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火星水探索年表

迄今為止，行星際飛船提供了大量「火星上水的證據」，其歷史可以追溯到1971年到達火星的水手9號探測器。

本文將描述歷次探索任務以及所取得的發現。要更全面了解今天火星上存在的水證據及歷史，請參見火星水文。

水手9號

從水手9號拍攝圖像中發現的河床、峽谷（包括長達4200公里的水手峽谷系統）、水流侵蝕、鋒面、霧等[1]，首先揭示了火星表面曾經有水的證據。之後的海盜號接續了水手9號的任務。為紀念水手9號任務，巨大的水手峽谷系統被命名為「水手谷」。

海盜號

海盜號在火星表面發現許多需大量水流才能形成的地表特徵，引發了學界對火星表面是否有水的觀念革命。在火星許多地方都發現了巨大的河谷，從這些河谷可看到洪水突破阻礙切出深谷，在岩床上沖刷出痕跡並一路肆虐數千公里[2]。南半球大片區域的河谷水網顯示曾經有過降雨。一些火山的邊緣被認為是降雨沖刷暴露出的岩石，因為在夏威夷群島的火山也有類似的地形特徵[3]。許多撞擊坑的型態看起來就像撞擊物撞入濕泥地；當撞擊坑形成時，土壤中的冰可能融化使表面變成濕泥地並在表面流動[4]。正常情況下地表物質在撞擊後會噴出再降落，但在火星一些撞擊坑並不會在表面流動，因為周圍有許多障礙[5][6][7]。混沌地形看起來像有大量的水流過，在較低處形成大型河道。這些水流的規模大到難以想象－可能是密西西比河流量的十倍[8]。地下的火山活動可能曾經融化了冰層，水流大量流失後地表塌陷形成混沌地形。

以下部分圖像是從海盜號多張窄視場、高解析度圖像拼接而成，部分標註有特徵名。

海盜號登陸器的勘測結果顯示火星在古代和現代都存在着水，在海盜號氣相層析質譜分析儀內加熱的樣本釋放出了水，但比例只約有1%[9]。化學分析顯示火星表面過去曾有許多水。部分火星表面的土壤含有硫和氯，可能是古代海水蒸發後留下的。硫元素集中在火星地層表面，因此可能的原因是地殼上層的硫酸鹽被水溶解後又向上漫溢到地表，這種現象在地球沙漠地區很常見。這些硫可能與鈉、鎂、鈣或鐵形成硫酸鹽或硫化鐵[10]。海盜號登陸器的火星地表樣本化學實驗結果顯示，火星表面礦物約有90%是富含鐵的黏土混合物；其中約10%是硫酸鎂（可能是硫酸鎂石）、5%是碳酸鹽（方解石）、5%是鐵氧化物（可能有赤鐵礦、磁鐵礦、針鐵礦）。這些礦物是典型的基性火成岩風化產物，是存在過水的證據[11]。硫酸鹽礦物內有結晶水，是水在古代曾經存在的證據；海盜2號發現相似礦物聚集的區域，由於海盜2號的位置更靠北，它拍攝到了火星冬季表面的霜凍。

火星全球探勘者號

 
熱輻射光譜儀數據繪製的子午線灣赤鐵礦分布圖。這些資料用於為機遇號選擇着陸點。赤鐵礦通常需存在水的環境下才形成。機遇號將在此登陸並尋找水的證據。

火星全球探勘者號的熱輻射光譜儀是用來偵測火星表面礦物成分的儀器。礦物成分提供了古代火星是否存在水的信息。熱輻射光譜儀調查了很大的範圍（約30000平方公里），發現在尼利槽溝有橄欖石。一般認為早期撞擊事件形成伊希地平原時，所造成的斷層暴露出了橄欖石。橄欖石可在許多種基性火成岩中發現；而水的侵蝕會使橄欖石變成其他礦物，例如針鐵礦、亞氯酸鹽、蒙脫石、磁赤鐵礦和赤鐵礦。橄欖石的發現是火星表面部分地區長期來極為乾燥的強力證據。在很多其它分布於北緯或南緯60度地區的露頭中也發現了橄欖石[12]。橄欖石已在火星隕石（輝玻無球隕石、輝橄無球隕石和純橄無球隕石）中被發現[13]。後續的研究發現，富含橄欖石的岩石在火星上覆蓋了超過11.3萬平方公里的表面，是夏威夷島五座火山面積的11倍[14]。

