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Atmósfera de Marte

La atmósfera de Marte es la capa de gases que lo rodea . Está compuesta principalmente de dióxido de carbono (95%), nitrógeno molecular (2,85%) y argón (2%). [3] También contiene trazas de vapor de agua , oxígeno , monóxido de carbono , hidrógeno y gases nobles . [3] [5] [2] La atmósfera de Marte es mucho más delgada y fría que la de la Tierra, con una densidad máxima de 20 g/m 3 (aproximadamente el 2% del valor de la Tierra) con una temperatura generalmente por debajo de cero hasta -60 Celsius. La presión superficial promedio es de aproximadamente 610 pascales (0,088 psi), que es el 0,6% del valor de la Tierra. [2]

La delgada atmósfera marciana impide la existencia de agua líquida en la superficie de Marte, pero muchos estudios sugieren que la atmósfera marciana era mucho más espesa en el pasado. [4] La mayor densidad durante la primavera y el otoño se reduce en un 25% durante el invierno, cuando el dióxido de carbono se congela parcialmente en los casquetes polares. [6] La densidad atmosférica más alta en Marte es igual a la densidad encontrada a 35 km (22 mi) sobre la superficie de la Tierra y es de ≈0,020 kg/m 3 . [7] La ​​atmósfera de Marte ha estado perdiendo masa hacia el espacio desde que el núcleo del planeta se desaceleró, y la fuga de gases todavía continúa hoy. [4] [8] [9]

La atmósfera de Marte es más fría que la de la Tierra debido a la mayor distancia del Sol, recibe menos energía solar y tiene una temperatura efectiva más baja , que es de aproximadamente 210 K (−63 °C; −82 °F). [2] La temperatura media de emisión superficial de Marte es de solo 215 K (−58 °C; −73 °F), que es comparable a la de la Antártida interior. [2] [4] Aunque la atmósfera de Marte se compone principalmente de dióxido de carbono, el efecto invernadero en la atmósfera marciana es mucho más débil que en la Tierra: 5 °C (9,0 °F) en Marte, frente a 33 °C (59 °F) en la Tierra debido a la densidad mucho menor del dióxido de carbono, lo que lleva a un menor calentamiento de invernadero. [2] [4] El rango diario de temperatura en la atmósfera inferior presenta una amplia variación debido a la baja inercia térmica; Puede variar desde -75 °C (-103 °F) hasta cerca de 0 °C (32 °F) cerca de la superficie en algunas regiones. [2] [4] [10] La temperatura de la parte superior de la atmósfera marciana también es significativamente más baja que la de la Tierra debido a la ausencia de ozono estratosférico y al efecto de enfriamiento radiativo del dióxido de carbono a altitudes mayores. [4]

Los remolinos de polvo y las tormentas de polvo son frecuentes en Marte, que a veces son observables por telescopios desde la Tierra, [11] y en 2018 incluso a simple vista como un cambio en el color y el brillo del planeta. [12] Las tormentas de polvo que rodean al planeta (tormentas de polvo globales) ocurren en promedio cada 5,5 años terrestres (cada 3 años marcianos) en Marte [4] [11] y pueden amenazar el funcionamiento de los exploradores de Marte . [13] Sin embargo, el mecanismo responsable del desarrollo de grandes tormentas de polvo aún no se comprende bien. [14] [15] Se ha sugerido que está vagamente relacionado con la influencia gravitacional de ambas lunas , algo similar a la creación de mareas en la Tierra.

La atmósfera marciana es una atmósfera oxidada . Las reacciones fotoquímicas en la atmósfera tienden a oxidar las especies orgánicas y convertirlas en dióxido de carbono o monóxido de carbono. [4] Aunque la sonda de metano más sensible del recientemente lanzado ExoMars Trace Gas Orbiter no logró encontrar metano en la atmósfera de todo Marte, [16] [17] [18] varias misiones anteriores y telescopios terrestres detectaron niveles inesperados de metano en la atmósfera marciana, que incluso pueden ser una biofirma de vida en Marte . [19] [20] [21] Sin embargo, la interpretación de las mediciones aún es muy controvertida y carece de un consenso científico. [21] [22]

Evolución atmosférica

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

La atmósfera en la historia temprana

En general, los gases que se encuentran en el Marte moderno están empobrecidos en isótopos estables más ligeros, lo que indica que la atmósfera marciana ha cambiado debido a algunos procesos de selección de masa a lo largo de su historia. Los científicos a menudo se basan en estas mediciones de la composición isotópica para reconstruir las condiciones de la atmósfera marciana en el pasado. [32] [33] [34]

Si bien Marte y la Tierra tienen proporciones similares de 12 C/ 13 C y 16 O/ 18 O , el 14 N está mucho más agotado en la atmósfera marciana. Se cree que los procesos de escape fotoquímico son responsables del fraccionamiento isotópico y han causado una pérdida significativa de nitrógeno en escalas de tiempo geológicas. [4] Las estimaciones sugieren que la presión parcial inicial de N 2 puede haber sido de hasta 30 hPa. [35] [36]

El escape hidrodinámico en la historia temprana de Marte puede explicar el fraccionamiento isotópico del argón y el xenón. En el Marte moderno, la atmósfera no está filtrando estos dos gases nobles al espacio exterior debido a su mayor masa. Sin embargo, la mayor abundancia de hidrógeno en la atmósfera marciana y los altos flujos de rayos ultravioleta extremos del joven Sol, en conjunto, podrían haber impulsado un flujo hidrodinámico y arrastrado estos gases pesados. [37] [38] [4] El escape hidrodinámico también contribuyó a la pérdida de carbono, y los modelos sugieren que es posible perder 1.000 hPa (1 bar) de CO2 por escape hidrodinámico en uno a diez millones de años bajo rayos ultravioleta solares extremos mucho más fuertes en Marte. [39] Mientras tanto, observaciones más recientes realizadas por el orbitador MAVEN sugirieron que el escape por chisporroteo es muy importante para el escape de gases pesados ​​en el lado nocturno de Marte y podría haber contribuido a la pérdida del 65% de argón en la historia de Marte. [40] [41] [33]

La atmósfera marciana es particularmente propensa a la erosión por impacto debido a la baja velocidad de escape de Marte. Un modelo informático temprano sugirió que Marte podría haber perdido el 99% de su atmósfera inicial al final del período de bombardeo pesado tardío basado en un flujo de bombardeo hipotético estimado a partir de la densidad de cráteres lunares. [42] En términos de abundancia relativa de carbono, la relación C / 84 Kr en Marte es solo el 10% de la de la Tierra y Venus. Suponiendo que los tres planetas rocosos tienen el mismo inventario volátil inicial, entonces esta baja relación C / 84 Kr implica que la masa de CO 2 en la atmósfera marciana primitiva debería haber sido diez veces mayor que el valor actual. [43] El enorme enriquecimiento de 40 Ar radiogénico sobre 36 Ar primordial también es consistente con la teoría de la erosión por impacto. [4]

Una de las formas de estimar la cantidad de agua perdida por el escape de hidrógeno en la atmósfera superior es examinar el enriquecimiento de deuterio sobre hidrógeno. Los estudios basados ​​en isótopos estiman que se ha perdido en el espacio una capa equivalente global de agua de entre 12 y más de 30 m por el escape de hidrógeno en la historia de Marte. [44] Se observa que el enfoque basado en el escape atmosférico solo proporciona el límite inferior para el inventario de agua inicial estimado. [4]

Para explicar la coexistencia de agua líquida y un débil Sol joven durante la historia temprana de Marte, debe haber ocurrido un efecto invernadero mucho más fuerte en la atmósfera marciana para calentar la superficie por encima del punto de congelación del agua. Carl Sagan fue el primero en proponer que una atmósfera de 1 bar de H 2 puede producir suficiente calentamiento para Marte. [45] El hidrógeno puede producirse por la vigorosa desgasificación de un manto marciano primitivo altamente reducido y la presencia de CO 2 y vapor de agua puede reducir la abundancia requerida de H 2 para generar tal efecto invernadero. [46] Sin embargo, el modelado fotoquímico mostró que mantener una atmósfera con este alto nivel de H 2 es difícil. [47] El SO 2 también ha sido uno de los gases de efecto invernadero efectivos propuestos en la historia temprana de Marte. [48] [49] [50] Sin embargo, otros estudios sugirieron que la alta solubilidad del SO 2 , la formación eficiente de aerosol de H 2 SO 4 y la deposición superficial prohíben la acumulación a largo plazo de SO 2 en la atmósfera marciana y, por lo tanto, reducen el posible efecto de calentamiento del SO 2 . [4]

Escape atmosférico en el Marte moderno

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

Escape de hidrógeno

El hidrógeno molecular (H 2 ) se produce a partir de la disociación de H 2 O u otros compuestos que contienen hidrógeno en la atmósfera inferior y se difunde a la exosfera. El H 2 exosférico luego se descompone en átomos de hidrógeno, y los átomos que tienen suficiente energía térmica pueden escapar de la gravitación de Marte (escape de Jeans). El escape de hidrógeno atómico es evidente a partir de los espectrómetros UV en diferentes orbitadores. [51] [52] Si bien la mayoría de los estudios sugirieron que el escape de hidrógeno está cerca de estar limitado por la difusión en Marte, [53] [54] estudios más recientes sugieren que la tasa de escape está modulada por tormentas de polvo y tiene una gran estacionalidad. [55] [56] [57] El flujo de escape estimado de hidrógeno varía de 10 7 cm −2 s −1 a 10 9 cm −2 s −1 . [56]

Escape de carbono

La fotoquímica del CO 2 y del CO en la ionosfera puede producir iones CO 2+ y CO + , respectivamente:

CO2 +  ⟶  CO+2+ y
CO +  ⟶  CO + + e

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

CO ++ e  ⟶C+O
CO+2+ e  ⟶ C + O 2

La fotólisis ultravioleta del monóxido de carbono es otro mecanismo crucial para el escape de carbono en Marte: [58]

CO + ( λ < 116 nm) ⟶  C + O .

Otros mecanismos potencialmente importantes incluyen el escape por pulverización catódica del CO2 y la colisión del carbono con átomos rápidos de oxígeno. [4] El flujo de escape total estimado es de aproximadamente 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 a 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 y depende en gran medida de la actividad solar. [59] [4]

Escape de nitrógeno

Al igual que el carbono, la recombinación disociativa de N 2 + es importante para el escape de nitrógeno en Marte. [60] [61] Además, otros mecanismos de escape fotoquímico también juegan un papel importante: [60] [62]

N 2 +  ⟶  N + + N + e
N 2 + e  ⟶ N + + N + 2e

La tasa de escape de nitrógeno es muy sensible a la masa del átomo y a la actividad solar. La tasa de escape total estimada de 14 N es 4,8 × 10 5 cm −2 s −1 . [60]

Escape de oxígeno

La recombinación disociativa de CO 2 + y O 2 + (producida también a partir de la reacción de CO 2 + ) puede generar átomos de oxígeno que viajan lo suficientemente rápido para escapar:

CO+2+ e  ⟶ CO + O
CO+2+ O ⟶ O+2+ CO
Oh+2+ e  ⟶ O + O

Sin embargo, las observaciones mostraron que no hay suficientes átomos de oxígeno rápido en la exosfera marciana como lo predice el mecanismo de recombinación disociativa. [63] [41] Las estimaciones del modelo de la tasa de escape de oxígeno sugirieron que puede ser más de 10 veces menor que la tasa de escape de hidrógeno. [59] [64] Se han sugerido la recolección de iones y la pulverización catódica como mecanismos alternativos para el escape de oxígeno, pero este modelo sugiere que son menos importantes que la recombinación disociativa en la actualidad. [65]

Atmósfera que se escapa de Marte ( carbono , oxígeno , hidrógeno ) medida por el espectrógrafo UV de MAVEN . [66]

Escape ionosférico

La interacción del viento solar y el campo magnético interplanetario con la ionosfera conductora marciana induce corrientes electrodinámicas, que han sido cartografiadas y estudiadas en detalle mediante MAVEN. [67] Estas corrientes pueden impulsar a las especies ionosféricas a grandes altitudes, donde el viento solar puede barrerlas del planeta, lo que da lugar a erupciones de iones a escala global. Sin embargo, no son suficientes para explicar las pérdidas atmosféricas e ionosféricas de Marte a lo largo de su vida. [68]

Composición química actual

Dióxido de carbono

El CO 2 es el componente principal de la atmósfera marciana. Tiene una relación molar media de volumen del 94,9 %. [3] En las regiones polares invernales, la temperatura de la superficie puede ser inferior al punto de congelación del CO 2. El gas CO 2 en la atmósfera puede condensarse en la superficie para formar hielo seco sólido de 1 a 2 m de espesor . [4] En verano, la capa de hielo seco polar puede sufrir sublimación y liberar el CO 2 de nuevo a la atmósfera. Como resultado, se puede observar una variabilidad anual significativa en la presión atmosférica (≈25 %) y la composición atmosférica en Marte. [ 69] El proceso de condensación se puede aproximar mediante la relación de Clausius-Clapeyron para el CO 2. [70] [4]

También existe la posibilidad de que la adsorción de CO2 dentro y fuera del regolito contribuya a la variabilidad atmosférica anual. Aunque la sublimación y la deposición de hielo de CO2 en los casquetes polares es la fuerza impulsora detrás de los ciclos estacionales, otros procesos como las tormentas de polvo, las mareas atmosféricas y los remolinos transitorios también juegan un papel. [71] [72] [73] [74] [75] Comprender cada uno de estos procesos menores y cómo contribuyen al ciclo atmosférico general brindará una imagen más clara de cómo funciona la atmósfera marciana en su conjunto. Se ha sugerido que el regolito en Marte tiene una gran área de superficie interna, lo que implica que podría tener una capacidad relativamente alta para el almacenamiento de gas adsorbido. [76] Dado que la adsorción funciona a través de la adhesión de una película de moléculas sobre una superficie, la cantidad de área de superficie para cualquier volumen dado de material es el principal contribuyente a cuánta adsorción puede ocurrir. Un bloque sólido de material, por ejemplo, no tendría área de superficie interna, pero un material poroso, como una esponja, tendría una gran área de superficie interna. Dada la naturaleza suelta y de grano fino del regolito marciano, existe la posibilidad de niveles significativos de adsorción de CO 2 en él desde la atmósfera. [77] La ​​adsorción de la atmósfera en el regolito se ha propuesto anteriormente como una explicación de los ciclos observados en las proporciones de mezcla de metano y agua . [76] [77] [78] [79] Se necesita más investigación para ayudar a determinar si se está produciendo la adsorción de CO 2 y, de ser así, el alcance de su impacto en el ciclo atmosférico general.

