Марс — разлика између измена

Уреди везе
С Википедије, слободне енциклопедије
Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
Ред 98: Ред 98:


На зидовима [[кањон]]а и [[кратер]]а такође су уочене хиљаде формација које највише подсећају на [[вододерина|вододерине]] на Земљи. Ове вододерине се најчешће срећу на већим висинама јужне полулопте и усмерене су ка [[екватор]]у. Многи аутори навели су да је за формирање ових вододерина одговорна течна вода, највероватније од отапања леда<ref name="sci288">{{cite journal |last=Malin |first=Michael C. |last2=Edgett |first2=KS |title=Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars |journal=Science |volume=288 |issue=5475 |pages=2330–2335 |date=June 30, 2000 |pmid=10875910 |doi=10.1126/science.288.5475.2330 |bibcode=2000Sci...288.2330M}}</ref><ref name="nasa061206">{{cite web |title=NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars |publisher=NASA |date=December 6, 2006 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mgs-20061206.html |accessdate=December 6, 2006}}</ref>, док други аутори сматрају да вододерине настају другим процесима попут [[мраз]]а [[угљен-диоксид]]а или кретањем суве [[прашина|прашине]] по површини.<ref name="bbc061206">{{cite news |title=Water flowed recently on Mars |publisher=BBC |date=December 6, 2006 |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6214834.stm |accessdate=December 6, 2006}}</ref><ref name="nasa061206b">{{cite news |publisher=NASA |date=December 6, 2006 |title=Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests |url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=6587226 |accessdate=April 30, 2006}}</ref> На површини нису пронађене вододерине оштећене временским приликама, нити неке на којима су видљиви свежи ударни кратери, па се закључује да су ове одлике младе, и врло је могуће да су и данас активне.<ref name=nasa061206 />
На зидовима [[кањон]]а и [[кратер]]а такође су уочене хиљаде формација које највише подсећају на [[вододерина|вододерине]] на Земљи. Ове вододерине се најчешће срећу на већим висинама јужне полулопте и усмерене су ка [[екватор]]у. Многи аутори навели су да је за формирање ових вододерина одговорна течна вода, највероватније од отапања леда<ref name="sci288">{{cite journal |last=Malin |first=Michael C. |last2=Edgett |first2=KS |title=Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars |journal=Science |volume=288 |issue=5475 |pages=2330–2335 |date=June 30, 2000 |pmid=10875910 |doi=10.1126/science.288.5475.2330 |bibcode=2000Sci...288.2330M}}</ref><ref name="nasa061206">{{cite web |title=NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars |publisher=NASA |date=December 6, 2006 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mgs-20061206.html |accessdate=December 6, 2006}}</ref>, док други аутори сматрају да вододерине настају другим процесима попут [[мраз]]а [[угљен-диоксид]]а или кретањем суве [[прашина|прашине]] по површини.<ref name="bbc061206">{{cite news |title=Water flowed recently on Mars |publisher=BBC |date=December 6, 2006 |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6214834.stm |accessdate=December 6, 2006}}</ref><ref name="nasa061206b">{{cite news |publisher=NASA |date=December 6, 2006 |title=Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests |url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=6587226 |accessdate=April 30, 2006}}</ref> На површини нису пронађене вододерине оштећене временским приликама, нити неке на којима су видљиви свежи ударни кратери, па се закључује да су ове одлике младе, и врло је могуће да су и данас активне.<ref name=nasa061206 />

Друге ареолошке одлике, попут [[речна делта|речних делти]] и алувијалних делти очуваних у кратерима, су додатни докази да су у прошлости владали топлији, влажнији услови на Марсу.<ref name="Lewis2006">{{cite journal |author=Lewis, K.W.; Aharonson, O. |title=Stratigraphic analysis of the distributary fan in Eberswalde crater using stereo imagery |journal=Journal of Geophysical Research |volume=111 |issue=E06001 |date=2006 |doi=10.1029/2005JE002558 |bibcode=2006JGRE..11106001L}}</ref> У таквим условима морала су да се оформе [[Кратерско језеро|кратерска језера]] на великом делу површине планете, за шта су такође пронађени независни [[минералогија|минералошки]], [[седиментологија|седиментолошки]] и [[геоморфологија|ареоморфолошки]] докази.<ref name="Matsubara2011">{{cite journal |author=Matsubara, Y.; Howard, A.D.; Drummond, S.A. |title=Hydrology of early Mars: Lake basins |journal=Journal of Geophysical Research |volume=116 |issue=E04001 |date=2011 |doi=10.1029/2010JE003739 |bibcode=2011JGRE..11604001M}}</ref>

Додатни докази да је на површини црвене планете некада било воде у течном стању је откриће специфичних минерала, попут хематита и [[гетит]]а, који се понекад формирају у присуству воде.<ref name="nasa040303">{{cite press release |publisher=NASA |date=March 3, 2004 |title=Mineral in Mars 'Berries' Adds to Water Story |url=http://www.jpl.nasa.gov/releases/2004/88.cfm |archiveurl=http://web.archive.org/web/20071109185031/http://www.jpl.nasa.gov/releases/2004/88.cfm |archivedate=November 9, 2007 |accessdate=June 13, 2006}}</ref> Марсовски ровер ''Опортјунити'' је 2004. године детектовао минерал [[јарозит]]. Овај [[минерал]] јавља се само у присуству киселе воде, што директно указује на некадашње присуство воде на површини.<ref name="nasa101001">{{cite web |title=Mars Exploration Rover Mission: Science |publisher=NASA |date=July 12, 2007 |url=http://marsrover.nasa.gov/science/goal1-results.html |accessdate=January 10, 2010}}</ref> Од скоријих открића везаних за воду треба навести детекцију [[гипс]]а, меког минерала, на површини ровером ''Опортјунити'' агенције НАСА, у децембру [[2011]]. године.<ref name="nasa" /><ref name="nationalgeographic">{{cite news |url=http://news.nationalgeographic.com/news/2011/12/111208-mars-water-nasa-rover-opportunity-gypsum-life-space-science/ |title=Rover Finds "Bulletproof" Evidence of Water on Early Mars |work=News.nationalgeographic.com |date=December 8, 2011 |accessdate=August 14, 2012}}</ref> Уз то, вођа овог истраживања Френсис Мекубин, планетарни научник на [[Универзитет у Новом Мексику|Универзитету Новог Мексика]] у [[Албукерки]]ју, је након прегледа података везаних за минерале пронађене на Марсу изјавио да је количина воде у горњем мантлу планете једнака или већа од оне на Земљи – 50–300 делова у милион, што је довољно да се цео Марс прекрије слојем воде дубине 200–1.000 метара.<ref name="nationalgeographic1">{{cite news |url=http://news.nationalgeographic.com/news/2012/06/120626-mars-water-mantle-oceans-meteorites-space-science/ |title=Mars Has "Oceans" of Water Inside? |work=News.nationalgeographic.com |date=June 26, 2012 |accessdate=August 14, 2012}}</ref>