2006年12月6日，美國宇航局公布了兩張位於塞壬高地和半人馬山的隕石坑照片，似乎顯示1999年至2001年的某些時刻火星上存在液態水[15][16]。

數百條由液態水沖刷出的沖溝，被認為可能最近才形成。這些沖溝出現在陡峭的斜坡上，大部分位於特定的緯度地帶[17][18][19][20][21]。

以下是火星全球探勘者號拍攝的沖溝照片：

火星上的一些河道還顯示有表示持續流體流動的內河道，最著名的是納內迪谷；另外在尼爾格谷也發現了同樣的地貌特徵[17]。

 
月沼區納內迪谷底的內河道（靠近圖像頂部），表明水流存在的時間相當長。

火星上許多地區都發現了暗坡條紋（斜坡或陡坡上的暗黑條紋），如撞擊坑壁。暗坡條紋自水手號任務和海盜號任務來就開始被研究[22]。條紋剛開始時似乎較暗，之後隨着時間的推移逐漸變淡。它們通常起源於一個小窄點，然後擴大並向下延伸數百米。條紋似乎與任何特定材質層都沒有關聯，因為它們並非起始於同一斜坡高度。儘管很多條紋看起來非常暗，但實際上僅比周圍表面暗10%或不到。火星全球勘測者發現，在不到一年的時間裡，火星上已形成了新的條紋。

現已提出了多種看法來解釋這些條紋，一些涉及到水[23]，甚至生物體的生長[24][25]。現被普遍接受的解釋是，它們是一層覆蓋在較暗表面上的薄薄塵埃。一段時間後，明亮的塵埃會從火星表面脫落[26]，露出底下更暗的地表。

以下是火星全球探勘者號拍攝的暗坡條紋圖像：

火星部分地區出現倒轉地形；原因是在河床上的沉積物膠結在一起後，耐侵蝕力增強。之後該區域可能被掩埋，上層覆蓋物逐漸被侵蝕剝離後，以前的河床因耐侵蝕性而留下來。火星全球探勘者號發現了這類過程的證據[27]。火星表面許多區域都可發現倒轉地形，尤其是梅杜莎槽溝層[28]、宮本撞擊坑[29]和朱芬塔高原（Juventae Plateau）[30][31]

以下影像是其中一則示例：

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    火星全球探勘者號拍攝的朱芬塔峽谷附近的倒轉地形。這些溪流發源於山脊頂部，然後一起流動。

火星探路者

火星探路者發現了火星表面氣溫晝夜變化的規律。日出前氣溫最低（約 -78℃），中午剛過則氣溫最高（約 -8℃）。這些極端變化情況發生在地表附近，升溫和降溫的速度都很快。在這些地方，最高氣溫從未達到過水的冰點（0°C），所以火星探路者號確認登陸地點溫度太低，液態水不可能存在。但如果液態水含有各種鹽類的話就可能存在[32]。

每日表面氣壓的晝夜變化範圍約為0.2毫巴，但每天有兩個最低點和最高點。日平均氣壓從6.75毫巴降低至6.7毫巴，符合南極二氧化碳最大凝結量的時間。地球表面的氣壓一般接近1000毫巴，所以火星的氣壓非常低，火星探路者測得的氣壓不允許水和冰存在於表面。但如果冰被隔絕在土壤下，則可以持續很長時間[33]。

其他觀察結果與過去存在水的情況一致。火星探路者着陸點的一些岩石以地質學家稱之為「疊瓦」的方式斜靠在一起，據信，過去巨大的洪水將它們推離了水流方向；有些鵝卵石外觀圓潤，可能是在溪流中翻滾而成；部分地面較為堅硬，可能是流體所含礦物質產生的膠結作用[34]。

