Гипотеза океана на Марсе

Материал из Циклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Художественное представление древнего Марса и его океанов, основанное на геологических данных.
Синяя область низкого рельефа в северном полушарии Марса считается возможным местом расположения древнего океана жидкой воды[1].

Гипотеза океана на Марсе — гипотеза, предполагающая что на Марсе существовал океан.

Утверждает, что почти треть поверхности Марса в ранний период его геологической истории была покрыта океаном жидкой воды[2][3][4]. Этот древний океан, названный Палео-Океаном[1] или Океанус Бореалис (/oʊˈsiːənəsˌbɒriˈæl[unsupported input]s/ Шаблон:Respell)[5], предположительно заполнял бассейн Ваститас Бореалис в северном полушарии, область, которая находится на 4-5 км ниже среднего уровня поверхности планеты, примерно 4,1-3,8 миллиарда лет назад. Доказательства существования этого океана включают географические особенности, напоминающие древние береговые линии, а также химические свойства марсианской почвы и атмосферы[6][7][8]. Ранний Марс должен был иметь более плотную атмосферу и более теплый климат, чтобы вода могла оставаться в жидком состоянии на поверхности[9][10][11][12].

История наблюдательных доказательств[править]

Данные, полученные с помощью орбитальных аппаратов «Викинг» в 1976 году, выявили две возможные древние береговые линии вблизи полюса, Аравия и Дейтеронилус, каждая из которых простирается на тысячи километров[13]. Некоторые физические особенности современной географии Марса указывают на существование древнего океана. Сети оврагов, сливающихся в более крупные каналы, предполагают эрозию под действием жидкости и напоминают древние речные русла на Земле. Огромные каналы шириной 25 км и глубиной несколько сотен метров, по-видимому, направляют поток из подземных водоносных слоев в южных нагорьях в северные низменности[9][4]. Большая часть северного полушария Марса находится на значительно более низкой высоте, чем остальная часть планеты (Марсианская дихотомия), и отличается необычной равнинностью.

Эти наблюдения побудили исследователей искать следы более древних береговых линий и усилили предположение о существовании такого океана[14]. В 1987 году Джон Э. Бранденбург опубликовал гипотезу о древнем марсианском океане, который он назвал Палео-Океаном[1]. Гипотеза океана важна, поскольку существование крупных водоемов в прошлом могло значительно повлиять на древний климат Марса, потенциал обитаемости и поиск следов жизни на Марсе.

Начиная с 1998 года, ученые Майкл Малин и Кеннет Эджетт начали исследование с помощью камер высокого разрешения на борту «Mars Global Surveyor», которые имели разрешение в пять-десять раз лучше, чем у аппаратов «Викинг». Они изучали места, которые могли бы подтвердить береговые линии, предложенные другими исследователями[14]. Их анализ оказался неубедительным, и они сообщили, что береговая линия изменяется по высоте на несколько километров, поднимаясь и опускаясь на протяжении тысяч километров[15]. Эти данные поставили под сомнение, действительно ли эти особенности являются следами древнего моря, и стали аргументом против гипотезы о марсианском океане.

Лазерный высотомер MOLA, который в 1999 году точно определил высоту всех частей Марса, обнаружил, что водосборный бассейн для океана на Марсе охватывает три четверти планеты[16]. Уникальное распределение типов кратеров ниже 2400 м в Ваститас Бореалис было изучено в 2005 году. Исследователи предположили, что эрозия включала значительное количество сублимации, а древний океан в этом месте мог бы иметь объем 6 x 107 км3[17].

В 2007 году Тейлор Перрон и Майкл Манга предложили геофизическую модель, которая, после учета истинного полярного блуждания, вызванного перераспределением массы из-за вулканизма, показала, что марсианские палео-береговые линии, впервые предложенные в 1987 году Джоном Э. Бранденбургом[1], соответствуют этим критериям[18]. Модель указывает, что эти извилистые береговые линии Марса можно объяснить движением оси вращения Марса. Из-за центробежной силы, вызывающей выпячивание вращающихся объектов на экваторе (Экваториальное вздутие), полярное блуждание могло вызвать смещение высоты береговой линии, как это наблюдается[13][19][20]. Их модель не пытается объяснить, что вызвало смещение оси вращения Марса относительно коры.

Исследование, опубликованное в 2009 году, показало гораздо более высокую плотность русел рек, чем считалось ранее. Регионы на Марсе с наибольшим количеством долин сопоставимы с тем, что наблюдается на Земле. В исследовании команда разработала компьютерную программу для идентификации долин, ища U-образные структуры в топографических данных[21]. Большое количество долинных сетей сильно поддерживает гипотезу о дождях на планете в прошлом. Глобальный рисунок марсианских долин можно объяснить наличием большого северного океана. Большой океан в северном полушарии объяснил бы, почему существует южный предел долинных сетей; самые южные регионы Марса, наиболее удаленные от водоема, получали бы мало осадков и не имели бы долин. Подобным образом отсутствие осадков объяснило бы, почему марсианские долины становятся мельче с севера на юг[22].

