火星水探索年表

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迄今为止，行星际飞船提供了大量“火星上水的证据”，其历史可以追溯到1971年到达火星的水手9号探测器。

本文将描述历次探索任务以及所取得的发现。要更全面了解今天火星上存在的水证据及历史，请参见火星水文。

水手9号[编辑]

从水手9号拍摄图像中发现的河床、峡谷（包括长达4200公里的水手峡谷系统）、水流侵蚀、锋面、雾等[1]，首先揭示了火星表面曾经有水的证据。之后的海盗号接续了水手9号的任务。为纪念水手9号任务，巨大的水手峡谷系统被命名为“水手谷”。

海盗号[编辑]

海盗号在火星表面发现许多需大量水流才能形成的地表特征，引发了学界对火星表面是否有水的观念革命。在火星许多地方都发现了巨大的河谷，从这些河谷可看到洪水突破阻碍切出深谷，在岩床上冲刷出痕迹并一路肆虐数千公里[2]。南半球大片区域的河谷水网显示曾经有过降雨。一些火山的边缘被认为是降雨冲刷暴露出的岩石，因为在夏威夷群岛的火山也有类似的地形特征[3]。许多撞击坑的型态看起来就像撞击物撞入湿泥地；当撞击坑形成时，土壤中的冰可能融化使表面变成湿泥地并在表面流动[4]。正常情况下地表物质在撞击后会喷出再降落，但在火星一些撞击坑并不会在表面流动，因为周围有许多障碍[5][6][7]。混沌地形看起来像有大量的水流过，在较低处形成大型河道。这些水流的规模大到难以想象－可能是密西西比河流量的十倍[8]。地下的火山活动可能曾经融化了冰层，水流大量流失后地表塌陷形成混沌地形。

以下部分图像是从海盗号多张窄视场、高解析度图像拼接而成，部分标注有特征名。

  • 海盗号拍摄于月沼区和卢娜高原（Lunae Planum）北部的巴赫拉姆谷，位于韦德拉谷和地势较低的卡塞峡谷之间。
    海盗号拍摄于月沼区和卢娜高原（Lunae Planum）北部的巴赫拉姆谷，位于韦德拉谷和地势较低的卡塞峡谷之间。
  • 海盗号拍摄的月沼区众多流线型岛屿，显示曾有强劲的水流在火星表面流动。
    海盗号拍摄的月沼区众多流线型岛屿，显示曾有强劲的水流在火星表面流动。
  • 海盗号拍摄的从欧克西亚沼区迈亚谷流出的水流侵蚀出的水滴状岛屿，这些岛屿形成于卢德陨击坑、博克陨击坑和戈尔德陨击坑产生时的喷出物。
    海盗号拍摄的从欧克西亚沼区迈亚谷流出的水流侵蚀出的水滴状岛屿，这些岛屿形成于卢德陨击坑、博克陨击坑和戈尔德陨击坑产生时的喷出物。
  • 照片中可见冲刷模式是水流从左侧的迈亚谷流出。图像拍摄于月沼区。
    照片中可见冲刷模式是水流从左侧的迈亚谷流出。图像拍摄于月沼区。
  • 在这幅海盗号拍摄于月沼区的图像中，可看到大量水流造成的侵蚀，使德罗摩尔撞击坑周围的撞击喷发物形成现在的形态。
    在这幅海盗号拍摄于月沼区的图像中，可看到大量水流造成的侵蚀，使德罗摩尔撞击坑周围的撞击喷发物形成现在的形态。
  • 在这幅海盗号拍摄于月沼区的图像中，可看到韦德拉谷、茂米谷和迈亚谷的水流都从左侧的月神高原流入右侧克律塞平原。
    在这幅海盗号拍摄于月沼区的图像中，可看到韦德拉谷、茂米谷和迈亚谷的水流都从左侧的月神高原流入右侧克律塞平原。
  • 海盗号拍摄的亚兰斯撞击坑外的喷发物类似泥浆在周围的小撞击坑（箭头所指处）移动，而不是降落。这种撞击坑形成原因被认为是撞击时融化的大量水冰所致。位于阿西达里亚海区。
    海盗号拍摄的亚兰斯撞击坑外的喷发物类似泥浆在周围的小撞击坑（箭头所指处）移动，而不是降落。这种撞击坑形成原因被认为是撞击时融化的大量水冰所致。位于阿西达里亚海区。
  • 在这幅影像中可见亚拔山边缘有河道或堑沟。部分堑沟形成熔岩流；其他的可能形成于水流。大规模的堑沟或地堑形成一道崩塌的洼地。图像拍摄于阿耳卡狄亚区。
    在这幅影像中可见亚拔山边缘有河道或堑沟。部分堑沟形成熔岩流；其他的可能形成于水流。大规模的堑沟或地堑形成一道崩塌的洼地。图像拍摄于阿耳卡狄亚区。
  • 位于陶玛西亚区的众多细小河道。这样的河道网是火星古代有大量降雨的强力佐证。
    位于陶玛西亚区的众多细小河道。这样的河道网是火星古代有大量降雨的强力佐证。
  • 位于珍珠湾区的许多细小河道是火星古代曾有降雨的证据。
    位于珍珠湾区的许多细小河道是火星古代曾有降雨的证据。
  • 海盗号拍摄的珍珠湾区拉维谷，可能形成于从右边混沌地形中流出的特大洪水。
    海盗号拍摄的珍珠湾区拉维谷，可能形成于从右边混沌地形中流出的特大洪水。

海盗号登陆器的勘测结果显示火星在古代和现代都存在着水，在海盗号气相层析质谱分析仪内加热的样本释放出了水，但比例只约有1%[9]。化学分析显示火星表面过去曾有许多水。部分火星表面的土壤含有硫和氯，可能是古代海水蒸发后留下的。硫元素集中在火星地层表面，因此可能的原因是地壳上层的硫酸盐被水溶解后又向上漫溢到地表，这种现象在地球沙漠地区很常见。这些硫可能与钠、镁、钙或铁形成硫酸盐或硫化铁[10]。海盗号登陆器的火星地表样本化学实验结果显示，火星表面矿物约有90%是富含铁的黏土混合物；其中约10%是硫酸镁（可能是硫酸镁石）、5%是碳酸盐（方解石）、5%是铁氧化物（可能有赤铁矿、磁铁矿、针铁矿）。这些矿物是典型的基性火成岩风化产物，是存在过水的证据[11]。硫酸盐矿物内有结晶水，是水在古代曾经存在的证据；海盗2号发现相似矿物聚集的区域，由于海盗2号的位置更靠北，它拍摄到了火星冬季表面的霜冻。

  • 火星表面的霜冻
    火星表面的霜冻
  • 2006年12月火星侦察轨道器拍摄的海盗2号着陆器。
    2006年12月火星侦察轨道器拍摄的海盗2号着陆器。
  • 登陆地点的霜。
    登陆地点的霜。

