Μετάβαση στο περιεχόμενο

Νερό στον Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Καλλιτεχνική εντύπωση για το πώς θα έμοιαζε ο Αρχαίος Άρης με βάση τα γεωλογικά δεδομένα
Αρειανό ανάγλυφο
Χάρτης του ανάγλυφου
Το κτενιοειδές ανάγλυφο οδήγησε στην ανακάλυψη μεγάλων ποσοτήτων υπόγειων πάγων - αρκετό νερό ώστε να πληρωθεί η Λίμνη Σουπίριορ. (22 Νοεμβρίου 2016)[1][2][3]

Όλο σχεδόν το νερό στον Άρη υπάρχει σε μορφή πάγου, μολονότι υπάρχει και στις μικρές ποσότητες υδρατμών στην ατμόσφαιρα του πλανήτη,[4] και περιστασιακά στις μικρές υγρές άλμες στα ρηχά του Αρειανού εδάφους.[5][6] Ο υδάτινος πάγος είναι ορατός μόνο στο βόρειο πολικό παγοκάλυμμα.[7] Άφθονοι υδάτινοι πάγοι υπάρχουν και κάτω από το μόνιμο κάλυμμα από ξηρό πάγο διοξειδίου του άνθρακα στον νότιο Αρειανό πόλο και στο ρηχό υπέδαφος των εύκρατων περιοχών.[8][9] Έχουν εντοπιστεί περισσότερα από πέντε εκατομμύρια κυβικά χιλιόμετρα πάγου στην επιφάνεια του πλανήτη, αρκετά για να καλύψουν ολόκληρο τον πλανήτη σε βάθος 35 μέτρων.[10] Είναι πιθανό να υπάρχει περισσότερος πάγος παγιδευμένος βαθιά στο υπέδαφος.[11]

Ο Νότιος Πόλος του Άρη. Περιοχή με υποπαγετώδη ύδατα. (25 Ιουλίου 2018)[12][13]

Λίγο νερό σε υγρή μορφή μπορεί να εμφανιστεί παροδικά στη σημερινή επιφάνεια του Άρη, αλλά περιορίζεται σε ίχνη υγρασίας διαλυμένης στην ατμόσφαιρα και λεπτά υμένια ύδατος.[6][14][15] Δεν υπάρχουν μεγάλα σώματα ύδατος στην επιφάνεια του πλανήτη, επειδή η μέση ατμοσφαιρική πίεση εκεί είναι 600 πασκαλ – περίπου το 0,6% της μέσης Γήινης στο επίπεδο της θάλασσας – με αποτέλεσμα άμεση εξάτμιση (εξάχνωση) ή κατάψυξη του νερού. Πριν από περίπου 3,8 δισεκατομμύρια χρόνια, ο Άρης ίσως είχε πυκνότερη ατμόσφαιρα και υψηλότερες θερμοκρασίες,[16][17] επιτρέποντας τεράστιες ποσότητες νερού σε υγρή μορφή στην επιφάνειά του,[18][19][20][21] και ίσως υπήρχε ένας μεγάλος ωκεανός[22][23][24][25] που κάλυπτε το ένα τρίτο του πλανήτη.[26][27][28] Φαίνεται πως υπήρξε ροή νερού στην επιφάνεια του πλανήτη για σύντομα χρονικά διαστήματα σε διάφορες περιόδους της πρόσφατης Άρειανής ιστορίας.[29][30][31] Την 9 Δεκεμβρίου 2013 το NASA ανέφερε ότι, με βάση στοιχεία από το ρόβερ Περιέργεια που μελετούσε το Αιολίς Πάλους, στον Κρατήρα Γκέιλ βρισκόταν μια αρχαία λίμνη με γλυκό νερό που θα μπορούσε να είναι κατοικήσιμο περιβάλλον για τη μικροβιακή ζωή.[32][33]

Πολλές σειρές από αποδεικτικά στοιχεία δείχνουν ότι στον Άρη υπάρχει άφθονο παγωμένο νερό και αυτό έχει επηρεάσει σημαντικά τη γεωλογική ιστορία του πλανήτη.[34][35] Το πόσο νερό υπάρχει στον πλανήτη σήμερα μπορεί να εκτιμηθεί με εικόνες από τα διαστημόπλοια, τεχνικές τηλεπισκόπησης (φασματοσκοπικές μετρήσεις,[36][37] ραντάρ,[38] κ. λπ.), και επιτόπιες έρευνες από προσεδαφισμένα οχήματα και ρόβερ.[39][40] Στα γεωλογικά τεκμήρια για ύπαρξη νερού στο παρελθόν, περιλαμβάνονται τεράστια κανάλια εκροής χαραγμένα από πλημμύρες,[41] αρχαίες λεκάνες απορροής ποταμών,[42][43] δέλτα ποταμών,[44] και πυθμένες λιμνών που στέγνωσαν[45][46][47][48] όπως επίσης και βράχοι και πετρώματα που θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί μόνο παρουσία νερού.[49] Πολλές χαρακτηριστικές γεωμορφές υποδεικνύουν την παρουσία εδαφικού πάγου (μόνιμα παγωμένο έδαφος)[50] και κίνηση των πάγων σε παγετώνες, εξίσου στο πρόσφατο παρελθόν[51][52][53][54] και επί του παρόντος.[55] Ξεροπόταμοι και γραμμές κλίσης κατά μήκος των τοιχωμάτων κρημνών και κρατήρων ενδεικνύουν ότι η επιφάνεια του Άρη ακόμα διαμορφώνεται από τη ροή νερού, αν και σε πολύ μικρότερο βαθμό από ό, τι στο αρχαίο παρελθόν.

Αρχαία λίμνη
Κρατήρας Γκέιλ
Πάνω: Μία αρχαία λίμνη πλήρωνε τον κρατήρα Γκέιλ
Κάτω: Το Όρος Αιολίς υψώνεται στη μέση του κρατήρα

Μολονότι η επιφάνεια του Άρη ήταν κατά περιόδους υγρή και θα μπορούσε να έχει φιλοξενήσει μικροβιακή ζωή δισεκατομμύρια χρόνια πριν,[56] σήμερα το περιβάλλον στην επιφάνεια είναι ξηρό και κατεψυγμένο, και μάλλον ακατάλληλο για ζωντανούς οργανισμούς. Επιπλέον, ο Άρης δεν διαθέτει πυκνή ατμόσφαιρα, στρώμα του όζοντος, και μαγνητικό πεδίο, οπότε επιτρέπεται στην ηλιακή και την κοσμική ακτινοβολία να πλήττουν την επιφάνεια ανεμπόδιστα. Οι βλαβερές επιπτώσεις της ιονίζουσας ακτινοβολίας στις κυτταρικές δομές είναι άλλος ένας σημαντικός περιοριστικός παράγοντας για την επιβίωση της ζωής στην επιφάνεια.[57][58] Ως εκ τούτου, οι καλύτερες δυνατές τοποθεσίες για την ανακάλυψη ζωής στον Άρη ενδέχεται να είναι τα υπεδάφια περιβάλλοντα.[59][60][61] Την 22 Νοεμβρίου 2016, το NASA ανέφερε ότι βρήκε μεγάλες ποσότητες υπόγειων υδάτων στον Άρη και ο όγκος του νερού που εντόπισαν ισοδυναμούσε με τον υδατικό όγκο της Λίμνης Σουπίριορ. Τον Ιούλιο 2018, ιταλοί επιστήμονες ανέφεραν ότι ανακάλυψαν μία υποπαγετώδη λίμνη στον Άρη, 1,5 χλμ. κάτω από το νότιο πολικό παγοκάλυμμα και πλευρικά εκτεινόμενη κατά 20 χλμ., το πρώτο γνωστό σταθερό σώμα ύδατος στον πλανήτη.[62]

Η κατανόηση της έκτασης και της κατάστασης του νερού στον Άρη είναι ζωτικής σημασίας για την αξιολόγηση της βιωσιμότητας του πλανήτη και για την εξεύρεση πόρων που μπορούν να αξιοποιηθούν για μελλοντική ανθρώπινη εξερεύνηση. Για το λόγο αυτό, το επιστημονικό θέμα του Προγράμματος Εξερεύνησης του Άρη της NASA κατά την πρώτη δεκαετία του 21ου αιώνα ήταν «Ακολουθήστε το Νερό». Τα ευρήματα από το 2001 Αρειανή Οδύσσεια, τα ρόβερ εξερεύνησης του Άρη, το Mars Reconnaissance Orbiter (Αρειανό Αναγνωριστικό Τροχιακό), και το Φοίνιξ λάντερ είχαν καθοριστικό ρόλο στην απάντηση των βασικών ερωτήσεων για την αφθονία και την κατανομή του νερού στον πλανήτη. Σημαντική ήταν και η συνεισφορά του τροχιακού Μαρς Εξπρές του ESA.[63] Τα Αρειανή Οδύσσεια, Μαρς εξπρές, ρόβερ Ευκαιρία, και ρόβερ Περιέργεια εξακολουθούν να στέλνουν δεδομένα από τον Άρη, και ανακαλύψεις συνεχίζουν να γίνονται.

Ιστορικές πληροφορίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ιδέα του Αρειανού νερού προηγήθηκε της διαστημικής εποχής κατά εκατοντάδες χρόνια. Από νωρίς με τηλεσκοπικές παρατηρήσεις θεωρήθηκε ότι τα λευκά πολικά καλύμματα και τα σύννεφα αποτελούσαν ενδείξεις για την παρουσία νερού. Οι παρατηρήσεις αυτές, σε συνδυασμό με το γεγονός ότι η Αρειανή ημέρα διαρκεί 24 ώρες, έπεισαν τον αστρονόμο Ουίλιαμ Χέρσελ το 1784 ότι ο Άρης μάλλον πρόσφερε στους κατοίκους «μια κατάσταση από πολλές απόψεις παρόμοια με τη δική μας.»[64]

Ιστορικός χάρτης του Άρη από τον Τζοβάνι Σκιαπαρέλι. Ιστορικός χάρτης του Άρη από τον Τζοβάνι Σκιαπαρέλι.
Ιστορικός χάρτης του Άρη από τον Τζοβάνι Σκιαπαρέλι.
Τα Αρειανά κανάλια όπως εικονογραφήθηκαν από τον Πέρσιβαλ Λόουελ το 1898.

Από την αρχή του 20ου αιώνα, οι περισσότεροι αστρονόμοι γνώριζαν ότι ο Άρης ήταν πολύ ψυχρότερος και ξηρότερος από τη Γη. Η ύπαρξη ωκεανών ήταν πλέον απίθανη, οπότε ο Άρης θεωρήθηκε ως πλανήτης που "πεθαίνει" με ίχνη νερού μόνο. Οι σκοτεινές περιοχές, που φαίνονταν να αλλάζουν εποχιακά, θεωρούνταν εκτάσεις βλάστησης.[65] Οι απόψεις αυτές διαδόθηκαν κύρια από τον Πέρσιβαλ Λόουελ (1855-1916), που φαντάστηκε μια φυλή Αρειανών που έχουν κατασκευάσει ένα δίκτυο από κανάλια για να φέρουν νερό από τους πόλους στους κατοίκους του ισημερινού. Μολονότι είναι ενθουσιώδεις οι περισσότεροι αστρονόμοι απέρριψαν τις ιδέες του. Η άποψη της πλειοψηφίας των επιστημόνων τότε συνοψίστηκε από τον Άγγλο αστρονόμο Έντουαρντ Μώντερ (1851-1928), που παρομοίασε το κλίμα του Άρη με τις συνθήκες σε μια κορυφή ύψους 6χλμ. σε ένα αρκτικό νησί[66], όπου μόνο λειχήνες αναμένεται να επιβιώνουν.

Εν τω μεταξύ, πολλοί αστρονόμοι τελειοποιούσαν τα εργαλεία της πλανητικής φασματοσκοπίας επιδιώκοντας να προσδιορίσουν τη σύσταση της Αρειανής ατμόσφαιρας. Την περίοδο 1925-1943, ο Ουόλτερ Σίντνεϊ Άνταμς και ο Θεόδωρος Ντάναμ στο Αστεροσκοπείο του όρους Γουίλσον προσπάθησαν να εντοπίσουν οξυγόνο και υγρασία στην αρειανή ατμόσφαιρα, ανεπιτυχώς. Το μόνο σίγουρο συστατικό της Αρειανής ατμόσφαιρας ήταν το διοξείδιο του άνθρακα (CO2) που αναγνωρίστηκε φασματοσκοπικά από τον Γκέραρντ Κάιπερ το 1947.[67] Μέχρι το 1963 δεν ανιχνεύτηκαν υδρατμοί στον Άρη.[68]

Εικόνα του Μάρινερ 4 που δείχνει έναν άγονο πλανήτη (1965)

Η θεωρία από την εποχή του Κασίνι (1666), ότι οι πολικοί πάγοι αποτελούνται από νερό σε μορφή πάγου, αμφισβητήθηκε στα τέλη του 1800 όταν ορισμένοι επιστήμονες υπέθεσαν ότι μάλλον πρόκειται για ξηρό πάγο CO2, εφόσον ο πλανήτης είναι πολύ κρύος και ξηρός. Το 1966 η υπόθεση τεκμηριώθηκε θεωρητικά από τους Ρόμπερτ Λέιτον και Μπρους Μάρεϊ.[69] Σήμερα είναι γνωστό ότι τα χειμερινά παγοκαλύμματα και στους δύο πόλους αποτελούνται κύρια από ξηρό πάγο CO2, αλλά κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού παραμένει ένα μόνιμο (ή πολυετές) κάλυμμα υδατικού πάγου στον βόρειο πόλο. Στον νότιο πόλο, κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού παραμένει ένα μικρό κάλυμμα από πάγο CO2, που είναι υπερκείμενο σε πάγο νερού.

Η Ιστορία του νερού στον Άρη. Οι αριθμοί αντιστοιχούν σε δισεκατομμύρια χρόνια πριν
Φωτογραφία του Αρειανού μετεωρίτη ALH84001

To 1965 το Μάρινερ 4 παρείχε τα τελευταία κομμάτια του παζλ για το Αρειανό κλίμα. Οι πιξελαρισμένες τηλεοπτικές εικόνες από το διαστημικό σκάφος έδειξαν μια πλανητική επιφάνεια γεμάτη κρατήρες πρόσκρουσης, που σήμαινε ότι η επιφάνεια ήταν πολύ παλαιά και δεν είχε βιώσει διάβρωση και τεκτονικές δραστηριότητες όπως η Γη. Η μικρή διάβρωση σήμαινε ότι νερό σε υγρή μορφή μάλλον δεν επηρέασε σημαντικά τη γεωμορφολογία του πλανήτη για δισεκατομμύρια χρόνια.[70] Η πυκνότητα της ατμόσφαιρας υπολογίστηκε από τις μεταβολές στο ραδιοφωνικό σήμα του διαστημόπλοιου καθώς πέρασε πίσω από τον πλανήτη. Τα αποτελέσματα έδειξαν μια ατμοσφαιρική πίεση μικρότερη από το 1% της Γήινης στο επίπεδο της θάλασσας, που σίγουρα απέκλειε την ύπαρξη νερού σε υγρή μορφή εφόσον σε τόσο χαμηλές πιέσεις άμεσα θα έβραζε ή θα καταψυχόταν.[71] Έτσι, ο Άρης απεικονίστηκε ως ένας κόσμος σαν το Φεγγάρι, αλλά με μια πνοή από ατμόσφαιρα που κινεί τη σκόνη πέρα δώθε. Η άποψη ήταν ικανοποιητική για μια δεκαετία μέχρις ότου το Μάρινερ 9 έδειξε έναν πολύ πιο δυναμικό Άρη με ενδείξεις για ένα περιβάλλον που στο παρελθόν ήταν πιο φιλόξενο.