Исследование 2010 года, посвященное дельтам на Марсе, показало, что семнадцать из них находятся на высоте предполагаемой береговой линии марсианского океана[23]. Это соответствует ожиданиям, если бы дельты находились рядом с крупным водоемом[24]. Исследование, представленное на планетарной конференции в Техасе, предположило, что веерный комплекс Гипанис Валлес является дельтой с множеством каналов и долей, которая образовалась на краю крупного водоема. Этот водоем был северным океаном. Эта дельта находится на границе дихотомии между северными низменностями и южными нагорьями вблизи Хриса Планиции[25].

Исследование, опубликованное в 2012 году с использованием данных MARSIS, радара на борту «Mars Express», поддерживает гипотезу о существовании крупного северного океана. Прибор выявил диэлектрическую постоянную поверхности, схожую с таковой у низкоплотных осадочных отложений, массивных отложений подземного льда или их комбинации. Измерения не соответствовали лавовой поверхности[26].

В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства древнего объема воды, который мог бы составлять океан, вероятно, в северном полушарии планеты и размером с Северный Ледовитый океан Земли[27][28]. Это открытие было сделано на основе соотношения воды и дейтерия в современной атмосфере Марса по сравнению с соотношением на Земле и данных телескопических наблюдений. Восемь раз больше дейтерия было обнаружено в полярных отложениях Марса, чем на Земле (VSMOW), что предполагает, что древний Марс имел значительно более высокие уровни воды. Представительное значение атмосферы, полученное из карт (7 VSMOW), не подвержено климатологическим эффектам, как те, что измерены локальными марсоходами, хотя телескопические измерения находятся в пределах диапазона обогащения, измеренного «Curiosity» в кратере Гейла (5–7 VSMOW)[29]. Еще в 2001 году исследование соотношения молекулярного водорода и дейтерия в верхней атмосфере Марса с помощью космического аппарата NASA «Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer» предположило наличие обильного запаса воды на древнем Марсе[30]. Дополнительные доказательства того, что Марс когда-то имел более плотную атмосферу, что делало океан более вероятным, поступили от аппарата MAVEN, который проводил измерения с орбиты Марса. Брюс Якоски, ведущий автор статьи, опубликованной в Science, заявил: «Мы определили, что большая часть газа, когда-либо присутствовавшего в атмосфере Марса, была потеряна в космос»[31]. Это исследование было основано на двух различных изотопах аргона[32].

Сколько времени этот водоем оставался в жидком состоянии, до сих пор неизвестно, учитывая высокую эффективность парникового эффекта, необходимую для поддержания воды в жидкой фазе на Марсе на гелиоцентрическом расстоянии 1,4–1,7 а.е. Сейчас считается, что каньоны заполнялись водой, и в конце Ноя марсианский океан исчез, а поверхность замерзла примерно на 450 миллионов лет. Затем, около 3,2 миллиарда лет назад, лава под каньонами нагрела почву, растопила ледяные материалы и создала обширные системы подземных рек, протянувшихся на сотни километров. Эта вода извергалась на теперь уже сухую поверхность в виде гигантских наводнений[4].

Новые доказательства существования обширного северного океана были опубликованы в мае 2016 года. Большая команда ученых описала, как часть поверхности в квадрате Исмениус Лакус была изменена двумя цунами. Цунами были вызваны ударами астероидов по океану. Оба удара были достаточно сильными, чтобы создать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подняло и перенесло валуны размером с автомобили или небольшие дома. Откат волны сформировал каналы, перераспределяя валуны. Второе цунами пришло, когда океан был на 300 м ниже. Второе цунами перенесло большое количество льда, который был отложен в долинах. Расчеты показывают, что средняя высота волн составляла бы 50 м, но высоты варьировались от 10 м до 120 м. Численные симуляции показывают, что в этой части океана два ударных кратера размером 30 км в диаметре образовывались бы каждые 30 миллионов лет. Это подразумевает, что большой северный океан мог существовать миллионы лет. Один из аргументов против океана — отсутствие береговых линий. Эти особенности могли быть смыты цунами. Части Марса, изученные в этом исследовании, — Хриса Планиция и северо-западная Аравия Терра. Эти цунами затронули некоторые поверхности в квадрате Исмениус Лакус и в квадрате Маре Ацидалий[33][34][35]. Удар, создавший кратер Ломоносов, был идентифицирован как вероятный источник цунами[36][37][38].

