Atmósfera de Marte

format_list_bulleted Contenido keyboard_arrow_down
ImprimirCitar

La atmósfera de Marte es la capa de gases que lo rodea. Está compuesta principalmente de dióxido de carbono (95%), nitrógeno molecular (2,85%) y argón (2%). También contiene trazas de vapor de agua, oxígeno, monóxido de carbono, hidrógeno y gases nobles. La atmósfera de Marte es mucho más delgada y fría que la de la Tierra, con una densidad máxima de 20 g/m3 (aproximadamente el 2% del valor de la Tierra) y una temperatura que generalmente oscila entre cero y -60 grados Celsius. La presión superficial promedio es de aproximadamente 610 pascales (0,088 psi), lo que representa el 0,6% del valor de la Tierra.

La delgada atmósfera marciana impide la existencia de agua líquida en la superficie de Marte, pero muchos estudios sugieren que la atmósfera marciana era mucho más densa en el pasado. La mayor densidad durante la primavera y el otoño se reduce en un 25% durante el invierno, cuando el dióxido de carbono se congela parcialmente en los casquetes polares. La densidad atmosférica más alta en Marte es igual a la densidad encontrada a 35 km (22 mi) sobre la superficie de la Tierra y es de ≈0,020 kg/m3. La atmósfera de Marte ha estado perdiendo masa hacia el espacio desde que el núcleo del planeta se desaceleró, y la fuga de gases continúa hoy en día.

La atmósfera de Marte es más fría que la de la Tierra debido a la mayor distancia del Sol, recibe menos energía solar y tiene una temperatura efectiva más baja, que es de unos 210 K (−63 °C; −82 °F). La temperatura media de emisión superficial de Marte es de sólo 215 K (−58 °C; −73 °F), que es comparable a la del interior de la Antártida. Aunque la atmósfera de Marte se compone principalmente de dióxido de carbono, el efecto invernadero en la atmósfera marciana es mucho más débil que en la Tierra: 5 °C (9,0 °F) en Marte, frente a 33 °C (59 °F) en la Tierra debido a la densidad mucho menor del dióxido de carbono, lo que conduce a un menor calentamiento de invernadero. El rango diario de temperatura en la atmósfera inferior presenta una amplia variación debido a la baja inercia térmica; Puede oscilar entre -75 °C (-103 °F) y cerca de 0 °C (32 °F) cerca de la superficie en algunas regiones. La temperatura de la parte superior de la atmósfera marciana también es significativamente más baja que la de la Tierra debido a la ausencia de ozono estratosférico y al efecto de enfriamiento radiativo del dióxido de carbono a mayores altitudes.

En Marte son frecuentes los remolinos de polvo y las tormentas de polvo, que a veces se pueden observar con telescopios desde la Tierra y, en 2018, incluso a simple vista, como un cambio en el color y el brillo del planeta. Las tormentas de polvo que rodean al planeta (tormentas de polvo globales) ocurren en promedio cada 5,5 años terrestres (cada 3 años marcianos) en Marte y pueden amenazar el funcionamiento de los exploradores marcianos. Sin embargo, el mecanismo responsable del desarrollo de grandes tormentas de polvo aún no se comprende bien. Se ha sugerido que está vagamente relacionado con la influencia gravitatoria de ambas lunas, algo similar a la creación de mareas en la Tierra.

La atmósfera marciana es una atmósfera oxidada. Las reacciones fotoquímicas en la atmósfera tienden a oxidar las especies orgánicas y convertirlas en dióxido de carbono o monóxido de carbono. Aunque la sonda de metano más sensible del recientemente lanzado ExoMars Trace Gas Orbiter no logró encontrar metano en la atmósfera de todo Marte, varias misiones anteriores y telescopios terrestres detectaron niveles inesperados de metano en la atmósfera marciana, que incluso podrían ser una biofirma de vida en Marte. Sin embargo, la interpretación de las mediciones aún es muy controvertida y carece de un consenso científico.

Evolución atmosférica

Se cree que la masa y la composición de la atmósfera marciana han cambiado a lo largo de la vida del planeta. Se necesita una atmósfera más espesa, más cálida y más húmeda para explicar varias características aparentes de la historia anterior de Marte, como la existencia de cuerpos de agua líquida. Las observaciones de la atmósfera superior marciana, las mediciones de la composición isotópica y los análisis de los meteoritos marcianos proporcionan evidencia de los cambios a largo plazo de la atmósfera y limitaciones para la importancia relativa de los diferentes procesos.

Atmósfera en la historia temprana

ratio Isotópica de diferentes especies en la atmósfera marciana y terrestre
ratio Isotópica Marte Tierra Marte / Tierra
D / H (en H2O) 9.3 ± 1,7 10−41.56 10−4~6
12C / 13C85.1 ± 0,3 89,9 0.95
14N / 15N173 ± 9 272 0,644
16O 18O476 ± 4,0 499 0.95
36Ar 38Ar4.2 ± 0,1 5.305 ± 0,008 0,79
40Ar 36Ar1900 ± 300 298.56 ± 0,31 ~6
C / 84Kr(4.4–6) × 1064 × 107~0.1
129Xe / 132Xe2.5221 ± 0,0063 0.97 ~2.5

En general, los gases que se encuentran en el Marte moderno están empobrecidos en isótopos estables más ligeros, lo que indica que la atmósfera marciana ha cambiado debido a algunos procesos de selección de masa a lo largo de su historia. Los científicos a menudo se basan en estas mediciones de la composición isotópica para reconstruir las condiciones de la atmósfera marciana en el pasado.

Si bien Marte y la Tierra tienen proporciones similares de 12C/13C y 16O/18O, el 14N está mucho más agotado en la atmósfera marciana. Se cree que los procesos de escape fotoquímico son responsables del fraccionamiento isotópico y han causado una pérdida significativa de nitrógeno en escalas de tiempo geológicas. Las estimaciones sugieren que la presión parcial inicial de N2 puede haber sido de hasta 30 hPa.

El escape hidrodinámico en la historia temprana de Marte puede explicar el fraccionamiento isotópico del argón y el xenón. En el Marte moderno, la atmósfera no está filtrando estos dos gases nobles al espacio exterior debido a su mayor masa. Sin embargo, la mayor abundancia de hidrógeno en la atmósfera marciana y los altos flujos de rayos ultravioleta extremos del joven Sol, en conjunto, podrían haber impulsado un flujo hidrodinámico y arrastrado estos gases pesados. El escape hidrodinámico también contribuyó a la pérdida de carbono, y los modelos sugieren que es posible perder 1.000 hPa (1 bar) de CO2 por escape hidrodinámico en uno a diez millones de años bajo rayos ultravioleta extremos mucho más fuertes en Marte. Mientras tanto, observaciones más recientes realizadas por el orbitador MAVEN sugirieron que el escape por chisporroteo es muy importante para el escape de gases pesados en el lado nocturno de Marte y podría haber contribuido a la pérdida del 65% de argón en la historia de Marte.

La atmósfera marciana es particularmente propensa a la erosión por impacto debido a la baja velocidad de escape de Marte. Un modelo informático temprano sugirió que Marte podría haber perdido el 99% de su atmósfera inicial al final del período de bombardeo pesado tardío basado en un flujo de bombardeo hipotético estimado a partir de la densidad de cráteres lunares. En términos de abundancia relativa de carbono, la relación C / 84Kr en Marte es solo el 10% de la de la Tierra y Venus. Suponiendo que los tres planetas rocosos tienen el mismo inventario volátil inicial, entonces esta baja relación C / 84Kr implica que la masa de CO2 en la atmósfera marciana primitiva debería haber sido diez veces mayor que el valor actual. El enorme enriquecimiento de 40Ar radiogénico sobre 36Ar primordial también es consistente con la teoría de la erosión por impacto.

Una de las formas de estimar la cantidad de agua perdida por el escape de hidrógeno en la atmósfera superior es examinar el enriquecimiento de deuterio sobre hidrógeno. Los estudios basados en isótopos estiman que se ha perdido en el espacio una capa equivalente global de agua de entre 12 y más de 30 m por el escape de hidrógeno en la historia de Marte. Cabe señalar que el enfoque basado en el escape atmosférico solo proporciona el límite inferior para el inventario de agua inicial estimado.

Para explicar la coexistencia de agua líquida y un Sol joven y débil durante la historia temprana de Marte, debe haberse producido un efecto invernadero mucho más fuerte en la atmósfera marciana para calentar la superficie por encima del punto de congelación del agua. Carl Sagan fue el primero en proponer que una atmósfera de 1 bar de H2 puede producir suficiente calentamiento para Marte. El hidrógeno puede producirse por la vigorosa desgasificación de un manto marciano primitivo muy reducido y la presencia de CO2 y vapor de agua puede reducir la abundancia necesaria de H2 para generar tal efecto invernadero. Sin embargo, el modelado fotoquímico mostró que mantener una atmósfera con este alto nivel de H2 es difícil. El SO2 también ha sido uno de los gases de efecto invernadero propuestos como eficaces en la historia temprana de Marte. Sin embargo, otros estudios sugieren que la alta solubilidad del SO2, la formación eficiente de aerosoles de H2SO4 y la deposición superficial impiden la acumulación a largo plazo de SO2 en la atmósfera marciana y, por lo tanto, reducen el posible efecto de calentamiento del SO2.

Escape atmosférico en moderno Marte

A pesar de la menor gravedad, el escape de Jeans no es eficiente en la atmósfera marciana moderna debido a la temperatura relativamente baja en la exobase (≈200 K a 200 km de altitud). Solo puede explicar el escape de hidrógeno de Marte. Se necesitan otros procesos no térmicos para explicar el escape observado de oxígeno, carbono y nitrógeno.

Escape de hidrógeno

El hidrógeno molecular (H2) se produce a partir de la disociación de H2O u otros compuestos que contienen hidrógeno en la atmósfera inferior y se difunde a la exosfera. El H2 exosférico luego se descompone en átomos de hidrógeno, y los átomos que tienen suficiente energía térmica pueden escapar de la gravitación de Marte (escape de Jeans). El escape de hidrógeno atómico es evidente a partir de los espectrómetros UV en diferentes orbitadores. Si bien la mayoría de los estudios sugirieron que el escape de hidrógeno está cerca de estar limitado por la difusión en Marte, estudios más recientes sugieren que la tasa de escape está modulada por tormentas de polvo y tiene una gran estacionalidad. El flujo de escape estimado de hidrógeno varía de 107 cm−2 s−1 a 109 cm−2 s−1.

Escape de carbono

La fotoquímica del CO2 y del CO en la ionosfera puede producir iones CO2+ y CO+, respectivamente:

CO2 + .restablecimientoCO+2 + e−
CO + .restablecimientoCO+ + e−

Un ion y un electrón pueden recombinarse y producir productos neutros desde el punto de vista electrónico. Los productos ganan energía cinética adicional debido a la atracción de Coulomb entre iones y electrones. Este proceso se denomina recombinación disociativa. La recombinación disociativa puede producir átomos de carbono que viajan más rápido que la velocidad de escape de Marte, y los que se mueven hacia arriba pueden escapar de la atmósfera marciana:

CO+ + e−Levántate C + O
CO+2 + e−Levántate C + O2

La fotólisis ultravioleta del monóxido de carbono es otro mecanismo crucial para el escape de carbono en Marte:

CO + . ()λ  116 nm)C + O.

Otros mecanismos potencialmente importantes incluyen el escape por chisporroteo del CO2 y la colisión del carbono con átomos rápidos de oxígeno. El flujo de escape total estimado es de aproximadamente 0,6×107 cm−2 s−1 a 2,2×107 cm−2 s−1 y depende en gran medida de la actividad solar.

Escape de nitrógeno

Al igual que el carbono, la recombinación disociativa de N2+ es importante para el escape de nitrógeno en Marte. Además, otros mecanismos de escape fotoquímico también desempeñan un papel importante:

N2 + .restablecimientoN+ + N + e−
N2 + e− N+ + N + 2e−

La tasa de escape de nitrógeno es muy sensible a la masa del átomo y a la actividad solar. La tasa de escape total estimada de 14N es 4,8×105 cm−2 s−1.

Escape de oxígeno

La recombinación disociativa de CO2+ y O2+ (también producida a partir de la reacción de CO2+) puede generar los átomos de oxígeno que viajan lo suficientemente rápido para escapar:

CO+2 + e−Levántate CO + O
CO+2 + O  O+2 + CO
O+2 + e−Levántate O + O

Sin embargo, las observaciones mostraron que no hay suficientes átomos de oxígeno rápido en la exosfera marciana como predice el mecanismo de recombinación disociativa. Las estimaciones del modelo de la tasa de escape de oxígeno sugirieron que puede ser más de 10 veces menor que la tasa de escape de hidrógeno. La recolección de iones y la pulverización catódica se han sugerido como mecanismos alternativos para el escape de oxígeno, pero este modelo sugiere que son menos importantes que la recombinación disociativa en la actualidad.

La atmósfera de fuga de Marte —carbono, oxígeno, hidrógeno—medida por el espectrógrafo UV de MAVEN.

Composición química actual

Dióxido de carbono

El CO2 es el componente principal de la atmósfera marciana. Tiene una relación molar media de volumen del 94,9 %. En las regiones polares invernales, la temperatura de la superficie puede ser inferior al punto de congelación del CO2. El gas CO2 de la atmósfera puede condensarse en la superficie para formar hielo seco sólido de 1 a 2 m de espesor. En verano, la capa de hielo seco polar puede sufrir sublimación y liberar el CO2 de nuevo a la atmósfera. Como resultado, se puede observar una variabilidad anual significativa en la presión atmosférica (≈25 %) y la composición atmosférica en Marte. El proceso de condensación se puede aproximar mediante la relación de Clausius-Clapeyron para el CO2.