火星全球探勘者号[编辑]

热辐射光谱仪数据绘制的子午线湾赤铁矿分布图。这些资料用于为机遇号选择着陆点。赤铁矿通常需存在水的环境下才形成。机遇号将在此登陆并寻找水的证据。

火星全球探勘者号的热辐射光谱仪是用来侦测火星表面矿物成分的仪器。矿物成分提供了古代火星是否存在水的信息。热辐射光谱仪调查了很大的范围（约30000平方公里），发现在尼利槽沟有橄榄石。一般认为早期撞击事件形成伊希地平原时，所造成的断层暴露出了橄榄石。橄榄石可在许多种基性火成岩中发现；而水的侵蚀会使橄榄石变成其他矿物，例如针铁矿、亚氯酸盐、蒙脱石、磁赤铁矿和赤铁矿。橄榄石的发现是火星表面部分地区长期来极为干燥的强力证据。在很多其它分布于北纬或南纬60度地区的露头中也发现了橄榄石[12]。橄榄石已在火星陨石（辉玻无球陨石、辉橄无球陨石和纯橄无球陨石）中被发现[13]。后续的研究发现，富含橄榄石的岩石在火星上覆盖了超过11.3万平方公里的表面，是夏威夷岛五座火山面积的11倍[14]。

2006年12月6日，美国宇航局公布了两张位于塞壬高地和半人马山的陨石坑照片，似乎显示1999年至2001年的某些时刻火星上存在液态水[15][16]。

数百条由液态水冲刷出的冲沟，被认为可能最近才形成。这些冲沟出现在陡峭的斜坡上，大部分位于特定的纬度地带[17][18][19][20][21]。

以下是火星全球探勘者号拍摄的冲沟照片：

火星上的一些河道还显示有表示持续流体流动的内河道，最著名的是纳内迪谷；另外在尼尔格谷也发现了同样的地貌特征[17]。

月沼区纳内迪谷底的内河道（靠近图像顶部），表明水流存在的时间相当长。

火星上许多地区都发现了暗坡条纹（斜坡或陡坡上的暗黑条纹），如撞击坑壁。暗坡条纹自水手号任务和海盗号任务来就开始被研究[22]。条纹刚开始时似乎较暗，之后随着时间的推移逐渐变淡。它们通常起源于一个小窄点，然后扩大并向下延伸数百米。条纹似乎与任何特定材质层都没有关联，因为它们并非起始于同一斜坡高度。尽管很多条纹看起来非常暗，但实际上仅比周围表面暗10%或不到。火星全球勘测者发现，在不到一年的时间里，火星上已形成了新的条纹。

现已提出了多种看法来解释这些条纹，一些涉及到水[23]，甚至生物体的生长[24][25]。现被普遍接受的解释是，它们是一层覆盖在较暗表面上的薄薄尘埃。一段时间后，明亮的尘埃会从火星表面脱落[26]，露出底下更暗的地表。

以下是火星全球探勘者号拍摄的暗坡条纹图像：

火星部分地区出现倒转地形；原因是在河床上的沉积物胶结在一起后，耐侵蚀力增强。之后该区域可能被掩埋，上层覆盖物逐渐被侵蚀剥离后，以前的河床因耐侵蚀性而留下来。火星全球探勘者号发现了这类过程的证据[27]。火星表面许多区域都可发现倒转地形，尤其是梅杜莎槽沟层[28]、宫本撞击坑[29]和朱芬塔高原（Juventae Plateau）[30][31]

以下影像是其中一则示例：

  • 火星全球探勘者号拍摄的朱芬塔峡谷附近的倒转地形。这些溪流发源于山脊顶部，然后一起流动。
    火星全球探勘者号拍摄的朱芬塔峡谷附近的倒转地形。这些溪流发源于山脊顶部，然后一起流动。

火星探路者[编辑]

火星探路者发现了火星表面气温昼夜变化的规律。日出前气温最低（约 -78℃），中午刚过则气温最高（约 -8℃）。这些极端变化情况发生在地表附近，升温和降温的速度都很快。在这些地方，最高气温从未达到过水的冰点（0°C），所以火星探路者号确认登陆地点温度太低，液态水不可能存在。但如果液态水含有各种盐类的话就可能存在[32]。

每日表面气压的昼夜变化范围约为0.2毫巴，但每天有两个最低点和最高点。日平均气压从6.75毫巴降低至6.7毫巴，符合南极二氧化碳最大凝结量的时间。地球表面的气压一般接近1000毫巴，所以火星的气压非常低，火星探路者测得的气压不允许水和冰存在于表面。但如果冰被隔绝在土壤下，则可以持续很长时间[33]。

其他观察结果与过去存在水的情况一致。火星探路者着陆点的一些岩石以地质学家称之为“叠瓦”的方式斜靠在一起，据信，过去巨大的洪水将它们推离了水流方向；有些鹅卵石外观圆润，可能是在溪流中翻滚而成；部分地面较为坚硬，可能是流体所含矿物质产生的胶结作用[34]。

火星探路者号也发现云和雾存在的证据[34]。

2001火星奥德赛号[编辑]

2003年7月，在加州举办的一场研讨会中，火星奥德赛号团队公布奥德赛号上的伽马射线光谱仪（GRS）发现了大量水存在于火星广大地区。火星表层下的水冰量可灌满两座密西根湖[35]。在火星南北纬55度至南北极之间的地表下贮藏有大量的水冰，每公斤火星土壤含有500公克的水冰。但在火星赤道附近，土壤含水量只有2%到10%[36][37]。科学家相信有大量的水贮存在矿物结构内，例如黏土和硫酸盐。红外线光谱资料研究的结果显示有少量的水因为化学或物理因素固定在矿物中[38][39]。海盗号着陆器在火星土壤中也发现少量因化学反应固定在矿物中的水[9]。一般相信，即使火星地表上层只含有少许水，水冰可能在数英尺下存在。有些区域，例如阿拉伯高地、亚马逊区和埃律西昂区有大量的水[36][40]。根据探测资料分析显示火星南半球可能有含冰地层结构[41]。火星两极地区都有埋在地下的冰，但北极地区因为被季节性存在的干冰覆盖，无法看到地下的水冰。当取得完整探测资料后，火星北极已经进入冬季，二氧化碳凝结成干冰覆盖在水冰上方[35]。奥德赛号的仪器只能研究深度只有数公尺的土壤，因此火星可能有比我们所探测到更多的水。即使如此，奥德赛号在火星发现的水仍然相当大量。埋在火星土壤中的水含量可能可以淹没火星0.5到1.5公里深[42]。

凤凰号着陆器确定了火星奥德赛号先前的发现[43]。凤凰号在火星表面底下数英吋深处发现了水冰，而且水冰至少8英吋深。当水冰暴露在火星大气层表面时缓慢升华。事实上，火星暴露在大气层冰部份是因为凤凰号的着陆火箭造成的[44]。