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

A pesar de la alta concentración de CO2 en la atmósfera marciana, el efecto invernadero es relativamente débil en Marte (unos 5 °C) debido a la baja concentración de vapor de agua y la baja presión atmosférica. Si bien el vapor de agua en la atmósfera terrestre tiene la mayor contribución al efecto invernadero en la Tierra moderna, está presente solo en una concentración muy baja en la atmósfera marciana. Además, bajo baja presión atmosférica, los gases de efecto invernadero no pueden absorber la radiación infrarroja de manera efectiva porque el efecto de expansión de la presión es débil. [80] [81]

En presencia de radiación ultravioleta solar ( , fotones con longitud de onda inferior a 225 nm), el CO 2 en la atmósfera marciana puede fotolizarse mediante la siguiente reacción:

CO 2 + ( λ < 225 nm) ⟶  CO + O .

Si no hay producción química de CO 2 , todo el CO 2 de la atmósfera marciana actual se eliminaría por fotólisis en unos 3.500 años. [4] Los radicales hidroxilo (OH) producidos a partir de la fotólisis del vapor de agua, junto con las otras especies de hidrógeno extrañas (por ejemplo, H, HO 2 ), pueden convertir el monóxido de carbono (CO) nuevamente en CO 2 . El ciclo de reacción se puede describir como: [82] [83]

CO2 + H2O ⟶ CO2 + H
H + O 2 + M ⟶ HO 2 + M
HO2 +O⟶OH + O2
Neto: CO + O ⟶ CO 2

La mezcla también juega un papel en la regeneración del CO 2 al llevar el O, el CO y el O 2 de la atmósfera superior hacia abajo. [4] El equilibrio entre la fotólisis y la producción redox mantiene estable la concentración promedio de CO 2 en la atmósfera marciana moderna.

Las nubes de hielo de CO 2 pueden formarse en las regiones polares invernales y a altitudes muy elevadas (>50 km) en las regiones tropicales, donde la temperatura del aire es inferior al punto de congelación del CO 2 . [2] [84] [85]

Nitrógeno

El N 2 es el segundo gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen media del 2,6%. [3] Varias mediciones mostraron que la atmósfera marciana está enriquecida en 15 N . [86] [35] El enriquecimiento de isótopos pesados ​​de nitrógeno es posiblemente causado por procesos de escape selectivos de masa. [87]

Las proporciones de isótopos de argón son una señal de la pérdida atmosférica en Marte. [88] [89]

Argón

El argón es el tercer gas más abundante en la atmósfera marciana. Tiene una relación de volumen media del 1,9 %. [3] En términos de isótopos estables, Marte está enriquecido en 38 Ar en relación con 36 Ar, ​​lo que puede atribuirse al escape hidrodinámico.

Uno de los isótopos del argón , el 40 Ar, se produce a partir de la desintegración radiactiva del 40 K. Por el contrario, el 36 Ar es primordial: estaba presente en la atmósfera después de la formación de Marte. Las observaciones indican que Marte está enriquecido en 40 Ar en relación con el 36 Ar, ​​lo que no se puede atribuir a procesos de pérdida selectiva de masa. [29] Una posible explicación para el enriquecimiento es que una cantidad significativa de atmósfera primordial, incluido el 36 Ar, ​​se perdió por erosión por impacto en la historia temprana de Marte, mientras que el 40 Ar se emitió a la atmósfera después del impacto. [29] [4]

Variaciones estacionales del oxígeno en el cráter Gale

Oxígeno y ozono

La proporción media estimada de oxígeno molecular (O 2 ) en la atmósfera marciana es del 0,174 %. [3] Es uno de los productos de la fotólisis del CO 2 , el vapor de agua y el ozono (O 3 ). Puede reaccionar con el oxígeno atómico (O) para volver a formar ozono (O 3 ). En 2010, el Observatorio Espacial Herschel detectó oxígeno molecular en la atmósfera marciana. [90]

El oxígeno atómico se produce por fotólisis del CO2 en la atmósfera superior y puede escapar de la atmósfera a través de la recombinación disociativa o la captación de iones. A principios de 2016, el Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja (SOFIA) detectó oxígeno atómico en la atmósfera de Marte, algo que no se había encontrado desde las misiones Viking y Mariner en la década de 1970. [91]

En 2019, los científicos de la NASA que trabajan en la misión del rover Curiosity, que han estado tomando mediciones del gas, descubrieron que la cantidad de oxígeno en la atmósfera marciana aumentó un 30% en primavera y verano. [92]

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

H+ O3⟶OH  + O2
O + OH ⟶ H + O 2
Neto: O + O 3  ⟶ 2O 2

Como el agua es una fuente importante de estas especies de hidrógeno extraño, se observa una mayor abundancia de ozono en las regiones con un menor contenido de vapor de agua. [93] Las mediciones mostraron que la columna total de ozono puede alcanzar 2-30 μm-atm alrededor de los polos en invierno y primavera, donde el aire es frío y tiene una baja relación de saturación de agua. [94] Las reacciones reales entre el ozono y las especies de hidrógeno extraño pueden complicarse aún más por las reacciones heterogéneas que tienen lugar en las nubes de hielo de agua. [95]

Se cree que la distribución vertical y la estacionalidad del ozono en la atmósfera marciana se debe a las complejas interacciones entre la química y el transporte de aire rico en oxígeno desde las latitudes iluminadas por el sol hasta los polos. [96] [97] El espectrómetro UV/IR de Mars Express (SPICAM) ha demostrado la presencia de dos capas de ozono distintas en latitudes bajas y medias. Estas comprenden una capa persistente cercana a la superficie por debajo de una altitud de 30 km (19 mi), una capa separada que solo está presente en primavera y verano del norte con una altitud que varía de 30 a 60 km, y otra capa separada que existe a 40-60 km por encima del polo sur en invierno, sin contraparte por encima del polo norte de Marte. [98] Esta tercera capa de ozono muestra una disminución abrupta en la elevación entre 75 y 50 grados sur. SPICAM detectó un aumento gradual en la concentración de ozono a 50 km (31 mi) hasta mediados del invierno, después de lo cual disminuyó lentamente a concentraciones muy bajas, sin que se detectara ninguna capa por encima de los 35 km (22 mi). [96]

Vapor de agua

Nubes captadas por el rover Curiosity de la NASA

El vapor de agua es un gas traza en la atmósfera marciana y tiene una enorme variabilidad espacial, diurna y estacional. [99] [100] Las mediciones realizadas por el orbitador Viking a finales de la década de 1970 sugirieron que la masa total global de vapor de agua es equivalente a aproximadamente 1 a 2 km3 de hielo. [101] Las mediciones más recientes realizadas por el orbitador Mars Express mostraron que la abundancia promedio anual global de vapor de agua en la columna es de aproximadamente 10-20 micrones precipitables (pr. μm). [102] [103] La abundancia máxima de vapor de agua (50-70 pr. μm) se encuentra en las regiones polares del norte a principios del verano debido a la sublimación del hielo de agua en el casquete polar. [102]

A diferencia de la atmósfera terrestre, en la atmósfera marciana no pueden existir nubes de agua líquida debido a la baja presión atmosférica. Las cámaras del rover Opportunity y del módulo de aterrizaje Phoenix han observado nubes de agua helada similares a cirros . [104] [105] Las mediciones realizadas por el módulo de aterrizaje Phoenix mostraron que las nubes de agua helada pueden formarse en la parte superior de la capa límite planetaria durante la noche y precipitarse de nuevo a la superficie en forma de cristales de hielo en la región polar norte. [100] [106]

Hielo de agua precipitada que cubre la llanura marciana Utopia Planitia , el hielo de agua precipitado al adherirse al hielo seco (observado por el módulo de aterrizaje Viking 2 )

Metano

Como especie volcánica y biógena, el metano es de interés para los geólogos y astrobiólogos . [21] Sin embargo, el metano es químicamente inestable en una atmósfera oxidante con radiación UV. La vida útil del metano en la atmósfera marciana es de unos 400 años. [107] La ​​detección de metano en una atmósfera planetaria puede indicar la presencia de actividades geológicas recientes u organismos vivos. [21] [108] [109] [107] Desde 2004, se han reportado trazas de metano (rango de 60 ppb a bajo el límite de detección (< 0,05 ppb)) en varias misiones y estudios observacionales. [110] [111] [ 112] [113] [114] [115] [116] [117] [118] [16] La fuente de metano en Marte y la explicación de la enorme discrepancia en las concentraciones de metano observadas todavía son objeto de un activo debate. [22] [21] [107]

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

Dióxido de azufre

El dióxido de azufre (SO2 ) en la atmósfera sería un indicador de la actividad volcánica actual. Se ha vuelto especialmente interesante debido a la controversia de larga data sobre el metano en Marte. Si los volcanes han estado activos en la historia marciana reciente, se esperaría encontrar SO2 junto con metano en la atmósfera marciana actual. [119] [120] No se ha detectado SO2 en la atmósfera, con un límite superior de sensibilidad establecido en 0,2 ppb. [ 121] [122] Sin embargo, un equipo dirigido por científicos del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA informó la detección de SO2 en muestras de suelo de Rocknest analizadas por el rover Curiosity en marzo de 2013. [123]

Otros gases traza

El monóxido de carbono (CO) se produce por la fotólisis del CO 2 y reacciona rápidamente con los oxidantes de la atmósfera marciana para volver a formar CO 2 . La proporción media estimada de volumen de CO en la atmósfera marciana es del 0,0747 %. [3]

Los gases nobles , distintos del helio y el argón, están presentes en niveles traza (neón a 2,5 ppmv, criptón a 0,3 ppmv y xenón a 0,08 ppmv [5] ) en la atmósfera marciana. La concentración de helio, neón, criptón y xenón en la atmósfera marciana ha sido medida por diferentes misiones. [124] [125] [126] [31] Las proporciones isotópicas de los gases nobles revelan información sobre las actividades geológicas tempranas en Marte y la evolución de su atmósfera. [124] [31] [127]

El hidrógeno molecular (H 2 ) se produce por la reacción entre especies de hidrógeno impares en la atmósfera media. Puede llegar a la atmósfera superior por mezcla o difusión, descomponerse en hidrógeno atómico (H) por la radiación solar y escapar de la atmósfera marciana. [128] El modelado fotoquímico estimó que la proporción de mezcla de H 2 en la atmósfera inferior es de aproximadamente 15 ± 5 ppmv. [128]

Estructura vertical

Estructura vertical de la atmósfera de Marte sobre la que se muestran los perfiles de temperatura obtenidos por las sondas de entrada de los módulos de aterrizaje de Marte. Fuente de datos: Sistema de datos planetarios de la NASA

La estructura de temperatura vertical de la atmósfera marciana difiere de la atmósfera terrestre en muchos aspectos. La información sobre la estructura vertical se suele inferir mediante el uso de observaciones de sondeos infrarrojos térmicos , ocultación por radio , aerofrenado y perfiles de entrada de los módulos de aterrizaje. [129] [130] La atmósfera de Marte se puede clasificar en tres capas según el perfil de temperatura promedio:

Marte no tiene una estratosfera persistente debido a la falta de especies que absorban ondas cortas en su atmósfera media (por ejemplo, ozono estratosférico en la atmósfera de la Tierra y neblina orgánica en la atmósfera de Júpiter ) para crear una inversión de temperatura. [140] Sin embargo, se ha observado una capa de ozono estacional y una fuerte inversión de temperatura en la atmósfera media sobre el polo sur marciano. [97] [141] La altitud de la turbopausa de Marte varía mucho de 60 a 140 km, y la variabilidad es impulsada por la densidad de CO 2 en la termosfera inferior. [142] Marte también tiene una ionosfera complicada que interactúa con las partículas del viento solar, la radiación ultravioleta extrema y los rayos X del Sol, y el campo magnético de su corteza. [143] [144] La exosfera de Marte comienza a unos 230 km y se fusiona gradualmente con el espacio interplanetario. [2]

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

Polvo atmosférico y otras características dinámicas

Polvo atmosférico

Con vientos suficientemente fuertes (> 30 ms −1 ), las partículas de polvo pueden movilizarse y elevarse desde la superficie hasta la atmósfera. [2] [4] Algunas de las partículas de polvo pueden quedar suspendidas en la atmósfera y viajar por circulación antes de caer de nuevo al suelo. [14] Las partículas de polvo pueden atenuar la radiación solar e interactuar con la radiación infrarroja, lo que puede provocar un efecto radiativo significativo en Marte. Las mediciones del orbitador sugieren que la profundidad óptica del polvo promediada globalmente tiene un nivel de fondo de 0,15 y alcanza su punto máximo en la temporada del perihelio (primavera y verano australes). [145] La abundancia local de polvo varía mucho según las estaciones y los años. [145] [146] Durante los eventos globales de polvo, los activos de la superficie de Marte pueden observar una profundidad óptica superior a 4. [147] [148] Las mediciones de superficie también mostraron que el radio efectivo de las partículas de polvo varía de 0,6 μm a 2 μm y tiene una estacionalidad considerable. [148] [149] [150]

El polvo tiene una distribución vertical desigual en Marte. Además de la capa límite planetaria, los datos de sondeo mostraron que hay otros picos de proporción de mezcla de polvo a mayor altitud (por ejemplo, entre 15 y 30 km por encima de la superficie). [151] [152] [14]

Variaciones estacionales del oxígeno y el metano en el cráter Gale

Tormentas de polvo

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

Las tormentas de polvo locales y regionales no son raras en Marte. [14] [2] Las tormentas locales tienen un tamaño de aproximadamente 10 3 km 2 y ocurren alrededor de 2000 eventos por año marciano, mientras que las tormentas regionales de 10 6 km 2 se observan con frecuencia en primavera y verano australes. [2] Cerca del casquete polar, las tormentas de polvo a veces pueden ser generadas por actividades frontales y ciclones extratropicales. [153] [14]

Las tormentas de polvo globales (área > 10 6 km 2 ) ocurren en promedio una vez cada 3 años marcianos. [4] Las observaciones mostraron que las tormentas de polvo más grandes suelen ser el resultado de la fusión de tormentas de polvo más pequeñas, [11] [15] pero el mecanismo de crecimiento de la tormenta y el papel de las retroalimentaciones atmosféricas aún no se comprenden bien. [15] [14] Aunque se piensa que el polvo marciano puede ser arrastrado a la atmósfera por procesos similares a los de la Tierra (por ejemplo, saltación ), los mecanismos reales aún deben verificarse, y las fuerzas electrostáticas o magnéticas también pueden influir en la modulación de la emisión de polvo. [14] Los investigadores informaron que la mayor fuente individual de polvo en Marte proviene de la Formación Medusae Fossae . [154]