También existe la posibilidad de que la adsorción de CO2 dentro y fuera del regolito contribuya a la variabilidad atmosférica anual. Aunque la sublimación y la deposición de hielo de CO2 en los casquetes polares es la fuerza impulsora de los ciclos estacionales, otros procesos como las tormentas de polvo, las mareas atmosféricas y los remolinos transitorios también desempeñan un papel. Comprender cada uno de estos procesos menores y cómo contribuyen al ciclo atmosférico general brindará una imagen más clara de cómo funciona la atmósfera marciana en su conjunto. Se ha sugerido que el regolito en Marte tiene una gran área de superficie interna, lo que implica que podría tener una capacidad relativamente alta para el almacenamiento de gas adsorbido. Dado que la adsorción funciona a través de la adhesión de una película de moléculas sobre una superficie, la cantidad de área de superficie para cualquier volumen dado de material es el principal contribuyente a la cantidad de adsorción que puede ocurrir. Un bloque sólido de material, por ejemplo, no tendría área de superficie interna, pero un material poroso, como una esponja, tendría una gran área de superficie interna. Dada la naturaleza suelta y de grano fino del regolito marciano, existe la posibilidad de que se produzcan niveles significativos de adsorción de CO2 desde la atmósfera. La adsorción desde la atmósfera hacia el regolito se ha propuesto anteriormente como una explicación de los ciclos observados en las proporciones de mezcla de metano y agua. Se necesitan más investigaciones para ayudar a determinar si se está produciendo la adsorción de CO2 y, de ser así, el alcance de su impacto en el ciclo atmosférico general.

Comparación de la abundancia de dióxido de carbono, nitrógeno y argón en las atmósferas de la Tierra, Venus y Marte

A pesar de la alta concentración de CO2 en la atmósfera marciana, el efecto invernadero es relativamente débil en Marte (unos 5 °C) debido a la baja concentración de vapor de agua y a la baja presión atmosférica. Si bien el vapor de agua en la atmósfera terrestre tiene la mayor contribución al efecto invernadero en la Tierra moderna, está presente solo en una concentración muy baja en la atmósfera marciana. Además, bajo baja presión atmosférica, los gases de efecto invernadero no pueden absorber la radiación infrarroja de manera efectiva porque el efecto de expansión de la presión es débil.

En presencia de radiación ultravioleta solar (hν, fotones con longitud de onda inferior a 225 nm), el CO2 en la atmósfera marciana puede fotolizarse mediante la siguiente reacción:

CO2 + . ()λ Apocalipsis 225 nm)CO + O.

Si no hay producción química de CO2, todo el CO2 de la atmósfera marciana actual se eliminaría por fotólisis en unos 3.500 años. Los radicales hidroxilo (OH) producidos a partir de la fotólisis del vapor de agua, junto con otras especies de hidrógeno extrañas (por ejemplo, H, HO2), pueden convertir el monóxido de carbono (CO) nuevamente en CO2. El ciclo de reacción puede describirse como:

CO + OH  CO2 + H
H + O2 + M  HO2 + M
HOMBRE2 + O  + O2
Net: CO + O  CO2

La mezcla también desempeña un papel en la regeneración del CO2, al llevar el O, el CO y el O2 de la atmósfera superior hacia abajo. El equilibrio entre la fotólisis y la producción redox mantiene estable la concentración media de CO2 en la atmósfera marciana moderna.

Las nubes de hielo de CO2 se pueden formar en las regiones polares invernales y a altitudes muy elevadas (>50 km) en las regiones tropicales, donde la temperatura del aire es inferior al punto de congelación del CO2.

Nitrogen

El N2 es el segundo gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen media del 2,6%. Diversas mediciones han demostrado que la atmósfera marciana está enriquecida en 15N. El enriquecimiento de isótopos pesados de nitrógeno posiblemente se deba a procesos de escape selectivos de masa.

Las ratios del isótopo de Argon son una firma de pérdida atmosférica en Marte.

Argon

El argón es el tercer gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una proporción media de volumen del 1,9 %. En términos de isótopos estables, Marte está enriquecido en 38Ar en relación con 36Ar, lo que puede atribuirse al escape hidrodinámico.

Uno de los isótopos del argón, el 40Ar, se produce a partir de la desintegración radiactiva del 40K. En cambio, el 36Ar es primordial: estaba presente en la atmósfera después de la formación de Marte. Las observaciones indican que Marte está enriquecido en 40Ar en relación con el 36Ar, lo que no puede atribuirse a procesos de pérdida selectiva de masa. Una posible explicación del enriquecimiento es que una cantidad significativa de la atmósfera primordial, incluido el 36Ar, se perdió por la erosión del impacto en la historia temprana de Marte, mientras que el 40Ar se emitió a la atmósfera después del impacto.

Variaciones estacionales de oxígeno en el cráter Gale

Oxígeno y ozono

La proporción media estimada de oxígeno molecular (O2) en la atmósfera marciana es del 0,174 %. Es uno de los productos de la fotólisis del CO2, el vapor de agua y el ozono (O3). Puede reaccionar con el oxígeno atómico (O) para volver a formar ozono (O3). En 2010, el Observatorio Espacial Herschel detectó oxígeno molecular en la atmósfera marciana.

El oxígeno atómico se produce por fotólisis del CO2 en la atmósfera superior y puede escapar de la atmósfera a través de la recombinación disociativa o la captación de iones. A principios de 2016, el Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja (SOFIA) detectó oxígeno atómico en la atmósfera de Marte, algo que no se había encontrado desde las misiones Viking y Mariner en la década de 1970.

En 2019, los científicos de la NASA que trabajan en la misión Curiosity, que han estado tomando medidas del gas, descubrieron que la cantidad de oxígeno en la atmósfera marciana aumentó un 30% en primavera y verano.

De manera similar al ozono estratosférico en la atmósfera de la Tierra, el ozono presente en la atmósfera marciana puede ser destruido por ciclos catalíticos que involucran especies extrañas de hidrógeno:

H + O3Levántate OH + O2
O + OH  H + O2
Net: O + O32

Dado que el agua es una fuente importante de estas especies de hidrógeno extraño, se observa una mayor abundancia de ozono en las regiones con un menor contenido de vapor de agua. Las mediciones mostraron que la columna total de ozono puede alcanzar de 2 a 30 μm-atm alrededor de los polos en invierno y primavera, donde el aire es frío y tiene una baja tasa de saturación de agua. Las reacciones reales entre el ozono y las especies de hidrógeno extraño pueden complicarse aún más por las reacciones heterogéneas que tienen lugar en las nubes de hielo de agua.

Se cree que la distribución vertical y la estacionalidad del ozono en la atmósfera marciana se deben a las complejas interacciones entre la química y el transporte de aire rico en oxígeno desde las latitudes iluminadas por el sol hasta los polos. El espectrómetro UV/IR de la sonda Mars Express (SPICAM) ha demostrado la presencia de dos capas de ozono distintas en latitudes bajas y medias. Estas comprenden una capa persistente cercana a la superficie por debajo de una altitud de 30 km (19 mi), una capa separada que solo está presente en primavera y verano en el norte con una altitud que varía de 30 a 60 km, y otra capa separada que existe a 40-60 km por encima del polo sur en invierno, sin contraparte por encima del polo norte de Marte. Esta tercera capa de ozono muestra una disminución abrupta en la elevación entre 75 y 50 grados sur. SPICAM detectó un aumento gradual de la concentración de ozono a 50 km (31 mi) hasta mediados del invierno, después de lo cual disminuyó lentamente a concentraciones muy bajas, sin que se detectara ninguna capa por encima de los 35 km (22 mi).

vapor de agua

Nubes capturados por el rover de curiosidad de la NASA

El vapor de agua es un gas traza presente en la atmósfera marciana y presenta una enorme variabilidad espacial, diurna y estacional. Las mediciones realizadas por la sonda Viking a finales de los años 70 sugirieron que la masa total global de vapor de agua equivale a aproximadamente entre 1 y 2 km3 de hielo. Las mediciones más recientes realizadas por la sonda Mars Express mostraron que la abundancia media anual global de vapor de agua en la columna es de aproximadamente 10 a 20 micrones precipitables (pr. μm). La máxima abundancia de vapor de agua (50-70 pr. μm) se encuentra en las regiones polares del norte a principios del verano debido a la sublimación del hielo de agua en el casquete polar.

A diferencia de lo que ocurre en la atmósfera terrestre, en la atmósfera marciana no pueden existir nubes de agua líquida debido a la baja presión atmosférica. Las cámaras del rover Opportunity y del módulo de aterrizaje Phoenix han observado nubes de agua helada similares a cirros. Las mediciones realizadas por el módulo de aterrizaje Phoenix mostraron que las nubes de agua helada pueden formarse en la parte superior de la capa límite planetaria durante la noche y precipitarse de nuevo a la superficie en forma de cristales de hielo en la región polar norte.

Precipitado hielo de agua cubriendo el planicie de la Utopía Marciana, el hielo de agua precipitado al adherirse al hielo seco (observado por el lander Viking 2)

Metano

El metano, como especie volcánica y biógena, es de interés para los geólogos y astrobiólogos. Sin embargo, es químicamente inestable en una atmósfera oxidante con radiación ultravioleta. El tiempo de vida del metano en la atmósfera marciana es de unos 400 años. La detección de metano en una atmósfera planetaria puede indicar la presencia de actividades geológicas recientes o de organismos vivos. Desde 2004, se han reportado trazas de metano (que van desde 60 ppb hasta menos del límite de detección (< 0,05 ppb)) en varias misiones y estudios observacionales. La fuente del metano en Marte y la explicación de la enorme discrepancia en las concentraciones observadas de metano aún son objeto de un activo debate.

Consulte también la sección "Detección de metano" para obtener más detalles.

Dióxido de azufre

El dióxido de azufre (SO2) en la atmósfera sería un indicador de la actividad volcánica actual. Se ha vuelto especialmente interesante debido a la controversia de larga data sobre el metano en Marte. Si los volcanes han estado activos en la historia marciana reciente, se esperaría encontrar SO2 junto con metano en la atmósfera marciana actual. No se ha detectado SO2 en la atmósfera, con un límite superior de sensibilidad establecido en 0,2 ppb. Sin embargo, un equipo dirigido por científicos del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA informó la detección de SO2 en muestras de suelo de Rocknest analizadas por el rover Curiosity en marzo de 2013.

Otros gases de traza

El monóxido de carbono (CO) se produce por fotólisis del CO2 y reacciona rápidamente con los oxidantes de la atmósfera marciana para volver a formar CO2. La proporción media estimada de volumen de CO en la atmósfera marciana es del 0,0747 %.

Los gases nobles, aparte del helio y el argón, están presentes en niveles traza (neón a 2,5 ppmv, criptón a 0,3 ppmv y xenón a 0,08 ppmv) en la atmósfera marciana. La concentración de helio, neón, criptón y xenón en la atmósfera marciana ha sido medida por diferentes misiones. Las proporciones isotópicas de los gases nobles revelan información sobre las actividades geológicas tempranas en Marte y la evolución de su atmósfera.

El hidrógeno molecular (H2) se produce por la reacción entre especies de hidrógeno impares en la atmósfera media. Puede llegar a la atmósfera superior por mezcla o difusión, descomponerse en hidrógeno atómico (H) por la radiación solar y escapar de la atmósfera marciana. El modelado fotoquímico estimó que la proporción de mezcla de H2 en la atmósfera inferior es de aproximadamente 15 ±5 ppmv.

Estructura vertical

La estructura vertical de la atmósfera de Marte sobrevolando con perfiles de temperatura recuperados de las sondas de entrada de los terrestres de Marte. Fuente de datos: Sistema de Datos Planetarios de la NASA

La estructura de temperatura vertical de la atmósfera marciana difiere de la atmósfera terrestre en muchos aspectos. La información sobre la estructura vertical se suele inferir mediante el uso de observaciones de sondeos térmicos infrarrojos, ocultación por radio, frenado aerodinámico y perfiles de entrada de los módulos de aterrizaje. La atmósfera de Marte se puede clasificar en tres capas según el perfil de temperatura promedio:

  • Troposfera (conjunto0–40 km): La capa donde se producen la mayor parte de los fenómenos meteorológicos (por ejemplo, convección y tormentas de polvo). Su dinámica está fuertemente impulsada por el calentamiento de la superficie diurna y la cantidad de polvo suspendido. Marte tiene una altura de escala superior de 11,1 km que la Tierra (8,5 km) debido a su gravedad más débil. La tasa de lapso adiabático teórica de Marte es de 4.3 °C km−1, pero la tasa media de lapso medida es de aproximadamente 2,5 °C km−1 porque las partículas de polvo suspendidas absorben la radiación solar y calientan el aire. La capa de límites planetarios puede extenderse a más de 10 km de espesor durante el día. El rango de temperatura diurnal cercano a la superficie es enorme (60 °C) debido a la baja inercia térmica. Bajo condiciones polvorientas, las partículas de polvo suspendidas pueden reducir el rango de temperatura diurna superficial a sólo 5 °C. La temperatura superior a 15 km es controlada por procesos radiativos en lugar de convección. Marte es también una rara excepción a la regla "0.1-bar tropopause" que se encuentra en las otras atmósferas en nuestro sistema solar.
  • Mesósfera (40–100 km): La capa que tiene la temperatura más baja. CO2 en la mesósfera actúa como agente refrigerante irradiando calor eficientemente en el espacio. Las observaciones de ocultación estelar muestran que la menopausia de Marte se encuentra a unos 100 km (alrededor de 0.01 a 0.001 Nivel de Pa) y tiene una temperatura de 100–120 K. La temperatura a veces puede ser inferior al punto de helada de CO2, y detecciones de CO2 Se han reportado nubes de hielo en la mesósfera marciana.
  • Thermosphere (Ω100–230 km): La capa está controlada principalmente por la calefacción ultravioleta. La temperatura de la termosfera marciana aumenta con altitud y varía según la temporada. La temperatura diurna de la termosfera superior oscila entre 175 K (en aphelion) y 240 K (en perihelion) y puede alcanzar hasta 390 K, pero todavía es significativamente menor que la temperatura de la termosfera de la Tierra. La mayor concentración de CO2 en la termosfera marciana puede explicar parte de la discrepancia debido a los efectos de refrigeración de CO2 en alta altitud. Se cree que los procesos de calefacción auroral no son importantes en la termosfera marciana debido a la ausencia de un campo magnético fuerte en Marte, pero el orbitador MAVEN ha detectado varios eventos de aurora.