在凤凰号下方往南方的登陆支架观察，可看到暴露在表面的一些明亮斑块。这些斑块后来被证明是水冰。而这些水冰除了理论预测以外，在2001火星奥德赛号任务中也被侦测到。

数千幅奥德赛号拍摄的影像显示火星曾经有大量水流在表面流动。有些影像显示溪流的地形，其他影像中则找到可能在湖底沉积形成的地层，也找到三角洲地形[45]。

多年以来，许多研究人员相信火星的一些岩层下仍有冰川存在，因为岩石能隔热，让水冰能存在[46][47][48][49][50]。线形的沉积物是可能存在被岩石覆盖的冰川其中一个证据；这些线形沉积物在一些河床底部被发现。沉积物的表面有脊状和凹槽状的物质，而这些物质在一些障碍物周围转向。有些地球上的冰川也有同样的地形特征；线形的沉积物底部可能和舌状岩屑坡有关；后来火星快车号和火星侦察轨道器的透地雷达MARSIS和SHARAD证实该地区有大量的冰[49][50][51]。

以下影像是由2001火星奥德赛号上的热辐射成像系统（THEMIS）拍摄的；这些影像内的地表特征和液态水现在或过去曾经存在有密切关系[52]：

  • 安夸库谷影像中整个区域经被一层暗地层覆盖，但现在只留下数个类似孤峰（Butte）的地形特征。点选影像可见当地地层。这些地层也许是在古代的湖底沉积而成。
    安夸库谷影像中整个区域经被一层暗地层覆盖，但现在只留下数个类似孤峰（Butte）的地形特征。点选影像可见当地地层。这些地层也许是在古代的湖底沉积而成。
  • 位于大瑟提斯区的火星谷。直线形的山脊可能是熔岩流过后形成的岩脉。
    位于大瑟提斯区的火星谷。直线形的山脊可能是熔岩流过后形成的岩脉。
  • 尼尔格谷存在可能是地下水侵蚀造成的地形特征。尼尔格峡谷是热辐射成像系统拍摄的众多古河谷的其中一条。
    尼尔格谷存在可能是地下水侵蚀造成的地形特征。尼尔格峡谷是热辐射成像系统拍摄的众多古河谷的其中一条。
  • 尼尔格谷和乌斯钵谷相连处。图像中卢基撞击坑（Luki crater）的直径为21公里。
    尼尔格谷和乌斯钵谷相连处。图像中卢基撞击坑（Luki crater）的直径为21公里。
  • 尼尔格谷。
    尼尔格谷。
  • 尼尔格谷近景图像。
    尼尔格谷近景图像。
  • 沃里戈谷附近的河谷，该分支河谷是水流曾经在火星表面存在的强力证据，而水流存在时的火星可能比现在温暖许多。
    沃里戈谷附近的河谷，该分支河谷是水流曾经在火星表面存在的强力证据，而水流存在时的火星可能比现在温暖许多。
  • 阿瑞斯谷的侵蚀特征－可能是因为流水侵蚀形成的流线型地形。
    阿瑞斯谷的侵蚀特征－可能是因为流水侵蚀形成的流线型地形。
  • 位于伊斯墨诺斯湖区的三角洲。
    位于伊斯墨诺斯湖区的三角洲。
  • 位于月沼区的三角洲
    位于月沼区的三角洲
  • 位于珍珠湾区的三角洲。
    位于珍珠湾区的三角洲。
  • 卡塞谷。
    卡塞谷。
  • 阿萨巴斯卡谷的影像中可见水流发源于科柏洛斯槽沟。注意影像中流线型岛屿显示水流方向是往南。位于埃律西昂区。
    阿萨巴斯卡谷的影像中可见水流发源于科柏洛斯槽沟。注意影像中流线型岛屿显示水流方向是往南。位于埃律西昂区。
  • 门农区帕杜斯谷的近距离影像。
    门农区帕杜斯谷的近距离影像。
  • 厄科深谷西侧的河道。影像中细小的树枝状河床可能是因为水流流经该区域形成。位于科普剌塔斯区。
    厄科深谷西侧的河道。影像中细小的树枝状河床可能是因为水流流经该区域形成。位于科普剌塔斯区。
  • 厄科深谷内一座桌山上的树枝状河道。影像宽度20 水手谷哩。位于科普剌塔斯区。
    厄科深谷内一座桌山上的树枝状河道。影像宽度20 水手谷哩。位于科普剌塔斯区。
  • 梅拉斯峡谷底部的树枝状河道。位于科普剌塔斯区。
    梅拉斯峡谷底部的树枝状河道。位于科普剌塔斯区。

火星表面有大片区域被冰尘混合物的厚实平坦地层所覆盖[53][54]。这些富冰地层厚达数公尺，而且这些物质的沉积可以使火星表面变平坦；但在这些沉积地区表面却出现类似篮球表面崎岖不平的地表特征。这些区域撞击坑数量较少也表示这些区域相对年轻。

火星轨道和自转轴倾斜角的变化使火星上水冰的分布有明显变化。在一些时期水蒸气离开两极的冰冠进入大气层，并在较低纬度区域回到火星表面变成霜或雪与土壤混合后沉积。火星大气层有许多细沙颗粒，而且水蒸气会附著在这些颗粒上造成沙粒变重而落到地表。当土壤表面的冰升华成水蒸气后就离开沙粒；留下的沙粒则有很好的隔热效果，能保留更下层的冰[55]。

THEMIS拍摄的的道谷。点选该影像可见该峡谷和附近地形特征的关系。

位于哈德里亚卡火山口附近的道谷被认为当炽热的岩浆融化火星表面大量水冰时，曾容纳了大量的融化水。影像上方在河道左侧圆形凹陷的地区被认为是地下水侵蚀造成[56]。

有些大型河谷发源自混沌地形，这种地形的形成一般认为是因为大量的水从地下被释放造成地表下陷。热辐射成像仪拍摄的混沌地形如以下影像：

  • 阿伦混沌地形的石块显示可能的水源。当大量的水流出时，地表塌陷形成混沌地形。这些大型时快可能还有一些水冰。位于欧克西亚沼区。
    阿伦混沌地形的石块显示可能的水源。当大量的水流出时，地表塌陷形成混沌地形。这些大型时快可能还有一些水冰。位于欧克西亚沼区。
  • 欧罗姆混沌地形中的巨大峡谷。点击图像可看到可能由最近期流出的水流冲刷形成的冲沟。在这一纬度很少出现冲沟。位于珍珠湾区。
    欧罗姆混沌地形中的巨大峡谷。点击图像可看到可能由最近期流出的水流冲刷形成的冲沟。在这一纬度很少出现冲沟。位于珍珠湾区。

