Pređi na sadržaj

Klima Marsa

S Vikipedije, slobodne enciklopedije

Klima Marsa je vekovima bila predmet naučnih istraživanja, delom i zato što je to jedina stenovita planeta čija se površina može direktno sa Zemlje detaljno posmatrati uz pomoć teleskopa.

Iako je Mars manji od Zemlje, ima 11% Zemljine mase i 50% je udaljeniji od Sunca od Zemlje, njegova klima ima važne sličnosti, kao što su prisustvo polarnih ledenih kapa, promena godišnjih doba i vidljive vremenske karakteristike. Privukao je kontinuirano proučavanje planetologa i klimatologa . Iako marsova klima ima sličnosti sa Zemljinom, uključujući periodična ledena doba, postoje i važne razlike, kao što je mnogo niža toplotna inercija. Atmosfera Marsa ima veću visinu homogene atmosfere koja je približno 11 km, 60% veći od onog na Zemlji. Klima je od velikog značaja za pitanje da li je život prisutan ili je bio prisutan na planeti. Klima je nakratko privukla više pažnje vesti zbog NASA merenja koja su ukazala na povećanu sublimaciju blizu polarnog regiona što je dovelo do popularnih spekulacija da je Mars podvrgnut globalnom zagrevanju[1] iako je prosečna temperatura Marsa zapravo opala tokom poslednjih decenija, a same polarne kape rastu.

Mars je proučavan zemaljskim instrumentima još od 17. veka, ali tek na početku istraživanja Marsa sredinom 1960-ih bilo je moguće posmatranje izbliza. Preletači i orbiteri davali su podatke odozgo, dok su lenderi i roveri direktno merili atmosferske uslove. Napredni instrumenti za orbitu Zemlje i dalje pružaju korisna zapažanja relativno velikih vremenskih događaja.

Prva misija na Mars bila je Mariner 4, koja je stigla 1965. godine. Taj brzi dvodnevni prelet (14—15. jul 1965) sa slabim instrumentima malo je doprineo stanju znanja o klimi na Marsu. Kasnije misije iz programa Mariner (Mariner 6, Mariner 7, Mariner 9) popunile su neke praznine u osnovnim klimatskim informacijama. Klimatske studije zasnovane na podacima počele su ozbiljno sa lenderima Viking 1975. i nastavljaju se sondama kao što je Orbitalni istraživač Marsa.

Ovaj opservacijski rad je dopunjen vrstom naučne kompjuterske simulacije koja se zove Marsov model opšte cirkulacije ( MGCM ).[2] Nekoliko različitih revizija MGCM-a dovelo je do boljeg razumevanja Marsa, kao i ograničenja takvih modela.

Istorijska klimatska zapažanja

[uredi | uredi izvor]

Đakomo Maraldi je 1704. ustanovio da južna polarna kapa nije usredsređena na pol rotacije Marsa.[3] Tokom opozicije 1719. Maraldi je primetio i polarne kape i vremensku varijabilnost u njihovom obimu.

Vilhelm Heršel je prvi odredio nisku gustinu Marsove atmosfere u svom radu iz 1784. pod naslovom O izvanrednim pojavama u polarnim oblastima planete Mars, nagibu njene ose, položaju polova i sferoidnom obliku; sa nekoliko nagoveštaja koji se odnose na njegov stvarni prečnik i atmosferu . Kada se činilo da Mars prolazi pored dve slabe zvezde bez uticaja na njihovu svetlost, Heršel je tačno zaključio da to znači da oko Marsa ima malo atmosfere koja bi ometala njihovu svetlost.[4]

Otkriće "žutih oblaka" na površini Marsa od strane Onorea Flogerga 1809. bilo je prvo poznato posmatranje marsovskih peščanih oluja. Flogerg je takođe primetio 1813. značajno smanjenje leda na polovima tokom Marsovog proleća. Njegova spekulacija da je Mars topliji od Zemlje pokazala se netačnom.

Paleoklimatologija Marsa

[uredi | uredi izvor]

Dva sistema datiranja se danas koriste za marsovsko geološko vreme. Jedna je zasnovana na gustini kratera i ima tri epohe: noakovu, hespersku i amazonsku . Drugi je mineraloški vremenski niz, koji takođe ima tri doba: filocijum, teijicijum i siderik.

Nedavna zapažanja i modeliranje pružaju informacije ne samo o trenutnoj klimi i atmosferskim uslovima na Marsu, već io njegovoj prošlosti. Dugo se teoretiziralo da je u atmosferi Marsa Noajeve epohe dominirao ugljen-dioksid. Nedavna spektralna posmatranja mineralnih naslaga gline na Marsu i modeliranje uslova za formiranje minerala gline [5] otkrila su da je glina tog doba sadržavala malo ili nimalo karbonata . Formiranje gline u sredinama bogatim ugljen-dioksidom uvek je praćeno formiranjem karbonata, iako se karbonat kasnije može rastvoriti vulkanskom kiselošću.[6]

Otkriće minerala nastalih prisustvom vode na Marsu, uključujući hematit i jarozit, koje je otkrio rover Opportjuniti i getit koji je otkrio rover Spirit, dovelo je do zaključka da su klimatski uslovi u dalekoj prošlosti dozvoljavali tečnu vodu na Marsu. Morfologija nekih udarnih kratera na Marsu ukazuje da je tlo bilo mokro u vreme udara. [7] Geomorfna zapažanja stopa erozije pejzaža [8] i mreže marsovskih dolina [9] takođe snažno impliciraju toplije i vlažnije uslove na Marsu od Nojeve epohe (pre oko četiri milijarde godina). Međutim, hemijska analiza uzoraka marsovskih meteorita sugeriše da je temperatura okoline površine Marsa najverovatnije bila ispod 0 °C tokom poslednje četiri milijarde godina.[10]

Neki naučnici tvrde da je velika masa vulkana Tarsis imala veliki uticaj na klimu Marsa. Erupcija vulkana oslobađa velike količine gasa, uglavnom vodene pare i CO 2 . Vulkani su možda oslobodili dovoljno gasa da ranu marsovsku atmosferu učine gušćom od Zemljine. Vulkani su takođe mogli da emituju dovoljno H2O da pokriju celu površinu Marsa do dubine od 120 m. Ugljen-dioksid je gas staklene bašte koji podiže temperaturu planete: zadržava toplotu apsorbujući infracrveno zračenje . Dakle, oslobađanjem CO 2, vulkani Tarsis su mogli učiniti Mars sličnijim Zemlji u prošlosti. Možda je Mars nekada imao mnogo gušću i topliju atmosferu, a možda su bili prisutni okeani ili jezera. [11] Međutim, pokazalo se izuzetno teškim konstruisati uverljive globalne klimatske modele za Mars koji proizvode temperature iznad 0 °C u bilo kom trenutku svoje istorije, [12] iako to može jednostavno da odražava probleme u tačnoj kalibraciji takvih modela.

Dokazi o geološki nedavnom, ekstremnom ledenom dobu na Marsu objavljeni su 2016. Pre samo 370.000 godina, planeta bi izgledala više belo nego crveno.[13]

Vreme

[uredi | uredi izvor]
Jutarnji oblaci na Marsu ( Viking Orbiter 1, 1976. )

Temperatura i cirkulacija Marsa variraju svake marsovske godine (kao što se očekuje za bilo koju planetu sa atmosferom i nagibom). Marsu nedostaju okeani, izvor većeg dela Zemljinih međugodišnjih varijacija. Podaci sa kamere Mars Orbiter, koji obuhvataju 2,5 marsovske godine. [14] pokazuju da vreme na Marsu ima tendenciju da se ponavlja i da je stoga predvidljivije od vremena na Zemlji. Ako se neki događaj dogodi u određeno doba godine u jednoj godini, dostupni podaci (ma koliko oskudni) ukazuju na to da je vrlo verovatno da će se ponoviti sledeće godine na skoro istom mestu, bilo da je potrebno nedelju dana.

Magla je jedna od formacija kondenzacione prirode na Marsu. Često stoji iznad nizina, kanjona, dolina i na dnu kratera po hladnom vremenu.[15]

Na Marsu je mnogo puta primećen sneg.[16] Tako je u zimu 1979. godine na sletište Vikinga 2 pao tanak sloj snega, koji se na površini zadržao nekoliko meseci.[17]

Dana 29. septembra 2008. sletač Feniks je otkrio sneg koji pada iz oblaka 4,5 km iznad mesta sletanja u blizini kratera Hajmdal. Padavine su isparile pre nego što su stigle do zemlje; ova pojava se zove virga.[18]

Oblaci

[uredi | uredi izvor]
Animacija ledenih oblaka iznad mesta sletanja u Feniksu u trajanju od 10 minuta (29. avgust 2008. )

Marsovske peščane oluje mogu da bacaju fine čestice u atmosferu oko kojih se mogu formirati oblaci. Ovi oblaci se mogu formirati veoma visoko do 100 km iznad planete. [19] Prve slike Marsa koje je poslao Mariner 4 pokazale su vidljive oblake u gornjoj atmosferi Marsa. Oblaci su veoma tanki i mogu se videti samo kako reflektuju sunčevu svetlost naspram tame noćnog neba. U tom pogledu, oni izgledaju slično mezosferskim oblacima, takođe poznatim kao noćni svetleći oblaci na Zemlji, koji se javljaju oko 80. km iznad naše planete.