Marte no tiene una estratosfera persistente debido a la falta de especies que absorban ondas cortas en su atmósfera media (por ejemplo, el ozono estratosférico en la atmósfera de la Tierra y la neblina orgánica en la atmósfera de Júpiter) para crear una inversión de temperatura. Sin embargo, se ha observado una capa de ozono estacional y una fuerte inversión de temperatura en la atmósfera media sobre el polo sur marciano. La altitud de la turbopausa de Marte varía mucho de 60 a 140 km, y la variabilidad está impulsada por la densidad de CO2 en la termosfera inferior. Marte también tiene una ionosfera compleja que interactúa con las partículas del viento solar, la radiación ultravioleta extrema y los rayos X del Sol, y el campo magnético de su corteza. La exosfera de Marte comienza a unos 230 km y gradualmente se fusiona con el espacio interplanetario.

El viento solar acelera los iones de la atmósfera superior de Marte en el espacio
(video (01:13); 5 de noviembre de 2015)

Polvo atmosférico y otras características dinámicas

polvo atmosférico

Con vientos suficientemente fuertes (> 30 ms−1), las partículas de polvo pueden movilizarse y elevarse desde la superficie hasta la atmósfera. Algunas de las partículas de polvo pueden quedar suspendidas en la atmósfera y viajar por circulación antes de caer de nuevo al suelo. Las partículas de polvo pueden atenuar la radiación solar e interactuar con la radiación infrarroja, lo que puede provocar un efecto radiativo significativo en Marte. Las mediciones del orbitador sugieren que la profundidad óptica del polvo promediada globalmente tiene un nivel de fondo de 0,15 y alcanza su punto máximo en la estación del perihelio (primavera y verano australes). La abundancia local de polvo varía mucho según las estaciones y los años. Durante los eventos globales de polvo, los activos de la superficie de Marte pueden observar una profundidad óptica de más de 4 μm. Las mediciones de la superficie también mostraron que el radio efectivo de las partículas de polvo varía de 0,6 μm a 2 μm y tiene una estacionalidad considerable.

El polvo tiene una distribución vertical desigual en Marte. Además de la capa límite planetaria, los datos de sondeo mostraron que hay otros picos de proporción de mezcla de polvo a mayor altitud (por ejemplo, entre 15 y 30 km por encima de la superficie).

Variaciones estacionales en oxígeno y metano en el cráter Gale

Tormentas de polvo

Diferencia de nubes de polvo y agua: la nube naranja en el centro de la imagen es una gran nube de polvo, las otras nubes polares blancas son nubes de agua.
Detalle de una tormenta de polvo marciana, vista desde la órbita
Un frente de tormenta de polvo largo de 700 kilómetros (marcado por la flecha roja) visto desde órbita en diferentes ángulos. El círculo rojo del terreno marciano es sólo para orientación.
Marte sin una tormenta de polvo en junio de 2001 (a la izquierda) y con una tormenta mundial de polvo en julio de 2001 (a la derecha), como ha visto Mars Global Surveyor

Las tormentas de polvo locales y regionales no son raras en Marte. Las tormentas locales tienen un tamaño de aproximadamente 103 km2 y ocurren alrededor de 2000 eventos por año marciano, mientras que las tormentas regionales de 106 km2 de tamaño se observan con frecuencia en primavera y verano australes. Cerca del casquete polar, las tormentas de polvo a veces pueden ser generadas por actividades frontales y ciclones extratropicales.

Las tormentas de polvo globales (área > 106 km2) ocurren en promedio una vez cada 3 años marcianos. Las observaciones mostraron que las tormentas de polvo más grandes generalmente son el resultado de la fusión de tormentas de polvo más pequeñas, pero el mecanismo de crecimiento de la tormenta y el papel de las retroalimentaciones atmosféricas aún no se comprenden bien. Aunque se piensa que el polvo marciano puede ser arrastrado a la atmósfera por procesos similares a los de la Tierra (por ejemplo, saltación), los mecanismos reales aún deben verificarse y las fuerzas electrostáticas o magnéticas también pueden influir en la modulación de la emisión de polvo. Los investigadores informaron que la mayor fuente de polvo en Marte proviene de la Formación Medusae Fossae.

El 1 de junio de 2018, los científicos de la NASA detectaron señales de una tormenta de polvo (ver imagen) en Marte, lo que provocó el fin de la misión del rover Opportunity, que funcionaba con energía solar, ya que el polvo bloqueaba la luz solar (ver imagen) necesaria para funcionar. Para el 12 de junio, la tormenta era la más extensa registrada en la superficie del planeta y abarcaba un área del tamaño de América del Norte y Rusia juntas (aproximadamente una cuarta parte del planeta). Para el 13 de junio, el rover Opportunity comenzó a experimentar graves problemas de comunicación debido a la tormenta de polvo.

Tormenta de polvo de Marte – tau de profundidad óptica – mayo a septiembre 2018
(Mars Climate Sounder; Marte Reconnaissance Orbiter)
(1:38; animación; 30 octubre 2018; descripción del archivo)

Demonios de polvo

Un pequeño diablo de polvo en Marte – visto por el Curiosidad rover – (9 de agosto de 2020)

Los remolinos de polvo son comunes en Marte. Al igual que sus homólogos en la Tierra, se forman cuando los vórtices convectivos impulsados por un fuerte calentamiento de la superficie se cargan con partículas de polvo. Los remolinos de polvo en Marte suelen tener un diámetro de decenas de metros y una altura de varios kilómetros, que son mucho más altos que los observados en la Tierra. El estudio de las trayectorias de los remolinos de polvo mostró que la mayoría de los remolinos de polvo marcianos se producen alrededor de 60°N y 60°S en primavera y verano. Levantan alrededor de 2,3×1011 kg de polvo de la superficie terrestre a la atmósfera anualmente, lo que es comparable a la contribución de las tormentas de polvo locales y regionales.

Modificación del viento de la superficie

En Marte, el viento cercano a la superficie no sólo emite polvo, sino que también modifica la geomorfología del planeta en escalas temporales largas. Aunque se pensaba que la atmósfera de Marte es demasiado delgada para movilizar las formaciones arenosas, las observaciones realizadas por HiRSE mostraron que la migración de dunas no es rara en Marte. La tasa media global de migración de dunas (de 2 a 120 m de altura) es de unos 0,5 metros por año. Los modelos de circulación atmosférica sugirieron que los ciclos repetidos de erosión eólica y deposición de polvo pueden conducir, posiblemente, a un transporte neto de materiales del suelo desde las tierras bajas a las tierras altas en escalas temporales geológicas.

Movimiento de características arenosas en el campo de dunas Nili Patera en Marte detectado por HiRISE. Crédito fotográfico: NASA/JPL Caltech/U. Arizona/JHU-APL

mareas térmicas

El calentamiento solar en el lado diurno y el enfriamiento radiativo en el lado nocturno de un planeta pueden inducir una diferencia de presión. Las mareas térmicas, que son la circulación del viento y las olas impulsadas por un campo de presión que varía diariamente, pueden explicar gran parte de la variabilidad de la atmósfera marciana. En comparación con la atmósfera de la Tierra, las mareas térmicas tienen una mayor influencia en la atmósfera marciana debido al mayor contraste de temperatura diurna. La presión superficial medida por los exploradores de Marte mostró señales claras de mareas térmicas, aunque la variación también depende de la forma de la superficie del planeta y la cantidad de polvo suspendido en la atmósfera. Las ondas atmosféricas también pueden viajar verticalmente y afectar la temperatura y el contenido de hielo de agua en la atmósfera media de Marte.

Nubes orográficas

Nubes de hielo acuático formados en las inmediaciones del volcán Arsia Mons. La imagen fue tomada el 21 septiembre 2018, pero antes se habían observado eventos similares de formación en la nube en el mismo sitio. Crédito fotográfico: ESA/DLR/FU Berlin

En la Tierra, las cadenas montañosas a veces obligan a una masa de aire a elevarse y enfriarse. Como resultado, el vapor de agua se satura y se forman nubes durante el proceso de elevación. En Marte, los orbitadores han observado una formación estacionalmente recurrente de enormes nubes de hielo de agua alrededor del lado de sotavento del volcán Arsia Mons de 20 km de altura, que probablemente esté causada por el mismo mecanismo.

Ambiente acústico

Suena Marte (Perseverancia) (video; 1:29; 1 de abril de 2022)

En abril de 2022, los científicos informaron, por primera vez, de estudios de ondas sonoras en Marte. Estos estudios se basaron en mediciones realizadas con instrumentos del rover Perseverance. Los científicos descubrieron que la velocidad del sonido es más lenta en la delgada atmósfera marciana que en la Tierra. La velocidad del sonido en Marte, dentro del ancho de banda audible entre 20 Hz y 20 kHz, varía según el tono, aparentemente debido a la baja presión y la turbulencia térmica del aire de la superficie marciana; y, como resultado de estas condiciones, el sonido es mucho más silencioso y la música en vivo sería más variable que en la Tierra.

Fenómenos no explicados

Detección de metano

El metano (CH4) es químicamente inestable en la atmósfera oxidante actual de Marte. Se descompondría rápidamente debido a la radiación ultravioleta del Sol y a las reacciones químicas con otros gases. Por lo tanto, una presencia persistente de metano en la atmósfera puede implicar la existencia de una fuente para reponer el gas continuamente.

El Orbitador de Gases Traza de la ESA-Roscomos, que ha realizado las mediciones más sensibles de metano en la atmósfera de Marte con más de 100 sondeos globales, no ha encontrado metano hasta un límite de detección de 0,05 partes por mil millones (ppb). Sin embargo, ha habido otros informes de detección de metano por telescopios terrestres y el rover Curiosity. En 2003, un equipo del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA informó por primera vez de la presencia de trazas de metano, a un nivel de varias ppb, en la atmósfera de Marte. Se midieron grandes diferencias en las abundancias entre las observaciones realizadas en 2003 y 2006, lo que sugirió que el metano estaba concentrado localmente y probablemente era estacional.

En 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un aumento de diez veces ("pico") en el metano en la atmósfera que lo rodeaba a fines de 2013 y principios de 2014. Cuatro mediciones tomadas durante dos meses en este período arrojaron un promedio de 7,2 ppb, lo que implica que Marte produce o libera metano de manera episódica de una fuente desconocida. Antes y después de eso, las lecturas promediaron alrededor de una décima parte de ese nivel. El 7 de junio de 2018, la NASA anunció una variación estacional cíclica en el nivel de fondo de metano atmosférico.

Curiosidad detectó una variación cíclica estacional en el metano atmosférico.

Los principales candidatos para el origen del metano de Marte incluyen procesos no biológicos como las reacciones entre el agua y las rocas, la radiólisis del agua y la formación de pirita, todos los cuales producen H2 que luego podría generar metano y otros hidrocarburos mediante la síntesis de Fischer-Tropsch con CO y CO2. También se ha demostrado que el metano podría producirse mediante un proceso que involucra agua, dióxido de carbono y el mineral olivino, que se sabe que es común en Marte. Los microorganismos vivos, como los metanógenos, son otra fuente posible, pero no se ha encontrado evidencia de la presencia de tales organismos en Marte. Existen algunas sospechas sobre la detección de metano, lo que sugiere que podría ser causado por la contaminación terrestre no documentada de los rovers o una mala interpretación de los datos brutos de medición.

Lightning events

En 2009, un estudio de observación desde la Tierra informó sobre la detección de descargas eléctricas a gran escala en Marte y propuso que estaban relacionadas con descargas de rayos en tormentas de polvo marcianas. Sin embargo, estudios de observación posteriores demostraron que el resultado no es reproducible utilizando el receptor de radar de la Mars Express y el Allen Telescope Array en la Tierra. Un estudio de laboratorio demostró que la presión del aire en Marte no es favorable para la carga de los granos de polvo y, por lo tanto, es difícil generar rayos en la atmósfera marciana.