Την 24 Ιανουαρίου 2014 το NASA ανέφερε ότι οι τρέχουσες μελέτες στον Άρη από τα ρόβερ Curiosity και Opportunity περιλαμβάνουν αναζήτηση για ενδείξεις αρχαίας ζωής, όπως μία βιόσφαιρα βασισμένη σε αυτότροφους, χημειοτροφικούς και/ή χημειολιθοαυτοτροφικούς μικροοργανισμούς, καθώς και αρχαίο νερό, όπως ποταμίσια-λιμναία περιβάλλοντα (πεδιάδες που σχετίζονται με αρχαία ποτάμια ή λίμνες) που ίσως ήταν κατοικήσιμα.[72][73][74]

Για πολλά χρόνια θεωρείτο ότι τα παρατηρούμενα κατάλοιπα από πλημμύρες προκλήθηκαν από την απελευθέρωση νερού από έναν πανπλανητικό υδροφόρο ορίζοντα, αλλά έρευνα που δημοσιεύθηκε το 2015 αποκάλυψε ότι η πηγή είναι περιφερειακές αποθέσεις ιζημάτων και πάγων που χρονολογούνται 450 εκατομμυρίων χρόνων.[75] «Απόθεση ιζημάτων από ποτάμια και λιωμένους πάγους πλήρωσε τα γιγαντιαία φαράγγια κάτω από τον αρχέγονο ωκεανό που βρισκόταν στις βόρειες πεδιάδες του πλανήτη. Το νερό που διατηρήθηκε στα ιζήματα των φαραγγιών μεταγενέστερα απελευθερώθηκε ως μεγάλες πλημμύρες, οι συνέπειες των οποίων είναι σήμερα ορατές.»[41][75]

Το Όρος Σαρπ, εικόνα από το ρόβερ Curiosity

Στοιχεία από πετρώματα και ορυκτά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι βραχώδεις προεξοχές Χότα στον Άρη, αρχαία κοίτη ποταμού όπως λήφθηκε από το ρόβερ Curiosity (12 Σεπτεμβρίου 2012). ανεπεξέργαστη Αρχειοθετήθηκε 2016-04-21 στο Wayback Machine. [https://photojournal.jpl.nasa.gov/figures/PIA16156_fig1.jpg κοντινό πλάνο

]

Είναι γενικά αποδεκτό ότι ο Άρης είχε άφθονο νερό στην πρώιμη ιστορία του,[76][77] αλλά έκτοτε όλες οι μεγάλες περιοχές με νερό σε υγρή μορφή έχουν εξαφανιστεί. Ένα μέρος από αυτό το νερό διατηρήθηκε στον σύγχρονο Άρη ως πάγος ή ενσωματωμένο στη δομή άφθονων ένυδρων υλικών, όπως αργιλικά ορυκτά (φυλλοπυριτικά) και θειικά άλατα.[78][79] Μελέτες στις ισοτοπικές αναλογίες υδρογόνου έδειξαν ότι αστεροειδείς και κομήτες από πέρα από 2,5 αστρονομικές μονάδες (AU) τροφοδοτούν τον Άρη με νερό,[80] που επί του παρόντος ανέρχεται σε 6%-27% των Γήινων ωκεανών.[80]

Το νερό σε προϊόντα διάβρωσης (ένυδρα μεταλλεύματα)

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο συνηθέστερος τύπος πετρώματος στην επιφάνεια του Άρη είναι βασάλτης, ένα λεπτόκοκκο πυριγενές πέτρωμα που αποτελείται κυρίως από τα σιδηρομαγνησιακά πυριτικά μεταλλεύματα ολιβίνη, πυρόξενοι, και άστρια πλαγιόκλαστα.[81] Όταν εκτίθενται σε νερό και ατμοσφαιρικά αέρια, αυτά τα μεταλλεύματα διαβρώνονται χημικά προς νέα (δευτερεύοντα) μεταλλεύματα, εκ των οποίων ορισμένα ίσως ενσωματώσουν νερό στις κρυσταλλικές δομές τους, είτε ως H2O ή ως υδροξύλια (OH). Παραδείγματα άνυδρων (ή υδροξυλιωμένων) μετάλλων είναι το ένυδρο ορυκτό οξείδιο του σιδήρου γκαιτίτης (κοινό συστατικό των γαιωδών εδαφών), τα μεταλλεύματα από εξάτμιση όπως ο γύψος και ο κιζερίτης, η πυριτική οπαλίνα, και τα φυλλοπυριτικά (επίσης γνωστά ως αργιλικά ορυκτά) όπως ο καολινίτης και ο μοντμοριλλονίτης. Όλα αυτά τα ορυκτά έχουν ανιχνευθεί στον Άρη.[82]

Σφαίρες αιματίτη πάνω σε βραχώδεις προεξοχές του Κρατήρα Αετός στο Οροπέδιο του Μεσημβρινού

Ένα άμεσο αποτέλεσμα της χημικής διάβρωσης είναι η κατανάλωση νερού και άλλων αντιδραστικών χημικών ειδών, που λαμβάνονται από κινητές δεξαμενές όπως η ατμόσφαιρα και η υδρόσφαιρα και ενσωματώνονται σε πετρώματα και ορυκτά.[83] Στον Αρειανό φλοιό μπορεί να υπάρχουν μεγάλες ποσότητες νερού αποθηκευμένες σε ένυδρα ορυκτά.[84] Για παράδειγμα, ορυκτολογικά μοντέλα των βράχων που εξετάστηκαν με τα όργανα του ρόβερ Ευκαιρία στο Οροπέδιο του Μεσημβρινού δείχνουν ότι τα κοιτάσματα θειικών μπορεί να περιέχουν έως και 22% κατά βάρος νερό.[85]

Ολιβίνοι βασάλτες στην Κοιλάδα του Μάρινερ. Τα πλούσια σε ολιβίνη στρώματα είναι χρωματισμένα μωβ. Ψευδώς χρωματισμένη εικόνα του Αρειανή Οδύσσεια.

Στη Γη, όλες οι διεργασίες χημικής αποσάθρωσης περιλαμβάνουν νερό σε κάποιο βαθμό.[86] Έτσι, πολλά δευτερογενή μεταλλεύματα δεν έχουν ενσωματώσει νερό αλλά η παρουσία νερού ήταν απαραίτητη όταν σχηματίστηκαν. Στα παραδείγματα άνυδρων δευτερογενών ορυκτών περιλαμβάνονται πολλά ανθρακικά άλατα, μερικά θειικά άλατα (π. χ. ανυδρίτης), και οξείδια μετάλλων, όπως το ορυκτό οξείδιο του σιδήρου αιματίτης. Στον Άρη, μερικά από αυτά τα προϊόντα θεωρητικά σχηματίστηκαν χωρίς νερό ή με τις ελάχιστες ποσότητες νερού που βρίσκονται σε πάγους ή σε λεπτά υμένια (μονοστιβάδες).[87][88]

Τα ένυδρα μέταλλα είναι ευαίσθητοι δείκτες του περιβάλλοντος στο οποίο σχηματίστηκαν. Η ευκολία με την οποία διεξάγονται οι υδατικές διεργασίες (βλ ελεύθερη ενέργεια Gibbs) εξαρτάται από την πίεση, τη θερμοκρασία και τις συγκεντρώσεις των αερίων και διαλυτών ουσιών που εμπλέκονται.[89] Δύο σημαντικοί παράγοντες είναι το pH και το δυναμικό οξειδοαναγωγής (Ε0). Για παράδειγμα, το θειικό ορυκτό ιαροσίτης σχηματίζεται μόνο σε χαμηλό pH (ιδιαίτερα όξινο) νερό. Τα φυλλοπυριτικά συνήθως σχηματίζονται σε νερό με ουδέτερο έως υψηλό pH (αλκαλικό). Το Ε0 είναι παράμετρος της οξειδωτικής κατάστασης του υδατικού συστήματος. Μαζί το Ε0 και το pH ενδεικνύουν τα είδη των ορυκτών που είναι θερμοδυναμικά πιο πιθανό να σχηματιστούν από ένα δεδομένο σύνολο υδατικών συστατικών. Έτσι, οι περιβαλλοντικές συνθήκες στο παρελθόν του Άρη, όπως εκείνες που ευνοούν τη ζωή, συνάγονται από τα ορυκτά που περιέχονται στα βράχια.

Υδροθερμική αλλοίωση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι φωτογραφίες που λήφθηκαν από το Φοίνιξ λάντερ την 20η και 24η ημέρα της αποστολής (15 και 19 Ιουνίου 2008) δείχνουν εξάχνωση πάγου σε ένα χαντάκι.

Τα ένυδρα μέταλλα σχηματίζονται επίσης στο υπέδαφος από υδροθερμικά ρευστά που μεταναστεύουν διαμέσω πόρων και σχισμών. Η πηγή θερμότητας που τροφοδοτεί ένα υδροθερμικό σύστημα μπορεί να είναι μάγμα ή εναπομένουσα θερμότητα από μεγάλες προσκρούσεις.[90] Παράδειγμα υδροθερμικής αλλοίωσης στον Γήινο πυθμένα των ωκεανών είναι η σερπεντινοποίηση, που συμβαίνει όταν το νερό της θάλασσας μεταναστεύει μέσω υπερβασικών και βασαλτικών πετρωμάτων. Η αλληλεπίδραση νερού-πετρωμάτων έχει ως αποτέλεσμα την οξείδωση του δισθενούς σιδήρου της ολιβίνης και των πυροξένων προς τρισθενή σίδηρο (όπως το ορυκτό μαγνητίτης) με απόδοση μοριακού υδρογόνου (H2) ως παραπροϊόν. Η διεργασία αυτή δημιουργεί ένα εξαιρετικά αλκαλικό και αναγωγικό (χαμηλό Ε0) περιβάλλον που ευνοεί τον σχηματισμό ορισμένων φυλλοπυριτικών (μεταλλεύματα σερπεντίνη) και ανθρακικών μεταλλευμάτων, που μαζί σχηματίζουν ένα πέτρωμα που ονομάζεται σερπεντινίτης.[91] Το αέριο υδρογόνο που παράγεται μπορεί να είναι σημαντική πηγή ενέργειας για χημειοσυνθετικούς οργανισμούς ή μπορεί να αντιδράσει με CO2 προς παραγωγή αέριου μεθανίου, μια διεργασία που έχει θεωρηθεί ως μία άβια πηγή προέλευσης για τα ίχνη μεθανίου που εντοπίστηκαν στην Αρειανή ατμόσφαιρα.[92] Τα μεταλλεύματα σερπεντίνη μπορούν να αποθηκεύσουν πολύ νερό (όπως υδροξύλια) στην κρυσταλλική δομή τους. Πρόσφατες μελέτες έδειξαν ότι ορισμένοι υποθετικοί σερπεντινίτες στον αρχαίο ορεινό φλοιό του Άρη θα μπορούσαν να συγκρατήσουν ένα πανπλανητικό ισοδύναμο στρώμα νερού πάχους 500 μέτρων.[93] Αν και έχουν εντοπιστεί ορυκτά σερπεντίνη στον Άρη, δεν υπάρχουν οπτικά τεκμήρια από τα δεδομένα της τηλεπισκόπησης.[94] Δεν αποκλείεται η παρουσία μεγάλων ποσοτήτων σερπεντινίτη κρυμμένου στα βάθη του Αρειανού φλοιού.

Ρυθμός διάβρωσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Αρειανός μετεωρίτης ΕΕΤΑ79001, σεργοτίτης που βρέθηκε το 1979 στην Ανταρκτική

Οι ταχύτητες με τις οποίες τα πρωτογενή ορυκτά μετατρέπονται σε δευτερογενή ένυδρα ορυκτά ποικίλλουν. Τα πρωτογενή πυριτικά ορυκτά κρυσταλλώνονται από το μάγμα υπό πιέσεις και θερμοκρασίες πολύ υψηλότερες από τις επικρατούσες στην επιφάνεια του πλανήτη. Όταν εκτίθενται στο περιβάλλον της επιφάνειας διαταράσσεται η ισορροπία τους και τείνουν να αλληλεπιδρούν με τα διαθέσιμα χημικά συστατικά προς σχηματισμό πιο σταθερών ορυκτών φάσεων. Γενικά, τα πυριτικά ορυκτά που κρυσταλλώνονται στις υψηλότερες θερμοκρασίες (στερεοποιούνται πρώτα σε ψυχόμενο μάγμα) διαβρώνονται ταχύτερα.[95] Στη Γη και τον Άρη, το πιο κοινό ορυκτό που πληρεί αυτό το κριτήριο είναι η ολιβίνη, που παρουσία νερού άμεσα διαβρώνεται προς αργιλικά ορυκτά.

Η ολιβίνη είναι ευρέως διαδεδομένη στον Άρη,[96] γεγονός που υποδηλώνει ότι η επιφάνεια του Άρη δεν έχει αλλάξει καθοριστικά από το νερό, αλλά άφθονα γεωλογικά στοιχεία δείχνουν το αντίθετο.[97][98][99]

Αρειανοί μετεωρίτες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Αρειανός μετεωρίτης, νακλίτης που βρέθηκε στην Αίγυπτο το 1911.
Αρειανός μετεωρίτης NWA7034 που βρέθηκε στη Βορειοδυτική Αφρική και ονομάστηκε «Μαύρη Ομορφιά». Ζυγίζει 320 g.

Έχουν βρεθεί πάνω από 60 μετεωρίτες που προήλθαν από τον Άρη.[100] Από αυτούς ορισμένοι περιέχουν στοιχεία που αποδεικνύουν ότι είχαν εκτεθεί σε νερό όταν βρίσκονταν στον Άρη. Κάποιοι Αρειανοί μετεωρίτες που ονομάστηκαν βασαλτικοί σεργοτίτες, φαίνεται (από την παρουσία ένυδρων ανθρακικών και θειικών αλάτων) ότι έχουν εκτεθεί σε υγρό νερό προτού εκτοξευτούν στο διάστημα.[101][102] Έχει αποδειχθεί ότι μια άλλη κατηγορία μετεωριτών, οι νακλίτες, διαποτίστηκαν με νερό πριν από 620 εκατομμύρια χρόνια και εκτοξεύτηκαν στο διάστημα πριν από 10,75 εκατομμύρια χρόνια κατόπιν πρόσκρουσης αστεροειδούς. Έπεσαν στη Γη κατά τα τελευταία 10.000 χρόνια.[103] Ο Αρειανός μετεωρίτης NWA 7034 έχει μία τάξη μεγέθους περισσότερο νερό από τους περισσότερους άλλους Αρειανούς μετεωρίτες. Μοιάζει με τους βασάλτες που μελετήθηκαν από τα ρόβερ και σχηματίστηκε στην όψιμη Αμαζόνια εποχή.[104][105]

Το 1996, μια ομάδα από επιστήμονες ανέφερε την πιθανή παρουσία μικροαπολιθωμάτων στο Άλαν Χιλς 84001, έναν μετεωρίτη από τον Άρη.[106] Πολλές μελέτες αμφισβήτησαν την εγκυρότητα των απολιθωμάτων.[107][108] Διαπιστώθηκε ότι η περισσότερη από την οργανική ύλη που βρέθηκε στον μετεωρίτη ήταν γήινης προέλευσης.[109] Επιπλέον, η επιστημονική συναίνεση είναι ότι "η μορφολογία μόνη της δεν μπορεί να αποτελέσει αναμφισβήτητο εργαλείο για την ανίχνευση πρωτόγονης ζωής."[110][111][112] Η ερμηνεία της μορφολογίας είναι εξαιρετικά υποκειμενική, και η μεμονωμένη χρήση της έχει οδηγήσει σε πολλές εσφαλμένες παρερμηνείες.[110]

Γεωμορφικά στοιχεία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Λίμνες και κοιλάδες ποταμών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Δίκτυο κοιλάδων στο Τετράγωνο Θαυμάσια, εικόνα από το τροχιακό Βίκινγκ.
Κανάλι εκροής στην Κοιλάδα Μα'άντιμ που έχει μήκος 700 χλμ., πλάτος 20 χλμ. και βάθος 2 χλμ.

Το 1971 το διαστημόπλοιο Μάρινερ 9 έφερε την επανάσταση στις ιδέες μας για το νερό στον Άρη. Τεράστιες κοιλάδες ποταμών βρέθηκαν σε πολλές περιοχές. Οι εικόνες έδειξαν ότι οι πλημμύρες του νερού κατεδάφισαν τα φράγματα, χάραξαν βαθιές κοιλάδες, διάβρωσαν αύλακες στους βράχους, και ταξίδεψαν χιλιάδες χιλιόμετρα.[41] Οι περιοχές με δίκτυα από ρυάκια στο νότιο ημισφαίριο ήταν ενδεικτικές βροχοπτώσεων στο παρελθόν.[113][114] Με τον καιρό αναγνωρίστηκαν πολλές κοιλάδες. Τον Ιούνιο 2010 χαρτογραφήθηκαν 40.000 κοιλάδες ποταμών στον Άρη, περίπου τετραπλάσιες από της προηγούμενης μέτρησης.[28] Τα χαρακτηριστικά της επιφάνειας του Άρη που φαίνονται φθαρμένα από νερό διακρίνονται σε δύο κατηγορίες: 1) τα δενδριτικά (διακλαδισμένα), γαιώδους κλίμακας, ευρέως κατανεμημένα, από την εποχή του Νώε δίκτυα κοιλάδων και 2) εξαιρετικά μεγάλα, μακριά, μονοκόμματα, ξεχωριστά, από την εποχή της Εσπερίας κανάλια εκροής. Οι νεότερες έρευνες δείχνουν ότι ίσως υπάρχει μια κατηγορία από αινιγματικά, μικρότερα, νεότερα (εποχή της Εσπερίας καιι Αμαζόνια) κανάλια στα μέσα γεωγραφικά πλάτη που ίσως σχετίζονται με τις περιστασιακές τοπικές τήξεις πάγων.[115][116]

Κοιλάδα Κασέι, ένα σημαντικό κανάλι εκροής. Η ροή ήταν από κάτω αριστερά προς τα δεξιά. Η εικόνα απεικονίζει απόσταση 1600 χιλιόμετρων. Το σύστημα καναλιών συνεχίζεται για άλλα 1200 χλμ. προς τα νότια της εικόνας στο Χάσμα της Ηχούς.
Ανεστραμμένο κανάλι στον Κρατήρα Μιγιαμότο. Το κανάλι ήταν πιο ανθετικό στη διάβρωση από τα περιβάλλοντα υλικά, οπότε εξελίχθηκε σε κορυφογραμμή.