[[НАСА]] је 18. марта [[2013]]. године објавила доказе са инструмената ровера ''Кјуриосити'' везане за [[Хидратација (реакција)|хидратацију минерала]], највероватније хидрираног [[калцијум-сулфат]]а, у неколико узорака стена, као и детекцију [[жица (геологија)|жица]] и нодула у другим стенама.<ref name="NASA-20130318">{{cite web |last1=Webster |first1=Guy |last2=Brown |first2=Dwayne |title=Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence |url=http://mars.jpl.nasa.gov/msl/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=1446 |date=March 18, 2013 |work=[[NASA]] |accessdate=March 20, 2013}}</ref><ref name="BBC-20130319">{{cite web |last=Rincon |first=Paul |title=Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior |url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21340279 |date=March 19, 2013 |publisher=BBC |accessdate=March 19, 2013}}</ref><ref name="MSN-20130120">{{cite web |author=Staff |title=Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out |url=http://now.msn.com/white-mars-rock-called-tintina-found-by-curiosity-rover |archiveurl=http://wayback.archive.org/web/20130323164757/http://now.msn.com/white-mars-rock-called-tintina-found-by-curiosity-rover |archivedate=March 23, 2013 |date=March 20, 2013 |work=[[MSN]] |accessdate=March 20, 2013}}</ref> Анализе извршене инструментом -{DAN}- (динамички албедо неутрона) на роверу пружају доказе о присуству воде у подповршинском слоју, где се тло састоји од око 4% воде до дубине од 60 цм.<ref name="NASA-20130318" />

НАСА је 28. септембра [[2015]]. објавила да су потврђени докази о присуству токова хидрираних раствора соли на топлим падинама Марса, прикупљених [[спектрометар]]ским очитавањима тамних предела на падинама.<ref>{{cite web|url = https://www.youtube.com/watch?v=bDv4FRHI3J8&ab_channel=NASA.govVideo|title = NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today’s Mars|date = 28 September 2015|accessdate = 28 September 2015|website = |publisher = NASA|last = |first = }}</ref><ref>{{cite web|title=NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars|url=http://www.nasa.gov/press-release/nasa-confirms-evidence-that-liquid-water-flows-on-today-s-mars|publisher=NASA|accessdate=28 September 2015}}</ref><ref name='Ojhaetal2015'>{{cite journal |last=Ojha |first=L. |last2=Wilhelm |first2=M. B. |last3=Murchie |first3=S. L. |last4=McEwen |first4=A. S. |last5=Wray |first5=J. J. |last6=Hanley |first6=J. |last7=Massé |first7=M. |last8=Chojnacki |first8=M. |date=2015 |title=Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars |journal=Nature Geoscience |doi=10.1038/ngeo2546}}</ref> Ова посматрања потврдила су претходне теорије, базиране на посматрањима времена настанка и степена ширења, да ове тамне црте настају током воде непосредно испод површинског слоја тла.<ref name=SeasonalFlows>{{cite journal|last1=McEwen|first1=Alfred|last2=Lujendra|first2=Ojha|last3=Dundas|first3=Colin|last4=Mattson|first4=Sarah|last5=Bryne|first5=S|last6=Wray|first6=J|last7=Cull|first7=Selby|last8=Murchie|first8=Scott|last9=Thomas|first9=Nicholas|last10=Gulick|first10=Virginia|title=Seasonal Flows On Warm Martian Slopes.|journal=Science|date=5 August 2011|volume=333|issue=6043|pages=743–743|doi=10.1126/science.1204816|pmid=21817049|url=https://sciencescape.org/paper/21817049|accessdate=28 September 2015}}</ref> Ови токови садрже хидриране соли, перхлорате, који садрже молекуле воде у својој [[кристална структура|кристалној структури]].<ref>{{cite web|title = NASA Finds 'Definitive' Liquid Water on Mars|url = http://news.nationalgeographic.com/2015/09/150928-mars-liquid-water-confirmed-surface-streaks-space-astronomy/|website = National Geographic News|accessdate = 2015-09-29|first = Nadia|last = Drake|first2 = National Geographic PUBLISHED September|last2 = 28}}</ref> Токови се јављају на падинама планете у летњем периоду, када се [[температура|температуре]] пењу изнад –23[[Степен Целзијуса|°C]], а затим се поново леде када температура падне.<ref>{{cite web|title = Water Flows on Mars Today, NASA Announces|url = http://www.scientificamerican.com/article/water-flows-on-mars-today-nasa-announces/|accessdate = 2015-09-29|first = Clara|last = Moskowitz}}</ref>


== Атмосфера и клима ==
== Атмосфера и клима ==

Верзија на датум 5. октобар 2015. у 13:24

Уколико сте тражили бога у римској митологији, погледајте чланак Марс.
Марс
Компјутерски генерисана слика из података које је прикупила мисија МГГ агенције НАСА
Компјутерски генерисана слика из података које је прикупила мисија МГГ агенције НАСА
Орбиталне карактеристике
Афел 249,23[1] × 106 km
Перихел 206,62[1] × 106 km
Велика полуоса 1,52366231 АЈ
227,939[1] × 106 km
Екцентрицитет 0,09341233[1]
Сидерички период 686,980[1] дана
Средња орбитална брзина 24,13[1] km/s
Максимална орбитална брзина 26,50[1] km/s
Минимална орбитална брзина 21,97[1] km/s
Инклинација 1,85061[1]
Лонгитуда узлазног чвора 49,57854[1]
Сидерички период ротације 24,6229[1] сати
Трајање дана 24,6597[1] сати
Природни сателит 2[1]
Физичке карактеристике
Средњи полупречник 3.389,5[1] km
Екваторијални полупречник 3.396,2[1] km
Поларни полупречник 3.376,2[1] km
Елиптицитет 0,00589[1]
Маса 0,64185[1] × 1024 kg
Запремина 16,318[1] × 1010 km3
Густина 3.933[1] g/cm3
Површинска гравитација 3,71[1] m/s2
Друга космичка брзина 5,03[1] km/s
Албедо 0,250 (Бонд)
0,170 (геом.)[1]
Привидна магнитуда -1,52[1]
Соларна озраченост 589,2[1] W/m2
Tемпература црног тела 210,1[1] K
Момент инерције 0,366[1]
Удаљеност 78,39[1] × 106 km
Максимална удаљеност 401,3[1] × 106 km
Минимална удаљеност 55,7[1] × 106 km
Ректасцензија Северног пола 317,681 - 0,106T[1]
Деклинација Северног пола 52,887 - 0,061T[1]
Атмосфера

Марс је четврта планета по удаљености од Сунца и друга најмања у Сунчевом систему, након Меркура. Добила је име по римском богу рата – Марсу. Такође се назива и „црвеном планетом”, јер на површини преовладава гвожђе(III) оксид који јој даје црвенкасту боју.[2] Марс је терестричка планета са танком атмосфером, и површинским одликама које подсећају на Месец – ударни кратери, и на Земљу – вулканске купе, долине, пустиње и поларне ледене капе. Период ротације и годишња доба на Марсу су такође слична онима на Земљи, а сличан је и нагиб осе ротације планете који условљава годишња доба. На Марсу се налази Олимп (Олимпус Монс) – највећи вулкан и за сада друга највиша планина у Сунчевом систему (највиша на некој од планета)[а], као и Долина Маринера – један од највећих кањона у Сунчевом систему. Депресија Бореалис на северној полулопти заузима 40% површине планете и могуће је да је настала великим ударом другог небеског тела у Марс током формирања Сунчевог система.[3][4] Марс има два природна сателита – Фобос и Дејмос, који су малих димензија и неправилног облика. Могуће је да су они у ствари ухваћени астероиди[5][6], налик астероиду 5261 Еурека који је Марсов тројанац.