Jet super-rotante sobre el Ecuador

La superrotación se refiere al fenómeno en el que la masa atmosférica tiene una velocidad angular mayor que la superficie del planeta en el ecuador, lo que en principio no puede ser impulsado por circulaciones axisimétricas no viscosas. Los datos asimilados y la simulación del modelo de circulación general (GCM) sugieren que se pueden encontrar chorros superrotativos en la atmósfera marciana durante las tormentas de polvo globales, pero son mucho más débiles que los observados en planetas de rotación lenta como Venus y Titán. Los experimentos del GCM mostraron que las mareas térmicas pueden desempeñar un papel en la inducción del chorro superrotativo. Sin embargo, el modelado de la superrotación sigue siendo un tema desafiante para los científicos planetarios.

Historia de las observaciones atmosféricas

En 1784, el astrónomo británico nacido en Alemania William Herschel publicó un artículo sobre sus observaciones de la atmósfera marciana en Philosophical Transactions y notó el movimiento ocasional de una región más brillante en Marte, que atribuyó a nubes y vapores. En 1809, el astrónomo francés Honoré Flaugergues escribió sobre su observación de "nubes amarillas" en Marte, que probablemente sean eventos de tormentas de polvo. En 1864, William Rutter Dawes observó que "el tinte rojizo del planeta no surge de ninguna peculiaridad de su atmósfera; parece estar plenamente demostrado por el hecho de que el enrojecimiento es siempre más profundo cerca del centro, donde la atmósfera es más delgada". Las observaciones espectroscópicas en las décadas de 1860 y 1870 llevaron a muchos a pensar que la atmósfera de Marte es similar a la de la Tierra. Sin embargo, en 1894, el análisis espectral y otras observaciones cualitativas de William Wallace Campbell sugirieron que Marte se parece a la Luna, que no tiene una atmósfera apreciable, en muchos aspectos. En 1926, las observaciones fotográficas de William Hammond Wright en el Observatorio Lick permitieron a Donald Howard Menzel descubrir evidencia cuantitativa de la atmósfera de Marte.

Con una mejor comprensión de las propiedades ópticas de los gases atmosféricos y el avance en la tecnología de los espectrómetros, los científicos comenzaron a medir la composición de la atmósfera marciana a mediados del siglo XX. Lewis David Kaplan y su equipo detectaron las señales de vapor de agua y dióxido de carbono en el espectrograma de Marte en 1964, así como de monóxido de carbono en 1969. En 1965, las mediciones realizadas durante el sobrevuelo del Mariner 4 confirmaron que la atmósfera marciana está constituida principalmente de dióxido de carbono, y la presión en la superficie es de unos 400 a 700 Pa. Después de que se conoció la composición de la atmósfera marciana, comenzaron las investigaciones astrobiológicas en la Tierra para determinar la viabilidad de la vida en Marte. Para este propósito se desarrollaron contenedores que simulaban las condiciones ambientales de Marte, llamados "jarras marcianas".

En 1976, dos sondas del programa Viking proporcionaron las primeras mediciones in situ de la composición de la atmósfera marciana. Otro objetivo de la misión incluía la investigación de pruebas de vida pasada o presente en Marte (ver experimentos biológicos de la sonda Viking). Desde entonces, se han enviado muchos orbitadores y sondas a Marte para medir diferentes propiedades de la atmósfera marciana, como la concentración de gases traza y las proporciones isotópicas. Además, las observaciones telescópicas y el análisis de meteoritos marcianos proporcionan fuentes independientes de información para verificar los hallazgos. Las imágenes y mediciones realizadas por estas naves espaciales mejoran en gran medida nuestra comprensión de los procesos atmosféricos fuera de la Tierra. El rover Curiosity y el módulo de aterrizaje InSight todavía están operando en la superficie de Marte para llevar a cabo experimentos e informar sobre el clima local diario. El rover Perseverance y el helicóptero Ingenuity, que formaban parte del programa Mars 2020, aterrizaron en febrero de 2021. El rover Rosalind Franklin está previsto que se lance en 2028.

Potencial para uso humano

La atmósfera de Marte es un recurso de composición conocida disponible en cualquier lugar de aterrizaje en Marte. Se ha propuesto que la exploración humana de Marte podría utilizar el dióxido de carbono (CO2) de la atmósfera marciana para producir metano (CH4) y utilizarlo como combustible para cohetes en la misión de regreso. Los estudios de misiones que proponen utilizar la atmósfera de esta manera incluyen la propuesta Mars Direct de Robert Zubrin y el estudio Design Reference Mission de la NASA. Dos vías químicas principales para el uso del dióxido de carbono son la reacción de Sabatier, que convierte el dióxido de carbono atmosférico junto con hidrógeno adicional (H2) para producir metano (CH4) y oxígeno (O2), y la electrólisis, que utiliza un electrolito de óxido sólido de circonio para dividir el dióxido de carbono en oxígeno (O2) y monóxido de carbono (CO).

En 2021, el rover Perseverance de la NASA logró producir oxígeno en Marte. El proceso es complejo y lleva mucho tiempo producir una pequeña cantidad de oxígeno.

Cielo marciano con nubes al atardecer, visto por InSight
Capa de hielo polar con la profundidad de la atmósfera, así como una gran nube orográfica visible en el horizonte sobre Olympus Mons
Atmosfera marciana con cubierta de nube sobre Solis Planum
Cubierta en la nube sobre Tempe Terra
Cubierta en la nube sobre Charitum Montes
La puesta de sol marciana por Spirit rover en Gusev cráter (mayo, 2005).
Marciana puesta de sol Pathfinder en Ares Vallis (julio de 1997).

Véase también

  • Climate of Mars
  • Utilización in situ de los recursos: utilización astronáutica de los materiales obtenidos en el espacio ultraterrestre
  • Vida en Marte – Evaluaciones científicas sobre la habitabilidad microbiana de Marte
  • Mars MetNet – Misión científica planeada a Marte con estrategia de aterrizaje semi-difícil
  • Sistema de modelado atmosférico regional Marte – software que simula las circulaciones de la atmósfera marciana
  • MAVEN – orbitador de Marte de la NASA (2013–Presentación)
  • Flujos estacionales en pistas marcianas cálidas – Características de la superficie en Marte
  • Terraforming de Marte – Modificación hipotética de Marte en un planeta habitable
  • Marte catástrofe de carbonato