Temperatura

[uredi | uredi izvor]

Merenja Marsove temperature su prethodila svemirskom dobu. Međutim, rani instrumenti i tehnike radio astronomije dali su grube, mešovite rezultate. [20] [21] Rani svemirski brodovi koji su prošli pored Marsa ( Mariner 4) i kasniji orbiteri koristili su radio okultaciju za obavljanje aeronomije . Koristeći hemijski sastav, koji je već određen spektroskopijom, moguće je odrediti temperaturu i pritisak. Uprkos tome, na određenom području, u određeno vreme, nastajali su „snimci“ vremena. Orbiteri tada povećavaju broj radio transekata. Kasnije misije, počevši od Marinera 6 i 7, i sovjetskog Marsa 2 i 3, nosile su infracrveni detektor za merenje energije zračenja. Mariner 9 je prvi uveo infracrveni radiometar i spektrometar u orbitu Marsa 1971. godine, zajedno sa drugim instrumentima i radio predajnikom. Pratili su ih Viking 1 i 2, sa infracrvenim termalnim mapama (IRTM). [22]

Zabeležene su različite in situ vrednosti za prosečnu temperaturu na Marsu, [23] a zajednička vrednost je −63 °C (210 K; -81 °F). [24] [25] Površinske temperature mogu dostići i do 20s °C (293 K; 68 °F) u podne, na ekvatoru, a najniža temperatura je oko -153 °C (120 K; -243 °F) na polovima. [26] Stvarna merenja temperature na mestu sletanja Viking lendera kreću se od -17,2 °C (256,0 K; 1.0 °F) do −107 °C (166 K; -161 °F). Najtoplija temperatura tla koju je izmerio Viking Orbiter bila je 27 °C (300 K; 81 °F). [27] Rover Spirit je zabeležio maksimalnu dnevnu temperaturu vazduha u nijansi od 35 °C (308 K; 95 °F) i redovno zabeležene temperature znatno iznad 0 °C (273 K; 32 °F), osim zimi.

Objavljeno je da su „na osnovu podataka o temperaturi vazduha tokom noći, svako proučavano severno proleće i rano severno leto bilo identično u okviru nivoa eksperimentalne greške (unutar ± 1 °C) „ali da“ dnevni podaci, međutim, sugerišu nešto drugačiju priču, sa temperaturama koje variraju iz godine u godinu i do 6 °C u ovoj sezoni.[28] Ova razlika između dana i noći je neočekivana i neshvatljiva“. U južnom proleće i leto u varijansi dominira prašina, koja povećava vrednost noćne niske temperature i smanjuje dnevnu vršnu temperaturu.[29] Ovo rezultira malim (20 °C) smanjenje prosečne površinske temperature i umereno (30 °C) porast temperature gornjih slojeva atmosfere.[30]

Pre i posle Vikinga, nove, naprednije temperature Marsa su određene sa Zemlje pomoću mikrotalasne spektroskopije. Kako je mikrotalasni snop, manji od 1 lučne minute, veći od diska planete, rezultati su globalni proseci. [31] Kasnije, termalni emisioni spektrometar (TES ) na Marsov globalni geometar i u manjoj meri THEMIS na orbiteru Odiseja na Marsu 2001. nisu mogli samo da reprodukuju infracrvena merenja, već i da upoređuju podatke sa lendera, rovera i Zemlje. Marsov klimatski sonder iz orbitalnog istraživača Marsa može na sličan način napraviti atmosferske profile. Skupovi podataka „sugerišu generalno niže atmosferske temperature i niže opterećenje prašine na Marsu poslednjih decenija nego tokom misije Viking“,[32] iako su podaci Vikinga prethodno revidirani naniže.[33] TES podaci pokazuju da su „mnogo hladnije (10—20 K) globalne atmosferske temperature zabeležene tokom 1997. godine u poređenju sa periodima perihela 1977. godine“. i „da je globalna atmosfera Marsa hladnija tokom afela, manje prašnjava i više pokrivena nego što sugeriše uspostavljena klimatologija“, opet, uzimajući u obzir Vilsonove i Ričardsonove revizije podataka o Vikingu. [34]

Kasnije poređenje, iako se priznaje „da je najreprezentativniji mikrotalasni rekord temperatura vazduha“, pokušalo je da spoji diskontinuirani zapis svemirske letelice. Između Viking IRTM i MGS TES nije vidljiv merljivi trend globalne prosečne temperature. „Temperature vazduha dobijene od strane Vikinga i MGS-a u suštini se ne razlikuju za ovaj period, što sugeriše da su ere Vikinga i MGS-a karakterisala suštinski ista klima. Napredak je otkrio snažnu dihotomiju“ između severne i južne hemisfere, „veoma asimetričnu paradigmu za godišnji ciklus Marsa: severno proleće i leto koje je relativno hladno, nije mnogo prašnjavo i relativno bogato vodenom parom i oblacima leda; i južno leto prilično slično onom koje je primetio Viking sa toplijim temperaturama vazduha, manje vodene pare i vodenog leda i višim nivoima atmosferske prašine.“ [35]

Instrument MCS (Mars Climate Sounder) na orbitalnom istraživaču Marsa je bio u mogućnosti da radi zajedno sa MGS kratko vreme po dolasku; skupovi podataka iz manje sposobnih THEMIS na odiseji na Marsu 2001. i SPICAM na Mars Ekpresu takođe se mogu koristiti za snimanje jednog, dobro kalibriranog zapisa. Iako su temperature MCS i TES generalno konzistentne, [36] istraživači navode moguće hlađenje ispod analitičke preciznosti. „Nakon što se uzme u obzir ovo modelovano hlađenje, MCS temperature su u proseku 0,9 (dnevno) i 1,7 K (noćno) niže od TES merenja.“ [37]

Pretpostavlja se da je Mars na početku svoje istorije imao mnogo gušću i topliju atmosferu. [38] Većina ove rane atmosfere bi se sastojala od ugljen-dioksida. Takva atmosfera bi podigla temperaturu, bar na nekim mestima, iznad tačke smrzavanja vode. [39] Tečna voda sa višom temperaturom mogla je da otvori brojne kanale i izlivne doline uobičajene na planeti. Možda se takođe skupio i formirao jezera i možda okean. [40] Neki istraživači su sugerisali da je atmosfera Marsa možda bila mnogo puta gušća od Zemljine; međutim istraživanje objavljeno u septembru 2015. iznelo je ideju da možda rana atmosfera Marsa nije bila tako gusta kao što se ranije mislilo. [41]

Trenutna atmosfera Marsa je veoma retka. Dugi niz godina se pretpostavljalo da je, kao i na Zemlji, većina ranog ugljen-dioksida bila zatvorena u mineralima, zvanim karbonati. Međutim, uprkos upotrebi mnogih orbitalnih instrumenata koji traže karbonate, pronađeno je vrlo malo karbonatnih naslaga. [42] [43] Sada se smatra da je solarni vetar uklonio veći deo ugljen-dioksida u vazduhu Marsa. Istraživači su otkrili proces u dva koraka koji gas šalje u svemir. [44] Ultraljubičasta svetlost sa Sunca mogla bi da udari u molekul ugljen-dioksida, razbijajući ga na ugljen-monoksid i kiseonik . Drugi foton ultraljubičaste svetlosti mogao bi naknadno da razbije ugljen monoksid u kiseonik i ugljenik, što bi dobilo dovoljno energije da pobegne sa planete. U ovom procesu, laki izotop ugljenika ( 12 C) bi najverovatnije napustio atmosferu. Zbog toga bi ugljen-dioksid koji ostaje u atmosferi bio obogaćen teškim izotopom ( 13 C). [45] Ovaj viši nivo teškog izotopa je ono što je rover Curiositi pronašao na Marsu. [46][47]

Atmosferska svojstva i procesi

[uredi | uredi izvor]
Najčešći gasovi na Marsu - (Curiosity, oktobar 2012 )

Nizak atmosferski pritisak

[uredi | uredi izvor]

Atmosfera Marsa se uglavnom sastoji od ugljen-dioksida i ima srednji površinski pritisak od oko 600 paskali (Pa), mnogo niži od Zemljinog pritiska od 101.000 I. Jedan efekat ovoga je da atmosfera Marsa može mnogo brže da reaguje na dati energetski unos od Zemljine atmosfere.[48] Kao posledica toga, Mars je podložan jakim toplotnim plimama koje generiše zagrevanje Sunca, a ne gravitacioni uticaj. Ove plime mogu biti značajne, jer iznose 10% ukupnog atmosferskog pritiska (obično oko 50 Pa). Zemljina atmosfera doživljava slične dnevne i poludnevne plime, ali je njihov efekat manje primetan zbog Zemljine mnogo veće atmosferske mase.

Iako temperatura na Marsu može dostići i iznad tačke smrzavanja (0 °C, 273 K, 32 °F), tečna voda je nestabilna na većem delu planete, jer je atmosferski pritisak ispod trostruke tačke vode i vodeni led sublimira u vodenu paru. Izuzetak su nizije, uglavnom u udarnom basenu Hellas Planitia, najvećem takvom krateru na Marsu. Toliko je duboko da atmosferski pritisak na dnu dostiže 1155 Pa, šta je iznad trostruke tačke, pa ako temperatura tamo pređe 0 °C, tamo možda ima tekuće vode.