火星探路者號也發現雲和霧存在的證據[34]。

2001火星奧德賽號

2003年7月，在加州舉辦的一場研討會中，火星奧德賽號團隊公佈奧德賽號上的伽馬射線光譜儀（GRS）發現了大量水存在於火星廣大地區。火星表層下的水冰量可灌滿兩座密西根湖[35]。在火星南北緯55度至南北極之間的地表下貯藏有大量的水冰，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]。科學家相信有大量的水貯存在礦物結構內，例如黏土和硫酸鹽。紅外線光譜資料研究的結果顯示有少量的水因為化學或物理因素固定在礦物中[38][39]。海盜號着陸器在火星土壤中也發現少量因化學反應固定在礦物中的水[9]。一般相信，即使火星地表上層只含有少許水，水冰可能在數英尺下存在。有些區域，例如阿拉伯高地、亞馬遜區和埃律西昂區有大量的水[36][40]。根據探測資料分析顯示火星南半球可能有含冰地層結構[41]。火星兩極地區都有埋在地下的冰，但北極地區因為被季節性存在的乾冰覆蓋，無法看到地下的水冰。當取得完整探測資料後，火星北極已經進入冬季，二氧化碳凝結成乾冰覆蓋在水冰上方[35]。奧德賽號的儀器只能研究深度只有數公尺的土壤，因此火星可能有比我們所探測到更多的水。即使如此，奧德賽號在火星發現的水仍然相當大量。埋在火星土壤中的水含量可能可以淹沒火星0.5到1.5公里深[42]。

鳳凰號着陸器確定了火星奧德賽號先前的發現[43]。鳳凰號在火星表面底下數英吋深處發現了水冰，而且水冰至少8英吋深。當水冰暴露在火星大氣層表面時緩慢昇華。事實上，火星暴露在大氣層冰部份是因為鳳凰號的着陸火箭造成的[44]。

 
在鳳凰號下方往南方的登陸支架觀察，可看到暴露在表面的一些明亮斑塊。這些斑塊後來被證明是水冰。而這些水冰除了理論預測以外，在2001火星奧德賽號任務中也被偵測到。

數千幅奧德賽號拍攝的影像顯示火星曾經有大量水流在表面流動。有些影像顯示溪流的地形，其他影像中則找到可能在湖底沉積形成的地層，也找到三角洲地形[45]。

多年以來，許多研究人員相信火星的一些岩層下仍有冰川存在，因為岩石能隔熱，讓水冰能存在[46][47][48][49][50]。線形的沉積物是可能存在被岩石覆蓋的冰川其中一個證據；這些線形沉積物在一些河床底部被發現。沉積物的表面有脊狀和凹槽狀的物質，而這些物質在一些障礙物周圍轉向。有些地球上的冰川也有同樣的地形特徵；線形的沉積物底部可能和舌狀岩屑坡有關；後來火星快車號和火星偵察軌道器的透地雷達MARSIS和SHARAD證實該地區有大量的冰[49][50][51]。

以下影像是由2001火星奧德賽號上的熱輻射成像系統（THEMIS）拍攝的；這些影像內的地表特徵和液態水現在或過去曾經存在有密切關係[52]：

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    安夸庫谷影像中整個區域經被一層暗地層覆蓋，但現在只留下數個類似孤峰（Butte）的地形特徵。點選影像可見當地地層。這些地層也許是在古代的湖底沉積而成。
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    位於大瑟提斯區的火星谷。直線形的山脊可能是熔岩流過後形成的岩脈。
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    尼爾格谷存在可能是地下水侵蝕造成的地形特徵。尼爾格峽谷是熱輻射成像系統拍攝的眾多古河谷的其中一條。
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    尼爾格谷和烏斯缽谷相連處。圖像中盧基撞擊坑（Luki crater）的直徑為21公里。
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    尼爾格谷。
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    尼爾格谷近景圖像。
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    沃里戈谷附近的河谷，該分支河谷是水流曾經在火星表面存在的強力證據，而水流存在時的火星可能比現在溫暖許多。
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    阿瑞斯谷的侵蝕特徵－可能是因為流水侵蝕形成的流線型地形。
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    位於伊斯墨諾斯湖區的三角洲。
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    位於月沼區的三角洲
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    位於珍珠灣區的三角洲。
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    卡塞谷。
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    阿薩巴斯卡谷的影像中可見水流發源於科柏洛斯槽溝。注意影像中流線型島嶼顯示水流方向是往南。位於埃律西昂區。
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    門農區帕杜斯谷的近距離影像。
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    厄科深谷西側的河道。影像中細小的樹枝狀河床可能是因為水流流經該區域形成。位於科普剌塔斯區。
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    厄科深谷內一座桌山上的樹枝狀河道。影像寬度20 水手谷哩。位於科普剌塔斯區。
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    梅拉斯峽谷底部的樹枝狀河道。位於科普剌塔斯區。

火星表面有大片區域被冰塵混合物的厚實平坦地層所覆蓋[53][54]。這些富冰地層厚達數公尺，而且這些物質的沉積可以使火星表面變平坦；但在這些沉積地區表面卻出現類似籃球表面崎嶇不平的地表特徵。這些區域撞擊坑數量較少也表示這些區域相對年輕。