Ορισμένα τμήματα του Άρη δείχνουν ανεστραμμένα ανάγλυφα. Αυτό συμβαίνει όταν τα ιζήματα έχουν αποτεθεί στον βυθό ενός ρέματος και στη συνέχεια έγιναν ανθεκτικά στη διάβρωση, ίσως με τσιμέντωση. Μετά ίσως καλύφθηκαν από άλλα υλικά και θάφτηκαν εντελώς. Τελικά, η διάβρωση αφαιρεί το στρώμα επικάλυψης και τα παλαιά ρέματα γίνονται ορατά, δεδομένου ότι είναι ανθεκτικά στη διάβρωση. Το Mars Global Surveyor βρήκε πολλά παραδείγματα αυτής της διαδικασίας,[117][118] σε διάφορες περιοχές του Άρη, όπως στον Σχηματισμό Μέδουσα Φόσα,[119] στον Κρατήρα Μιγιαμότο,[120] στον Κρατήρα Σαχέκι,[121] και στο Οροπέδιο Τζουβεντάε.[122][123] Στον Άρη έχουν ανακαλυφθεί αρκετές λιμναίες λεκάνες.[124] Μερικές είναι συγκρίσιμες σε μέγεθος με τις μεγαλύτερες λίμνες της Γης, όπως την Κασπία Θάλασσα, τη Μαύρη Θάλασσα και τη λίμνη Βαϊκάλη. Οι λίμνες που τροφοδοτούνταν από τα δίκτυα κοιλάδων βρίσκονται στα νότια υψίπεδα. Υπάρχουν περιοχές που είναι κλειστές κοιλότητες με κοιλάδες ποταμών να καταλήγουν σε αυτές και πιστεύεται ότι κάποτε εκεί περιέχονταν λίμνες. Η μία βρίσκεται στη Γαία των Σειρήνων της οποίας η υπερχείλιση κινήθηκε μέσω της Κοιλάδας Μα'άντιμ στον Κρατήρα Γκούσεβ, που εξερευνήθηκε από το Αρειανό ρόβερ Σπίριτ. Μία άλλη βρίσκεται κοντά στις Κοιλάδες Παρανα και Λοιρ.[125] Κάποιες λίμνες σχηματίστηκαν από καθίζηση και άλλες σχηματίστηκαν από τα εδαφικά ύδατα.[45][46] Εκτιμάται ότι λίμνες υπήρχαν στην Αργυρή λεκάνη,[34][35] στη λεκάνη Ελλάς,[47] και ίσως στην Κοιλάδα του Μάρινερ.[48][126][127] Είναι πιθανό ότι κατά καιρούς την εποχή του Νώε πολλοί κρατήρες φιλοξενούσαν λίμνες, στις οποίες το υδρολογικό περιβάλλον ήταν κρύο και ξηρό (με τα γήινα δεδομένα) όπως αυτό της Μεγάλης Λεκάνης των δυτικών ΗΠΑ κατά τη διάρκεια του Τελευταίου Μέγιστου Παγετώνα.[128]

Έρευνες του 2010 έδειξαν ότι ο Άρης είχε λίμνες κατά μήκος τμημάτων του ισημερινού. Αν και παλαιότερες έρευνες είχαν δείξει ότι ο Άρης είχε μια ζεστή και υγρή πρώιμη ιστορία που έχει από καιρό στερέψει, οι λίμνες αυτές υπήρχαν στην Εποχή της Εσπερίας, μία πολύ μεταγενέστερη περίοδο. Από τις λεπτομερείς εικόνες του Όρμπιτερ Αναγνώρισης του NASA οι ερευνητές εικάζουν ότι ίσως υπήρξε αυξημένη ηφαιστειακή δραστηριότητα, προσκρούσεις μετεωριτών ή μεταβολές στην τροχιά του Άρη κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, που ζέσταναν την Αρειανή ατμόσφαιρα αρκετά ώστε να λιώσει ο άφθονος πάγος που υπήρχε στο έδαφος. Από τα ηφαίστεια θα εκλύονταν αέρια που θα πάχαιναν την ατμόσφαιρα προσωρινά, παγιδεύοντας περισσότερο ηλιακό φως ώστε να είναι αρκετά ζεστά για την ύπαρξη υγρού νερού. Σε αυτή τη μελέτη, τα κανάλια ανακαλύφθηκε ότι συνδέονταν με λίμναίες λεκάνες κοντά στην Κοιλάδα Άρης. Όταν μια λίμνη γέμιζε, τα νερά ξεχείλιζαν από τα χείλη του και χάραζαν κανάλια προς χαμηλότερες περιοχές όπου θα σχηματιζόταν άλλη λίμνη.[129][130] Αυτές οι ξηρές λίμνες είναι καλή επιλογή για αναζήτηση στοιχείων (βιοϋπογραφές) προηγούμενης ζωής.

Τα βέλη δείχνουν αλλουβιανούς κώνους. Εικόνα του HiRISE.

Την 27 Σεπτεμβρίου 2012 οι επιστήμονες του NASA ανακοίνωσαν ότι το ρόβερ Curiosity βρήκε μία κοίτη αρχαίου χειμάρρου στον Κρατήρα Γκέιλ,[131][132][133][134] όπου υπολογίστηκε ότι το νερό έτρεχε με 33 χλμ./ώρα.[131] Οι ενδείξεις τρεχούμενου νερού ήταν στρογγυλεμένα βότσαλα και κομμάτια αμμοχάλικου που θα μπορούσαν να έχουν διαμορφωθεί μόνο από ισχυρά υδατικά ρεύματα. Τα σχήματα και ο προσανατολισμός τους ενδεικνύουν μεταφορά κατά μεγάλες αποστάσεις, από το χείλος του κρατήρα, όπου ένα κανάλι με το όνομα Ειρήνη τροφοδοτεί τον αλλουβιανό κώνο.

Η Λίμνη Εριδάνια είναι μια θεωρητική αρχαία λίμνη με επιφάνεια περίπου 1,1 εκατομμύρια τετραγωνικά χιλιόμετρα.[135][136][137] Το μέγιστο βάθος της είναι 2.400 μέτρα και ο όγκος της είναι 562,000 km3. Ήταν μεγαλύτερη από τη μεγαλύτερη περίκλειστη θάλασσα στη Γη, την Κασπία Θάλασσα, και περιείχε περισσότερο νερό από όλες τις άλλες Αρειανές λίμνες μαζί. Η Εριδάνια θάλασσα κρατούσε 9 φορές περισσότερο νερό απ' όσο όλες οι Βορειοαμερικάνικες Μεγάλες Λίμνες.[138][139][140] [141][142][143]

  • Χάρτης που δείχνει το εκτιμώμενο βάθος του νερού σε διάφορα τμήματα της Εριδάνιας Θάλασσας. Απεικονίζονται περίπου 530 μίλια.
    Χάρτης που δείχνει το εκτιμώμενο βάθος του νερού σε διάφορα τμήματα της Εριδάνιας Θάλασσας. Απεικονίζονται περίπου 530 μίλια.
  • Εναποθέσεις στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας.
    Εναποθέσεις στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας.
  • Διάγραμμα που δείχνει πώς η ηφαιστειακή δραστηριότητα μπορεί να προκάλεσε απόθεση των ορυκτών στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας. Τα χλωριούχα αποτέθηκαν κατά μήκος της ακτογραμμής με εξάτμιση.
    Διάγραμμα που δείχνει πώς η ηφαιστειακή δραστηριότητα μπορεί να προκάλεσε απόθεση των ορυκτών στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας. Τα χλωριούχα αποτέθηκαν κατά μήκος της ακτογραμμής με εξάτμιση.

Λιμναία δέλτα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Δέλτα στον Κρατήρα Τζεζέρο. Σχηματίστηκε από ιζήματα που περιέχουν αργιλικά και ανθρακικά.

Οι ερευνητές έχουν βρει αντιπροσωπευτικά δείγματα από δέλτα που σχηματίστηκαν στις Αρειανές λίμνες.[27] Αυτό σημαίνει ότι ο Άρης κάποτε είχε πολύ νερό εφόσον απαιτούνται βαθιά νερά και μεγάλα χρονικά διαστήματα για να σχηματιστούν τα δέλτα. Επίσης, η στάθμη του νερού πρέπει να είναι σταθερή για να μην εκπλυθεί το ίζημα. Έχουν βρεθεί δέλτα σε ένα ευρύ γεωγραφικό φάσμα,[45] αν και πιστεύεται ότι τα δέλτα ήταν συγκεντρωμένα γύρω από τις όχθες του υποτιθέμενου παλαιού βόρειου ωκεανού του Άρη.[144]

Εδαφικό νερό

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Τα στρώματα ίσως σχηματίστηκαν από υπόγεια ύδατα που ανέβηκαν σταδιακά

Από το 1979 θεωρείτο ότι τα κανάλια εκροής σχηματίστηκαν από μεμονωμένες, καταστροφικές ρήξεις των υπογείων δεξαμενών νερού, που ενδεχομένως ήταν σφραγισμένες από πάγους, απελευθερώνοντας κολοσσιαίες ποσότητες νερού στην άγονη επιφάνεια του Άρη.[145][146] Επιπλέον, υπάρχουν ενδείξεις για βαρεές έως και καταστροφικές πλημμύρες στα γιγάντια κύματα της Κοιλάδας Αθαμπάσκα.[147][148] Πολλά κανάλια εκροής αρχίζουν από Χαώδη εδάφη ή Χάσματα, και παρέχουν στοιχεία για τη ρήξη της παγωμένης σφραγίδας υπόγειων υδάτων.[126]

Τα διακλαδούμενα δίκτυα των κοιλάδων του Άρη δεν συνάδουν με σχηματισμό από ξαφνική καταστροφική απελευθέρωση των υπόγειων υδάτων, εξίσου από την άποψη των δενδριτικών σχημάτων που δεν προέρχονται από ένα μοναδικό σημείο εκροής, και από τις εκλύσεις που προφανώς έρεαν κατά μήκος τους.[149] Αντ' αυτού, μερικοί συγγραφείς έχουν υποστηρίξει ότι σχηματίστηκαν από αργή διαρροή του εδαφικού νερού σε πηγές.[150] Βάσει αυτής της ερμηνείας, το ανάντη άκρα πολλών κοιλάδων σε τέτοια δίκτυα αρχίζουν με φαράγγια ή "αμφιθεατρικά" κεφάλια, που στη Γη συνήθως συσχετίζονται με διαρροές εδαφικού νερού.[126] [151] [126]

Από στρωματογραφία στον Γκρεμό Μπέρνς στον Κρατήρα Αντοχή δείχθηκε ότι η διατήρηση και τσιμέντωση των αιολικών αμμόλοφων ήταν ελεγχόμενη από ροή ρηχού εδαφικού νερού.[152]

Το εδαφικό νερό επηρέασε σημαντικά την ελεγχόμενη ευρείας κλίμακας ιζηματογένεση και διεργασίες του Άρη.[153] Σύμφωνα με αυτή την υπόθεση, το εδαφικό νερό με διαλυμένα μεταλλεύματα ανερχόταν στην επιφάνεια, μέσα και γύρω από τους κρατήρες, και εμπλεκόταν στη διαμόρφωση των στρωμάτων με την προσθήκη μετάλλων —κυρίως θειικών- και με τσιμέντωση των ιζημάτων.[152][154][155][156][157][158] Δηλαδή, ορισμένα στρώματα ίσως έχουν σχηματιστεί από άνοδο του εδαφικού νερού με εναπόθεση μετάλλων και τσιμέντωση των προϋπάρχοντων, αραιών, αιολικών ιζημάτων. Τα στρώματα που σκληρύνθηκαν ήταν πιο ανθεκτικά στη διάβρωση. Το 2011 με δεδομένα από το Αρειανό Αναγνωριστικό Όρμπιτερ δείχνουν ότι παρόμοια είδη ιζημάτων υπάρχουν σε μια μεγάλη περιοχή που περιλαμβάνει τη Γαία Αραβία.[159] [160]

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Η μπλε περιοχή με χαμηλή τοπογραφία στο Αρειανό βόρειο ημισφαίριο εικάζεται ότι φιλοξενούσε έναν αρχέγονο ωκεανό από νερό σε υγρή μορφή.[161]

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού προτείνει ότι η λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις κάποτε φιλοξενούσε έναν ωκεανό από νερό σε υγρή μορφή,[20] και υποστηρίζεται από στοιχεία που δείχνουν ότι το ένα τρίτο της επιφάνειας του Άρη ήταν καλυμμένο από ωκεανούς στην πρώιμη γεωλογική ιστορία του πλανήτη.[124][162] Αυτός ο ωκεανός, που ονομάστηκε "Ωκεανός" Μπορεάλις,[20] θα είχε γεμίσει τη λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις στο βόρειο ημισφαίριο, μια περιοχή που βρίσκεται 4-5 χλμ. υπό του μέσου πλανητικού υψομετρικού επίπεδου.[126]

Μια μελέτη τον Ιούνιο του 2010 κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ο αρχαιότερος ωκεανός θα κάλυπτε το 36% του Άρη.[27][28] Tο 1999 προσδιορίστηκε ότι ο υδροκρίτης για τον εν λόγω ωκεανό θα κάλυπτε το 75% του πλανήτη.[163] Για τον πρώιμο Άρη θα χρειαζόταν ένα θερμότερο κλίμα και πυκνότερη ατμόσφαιρα για να επιτραπεί η ύπαρξη υγρού νερού στην επιφάνεια.[164][165] Επιπλέον, ο μεγάλος αριθμός από δίκτυα κοιλάδων υποστηρίζει σθεναρά την πιθανότητα ενός υδρολογικού κύκλου στο παρελθόν του πλανήτη.[154][166]

Η υπόθεση του αρχέγονου Αρειανού ωκεανού παραμένει αμφιλεγόμενη στον επιστημονικό χώρο.[167][168] Κάποια χαρακτηριστικά της επιφάνειας που θεωρήθηκαν από ορισμένους επιστήμονες ως ακτογραμμές 2 δισεκατομμυρίων ετών (2 Ga) αμφισβητήθηκαν. [169] [154]

Τον Μάρτιο 2015 οι επιστήμονες δήλωσαν ότι υπάρχουν στοιχεία για έναν αρχαίο Αρειανό ωκεανό, πιθανότατα στο βόρειο ημισφαίριο του πλανήτη και στο μέγεθος του Γήινου Αρκτικού Ωκεανού, ή το 19% της Αρειανής επιφάνειας. Η διαπίστωση αυτή προέκυψε από την αναλογία νερού / δευτερίου στη σύγχρονη ατμόσφαιρα του Άρη συγκριτικά με την αναλογία της Γης. Στον Άρη βρέθηκε 8 φορές περισσότερο δευτέριο από όσο υπάρχει στη Γη, γεγονός που υποδηλώνει ότι στον αρχαίο Άρη υπήρχε πολύ νερό. Άλλοι επιστήμονες απέρριψαν την άποψη επισημαίνοντας ότι ο Άρης δεν ήταν αρκετά ζεστός στο παρελθόν για να υποστηρίξει τα υδατικά σώματα.[170]

Ευδιάκριτο ακρωτήρι που διαβρώθηκε από τσουνάμι.
Κανάλια που σχηματίστηκαν από τα απόνερα των τσουνάμι.

