , czytaj online ).
(w) PE Geissler, R. Arvidson, J. Bell, N. Bridges i in. , „ Constraints on Eolian Degradation Rates on Mars from Erasure of Rover Tracks ” [PDF] , 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009),2009(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Szufelka gleby w marcu przyszłego roku zaplanowana na mokre komórki laboratoryjne Last Of Landera ” na Uniwersytecie Arizony ,9 września 2008(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Phoenix Mars Team otwiera okno dotyczące procesu naukowego ” , na Uniwersytecie Arizony ,05 sierpnia 2008(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) Harry Y. McSween Jr. , G. Jeffrey Taylor i Michael B. Wyatt , „ Elemental composition of the Marsian crust ” , Science , vol. 324 n O 5928,8 maja 2009, s. 736-739 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1165871 , czytaj online ).
(in) „ PIA02406: Twin Peaks in Super Resolution - Right Eye ” w Jet Propulsion Laboratory ,8 września 1999.
(w) „ PIA08440: Duch patrzy na Bumpy Boulder ” w Jet Propulsion Laboratory ,5 maja 2006.
(w) „ Mars Exploration Rover Mission: Press Release Images: Opportunity ” w NASA / Jet Propulsion Laboratory ,4 lutego 2004(dostęp 14 sierpnia 2018 ) .
(w) Jennifer L. Eigenbrode, Roger E. Summons, Andrew Steele, Caroline Freissinet, Maëva Millan i wsp. , „ Materia organiczna zachowana w 3-miliardowych kamieniach mułowych w kraterze Gale na Marsie ” , Science , vol. 360 n O 6393,8 czerwca 2018 r, s. 1096-1101 ( DOI 10.1126 / science.aas9185 , czytaj online , dostęp 14 sierpnia 2018 ).
(w) JL Bandfield , „ Mars Global Data Sets: TES Hematite Abundance ” , Dziennik badań geofizycznych , Arizona State University , t. 107 „Globalna dystrybucja minerałów na Marsie” ,22 czerwca 2002( czytaj online , dostęp 16 sierpnia 2018 ).
(en) JF Mustard , F. Poulet , A. Gendrin , J.-P. Bibring , Y. Langevin , B. Gondet , N. Mangold , G. Bellucci and F. Altieri , „ Olivine and Pyroxene Diversity in the Crust of Mars ” , Science , vol. 307 n O 5.71511 marca 2005, s. 1594-1597 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1109098 , czytaj online ).
(en) F. Chicken , J.-P. Bibring , JF Mustard , A. Gendrin , N. Mangold , Y. Langevin , RE Arvidson , B. Gondet i C. Gomez , „ Phyllosilicates on Mars and implications for early marsian klimatu " , Naturę , n O 4381 st grudzień 2005, s. 623-627 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature04274 .
(w), zbiorowy , „ uwodnione minerały krzemianowe o Mars obserwowane przez Mars rozpoznawczego Orbitera CRISM przyrządu ” , Naturę , N O 45417 lipca 2008, s. 305-309 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature07097 - Uwaga: dostęp płatny * Lista autorów: John F. Mustard, SL Murchie, SM Pelkey, BL Ehlmann, RE Milliken, JA Grant, J.-P. Bibring, F. Poulet, J. Bishop, E. Noe Dobrea, L. Roach, F. Seelos, RE Arvidson, S. Wiseman, R. Green, C. Hash, D. Humm, E. Malaret, JA McGovern, K. Seelos, T. Clancy, R. Clark , DD Marais, N. Izenberg, A. Knudson, Y. Langevin, T. Martin, P. McGuire, R. Morris, M. Robinson, T. Roush, M. Smith, G. Swayze, H. Taylor, T. Titus i M. Wolff.
(w) RE 1Arvidson F. Poulet , JP Bibring , Mr. Wolff , A. Gendrin , RV Morris , JJ Freeman , Y. Langevin , N. Mangold i G. Bellucci , „ Spectral Reflectance and Morphologic Correlations in Eastern Terra Meridiani, Mars ” , Science , vol. 307 n O 5.71511 marca 2005, s. 1591-1594 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1109509 , czytaj online ).