火星軌道和自轉軸傾斜角的變化使火星上水冰的分布有明顯變化。在一些時期水蒸氣離開兩極的冰冠進入大氣層，並在較低緯度區域回到火星表面變成霜或雪與土壤混合後沉積。火星大氣層有許多細沙顆粒，而且水蒸氣會附著在這些顆粒上造成沙粒變重而落到地表。當土壤表面的冰昇華成水蒸氣後就離開沙粒；留下的沙粒則有很好的隔熱效果，能保留更下層的冰[55]。

 

位於哈德里亞卡火山口附近的道谷被認為當熾熱的岩漿融化火星表面大量水冰時，曾容納了大量的融化水。影像上方在河道左側圓形凹陷的地區被認為是地下水侵蝕造成[56]。

有些大型河谷發源自混沌地形，這種地形的形成一般認為是因為大量的水從地下被釋放造成地表下陷。熱輻射成像儀拍攝的混沌地形如以下影像：

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    阿倫混沌地形的石塊顯示可能的水源。當大量的水流出時，地表塌陷形成混沌地形。這些大型時快可能還有一些水冰。位於歐克西亞沼區。
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    歐羅姆混沌地形中的巨大峽谷。點擊圖像可看到可能由最近期流出的水流沖刷形成的沖溝。在這一緯度很少出現沖溝。位於珍珠灣區。

鳳凰號火星探測器

鳳凰號探測器確定有大量的水冰存在於火星北半球[43]；這項發現在之前理論已經預測[57]，而且由2001火星奧德賽號上的儀器測定發現[37]。2008年6月19日，美國宇航局公布骰子大小的明亮物質在鳳凰號機械臂挖出來的「嘟嘟鳥─金鳳花」（Dodo-Goldilocks）溝槽經過4天後消失。這代表發現的亮塊很可能是曝露後昇華的水冰。即使乾冰在當時也被發現，昇華的速度也比觀測到的要快很多[58][59][60]。

2008年7月31日，美國宇航局公布鳳凰號在火星上發現了水冰的存在。在初始的樣本加熱循環中，熱與蒸發氣體分析儀（TEGA）在樣本溫度達到 0 °C 時偵測到水蒸氣[61]。 液態水無法在火星表面過低的氣壓存在，除非是在地勢最低的地方可以短暫存在[62][63]。

鳳凰號任務結束後，在科學期刊的一篇論文報告分析結果中提到鳳凰號在分析樣本中發現氯化物、碳酸氫鹽、鎂、鈉、鉀、鈣，可能還有硫酸鹽。高氯酸鹽 (ClO4) 這種強氧化劑也在火星土壤中被確認；這種化合物如果和水混和可以大幅降低水的冰點，和灑鹽在道路上將水冰融化是類似機制。也許高氯酸鹽現在還有少量存在於火星的液態水中。沖溝地形在火星一些區域相當常見的原因可能就是因為高氯酸鹽使水冰融化在陡坡上造成侵蝕[64]。

此外，2008年至2009年初一張鳳凰號著陸支架照片上的一個「斑點」引起許多爭論；許多人認為那可能是水滴或一塊霜[65]。因為計畫團隊內對於那是什麼東西並無共識，因此並未在美國宇航局任何新聞發佈記者會上公開[65]。其中一位科學家認為是鳳凰號在登陸時保持平衡的鹽水袋被推進器潑濺到著陸支架上。鹽份可能被火星大氣層中的水蒸氣吸收，這也許可以解釋鹽水如何在前44個火星日中，溫度逐漸下降的狀況下逐漸蒸發[66][67]。有些影像甚至顯示一些水滴變暗之後移動和合併，這是那些黑點是液體的強力物理性證據[68]。

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    骰子大小的明亮物質在擴大的「嘟嘟鳥─金鳳花」（Dodo-Goldilocks）溝槽經過4天後消失。這表示水冰曝露後昇華[58]。
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    彩色影像顯示冰的昇華；左下角已被擴大的溝槽影像被放大，在右上角顯示。

鳳凰號視野可及之處是一片大平原，不過該平原上有許多直徑2到3公尺的多邊形構造，每個多邊型之間的邊界是深度20至50公分深的溝槽。這樣地形的由來是因為土壤中的水冰因為溫度熱漲冷縮造成。

