کربنات‌ها در مریخ

برآورد کربن در دشت‌های منطقهٔ نیلی فوسای مریخ با استفاده از داده‌های مدارگردها؛ ۲ سپتامبر ۲۰۱۵

کربنات‌ها در مریخ از جمله کانی‌هایی هستند که برای بررسی تاریخ آب، جو و اقلیم گذشتهٔ مریخ اهمیت دارند. وجود شواهد فراوان از آب مایع در مریخ آغازین و احتمال وجود جوی ضخیم‌تر و غنی از کربن دی‌اکسید سبب شده است که تشکیل کانی‌های کربناتی در گذشتهٔ این سیاره انتظار رود.[۱]

کربنات‌ها می‌توانند اطلاعاتی دربارهٔ شرایط محیطی هنگام تشکیل خود، از جمله پی‌اچ، دما، ترکیب شیمیایی آب و ویژگی‌های جو، در خود حفظ کنند و از این رو از اهداف مهم پژوهش‌های سیاره‌شناسی به‌شمار می‌روند.[۲]

با وجود این، برای مدت طولانی مقدار کربنات شناسایی‌شده بر سطح مریخ بسیار کمتر از مقداری بود که بر پایهٔ مدل‌های یک مریخ آغازینِ گرم، مرطوب و دارای جو ضخیم کربن‌دی‌اکسیدی انتظار می‌رفت. این ناسازگاری به «مسئلهٔ کربنات‌های گمشدهٔ مریخ» انجامید و فرضیه‌های گوناگونی برای توضیح آن پیشنهاد شد؛ از جمله اسیدی‌بودن آب‌های سطحی که می‌توانسته مانع رسوب گستردهٔ کربنات‌ها شود.[۳]

شناسایی‌های نخستین

بررسی داده‌های طیف‌سنجی فروسرخ مریخ در سال ۲۰۰۳ نشان داد که غبار سطحی این سیاره دربردارندهٔ مقدار اندکی کربنات، حدود ۲ تا ۵ درصد وزنی، و عمدتاً به صورت منیزیت (MgCO3) است. این کربنات‌ها در غبار مریخ پراکندگی گسترده‌ای داشتند و منبع متمرکز مشخصی برای آن‌ها دیده نشد.[۴]

با این حال، مأموریت‌های مداری اولیه مانند مارس اکسپرس و مارس ادیسی ۲۰۰۱، در مقیاس‌های مکانی در حدود ۱۰۰ متر یا بیشتر، رخنمون‌های گستردهٔ کربناته‌ای را که انتظار می‌رفت در مریخ وجود داشته باشند نشان ندادند.[۵]

تا سال ۲۰۰۷، به‌جز کربنات موجود در غبار سطحی، هیچ مأموریت سطحی کربنات را به‌طور قطعی شناسایی نکرده بود؛ هرچند مدل‌سازی کانی‌شناختی وجود مقدار اندکی کربنات کلسیم را در برخی سنگ‌های تپه‌های کلمبیا در دهانه گوسف منتفی نمی‌دانست.[۶]

شناسایی مداری رخنمون‌های کربناته

نخستین شناسایی نیرومندِ طیفیِ کربنات در رخنمون‌های سنگی مریخ در سال ۲۰۰۸ با استفاده از داده‌های ابزار کریسم بر مدارگرد شناسایی مریخ گزارش شد.[۷]

مهم‌ترین نهشته در منطقهٔ نیلی فوسا شناسایی شد. طیف‌ها نشان می‌دادند که کربنات‌های غنی از منیزیم، احتمالاً منیزیت، در ارتباط مکانی نزدیک با رخنمون‌های الیوین قرار دارند. تصاویر با وضوح بالای های‌رایز و ویژگی‌های گرمایی سطح نیز نشان دادند که این کربنات‌ها بخشی از سنگ بسترند و صرفاً پوششی نازک ناشی از هوازدگی سطحی نیستند.