Philippe Labrot, „ Mars Express odkrywa zamarznięty ocean Elizjum ” , w Futura Sciences ,15 marca 2005(dostęp 15 sierpnia 2018 ) .
(w) Aline Gendrin , Nicolas Mangold , Jean-Pierre Bibring , Yves Langevin , Brigitte Gondet , Francois Poulet , William Bonello , Cathy Quantin John Mustard , Ray Arvidson i Stéphane LeMouélic , „ Sulfates in Marsian Layered Terrains: The OMEGA / March Express Widok ” , Science , vol. 307 n O 5.71517 lutego 2005, s. 1587-1591 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1109087 , czytaj online ).
(en) Jean-Pierre Bibring , Yves Langevin Aline Gendrin Brigitte Gondet , Francois Poulet Michel Berthe Alain Soufflot , Ray Arvidson , Nicolas Mangol John Mustard , P. Drossart i zespół OMEGA , „ March Surface Diversity as Revealed by the OMEGA / Mars Express Observations ” , Science , vol. 307 n O 5.71511 marca 2005, s. 1576-1581 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1108806 , czytaj online ).
(w) Yves Langevin , Francois Poulet , Jean-Pierre Bibring i Brigitte Gondet , „ Sulfates in the North Polar Region of Mars Detected by OMEGA / Mars Express ” , Science , vol. 307 n O 5.71511 marca 2005, s. 1584-1586 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1109091 , czytaj online ).
(en) MM Osterloo , VE Hamilton , JL Bandfield , TD Glotch AM Baldridge , PR Christensen , LL Tornabene i FS Anderson , „ Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars ” , Science , vol. 319 n O 5870,21 marca 2008, s. 1651-1654 ( ISSN 0036-8075 , DOI 10.1126 / science.1150690 , czytaj online ).
(w) „ Marsjanin metan ujawnia, że czerwona planeta nie jest martwą planetą ” w NASA Bada czerwoną planetę ,15 stycznia 2009
(w) Michael J. Mumma , Geronimo L. Villanueva , Robert E. Novak , Tilak Hewagama , Boncho P. Bonev , Michael A. DiSanti , Mr. Avi Mandell and Michael D. Smith , „ Strong Release of Methane on Mars in Północne lato 2003 ” , Science , vol. 323 n O 5917,20 lutego 2009, s. 1041-1045 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1165243 .
(w) Franck Lefevre i Francois Forget , „ Obserwowane zmiany metanu na Marsie niewyjaśnione przez Znaną chemię i fizykę atmosfery ” , Nature , vol. 40,6 sierpnia 2009, s. 720-723 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature08228 .
(w) „ March Methane Press Conference - Media Page ” na NASA Bada Czerwoną Planetę ,15 stycznia 2009.
(in) Todd M. Hoefen , Roger N. Clark , Joshua L. Bandfield , Michael D. Smith , John C. Pearl i Philip R. Christensen , „ Discovery of olivine in the Nili Fossae Region of Mars ” , Science , tom. 203 n O 5645,24 października 2003, s. 627-630 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1089647 .
(w) „ Mineral Spectra from Nili Fossae ” na Mars Reconnaissance Orbiter NASA ,18 grudnia 2008.
(w) BL Ehlmann , JF Mustard i SL Murchie , „Wykrywanie serpentyny na Marsie metodą MRO-CRISM i wykonalny związek z oliwinem i węglanem magnezu w Nili Fossae” na 40. Lunar and Planetary Science Conference - 2009 ( czytaj online [ [PDF ] ]).
(w) „ Mapy wody i metanu pokrywają się na Marsie: nowa wskazówka? » , W wiadomościach ESA ,20 września 2004.
(in) „ Zielony wskazuje, że minerał Czerwona Planeta jest sucha ” w Centrum Lotów Kosmicznych Goddard ,28 października 2003.
(w) C. Upadhyay , G. Klingelhöfer I. Panthöfer , C. Schroeder and D. Rodionov , „ Classification of Martian Jarosite ” , Lunar and Planetary Science , vol. XXXVIII2007( Czytaj online [ [PDF] ], dostępny na 1 st sierpnia 2012 ).