Исследование, опубликованное в 2017 году, показало, что количество воды, необходимое для формирования долинных сетей, каналов оттока и дельтовых отложений на Марсе, превышает объем марсианского океана. Оценочный объем океана на Марсе варьируется от 3 метров до примерно 2 километров GEL (Глобальный эквивалентный слой). Это подразумевает, что на Марсе было доступно большое количество воды[39].

В 2018 году команда ученых предложила, что марсианские океаны появились очень рано, до или одновременно с ростом Фарсиды. Из-за этого глубина океанов была бы вдвое меньше, чем предполагалось ранее. Полный вес Фарсиды создал бы глубокие бассейны, но если океан существовал до того, как масса Фарсиды сформировала глубокие бассейны, потребовалось бы гораздо меньше воды. Кроме того, береговые линии не были бы ровными, поскольку Фарсида продолжала бы расти и, следовательно, изменять глубину бассейна океана. По мере извержения вулканов Фарсиды в атмосферу выбрасывались огромные количества газов, что вызывало глобальное потепление, позволяя воде оставаться в жидком состоянии[40][41][42].

В июле 2019 года появились данные, подтверждающие существование древнего океана на Марсе, который мог быть сформирован в результате мега-цунами, вызванного ударом метеорита, создавшего кратер Ломоносов[43][44].

В январе 2022 года исследование климата Марса 3 миллиарда лет назад показало, что океан был стабилен с замкнутым водным циклом[45]. Они оценили, что возвратный поток воды в виде льда из ледниковых нагорий в океан был меньше, чем на Земле во время последнего ледникового максимума. Эта симуляция впервые включает циркуляцию океана. Они демонстрируют, что циркуляция океана предотвращает его замерзание. Эти данные также показывают, что симуляции согласуются с наблюдаемыми геоморфологическими особенностями, идентифицированными как древние ледниковые долины. В статье, опубликованной в журнале Journal of Geophysical Research: Planets в 2022 году, Бенджамин Т. Карденас и Майкл П. Лэмб утверждали, что доказательства накопления осадков указывают на существование крупного северного океана на Марсе в далеком прошлом[46].

Теоретические вопросы[править]

Первичный климат Марса[править]

Существование жидкой воды на поверхности Марса требует более теплой и плотной атмосферы. Атмосферное давление на современной поверхности Марса превышает тройную точку воды (6,11 гПа) только в самых низких точках; на больших высотах чистая вода может существовать только в твердом или газообразном состоянии. Среднегодовые температуры на поверхности в настоящее время составляют менее 210 К (-63 °C/-82 °F), что значительно ниже точки замерзания воды. Однако в ранний период своей истории Марс мог иметь условия, более благоприятные для удержания жидкой воды на поверхности.

Марс без пылевой бури в июне 2001 года (слева) и с глобальной пылевой бурей в июле 2001 года (справа), как видно с помощью Mars Global Surveyor

Ранний Марс имел атмосферу из углекислого газа, схожую по толщине с современной Землей (1000 гПа)[47]. Несмотря на слабое молодое Солнце, парниковый эффект от плотной атмосферы углекислого газа, усиленный небольшими количествами метана[48] или изолирующие эффекты облаков из углекислого газа,[49] могло быть достаточно для поддержания средней температуры поверхности выше точки замерзания воды. Атмосфера с тех пор уменьшилась из-за секвестрации в грунте в виде карбонатов через выветривание,[47] а также потери в космос через спутинг (взаимодействие с солнечным ветром из-за отсутствия сильного магнитного поля Марса)[50][51]. Исследование пылевых бурь с помощью «Mars Reconnaissance Orbiter» предположило, что 10 процентов потери воды с Марса могло быть вызвано пылевыми бурями. Было замечено, что пылевые бури могут переносить водяной пар на очень большие высоты. Ультрафиолетовый свет от Солнца может затем разрушить воду в процессе фотодиссоциации. Водород из молекулы воды затем уходит в космос[52][53][54].

Наклон оси Марса значительно варьируется на геологических временных масштабах и сильно влияет на климатические условия планеты[55]. Исследование Шмидта и др. в 2022 году показывает, что циркуляция океана стремится минимизировать влияние осевого наклона[56]. Другими словами, циркулирующий океан будет переносить тепло из самых горячих регионов в самые холодные (обычно из средних широт к полюсу), чтобы компенсировать эффект осевого наклона.