از نظر چینه‌شناختی، لایهٔ کربناته میان واحدهای غنی از کانی‌های سیلیکاته در زیر و سنگ‌های پوششی مافیک در بالا قرار داشت و تشکیل آن به دوره‌ای میان نواکی و هسپری نسبت داده شد.[۷]

ریخت‌شناسی این رخنمون‌ها با بسیاری از نهشته‌های رسوبی کربناتهٔ زمینی تفاوت داشت. از این رو پیشنهاد شد که کربنات‌های نیلی فوسا ممکن است در نتیجهٔ دگرسانی موضعی آبیِ الیوین و دیگر کانی‌های آذرین شکل گرفته باشند. چنین فرایندی نشان می‌دهد که دست‌کم در هنگام تشکیل این کربنات‌ها، آب دارای پی‌اچ نسبتاً معتدل بوده و سنگ‌ها برای مدت طولانی در معرض محیط آبی بسیار اسیدی قرار نگرفته‌اند.[۷]

مریخ اکسپرس

در سال ۲۰۰۹، تحلیل داده‌های طیف‌سنج فوریه‌ای سیاره‌ای در فضاپیمای مارس اکسپرس شواهدی از مقادیر کم، کمتر از ۱۰ درصد، کربنات‌های غنی از منیزیم در نواحی گسترده‌تری از مریخ، از جمله سیرت بزرگ، مارگاریتیفر ترا، لونه پلانوم و هامونه الیسیوم، نشان داد.[۸]

فینیکس

آزمایش‌های انجام‌شده با ابزارهای فینیکس در محل فرود این کاوشگر، وجود حدود ۳ تا ۵ درصد وزنی کلسیت (CaCO3) را در خاک مریخ نشان داد. خاک محل فرود نیز قلیایی بود. پژوهشگران نتیجه گرفتند که کربنات کلسیم احتمالاً در گذشته از واکنش کربن‌دی‌اکسید جو با لایه‌های بسیار نازک آب مایع روی ذرات خاک تشکیل شده است.[۹]

اسپیریت و دهانه گوسف

در سال ۲۰۱۰، بررسی داده‌های اسپیریت به شناسایی رخنمون‌هایی در تپه‌های کلمبیا در دهانهٔ گوسف انجامید که ۱۶ تا ۳۴ درصد وزنی کربنات غنی از منیزیم و آهن داشتند. این سنگ‌ها در رخنمونی موسوم به «کومانچی» قرار داشتند.[۱۰]

ترکیب و زمینهٔ زمین‌شناختی این کربنات‌ها نشان می‌دهد که احتمالاً از محلول‌های حاوی کربنات در شرایط گرمابی و با پی‌اچ نزدیک به خنثی رسوب کرده‌اند و تشکیل آن‌ها با فعالیت آتشفشانی در دورهٔ نواکی مرتبط بوده است.[۱۰]

این کشف اهمیت ویژه‌ای داشت، زیرا نشان داد که دست‌کم در برخی مناطق مریخ، محیط‌های آبی نسبتاً خنثی وجود داشته‌اند؛ شرایطی که از محیط‌های بسیار اسیدیِ شناسایی‌شده در برخی دیگر از مناطق مریخ متفاوت بود.

کربنات‌ها در پیرامون دهانه هویگنس

ابزار کریسم در مدارگرد شناسایی مریخ همچنین کربنات‌های حاوی کلسیم یا آهن را در دهانه‌ای واقع بر لبهٔ دهانه هویگنس شناسایی کرد. برخوردی که این دهانهٔ کوچک‌تر را ایجاد کرده بود مواد زیرسطحیِ پرتاب‌شده در هنگام شکل‌گیری دهانهٔ هویگنس را آشکار کرده بود.

کربنات‌ها در نزدیکی کانی‌های رسی یافت شدند؛ هر دو گروه کانی معمولاً با فرایندهای آبی مرتبط‌اند. این یافته به عنوان شاهدی دیگر بر وجود آب مایع و احتمالاً جوی ضخیم‌تر از کربن‌دی‌اکسید در گذشتهٔ مریخ تفسیر شد.[۱۱]

کنجکاوی و دهانه گیل

کنجکاوی در دهانه گیل شواهد دیگری از کربنات‌های آهن‌دار به دست آورد. در داده‌های مناطق گلن توریدون، سیدریت (FeCO3) در نمونه‌های حفاری‌شده شناسایی شد.