Све до првог успешног пролета сонде Маринер 4 поред Марса 1965. године, много се причало о присуству воде у течном стању на површини. Ова нагађања била су заснована на периодичним променама светлих и тамних предела на површини, нарочито око поларних региона – посматрачи (предвођени Ђованијем Скјапарелијем и Персивалом Лоуелом) су закључили да су то мора и континенти. За дуге, тамне линије које су посматрачи видели кроз своје телескопе се сматрало да су канали за наводњавање који су се протезали преко целе површине, и да их је изградила цивилизација далеко напреднија од људске на Земљи. За ове линије се касније показало да су биле оптичка варка, мада геолошки докази прикупљени роботизованим сондама послатим на површину указују да је Марс у далекој прошлости добрим делом био прекривен воденим пространствима.[7] Током 2005. године радарски подаци прикупљени из орбите указали су на велике количине леда на половима[8], али и на нижој ареографској ширини.[9][10] Марсовски ровер Спирит открио је 2007. године у прикупљеним узорцима хемијска једињења која садрже водене молекуле. Лендер Феникс је 31. јула 2008. прикупио директне узорке леда који се налазио непосредно испод површине на месту на којем се сонда спустила.[11]

Марс тренутно истражује седам свемирских сонди: пет из орбите – Одисеј, Марс експрес, MRO, Мејвен, Мангалијан, и две на површини – ровери Опортјунити и Кјуриосити. Фотографије сонде MRO откриле су сезонске токове воде у најтоплијим месецима на Марсу.[12] Ровер Кјуриосити је 2013. открио да између 1,5 и 3% тла чини вода (мада је та вода везана за друга једињења и није слободно доступна).[13]

У току су многа истраживања везана за настањеност Марса живим организмима у прошлости, али и у садашњости. Испитивања на самом тлу Марса спроведена су сондама Викинг 1 и 2, роверима Спирит и Опортјунити, лендером Феникс и ровером Кјуриосити. У изградњи је још неколико сонди опремљених астробиолошким инструментима – Инсајт, Марс 2020. и Егзомарс.[14][15][16][17] Током 2020их је планирана и међународна мисија повратка узорака тла на Земљу. Слетање људи на Марс агенција НАСА тренутно има у плану око 2040. године.

Марс је лако видљив са Земље голим оком, и лако с уочава његова црвенкаста боја. Његова привидна магнитуда је –2,91[18], тако да су од њега на небу сјајнији само Јупитер, Венера, Месец и Сунце. Оптички земаљски телескопи имају ограничене могућности при посматрању Марса – могуће је разазнати одлике на површини веће од 300 км, и то када су Марс и Земља најближи у својим орбитама; ове потешкоће јављају се због Земљине атмосфере.

Како је Марс био римски бог рата, а грчко име за Марс је Арес, за појмове везане уз Марс користи се префикс арео- уместо гео-, нпр. уместо географска ширина користимо појам ареографска ширина.

Физичке карактеристике

Поређење по величини терестричких планета: Меркур, Венера, Земља и Марс.

Марс има полупречник приближно једнак половини Земљиног и само десети део њене масе, пошто му је густина мања, али је његова површина тек нешто мања од површине копна на Земљи.[18] И док је Марс већи и масивнији од Меркура, Меркур је гушћи. Ово резултује тиме да ове планете имају приближне јачине гравитационих сила, где је гравитациона сила Марса чак и јача за нешто мање од 1%. Црвенкасто-наранџаст изглед површине Марса је последица гвожђе(III) оксида, познатијег као рђа.[19]

Унутрашња структура

Као што је то случај и код Земље, унутрашњост Марса је слојевита – у центру се налази метално језгро окружено слојевима материјала мање густине.[20] Најновији модели унутрашње структуре црвене планете, поткрепљени подацима прикупљеним свемирским сондама крајем 20. и почетком 21. века, указују на језгро пречника 3.580 ± 130 км, састављено углавном од гвожђа и никла, и око 16–17% сумпора.[21] Сматра се да овакво језгро, састављено од гвожђе(II) сулфида, има дупло већу концентрацију лаких елемената од Земљиног језгра.[22] Језгро је окружено силикатним мантлом који је оформио многе тектонске и вулканске одлике на планети, али се чини да је данас тај мантл неактиван („успаван”). Осим силицијума и кисеоника, најраспрострањенији елементи у кори Марса су гвожђе, магнезијум, алуминијум, калцијум и калијум. Просечна дебљина коре планете је око 50 км, док је максимална дебљина око 125 км.[22] Земљина кора, са просечном дебљином од 40 км, је када се узме у обзир величина обе планете три пута тања од коре црвене планете. Агенција НАСА ће 2016. године лансирати лендер Инсајт опремљен сеизмометром, који ће прикупити значајно прецизније и детаљније податке о унутрашњем саставу.[23]

Површинска ареологија

Марсова топографија. Јужни пол горе лево, северни пол горе десно. Доња слика приказује Меркаторову пројекцију Марса до 70° ареографске ширине. Висина терена је означена разним бојама.

Марс је терестричка планета која се састоји од минерала који садрже силицијум и кисеоник, метале, и друге елементе који се обично могу пронаћи у стенама. Површину планете углавном чини толиетски базалт[24], мада су поједини делови богатији силицијумом него типичан базалт и сличнији су андезитним стенама на Земљи или силицијумском стаклу. Региони са ниским албедом поседују трагове плагиокласа, док региони на северној полулопти са ниским албедом указују на концентрацију силиката знатно изнад нормалних вредности. На деловима површине на јужној полулопти, које углавном чине висије, детектовано је присуство пироксена богатих калцијумом. На појединим локалитетима детектовани су и хематит и оливин.[25] Површина планете је највећим делом прекривена дебелим слојем гвожђе(III) оксидне прашине (рђе).[26][27]

Иако нема доказа о постојању глобалног магнетског поља на Марсу[28], из података прикупљених сондама јасно се види да су поједини делови коре планете намагнетисани, као и да је у прошлости долазило до замене магнетских полова магнетног дипола. Ова појава назива се палеомагнетизам и јавља се у минералима који су подложни магнетисању, и имају особине сличне наизменичним линијама које се формирају на дну океана на Земљи. Према једној теорији, објављеној 1999. и преиспитаној 2005. године (уз помоћ података прикупљених сондом Марсов глобални геометар), ова појава демонстрира постојање тектонских плоча на Марсу пре 4 милијарде година, пре него што је планетарни динамо престао да ради, након чега је и магнетско поље планете „избледело”.[29]