(w) ME Elwood Madden , RJ Bodnar i JD Rimstidt , " jarozytem mają wskaźnik wody ograniczona wietrzenia chemicznego na Mars " , Naturę , N O 43114 października 2004, s. 821-823 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature02971 .
Hervé Morin, „ Słona woda płynęłaby na planecie Mars ” , w Le Monde ,28 września 2015(dostęp 12 sierpnia 2018 ) .
(w) Der-Chuen Lee i Alex N. Halliday , „ Core training on Mars and asteroids Differentiated ” , Nature , vol. 388,28 sierpnia 1997, s. 854-857 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ).
(w) " historii Marsa " , z University of California w San Diego ,2001(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Hiroyuki Kurokawa, Kosuke Kurosawa i Tomohiro Usui, „ Meteorite That mówi nam Mar. Miał gęstą atmosferę 4 biliony lat temu ” na Tokyo Institute of Technology ,29 września 2017 r(dostęp 17.08.2018 ) .
(w) " Dowód Mars Express dla dużych warstw wodonośnych jest początek marca " ESA: Wyniki z Mars Express i Huygens,30 listopada 2005.
(w) „ Mars Express i historia wody na Marsie ”, ESA Space Science News16 października 2006
D. Loizeau , N. Mangold , F. Poulet , J.-P. Bibring , A. Gendrin , C. Gomez , Y. Langevin , B. Gondet , V. Ansan , P. Masson , G. Neukum i zespoły OMEGA i HRSC , krzemiany warstwowe regionu Mawrth Vallis, Mars, odkryte przez OMEGA / Mars Express ( czytaj online [Dokument CNRS [PDF] ]).
(w) James P. Greenwood i Ruth E. Blake , „ Dowody na kwaśny ocean na Marsie z geochemii fosforu w glebach i skałach Marsa ” , Geology , vol. 34 N O 11Listopad 2006, s. 953-956 ( ISSN 1943-2682 , czytaj online ) DOI : 10.1130 / G22415A.1
(w) G. Jeffrey Taylor i William V. Boynton , „Globalne stężenia toru, potasu i chloru: implikacje dla marsjańskiej kompozycji masowej” w 40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) ( czytaj online [ [PDF] ]).
(w) VR Baker , RG Strom , VC Gulick , JS Kargel , G. Komatsu i VS Kale , „ Ancient oceans, ice sheet and the hydrological cycle on Mars ” , Nature , vol. 352,15 sierpnia 1991, s. 589-594 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / 352589a0 .
(w) Maria T. Zuber , " Nauka o planetach: March at the Tipping Point " , Nature , vol. 447,14 czerwca 2007, s. 785-786 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / 447785a .
(w) H. Carr i JW szefa , " oceany na Mars Ocenę obserwacyjnego dowodowy i może los " , Journal of Geophysical Research , N O 1082002
" Eksploracja Marsa - O przeszłym istnieniu oceanu " w Radio Canada Science et Santé ,24 listopada 2009.
(w) Rossman P. Irwin III , Ted A. Maxwell , Alan D. Howard , Robert A. Craddock i David W. Leverington , „ A Large Paleolake at the Basin Head of Ma'adim Vallis, Mars ” , Science , tom . 296 n O 5576,21 czerwca 2002, s. 2209-2212 ( ISSN 0036-8075 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.1071143 .
(w) MA Pablo AG Fairén i A. Márquez , „ Geologia basenu Atlantydy, Marsa i jego astrobiologiczne zainteresowanie ” , Lunar and Planetary Science , vol. XXXV,2004( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(w) Graham Cairns-Smith , Seven Clues to the Origin of Life , Nowy Jork, Cambridge University Press ,1985( ISBN 0-521-27522-9 ).
(w) Günter Wächtershäuser , „ Before Enzymes and Templates: Theory of Size Metabolism ” , Microbiological Reviews , Vol. 52, n o 4,Grudzień 1988, s. 452-484 ( czytaj online ) DOI : 0146-0749 / 88 / 040452-33 02,00 USD / 0 .
(w) Günter Wächtershäuser , " Ewolucja pierwszych cyklach metabolicznych " , Proceedings of the National Academy of Sciences , n ° 87styczeń 1990, s. 200-204 ( czytaj online ).