El 1 de junio de 2018, los científicos de la NASA detectaron señales de una tormenta de polvo (ver imagen ) en Marte que provocó el final de la misión del rover Opportunity, que funcionaba con energía solar , ya que el polvo bloqueaba la luz solar (ver imagen ) necesaria para funcionar. Para el 12 de junio, la tormenta era la más extensa registrada en la superficie del planeta y abarcaba un área aproximadamente del tamaño de América del Norte y Rusia juntas (aproximadamente una cuarta parte del planeta). Para el 13 de junio, el rover Opportunity comenzó a experimentar serios problemas de comunicación debido a la tormenta de polvo. [155] [156] [157] [158] [159]

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

Remolinos de polvo

Un pequeño remolino de polvo en Marte, visto por el rover Curiosity (9 de agosto de 2020)

Los remolinos de polvo son comunes en Marte. [160] [14] Al igual que sus contrapartes en la Tierra, los remolinos de polvo se forman cuando los vórtices convectivos impulsados ​​por un fuerte calentamiento de la superficie se cargan con partículas de polvo. [161] [162] Los remolinos de polvo en Marte suelen tener un diámetro de decenas de metros y una altura de varios kilómetros, que son mucho más altos que los observados en la Tierra. [2] [162] El estudio de las trayectorias de los remolinos de polvo mostró que la mayoría de los remolinos de polvo marcianos ocurren alrededor de 60°N y 60°S en primavera y verano. [160] Levantan alrededor de 2,3 × 10 11 kg de polvo de la superficie terrestre a la atmósfera anualmente, lo que es comparable a la contribución de las tormentas de polvo locales y regionales. [160]

Modificación de la superficie por el viento

En Marte, el viento cercano a la superficie no solo emite polvo, sino que también modifica la geomorfología del planeta en escalas de tiempo largas. Aunque se pensaba que la atmósfera de Marte es demasiado delgada para movilizar las formaciones arenosas, las observaciones realizadas por HiRSE mostraron que la migración de dunas no es rara en Marte. [163] [164] [165] La tasa media global de migración de dunas (de 2 a 120 m de altura) es de unos 0,5 metros por año. [165] Los modelos de circulación atmosférica sugirieron que los ciclos repetidos de erosión eólica y deposición de polvo pueden conducir, posiblemente, a un transporte neto de materiales del suelo desde las tierras bajas a las tierras altas en escalas de tiempo geológicas. [4]

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

Mareas termales

El calentamiento solar en el lado diurno y el enfriamiento radiativo en el lado nocturno de un planeta pueden inducir una diferencia de presión. [166] Las mareas térmicas, que son la circulación del viento y las olas impulsadas por un campo de presión que varía diariamente, pueden explicar gran parte de la variabilidad de la atmósfera marciana. [167] En comparación con la atmósfera de la Tierra, las mareas térmicas tienen una mayor influencia en la atmósfera marciana debido al mayor contraste de temperatura diurna. [168] La presión superficial medida por los exploradores de Marte mostró señales claras de mareas térmicas, aunque la variación también depende de la forma de la superficie del planeta y la cantidad de polvo suspendido en la atmósfera. [169] Las ondas atmosféricas también pueden viajar verticalmente y afectar la temperatura y el contenido de hielo de agua en la atmósfera media de Marte. [167]

Nubes orográficas

Nubes de hielo de agua formadas en las inmediaciones del volcán Arsia Mons . La imagen fue tomada el 21 de septiembre de 2018, pero ya se habían observado fenómenos de formación de nubes similares en el mismo lugar. Crédito de la fotografía: ESA/DLR/FU Berlin

En la Tierra, las cadenas montañosas a veces obligan a una masa de aire a elevarse y enfriarse. Como resultado, el vapor de agua se satura y se forman nubes durante el proceso de elevación. [170] En Marte, los orbitadores han observado una formación estacionalmente recurrente de enormes nubes de hielo de agua alrededor del lado de sotavento de los volcanes de 20 km de altura Arsia Mons , que probablemente esté causada por el mismo mecanismo. [171] [172]

Entorno acústico

Sonidos de Marte ( Perseverance ) (vídeo; 1:29; 1 de abril de 2022)

En abril de 2022, los científicos informaron, por primera vez, de estudios de ondas sonoras en Marte. Estos estudios se basaron en mediciones realizadas con instrumentos del rover Perseverance . Los científicos descubrieron que la velocidad del sonido es más lenta en la delgada atmósfera marciana que en la Tierra. La velocidad del sonido en Marte, dentro del ancho de banda audible entre 20 Hz y 20 kHz, varía según el tono , aparentemente debido a la baja presión y la turbulencia térmica del aire de la superficie marciana; y, como resultado de estas condiciones, el sonido es mucho más silencioso y la música en vivo sería más variable que en la Tierra. [173] [174] [175]

Fenómenos inexplicables

Detección de metano

El metano (CH 4 ) es químicamente inestable en la atmósfera oxidante actual de Marte. Se descompondría rápidamente debido a la radiación ultravioleta del Sol y a las reacciones químicas con otros gases. Por lo tanto, una presencia persistente de metano en la atmósfera puede implicar la existencia de una fuente para reponer el gas continuamente.

El Orbitador de Gases Traza de la ESA-Roscomos , que ha realizado las mediciones más sensibles de metano en la atmósfera de Marte con más de 100 sondeos globales , no ha encontrado metano hasta un límite de detección de 0,05 partes por mil millones (ppb). [16] [17] [18] Sin embargo, ha habido otros informes de detección de metano por telescopios terrestres y el rover Curiosity. Las primeras cantidades de metano, a nivel de varias ppb, fueron reportadas en la atmósfera de Marte por un equipo del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en 2003. [176] [177] Se midieron grandes diferencias en las abundancias entre las observaciones tomadas en 2003 y 2006, lo que sugirió que el metano estaba concentrado localmente y probablemente era estacional. [178]

En 2014, la NASA informó que el rover Curiosity detectó un aumento de diez veces ('pico') en el metano en la atmósfera que lo rodea a fines de 2013 y principios de 2014. Cuatro mediciones tomadas durante dos meses en este período promediaron 7,2 ppb, lo que implica que Marte está produciendo o liberando metano episódicamente de una fuente desconocida. [116] Antes y después de eso, las lecturas promediaron alrededor de una décima parte de ese nivel. [179] [180] [116] El 7 de junio de 2018, la NASA anunció una variación estacional cíclica en el nivel de fondo de metano atmosférico. [181] [20] [182]

Curiosity detectó una variación estacional cíclica en el metano atmosférico.

Los principales candidatos para el origen del metano de Marte incluyen procesos no biológicos como las reacciones agua -roca, la radiólisis del agua y la formación de pirita , todos los cuales producen H2 que luego podría generar metano y otros hidrocarburos a través de la síntesis de Fischer-Tropsch con CO y CO2 . [ 183] ​​También se ha demostrado que el metano podría producirse mediante un proceso que involucra agua, dióxido de carbono y el mineral olivino , que se sabe que es común en Marte. [184] Los microorganismos vivos , como los metanógenos , son otra fuente posible, pero no se ha encontrado evidencia de la presencia de tales organismos en Marte. [185] [186] [111] Hay algunas sospechas sobre la detección de metano, lo que sugiere que puede ser causado por la contaminación terrestre no documentada de los rovers o una mala interpretación de los datos brutos de medición. [22] [187]

Eventos de rayos

En 2009, un estudio de observación basado en la Tierra informó la detección de eventos de descarga eléctrica a gran escala en Marte y propuso que están relacionados con la descarga de rayos en las tormentas de polvo marcianas. [188] Sin embargo, estudios de observación posteriores mostraron que el resultado no es reproducible utilizando el receptor de radar en Mars Express y el Allen Telescope Array basado en la Tierra . [189] [190] [191] Un estudio de laboratorio mostró que la presión del aire en Marte no es favorable para cargar los granos de polvo y, por lo tanto, es difícil generar rayos en la atmósfera marciana. [192] [191]

Chorro superrotativo sobre el ecuador

La superrotación se refiere al fenómeno en el que la masa atmosférica tiene una velocidad angular mayor que la superficie del planeta en el ecuador, lo que en principio no puede ser impulsado por circulaciones axisimétricas no viscosas. [193] [194] Los datos asimilados y la simulación del modelo de circulación general (GCM) sugieren que se pueden encontrar chorros superrotativos en la atmósfera marciana durante las tormentas de polvo globales, pero son mucho más débiles que los observados en planetas de rotación lenta como Venus y Titán. [153] Los experimentos de GCM mostraron que las mareas térmicas pueden desempeñar un papel en la inducción del chorro superrotativo. [195] Sin embargo, el modelado de la superrotación sigue siendo un tema desafiante para los científicos planetarios. [194]

Historia de las observaciones atmosféricas

En 1784, el astrónomo británico nacido en Alemania William Herschel publicó un artículo sobre sus observaciones de la atmósfera marciana en Philosophical Transactions y notó el movimiento ocasional de una región más brillante en Marte, que atribuyó a nubes y vapores. [168] [196] En 1809, el astrónomo francés Honoré Flaugergues escribió sobre su observación de "nubes amarillas" en Marte, que probablemente sean eventos de tormentas de polvo. [168] En 1864, William Rutter Dawes observó que "el tinte rojizo del planeta no surge de ninguna peculiaridad de su atmósfera; parece estar completamente probado por el hecho de que el enrojecimiento es siempre más profundo cerca del centro, donde la atmósfera es más delgada". [197] Las observaciones espectroscópicas en las décadas de 1860 y 1870 [198] llevaron a muchos a pensar que la atmósfera de Marte es similar a la de la Tierra. Sin embargo, en 1894, el análisis espectral y otras observaciones cualitativas de William Wallace Campbell sugirieron que Marte se parece a la Luna , que no tiene una atmósfera apreciable, en muchos aspectos. [198] En 1926, las observaciones fotográficas de William Hammond Wright en el Observatorio Lick permitieron a Donald Howard Menzel descubrir evidencia cuantitativa de la atmósfera de Marte. [199] [200]

Con una mejor comprensión de las propiedades ópticas de los gases atmosféricos y el avance en la tecnología de los espectrómetros , los científicos comenzaron a medir la composición de la atmósfera marciana a mediados del siglo XX. Lewis David Kaplan y su equipo detectaron las señales de vapor de agua y dióxido de carbono en el espectrograma de Marte en 1964, [201] así como monóxido de carbono en 1969. [202] En 1965, las mediciones realizadas durante el sobrevuelo del Mariner 4 confirmaron que la atmósfera marciana está constituida principalmente de dióxido de carbono, y la presión superficial es de unos 400 a 700 Pa. [203] Después de que se conoció la composición de la atmósfera marciana, comenzaron las investigaciones astrobiológicas en la Tierra para determinar la viabilidad de la vida en Marte . Para este propósito se desarrollaron contenedores que simulaban las condiciones ambientales en Marte, llamados " jarras de Marte ". [204]

En 1976, dos módulos de aterrizaje del programa Viking proporcionaron las primeras mediciones in situ de la composición de la atmósfera marciana. Otro objetivo de la misión incluía investigaciones en busca de evidencia de vida pasada o presente en Marte (ver Experimentos biológicos del módulo de aterrizaje Viking ). [205] Desde entonces, se han enviado muchos orbitadores y módulos de aterrizaje a Marte para medir diferentes propiedades de la atmósfera marciana, como la concentración de gases traza y las proporciones isotópicas. Además, las observaciones telescópicas y el análisis de meteoritos marcianos proporcionan fuentes independientes de información para verificar los hallazgos. Las imágenes y mediciones realizadas por estas naves espaciales mejoran en gran medida nuestra comprensión de los procesos atmosféricos fuera de la Tierra. El rover Curiosity y el módulo de aterrizaje InSight todavía están operando en la superficie de Marte para llevar a cabo experimentos e informar sobre el clima local diario. [206] [207] El rover Perseverance y el helicóptero Ingenuity , que formaron el programa Mars 2020 , aterrizaron en febrero de 2021. El rover Rosalind Franklin está programado para lanzarse en 2028.

Potencial de uso por humanos

La atmósfera de Marte es un recurso de composición conocida disponible en cualquier lugar de aterrizaje en Marte. Se ha propuesto que la exploración humana de Marte podría utilizar dióxido de carbono (CO 2 ) de la atmósfera marciana para producir metano (CH 4 ) y usarlo como combustible para cohetes para la misión de regreso. Los estudios de misión que proponen usar la atmósfera de esta manera incluyen la propuesta Mars Direct de Robert Zubrin y el estudio de la Misión de Referencia de Diseño de la NASA . Dos vías químicas principales para el uso del dióxido de carbono son la reacción de Sabatier , que convierte el dióxido de carbono atmosférico junto con hidrógeno adicional (H 2 ) para producir metano (CH 4 ) y oxígeno (O 2 ), y la electrólisis , que utiliza un electrolito de óxido sólido de zirconio para dividir el dióxido de carbono en oxígeno (O 2 ) y monóxido de carbono (CO). [208]

En 2021, el rover Perseverance de la NASA logró producir oxígeno en Marte. El proceso es complejo y lleva mucho tiempo producir una pequeña cantidad de oxígeno. [209]

Galería de imágenes

Cielo marciano con nubes al atardecer, visto por InSight
Capa de hielo polar con la profundidad de la atmósfera, así como una gran nube orográfica visible en el horizonte sobre el Monte Olimpo.
Atmósfera marciana con cubierta de nubes sobre Solis Planum
Cobertura nubosa sobre Tempe Terra
Cobertura nubosa sobre Charitum Montes
Puesta de sol marciana vista desde el rover Spirit en el cráter Gusev (mayo de 2005).
Puesta de sol marciana tomada por Pathfinder en Ares Vallis (julio de 1997).