پژوهشی منتشرشده در سال ۲۰۲۵، با بررسی یک ستون چینه‌شناختی ۸۹ متری در دهانهٔ گیل، نشان داد که سیدریت در برخی لایه‌های غنی از سولفات با فراوانی حدود ۴٫۸ تا ۱۰٫۵ درصد وزنی وجود دارد.[۱۲]

پژوهشگران نتیجه گرفتند که این سیدریت احتمالاً در محیط‌هایی با آب محدود و در نتیجهٔ واکنش آب و سنگ و سپس تبخیر تشکیل شده است. این یافته اهمیت زیادی برای مسئلهٔ «کربنات‌های گمشده» دارد، زیرا نشان می‌دهد کربنات می‌تواند در لایه‌هایی وجود داشته باشد که از مدار به‌آسانی با طیف‌سنجی فروسرخ شناسایی نمی‌شوند.[۱۲]

همچنین اندازه‌گیری نسبت‌های ایزوتوپی کربن و اکسیژن در کربنات‌های دهانهٔ گیل نشان داده است که برخی از آن‌ها به‌شدت از ایزوتوپ‌های سنگین غنی شده‌اند؛ نتیجه‌ای که با فرایندهایی مانند تبخیر شدید، چرخه‌های تر و خشک یا تشکیل در آب‌های سرد و شور سازگار دانسته شده است.

پشتکار و دهانه جیزرو

پشتکار نیز در دهانه جیزرو سنگ‌ها و نهشته‌های غنی از کربنات را بررسی کرده است. انتخاب این دهانه برای مأموریت تا حدی به وجود نهشته‌های کربناته‌ای بازمی‌گشت که پیش‌تر از مدار در حاشیهٔ حوضهٔ دیرینهٔ آن شناسایی شده بودند.

در سال‌های ۲۰۲۳ و ۲۰۲۴، پشتکار نمونه‌هایی از سنگ‌های کربناته در حاشیهٔ دهانه و رسوبات مرتبط با دریاچهٔ باستانی جیزرو برداشت کرد. نمونهٔ «کامت گایزر» که در مارس ۲۰۲۴ از سنگی موسوم به «بونسن پیک» گرفته شد، از منطقه‌ای بسیار غنی از کربنات به دست آمد.[۱۳]

کربنات‌ها از نظر اخترزیست‌شناسی نیز اهمیت دارند، زیرا در زمین می‌توانند شرایط محیطی هنگام تشکیل سنگ را ثبت کنند و در برخی شرایط در حفظ آثار شیمیایی یا ساختاری حیات دیرینه مؤثر باشند. وجود کربنات در نمونه‌های جیزرو به خودی خود شاهد وجود حیات در مریخ نیست، اما این سنگ‌ها را به اهداف مهمی برای بررسی زیست‌پذیری گذشتهٔ سیاره تبدیل می‌کند.

اهمیت برای اقلیم گذشتهٔ مریخ

یکی از مسائل اساسی در مطالعهٔ مریخ این است که اگر این سیاره در آغاز تاریخ خود جوی ضخیم و سرشار از کربن‌دی‌اکسید و آب مایع سطحی داشته است، چرا کربنات‌های فراوان‌تری در سطح آن مشاهده نمی‌شوند.

چند توضیح برای این مسئله پیشنهاد شده است:

  • بخشی از کربن‌دی‌اکسید جو ممکن است به فضا گریخته باشد؛
  • شرایط اسیدی در برخی آب‌های سطحی ممکن است مانع تشکیل یا موجب انحلال کربنات‌ها شده باشد؛
  • کربنات‌ها ممکن است زیر رسوبات یا سنگ‌های جوان‌تر مدفون شده باشند؛
  • بخشی از آن‌ها ممکن است در سنگ‌هایی وجود داشته باشند که به دلیل ترکیب کانی‌شناختی خود از مدار به‌سختی شناسایی می‌شوند؛
  • تشکیل کربنات ممکن است بیشتر موضعی و وابسته به محیط‌های خاص، مانند سامانه‌های گرمابی یا محیط‌های دارای آب محدود، بوده باشد.