(w) Günter Wächtershäuser , " Rok prac ziemnych dla biochemii ewolucyjnej: świat żelaza i siarki " , Progress in Biophysics and Molecular Biology , tom. 58 N O 21992, s. 85-201 ( czytaj online ) DOI : 10.1016 / 0079-6107 (92) 90022-X .
(w) Günter Wächtershäuser , „ Od wulkanicznych początków życia chemoautotroficznego do bakterii, Archaea i Eukarya ” , Philosophical Transactions of the Royal Society B , vol. 361 n O 1.47429 października 2006, s. 1787-1808 ( czytaj online ) DOI : 10.1098 / rstb.2006.1904 .
(w) Manfred Schidlowski , "Antiquity and Evolutionary Status of Bacterial Sulfate Reduction: Sulphur Isotope Evidence" in Origins of Life ,1979, s. 229-231.
(w) David J. Des Marais , „ Kiedy pojawiła się fotosynteza na Ziemi? ” , Science , vol. 289 n O 5485,8 września 2000, s. 1703-1705 ( ISSN 1095-9203 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.289.5485.1703 .
(en) Jin Xiong , William M. Fischer , Kazuhito Inoue , Masaaki Nakahara i Carl E. Bauer , „ Molecular Evidence for the Early Evolution of Photosynthesis ” , Science , vol. 289 n O 5485,8 września 2000, s. 1724-1730 ( ISSN 1095-9203 , czytaj online ) DOI : 10.1126 / science.289.5485.1724 .
(w) John M. Olson , „ Photosynthesis in the Archean Era ” , Photynthesis Research , tom. 88 N O 2,2 lutego 2006, s. 109-117 ( ISSN 1573-5079 , czytaj online ) DOI : 10.1007 / s11120-006-9040-5 .
(w) AH Knoll , EJ Javaux , D. Hewitt i P. Cohen , „ Eukariotic organisms in Proterozoic oceans ” , Phylosophical Transactions of the Royal Society B , tom. 361 n O 1.47029 czerwca 2006, s. 1023-1038 ( ISSN 1471-2970 , czytaj online ) DOI : 10.1098 / rstb.2006.1843 .
(en) Nicholas J. Butterfield , „ Bangiomorpha pubescens n. gen., rz. sp.: implikacje dla ewolucji płci, wielokomórkowości i promieniowania mezoproterozoicznego / neoproterozoicznego eukariontów ” , GeoScienceWorld , tom. 26 N O 3,Wrzesień 2000, s. 386-404 ( ISSN 0094-8373 , czytaj online ) DOI : 10.1666 / 0094-8373 (2000) 026 <0386: BPNGNS> 2.0.CO; 2 .
(w) " Szkic historii przemian Marsa, najpierw Uformowano krzemiany warstwowe, potem siarczany Potem bezwodne tlenki żelaza " , Nauka ,21 kwietnia 2006( DOI 10.1126 / science.1122659 , czytaj online ).
(w) „ Jak w marcu pojawiła się rdza lodu - Model wyjaśnia, dlaczego czerwona planeta jest tak czerwona ” , Nature News ,6 maja 2004( czytaj online )
(w) David C. Rubie , Christine K. Gessmann i Daniel J. Frost , „ Podział tlenu podczas formowania się jądra na Ziemi i Marsie ” , Nature , vol. 429,6 maja 2004, s. 58-61 ( ISSN 0028-0836 , czytaj online ) DOI : 10.1038 / nature02473 .
(en) JM Karner , PV Burger , CK Shearer i A. Wang , „ March mineralogy area: Kieserite MgSO4 • H2O. Charakterystyka ziemskiego członka końcowego ” , Lunar and Planetary Science , vol. XXXIX,2008( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(en) J.-P. Bibring , Y. Langevin , F. Chicken , B. Gondet , N. Mangold , J. Mustard , R. Arvidson , V. Chevrie , C. Sotin and OMEGA team , „ March Climatic Change and Geological History, Derived from the OMEGA / MEX Data ” , Siódma Międzynarodowa Konferencja na temat Marsa ,2007( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(w) „ Mars Express ujawnia powiązanie między tlenkami żelaza i siarczanami w obszarach równikowych Marsa ” , Science & Technology ESA ,18 grudnia 2008( czytaj online ).