鳳凰號上的顯微鏡觀測到火星表面多邊形地區的土壤是由平面狀（可能是一種黏土）和球型顆粒組成。黏土是某些種類礦物和水產生反應後的產物；所以找到黏土就可以證明火星表面曾經有水的存在[69]。目前所發現水冰在火星地表多邊形的中央區域可在地表下數英吋被發現；沿著多邊形的邊緣則至少要在8英吋深以下。當水冰暴露在火星大氣層時，將會緩慢昇華[70]。

火星上的雪被發現是從火星大氣層中的卷雲落下。這些卷雲是在大約-65°C的溫度下形成，因此這些卷雲由水冰形成的可能性遠大於乾冰，因為形成乾冰的溫度要-120°C。這次任務的結果顯示，水冰（雪）被認為在任務之後不久會沉積在降落地點[71]。鳳凰號任務期間測量到的最高溫是-19.6°C，最低溫則是-97.7°C；因此，在該區域的氣溫長期保持在遠低於水的冰點（0°C）以下；而且鳳凰號任務期間是火星北半球的夏季[72]。

鳳凰號任務的資料判讀結果在科學上發表。在資料中顯示，鳳凰號的登陸地點在不久之前的過去曾經是溫暖潮濕的。火星土壤中發現碳酸鈣讓科學家相信鳳凰號登陸地點曾經是潮濕的區域。在季節或時間較長的日夜週期中，液態水在火星表面可能是一層薄膜。火星自轉軸傾斜角的變化程度遠比地球大；因此在火星上多次的潮濕氣候是可能的[73]。鳳凰號的探測資料也確定高氯酸鹽的存在。高氯酸鹽在火星土壤中的比例約千分之幾左右。在地球上高氯酸鹽是某些細菌的食物[74]。另一份論文則宣稱，之前偵測到的雪可能造成水冰的累積。

火星探測漫遊者

勇氣號和機遇號火星探測車找到許多火星古代有水的證據。這兩輛探測車原設計壽命僅三個月，但六年多後仍在繼續運行。2006年，勇氣號被困在一座沙坑裡，2011年，美國宇航局正式與該火星車斷開；而機遇號則是在2018年6月10日才與美國宇航局失去聯繫，其任務於2019年2月13日宣布完成。

勇氣號原本預期降落在一座大型湖床上。但實際探測發現湖床已被岩漿流覆蓋，讓古代的水流證據難以被觀測到。當任務繼續執行，探測車找到許多過去水流的線索。

2004年3月5日，美國宇航局宣布勇氣號在一塊被稱為「漢弗萊」（Humphrey）的岩石中發現了火星上有水的跡象。聖路易斯華盛頓大學地球與行星科學系主任，雷蒙·阿維森（Raymond Arvidson）在美國宇航局記者會宣布：「如果我們在地球上找到這塊岩石，我們會認為這塊火山岩被水流短距離移動過」。另一輛探測車機遇號找到的岩石則是由岩漿組成，這塊岩石有一些明亮的礦物，可能是結晶的礦物在裂縫中。假如這是正確的，這些礦物最可能是形成後被帶入岩石或在較大岩石與水作用後被水溶解[75]。

2007年12月當勇氣號拖著損壞的後輪行駛時，該損壞的車輪在火星表土刮出痕跡，顯示一小塊被視為火星曾有適合古代微生物環境的證據。這個特徵類似地球上從溫泉流出的水或水蒸氣與火山岩反應的產物，在地球上這類地區通常是大量微生物聚集的地方。探測車計畫首席科學家史蒂夫·斯奎爾斯（Steve Squyres）在美國地球物理聯盟（AGU）的一場會議說：「我們對於這個發現相當興奮」。這個區域有大量的二氧化矽－玻璃的主成分。研究人員總結這些明亮的礦物的形成有兩個可能原因：第一個是溫泉沉積物造成，當水在一處溶解二氧化矽後帶到另一處沉積（如間歇泉）。第二個是酸性水經由岩石縫隙上升，剝去岩石的組成礦物，留下二氧化矽。斯奎爾斯對BBC解釋說：「最重要的是，無論它是否是一種假設，這暗示對於古代火星的適居性是大同小異」。溫泉提供可以使微生物孳生的環境，而且二氧化矽沉積物可以封存和保留這些微生物。斯奎爾斯又說：「你可以去地球上的溫泉和火山噴氣孔；這些地方都充滿微生物」[76][77]。