یافته‌های کنجکاوی در سال ۲۰۲۵ به‌ویژه احتمال پنهان‌بودن مقادیر قابل توجهی کربنات در لایه‌های سولفاته را تقویت کرده است.[۱۲]

نمونه‌هایی از شناسایی کربنات در مریخ

سال کربنات محل یا نوع نمونه مأموریت یا روش
۲۰۰۳ عمدتاً منیزیت (MgCO3) غبار سطحی مریخ طیف‌سنجی فروسرخ حرارتی
۲۰۰۸ کربنات‌های غنی از منیزیم نیلی فوسا مدارگرد شناسایی مریخ، ابزار کریسم
۲۰۰۹ کربنات‌های غنی از منیزیم چند منطقهٔ گستردهٔ مریخ مارس اکسپرس، طیف‌سنج فوریه‌ای سیاره‌ای
۲۰۰۹ کلسیت (CaCO3) خاک محل فرود فینیکس فضاپیمایفینیکس
۲۰۱۰ کربنات منیزیم–آهن رخنمون «کومانچی» در دهانه گوسف مریخ‌نورداسپیریت
دههٔ ۲۰۲۰ سیدریت (FeCO3) دهانه گیل مریخ‌نورد کنجکاوی
۲۰۲۳–۲۰۲۴ سنگ‌های غنی از کربنات دهانه جیزرو مریخ‌نورد پشتکار

کمبود کربنات‌ها در مریخ

شواهد زمین‌شناختی و زمین‌ریخت‌شناختی متعددی از وجود آب مایع در مریخ آغازین پشتیبانی می‌کنند.[۳][۱۴] اگر مریخ در آغاز تاریخ خود دارای آب مایع فراوان و جوی نسبتاً ضخیم و غنی از کربن دی‌اکسید بوده باشد، انتظار می‌رود واکنش میان آب، سنگ و کربن‌دی‌اکسید به تشکیل و رسوب مقادیر قابل توجهی کربنات انجامیده باشد. با این حال، سنجش‌های طیفی سطح مریخ در مجموع بسیار کمتر از مقدار مورد انتظار کربنات نشان داده‌اند.[۳]

این ناسازگاری که گاه «مسئلهٔ کربنات‌های گمشدهٔ مریخ» خوانده می‌شود، یکی از مسائل مربوط به بازسازی اقلیم آغازین این سیاره است. برای توضیح آن چند فرضیه پیشنهاد شده است که از نبود شرایط مناسب برای تشکیل گستردهٔ کربنات تا نابودی، دفن یا دشواری شناسایی نهشته‌های موجود را دربر می‌گیرند.[۱]

مریخ آغازین سرد و خشک

بر پایهٔ یکی از توضیح‌ها، شرایط مریخ آغازین ممکن است بیش از آنچه در برخی مدل‌های «گرم و مرطوب» فرض می‌شود به وضعیت کنونی سیاره شباهت داشته باشد؛ یعنی مریخ هیچ‌گاه برای مدت طولانی به‌طور هم‌زمان دارای آب مایع فراوان سطحی و جوی ضخیم و غنی از کربن‌دی‌اکسید نبوده باشد.[۱۵]

در چنین حالتی، نبود نهشته‌های عظیم کربناته طبیعی خواهد بود، زیرا شرایط لازم برای تشکیل گستردهٔ آن‌ها هرگز برای مدت کافی فراهم نشده است. با این حال، این توضیح با بخشی از شواهد زمین‌ریخت‌شناختی و کانی‌شناختی که از وجود آب مایع در سطح مریخ آغازین حکایت دارند، با دشواری روبه‌رو است.[۱][۳][۱۴]