При формирању Сунчевог система, Марс је настао стохастичким процесом акреције из протопланетарног диска који се налазио у орбити око Сунца.[б] Марс поседује јединствене хемијске одлике чији је узрок позиција планете унутар Сунчевог система. Хемијски елементи са нижом тачком кључања, попут хлора, фосфора и сумпора, су знатно присутнији на Марсу него на Земљи; ови елементи су вероватно нестали из региона ближе Сунцу јер их је „одувао” соларни ветар младе и енергетичне звезде.[30]

По завршетку формирања планета, све су прошле кроз тзв. „касно тешко бомбардовање” (енгл. Late Heavy Bombardment). Око 60% површине Марса поседује доказе о ударима из тог периода[31][32][33], док остатак површине чине велике депресије (басени) настали као последица тих удара. Подаци прикупљени орбитерима указују на огроман ударни басен на северној полулопти планете, димензија 10.600 x 8.500 км, или четири пута већи од басена Јужни пол-Ејткен на Месецу – највећег ударног басена откривеног до сада.[3][4] Према овој теорији у Марс је ударило небеско тело величине Плутона пре око 4 милијарде година. Овај удар, који се сматра узроком Марсове хемисферичне дихотомије, оформио је раван басен Бореалис који заузима 40% површине планете.[34][35]

Ареолошка историја Марса може се поделити на многе периоде, али се могу издвојити следећа три значајнија:[36][37]

  • Нојев период (енгл. Noachian period) – назван по региону Нојева земља (лат. Noachis Terra) – током којег је формирано најстарије тло на Марсу, од пре 4,5 до 3,5 милијарди година. Кора из овог периода је раштркана по целој површини данашњег Марса и прошарана је многим ударним кратерима. Испупчење Тарсис, вулканског порекла, је вероватно настало у овом периоду. Крајем овог периода јављале су се честе и обилне поплаве (тада је на Марсу вероватно владала топлија клима па је било обиље воде у течном стању).
  • Хисперијски период (енгл. Hesperian period) – назван по Хисперијском платоу (лат. Hesperia Planum) – трајао је од пре 3,5 до 3,3/2,9 милијарди година. Хисперијски период обележило је формирање великих поља лаве.
  • Амазонски период – назван по Амазонским равницама (лат. Amazonis Planitia) – од пре 3,3/2,9 милијарди година до данас. Региони формирани у овом периоду имају мали број ударних кратера, али су иначе доста разноврсни. Планина Олимп је формирана током овог раздобља историје планете, као и неки други токови лаве.

И на данашњем Марсу је присутна одређена ареолошка активност. У долини Атабаска (названој по реци у Канади) било је токова лаве до пре 200 милиона година. Водених токова било је у рововима названим Керберова удубљења (енгл. Cerberus Fossae) пре мање од 20 милиона година, што указује и на вулканску активност у истом временском периоду.[38] На фотографијама сонде MRO од 19. фебруара 2008. године видљиве су лавине на литици високој 700 метара.[39]

Тло

Лендер Феникс прикупио је податке из којих се видело да је тло на Марсу благо алкално и садржи елементе попут магнезијума, натријума, калијума и хлора. Ове хранљиве материје могу се наћи и у баштама на Земљи, и неопходне су при узгајању биљака.[40] Експерименти спроведени током ове мисије показали су да тло Марса има базну pH вредност 7,7, и садржи 0,6% соли перхлората.[41][42][43][44]

Пруге су честе на Марсу и често се појављују нове на стрмим падинама кратера, исушених корита и долина. Ове пруге су тамне када се појаве, а затим с временом постану светлије. Понекад, ове пруге се појаве на мањем подручју да би се затим прошириле и на неколико стотина метара. Такође је уочено да прате контуре стена и других препрека које им се нађу на путу. Теорија о пореклу ових пруга која је најшире прихваћена у научним круговима је да су оне тамне јер су то у ствари тамни слојеви подповршинског тла који су откривени када одрон или мањи торнадо уклони блеђи површински слој тла.[45] Према другим теоријама, настанак ових пруга објашњава се деловањем воде или чак растом живих организама.[46][47]

Хидрологија

Главни чланак: Вода на Марсу

Вода се у течном агрегатном стању не може наћи на површини Марса због изузетно ниског атмоосферског притиска – 100 пута нижег од атмосферског притиска на Земљи, осим у низијама где је притисак мало виши и то на врло кратак временски период. Две поларне ледене капе су, према за сада доступним подацима, сачињене углавном од воденог леда. Запремина леда у јужној поларној капи довољна је да, уколико би се цела отопила, поплави целу површину планете водом до дубине од 11 метара. Мантл пермафроста простире се од полова све до ареографске ширине од 60°.

Сматра се да су велике количине воденог леда заробљене у криосфери Марса. Током 2005. године радарски подаци прикупљени из орбите указали су на велике количине леда на половима[8], али и на нижој ареографској ширини.[9][10] Марсовски ровер Спирит открио је 2007. године у прикупљеним узорцима хемијска једињења која садрже водене молекуле. Лендер Феникс је 31. јула 2008. прикупио директне узорке леда који се налазио непосредно испод површине на месту на којем се сонда спустила.[11]

Изглед рељефа на Марсу сугерише да је вода у прошлости текла по површини. Велики захвати избразданог терена, који су названи одводни канали, пресецају површину на око 25 места. Сматра се да су ове формације настале ерозијом при катастрофалном ослобађању воде из подземних издана, мада постоје и теорије да су неке од њих настале деловањем глечера или лаве.[48][49] Један од већих примера је Ma'adim Vallis (Ma'adim значи Марс на хебрејском), дуг 700 км, и много је већи од Великог кањона са ширином од 20 км и дубином на појединим местима и до 2 км. Сматра се да је настао деловањем водених токова у ранијој историји Марса. Процењује се да је најмлађи од ових канала настао пре само неколико милиона година.[50] На другим местима, нарочито на најстаријим пределима површине Марса, мање, дендритске мреже долина су раштркане по великом делу површине. Одлике ових долина, као и њихов распоред сугеришу да су настале токовима воде чији је извор била киша и снег у далекој историји. Подповршински водени токови и извори можда су играли значајну улогу у формирању неких од ових мрежа, али су атмосферске падавине највероватније биле главни извор ових токова у већини случајева.[51]

На зидовима кањона и кратера такође су уочене хиљаде формација које највише подсећају на вододерине на Земљи. Ове вододерине се најчешће срећу на већим висинама јужне полулопте и усмерене су ка екватору. Многи аутори навели су да је за формирање ових вододерина одговорна течна вода, највероватније од отапања леда[52][53], док други аутори сматрају да вододерине настају другим процесима попут мраза угљен-диоксида или кретањем суве прашине по површини.[54][55] На површини нису пронађене вододерине оштећене временским приликама, нити неке на којима су видљиви свежи ударни кратери, па се закључује да су ове одлике младе, и врло је могуће да су и данас активне.[53]