Vetar

[uredi | uredi izvor]
Kuriositijev padobran leprša na Marsovskom vetru (HiRISE / MRO) (12. avgusta 2012. do 13. januara 2013.).

Površina Marsa ima veoma nisku toplotnu inerciju, što znači da se brzo zagreva kada je Sunce obasja. Tipične dnevne promene temperature daleko od polarnih regiona su oko 100 K. Na Zemlji se vetrovi često razvijaju u oblastima gde se toplotna inercija naglo menja, na primer sa mora na kopno. Na Marsu nema mora, ali postoje oblasti u kojima se toplotna inercija tla menja, što dovodi do jutarnjih i večernjih vetrova sličnih morskom povetarcu na Zemlji.[49] Antaresov projekat malog vremena na Marsu (MSV) nedavno je identifikovao neke manje slabosti u trenutnim globalnim klimatskim modelima (GCM) zbog primitivnijeg modeliranja tla. "Prenos toplote na tlo i nazad je veoma važan na Marsu, tako da obrasci tla moraju biti prilično precizni." [50] Ove slabosti se ispravljaju i trebalo bi da dovedu do tačnijih budućih procena, ali da dalje oslanjanje na starija predviđanja modelovane klime na Marsu bude donekle problematično.

Na niskim geografskim širinama dominira Hedlijeva ćelija, što je u osnovi isti proces koji stvara pasate na Zemlji. Na višim geografskim širinama, vremenom dominira niz oblasti visokog i niskog pritiska, koje se nazivaju baroklinski talasi pritiska. Mars je suvlji i hladniji od Zemlje, a rezultat toga je da prašina koju dižu ovi vetrovi ostaje u atmosferi duže nego na Zemlji jer nema padavina koje bi je isprale (osim snega CO 2 ).[51] Jednu takvu ciklonsku oluju nedavno je snimio svemirski teleskop Hubble (slika ispod).

Jedna od glavnih razlika između Marsovih i Zemljinih Hedlijevih ćelija je njihova brzina [52] koja se meri na vremenskoj skali. Vremenski okvir za prevrtanje na Marsu je oko 100 marsovskih dana, dok je na Zemlji više od godinu dana.

Peščane oluje

[uredi | uredi izvor]
Mars pre i posle peščane oluje(jul 2018 )

Kada je sonda Mariner 9 stigla na Mars 1971. godine, naučnici su očekivali da vide nove slike površinskih detalja. Umesto toga, videli su peščanu oluju širom planete [53] sa samo masivnim vulkanom Olimp koji se pokazao iznad izmaglice. Oluja je trajala mesec dana, a fenomen za koji su naučnici saznali da je prilično uobičajen na Marsu. Koristeći podatke iz Mariner 9, James B. Pollack et al. predložio mehanizam za peščane oluje na Marsu 1973.[54]

Kao što je svemirska letelica Viking primetila sa površine, [55] „tokom globalne oluje prašine, opseg dnevnih temperatura se naglo suzio, sa 50 °C na oko 10 °C, a brzine vetra su se značajno povećale — zaista, u roku od samo sat vremena po dolasku nevremena povećali su se na 17 m/s (61 km/h), sa udarima do 26 m/s (94 km/h). Međutim, ni na jednoj lokaciji nije primećen nikakav stvarni transport materijala, već postepeno svetljenje i gubitak kontrasta površinskog materijala kako se prašina taložila na njemu." 26. juna 2001. svemirski teleskop Habl je primetio prašinu koja se nalazi u basenu Hellas na Marsu (slika desno). Dan kasnije oluja je "eksplodirala" i postala globalni događaj. Orbitalna merenja su pokazala da je ova peščana oluja smanjila prosečnu površinsku temperaturu i podigla temperaturu atmosfere Marsa za 30 K. [56] Mala gustina atmosfere Marsa znači da vetrovi od 18 do 22 m/s (65 do 79 km/h) potrebne su za podizanje prašine sa površine, ali pošto je Mars tako suv, prašina može da ostane u atmosferi mnogo duže nego na Zemlji, gde je ubrzo isprati kiša. Sezona nakon oluje je imala dnevne temperature od 4 K ispod proseka. Ovo se pripisuje globalnom pokrivaču prašine jarkih boja koja se taložila iz prašine, privremeno povećavajući albedo Marsa. [57]

Peščana oluja u basenu Hellas Impact

Sredinom 2007. godine, oluja prašine širom planete predstavljala je ozbiljnu pretnju roverima Spirit i Opportuniti smanjujući količinu energije koju obezbeđuju solarni paneli i zahtevajući zaustavljanje većine naučnih eksperimenata dok se oluja ne raziđe. Posle oluje, roverima je znatno smanjena snaga zbog taloženja prašine na solarnim ćelijama.

Peščane oluje su najčešće tokom perihela, kada planeta prima 40 odsto više sunčeve svetlosti nego tokom afela . Tokom afela u atmosferi se formiraju ledeni oblaci, koji stupaju u interakciju sa česticama prašine i utiču na temperaturu planete.[58]

Velika pojačana peščana oluja počela je krajem maja 2018. godine i trajala je do sredine juna. Do 10. juna 2018, kako je primećeno na lokaciji rovera Opportuniti, oluja je bila jača od peščane oluje iz 2007. koju je iskusio Opportuniti.[59] NASA je 20. juna 2018. izvestila da je prašna oluja narasla i potpuno pokrila celu planetu.[60][61]

Posmatranja od 1950-ih pokazala su da se globalne peščane oluje dešavaju otprilike svake tri godine.[62]

Peščane oluje doprinose gubitku vode na Marsu. Istraživanje oluja koje je izvršio Orbitalni istraživač Marsa sugeriše da je 10 procenata gubitka vode sa Marsa možda uzrokovano peščanim olujama. Instrumenti na Mars Reconnaissance Orbiter otkrili su uočenu vodenu paru na veoma velikim visinama tokom globalnih oluja. Ultraljubičasta sunčeva svetlost tada može da podeli vodu na vodonik i kiseonik. Vodonik iz molekula vode zatim beži u svemir.[63][64][65]

Atmosferski elektricitet

[uredi | uredi izvor]
Direktna numerička simulacija turbulencije opterećene sa 168 miliona električno naelektrisanih inercionih čestica prašine (Centar za istraživanje turbulencije, Univerzitet Stanford)

Smatra se da peščana oluja na Marsu može dovesti do atmosferskih električnih fenomena.[66][67][68] Poznato je da zrna prašine postaju električno naelektrisana kada se sudare sa zemljom ili drugim zrnima.[69] Teorijske, računarske i eksperimentalne analize prašnjavih tokova u laboratoriji i peščanih đavola na Zemlji pokazuju da je samoindukovani elektricitet, uključujući munje, uobičajena pojava u turbulentnim tokovima opterećenim prašinom.[70][71][72] Na Marsu bi se ova tendencija slagala sa niskim atmosferskim pritiskom, što bi se pretvorilo u mnogo niža električna polja potrebna za razlaganje. Kao rezultat toga, aerodinamičko odvajanje prašine i na mezo- i na makro-skali može lako dovesti do odvajanja naelektrisanja dovoljno velikog da proizvede lokalno električno pražnjenje u oblacima prašine iznad zemlje.[73]

Međutim, za razliku od drugih planeta u Sunčevom sistemu, ne postoje merenja in situ na površini Marsa koja bi dokazala ove hipoteze.[74] Prvi pokušaj da se rasvetle ove nepoznanice pokušao je sletanje Schiaparelli EDM misije EkoMars 2016. godine, koje je uključivalo relevantni ugrađeni hardver za merenje naelektrisanja električne prašine i atmosferskih električnih polja na Marsu. Međutim, lender je otkazao prilikom automatizovanog sletanja 19. oktobra 2016. i srušio se na površinu Marsa.

Saltacija

[uredi | uredi izvor]

Proces geološke saltacije je veoma važan na Marsu kao mehanizam za dodavanje čestica u atmosferu. Na roveru MER Spirit primećena je zasoljenost čestica peska. Teorija i zapažanja iz stvarnog sveta nisu se slagala jedno sa drugim, klasičnoj teoriji nedostaje do polovine čestica soli u stvarnom svetu.[75] Model, koji se usko slaže sa zapažanjima iz stvarnog sveta, sugeriše da čestice soli stvaraju električno polje koje povećava efekat slanja. Marsova zrna skaču 100 puta većim i dužim putanjama i dostižu 5-10 puta veće brzine od Zemljinih zrna.[76]

Periodični oblak u severnom prstenu

[uredi | uredi izvor]
Hablov pogled na kolosalni polarni oblak na Marsu

Veliki oblak u obliku krofne pojavljuje se u severnom polarnom regionu Marsa otprilike u isto vreme svake marsovske godine i otprilike je iste veličine.[77] Formira se ujutru i raspršuje se do Marsovog popodneva. Spoljni prečnik oblaka je približno 1.600 km, a unutrašnja rupa ili oko 320 km širok.[78] Smatra se da je oblak sastavljen od vodenog leda, pa je bele boje, za razliku od češćih prašnih oluja.