محدودیت ابزارهای سنجش از دور

فرضیهٔ دیگری که به‌ویژه در مطالعات اولیهٔ دههٔ ۲۰۰۰ مطرح شد، این بود که کربنات‌ها ممکن است در مریخ وجود داشته باشند اما برخی ابزارهای سنجش از دور قادر به شناسایی آن‌ها نباشند. پژوهشی در سال ۲۰۰۳ نشان داد که طیف‌سنج گسیل گرمایی در نقشه‌بردار سراسر مریخ و سامانه تصویربرداری گسیل گرمایی در مارس ادیسی ۲۰۰۱ ممکن است برخی نهشته‌های کانیایی نسبتاً فراوان را، بسته به اندازهٔ دانه‌ها، بافت سطح و ویژگی‌های طیفی، تشخیص ندهند.[۱۶]

بر پایهٔ این دیدگاه، دست‌کم بخشی از کربنات‌های مورد انتظار می‌توانند تشکیل شده و همچنان در مریخ باقی مانده باشند، اما ویژگی‌های سطح یا محدودیت حساسیت و تفکیک ابزارهای مورد استفاده، شناسایی آن‌ها را دشوار کرده باشد.[۱۶] کشف‌های بعدی کربنات با ابزارهای دقیق‌تر، از جمله کریسم، نشان داد که دست‌کم در برخی مناطق، کربنات‌هایی وجود دارند که در بررسی‌های پیشین تشخیص داده نشده بودند.

دگرسانی شیمیایی ثانویه

توضیح دیگر آن است که کربنات‌ها در مریخ آغازین تشکیل شده‌اند، اما بعدها بر اثر فرایندهای شیمیایی ثانویه دگرسان یا تجزیه شده‌اند. یکی از سازوکارهای پیشنهادی، پیدایش شرایط اسیدی در نتیجهٔ واکنش آب با ترکیبات گوگردی موجود در جو یا سطح مریخ است.[۱۷]

کربنات‌ها در برابر محیط‌های دارای پی‌اچ پایین پایدار نیستند؛ بنابراین باران اسیدی، هوازدگی ناشی از مه اسیدی یا دیگر فرایندهای شیمیایی می‌توانسته‌اند کربنات‌های موجود در سطح را حل یا دگرسان کنند. نورکافت ناشی از تابش خورشیدی نیز به‌عنوان یکی از سازوکارهای احتمالی تجزیهٔ برخی کربنات‌ها در سطح مریخ پیشنهاد شده است.[۱۸][۱۹]

نهشته‌های پنهان کربنات

بر پایهٔ فرضیه‌ای دیگر، نهشته‌های نسبتاً بزرگ کربنات در گذشته تشکیل شده‌اند، اما اکنون در زیر لایه‌های جوان‌تر یا مواد حاصل از دگرسانی مدفون‌اند و از این رو در سطح قابل شناسایی نیستند.

چند سازوکار می‌تواند چنین نهشته‌هایی را از دید ابزارهای مداری پنهان کرده باشد. خاک و غبار فراوان مریخ می‌تواند ویژگی‌های طیفی کربنات سنگ‌های زیرین را بپوشاند. همچنین فرایندهای بازسازی سطح، از جمله انباشت مواد به‌وسیلهٔ فرایندهای بادی و رسوب‌گذاریهای بعدی، ممکن است نهشته‌های قدیمی کربنات را زیر لایه‌های جوان‌تر دفن کرده باشند.[۲۰]

این توضیح با این امکان نیز سازگار است که برخوردهای شهاب‌سنگی در برخی نقاط، با کنارزدن مواد سطحی، کربنات‌های مدفون را دوباره آشکار کنند؛ همان‌گونه که کربنات‌ها در بعضی رخنمون‌های عمیق‌تر مریخ شناسایی شده‌اند.