(in) " Złoża siarczanów w Juventae Chasma " , ESA Mars Express News ,19 stycznia 2006( czytaj online )
(w) David C. Catling , „ Model chemiczny ewaporatów pochodzi z początku marca: możliwe ślady osadowe wczesnego klimatu i implikacje dla eksploracji ” , Journal of Geophysical Research - Planets , vol. 104 n O E71999, s. 16453-16469 ( ISSN 0148-0227 , czytaj online ) DOI : 10.1029 / 1998JE001020 .
(w) Devon M. Burr , Marie-Therese Enga , ME Rebecca Williams , James R. Zimbelman , Alan D. Howard i Tracy A. Brennan , „ Pervasive water paleoflow features in the Aeolis / Zephyria Plana area, Mars ” , Icarus , vol. 200 n o 1,Marzec 2009, s. 52-76 ( czytaj online ) DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.10.014 .
Nicolas Mangold, Reologia wiecznej zmarzliny Marsa: zastosowania geomorfologiczne i strukturalne; konsekwencje dla pochodzenia naprężeń ściskających (praca doktorska z planetologii i astrofizyki Ziemi [astro-ph.EP]), Université Joseph-Fourier - Grenoble I,1997, 238 str. ( prezentacja online , przeczytaj online [PDF] ).
(w) „ Lód wodny w kraterze na marsjańskim biegunie północnym ” w Europejskiej Agencji Kosmicznej , 18 lipca 2005(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Radar Mars Express mierzy ilość wody wokół bieguna południowego Marsa ” na Europejskiej Agencji Kosmicznej , 15 marca 2007(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
[ https://www.techno-science.net/? Tab = news & news = 7065 site = techno-science.net „ 99% czysty lód obserwowany na Marsie ”],29 września 2009(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Gwenaël Jouannic, Julien Gargani , Susan J. Conway, François Costard, Matthew R. Balme, Manish R. Patel, Marion Massé, Chiara Marmo, Vincent Jomelli i Gian G. Ori, „ Laboratory simulation of debris flow over a wydma piaskowa: Insights into gully-forming (Mars) ” , w ScienceDirect ,2015, s. 101-115
(en) Marion Masse, Susan J. Conway, Julien Gargani i wsp. , „ Procesy transportowe indukowane przez metastabilną wrzącą wodę w warunkach powierzchniowych Marsa ” , w Nature Geoscience ,2016(dostęp 18.08.2018 ) ,s. 425-428.
(w) „ MSIP: Międzynarodowe badania na półkuli południowej ” , na NASA / JPL , 22 kwietnia 2004(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(en) Gwenaël Jouannic, Julien Gargani , François Costard, Gian G. Ori i wsp. , „ Morfologiczna i mechaniczna charakterystyka wąwozów w środowisku peryglacjalnym: przypadek wydmy kraterowej Russell (Mars) ” , Planetary and Space Science (en) ,październik 2012(dostęp 16.08.2018 ) ,s. 38-54.
Jean Étienne , „ Ciekła woda płynęłaby po Marsie kilka lat temu! » , On Futura-Sciences ,7 grudnia 2006(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) KJ Kolb AS McEwen i JD Pelletier, „ Bright Gully Deposits in Hale Crater and Implications for Recent Water ” ,grudzień 2007(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Kelly Pasquon, Julien Gargani , Marion Massé i Susan J. Conway, „ Współczesny trening i sezonowa ewolucja liniowych wąwozów wydmowych na Marsie ” , Icarus ,sierpień 2016(dostęp 18.08.2018 ) ,s. 195-210.