Véase también

Referencias

  1. ^ "Hoja informativa sobre Marte". NASA . Archivado desde el original el 23 de agosto de 2021 . Consultado el 2 de diciembre de 2020 .
  2. ^ abcdefghijklmnop Haberle, RM (1 de enero de 2015), "SISTEMA SOLAR/SOL, ATMÓSFERAS, EVOLUCIÓN DE LAS ATMÓSFERAS | Atmósferas planetarias: Marte", en North, Gerald R.; Pyle, John; Zhang, Fuqing (eds.), Enciclopedia de ciencias atmosféricas (segunda edición) , Academic Press, págs. 168–177, doi :10.1016/b978-0-12-382225-3.00312-1, ISBN 9780123822253
  3. ^ abcdefgh Franz, Heather B.; Trainer, Melissa G.; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Atreya, Sushil K.; Becker, Richard H.; Benna, Mehdi; Conrad, Pamela G.; Eigenbrode, Jennifer L. (1 de abril de 2017). "Experimentos iniciales de gas de calibración SAM en Marte: resultados e implicaciones del espectrómetro de masas cuadrupolo". Ciencias planetarias y espaciales . 138 : 44–54. Bibcode :2017P&SS..138...44F. doi :10.1016/j.pss.2017.01.014. ISSN  0032-0633.
  4. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz aa ab ac ad Catling, David C. (2017). Evolución atmosférica en mundos habitados y sin vida . Kasting, James F. Cambridge: Cambridge University Press. Bibcode :2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123.OCLC 956434982  .
  5. ^ abc «Hoja informativa sobre Marte». nssdc.gsfc.nasa.gov . Archivado desde el original el 23 de agosto de 2021. Consultado el 13 de junio de 2019 .
  6. ^ "¿Tiempo, tiempo, en todas partes?". Exploración del sistema solar . Archivado desde el original el 14 de abril de 2009. Consultado el 21 de septiembre de 2021 .
  7. ^ "Hoja informativa sobre Marte". Archivado desde el original el 23 de agosto de 2021. Consultado el 17 de enero de 2018 .
  8. ^ Jakosky, BM; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (15 de noviembre de 2018). "Pérdida de la atmósfera marciana hacia el espacio: tasas de pérdida actuales determinadas a partir de observaciones MAVEN y pérdida integrada a través del tiempo". Icarus . 315 : 146–157. Bibcode :2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  9. ^ mars.nasa.gov. «La sonda MAVEN de la NASA revela que la mayor parte de la atmósfera de Marte se perdió en el espacio». Programa de exploración de Marte de la NASA . Archivado desde el original el 17 de agosto de 2020. Consultado el 11 de junio de 2019 .
  10. ^ "Temperaturas extremas en Marte". phys.org . Archivado desde el original el 2 de diciembre de 2020 . Consultado el 13 de junio de 2019 .
  11. ^ abc Hille, Karl (18 de septiembre de 2015). «La realidad y la ficción de las tormentas de polvo marcianas». NASA . Archivado desde el original el 2 de marzo de 2016. Consultado el 11 de junio de 2019 .
  12. ^ https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Marte, que normalmente es de un color naranja rojizo o incluso rosado, ahora brilla de un color naranja calabaza. Hasta mis ojos pueden ver la diferencia. El coordinador asistente de ALPO, Richard Schmude, también ha notado un aumento en el brillo de magnitud ≈0,2 al mismo tiempo que el cambio de color.]
  13. ^ Greicius, Tony (8 de junio de 2018). «Opportunity se agazapa durante una tormenta de polvo». NASA . Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2020. Consultado el 13 de junio de 2019 .
  14. ^ abcdefgh Kok, Jasper F; Parteli, Eric JR; Michaels, Timothy I; Karam, Diana Bou (14 de septiembre de 2012). "La física de la arena y el polvo arrastrados por el viento". Informes sobre el progreso en física . 75 (10): 106901. arXiv : 1201.4353 . Bibcode :2012RPPh...75j6901K. doi :10.1088/0034-4885/75/10/106901. ISSN  0034-4885. PMID  22982806. S2CID  206021236.
  15. ^ abc Toigo, Anthony D.; Richardson, Mark I.; Wang, Huiqun; Guzewich, Scott D.; Newman, Claire E. (1 de marzo de 2018). "La cascada de tormentas de polvo locales a globales en Marte: umbrales temporales y espaciales en la retroalimentación térmica y dinámica". Icarus . 302 : 514–536. Bibcode :2018Icar..302..514T. doi :10.1016/j.icarus.2017.11.032. ISSN  0019-1035.
  16. ^ abc Vago, Jorge L.; Svedhem, Håkan; Zelenyi, Lev; Étiope, Giuseppe; Wilson, Colin F.; López-Moreno, José-Juan; Bellucci, Giancarlo; Patel, Manish R.; Neefs, Eddy (abril de 2019). "No se ha detectado metano en Marte en las primeras observaciones del ExoMars Trace Gas Orbiter" (PDF) . Naturaleza . 568 (7753): 517–520. Código Bib :2019Natur.568..517K. doi :10.1038/s41586-019-1096-4. ISSN  1476-4687. PMID  30971829. S2CID  106411228. Archivado (PDF) del original el 27 de septiembre de 2020. Consultado el 24 de noviembre de 2019 .
  17. ^ ab esa. «Primeros resultados del orbitador de gases traza ExoMars». Agencia Espacial Europea . Archivado desde el original el 13 de octubre de 2019. Consultado el 12 de junio de 2019 .
  18. ^ ab Weule, Genelle (11 de abril de 2019). «El misterio del metano en Marte se complica a medida que la sonda más reciente no encuentra el gas». ABC News . Archivado desde el original el 7 de noviembre de 2020. Consultado el 27 de junio de 2019 .
  19. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Teresa ; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 de diciembre de 2004). "Detección de metano en la atmósfera de Marte". Ciencia . 306 (5702): 1758-1761. Código bibliográfico : 2004 Ciencia... 306.1758F. doi : 10.1126/ciencia.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  20. ^ ab Webster, Christopher R.; et al. (8 de junio de 2018). "Los niveles de fondo de metano en la atmósfera de Marte muestran fuertes variaciones estacionales". Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . PMID  29880682.
  21. ^ abcde Yung, Yuk L.; Chen, Pin; Nealson, Kenneth; Atreya, Sushil; Beckett, Patrick; Blank, Jennifer G.; Ehlmann, Bethany; Eiler, John; Etiope, Giuseppe (19 de septiembre de 2018). "Metano en Marte y habitabilidad: desafíos y respuestas". Astrobiología . 18 (10): 1221–1242. Bibcode :2018AsBio..18.1221Y. doi :10.1089/ast.2018.1917. ISSN  1531-1074. PMC 6205098 . PMID  30234380. 
  22. ^ abc Zahnle, Kevin; Freedman, Richard S.; Catling, David C. (1 de abril de 2011). «¿Hay metano en Marte?». Icarus . 212 (2): 493–503. Bibcode :2011Icar..212..493Z. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.027. ISSN  0019-1035. Archivado desde el original el 1 de octubre de 2020. Consultado el 4 de julio de 2019 .
  23. ^ abcd Mahaffy, PR; Conrad, PG; Equipo científico MSL (1 de febrero de 2015). "Huellas volátiles e isotópicas del antiguo Marte". Elements . 11 (1): 51–56. Bibcode :2015Eleme..11...51M. doi :10.2113/gselements.11.1.51. ISSN  1811-5209.
  24. ^ ab Marty, Bernard (1 de enero de 2012). "Los orígenes y concentraciones de agua, carbono, nitrógeno y gases nobles en la Tierra". Earth and Planetary Science Letters . 313–314: 56–66. arXiv : 1405.6336 . Bibcode :2012E&PSL.313...56M. doi :10.1016/j.epsl.2011.10.040. ISSN  0012-821X. S2CID  41366698.
  25. ^ ab Henderson, Paul (2009). Manual de Cambridge de datos de ciencias de la Tierra . Henderson, Gideon. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. ISBN 9780511580925.OCLC 435778559  .
  26. ^ Wong, Michael H.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul N.; Franz, Heather B.; Malespin, Charles; Trainer, Melissa G.; Stern, Jennifer C.; Conrad, Pamela G.; Manning, Heidi LK (16 de diciembre de 2013). "Isótopos de nitrógeno en Marte: mediciones atmosféricas con el espectrómetro de masas de Curiosity". Geophysical Research Letters . Isótopos de nitrógeno atmosférico de Marte. 40 (23): 6033–6037. Bibcode :2013GeoRL..40.6033W. doi :10.1002/2013GL057840. PMC 4459194. PMID  26074632 . 
  27. ^ Atreya, Sushil K.; Trainer, Melissa G.; Franz, Heather B.; Wong, Michael H.; Manning, Heidi LK; Malespin, Charles A.; Mahaffy, Paul R.; Conrad, Pamela G.; Brunner, Anna E. (2013). "Fraccionamiento del isótopo de argón primordial en la atmósfera de Marte medido por el instrumento SAM en Curiosity e implicaciones para la pérdida atmosférica". Geophysical Research Letters . 40 (21): 5605–5609. Bibcode :2013GeoRL..40.5605A. doi :10.1002/2013GL057763. ISSN  1944-8007. PMC 4373143 . PMID  25821261. 
  28. ^ ab Lee, Jee-Yon; Martí, Kurt; Severinghaus, Jeffrey P.; Kawamura, Kenji; Yoo, Hee-Soo; Lee, Jin Bok; Kim, Jin Seog (1 de septiembre de 2006). "Una redeterminación de las abundancias isotópicas de Ar atmosférico". Geochimica et Cosmochimica Acta . 70 (17): 4507–4512. Código Bib : 2006GeCoA..70.4507L. doi :10.1016/j.gca.2006.06.1563. ISSN  0016-7037.
  29. ^ abc Mahaffy, PR; Webster, CR; Atreya, SK; Franz, H.; Wong, M.; Conrad, PG; Harpold, D.; Jones, JJ; Leshin, LA (19 de julio de 2013). "Abundancia y composición isotópica de los gases en la atmósfera marciana desde el rover Curiosity". Science . 341 (6143): 263–266. Bibcode :2013Sci...341..263M. doi :10.1126/science.1237966. ISSN  0036-8075. PMID  23869014. S2CID  206548973.
  30. ^ ab Pepin, Robert O. (1 de julio de 1991). "Sobre el origen y la evolución temprana de las atmósferas de los planetas terrestres y los volátiles meteoríticos". Icarus . 92 (1): 2–79. Bibcode :1991Icar...92....2P. doi :10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN  0019-1035.
  31. ^ abc Conrad, PG; Malespin, CA; Franz, HB; Pepin, RO; Trainer, MG; Schwenzer, SP; Atreya, SK; Freissinet, C.; Jones, JH (15 de noviembre de 2016). "Medición in situ del criptón y el xenón atmosféricos en Marte con Mars Science Laboratory" (PDF) . Earth and Planetary Science Letters . 454 : 1–9. Bibcode :2016E&PSL.454....1C. doi :10.1016/j.epsl.2016.08.028. ISSN  0012-821X. OSTI  1417813. Archivado (PDF) desde el original el 19 de julio de 2018 . Consultado el 4 de julio de 2019 .
  32. ^ "Curiosity descubre la historia de la atmósfera marciana". NASA/JPL . Archivado desde el original el 28 de julio de 2020 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  33. ^ ab mars.nasa.gov. «La sonda MAVEN de la NASA revela que la mayor parte de la atmósfera de Marte se perdió en el espacio». Programa de exploración de Marte de la NASA . Archivado desde el original el 17 de agosto de 2020. Consultado el 11 de junio de 2019 .
  34. ^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J. (mayo de 2009). «La fuga de aire planetaria» (PDF) . Scientific American . pág. 26. Archivado (PDF) del original el 26 de octubre de 2020. Consultado el 10 de junio de 2019 .
  35. ^ ab Avice, G.; Bekaert, DV; Chennaoui Aoudjehane, H.; Marty, B. (9 de febrero de 2018). "Los gases nobles y el nitrógeno en Tissint revelan la composición de la atmósfera de Marte". Geochemical Perspectives Letters . 6 : 11–16. doi : 10.7185/geochemlet.1802 .
  36. ^ McElroy, Michael B.; Yung, Yuk Ling; Nier, Alfred O. (1 de octubre de 1976). "Composición isotópica del nitrógeno: implicaciones para la historia pasada de la atmósfera de Marte". Science . 194 (4260): 70–72. Bibcode :1976Sci...194...70M. doi :10.1126/science.194.4260.70. PMID  17793081. S2CID  34066697.
  37. ^ Hunten, Donald M.; Pepin, Robert O.; Walker, James CG (1 de marzo de 1987). "Fraccionamiento de masa en escape hidrodinámico". Icarus . 69 (3): 532–549. Bibcode :1987Icar...69..532H. doi :10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl : 2027.42/26796 . ISSN  0019-1035.
  38. ^ Hans Keppler; Shcheka, Svyatoslav S. (octubre de 2012). "El origen de la firma terrestre de los gases nobles". Nature . 490 (7421): 531–534. Bibcode :2012Natur.490..531S. doi :10.1038/nature11506. ISSN  1476-4687. PMID  23051754. S2CID  205230813.
  39. ^ Tian, ​​Feng; Kasting, James F.; Solomon, Stanley C. (2009). "Escape térmico de carbono de la atmósfera marciana primitiva". Geophysical Research Letters . 36 (2): n/a. Bibcode :2009GeoRL..36.2205T. doi : 10.1029/2008GL036513 . ISSN  1944-8007. S2CID  129208608.
  40. ^ Jakosky, BM; Slipski, M.; Benna, M.; Mahaffy, P.; Elrod, M.; Yelle, R.; Stone, S.; Alsaeed, N. (31 de marzo de 2017). "Historia atmosférica de Marte derivada de mediciones de 38Ar / 36Ar en la atmósfera superior". Science . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode :2017Sci...355.1408J. doi : 10.1126/science.aai7721 . ISSN  0036-8075. PMID  28360326.
  41. ^ ab Leblanc, F.; Martinez, A.; Chaufray, JY; Modolo, R.; Hara, T.; Luhmann, J.; Lillis, R.; Curry, S.; McFadden, J. (2018). "Sobre la pulverización atmosférica de Marte después del primer año marciano de mediciones de MAVEN" (PDF) . Geophysical Research Letters . 45 (10): 4685–4691. Bibcode :2018GeoRL..45.4685L. doi :10.1002/2018GL077199. ISSN  1944-8007. S2CID  134561764.