Друге ареолошке одлике, попут речних делти и алувијалних делти очуваних у кратерима, су додатни докази да су у прошлости владали топлији, влажнији услови на Марсу.[56] У таквим условима морала су да се оформе кратерска језера на великом делу површине планете, за шта су такође пронађени независни минералошки, седиментолошки и ареоморфолошки докази.[57]

Додатни докази да је на површини црвене планете некада било воде у течном стању је откриће специфичних минерала, попут хематита и гетита, који се понекад формирају у присуству воде.[58] Марсовски ровер Опортјунити је 2004. године детектовао минерал јарозит. Овај минерал јавља се само у присуству киселе воде, што директно указује на некадашње присуство воде на површини.[59] Од скоријих открића везаних за воду треба навести детекцију гипса, меког минерала, на површини ровером Опортјунити агенције НАСА, у децембру 2011. године.[60][61] Уз то, вођа овог истраживања Френсис Мекубин, планетарни научник на Универзитету Новог Мексика у Албукеркију, је након прегледа података везаних за минерале пронађене на Марсу изјавио да је количина воде у горњем мантлу планете једнака или већа од оне на Земљи – 50–300 делова у милион, што је довољно да се цео Марс прекрије слојем воде дубине 200–1.000 метара.[62]

НАСА је 18. марта 2013. године објавила доказе са инструмената ровера Кјуриосити везане за хидратацију минерала, највероватније хидрираног калцијум-сулфата, у неколико узорака стена, као и детекцију жица и нодула у другим стенама.[63][64][65] Анализе извршене инструментом DAN (динамички албедо неутрона) на роверу пружају доказе о присуству воде у подповршинском слоју, где се тло састоји од око 4% воде до дубине од 60 цм.[63]

НАСА је 28. септембра 2015. објавила да су потврђени докази о присуству токова хидрираних раствора соли на топлим падинама Марса, прикупљених спектрометарским очитавањима тамних предела на падинама.[66][67][68] Ова посматрања потврдила су претходне теорије, базиране на посматрањима времена настанка и степена ширења, да ове тамне црте настају током воде непосредно испод површинског слоја тла.[69] Ови токови садрже хидриране соли, перхлорате, који садрже молекуле воде у својој кристалној структури.[70] Токови се јављају на падинама планете у летњем периоду, када се температуре пењу изнад –23°C, а затим се поново леде када температура падне.[71]

Атмосфера и клима

Марсова атмосфера је приметно другачија од Земљине, а састоји се углавном од угљен-диоксида (95,32 %), уз мале мешавине других елемената: азота (2,7 %), аргона (1,6 %), кисеоника (0,13 %) и неона (0,00025%). Такође садржи и водену пару (0,03 %), а у поларним крајевима је нађен озон.

Поларне капе зими се прошире до 40-50° ареографске ширине. Сонда Викинг 2 је на 47° северне ширине снимила танак слој иња. Северна поларна капа се за време северног лета смањи на пречник од око 800 km, а јужна за јужног лета на око 400 km. Осим угљен-диоксида (суви лед), поларне капе садрже и смрзнуту воду јер је уочено да сублимацијом CO2 капе не нестају, а температура је увек испод 273 K (0°C). Ова смрзнута вода је измешана са честицама прашине.

Почетком 2015. научници су на основу података прикупљених телескопима VLT (део Европске јужне опсерваторије) и Кек на Хавајима објавили да је на Марсу у раној историји, пре око 4,5 милијарди година, постојао океан који је садржао више воде од северног леденог океана на Земљи. Та количина воде, која се процењује на 20 милиона кубних километара, била је довољна да се цела површина планете прекрије слојем воде дебљине око 137 метара, али је највероватније вода била сконцентрисана у северној хемисфери због конфигурације терена. На основу компјутерских модела се сматра да је та водена површина прекривала 19% површине планете (поређења ради, на Земљи Атлантски океан прекрива 17% укупне површине планете), што је око половине северне хемисфере, и на неким местима је дубина износила преко 1,5 km. Закључује се и да је у то време на Марсу било 6,5 пута више воде него што је данас складиштено у поларним капама, што значи да је Марс изгубио преко 87% некадашњих залиха воде.[72]

Температурне разлике и настанак олуја

Просечна измерена температура на Марсовој површини је 210 K (-63°C), с максимумом од 293 K (20°C) и минимумом од 130 K (-143°C). Најтоплија су подручја око екватора и у субсоларној тачки зато што температура тла зависи од угла упада сунчевих зрака и често варира јер је ретка атмосфера слаб топлотни резервоар.

На половима температура зими не прелази 160 K (-133°C), а пада и до 120 K (-153°C) што је довољно да се CO2 кондензује. Тада део атмосферског CO2 прелази у поларну капу што доводи до наглог пада притиска на том подручју и ваздух са читавог глобуса струји према том полу.

Температурне разлике између светлијих и тамнијих подручја, односно тла и атмосфере, условљавају мешање атмосфере. Ветрови, који су при тлу брзине 10 m/s, подижу честице прашине до 50 km увис и преносе их на удаљености од више хиљада километара. Ветрови достижу брзине до 100 m/s, изазивајући годишње стотинак пешчаних олуја које, када је Марс у перихелу, а ветар и температура у свом максимуму, могу прекрити целу планету прашином.

Пешчане олује доводе до занимљивог ефекта „антистакленика“ - велике количине прашине у атмосфери не допуштају сунчевој светлости да неослабљена продре до површине, а пропуштају топлотно зрачење Марсове површине која се хлади, док се виши делови атмосфере загревају.

Облаци

Марсова атмосфера

Иако атмосфера садржи само један хиљадити део водене паре која се налази у Земљиној атмосфери, вода се успева кондензовати и формирати облаке који лебде на великим висинама. Облаци су редовна појава на Марсу упркос малој количини водене паре у атмосфери.

Честице прашине стално присутне у атмосфери дају јој наранџасту нијансу.

Природни сателити

Главни чланак: Природни сателити Марса

Марс има два мала природна сателита неправилног облика, Фобос и Деимос. Фобос има пречник око 11 km и масу 1,08×1016 kg, док Деимос има пречник око 6 km и масу 1,80×1015 kg. Путање које описују око Марса су различите. Мерећи од средишта Марса, Фобос кружи на 9.000 km од средишта Марса, док Деимос кружи на 23.000 km.

Истраживање Марса

Главни чланци: Истраживање Марса и Живот на Марсу

Неколико десетина сателита, „орбитера“ (сателита који круже у орбити око планете) и „лендера“ (сателита који се спуштају на планету) је послато на Марс. Земље које су послале сателите укључују САД, СССР, Европу и Јапан.