Τον Μάιο 2016 προστέθηκαν στοιχεία που υποστηρίζουν την υπόθεση του Αρειανού ωκεανού και περιγράφουν το πώς η επιφάνεια της Ισμήνειας Λίμνης ίσως έχει αλλοιωθεί από δύο τσουνάμι. Τα τσουνάμι προκλήθηκαν από αστεροειδείς που πρόσκρουσαν στον ωκεανό. Και τα δύο ήταν αρκετά ισχυρά ώστε να δημιουργηθούν κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ. Το πρώτο τσουνάμι μάζεψε και μετακίνησε ογκόλιθους στο μέγεθος αυτοκινήτων ή μικρών σπιτιών. Τα απόνερα από τα κύματα σχημάτισαν κανάλια, αναδιατάσσοντας τις πέτρες. Το δεύτερο συνέβη όταν ο ωκεανός ήταν χαμηλότερος κατά 300 μέτρα και μετακίνησε πολλούς πάγους που έπεσαν σε κοιλάδες. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι το μέσο ύψος των κυμάτων θα ήταν 50 μ, κυμαινόμενα σε 10 - 120 μ. Οι αριθμητικές προσομοιώσεις δείχνουν ότι σε αυτό το συγκεκριμένο μέρος του ωκεανού δύο κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ. θα σχηματίζονταν κάθε 30 εκατομμύρια χρόνια. Το συμπέρασμα εδώ είναι ότι ένας μεγάλος βόρειος ωκεανός ίσως υπήρξε πριν από εκατομμύρια χρόνια. Η επιχειρηματολογία αντικρούεται από την έλλειψη ακτογραμμών, αλλά ίσως υπήρχαν και εκπλύθηκαν από τα τσουνάμι. Οι περιοχές που μελετήθηκαν ήταν η Χρυσή Πεδιάδα και η βορειοδυτική Γαία Αραβία. Τα τσουνάμι επηρέασαν ορισμένες περιοχές στις περιφέρεις Ισμήνεια Λίμνη και Ακιδαλία Θάλασσα.[171][172][173][174]

Νερό στο παρόν

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Απεικονίζονται οι αναλογίες υδατικού πάγου στα ανώτερα μέτρα της Αρειανής επιφάνειας, στα χαμηλότερα (πάνω) και υψηλότερα (κάτω) γεωγραφικά πλάτη. [175]

Σημαντικές ποσότητες από επιφανειακό υδρογόνο έχουν παρατηρηθεί σφαιρικά από το φασματόμετρο νετρονίων και το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια.[176] Πιστεύεται ότι το υδρογόνο είναι ενσωματωμένο στη μοριακή δομή του πάγου, και μέσω στοιχειομετρικών υπολογισμών τα δεδομένα μεταφράζονται σε συγκεντρώσεις υδατικού πάγου στην Αρειανή επιφάνεια. Έτσι αποκαλύφθηκε ότι υπάρχει άφθονος πάγος και ευρέως κατανεμημένος στις εκτάσεις. Σε γεωγραφικά πλάτη μικρότερα από 60° οι πάγοι είναι συγκεντρωμένοι σε ορισμένες περιοχές, ιδιαίτερα γύρω από τα Ηλύσια ηφαίστεια, τη Γαία Σάμπα, και βορειοδυτικά της Γαίας των Σειρήνων, σε συγκεντρώσεις έως και 18% πάγου στο υπέδαφος. Στα πλάτη πάνω από 60° οι πάγοι είναι άφθονοι. Προς τους πόλους σε πλάτη 70° οι συγκεντρώσεις πάγου υπερβαίνουν το 25% σχεδόν παντού, και προσεγγίζουν το 100% στους πόλους.[177] Τα ραντάρ SHARAD και MARSIS επιβεβαίωσαν ότι ορισμένα χαρακτηριστικά της επιφάνειας του πλανήτη περιέχουν πάγους. Εφόσον ο πάγος είναι ασταθής στις αντίξοες συνθήκες της επιφάνειας, πιστεύεται ότι όλοι αυτοί οι πάγοι βρίσκονται καλυμμένοι από ένα λεπτό στρώμα πετρωμάτων ή σκόνης.

Το φασματόμετρο νετρονίων του Αρειανή Οδύσσεια έδειξε ότι αν όλοι οι πάγοι απλώνονταν ομοιόμορφα, θα προέκυπτε ένα Υδατικό Ισοδύναμο Παγκόσμιο στρώμα (WEG) τουλάχιστον ≈ 14 cm—δηλαδή η επιφάνεια του Άρη περιέχει 14% νερό.[178] Για τώρα ο υδατικός πάγος βρίσκεται σταθερά στους δύο πόλους του Άρη με WEG ≈ 30 μέτρα, και από τα γεωμορφικά στοιχεία φαίνεται ότι στο παρελθόν το WEG έχει φτάσει έως και 500 μέτρα.[178][10] Πιστεύεται ότι πολύ από το νερό του παρελθόντος έχει χαθεί στο βαθύ υπέδαφος και εν μέρει στο διάστημα, αλλά τα λεπτομερή ισοζύγια μάζας αυτών των διεργασιών δεν είναι γνωστά.[126] Η τρέχουσα ατμοσφαιρική δεξαμενή του νερού είναι σημαντική ως αγωγός που επιτρέπει την περιοδική μετανάστευση των πάγων από ένα μέρος της επιφάνειας σε άλλο, αλλά από άποψη όγκου το WEG δεν υπερβαίνει τα 10 μικρόμετρα.[178]

Πολικά παγοκαλύμματα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Βόρειο πολικό παγοκάλυμμα το 1999
Νότιο πολικό παγοκάλυμμα το 2000

Εξίσου τα βορειοπολικά (Βόρεια Πολική Λεκάνη) και τα νοτιοπολικά (Νότια Πολική Πεδιάδα) παγοκαλύμματα έχει παρατηρηθεί ότι αυξάνονται σε πάχος κατά τη διάρκεια του χειμώνα και εξαχνώνονται μερικά κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού. Το 2004, το ηχητικό ραντάρ MARSIS του Άρης Εξπρές εστίασε στο νοτιοπολικό κάλυμμα και επιβεβαίωσε ότι ο πάγος εκεί εκτείνεται σε βάθος 3,7 χλμ. υπεδάφια.[179] Το ίδιο έτος, το όργανο ΩΜΕΓΑ του ίδιου διαστημικού οχήματος αποκάλυψε ότι το κάλυμμα διακρίνεται σε τρία μέρη, με διαφορετικές περιεκτικότητες σε παγωμένο νερό, ανάλογα με το γεωγραφικό πλάτος. Το πρώτο μέρος είναι η φωτεινή περιοχή του πόλου που φαίνεται στις εικόνες, με επίκεντρο τον πόλο, που αποτελείται από μείγμα 85% πάγο CO2 και 15% πάγο νερού.[9] Το δεύτερο μέρος περιλαμβάνει απόκρημνες πλαγιές ή κρημνούς που αποτελούνται εξ ολοκλήρου από υδατικό πάγο, και δακτυλιοειδώς διαχέονται από το πολικό κάλυμμα προς τις περιβάλλουσες πεδιάδες.[9] Το τρίτο μέρος περιλαμβάνει τα εκτενή μόνιμα παγωμένα εδάφη που εκτείνονται κατά δεκάδες χιλιόμετρα μακριά από τους κρημνούς και δεν θεωρούνται μέρος του καλύμματος μέχρις ότου αναλυθεί η επιφανειακή σύσταση.[9][180] Οι επιστήμονες του NASA υπολογίζουν ότι ο όγκος του υδατικού πάγου στο νοτιοπολικό παγοκάλυμμα, αν λιώσει, θα είναι επαρκής ώστε να καλύψει ολόκληρη την πλανητική επιφάνεια κατά βάθος 11 μέτρων.[179][181]

Διατομή μέρους του βόρειου πολικού παγοκαλύμματος όπως λήφθηκε από δορυφορικό ηχητικό ραντάρ.

Ένα αρχαίο στρώμα πάγου που έχει προταθεί για τη νότια πολική περιοχή ενδέχεται να περιείχε 20 εκατομμύρια km3 υδατικού πάγου, που ισοδυναμεί με κάλυψη του πλανήτη από υδατικό στρώμα βάθους 137 μ.[182][183]

Τον Ιούλιο 2008 το NASA ανακοίνωσε ότι το Φοίνιξ λάντερ επιβεβαίωσε την παρουσία υδατικού πάγου στην περιοχή προσεδάφισης κοντά στο βόρειο πολικό παγοκάλυμμα (68,2° γεωγραφικό πλάτος). Επρόκειτο για την πρώτη άμεση παρατήρηση πάγου από την επιφάνεια του πλανήτη.[184] Δύο χρόνια αργότερα, το ραντάρ SHARAD του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού έκανε μετρήσεις στο βόρειο πολικό κάλυμμα πάγου και προσδιόρισε ότι ο συνολικός όγκος του υδατικού πάγου εκεί είναι 821.000 κυβικά χιλιόμετρα. Δηλαδή ποσότητα ισοδύναμη με το 30% του Γροιλανδικού στρώματος πάγου, ή αρκετή ώστε να καλύψει την επιφάνεια του Άρη σε βάθος 56 μέτρων.[185] Και τα δύο πολικά καλύμματα εμφανίζουν λεπτή εσωτερική διαστρωμάτωση όταν εξετάζονται εικόνες του HiRISE και του Mars Global Surveyor. Οι έρευνες για τη δομή, την ιστορία και τις ιδιότητες ροής των στρωμάτων συνεχίζονται[126] αν και η ερμηνεία τους δεν είναι απλή.[186]

Η λίμνη Βοστόκ στην Ανταρκτική ίσως αποτελεί καλό πρότυπο μελέτης για τα υποπαγετώδη ύδατα.[187]

Νερό σε υγρή μορφή κάτω από τους πάγους

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Περιοχή νοτιοπολικού υποπαγετώδους σώματος νερού (αναφέρθηκε Ιούλιο 2018)

Τον Ιούλιο 2018 οι επιστήμονες της Ιταλικής Διαστημικής Υπηρεσίας ανέφεραν ότι ανίχνευσαν υποπαγετώδη λίμνη στον Άρη, 1,5 χλμ. υπό του νοτιοπολικού παγοκαλύμματος, και εκτεινόμενη κατά 20 χλμ. οριζόντια, και επρόκειτο για τa πρώτα αποδεικτικά στοιχεία της ύπαρξης σταθερού σώματος υγρού νερού στον πλανήτη.[188][189][190][191] Τα στοιχεία για την Αρειανή λίμνη συνάχθηκαν από ένα φωτεινό σημείο στα ηχητικά δεδομένα του ραντάρ MARSIS που συλλέχθηκαν την περίοδο Μάιος 2012 έως Δεκέμβριος 2015.[192] Η λίμνη έχει επίκεντρο στο 193°Α, 81°Ν, μια επίπεδη επιφάνεια που δεν παρουσιάζει ιδιαίτερα τοπογραφικά χαρακτηριστικά αλλά περιβάλλεται από υψώματα, εκτός από την ανατολική πλευρά όπου υπάρχει κατάθλιψη.[188] Το ραντάρ SHARAD του Mars Reconnaissance Orbiter δεν έχει δει σημάδια της λίμνης, αλλά η ομάδα θα επαναξετάσει την περιοχή και θα προσπαθήσει να επιβεβαιώσει το πόρισμα όταν οι τροχιακές παράμετροι θα είναι ευνοϊκές.[193] Είναι απίθανο ότι το SHARAD θα ανιχνεύσει τη λίμνη, καθώς έχει πολύ λιγότερες διεισδυτικές στο έδαφος δυνατότητες από το MARSIS.

Επειδή η θερμοκρασία στη βάση του παγοκαλύμματος εκτιμήθηκε ίση με 205 K (−68 °C; −91 °F), οι επιστήμονες υποθέτουν ότι το νερό μπορεί να παραμείνει υγρό από την αντιψυκτική επίδραση των υπερχλωρικών μαγνησίου και ασβεστίου.[188][194] Το στρώμα πάγου πάχους 1,5 χλμ. που καλύπτει τη λίμνη αποτελείται από υδατικό πάγο, με 10 έως 20% αναμειγμένη σκόνη, και εποχιακά καλύπτεται από ένα παχύ στρώμα 1 μέτρου ξηρού πάγου.[188] Επειδή τα καθαρά δεδομένα από το νοτιοπολικό παγοκάλυμμα είναι περιορισμένα, οι εξερευνητές δήλωσαν ότι «δεν υπάρχει κανένας λόγος για να συμπεράνουμε ότι η παρουσία του εδαφικού νερού στον Άρη περιορίζεται σε μια μεμονωμένη τοποθεσία.»[188]

Η λίμνη μπορεί να αποτελείται από καθαρό νερό, ή λάσπη που προέκυψε από ανάμιξη νερού με χώμα.[195] Τα υψηλά επίπεδα άλατος της λίμνης καθιστούν το περιβάλλον αφιλόξενο για τις περισσότερες μορφές ζωής, αλλά στη Γη υπάρχουν οργανισμοί που ονομάζονται αλόφιλοι και ευδοκιμούν σε αλμυρές συνθήκες, μολονότι όχι σε σκοτεινά, κρύα, συμπυκνωμένα διαλύματα υπερχλωρικών.[195]

Εδαφικός πάγος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Μια διατομή του υπόγειου υδατικού πάγου βρίσκεται εκτεθειμένη στην απόκρημνη πλαγιά που εμφανίζεται φωτεινή μπλε σε αυτή την ενισχυμένου-χρώματος άποψη από το Αρειανό Όρμπιτερ.[196] Απεικονίζεται απόσταση 500 μέτρων. Ο κρημνός πέφτει κατά 128 μέτρα υπό του εδάφους. Τα φύλλα του πάγου εκτείνονται από άμεσα κάτω από την επιφάνεια έως σε βάθος 100 μέτρα ή περισσότερο.[197]

Για πολλά χρόνια, διάφοροι επιστήμονες έχουν προτείνει ότι μερικές περιοχές στην επιφάνεια του Άρη μοιάζουν με τις περιπαγετώδεις περιοχές στη Γη.[198] Κατ' αναλογία με τα γαιώδη χαρακτηριστικά, έχει υποστηριχθεί ότι ίσως πρόκειται για περιοχές με μόνιμα παγωμένο έδαφος, που σημαίνει ότι υπάρχει παγωμένο νερό ακριβώς κάτω από την επιφάνεια.[199][200] Ένα κοινό χαρακτηριστικό στα υψηλότερα γεωγραφικά πλάτη, το πολυγωνικό έδαφος, μπορεί να εμφανιστεί σε διάφορες μορφές, όπως ρίγες και πολύγωνα. Στη Γη, αυτά τα σχήματα προκαλούναι από τo πάγωμα και ξεπάγωμα του εδάφους.[201] Υπάρχουν και άλλα είδη στοιχείων που αποδεικνύουν ότι υπάρχουν μεγάλες ποσότητες παγωμένου νερού κάτω από την επιφάνεια του Άρη, όπως η εξομάλυνση του ανάγλυφου, που στρογγυλοποιεί τα αιχμηρά τοπογραφικά χαρακτηριστικά.[202] Στοιχεία από το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια και άμεσες μετρήσεις με το Φοίνιξ λάντερ υποστηρίζουν τη θεωρία ότι πολλά από αυτά τα χαρακτηριστικά σχετίζονται με την παρουσία εδαφικού πάγου.[203]

Στον Άρη
Στο Όρος Κένυα

Το 2017 με την κάμερα HiRISE του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού (MRO) βρέθηκαν τουλάχιστον οκτώ διαβρωμένες πλαγιές όπου φαίνονταν εκτεθειμένα φύλλα παγωμένου νερού πάχους 100 μέτρων, καλυμμένα από ένα στρώμα εδάφους πάχους 1 - 2 μέτρων.[196][204] Οι τοποθεσίες βρίσκονται σε γεωγραφικά πλάτη 55°- 58° που σημαίνει ότι υπάρχει ρηχός εδαφικός πάγος κάτω από το ένα τρίτο της Αρειανής επιφάνειας.[196] Η εικόνα αυτή επιβεβαιώνει ότι είχε εντοπιστεί παλαιότερα από το φασματόμετρο του Αρειανή Οδύσσεια, τα διεισδυτικά ραντάρ των MRO και Μαρς Εξπρές, και από τις επιτόπιες ανασκαφές του Φοίνιξ λάντερ.[196] Αυτά τα στρώματα πάγου κρατούν εύκολα προσβάσιμα στοιχεία για την κλιματική ιστορία του Άρη και καθιστούν το παγωμένο νερό προσβάσιμο σε μελλοντικούς ρομποτικούς ή ανθρώπινους εξερευνητές.[196] Έχει προσταθεί ότι ίσως αυτές οι εναποθέσεις είναι τα απομεινάρια των παγετώνων που υπήρξαν πριν από εκατομμύρια χρόνια, όταν ο άξονας περιστροφής και η τροχιά του πλανήτη ήταν διαφορετικά.

  • Κοντινή άποψη των τοιχωμάτων της τριγωνικής κατάθλιψης, όπως φαίνεται η ορατή διαστρωμάτωση του τοιχώματος από το HiRISE. Τα στρώματα περιέχουν πάγο. Τα χαμηλότερα στρώματα είναι κεκλιμένα, ενώ τα πιο επιφανειακά είναι περισσότερο ή λιγότερο οριζόντια. Η εν λόγω διάταξη στρωμάτων ονομάζεται "γωνιώδης ασυμφωνία."[205]
    Κοντινή άποψη των τοιχωμάτων της τριγωνικής κατάθλιψης, όπως φαίνεται η ορατή διαστρωμάτωση του τοιχώματος από το HiRISE. Τα στρώματα περιέχουν πάγο. Τα χαμηλότερα στρώματα είναι κεκλιμένα, ενώ τα πιο επιφανειακά είναι περισσότερο ή λιγότερο οριζόντια. Η εν λόγω διάταξη στρωμάτων ονομάζεται "γωνιώδης ασυμφωνία."[205]
  • Κρατήρας που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με άφθονο πάγο, όπως φαίνεται από το HiRISE. Από την περιφέρεια Ισμήνεια Λίμνη.
    Κρατήρας που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με άφθονο πάγο, όπως φαίνεται από το HiRISE. Από την περιφέρεια Ισμήνεια Λίμνη.
  • Κοντινή άποψη του κρατήρα που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με αφθονία πάγων, όπως φαίνεται από το HiRISE. Τα εκτινάγματα φαίνονται χαμηλότερα από τα περιβάλλοντα εδάφη. Ίσως επειδή όταν ήταν ζεστά έλιωσαν κάποιους πάγους,
    Κοντινή άποψη του κρατήρα που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με αφθονία πάγων, όπως φαίνεται από το HiRISE. Τα εκτινάγματα φαίνονται χαμηλότερα από τα περιβάλλοντα εδάφη. Ίσως επειδή όταν ήταν ζεστά έλιωσαν κάποιους πάγους,
Κτενιοειδής τοπογραφία
Τα στάδια του σχηματισμού κτενίων. Αρχίζουν ως μικροί πυρήνες όπως φαίνεται πάνω αριστερα, και σταδιακά συγχωνεύονται προς κτενιοειδές έδαφος (κάτω δεξιά)

Ορισμένες περιοχές του Άρη επιδεικνύουν κτενιοειδείς καταθλίψεις. Υπάρχουν υποψίες ότι οι καταθλίψεις είναι τα απομεινάρια από την υποβάθμιση των αποθεμάτων ενός πλούσιου σε πάγους μανδύα. Τα χτένια προκλήθηκαν από εξάχνωση πάγων από το παγωμένο έδαφος. Οι γεωμορφές της κτενιοειδούς τοπογραφίας μπορεί να σχηματίστηκαν από υπεδάφιες απώλειες υδάτων λόγω εξάχνωσης στις τρέχουσες Αρειανές κλιματικές συνθήκες. Ένα μοντέλο προβλέπει παρόμοια σχήματα όταν στο έδαφος υπάρχουν μεγάλες ποσότητες καθαρού πάγου, για πολλές δεκάδες μέτρα βάθους.[206] Αυτό το υλικό του μανδύα μάλλον αποτέθηκε από την ατμόσφαιρα ως πάγος που σχηματίστηκε στη σκόνη όταν το κλίμα ήταν διαφορετικό.[207][208] Τα χτένια συνήθως έχουν δεκάδες μέτρα βάθος και από μερικές εκατοντάδες έως μερικές χιλιάδες μέτρα μήκος. Μπορεί να είναι σχεδόν κυκλικά ή επιμήκη. Κάποια φαίνεται πως έχουν συγχωνευθεί προς σχηματισμό εδάφους με μεγάλες λακκούβες. Η διαδικασία διαμόρφωσης του εδάφους μπορεί να άρχισε με εξάχνωση από μια ρωγμή. Υπάρχουν συχνά πολυγωνικές ρωγμές όπου σχηματίζονται χτένια και η κτενιοειδής τοπογραφία αποτελεί ένδειξη παγωμένου εδάφους.[123][209]

Κτενιοειδές έδαφος. Εικόνα του HiRISE.