Izgleda kao ciklonalna oluja, slična uraganu, ali se ne rotira.[79] Oblak se pojavljuje tokom severnog leta i na visokoj geografskoj širini. Pretpostavlja se da je to zbog jedinstvenih klimatskih uslova u blizini Severnog pola.[80] Oluje slične ciklonu prvi put su otkrivene tokom programa Viking, ali je oblak severnog prstena skoro tri puta veći. Oblak su takođe otkrile različite sonde i teleskopi, uključujući Habl i Marsov globalni geometar.

Drugi događaji koji se ponavljaju su peščane oluje i prašnjavi đavoli.[81]

Prisustvo metana

[uredi | uredi izvor]
Izvor marsovskog metana je nepoznat; ovde je prikazano njegovo otkrivanje.

Metan (CH4) je hemijski nestabilan u trenutnoj oksidacionoj atmosferi Marsa. Brzo bi se raspao zbog ultraljubičastog zračenja Sunca i hemijskih reakcija sa drugim gasovima. Stoga, stalno prisustvo metana u atmosferi može značiti postojanje izvora za kontinuirano dopunjavanje gasa.

Količine metana u tragovima, na nivou od nekoliko delova na milijardu (ppb), prvi put je prijavio tim iz „NASA-inog centra za svemirske letove Godard“ u atmosferi Marsa 2003. [82] [83] Izmerene su velike razlike u obilju između zapažanja izvršenih 2003. i 2006. godine, što sugeriše da je metan lokalno koncentrisan i verovatno sezonski. [84] Godine 2014. NASA je izvestila da je rover Kjuriositi otkrio desetostruko povećanje ('skok') metana u atmosferi oko sebe krajem 2013. i početkom 2014. godine. Četiri merenja obavljena tokom dva meseca tokom ovog perioda u proseku su iznosila 7,2 ppb, što znači da Mars epizodično proizvodi ili ispušta metan iz nepoznatog izvora. [85] Pre i posle toga, očitavanja su u proseku iznosila oko desetinu tog nivoa. [86] [87] Dana 7 U junu 2018 NASA je objavila ciklične sezonske promene pozadinskog nivoa atmosferskog metana. [88] [89] [90]

Glavni kandidati za poreklo marsovskog metana uključuju nebiološke procese kao što su reakcije vode i stene, radioliza vode i formiranje pirita, od kojih svi proizvode H2 koji zatim može da formira metan i druge ugljovodonike preko Fišer-Tropš procesa sa CO i CO2. [traži se izvor] Takođe se pokazalo da se metan može proizvesti procesom koji uključuje vodu, ugljen-dioksid i mineral olivin, za koji se zna da je uobičajeno na Marsu. [91]

Živi mikroorganizmi, kao što su metanogeni, su još jedan mogući izvor, ali na Marsu nisu pronađeni dokazi o prisustvu takvih organizama. [92] [93] [94]

Razlozi za sublimaciju ugljen-dioksida

[uredi | uredi izvor]

Slike Orbitalnog istraživača Marsa sugerišu da se javlja neobičan efekat erozije na osnovu jedinstvene klime Marsa. Prolećno zagrevanje u određenim oblastima dovodi do sublimacije i protoka CO 2 leda, stvarajući veoma neobične obrasce erozije zvane "paukovi kanali". [95] Čisti CO 2 led se formira tokom zime i kako prolećna sunčeva svetlost zagreva površinu, CO 2 isparava u gas koji teče uzbrdo ispod čistog CO 2 leda. Slabe tačke u tom ledu propuštaju CO 2 gejzire.

Planine

[uredi | uredi izvor]
Isparljivi gasovi na Marsu (Curiositi rover, oktobar 2012 )

Na marsovske oluje značajno utiču veliki planinski lanci. [96] Određene planine kao što je rekordni Olimp (26 km) može uticati na lokalno vreme, ali veći vremenski efekti su posledica veće kolekcije vulkana u regionu Tarsis .

Jedinstveni vremenski fenomen koji se ponavlja i uključuje planine je spiralni oblak prašine koji se formira iznad Arsia Mons . Spiralni oblak prašine iznad Arsia Mons može porasti sa 15 na 30 km iznad vulkana. [97] Oblaci su prisutni oko Arsije Monsa tokom marsove godine, a vrhunac dostižu krajem leta. [98]

Oblaci koji okružuju planine pokazuju sezonsku varijabilnost. Oblaci na Olimpus Mons i Ascreaus Mons pojavljuju se na severnoj hemisferi u proleće i leto, dostižući ukupnu maksimalnu površinu od približno 900.000 km 2 i 1.000.000 km 2 u kasno proleće. Oblaci oko Alba Patera i Pavonis Monsa pokazuju dodatni, manji vrh u kasno leto. Zimi je primećeno vrlo malo oblaka. Predviđanja iz Marsovog opšteg modela cirkulacije su u skladu sa ovim zapažanjima. [99]

Polarni šeširi

[uredi | uredi izvor]
Kako je Mars mogao izgledati tokom ledenog doba pre između 2,1 miliona i 400.000 godina, kada se smatra da je nagib Marsove ose bio veći nego što je danas.

Mars ima ledene kape na severnom i južnom polu, koje su uglavnom vodeni led; međutim, smrznuti ugljen-dioksid ( suvi led) je prisutan na njihovim površinama. Suvi led se akumulira u severnom polarnom regionu ( Planum Boreum) samo zimi, leti potpuno sublimira, dok južno polarno područje dodatno ima trajni pokrivač suvog leda debljine do osam metara. [100] Ova razlika je zbog veće nadmorske visine južnog pola.

Na zimskom polu može da se kondenzuje toliko atmosfere da atmosferski pritisak može da varira i do trećine svoje srednje vrednosti. Ova kondenzacija i isparavanje će prouzrokovati promenu udela nekondenzujućih gasova u atmosferi. [101] Ekscentricitet Marsove orbite utiče na ovaj ciklus kao i na druge faktore. U proleće i jesen vetar je toliko jak zbog procesa sublimacije ugljen-dioksida da može biti uzrok gore pomenutih globalnih oluja prašine. [102]

Severna polarna kapa ima prečnik od približno 1.000 km tokom severnog leta, [103] i sadrži oko 1,6 miliona kubnih kilometara leda, koji bi, ako bi se ravnomerno rasporedio po kapi, iznosio 2 km debljine. [104] (Ovo se poredi sa zapreminom grenlandskog ledenog pokrivača od 2,85 miliona kubnih kilometara. ). Južna polarna kapa ima prečnik od 350 km i maksimalne debljine 3 km. [105] Obe polarne kape imaju spiralna korita, za koje se u početku smatralo da su rezultat diferencijalnog solarnog zagrevanja, zajedno sa sublimacijom leda i kondenzacijom vodene pare. [106] Nedavna analiza podataka dobijenih radarskim talasima koji prodiru u led iz SHARAD-a pokazala je da su spiralna korita nastala iz jedinstvene situacije u kojoj se katabatski vetrovi velike gustine (noćni vetrovi) spuštaju sa velikih visina da bi preneli led i stvorili velike talase. [107] [108] Spiralni oblik potiče od Koriolisovog efekta koji tera vetrove, slično kao što se vetrovi na zemlji spirale u uragan. Korita se nisu formirala istovremeno sa bilo kojom ledenom kapom, već su počela da se formiraju između 2.4 pre milion i 500.000 godina, nakon što je postojalo tri četvrtine ledene kape. Ovo sugeriše da im je klimatska promena omogućila da počnu. Obe polarne kape se smanjuju i ponovo rastu nakon temperaturnih fluktuacija marsovskih godišnjih doba; postoje i dugoročni trendovi koji se bolje razumeju u modernoj eri.

Tokom proleća na južnoj hemisferi, Sunčevo zagrevanje naslaga suvog leda na Južnom polu mjestimično dovodi do akumulacije komprimovanog CO 2 gasa ispod površine poluprovidnog leda, zagrejanog do apsorpcije zračenja iz tamnijeg leda. supstrat. Nakon dostizanja potrebnog pritiska, gas izbija kroz led u obliku gejzira. Iako erupcije nisu direktno primećene, one ostavljaju dokaze u vidu „tamnih dina“ i svetlijih lepeza na vrhu leda, koji predstavljaju pesak i prašinu koje su erupcije nosile, i obrazac žlebova nalik pauku koji su stvoreni ispod led gasom koji istiskuje. [109] [110] (videti Gejziri na Marsu) Smatra se da se erupcije gasa azota koje je Vojadžer 2 primetio na Tritonu dešavaju sličnim mehanizmom.

Obe polarne kape se trenutno akumuliraju, što potvrđuje predviđene Milankovićeve cikluse u vremenskim okvirima od ~400.000 i ~4.000.000 godina. Sondiranja instrumenta SHARAD na Mars Reconnaissance Orbiter ukazuju na ukupan rast granice od ~0,24 km³/god. Od toga, 92%, ili ~0,86 mm/godišnje, ide ka severu, [111] dok ćelija Marsovca Hedlija deluje kao nelinearna pumpa isparljivih materija ka severu.

Solarni vetar

[uredi | uredi izvor]

Mars je izgubio većinu svog magnetnog polja pre oko četiri milijarde godina. Kao rezultat toga, solarni vetar i kosmički zraci direktno stupaju u interakciju sa marsovskom jonosferom. Ovo čini atmosferu tanjom nego što bi inače bila delovanjem sunčevog vetra, koji konstantno uklanja atome iz spoljašnjeg atmosferskog sloja. [112] Većina istorijskih gubitaka u atmosferi na Marsu može se pratiti unazad do ovog efekta solarnog vetra. Trenutna teorija postavlja slabljenje solarnog vetra, tako da su današnji atmosferski efekti odvajanja mnogo manji nego u prošlosti kada je solarni vetar bio jači.