Referencias

  1. ^ "Mars Fact Sheet". NASA. Archived from the original on 23 August 2021. Retrieved 2 December 2020.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Haberle, R. M. (1 January 2015), "SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Planetary Atmospheres: Mars", in North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (eds.), Encyclopedia of Atmospheric Sciences (Second Edition), Academic Press, pp. 168–177, doi:10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 9780123822253
  3. ^ a b c d e f g h Franz, Heather B.; Trainer, Melissa G.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Atreya, Sushil K.; Becker, Richard H.; Benna, Mehdi; Conrad, Pamela G.; Eigenbrode, Jennifer L. (1 April 2017). "Initial SAM calibration gas experiments on Mars: Quadrupole mass spectrometer results and implications". Planetary and Space Science. 138: 44–54. Bibcode:2017P&SS..138...44F. doi:10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN 0032-0633.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad Catling, David C. (2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC 956434982.
  5. ^ a b c "Mars Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov. Archived from the original on 23 August 2021. Retrieved 13 June 2019.
  6. ^ "Weather, Weather, Everywhere?". Solar System Exploration. Archived from the original on 14 April 2009. Retrieved 21 September 2021.
  7. ^ "Mars Fact Sheet". Archived from the original on 23 August 2021. Retrieved 17 January 2018.
  8. ^ Jakosky, B. M.; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (15 November 2018). "Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time". Icarus. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. doi:10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN 0019-1035. S2CID 125410604.
  9. ^ mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space". NASA's Mars Exploration Program. Archived from the original on 17 August 2020. Retrieved 11 June 2019.
  10. ^ "Temperature extremes on Mars". phys.org. Archived from the original on 2 December 2020. Retrieved 13 June 2019.
  11. ^ a b c Hille, Karl (18 September 2015). "The Fact and Fiction of Martian Dust Storms". NASA. Archived from the original on 2 March 2016. Retrieved 11 June 2019.
  12. ^ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Normally reddish-orange or even pink, Mars now glows pumpkin-orange. Even my eyes can see the difference. ALPO assistant coordinator Richard Schmude has also noted an increase in brightness of ≈0.2 magnitude concurrent with the color change.]
  13. ^ Greicius, Tony (8 June 2018). "Opportunity Hunkers Down During Dust Storm". NASA. Archived from the original on 30 November 2020. Retrieved 13 June 2019.
  14. ^ a b c d e f g h Kok, Jasper F; Parteli, Eric J R; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (14 September 2012). "The physics of wind-blown sand and dust". Reports on Progress in Physics. 75 (10): 106901. arXiv:1201.4353. Bibcode:2012RPPh...75j6901K. doi:10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN 0034-4885. PMID 22982806. S2CID 206021236.
  15. ^ a b c Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (1 March 2018). "The cascade from local to global dust storms on Mars: Temporal and spatial thresholds on thermal and dynamical feedback". Icarus. 302: 514–536. Bibcode:2018Icar..302..514T. doi:10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN 0019-1035.
  16. ^ a b c Vago, Jorge L.; Svedhem, Håkan; Zelenyi, Lev; Etiope, Giuseppe; Wilson, Colin F.; López-Moreno, Jose-Juan; Bellucci, Giancarlo; Patel, Manish R.; Neefs, Eddy (April 2019). "No detection of methane on Mars from early ExoMars Trace Gas Orbiter observations" (PDF). Nature. 568 (7753): 517–520. Bibcode:2019Natur.568..517K. doi:10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN 1476-4687. PMID 30971829. S2CID 106411228. Archived (PDF) from the original on 27 September 2020. Retrieved 24 November 2019.
  17. ^ a b esa. "First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter". European Space Agency. Archived from the original on 13 October 2019. Retrieved 12 June 2019.
  18. ^ a b Weule, Genelle (11 April 2019). "Mars methane mystery thickens as newest probe fails to find the gas". ABC News. Archived from the original on 7 November 2020. Retrieved 27 June 2019.
  19. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 December 2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Science. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN 0036-8075. PMID 15514118. S2CID 13533388.
  20. ^ a b Webster, Christopher R.; et al. (8 June 2018). "Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations". Science. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. doi:10.1126/science.aaq0131. PMID 29880682.
  21. ^ a b c d e Yung, Yuk L.; Chen, Pin; Nealson, Kenneth; Atreya, Sushil; Beckett, Patrick; Blank, Jennifer G.; Ehlmann, Bethany; Eiler, John; Etiope, Giuseppe (19 September 2018). "Methane on Mars and Habitability: Challenges and Responses". Astrobiology. 18 (10): 1221–1242. Bibcode:2018AsBio..18.1221Y. doi:10.1089/ast.2018.1917. ISSN 1531-1074. PMC 6205098. PMID 30234380.
  22. ^ a b c Zahnle, Kevin; Freedman, Richard S.; Catling, David C. (1 April 2011). "Is there methane on Mars?". Icarus. 212 (2): 493–503. Bibcode:2011Icar..212..493Z. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN 0019-1035. Archived from the original on 1 October 2020. Retrieved 4 July 2019.
  23. ^ a b c d Mahaffy, P.R.; Conrad, P.G.; MSL Science Team (1 February 2015). "Volatile and Isotopic Imprints of Ancient Mars". Elements. 11 (1): 51–56. doi:10.2113/gselements.11.1.51. ISSN 1811-5209.
  24. ^ a b Marty, Bernard (1 January 2012). "The origins and concentrations of water, carbon, nitrogen and noble gases on Earth". Earth and Planetary Science Letters. 313–314: 56–66. arXiv:1405.6336. Bibcode:2012E&PSL.313...56M. doi:10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN 0012-821X. S2CID 41366698.
  25. ^ a b Henderson, Paul (2009). The Cambridge Handbook of Earth Science Data. Henderson, Gideon. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 9780511580925. OCLC 435778559.
  26. ^ Wong, Michael H.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul N.; Franz, Heather B.; Malespin, Charles; Trainer, Melissa G.; Stern, Jennifer C.; Conrad, Pamela G.; Manning, Heidi L.K. (16 December 2013). "Isotopes of nitrogen on Mars: Atmospheric measurements by Curiosity's mass spectrometer". Geophysical Research Letters. Mars atmospheric nitrogen isotopes. 40 (23): 6033–6037. Bibcode:2013GeoRL..40.6033W. doi:10.1002/2013GL057840. PMC 4459194. PMID 26074632.
  27. ^ Atreya, Sushil K.; Trainer, Melissa G.; Franz, Heather B.; Wong, Michael H.; Manning, Heidi L.K.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Conrad, Pamela G.; Brunner, Anna E. (2013). "Primordial argon isotope fractionation in the atmosphere of Mars measured by the SAM instrument on Curiosity and implications for atmospheric loss". Geophysical Research Letters. 40 (21): 5605–5609. Bibcode:2013GeoRL..40.5605A. doi:10.1002/2013GL057763. ISSN 1944-8007. PMC 4373143. PMID 25821261.
  28. ^ a b Lee, Jee-Yon; Marti, Kurt; Severinghaus, Jeffrey P.; Kawamura, Kenji; Yoo, Hee-Soo; Lee, Jin Bok; Kim, Jin Seog (1 September 2006). "A redetermination of the isotopic abundances of atmospheric Ar". Geochimica et Cosmochimica Acta. 70 (17): 4507–4512. Bibcode:2006GeCoA..70.4507L. doi:10.1016/j.gca.2006.06.1563. ISSN 0016-7037.
  29. ^ a b c Mahaffy, P.R.; Webster, C.R.; Atreya, S.K.; Franz, H.; Wong, M.; Conrad, P.G.; Harpold, D.; Jones, J.J.; Leshin, L.A. (19 July 2013). "Abundance and isotopic composition of gases in the Martian atmosphere from the Curiosity rover". Science. 341 (6143): 263–266. Bibcode:2013Sci...341..263M. doi:10.1126/science.1237966. ISSN 0036-8075. PMID 23869014. S2CID 206548973.
  30. ^ a b Pepin, Robert O. (1 July 1991). "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles". Icarus. 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar...92....2P. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN 0019-1035.
  31. ^ a b c Conrad, P. G.; Malespin, C. A.; Franz, H. B.; Pepin, R. O.; Trainer, M. G.; Schwenzer, S. P.; Atreya, S. K.; Freissinet, C.; Jones, J. H. (15 November 2016). "In situ measurement of atmospheric krypton and xenon on Mars with Mars Science Laboratory" (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 454: 1–9. Bibcode:2016E&PSL.454....1C. doi:10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN 0012-821X. OSTI 1417813. Archived (PDF) from the original on 19 July 2018. Retrieved 4 July 2019.
  32. ^ "Curiosity Sniffs Out History of Martian Atmosphere". NASA/JPL. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  33. ^ a b mars.nasa.gov. "NASA's MAVEN reveals most of Mars' atmosphere was lost to space". NASA's Mars Exploration Program. Archived from the original on 17 August 2020. Retrieved 11 June 2019.
  34. ^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J. (May 2009). "The planetary air leak" (PDF). Scientific American. p. 26. Archived (PDF) from the original on 26 October 2020. Retrieved 10 June 2019.
  35. ^ a b Avice, G.; Bekaert, D.V.; Chennaoui Aoudjehane, H.; Marty, B. (9 February 2018). "Noble gases and nitrogen in Tissint reveal the composition of the Mars atmosphere". Geochemical Perspectives Letters. 6: 11–16. doi:10.7185/geochemlet.1802.
  36. ^ McElroy, Michael B.; Yung, Yuk Ling; Nier, Alfred O. (1 October 1976). "Isotopic Composition of Nitrogen: Implications for the Past History of Mars' Atmosphere". Science. 194 (4260): 70–72. Bibcode:1976Sci...194...70M. doi:10.1126/science.194.4260.70. PMID 17793081. S2CID 34066697.
  37. ^ Hunten, Donald M.; Pepin, Robert O.; Walker, James C.G. (1 March 1987). "Mass fractionation in hydrodynamic escape". Icarus. 69 (3): 532–549. Bibcode:1987Icar...69..532H. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl:2027.42/26796. ISSN 0019-1035.
  38. ^ Hans Keppler; Shcheka, Svyatoslav S. (October 2012). "The origin of the terrestrial noble-gas signature". Nature. 490 (7421): 531–534. Bibcode:2012Natur.490..531S. doi:10.1038/nature11506. ISSN 1476-4687. PMID 23051754. S2CID 205230813.
  39. ^ Tian, Feng; Kasting, James F.; Solomon, Stanley C. (2009). "Thermal escape of carbon from the early Martian atmosphere". Geophysical Research Letters. 36 (2): n/a. Bibcode:2009GeoRL..36.2205T. doi:10.1029/2008GL036513. ISSN 1944-8007. S2CID 129208608.
  40. ^ Jakosky, B.M.; Slipski, M.; Benna, M.; Mahaffy, P.; Elrod, M.; Yelle, R.; Stone, S.; Alsaeed, N. (31 March 2017). "Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar / 36Ar". Science. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci...355.1408J. doi:10.1126/science.aai7721. ISSN 0036-8075. PMID 28360326.
  41. ^ a b Leblanc, F.; Martinez, A.; Chaufray, J. Y.; Modolo, R.; Hara, T.; Luhmann, J.; Lillis, R.; Curry, S.; McFadden, J. (2018). "On Mars's Atmospheric Sputtering After MAVEN's First Martian Year of Measurements" (PDF). Geophysical Research Letters. 45 (10): 4685–4691. Bibcode:2018GeoRL..45.4685L. doi:10.1002/2018GL077199. ISSN 1944-8007. S2CID 134561764.
  42. ^ Vickery, A.M.; Melosh, H.J. (April 1989). "Impact erosion of the primordial atmosphere of Mars". Nature. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Natur.338..487M. doi:10.1038/338487a0. ISSN 1476-4687. PMID 11536608. S2CID 4285528.
  43. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva (1 August 1995). "Comets, impacts, and atmospheres". Icarus. 116 (2): 215–226. Bibcode:1995Icar..116..215O. doi:10.1006/icar.1995.1122. ISSN 0019-1035. PMID 11539473.
  44. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (2002). "Mars' upper atmosphere and ionosphere at low, medium, and high solar activities: Implications for evolution of water". Journal of Geophysical Research: Planets. 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode:2002JGRE..107.5128K. doi:10.1029/2001JE001809. ISSN 2156-2202.
  45. ^ Sagan, Carl (September 1977). "Reducing greenhouses and the temperature history of Earth and Mars". Nature. 269 (5625): 224–226. Bibcode:1977Natur.269..224S. doi:10.1038/269224a0. ISSN 1476-4687. S2CID 4216277.
  46. ^ Kasting, James F.; Freedman, Richard; Robinson, Tyler D.; Zugger, Michael E.; Kopparapu, Ravi; Ramirez, Ramses M. (January 2014). "Warming early Mars with CO2 and H2". Nature Geoscience. 7 (1): 59–63. arXiv:1405.6701. Bibcode:2014NatGe...7...59R. doi:10.1038/ngeo2000. ISSN 1752-0908. S2CID 118520121.
  47. ^ Batalha, Natasha; Domagal-Goldman, Shawn D.; Ramirez, Ramses; Kasting, James F. (15 September 2015). "Testing the early Mars H2–CO2 greenhouse hypothesis with a 1-D photochemical model". Icarus. 258: 337–349. arXiv:1507.02569. Bibcode:2015Icar..258..337B. doi:10.1016/j.icarus.2015.06.016. ISSN 0019-1035. S2CID 118359789.
  48. ^ Johnson, Sarah Stewart; Mischna, Michael A.; Grove, Timothy L.; Zuber, Maria T. (8 August 2008). "Sulfur-induced greenhouse warming on early Mars". Journal of Geophysical Research. 113 (E8): E08005. Bibcode:2008JGRE..113.8005J. doi:10.1029/2007JE002962. ISSN 0148-0227. S2CID 7525497.
  49. ^ Schrag, Daniel P.; Zuber, Maria T.; Halevy, Itay (21 December 2007). "A sulfur dioxide climate feedback on early Mars". Science. 318 (5858): 1903–1907. Bibcode:2007Sci...318.1903H. doi:10.1126/science.1147039. ISSN 0036-8075. PMID 18096802. S2CID 7246517.
  50. ^ "Sulfur dioxide may have helped maintain a warm early Mars". phys.org. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 8 June 2019.
  51. ^ Anderson, Donald E. (1974). "Mariner 6, 7, and 9 Ultraviolet Spectrometer Experiment: Analysis of hydrogen Lyman alpha data". Journal of Geophysical Research. 79 (10): 1513–1518. Bibcode:1974JGR....79.1513A. doi:10.1029/JA079i010p01513. ISSN 2156-2202.
  52. ^ Chaufray, J.Y.; Bertaux, J.L.; Leblanc, F.; Quémerais, E. (June 2008). "Observation of the hydrogen corona with SPICAM on Mars Express". Icarus. 195 (2): 598–613. Bibcode:2008Icar..195..598C. doi:10.1016/j.icarus.2008.01.009.