Την 22 Νοεμβρίου 2016 το NASA ανέφερε ότι βρήκε μεγάλες ποσότητες υπόγειων πάγων στην Πεδιάδα Ουτοπία του Άρη.[210] Ο όγκος του νερού που εντοπίστηκε υπολογίστηκε ισοδύναμος του υδατικού όγκου της Λίμνης Σουπίριορ.

Ο όγκος του υδατικού πάγου υπολογίστηκε βάσει μετρήσεων από το διεισδυτικό-στο-έδαφος ραντάρ του Αρειανού Όρμπιτερ, που ονομάζεται SHARAD. Από τα δεδομένα προσδιορίστηκε η διηλεκτρική σταθερά, η οποία βρέθηκε να αναλογεί σε μεγάλες συγκεντρώσεις υδατικού πάγου.[211][212][213]

Αυτά τα κτενιοειδή χαρακτηριστικά είναι επιφανειακά παρόμοια με τα χαρακτηριστικά Ελβετικού τυριού, που βρέθηκαν γύρω από τον νότιο πόλο. Πιστεύεται ότι οφείλονται σε κοιλότητες που σχηματίστηκαν σε ένα επιφανειακό στρώμα στερεού διοξειδίου του άνθρακα, αντί για υδατικού πάγου—αν και οι πυθμένες σε αυτές τις τρύπες πιθανότατα περιέχουν άφθονο H2O.[214]

Μπαλώματα πάγου

Την 28 Ιουλίου 2005, η Ευρωπαϊκή Υπηρεσία Διαστήματος ανακοίνωσε την ύπαρξη ενός κρατήρα εν μέρει πληρωμένου με παγωμένο νερό,[215] μία ανακάλυψη που από ορισμένους ερμηνεύτηκε ως "παγωμένη λίμνη".[216] Εικόνες από τον κρατήρα, που λήφθηκαν από την Υψηλής Ανάλυσης Στέρεο Κάμερα του Μαρς Εξπρές όρμπιτερ του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος, δείχνουν ξεκάθαρα ένα ευρύ φύλλο πάγου στον πάτο ενός ανώνυμου κρατήρα που βρίσκεται στο Βαστίτας Μπορεάλις, μια ευρεία πεδιάδα που εκτείνεται σε πολλά από τα Αρειανά βόρεια γεωγραφικά πλάτη, στο 70,5° Βόρεια και 103° Ανατολικά. Ο κρατήρας έχει πλάτος 35 χλμ. και βάθος 2 χλμ. Η διαφορά ύψους μεταξύ του πάτου του κρατήρα και της επιφάνειας του υδατικού πάγου είναι περίπου 200 μέτρα. Oι επιστήμονες του ΕΥΔ οι θεώρησαν ότι η διαφορά ύψους οφείλεται σε αμμόλοφους κάτω από τα παγωμένα ύδατα, που είναι εν μέρει ορατοί. Το μπάλωμα δεν αναφέρεται ως "λίμνη" αλλά είναι αρκετά μεγάλο και η παρουσία του είναι σταθερή όλον τον χρόνο. Εναποθέσεις υδατικών πάγων και στρωμάτων παγετού έχουν βρεθεί σε πολλές διαφορετικές περιοχές του πλανήτη.

Στην επιφάνεια του Άρη έχουν απεικονιστεί και αρκετά άλλα μπαλώματα πάγων που είναι διάσπαρτα σε όλη την επιφάνεια και μερικά είναι συγκεντρωμένα στα μέσα πλάτη (≈30-60° Β/Ν από τον ισημερινό).[126]

Παγετώνες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Αρειανός παγετώνας που κινείται προς τα κάτω.

Πολλές μεγάλες περιοχές του Άρη είτε έχουν παγετώνες ή φαίνεται πως κάποτε είχαν. Πολλές περιοχές σε υψηλά γεωγραφικά πλάτη, ιδίως στην περιφέρεια της Ισμήνειας Λίμνης πιστεύεται ότι περιέχουν τεράστιες ποσότητες νερού σε μορφή πάγου.[217][218] Πολλοί πλανητικοί επιστήμονες από τα νεότερα στοιχεία έχουν συμπεράνει ότι υδατικοί πάγοι εξακολουθούν να υφίστανται ως παγετώνες σε όλα τα μεσαία και υψηλά γεωγραφικά πλάτη, προστατευμένοι από εξάχνωση από λεπτά καλύμματα μονωτικών πετρωμάτων και/ή σκόνης.[38][55] Ένα παράδειγμα αυτού είναι τα παγόμορφα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων στην περιοχή Τράπεζες του Δευτερονείλου, και ενδεικνύουν την παρουσία πάγων που βρίσκονται κατά μερικά μέτρα κάτω από τα βραχώδη συντρίμματα.[55] Οι παγετώνες συσχετίζονται με το διαβρωμένο έδαφος και πολλά ηφαίστεια. Οι ερευνητές έχουν περιγράψει παγετώδεις αποθέσεις στον Θόλο της Εκάτης,[219] στο Όρος Αρσία,[220] στο Όρος Παβονις,[221] και στο όρος Όλυμπος.[222]

Πάνω από το οροπέδιο (mesa) φαίνεται η Λοβοειδής ποδιά συντριμμάτων. Κάτω αριστερά φαίνονται οι γραμμωτές πληρώσεις κοιλάδας.
Μια κορυφογραμμή που θεωρήθηκε ως ο τελικός λιθώνας ενός αλπικού παγετώνα. Από την περιφέρεια Ισμήνεια Λίμνη

Τα χαρακτηριστικά στην επιφάνεια του Άρη που μοιάζουν με παγετώνες είναι γνωστά ποικιλοτρόπως ως ιξώδεις ροές,[223] Αρειανές ροές, λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων,[55] ή γραμμωτές κοιλάδες,[51], ανάλογα με τη μορφή του χαρακτηριστικού, την τοποθεσία του, τις γεωμορφές με τις οποίες συνδέεται και με τον συγγραφέα που τις περιγράφει. Πολλοί, αλλά όχι όλοι, μικροί παγετώνες φαίνεται πως συνδέονται με ξεροπόταμους στα τοιχώματα των κρατήρων και του μανδυακού υλικού.[224] Οι γραμμωτές αποθέσεις γνωστές ως γραμμωτές πληρώσεις μάλλον είναι παγετώνες καλυμμένοι από πετρώματα και βρίσκονται στα πατώματα των περισσότερων καναλιών του διαβρωμένου εδάφους γύρω από τη Γαία Αραβία στο βόρειο ημισφαίριο. Οι επιφάνειες τους έχουν υβώματα και αυλακώσεις που εκτρέπονται γύρω από τα εμπόδια. Οι γραμμωτές αποθέσεις στα πατώματα ίσως σχετίζονται με λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων που έχει αποδειχθεί ότι περιέχουν μεγάλες ποσότητες πάγου από τα ραντάρ των τροχιακών οχημάτων.[38][55] Για πολλά χρόνια, οι ερευνητές θεωρούσαν ότι τα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν "λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων" ήταν παγετώδεις ροές και ότι κάτω από ένα στρώμα μονωτικών πετρωμάτων υπάρχουν πάγοι.[54][225][226] Με τις νεότερες μετρήσεις επιβεβαιώθηκε ότι οι λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων περιέχουν καθαρό πάγο που είναι καλυμμένος από στρώμα πετρωμάτων.[38][55]