Godišnja doba

[uredi | uredi izvor]
U proleće, sublimacija leda uzrokuje da pesak ispod ledenog pokrivača formira lepezaste naslage na vrhu sezonskog leda.

Mars ima nagib ose od 25,2°. To znači da na Marsu postoje godišnja doba, baš kao i na Zemlji. Ekscentricitet Marsove orbite je 0,1, mnogo veći od Zemljinog trenutnog ekscentriciteta orbite od oko 0,02. Veliki ekscentricitet uzrokuje da se osunčanost na Marsu promeni dok planeta kruži oko Sunca. (Marsova godina traje 687 dana, otprilike 2 zemaljske godine. ) Kao i na Zemlji, nagib Marsove ose dominira godišnjim dobima, ali su zbog velike ekscentričnosti zime na južnoj hemisferi duge i hladne, dok su na severu kratke i tople.

Sada se smatra da se led nakupio kada je nagib Marsove orbite bio veoma različit od onoga što je sada. (Osa oko koje se planeta okreće je značajno "klapava", što znači da se njen ugao menja tokom vremena. ) [113] [114] [115] Pre nekoliko miliona godina, nagib Marsove ose bio je 45 stepeni umesto sadašnjih 25 stepeni. Njegov nagib veoma varira jer dva mala meseca ne mogu da ga stabilizuju kao Zemljin Mesec .

Smatra se da mnoge karakteristike na Marsu, posebno četvorougao Ismenius Lacus, sadrže velike količine leda. Najpopularniji model formiranja leda je klimatska promena usled velikih promena nagiba rotacione ose planete. Ponekad je nagib bio veći od 80 stepeni. [116] [117] Velike promene u nagibu objašnjavaju mnoge karakteristike bogate ledom na Marsu.

Studije su pokazale da kada nagib Marsa dostigne 45 stepeni sa sadašnjih 25 stepeni, led više nije stabilan na polovima. [118] Štaviše, na ovom visokom gradijentu, čvrsti ugljen-dioksid (suvi led) sublimira, što povećava atmosferski pritisak. Ovaj povećani pritisak omogućava da više prašine ostane u atmosferi. Vlaga u atmosferi padaće kao sneg ili kao led zamrznut na zrnca prašine. Proračuni sugerišu da će ovaj materijal biti koncentrisan na srednjim areografskim širinama . [119] [120] Opšti modeli cirkulacije atmosfere Marsa predviđaju akumulacije prašine bogate ledom u istim regionima gde se nalaze karakteristike bogate ledom. [121] Kada nagib počne da se vraća na niže vrednosti, led sublimira (pretvara se direktno u gas) i za sobom ostavlja trag prašine. [122] [123] Zaostali sediment prekriva osnovni materijal, tako da sa svakim ciklusom visokih nagiba ostaje nešto ledom bogatog omotača. [124] Imajte na umu da glatki površinski sloj plašta verovatno predstavlja samo relativno noviji materijal. Ispod su slike slojeva u ovom glatkom plaštu koji se ponekad spušta sa neba.

Precesija u poravnanju nagiba ose i ekscentriciteta orbite dovodi do globalnog zagrevanja i hlađenja („velika“ leta i zime) sa periodom od 170.000 godina. [125]

Kao i Zemlja, nagib Marsove ose prolazi kroz periodične promene koje mogu dovesti do dugoročnih promena klime. Još jednom, efekat je izraženiji na Marsu, jer mu nedostaje stabilizacijski uticaj velikog meseca. Kao rezultat toga, nagib ose se može promeniti za čak 45°. Žak Laskar, iz francuskog Nacionalnog centra za naučna istraživanja, tvrdi da se efekti ovih periodičnih klimatskih promena mogu videti u slojevitoj prirodi ledene kape na severnom polu Marsa. [126] Trenutna istraživanja sugerišu da se Mars nalazi u toplom interglacijalnom periodu koji je trajao više od 100.000 godina. [127]

Pošto je Marsov globalni geometar mogao da posmatra Mars tokom 4 marsovske godine, utvrđeno je da je vreme na Marsu slično iz godine u godinu. Sve razlike bile su direktno povezane sa promenama sunčeve energije koja je stigla do Marsa. Naučnici su čak bili u stanju da precizno predvide oluje prašine koje će se desiti tokom sletanja Bigla 2 . Utvrđeno je da su regionalne oluje prašine usko povezane sa lokacijom dostupnosti prašine. [128]

Dokazi za nedavne klimatske promene

[uredi | uredi izvor]
Jame u južnoj ledenoj kapi (MGS 1999, NASA)

Tokom poslednjih nekoliko marsovskih godina, došlo je do regionalnih promena oko Južnog pola ( Planum Australe). Godine 1999 Mars Global Surveior je fotografisao jame u sloju smrznutog ugljen-dioksida na južnom polu Marsa. Zbog svog upečatljivog oblika i orijentacije, ove koštice su postale poznate kao obeležja švajcarskog sira . Godine 2001. svemirska letelica je ponovo fotografisala iste jame i otkrila da su narasle, povlačeći se za oko 3 m u jednoj marsovskoj godini. [129] Ove karakteristike su uzrokovane sublimacijom sloja suvog leda, izlažući sloj inertnog vodenog leda. Nedavna zapažanja pokazuju da led na južnom polu Marsa nastavlja da sublimira. [130] Jame u ledu nastavljaju da rastu za oko 3 m po marsovskoj godini. Majkl Malin navodi da uslovi na Marsu trenutno nisu pogodni za formiranje novog leda. U saopštenju za štampu NASA -e se navodi da su „klimatske promene u toku“ na Marsu . [131] U rezimeu zapažanja kamere Mars Global Surveior, istraživači su pretpostavili da je između misija Mariner 9 i Mars Global Surveior možda postojao suvi led. Na osnovu trenutne stope gubitka, današnji depoziti će možda nestati za sto godina. [132]

Na drugim mestima na planeti, područja sa nižim geografskim širinama imaju više vodenog leda nego što bi trenutni klimatski uslovi trebalo da obezbede. [133] [134] [135] Mars Odissei „daje nam tragove o nedavnim globalnim klimatskim promenama na Marsu“, rekao je Džefri Plaut, naučnik projekta za misiju u NASA-inoj Laboratoriji za mlazni pogon, u radu koji nije recenzirao 2003. godine.

Polarne promene

[uredi | uredi izvor]

Colaprete et al. izvršili simulacije sa modelom opšte cirkulacije Marsa koje pokazuju da lokalna klima oko južnog pola Marsa trenutno može biti u nestabilnom periodu. Simulirana nestabilnost je ukorenjena u areografiji regiona, što navodi autore na pretpostavku da je sublimacija polarnog leda lokalni, a ne globalni fenomen. [136] Istraživači su pokazali da čak i uz konstantno sunčevo osvetljenje, stubovi mogu da skaču između stanja taloženja ili gubitka leda. Okidač za promenu stanja može biti povećano opterećenje prašine u atmosferi ili promena albeda usled taloženja vodenog leda na polarnoj kapi. [137] Ova teorija je donekle problematična zbog nedostatka taloženja leda nakon globalne peščane oluje 2001. [138] Drugo pitanje je da se tačnost Marsovog opšteg modela cirkulacije smanjuje kako obim fenomena postaje sve lokalniji.

Tvrdi se da su „uočene regionalne promene u južnom polarnom ledenom pokrivaču skoro sigurno posledica regionalne klimatske tranzicije, a ne globalnog fenomena i očigledno nisu povezane sa spoljnim uticajem“. [139] Pišući u naučnom časopisu Nature, glavni urednik Oliver Morton je rekao: „Klimatski skeptici su se uhvatili zagrevanja drugih solarnih tela. Na Marsu se čini da se zagrevanje svodi na prašinu koja se raznosi i otkriva velike delove crnog bazaltnog kamena koji se zagrevaju tokom dana.“ [140] [141]

Klimatske zone

[uredi | uredi izvor]
Globalne klimatske zone Marsa, na osnovu temperature, modifikovane topografijom, albedom i stvarnim sunčevim zračenjem. Klime su označene slovima:A – Ledenjačka B - Polar C - Severni (blagi) prelazni i južni (ekstremni) prelazni D - Tropski E - Tropski sa niskim albedom G - Tropska nizija A - Subtropska planina

Klimatske zone Zemlje je prvi definisao Vladimir Kepen na osnovu distribucije vegetacionih grupa. Klimatska klasifikacija je dalje zasnovana na temperaturi, kišama i podeljena na osnovu razlika u sezonskoj raspodeli temperature i padavina ; a posebna grupa postoji za vanzonalne klime kao što su velike nadmorske visine. Mars nema ni vegetaciju ni kišu, tako da bi bilo koja klasifikacija klime mogla biti zasnovana samo na temperaturi; dalje unapređenje sistema može se zasnivati na distribuciji prašine, sadržaja vodene pare, pojave snega. Solarne klimatske zone se takođe mogu lako definisati za Mars. [142]

Trenutne misije

[uredi | uredi izvor]

Odiseja na Marsu 2001. trenutno kruži oko Marsa i vrši globalna merenja atmosferske temperature koristeći TES instrument. Mars Reconnaissance Orbiter trenutno uzima dnevna posmatranja vremena i klime sa orbite. Radiometar, jedan od njegovih instrumenata, specijalizovan je za rad na posmatranju klime. MSL je lansiran u novembru 2011. i sleteo na Mars 6. avgusta 2012. [143] Mejven, Mangaliaan i TGO trenutno kruže oko Marsa i proučavaju njegovu atmosferu.