  42. ^ Vickery, AM; Melosh, HJ (abril de 1989). "Erosión por impacto de la atmósfera primordial de Marte". Nature . 338 (6215): 487–489. Bibcode :1989Natur.338..487M. doi :10.1038/338487a0. ISSN  1476-4687. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  43. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva (1 de agosto de 1995). "Cometas, impactos y atmósferas". Icarus . 116 (2): 215–226. Bibcode :1995Icar..116..215O. doi :10.1006/icar.1995.1122. ISSN  0019-1035. PMID  11539473.
  44. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (2002). "Atmósfera superior e ionosfera de Marte en actividades solares bajas, medias y altas: implicaciones para la evolución del agua". Journal of Geophysical Research: Planets . 107 (E12): 11‑1–11‑11. Bibcode :2002JGRE..107.5128K. doi : 10.1029/2001JE001809 . ISSN  2156-2202.
  45. ^ Sagan, Carl (septiembre de 1977). «Reducción de los invernaderos y la historia de la temperatura de la Tierra y Marte». Nature . 269 (5625): 224–226. Bibcode :1977Natur.269..224S. doi :10.1038/269224a0. ISSN  1476-4687. S2CID  4216277.
  46. ^ Kasting, James F.; Freedman, Richard; Robinson, Tyler D.; Zugger, Michael E.; Kopparapu, Ravi; Ramirez, Ramses M. (enero de 2014). "Calentamiento del Marte primitivo con CO 2 y H 2 ". Nature Geoscience . 7 (1): 59–63. arXiv : 1405.6701 . Bibcode :2014NatGe...7...59R. doi :10.1038/ngeo2000. ISSN  1752-0908. S2CID  118520121.
  47. ^ Batalha, Natasha; Domagal-Goldman, Shawn D.; Ramirez, Ramses; Kasting, James F. (15 de septiembre de 2015). "Prueba de la hipótesis del efecto invernadero de H2-CO2 en Marte con un modelo fotoquímico unidimensional". Icarus . 258 : 337–349. arXiv : 1507.02569 . Bibcode :2015Icar..258..337B. doi :10.1016/j.icarus.2015.06.016. ISSN  0019-1035. S2CID  118359789.
  48. ^ Johnson, Sarah Stewart; Mischna, Michael A.; Grove, Timothy L.; Zuber, Maria T. (8 de agosto de 2008). "Calentamiento por efecto invernadero inducido por azufre en Marte primitivo". Journal of Geophysical Research . 113 (E8): E08005. Bibcode :2008JGRE..113.8005J. doi : 10.1029/2007JE002962 . ISSN  0148-0227. S2CID  7525497.
  49. ^ Schrag, Daniel P.; Zuber, Maria T.; Halevy, Itay (21 de diciembre de 2007). "Una retroalimentación climática del dióxido de azufre en el Marte primitivo". Science . 318 (5858): 1903–1907. Bibcode :2007Sci...318.1903H. doi :10.1126/science.1147039. ISSN  0036-8075. PMID  18096802. S2CID  7246517.
  50. ^ "El dióxido de azufre puede haber ayudado a mantener cálido el Marte primitivo". phys.org . Archivado desde el original el 8 de junio de 2019 . Consultado el 8 de junio de 2019 .
  51. ^ Anderson, Donald E. (1974). "Experimento con espectrómetro ultravioleta Mariner 6, 7 y 9: análisis de datos de Lyman alfa de hidrógeno". Revista de investigación geofísica . 79 (10): 1513–1518. Código Bibliográfico :1974JGR....79.1513A. doi :10.1029/JA079i010p01513. ISSN  2156-2202.
  52. ^ Chaufray, JY; Bertaux, JL; Leblanc, F.; Quémerais, E. (junio de 2008). "Observación de la corona de hidrógeno con SPICAM en Mars Express". Ícaro . 195 (2): 598–613. Código Bib : 2008Icar..195..598C. doi :10.1016/j.icarus.2008.01.009.
  53. ^ Hunten, Donald M. (noviembre de 1973). "El escape de gases ligeros de las atmósferas planetarias". Revista de ciencias atmosféricas . 30 (8): 1481–1494. Bibcode :1973JAtS...30.1481H. doi : 10.1175/1520-0469(1973)030<1481:TEOLGF>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  54. ^ Zahnle, Kevin; Haberle, Robert M.; Catling, David C.; Kasting, James F. (2008). "Inestabilidad fotoquímica de la antigua atmósfera marciana". Revista de investigación geofísica: planetas . 113 (E11): E11004. Código Bibliográfico :2008JGRE..11311004Z. doi : 10.1029/2008JE003160 . ISSN  2156-2202. S2CID  2199349.
  55. ^ Bhattacharyya, D.; Clarke, JT; Chaufray, JY; Mayyasi, M.; Bertaux, JL; Chaffin, MS; Schneider, NM; Villanueva, GL (2017). "Cambios estacionales en el escape de hidrógeno de Marte a través del análisis de las observaciones del HST de la exosfera marciana cerca del perihelio" (PDF) . Journal of Geophysical Research: Space Physics . 122 (11): 11, 756–11, 764. Bibcode :2017JGRA..12211756B. doi :10.1002/2017JA024572. ISSN  2169-9402. S2CID  119084288. Archivado (PDF) desde el original el 5 de noviembre de 2020 . Recuperado el 6 de enero de 2021 .
  56. ^ ab Schofield, John T.; Shirley, James H.; Piqueux, Sylvain; McCleese, Daniel J.; Paul O. Hayne; Kass, David M.; Halekas, Jasper S.; Chaffin, Michael S.; Kleinböhl, Armin (febrero de 2018). "El escape de hidrógeno de Marte mejorado por la convección profunda en las tormentas de polvo". Nature Astronomy . 2 (2): 126–132. Bibcode :2018NatAs...2..126H. doi :10.1038/s41550-017-0353-4. ISSN  2397-3366. S2CID  134961099.
  57. ^ Shekhtman, Svetlana (29 de abril de 2019). «Cómo las tormentas de polvo globales afectan el agua, los vientos y el clima marcianos». NASA . Archivado desde el original el 17 de junio de 2019. Consultado el 10 de junio de 2019 .
  58. ^ Nagy, Andrew F.; Liemohn, Michael W.; Fox, JL ; Kim, Jhoon (2001). "Densidades de carbono caliente en la exosfera de Marte". Journal of Geophysical Research: Space Physics . 106 (A10): 21565–21568. Bibcode :2001JGR...10621565N. doi : 10.1029/2001JA000007 . ISSN  2156-2202. Archivado desde el original el 28 de julio de 2020 . Consultado el 24 de noviembre de 2019 .
  59. ^ ab Gröller, H.; Lichtenegger, H.; Lammer, H.; Shematovich, VI (1 de agosto de 2014). "Escape de oxígeno y carbono calientes de la atmósfera marciana". Ciencia planetaria y espacial . Evolución planetaria y vida. 98 : 93–105. arXiv : 1911.01107 . Bibcode :2014P&SS...98...93G. doi :10.1016/j.pss.2014.01.007. ISSN  0032-0633. S2CID  122599784.
  60. ^ abc Fox, JL (1993). «La producción y escape de átomos de nitrógeno en Marte». Journal of Geophysical Research: Planets . 98 (E2): 3297–3310. Bibcode :1993JGR....98.3297F. doi :10.1029/92JE02289. ISSN  2156-2202. Archivado desde el original el 21 de julio de 2018 . Consultado el 24 de junio de 2019 .
  61. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (julio de 2015). "Planetología comparada de la historia de los isótopos de nitrógeno en las atmósferas de Titán y Marte". Icarus . 254 : 259–261. Bibcode :2015Icar..254..259M. doi :10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424 . PMID  31118538. 
  62. ^ Fox, JL (diciembre de 2007). "Comentario a los artículos "Producción de átomos de nitrógeno calientes en la termosfera marciana" de F. Bakalian y "Cálculos de Monte Carlo del escape de nitrógeno atómico de Marte" de F. Bakalian y RE Hartle". Icarus . 192 (1): 296–301. Bibcode :2007Icar..192..296F. doi :10.1016/j.icarus.2007.05.022.
  63. ^ Feldman, Paul D.; Steffl, Andrew J.; Parker, Joel Wm.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Alan Stern, S.; Weaver, Harold A.; Slater, David C.; Versteeg, Maarten (1 de agosto de 2011). "Observaciones de hidrógeno y oxígeno exosférico en Marte realizadas con Rosetta-Alice". Icarus . 214 (2): 394–399. arXiv : 1106.3926 . Código Bibliográfico :2011Icar..214..394F. doi :10.1016/j.icarus.2011.06.013. ISSN  0019-1035. S2CID  118646223.
  64. ^ Lammer, H.; Lichtenegger, H.I.M.; Kolb, C.; Ribas, I.; Guinan, EF; Abart, R.; Bauer, S.J. (septiembre de 2003). "Pérdida de agua de Marte". Icarus . 165 (1): 9–25. doi :10.1016/S0019-1035(03)00170-2.
  65. ^ Valeille, Arnaud; Bougher, Stephen W.; Tenishev, Valeriy; Combi, Michael R.; Nagy, Andrew F. (1 de marzo de 2010). "Pérdida de agua y evolución de la atmósfera superior y la exosfera a lo largo de la historia marciana". Icarus . Interacciones del viento solar con Marte. 206 (1): 28–39. Bibcode :2010Icar..206...28V. doi :10.1016/j.icarus.2009.04.036. ISSN  0019-1035.
  66. ^ Jones, Nancy; Steigerwald, Bill; Brown, Dwayne; Webster, Guy (14 de octubre de 2014). «La misión de la NASA ofrece su primer vistazo a la atmósfera superior marciana». NASA . Archivado desde el original el 19 de octubre de 2014. Consultado el 15 de octubre de 2014 .
  67. ^ Ramstad, Robin; Cerebro, David A.; Dong, Yaxue; Espley, Jared; Halekas, Jasper; Jakosky, Bruce (octubre de 2020). "Los sistemas actuales globales de la magnetosfera inducida por Marte". Astronomía de la Naturaleza . 4 (10): 979–985. doi :10.1038/s41550-020-1099-y. ISSN  2397-3366.
  68. ^ Ramstad, Robin; Barabash, Stas; Futaana, Yoshifumi; Nilsson, Hans; Holmström, Mats (noviembre de 2018). "Escape de iones de Marte a través del tiempo: una extrapolación de la pérdida atmosférica basada en 10 años de mediciones de Mars Express". Revista de investigación geofísica: planetas . 123 (11): 3051–3060. doi :10.1029/2018JE005727. ISSN  2169-9097.
  69. ^ "Estaciones en Marte". www.msss.com . Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2020 . Consultado el 7 de junio de 2019 .
  70. ^ Soto, Alejandro; Mischna, Michael; Schneider, Tapio; Lee, Christopher; Richardson, Mark (1 de abril de 2015). «Martian atmosphere collapse: Idealized GCM studies» (PDF) . Icarus . 250 : 553–569. Bibcode :2015Icar..250..553S. doi :10.1016/j.icarus.2014.11.028. ISSN  0019-1035. Archivado (PDF) desde el original el 15 de agosto de 2017 . Consultado el 30 de agosto de 2020 .
  71. ^ Hess, Seymour L.; Henry, Robert M.; Tillman, James E. (1979). "La variación estacional de la presión atmosférica en Marte afectada por el casquete polar sur". Journal of Geophysical Research . 84 (B6): 2923. Bibcode :1979JGR....84.2923H. doi :10.1029/JB084iB06p02923. ISSN  0148-0227.
  72. ^ Hess, SL; Ryan, JA; Tillman, JE; Henry, RM; Leovy, CB (marzo de 1980). "El ciclo anual de presión en Marte medido por los Viking Landers 1 y 2". Geophysical Research Letters . 7 (3): 197–200. Código Bibliográfico :1980GeoRL...7..197H. doi :10.1029/GL007i003p00197.
  73. ^ Ordóñez-Etxeberria, Iñaki; Hueso, Ricardo; Sánchez-Lavega, Agustín; Millour, Ehouarn; Olvídalo, Francois (enero de 2019). "Presión meteorológica en el cráter Gale a partir de una comparación de datos REMS/MSL y modelado MCD: efecto de las tormentas de polvo". Ícaro . 317 : 591–609. Código Bib : 2019Icar..317..591O. doi : 10.1016/j.icarus.2018.09.003 . S2CID  125851495.
  74. ^ Guzewich, Scott D.; Newman, CE; de la Torre Juárez, M.; Wilson, RJ; Lemmon, M.; Smith, MD; Kahanpää, H.; Harri, A.-M. (abril de 2016). "Mareas atmosféricas en el cráter Gale, Marte". Icarus . 268 : 37–49. Bibcode :2016Icar..268...37G. doi :10.1016/j.icarus.2015.12.028.
  75. ^ Haberle, Robert M.; Juárez, Manuel de la Torre; Kahre, Melinda A.; Kass, David M.; Barnes, Jeffrey R.; Hollingsworth, Jeffery L.; Harri, Ari-Matti; Kahanpää, Henrik (junio de 2018). "Detección de remolinos transitorios del hemisferio norte en el cráter Gale de Marte". Ícaro . 307 : 150–160. Código Bib : 2018Icar..307..150H. doi :10.1016/j.icarus.2018.02.013. S2CID  92991001.
  76. ^ ab Fanale, FP; Cannon, WA (abril de 1971). "Adsorción en el regolito marciano". Nature . 230 (5295): 502–504. Código Bibliográfico :1971Natur.230..502F. doi :10.1038/230502a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4263086.
  77. ^ ab Zent, ​​Aaron P.; Quinn, Richard C. (1995). "Adsorción simultánea de CO 2 y H 2 O en condiciones similares a las de Marte y aplicación a la evolución del clima marciano". Journal of Geophysical Research . 100 (E3): 5341. Bibcode :1995JGR...100.5341Z. doi :10.1029/94JE01899. hdl : 2060/19940030969 . ISSN  0148-0227. S2CID  129616949.
  78. ^ Moores, John E.; Gough, Raina V.; Martinez, German M.; Meslin, Pierre-Yves; Smith, Christina L.; Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul R.; Newman, Claire E.; Webster, Christopher R. (mayo de 2019). "Ciclo estacional de metano en el cráter Gale de Marte consistente con la adsorción y difusión del regolito". Nature Geoscience . 12 (5): 321–325. Bibcode :2019NatGe..12..321M. doi :10.1038/s41561-019-0313-y. ISSN  1752-0894. S2CID  135136911.
  79. ^ Meslin, P.-Y.; Gough, R.; Lefèvre, F.; Forget, F. (febrero de 2011). "Poca variabilidad del metano en Marte inducida por adsorción en el regolito". Ciencia planetaria y espacial . 59 (2–3): 247–258. Bibcode :2011P&SS...59..247M. doi :10.1016/j.pss.2010.09.022.
  80. ^ "Efectos invernadero... también en otros planetas". Agencia Espacial Europea . Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2019. Consultado el 7 de junio de 2019 .
  81. ^ Yung, Yuk L.; Kirschvink, Joseph L.; Pahlevan, Kaveh; Li, King-Fai (16 de junio de 2009). "La presión atmosférica como regulador natural del clima para un planeta terrestre con una biosfera". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 106 (24): 9576–9579. Bibcode :2009PNAS..106.9576L. doi : 10.1073/pnas.0809436106 . ISSN  0027-8424. PMC 2701016 . PMID  19487662. 