Οι κινούμενοι πάγοι μεταφέρουν βραχώδη υλικά και στη συνέχεια πέφτουν καθώς ο πάγος εξαφανίζεται. Αυτό συμβαίνει συνήθως στο ρύγχος ή στα άκρα του παγετώνα. Στη Γη, τέτοια χαρακτηριστικά ονομάζονται λιθώνες.[227] [126] [228] [229]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Staff (22 Νοεμβρίου 2016). «Scalloped Terrain Led to Finding of Buried Ice on Mars». NASA. Ανακτήθηκε στις 23 Νοεμβρίου 2016. 
  2. ↑ «Lake of frozen water the size of New Mexico found on Mars – NASA». The Register. 22 Νοεμβρίου 2016. Ανακτήθηκε στις 23 Νοεμβρίου 2016. 
  3. ↑ «Mars Ice Deposit Holds as Much Water as Lake Superior». NASA. 22 Νοεμβρίου 2016. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 26 Δεκεμβρίου 2018. Ανακτήθηκε στις 23 Νοεμβρίου 2016. 
  4. ↑ Jakosky, B.M.· Haberle, R.M. (1992). «The Seasonal Behavior of Water on Mars». Στο: Kieffer, H.H., επιμ. Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. σελίδες 969–1016. 
  5. ↑ Martín-Torres, F. Javier; Zorzano, María-Paz; Valentín-Serrano, Patricia; Harri, Ari-Matti; Genzer, Maria (April 13, 2015). «Transient liquid water and water activity at Gale crater on Mars». Nature Geoscience 8 (5): 357–361. doi:10.1038/ngeo2412. Bibcode: 2015NatGe...8..357M. http://www.nature.com/ngeo/journal/vaop/ncurrent/full/ngeo2412.html. Ανακτήθηκε στις April 14, 2015. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Ojha, L.; Wilhelm, M. B.; Murchie, S. L.; McEwen, A. S.; Wray, J. J.; Hanley, J.; Massé, M.; Chojnacki, M. (2015). «Spectral evidence for hydrated salts in recurring slope lineae on Mars». Nature Geoscience 8 (11): 829–832. doi:10.1038/ngeo2546. Bibcode: 2015NatGe...8..829O. 
  7. ↑ Carr, M.H. (1996). Water on Mars. New York: Oxford University Press. σελ. 197. 
  8. ↑ Bibring, J.-P.; Langevin, Yves; Poulet, François; Gendrin, Aline; Gondet, Brigitte; Berthé, Michel; Soufflot, Alain; Drossart, Pierre και άλλοι. (2004). «Perennial Water Ice Identified in the South Polar Cap of Mars». Nature 428 (6983): 627–630. doi:10.1038/nature02461. PMID 15024393. Bibcode: 2004Natur.428..627B. 
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 «Water at Martian south pole». European Space Agency (ESA). March 17, 2004. http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMYKEX5WRD_0.html. 
  10. ↑ 10,0 10,1 Christensen, P. R. (2006). «Water at the Poles and in Permafrost Regions of Mars». GeoScienceWorld Elements 3 (2): 151–155. 
  11. ↑ Carr, 2006, σελ. 173.
  12. ↑ «A Large Body of Water on Mars Is Detected, Raising the Potential for Alien Life» (στα αγγλικά). https://www.nytimes.com/2018/07/25/science/mars-liquid-alien-life.html. Ανακτήθηκε στις 2018-11-29. 
  13. ↑ Orosei, R.; Lauro, S. E.; Pettinelli, E.; Cicchetti, A.; Coradini, M.; Cosciotti, B.; Paolo, F. Di; Flamini, E. και άλλοι. (2018-07-25). «Radar evidence of subglacial liquid water on Mars» (στα αγγλικά). Science: eaar7268. doi:10.1126/science.aar7268. ISSN 0036-8075. PMID 30045881. http://science.sciencemag.org/content/early/2018/07/24/science.aar7268. 
  14. ↑ Webster, Guy· Brown, Dwayne (10 Δεκεμβρίου 2013). «NASA Mars Spacecraft Reveals a More Dynamic Red Planet». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Δεκεμβρίου 2013. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  15. ↑ «Liquid Water From Ice and Salt on Mars». Geophysical Research Letters (NASA Astrobiology). July 3, 2014. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2014-08-14. https://web.archive.org/web/20140814092915/http://astrobiology.nasa.gov/articles/2014/7/3/liquid-water-from-ice-and-salt-on-mars/. Ανακτήθηκε στις August 13, 2014. 
  16. ↑ Pollack, J.B. (1979). «Climatic Change on the Terrestrial Planets». Icarus 37 (3): 479–553. doi:10.1016/0019-1035(79)90012-5. Bibcode: 1979Icar...37..479P. 
  17. ↑ Pollack, J.B.; Kasting, J.F.; Richardson, S.M.; Poliakoff, K. (1987). «The Case for a Wet, Warm Climate on Early Mars». Icarus 71 (2): 203–224. doi:10.1016/0019-1035(87)90147-3. Bibcode: 1987Icar...71..203P. 
  18. ↑ «releases/2015/03/150305140447». sciencedaily.com. Ανακτήθηκε στις 25 Μαΐου 2015. 
  19. ↑ Villanueva, G.; Mumma, M.; Novak, R.; Käufl, H.; Hartogh, P.; Encrenaz, T.; Tokunaga, A.; Khayat, A. και άλλοι. (2015). «Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs». Science 348 (6231): 218–221. doi:10.1126/science.aaa3630. PMID 25745065. Bibcode: 2015Sci...348..218V. 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 Baker, V.R.; Strom, R.G.; Gulick, V.C.; Kargel, J.S.; Komatsu, G.; Kale, V.S. (1991). «Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars». Nature 352 (6348): 589–594. doi:10.1038/352589a0. Bibcode: 1991Natur.352..589B. 
  21. ↑ Salese, F.; Ansan, V.; Mangold, N.; Carter, J.; Anouck, O.; Poulet, F.; Ori, G.G. (2016). «A sedimentary origin for intercrater plains north of the Hellas basin: Implications for climate conditions and erosion rates on early Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 121 (11): 2239–2267. doi:10.1002/2016JE005039. Bibcode: 2016JGRE..121.2239S. https://dx.doi.org/10.1002/2016JE005039. 
  22. ↑ Parker, T.J.; Saunders, R.S.; Schneeberger, D.M. (1989). «Transitional Morphology in West Deuteronilus Mensae, Mars: Implications for Modification of the Lowland/Upland Boundary». Icarus 82: 111–145. doi:10.1016/0019-1035(89)90027-4. Bibcode: 1989Icar...82..111P. 
  23. ↑ Dohm, J.M.; Baker, Victor R.; Boynton, William V.; Fairén, Alberto G.; Ferris, Justin C.; Finch, Michael; Furfaro, Roberto; Hare, Trent M. και άλλοι. (2009). «GRS Evidence and the Possibility of Paleooceans on Mars». Planetary and Space Science 57 (5–6): 664–684. doi:10.1016/j.pss.2008.10.008. Bibcode: 2009P&SS...57..664D. 
  24. ↑ «PSRD: Ancient Floodwaters and Seas on Mars». Psrd.hawaii.edu. 16 Ιουλίου 2003. 
  25. ↑ «Gamma-Ray Evidence Suggests Ancient Mars Had Oceans». SpaceRef. 17 Νοεμβρίου 2008. 
  26. ↑ 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: 40–79. doi:10.1006/icar.2001.6671. Bibcode: 2001Icar..154...40C. 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). «Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys». Nature Geoscience 3 (7): 459–463. doi:10.1038/ngeo891. Bibcode: 2010NatGe...3..459D. 
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 «Ancient ocean may have covered third of Mars». Sciencedaily.com. 14 Ιουνίου 2010. 
  29. ↑ Carr, 2006, pp 144-147.
  30. ↑ Fassett, C. I.; Dickson, James L.; Head, James W.; Levy, Joseph S.; Marchant, David R. (2010). «Supraglacial and Proglacial Valleys on Amazonian Mars». Icarus 208 (1): 86–100. doi:10.1016/j.icarus.2010.02.021. Bibcode: 2010Icar..208...86F. 
  31. ↑ «Flashback: Water on Mars Announced 10 Years Ago». SPACE.com. 22 Ιουνίου 2000. 
  32. ↑ Chang, Kenneth (December 9, 2013). «On Mars, an Ancient Lake and Perhaps Life». New York Times. https://www.nytimes.com/2013/12/10/science/space/on-mars-an-ancient-lake-and-perhaps-life.html. 
  33. ↑ Various (December 9, 2013). «Science – Special Collection – Curiosity Rover on Mars». Science. http://www.sciencemag.org/site/extra/curiosity/. 
  34. ↑ 34,0 34,1 Parker, T.; Clifford, S. M.; Banerdt, W. B. (2000). «Argyre Planitia and the Mars Global Hydrologic Cycle» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI: 2033. Bibcode: 2000LPI....31.2033P. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/2033.pdf. 
  35. ↑ 35,0 35,1 Heisinger, H.; Head, J. (2002). «Topography and morphology of the Argyre basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history». Planet. Space Sci. 50 (10–11): 939–981. doi:10.1016/S0032-0633(02)00054-5. Bibcode: 2002P&SS...50..939H. 
  36. ↑ Soderblom, L.A. (1992). Kieffer, H.H., επιμ. The composition and mineralogy of the Martian surface from spectroscopic observations – 0.3 micron to 50 microns. Tucson, AZ: University of Arizona Press, σελ. 557–593. ISBN 0-8165-1257-4. https://archive.org/details/mars0000unse. 
  37. ↑ Glotch, T.; Christensen, P. (2005). «Geologic and mineralogical mapping of Aram Chaos: Evidence for water-rich history». J. Geophys. Res. 110: E09006. doi:10.1029/2004JE002389. Bibcode: 2005JGRE..110.9006G. 
  38. ↑ 38,0 38,1 38,2 38,3 Holt, J. W.; Safaeinili, A.; Plaut, J. J.; Young, D. A.; Head, J. W.; Phillips, R. J.; Campbell, B. A.; Carter, L. M. και άλλοι. (2008). «Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXIX: 2441. Bibcode: 2008LPI....39.2441H. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/2441.pdf. 
  39. ↑ Amos, Jonathan (June 10, 2013). «Old Opportunity Mars rover makes rock discovery». BBC News. https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-22832673. 
  40. ↑ «Mars Rover Opportunity Examines Clay Clues in Rock». Jet Propulsion Laboratory, NASA. May 17, 2013. http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-167. 
  41. ↑ 41,0 41,1 41,2 «Regional, Not Global, Processes Led to Huge Martian Floods». Planetary Science Institute (SpaceRef). September 11, 2015. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2015-09-29. https://archive.today/20150929035120/http://spaceref.com/mars/regional-not-global-processes-led-to-huge-martian-floods.html. Ανακτήθηκε στις September 12, 2015. 
  42. ↑ Harrison, K; Grimm, R. (2005). «Groundwater-controlled valley networks and the decline of surface runoff on early Mars». Journal of Geophysical Research 110: E12S16. doi:10.1029/2005JE002455. Bibcode: 2005JGRE..11012S16H. 
  43. ↑ Howard, A.; Moore, Jeffrey M.; Irwin, Rossman P. (2005). «An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits». Journal of Geophysical Research 110: E12S14. doi:10.1029/2005JE002459. Bibcode: 2005JGRE..11012S14H. 
  44. ↑ Salese, F.; Di Achille, G.; Neesemann, A.; Ori, G. G.; Hauber, E. (2016). «Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars». J. Geophys. Res. Planets 121 (2): 194–232. doi:10.1002/2015JE004891. Bibcode: 2016JGRE..121..194S. 
  45. ↑ 45,0 45,1 45,2 Irwin, Rossman P.; Howard, Alan D.; Craddock, Robert A.; Moore, Jeffrey M. (2005). «An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development». Journal of Geophysical Research 110: E12S15. doi:10.1029/2005JE002460. Bibcode: 2005JGRE..11012S15I. 
  46. ↑ 46,0 46,1 Fassett, C.; Head, III (2008). «Valley network-fed, open-basin lakes on Mars: Distribution and implications for Noachian surface and subsurface hydrology». Icarus 198: 37–56. doi:10.1016/j.icarus.2008.06.016. Bibcode: 2008Icar..198...37F. 
  47. ↑ 47,0 47,1 Moore, J.; Wilhelms, D. (2001). «Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars» (PDF). Icarus 154 (2): 258–276. doi:10.1006/icar.2001.6736. Bibcode: 2001Icar..154..258M. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20020050249_2002081883.pdf. 
  48. ↑ 48,0 48,1 Weitz, C.; Parker, T. (2000). «New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI: 1693. Bibcode: 2000LPI....31.1693W. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1693.pdf. 
  49. ↑ «New Signs That Ancient Mars Was Wet». Space.com. 28 Οκτωβρίου 2008. 
  50. ↑ Squyres, S.W. (1992). «Ice in the Martian Regolith». Στο: Kieffer, H.H., επιμ. Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. σελίδες 523–554. ISBN 0-8165-1257-4. 
  51. ↑ 51,0 51,1 Head, J.· Marchant, D. (2006). Modifications of the walls of a Noachian crater in Northern Arabia Terra (24 E, 39 N) during northern mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of Lobate Debris Aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems (abstract). 37. σελ. 1128. 
  52. ↑ Head, J. (2006). «Modification if the dichotomy boundary on Mars by Amazonian mid-latitude regional glaciation». Geophys. Res. Lett. 33 (8): 33. doi:10.1029/2005gl024360. Bibcode: 2006GeoRL..33.8S03H. 
  53. ↑ Head, J.; Marchant, D. (2006). «Evidence for global-scale northern mid-latitude glaciation in the Amazonian period of Mars: Debris-covered glacial and valley glacial deposits in the 30 – 50 N latitude band (abstract)». Lunar Planet. Sci. 37: 1127. 
  54. ↑ 54,0 54,1 Lewis, Richard (23 Απριλίου 2008). «Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active». Brown University. 
  55. ↑ 55,0 55,1 55,2 55,3 55,4 55,5 Plaut, Jeffrey J.; Safaeinili, Ali; Holt, John W.; Phillips, Roger J.; Head, James W.; Seu, Roberto; Putzig, Nathaniel E.; Frigeri, Alessandro (2009). «Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars» (PDF). Geophysical Research Letters 36 (2). doi:10.1029/2008GL036379. Bibcode: 2009GeoRL..3602203P. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2021-01-23. https://web.archive.org/web/20210123201616/http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3733.pdf. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  56. ↑ Wall, Mike (March 25, 2011). «Q & A with Mars Life-Seeker Chris Carr». Space.com. http://www.space.com/11232-mars-life-evolution-carr-interview.html. 
  57. ↑ Dartnell, L.R.; Desorgher; Ward; Coates (January 30, 2007). «Modelling the surface and subsurface Martian radiation environment: Implications for astrobiology». Geophysical Research Letters 34 (2). doi:10.1029/2006GL027494. Bibcode: 2007GeoRL..34.2207D. http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2006GL027494/abstract. «The damaging effect of ionising radiation on cellular structure is one of the prime limiting factors on the survival of life in potential astrobiological habitats.». 
  58. ↑ Dartnell, L. R.; Desorgher, L.; Ward, J. M.; Coates, A. J. (2007). «Martian sub-surface ionising radiation: biosignatures and geology». Biogeosciences 4 (4): 545–558. doi:10.5194/bg-4-545-2007. Bibcode: 2007BGeo....4..545D. http://www.biogeosciences.net/4/545/2007/bg-4-545-2007.html. Ανακτήθηκε στις June 1, 2013. «This ionising radiation field is deleterious to the survival of dormant cells or spores and the persistence of molecular biomarkers in the subsurface, and so its characterisation. [..] Even at a depth of 2 meters beneath the surface, any microbes would likely be dormant, cryopreserved by the current freezing conditions, and so metabolically inactive and unable to repair cellular degradation as it occurs.». 
  59. ↑ de Morais, A. (2012). «A Possible Biochemical Model for Mars» (PDF). 43rd Lunar and Planetary Science Conference (2012). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2012/pdf/2943.pdf. Ανακτήθηκε στις June 5, 2013. «The extensive volcanism at that time much possibly created subsurface cracks and caves within different strata, and the liquid water could have been stored in these subterraneous places, forming large aquifers with deposits of saline liquid water, minerals organic molecules, and geothermal heat – ingredients for life as we know on Earth.». 
  60. ↑ Didymus, JohnThomas (January 21, 2013). «Scientists find evidence Mars subsurface could hold life». Digital Journal – Science. http://digitaljournal.com/article/341801. «There can be no life on the surface of Mars, because it is bathed in radiation and it's completely frozen. Life in the subsurface would be protected from that. – Prof. Parnell.» 
  61. ↑ Steigerwald, Bill (January 15, 2009). «Martian Methane Reveals the Red Planet is not a Dead Planet». NASA's Goddard Space Flight Center (NASA). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2009-01-17. https://web.archive.org/web/20090117141425/http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/marsmethane.html. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. «If microscopic Martian life is producing the methane, it likely resides far below the surface, where it's still warm enough for liquid water to exist» 
  62. ↑ Halton, Mary (July 25, 2018). «Liquid water 'lake' revealed on Mars». BBC News. https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-44952710. Ανακτήθηκε στις July 26, 2018. 
  63. ↑ NASA Mars Exploration Πρόγραμμα Επισκόπηση. http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/overview/index.html Αρχειοθετήθηκε 2021-12-09 στο Wayback Machine..
  64. ↑ Σίαν, 1996, σελ. 35.
  65. ↑ Kieffer, H.H.· Jakosky, B.M (1992). «The Planet Mars: From Antiquity to the Present». Στο: Kieffer, H.H., επιμ. Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. σελίδες 1–33. 
  66. ↑ hartmann, 2003, σελ. 20.
  67. ↑ Σίαν, 1996, σελ. 150.
  68. ↑ Spinrad, H.; Münch, G.; Kaplan, L. D. (1963). «Letter to the Editor: the Detection of Water Vapor on Mars». Astrophysical Journal 137: 1319. doi:10.1086/147613. Bibcode: 1963ApJ...137.1319S. 
  69. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C. (1966). «Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars». Science 153 (3732): 136–144. doi:10.1126/science.153.3732.136. PMID 17831495. Bibcode: 1966Sci...153..136L. 
  70. ↑ Leighton, R.B.; Murray, B.C.; Sharp, R.P.; Allen, J.D.; Sloan, R.K. (1965). «Mariner IV Photography of Mars: Initial Results». Science 149 (3684): 627–630. doi:10.1126/science.149.3684.627. PMID 17747569. Bibcode: 1965Sci...149..627L. https://archive.org/details/sim_science_1965-08-06_149_3684/page/n52. 
  71. ↑ Kliore, A. (1965). «Occultation Experiment: Results of the First Direct Measurement of Mars's Atmosphere and Ionosphere». Science 149 (3689): 1243–1248. doi:10.1126/science.149.3689.1243. PMID 17747455. Bibcode: 1965Sci...149.1243K. https://archive.org/details/sim_science_1965-09-10_149_3689/page/n113. 
  72. ↑ Grotzinger, John P. (January 24, 2014). «Introduction to Special Issue – Habitability, Taphonomy, and the Search for Organic Carbon on Mars». Science 343: 386–387. doi:10.1126/science.1249944. PMID 24458635. Bibcode: 2014Sci...343..386G. http://www.sciencemag.org/content/343/6169/386. 