Химия[править]

Рассмотрение химии может дать дополнительное понимание свойств Океануса Бореалиса. С атмосферой Марса, состоящей преимущественно из углекислого газа, можно ожидать обнаружения обширных следов карбонатных минералов на поверхности как остатков океанической седиментации. Однако обилие карбонатов пока не обнаружено марсианскими миссиями. Однако, если древние океаны были кислыми, карбонаты не могли бы образоваться[57]. Положительная корреляция фосфора, серы и хлора в почве на двух местах посадки предполагает смешивание в крупном кислом резервуаре[58]. Отложения гематита, обнаруженные TES, также были аргументированы как доказательство существования жидкой воды в прошлом[59].

Судьба океана[править]

Учитывая гипотезу о существовании обширного древнего океана на Марсе, судьба воды требует объяснения. По мере охлаждения марсианского климата поверхность океана замерзла бы. Одна из гипотез утверждает, что часть океана остается в замороженном состоянии, погребенном под тонким слоем породы, обломков и пыли на равнине Ваститас Бореалис[60]. Вода также могла быть поглощена подповерхностной криосферой[3] или потеряна в атмосферу (через сублимацию) и в конечном итоге в космос через атмосферный спутинг[50].

Альтернативные объяснения[править]

Существование древнего марсианского океана остается спорным среди ученых. «Mars Reconnaissance Orbiter» с помощью камеры HiRISE обнаружил крупные валуны на месте древнего морского дна, где должны были находиться только мелкие осадки[61]. Однако валуны могли быть сброшены айсбергами, процесс, обычный на Земле[62][63]. Интерпретация некоторых особенностей как древних береговых линий была оспорена[64][65][66].

Исследование, опубликованное в сентябре 2021 года, сравнивающее изотопы калия в породах различных тел, предполагает, что поверхностная гравитация на Марсе была слишком низкой, чтобы удержать достаточно воды для формирования большого океана[67]. Альтернативные теории образования поверхностных оврагов и каналов включают эрозию ветром[68], жидкий углекислый газ[9] и жидкий метанол. Подтверждение или опровержение гипотезы марсианского океана требует дополнительных наблюдательных данных от будущих миссий на Марс[59].

См. также[править]

Терраформирование Марса

Литература[править]

  • Cabrol, N. and E. Grin (eds.). 2010. Lakes on Mars. Elsevier. NY.
  • Clifford, S. M., Parker, T. J. 2001. The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains. Icarus. 154 (1): 40–79. DOI:10.1006/icar.2001.6671.
  • Rodriguez, J. Alexis P., Kargel, Jeffrey S., Baker, Victor R., Gulick, Virginia C. et al. 2015. Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?. Scientific Reports. 5 (1): 13404. DOI:10.1038/srep13404.
  • Brandenburg, John E. 1987. The Paleo-Ocean of Mars. In: MECA Symposium on Mars: Evolution of its Climate and Atmosphere. Lunar and Planetary Institute. pp. 20–22.
  • Baker, V. R., Strom, R. G., Gulick, V. C., Kargel, J. S., Komatsu, G., Kale, V. S. 1991. Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars. Nature. 352 (6336): 589–594. DOI:10.1038/352589a0.
  • Read, Peter L., Lewis, S. R. 2004. The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet. Praxis, Chichester, UK.
  • Fairén, A. G. 2010. A cold and wet Mars. Icarus. 208 (1): 165–175. DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.006.
  • Fairén, A. G. et al. 2009. Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars. Nature. 459 (7245): 401–404. DOI:10.1038/nature07978.
  • Fairén, A. G. et al. 2011. Cold glacial oceans would have inhibited phyllosilicate sedimentation on early Mars. Nature Geoscience. 4 (10): 667–670. DOI:10.1038/ngeo1243.
  • Smith, D. E. et al. 1999. The Global Topography of Mars and Implications for Surface Evolution. Science. 284 (5419): 1495–1503. DOI:10.1126/science.284.5419.1495.
  • Boyce, J. M., Mouginis, P., Garbeil, H. 2005. Ancient oceans in the northern lowlands of Mars: Evidence from impact crater depth/diameter relationships. Journal of Geophysical Research. 110 (E03008). DOI:10.1029/2004JE002328.
  • Zuber, Maria T. 2007. Planetary Science: Mars at the tipping point. Nature. 447 (7146): 785–786. DOI:10.1038/447785a.
  • Perron, J. Taylor, Mitrovica, Jerry X., Manga, Michael, Matsuyama, Isamu, Richards, Mark A. 2007. Evidence for an ancient martian ocean in the topography of deformed shorelines. Nature. 447 (7146): 840–843. DOI:10.1038/nature05873.
  • DiAchille, G., Hynek, B. 2010. Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys. Nature Geoscience. 3 (7): 459–463. DOI:10.1038/ngeo891.
  • DiBiasse, Limaye, A., Scheingross, J., Fischer, W., Lamb, M. 2013. Deltic deposits at Aeolis Dorsa: Sedimentary evidence for a standing body of water on the northern plains of Mars. Journal of Geophysical Research: Planets. 118 (6): 1285–1302. DOI:10.1002/jgre.20100.
  • Mouginot, J., Pommerol, A., Beck, P., Kofman, W., Clifford, S. 2012. Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials. Geophysical Research Letters. 39 (2): L02202. DOI:10.1029/2011GL050286.
  • Villanueva, G. L., Mumma, M. J., Novak, R. E., Käufl, H. U., Hartogh, P., Encrenaz, T., Tokunaga, A., Khayat, A., Smith, M. D. 2015. Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs. Science. 348 (6231): 218–221. DOI:10.1126/science.aaa3630.
  • Webster, C. R. et al. 2013. Isotope Ratios of H, C, and O in CO2 and H2O of the Martian Atmosphere. Science. 341 (6): 260–263. DOI:10.1126/science.1237961.
  • Krasnopolsky, Vladimir A., Feldman, Paul D. 2001. Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars. Science. 294 (5548): 1914–1917. DOI:10.1126/science.1065569.
  • Jakosky, B. M. et al. 2017. Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar/36Ar. Science. 355 (6332): 1408–1410. DOI:10.1126/science.aai7721.
  • Luo, W. et al. 2017. New Martian valley network volume estimate consistent with ancient ocean and warm and wet climate. Lunar and Planetary Science. XLVIII (1): 15766. DOI:10.1038/ncomms15766.
  • Citron, R., Manga, M., Hemingway, D. 2018. Timing of oceans on Mars from shoreline deformation. Nature. 555 (7698): 643–646. DOI:10.1038/nature26144.
  • Costard, F. et al. 2019. The Lomonosov Crater Impact Event: A Possible Mega-Tsunami Source on Mars. Journal of Geophysical Research: Planets. 124 (7): 1840–1851. DOI:10.1029/2019JE006008.
  • Schmidt, Frédéric, Way, Michael et al. 2022. Circumpolar ocean stability on Mars 3 Gy ago. Proceedings of the National Academy of Sciences. 119 (4). DOI:10.1073/pnas.2112930118.
  • Cardenas, Benjamin T., Lamb, Michael P. 2022. Paleogeographic Reconstructions of an Ocean Margin on Mars Based on Deltaic Sedimentology at Aeolis Dorsa. Journal of Geophysical Research: Planets. 127 (10). DOI:10.1029/2022JE007390.