  82. ^ McElroy, MB; Donahue, TM (15 de septiembre de 1972). "Estabilidad de la atmósfera marciana". Science . 177 (4053): 986–988. Bibcode :1972Sci...177..986M. doi :10.1126/science.177.4053.986. hdl : 2060/19730010098 . ISSN  0036-8075. PMID  17788809. S2CID  30958948.
  83. ^ Parkinson, TD; Hunten, DM (octubre de 1972). "Espectroscopia y acrónimos de O2 en Marte". Revista de Ciencias Atmosféricas . 29 (7): 1380–1390. Bibcode :1972JAtS...29.1380P. doi : 10.1175/1520-0469(1972)029<1380:SAAOOO>2.0.CO;2 . ISSN  0022-4928.
  84. ^ ab Stevens, MH; Siskind, DE; Evans, JS; Jain, SK; Schneider, NM; Deighan, J.; Stewart, AIF; Crismani, M.; Stiepen, A. (28 de mayo de 2017). "Observaciones de nubes mesosféricas marcianas por IUVS en MAVEN: mareas térmicas acopladas a la atmósfera superior: nubes mesosféricas marcianas de IUVS". Geophysical Research Letters . 44 (10): 4709–4715. doi :10.1002/2017GL072717. hdl : 10150/624978 . S2CID  13748950.
  85. ^ ab González-Galindo, Francisco; Määttänen, Anni; Forget, François; Spiga, Aymeric (1 de noviembre de 2011). "La mesosfera marciana revelada por las observaciones de nubes de CO2 y el modelado de la circulación general". Icarus . 216 ( 1): 10–22. Bibcode :2011Icar..216...10G. doi :10.1016/j.icarus.2011.08.006. ISSN  0019-1035.
  86. ^ Stevens, MH; Evans, JS; Schneider, NM; Stewart, AIF; Deighan, J.; Jain, SK; Crismani, M.; Stiepen, A.; Chaffin, MS; McClintock, WE; Holsclaw, GM; Lefèvre, F.; Lo, DY; Clarke, JT; Montmessin, F.; Bougher, SW; Jakosky, BM (2015). "Nuevas observaciones de nitrógeno molecular en la atmósfera superior marciana por IUVS en MAVEN". Geophysical Research Letters . 42 (21): 9050–9056. Código Bibliográfico :2015GeoRL..42.9050S. doi : 10.1002/2015GL065319 .
  87. ^ Mandt, Kathleen; Mousis, Olivier; Chassefière, Eric (1 de julio de 2015). "Planetología comparativa de la historia de los isótopos de nitrógeno en las atmósferas de Titán y Marte". Icarus . 254 : 259–261. Bibcode :2015Icar..254..259M. doi :10.1016/j.icarus.2015.03.025. PMC 6527424 . PMID  31118538. 
  88. ^ Webster, Guy (8 de abril de 2013). «Remaining Martian atmosphere still dynamic» (Nota de prensa). NASA . Archivado desde el original el 26 de julio de 2020. Consultado el 12 de junio de 2019 .
  89. ^ Wall, Mike (8 de abril de 2013). «La mayor parte de la atmósfera de Marte se pierde en el espacio». Space.com . Archivado desde el original el 30 de enero de 2016. Consultado el 9 de abril de 2013 .
  90. ^ Hartogh, P.; Jarchow, C.; Lellouch, E.; de Val-Borro, M.; Rengel, M.; Moreno, R.; et al. (2010). "Observaciones de Marte con Herschel/HIFI: primera detección de O2 en longitudes de onda submilimétricas y límites superiores en HCL y H2O2". Astronomía y Astrofísica . 521 : L49. arXiv : 1007.1301 . Código Bibliográfico :2010A&A...521L..49H. doi :10.1051/0004-6361/201015160. S2CID  119271891. Archivado desde el original el 7 de febrero de 2019 . Consultado el 6 de febrero de 2019 .
  91. ^ "Observatorio volante detecta oxígeno atómico en la atmósfera marciana – NASA". 6 de mayo de 2016. Archivado desde el original el 8 de noviembre de 2020. Consultado el 18 de marzo de 2017 .
  92. ^ "La NASA investiga el misterio del oxígeno en Marte". BBC News . 14 de noviembre de 2019. Archivado desde el original el 17 de enero de 2020 . Consultado el 15 de noviembre de 2019 .
  93. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (1 de noviembre de 2006). "Fotoquímica de la atmósfera marciana: variaciones estacionales, latitudinales y diurnas". Icarus . 185 (1): 153–170. Bibcode :2006Icar..185..153K. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.003. ISSN  0019-1035.
  94. ^ Perrier, S.; Bertaux, JL; Lefèvre, F.; Lebonnois, S.; Korablev, O.; Fedorova, A.; Montmessin, F. (2006). "Distribución global del ozono total en Marte a partir de mediciones de rayos ultravioleta SPICAM/MEX". Revista de investigación geofísica . Planetas. 111 (E9): E09S06. Código Bibliográfico :2006JGRE..111.9S06P. doi : 10.1029/2006JE002681 . ISSN  2156-2202.
  95. ^ Perrier, Séverine; Montmessin, Franck; Lebonnois, Sébastien; Olvídalo, François; Rápido, Kelly; Encrenaz, Teresa ; et al. (Agosto de 2008). "Química heterogénea en la atmósfera de Marte". Naturaleza . 454 (7207): 971–975. Código Bib :2008Natur.454..971L. doi : 10.1038/naturaleza07116. ISSN  1476-4687. PMID  18719584. S2CID  205214046.
  96. ^ ab Franck Lefèvre; Montmessin, Franck (noviembre de 2013). "Formación impulsada por el transporte de una capa de ozono polar en Marte". Nature Geoscience . 6 (11): 930–933. Bibcode :2013NatGe...6..930M. doi :10.1038/ngeo1957. ISSN  1752-0908.
  97. ^ ab "Una capa de ozono estacional sobre el polo sur marciano". sci.esa.int . Mars Express . Agencia Espacial Europea . Archivado desde el original el 3 de junio de 2019 . Consultado el 3 de junio de 2019 .
  98. ^ Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Montmessin, Franck; Lefèvre, Franck; Perrier, Séverine; Bertaux, Jean-Loup; Olvídalo, François (2006). "Distribución vertical del ozono en Marte medida por SPICAM/Mars Express utilizando ocultaciones estelares" (PDF) . Revista de investigaciones geofísicas . Planetas. 111 (E9): E09S05. Código Bib : 2006JGRE..111.9S05L. doi : 10.1029/2005JE002643 . ISSN  2156-2202. S2CID  55162288. Archivado (PDF) desde el original el 8 de noviembre de 2020 . Consultado el 30 de agosto de 2020 .
  99. ^ Titov, DV (1 de enero de 2002). "Vapor de agua en la atmósfera de Marte". Avances en la investigación espacial . 29 (2): 183–191. Bibcode :2002AdSpR..29..183T. doi :10.1016/S0273-1177(01)00568-3. ISSN  0273-1177.
  100. ^ ab Whiteway, JA; Komguem, L.; Dickinson, C.; Cook, C.; Illnicki, M.; Seabrook, J.; Popovici, V.; Duck, TJ; Davy, R. (3 de julio de 2009). "Nubes de agua y hielo en Marte y precipitación". Science . 325 (5936): 68–70. Bibcode :2009Sci...325...68W. doi :10.1126/science.1172344. ISSN  0036-8075. PMID  19574386. S2CID  206519222.
  101. ^ Jakosky, Bruce M.; Farmer, Crofton B. (1982). "El comportamiento estacional y global del vapor de agua en la atmósfera de Marte: resultados globales completos del experimento del detector de agua atmosférica Viking". Revista de investigación geofísica . Tierra sólida. 87 (B4): 2999–3019. Código Bibliográfico :1982JGR....87.2999J. doi :10.1029/JB087iB04p02999. ISSN  2156-2202.
  102. ^ ab Trokhimovskiy, Alexander; Fedorova, Anna; Korablev, Oleg; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; Rodin, Alexander; Smith, Michael D. (1 de mayo de 2015). "Mapeo del vapor de agua de Marte con el espectrómetro IR SPICAM: cinco años marcianos de observaciones". Icarus . Dynamic Mars. 251 : 50–64. Bibcode :2015Icar..251...50T. doi :10.1016/j.icarus.2014.10.007. ISSN  0019-1035.
  103. ^ "Los científicos 'mapean' el vapor de agua en la atmósfera marciana". ScienceDaily . Archivado desde el original el 8 de junio de 2019 . Consultado el 8 de junio de 2019 .
  104. ^ mars.nasa.gov. «Mars Exploration Rover». Laboratorio de Propulsión a Chorro . mars.nasa.gov . NASA . Archivado desde el original el 8 de agosto de 2012. Consultado el 8 de junio de 2019 .
  105. ^ Nubes de hielo en el Ártico marciano. www.nasa.gov (película acelerada). NASA . Archivado desde el original el 3 de enero de 2019. Consultado el 8 de junio de 2019 .
  106. ^ Montmessin, Franck; Forget, François; Millour, Ehouarn; Navarro, Thomas; Madeleine, Jean-Baptiste; Hinson, David P.; Spiga, Aymeric (septiembre de 2017). "Precipitación de nieve en Marte impulsada por la convección nocturna inducida por las nubes". Nature Geoscience . 10 (9): 652–657. Bibcode :2017NatGe..10..652S. doi :10.1038/ngeo3008. ISSN  1752-0908. S2CID  135198120.
  107. ^ abc esa. «El misterio del metano». Agencia Espacial Europea . Archivado desde el original el 2 de junio de 2019. Consultado el 7 de junio de 2019 .
  108. ^ Potter, Sean (7 de junio de 2018). «La NASA encuentra material orgánico antiguo y metano misterioso en Marte». NASA . Archivado desde el original el 8 de junio de 2019 . Consultado el 6 de junio de 2019 .
  109. ^ Witze, Alexandra (25 de octubre de 2018). «Los científicos de Marte se acercan cada vez más a resolver el misterio del metano». Nature . 563 (7729): 18–19. Bibcode :2018Natur.563...18W. doi : 10.1038/d41586-018-07177-4 . PMID  30377322.
  110. ^ Formisano, Vittorio; Atreya, Sushil; Encrenaz, Teresa ; Ignatiev, Nikolai; Giuranna, Marco (3 de diciembre de 2004). "Detección de metano en la atmósfera de Marte". Ciencia . 306 (5702): 1758-1761. Código bibliográfico : 2004 Ciencia... 306.1758F. doi : 10.1126/ciencia.1101732 . ISSN  0036-8075. PMID  15514118. S2CID  13533388.
  111. ^ ab Krasnopolsky, Vladimir A.; Maillard, Jean Pierre; Owen, Tobias C. (diciembre de 2004). "Detección de metano en la atmósfera marciana: ¿evidencia de vida?". Icarus . 172 (2): 537–547. Bibcode :2004Icar..172..537K. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.004.
  112. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Giuranna, M. (julio de 2008). "Metano en la atmósfera marciana: comportamiento espacial, diurno y estacional promedio". Ciencia planetaria y espacial . 56 (9): 1194–1203. Bibcode :2008P&SS...56.1194G. doi :10.1016/j.pss.2008.03.004.
  113. ^ Mumma, MJ; Villanueva, GL; Novak, RE; Hewagama, T.; Bonev, BP; DiSanti, MA; Mandell, AM; Smith, MD (20 de febrero de 2009). "Fuerte liberación de metano en Marte en el verano boreal de 2003". Science . 323 (5917): 1041–1045. Bibcode :2009Sci...323.1041M. doi : 10.1126/science.1165243 . ISSN  0036-8075. PMID  19150811. S2CID  25083438.
  114. ^ Fonti, S.; Marzo, GA (marzo de 2010). "Mapeo del metano en Marte". Astronomía y Astrofísica . 512 : A51. Bibcode :2010A&A...512A..51F. doi : 10.1051/0004-6361/200913178 . ISSN  0004-6361.
  115. ^ Geminale, A.; Formisano, V.; Sindoni, G. (1 de febrero de 2011). "Mapeo del metano en la atmósfera marciana con datos PFS-MEX". Ciencias planetarias y espaciales . Metano en Marte: observaciones actuales, interpretación y planes futuros. 59 (2): 137–148. Bibcode :2011P&SS...59..137G. doi :10.1016/j.pss.2010.07.011. ISSN  0032-0633.
  116. ^ abc Webster, CR; Mahaffy, PR; Atreya, SK; Flesch, GJ; Mischna, MA; Meslin, P.-Y.; Farley, KA; Conrad, PG; Christensen, LE (23 de enero de 2015). «Detección y variabilidad del metano en Marte en el cráter Gale» (PDF) . Science . 347 (6220): 415–417. Bibcode :2015Sci...347..415W. doi :10.1126/science.1261713. ISSN  0036-8075. PMID  25515120. S2CID  20304810. Archivado (PDF) desde el original el 22 de julio de 2018 . Consultado el 24 de junio de 2019 .
  117. ^ Vasavada, Ashwin R.; Zurek, Richard W.; Sander, Stanley P.; Crisp, Joy; Lemmon, Mark; Hassler, Donald M.; Genzer, Maria; Harri, Ari-Matti; Smith, Michael D. (8 de junio de 2018). "Los niveles de fondo de metano en la atmósfera de Marte muestran fuertes variaciones estacionales". Science . 360 (6393): 1093–1096. Bibcode :2018Sci...360.1093W. doi : 10.1126/science.aaq0131 . ISSN  0036-8075. PMID  29880682.
  118. ^ Amoroso, Marilena; Merritt, Donald; Parra, Julia Marín-Yaseli de la; Cardesín-Moinelo, Alejandro; Aoki, Shohei; Wolkenberg, Paulina; Alejandro Aronica; Formisano, Vittorio; Oehler, Dorothy (mayo de 2019). "Confirmación independiente de un pico de metano en Marte y una región fuente al este del cráter Gale". Geociencia de la naturaleza . 12 (5): 326–332. Código Bib : 2019NatGe..12..326G. doi :10.1038/s41561-019-0331-9. ISSN  1752-0908. S2CID  134110253.
  119. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (15 de noviembre de 2005). "Una búsqueda sensible de SO2 en la atmósfera marciana: implicaciones para la filtración y el origen del metano". Icarus . Ciencia del entorno magnetosférico joviano. 178 (2): 487–492. Bibcode :2005Icar..178..487K. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.006. ISSN  0019-1035.
  120. ^ Hecht, Jeff. "Se descarta que haya volcanes en Marte debido al metano". www.newscientist.com . Archivado desde el original el 8 de junio de 2019. Consultado el 8 de junio de 2019 .
  121. ^ Krasnopolsky, Vladimir A (2012). "Búsqueda de metano y límites superiores de etano y SO2 en Marte". Icarus . 217 (1): 144–152. Bibcode :2012Icar..217..144K. doi :10.1016/j.icarus.2011.10.019.
  122. ^ Encrenaz, T. ; Greathouse, T. K.; Richter, MJ; Lacy, J. H.; Fouchet, T.; Bézard, B.; Lefèvre, F.; Forget, F.; Atreya, SK (2011). "Un límite superior estricto para el SO2 en la atmósfera marciana". Astronomía y Astrofísica . 530 : 37. Bibcode :2011A&A...530A..37E. doi : 10.1051/0004-6361/201116820 .