機會號則是被操縱行駛到一處被軌道器探測出有大量赤鐵礦的地區；赤鐵礦的形成經常是因為水。當機會號降落在這些沉積岩上，發現到許多可容易被觀測到的赤鐵礦小球。在這幾年觀測中，機會號傳回大量火星古代可能有廣大面積被液態水淹沒的證據。

在2006年3月一個新聞記者會上，科學家們討論關於火星岩床和液態水的證據。他們提出以下原因來解釋岩石中一些經過磨損後可見的小而長的空洞（見以下最後兩個圖）[78]：這些空洞可能是所謂的「晶洞」。晶洞的形成是因為岩石基質內的結晶因為侵蝕作用而被移除留下。影像內的部分盤狀特徵內有某些種類的礦物，尤其是硫酸鹽類。此外，任務成員還公開第一張由穆斯堡爾譜儀觀測岩床資料的光譜。從酋長岩的鐵光譜中發現黃鉀鐵礬。這種礦物含有氫氧化物離子，這指出當礦物形成時水是存在的。小型熱輻射光譜儀（Mini-TES）觀測酋長岩的資料發現大量含有水的硫酸鹽類。

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    岩石露頭的特寫影像。
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    並非互相平行的薄岩層。
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    岩石磨損工具鑽出的洞。
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    岩石內的空洞或晶洞。

火星偵察軌道器

 
維爾諾撞擊坑的泉水，高分辨率成像科學設備拍攝，位於歐克西亞沼區。這些泉水可能是尋找火星古代生命存在的證據，因為溫泉可以長時間保留生命的證據。

火星偵察軌道器的高解析度成像科學設備（HiRISE）拍攝許多照片，這些照片提供火星表面曾有大量液態水流動的證據。一個主要發現就是找到溫泉的證據。溫泉可能維持火星上的生命，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》的論文提到水手號峽谷周邊地區有長期維持降水的強力證據[79][80]。這區域的礦物形成都和水有關。同樣的，大量的小支流也指出有大量的降水，因為在地球上相同氣候條件的區域也出現類似地理特徵。

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    高分辨率成像科學設備拍攝的伊烏斯峽谷邊緣的河道。河道的特徵和該區高密度的分布是降水的水源。位於科普剌塔斯區。
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    高分辨率成像科學設備拍攝的坎多爾高原（Candor plateau）河道，位於科普剌塔斯區。點選影像可看到許多小的分支河道，這些河道是支持降水的強力證據。

火星有些地方出現倒轉地形。在這些地方，河床的位置是比周圍高的，而非形成峽谷。這些倒轉的河道可能是因為大岩石的沉積或是鬆散物質凝結。在以上兩種情況下周圍區域的侵蝕將會形成遠離舊河道的山脊，可以增強對侵蝕的抵抗。以下由高分辨率成像科學設備拍攝的影像顯示舊河道翻轉成彎曲的山脊[81]。

在一篇2010年出版的論文，有許多科學家贊同在宮本撞擊坑尋找生命，因為倒轉的河道和礦物是以前水曾經存在的證據[82][31]。

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    安東尼亞第撞擊坑內的倒轉河道。位於大瑟提斯區。
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    朱芬塔峽谷附近的倒轉河道，這些河道曾經是一般的河道。比例尺500公尺。位於科普剌塔斯區。
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    宮本撞擊坑內的倒轉河道，位於珍珠灣區。比例尺500公尺。
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    有許多支流的倒轉河道，位於大瑟提斯區。

研究人員利用來自火星全球探勘者號、2001火星奧德賽號和火星偵察軌道器資料找到分布很廣的氯化物鹽類礦物。氯化物通常是溶液溶解礦物最後的產物。以下一張影像顯示在法厄同區一些沉積物的狀態。這些證據表示這些沉積物是富含礦物的水蒸發後留下的。湖泊可能在火星表面大範圍存在。碳酸鹽、硫酸鹽和二氧化矽會在蒸發前先沉澱。硫酸鹽和二氧化矽已被火星探測車發現。氯化物鹽類存在的地區可能曾經有許多種生命形式。因此，這樣的區域可能保存遠古火星生命的遺跡[83]。

 
氯酸鹽類的沉積物是水存在的證據，位於法厄同區，高分辨率成像科學設備拍攝。

火星上許多地方的岩石多有明顯地層構造，哥倫布撞擊坑是其中一座有地層構造的撞擊坑。火山、風或水等許多地質作用會讓岩石出現分層構造[84]。火星許多地方的岩石都有地層構造。科學家對於在火星上找到因為大量水流而形成的地層構造相當興奮。