Отприлике две трећине свих мисија је завршило неуспехом. На пример, ниједан лендер из Совјетског Савеза није успео да пошаље податке са површине Марса дуже од неколико секунди. САД су прошле нешто боље, али читав низ њихових летелица је исто био неуспешан. То је довело до шале о Великом галактичком духу ("Great Galactic Ghost") у НАСА-и.

Прошле мисије

Прва успешна мисија, снимање дела површине планете, је била Маринер 4, године 1965. Снимци су били слабог квалитета и могли су се разазнати једино кратери и површина слична Месечевој.

Прво спуштање на планету су извеле совјетске сонде Марс-2 и Марс-3, али пар секунди по спуштању веза је прекинута, претпоставља се због велике пешчане олује која је тад била у току.

Успешна америчка Маринер 9 мисија је снимила из орбите велику површину Марса са високом резолуцијом од 1971. године.

Следиле су Викинг 1 и Викинг 2 мисије, изузетно успешне и први успешни „лендери“ на површини Марса. Викинг 1 је слао податке 6 година од 1976. до 1982, a Викинг 2 од 1976. до 1979. године. Обе сонде су послале обиље корисних података и слика у боји са површине. Проналажење микроба у тлу Марса није дало јасне резултате, зато јер је нетипично Марсовско тло производило гасове који су могли да буду протумачени и анорганском хемијском активношћу узорака.

Совјетске сонде Фобос 1 и Фобос 2 су биле делимично или потпуно неуспешне 1988. године. Неуспех је погодио и следећу америчку мисију Марс Обзервер (енгл. Mars Observer) 1992. године.

Марсов глобални геометар је агенција НАСА лансирала 1996. године, и постао је изузетно успешна мисија која је снимала Марс из орбите све до 2006, пет година дуже него је планирано. Такође 1996. године, лендер Марс патфајндер је лансиран и успешно је обављао задатке на површини Марса.

Мисија која се спустила 2008. је Феникс која је стигла на регион северног пола Марса 25. маја 2008. године. Сонда је откопала узорке тла за које је потврђено да садрже лед. Феникс је слао податке до новембра 2008.

Вода на Марсу

Вода тече на Марсу! Ово је 28.09.2015. године потврдила НАСА која је саопштила да током летњих месеци на Црвеној планети вода тече низ кањоне и кратере чиме се повећава шанса да на Марсу постоји и неки облик живота. - Марс није сува, јалова планета као што смо некад мислили - казао је на конференцији за новинаре Џим Грин, директор планетарне науке НАСА, наглашавајући да је на "црвеној планети" пронађена течна вода.Како јављају стране агенције, реч је о сланој води која тече у потоцима кроз кањоне и кратере Марса током летњег периода. - Наша потрага на Марсу је била 'следи води' у нашем трагању за животом у универзуму и сада имамо уверљиву науку која потврђује оно што смо дуго сумњали - рекао је Џон Грунсфелд, астронаут из центра НАСА у Вашингтону. Вода за собом ставља дуге и тамне мрље које могу ићи и неколико стотина метара низбрдо на површини Марса током летњих месеци, пре него што се пред јесен осуше како површинска температура падне. Со снижава тачку смрзавања воде, а научници наводе да би то могло да објасни ову сезонску "бујицу". Фотографије снимљене на Марсу приказују стрме долине и кратере прошарање овим мрљама на местима куда је текла вода, а цео призор подсећа на лепезу.

Садашње мисије

Године 2001. агенција НАСА је лансирала сонду Одисеја на Марсу 2001., која је и даље у орбити око Марса. Ова сонда је открила велике залихе водоника у површинском слоју тла црвене планете (до једног метра дубине), и претпоставља се да је то водоник из замрзнуте воде у тлу.

ЕСА је лансирала Марс експрес 2003. године, са орбитером и лендером. Лендер по имену Бигл 2 је отказао приликом спуштања у фебруару 2004.

Такође 2003. године, НАСА је послала Спирит и Опортјунити – ровере на Марс. Оба су се спустила 2004. године на површину, ровер Спирит је престао са радом у марту 2010. године, док је ровер Опортјунити и даље активан и до јула 2014. године је превалио преко 40 километара истражујући површину Марса. На оба места спуштања су нађени докази о постојању воде на површини Марса у прошлости.

2005. године Орбитални истраживач Марса је лансиран са задатком да снима површину планете из орбите. Стигао је у орбиту 2006. године и сада снима површину у веома високој резолуцији да би било лакше пронаћи будућа места за спуштање сонди. Ова мисија је снимила и прве лавине на Марсу близу северног пола, као и прве доказе о сезонској текућој води на површини.

У новембру 2011. године НАСА је лансирала ровер Кјуриосити, ровер који ће трагати за доказима о прошлом или садашњем животу на Марсу. Напајање је нуклеарно тако да неће бити проблема са накупљањем прашине као код претходних ровера, а научне операције ће моћи да се одвијају у свако доба дана и у свим временским условима.

Напомене

  1. ^ 2011. године откривено је да једна од планина на астероиду и протопланети 4 Веста има приближну висину као Олимп на Марсу. Међутим, Олимп има далеко већу површину врха и основе – пречник Олимпа у основи је чак већи од пречника целе Весте.
  2. ^ У најранијој фази, одмах по рођењу Сунца, око њега се налазио диск прашине; временом су, под утицајем слабе међусобне гравитације, ове честице почеле да се скупљају у веће грумене камења, што је условило да поседују још јачу гравитацију и привуку још прашине и камења; на крају су стене прерасле у небеска тела величине астероида, који су се затим скупљали, сударали и оформили протопланете, а касније и планете које су и данас у орбити око Сунца; овај поступак назива се акреција.