凤凰号火星探测器[编辑]

凤凰号探测器确定有大量的水冰存在于火星北半球[43]；这项发现在之前理论已经预测[57]，而且由2001火星奥德赛号上的仪器测定发现[37]。2008年6月19日，美国宇航局公布骰子大小的明亮物质在凤凰号机械臂挖出来的“嘟嘟鸟─金凤花”（Dodo-Goldilocks）沟槽经过4天后消失。这代表发现的亮块很可能是曝露后升华的水冰。即使干冰在当时也被发现，升华的速度也比观测到的要快很多[58][59][60]。

2008年7月31日，美国宇航局公布凤凰号在火星上发现了水冰的存在。在初始的样本加热循环中，热与蒸发气体分析仪（TEGA）在样本温度达到 0 °C 时侦测到水蒸气[61]。 液态水无法在火星表面过低的气压存在，除非是在地势最低的地方可以短暂存在[62][63]。

凤凰号任务结束后，在科学期刊的一篇论文报告分析结果中提到凤凰号在分析样本中发现氯化物、碳酸氢盐、镁、钠、钾、钙，可能还有硫酸盐。高氯酸盐 (ClO4) 这种强氧化剂也在火星土壤中被确认；这种化合物如果和水混和可以大幅降低水的冰点，和洒盐在道路上将水冰融化是类似机制。也许高氯酸盐现在还有少量存在于火星的液态水中。冲沟地形在火星一些区域相当常见的原因可能就是因为高氯酸盐使水冰融化在陡坡上造成侵蚀[64]。

此外，2008年至2009年初一张凤凰号著陆支架照片上的一个“斑点”引起许多争论；许多人认为那可能是水滴或一块霜[65]。因为计画团队内对于那是什么东西并无共识，因此并未在美国宇航局任何新闻发布记者会上公开[65]。其中一位科学家认为是凤凰号在登陆时保持平衡的盐水袋被推进器泼溅到著陆支架上。盐份可能被火星大气层中的水蒸气吸收，这也许可以解释盐水如何在前44个火星日中，温度逐渐下降的状况下逐渐蒸发[66][67]。有些影像甚至显示一些水滴变暗之后移动和合并，这是那些黑点是液体的强力物理性证据[68]。

  • 骰子大小的明亮物质在扩大的“嘟嘟鸟─金凤花”（Dodo-Goldilocks）沟槽经过4天后消失。这表示水冰曝露后升华[58]。
    骰子大小的明亮物质在扩大的“嘟嘟鸟─金凤花”（Dodo-Goldilocks）沟槽经过4天后消失。这表示水冰曝露后升华[58]。
  • 彩色影像显示冰的升华；左下角已被扩大的沟槽影像被放大，在右上角显示。
    彩色影像显示冰的升华；左下角已被扩大的沟槽影像被放大，在右上角显示。

凤凰号视野可及之处是一片大平原，不过该平原上有许多直径2到3公尺的多边形构造，每个多边型之间的边界是深度20至50公分深的沟槽。这样地形的由来是因为土壤中的水冰因为温度热涨冷缩造成。

凤凰号上的显微镜观测到火星表面多边形地区的土壤是由平面状（可能是一种黏土）和球型颗粒组成。黏土是某些种类矿物和水产生反应后的产物；所以找到黏土就可以证明火星表面曾经有水的存在[69]。目前所发现水冰在火星地表多边形的中央区域可在地表下数英吋被发现；沿著多边形的边缘则至少要在8英吋深以下。当水冰暴露在火星大气层时，将会缓慢升华[70]。

火星上的雪被发现是从火星大气层中的卷云落下。这些卷云是在大约-65°C的温度下形成，因此这些卷云由水冰形成的可能性远大于干冰，因为形成干冰的温度要-120°C。这次任务的结果显示，水冰（雪）被认为在任务之后不久会沉积在降落地点[71]。凤凰号任务期间测量到的最高温是-19.6°C，最低温则是-97.7°C；因此，在该区域的气温长期保持在远低于水的冰点（0°C）以下；而且凤凰号任务期间是火星北半球的夏季[72]。

凤凰号任务的资料判读结果在科学上发表。在资料中显示，凤凰号的登陆地点在不久之前的过去曾经是温暖潮湿的。火星土壤中发现碳酸钙让科学家相信凤凰号登陆地点曾经是潮湿的区域。在季节或时间较长的日夜周期中，液态水在火星表面可能是一层薄膜。火星自转轴倾斜角的变化程度远比地球大；因此在火星上多次的潮湿气候是可能的[73]。凤凰号的探测资料也确定高氯酸盐的存在。高氯酸盐在火星土壤中的比例约千分之几左右。在地球上高氯酸盐是某些细菌的食物[74]。另一份论文则宣称，之前侦测到的雪可能造成水冰的累积。

火星探测漫游者[编辑]

勇气号和机遇号火星探测车找到许多火星古代有水的证据。这两辆探测车原设计寿命仅三个月，但六年多后仍在继续运行。2006年，勇气号被困在一座沙坑里，2011年，美国宇航局正式与该火星车断开；而机遇号则是在2018年6月10日才与美国宇航局失去联系，其任务于2019年2月13日宣布完成。

勇气号原本预期降落在一座大型湖床上。但实际探测发现湖床已被岩浆流覆盖，让古代的水流证据难以被观测到。当任务继续执行，探测车找到许多过去水流的线索。

2004年3月5日，美国宇航局宣布勇气号在一块被称为“汉弗莱”（Humphrey）的岩石中发现了火星上有水的迹象。圣路易斯华盛顿大学地球与行星科学系主任，雷蒙·阿维森（Raymond Arvidson）在美国宇航局记者会宣布：“如果我们在地球上找到这块岩石，我们会认为这块火山岩被水流短距离移动过”。另一辆探测车机遇号找到的岩石则是由岩浆组成，这块岩石有一些明亮的矿物，可能是结晶的矿物在裂缝中。假如这是正确的，这些矿物最可能是形成后被带入岩石或在较大岩石与水作用后被水溶解[75]。

2007年12月当勇气号拖著损坏的后轮行驶时，该损坏的车轮在火星表土刮出痕迹，显示一小块被视为火星曾有适合古代微生物环境的证据。这个特征类似地球上从温泉流出的水或水蒸气与火山岩反应的产物，在地球上这类地区通常是大量微生物聚集的地方。探测车计画首席科学家史蒂夫·斯奎尔斯（Steve Squyres）在美国地球物理联盟（AGU）的一场会议说：“我们对于这个发现相当兴奋”。这个区域有大量的二氧化矽－玻璃的主成分。研究人员总结这些明亮的矿物的形成有两个可能原因：第一个是温泉沉积物造成，当水在一处溶解二氧化矽后带到另一处沉积（如间歇泉）。第二个是酸性水经由岩石缝隙上升，剥去岩石的组成矿物，留下二氧化矽。斯奎尔斯对BBC解释说：“最重要的是，无论它是否是一种假设，这暗示对于古代火星的适居性是大同小异”。温泉提供可以使微生物孳生的环境，而且二氧化矽沉积物可以封存和保留这些微生物。斯奎尔斯又说：“你可以去地球上的温泉和火山喷气孔；这些地方都充满微生物”[76][77]。