Примечания[править]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Brandenburg, John E. (1987). "The Paleo-Ocean of Mars".: 20–22, Lunar and Planetary Institute. 
  2. ↑ Cabrol, N. and E. Grin (eds.). 2010. Lakes on Mars. Elsevier. NY
  3. ↑ 3,0 3,1 (2001) «The Evolution of the Martian Hydrosphere: Implications for the Fate of a Primordial Ocean and the Current State of the Northern Plains». Icarus 154 (1): 40–79. DOI:10.1006/icar.2001.6671. Bibcode: 2001Icar..154...40C.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 (8 September 2015) «Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?». Scientific Reports 5 (1). DOI:10.1038/srep13404. PMID 26346067. Bibcode: 2015NatSR...513404R.
  5. ↑ (1991) «Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars». Nature 352 (6336): 589–594. DOI:10.1038/352589a0. Bibcode: 1991Natur.352..589B.
  6. ↑ Mars: The planet that lost an ocean's worth of water.
  7. ↑ NASA finds evidence of a vast ancient ocean on Mars. MSN.
  8. ↑ (2015) «Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs». Science 348 (6231): 218–21. DOI:10.1126/science.aaa3630. PMID 25745065. Bibcode: 2015Sci...348..218V.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Read, Peter L. and S. R. Lewis, «The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet», Praxis, Chichester, UK, 2004.
  10. ↑ Fairén, A. G. (2010). «A cold and wet Mars Mars». Icarus 208 (1): 165–175. DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.006. Bibcode: 2010Icar..208..165F.
  11. ↑ Fairén, A. G. (2009). «Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars». Nature 459 (7245): 401–404. DOI:10.1038/nature07978. PMID 19458717. Bibcode: 2009Natur.459..401F.
  12. ↑ Fairén, A. G. (2011). «Cold glacial oceans would have inhibited phyllosilicate sedimentation on early Mars». Nature Geoscience 4 (10): 667–670. DOI:10.1038/ngeo1243. Bibcode: 2011NatGe...4..667F.
  13. ↑ 13,0 13,1 Staff. Mars Probably Once Had A Huge Ocean, Science Daily, University of California, Berkeley (июнь 2007 года).
  14. ↑ 14,0 14,1 Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore, Astrobiology Magazine (январь 2001 года).
  15. ↑ Malin, M. C. (1999). «Oceans or Seas in the Martian Northern Lowlands: High Resolution Imaging Tests of Proposed Coastlines». Geophys. Res. Lett. 26 (19): 3049–3052. DOI:10.1029/1999GL002342. Bibcode: 1999GeoRL..26.3049M.
  16. ↑ (1999) «The Global Topography of Mars and Implications for Surface Evolution». Science 284 (5419): 1495–1503. DOI:10.1126/science.284.5419.1495. PMID 10348732. Bibcode: 1999Sci...284.1495S.
  17. ↑ Boyce, J. M. (2005). «Ancient oceans in the northern lowlands of Mars: Evidence from impact crater depth/diameter relationships». Journal of Geophysical Research 110 (E03008): 15 pp. DOI:10.1029/2004JE002328. Bibcode: 2005JGRE..110.3008B.
  18. ↑ (2007) «Planetary Science: Mars at the tipping point». Nature 447 (7146): 785–786. DOI:10.1038/447785a. PMID 17568733. Bibcode: 2007Natur.447..785Z.
  19. ↑ Perron, J. Taylor (14 June 2007). «Evidence for an ancient martian ocean in the topography of deformed shorelines». Nature 447 (7146): 840–843. DOI:10.1038/nature05873. PMID 17568743. Bibcode: 2007Natur.447..840P.
  20. ↑ Dunham, Will. Evidence seen backing ancient Mars ocean shoreline, Reuters (июнь 2007 года).
  21. ↑ Martian North Once Covered by Ocean, Astrobiology Magazine (ноябрь 2009 года).
  22. ↑ Staff. New Map Bolsters Case for Ancient Ocean on Mars, Space.com (ноябрь 2009 года).
  23. ↑ (2010) «Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys. nat». Nature Geoscience 3 (7): 459–463. DOI:10.1038/ngeo891. Bibcode: 2010NatGe...3..459D.