Референце

  1. ^ а б в г д ђ е ж з и ј к л љ м н њ о п р с т ћ у ф х ц ч џ ш аа аб „Mars Fact Sheet”. NASA. Приступљено 28. 11. 2012. 
  2. ^ „The Lure of Hematite”. Science@NASA. NASA. 28. 3. 2001. Приступљено 24. 12. 2009. 
  3. ^ а б Yeager, Ashley (19. 7. 2008). „Impact May Have Transformed Mars”. ScienceNews.org. Приступљено 12. 8. 2008. 
  4. ^ а б Sample, Ian (26. 6. 2008). „Cataclysmic impact created north-south divide on Mars”. London: Science @ guardian.co.uk. Приступљено 12. 8. 2008. 
  5. ^ Millis, John P. „Mars Moon Mystery”. space.about.com. 
  6. ^ Adler, M.; Owen, W. and Riedel, J. (2012). „Use of MRO Optical Navigation Camera to Prepare for Mars Sample Return” (PDF). Concepts and Approaches for Mars Exploration, held June 12–14, 2012 in Houston, Texas. LPI Contribution No. 1679, id.4337. 1679: 4337. Bibcode:2012LPICo1679.4337A. 
  7. ^ „NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars”. NASA/JPL. 6. 12. 2006. Приступљено 4. 1. 2007. 
  8. ^ а б „Water ice in crater at Martian north pole”. ESA. 28. 7. 2005. Приступљено 19. 3. 2010. 
  9. ^ а б „Scientists Discover Concealed Glaciers on Mars at Mid-Latitudes”. University of Texas at Austin. 20. 11. 2008. Архивирано из оригинала 25. 7. 2011. г. Приступљено 19. 3. 2010. 
  10. ^ а б Staff (21. 2. 2005). „Mars pictures reveal frozen sea”. ESA. Приступљено 19. 3. 2010. 
  11. ^ а б „NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended”. Science @ NASA. 31. 7. 2008. Приступљено 1. 8. 2008. 
  12. ^ „NASA – NASA Spacecraft Data Suggest Water Flowing on Mars”. Nasa.gov. 4. 8. 2011. Приступљено 19. 9. 2011. 
  13. ^ Jha, Alok. „Nasa's Curiosity rover finds water in Martian soil”. theguardian.com. Приступљено 6. 11. 2013. 
  14. ^ Jarell, Elizabeth M (26. 2. 2015). „Using Curiosity to Search for Life”. Mars Daily. Приступљено 9. 8. 2015. 
  15. ^ „The Mars Exploration Rover Mission” (PDF). NASA. новембар 2013. стр. 20. Приступљено 9. 8. 2015. 
  16. ^ Wilks, Jeremy (21. 5. 2015). „Mars mystery: ExoMars mission to finally resolve question of life on red planet”. EuroNews. Приступљено 9. 8. 2015. 
  17. ^ Howell, Elizabeth (5. 1. 2015). „Life on Mars? NASA's next rover aims to find out.”. The Christian Science Monitor. Приступљено 9. 8. 2015. 
  18. ^ а б Williams, David R. (1. 9. 2004). „Mars Fact Sheet”. National Space Science Data Center. NASA. Приступљено 24. 6. 2006. 
  19. ^ Peplow, Mark. „How Mars got its rust”. Приступљено 10. 3. 2007. 
  20. ^ Nimmo, Francis; Tanaka, Ken (2005). „Early Crustal Evolution Of Mars”. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 33 (1): 133—161. Bibcode:2005AREPS..33..133N. doi:10.1146/annurev.earth.33.092203.122637. 
  21. ^ Rivoldini, A.; Van Hoolst, T.; Verhoeven, O.; Mocquet, A.; Dehant, V. (јун 2011). „Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars”. Icarus. 213 (2): 451—472. Bibcode:2011Icar..213..451R. doi:10.1016/j.icarus.2011.03.024. 
  22. ^ а б Jacqué, Dave (26. 9. 2003). „APS X-rays reveal secrets of Mars' core”. Argonne National Laboratory. Приступљено 1. 7. 2006. 
  23. ^ Webster, Guy; Brown, Dwayne; Napier, Gary (19. 5. 2014). „Construction to Begin on 2016 NASA Mars Lander”. NASA. Приступљено 2. 4. 2015. 
  24. ^ McSween, Harry Y.; Taylor, G. Jeffrey; Wyatt, Michael B. (мај 2009). „Elemental Composition of the Martian Crust”. Science. 324 (5928): 736—739. Bibcode:2009Sci...324..736M. doi:10.1126/science.1165871. 
  25. ^ Bandfield, Joshua L. (јун 2002). „Global mineral distributions on Mars”. Journal of Geophysical Research (Planets). 107 (E6): 9—1. Bibcode:2002JGRE..107.5042B. doi:10.1029/2001JE001510. 
  26. ^ Christensen, Philip R.; et al. (27. 6. 2003). „Morphology and Composition of the Surface of Mars: Mars Odyssey THEMIS Results”. Science. 300 (5628): 2056—2061. Bibcode:2003Sci...300.2056C. PMID 12791998. doi:10.1126/science.1080885. 
  27. ^ Golombek, Matthew P. (27. 6. 2003). „The Surface of Mars: Not Just Dust and Rocks”. Science. 300 (5628): 2043—2044. PMID 12829771. doi:10.1126/science.1082927. 
  28. ^ Valentine, Theresa; Amde, Lishan (9. 11. 2006). „Magnetic Fields and Mars”. Mars Global Surveyor @ NASA. Приступљено 17. 7. 2009. 
  29. ^ Neal-Jones, Nancy; O'Carroll, Cynthia. „New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth”. NASA/Goddard Space Flight Center. Приступљено 4. 12. 2011. 
  30. ^ Halliday, A. N.; Wänke, H.; Birck, J.-L.; Clayton, R. N. (2001). „The Accretion, Composition and Early Differentiation of Mars”. Space Science Reviews. 96 (1/4): 197—230. Bibcode:2001SSRv...96..197H. doi:10.1023/A:1011997206080. 
  31. ^ Zharkov, V. N. (1993). The role of Jupiter in the formation of planets. стр. 7—17. Bibcode:1993GMS....74....7Z. 
  32. ^ Lunine, Jonathan I.; Chambers, John; Morbidelli, Alessandro; Leshin, Laurie A. (2003). „The origin of water on Mars”. Icarus. 165 (1): 1—8. Bibcode:2003Icar..165....1L. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6. 
  33. ^ Barlow, N. G. (5—7. 10. 1988). H. Frey, ур. Conditions on Early Mars: Constraints from the Cratering Record. MEVTV Workshop on Early Tectonic and Volcanic Evolution of Mars. LPI Technical Report 89-04. Easton, Maryland: Lunar and Planetary Institute. стр. 15. Bibcode:1989eamd.work...15B. 
  34. ^ „Giant Asteroid Flattened Half of Mars, Studies Suggest”. Scientific American. Приступљено 27. 6. 2008. 
  35. ^ Chang, Kenneth (26. 6. 2008). „Huge Meteor Strike Explains Mars's Shape, Reports Say”. New York Times. Приступљено 27. 6. 2008. 
  36. ^ Tanaka, K. L. (1986). „The Stratigraphy of Mars”. Journal of Geophysical Research. 91 (B13): E139—E158. Bibcode:1986JGR....91..139T. doi:10.1029/JB091iB13p0E139. 
  37. ^ Hartmann, William K.; Neukum, Gerhard (2001). „Cratering Chronology and the Evolution of Mars”. Space Science Reviews. 96 (1/4): 165—194. Bibcode:2001SSRv...96..165H. doi:10.1023/A:1011945222010. 