بازدارندگی تشکیل کربنات در محیط اسیدی

یکی از مهم‌ترین توضیح‌های پیشنهادی این است که آب‌های مریخ آغازین در بسیاری از مناطق به اندازه‌ای اسیدی بوده‌اند که رسوب کربنات‌ها را محدود یا متوقف کرده‌اند. در برخی مدل‌های ژئوشیمیایی، سیدریت (FeCO3) از نخستین کربنات‌هایی است که در شرایط مناسب انتظار می‌رود از محلول رسوب کند؛ اما کاهش پی‌اچ می‌تواند حتی تشکیل آن را نیز دشوار کند.[۲۱]

اسیدی‌شدن آب می‌تواند تحت تأثیر مقدار زیاد کربن‌دی‌اکسید محلول و نیز فراوانی ترکیبات سولفاتی و آهنی قرار گرفته باشد. در چنین محیطی، حتی در صورت وجود آب مایع و جوی غنی از کربن‌دی‌اکسید، تشکیل کربنات ممکن است بسیار محدود بوده باشد.[۳]

این فرضیه همچنین می‌تواند تفاوت میان نواحی مختلف مریخ را توضیح دهد: در برخی محیط‌های نسبتاً خنثی، مانند محل‌هایی که کربنات در نیلی فوسا یا تپه‌های کلمبیا شناسایی شده است، کربنات تشکیل شده، در حالی که در محیط‌های اسیدی‌تر رسوب آن مهار شده یا کربنات‌های موجود بعدها حل شده‌اند.