  123. ^ McAdam, AC; Franz, H.; Archer, PD; Freissinet, C.; Sutter, B.; Glavin, DP; Eigenbrode, JL; Bower, H.; Stern, J.; Mahaffy, PR; Morris, RV; Ming, DW; Rampe, E.; Brunner, AE; Steele, A.; Navarro-González, R.; Bish, DL; Blake, D.; Wray, J.; Grotzinger, J.; Equipo científico de MSL (2013). "Información sobre la mineralogía del azufre del suelo marciano en Rocknest, cráter Gale, gracias a los análisis de gases evolucionados". 44.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, celebrada del 18 al 22 de marzo de 2013 en The Woodlands, Texas. Contribución LPI n.º 1719, pág. 1751
  124. ^ ab Owen, T.; Biemann, K.; Rushneck, DR; Biller, JE; Howarth, DW; Lafleur, AL (17 de diciembre de 1976). "La atmósfera de Marte: detección de criptón y xenón". Science . 194 (4271): 1293–1295. Bibcode :1976Sci...194.1293O. doi :10.1126/science.194.4271.1293. ISSN  0036-8075. PMID  17797086. S2CID  37362034.
  125. ^ Owen, Tobias; Biemann, K.; Rushneck, DR; Biller, JE; Howarth, DW; Lafleur, AL (1977). "La composición de la atmósfera en la superficie de Marte". Revista de investigación geofísica . 82 (28): 4635–4639. Bibcode :1977JGR....82.4635O. doi :10.1029/JS082i028p04635. ISSN  2156-2202.
  126. ^ Krasnopolsky, Vladimir A.; Gladstone, G. Randall (1 de agosto de 2005). "Helio en Marte y Venus: observaciones y modelado EUVE". Icarus . 176 (2): 395–407. Bibcode :2005Icar..176..395K. doi :10.1016/j.icarus.2005.02.005. ISSN  0019-1035.
  127. ^ "Curiosity encuentra evidencia de que la corteza de Marte contribuye a la atmósfera". JPL. NASA. Archivado desde el original el 9 de marzo de 2020. Consultado el 8 de junio de 2019 .
  128. ^ ab Krasnopolsky, VA (30 de noviembre de 2001). "Detección de hidrógeno molecular en la atmósfera de Marte". Science . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode :2001Sci...294.1914K. doi :10.1126/science.1065569. PMID  11729314. S2CID  25856765.
  129. ^ Smith, Michael D. (mayo de 2008). "Observaciones de la atmósfera marciana realizadas con naves espaciales". Revista anual de ciencias terrestres y planetarias . 36 (1): 191–219. Bibcode :2008AREPS..36..191S. doi :10.1146/annurev.earth.36.031207.124334. ISSN  0084-6597. S2CID  102489157.
  130. ^ Withers, Paul; Catling, DC (diciembre de 2010). "Observaciones de mareas atmosféricas en Marte en la estación y latitud de la entrada atmosférica de Phoenix". Geophysical Research Letters . 37 (24): n/a. Bibcode :2010GeoRL..3724204W. doi : 10.1029/2010GL045382 . S2CID  26311417.
  131. ^ ab Leovy, Conway (julio de 2001). «Tiempo y clima en Marte». Nature . 412 (6843): 245–249. Bibcode :2001Natur.412..245L. doi :10.1038/35084192. ISSN  1476-4687. PMID  11449286. S2CID  4383943.
  132. ^ Petrosyan, A.; Galperín, B.; Larsen, SE; Lewis, SR; Määttänen, A.; Leer, PL; Renno, N.; Rogberg, LPHT; Savijärvi, H. (17 de septiembre de 2011). "La capa límite atmosférica marciana". Reseñas de Geofísica . 49 (3): RG3005. Código Bib : 2011RvGeo..49.3005P. doi :10.1029/2010RG000351. hdl : 2027.42/94893 . ISSN  8755-1209. S2CID  37493454.
  133. ^ Catling, David C. (13 de abril de 2017). Evolución atmosférica en mundos habitados y sin vida . Kasting, James F. Cambridge. Bibcode :2017aeil.book.....C. ISBN 9780521844123.OCLC 956434982  .{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: falta la ubicación del editor ( enlace )
  134. ^ Robinson, TD; Catling, DC (enero de 2014). "Tropopausa común de 0,1 bar en atmósferas densas determinada por la transparencia infrarroja dependiente de la presión". Nature Geoscience . 7 (1): 12–15. arXiv : 1312.6859 . Bibcode :2014NatGe...7...12R. doi :10.1038/ngeo2020. ISSN  1752-0894. S2CID  73657868.
  135. ^ Olvídalo, François; Montmessin, Franck; Bertaux, Jean-Loup; González-Galindo, Francisco; Lebonnois, Sébastien; Quémerais, Eric; Reberac, Aurélie; Dimarellis, Emmanuel; López-Valverde, Miguel A. (28 de enero de 2009). "Densidad y temperaturas de la atmósfera superior marciana medidas mediante ocultaciones estelares con Mars Express SPICAM" (PDF) . Revista de investigaciones geofísicas . 114 (E1): E01004. Código Bib : 2009JGRE..114.1004F. doi :10.1029/2008JE003086. ISSN  0148-0227. S2CID  2660831. Archivado (PDF) desde el original el 3 de mayo de 2019 . Recuperado el 24 de junio de 2019 .
  136. ^ Bougher, SW; Pawlowski, D.; Bell, JM; Nelli, S.; McDunn, T.; Murphy, JR; Chizek, M.; Ridley, A. (febrero de 2015). "Modelo global de ionosfera-termosfera de Marte: ciclo solar, variaciones estacionales y diurnas de la atmósfera superior de Marte: BOUGHER ET AL". Revista de investigación geofísica: planetas . 120 (2): 311–342. doi :10.1002/2014JE004715. hdl : 2027.42/110830 . S2CID  91178752.
  137. ^ Bougher, Stephen W.; Roeten, Kali J.; Olsen, Kirk; Mahaffy, Paul R.; Benna, Mehdi; Elrod, Meredith; Jain, Sonal K.; Schneider, Nicholas M.; Deighan, Justin (2017). "La estructura y variabilidad de la termosfera del lado diurno de Marte a partir de mediciones MAVEN NGIMS e IUVS: tendencias estacionales y de actividad solar en alturas y temperaturas de escala". Revista de investigación geofísica: Física espacial . 122 (1): 1296–1313. Bibcode :2017JGRA..122.1296B. doi : 10.1002/2016JA023454 . hdl : 2027.42/136242 . ISSN  2169-9402.
  138. ^ Zell, Holly (29 de mayo de 2015). «MAVEN captura la aurora en Marte». NASA . Archivado desde el original el 31 de julio de 2020. Consultado el 5 de junio de 2019 .
  139. ^ Greicius, Tony (28 de septiembre de 2017). «Misiones de la NASA detectan efectos de una gran tormenta solar en Marte». NASA . Archivado desde el original el 8 de junio de 2019 . Consultado el 5 de junio de 2019 .
  140. ^ "Marte Education | Desarrollo de la próxima generación de exploradores". marsed.asu.edu . Archivado desde el original el 3 de junio de 2019 . Consultado el 3 de junio de 2019 .
  141. ^ McCleese, DJ; Schofield, JT; Taylor, FW; Abdou, WA; Aharonson, O.; Banfield, D.; Calcutt, SB; Heavens, NG; Irwin, PGJ (noviembre de 2008). "Inversión intensa de la temperatura polar en la atmósfera media de Marte". Nature Geoscience . 1 (11): 745–749. Bibcode :2008NatGe...1..745M. doi :10.1038/ngeo332. ISSN  1752-0894. S2CID  128907168.
  142. ^ Slipski, M.; Jakosky, BM; Benna, M.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Kass, D.; Stone, S.; Yelle, R. (2018). "Variabilidad de las altitudes de la turbopausa marciana". Revista de investigación geofísica: planetas . 123 (11): 2939–2957. Código Bibliográfico :2018JGRE..123.2939S. doi : 10.1029/2018JE005704 . ISSN  2169-9100.
  143. ^ "La ionosfera de Marte moldeada por los campos magnéticos de la corteza". sci.esa.int . Archivado desde el original el 3 de junio de 2019 . Consultado el 3 de junio de 2019 .
  144. ^ "Nuevas vistas de la ionosfera marciana". sci.esa.int . Archivado desde el original el 11 de noviembre de 2013 . Consultado el 3 de junio de 2019 .
  145. ^ ab Smith, Michael D. (1 de enero de 2004). "Variabilidad interanual en las observaciones atmosféricas de Marte realizadas con el TES durante 1999-2003". Icarus . Número especial sobre DS1 / cometa Borrelly. 167 (1): 148–165. Bibcode :2004Icar..167..148S. doi :10.1016/j.icarus.2003.09.010. ISSN  0019-1035.
  146. ^ Montabone, L.; Forget, F.; Millour, E.; Wilson, RJ; Lewis, SR; Cantor, B.; et al. (1 de mayo de 2015). "Climatología de ocho años de la profundidad óptica del polvo en Marte". Icarus . Dynamic Mars. 251 : 65–95. arXiv : 1409.4841 . Bibcode :2015Icar..251...65M. doi :10.1016/j.icarus.2014.12.034. ISSN  0019-1035. S2CID  118336315.
  147. ^ NASA/JPL-Caltech/TAMU. «Opacidad atmosférica desde el punto de vista de Opportunity». Programa de exploración de Marte de la NASA . Archivado desde el original el 9 de junio de 2019. Consultado el 9 de junio de 2019 .
  148. ^ ab Lemmon, Mark T.; Wolff, Michael J.; Bell, James F.; Smith, Michael D.; Cantor, Bruce A.; Smith, Peter H. (1 de mayo de 2015). "Aerosoles de polvo, nubes y registro de profundidad óptica atmosférica durante 5 años marcianos de la misión Mars Exploration Rover". Icarus . Dynamic Mars. 251 : 96–111. arXiv : 1403.4234 . Bibcode :2015Icar..251...96L. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.029. ISSN  0019-1035. S2CID  5194550.
  149. ^ Chen-Chen, H.; Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Lavega, A. (1 de febrero de 2019). "Tamaño de partículas de polvo y profundidad óptica en Marte obtenidos por las cámaras de navegación MSL". Icarus . 319 : 43–57. arXiv : 1905.01073 . Bibcode :2019Icar..319...43C. doi :10.1016/j.icarus.2018.09.010. ISSN  0019-1035. S2CID  125311345.
  150. ^ Vicente-Retortillo, Álvaro; Martínez, Germán M.; Renno, Nilton O.; Lemmon, Mark T.; de la Torre-Juárez, Manuel (2017). "Determinación del tamaño de partículas de aerosol de polvo en el cráter Gale mediante mediciones REMS UVS y Mastcam". Cartas de investigación geofísica . 44 (8): 3502–3508. Código Bib : 2017GeoRL..44.3502V. doi : 10.1002/2017GL072589 . hdl : 2027.42/137189 . ISSN  1944-8007.
  151. ^ McCleese, DJ; Heavens, NG; Schofield, JT; Abdou, WA; Bandfield, JL; Calcutt, SB; et al. (2010). "Estructura y dinámica de la atmósfera inferior y media marciana observada por el Mars Climate Sounder: variaciones estacionales en la temperatura media zonal, polvo y aerosoles de hielo de agua" (PDF) . Revista de investigación geofísica . Planetas. 115 (E12): E12016. Código bibliográfico :2010JGRE..11512016M. doi :10.1029/2010JE003677. ISSN  2156-2202. S2CID  215820851. Archivado (PDF) desde el original el 15 de agosto de 2017 . Consultado el 24 de junio de 2019 .
  152. ^ Guzewich, Scott D.; Talaat, Elsayed R.; Toigo, Anthony D.; Waugh, Darryn W.; McConnochie, Timothy H. (2013). "Capas de polvo a gran altitud en Marte: observaciones con el espectrómetro de emisión térmica". Revista de investigación geofísica . Planetas. 118 (6): 1177–1194. Bibcode :2013JGRE..118.1177G. doi : 10.1002/jgre.20076 . ISSN  2169-9100.
  153. ^ ab Read, PL; Lewis, SR; Mulholland, DP (4 de noviembre de 2015). "La física del tiempo y el clima marcianos: una revisión" (PDF) . Informes sobre el progreso en física . 78 (12): 125901. Bibcode :2015RPPh...78l5901R. doi :10.1088/0034-4885/78/12/125901. ISSN  0034-4885. PMID  26534887. S2CID  20087052. Archivado (PDF) desde el original el 20 de julio de 2018 . Consultado el 24 de junio de 2019 .
  154. ^ Ojha, Lujendra; Lewis, Kevin; Karunatillake, Suniti; Schmidt, Mariek (20 de julio de 2018). "La formación Medusae Fossae como la mayor fuente de polvo en Marte". Comunicaciones de la naturaleza . 9 (2867 (2018)): 2867. Bibcode : 2018NatCo...9.2867O. doi :10.1038/s41467-018-05291-5. PMC 6054634 . PMID  30030425. 
  155. ^ Malik, Tariq (13 de junio de 2018). «Mientras una enorme tormenta azota Marte, el rover Opportunity se queda en silencio: las nubes de polvo que ocultan el sol podrían ser el fin de la sonda alimentada por energía solar». Scientific American . Archivado desde el original el 13 de junio de 2018. Consultado el 13 de junio de 2018 .
  156. ^ Wall, Mike (12 de junio de 2018). «El rover Curiosity de la NASA está siguiendo una enorme tormenta de polvo en Marte (foto)». Space.com . Archivado desde el original el 21 de diciembre de 2020. Consultado el 13 de junio de 2018 .
  157. ^ Good, Andrew; Brown, Dwayne; Wendell, JoAnna (12 de junio de 2018). «La NASA celebrará una teleconferencia con los medios sobre la tormenta de polvo marciana y el rover Mars Opportunity». NASA . Archivado desde el original el 21 de junio de 2018 . Consultado el 12 de junio de 2018 .
  158. ^ Good, Andrew (13 de junio de 2018). «La NASA se encuentra con la tormenta perfecta para la ciencia». NASA . Archivado desde el original el 25 de junio de 2018. Consultado el 14 de junio de 2018 .
  159. ^ Personal de la NASA (13 de junio de 2018). «Noticias sobre la tormenta de polvo en Marte – Teleconferencia – audio (065:22)». NASA . Archivado desde el original el 13 de junio de 2018 . Consultado el 13 de junio de 2018 .
  160. ^ abc Whelley, Patrick L.; Greeley, Ronald (2008). "La distribución de la actividad de los remolinos de polvo en Marte". Journal of Geophysical Research: Planets . 113 (E7): E07002. Bibcode :2008JGRE..113.7002W. doi : 10.1029/2007JE002966 . ISSN  2156-2202.
  161. ^ Balme, Matt; Greeley, Ronald (2006). "Remolinos de polvo en la Tierra y Marte". Reseñas de Geofísica . 44 (3): RG3003. Bibcode :2006RvGeo..44.3003B. doi : 10.1029/2005RG000188 . ISSN  1944-9208. S2CID  53391259.