  38. ^ Mitchell, Karl L.; Wilson, Lionel (2003). „Mars: recent geological activity : Mars: a geologically active planet”. Astronomy & Geophysics. 44 (4): 4.16—4.20. Bibcode:2003A&G....44d..16M. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.44416.x. 
  39. ^ „Mars avalanche caught on camera”. Discovery Channel. Discovery Communications. 4. 3. 2008. Приступљено 4. 3. 2009. 
  40. ^ „Martian soil 'could support life'”. BBC News. 27. 6. 2008. Приступљено 7. 8. 2008. 
  41. ^ Chang, Alicia (5. 8. 2008). „Scientists: Salt in Mars soil not bad for life”. USA Today. Associated Press. Приступљено 7. 8. 2008. 
  42. ^ „NASA Spacecraft Analyzing Martian Soil Data”. JPL. Приступљено 5. 8. 2008. 
  43. ^ Kounaves, S. P.; et al. (2010). „Wet Chemistry Experiments on the 2007 Phoenix Mars Scout Lander: Data Analysis and Results”. J. Geophys. Res. 115: E00-E10. Bibcode:2009JGRE..114.0A19K. doi:10.1029/2008JE003084. 
  44. ^ Kounaves, S. P.; et al. (2010). „Soluble Sulfate in the Martian Soil at the Phoenix Landing Site”. Icarus. 37: L09201. Bibcode:2010GeoRL..37.9201K. doi:10.1029/2010GL042613. 
  45. ^ „Dust Devil Etch-A-Sketch (ESP_013751_1115)”. NASA/JPL/University of Arizona. 2. 7. 2009. Приступљено 1. 1. 2010. 
  46. ^ Schorghofer, Norbert; Aharonson, Oded; Khatiwala, Samar (2002). „Slope streaks on Mars: Correlations with surface properties and the potential role of water”. Geophysical Research Letters. 29 (23): 41—1. Bibcode:2002GeoRL..29w..41S. doi:10.1029/2002GL015889. 
  47. ^ Gánti, Tibor; et al. (2003). „Dark Dune Spots: Possible Biomarkers on Mars?”. Origins of Life and Evolution of the Biosphere. 33 (4): 515—557. Bibcode:2003OLEB...33..515G. doi:10.1023/A:1025705828948. 
  48. ^ Kerr, Richard A. (4. 3. 2005). „Ice or Lava Sea on Mars? A Transatlantic Debate Erupts”. Science. 307 (5714): 1390—1391. PMID 15746395. doi:10.1126/science.307.5714.1390a. 
  49. ^ Jaeger, W. L.; et al. (21. 9. 2007). „Athabasca Valles, Mars: A Lava-Draped Channel System”. Science. 317 (5845): 1709—1711. Bibcode:2007Sci...317.1709J. PMID 17885126. doi:10.1126/science.1143315. 
  50. ^ Murray, John B.; et al. (17. 3. 2005). „Evidence from the Mars Express High Resolution Stereo Camera for a frozen sea close to Mars' equator”. Nature. 434 (703): 352—356. Bibcode:2005Natur.434..352M. PMID 15772653. doi:10.1038/nature03379. 
  51. ^ Craddock, R.A.; Howard, A.D. (2002). „The case for rainfall on a warm, wet early Mars”. Journal of Geophysical Research. 107 (E11). Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505. 
  52. ^ Malin, Michael C.; Edgett, KS (30. 6. 2000). „Evidence for Recent Groundwater Seepage and Surface Runoff on Mars”. Science. 288 (5475): 2330—2335. Bibcode:2000Sci...288.2330M. PMID 10875910. doi:10.1126/science.288.5475.2330. 
  53. ^ а б „NASA Images Suggest Water Still Flows in Brief Spurts on Mars”. NASA. 6. 12. 2006. Приступљено 6. 12. 2006. 
  54. ^ „Water flowed recently on Mars”. BBC. 6. 12. 2006. Приступљено 6. 12. 2006. 
  55. ^ „Water May Still Flow on Mars, NASA Photo Suggests”. NASA. 6. 12. 2006. Приступљено 30. 4. 2006. 
  56. ^ Lewis, K.W.; Aharonson, O. (2006). „Stratigraphic analysis of the distributary fan in Eberswalde crater using stereo imagery”. Journal of Geophysical Research. 111 (E06001). Bibcode:2006JGRE..11106001L. doi:10.1029/2005JE002558. 
  57. ^ Matsubara, Y.; Howard, A.D.; Drummond, S.A. (2011). „Hydrology of early Mars: Lake basins”. Journal of Geophysical Research. 116 (E04001). Bibcode:2011JGRE..11604001M. doi:10.1029/2010JE003739. 
  58. ^ „Mineral in Mars 'Berries' Adds to Water Story” (Саопштење). NASA. 3. 3. 2004. Архивирано из оригинала 9. 11. 2007. г. Приступљено 13. 6. 2006. 
  59. ^ „Mars Exploration Rover Mission: Science”. NASA. 12. 7. 2007. Приступљено 10. 1. 2010. 
  60. ^ Грешка код цитирања: Неважећа ознака <ref>; нема текста за референце под именом nasa.
  61. ^ „Rover Finds "Bulletproof" Evidence of Water on Early Mars”. News.nationalgeographic.com. 8. 12. 2011. Приступљено 14. 8. 2012. 
  62. ^ „Mars Has "Oceans" of Water Inside?”. News.nationalgeographic.com. 26. 6. 2012. Приступљено 14. 8. 2012. 
  63. ^ а б Webster, Guy; Brown, Dwayne (18. 3. 2013). „Curiosity Mars Rover Sees Trend In Water Presence”. NASA. Приступљено 20. 3. 2013. 
  64. ^ Rincon, Paul (19. 3. 2013). „Curiosity breaks rock to reveal dazzling white interior”. BBC. Приступљено 19. 3. 2013. 
  65. ^ Staff (20. 3. 2013). „Red planet coughs up a white rock, and scientists freak out”. MSN. Архивирано из оригинала 23. 3. 2013. г. Приступљено 20. 3. 2013. 
  66. ^ „NASA News Conference: Evidence of Liquid Water on Today’s Mars”. NASA. 28. 9. 2015. Приступљено 28. 9. 2015. 
  67. ^ „NASA Confirms Evidence That Liquid Water Flows on Today’s Mars”. NASA. Приступљено 28. 9. 2015. 
  68. ^ Ojha, L.; Wilhelm, M. B.; Murchie, S. L.; McEwen, A. S.; Wray, J. J.; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. (2015). „Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars”. Nature Geoscience. doi:10.1038/ngeo2546. 
  69. ^ McEwen, Alfred; Lujendra, Ojha; Dundas, Colin; Mattson, Sarah; Bryne, S; Wray, J; Cull, Selby; Murchie, Scott; Thomas, Nicholas; Gulick, Virginia (5. 8. 2011). „Seasonal Flows On Warm Martian Slopes.”. Science. 333 (6043): 743—743. PMID 21817049. doi:10.1126/science.1204816. Приступљено 28. 9. 2015. 
  70. ^ Drake, Nadia; 28, National Geographic PUBLISHED September. „NASA Finds 'Definitive' Liquid Water on Mars”. National Geographic News. Приступљено 2015-09-29. 
  71. ^ Moskowitz, Clara. „Water Flows on Mars Today, NASA Announces”. Приступљено 2015-09-29. 
  72. ^ Dwayne Brown (5. 3. 2015). „NASA Research Suggests Mars Once Had More Water than Earth’s Arctic Ocean”. НАСА. Приступљено 6. март 2015. 

Спољашње везе

Фотографије
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Марс&oldid=11313436”