Vidi još

[uredi | uredi izvor]

Reference

[uredi | uredi izvor]
  1. ^ Reddy, Francis (2005-09-23). „MGS sees changing face of Mars”. Astronomy Magazine. Pristupljeno 2007-09-06. 
  2. ^ NASA. „Mars General Circulation Modeling”. NASA. Arhivirano iz originala 2007-02-20. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  3. ^ „Exploring Mars in the 1700s”. 2001-02-20. Arhivirano iz originala 2001-02-20. g. 
  4. ^ „Exploring Mars in the 1700s”. 2001-02-20. Arhivirano iz originala 2001-02-20. g. 
  5. ^ „Clay studies might alter Mars theories”. Science Daily. 2007-07-19. Arhivirano iz originala 2007-09-30. g. Pristupljeno 2007-09-06. 
  6. ^ Fairén, A. G. (2004). „Inhibition of carbonate synthesis in acidic oceans on early Mars”. Nature. 431 (7007): 423—426. Bibcode:2004Natur.431..423F. PMID 15386004. S2CID 4416256. doi:10.1038/nature02911. 
  7. ^ Carr, M.H. (1977). „Martian impact craters and emplacement of ejecta by surface flow”. J. Geophys. Res. 82 (28): 4055—65. Bibcode:1977JGR....82.4055C. doi:10.1029/JS082i028p04055. 
  8. ^ Golombek, M.P. (2000). „Erosion rates on Mars and implications for climate change: constraints from the Pathfinder landing site”. J. Geophys. Res. 105 (E1): 1841—1853. Bibcode:2000JGR...105.1841G. doi:10.1029/1999JE001043. 
  9. ^ Craddock, R.A. (2002). „The case for rainfall on a warm, wet early Mars”. J. Geophys. Res. 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505. 
  10. ^ Shuster, David L. (2005-07-22). „Martian Surface Paleotemperatures from Thermochronology of Meteorites” (PDF). Science. 309 (5734): 594—600. Bibcode:2005Sci...309..594S. PMID 16040703. S2CID 26314661. doi:10.1126/science.1113077. 
  11. ^ Hartmann, W. 2003. A Traveler's Guide to Mars. Workman Publishing. NY NY.
  12. ^ Aberle, R.M. (1998). „Early Climate Models”. J. Geophys. Res. 103 (E12): 28467—79. doi:10.1029/98JE01396. 
  13. ^ „Mars Used To Look More White Than Red”. Popular Mechanics. 2016-05-26. Pristupljeno 2016-05-28. 
  14. ^ „Weather at the Mars Exploration Rover and Beagle 2 Landing Sites” (na jeziku: engleski). Malin Space Science Systems. Arhivirano iz originala 2007-08-14. g. Pristupljeno 2007-09-08. 
  15. ^ „Mars - Crveni planet. Opis mjesta. Atmosfera i klima”. galspace.ru - Projekt istraživanja Sunčevog sustava (na jeziku: ruski). Pristupljeno 2020-10-25. 
  16. ^ Zabolotski, Maksim (2013-09-21). „Opći podaci o Marsovoj atmosferi”. Spacegid.com (na jeziku: ruski). Pristupljeno 2020-10-25. 
  17. ^ „Mars - Crveni planet. Opis mjesta. Atmosfera i klima”. galspace.ru - Projekt istraživanja Sunčevog sustava (na jeziku: ruski). Pristupljeno 2020-10-25. 
  18. ^ „NASA Mars Lander Sees Falling Snow, Soil Data Suggest Liquid Past”. 2008-09-29. Arhivirano iz originala 27. 07. 2012. g. Pristupljeno 2008-10-03. 
  19. ^ „Mars Clouds Higher Than Any On Earth”. Space.com. 
  20. ^ Pettit, E. (septembar 1924). „Radiation Measures on the Planet Mars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 36 (9): 269—272. Bibcode:1924PASP...36..269P. 
  21. ^ Coblentz, W. (jun 1925). „Temperature Estimates of the Planet Mars”. Astronomische Nachrichten. 224 (22): 361—378. Bibcode:1925AN....224..361C. doi:10.1002/asna.19252242202. hdl:2027/mdp.39015086551267. 
  22. ^ „National Space Science Data Center: Infrared Thermal Mapper (IRTM)”. Pristupljeno 2014-09-14. 
  23. ^ Eydelman, Albert (2001). „Temperature on the Surface of Mars”. The Physics Factbook. 
  24. ^ „Focus Sections :: The Planet Mars”. MarsNews.com. Pristupljeno 2007-09-08. 
  25. ^ „NASA Mars Fact Sheet”. nasa.gov. 2018. Pristupljeno 2018-11-01. 
  26. ^ „Mars Facts”. NASA. Arhivirano iz originala 2013-06-07. g. Pristupljeno 2013-06-20. 
  27. ^ James E. Tillman Mars – Temperature Overview
  28. ^ Liu, Junjun (2003-08-15). „An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared” (PDF). Journal of Geophysical Research. 108 (5089): 5089. Bibcode:2003JGRE..108.5089L. doi:10.1029/2002JE001921. Arhivirano iz originala (PDF) 30. 9. 2006. g. Pristupljeno 2007-09-08. 
  29. ^ William Sheehan, The Planet Mars: A History of Observation and Discovery, Chapter 13 (available on the web Arhivirano 2011-11-11 na sajtu Wayback Machine)
  30. ^ Gurwell, Mark A. (2005). „Mars surface and atmospheric temperature during the 2001 global dust storm”. Icarus. 175 (1): 23—3. Bibcode:2005Icar..175...23G. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.009. 
  31. ^ Clancy, R. (1990-08-30). „Global Changes in the 0–70 km Thermal Structure of the Mars Atmosphere Derived from 1975 to 1989 Microwave CO Spectra”. Journal of Geophysical Research. 95 (9): 14,543—14,554. Bibcode:1990JGR....9514543C. doi:10.1029/JB095iB09p14543. 
  32. ^ Bell, J (2009-08-28). „Mars Reconnaissance Orbiter Mars Color Imager (MARCI): Instrument Description, Calibration, and Performance”. Journal of Geophysical Research. 114 (8): E08S92. Bibcode:2009JGRE..114.8S92B. doi:10.1029/2008JE003315. 
  33. ^ Wilson, R (2000). „The Martian Atmosphere During the Viking I Mission, I: Infrared Measurements of Atmospheric Temperatures Revisited”. Icarus. 145 (2): 555—579. Bibcode:2000Icar..145..555W. doi:10.1006/icar.2000.6378. 
  34. ^ Clancy, R. (2000-04-25). „An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere”. Journal of Geophysical Research. 105 (4): 9553—9571. Bibcode:2000JGR...105.9553C. doi:10.1029/1999JE001089. 
  35. ^ Liu, Junjun (2003-08-15). „An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared” (PDF). Journal of Geophysical Research. 108 (5089): 5089. Bibcode:2003JGRE..108.5089L. doi:10.1029/2002JE001921. Arhivirano iz originala (PDF) 30. 9. 2006. g. Pristupljeno 2007-09-08. 
  36. ^ Kleinböhl, A (oktobar 2009). „Mars Climate Sounder Limb Profile Retrieval of Atmospheric Temperature, Pressure, and Dust and Water Ice Opacity” (PDF). Journal of Geophysical Research. 114 (E10): n/a. Bibcode:2009JGRE..11410006K. doi:10.1029/2009JE003358. 
  37. ^ Bandfield, J. L. (2013). „Radiometric Comparison of Mars Climate Sounder and Thermal Emission Spectrometer Measurements”. Icarus. 225 (1): 28—39. Bibcode:2013Icar..225...28B. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.007. 
  38. ^ Fassett, C. J. Head (2011). „Sequence and timing of conditions on early Mars”. Icarus. 211 (2): 1204—1214. Bibcode:2011Icar..211.1204F. doi:10.1016/j.icarus.2010.11.014. 
  39. ^ Forget, F. (2013). „3D modelling of the early martian climate under a denser CO2 atmosphere: temperatures and CO2 ice clouds”. Icarus. 222 (1): 81—99. Bibcode:2013Icar..222...81F. S2CID 387090. arXiv:1210.4216 Slobodan pristup. doi:10.1016/j.icarus.2012.10.019. 
  40. ^ „Wet Mars: Red Planet Lost Ocean's Worth of Water, New Maps Reveal”. Space.com. 5. 3. 2015. 
  41. ^ „What happened to early Mars' atmosphere? New study eliminates one theory”. 
  42. ^ „What happened to early Mars' atmosphere? New study eliminates one theory”. 
  43. ^ Niles, P. (2013). „Geochemistry of carbonates on Mars: implications for climate history and nature of aqueous environments” (PDF). Space Sci. Rev. 174 (1–4): 301—328. Bibcode:2013SSRv..174..301N. S2CID 255073586. doi:10.1007/s11214-012-9940-y. 
  44. ^ „Search for 'Missing' Carbon on Mars Cancelled”. Space.com. 26. 11. 2015. 
  45. ^ „Mars once had a moderately dense atmosphere: Scientists suggest the fingerprints of early photochemistry provide a solution to the long-standing mystery”. 
  46. ^ Webster, C. R. (2013). „Isotope ratios of H, C, and O in CO2 and H2O of the Martian atmosphere” (PDF). Science. 341 (6143): 260—263. Bibcode:2013Sci...341..260W. PMID 23869013. S2CID 206548962. doi:10.1126/science.1237961. 