有時候岩石各層會有不同顏色。火星上的淺色調岩石形成原因跟水合礦物，如硫酸鹽有關。機會號以數個儀器仔細觀察這樣的岩層。有些岩層可能是由細顆粒土壤形成，因為這些岩石似乎會分裂成細顆粒塵埃；相對的，分裂成大塊岩石的地層則可能明顯較堅硬，而這些岩層可能是由玄武岩構成。玄武岩在火星各地都可被發現。軌道探測器上的儀器在一些岩層發現黏土（頁矽酸鹽）[85][86]。科學家對於發現水合礦物和黏土相當興奮，因為這些都是和水有關的礦物[87]。黏土和其他水合礦物存在的地方可能是適合尋找生命存在證據的地方[88]。

以下由高分辨率成像科學設備拍攝的影像是許多火星表面地層的例子。

火星表面有很大面積的區域覆蓋着一層可能是水冰和塵埃的混合物[89]。這層數公尺厚，富含水冰的沉積層使火星表面變平坦，但這些區域仍然有類似籃球表面的粗糙地表構造。因為這些區域很少撞擊坑，是相對年輕的區域。以下由高分辨率成像科學設備拍攝的影像可見這類區域的各種狀態。

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    有富含水冰層基層覆蓋的尼日谷，是這一緯度的典型地表特徵。V 形地表特徵是因為含冰物質移動造成。位於希臘區。
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    法厄同區亞特蘭提斯混沌地形，這兩幅圖像的原始影像是兩個不同的區域，且不同比例。
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    諾亞區地層狀況。

火星軌道和自轉傾角的變化造成水冰分布出現明顯變化，這相當於從極區到相當於美國德克薩斯州的緯度。在一些時期水蒸氣會從極區離開進入大氣層；並在比較低緯度地區變成霜或雪後和泥沙混合沉積。火星大氣層有大量的細顆粒塵埃，在水蒸氣凝結在這些顆粒後因為重量而下沉到地面。當水冰從淺地層進入大氣，將會留下泥沙，這些留下的泥砂能阻隔剩餘的冰阻止冰的昇華[55]。

HiRISE 拍攝許多可能是水流在近年造成的沖溝；許多衝溝被多次拍攝以觀察是否有發生變化。部分科學家認為部分發生變化的沖溝，可能是這幾年中液態水所造成[90]，但也有許多人認為可能是乾沙流所導致[91]。這些都是由火星全球探勘者號首先發現。

其他理論認為這些沖溝或河道的形成是因為風的侵蝕[92]、液態二氧化碳[93]或液態甲烷[94]。

以下影像是高分辨率成像科學設備拍攝的數百個被研究過的山溝的影像。

海盜號軌道器拍攝到峭壁周圍有許多堆疊起來的物質長期以來一直讓科學家感興趣；這些岩石碎片的沉積物被稱為舌狀岩屑坡（LDAs）。這類地形是向外突起，並且有從懸崖或陡坡起源的緩坡地形；這代表流動是從陡峭的懸崖開始。此外，舌狀岩屑坡可以看到類似地球上岩流（石冰川）造成的地表線理[5]。最近研究人員分析火星偵察軌道器的淺地層雷達（SHARAD）觀測資料，發現強力證據顯示，在希臘平原和北半球中緯度的蛇狀岩屑坡是覆蓋有薄岩石的冰川。火星偵查軌道器的雷達接收到來自舌狀岩屑坡頂部和底部的強烈反射坡，代表純水冰造成LDA形成的阻礙（在兩個反射波之間）[51][95]。根據鳳凰號的實驗和火星奧德賽號的觀測資料，我們現在知道水冰可以在火星高緯度區域地表下存在。在舌狀岩屑坡發現水冰代表水甚至可以在低緯度下存在；未來的火星殖民可以直接向下挖冰而不用到高緯度取水冰。而且舌狀岩屑坡底下水冰的優勢是很容易使用軌道器發現與測繪其位置。舌狀岩屑坡在北緯38.2°的佛勒格拉山找到；而鳳凰號降落的地點是北緯68°，所以在舌狀岩屑坡發現水冰大幅增加人類未來在火星居住的可能性[96]。探測器在火星赤道附近降落遠比在極區降落容易，所以人類未來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學設備拍攝的舌狀岩屑坡示例：