  73. ↑ Various (January 24, 2014). «Special Issue – Table of Contents – Exploring Martian Habitability». Science 343: 345–452. http://www.sciencemag.org/content/343/6169.toc#SpecialIssue. 
  74. ↑ Grotzinger, J.P. (January 24, 2014). «A Habitable Fluvio-Lacustrine Environment at Yellowknife Bay, Gale Crater, Mars». Science 343: 1242777. doi:10.1126/science.1242777. PMID 24324272. Bibcode: 2014Sci...343A.386G. http://www.sciencemag.org/content/343/6169/1242777. 
  75. ↑ 75,0 75,1 Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C. (September 8, 2015). «Martian outflow channels: How did their source aquifers form, and why did they drain so rapidly?». Scientific Reports 5: 13404. doi:10.1038/srep13404. Bibcode: 2015NatSR...513404R. http://www.nature.com/articles/srep13404. Ανακτήθηκε στις September 12, 2015. 
  76. ↑ Staff (2 Ιουλίου 2012). «Ancient Mars Water Existed Deep Underground». Space.com. 
  77. ↑ Craddock, R.; Howard, A. (2002). «The case for rainfall on a warm, wet early Mars». J. Geophys. Res. 107: E11. doi:10.1029/2001je001505. Bibcode: 2002JGRE..107.5111C. 
  78. ↑ Head, J. (2006). «Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change». Earth Planet. Sci. Lett. 241 (3–4): 663–671. doi:10.1016/j.epsl.2005.11.016. Bibcode: 2006E&PSL.241..663H. 
  79. ↑ Staff (28 Οκτωβρίου 2008). «NASA Mars Reconnaissance Orbiter Reveals Details of a Wetter Mars». SpaceRef. NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2 Φεβρουαρίου 2013. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  80. ↑ 80,0 80,1 Lunine, Jonathan I.; Chambers, John (September 2003). «The Origin of Water on Mars». Icarus 165 (1): 1–8. doi:10.1016/S0019-1035(03)00172-6. Bibcode: 2003Icar..165....1L. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103503001726. Ανακτήθηκε στις June 10, 2013. 
  81. ↑ Soderblom, L.A.· Bell, J.F. (2008). «Exploration of the Martian Surface: 1992–2007». Στο: Bell, J.F., επιμ. The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. σελίδες 3–19. 
  82. ↑ Ming, D.W.· Morris, R.V. (2008). «Aqueous Alteration on Mars». Στο: Bell, J.F., επιμ. The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties. Cambridge University Press. σελίδες 519–540. 
  83. ↑ Lewis, J.S. (1997). Physics and Chemistry of the Solar System (revised έκδοση). San Diego, CA: Academic Press. ISBN 0-12-446742-3. 
  84. ↑ Lasue, J. (2013). «Quantitative Assessments of the Martian Hydrosphere». Space Sci. Rev. 174: 155–212. doi:10.1007/s11214-012-9946-5. Bibcode: 2013SSRv..174..155L. 
  85. ↑ Clark, B.C. (2005). «Chemistry and Mineralogy of Outcrops at Meridiani Planum». Earth Planet. Sci. Lett. 240: 73–94. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.040. Bibcode: 2005E&PSL.240...73C. 
  86. ↑ Bloom, A.L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, N.J: Prentice-Hall. σελ. 114. 
  87. ↑ Boynton, W.V. (2009). «Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site». Science 325 (5936): 61–4. doi:10.1126/science.1172768. PMID 19574384. Bibcode: 2009Sci...325...61B. 
  88. ↑ Gooding, J.L.· Arvidson, R.E. (1992). «Physical and Chemical Weathering». Στο: Kieffer, H.H., επιμ. Mars. Tucson, AZ: University of Arizona Press. σελίδες 626–651. ISBN 0-8165-1257-4. 
  89. ↑ Melosh, H.J. (2011). Planetary Surface Processes. Cambridge University Press. σελ. 296. ISBN 978-0-521-51418-7. 
  90. ↑ Abramov, O.; Kring, D.A. (2005). «Impact-Induced Hydrothermal Activity on Early Mars». J. Geophys. Res. 110: E12S09. doi:10.1029/2005JE002453. Bibcode: 2005JGRE..11012S09A. 
  91. ↑ Schrenk, M.O.; Brazelton, W.J.; Lang, S.Q. (2013). «Serpentinization, Carbon, and Deep Life». Reviews in Mineralogy & Geochemistry 75: 575–606. doi:10.2138/rmg.2013.75.18. Bibcode: 2013RvMG...75..575S. 
  92. ↑ Baucom, Martin (March–April 2006). «Life on Mars?». American Scientist. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2017-06-15. https://web.archive.org/web/20170615115316/http://www.americanscientist.org/issues/pub/life-on-mars. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  93. ↑ Chassefière, E; Langlais, B; Quesnel, Y; Leblanc, F. (2013), «The Fate of Early Mars' Lost Water: The Role of Serpentinization», EPSC Abstracts 8: EPSC2013-188, http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2013/EPSC2013-188.pdf 
  94. ↑ Ehlmann, B. L.; Mustard, J.F.; Murchie, S.L. (2010). «Geologic Setting of Serpentine Deposits on Mars». Geophys. Res. Lett. 37 (6): L06201. doi:10.1029/2010GL042596. Bibcode: 2010GeoRL..37.6201E. 
  95. ↑ Bloom, A.L. (1978). Geomorphology: A Systematic Analysis of Late Cenozoic Landforms. Englewood Cliffs, N.J.: Prentice-Hall. 
  96. ↑ Ody, A. (2013). «Global Investigation of Olivine on Mars: Insights into Crust and Mantle Compositions». J. Geophys. Res. 118 (2): 234–262. doi:10.1029/2012JE004149. Bibcode: 2013JGRE..118..234O. 
  97. ↑ Swindle, T. D.; Treiman, A. H.; Lindstrom, D. J.; Burkland, M. K.; Cohen, B. A.; Grier, J. A.; Li, B.; Olson, E. K. (2000). «Noble Gases in Iddingsite from the Lafayette meteorite: Evidence for Liquid water on Mars in the last few hundred million years». Meteoritics and Planetary Science 35 (1): 107–115. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01978.x. Bibcode: 2000M&PS...35..107S. https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-01_35_1/page/107. 
  98. ↑ Head, J.; Kreslavsky, M. A.; Ivanov, M. A.; Hiesinger, H.; Fuller, E. R.; Pratt, S. (2001). «Water in Middle Mars History: New Insights From MOLA Data». American Geophysical Union. Bibcode: 2001AGUSM...P31A02H. 
  99. ↑ Head, J. (2001). «Exploration for standing Bodies of Water on Mars: When Were They There, Where did They go, and What are the Implications for Astrobiology?». American Geophysical Union 21: 03. Bibcode: 2001AGUFM.P21C..03H. 
  100. ↑ Meyer, Γ. (2012) Το Αρειανό Μετεωρίτη Συλλογή, Εθνική Aronautics και στον Χώρο της Διοίκησης. http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
  101. ↑ «Shergotty Meteorite – JPL, NASA». NASA. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2010. 
  102. ↑ Hamiliton, W.; Christensen, Philip R.; McSween, Harry Y. (1997). «Determination of Martian meteorite lithologies and mineralogies using vibrational spectroscopy». Journal of Geophysical Research 102: 25593–25603. doi:10.1029/97JE01874. Bibcode: 1997JGR...10225593H. 
  103. ↑ Treiman, A. (2005). «The nakhlite meteorites: Augite-rich igneous rocks from Mars» (PDF). Chemie der Erde – Geochemistry 65 (3): 203–270. doi:10.1016/j.chemer.2005.01.004. Bibcode: 2005ChEG...65..203T. http://www.lpi.usra.edu/science/treiman/nakhlite_rev.pdf. Ανακτήθηκε στις September 8, 2006. 
  104. ↑ Agee, Carl B.; Wilson, Nicole V.; McCubbin, Francis M.; Ziegler, Karen; Polyak, Victor J.; Sharp, Zachary D.; Asmerom, Yemane; Nunn, Morgan H. και άλλοι. (February 15, 2013). «Unique Meteorite from Early Amazonian Mars: Water-Rich Basaltic Breccia Northwest Africa 7034». Science 339 (6121): 780–785. doi:10.1126/science.1228858. PMID 23287721. Bibcode: 2013Sci...339..780A. http://science.sciencemag.org/content/339/6121/780. 
  105. ↑ Συμφωνώ, C., et al. 2013. Μοναδικό Μετεωρίτη από τις Αρχές του Αμαζονίου Άρη: Νερό Πλούσιο σε Βασαλτικό Λατυποπαγή Βορειοδυτική Αφρική 7034. Επιστήμη: 339, 780-785.
  106. ↑ McKay, D.; Gibson Jr., EK; Thomas-Keprta, KL; Vali, H; Romanek, CS; Clemett, SJ; Chillier, XD; Maechling, CR και άλλοι. (1996). «Search for Past Life on Mars: Possible Relic Biogenic Activity in Martian Meteorite AL84001». Science 273 (5277): 924–930. doi:10.1126/science.273.5277.924. PMID 8688069. Bibcode: 1996Sci...273..924M. 
  107. ↑ Gibbs, W.; Powell, C. (August 19, 1996). «Bugs in the Data?». Scientific American. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=bugs-in-the-data. 
  108. ↑ «Controversy Continues: Mars Meteorite Clings to Life – Or Does It?». SPACE.com. 20 Μαρτίου 2002. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 4 Απριλίου 2002. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  109. ↑ Bada, J.; Glavin, DP; McDonald, GD; Becker, L (1998). «A Search for Endogenous Amino Acids in Martian Meteorite AL84001». Science 279 (5349): 362–365. doi:10.1126/science.279.5349.362. PMID 9430583. Bibcode: 1998Sci...279..362B. 
  110. ↑ 110,0 110,1 Garcia-Ruiz, Juan-Manuel Garcia-Ruiz (December 30, 1999). «Morphological behavior of inorganic precipitation systems – Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II». SPIE Proceedings. Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology II Proc. SPIE 3755: 74. doi:10.1117/12.375088. http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=995013. Ανακτήθηκε στις January 15, 2013. «It is concluded that "morphology cannot be used unambiguously as a tool for primitive life detection."». 
  111. ↑ Agresti; House; Jögi; Kudryavstev; McKeegan; Runnegar; Schopf; Wdowiak (December 3, 2008). «Detection and geochemical characterization of Earth’s earliest life». NASA Astrobiology Institute (NASA). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις January 23, 2013. https://web.archive.org/web/20130123132429/http://astrobiology.ucla.edu/pages/res3e.html. Ανακτήθηκε στις January 15, 2013. 
  112. ↑ Schopf, J. William; Kudryavtsev, Anatoliy B.; Czaja, Andrew D.; Tripathi, Abhishek B. (April 28, 2007). «Evidence of Archean life: Stromatolites and microfossils» (PDF). Precambrian Research 158 (3–4): 141–155. doi:10.1016/j.precamres.2007.04.009. Bibcode: 2007PreR..158..141S. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-12-24. https://web.archive.org/web/20121224202951/http://www.cornellcollege.edu/geology/courses/greenstein/paleo/schopf_07.pdf. Ανακτήθηκε στις January 15, 2013. 
  113. ↑ Raeburn, P. (1998). Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars. Washington D.C.. 
  114. ↑ Moore, P. (1990). The Atlas of the Solar System. New York: Mitchell Beazley Publishers. 
  115. ↑ Berman, Daniel C.; Crown, David A.; Bleamaster, Leslie F. (2009). «Degradation of mid-latitude craters on Mars». Icarus 200: 77–95. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.026. Bibcode: 2009Icar..200...77B. 
  116. ↑ Fassett, Caleb I.; Head, James W. (2008). «The timing of martian valley network activity: Constraints from buffered crater counting». Icarus 195: 61–89. doi:10.1016/j.icarus.2007.12.009. Bibcode: 2008Icar..195...61F. 
  117. ↑ Malin, Michael C. (2010). «An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation». The Mars Journal 5: 1–60. doi:10.1555/mars.2010.0001. Bibcode: 2010IJMSE...5....1M. 
  118. ↑ «Sinuous Ridges Near Aeolis Mensae». Hiroc.lpl.arizona.edu. 31 Ιανουαρίου 2007. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Μαρτίου 2016. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  119. ↑ Zimbelman, J.; Griffin, L. (2010). «HiRISE images of yardangs and sinuous ridges in the lower member of the Medusae Fossae Formation, Mars». Icarus 205: 198–210. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.003. Bibcode: 2010Icar..205..198Z. 
  120. ↑ Newsom, H.; Lanza, Nina L.; Ollila, Ann M.; Wiseman, Sandra M.; Roush, Ted L.; Marzo, Giuseppe A.; Tornabene, Livio L.; Okubo, Chris H. και άλλοι. (2010). «Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars». Icarus 205: 64–72. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.030. Bibcode: 2010Icar..205...64N. 
  121. ↑ Morgan, A.M.; Howard, A.D.; Hobley, D.E.J.; Moore, J.M.; Dietrich, W.E.; Williams, R.M.E.; Burr, D.M.; Grant, J.A. και άλλοι. (2014). «Sedimentology and climatic environment of alluvial fans in the martian Saheki crater and a comparison with terrestrial fans in the Atacama Desert». Icarus 229: 131–156. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.007. Bibcode: 2014Icar..229..131M. 
  122. ↑ Weitz, C.; Milliken, R.E.; Grant, J.A.; McEwen, A.S.; Williams, R.M.E.; Bishop, J.L.; Thomson, B.J. (2010). «Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris». Icarus 205: 73–102. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.017. Bibcode: 2010Icar..205...73W. 
  123. ↑ 123,0 123,1 Zendejas, J.; Segura, A.; Raga, A.C. (December 2010). «Atmospheric mass loss by stellar wind from planets around main sequence M stars». Icarus 210 (2): 539–1000. doi:10.1016/j.icarus.2010.07.013. Bibcode: 2010Icar..210..539Z. http://www.sciencedirect.com/science/journal/00191035. Ανακτήθηκε στις December 19, 2010. 
  124. ↑ 124,0 124,1 Cabrol, N., επιμ. (2010). Lakes on Mars. New York: Elsevier. 
  125. ↑ Goldspiel, J.; Squires, S. (2000). «Groundwater sapping and valley formation on Mars». Icarus 148: 176–192. doi:10.1006/icar.2000.6465. Bibcode: 2000Icar..148..176G. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103500964650. 
  126. ↑ 126,0 126,1 126,2 126,3 126,4 126,5 126,6 126,7 126,8 Carr, Michael H. The Surface of Mars. Cambridge Planetary Science Series (No. 6). ISBN 978-0-511-26688-1. 
  127. ↑ Nedell, S.; Squyres, Steven W.; Andersen, David W. (1987). «Origin and evolution of the layered deposits in the Valles Marineris, Mars». Icarus 70 (3): 409–441. doi:10.1016/0019-1035(87)90086-8. Bibcode: 1987Icar...70..409N. 
  128. ↑ Matsubara, Yo, Alan D. Howard, και η Σάρα. Α. Ντράμοντ. "Υδρολογία για τον Άρη: Λίμνη λεκάνες." Journal of Geophysical Research: Πλανήτες 116.Ε4 (2011).
  129. ↑ «Spectacular Mars images reveal evidence of ancient lakes». Sciencedaily.com. 4 Ιανουαρίου 2010. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 23 Αυγούστου 2016. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  130. ↑ Gupta, Sanjeev; Warner, Nicholas; Kim, Rack; Lin, Yuan; Muller, Jan; -1#Jung-, Shih- (2010). «Hesperian equatorial thermokarst lakes in Ares Vallis as evidence for transient warm conditions on Mars». Geology 38: 71–74. doi:10.1130/G30579.1. Bibcode: 2010Geo....38...71W. https://archive.org/details/sim_geology_2010-01_38_1/page/71. 
  131. ↑ 131,0 131,1 Brown, Dwayne· Cole, Steve· Webster, Guy· Agle, D.C. (27 Σεπτεμβρίου 2012). «NASA Rover Finds Old Streambed On Martian Surface». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 13 Μαΐου 2020. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  132. ↑ NASA (27 Σεπτεμβρίου 2012). «NASA's Curiosity Rover Finds Old Streambed on Mars – video (51:40)». NASAtelevision. 
  133. ↑ Chang, Alicia (September 27, 2012). «Mars rover Curiosity finds signs of ancient stream». Associated Press. http://apnews.excite.com/article/20120927/DA1IDOO00.html. 
  134. ↑ «NASA Rover Finds Conditions Once Suited for Ancient Life on Mars». NASA. March 12, 2013. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2013-07-03. https://web.archive.org/web/20130703035324/http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/news/msl20130312.html. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  135. ↑ Πάρκερ, T., D. Curie. 2001. Γεωμορφολογία 37. 303-328.
  136. ↑ de Pablo, Μ., Μ. Druet. 2002. XXXIII LPSC. Abstract #1032.
  137. ↑ de Pablo, Μ. 2003. VI Άρη Συνέδριο, Αφηρημένη #3037.
  138. ↑ «Mars Study Yields Clues to Possible Cradle of Life – Astrobiology Magazine». astrobio.net. 8 Οκτωβρίου 2017. 
  139. ↑ «Mars' Eridania Basin Once Held Vast Sea - Planetary Science, Space Exploration - Sci-News.com». sci-news.com. 
  140. ↑ Michalski, J. (2017). «Ancient hydrothermal seafloor deposits in Eridania basin on Mars». Nature Communications 8: 15978. doi:10.1038/ncomms15978. Bibcode: 2017NatCo...815978M. 
  141. ↑ Baker, D., J Κεφάλι. 2014. 44η LPSC, αφηρημένη #1252
  142. ↑ Irwin, R. (2004). «Geomorphology of Ma'adim Vallis, Mars, and associated paleolake basins». J. Geophys. Res. Planets 109: E12009. doi:10.1029/2004je002287. Bibcode: 2004JGRE..10912009I. 
  143. ↑ Hynek, B. (2010). «Updated global map of Martian valley networks and implications for climate and hydrologic processes». J. Geophys. Res. 115: E09008. doi:10.1029/2009je003548. Bibcode: 2010JGRE..115.9008H. 
  144. ↑ Di Achille, Gaetano; Hynek, Brian M. (2010). «Ancient ocean on Mars supported by global distribution of deltas and valleys». Nature Geoscience 3 (7): 459–463. doi:10.1038/ngeo891. Bibcode: 2010NatGe...3..459D. 
  145. ↑ Carr, M.H. (1979). «Formation of Martian flood features by release of water from confined aquifers» (PDF). J. Geophys. Res. 84: 2995–3007. doi:10.1029/JB084iB06p02995. Bibcode: 1979JGR....84.2995C. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2015-09-24. https://web.archive.org/web/20150924002006/http://www.es.ucsc.edu/~rcoe/eart206/Carr_MarsFloodFeatures_JGR79.pdf. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  146. ↑ Baker, V.; Milton, D. (1974). «Erosion by Catastrophic Floods on Mars and Earth». Icarus 23: 27–41. doi:10.1016/0019-1035(74)90101-8. Bibcode: 1974Icar...23...27B. 
  147. ↑ «Mars Global Surveyor MOC2-862 Release». Msss.com. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2012. 
  148. ↑ Andrews-Hanna, Jeffrey C.; Phillips, Roger J.; Zuber, Maria T. (2007). «Meridiani Planum and the global hydrology of Mars». Nature 446 (7132): 163–6. doi:10.1038/nature05594. PMID 17344848. Bibcode: 2007Natur.446..163A. 
  149. ↑ Irwin; Rossman, P.; Craddock, Robert A.; Howard, Alan D. (2005). «Interior channels in Martian valley networks: Discharge and runoff production». Geology 33 (6): 489–492. doi:10.1130/g21333.1. Bibcode: 2005Geo....33..489I. https://archive.org/details/sim_geology_2005-06_33_6/page/489. 