  24. ↑ (2013) «Deltic deposits at Aeolis Dorsa: Sedimentary evidence for a standing body of water on the northern plains of Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 118 (6): 1285–1302. DOI:10.1002/jgre.20100. Bibcode: 2013JGRE..118.1285D.
  25. ↑ Fawdon, P., et al. 2018. HYPANIS VALLES DELTA: THE LAST HIGH-STAND OF A SEA ON EARLY MARS. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 2839.pdf
  26. ↑ (2012) «Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials». Geophysical Research Letters 39 (2). DOI:10.1029/2011GL050286. Bibcode: 2012GeoRL..39.2202M.
  27. ↑ Villanueva G. L., Mumma M. J., Novak R. E., Käufl H. U., Hartogh P., Encrenaz T., Tokunaga A., Khayat A., and Smith M. D., Science, Published online 5 March 2015 [DOI:10.1126/science.aaa3630]
  28. ↑ Villanueva, G., et al. 2015. Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs. Science 10 Apr 2015: Vol. 348, Issue 6231, pp. 218-221.
  29. ↑ (2013) «Isotope Ratios of H, C, and O in CO2 and H2O of the Martian Atmosphere». Science 341 (6): 260–263. DOI:10.1126/science.1237961. PMID 23869013. Bibcode: 2013Sci...341..260W.
  30. ↑ (2001) «Detection of Molecular Hydrogen in the Atmosphere of Mars». Science 294 (5548): 1914–1917. DOI:10.1126/science.1065569. PMID 11729314. Bibcode: 2001Sci...294.1914K.
  31. ↑ NASA's MAVEN Reveals Most of Mars' Atmosphere Was Lost to Space (2017-03-30).
  32. ↑ (2017) «Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar/36Ar». Science 355 (6332): 1408–1410. DOI:10.1126/science.aai7721. PMID 28360326. Bibcode: 2017Sci...355.1408J.
  33. ↑ Ancient Tsunami Evidence on Mars Reveals Life Potential - Astrobiology (20 May 2016).
  34. ↑ Rodriguez, J. (2016). «Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean». Scientific Reports 6 (1): 25106. DOI:10.1038/srep25106. PMID 27196957. Bibcode: 2016NatSR...625106R.version at Nature
  35. ↑ Cornell University. "Ancient tsunami evidence on Mars reveals life potential." ScienceDaily. 19 May 2016.
  36. ↑ Rincon, P.. Impact crater linked to Martian tsunamis (26 марта 2017 года).
  37. ↑ (2017) "Modelling Investigation of Tsunamis on Mars".: 1171, The Woodlands, Texas: Lunar and Planetary Institute. 
  38. ↑ Costard, F., et al. 2018. FORMATION OF THE NORTHERN PLAINS LOMONOSOV CRATER DURING A TSUNAMI GENERATING MARINE IMPACT CRATER EVENT. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 1928.pdf
  39. ↑ Luo, W. (2017). «New Martian valley network volume estimate consistent with ancient ocean and warm and wet climate». Lunar and Planetary Science XLVIII (1): 15766. DOI:10.1038/ncomms15766. PMID 28580943. Bibcode: 2017NatCo...815766L.
  40. ↑ Mars' oceans formed early, possibly aided by massive volcanic eruptions. University of California - Berkeley. March 19, 2018.
  41. ↑ (2018) «Timing of oceans on Mars from shoreline deformation». Nature 555 (7698): 643–646. DOI:10.1038/nature26144. PMID 29555993. Bibcode: 2018Natur.555..643C.
  42. ↑ Citro, R., et al. 2018. EVIDENCE OF EARLY MARTIAN OCEANS FROM SHORELINE DEFORMATION DUE TO THARSIS. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 1244.pdf
  43. ↑ Andrews, Robin George. When a Mega-Tsunami Drowned Mars, This Spot May Have Been Ground Zero - The 75-mile-wide crater could be something like a Chicxulub crater for the red planet., The New York Times (июль 2019 года).
  44. ↑ Costard, F. (26 June 2019). «The Lomonosov Crater Impact Event: A Possible Mega-Tsunami Source on Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 124 (7): 1840–1851. DOI:10.1029/2019JE006008. Bibcode: 2019JGRE..124.1840C.
  45. ↑ (2022) «Circumpolar ocean stability on Mars 3 Gy ago». Proceedings of the National Academy of Sciences 119 (4). DOI:10.1073/pnas.2112930118. PMID 35042794. Bibcode: 2022PNAS..11912930S.