  •  
    佛勒格拉山的舌狀岩屑坡，位於刻布壬尼亞區。這個岩屑坡極有可能是表面覆蓋一層岩石碎片的水冰，未來火星殖民可做為水的來源。比例尺是500公尺。
  •  
    希臘區舌狀岩屑坡表面特寫影像，注意這些線條在地球上的岩流中相當常見。
  •  
    阿卡迪亞區沿山坡的舌狀岩屑坡。
  •  
    舌狀岩屑坡起源地。注意影像中的條紋，這些條紋指出運動方向。位於伊斯墨諾斯區。
 
明亮區域是被撞擊後暴露出來的水冰。這些冰是由火星偵察軌道器上的小型偵察影像頻譜儀所確定，拍攝位置為刻布瑞尼亞區。

2009年9月在科學期刊上的一篇論文報告一些火星表面的新撞擊坑暴露高純度的水冰[97]；在這之後冰就昇華進大氣層。這些冰存在於只有數英呎深處。這些冰是使用火星偵察軌道器上的火星專用小型偵察影像頻譜儀（CRISM）確定的。 這些冰其中3處是在刻布瑞尼亞區被找到；分別是：北緯55.57°, 東經150.62°; 北緯43.28°,東經176.9° 和北緯45°,東經164.5°。另外2處則是在狄阿克里亞區：北緯46.7°, 東經176.8° 和北緯46.33°, 東經176.9° E[98][99][100]。這個發現顯示未來火星殖民可以從許多地方取得水源；這些冰可以挖出後溶化，再電解成氫和氧作為火箭燃料之用。

好奇號

2012年，美國宇航局的好奇號火星車發現了一道古河床的確鑿證據[101]，火星車發現了由沙粒和沙礫構成的礫岩。在研究了這些岩石照片後，科學家得出結論，組成礫岩的鵝卵石形狀和大小表明，在數十億年前可能被水侵蝕過。用於尋找現有水道證據的衛星照片曾指示這些水道可能代表流水，但沒有證明這一點，好奇號的發現將是支持這些衛星圖像的首個可靠的主要證據。   好奇號上搭載了一部「火星車環境監測站」（REMS）儀器。利用火星車環境監測站的數據，科學家們可在2015年證明火星上存在液態水的條件。根據這些結論，火星地表中的鹽可以吸收環境中的水蒸氣。 這一研究也由主要作者發表在Nature Geoscience （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） with Javier Martín-Torres, Professor of Atmospheric Science at Luleå 科技大學 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）。

另請參閱

參考文獻

  1. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2011-06-05）. 
  2. ^ http:history.nasa.gov/SP-441/ch4.htm
  3. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2012-03-24）. 
  4. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於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. （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） Times Online. Retrieved on March 17, 2007
  16. ^ Mars photo evidence shows recently running water. （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2010-09-12）. 
  21. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2011-06-07）. 
  22. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2010-11-11）. 
  23. ^ http://www.space.com/scienceastronomy/streaks_mars_021200.html
  24. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於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 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
  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 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, 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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2012-12-05）. 
  48. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） /releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise
  56. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於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 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） - 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]. （原始內容存檔於2008-06-27）. 
  60. ^ Confirmation of Water on Mars. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2008-07-01）. 
  61. ^ Johnson, John. There's water on Mars, NASA confirms. Los Angeles Times. 2008-08-01 [2008-08-01]. （原始內容存檔於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, （原始內容 (PDF)存檔於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, （原始內容存檔於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? （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, 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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2009-07-04）. 
  75. ^ Mars Exploration Rover Mission: Press Releases. [2010-03-30]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2007-12-13）. 
  78. ^ Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet. [2006-07-08]. （原始內容存檔於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 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）.
  81. ^ 存档副本. [2013-03-17]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2017-08-08）. 
  85. ^ http://www.jhu.edu/~gazette/21jul08/21wetmars.html[失效連結]
  86. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2011-06-06）. 
  87. ^ 存档副本. [2010-03-30]. （原始內容存檔於2009-09-30）. 
  88. ^ [htp://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_004046_2080 存档副本]. [2021-10-09]. （原始內容存檔於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. ^ 引用錯誤：沒有為名為ReadandLewis的參考文獻提供內容
  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]. （原始內容存檔於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]. （原始內容存檔於2009-10-26）. 
  100. ^ http://nasa.gov/mission/MRO/news/mro20090924.html[永久失效連結]
  101. ^ Mars images 'show old streambed'. BBC News. September 27, 2012 [2021-10-09]. （原始內容存檔於2021-11-07）. 
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