(en) „ Obserwacja pogody na Marsie ” na Uniwersytecie Stanforda ,2004(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Making a Splash on Mars ” w NASA ,29 czerwca 2000(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ najbardziej słony staw na Ziemi ” w NASA ,3 stycznia 2014(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Richard A. Kerr , „ Czy March Weeping Salty Tears? " , Nauka ,4 sierpnia 2011(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Alfred S. McEwen , Lujendra Ojha , pan Colin Dundas , Sarah S. Mattson , Shane Byrne , James J. Wray , C. Selby Cull , Scott L. Murchie Nicolas Thomas i Virginia C. Gulick , " Seasonal Flows on Warm Martian Slopes ” , Science , vol. 333 n O 6043,5 sierpnia 2011, s. 740-743 ( DOI 10.1126 / science.1204816 ).
(w) „ Dane statku kosmicznego NASA sugerują, że woda płynie na Marsie ” w laboratorium napędu odrzutowego ,4 sierpnia 2011(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Dane statku kosmicznego NASA sugerują, że woda płynie na Marsie ” na NASA ,4 sierpnia 2011(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
(w) Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie i wsp. , „ Widmowe dowody na uwodnione sole w powtarzających się nachylonych liniach na Marsie ” , Nature Geoscience ,28 września 2015( czytaj online , dostęp 16 sierpnia 2018 ).
Emilie Martin i Philippe Henarejos, „ Ogłoszenie NASA: Czy woda naprawdę płynie na Marsie? » , On Ciel et Espace ,29 września 2015(dostęp 16 sierpnia 2018 ) .
„NASA's Curiosity Rover Finds Clues to How Water Help Kształtowanie marsjańskiego krajobrazu”, NASA Mars Curiosity, 8 grudnia 2014 .
„Ciekawość na Marsie: odkryto tajemnice krateru Gale”, Le Point Science, 9 grudnia 2014 r.
" Tajemnica ciemnych równikowych przepływów Marsa została wyjaśniona!" » , W Narodowym Centrum Badań Naukowych ,20 marca 2017 r(dostęp 18 sierpnia 2018 ) .
Xavier Demeersman, „ Mars: jezioro w stanie ciekłym odkryte pod jego powierzchnią!” » , On Futura-Sciences ,25 lipca 2018 r(dostęp 26 lipca 2018 ) .
„ Radar Mars Express wykryłby rozległe jezioro ciekłej wody pod powierzchnią Marsa ” , na Sciences et Avenir ,25 lipca 2018 r(dostęp 25 lipca 2018 ) .
(w) „Historia geologiczna: Księżyce Marsa” (wersja z 17 maja 2007 r. W archiwum internetowym ) - Strona zarchiwizowana z witryny uniwersytetu w Kalifornii podsumowująca główne aktualne teorie dotyczące pochodzenia księżyców Marsa
(w) A. Cazenave , A. Dobrovolskis i B. Lago , " Orbital history of the marsian satellites with insferences on their origin " , Icarus , vol. 44, n o 3,Grudzień 1980, s. 730-744 ( DOI 10.1016 / 0019-1035 (80) 90140-2 , czytaj online , dostęp 3 września 2018 ).
(in) JA Burns , „Contradictory Clues as to the Origin of the Marsian Moons” w HH Kieffer et al., In March , Tucson, University of Arizona Press,1992 .
(w) " ESA zbliża się do początku większego księżyca Marsa " , ESA Space Science News ,16 października 2008( czytaj online ).
(in) „ PIA10368: Fobos from 6,800 Kilometers (Color) ” w laboratorium napędu odrzutowego NASA ,9 kwietnia 2008
(w) A. Gendrin i S. Erard , „ ponownie zbadana minerqlogia fobii. Zastosowanie transformaty falkowej do analizy widm w podczerwieni ISM / Phobos2 ” , Lunar and Planetary Science , tom. XXXIV,2003( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(w) AS Rivkin , RH Brown , DE Trilling , JF Bell i JH Plassmanna , „ Near-Infrared spectrophotometry of Phobos and Deimos ” , Icarus , vol. 156 n o 1,Marzec 2002, s. 64-75 ( DOI 10.1006 / icar.2001.6767 , czytaj online ).
(en) B. Gondet , JP. Bibring , Y. Langevin , F. Poulet , S. Murchie i zespół OMEGA , „ Phobos observations by the OMEGA / Mars Express hyperspectral imager ” , Lunar and Planetary Science , vol. XXXIX,2008( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(w) John B. Murray , Jonathan C. Iliffe , AL Jan-Peter Muller , Gerhard Neukum , Stephanie Werner , Matt Balme i zespół HRSC , „ New Dowód na pochodzenie równoległych rowków Phobosa z Mars Express HRSC ” , Lunar and Planetary Science , tom. XXXVII,2006( przeczytaj online [ [PDF] ]).