  47. ^ Hu, R. (2015). „Tracing the fate of carbon and the atmospheric evolution of Mars”. Nature Communications. 6: 10003. Bibcode:2015NatCo...610003H. PMC 4673500 Slobodan pristup. PMID 26600077. arXiv:1512.00758 Slobodan pristup. doi:10.1038/ncomms10003. 
  48. ^ Mars General Circulation Modeling Group. „Mars' low surface pressure.”. NASA. Arhivirano iz originala 2007-07-07. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  49. ^ Mars General Circulation Modeling Group. „Mars' desert surface.”. NASA. Arhivirano iz originala 2007-07-07. g. Pristupljeno 2007-02-25. 
  50. ^ „Antares project "Mars Small-Scale Weather" (MSW)”. 2003-09-23. Arhivirano iz originala 2006-03-03. g. Pristupljeno 2019-07-06. 
  51. ^ Forget, François. „Alien Weather at the Poles of Mars” (PDF). Science. Pristupljeno 2007-02-25. 
  52. ^ Mars General Circulation Modeling Group. „The Martian tropics...”. NASA. Arhivirano iz originala 2007-07-07. g. Pristupljeno 2007-09-08. 
  53. ^ NASA. „Planet Gobbling Dust Storms”. NASA. Arhivirano iz originala 2006-06-13. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  54. ^ Leovy, C. E. (1973-07-06). „Mechanisms for Mars Dust Storms”. Journal of the Atmospheric Sciences. 30 (5): 749—762. Bibcode:1973JAtS...30..749L. doi:10.1175/1520-0469(1973)030<0749:MFMDS>2.0.CO;2. 
  55. ^ William Sheehan, The Planet Mars: A History of Observation and Discovery, Chapter 13 (available on the web Arhivirano 2011-11-11 na sajtu Wayback Machine)
  56. ^ Gurwell, Mark A. (2005). „Mars surface and atmospheric temperature during the 2001 global dust storm”. Icarus. 175 (1): 23—3. Bibcode:2005Icar..175...23G. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.009. 
  57. ^ Fenton, Lori K. (2007). „Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars” (PDF). Nature. 446 (7136): 646—649. Bibcode:2007Natur.446..646F. PMID 17410170. S2CID 4411643. doi:10.1038/nature05718. Arhivirano iz originala (PDF) 8. 7. 2007. g. Pristupljeno 24. 10. 2020. 
  58. ^ „Duststorms on Mars”. whfreeman.com. Arhivirano iz originala 2008-07-19. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  59. ^ Rapidly intensifying, possibly planet-wide dust storm affecting Mars, 13 June 2018.
  60. ^ Shekhtman, Lonnie (2018-06-20). „Martian Dust Storm Grows Global; Curiosity Captures Photos of Thickening Haze”. NASA. Pristupljeno 2018-06-21. 
  61. ^ Malik, Tariq (2018-06-21). „Epic Dust Storm on Mars Now Completely Covers the Red Planet”. Space.com. Pristupljeno 2018-06-21. 
  62. ^ Zurek, Richard W. (1993). „Interannual variability of planet-encircling dust storms on Mars”. Journal of Geophysical Research. 98 (E2): 3247—3259. Bibcode:1993JGR....98.3247Z. doi:10.1029/92JE02936. Arhivirano iz originala 3. 10. 2012. g. Pristupljeno 2007-03-16. 
  63. ^ Garisto, Dan (2018-02-07). „Massive dust storms are robbing Mars of its water”. Science News. 
  64. ^ Heavens, Nicholas G. (2018). „Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms”. Nature Astronomy. 2 (2): 126—132. Bibcode:2018NatAs...2..126H. S2CID 256718417. doi:10.1038/s41550-017-0353-4. .
  65. ^ „Dust Storms Linked to Gas Escape from Mars Atmosphere”. NASA/JPL. 
  66. ^ Eden, H.F. (1973). „Electrical breakdown caused by dust motion in low-pressure atmospheres: considerations for Mars.”. Science. 180 (4089): 39—87. Bibcode:1973Sci...180..962E. PMID 17735929. S2CID 38902776. doi:10.1126/science.180.4089.962. 
  67. ^ Harrison, R.G. (2016). „Applications of electrified dust and dust devil electrodynamics to Martian atmospheric electricity.”. Space Sci. Rev. 203 (1–4): 299—345. Bibcode:2016SSRv..203..299H. S2CID 255074226. doi:10.1007/s11214-016-0241-8. 
  68. ^ Calle (2017). Electrostatic Phenomena in Planetary Atmospheres. 
  69. ^ Forward, K.M. (2009). „Particle-size dependent bipolar charging of Martian regolith simulant.”. Geophysical Research Letters. 36 (13): L13201. Bibcode:2009GeoRL..3613201F. S2CID 129729418. doi:10.1029/2009GL038589. 
  70. ^ Melnik, O. (1998). „Electrostatic discharge in Martian dust storms.”. J. Geophys. Res. Space Phys. 103 (A12): 29107—29117. Bibcode:1998JGR...10329107M. doi:10.1029/98JA01954. 
  71. ^ Renno, N.O. (2003). „Electrical discharges and broadband radio emission by Martian dust devils and dust storms.”. Geophysical Research Letters. 30 (22): 2140. Bibcode:2003GeoRL..30.2140R. S2CID 1172371. doi:10.1029/2003GL017879. 
  72. ^ Krauss, C.E. (2006). „Modeling the formation of electrostatic discharges on Mars.”. J. Geophys. Res. Planets. 111 (E2): E2. Bibcode:2006JGRE..111.2001K. doi:10.1029/2004JE002313. 
  73. ^ Di Renzo, M. (2018). „Aerodynamic generation of electric fields in turbulence laden with charged inertial particles.”. Nature Communications. 9 (1): 1676. Bibcode:2018NatCo...9.1676D. PMC 5920100 Slobodan pristup. PMID 29700300. doi:10.1038/s41467-018-03958-7. 
  74. ^ Aplin, K.L. (2017). „Lightning detection in planetary atmospheres.”. Weather. 72 (2): 46—50. Bibcode:2017Wthr...72...46A. S2CID 54209658. arXiv:1606.03285 Slobodan pristup. doi:10.1002/wea.2817. 
  75. ^ Kok, Jasper F. (2008). „Electrostatics in Wind-Blown Sand”. Physical Review Letters. 100 (1): 014501. Bibcode:2008PhRvL.100a4501K. PMID 18232774. S2CID 9072006. arXiv:0711.1341 Slobodan pristup. doi:10.1103/PhysRevLett.100.014501. 
  76. ^ Almeida, Murilo P. (2008). „Giant saltation on Mars”. PNAS. 105 (17): 6222—6226. PMC 2359785 Slobodan pristup. PMID 18443302. doi:10.1073/pnas.0800202105 Slobodan pristup. 
  77. ^ „Mars Pathfinder”. mars.nasa.gov. 
  78. ^ Brand, David (1999-05-19). „Colossal cyclone swirling near Martian north pole is observed by Cornell-led team on Hubble telescope”. Cornell News. Arhivirano iz originala 2007-06-13. g. Pristupljeno 2007-09-06. 
  79. ^ „Mars Pathfinder”. mars.nasa.gov. 
  80. ^ Brand, David (1999-05-19). „Colossal cyclone swirling near Martian north pole is observed by Cornell-led team on Hubble telescope”. Cornell News. Arhivirano iz originala 2007-06-13. g. Pristupljeno 2007-09-06. 
  81. ^ Brand, David (1999-05-19). „Colossal cyclone swirling near Martian north pole is observed by Cornell-led team on Hubble telescope”. Cornell News. Arhivirano iz originala 2007-06-13. g. Pristupljeno 2007-09-06. 
  82. ^ Mumma, M. J. (2003). „A Sensitive Search for Methane on Mars”. Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 937. Bibcode:2003DPS....35.1418M. 
  83. ^ Naeye, Robert (2004-09-28). „Mars Methane Boosts Chances for Life”. Sky & Telescope. Pristupljeno 2014-12-20. 
  84. ^ Hand, Eric (2018). „Mars methane rises and falls with the seasons”. Science. 359 (6371): 16—17. Bibcode:2018Sci...359...16H. PMID 29301992. doi:10.1126/science.359.6371.16. 
  85. ^ Webster, C. R. (2015-01-23). „Mars methane detection and variability at Gale crater” (PDF). Science. 347 (6220): 415—417. Bibcode:2015Sci...347..415W. PMID 25515120. S2CID 20304810. doi:10.1126/science.1261713. 
  86. ^ Webster, Guy (2014-12-16). „NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars”. NASA. Pristupljeno 2014-12-16. 
  87. ^ Chang, Kenneth (2014-12-16). „'A Great Moment': Rover Finds Clue That Mars May Harbor Life”. The New York Times. Pristupljeno 2014-12-16. 
  88. ^ Chang, Kenneth (2018-06-07). „Life on Mars? Rover's Latest Discovery Puts It 'On the Table' - The identification of organic molecules in rocks on the red planet does not necessarily point to life there, past or present, but does indicate that some of the building blocks were present.”. The New York Times. Pristupljeno 2018-06-08. 
  89. ^ Webster, Christopher R. (2018-06-08). „Background levels of methane in Mars' atmosphere show strong seasonal variations”. Science. 360 (6393): 1093—1096. Bibcode:2018Sci...360.1093W. PMID 29880682. S2CID 46951260. doi:10.1126/science.aaq0131. 