  46. ↑ (12 October 2022) «Paleogeographic Reconstructions of an Ocean Margin on Mars Based on Deltaic Sedimentology at Aeolis Dorsa». Journal of Geophysical Research: Planets 127 (10). DOI:10.1029/2022JE007390. Bibcode: 2022JGRE..12707390C.
  47. ↑ 47,0 47,1 (1999) «Retention of an atmosphere on early Mars». Journal of Geophysical Research 104 (E9): 21897–21909. DOI:10.1029/1999je001048. Bibcode: 1999JGR...10421897C.
  48. ↑ (1994) «Early Mars: How warm and how wet?». Science 265 (5173): 744–749. DOI:10.1126/science.265.5173.744. PMID 11539185. Bibcode: 1994Sci...265..744S.
  49. ↑ (1997) «Warming Early Mars with Carbon Dioxide Clouds That Scatter Infrared Radiation». Science 278 (5341): 1273–1276. DOI:10.1126/science.278.5341.1273. PMID 9360920. Bibcode: 1997Sci...278.1273F.
  50. ↑ 50,0 50,1 (1995) «Loss of atmosphere from Mars due to solar wind-induced sputtering». Science 268 (5211): 697–699. DOI:10.1126/science.7732377. PMID 7732377. Bibcode: 1995Sci...268..697K.
  51. ↑ Carr, M and J. Head III. 2003. Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate. Journal of Geophysical Research: 108. 5042.
  52. ↑ Massive dust storms are robbing Mars of its water (2018-02-07).
  53. ↑ (2018) «Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms». Nature Astronomy 2 (2): 126–132. DOI:10.1038/s41550-017-0353-4. Bibcode: 2018NatAs...2..126H.
  54. ↑ Dust Storms Linked to Gas Escape from Mars Atmosphere. Jet Propulsion Laboratory.
  55. ↑ (2005) «Four climate regimes on a land planet with wet surface: Effects of obliquity change and implications for ancient Mars». Icarus 178 (1): 27–39. DOI:10.1016/j.icarus.2005.03.009. Bibcode: 2005Icar..178...27A.
  56. ↑ (2022) «Circumpolar ocean stability on Mars 3 Gy ago». Proceedings of the National Academy of Sciences 119 (4). DOI:10.1073/pnas.2112930118. PMID 35042794. Bibcode: 2022PNAS..11912930S.
  57. ↑ (2004) «Inhibition of carbonate synthesis in acidic oceans on early Mars». Nature 431 (7007): 423–426. DOI:10.1038/nature02911. PMID 15386004. Bibcode: 2004Natur.431..423F.
  58. ↑ (2006) «Evidence for an acidic ocean on Mars from phosphorus geochemistry of Martian soils and rocks». Geology 34 (11): 953–956. DOI:10.1130/g22415a.1. Bibcode: 2006Geo....34..953G.
  59. ↑ 59,0 59,1 (2006) «Early Mars may have had a methanol ocean». Icarus 180 (1): 88–92. DOI:10.1016/j.icarus.2005.09.013. Bibcode: 2006Icar..180...88T.
  60. ↑ (2002) «Are the northern plains of Mars a frozen ocean?». Journal of Geophysical Research 107 (E11). DOI:10.1029/2000je001478. Bibcode: 2002JGRE..107.5103J.
  61. ↑ (2007) «Is Mars Looking Drier and Drier for Longer and Longer?». Science 317 (5845). DOI:10.1126/science.317.5845.1673. PMID 17885108.
  62. ↑ Fairén, A. G. (2010). "Icebergs on Early Mars".. 
  63. ↑ Chol, Charles Q. New Evidence Suggests Icebergs in Frigid Oceans on Ancient Mars. www.space.com, Space.Com website (2010-10-01). Проверено 2 октября 2010.
  64. ↑ (2002) «Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate». Journal of Geophysical Research 108 (E5). DOI:10.1029/2002je001963. Bibcode: 2003JGRE..108.5042C.
  65. ↑ (2019) «Quantitative High-Resolution Re-Examination of a Hypothesized Ocean Shoreline in Cydonia Mensae on Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 124 (2): 316–336. DOI:10.1029/2018JE005837. Bibcode: 2019JGRE..124..316S.
  66. ↑ (1999) «Oceans or seas in the Martian northern lowlands: High resolution imaging tests of proposed coastlines». Geophysical Research Letters 26 (19): 3049–3052. DOI:10.1029/1999GL002342. Bibcode: 1999GeoRL..26.3049M.
  67. ↑ Mars Had Liquid Water On Its Surface. Here's Why Scientists Think It Vanished
  68. ↑ (1999) «Wind and climate on Mars». Science 284 (5422). DOI:10.1126/science.284.5422.1891a.
Изображение Марса в телескопе «Хаббл»
Марс
↑
[+]
«Гео»графия