机会号则是被操纵行驶到一处被轨道器探测出有大量赤铁矿的地区；赤铁矿的形成经常是因为水。当机会号降落在这些沉积岩上，发现到许多可容易被观测到的赤铁矿小球。在这几年观测中，机会号传回大量火星古代可能有广大面积被液态水淹没的证据。

在2006年3月一个新闻记者会上，科学家们讨论关于火星岩床和液态水的证据。他们提出以下原因来解释岩石中一些经过磨损后可见的小而长的空洞（见以下最后两个图）[78]：这些空洞可能是所谓的“晶洞”。晶洞的形成是因为岩石基质内的结晶因为侵蚀作用而被移除留下。影像内的部分盘状特征内有某些种类的矿物，尤其是硫酸盐类。此外，任务成员还公开第一张由穆斯堡尔谱仪观测岩床资料的光谱。从酋长岩的铁光谱中发现黄钾铁矾。这种矿物含有氢氧化物离子，这指出当矿物形成时水是存在的。小型热辐射光谱仪（Mini-TES）观测酋长岩的资料发现大量含有水的硫酸盐类。

  • 岩石露头的特写影像。
    岩石露头的特写影像。
  • 并非互相平行的薄岩层。
    并非互相平行的薄岩层。
  • 岩石磨损工具钻出的洞。
    岩石磨损工具钻出的洞。
  • 岩石内的空洞或晶洞。
    岩石内的空洞或晶洞。

火星侦察轨道器[编辑]

维尔诺撞击坑的泉水，高分辨率成像科学设备拍摄，位于欧克西亚沼区。这些泉水可能是寻找火星古代生命存在的证据，因为温泉可以长时间保留生命的证据。

火星侦察轨道器的高解析度成像科学设备（HiRISE）拍摄许多照片，这些照片提供火星表面曾有大量液态水流动的证据。一个主要发现就是找到温泉的证据。温泉可能维持火星上的生命，而且可能保留火星古代生命的化石。

在2010年1月一篇《伊卡洛斯》的论文提到水手号峡谷周边地区有长期维持降水的强力证据[79][80]。这区域的矿物形成都和水有关。同样的，大量的小支流也指出有大量的降水，因为在地球上相同气候条件的区域也出现类似地理特征。

  • 高分辨率成像科学设备拍摄的伊乌斯峡谷边缘的河道。河道的特征和该区高密度的分布是降水的水源。位于科普剌塔斯区。
    高分辨率成像科学设备拍摄的伊乌斯峡谷边缘的河道。河道的特征和该区高密度的分布是降水的水源。位于科普剌塔斯区。
  • 高分辨率成像科学设备拍摄的坎多尔高原（Candor plateau）河道，位于科普剌塔斯区。点选影像可看到许多小的分支河道，这些河道是支持降水的强力证据。
    高分辨率成像科学设备拍摄的坎多尔高原（Candor plateau）河道，位于科普剌塔斯区。点选影像可看到许多小的分支河道，这些河道是支持降水的强力证据。

火星有些地方出现倒转地形。在这些地方，河床的位置是比周围高的，而非形成峡谷。这些倒转的河道可能是因为大岩石的沉积或是松散物质凝结。在以上两种情况下周围区域的侵蚀将会形成远离旧河道的山脊，可以增强对侵蚀的抵抗。以下由高分辨率成像科学设备拍摄的影像显示旧河道翻转成弯曲的山脊[81]。

在一篇2010年出版的论文，有许多科学家赞同在宫本撞击坑寻找生命，因为倒转的河道和矿物是以前水曾经存在的证据[82][31]。

  • 安东尼亚第撞击坑内的倒转河道。位于大瑟提斯区。
    安东尼亚第撞击坑内的倒转河道。位于大瑟提斯区。
  • 朱芬塔峡谷附近的倒转河道，这些河道曾经是一般的河道。比例尺500公尺。位于科普剌塔斯区。
    朱芬塔峡谷附近的倒转河道，这些河道曾经是一般的河道。比例尺500公尺。位于科普剌塔斯区。
  • 宫本撞击坑内的倒转河道，位于珍珠湾区。比例尺500公尺。
    宫本撞击坑内的倒转河道，位于珍珠湾区。比例尺500公尺。
  • 有许多支流的倒转河道，位于大瑟提斯区。
    有许多支流的倒转河道，位于大瑟提斯区。

研究人员利用来自火星全球探勘者号、2001火星奥德赛号和火星侦察轨道器资料找到分布很广的氯化物盐类矿物。氯化物通常是溶液溶解矿物最后的产物。以下一张影像显示在法厄同区一些沉积物的状态。这些证据表示这些沉积物是富含矿物的水蒸发后留下的。湖泊可能在火星表面大范围存在。碳酸盐、硫酸盐和二氧化矽会在蒸发前先沉淀。硫酸盐和二氧化矽已被火星探测车发现。氯化物盐类存在的地区可能曾经有许多种生命形式。因此，这样的区域可能保存远古火星生命的遗迹[83]。

氯酸盐类的沉积物是水存在的证据，位于法厄同区，高分辨率成像科学设备拍摄。

火星上许多地方的岩石多有明显地层构造，哥伦布撞击坑是其中一座有地层构造的撞击坑。火山、风或水等许多地质作用会让岩石出现分层构造[84]。火星许多地方的岩石都有地层构造。科学家对于在火星上找到因为大量水流而形成的地层构造相当兴奋。

有时候岩石各层会有不同颜色。火星上的浅色调岩石形成原因跟水合矿物，如硫酸盐有关。机会号以数个仪器仔细观察这样的岩层。有些岩层可能是由细颗粒土壤形成，因为这些岩石似乎会分裂成细颗粒尘埃；相对的，分裂成大块岩石的地层则可能明显较坚硬，而这些岩层可能是由玄武岩构成。玄武岩在火星各地都可被发现。轨道探测器上的仪器在一些岩层发现黏土（页矽酸盐）[85][86]。科学家对于发现水合矿物和黏土相当兴奋，因为这些都是和水有关的矿物[87]。黏土和其他水合矿物存在的地方可能是适合寻找生命存在证据的地方[88]。

以下由高分辨率成像科学设备拍摄的影像是许多火星表面地层的例子。

火星表面有很大面积的区域覆盖着一层可能是水冰和尘埃的混合物[89]。这层数公尺厚，富含水冰的沉积层使火星表面变平坦，但这些区域仍然有类似篮球表面的粗糙地表构造。因为这些区域很少撞击坑，是相对年轻的区域。以下由高分辨率成像科学设备拍摄的影像可见这类区域的各种状态。