  53. ^ Hunten, Donald M. (November 1973). "The Escape of Light Gases from Planetary Atmospheres". Journal of the Atmospheric Sciences. 30 (8): 1481–1494. Bibcode:1973JAtS...30.1481H. doi:10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  54. ^ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M.; Catling, David C.; Kasting, James F. (2008). "Photochemical instability of the ancient Martian atmosphere". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E11): E11004. Bibcode:2008JGRE..11311004Z. doi:10.1029/2008JE003160. ISSN 2156-2202. S2CID 2199349.
  55. ^ Bhattacharyya, D.; Clarke, J. T.; Chaufray, J. Y.; Mayyasi, M.; Bertaux, J. L.; Chaffin, M. S.; Schneider, N. M.; Villanueva, G. L. (2017). "Seasonal Changes in Hydrogen Escape From Mars Through Analysis of HST Observations of the Martian Exosphere Near Perihelion" (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode:2017JGRA..12211756B. doi:10.1002/2017JA024572. ISSN 2169-9402. S2CID 119084288. Archived (PDF) from the original on 5 November 2020. Retrieved 6 January 2021.
  56. ^ a b Schofield, John T.; Shirley, James H.; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J.; Paul O. Hayne; Kass, David M.; Halekas, Jasper S.; Chaffin, Michael S.; Kleinböhl, Armin (February 2018). "Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms". Nature Astronomy. 2 (2): 126–132. Bibcode:2018NatAs...2..126H. doi:10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN 2397-3366. S2CID 134961099.
  57. ^ Shekhtman, Svetlana (29 April 2019). "How Global Dust Storms Affect Martian Water, Winds, and Climate". NASA. Archived from the original on 17 June 2019. Retrieved 10 June 2019.
  58. ^ Nagy, Andrew F.; Liemohn, Michael W.; Fox, J. L.; Kim, Jhoon (2001). "Hot carbon densities in the exosphere of Mars". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 106 (A10): 21565–21568. Bibcode:2001JGR...10621565N. doi:10.1029/2001JA000007. ISSN 2156-2202. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 24 November 2019.
  59. ^ a b Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, V. I. (1 August 2014). "Hot oxygen and carbon escape from the martian atmosphere". Planetary and Space Science. Planetary evolution and life. 98: 93–105. arXiv:1911.01107. Bibcode:2014P&SS...98...93G. doi:10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN 0032-0633. S2CID 122599784.
  60. ^ a b c Fox, J. L. (1993). "The production and escape of nitrogen atoms on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 98 (E2): 3297–3310. Bibcode:1993JGR....98.3297F. doi:10.1029/92JE02289. ISSN 2156-2202. Archived from the original on 21 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  61. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (July 2015). "Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars". Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424. PMID 31118538.
  62. ^ Fox, J.L. (December 2007). "Comment on the papers "Production of hot nitrogen atoms in the martian thermosphere" by F. Bakalian and "Monte Carlo computations of the escape of atomic nitrogen from Mars" by F. Bakalian and R.E. Hartle". Icarus. 192 (1): 296–301. Bibcode:2007Icar..192..296F. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  63. ^ Feldman, Paul D.; Steffl, Andrew J.; Parker, Joel Wm.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Alan Stern, S.; Weaver, Harold A.; Slater, David C.; Versteeg, Maarten (1 August 2011). "Rosetta-Alice observations of exospheric hydrogen and oxygen on Mars". Icarus. 214 (2): 394–399. arXiv:1106.3926. Bibcode:2011Icar..214..394F. doi:10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN 0019-1035. S2CID 118646223.
  64. ^ Lammer, H.; Lichtenegger, H.I.M.; Kolb, C.; Ribas, I.; Guinan, E.F.; Abart, R.; Bauer, S.J. (September 2003). "Loss of water from Mars". Icarus. 165 (1): 9–25. doi:10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  65. ^ Valeille, Arnaud; Bougher, Stephen W.; Tenishev, Valeriy; Combi, Michael R.; Nagy, Andrew F. (1 March 2010). "Water loss and evolution of the upper atmosphere and exosphere over martian history". Icarus. Solar Wind Interactions with Mars. 206 (1): 28–39. Bibcode:2010Icar..206...28V. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN 0019-1035.
  66. ^ Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (14 October 2014). "NASA Mission Provides Its First Look at Martian Upper Atmosphere". NASA. Archived from the original on 19 October 2014. Retrieved 15 October 2014.
  67. ^ "Seasons on Mars". www.msss.com. Archived from the original on 3 November 2020. Retrieved 7 June 2019.
  68. ^ Soto, Alejandro; Mischna, Michael; Schneider, Tapio; Lee, Christopher; Richardson, Mark (1 April 2015). "Martian atmospheric collapse: Idealized GCM studies" (PDF). Icarus. 250: 553–569. Bibcode:2015Icar..250..553S. doi:10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN 0019-1035. Archived (PDF) from the original on 15 August 2017. Retrieved 30 August 2020.
  69. ^ Hess, Seymour L.; Henry, Robert M.; Tillman, James E. (1979). "The seasonal variation of atmospheric pressure on Mars as affected by the south polar cap". Journal of Geophysical Research. 84 (B6): 2923. Bibcode:1979JGR....84.2923H. doi:10.1029/JB084iB06p02923. ISSN 0148-0227.
  70. ^ Hess, S. L.; Ryan, J. A.; Tillman, J. E.; Henry, R. M.; Leovy, C. B. (March 1980). "The annual cycle of pressure on Mars measured by Viking Landers 1 and 2". Geophysical Research Letters. 7 (3): 197–200. Bibcode:1980GeoRL...7..197H. doi:10.1029/GL007i003p00197.
  71. ^ Ordonez-Etxeberria, Iñaki; Hueso, Ricardo; Sánchez-Lavega, Agustín; Millour, Ehouarn; Forget, Francois (January 2019). "Meteorological pressure at Gale crater from a comparison of REMS/MSL data and MCD modelling: Effect of dust storms". Icarus. 317: 591–609. Bibcode:2019Icar..317..591O. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.003. S2CID 125851495.
  72. ^ Guzewich, Scott D.; Newman, C.E.; de la Torre Juárez, M.; Wilson, R.J.; Lemmon, M.; Smith, M.D.; Kahanpää, H.; Harri, A.-M. (April 2016). "Atmospheric tides in Gale Crater, Mars". Icarus. 268: 37–49. Bibcode:2016Icar..268...37G. doi:10.1016/j.icarus.2015.12.028.
  73. ^ Haberle, Robert M.; Juárez, Manuel de la Torre; Kahre, Melinda A.; Kass, David M.; Barnes, Jeffrey R.; Hollingsworth, Jeffery L.; Harri, Ari-Matti; Kahanpää, Henrik (June 2018). "Detection of Northern Hemisphere transient eddies at Gale Crater Mars". Icarus. 307: 150–160. Bibcode:2018Icar..307..150H. doi:10.1016/j.icarus.2018.02.013. S2CID 92991001.
  74. ^ a b Fanale, F. P.; Cannon, W. A. (April 1971). "Adsorption on the Martian Regolith". Nature. 230 (5295): 502–504. Bibcode:1971Natur.230..502F. doi:10.1038/230502a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4263086.
  75. ^ a b Zent, Aaron P.; Quinn, Richard C. (1995). "Simultaneous adsorption of CO 2 and H 2 O under Mars-like conditions and application to the evolution of the Martian climate". Journal of Geophysical Research. 100 (E3): 5341. Bibcode:1995JGR...100.5341Z. doi:10.1029/94JE01899. hdl:2060/19940030969. ISSN 0148-0227. S2CID 129616949.
  76. ^ Moores, John E.; Gough, Raina V.; Martinez, German M.; Meslin, Pierre-Yves; Smith, Christina L.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul R.; Newman, Claire E.; Webster, Christopher R. (May 2019). "Methane seasonal cycle at Gale Crater on Mars consistent with regolith adsorption and diffusion". Nature Geoscience. 12 (5): 321–325. Bibcode:2019NatGe..12..321M. doi:10.1038/s41561-019-0313-y. ISSN 1752-0894. S2CID 135136911.
  77. ^ Meslin, P.-Y.; Gough, R.; Lefèvre, F.; Forget, F. (February 2011). "Little variability of methane on Mars induced by adsorption in the regolith". Planetary and Space Science. 59 (2–3): 247–258. Bibcode:2011P&SS...59..247M. doi:10.1016/j.pss.2010.09.022.
  78. ^ "Greenhouse effects... also on other planets". European Space Agency. Archived from the original on 29 September 2019. Retrieved 7 June 2019.
  79. ^ Yung, Yuk L.; Kirschvink, Joseph L.; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (16 June 2009). "Atmospheric pressure as a natural climate regulator for a terrestrial planet with a biosphere". Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (24): 9576–9579. Bibcode:2009PNAS..106.9576L. doi:10.1073/pnas.0809436106. ISSN 0027-8424. PMC 2701016. PMID 19487662.
  80. ^ McElroy, M.B.; Donahue, T.M. (15 September 1972). "Stability of the Martian atmosphere". Science. 177 (4053): 986–988. Bibcode:1972Sci...177..986M. doi:10.1126/science.177.4053.986. hdl:2060/19730010098. ISSN 0036-8075. PMID 17788809. S2CID 30958948.
  81. ^ Parkinson, T.D.; Hunten, D.M. (October 1972). "Spectroscopy and acronomy of O2 on Mars". Journal of the Atmospheric Sciences. 29 (7): 1380–1390. Bibcode:1972JAtS...29.1380P. doi:10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2. ISSN 0022-4928.
  82. ^ a b Stevens, M.H.; Siskind, D.E.; Evans, J.S.; Jain, S.K.; Schneider, N.M.; Deighan, J.; Stewart, A.I.F.; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 May 2017). "Martian mesospheric cloud observations by IUVS on MAVEN: Thermal tides coupled to the upper atmosphere: IUVS Martian Mesospheric Clouds". Geophysical Research Letters. 44 (10): 4709–4715. doi:10.1002/2017GL072717. hdl:10150/624978. S2CID 13748950.
  83. ^ a b González-Galindo, Francisco; Määttänen, Anni; Forget, François; Spiga, Aymeric (1 November 2011). "The martian mesosphere as revealed by CO2 cloud observations and general circulation modeling". Icarus. 216 (1): 10–22. Bibcode:2011Icar..216...10G. doi:10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN 0019-1035.
  84. ^ Stevens, M.H.; Evans, J.S.; Schneider, N.M.; Stewart, A.I.F.; Deighan, J.; Jain, S.K.; Crismani, M.; Stiepen, A.; Chaffin, M.S.; McClintock, W.E.; Holsclaw, G.M.; Lefèvre, F.; Lo, D.Y.; Clarke, J.T.; Montmessin, F.; Bougher, S.W.; Jakosky, B.M. (2015). "New observations of molecular nitrogen in the Martian upper atmosphere by IUVS on MAVEN". Geophysical Research Letters. 42 (21): 9050–9056. Bibcode:2015GeoRL..42.9050S. doi:10.1002/2015GL065319.
  85. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (1 July 2015). "Comparative planetology of the history of nitrogen isotopes in the atmospheres of Titan and Mars". Icarus. 254: 259–261. Bibcode:2015Icar..254..259M. doi:10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424. PMID 31118538.
  86. ^ Webster, Guy (8 April 2013). "Remaining Martian atmosphere still dynamic" (Press release). NASA. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 12 June 2019.
  87. ^ Wall, Mike (8 April 2013). "Most of Mars' atmosphere is lost in space". Space.com. Archived from the original on 30 January 2016. Retrieved 9 April 2013.
  88. ^ Hartogh, P.; Jarchow, C.; Lellouch, E.; de Val-Borro, M.; Rengel, M.; Moreno, R.; et al. (2010). "Herschel / HIFI observations of Mars: First detection of O2 at sub-millimetre wavelengths and upper limits on HCL and H2O2". Astronomy and Astrophysics. 521: L49. arXiv:1007.1301. Bibcode:2010A&A...521L..49H. doi:10.1051/0004-6361/201015160. S2CID 119271891. Archived from the original on 7 February 2019. Retrieved 6 February 2019.
  89. ^ "Flying Observatory Detects Atomic Oxygen in Martian Atmosphere – NASA". 6 May 2016. Archived from the original on 8 November 2020. Retrieved 18 March 2017.
  90. ^ "Nasa probes oxygen mystery on Mars". BBC News. 14 November 2019. Archived from the original on 17 January 2020. Retrieved 15 November 2019.
  91. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (1 November 2006). "Photochemistry of the martian atmosphere: Seasonal, latitudinal, and diurnal variations". Icarus. 185 (1): 153–170. Bibcode:2006Icar..185..153K. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN 0019-1035.
  92. ^ Perrier, S.; Bertaux, J.L.; Lefèvre, F.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F. (2006). "Global distribution of total ozone on Mars from SPICAM/MEX UV measurements". Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S06. Bibcode:2006JGRE..111.9S06P. doi:10.1029/2006JE002681. ISSN 2156-2202.
  93. ^ Perrier, Séverine; Montmessin, Franck; Lebonnois, Sébastien; Forget, François; Fast, Kelly; Encrenaz, Thérèse; et al. (August 2008). "Heterogeneous chemistry in the atmosphere of Mars". Nature. 454 (7207): 971–975. Bibcode:2008Natur.454..971L. doi:10.1038/nature07116. ISSN 1476-4687. PMID 18719584. S2CID 205214046.
  94. ^ a b Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (November 2013). "Transport-driven formation of a polar ozone layer on Mars". Nature Geoscience. 6 (11): 930–933. Bibcode:2013NatGe...6..930M. doi:10.1038/ngeo1957. ISSN 1752-0908.
  95. ^ a b "A seasonal ozone layer over the Martian south pole". sci.esa.int. Mars Express. European Space Agency. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  96. ^ Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Montmessin, Franck; Lefèvre, Franck; Perrier, Séverine; Bertaux, Jean-Loup; Forget, François (2006). "Vertical distribution of ozone on Mars as measured by SPICAM/Mars Express using stellar occultations" (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 111 (E9): E09S05. Bibcode:2006JGRE..111.9S05L. doi:10.1029/2005JE002643. ISSN 2156-2202. S2CID 55162288. Archived (PDF) from the original on 8 November 2020. Retrieved 30 August 2020.
  97. ^ Titov, D.V. (1 January 2002). "Water vapour in the atmosphere of Mars". Advances in Space Research. 29 (2): 183–191. Bibcode:2002AdSpR..29..183T. doi:10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN 0273-1177.
  98. ^ a b Whiteway, J.A.; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, T. J.; Davy, R. (3 July 2009). "Mars Water-Ice Clouds and Precipitation". Science. 325 (5936): 68–70. Bibcode:2009Sci...325...68W. doi:10.1126/science.1172344. ISSN 0036-8075. PMID 19574386. S2CID 206519222.
  99. ^ Jakosky, Bruce M.; Farmer, Crofton B. (1982). "The seasonal and global behavior of water vapor in the Mars atmosphere: Complete global results of the Viking Atmospheric Water Detector Experiment". Journal of Geophysical Research. Solid Earth. 87 (B4): 2999–3019. Bibcode:1982JGR....87.2999J. doi:10.1029/JB087iB04p02999. ISSN 2156-2202.
  100. ^ a b Trokhimovskiy, Alexander; Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; Rodin, Alexander; Smith, Michael D. (1 May 2015). "Mars' water vapor mapping by the SPICAM IR spectrometer: Five martian years of observations". Icarus. Dynamic Mars. 251: 50–64. Bibcode:2015Icar..251...50T. doi:10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN 0019-1035.