Атмосфера • Ионосфера • Гидросфера • Каналы • Полярные шапки • Хаосы • Климат • Песчаные бури • Жизнь

Регионы:

Ацидалийская равнина • Великая Северная равнина • Долина Маадим • Долины Маринер • Кидония • Нагорье Элизиум • Озеро Эридания • Равнина Утопия • Равнина Хриса • Равнина Эллада • Каньон Северный • Фарсида • Плато Меридиана • Патера Орк • Холм Матиевича • Долина Арес • Жемчужная земля • Земля Ксанфа • Долина Узбой • Долины Ладон • Равнина Аргир

Горы:

Горы галактики • Горы Эхо • Эолида • Горы Харит • Горы Нереид • Гора Шарп

Вулканы:

Гора Олимп • Гора Арсия • Гора Павлина • Гора Аскрийская • Большой Сирт • Купол Альбор • Купол Библиды • Купол Гекаты • Патера Альба • Купол Урана • Керавнский купол • Гора Урана • Группа вулканов Урана • Купол Юпитера • Купол Фарсида • Купол Улисса • Патера Пицундская • Гора Адриатическая • Патера Амфитриты • Гора Элизий • Рисунок человеческого мозга в долине Атабаска

Кратеры:

Гюйгенс • Скиапарелли • Кассини • Антониади • Тихонравов • Арам • Виктория • Галле • Гейл • Гусев • Ибрагимов • Хайнлайн • Холден • Эберсвальде • Санта-Мария • Индевор • Эребус • Бигль • Игл • Эндьюранс • Бонневиль • Миссула • Лахонтен • Эмма Дин • Фрам • Арго • Восток • Эйри • Эйри-0 • Бер • Медлер • Аргир

Бывшие реки:

Русло с дельтой в кратере Эберсвальде

Спутники

Фобос • Деймос

Исследование и теории

Колонизация • Терраформирование Марса • Марсианская космическая программа СССР • Марсоход • Список искусственных объектов на Марсе • Гипотеза о насекомоподобных существах • Ядерный взрыв на Марсе

Марс в культуре

Марсиане • Книги о Марсе • Список фильмов о Марсе

Солнечная система • Исследование Марса АМС • Список астероидов, пересекающих орбиту Марса • Список камней на Марсе

Руниверсалис

Одним из источников, использованных при создании данной статьи, является статья из википроекта «Руниверсалис» («Руни», руни.рф) под названием «Гипотеза океана на Марсе», расположенная по адресу:

—«https://руни.рф/index.php/Гипотеза_океана_на_Марсе»

Материал указанной статьи полностью или частично использован в Циклопедии по лицензии CC BY-SA.

Всем участникам Руниверсалиса предлагается прочитать «Обращение к участникам Руниверсалиса» основателя Циклопедии и «Почему Циклопедия?».

Источник — http://cyclowiki.org/w/index.php?title=Гипотеза_океана_на_Марсе&oldid=2305937