نگارخانه

جستارهای وابسته

منابع

  1. 1 2 3 Niles, Paul B.; Catling, David C.; Berger, Gilles; Chassefière, Eric; Ehlmann, Bethany L.; Michalski, Joseph R.; Morris, Richard; Ruff, Steven W.; Sutter, Brad (January 2013). "Geochemistry of Carbonates on Mars: Implications for Climate History and Nature of Aqueous Environments". Space Science Reviews (in English). 174 (1–4): 301–328. Bibcode:2013SSRv..174..301N. doi:10.1007/s11214-012-9940-y.
  2. ↑ Bridges, John C.; Hicks, Leon J.; Treiman, Allan H. (2019), "Carbonates on Mars", Volatiles in the Martian Crust (in English), Elsevier, pp. 89–118, doi:10.1016/b978-0-12-804191-8.00005-2, ISBN 978-0-12-804191-8
  3. 1 2 3 4 5 Fairén, Alberto G.; Fernández-Remolar, David; Dohm, James M.; Baker, Victor R.; Amils, Ricardo (September 2004). "Inhibition of carbonate synthesis in acidic oceans on early Mars". Nature (in English). 431 (7007): 423–426. Bibcode:2004Natur.431..423F. doi:10.1038/nature02911. PMID 15386004.
  4. ↑ Bandfield, Joshua L.; Glotch, Timothy D.; Christensen, Philip R. (22 August 2003). "Spectroscopic Identification of Carbonate Minerals in the Martian Dust". Science (in English). 301 (5636): 1084–1087. Bibcode:2003Sci...301.1084B. doi:10.1126/science.1088054. PMID 12934004.
  5. ↑ Bibring, Jean-Pierre; Langevin, Yves; Mustard, John F.; Poulet, François (21 April 2006). "Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data". Science (in English). 312 (5772): 400–404. Bibcode:2006Sci...312..400B. doi:10.1126/science.1122659. PMID 16627738.
  6. ↑ Clark, B. C.; Arvidson, R. E.; Gellert, R. (June 2007). "Evidence for montmorillonite or its compositional equivalent in Columbia Hills, Mars". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 112 (E6). Bibcode:2007JGRE..112.6S01C. doi:10.1029/2006JE002756.
  7. 1 2 3 Ehlmann, Bethany L.; Mustard, John F.; Murchie, Scott L.; Poulet, Francois; Bishop, Janice L.; Brown, Adrian J.; Calvin, Wendy M.; Clark, Roger N.; Des Marais, David J.; Milliken, Ralph E. (19 December 2008). "Orbital Identification of Carbonate-Bearing Rocks on Mars". Science (in English). 322 (5909): 1828–1832. Bibcode:2008Sci...322.1828E. doi:10.1126/science.1164759. PMID 19095939.
  8. ↑ Palomba, Ernesto; Zinzi, Angelo; Cloutis, Edward A.; D'Amore, Mario; Grassi, Davide; Maturilli, Alessandro (September 2009). "Evidence for Mg-rich carbonates on Mars from a 3.9 μm absorption feature". Icarus (in English). 203 (1): 58–65. Bibcode:2009Icar..203...58P. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.013.
  9. ↑ Boynton, W. V.; Ming, D. W.; Kounaves, S. P.; Young, S. M. M.; Arvidson, R. E. (3 July 2009). "Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site". Science (in English). 325 (5936): 61–64. Bibcode:2009Sci...325...61B. doi:10.1126/science.1172768. PMID 19574384.
  10. 1 2 Morris, Richard V.; Ruff, Steven W.; Gellert, Ralf; Ming, Douglas W.; Arvidson, Raymond E.; Clark, Benton C. (23 July 2010). "Identification of Carbonate-Rich Outcrops on Mars by the Spirit Rover". Science (in English). 329 (5990): 421–424. Bibcode:2010Sci...329..421M. doi:10.1126/science.1189667. PMID 20522738.
  11. ↑ "Some of Mars' Missing Carbon Dioxide May be Buried" (in English). NASA/JPL. Archived from the original on 5 December 2011.
  12. 1 2 3 Tutolo, Benjamin M.; Hausrath, Elisabeth M.; Kite, Edwin S.; Rampe, Elizabeth B.; Bristow, Thomas F. (2025). "Carbonates identified by the Curiosity rover indicate a carbon cycle operated on ancient Mars". Science (in English). 388 (6744): 292–297. doi:10.1126/science.ado9966.
  13. ↑ "Rock Sampled by NASA's Perseverance Embodies Why Rover Came to Mars" (in English). NASA Jet Propulsion Laboratory. 3 April 2024.
  14. 1 2 Wordsworth, Robin D. (2016-06-29). "The Climate of Early Mars". Annual Review of Earth and Planetary Sciences (in English). 44 (1): 381–408. arXiv:1606.02813. Bibcode:2016AREPS..44..381W. doi:10.1146/annurev-earth-060115-012355.
  15. ↑ Carr, Michael H.; Head, James W. (May 2003). "Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. doi:10.1029/2002JE001963.
  16. 1 2 Kirkland, Laurel E.; Herr, Kenneth C.; Adams, Paul M. (December 2003). "Infrared stealthy surfaces: Why TES and THEMIS may miss some substantial mineral deposits on Mars and implications for remote sensing of planetary surfaces". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 108 (E12): 5137. Bibcode:2003JGRE..108.5137K. doi:10.1029/2003JE002105.
  17. ↑ Craddock, Robert A.; Howard, Alan D. (November 2002). "The case for rainfall on a warm, wet early Mars". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. doi:10.1029/2001JE001505.
  18. ↑ Huguenin, Robert L. (1974-09-10). "The formation of goethite and hydrated clay minerals on Mars". Journal of Geophysical Research (in English). 79 (26): 3895–3905. Bibcode:1974JGR....79.3895H. doi:10.1029/JB079i026p03895.
  19. ↑ Mukhin, L. M.; Koscheevi, A. P.; Dikov, Yu P.; Huth, J.; Wänke, H. (January 1996). "Experimental simulations of the photodecomposition of carbonates and sulphates on Mars". Nature (in English). 379 (6561): 141–143. Bibcode:1996Natur.379..141M. doi:10.1038/379141a0. PMID 8538763.
  20. ↑ Baker, Victor R. (July 2001). "Water and the martian landscape". Nature (in English). 412 (6843): 228–236. Bibcode:2001Natur.412..228B. doi:10.1038/35084172. PMID 11449284.
  21. ↑ Catling, David C. (1999-07-25). "A chemical model for evaporites on early Mars: Possible sedimentary tracers of the early climate and implications for exploration". Journal of Geophysical Research: Planets (in English). 104 (E7): 16453–16469. Bibcode:1999JGR...10416453C. doi:10.1029/1998JE001020.
This page is issued from ویکی‌پدیا. The text is available under Creative Commons Attribution-Share Alike 4.0 unless otherwise noted. Additional terms may apply for the media files.