  90. ^ Eigenbrode, Jennifer L. (2018-06-08). „Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars”. Science. 360 (6393): 1096—1101. Bibcode:2018Sci...360.1096E. PMID 29880683. S2CID 46983230. doi:10.1126/science.aas9185. 
  91. ^ Oze, C. (2005). „Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars”. Geophys. Res. Lett. 32 (10): L10203. Bibcode:2005GeoRL..3210203O. S2CID 28981740. doi:10.1029/2005GL022691. 
  92. ^ Oze, Christopher (2012-06-07). „Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces”. PNAS. 109 (25): 9750—9754. Bibcode:2012PNAS..109.9750O. PMC 3382529 Slobodan pristup. PMID 22679287. doi:10.1073/pnas.1205223109 Slobodan pristup. 
  93. ^ Staff (2012-06-25). „Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study”. Space.com. Pristupljeno 2012-06-27. 
  94. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (decembar 2004). „Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?”. Icarus. 172 (2): 537—547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004. 
  95. ^ Chang, Kenneth (2007-12-12). „Mars Rover Finding Suggests Once Habitable Environment”. The New York Times. Pristupljeno 2010-04-30. 
  96. ^ Mars General Circulation Modeling Group. „The Martian mountain ranges...”. NASA. Arhivirano iz originala 2007-07-07. g. Pristupljeno 2007-09-08. 
  97. ^ „PIA04294: Repeated Clouds over Arsia Mons”. NASA. Pristupljeno 2007-09-08. 
  98. ^ Benson (2006). „Interannual variability of water ice clouds over major martian volcanoes observed by MOC”. Icarus. 184 (2): 365—371. 
  99. ^ Benson (2006). „Interannual variability of water ice clouds over major martian volcanoes observed by MOC”. Icarus. 184 (2): 365—371. 
  100. ^ Darling, David. „Mars, polar caps, ENCYCLOPEDIA OF ASTROBIOLOGY, ASTRONOMY, AND SPACEFLIGHT”. Pristupljeno 2007-02-26. 
  101. ^ Forget, François. „Alien Weather at the Poles of Mars” (PDF). Science. Pristupljeno 2007-02-25. 
  102. ^ Mars General Circulation Modeling Group. „Mars' dry ice polar caps...”. NASA. Arhivirano iz originala 2006-12-02. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  103. ^ „MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program”. Mira.org. Pristupljeno 2007-02-26. 
  104. ^ Carr, Michael H. (2003). „Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate”. Journal of Geophysical Research. 108 (5042): 24. 
  105. ^ Phillips, Tony. „Mars is Melting, Science at NASA”. Arhivirano iz originala 2007-02-24. g. Pristupljeno 2007-02-26. 
  106. ^ Pelletier, Jon D. (april 2004). „How do spiral troughs form on Mars?” (PDF). Geology. 32 (4): 365—367. 
  107. ^ Smith, Isaac B. (2010). „Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar”. Nature. 465 (4): 450—453. 
  108. ^ „Mystery Spirals on Mars Finally Explained”. Space.com. 2010-05-26. Pristupljeno 2010-05-26. 
  109. ^ Burnham, Robert (2006-08-16). „Gas jet plumes unveil mystery of 'spiders' on Mars”. Arizona State University web site. Pristupljeno 2009-08-29. 
  110. ^ Kieffer, Hugh H. (2006-08-17). „CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars' seasonal south polar ice cap”. Nature. 442 (7104): 793—796. 
  111. ^ Smith, I. (2016-05-27). „An Ice Age Recorded in the Polar Deposits of Mars”. Science. 352 (6289): 1075—8. 
  112. ^ „The Solar Wind at Mars”. Arhivirano iz originala 2006-10-10. g. 
  113. ^ Madeleine, J. et al. 2007. Mars: A proposed climatic scenario for northern mid-latitude glaciation. Lunar Planet. Sci. 38. Abstract 1778.
  114. ^ Madeleine, J. et al. 2009. Amazonian northern mid-latitude glaciation on Mars: A proposed climate scenario. Icarus: 203. 300–405.
  115. ^ Mischna, M. et al. 2003. On the orbital forcing of martian water and CO2 cycles: A general circulation model study with simplified volatile schemes. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
  116. ^ Touma, J. (1993). „The Chaotic Obliquity of Mars”. Science. 259 (5099): 1294—1297. 
  117. ^ Laskar, J. (2004). „Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars” (PDF). Icarus. 170 (2): 343—364. 
  118. ^ Levy, J. (2008). „Identification of sublimation-type thermal contraction crack polygons at the proposed NASA Phoenix landing site: Implications for substrate properties and climate-driven morphological evolution”. Geophys. Res. Lett. 35 (4). 
  119. ^ Levy, J. (2009a). „Thermal contraction crack polygons on Mars: Classification, distribution, and climate implications from HiRISE observations”. J. Geophys. Res. 114 (E1): E01007. 
  120. ^ Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Landscape evolution in Martian mid-latitude regions: insights from analogous periglacial landforms in Svalbard. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Martian Geomorphology. Geological Society, London. Special Publications: 356. 111–131
  121. ^ Laskar, J. (2004). „Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars” (PDF). Icarus. 170 (2): 343—364. 
  122. ^ Mellon, M. (1995). „The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs”. J. Geophys. Res. 100 (E6): 11781—11799. 
  123. ^ Schorghofer, N (2007). „Dynamics of ice ages on Mars”. Nature. 449 (7159): 192—194. 
  124. ^ Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Exploring the northern mid-latitude glaciation with a general circulation model. In: Seventh International Conference on Mars. Abstract 3096.
  125. ^ Sigurðsson, Steinn. „Global warming on Mars?”. RealClimate. Pristupljeno 2007-02-21. 
  126. ^ Laskar, Jacques (2002-09-25). „Martian 'wobbles' shift climate”. BBC. Pristupljeno 2007-02-24. 
  127. ^ Reddy, Francis. „Titan, Mars methane may be on ice”. Astronomy Magazine. Pristupljeno 2007-03-16. 
  128. ^ Malin, M. et al. 2010. An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation. MARS INFORMATICS. http://marsjournal.org
  129. ^ „MOC Observes Changes in the South Polar Cap”. Malin Space Science Systems. Pristupljeno 2007-02-22. 
  130. ^ „Evaporating ice”. Astronomy.com. Arhivirano iz originala 2007-01-28. g. Pristupljeno 2007-02-22. 
  131. ^ „Mars Pathfinder”. Arhivirano iz originala 2007-04-30. g. 
  132. ^ Malin, M. et al. 2010. An overview of the 1985–2006 Mars Orbiter Camera science investigation. MARS INFORMATICS. http://marsjournal.org
  133. ^ „Red Planet Heats Up: Ice Age Ending on Mars”. Space.com. 
  134. ^ Head, J. (decembar 2003). „Recent Ice Ages On Mars”. Nature. 426 (6968): 797—802. 
  135. ^ Head, J. (2005-03-17). „Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars”. Nature. 434 (7031): 346—351. 
  136. ^ Colaprete, A (2005-05-12). „Albedo of the South Pole of Mars.”. Nature. 435 (7039): 184—188. 
  137. ^ Jakosky, Bruce M. (1990). „Year-to-year instability of the Mars Polar Cap”. J. Geophys. Res. 95: 1359—1365. 
  138. ^ Fenton, Lori K. (2007). „Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars” (PDF). Nature. 446 (7136): 646—649. Arhivirano iz originala (PDF) 8. 7. 2007. g. Pristupljeno 24. 10. 2020. 
  139. ^ Sigurðsson, Steinn. „Global warming on Mars?”. RealClimate. Pristupljeno 2007-02-21. 
  140. ^ Fenton, Lori K. (2007). „Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars” (PDF). Nature. 446 (7136): 646—649. Arhivirano iz originala (PDF) 8. 7. 2007. g. Pristupljeno 24. 10. 2020. 
  141. ^ Morton, Oliver (2007-04-04). „Hot times in the Solar System”. Nature. 
  142. ^ Henrik, Hargitai (2009). „Climate Zones of Mars” (PDF). Lunar and Planetary Institute. Pristupljeno 2010-05-18. 
  143. ^ „Curiosity rover touches down on Mars”. CBS News. Arhivirano iz originala 7. 8. 2013. g. Pristupljeno 24. 10. 2020. 

Spoljašnje veze

[uredi | uredi izvor]
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Клима_Марса&oldid=27821698”