  • 有富含水冰层基层覆盖的尼日谷，是这一纬度的典型地表特征。V 形地表特征是因为含冰物质移动造成。位于希腊区。
    有富含水冰层基层覆盖的尼日谷，是这一纬度的典型地表特征。V 形地表特征是因为含冰物质移动造成。位于希腊区。
  • 法厄同区亚特兰提斯混沌地形，这两幅图像的原始影像是两个不同的区域，且不同比例。
    法厄同区亚特兰提斯混沌地形，这两幅图像的原始影像是两个不同的区域，且不同比例。
  • 诺亚区地层状况。
    诺亚区地层状况。

火星轨道和自转倾角的变化造成水冰分布出现明显变化，这相当于从极区到相当于美国德克萨斯州的纬度。在一些时期水蒸气会从极区离开进入大气层；并在比较低纬度地区变成霜或雪后和泥沙混合沉积。火星大气层有大量的细颗粒尘埃，在水蒸气凝结在这些颗粒后因为重量而下沉到地面。当水冰从浅地层进入大气，将会留下泥沙，这些留下的泥砂能阻隔剩馀的冰阻止冰的升华[55]。

HiRISE 拍摄许多可能是水流在近年造成的冲沟；许多冲沟被多次拍摄以观察是否有发生变化。部分科学家认为部分发生变化的冲沟，可能是这几年中液态水所造成[90]，但也有许多人认为可能是干沙流所导致[91]。这些都是由火星全球探勘者号首先发现。

其他理论认为这些冲沟或河道的形成是因为风的侵蚀[92]、液态二氧化碳[93]或液态甲烷[94]。

以下影像是高分辨率成像科学设备拍摄的数百个被研究过的山沟的影像。

  • 水手陨击坑内坑壁的大群冲沟。
    水手陨击坑内坑壁的大群冲沟。
  • 查瑞腾山脉的冲沟。位于阿尔及尔区。
    查瑞腾山脉的冲沟。位于阿尔及尔区。
  • HiISE拍摄杰札撞击坑北侧坑壁（上方）的冲沟。暗线是尘卷风轨迹。比例尺是500公尺。位于阿尔及尔区。
    HiISE拍摄杰札撞击坑北侧坑壁（上方）的冲沟。暗线是尘卷风轨迹。比例尺是500公尺。位于阿尔及尔区。
  • 格林撞击坑的冲沟。
    格林撞击坑的冲沟。
  • 格林撞击坑的冲沟特写影像。位于阿尔及尔门农区
    格林撞击坑的冲沟特写影像。位于阿尔及尔门农区
  • 佩纽斯山的丘状地形。贝状地形在火星一些地区相当常见。
    佩纽斯山的丘状地形。贝状地形在火星一些地区相当常见。
  • 蒙德撞击坑的突出部分是南侧（底部）被侵蚀的坑壁。比例尺是500公尺。
    蒙德撞击坑的突出部分是南侧（底部）被侵蚀的坑壁。比例尺是500公尺。
  • 艾西莫夫撞击坑影像底部是西南侧坑壁。影像上半部是填满大部分撞击坑的山丘边缘。
    艾西莫夫撞击坑影像底部是西南侧坑壁。影像上半部是填满大部分撞击坑的山丘边缘。
  • 诺亚区艾西莫夫撞击坑内山丘上的冲沟。
    诺亚区艾西莫夫撞击坑内山丘上的冲沟。
  • 法厄同区的冲沟，注意河道如何环绕障碍物。
    法厄同区的冲沟，注意河道如何环绕障碍物。
  • 法厄同区有支流的的冲沟。
    法厄同区有支流的的冲沟。

海盗号轨道器拍摄到峭壁周围有许多堆叠起来的物质长期以来一直让科学家感兴趣；这些岩石碎片的沉积物被称为舌状岩屑坡（LDAs）。这类地形是向外突起，并且有从悬崖或陡坡起源的缓坡地形；这代表流动是从陡峭的悬崖开始。此外，舌状岩屑坡可以看到类似地球上岩流（石冰川）造成的地表线理[5]。最近研究人员分析火星侦察轨道器的浅地层雷达（SHARAD）观测资料，发现强力证据显示，在希腊平原和北半球中纬度的蛇状岩屑坡是覆盖有薄岩石的冰川。火星侦查轨道器的雷达接收到来自舌状岩屑坡顶部和底部的强烈反射坡，代表纯水冰造成LDA形成的阻碍（在两个反射波之间）[51][95]。根据凤凰号的实验和火星奥德赛号的观测资料，我们现在知道水冰可以在火星高纬度区域地表下存在。在舌状岩屑坡发现水冰代表水甚至可以在低纬度下存在；未来的火星殖民可以直接向下挖冰而不用到高纬度取水冰。而且舌状岩屑坡底下水冰的优势是很容易使用轨道器发现与测绘其位置。舌状岩屑坡在北纬38.2°的佛勒格拉山找到；而凤凰号降落的地点是北纬68°，所以在舌状岩屑坡发现水冰大幅增加人类未来在火星居住的可能性[96]。探测器在火星赤道附近降落远比在极区降落容易，所以人类未来在火星赤道附近殖民的可能性增加。

以下影像是高分辨率成像科学设备拍摄的舌状岩屑坡示例：

  • 佛勒格拉山的舌状岩屑坡，位于刻布壬尼亚区。这个岩屑坡极有可能是表面覆盖一层岩石碎片的水冰，未来火星殖民可做为水的来源。比例尺是500公尺。
    佛勒格拉山的舌状岩屑坡，位于刻布壬尼亚区。这个岩屑坡极有可能是表面覆盖一层岩石碎片的水冰，未来火星殖民可做为水的来源。比例尺是500公尺。
  • 希腊区舌状岩屑坡表面特写影像，注意这些线条在地球上的岩流中相当常见。
    希腊区舌状岩屑坡表面特写影像，注意这些线条在地球上的岩流中相当常见。
  • 阿卡迪亚区沿山坡的舌状岩屑坡。
    阿卡迪亚区沿山坡的舌状岩屑坡。
  • 舌状岩屑坡起源地。注意影像中的条纹，这些条纹指出运动方向。位于伊斯墨诺斯区。
    舌状岩屑坡起源地。注意影像中的条纹，这些条纹指出运动方向。位于伊斯墨诺斯区。
明亮区域是被撞击后暴露出来的水冰。这些冰是由火星侦察轨道器上的小型侦察影像频谱仪所确定，拍摄位置为刻布瑞尼亚区。