  101. ^ "Scientists 'map' water vapor in Martian atmosphere". ScienceDaily. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 8 June 2019.
  102. ^ mars.nasa.gov. "Mars Exploration Rover". Jet Propulsion Laboratory. mars.nasa.gov. NASA. Archived from the original on 8 August 2012. Retrieved 8 June 2019.
  103. ^ Ice Clouds in Martian Arctic. www.nasa.gov (accelerated movie). NASA. Archived from the original on 3 January 2019. Retrieved 8 June 2019.
  104. ^ Montmessin, Franck; Forget, François; Millour, Ehouarn; Navarro, Thomas; Madeleine, Jean-Baptiste; Hinson, David P.; Spiga, Aymeric (September 2017). "Snow precipitation on Mars driven by cloud-induced night-time convection". Nature Geoscience. 10 (9): 652–657. Bibcode:2017NatGe..10..652S. doi:10.1038/ngeo3008. ISSN 1752-0908. S2CID 135198120.
  105. ^ a b c esa. "The methane mystery". European Space Agency. Archived from the original on 2 June 2019. Retrieved 7 June 2019.
  106. ^ Potter, Sean (7 June 2018). "NASA Finds Ancient Organic Material, Mysterious Methane on Mars". NASA. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 6 June 2019.
  107. ^ Witze, Alexandra (25 October 2018). "Mars scientists edge closer to solving methane mystery". Nature. 563 (7729): 18–19. Bibcode:2018Natur.563...18W. doi:10.1038/d41586-018-07177-4. PMID 30377322.
  108. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Thérèse; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 December 2004). "Detection of Methane in the Atmosphere of Mars". Science. 306 (5702): 1758–1761. Bibcode:2004Sci...306.1758F. doi:10.1126/science.1101732. ISSN 0036-8075. PMID 15514118. S2CID 13533388.
  109. ^ a b Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean Pierre; Owen, Tobias C. (December 2004). "Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?". Icarus. 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  110. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (July 2008). "Methane in Martian atmosphere: Average spatial, diurnal, and seasonal behaviour". Planetary and Space Science. 56 (9): 1194–1203. Bibcode:2008P&SS...56.1194G. doi:10.1016/j.pss.2008.03.004.
  111. ^ Mumma, M.J.; Villanueva, G.L.; Novak, R.E.; Hewagama, T.; Bonev, B.P.; DiSanti, M.A.; Mandell, A.M.; Smith, M.D. (20 February 2009). "Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003". Science. 323 (5917): 1041–1045. Bibcode:2009Sci...323.1041M. doi:10.1126/science.1165243. ISSN 0036-8075. PMID 19150811. S2CID 25083438.
  112. ^ Fonti, S.; Marzo, G.A. (March 2010). "Mapping the methane on Mars". Astronomy and Astrophysics. 512: A51. Bibcode:2010A&A...512A..51F. doi:10.1051/0004-6361/200913178. ISSN 0004-6361.
  113. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (1 February 2011). "Mapping methane in Martian atmosphere with PFS-MEX data". Planetary and Space Science. Methane on Mars: Current Observations, Interpretation and Future Plans. 59 (2): 137–148. Bibcode:2011P&SS...59..137G. doi:10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN 0032-0633.
  114. ^ a b c Webster, C. R.; Mahaffy, P. R.; Atreya, S. K.; Flesch, G. J.; Mischna, M. A.; Meslin, P.-Y.; Farley, K. A.; Conrad, P. G.; Christensen, L. E. (23 January 2015). "Mars methane detection and variability at Gale crater" (PDF). Science. 347 (6220): 415–417. Bibcode:2015Sci...347..415W. doi:10.1126/science.1261713. ISSN 0036-8075. PMID 25515120. S2CID 20304810. Archived (PDF) from the original on 22 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  115. ^ Vasavada, Ashwin R.; Zurek, Richard W.; Sander, Stanley P.; Crisp, Joy; Lemmon, Mark; Hassler, Donald M.; Genzer, Maria; Harri, Ari-Matti; Smith, Michael D. (8 June 2018). "Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations". Science. 360 (6393): 1093–1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. doi:10.1126/science.aaq0131. ISSN 0036-8075. PMID 29880682.
  116. ^ Amoroso, Marilena; Merritt, Donald; Parra, Julia Marín-Yaseli de la; Cardesín-Moinelo, Alejandro; Aoki, Shohei; Wolkenberg, Paulina; Alessandro Aronica; Formisano, Vittorio; Oehler, Dorothy (May 2019). "Independent confirmation of a methane spike on Mars and a source region east of Gale Crater". Nature Geoscience. 12 (5): 326–332. Bibcode:2019NatGe..12..326G. doi:10.1038/s41561-019-0331-9. ISSN 1752-0908. S2CID 134110253.
  117. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (15 November 2005). "A sensitive search for SO2 in the martian atmosphere: Implications for seepage and origin of methane". Icarus. Jovian Magnetospheric Environment Science. 178 (2): 487–492. Bibcode:2005Icar..178..487K. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN 0019-1035.
  118. ^ Hecht, Jeff. "Volcanoes ruled out for Martian methane". www.newscientist.com. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 8 June 2019.
  119. ^ Krasnopolsky, Vladimir A (2012). "Search for methane and upper limits to ethane and SO2 on Mars". Icarus. 217 (1): 144–152. Bibcode:2012Icar..217..144K. doi:10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  120. ^ Encrenaz, T.; Greathouse, T. K.; Richter, M. J.; Lacy, J. H.; Fouchet, T.; Bézard, B.; Lefèvre, F.; Forget, F.; Atreya, S. K. (2011). "A stringent upper limit to SO2 in the Martian atmosphere". Astronomy and Astrophysics. 530: 37. Bibcode:2011A&A...530A..37E. doi:10.1051/0004-6361/201116820.
  121. ^ McAdam, A. C.; Franz, H.; Archer, P. D.; Freissinet, C.; Sutter, B.; Glavin, D. P.; Eigenbrode, J. L.; Bower, H.; Stern, J.; Mahaffy, P. R.; Morris, R. V.; Ming, D. W.; Rampe, E.; Brunner, A. E.; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, D. L.; Blake, D.; Wray, J.; Grotzinger, J.; MSL Science Team (2013). "Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses". 44th Lunar and Planetary Science Conference, held 18–22 March 2013 in The Woodlands, Texas. LPI Contribution No. 1719, p. 1751
  122. ^ a b Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (17 December 1976). "The Atmosphere of Mars: Detection of Krypton and Xenon". Science. 194 (4271): 1293–1295. Bibcode:1976Sci...194.1293O. doi:10.1126/science.194.4271.1293. ISSN 0036-8075. PMID 17797086. S2CID 37362034.
  123. ^ Owen, Tobias; Biemann, K.; Rushneck, D. R.; Biller, J. E.; Howarth, D. W.; Lafleur, A. L. (1977). "The composition of the atmosphere at the surface of Mars". Journal of Geophysical Research. 82 (28): 4635–4639. Bibcode:1977JGR....82.4635O. doi:10.1029/JS082i028p04635. ISSN 2156-2202.
  124. ^ Krasnopolsky, Vladimir A.; Gladstone, G. Randall (1 August 2005). "Helium on Mars and Venus: EUVE observations and modeling". Icarus. 176 (2): 395–407. Bibcode:2005Icar..176..395K. doi:10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN 0019-1035.
  125. ^ "Curiosity finds evidence of Mars crust contributing to atmosphere". JPL. NASA. Archived from the original on 9 March 2020. Retrieved 8 June 2019.
  126. ^ a b Krasnopolsky, V. A. (30 November 2001). "Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars". Science. 294 (5548): 1914–1917. Bibcode:2001Sci...294.1914K. doi:10.1126/science.1065569. PMID 11729314. S2CID 25856765.
  127. ^ Smith, Michael D. (May 2008). "Spacecraft Observations of the Martian Atmosphere". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 36 (1): 191–219. Bibcode:2008AREPS..36..191S. doi:10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN 0084-6597. S2CID 102489157.
  128. ^ Withers, Paul; Catling, D. C. (December 2010). "Observations of atmospheric tides on Mars at the season and latitude of the Phoenix atmospheric entry". Geophysical Research Letters. 37 (24): n/a. Bibcode:2010GeoRL..3724204W. doi:10.1029/2010GL045382. S2CID 26311417.
  129. ^ a b Leovy, Conway (July 2001). "Weather and climate on Mars". Nature. 412 (6843): 245–249. Bibcode:2001Natur.412..245L. doi:10.1038/35084192. ISSN 1476-4687. PMID 11449286. S2CID 4383943.
  130. ^ Petrosyan, A.; Galperin, B.; Larsen, S. E.; Lewis, S. R.; Määttänen, A.; Read, P. L.; Renno, N.; Rogberg, L. P. H. T.; Savijärvi, H. (17 September 2011). "The Martian Atmospheric Boundary Layer". Reviews of Geophysics. 49 (3): RG3005. Bibcode:2011RvGeo..49.3005P. doi:10.1029/2010RG000351. hdl:2027.42/94893. ISSN 8755-1209. S2CID 37493454.
  131. ^ Catling, David C. (13 April 2017). Atmospheric evolution on inhabited and lifeless worlds. Kasting, James F. Cambridge. Bibcode:2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123. OCLC 956434982.{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link)
  132. ^ Robinson, T. D.; Catling, D. C. (January 2014). "Common 0.1 bar tropopause in thick atmospheres set by pressure-dependent infrared transparency". Nature Geoscience. 7 (1): 12–15. arXiv:1312.6859. Bibcode:2014NatGe...7...12R. doi:10.1038/ngeo2020. ISSN 1752-0894. S2CID 73657868.
  133. ^ Forget, François; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; González-Galindo, Francisco; Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Reberac, Aurélie; Dimarellis, Emmanuel; López-Valverde, Miguel A. (28 January 2009). "Density and temperatures of the upper Martian atmosphere measured by stellar occultations with Mars Express SPICAM" (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E1): E01004. Bibcode:2009JGRE..114.1004F. doi:10.1029/2008JE003086. ISSN 0148-0227. S2CID 2660831. Archived (PDF) from the original on 3 May 2019. Retrieved 24 June 2019.
  134. ^ Bougher, S. W.; Pawlowski, D.; Bell, J. M.; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, J. R.; Chizek, M.; Ridley, A. (February 2015). "Mars Global Ionosphere-Thermosphere Model: Solar cycle, seasonal, and diurnal variations of the Mars upper atmosphere: BOUGHER ET AL". Journal of Geophysical Research: Planets. 120 (2): 311–342. doi:10.1002/2014JE004715. hdl:2027.42/110830. S2CID 91178752.
  135. ^ Bougher, Stephen W.; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R.; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). "The structure and variability of Mars dayside thermosphere from MAVEN NGIMS and IUVS measurements: Seasonal and solar activity trends in scale heights and temperatures". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 122 (1): 1296–1313. Bibcode:2017JGRA..122.1296B. doi:10.1002/2016JA023454. hdl:2027.42/136242. ISSN 2169-9402.
  136. ^ Zell, Holly (29 May 2015). "MAVEN Captures Aurora on Mars". NASA. Archived from the original on 31 July 2020. Retrieved 5 June 2019.
  137. ^ Greicius, Tony (28 September 2017). "NASA Missions See Effects at Mars From Large Solar Storm". NASA. Archived from the original on 8 June 2019. Retrieved 5 June 2019.
  138. ^ "Mars Education | Developing the Next Generation of Explorers". marsed.asu.edu. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  139. ^ McCleese, D. J.; Schofield, J. T.; Taylor, F. W.; Abdou, W. A.; Aharonson, O.; Banfield, D.; Calcutt, S. B.; Heavens, N. G.; Irwin, P. G. J. (November 2008). "Intense polar temperature inversion in the middle atmosphere on Mars". Nature Geoscience. 1 (11): 745–749. Bibcode:2008NatGe...1..745M. doi:10.1038/ngeo332. ISSN 1752-0894. S2CID 128907168.
  140. ^ Slipski, M.; Jakosky, B. M.; Benna, M.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). "Variability of Martian Turbopause Altitudes". Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (11): 2939–2957. Bibcode:2018JGRE..123.2939S. doi:10.1029/2018JE005704. ISSN 2169-9100.
  141. ^ "Mars' ionosphere shaped by crustal magnetic fields". sci.esa.int. Archived from the original on 3 June 2019. Retrieved 3 June 2019.
  142. ^ "New views of the Martian ionosphere". sci.esa.int. Archived from the original on 11 November 2013. Retrieved 3 June 2019.
  143. ^ a b Smith, Michael D. (1 January 2004). "Interannual variability in TES atmospheric observations of Mars during 1999–2003". Icarus. Special Issue on DS1 / Comet Borrelly. 167 (1): 148–165. Bibcode:2004Icar..167..148S. doi:10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN 0019-1035.
  144. ^ Montabone, L.; Forget, F.; Millour, E.; Wilson, R.J.; Lewis, S.R.; Cantor, B.; et al. (1 May 2015). "Eight-year climatology of dust optical depth on Mars". Icarus. Dynamic Mars. 251: 65–95. arXiv:1409.4841. Bibcode:2015Icar..251...65M. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN 0019-1035. S2CID 118336315.
  145. ^ NASA/JPL-Caltech/TAMU. "Atmospheric opacity from Opportunity's point of view". NASA's Mars Exploration Program. Archived from the original on 9 June 2019. Retrieved 9 June 2019.
  146. ^ a b Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J.; Bell, James F.; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A.; Smith, Peter H. (1 May 2015). "Dust aerosol, clouds, and the atmospheric optical depth record over 5 Mars years of the Mars Exploration Rover mission". Icarus. Dynamic Mars. 251: 96–111. arXiv:1403.4234. Bibcode:2015Icar..251...96L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN 0019-1035. S2CID 5194550.
  147. ^ Chen-Chen, H.; Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Lavega, A. (1 February 2019). "Dust particle size and optical depth on Mars retrieved by the MSL navigation cameras". Icarus. 319: 43–57. arXiv:1905.01073. Bibcode:2019Icar..319...43C. doi:10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN 0019-1035. S2CID 125311345.
  148. ^ Vicente-Retortillo, Álvaro; Martínez, Germán M.; Renno, Nilton O.; Lemmon, Mark T.; de la Torre-Juárez, Manuel (2017). "Determination of dust aerosol particle size at Gale Crater using REMS UVS and Mastcam measurements". Geophysical Research Letters. 44 (8): 3502–3508. Bibcode:2017GeoRL..44.3502V. doi:10.1002/2017GL072589. hdl:2027.42/137189. ISSN 1944-8007.
  149. ^ McCleese, D.J.; Heavens, N.G.; Schofield, J.T.; Abdou, W.A.; Bandfield, J.L.; Calcutt, S.B.; et al. (2010). "Structure and dynamics of the Martian lower and middle atmosphere as observed by the Mars Climate Sounder: Seasonal variations in zonal mean temperature, dust, and water ice aerosols" (PDF). Journal of Geophysical Research. Planets. 115 (E12): E12016. Bibcode:2010JGRE..11512016M. doi:10.1029/2010JE003677. ISSN 2156-2202. S2CID 215820851. Archived (PDF) from the original on 15 August 2017. Retrieved 24 June 2019.
  150. ^ Guzewich, Scott D.; Talaat, Elsayed R.; Toigo, Anthony D.; Waugh, Darryn W.; McConnochie, Timothy H. (2013). "High-altitude dust layers on Mars: Observations with the Thermal Emission Spectrometer". Journal of Geophysical Research. Planets. 118 (6): 1177–1194. Bibcode:2013JGRE..118.1177G. doi:10.1002/jgre.20076. ISSN 2169-9100.