(w) „ Marsjański księżyc Deimos w wysokiej rozdzielczości ” w laboratorium napędu odrzutowego ,21 lutego 2009(dostęp 18 sierpnia 2018 ) .
(de) „ Mars und seine Monde Phobos und Deimos ” , Freie Universität Berlin - Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung,11 grudnia 2009
" Lunes " , na nirgal.net - stronie Philipe Labrot.
(w) A. Hall , „ Notes: The Satellites of Mars ” , The Observatory , tom. 1, N O 6,20 września 1877, s. 181-185 ( czytaj online , obejrzano 31 lipca 2007 ).
(w) A. Hall , „ Nazwy satelitów Marsa ” , Astronomische Nachrichten , t. 92, n o 2187,14 marca 1878, s. 11-14 ( czytaj online , przeglądano 2 lipca 2007 ).
Definicje leksykograficzne i etymologiczne „satelity” skomputeryzowanego skarbca języka francuskiego na stronie internetowej National Center for Textual and Lexical Resources .
(w) „ Lista marsjańskich trojanów ” w Minor Planet Center ,29 stycznia 2008(dostęp 17.08.2018 ) .
(w) „ Gravity Simulator ” na orbitsimulator.com (dostęp: 17 sierpnia 2018 ) .
(w) „ Zderzenie Marsa WD5 skutecznie wykluczone ” w astronomii (we) ,10 stycznia 2008(dostęp 17.08.2018 ) .
„Krótka historia obserwacji Marsa” (wersja z dnia 8 lipca 2003 r. W archiwum internetowym ) .
„ Rosyjska sonda rozbija się na Pacyfiku ” , w Le Monde ,15 stycznia 2012(dostęp 17.08.2018 ) .
„ Mars Express ” w National Center for Space Studies ,13 października 2020 r(dostęp 19 lutego 2021 ) .
(w) Pallava Bagla, " Oczy Indii wracają na Marsa, a Wenus po raz pierwszy została uruchomiona " na nauce ,17 lutego 2017(dostęp 17.08.2018 ) .
AFP, " Sonda" Hope "została umieszczona na orbicie wokół Marsa, pierwsza arabska " , na Sciences et Avenir ,9 lutego 2021 r(dostęp 18 lutego 2021 ) .
„ Misja InSight: udało się wylądować sondzie na Marsie ” , w Le Monde.fr (konsultowano 27 listopada 2018 r . ) .
Gaël Lombart, „ Po sześciu miesiącach podróży, Wytrwałość wylądowała na Marsie ” , Le Parisien ,18 lutego 2021 r(dostęp 18 lutego 2021 ) .
Steffi Paladini, „ Tianwen-1: Why China tak bardzo zależy na wygraniu nowego wyścigu o gwiazdy ”, na contrepoint.org (dostęp 24 lutego 2021 )
" Amerykański plan powrotu na Księżyc zostanie porzucony " ,29 stycznia 2010(dostęp 17.08.2018 ) .
(w) „ NASA - NSSDCA - Spacecraft - Details (Mariner 9) ” on NASA (dostęp: 17 sierpnia 2018 ) .
(w) „ NASA - NSSDCA - Spacecraft - Details (Mars Global Surveyor) ” na NASA (dostęp: 17 sierpnia 2018 ) .
(w) Niki Simpson, „ Symbole botaniczne: nowy zestaw symboli dla nowego obrazu ” , Botanical Journal of the Linnean Society , Oxford University Press , t. 162 n O 2luty 2010, s. 117–129 ( ISSN 0024-4074 , czyt. Online , dostęp 17 sierpnia 2018 r. ).
(w) „ Volvo Logo History ” (dostęp: 17 sierpnia 2018 r . ) .