2009年9月在科学期刊上的一篇论文报告一些火星表面的新撞击坑暴露高纯度的水冰[97]；在这之后冰就升华进大气层。这些冰存在于只有数英呎深处。这些冰是使用火星侦察轨道器上的火星专用小型侦察影像频谱仪（CRISM）确定的。 这些冰其中3处是在刻布瑞尼亚区被找到；分别是：北纬55.57°, 东经150.62°; 北纬43.28°,东经176.9° 和北纬45°,东经164.5°。另外2处则是在狄阿克里亚区：北纬46.7°, 东经176.8° 和北纬46.33°, 东经176.9° E[98][99][100]。这个发现显示未来火星殖民可以从许多地方取得水源；这些冰可以挖出后溶化，再电解成氢和氧作为火箭燃料之用。

好奇号[编辑]

2012年，美国宇航局的好奇号火星车发现了一道古河床的确凿证据[101]，火星车发现了由沙粒和沙砾构成的砾岩。在研究了这些岩石照片后，科学家得出结论，组成砾岩的鹅卵石形状和大小表明，在数十亿年前可能被水侵蚀过。用于寻找现有水道证据的卫星照片曾指示这些水道可能代表流水，但没有证明这一点，好奇号的发现将是支持这些卫星图像的首个可靠的主要证据。   好奇号上搭载了一部“火星车环境监测站”（REMS）仪器。利用火星车环境监测站的数据，科学家们可在2015年证明火星上存在液态水的条件。根据这些结论，火星地表中的盐可以吸收环境中的水蒸气。 这一研究也由主要作者发表在Nature Geoscience （页面存档备份，存于互联网档案馆） with Javier Martín-Torres, Professor of Atmospheric Science at Luleå 科技大学 （页面存档备份，存于互联网档案馆）。

另请参阅[编辑]

参考文献[编辑]