  162. ^ ab "Los demonios de Marte | Dirección de Misiones Científicas". science.nasa.gov . Archivado desde el original el 26 de diciembre de 2018 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  163. ^ Stolte, Daniel; Comunicaciones, Universidad (22 de mayo de 2019). "En Marte, las arenas cambian de rumbo". UANews . Archivado desde el original el 4 de junio de 2019 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  164. ^ "NASA – NASA Orbiter capta dunas de arena de Marte en movimiento". www.nasa.gov . Archivado desde el original el 26 de julio de 2020 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  165. ^ ab Urso, Anna C.; Fenton, Lori K.; Banks, Maria E.; Chojnacki, Matthew (1 de mayo de 2019). "Controles de las condiciones de contorno en las regiones de alto flujo de arena de Marte". Geología . 47 (5): 427–430. Bibcode :2019Geo....47..427C. doi : 10.1130/G45793.1 . ISSN  0091-7613. PMC 7241575 . PMID  32440031. 
  166. ^ "Marea térmica – Glosario AMS". glossary.ametsoc.org . Archivado desde el original el 26 de julio de 2020 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  167. ^ ab Lee, C.; Lawson, WG; Richardson, MI; Heavens, NG; Kleinböhl, A.; Banfield, D.; McCleese, DJ; Zurek, R.; Kass, D. (2009). "Mareas térmicas en la atmósfera media marciana vistas por la sonda climática de Marte". Revista de investigación geofísica: planetas . 114 (E3): E03005. Bibcode :2009JGRE..114.3005L. doi :10.1029/2008JE003285. ISSN  2156-2202. PMC 5018996 . PMID  27630378. 
  168. ^ abc Marte . Kieffer, Hugh H. Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. 1992. ISBN 0816512574.OCLC 25713423  .{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: otros ( enlace )
  169. ^ "NASA – Mareas térmicas en Marte". www.nasa.gov . Archivado desde el original el 17 de junio de 2019 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  170. ^ "Nube orográfica – Glosario AMS". glossary.ametsoc.org . Archivado desde el original el 10 de septiembre de 2019 . Consultado el 11 de junio de 2019 .
  171. ^ esa. «Mars Express vigila una nube curiosa». Agencia Espacial Europea . Archivado desde el original el 15 de junio de 2019. Consultado el 11 de junio de 2019 .
  172. ^ rburnham. «Mars Express: vigilando una nube curiosa | Red Planet Report». Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2019. Consultado el 11 de junio de 2019 .
  173. ^ Maurice, S (1 de abril de 2022). "Grabación in situ del paisaje sonoro de Marte". Nature . 605 (7911): 653–658. Bibcode :2022Natur.605..653M. doi :10.1038/s41586-022-04679-0. PMC 9132769 . PMID  35364602. S2CID  247865804. 
  174. ^ Agle, DC; Fox, Karen; Johnson, Alana; Brennan, Pat (1 de abril de 2022). «Lo que los sonidos captados por el rover Perseverance de la NASA revelan sobre Marte: un nuevo estudio basado en grabaciones realizadas por el rover descubre que la velocidad del sonido es más lenta en el Planeta Rojo que en la Tierra y que, en su mayoría, prevalece un profundo silencio». NASA . Consultado el 5 de abril de 2022 .
  175. ^ Ferreira, Becky (4 de abril de 2022). "El sonido en Marte tiene una propiedad 'única' y extremadamente psicodélica, revelan las grabaciones: Marte tiene dos velocidades de sonido, lo que "puede inducir una experiencia auditiva única en Marte con una llegada temprana de sonidos agudos en comparación con los graves". Vice . Consultado el 5 de abril de 2022 .
  176. ^ Mumma, MJ; Novak, RE; DiSanti, MA; Bonev, BP (2003). "Una búsqueda sensible de metano en Marte". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 35 : 937. Código Bibliográfico :2003DPS....35.1418M.
  177. ^ Naeye, Robert (28 de septiembre de 2004). «El metano de Marte aumenta las posibilidades de vida». Sky & Telescope . Archivado desde el original el 20 de diciembre de 2014. Consultado el 20 de diciembre de 2014 .
  178. ^ Hand, Eric (2018). "El metano de Marte sube y baja con las estaciones". Science . 359 (6371): 16–17. Bibcode :2018Sci...359...16H. doi :10.1126/science.359.6371.16. PMID  29301992.
  179. ^ Webster, Guy; Neal-Jones, Nancy; Brown, Dwayne (16 de diciembre de 2014). «El rover de la NASA descubre química orgánica activa y antigua en Marte». NASA . Archivado desde el original el 17 de diciembre de 2014. Consultado el 16 de diciembre de 2014 .
  180. ^ Chang, Kenneth (16 de diciembre de 2014). «'Un gran momento': un rover encuentra una pista de que Marte podría albergar vida». The New York Times . Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2014. Consultado el 16 de diciembre de 2014 .
  181. ^ Chang, Kenneth (7 de junio de 2018). "¿Vida en Marte? El último descubrimiento del rover la pone 'sobre la mesa' - La identificación de moléculas orgánicas en rocas del planeta rojo no necesariamente indica que haya vida allí, pasada o presente, pero sí indica que algunos de los componentes básicos estaban presentes". The New York Times . Archivado desde el original el 8 de junio de 2018. Consultado el 8 de junio de 2018 .
  182. ^ Eigenbrode, Jennifer L.; et al. (8 de junio de 2018). "Materia orgánica preservada en lutitas de 3 mil millones de años en el cráter Gale, Marte". Science . 360 (6393): 1096–1101. Bibcode :2018Sci...360.1096E. doi : 10.1126/science.aas9185 . hdl : 10044/1/60810 . PMID  29880683.
  183. ^ Mumma, Michael; et al. (2010). "La astrobiología de Marte: metano y otros gases candidatos a biomarcadores, y estudios interdisciplinarios relacionados sobre la Tierra y Marte" (PDF) . Conferencia de Ciencia de Astrobiología 2010 . Sistema de Datos de Astrofísica . Greenbelt, MD: Centro de Vuelo Espacial Goddard. Archivado (PDF) desde el original el 25 de octubre de 2012 . Consultado el 24 de julio de 2010 .
  184. ^ Oze, C.; Sharma, M. (2005). "El olivino produce gas: serpentinización y producción abiogénica de metano en Marte". Geophys. Res. Lett . 32 (10): L10203. Bibcode :2005GeoRL..3210203O. doi : 10.1029/2005GL022691 . S2CID  28981740.
  185. ^ Oze, Christopher; Jones, Camille; Goldsmith, Jonas I.; Rosenbauer, Robert J. (7 de junio de 2012). "Diferenciación entre la génesis de metano biótica y abiótica en superficies planetarias hidrotermalmente activas". PNAS . 109 (25): 9750–9754. Bibcode :2012PNAS..109.9750O. doi : 10.1073/pnas.1205223109 . PMC 3382529 . PMID  22679287. 
  186. ^ Staff (25 de junio de 2012). «La vida en Marte podría dejar rastros en el aire del planeta rojo: estudio». Space.com . Archivado desde el original el 9 de octubre de 2019. Consultado el 27 de junio de 2012 .
  187. ^ Zahnle, Kevin; Catling, David (2019). «La paradoja del metano marciano» (PDF) . Novena Conferencia Internacional sobre Marte 2019. LPI Contrib. N.º 2089. Archivado (PDF) del original el 1 de octubre de 2021. Consultado el 27 de junio de 2019 .
  188. ^ Ruf, Christopher; Renno, Nilton O.; Kok, Jasper F.; Bandelier, Etienne; Sander, Michael J.; Gross, Steven; Skjerve, Lyle; Cantor, Bruce (2009). "Emisión de radiación de microondas no térmica por una tormenta de polvo marciana". Geophysical Research Letters . 36 (13): L13202. Bibcode :2009GeoRL..3613202R. doi :10.1029/2009GL038715. hdl : 2027.42/94934 . ISSN  1944-8007. S2CID  14707525.
  189. ^ Gurnett, DA; Morgan, DD; Granroth, LJ; Cantor, BA; Farrell, WM; Espley, JR (2010). "No detección de señales de radio impulsivas de relámpagos en tormentas de polvo marcianas utilizando el receptor de radar en la nave espacial Mars Express". Geophysical Research Letters . 37 (17): n/a. Bibcode :2010GeoRL..3717802G. doi : 10.1029/2010GL044368 . ISSN  1944-8007. S2CID  134066523.
  190. ^ Anderson, Marin M.; Siemion, Andrew PV; Barott, William C.; Bower, Geoffrey C.; Delory, Gregory T.; Pater, Imke de; Werthimer, Dan (diciembre de 2011). "Búsqueda de descargas electrostáticas en Marte mediante el conjunto de telescopios Allen". The Astrophysical Journal . 744 (1): 15. arXiv : 1111.0685 . doi :10.1088/0004-637X/744/1/15. ISSN  0004-637X. S2CID  118861678. Archivado desde el original el 27 de abril de 2019. Consultado el 30 de agosto de 2020 .
  191. ^ ab Choi, Charles; Q. (6 de junio de 2019). "Why Mars Lightning Is Weak and Rare" (Por qué los relámpagos en Marte son débiles y raros). Space.com . Archivado desde el original el 9 de junio de 2019. Consultado el 7 de junio de 2019 .
  192. ^ Wurm, Gerhard; Schmidt, Lars; Steinpilz, Tobias; Boden, Lucia; Teiser, Jens (1 de octubre de 2019). "Un desafío para los relámpagos marcianos: límites de la carga por colisión a baja presión". Icarus . 331 : 103–109. arXiv : 1905.11138 . Código Bibliográfico :2019Icar..331..103W. doi :10.1016/j.icarus.2019.05.004. ISSN  0019-1035. S2CID  166228217.
  193. ^ Laraia, Anne L.; Schneider, Tapio (30 de julio de 2015). «Superrotación en atmósferas terrestres» (PDF) . Journal of the Atmospheric Sciences . 72 (11): 4281–4296. Bibcode :2015JAtS...72.4281L. doi :10.1175/JAS-D-15-0030.1. ISSN  0022-4928. S2CID  30893675. Archivado (PDF) desde el original el 23 de julio de 2018 . Consultado el 24 de junio de 2019 .
  194. ^ ab Read, Peter L.; Lebonnois, Sebastien (30 de mayo de 2018). "Superrotación en Venus, en Titán y en otros lugares". Revista anual de ciencias de la Tierra y planetarias . 46 (1): 175–202. Código Bibliográfico :2018AREPS..46..175R. doi : 10.1146/annurev-earth-082517-010137 . ISSN  0084-6597. S2CID  134203070.
  195. ^ Lewis, Stephen R.; Read, Peter L. (2003). «Chorros ecuatoriales en la polvorienta atmósfera marciana» (PDF) . Journal of Geophysical Research: Planets . 108 (E4): 5034. Bibcode :2003JGRE..108.5034L. doi :10.1029/2002JE001933. ISSN  2156-2202. Archivado (PDF) desde el original el 26 de julio de 2020. Consultado el 30 de julio de 2019 .
  196. ^ Herschel William (1 de enero de 1784). «XIX. Sobre las notables apariciones en las regiones polares del planeta Marte y su figura esférica; con algunas pistas relacionadas con su diámetro real y atmósfera». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 74 : 233–273. doi :10.1098/rstl.1784.0020. S2CID  186212257.
  197. ^ Dawes, WR (1865). "Observaciones físicas de Marte cerca de la oposición en 1864". Registro Astronómico . 3 : 220.1. Código Bibliográfico :1865AReg....3..220D.
  198. ^ ab Campbell, WW (1894). "Sobre la atmósfera en Marte". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 6 (38): 273. Bibcode :1894PASP....6..273C. doi : 10.1086/120876 .
  199. ^ Wright, WH (1925). "Fotografías de Marte realizadas con luz de diferentes colores". Boletín del Observatorio Lick . 12 : 48–61. Código Bibliográfico :1925LicOB..12...48W. doi :10.5479/ADS/bib/1925LicOB.12.48W.
  200. ^ Menzel, DH (1926). "La atmósfera de Marte". Astrophysical Journal . 61 : 48. Bibcode :1926ApJ....63...48M. doi : 10.1086/142949 .
  201. ^ Kaplan, Lewis D.; Münch, Guido; Spinrad, Hyron (enero de 1964). "An Analysis of the Spectrum of Mars" (Un análisis del espectro de Marte). The Astrophysical Journal . 139 : 1. Bibcode :1964ApJ...139....1K. doi :10.1086/147736. ISSN  0004-637X.
  202. ^ Kaplan, Lewis D.; Connes, J.; Connes, P. (septiembre de 1969). "Monóxido de carbono en la atmósfera marciana". The Astrophysical Journal . 157 : L187. Bibcode :1969ApJ...157L.187K. doi : 10.1086/180416 . ISSN  0004-637X.
  203. ^ "El 4.º aniversario de la Mariner marca los 30 años de exploración de Marte". NASA/JPL . Archivado desde el original el 28 de julio de 2020 . Consultado el 9 de junio de 2019 .
  204. ^ Scoles, Sarah (24 de julio de 2020). «El médico de la Alemania nazi y las raíces de la búsqueda de vida en Marte». The New York Times . ISSN  0362-4331. Archivado desde el original el 25 de noviembre de 2020. Consultado el 24 de julio de 2020 .
  205. ^ Kemppinen, O; Tillman, JE; Schmidt, W; Harri, A.-M (2013). "Nuevo software de análisis para datos meteorológicos de Viking Lander". Instrumentación geocientífica, métodos y sistemas de datos . 2 (1): 61–69. Bibcode :2013GI......2...61K. doi : 10.5194/gi-2-61-2013 .
  206. ^ mars.nasa.gov. «El tiempo en Marte en Elysium Planitia». Módulo de aterrizaje marciano InSight de la NASA . Archivado desde el original el 1 de diciembre de 2020. Consultado el 13 de junio de 2019 .
  207. ^ NASA, JPL. «Rover Environmental Monitoring Station (REMS) – NASA Mars Curiosity Rover». mars.nasa.gov . Archivado desde el original el 12 de noviembre de 2020. Consultado el 13 de junio de 2019 .
  208. ^ "La NASA quiere fabricar combustible para cohetes a partir del suelo marciano - ExtremeTech" www.extremetech.com . Archivado desde el original el 26 de septiembre de 2020 . Consultado el 23 de septiembre de 2020 .
  209. ^ "El rover Perseverance de la NASA produce oxígeno en Marte por primera vez en la historia; el agua podría ser el próximo, dicen los científicos". 22 de abril de 2021.

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