Zobacz też

Bibliografia

Francis Rocard , Alfred McEwen , Xavier Barral , wkład Sébastiena Girarda, Nicolasa Mangolda, Mars: une exploration Photographyique , Éd. Xavier Barral , 19 września 2013, 272 s. ( ISBN 978-2-36511-000-6 ) (praca łącząca serię zdjęć panoramicznych przesyłanych przez sondę MRO )
Jean-Pierre Bibring , Mars: niebieska planeta? , Paryż, wydania Odile Jacob ,5 listopada 2009, 224 s. ( ISBN 978-2-7381-2328-2 )
Arnauld Pontier , On Mars, dziennik podróży , Paryż, Nicolas Chaudun,11 marca 2009, 176 str. ( ISBN 978-2-35039-069-7 )
Francis Rocard , Planète Rouge: Najnowsze wiadomości z Marsa , Dunod ,23 marca 2006, 3 e ed. , 257 s. ( ISBN 978-2-10-049940-3 )
Serge Brunier , Observer Mars , Larousse , pot. „Multiguides Astronomy”,12 maja 2005, 80 pkt. ( ISBN 978-2-03-560432-3 ) - Nowa edycja
Olivier de Goursac , Visions de Mars , Éditions de la Martinière ,14 września 2004, 159 pkt. ( ISBN 978-2-7324-3214-4 )
Guillaume Cannat i Didier Jamet , Mars , jakbyście tam byli! , Eyrolles ,28 października 2004, 126 str. ( ISBN 978-2-212-11537-6 )
Astronomical Society of France , Closer to the planet Mars , Vuibert ,07 lipca 2003, 291 str. ( ISBN 978-2-7117-5335-2 )
Serge Brunier , Observer Mars , Bordas ,17 maja 2001, 80 pkt. ( ISBN 978-2-04-760033-7 )
Olivier de Goursac , Zdobywanie Marsa , Larousse ,28 lutego 2000, 215 str. ( ISBN 978-2-03-505041-0 )

Powiązane artykuły

Postacie historyczne i ich odkrycia związane z obserwacją Marsa

Johannes Kepler (obliczenia orbity)
Jean-Dominique Cassini (prędkość obrotowa)
Christian Huygens (długość dnia)
Honoré Flaugergues (burze piaskowe)
Giovanni Schiaparelli (kanały marsjańskie)

Linki zewnętrzne

Dokumentacja urzędowa :
Informacje w słownikach ogólnych lub encyklopediach : Brockhaus Enzyklopädie • Encyclopædia Britannica • Encyclopædia Universalis • Encyklopedia współczesnej Ukrainy • Gran Enciclopèdia Catalana • Swedish Nationalencyklopedin • Store norske leksikon
Zasoby związane ze zdrowiem :
- (en) Nagłówki przedmiotów medycznych
Zasób komiksu :
- (nie) Comic Vine

Po francusku

Planeta Mars na stronie National Center for Space Studies .
Logbooks of a Marsian , blog Charlesa Frankela specjalizującego się w geologii planet.
Stowarzyszenie Planet Mars, którego celem jest promowanie eksploracji tej planety.
Od czerwonej planety do pochodzenia życia , bardzo kompletne miejsce dla amatorów; ostatnia aktualizacja wstyczeń 2017.
Eksploracja Marsa za pomocą sond i robotów ; seria artykułów z École normale supérieure de Lyon ; ostatnia aktualizacja wlistopad 2015.
ORBIT-MARS: podróż na planetę Mars! , obrazy i artykuły; ostatnia aktualizacja w2009.
[PDF] Historia Marsa , dokument Narodowego Centrum Badań Naukowych ; opublikowane w2006.
„Mars: woda, powietrze, życie?” , Metoda naukowa , Kultura Francji, 4 września 2018.
- Nie jesteś już zbyt samotny na Marsie? » , Metoda naukowa , Kultura Francji, 8 marca 2021 r.

Po angielsku

Interaktywne mapowanie Marsa na stronie NASA .
Program eksploracji Marsa NASA .
Zdjęcia Marsa na stronie Jet Propulsion Laboratory .
Mars w witrynie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a .
Misja Mars Express na terenie Europejskiej Agencji Kosmicznej .
Prezentacja Marsa na Skymanii.