  1. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2011-06-05）. 
  2. ^ http:history.nasa.gov/SP-441/ch4.htm
  3. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2012-03-24）. 
  4. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2007-01-13）. 
  5. ^ 5.0 5.1 ISBN 0-8165-1257-4
  6. ^ Raeburn, P. 1998. Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars. National Geographic Society. Washington D.C.
  7. ^ Moore, P. et al. 1990. The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
  8. ^ Morton, O. 2002. Mapping Mars. Picador, NY, NY
  9. ^ 9.0 9.1 Arvidson, R et al. 1989. The Martian surface as Imaged, Sampled, and Analyzed by the Viking Landers. Review of Geophysics:27. 39-60.
  10. ^ Clark, B. et al. 1976. Inorganic Analysis of Martian Samples at the Viking Landing Sites. Science: 194. 1283-1288.
  11. ^ Baird, A. et al. 1976. Mineralogic and Petrologic Implications of Viking Geochemical Results From Mars: Interim Report. Science: 194. 1288-1293.
  12. ^ Hoefen, T. et al. 2003. Discovery of Olivine in the Nili Fossae Region of Mars. Science: 302. 627-630.
  13. ^ Hamiliton, W. et al. 1997. Journal of Geophysical Research: 102. 25593
  14. ^ http:www.soest.hawaii.edu/SOEST_News/News/PressReleases/amilton/
  15. ^ Water has been flowing on Mars within past five years, Nasa says. （页面存档备份，存于互联网档案馆） Times Online. Retrieved on March 17, 2007
  16. ^ Mars photo evidence shows recently running water. （页面存档备份，存于互联网档案馆） The Christian Science Monitor. Retrieved on March 17, 2007
  17. ^ 17.0 17.1 Malin, M. and K. Edgett. 2001. The Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary ruise through Primary Mission: 106. 23429-23570 Journal of Geophysical Research
  18. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-07-01）. 
  19. ^ Malin, M. et al. 2006. Present-Day Impact Cratering Rate and Contemporary Gully Activity on Mars. science: 314. 1573-1577
  20. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-09-12）. 
  21. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2011-06-07）. 
  22. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-11-11）. 
  23. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html
  24. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2015-02-21）. 
  25. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_streaks_030328.html
  26. ^ Malin, M. and K. Edgett. 2001. The Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary ruise through Primary Mission: 106. 23429-23570Journal of Geophysical Research
  27. ^ Malin, M., et al. 2010. An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation. http://marsjournal.org （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  28. ^ Zimbelman, J. and L. Griffin. 2010. HiRISE images of yardangs and sinuous ridges in the lower member of the Medusae Fossae Formation, Mars. Icarus: 205. 198-210.
  29. ^ Newsom, H. et al. 2010. Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars. Icarus: 205. 64-72.
  30. ^ Weitz, C. et al. 2010. Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-tones layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Vallis Marineris. Icarus:205. 73-102.
  31. ^ 31.0 31.1 www.sciencedirect.com/science/journal/00191035
  32. ^ Fairen, A. et al. 2009. Stability against freezing of aqueous solutions on early Mars. Nature:459. 401-404.
  33. ^ Atmospheric and Meteorological Properties （页面存档备份，存于互联网档案馆）, NASA
  34. ^ 34.0 34.1 Golombek, M. et. al. 1997. Overview of the Mars Pathfinder Mission and Assesment of Landing Site Predictions. Science. Science: 278. p 1743-1748
  35. ^ 35.0 35.1 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2011-06-06）. 
  36. ^ 36.0 36.1 http://www.space.com/astronomy/mars_water_030725.html
  37. ^ 37.0 37.1 Feildman, T. et al. 2004. Global distribution of near-surface hydrogen on Mars. J. Geographical Research: 109.
  38. ^ Murche, S. et al. 1993. Spatial Variations in the Spectral Properties of Bright Regions on Mars. Icarus: 105. 454-468
  39. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-07-24）. 
  40. ^ Feldman, et al. 2002. Global Distribution of Neutrons from Mars: Results from Mars Odyssey. Science: 297. 75-78
  41. ^ Mitrofanov, I. et al. 2002. Maps of Subsurface Hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odyssey. Science. 297: 78-81
  42. ^ Boynton, W. et al. 2002. Distribution of Hydrogen in the Near Surface of Mars: Evidence for Subsurface Ice Deposits. Science: 297. 81-85.
  43. ^ 43.0 43.1 Arvidson, R. et al. 2008. Introduction to special section on the phoenix mission: Landing site characterization experiments, mission overviews, and expected science. J. Geophysical Research: 113.
  44. ^ [1]
  45. ^ Irwin III, R. et al. 2005. An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development. Journal of Geophysical Research: 10. E12S15
  46. ^ Head, J. et al. 2005. Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars. Nature: 434. 346-350
  47. ^ 存档副本. [2013-01-04]. （原始内容存档于2012-12-05）. 
  48. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2013-10-12）. 
  49. ^ 49.0 49.1 Plaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  50. ^ 50.0 50.1 Holt, J. et al. 2008. Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2441.pdf
  51. ^ 51.0 51.1 http:www.planetary.brown.edu/pdfs/3733.pdf
  52. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-06-17）. 
  53. ^ Mustard, J. et al. 2001. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. Nature: 412.411-414
  54. ^ Kreslavsky, M. and J. Head. 2002. Mars: Nature and evolution of young latitude-dependent water-ice-rich mantle. Geophysical Research Letters: 29.
  55. ^ 55.0 55.1 MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from http://www.sciencedaily.com （页面存档备份，存于互联网档案馆） /releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
  56. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2016-09-10）. 
  57. ^ Mellon, M. and B. Jakosky. 1993. Geographic variations in the thermal and diffusive stability of ground ice on Mars. J. Geographical Research: 98. 3345-3364
  58. ^ 58.0 58.1 Bright Chunks at Phoenix Lander's Mars Site Must Have Been Ice （页面存档备份，存于互联网档案馆） - Official NASA press release (19.06.2008)
  59. ^ Rayl, A. J. S. Phoenix Scientists Confirm Water-Ice on Mars. The Planetary Society web site. Planetary Society. 2008-06-21 [2008-06-23]. （原始内容存档于2008-06-27）. 
  60. ^ Confirmation of Water on Mars. [2010-03-30]. （原始内容存档于2008-07-01）. 
  61. ^ Johnson, John. There's water on Mars, NASA confirms. Los Angeles Times. 2008-08-01 [2008-08-01]. （原始内容存档于2008-08-13）. 
  62. ^ Heldmann, Jennifer L.; et al, Formation of Martian gullies by the action of liquid water flowing under current Martian environmental conditions (PDF), Journal of Geophysical Research, May 7, 2005, 110: Eo5004 [2008-09-14], doi:10.1029/2004JE002261, （原始内容 (PDF)存档于2008-10-01）  'conditions such as now occur on Mars, outside of the temperature-pressure stability regime of liquid water' ... 'Liquid water is typically stable at the lowest elevations and at low latitudes on the planet because the atmospheric pressure is greater than the vapor pressure of water and surface temperatures in equatorial regions can reach 273 K for parts of the day [Haberle et al., 2001]'
  63. ^ Kostama, V.-P.; Kreslavsky, M. A.; Head, J. W., Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement, Geophysical Research Letters, June 3, 2006, 33: L11201 [2007-08-12], doi:10.1029/2006GL025946, （原始内容存档于2009-03-18）  'Martian high-latitude zones are covered with a smooth, layered ice-rich mantle'
  64. ^ Hecht, M. et.al. 2009. Detection of Perchlorate and the Soluble Chemistry of Martian Soil at the Phoenix Lander Site. Science: 325. 64-67
  65. ^ 65.0 65.1 Chang, Kenneth (2009) Blobs in Photos of Mars Lander Stir a Debate: Are They Water? （页面存档备份，存于互联网档案馆）, New York Times (online), March 16, 2009, retrieved 2009-04-04;
  66. ^ name="NYTimes20090316"/>
  67. ^ http://articles.latimes.com/2009/mar/14/nation/na-marswater12
  68. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2009-06-20）. 
  69. ^ Smith, P. et.al. H2O at the Phoenix Landing Site. 2009. Science:325. p58-61
  70. ^ The Dirt on Mars Lander Soil Findings. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-01-26）. 
  71. ^ Witeway, J. et. al. 2009. Mars Water-Ice Clouds and Precipation. Science: 325. p68-70
  72. ^ 存档副本. [2010-12-19]. （原始内容存档于2011-07-05）. 
  73. ^ Boynton, et. al. 2009. Evidence for Calcium Carbonate at the Mars Phoenix Landing Site. Science. 325: 61-64
  74. ^ Audio Recording of Phoenix Media Telecon for Aug. 5, 2008. Jet Propulsion Laboratory (NASA). August 5, 2008 [2009-07-14]. （原始内容存档于2009-07-04）. 
  75. ^ Mars Exploration Rover Mission: Press Releases. [2010-03-30]. （原始内容存档于2010-06-11）. 
  76. ^ Amos, Jonathan. Mars robot unearths microbe clue (web). NASA says its robot rover Spirit has made one of its most significant discoveries on the surface of Mars. BBC News. 2007-12-11 [2007-12-12]. （原始内容存档于2011-05-27）. 
  77. ^ Bertster, Guy. Mars Rover Investigates Signs of Steamy Martian Past (Web). Press Release. Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California. 2007-12-10 [2007-12-12]. （原始内容存档于2007-12-13）. 
  78. ^ Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet. [2006-07-08]. （原始内容存档于2012-10-18）. 
  79. ^ Weitz, C. et al. 2010. Mars Reconnaissance Orbiter observations of light-toned layered deposits and associated fluvial landforms on the plateaus adjacent to Valles Marineris Icarus: 205. 73-102.
  80. ^ http://www.sciencedirect.com/science/journal/00191035 （页面存档备份，存于互联网档案馆）.
  81. ^ 存档副本. [2013-03-17]. （原始内容存档于2016-03-05）. 
  82. ^ Newsom, H. et al. 2010. Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars. Icarus: 205. 64-72.
  83. ^ Osterloo, M. et.al. 2008. Chloride-Bearing Materials in the Southern Highlands of Mars. Science. 319:1651-1654
  84. ^ 存档副本. [2020-09-13]. （原始内容存档于2017-08-08）. 
  85. ^ http://www.jhu.edu/~gazette/21jul08/21wetmars.html[失效链接]
  86. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2011-06-06）. 
  87. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2009-09-30）. 
  88. ^ [htp://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004046_2080 存档副本]. [2021-10-09]. （原始内容存档于2021-10-29）. 
  89. ^ Head, J. et al. 2003. Recent ice ages on Mars. Nature:426. 797-802.
  90. ^ Malin, M. et al. 2006. Present-day impact cratering rate and contemporary gully activity on Mars, Science 314:1573–1577
  91. ^ Kolb, K. et al. 2010. Modeling the formation of bright slope deposits associated with gullies in Hale Crater, Mars: Implications for recent liquid water. Icarus: 205. 113-137.
  92. ^ Leovy, C.B., 1999: Wind and climate on Mars, Science, 284, 1891a
  93. ^ 引证错误：没有为名为ReadandLewis的参考文献提供内容
  94. ^ Tang, Y., Q. Chen and Y. Huang, 2006: Early Mars may have had a methanol ocean, Icarus, 181, 88-92.
  95. ^ Plaut, J. et al. 2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf
  96. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2011-08-22）. 
  97. ^ Byrne, S. et al. 2009. Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters: 329.1674-1676
  98. ^ http:www.space.com/scienceastronomy/090924-mars-crater-ice.html
  99. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始内容存档于2009-10-26）. 
  100. ^ http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[永久失效链接]
  101. ^ Mars images 'show old streambed'. BBC News. September 27, 2012 [2021-10-09]. （原始内容存档于2021-11-07）. 
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