  151. ^ a b Read, P L; Lewis, S R; Mulholland, D P (4 November 2015). "The physics of Martian weather and climate: a review" (PDF). Reports on Progress in Physics. 78 (12): 125901. Bibcode:2015RPPh...78l5901R. doi:10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN 0034-4885. PMID 26534887. S2CID 20087052. Archived (PDF) from the original on 20 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  152. ^ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20 July 2018). "The Medusae Fossae Formation as the single largest source of dust on Mars". Nature Communications. 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode:2018NatCo...9.2867O. doi:10.1038/s41467-018-05291-5. PMC 6054634. PMID 30030425.
  153. ^ Malik, Tariq (13 June 2018). "As Massive Storm Rages on Mars, Opportunity Rover Falls Silent – Dust clouds blotting out the sun could be the end of the solar-powered probe". Scientific American. Archived from the original on 13 June 2018. Retrieved 13 June 2018.
  154. ^ Wall, Mike (12 June 2018). "NASA's Curiosity Rover Is Tracking a Huge Dust Storm on Mars (Photo)". Space.com. Archived from the original on 21 December 2020. Retrieved 13 June 2018.
  155. ^ Good, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12 June 2018). "NASA to Hold Media Teleconference on Martian Dust Storm, Mars Opportunity Rover". NASA. Archived from the original on 21 June 2018. Retrieved 12 June 2018.
  156. ^ Good, Andrew (13 June 2018). "NASA Encounters the Perfect Storm for Science". NASA. Archived from the original on 25 June 2018. Retrieved 14 June 2018.
  157. ^ NASA Staff (13 June 2018). "Mars Dust Storm News – Teleconference – audio (065:22)". NASA. Archived from the original on 13 June 2018. Retrieved 13 June 2018.
  158. ^ a b c Whelley, Patrick L.; Greeley, Ronald (2008). "The distribution of dust devil activity on Mars". Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E7): E07002. Bibcode:2008JGRE..113.7002W. doi:10.1029/2007JE002966. ISSN 2156-2202.
  159. ^ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). "Dust devils on Earth and Mars". Reviews of Geophysics. 44 (3): RG3003. Bibcode:2006RvGeo..44.3003B. doi:10.1029/2005RG000188. ISSN 1944-9208. S2CID 53391259.
  160. ^ a b "The Devils of Mars | Science Mission Directorate". science.nasa.gov. Archived from the original on 26 December 2018. Retrieved 11 June 2019.
  161. ^ Stolte, Daniel; Communications, University (22 May 2019). "On Mars, Sands Shift to a Different Drum". UANews. Archived from the original on 4 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  162. ^ "NASA – NASA Orbiter Catches Mars Sand Dunes in Motion". www.nasa.gov. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  163. ^ a b Urso, Anna C.; Fenton, Lori K.; Banks, Maria E.; Chojnacki, Matthew (1 May 2019). "Boundary condition controls on the high-sand-flux regions of Mars". Geology. 47 (5): 427–430. Bibcode:2019Geo....47..427C. doi:10.1130/G45793.1. ISSN 0091-7613. PMC 7241575. PMID 32440031.
  164. ^ "Thermal tide – AMS Glossary". glossary.ametsoc.org. Archived from the original on 26 July 2020. Retrieved 11 June 2019.
  165. ^ a b Lee, C.; Lawson, W. G.; Richardson, M. I.; Heavens, N. G.; Kleinböhl, A.; Banfield, D.; McCleese, D. J.; Zurek, R.; Kass, D. (2009). "Thermal tides in the Martian middle atmosphere as seen by the Mars Climate Sounder". Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E3): E03005. Bibcode:2009JGRE..114.3005L. doi:10.1029/2008JE003285. ISSN 2156-2202. PMC 5018996. PMID 27630378.
  166. ^ a b c Mars. Kieffer, Hugh H. Tucson: University of Arizona Press. 1992. ISBN 0816512574. OCLC 25713423.{{cite book}}: CS1 maint: others (link)
  167. ^ "NASA – Thermal Tides at Mars". www.nasa.gov. Archived from the original on 17 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  168. ^ "Orographic cloud – AMS Glossary". glossary.ametsoc.org. Archived from the original on 10 September 2019. Retrieved 11 June 2019.
  169. ^ esa. "Mars Express keeps an eye on curious cloud". European Space Agency. Archived from the original on 15 June 2019. Retrieved 11 June 2019.
  170. ^ rburnham. "Mars Express: Keeping an eye on a curious cloud | Red Planet Report". Archived from the original on 27 September 2019. Retrieved 11 June 2019.
  171. ^ Maurice, S (1 April 2022). "In situ recording of Mars soundscape". Nature. 605 (7911): 653–658. Bibcode:2022Natur.605..653M. doi:10.1038/s41586-022-04679-0. PMC 9132769. PMID 35364602. S2CID 247865804.
  172. ^ Agle, DC; Fox, Karen; Johnson, Alana; Brennan, Pat (1 April 2022). "What Sounds Captured by NASA's Perseverance Rover Reveal About Mars – A new study based on recordings made by the rover finds that the speed of sound is slower on the Red Planet than on Earth and that, mostly, a deep silence prevails". NASA. Retrieved 5 April 2022.
  173. ^ Ferreira, Becky (4 April 2022). "Sound on Mars Has a 'Unique' And Extremely Trippy Property, Recordings Reveal – Mars has two speeds of sound, which "may induce a unique listening experience on Mars with an early arrival of high-pitched sounds compared to bass". Vice. Retrieved 5 April 2022.
  174. ^ Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P. (2003). "A Sensitive Search for Methane on Mars". Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 937. Bibcode:2003DPS....35.1418M.
  175. ^ Naeye, Robert (28 September 2004). "Mars Methane Boosts Chances for Life". Sky & Telescope. Archived from the original on 20 December 2014. Retrieved 20 December 2014.
  176. ^ Hand, Eric (2018). "Mars methane rises and falls with the seasons". Science. 359 (6371): 16–17. Bibcode:2018Sci...359...16H. doi:10.1126/science.359.6371.16. PMID 29301992.
  177. ^ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16 December 2014). "NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars". NASA. Archived from the original on 17 December 2014. Retrieved 16 December 2014.
  178. ^ Chang, Kenneth (16 December 2014). "'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life". The New York Times. Archived from the original on 16 December 2014. Retrieved 16 December 2014.
  179. ^ Chang, Kenneth (7 June 2018). "Life on Mars? Rover's Latest Discovery Puts It 'On the Table' - The identification of organic molecules in rocks on the red planet does not necessarily point to life there, past or present, but does indicate that some of the building blocks were present". The New York Times. Archived from the original on 8 June 2018. Retrieved 8 June 2018.
  180. ^ Eigenbrode, Jennifer L.; et al. (8 June 2018). "Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars". Science. 360 (6393): 1096–1101. Bibcode:2018Sci...360.1096E. doi:10.1126/science.aas9185. hdl:10044/1/60810. PMID 29880683.
  181. ^ Mumma, Michael; et al. (2010). "The Astrobiology of Mars: Methane and Other Candinate Biomarker Gases, and Related Interdisciplinary Studies on Earth and Mars" (PDF). Astrobiology Science Conference 2010. Astrophysics Data System. Greenbelt, MD: Goddard Space Flight Center. Archived (PDF) from the original on 25 October 2012. Retrieved 24 July 2010.
  182. ^ Oze, C.; Sharma, M. (2005). "Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars". Geophys. Res. Lett. 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. doi:10.1029/2005GL022691. S2CID 28981740.
  183. ^ Oze, Christopher; Jones, Camille; Goldsmith, Jonas I.; Rosenbauer, Robert J. (7 June 2012). "Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces". PNAS. 109 (25): 9750–9754. Bibcode:2012PNAS..109.9750O. doi:10.1073/pnas.1205223109. PMC 3382529. PMID 22679287.
  184. ^ Staff (25 June 2012). "Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study". Space.com. Archived from the original on 9 October 2019. Retrieved 27 June 2012.
  185. ^ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). "The paradox of Martian Methane" (PDF). Ninth International Conference on Mars 2019. LPI Contrib. No. 2089. Archived (PDF) from the original on 1 October 2021. Retrieved 27 June 2019.
  186. ^ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O.; Kok, Jasper F.; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J.; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). "Emission of non-thermal microwave radiation by a Martian dust storm". Geophysical Research Letters. 36 (13): L13202. Bibcode:2009GeoRL..3613202R. doi:10.1029/2009GL038715. hdl:2027.42/94934. ISSN 1944-8007. S2CID 14707525.
  187. ^ Gurnett, D. A.; Morgan, D. D.; Granroth, L. J.; Cantor, B. A.; Farrell, W. M.; Espley, J. R. (2010). "Non-detection of impulsive radio signals from lightning in Martian dust storms using the radar receiver on the Mars Express spacecraft". Geophysical Research Letters. 37 (17): n/a. Bibcode:2010GeoRL..3717802G. doi:10.1029/2010GL044368. ISSN 1944-8007. S2CID 134066523.
  188. ^ Anderson, Marin M.; Siemion, Andrew P. V.; Barott, William C.; Bower, Geoffrey C.; Delory, Gregory T.; Pater, Imke de; Werthimer, Dan (December 2011). "The Allen Telescope Array Search for Electrostatic Discharges on Mars". The Astrophysical Journal. 744 (1): 15. arXiv:1111.0685. doi:10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN 0004-637X. S2CID 118861678. Archived from the original on 27 April 2019. Retrieved 30 August 2020.
  189. ^ a b Choi, Charles; Q. (6 June 2019). "Why Mars Lightning Is Weak and Rare". Space.com. Archived from the original on 9 June 2019. Retrieved 7 June 2019.
  190. ^ Wurm, Gerhard; Schmidt, Lars; Steinpilz, Tobias; Boden, Lucia; Teiser, Jens (1 October 2019). "A challenge for Martian lightning: Limits of collisional charging at low pressure". Icarus. 331: 103–109. arXiv:1905.11138. Bibcode:2019Icar..331..103W. doi:10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN 0019-1035. S2CID 166228217.
  191. ^ Laraia, Anne L.; Schneider, Tapio (30 July 2015). "Superrotation in Terrestrial Atmospheres" (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 72 (11): 4281–4296. Bibcode:2015JAtS...72.4281L. doi:10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN 0022-4928. S2CID 30893675. Archived (PDF) from the original on 23 July 2018. Retrieved 24 June 2019.
  192. ^ a b Read, Peter L.; Lebonnois, Sebastien (30 May 2018). "Superrotation on Venus, on Titan, and Elsewhere". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 46 (1): 175–202. Bibcode:2018AREPS..46..175R. doi:10.1146/annurev-earth-082517-010137. ISSN 0084-6597. S2CID 134203070.
  193. ^ Lewis, Stephen R.; Read, Peter L. (2003). "Equatorial jets in the dusty Martian atmosphere" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets. 108 (E4): 5034. Bibcode:2003JGRE..108.5034L. doi:10.1029/2002JE001933. ISSN 2156-2202. Archived (PDF) from the original on 26 July 2020. Retrieved 30 July 2019.
  194. ^ Herschel William (1 January 1784). "XIX. On the remarkable appearances at the polar regions of the planet Mars, and its spheroidical figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 74: 233–273. doi:10.1098/rstl.1784.0020. S2CID 186212257.
  195. ^ Dawes, W.R. (1865). "Physical Observations of Mars Near the Opposition in 1864". Astronomical Register. 3: 220.1. Bibcode:1865AReg....3..220D.
  196. ^ a b Campbell, W.W. (1894). "Concerning an Atmosphere on Mars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 6 (38): 273. Bibcode:1894PASP....6..273C. doi:10.1086/120876.
  197. ^ Wright, W. H. (1925). "Photographs of Mars made with light of different colors". Lick Observatory Bulletin. 12: 48–61. Bibcode:1925LicOB..12...48W. doi:10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  198. ^ Menzel, D. H. (1926). "The Atmosphere of Mars". Astrophysical Journal. 61: 48. Bibcode:1926ApJ....63...48M. doi:10.1086/142949.
  199. ^ Kaplan, Lewis D.; Münch, Guido; Spinrad, Hyron (January 1964). "An Analysis of the Spectrum of Mars". The Astrophysical Journal. 139: 1. Bibcode:1964ApJ...139....1K. doi:10.1086/147736. ISSN 0004-637X.
  200. ^ Kaplan, Lewis D.; Connes, J.; Connes, P. (September 1969). "Carbon Monoxide in the Martian Atmosphere". The Astrophysical Journal. 157: L187. Bibcode:1969ApJ...157L.187K. doi:10.1086/180416. ISSN 0004-637X.
  201. ^ "Mariner 4 Anniversary Marks 30 Years of Mars Exploration". NASA/JPL. Archived from the original on 28 July 2020. Retrieved 9 June 2019.
  202. ^ Scoles, Sarah (24 July 2020). "The Doctor From Nazi Germany and the Roots of the Hunt for Life on Mars". The New York Times. ISSN 0362-4331. Archived from the original on 25 November 2020. Retrieved 24 July 2020.
  203. ^ Kemppinen, O; Tillman, J.E; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). "New analysis software for Viking Lander meteorological data". Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems. 2 (1): 61–69. Bibcode:2013GI......2...61K. doi:10.5194/gi-2-61-2013.
  204. ^ mars.nasa.gov. "Mars Weather at Elysium Planitia". NASA's InSight Mars Lander. Archived from the original on 1 December 2020. Retrieved 13 June 2019.
  205. ^ NASA, JPL. "Rover Environmental Monitoring Station (REMS) – NASA Mars Curiosity Rover". mars.nasa.gov. Archived from the original on 12 November 2020. Retrieved 13 June 2019.
  206. ^ "NASA Wants to Make Rocket Fuel From Martian Soil - ExtremeTech". www.extremetech.com. Archived from the original on 26 September 2020. Retrieved 23 September 2020.
  207. ^ "NASA's Perseverance rover produces oxygen on Mars in historic first — water could be next, scientists say". 22 April 2021.

Más lectura

  • "Mars Clouds Higher Than Any On Earth". Space.com28 de agosto de 2006.
  • Mikulski, Lauren (2000). "Pressure on the Surface of Mars". The Physics Factbook.
  • Khan, Michael (4 de diciembre de 2009). "The Low Down on Methane on Mars". Archivado desde el original el 7 de diciembre de 2009. Retrieved 8 de diciembre 2009.
  • Medios relacionados con la Atmósfera de Marte en Wikimedia Commons
  • NASA Mars Exploration Program
  • Marte Weather: Perseverance*Curiosidad*InSight
  • Resumen del tiempo semanal en Marte preparado por sistemas Malin Space Science
Más resultados...
Te puede interesar
Tamaño del texto:
undoredo
format_boldformat_italicformat_underlinedstrikethrough_ssuperscriptsubscriptlink
save
cancelcheck_circle