  150. ↑ Jakosky, Bruce M. (1999). «Water, Climate, and Life». Science 283 (5402): 648–649. doi:10.1126/science.283.5402.648. PMID 9988657. 
  151. ↑ Αρνί, Michael P., et al. "Μπορεί να springs περικοπή φαράγγια σε βράχο;." Journal of Geophysical Research: Πλανήτες (1991-2012) 111.E7 (2006).
  152. ↑ 152,0 152,1 Grotzinger, J.P.; Arvidson, R.E.; Bell III, J.F.; Calvin, W.; Clark, B.C.; Fike, D.A.; Golombek, M.; Greeley, R. και άλλοι. (November 25, 2005). «Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum». Earth and Planetary Science Letters 240 (1): 11–72. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.039. ISSN 0012-821X. Bibcode: 2005E&PSL.240...11G. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0012821X05006333. 
  153. ↑ Michalski, Joseph R.; Niles, Paul B.; Cuadros, Javier; Parnell, John; Rogers, A. Deanne; Wright, Shawn P. (January 20, 2013). «Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere». Nature Geoscience 6 (2): 133–138. doi:10.1038/ngeo1706. Bibcode: 2013NatGe...6..133M. http://www.nature.com/ngeo/journal/v6/n2/full/ngeo1706.html. Ανακτήθηκε στις June 17, 2013. «Here we present a conceptual model of subsurface habitability of Mars and evaluate evidence for groundwater upwelling in deep basins.». 
  154. ↑ 154,0 154,1 154,2 Zuber, Maria T. (2007). «Planetary Science: Mars at the tipping point». Nature 447 (7146): 785–786. doi:10.1038/447785a. PMID 17568733. Bibcode: 2007Natur.447..785Z. 
  155. ↑ Andrews‐Hanna, J. C.; Zuber, M. T.; Arvidson, R. E.; Wiseman, S. M. (2010). «Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra». J. Geophys. Res. 115: E06002. doi:10.1029/2009JE003485. Bibcode: 2010JGRE..115.6002A. 
  156. ↑ McLennan, S. M. (2005). «Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars». Earth Planet. Sci. Lett. 240: 95–121. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.041. Bibcode: 2005E&PSL.240...95M. 
  157. ↑ Squyres, S. W.; Knoll, A. H. (2005). «Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars». Earth Planet. Sci. Lett. 240: 1–10. doi:10.1016/j.epsl.2005.09.038. Bibcode: 2005E&PSL.240....1S. 
  158. ↑ Squyres, S. W. (2006). «Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover». Science 313: 1403–1407. doi:10.1126/science. 
  159. ↑ . 
  160. ↑ Andrews‐Hanna, Jeffrey C.; Lewis, Kevin W. (2011). «Early Mars hydrology: 2. Hydrological evolution in the Noachian and Hesperian epochs». Journal of Geophysical Research: Planets 116: E2. doi:10.1029/2010je003709. Bibcode: 2011JGRE..116.2007A. 
  161. ↑ Brandenburg, John E. (1987), «The Paleo-Ocean of Mars», MECA Symposium on Mars: Evolution of its Climate and Atmosphere, Lunar and Planetary Institute, σελ. 20–22, http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1987meca.symp...20B&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf, ανακτήθηκε στις February 19, 2014 
  162. ↑ 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: 40–79. doi:10.1006/icar.2001.6671. Bibcode: 2001Icar..154...40C. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103501966710. 
  163. ↑ Smith, D. (1999). «The Gravity Field of Mars: Results from Mars Global Surveyor» (PDF). Science 286 (5437): 94–97. doi:10.1126/science.286.5437.94. PMID 10506567. Bibcode: 1999Sci...286...94S. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2016-03-05. https://web.archive.org/web/20160305005726/http://seismo.berkeley.edu/~rallen/eps122/reading/Smithetal1999.pdf. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  164. ↑ Read, Peter L.· Lewis, S. R. (2004). The Martian Climate Revisited: Atmosphere and Environment of a Desert Planet. Chichester, UK: Praxis. ISBN 978-3-540-40743-0. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 24 Ιουλίου 2011. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2010. 
  165. ↑ «Martian North Once Covered by Ocean». Astrobio.net. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2010. 
  166. ↑ «New Map Bolsters Case for Ancient Ocean on Mars». SPACE.com. 23 Νοεμβρίου 2009. 
  167. ↑ Carr, M.; Head, J. (2003). «Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate». Journal of Geophysical Research 108: 5042. doi:10.1029/2002JE001963. Bibcode: 2003JGRE..108.5042C. 
  168. ↑ «Mars Ocean Hypothesis Hits the Shore». NASA Astrobiology. NASA. 26 Ιανουαρίου 2001. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Φεβρουαρίου 2012. 
  169. ↑ Perron; Taylor, J. (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. 
  170. ↑ Kaufman, Marc (March 5, 2015). «Mars Had an Ocean, Scientists Say, Pointing to New Data». The New York Times. https://www.nytimes.com/2015/03/06/science/mars-had-an-ocean-scientists-say-pointing-to-new-data.html. Ανακτήθηκε στις March 5, 2015. 
  171. ↑ «Ancient Tsunami Evidence on Mars Reveals Life Potential – Astrobiology». astrobiology.com. 
  172. ↑ Rodriguez, J., et al. Το 2016. Κύματα τσουνάμι εκτενώς ξαναήρθε στην επιφάνεια τις ακτές της πρώιμης Άρη ωκεανό. Επιστημονικές Εκθέσεις: 6, 25106.
  173. ↑ Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L.; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki και άλλοι. (May 19, 2016). «Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean». Scientific Reports 6 (1). doi:10.1038/srep25106. Bibcode: 2016NatSR...625106R. http://www.nature.com/articles/srep25106. 
  174. ↑ Το Πανεπιστήμιο Cornell. "Αρχαίο τσουνάμι στοιχεία στον Άρη αποκαλύπτει ζωή δυνατότητες." ScienceDaily. ScienceDaily, 19 Μαΐου 2016. <https://www.sciencedaily.com/releases/2016/05/160519101756.htm>.
  175. ↑ Οδύσσεια[νεκρός σύνδεσμος]
  176. ↑ Boynton, W. V. (2007). «Concentration of H, Si, Cl, K, Fe, and Th in the low and mid latitude regions of Mars». Journal of Geophysical Research: Planets 112 (E12). doi:10.1029/2007JE002887. Bibcode: 2007JGRE..11212S99B. 
  177. ↑ Feldman, W. C.; Prettyman, T. H.; Maurice, S.; Plaut, J. J.; Bish, D. L.; Vaniman, D. T.; Tokar, R. L. (2004). «Global distribution of near-surface hydrogen on Mars». Journal of Geophysical Research 109: E9. doi:10.1029/2003JE002160. E09006. Bibcode: 2004JGRE..109.9006F. 
  178. ↑ 178,0 178,1 178,2 Feldman, W. C. (2004). «Global distribution of near-surface hydrogen on Mars». Journal of Geophysical Research 109 (E9). doi:10.1029/2003JE002160. Bibcode: 2004JGRE..109.9006F. 
  179. ↑ 179,0 179,1 «Mars' South Pole Ice Deep and Wide». NASA News & Media Resources. NASA. 15 Μαρτίου 2007. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 8 Δεκεμβρίου 2021. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  180. ↑ Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W. (June 3, 2006). «Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement». Geophysical Research Letters 33 (11): L11201. doi:10.1029/2006GL025946. Bibcode: 2006GeoRL..3311201K. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2009-03-18. https://web.archive.org/web/20090318010946/http://www.agu.org/pubs/crossref/2006/2006GL025946.shtml. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  181. ↑ Plaut, J. J. (March 15, 2007). «Subsurface Radar Sounding of the South Polar Layered Deposits of Mars». Science 316 (5821): 92–95. doi:10.1126/science.1139672. PMID 17363628. Bibcode: 2007Sci...316...92P. 
  182. ↑ Σκάνλον, K., et al. Το 2018. Η Dorsa Argentea Σχηματισμό και τη Noachian-Hesperian κλίμα μετάβασης. Ίκαρος: 299, 339-363.
  183. ↑ Κεφάλι, J, S. Πρατ. 2001. Εκτεταμένη Hesperian ηλικίας νότια πολική πάγου στον Άρη: Στοιχεία για μαζική τήξης και υποχώρηση του, και για την πλευρική ροή και εν αναμονή της meltwater. J. Geophys. Res.-Πλανήτη, 106 (Ε6), 12275-12299.
  184. ↑ Johnson, John (August 1, 2008). «There's water on Mars, NASA confirms». Los Angeles Times. http://www.latimes.com/news/science/la-sci-phoenix1-2008aug01,0,3012423.story. 
  185. ↑ «Radar Map of Buried Mars Layers Matches Climate Cycles». OnOrbit. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Δεκεμβρίου 2010. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2010. 
  186. ↑ Fishbaugh, KE; Byrne, Shane; Herkenhoff, Kenneth E.; Kirk, Randolph L.; Fortezzo, Corey; Russell, Patrick S.; McEwen, Alfred (2010). «Evaluating the meaning of "layer" in the Martian north polar layered depsoits and the impact on the climate connection» (PDF). Icarus 205 (1): 269–282. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.011. Bibcode: 2010Icar..205..269F. http://www.lpl.arizona.edu/~shane/publications/fishbaugh_etal_icarus_2010.pdf. 
  187. ↑ Duxbury, N. S.; Zotikov, I. A.; Nealson, K. H.; Romanovsky, V. E.; Carsey, F. D. (2001). «A numerical model for an alternative origin of Lake Vostok and its exobiological implications for Mars» (PDF). Journal of Geophysical Research 106: 1453. doi:10.1029/2000JE001254. Bibcode: 2001JGR...106.1453D. http://www.agu.org/journals/je/v106/iE01/2000JE001254/2000JE001254.pdf. 
  188. ↑ 188,0 188,1 188,2 188,3 188,4 Orosei, R. (July 25, 2018). «Radar evidence of subglacial liquid water on Mars». Science. doi:10.1126/science.aar7268. http://science.sciencemag.org/content/early/2018/07/24/science.aar7268.full. Ανακτήθηκε στις July 25, 2018. 
  189. ↑ Chang, Kenneth; Overbye, Dennis (July 25, 2018). «A Watery Lake Is Detected on Mars, Raising the Potential for Alien Life – The discovery suggests that watery conditions beneath the icy southern polar cap may have provided one of the critical building blocks for life on the red planet.». The New York Times. https://www.nytimes.com/2018/07/25/science/mars-liquid-alien-life.html. Ανακτήθηκε στις July 25, 2018. 
  190. ↑ «Huge reservoir of liquid water detected under the surface of Mars». EurekAlert. 25 Ιουλίου 2018. Ανακτήθηκε στις 25 Ιουλίου 2018. 
  191. ↑ «Liquid water 'lake' revealed on Mars». BBC News. 25 Ιουλίου 2018. Ανακτήθηκε στις 25 Ιουλίου 2018. 
  192. ↑ Supplementary Materials for: Radar evidence of subglacial liquid water on Mars. (PDF). R. Orosei, S. E. Lauro, E. Pettinelli, A. Cicchetti, M. Coradini, B. Cosciotti, F. Di Paolo, E. Flamini, E. Mattei, M. Pajola, F. Soldovieri, M. Cartacci, F. Cassenti, A. Frigeri, S. Giuppi, R. Martufi, A. Masdea, G. Mitri, C. Nenna, R. Noschese, M. Restano, R. Seu. Science. July 25, 2018
    doi:10.1126/science.aar7268
  193. ↑ Άρης (μάλλον) έχει μια λίμνη από νερό σε υγρή μορφή. Η Λίζα Γκρόσμαν, Science News. 25 ιουλίου του 2018.
  194. ↑ Halton, Mary (25 Ιουλίου 2018). «Liquid water 'lake' revealed on Mars». BBC News. 
  195. ↑ 195,0 195,1 «Giant liquid water lake found under Martian ice». RTÉ. July 25, 2018. https://www.rte.ie/news/2018/0725/981031-mars-lake/. Ανακτήθηκε στις July 26, 2018. 
  196. ↑ 196,0 196,1 196,2 196,3 196,4
  197. ↑ Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes. Colin M. Dundas, et al. Science, January 12, 2018. Vol. 359, Issue 6372, pp. 199–201.
    doi:10.1126/science.aao1619
  198. ↑ Kieffer, Hugh H. (1992). Mars. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Ανακτήθηκε στις 7 Μαρτίου 2011. 
  199. ↑ Wilson, Jack T. (January 2018). «Equatorial locations of water on Mars: Improved resolution maps based on Mars Odyssey Neutron Spectrometer data» (PDF). Icarus 299: 148–160. doi:10.1016/j.icarus.2017.07.028. Bibcode: 2018Icar..299..148W. https://ac.els-cdn.com/S0019103516306029/1-s2.0-S0019103516306029-main.pdf?_tid=00b76618-a78e-11e7-b2d9-00000aab0f26&acdnat=1506961580_9d63ad8c3151a8f3b30981a2a2ebb7a2. Ανακτήθηκε στις December 12, 2017. [νεκρός σύνδεσμος]
  200. ↑ Howell, Elizabeth (2 Οκτωβρίου 2017). «Water Ice Mystery Found at Martian Equator». Space.com. Ανακτήθηκε στις 2 Οκτωβρίου 2017. 
  201. ↑ «Polygonal Patterned Ground: Surface Similarities Between Mars and Earth». SpaceRef. 28 Σεπτεμβρίου 2002. 
  202. ↑ Squyres, S. (1989). «Urey Prize Lecture: Water on Mars». Icarus 79 (2): 229–288. doi:10.1016/0019-1035(89)90078-X. Bibcode: 1989Icar...79..229S. 
  203. ↑ Lefort, A.; Russell, P.S.; Thomas, N. (2010). «Scaloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE». Icarus 205: 259–268. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.005. Bibcode: 2010Icar..205..259L. 
  204. ↑ Ice βράχια εντόπισε στον Άρη. Science News. Ο Παύλος Voosen. Ιανουαρίου 11, 2018.
  205. ↑ Supplementary Materials Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes Colin M. Dundas, Ali M. Bramson, Lujendra Ojha, James J. Wray, Michael T. Mellon, Shane Byrne, Alfred S. McEwen, Nathaniel E. Putzig, Donna Viola, Sarah Sutton, Erin Clark, John W. Holt
  206. ↑ Dundas, C., S. Bryrne, Α. McEwen. 2015. Μοντελοποίηση της ανάπτυξης του άρη εξάχνωσης thermokarst γεωμορφές. Ίκαρος: 262, 154-169.
  207. ↑ Head, James W.; Mustard, John F.; Kreslavsky, Mikhail A.; Milliken, Ralph E.; Marchant, David R. (2003). «Recent ice ages on Mars». Nature 426 (6968): 797–802. doi:10.1038/nature02114. PMID 14685228. Bibcode: 2003Natur.426..797H. 
  208. ↑ «HiRISE Dissected Mantled Terrain (PSP_002917_2175)». Arizona University. Ανακτήθηκε στις 19 Δεκεμβρίου 2010. 
  209. ↑ Lefort, A.; Russell, P.S.; Thomas, N. (2010). «Scalloped terrains in the Peneus and Amphitrites Paterae region of Mars as observed by HiRISE». Icarus 205: 259–268. doi:10.1016/j.icarus.2009.06.005. Bibcode: 2010Icar..205..259L. 
  210. ↑ «Huge Underground Ice Deposit on Mars Is Bigger Than New Mexico». space.com. 
  211. ↑ Μπράμσον, A, et al. 2015. Διαδεδομένη η περίσσεια του πάγου στην Αρκαδία Πλανίσια, Άρη. Geophysical Research Letters: 42, 6566-6574
  212. ↑ «Archived copy». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Νοεμβρίου 2016. Ανακτήθηκε στις 29 Νοεμβρίου 2016. 
  213. ↑ Stuurman, C., et al. Το 2016. SHARAD ανίχνευση και χαρακτηρισμός των υπόγειων υδατικών πάγου καταθέσεις στην Ουτοπία Πλανίσια, Άρη. Geophysical Research Letters: 43, 9484_9491.
  214. ↑ Byrne, S.; Ingersoll, A. P. (2002). «A Sublimation Model for the Formation of the Martian Polar Swiss-cheese Features». American Astronomical Society (American Astronomical Society) 34: 837. Bibcode: 2002DPS....34.0301B. 
  215. ↑ «ESA - Water ice in crater at Martian north pole». web.archive.org. 25 Ιανουαρίου 2021. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 25 Ιανουαρίου 2021. Ανακτήθηκε στις 4 Φεβρουαρίου 2021. CS1 maint: Unfit url (link)
  216. ↑ «Ice lake found on the Red Planet». BBC. July 29, 2005. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4727847.stm. 
  217. ↑ Strom, R.G.· Croft, Steven K. (1992). The Martian Impact Cratering Record, Mars. University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1257-4. 
  218. ↑ «ESA – Mars Express – Breathtaking views of Deuteronilus Mensae on Mars». Esa.int. 14 Μαρτίου 2005. 
  219. ↑ Hauber, E. (2005). «Discovery of a flank caldera and very young glacial activity at Hecates Tholus, Mars». Nature 434 (7031): 356–61. doi:10.1038/nature03423. PMID 15772654. Bibcode: 2005Natur.434..356H. 
  220. ↑ Shean, David E.; Head, James W.; Fastook, James L.; Marchant, David R. (2007). «Recent glaciation at high elevations on Arsia Mons, Mars: Implications for the formation and evolution of large tropical mountain glaciers» (PDF). Journal of Geophysical Research 112 (E3): E03004. doi:10.1029/2006JE002761. Bibcode: 2007JGRE..112.3004S. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2015-09-24. https://web.archive.org/web/20150924074200/http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3281.pdf. Ανακτήθηκε στις 2018-11-28. 
  221. ↑ Shean, D. (2005). «Origin and evolution of a cold-based mountain glacier on Mars: The Pavonis Mons fan-shaped deposit». Journal of Geophysical Research 110 (E5): E05001. doi:10.1029/2004JE002360. Bibcode: 2005JGRE..11005001S. 
  222. ↑ Basilevsky, A. (2006). «Geological recent tectonic, volcanic and fluvial activity on the eastern flank of the Olympus Mons volcano, Mars». Geophysical Research Letters 33 (13): L13201. doi:10.1029/2006GL026396. Bibcode: 2006GeoRL..3313201B. 
  223. ↑ Milliken, R. (2003). «Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images». Journal of Geophysical Research 108 (E6): 5057. doi:10.1029/2002je002005. Bibcode: 2003JGRE..108.5057M. 
  224. ↑ Arfstrom, J.; Hartmann, W. (2005). «Martian flow features, moraine-like ridges, and gullies: Terrestrial analogs and interrelationships». Icarus 174 (2): 321–35. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.026. Bibcode: 2005Icar..174..321A. 
  225. ↑ Head, J. W.; Neukum, G.; Jaumann, R.; Hiesinger, H.; Hauber, E.; Carr, M.; Masson, P.; Foing, B. και άλλοι. (2005). «Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars». Nature 434 (7031): 346–350. doi:10.1038/nature03359. PMID 15772652. Bibcode: 2005Natur.434..346H. 
  226. ↑ Staff (17 Οκτωβρίου 2005). «Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers». Marstoday. Brown University. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 18 Ιουνίου 2013. Ανακτήθηκε στις 28 Νοεμβρίου 2018. 
  227. ↑ Berman, D. (2005). «The role of arcuate ridges and gullies in the degradation of craters in the Newton Basin region of Mars». Icarus 178 (2): 465–86. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.011. Bibcode: 2005Icar..178..465B. 
  228. ↑ «Fretted Terrain Valley Traverse». Hirise.lpl.arizona.edu. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2012. 
  229. ↑ «Jumbled Flow Patterns». Arizona University. Ανακτήθηκε στις 16 Ιανουαρίου 2012. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • Πολυμέσα σχετικά με το θέμα Water on Mars στο Wikimedia Commons


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Νερό_στον_Άρη&oldid=10871411"